クエリ: ハービッグ・ハロー天体はいつ発見された?
文章: しかしその後、おうし座T星は非常に若い変光星であることが明らかになり、後におうし座T型星として知られる同様の天体の典型例であることが分かった。彼はリック天文台の36インチ屈折望遠鏡を使っておうし座T星を観測している時に、星のそばに小さな星雲状の領域があることに気づいた。ハービッグ・ハロー天体 最初のハービッグ・ハロー天体は19世紀終わりにバーナムによって観測された。おうし座T型星は星の中心部で重力収縮と原子核反応によるエネルギー生成とがまだ釣り合いに達していない段階の星である。しかしこの天体は単なる輝線星雲として分類され、後にバーナムの星雲 (Burnham's Nebula) として知られるようになったものの、従来の輝線星雲と別種の天体であるとは認識されなかった。
文章: バウショック バウショックはハービッグ・ハロー天体の共通の特徴でもあり、そこではかなり強く同じ方向を向いたガスと塵の恒星風が星間物質と相互作用し、可視光の波長で見られる明るいバウショックを形成している。 文章: 天文学史 望遠鏡の発明とニュートン力学の成立が18世紀から19世紀にかけての天文学の発展の原動力となった。例として、1727年には光行差、1838年には年周視差が発見され、地動説が観測的に証明された。イギリスのハーシェルは妹カロラインともに望遠鏡を制作。1781年には天王星を発見し、1800年頃には赤外線放射を発見した。天王星の運動のずれから計算によって新たな惑星の位置が予言され、その予言の通り1846年に海王星が発見された。19世紀中期には分光学が興り、それまで単に望遠鏡で天体の位置・形状・明るさを観測するだけだった天文学に、天体からの光を分光してスペクトルを観測するという画期的手法がもたらされた。スペクトルを観測すると、天体に含まれる元素についての情報を得ることができる。また、天体のスペクトルを実験室でのスペクトルと比較することで、ドップラー効果によるスペクトルのずれが分かり、その天体が持つ速度に関する情報を得ることができる。このように天文学に分光学の手法が取り入れられることによって、天文学から天体物理学という分野が派生・発展するようになった。なお、太陽系は星雲から生成されたというカント・ラプラスの星雲説で有名なイマヌエル・カント、惑星軌道論でニュートン批判を行なったゲオルク・ヴィルヘルム・フリードリヒ・ヘーゲルなど有名哲学者は初期には理論天文学論文を執筆していた。 文章: ジョージ・ハービッグ ジョージ・ハワード・ハービッグ(George Howard Herbig、1920年1月2日 - 2013年10月12日) はアメリカ合衆国の天文学者である。ギイェルモ・アロと独立してハービッグ・ハロー天体と呼ばれる星の誕生期の天体を発見した。 文章: ハービッグ・ハロー天体 ハービッグ・ハロー天体[1](ハービッグハローてんたい、Herbig-Haro object[1]、HH object[2]、HH天体[2])とは新しく生まれた恒星に付随する星雲状の小領域で、若い星から放出されたガスが数百km/sの速度で周辺のガスや塵の雲と衝突して作られるものである。ハービッグ・ハロー天体は星形成領域にはしばしば見られる天体で、一つの恒星の自転軸に沿って複数個が存在する場合も多い。 文章: 桜井天体 1996年2月23日に送付された国際天文学連合の会報は、アマチュア天文学者の櫻井幸夫が11.4等級の「進みの遅い新星の可能性がある天体」(“possible ’slow’ nova”)を発見したことを報じた。日本人天文学者の中野主一がこの発見を報告し、この天体が1993年の画像でも1931年から1950年のハーバード・スミソニアン天体物理学センターの記録でも見られないにも関わらず、前年よりわずかだけ明るくなっていることが関心を集めた。中野は「共生新星の爆発で増光の翌年に輝線が消失するのは非常に珍しい」と書いた。 文章: ハービッグ・ハロー天体 クラス 0 の天体は年齢がわずか数千年で、まだ中心部で核融合反応が始まっていない。その代わりに星の物質が中心に向かって収縮する際に放出される重力ポテンシャルエネルギーのみによって輝いている [13]。クラス I 天体は中心核で核融合反応は始まっているが、ガスや塵が星周円盤から星に向かってまだ降着している段階の星である。この段階の星は一般に濃い塵とガスの雲にまだ囲まれており、星から放射される光を全て隠しているため、赤外線や電波の波長でしか観測できない。クラス II 天体ではガスや塵の降着はほぼ終了しているが、まだ星周円盤に取り囲まれている。クラス III 天体は降着円盤の痕跡のみが残っているものである。 文章: ハービッグ・ハロー天体 バーナムの発見から50年後、同じような星雲がいくつか発見された。これらは非常に小さくほとんど星のようにしか見えない天体だった。1951年、ハービッグはリック天文台の90cmクロスリー望遠鏡を用いて1946年と1947年に撮影されたオリオン座の散光星雲 NGC 1999 の写真乾板から星雲状に見える奇妙な天体を3個発見し、そのうちの明るい2個について分光観測を行った [3]。翌1952年にはアロも論文を発表し、ハービッグの発見した天体を1950年にアロも独立発見していたこと、同様の天体を新たに4個発見しており、これらの天体は全て赤外線の波長では見えないことを指摘した [4]。彼らが発見した天体のうち、ハービッグが最初に分光観測を行った2個の明るい天体は現在では HH 1 と HH 2 というカタログ番号が付けられている。また、ハービッグはバーナムの星雲の観測も行い、この星雲が水素・硫黄・酸素の強い輝線を持つ変わったスペクトルを持っていることを発見した [5]。 文章: ハービッグ・ハロー天体 親星からのジェットの放出は持続的な流れというよりもむしろ間欠的に起こることが多い。このような物質放出のパルスによって同じ方向に異なる速度で運動するジェットが作られることがあり、これら速度が異なるジェット間の相互作用によっていわゆる "working surface" と呼ばれる構造が作られる。この面ではガス流の衝突によって衝撃波面が形成されている。 文章: しし座A しし座Aまたはしし座III (Leo A or Leo III) は、局部銀河群に属する矮小不規則銀河。1942年にフリッツ・ツビッキーによって発見された。太陽系からの距離は約225万光年。質量は太陽の8000万 ± 2700万倍で、その約80%は未知のダークマターが占めると考えられている。矮小不規則銀河として、ハロー構造が初めて発見された銀河でもある。 文章: 惑星の定義 冥王星の軌道はこの帯の中に位置していたため、その惑星としての地位には疑問が投げかけられた。多くの科学者が、ちょうど1世紀前にケレスがそうであったように、冥王星は小惑星として再分類されるべきだと結論付けた。カリフォルニア工科大学のマイケル・ブラウンは、「惑星」という言葉は「太陽系において同じ軌道を持つ他の天体全ての質量の合計より大きい天体」と定義され直すべきだと主張した。この質量より小さい天体は小惑星と分類される。1999年、ハーバード大学小惑星センターのブライアン・マースデンは、冥王星は惑星としての正式な地位を保ち続けると同時に、小惑星番号10000が与えられるべきであると主張した。冥王星が「降格」するのではないかという憶測は大衆の混乱を招き、国際天文学連合は、現時点で冥王星を惑星のリストから外すという提案はないと明言した。しかしクワオアーやセドナのような、冥王星の質量に迫るようないくつかの太陽系外縁天体の発見によって、冥王星は太陽系外縁天体の中で例外的なものであるという論調は根拠を失っていった。さらに2005年7月29日、マイケル・ブラウンらは冥王星より大きいと確認された太陽系外縁天体を発見し、エリスと名付けたと発表した。 文章: 原始惑星状星雲 原始惑星状星雲の段階では、水素の球殻状燃焼によって外層が吹き飛ばされ、中心星の実効温度は上昇を続ける。この段階では中心星の温度はまだ十分に高くないために、AGB星段階でゆっくりと放出された星周物質が電離されることはない。しかし、中心星は両極方向に高速の恒星風を放出し始め、星周物質はこれに押し流されるようにして広がっていく。1998年から2001年にかけて行われた高解像度観測では、原始惑星状星雲の進化がその後の惑星状星雲の形状決定に大きな役割を果たしていることが明らかにされた。AGB星の外層が失われると、星雲全体は球対称なものから軸対称な形に変化していく。両極方向に伸びた、ハービッグ・ハロー天体のような衝撃波面が観測されることもある。これらの形状は、形成初期の原始惑星状星雲で見られる。 文章: ハレー彗星 1909年9月11日、マックス・ヴォルフがケーニヒスツール天文台の72cmF3.9望遠鏡にて写真撮影で検出し、1909年9月15日にヤーキス天文台で実視観測された。コーエルとアンドリュー・クロンメリンが出した予報の近日点通過誤差は+3.03日であった。 文章: ハービッグ・ハロー天体 最近の研究では、ハービッグ・ハロー天体の親星の約80%が連星もしくは多重連星であることが分かっている。この割合は主系列にある低質量星が連星である割合に比べると非常に高い。このことは、連星系が HH 天体の元となるようなジェットを生み出しやすいことを示している可能性がある。また、多重連星系が分解する際に最も大きな物質放出が起こることを示唆する証拠も見つかっている。しかし現在では、ほとんどの恒星は多重連星系として誕生するものの、大部分の星は主系列に達する前に近くの星や高密度のガス雲との重力相互作用によって分解されるために HH 天体の親星は連星の割合が大きいのだと考えられている [14]。 文章: エンケラドゥス (衛星) エンケラドゥスは1789年8月28日にウィリアム・ハーシェルによって発見された。観測には彼の 1.2 メートル口径の望遠鏡が用いられており、これは当時としては世界最大の望遠鏡であった[6]。エンケラドゥスは見かけの明るさが暗く、また土星とその環に近いため、小さい望遠鏡では地球から観測するのが難しい。ボイジャーによる接近観測が行われるまでは、点としての画像しか捉えられておらず、その詳細な性質はよく分かっていなかった。質量、密度、アルベドは推測値に過ぎず、軌道特性が判明しているのみであった。 文章: ハービッグ・ハロー天体 ハービッグ・ハロー天体を生み出す恒星は全て非常に若い星である。最も若いものではガス円盤から誕生したばかりの原始星の段階にあるものもある。研究者はこれらの親星を、赤外線放射の強度によって 0,I,II,III の各クラスに分類している [12]。赤外線を多く放射している星は、星の周囲に放射を冷却する物質がより多く取り巻いていることを示唆しており、従ってまだ星に向かって物質が集積している段階にあることを示す。クラス 0 という分類が存在するのは、クラスI,II,III の定義を定めた後でさらに若いクラス 0 の星が発見されたためである。