ジェームスウエッブ宇宙望遠鏡のオリオン大星雲が綺麗で高精細なのでアップします。以下、機械翻訳。
トラペジウム星団とオリオン星雲内部の JWST 調査 I. 所見と概要
2023年 10月 2日に受領。
概要
NASA/ESA/CSA James Webb Space を使用した、トラペジウム星団とオリオン星雲内部の近赤外線調査を紹介します。
望遠鏡。 NIRCam 機器による調査は、12 の広角、中角、および 10.9 × 7.5 分角 (〜 1.25 × 0.85 pc) をカバーします。
1 ～ 5 μm の狭帯域フィルタで、すべての波長で回折限界があり、最大 0.063 秒角の空間分解能を提供します。
2μmで、オリオン座の約25auに相当。 選択された一連のフィルターは、多くの科学的疑問に対処するように設計されています。
初期質量関数の極低質量端の形状を惑星質量範囲内に 1 MJup 以下に含める。 の
以前の HST と同様の解像度で、赤外線におけるイオン化および非イオン化星周円盤および関連するプロプリドの性質
研究; 非常に高い解像度と忠実度で、埋め込まれたBN-KL領域からの大きな断片化された流出を調べる。 そして検索する
トラペジウム星団と背後のオリオン分子雲 1 の若い星からの新しいジェットと流出について。 本稿では、
観測プログラムの設計の説明を提示し、選択したフィルターセットと望遠鏡の理論的根拠を説明します。
調査を行うために使用される検出器モード。 JWST パイプラインやその他のツールを使用したデータの削減。 の創造
この地域を覆う大きなカラーモザイク。 カラー画像と個々のフィルターで行われた発見の概要
モザイク。 ハイライトには、0.6 MJup という低い質量をもつ多数の自由浮遊惑星質量候補の発見が含まれます。
そのかなりの部分はワイド バイナリ内にあります。 BN-KLからの爆発的流出に伴う新たな放出現象
地域; そして、この地域の多くの異なる地物に関連しているが、独占的に見られる謎の「ダークアブソーバー」
F115Wフィルターに。 今後の論文では、これらの発見やその他の発見についてさらに詳しく調査する予定です。
キーワード。 望遠鏡 – 調査 – HII 領域 – 褐色矮星 – 原始惑星系円盤 – ジェットとアウトフロー
1. はじめに
オリオン座ハンターは、世界で最もよく知られている星座の 1 つです。
北の冬と南の夏の空とその星像
すぐに認識できます。 さらに詳しく言うと、剣の柄
オリオン座のベルトの下にぶら下がっているものは、肉眼ではぼんやりと見えますが、
当然のことながら、ガリレオ、ファブリ・デ・ペイレスク、
サイサットとホイヘンス、後にパーソンズと彼女のシェルが参加したことは注目に値します。 いわゆるオリオン大星雲の中心には、
トラペジウムとして知られるようになった小さな星のグループ、
そしてこの複合システムはメシエの 42 番目のものとなりました。
有名なリスト。
この地域の天体物理学研究はおそらく次のように始まった。
最初の写真 (ドレイパー 1880) と分光法 (ハギンズ)
1865)、星とガスの混合物が明らかになり、ハギンスはこれが「私たちの太陽や太陽に存在するような、多数の別個の天体の形成に向けたより進んだ状態を示している可能性がある」と推測した。
星の中で」。 オリオン大星雲は、
おそらく地球に最も近い大質量星のある領域
数百万年前の樹木が周囲を照らし、
望遠鏡や機器の技術が向上するにつれて、観測者の注目を集め続けました。 詳細な写真撮影により、
おおよその範囲内でかなりの数の暗い星を認識する
台形の周囲の 0.3 パーセク領域、いわゆるトラペジウム
クラスター (Trumpler 1931; Baade & Minkowski 1937)、初期
この地域の赤外線研究により、多数の明るい光源が明らかになりました。
Orion Molecular に埋め込まれた光学対応物なし
光学星雲の背後にある雲 1 (OMC-1) の核 (Becklin &
ノイゲバウアー 1967; Kleinmann & Low 1967)、情報源は集合的に BN-KL と呼ばれることが多く、現在進行形のスターの姿を描いています。
地域での形成。
星雲の広範なイメージングと分光学的研究
ガスと塵は数十年かけて作られ、顔面のイオン化した水ぶくれとしてのオリオン大星雲の基本モデルが作られました。
巨大な分子雲 OMC-1 は、重要な幾何学構造、イオン化構造、および速度構造を持っています (Peimbert 1982 を参照)。
O’Dell 2001a、b、レビュー用)。 逆に言えば、
明るい星雲は低質量の若い星雲の詳細な研究を行った
赤に敏感な星が出現するまで、恒星の個体群は困難を極める
デジタル検出器と狭帯域フィルターの使用を抑制する
星雲輝線により、冷たいものを検出できるようになります。
この領域の赤化による低質量星 (Herbig &
テルンドラップ、1986)。 その後の詳細な光学結像測光と
質量関数と星の形成を解明する分光法
より広範なオリオン星雲団 (ONC) と内部の歴史
トラペジウム星団、どちらも社会としてのオリオン座 OB1 の一部です (Hillenbrand 1997)。 長期ベースライン写真
調査により、両方の星の固有運動の研究も可能になりました
および星雲の特徴 (Jones & Walker 1988; van Altena et al.
1988年。 ウォーカー＆ジョーンズ 1988）。
近赤外線マッピング (Lonsdale et al. 1982)、ラスター スキャン (Hyland et al. 1984)、そして赤外線による真のイメージング
アレイ検出器は恒星と褐色の全範囲を明らかにした
トラペジウム周囲の小人集団 (McCaughrean 1988;
ツィネッカーら。 1993年; マコーリアンとスタウファー 1994; Hillen ブランドとカーペンター 2000。 ルーカス＆ロッシュ 2000; ルーカスら。
2001年; ミュンヒら。 2002)、その後の深赤外線と
新世代の8～10m級望遠鏡による分光
惑星質量領域にまで到達し、発見と
質量が 3 程度の浮遊物体の特徴付け –
5 MJup (McCaughrean et al. 2002; Lada et al. 2004; Slesnick
他。 2004年; ルーカスら。 2005年; ミーウスとマコーリアン 2005;
ルーカスら。 2006年; リディックら。 2007年; ウェイト等 2008）。
最近の赤外線画像調査も順調に拡大しています
内側のトラペジウム星団とオリオン星雲団を超えて、それらを星形成のより広い文脈に位置づけるのに役立ちます。
オリオン座分子雲 (Megeath et al. 2012; Drass et al. 2016;
マインガストら。 2016年; グローシュドルら。 2019)、一方、高エネルギー波長での観測は補完的な情報を提供してきました。
星の性質とその瞬間に関する情報
星周環境 (例: Getman et al. 2005)。
赤外線技術の同様の進歩により、分子内に埋め込まれた発生源に対する洞察がさらに深まりました。
オリオン大星雲と台形星団の背後にある雲、OMC-1。
BN-KL 周辺の領域は徐々に多数の点光源に分解され、その一部はより長い熱赤外線でのみ見られました。
波長（Rieke et al. 1973; Werner et al. 1983; Wynn Williams et al. 1984; Minchin et al. 1991; Dougados et al. 1993;
ゲザリら。 1998年; ロベルトら。 2005）、大幅な延長放出を伴いました。 反射星雲に加えて
熱連続体放射、水素分子の輝線における顕著な光度の検出 (Gautier et al.
1976年。 ベックウィズら。 1978) 多数の放出「指」からなる大規模な爆発性流出システムの発見につながった
BN-KL のコアから発し、90°以上に広がっています
に
N と W の両方、および S と E も同様です (Taylor et al. 1984;
バートンら。 1991年; アレンとバートン 1993; マコーリアン＆マック
1997年前半。 海部ら。 2000年; バリーら。 2011、2015）。 指
他の分子系統でもよく追跡されています（例：Zapata et al.
2009年; バリーら。 2017)、一部はオリオン大星雲にまで広がり、そこでハービッグ・ハロ天体として見られます (Axon & Taylor)
1984年。 バリーら。 2000）。 埋め込まれた赤外線点光源と
分子の流出も二次的二次反応に関連して見られます。
クラウド コア、OMC-1S、BN-KL の約 0.2 個南、別の
非常に興味深い領域（Bally et al. 2000; Doi et al. 2002;
ザパタら。 2004年; スミスら。 2004年; ゲットマンら。 2005年; ザパタら。 2005年; ロベルトら。 2005年; ザパタら。 2006年; ヘニー
他。 2007年; リヴィラら。 2013）。
光と近赤外線の進歩のもう一つの鍵
オリオン大星雲と台形星団の研究が行われています。
ハッブル宇宙望遠鏡は、1990 年 4 月に STS 31 で打ち上げられました。 クラスターの最初の観測は WF/PC を使用して行われました。
また、不適切に研磨された 2.4 m の主鏡の球面収差の影響を受け (Prosser et al. 1994; O’Dell et al.1993)、空間解像度、画質、およびポイントが制限されました。
ソースの感度。
しかし、1993 年のサービス ミッション 1 (SM1) 中に WFPC-2 とその補正光学系が設置された後、内側のオリオン大星雲とそれに関連する若い星の集団は、
ついに完全な回折限界解像度で見ることができた
望遠鏡の。 1 つの主要な発見は、
いわゆる「プロプリド」 - 光蒸発し、外部でイオン化された円盤状円盤 (O'Dell & Wen 1994; Bally et al. 2000) - 以前の地上設置光学技術の本質的な予測を裏付ける
電波観測や収差のあるHST画像など、
見事な視覚的詳細 (Laques & Vidal 1979; Churchwell)
他。 1987年; ガライら。 1987年; オデルら。 1993年）。 明るい光を背景にシルエットで見える星周円盤の集団
オリオン大星雲の背景放射も発見
(O’Dell & Wen 1994; O’Dell & Wong 1996; McCaughrean & O’Dell 1996; Bally et al. 2000)、および多くの新しいジェット機と流出
この地域の若いスターから発せられるものは、
これらの調査 (Bally et al. 2000; O’Dell & Henney 2008)。
近赤外線による内部領域の恒星および準星の個体群といくつかの重要な天体の観測が可能になった
1997 年の SM2 中に NICMOS がインストールされた (ルーマン他。 2000年; チェンら。 1998年; スループら。 2001年; アンデルセンら。
2011)、ミッションと計器のアップグレードのさらなる整備を行いながら
ACS (SM3B) およびそれ以降の WFC3 (SM4) を含む HST につながる
広範囲をカバーする光学および近赤外線の公共調査
より広い領域、最大 30 × 30 acmin または 3.4 × 3.4 pc (Da Rio)
他。 2009年; ロベルトら。 2013）。 これらの広視野HST調査
電離円盤とシルエット円盤のより大きなカタログが得られました (Ricci
他。 2008)、HST によって検出された亜星および惑星の質量集団の拡張 (Da Rio et al. 2010, 2012)、最終的には以前の地上観測で見られた上限とほぼ同じ ~ 3 MJup 限界に達しました (Robberto 他、2020)。
新しい JWST 調査の紹介として、
内側のオリオン大星雲と台形星団、これは必然です
光学および光学に関する膨大な文献の非常に不完全な調査
星雲、背景分子雲の赤外線研究、
とそれに関連する恒星集団、そして高エネルギー、遠赤外線、ミリメートル、
この地域を理解するための電波の波長については、簡単に説明されているだけです。 読者は O'Dell (2001a、b) のレビューを参照してください。
バリー (2008); オデルら。 (2008); ミュンヒら。 (2008)
他の人は、これらの観察がどのように役立つかについて詳しく知りたい
H II 領域、PDR、分子についての理解を深めます。
一方ではクラウドコア、そしてその特性と進化について
若い星形成領域の恒星および準恒星内容
もう一方の。
この文書の残りの部分は次のように構成されています。 セクション 2 では、JWST とその機器、特に NIRCam の設計の背景として、JWST の概要を説明します。
私たちのオリオン画像調査観測。 セクション 3 では、
私たちが取り組みたかった主要な科学的問題と、それらを満たすために観測プログラムがどのように設計されたか。 セクション 4 では、データ削減、測光、および大規模なデータの作成について説明します。
ここに示されているカラー合成画像。 セクション 5 ～ 14 では次のようになります。
画像に見られるいくつかの機能のトップレベルの概要
そしてそこから得られる発見。 より完全な分析と
個々のトピックをカバーするコンテキストは将来的に提示される予定です
(例: Pearson & McCaughrean 2023、提出済み、その他
準備）。
最後に、この文書全体を通じて、距離を仮定します。
最近、オリオン大星雲と台形星団に 390±2 pc の
Maíz Apellániz らによる Gaia EDR3 ベースの研究から得られたものです。
(2022)、Gaia DR2 値と見事に一致しています。
Kounkelらの389±3pcの （2018年）。 これらのガイア研究は、
以前の無線視差を大幅に修正しました。
414 pc の距離 (Menten et al. 2007; Kim et al. 2008)
オリオン大星雲に関する最近の文献で一般的に使用されています。
図 1. 調査対象の主な領域と、モザイク処理とディザリングを含む NIRCam SW 検出器のフットプリントの概略図
オリオン大星雲と台形星団の地上からの近赤外線画像 (Drass et al. 2016)。 JWSTで調査した主な地域
ここに示されているのは 11 × 7.5 分角の範囲ですが、F115W + F444W モザイクは赤経方向にわずかに広く伸びています。
図 2. 2023年 7月のパイプライン修正前にオリオン座の明るい領域で発生した強度ラッピングの問題の図。画像は次のとおりです。
F277W モザイクの一部で、左下に台形の星があり、中央上部に BN-KL があります。 中心部の完全に飽和したピクセル
明るい星はパイプラインによって NaN またはゼロとしてレンダリングされますが、フルスロープから切り替えるときのバグにより、それより下のフラックスがラップされているように見えます
実際、さらに詳しく見ると、2 つの別々のラッピングが見られ、より微妙な問題を示しています。 不飽和であるという事実
ラップされた領域に詳細が見られ、これが現在のように回復される可能性があることが示唆されました。
15. 結論
特徴や新たに見られる現象を解説しながら
オリオン大星雲と台形の内側のこれらの JWST 画像では
この論文ではクラスターはほぼ定性的なものであり、
それらが重要な定量的研究の基礎を築いていることは明らかです
より専門的な論文: これらの最初の論文は、惑星質量物体と木星の質量の統計的特性に焦点を当てています。
バイナリ オブジェクトまたは JuMBO (Pearson & McCaughrean 2023、提出済み) などは準備中です。 同様に、データは現在、
MAST アーカイブで公開されているため、他の人が独自の研究や分析を行うために自由に利用できます。 また、将来的にはオリオン座における重要な JWST 観測プログラムが続き、より長い波長でのイメージングや全範囲にわたる分光法によって興味深い天体をターゲットにする可能性があります。
その最初は、サイクル 2 の PMO と JuMBO の R~100 NIRSpec MSA プリズム分光法に焦点を当てます。
今回と同様の、さらに範囲を広げた今後の調査に向けて、
おそらく HST 財務省の 30 × 30 分角フィールドをカバーします
OMC-1 と OMC-2 の間の埋め込まれた星形成の尾根に沿って、より北に焦点を当てて調査または焦点を合わせます。 実施した場合
ここで使用されている広範なフィルター セットでは、同様に幅広いフィルター セットがカバーされます。
科学的目標の範囲が広いため、そのようなプログラムは多額の費用がかかります
時間を観察する必要がありますが、潜在的に非常にやりがいのあるものです。
JuMBO、F115W「ダークアブソーバー」の発見
そして、我々のOMC-1流出フィンガーの前にあるH2スパイク
データはすべて予想外でした。 JWST はすでに、
オリオン大星雲と台形星団の多くの見方
ハッブル宇宙望遠鏡がそれ以上のことを行ったのと同じように、
30 年前、望遠鏡と写真の発明はそれよりずっと前に行われました。 より広範には、天文台が提供しているのは、
星と惑星の形成に関する驚くべき新しい洞察を私たちにもたらします
あらゆる規模で、次のような低質量原始星からの流出から
HH211 (Ray et al. 2023)、外部照射された若い円盤の光化学 (Berné et al. 2023)、デブリの構造
フォーマルハウトなどの若い星の周りの円盤 (Gáspár et al. 2023)、カリーナや銀河のような星形成領域の特性
ρ Oph、SMC にも拡張 (Jones et al. 2023)、
もちろん、最初の星や銀河が形成されるとき、高い赤方偏移も起こります。
JWST の強力な画像処理能力と分光赤外線能力を考慮すると、ミッションの長期化が期待されます。
発売時に予想されていたよりも寿命が長いため、おそらく寿命があると思われます
まだまだこれからです。
図 3. オリオン星雲内部と台形星団の JWST NIRCam 調査全体をカバーする短波長カラー合成画像、
本文で説明されているように、5 つの SW チャネル フィルター (F140M、F162M、F182M、F187N、F212N) の組み合わせで構成されます。 合計2,400名
H2RG 画像を組み合わせてこのモザイクを作成しました。 画像の中心は 05 時間 35 分 14.10 秒、-05 23' 13.2 インチ (J2000.0)、655.8 × 448.2 をカバーします。
31.2275 mas/ピクセルでの arcsec、10.93 × 7.47 arcmin、または 390 pc の距離を仮定すると 1.24 × 0.85 pc、N が上、E が左に近い方向に向いています。
回転角は +0.4477° E of N。ここで示されているバージョンは、21000 × 14351 ピクセルのオリジナルから大幅に縮小されています。
図 4. オリオン星雲内部と台形星団の JWST NIRCam 調査全体をカバーする長波長カラー合成画像
本文で説明されているように、6 つの LW チャンネル フィルター (F277W、F300M、F335M、F360M、F444W、F470N) の組み合わせで構成されます。 合計 712
個々の H2RG 画像が結合されて、このモザイクが作成されています。 画像の中心は 05 時 35 分 14.10 秒、-05° 23' 14.5 インチ (J2000.0) です。
62.9108 mas/ピクセルで 657.2 × 447.25 arcsec、10.95 × 7.45 arcmin、または 390 pc の距離を仮定して 1.24 × 0.85 pc、N が上に近い方向にあると仮定すると、
E は左、回転角は -0.024° E of N です。ここに示されているバージョンは、10446 × 7109 ピクセルのオリジナルから大幅に縮小されています。
図9. JWSTを用いて近赤外線で撮影した、オリオン大星雲の有名なシルエット円盤の一部。 この図では、
メイン SW カラー コンポジット (図 3) が抽出されました。 各パネルは 7.8 秒角の正方形で、1 秒角 (390 au) のスケール バーが表示されます。 Nは起きています
すべてのパネルに E が残ります。 左上隅の名前は、O'Dell & Wen (1994) のスキームに従って、接頭辞「d」を付けて座標をエンコードします。
ディスクを示すため: すべてのオブジェクトは、さまざまな HST 調査から事前にカタログ化されています (例: Bally et al. 2000; Ricci et al. 2008)。 地元の
関連する機能が最大限に見えるように明るさとコントラストが調整されていますが、色の組み合わせは変更されていません。 したがって、メインのように
SW カラーコンポジット、紫と青はイオン化ガスと反射星雲を示し、赤は 2.12 μm での H2 放出を示し、緑は [Fe II] を示します。
1.64μmで発光。 個々の画像に見られる特徴については本文で説明します。
トラペジウム星団とオリオン星雲内部の JWST 調査 I. 所見と概要
2023年 10月 2日に受領。
概要
NASA/ESA/CSA James Webb Space を使用した、トラペジウム星団とオリオン星雲内部の近赤外線調査を紹介します。
望遠鏡。 NIRCam 機器による調査は、12 の広角、中角、および 10.9 × 7.5 分角 (〜 1.25 × 0.85 pc) をカバーします。
1 ～ 5 μm の狭帯域フィルタで、すべての波長で回折限界があり、最大 0.063 秒角の空間分解能を提供します。
2μmで、オリオン座の約25auに相当。 選択された一連のフィルターは、多くの科学的疑問に対処するように設計されています。
初期質量関数の極低質量端の形状を惑星質量範囲内に 1 MJup 以下に含める。 の
以前の HST と同様の解像度で、赤外線におけるイオン化および非イオン化星周円盤および関連するプロプリドの性質
研究; 非常に高い解像度と忠実度で、埋め込まれたBN-KL領域からの大きな断片化された流出を調べる。 そして検索する
トラペジウム星団と背後のオリオン分子雲 1 の若い星からの新しいジェットと流出について。 本稿では、
観測プログラムの設計の説明を提示し、選択したフィルターセットと望遠鏡の理論的根拠を説明します。
調査を行うために使用される検出器モード。 JWST パイプラインやその他のツールを使用したデータの削減。 の創造
この地域を覆う大きなカラーモザイク。 カラー画像と個々のフィルターで行われた発見の概要
モザイク。 ハイライトには、0.6 MJup という低い質量をもつ多数の自由浮遊惑星質量候補の発見が含まれます。
そのかなりの部分はワイド バイナリ内にあります。 BN-KLからの爆発的流出に伴う新たな放出現象
地域; そして、この地域の多くの異なる地物に関連しているが、独占的に見られる謎の「ダークアブソーバー」
F115Wフィルターに。 今後の論文では、これらの発見やその他の発見についてさらに詳しく調査する予定です。
キーワード。 望遠鏡 – 調査 – HII 領域 – 褐色矮星 – 原始惑星系円盤 – ジェットとアウトフロー
1. はじめに
オリオン座ハンターは、世界で最もよく知られている星座の 1 つです。
北の冬と南の夏の空とその星像
すぐに認識できます。 さらに詳しく言うと、剣の柄
オリオン座のベルトの下にぶら下がっているものは、肉眼ではぼんやりと見えますが、
当然のことながら、ガリレオ、ファブリ・デ・ペイレスク、
サイサットとホイヘンス、後にパーソンズと彼女のシェルが参加したことは注目に値します。 いわゆるオリオン大星雲の中心には、
トラペジウムとして知られるようになった小さな星のグループ、
そしてこの複合システムはメシエの 42 番目のものとなりました。
有名なリスト。
この地域の天体物理学研究はおそらく次のように始まった。
最初の写真 (ドレイパー 1880) と分光法 (ハギンズ)
1865)、星とガスの混合物が明らかになり、ハギンスはこれが「私たちの太陽や太陽に存在するような、多数の別個の天体の形成に向けたより進んだ状態を示している可能性がある」と推測した。
星の中で」。 オリオン大星雲は、
おそらく地球に最も近い大質量星のある領域
数百万年前の樹木が周囲を照らし、
望遠鏡や機器の技術が向上するにつれて、観測者の注目を集め続けました。 詳細な写真撮影により、
おおよその範囲内でかなりの数の暗い星を認識する
台形の周囲の 0.3 パーセク領域、いわゆるトラペジウム
クラスター (Trumpler 1931; Baade & Minkowski 1937)、初期
この地域の赤外線研究により、多数の明るい光源が明らかになりました。
Orion Molecular に埋め込まれた光学対応物なし
光学星雲の背後にある雲 1 (OMC-1) の核 (Becklin &
ノイゲバウアー 1967; Kleinmann & Low 1967)、情報源は集合的に BN-KL と呼ばれることが多く、現在進行形のスターの姿を描いています。
地域での形成。
星雲の広範なイメージングと分光学的研究
ガスと塵は数十年かけて作られ、顔面のイオン化した水ぶくれとしてのオリオン大星雲の基本モデルが作られました。
巨大な分子雲 OMC-1 は、重要な幾何学構造、イオン化構造、および速度構造を持っています (Peimbert 1982 を参照)。
O’Dell 2001a、b、レビュー用)。 逆に言えば、
明るい星雲は低質量の若い星雲の詳細な研究を行った
赤に敏感な星が出現するまで、恒星の個体群は困難を極める
デジタル検出器と狭帯域フィルターの使用を抑制する
星雲輝線により、冷たいものを検出できるようになります。
この領域の赤化による低質量星 (Herbig &
テルンドラップ、1986)。 その後の詳細な光学結像測光と
質量関数と星の形成を解明する分光法
より広範なオリオン星雲団 (ONC) と内部の歴史
トラペジウム星団、どちらも社会としてのオリオン座 OB1 の一部です (Hillenbrand 1997)。 長期ベースライン写真
調査により、両方の星の固有運動の研究も可能になりました
および星雲の特徴 (Jones & Walker 1988; van Altena et al.
1988年。 ウォーカー＆ジョーンズ 1988）。
近赤外線マッピング (Lonsdale et al. 1982)、ラスター スキャン (Hyland et al. 1984)、そして赤外線による真のイメージング
アレイ検出器は恒星と褐色の全範囲を明らかにした
トラペジウム周囲の小人集団 (McCaughrean 1988;
ツィネッカーら。 1993年; マコーリアンとスタウファー 1994; Hillen ブランドとカーペンター 2000。 ルーカス＆ロッシュ 2000; ルーカスら。
2001年; ミュンヒら。 2002)、その後の深赤外線と
新世代の8～10m級望遠鏡による分光
惑星質量領域にまで到達し、発見と
質量が 3 程度の浮遊物体の特徴付け –
5 MJup (McCaughrean et al. 2002; Lada et al. 2004; Slesnick
他。 2004年; ルーカスら。 2005年; ミーウスとマコーリアン 2005;
ルーカスら。 2006年; リディックら。 2007年; ウェイト等 2008）。
最近の赤外線画像調査も順調に拡大しています
内側のトラペジウム星団とオリオン星雲団を超えて、それらを星形成のより広い文脈に位置づけるのに役立ちます。
オリオン座分子雲 (Megeath et al. 2012; Drass et al. 2016;
マインガストら。 2016年; グローシュドルら。 2019)、一方、高エネルギー波長での観測は補完的な情報を提供してきました。
星の性質とその瞬間に関する情報
星周環境 (例: Getman et al. 2005)。
赤外線技術の同様の進歩により、分子内に埋め込まれた発生源に対する洞察がさらに深まりました。
オリオン大星雲と台形星団の背後にある雲、OMC-1。
BN-KL 周辺の領域は徐々に多数の点光源に分解され、その一部はより長い熱赤外線でのみ見られました。
波長（Rieke et al. 1973; Werner et al. 1983; Wynn Williams et al. 1984; Minchin et al. 1991; Dougados et al. 1993;
ゲザリら。 1998年; ロベルトら。 2005）、大幅な延長放出を伴いました。 反射星雲に加えて
熱連続体放射、水素分子の輝線における顕著な光度の検出 (Gautier et al.
1976年。 ベックウィズら。 1978) 多数の放出「指」からなる大規模な爆発性流出システムの発見につながった
BN-KL のコアから発し、90°以上に広がっています
に
N と W の両方、および S と E も同様です (Taylor et al. 1984;
バートンら。 1991年; アレンとバートン 1993; マコーリアン＆マック
1997年前半。 海部ら。 2000年; バリーら。 2011、2015）。 指
他の分子系統でもよく追跡されています（例：Zapata et al.
2009年; バリーら。 2017)、一部はオリオン大星雲にまで広がり、そこでハービッグ・ハロ天体として見られます (Axon & Taylor)
1984年。 バリーら。 2000）。 埋め込まれた赤外線点光源と
分子の流出も二次的二次反応に関連して見られます。
クラウド コア、OMC-1S、BN-KL の約 0.2 個南、別の
非常に興味深い領域（Bally et al. 2000; Doi et al. 2002;
ザパタら。 2004年; スミスら。 2004年; ゲットマンら。 2005年; ザパタら。 2005年; ロベルトら。 2005年; ザパタら。 2006年; ヘニー
他。 2007年; リヴィラら。 2013）。
光と近赤外線の進歩のもう一つの鍵
オリオン大星雲と台形星団の研究が行われています。
ハッブル宇宙望遠鏡は、1990 年 4 月に STS 31 で打ち上げられました。 クラスターの最初の観測は WF/PC を使用して行われました。
また、不適切に研磨された 2.4 m の主鏡の球面収差の影響を受け (Prosser et al. 1994; O’Dell et al.1993)、空間解像度、画質、およびポイントが制限されました。
ソースの感度。
しかし、1993 年のサービス ミッション 1 (SM1) 中に WFPC-2 とその補正光学系が設置された後、内側のオリオン大星雲とそれに関連する若い星の集団は、
ついに完全な回折限界解像度で見ることができた
望遠鏡の。 1 つの主要な発見は、
いわゆる「プロプリド」 - 光蒸発し、外部でイオン化された円盤状円盤 (O'Dell & Wen 1994; Bally et al. 2000) - 以前の地上設置光学技術の本質的な予測を裏付ける
電波観測や収差のあるHST画像など、
見事な視覚的詳細 (Laques & Vidal 1979; Churchwell)
他。 1987年; ガライら。 1987年; オデルら。 1993年）。 明るい光を背景にシルエットで見える星周円盤の集団
オリオン大星雲の背景放射も発見
(O’Dell & Wen 1994; O’Dell & Wong 1996; McCaughrean & O’Dell 1996; Bally et al. 2000)、および多くの新しいジェット機と流出
この地域の若いスターから発せられるものは、
これらの調査 (Bally et al. 2000; O’Dell & Henney 2008)。
近赤外線による内部領域の恒星および準星の個体群といくつかの重要な天体の観測が可能になった
1997 年の SM2 中に NICMOS がインストールされた (ルーマン他。 2000年; チェンら。 1998年; スループら。 2001年; アンデルセンら。
2011)、ミッションと計器のアップグレードのさらなる整備を行いながら
ACS (SM3B) およびそれ以降の WFC3 (SM4) を含む HST につながる
広範囲をカバーする光学および近赤外線の公共調査
より広い領域、最大 30 × 30 acmin または 3.4 × 3.4 pc (Da Rio)
他。 2009年; ロベルトら。 2013）。 これらの広視野HST調査
電離円盤とシルエット円盤のより大きなカタログが得られました (Ricci
他。 2008)、HST によって検出された亜星および惑星の質量集団の拡張 (Da Rio et al. 2010, 2012)、最終的には以前の地上観測で見られた上限とほぼ同じ ~ 3 MJup 限界に達しました (Robberto 他、2020)。
新しい JWST 調査の紹介として、
内側のオリオン大星雲と台形星団、これは必然です
光学および光学に関する膨大な文献の非常に不完全な調査
星雲、背景分子雲の赤外線研究、
とそれに関連する恒星集団、そして高エネルギー、遠赤外線、ミリメートル、
この地域を理解するための電波の波長については、簡単に説明されているだけです。 読者は O'Dell (2001a、b) のレビューを参照してください。
バリー (2008); オデルら。 (2008); ミュンヒら。 (2008)
他の人は、これらの観察がどのように役立つかについて詳しく知りたい
H II 領域、PDR、分子についての理解を深めます。
一方ではクラウドコア、そしてその特性と進化について
若い星形成領域の恒星および準恒星内容
もう一方の。
この文書の残りの部分は次のように構成されています。 セクション 2 では、JWST とその機器、特に NIRCam の設計の背景として、JWST の概要を説明します。
私たちのオリオン画像調査観測。 セクション 3 では、
私たちが取り組みたかった主要な科学的問題と、それらを満たすために観測プログラムがどのように設計されたか。 セクション 4 では、データ削減、測光、および大規模なデータの作成について説明します。
ここに示されているカラー合成画像。 セクション 5 ～ 14 では次のようになります。
画像に見られるいくつかの機能のトップレベルの概要
そしてそこから得られる発見。 より完全な分析と
個々のトピックをカバーするコンテキストは将来的に提示される予定です
(例: Pearson & McCaughrean 2023、提出済み、その他
準備）。
最後に、この文書全体を通じて、距離を仮定します。
最近、オリオン大星雲と台形星団に 390±2 pc の
Maíz Apellániz らによる Gaia EDR3 ベースの研究から得られたものです。
(2022)、Gaia DR2 値と見事に一致しています。
Kounkelらの389±3pcの （2018年）。 これらのガイア研究は、
以前の無線視差を大幅に修正しました。
414 pc の距離 (Menten et al. 2007; Kim et al. 2008)
オリオン大星雲に関する最近の文献で一般的に使用されています。
図 1. 調査対象の主な領域と、モザイク処理とディザリングを含む NIRCam SW 検出器のフットプリントの概略図
オリオン大星雲と台形星団の地上からの近赤外線画像 (Drass et al. 2016)。 JWSTで調査した主な地域
ここに示されているのは 11 × 7.5 分角の範囲ですが、F115W + F444W モザイクは赤経方向にわずかに広く伸びています。
図 2. 2023年 7月のパイプライン修正前にオリオン座の明るい領域で発生した強度ラッピングの問題の図。画像は次のとおりです。
F277W モザイクの一部で、左下に台形の星があり、中央上部に BN-KL があります。 中心部の完全に飽和したピクセル
明るい星はパイプラインによって NaN またはゼロとしてレンダリングされますが、フルスロープから切り替えるときのバグにより、それより下のフラックスがラップされているように見えます
実際、さらに詳しく見ると、2 つの別々のラッピングが見られ、より微妙な問題を示しています。 不飽和であるという事実
ラップされた領域に詳細が見られ、これが現在のように回復される可能性があることが示唆されました。
15. 結論
特徴や新たに見られる現象を解説しながら
オリオン大星雲と台形の内側のこれらの JWST 画像では
この論文ではクラスターはほぼ定性的なものであり、
それらが重要な定量的研究の基礎を築いていることは明らかです
より専門的な論文: これらの最初の論文は、惑星質量物体と木星の質量の統計的特性に焦点を当てています。
バイナリ オブジェクトまたは JuMBO (Pearson & McCaughrean 2023、提出済み) などは準備中です。 同様に、データは現在、
MAST アーカイブで公開されているため、他の人が独自の研究や分析を行うために自由に利用できます。 また、将来的にはオリオン座における重要な JWST 観測プログラムが続き、より長い波長でのイメージングや全範囲にわたる分光法によって興味深い天体をターゲットにする可能性があります。
その最初は、サイクル 2 の PMO と JuMBO の R~100 NIRSpec MSA プリズム分光法に焦点を当てます。
今回と同様の、さらに範囲を広げた今後の調査に向けて、
おそらく HST 財務省の 30 × 30 分角フィールドをカバーします
OMC-1 と OMC-2 の間の埋め込まれた星形成の尾根に沿って、より北に焦点を当てて調査または焦点を合わせます。 実施した場合
ここで使用されている広範なフィルター セットでは、同様に幅広いフィルター セットがカバーされます。
科学的目標の範囲が広いため、そのようなプログラムは多額の費用がかかります
時間を観察する必要がありますが、潜在的に非常にやりがいのあるものです。
JuMBO、F115W「ダークアブソーバー」の発見
そして、我々のOMC-1流出フィンガーの前にあるH2スパイク
データはすべて予想外でした。 JWST はすでに、
オリオン大星雲と台形星団の多くの見方
ハッブル宇宙望遠鏡がそれ以上のことを行ったのと同じように、
30 年前、望遠鏡と写真の発明はそれよりずっと前に行われました。 より広範には、天文台が提供しているのは、
星と惑星の形成に関する驚くべき新しい洞察を私たちにもたらします
あらゆる規模で、次のような低質量原始星からの流出から
HH211 (Ray et al. 2023)、外部照射された若い円盤の光化学 (Berné et al. 2023)、デブリの構造
フォーマルハウトなどの若い星の周りの円盤 (Gáspár et al. 2023)、カリーナや銀河のような星形成領域の特性
ρ Oph、SMC にも拡張 (Jones et al. 2023)、
もちろん、最初の星や銀河が形成されるとき、高い赤方偏移も起こります。
JWST の強力な画像処理能力と分光赤外線能力を考慮すると、ミッションの長期化が期待されます。
発売時に予想されていたよりも寿命が長いため、おそらく寿命があると思われます
まだまだこれからです。
図 3. オリオン星雲内部と台形星団の JWST NIRCam 調査全体をカバーする短波長カラー合成画像、
本文で説明されているように、5 つの SW チャネル フィルター (F140M、F162M、F182M、F187N、F212N) の組み合わせで構成されます。 合計2,400名
H2RG 画像を組み合わせてこのモザイクを作成しました。 画像の中心は 05 時間 35 分 14.10 秒、-05 23' 13.2 インチ (J2000.0)、655.8 × 448.2 をカバーします。
31.2275 mas/ピクセルでの arcsec、10.93 × 7.47 arcmin、または 390 pc の距離を仮定すると 1.24 × 0.85 pc、N が上、E が左に近い方向に向いています。
回転角は +0.4477° E of N。ここで示されているバージョンは、21000 × 14351 ピクセルのオリジナルから大幅に縮小されています。
図 4. オリオン星雲内部と台形星団の JWST NIRCam 調査全体をカバーする長波長カラー合成画像
本文で説明されているように、6 つの LW チャンネル フィルター (F277W、F300M、F335M、F360M、F444W、F470N) の組み合わせで構成されます。 合計 712
個々の H2RG 画像が結合されて、このモザイクが作成されています。 画像の中心は 05 時 35 分 14.10 秒、-05° 23' 14.5 インチ (J2000.0) です。
62.9108 mas/ピクセルで 657.2 × 447.25 arcsec、10.95 × 7.45 arcmin、または 390 pc の距離を仮定して 1.24 × 0.85 pc、N が上に近い方向にあると仮定すると、
E は左、回転角は -0.024° E of N です。ここに示されているバージョンは、10446 × 7109 ピクセルのオリジナルから大幅に縮小されています。
図9. JWSTを用いて近赤外線で撮影した、オリオン大星雲の有名なシルエット円盤の一部。 この図では、
メイン SW カラー コンポジット (図 3) が抽出されました。 各パネルは 7.8 秒角の正方形で、1 秒角 (390 au) のスケール バーが表示されます。 Nは起きています
すべてのパネルに E が残ります。 左上隅の名前は、O'Dell & Wen (1994) のスキームに従って、接頭辞「d」を付けて座標をエンコードします。
ディスクを示すため: すべてのオブジェクトは、さまざまな HST 調査から事前にカタログ化されています (例: Bally et al. 2000; Ricci et al. 2008)。 地元の
関連する機能が最大限に見えるように明るさとコントラストが調整されていますが、色の組み合わせは変更されていません。 したがって、メインのように
SW カラーコンポジット、紫と青はイオン化ガスと反射星雲を示し、赤は 2.12 μm での H2 放出を示し、緑は [Fe II] を示します。
1.64μmで発光。 個々の画像に見られる特徴については本文で説明します。
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