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はくちょう座X領域

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』
曖昧さ回避 この項目では、はくちょう座X領域について説明しています。ブラックホールと恒星から成るX線天体については「はくちょう座X-1」をご覧ください。
はくちょう座X領域
Cygnus X Region
スピッツァー宇宙望遠鏡が撮影した「はくちょう座X領域」
スピッツァー宇宙望遠鏡が撮影した「はくちょう座X領域」
星座 はくちょう座
発見
発見日 1952年[1]
発見者 ジャック・ピディントン
ハリー・クライブ・ミネット[1]
位置
赤経 (RA, α)  20h 30m 04.7973633s[2]
赤緯 (Dec, δ) 40° 51′ 36.002197″[2]
距離 4,600光年
(1.4 キロパーセク)
はくちょう座X領域の中心部（赤丸）
比較的大きな黒点のαがデネブ、γがγ星
■Template （■ノート ■解説） ■Project

はくちょう座X領域（英: Cygnus X Region, Cygnus-X）は、はくちょう座の方向に太陽系から約4,600光年（1.4 キロパーセク）離れた場所に位置する巨大な星形成領域である[3][4]。1950年代に強力な電波源として発見された[5]。暗黒星雲である北の石炭袋（英語版）の背後に位置するため、可視光以外の電磁波（例えば赤外線）での観測が適している[3]。

概要

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1952年、物理学者のジャック・ピディントン（英語版）とハリー・クライブ・ミネット（英語版）は、はくちょう座の方向に二つの電波源を観測したことを発表[1]。一方は既に知られていたはくちょう座A（英語版）であり、もう一方を広がりは限定的だが拡散した電波源である「はくちょう座X」と名付けた[1][3]。その後、多くの電波サーベイがおこなわれ、HII領域や超新星残骸が検出された[3]。2011年、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡の観測によって、この領域内でのガンマ線放射が明らかになった[5]。その後、欧州宇宙機関（ESA）のハーシェル宇宙望遠鏡が赤外線で鮮明にとらえ、その画像が2012年5月10日に公開された[6]。また、NASAのスピッツァー宇宙望遠鏡による赤外線観測によってこの地域の詳細な構造が明らかになっている。

2等星のγ星を含むおよそ7°×7°の領域（ちょうど北の石炭袋の背後）に広がる銀河系内で最大級の、星形成がおこなわれている分子雲の複合体であり、太陽クラスの約200万個分の物質を含む[4][5][7]。この領域は、北部領域と南部領域に分けられ、北部領域は塵とガスによるフィラメント状の構造を持ち、DR21やW75Nなどの代表的な星形成領域を含む[3][4][8]。2019年には、野辺山宇宙電波観測所にて日本の研究チームにより、一酸化炭素の同位体C18Oの観測から174個もの分子雲コアが検出された[9][10]。

多くの大質量星が誕生する場であり、原始星の他にもウォルフ・ライエ星やO型主系列星、OBアソシエーションなどが見られる[7][11]。中心付近に位置するOBアソシエーションが、最も活発な星形成がおこなわれているはくちょう座OB2アソシエーション（英語版）[注 1]であり、はくちょう座OB2-12やBD+40°4210（英語版）など少なくとも200個のOB型星を含む[11]。OB2の隣にははくちょう座OB9アソシエーション（英語版）[注 2]が存在し、OB2やOB1とともに、周辺の二次的な星形成を誘発し、紫外線放射によりいくつものHII領域を形成・発展させている[3]。直径はおよそ200パーセク（650光年）、総質量は 太陽のおよそ数×106 倍である[3][11][注 3]。

画像

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脚注

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注釈

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  1. ^ はくちょう座OB2星団とも呼ばれる[12]。
  2. ^ はくちょう座OB9星団とも呼ばれる。
  3. ^ Schneider et al.(2006)は、具体的に3×106M☉という値を算出した[3]。

出典

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  1. ^ a b c d Piddington, J. H.; Minnett, H. C. (1952). “Radio-Frequency Radiation from the Constellation of Cygnus”. Australian Journal of Scientific Research 5: 17-20. Bibcode: 1952AuSRA...5...17P. doi:10.1071/CH9520017. 
  2. ^ a b “Cyg X”. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. 2025年8月31日閲覧.
  3. ^ a b c d e f g h Schneider, N. et al. (2006). “A new view of the Cygnus X region. KOSMA 13CO 2 to 1, 3 to 2, and 12CO 3 to 2 imaging”. Astronomy and Astrophysics 458 (3): 855-871. Bibcode: 2006A&A...458..855S. doi:10.1051/0004-6361:20065088. 
  4. ^ a b c Murase, Takeru et al. (2023). “Multilognormal density structure in Cygnus-X molecular clouds: a fitting for N-PDF without power law”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 523 (1): 1373–1387. doi:10.1093/mnras/stad1451. 
  5. ^ a b c “はくちょう座X領域、赤外線で観測”. ナショナルジオグラフィック日本版. 日経ナショナルジオグラフィック社 (2011年12月2日). 2025年7月26日閲覧。
  6. ^ “巨星が次々と誕生、はくちょう座X領域”. ナショナルジオグラフィック日本版. 日経ナショナルジオグラフィック社 (2012年5月14日). 2025年7月26日閲覧。
  7. ^ a b Beerer, I. M. et al. (2010). “A Spitzer View of Star Formation in the Cygnus X North Complex”. The Astrophysical Journal 720 (1): 679-693. arXiv:arXiv:1007.2112. Bibcode: 2010ApJ...720..679B. doi:10.1088/0004-637X/720/1/679. 
  8. ^ “野辺山 45 m Cygnus-X CO サーベイ 1 DR21/W75N 領域における分子雲衝突による星形成トリガーの可能性”. 日本天文学会2017年春季年会 (2017年). 2025年8月31日閲覧。
  9. ^ Takekoshi, Tatsuya et al. (2019). “Nobeyama 45 m Cygnus-X CO Survey. II. Physical Properties of C^18O Clumps”. The Astrophysical Journal 883 (2). arXiv:arXiv:1907.12776. Bibcode: 2019ApJ...883..156T. doi:10.3847/1538-4357/ab3a55. 
  10. ^ “天の川銀河最大級の星のゆりかごで見つかった多数の分子雲コア”. AstroArts (2019年11月26日). 2025年8月31日閲覧。
  11. ^ a b c “What is the Cygnus-X Region?”. lweb.cfa.harvard.edu. Center for Astrophysics Harvard & Smithsonian. 2025年7月26日閲覧。
  12. ^ “星形成領域、はくちょう座OB2星団”. ナショナルジオグラフィック（日本語版） (2012年11月16日). 2025年8月31日閲覧。

関連項目

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