オメガケンタウリ

オメガケンタウリ
球状星団オメガケンタウリ
観測データ（J2000エポック）
クラス8 [ 1 ]
星座ケンタウルス
赤経13時間26分47.28秒[ 2 ]
赤緯−47° 28′ 46.1″ [ 2 ]
距離15.8 ± 1.1  kly (4.84 ± 0.34  kpc ) [ 3 ]
見かけの等級（V）3.9 [ 4 ]
見かけの寸法（V）36′.3 [ 5 ]
身体的特徴
質量(4.05 ± 0.1) × 10 6 [ 6 ]  M ☉
半径86 ± 6 光年[ 7 ]
金属性[Fe/H]  = –1.35 [ 8 ]デックス
推定年齢11.52  Gyr [ 8 ]
その他の指定NGC  5139、[ 9 ] GCl 24、[ 9 ] ωケンタウリ、[ 3 ]コールドウェル80、メル118

オメガ・ケンタウリ（ω Cen、NGC 5139、またはCaldwell 80）は、ケンタウルス座にある球状星団で、 1677年にエドモンド・ハレーによって初めて非恒星天体として特定されました。17,090光年（5,240パーセク）の距離に位置し、直径およそ150光年で、天の川銀河で最大の既知の球状星団です。 [ 10 ]推定では約1000万個の恒星があり、総質量は400万太陽質量で、[ 11 ]天の川銀河で最も質量の大きい既知の球状星団となっています。

オメガ・ケンタウリは、他のほとんどの球状銀河団とは大きく異なり、矮小銀河の核の残骸として形成されたと考えられています。[ 12 ]この銀河団の高密度核には中間質量ブラックホールが存在するという証拠がありますが、これには異論があります。

観察履歴

西暦150年頃、ギリシャ・ローマの著述家で天文学者のプトレマイオスは、著書『アルマゲスト』の中で、この天体をケンタウロスの背中の星「Quae est in principio scapulae（肩甲骨の原理）」として記録しました。ドイツの地図製作者ヨハン・バイエルは、プトレマイオスのデータに基づき、1603年に出版した『ウラノメトリア』の中でこの天体を「オメガ・ケンタウリ」と命名しました。[ 13 ]イギリスの天文学者エドモンド・ハレーは、1677年に南大西洋のセントヘレナ島から望遠鏡を用いてこの天体を観測し、恒星ではない天体としてリストアップしました。1716年には、ハレーが『王立協会哲学紀要』に掲載した6つの「光点または光斑」のリストの中に、この天体が掲載されました。[ 14 ] [ 15 ]

スイスの天文学者ジャン＝フィリップ・ド・シェゾーは、 1746年に発表した21個の星雲のリストにオメガ・ケンタウリを含めており[ 15 ] [ 16 ] 、フランスの天文学者ラカイユも1755年に同様のリストを作成し、カタログ番号はL I.5となっている[ 17 ] 。球状星団として初めて認識されたのは、1826年にスコットランドの天文学者ジェームズ・ダンロップであり、彼はこれを「中心に向かって非常に緩やかに、そして適度に圧縮された美しい球状の星々」と表現した[ 18 ] [ 19 ] 。

プロパティ

地球から約17,000光年（5,200パーセク）の距離にあるオメガ・ケンタウリは、肉眼で見える数少ない球状星団の一つで、暗い田舎から見ると満月とほぼ同じ大きさに見えます。 [ 20 ]これは、最も明るく、最大で、400万太陽質量で[ 6 ]天の川銀河に関連する球状星団の中で最も質量が大きいことが知られています。局部銀河群のすべての球状星団のうち、アンドロメダ銀河のマヤールIIだけがこれより明るく質量が大きいです。[ 21 ]天の川銀河を周回するオメガ・ケンタウリには、数百万個の種族IIの恒星が含まれており、約120億歳の年齢です。[ 22 ]

オメガ・ケンタウリの中心核にある星々は非常に密集しており、平均してわずか0.1光年しか離れていないと推定されています。[ 22 ]内部ダイナミクスは、 469個の星の視線速度測定を用いて解析されています。[ 23 ]この星団のメンバーは、最大速度分散7.9 km s −1で質量中心を周回しています。運動学から推定される質量分布は、光度分布と大きく矛盾するわけではありませんが、それよりもわずかに広がっています。

メンバー

これらの星は、星団の中でもよく研究されている星です。中には金属や元素が豊富に含まれるものもあります（例：鉄、炭素、酸素）[ 24 ] [ 25 ]

星の名前スペクトル型星の種類
中央ブラックホール BH(IMBH) 中間質量ブラックホール
変光星2 M III 赤色巨星

MタイプAGB可変（セミレギュラー）

変光星6 M III 赤色巨星

MタイプAGB可変（セミレギュラー）

変光星42 M III 赤色巨星

MタイプAGB可変（セミレギュラー）

変光星147 M III 赤色巨星

MタイプAGB可変（セミレギュラー）

ROA 102 M III 赤色巨星

MタイプRGB

オメガ ケンタウリ 65 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

オメガケンタウリ74 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

オメガケンタウリ91 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

オメガケンタウリ101 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

スター #124 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

ROA 24 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

ROA 46 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

ROA 65 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

ROA 74 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

ROA 91 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

ROA 101 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

ROA 123 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

ROA 139 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

ROA 256 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

ROA 270 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

ROA 276 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

ROA 577 K III オレンジジャイアント

KタイプRGB

（名前のない星） K III オレンジジャイアント

K型RGBレッドストラッグラーCHスター

変光星1 G III イエロージャイアント

変光星（RRこと座型）

変光星15 G III イエロージャイアント
ROA 279 G III イエロージャイアント

星団内の一般的な星

これらは星団内で一般的または注目すべきタイプの星です。連星の場合、ここでのスペクトル型は主星のスペクトル型です。

星の名前スペクトル型
レッドジャイアンツ

（MタイプRGB）

M III
レッドジャイアンツ

（M型AGB）

M III
オレンジジャイアンツ

（KタイプRGB）

K III
イエロージャイアンツ G III
F III
ブルージャイアンツ B III
主系列星 BV
AV
FV
GV
KV
半正規変数 M III
K III
不規則変数 M III
K III
カーボンスター M(CR/CN) III
ジルコニウム（S型）星 M(S) III
CHスターズ K III
レッド・ストラッグラーズ K III
共生二元性 K III
種族IIセファイド変光星 K III
G III
食連星 M III
K III/IV/V
G III/IV/V
準巨星 K IV
G IV
RR こと座変光星 G III
F III
A III
ブルー・ストラグラーズ AV
BV
SX フェニックス変種 AV
FV
ドラコニス変光星 GV
KV
MV
激変変数 KV
MV
赤色矮星 MV
青色準矮星 B VI(sdB)
恒星残骸

（白色矮星、中性子星、恒星ブラックホール）

D/WD/VII

NS BH(SBH)

中心ブラックホールの証拠

オメガ・ケンタウリの中心領域。下の図は、上の画像で白い枠で囲まれた星々の将来の位置を示しています。それぞれの線は、今後600年間の星の予測される動きを表しています。点と点の間の周期は30年です。2010年10月

2008年の研究では、チリのセロ・パチョンにあるハッブル宇宙望遠鏡とジェミニ天文台による観測に基づき、オメガ・ケンタウリの中心に中間質量ブラックホールがある証拠が提示された。 [ 26 ] [ 27 ]ハッブルの高性能サーベイカメラは、中心近くの星の光が徐々に増加していることから、オメガ・ケンタウリの中心近くに星が集まっていることを示した。ジェミニ天文台の機器を使用して星団の中心核で渦巻く星の速度を測定し、E・ノヨラと同僚は中心核に近い星が遠い星よりも速く動いていることを発見した。この測定値は、中心核の目に見えない物質が近くの星と重力的に相互作用していることを意味すると解釈された。これらの結果を標準モデルと比較することにより、天文学者らは最も可能性の高い原因はブラックホールなどの高密度で大質量の物体の重力であると結論付けた。彼らはその天体の質量を太陽の4万倍と計算した。[ 26 ]

最近の研究では、銀河団の中心核にブラックホールが存在するという結論に異議を唱えており、特に銀河団中心の提案された位置については異論が唱えられている。[ 28 ] [ 29 ]中心の位置を修正して計算したところ、中心核の星の速度は、中間質量ブラックホールが存在する場合に予想されるように距離によって変化しないことが判明した。同じ研究では、星の光は中心に向かって増加せず、むしろ比較的一定のままであることも判明した。著者らは、今回の結果はノヨラらが提唱するブラックホールを完全に排除するものではないが、それを裏付けるものではなく、ブラックホールの最大質量を太陽質量の12,000倍までとしている。

2024年7月10日の研究では、オメガケンタウリの中心にある7つの高速で移動する星を調査し、その速度が少なくとも太陽の8,200倍の質量を持つ中間質量ブラックホールと一致することを発見しました。[ 30 ]

破壊された矮小銀河

ESOのラ・シヤ天文台のWFIカメラで撮影

オメガ・ケンタウリは、天の川銀河に破壊され吸収された矮小銀河の核であると考えられてきました。 [ 31 ]実際、現在地球からわずか13光年離れたカプタイン星は、オメガ・ケンタウリから発生したと考えられています。 [ 32 ]オメガ・ケンタウリの天の川銀河内での化学組成と運動も、この図と一致しています。[ 20 ]マヤル II と同様に、オメガ・ケンタウリは金属量と恒星年齢の範囲が広く、球状星団のように一度に形成されたのではなく、実際にはずっと昔に天の川銀河に組み込まれた小さな銀河の核の残りである可能性があることを示唆しています。[ 33 ]

フィクションでは

イアン・ダグラスの小説『シンギュラリティ』（2012年）では、オメガ・ケンタウリとカプタインの星が分裂した矮小銀河に起源を持つという事実が提示されており、この起源が小説の筋書きの中心となっている。物語が進むにつれて、オメガ・ケンタウリの科学的側面が数多く議論され、その中には銀河団内部の放射線環境や、銀河団内部から見た空の様子などが含まれる。[ 34 ]

ドイツのSFシリーズ「ペリー・ローダン」のスピンオフであるアトランシリーズの第7サイクルでは、アトランというキャラクターがオメガケンタウリで冒険を繰り広げます。[ 35 ]

参照

参考文献

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さらに読む

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