最初に今日の画像の補足説明をします。今日の画像は、左の画像の赤い矢印の周囲を拡大したものです。

　これらの画像は、光学フィルタのVLT KUEYENでの複数のモードによるFORS2計器で得られた一連の露出に基づいています。

　赤いフィルタでは、２９秒から１３６秒の露出を合計で１.１時間行い、緑色に変換されています。水素を検知するＨ-アルファ・フィルタでは、１９秒から１０２０秒の露出を５.５時間行い赤色に変換されました。青いフィルタでは、１０秒から１３８秒の露出で０.４時間行い青色に変換されました。

　視覚の範囲は、平均して０.６６弧秒の間で露出しました。太陽系の中にある最も見込みのある小惑星の動いている若干のオブジェクトのコースは、断続的な青く緑色で領域に見ることができます。

　中性子星周囲の円錐の波模様星雲を明瞭にするために拡大したのが今日のメインの画像です。オブジェクトは、中央付近に見られます。メインの画像の矢印は、中性子星です。この画像の範囲は、８０×８０の弧秒平方を示しています。

　北が右下に、東が右上になります。中性子星は、星雲で示すと東の方向に向かって進んでいます。

Credit : ESO

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　ＥＳＯ−ＶＬＴ(ヨーロッパ南天文台の非常に大きい望遠鏡)が、RX J1856.5-3754の周囲で恒星間のダストやガスが衝撃で曲げられたバウショック星雲を明らかにしました。

　濃い天の川の中で古くて孤独な中性子星は、惑星間空間をかき分けて進みます。RX J1856.5-3754として知られている直径がたったの２０キロメートルの星です。

　観測された温度が摂氏７０万度ほどとこれらの年齢の星としては、異常に熱いものでした。これまでに解っている他の全ての中性子星に反して、以前までの観察では全くのどのような活動も明らかにできませんでした。

　この極端なタイプの対象をよりさらに解析するRX J1856.5-3754の詳細な研究は、オランダのユトレヒト大学天文研究所のマーテン・バン・カウクィックとアメリカのカリフォルニア工科大学のシュリー・クルカルニによって行われました。

　ＥＳＯのＶＬＴで得られた画像とスペクトルは、小さい近くの円錐型のバウショック星雲を示して、天文学者に喜びと驚きを与えました。それは、水素原子からの光で輝いて、明らかにこの見知らぬ星に対する何らかの相互作用の所産を示していました。

　超新星爆発の面影である中性子星は、宇宙の最高のオブジェクトのひとつです。大きい星が「超新星爆発」で終えるときに、それらが作られます。この劇的なイベントの間に、星の核はそれ自身の重さによって突然、崩れて、外の部分が空間を囲むように激しく放出されます。

　最も有名な例のうちの1つは、星座牡牛座の中の蟹星雲です。それは、１０５４年に爆発して、パルサーすなわち周回する中性子星を残した星のガスの面影です。

　超新星爆発は、まだまだ理解されていない非常に複雑なイベントです。そして、知られている中性子星の構造は、まだどのような詳細もありません。それは、はるかに地球上の物理実験の手が届かないほど、信じられない高い密度に圧縮された物質の極端な特性に依存するからです。

　中性子星の最後の運命も、また、不明なままです。他の銀河の中の超新星爆発の観察できた率から、数百万の中性子星が私たちの天の川できたものと推測されています。しかし、これらのほとんどは、現在、見ることができません。そして、見えないところで弱まる一方で、以後に長い時間をかけて徐々に冷めて完全に不活発になりました。

　数年前、Ｘ線源RX J1856.5-3754は、ドイツのROSAT Ｘ線衛星天文台によって発見されました。ハッブル宇宙望遠鏡によるその後の観察は、この源からのとてもかすかな光の放出を見つけて、それが孤立した中性子星であるということを決定的に証明しました。

　関連する超新星面影の痕跡がないので、最低でも１０万年経過していると思われました。面白いことにバイナリの星のシステムで、最も多くさらに若い孤立した中性子星及び他の中性子星と違って、RX J1856.5-3754は、全く活動をしていませんでした。それは、例えば変わりやすさや振動の徴候を少しも示しませんでした。

　そのクラスのユニークなメンバーとして、RX J1856.5-3754は、すぐに天文学者の大きい関心の中核になりました。それは、明らかにあらかじめ知られた活動をかく乱する影響もないので、中性子星の構造の詳細な研究を実行する最初の非常に喜ばしい機会を示しました。

　ひとつの特定の疑問が、すぐに起こりました。Ｘ線の放射は、RX J1856.5-3754の非常に高い温度を示します。しかし、それらの激しい発生の瞬間から中性子星は、エネルギーを失って連続的に冷めると考えられています。だが、どうしてこのような古い中性子星が、それほど熱い可能性があるかということでした。

　ひとつの可能な説明は、恒星間の若干の物質のガスやダスト粒状物が、その強い重力場のそばで捕らえられているということです。そのような粒子は、中性子星の表面の方へ光速の半分の速度で自由に落ちて到着します。

　これらの粒子の運動エネルギーが速さの別の力と比例しているので、物質の少ない量であっても衝撃で多くのエネルギーを堆積させます。そして、それによって中性子星を暖めます。

　その構造を研究するために、バン・カウクィックとクルカルニは、新しいVLT研究とRX J1856.5-3754の最初に魅力のある光学のスペクトルを狙いました。

　天文学者は、そのスペクトルでそれがいくらかの「シグネチャー」すなわち放射または吸収線やバンドで、その表面での物質の状態に関する情報が提供されることを望みました。

　そのことに関する可能性が明らかにとても望みの薄い一方で、スペクトルの特徴の探知は中性子星の研究において本当の進展になります。

　スペクトルにおいて存在するならば、たとえば表面で直接重力場の莫大な強さを計測することに活用できます。この場合には、およそ１０１２倍の地球の表面上の重力場より強いことになっています。

　さらに、それは重力の赤方偏移を決定するために可能かもしれません。表面から発される光子が、それらのエネルギーのおよそ２０%を失うという相対論的な衝撃で中性子星から流出します。それらの波長は、従ってその量によって赤く偏移します。

Ｃｒｅｄｉｔ & Copyright : Astro.umd.edu

　このイラストは、これまでに観測された分析を基に中性子星の構造を推定したものです。このイラストについても今日の関連解説同様に長文になりますので、今後の機会に触れます。
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　スペクトルの観察は、最初は全て困難でした。なぜならば、RX J1856.5-3754の極端な不明瞭さからでした。しかし、たとえ優れたスペクトルが、VLT ANTUでの複数のモード・FORS1計器で得られたとしても、それは本当に全く特色の無いものでした。また、スペクトルの特徴も見られませんでした。

　それにもかかわらず、天文学でしばしば起こる観察の驚きが待っていました。最初は、ハッブル宇宙望遠鏡の１９９７年に観察した時に、中性子星が明らかにその領域で動いていたということでした。位置測定と仮の距離のおよそ２００光年からRX J1856.5-3754が、およそ１００km/秒の速さで動いているとわかりました。しかし、そのような高速では、粒子の落下で表面を暖めているかもしれないと推測された多くの恒星間の物質を捕えることができたと想像するのは難しいことでした。またも難問の深淵に陥りました。

　もうひとつの驚きは、スペクトルが中性子星の近辺から非常にかすかな放射を示したということでした。規則的な波長は、これらの輝線をH-アルファとH-ベータと確認しました。水素原子から始まるいわゆるバルマー線のうちの２本です。たぶん、中性子星の非常に熱い表面からの強い放射は、周囲の状況から近くに非常に熱い部分を占めるプロセスまたは、通常の星で水素原子を陽子と電子に分裂させるイオン化していることを示しました。観察された放出は、最近の時代に陽子と電子を再び水素原子へと再結合させたことを示していました。

　面白いことに、観察された白熱を生じるために必要である中性子星の近くの水素密度の単純な推定は、立方センチメートルにつきおよそ１００の水素原子の存在を示します。これは、恒星間の媒体の中での平均的な密度の１００倍にあたります。ことによると、RX J1856.5-3754の表面に水素原子が、落下していてまだ暖められているのかもしれません。

　中性子星の近くでの推量された水素密度では、水素原子が電子と陽子のイオン化とその後の再統一の時間について平均しておよそ千年の経過を必要とします。しかし、この間に動きの速い中性子星は、相当な距離を通過しました。この理由のために、水素放射の多くが宇宙で中性子星にかなり沿っていて、その「最近の」軌跡があまりに近いので見られないと予想されます。

　これらの考えをテストするために新たな注意深い観察として、水素白熱を図にできる非常に「濃い」直接的な画像を得るためにVLTを使いました。彼らの研究にＥＳＯの天文学者がスタッフとして参加しました。そして、H-アルファ水素放射を分離する精密な光学的フィルタで、全体で５時間以上の露出をしました。また、それよりも短い青と赤のフィルタでの露出が加えられました。疑似色彩画像として３つのフィルタによる露出が組み合わされました。

　多くの星が見られる画像で、私たちの太陽のような熱い星が青っぽい光をしています。その一方で、青い光が弱くてほとんど見られない比較的冷めた星が赤みがかった光で見られます。特に、画像の左下の領域で多くの広がった光を示しています。これは、恒星間のダスト粒子を離れて反射していると思われる星の明かりです。

　赤い矢印で示した画像中央のほんの少し上右側にRX J1856.5-3754の近くの円錐形星雲が拡大されました。小さな円錐形星雲は、中性子星RX J1856.5-3754の近くの水素原子からの放出でした。中性子星は、円錐の先端に近い非常にかすかな青紫に近いオブジェクトです。

　円錐の形は、船が水をかき分けて進む「バウショック」のようです。同じように形づくられた円錐は、動きの速い電波パルサーと大きい星の周辺で見つかりました。それらのオブジェクトによる星からの粒子または、恒星間の物質と衝突するパルサーの「星の風」が強い流出としてバウショックができます。

　この類似のため、「風」もRX J1856.5-3754から吹くと考えられる可能性があります。しかし、新しい仮説は、別の考えを提起するかもしれません。選択肢としてあるいは、もっとも考えられる可能性は、周囲の水素原子がイオン化され、結果として生じた電子と陽子が相当な速さを得ているということです。そして、通っている中性子星の近くで恒星間のガスとして熱を発していることです。熱いガスは、周囲の冷たいガスを膨張させ押しのけます。結局は、このプロセスが、星の風に起因した類似の幾何学的な形につながっているのかもしれません。

　現在、周囲の恒星間の物質の観察した密度が、RX J1856.5-3754で観察した温度まで加熱するのに十分かどうかは、さらに不明なままです。しかし、過去に中性子星が恒星間の空間を通ってその旅行の間に、より多くの物質を集めたことが考えられ、そして熱されて現在、ゆっくり冷めてているところかもしれません。RX J1856.5-3754の行き先は、今後、おそらく１００万年ほどでその深淵は解決されるかもしれません。また、偶然に密集した恒星間の別の領域を通り抜けることによって検知されなくなるかもしれません。そして、その先は・・・ほんの瞬間に、たったの１００万年ほどではっきりわかります。

　一般に暴走しているように見える星は、速く恒星間の空間を旅行する大きな星です。

　それは、恒星間の媒体をかき分けて進む船のように、その通り道でガスの物質を圧縮しこの画像のような暴走する星(別名　逃亡星)HD 77581のように上品な弧を描いている船首波または「ボウショック」を生じさせます。

　これは、ヨーロッパ南天文台による画像で、中央の近くに位置するHD 77581が、高感度カメラを飽和状態にして針のような十字形を生じるほど明るくなっています。

　この星は、星座ヴェーラの方角に６千光年離れていて、毎秒８０キロメートル以上で動いているように観測されました。

　どのような力がこの星を動かせているのかまだ解明されていません。答えの手がかりとして、光学では見られない伴星にあるかもしれません。そして、Ｘ線の明るいパルサーがヴェーラX-1として知られています。

　このようなパルサーがあるならば、明らかにこの大きい星には、強いキックを持っている仲間として超新星爆発の面影があると考えられています。

Credit: L. Kaper et. al. (ESO)

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