กลุ่มเนบิวลาโมเลกุลหงส์

Q: ข้อมูลสำคัญเกี่ยวกับ กลุ่มเนบิวลาโมเลกุลหงส์

กลุ่มเนบิวลาโมเลกุลไซก์นัส (หรือเรียกง่ายๆ ว่ากลุ่มเนบิวลาหงส์ ) เป็นเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ที่ตั้งอยู่ใจกลางกาแล็กซีทางช้างเผือกฝั่งเหนือในทิศทางของกลุ่มดาวไซก์นัสเป็นหนึ่งใน พื้นที่.

Q: ในยุคการหมุนควงของแกนโลก

เนื่องจากปรากฏการณ์ที่เรียกว่า การเคลื่อนที่ของจุดวิษุวัต พิกัดท้องฟ้าของดาวและกลุ่มดาวอาจแตกต่างกันอย่างมาก ขึ้นอยู่กับระยะห่างจาก ขั้วเหนือ และ ขั้วใต้ ของสุริย วิถี [ 11 ] [ 13 ]

กลุ่มเนบิวลาโมเลกุลหงส์
	ภาพสีเทียมของกลุ่มเนบิวลาโมเลกุลหงส์ เน้นแหล่งกำเนิดการปล่อยแสงในช่วงคลื่นแคบ
	แผนภูมิหงส์ของ IAU
ประเภทวัตถุ	ภูมิภาค H II
ชื่อเรียกอื่นๆ	IC 1318; Sh2-109
ข้อมูลการสังเกตการณ์( ยุค J2000.0)
กลุ่มดาว	กลุ่มดาวหงส์
สิทธิในการขึ้นสู่สวรรค์	20 ชม. 20 ม.
การลดลง	40 °
ระยะทาง	500 / 1533
มวล	10,000–100,000 M
คุณสมบัติเด่น	เมฆโมเลกุลขนาดยักษ์มหึมา
	[ แก้ไขในวิกิดาต้า ]

กลุ่มเนบิวลาโมเลกุลไซก์นัส (หรือเรียกง่ายๆ ว่ากลุ่มเนบิวลาหงส์ ) เป็นเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ที่ตั้งอยู่ใจกลางกาแล็กซีทางช้างเผือกฝั่งเหนือในทิศทางของกลุ่มดาวไซก์นัสเป็นหนึ่งใน พื้นที่ ก่อกำเนิดดาว ที่ปั่นป่วนที่สุด ในกาแล็กซีทางช้างเผือก และเป็นกลุ่มเนบิวลาโมเลกุลที่ใหญ่ที่สุดเท่าที่รู้จัก ภายในนั้นมีบริเวณ H II หลายแห่ง กลุ่มดาวขนาดใหญ่และสว่างไสวกระจุกดาวเปิด และ ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดจำนวนมากในกาแล็กซี^{[ 5 ]}

โครงสร้างที่โดดเด่นที่สุดในกลุ่มนี้รู้จักกันในชื่อย่อ ใน แคตตาล็อกว่า Sh2-109ซึ่งเป็นกลุ่มขนาดใหญ่ที่ครอบคลุมระยะทางหลายร้อยปีแสงของบริเวณ H II ที่ถูกไอออนไนซ์โดยดาวฤกษ์ที่สว่างมาก กระจุกตัวอยู่ในกลุ่ม OB ต่างๆ ที่พบในบริเวณท้องฟ้านี้^{[ 1 ]} Sh2-109 ยังเป็นส่วนที่สว่างที่สุดและโดดเด่นที่สุดของกลุ่มเนบิวลาโมเลกุลขนาดใหญ่ที่รู้จักกันในชื่อ Cygnus X มวลรวมของก๊าซและฝุ่นในบริเวณนี้อยู่ระหว่าง 10,000 ถึง 100,000 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์^{[ 4 ]}

บริเวณนี้ตั้งอยู่บนขอบเขตระหว่างแขนโอไรออน [ ^{6 ] ซึ่ง}เป็น ที่ตั้ง ของระบบสุริยะและแขนเพอร์เซอุส [ ^{7 ] ที่}ระยะทางประมาณ 5,000 ปีแสง^{[ 3 ]}คอมเพล็กซ์นี้ยังคงอยู่ในช่วงเริ่มต้นของการวิวัฒนาการ ดังที่เห็นได้จากการมีกระจุกดาวเปิดที่อายุน้อยและหนาแน่นมาก ซึ่งมีส่วนประกอบของดาวฤกษ์ที่สว่างและมีขนาดใหญ่^{[ 8 ]}ในส่วนที่ไกลที่สุดของบริเวณนี้ ซึ่งเชื่อมต่อกับกลุ่ม OB กลุ่มหนึ่งในพื้นที่ คือวัตถุCygnus X-1 ที่รู้จักกันดี ซึ่งเป็นแหล่งกำเนิด รังสีเอ็กซ์ที่หลายคนคิดว่าเป็นหลุมดำที่ดูดสสารจากดาวคู่ของมัน ซึ่งเป็น ดาว ยักษ์สีน้ำเงิน^{[ 9 ]}

การสังเกต

แผนที่นี้แสดงกลุ่มโมเลกุลหงส์ที่อยู่รอบดาวฤกษ์ซาดร์ ( แกมมา ซิกนี ) เป็นศูนย์กลาง อย่างไรก็ตาม กลุ่มโมเลกุลส่วนใหญ่ยังคงถูกบดบังด้วยเมฆฝุ่นดำหนาแน่นที่มองเห็นได้ระหว่างดาวซาดร์และดาวเดเนบ

กลุ่มดาวหงส์ตั้งอยู่ในทิศทางของท้องฟ้าที่อยู่ระหว่างดาวเดเนบและดาวซาดร์ ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างมาก อย่างไรก็ตาม ไม่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่ากล้องส่องทางไกลหรือกล้องโทรทรรศน์ ขนาดเล็ก สิ่งที่ปรากฏให้เห็นด้วยเครื่องมือขนาดเล็กคือกลุ่มดาวและกระจุกดาวเปิดขนาดเล็ก ซึ่งก่อตัวเป็นแสงวาบที่ค่อนข้างชัดเจน จนกระทั่งบริเวณทางช้างเผือกที่กลุ่มดาวเหล่านี้เป็นส่วนหนึ่งนั้นเป็นหนึ่งในบริเวณที่สว่างที่สุดในท้องฟ้า^{[ 10 ]}

เนื่องจากอยู่ในซีกโลกเหนือที่ค่าเดคลิเนชันประมาณ +40° ทำให้สามารถสังเกตบริเวณเนบิวลาคอมเพล็กซ์ได้อย่างสมบูรณ์จากทุกภูมิภาคทางเหนือของโลกซึ่งสามารถมองเห็นได้เกือบตลอดทั้งปี และเหนือเส้นละติจูดที่ 50 องศาเหนือ ยังสามารถมองเห็นได้รอบขั้วโลก อีกด้วย ส่วนหนึ่งของทางช้างเผือกนี้ครอบคลุมท้องฟ้ายามเย็นของฤดูร้อนและฤดูใบไม้ร่วงในซีกโลกเหนืออย่างสมบูรณ์ โดยปรากฏอยู่เกือบตรงจุดสูงสุดในละติจูดกลางทางเหนือ ในทางกลับกัน จากซีกโลกใต้ส่วนนี้ของท้องฟ้าสามารถสังเกตได้ยากมาก โดยเฉพาะอย่างยิ่งจากละติจูดกลางลงไปทางใต้ อย่างไรก็ตาม ใน แถบ เขตร้อน ทางใต้ สามารถสังเกตได้ค่อนข้างดี^{[ 10 ]}^{[หมายเหตุ 1 ]}

จำเป็นต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ที่มีกำลังสูงเพื่อให้สามารถสังเกตเห็นเนบิวลาที่เกี่ยวข้องได้ แต่วิธีที่ดีที่สุดในการตรวจจับคือการใช้ประโยชน์จากศักยภาพของการถ่ายภาพดาราศาสตร์นอกจากนี้ควรระลึกไว้ด้วยว่าส่วนของท้องฟ้าที่เมฆรวมตัวกันนั้นถูกบดบังเป็นส่วนใหญ่ด้วยกลุ่มเนบิวลามืด ขนาดใหญ่ ซึ่งในซีกโลกเหนือเรียกว่ารอยแยกหงส์หรือ "ถุงถ่านหินโบเรียล" ซึ่งขวางทางสายตาของผู้สังเกตการณ์^{[ 11 ]}

ในยุคการหมุนควงของแกนโลก

เนื่องจากปรากฏการณ์ที่เรียกว่าการเคลื่อนที่ของจุดวิษุวัตพิกัดท้องฟ้าของดาวและกลุ่มดาวอาจแตกต่างกันอย่างมาก ขึ้นอยู่กับระยะห่างจากขั้วเหนือและขั้วใต้ของสุริยวิถี^{[ 11 ]}^{[ 13 ]}

ดาวเดเนบ ดาวซาดร์ และส่วนของทางช้างเผือกในกลุ่มดาวหงส์ อยู่ที่ไรต์ แอสเซนชันประมาณ 20 ชั่วโมง ซึ่งไม่ไกลจาก 18 ชั่วโมง ซึ่งเทียบเท่ากับจุดที่วัตถุท้องฟ้า ยกเว้นบริเวณรอบขั้วเหนือของสุริยวิถี มีค่าเดคลิเนชันใต้สุด^{[หมายเหตุ 2 ]}

ปัจจุบัน เมื่อประมาณ 2,500 ปีที่แล้ว กลุ่มดาวนี้เคลื่อนผ่านจุดไรต์แอสเซนชัน 18 ชั่วโมง และมีแนวโน้มที่จะเคลื่อนไปทางเดคลิเนชันเหนือมากขึ้นเรื่อยๆ เมื่อประมาณ 11,000 ปีนับจากนี้ กลุ่มดาวนี้จะอยู่ที่จุดไรต์แอสเซนชัน 6 ชั่วโมง ซึ่งจะเป็นจุดเหนือสุดของกลุ่มดาวนี้ ในเวลานั้น กลุ่มดาวนี้จะอยู่ห่างจากขั้วโลกเหนือเพียง ไม่กี่องศา ดังที่เห็นในภาพด้านตรงข้าม ^{[หมายเหตุ 3 ]}

สภาพแวดล้อมของกาแล็กซีและแนวสายตา

บริเวณกาแล็กซีของเราที่มองเห็นได้ในทิศทางของกลุ่มดาวหงส์นั้น ในแง่สัมบูรณ์แล้วถูกครอบงำด้วยเนบิวลามืดขนาดใหญ่ที่รู้จักกันในชื่อรอยแยกหงส์ (Swan Fissure) ซึ่งเป็นระบบเมฆที่มีความเร็วต่ำ และจากมุมมองของเรา ดูเหมือนว่ามันจะพาดผ่านแนวยาวของทางช้างเผือกทั้งหมดทางใต้ของกลุ่มดาวหงส์ (Sadr) เป็นระยะทางยาวถึง 86° เมฆนี้อยู่ห่างออกไปโดยเฉลี่ยประมาณ 700 พาร์เซก (เท่ากับ 2300 ปีแสง) และทอดยาวไปประมาณ 1000 ปีแสง^{[ 14 ]}บริเวณขอบของกลุ่มเมฆนี้มีกระจุกดาวเปิดอยู่บ้าง เช่นNGC 6940ซึ่งอยู่ห่างออกไปประมาณ 2,400 ปีแสง^{[ 15 ]}และดาว Wolf-Rayet บางดวง รวมถึงดาว WR 147 ที่สว่างมาก ซึ่งความสว่างของมันถูกบดบังอย่างมาก (ปรากฏว่ามีขนาดความสว่างปรากฏที่ 15 แม้ว่าขนาดความสว่างสัมบูรณ์จะเป็น -4.7 ก็ตาม) ที่ระยะห่าง 630 พาร์เซก (2050 ปีแสง) ^{[ 16 ]}

เมื่อมองจากโลกไปทางทิศเหนือของรอยแยกหงส์ จะพบเนบิวลาที่มีชื่อเสียงสองแห่ง ได้แก่เนบิวลาอเมริกาเหนือและเนบิวลาเพลิกันซึ่งทั้งสองแห่งอยู่ห่างออกไปประมาณ 800 พาร์เซก (2600 ปีแสง) ซึ่งถือว่าอยู่ไม่ไกลจากกลุ่มดาวมืดของรอยแยก กลุ่มดาวนี้รวมถึงกลุ่มดาวเฟนดิทูราเอง เป็นส่วนหนึ่งของระบบเมฆโมเลกุลยักษ์ขนาดใหญ่ที่แยกเข็มขัดกูลด์ ซึ่ง เป็นกลุ่มดาวสว่างที่ดวงอาทิตย์ของเราก็อยู่ในนั้น ออกจากกลุ่มดาวหงส์ขนาดใหญ่ที่มีดาวฤกษ์และเนบิวลาอยู่นอกกลุ่มเมฆนี้^{[ 2 ]}

นอกเหนือจากแนวมืดนี้คือกลุ่มดาว OB ขนาดใหญ่ Cygnus OB7 และ Cygnus OB4 ^{[ 14 ]}ที่ขอบสุดของกลุ่มเนบิวลาหงส์ขนาดใหญ่มีกระจุกดาวเปิดจำนวนมาก ซึ่งบางส่วนสามารถสังเกตได้โดยไม่ยากนักแม้แต่ด้วยเครื่องมือขนาดเล็ก เช่น NGC 6910 และ M29 ที่รู้จักกันดี ทั้งสองอยู่ห่างออกไปมากกว่า 5,000 ปีแสง^{[ 15 ]}กลุ่มดาวโมเลกุลที่แท้จริงนั้นเกิดจาก Sh2-109 ซึ่งเป็นส่วนที่ใหญ่ที่สุดและขยายแขนงออกไปเกือบถึงกระจุกดาวเหล่านี้ และ Cygnus X ซึ่งเป็นกลุ่มดาวขนาดใหญ่ที่ไม่ได้รับแสงเต็มที่แต่ปล่อยรังสีเอกซ์ที่รุนแรง Sh2-109 และ Cygnus X รวมกันมีเส้นผ่านศูนย์กลางเกือบ 450 พาร์เซก เท่ากับ 1400 ปีแสง^{[ 2 ]}

ที่ขอบซึ่งจากโลกดูเหมือนจะเป็นขอบ "ทางใต้" ของกลุ่มดาวนี้ ที่ระยะห่าง 5100 ปีแสง มีกระจุกดาวเปิดอีกกลุ่มหนึ่งที่สังเกตได้ง่าย คือNGC 6871 ^{[ 15 ]}อย่างไรก็ตาม ในส่วนของกลุ่มดาวที่ตั้งอยู่ในทิศทางตรงกันข้ามกับแนวสายตาของเรา มีกลุ่มดาว OB ที่สว่างที่สุดอยู่ ได้แก่ กลุ่มดาว Cygnus OB1 ที่อยู่ "ใต้สุด" กลุ่มดาว Cygnus OB9 และโดยเฉพาะอย่างยิ่ง Cygnus OB2 ที่สว่างมาก ซึ่งประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดเท่าที่รู้จักในกาแล็กซีทางช้างเผือก โดยเฉพาะอย่างยิ่งCygnus OB2-12 ^{[ 17 ]}

เมื่อเดินทางต่อไปอีก โดยเคลื่อนตัวออกไปจากกลุ่มดาวที่ซับซ้อนและเข้าไปในพื้นที่ห่างไกลที่รู้จักกันในภาคกาแล็กซีนี้ จะมีกลุ่มดาว OB ที่สว่างไสวอีกสองกลุ่ม ได้แก่ Cygnus OB3 และ Cygnus OB8 ซึ่งเพิ่มกระจุกดาวเปิดที่สังเกตได้ยากNGC 6819ทั้งหมดนี้ค่อนข้างแยกออกจากแนวสายตาของกลุ่มดาวที่ซับซ้อน ระยะทางของวัตถุทั้งหมดเหล่านี้อยู่ที่ประมาณ 7700 ปีแสง^{[ 15 ]}ในระยะทางที่ใกล้เคียงกันแต่ในทิศทางที่แตกต่างกัน ทางตะวันตกเฉียงเหนือของ Deneb เมื่อมองจากโลก ในที่สุดก็มีบริเวณ H II อีกแห่งหนึ่งที่รู้จักกันในชื่อ Sh2-115 ซึ่งถูกไอออนไนซ์โดยดาวฤกษ์ที่สว่างของกระจุกดาว Berkeley 90 ซึ่งประกอบด้วยก๊าซและฝุ่นมวล 4400 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ในเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 110 ปีแสง^{[ 18 ]}

โครงสร้าง

ดังที่เห็น กลุ่มโมเลกุลตั้งอยู่ห่างจากโลกประมาณ 5,000 ปีแสง ในทิศทางของส่วนที่อุดมสมบูรณ์มากของทางช้างเผือก สามารถแยกแยะพื้นที่ต่างๆ ได้เล็กน้อย ซึ่งทั้งหมดเป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มเดียวกัน โดยสองส่วนหลักคือส่วนขยายขนาดใหญ่ที่เรียกว่า Cygnus X และกลุ่มของบริเวณ H II ที่รู้จักกันในชื่อ Sh2-109 ส่วนแรกประกอบด้วยโครงสร้างที่ใหญ่ที่สุด ซึ่งแทรกซึมอยู่ในกลุ่มดาว OB ขนาดใหญ่ที่พบในบริเวณนี้ ในขณะที่ส่วนหลังเป็นระบบของเนบิวลาหนาแน่นซึ่งมีการก่อตัวของดาวฤกษ์อย่างต่อเนื่อง บริเวณ Cygnus X ถูกบดบังอย่างมากโดยกลุ่มมืดของรอยแยก ซึ่งทับซ้อนกับแนวสายตาของเราและบดบังทั้งบริเวณ H II ขนาดใหญ่และสนามดาวที่สว่างมากของกลุ่มดาวอายุน้อยต่างๆ เกือบทั้งหมด^{[ 4 ]}

โดยรวมแล้วมีการระบุเมฆที่แตกต่างกันทั้งหมด 159 กลุ่ม ซึ่งทราบลักษณะต่างๆ เช่น ความหนาแน่น ขนาด และมวล นอกจากนี้ ยังมีบริเวณ H II ขนาดใหญ่ 7 แห่ง ซากซูเปอร์โนวา 3 แห่งดาว T Tauri 45 ดวง เจ็ตโมเลกุล 18 แห่ง และแหล่งกำเนิดรังสีอินฟราเรดมากถึง 215 แห่ง ซึ่งสอดคล้องกับวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อยและโปรโตสตาร์ซึ่งอาจเกี่ยวข้องกับเมฆโมเลกุล^{[ 19 ]}^{[ 20 ]}

ไอซี 1318

หนึ่งในโครงสร้างที่หนาแน่นที่สุดและสังเกตได้ง่ายที่สุดคือระบบเนบิวลาของIC 1318 (Sh2-108) ในภาพถ่ายจะแสดงให้เห็นเป็นกลุ่มเนบิวลาที่ล้อมรอบดาว Sadr มากบ้างน้อยบ้าง และแยกออกจากกันมากบ้างน้อยบ้าง จนถึงขั้นที่ถูกจัดประเภทเป็นเนบิวลาแยกต่างหาก อันที่จริง พวกมันมีหมายเลขตั้งแต่ IC 1318a ถึง IC 1318e เรียงจากตะวันตกไปตะวันออก^{[ 10 ]}สิ่งที่ทำให้เนบิวลาสว่างไม่ใช่ดาว Sadr อย่างที่คิด เพราะมันไม่เกี่ยวข้องกับกลุ่มโมเลกุล แม้ว่าจะเป็นดาวที่อยู่ไกลมาก ประมาณ 1,500 ปีแสงจากโลก แต่มันก็อยู่ด้านหน้าเมื่อเทียบกับบริเวณเนบิวลา^{[ 3 ]}

ส่วนที่มีความเข้มข้นมากที่สุดที่สามารถสังเกตได้โดยตรงคือส่วนของ IC 1318 ที่มองเห็นได้ใกล้กับแถบมืด LDN 889 ในทางกลับกัน ส่วนที่อยู่ทางตะวันตกสุดนั้นดูเบาบางและเป็นเส้นใยมากกว่า ซึ่งบ่งชี้ว่าส่วนนี้เกิดจากการระเบิดของซูเปอร์โนวา หนึ่งหรือหลายครั้ง ^{[ 21 ]}

ช2-109

กลุ่มดาวหงส์; บริเวณท้องฟ้าที่ทำเครื่องหมายสีแดงแสดงถึงขอบเขตที่ปรากฏของกลุ่มดาว Sh2-109

Sh2-109 เป็นระบบขนาดใหญ่และซับซ้อนของบริเวณ H II เนบิวลามืด ลำแสงก๊าซสว่าง และกลุ่มดาวอายุน้อย พื้นที่บนท้องฟ้าที่ระบบนี้ตั้งอยู่สามารถมองเห็นได้ทางใต้ของ Sadr เพียงไม่กี่องศา ทางเหนือของกระจุกดาวเปิด NGC 6871 ขอบเขตที่ปรากฏมีขนาดมากถึง 17° ^{[ 2 ]}ซึ่งที่ระยะห่าง 5000 ปีแสง เทียบเท่ากับเส้นผ่านศูนย์กลางจริงมากถึง 4600 ปีแสง^{[ 1 ]}

ไซก์นัส X

Cygnus Xได้รับการพิจารณามานานแล้วว่าเป็นหนึ่งในบริเวณที่มีโครงสร้างซับซ้อนที่สุดที่อยู่บนระนาบกาแล็กซีมันเป็นเนบิวลาขนาดใหญ่ ซึ่งรวมถึงโครงสร้างเนบิวลาขนาดเล็กและกลุ่มดาว OB จำนวนมาก เดิมทีรู้จักกันในฐานะ แหล่งกำเนิด คลื่นวิทยุ ที่โดดเด่นเพียงแหล่งเดียว จึงได้รับชื่อย่อ X เพื่อแยกแยะออกจากแหล่งกำเนิดนอกกาแล็กซีCygnus A ด้วยการพัฒนาเทคนิคการสังเกตการณ์ใน ความยาวคลื่นต่างๆทำให้มีการค้นพบแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุหลายร้อยแหล่ง จนถึงหลายพันแหล่งในช่วงทศวรรษ 1980 การศึกษาเหล่านี้ยังแสดงให้เห็นว่าบริเวณใจกลางของกลุ่มดาวนี้ถูกบดบังมากที่สุดด้วย^{[ 7 ]}

แม้ว่านักวิชาการจะมีความเห็นพ้องกันมานานแล้วเกี่ยวกับโครงสร้างกาแล็กซีขนาดใหญ่ที่พบในบริเวณ Cygnus X แต่ก็ยังคงมีความยากลำบากในการกำหนดระยะทางจลนศาสตร์ของบริเวณการก่อตัวของดาวฤกษ์ เนื่องจากความแตกต่างระหว่างความเร็วเชิงรัศมีต่างๆ สอดคล้องกับการกระจายตัวของเมฆกาแล็กซี แขนของกลุ่มดาวเพอร์เซอุสสามารถติดตามได้โดยการทำแผนที่การกระจายตัวของบริเวณ H II ต่างๆ และดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าโดยเนื้อแท้ ตามการศึกษาเหล่านี้ กลุ่มดาว Cygnus X ตั้งอยู่ร่วมกับแขนของเราและแขนของกลุ่มดาวเพอร์เซอุส^{[ 7 ]}อย่างไรก็ตาม ตามการศึกษาอื่นๆ แขนดังกล่าวจะเป็นแขนของกลุ่มดาวหงส์^{[ 22 ]}

จากการศึกษา CO พบว่าวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อยประมาณ 70 ดวงในกลุ่มดาวหงส์ X ที่มีสเปกตรัมคลาส A และ B ที่ระยะห่างไม่เกิน 2,000 พาร์เซก (เทียบเท่ากับประมาณ 6,500 ปีแสง) อยู่ในบริเวณใกล้ขอบของแขนกลุ่มดาวโอไรออน ^[⁷^]

บริเวณ H II และปรากฏการณ์การก่อตัวของดาวฤกษ์

ส่วนใต้สุดของกลุ่มเนบิวลา Sh2-109 โดยมีเนบิวลามืดB147 โดดเด่น อยู่

กลุ่ม Cygnus Complex ดูเหมือนจะเกี่ยวข้องกับโครงสร้างจำนวนมากที่มีปรากฏการณ์การก่อตัวของดาวฤกษ์อย่างรุนแรง และพลวัตของตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ค่อนข้างรุนแรง พื้นที่บนท้องฟ้าที่สามารถมองเห็นกลุ่มนี้ได้ถูกศึกษาในช่วงความยาวคลื่นต่างๆ ตั้งแต่รังสีเอกซ์ไปจนถึงอินฟราเรดช่วงกลางเพื่อกำหนดโครงสร้างของมัน ดังนั้นจึง มีการค้นพบ ซากซูเปอร์โนวา หลายแห่ง รวมถึงบริเวณ H II จำนวนมากที่อยู่ติดกัน ซึ่งทั้งหมดรวมอยู่ในสิ่งที่เรียกว่า Cygnus Superbubble บริเวณ H II แต่ละแห่งที่ประกอบกันเป็นกลุ่ม Cygnus X Complex มีความสำคัญอย่างยิ่งในการสร้างโครงสร้างสามมิติของบริเวณกาแล็กซีนี้และการศึกษาปรากฏการณ์การก่อตัวของดาวฤกษ์ใหม่ที่กำลังดำเนินอยู่ ยิ่งไปกว่านั้น พวกมันยังเป็นตัวอย่างที่ยอดเยี่ยมที่แสดงให้เห็นว่าปฏิสัมพันธ์ต่างๆ ระหว่างกลุ่มดาวฤกษ์ขนาดใหญ่กับตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์โดยรอบสามารถสร้างรูปร่างและโครงสร้างที่หลากหลายได้อย่างไร ในขณะที่ข้อเท็จจริงที่ว่ากลุ่มดาวฤกษ์เหล่านี้จำนวนมากเชื่อมต่อกันทางกายภาพภายในกลุ่มขนาดใหญ่เพียงกลุ่มเดียวช่วยในการศึกษาพวกมัน^{[ 8 ]}

จากการใช้วิธีการเปรียบเทียบองค์ประกอบของดาวฤกษ์ที่ฝังอยู่ในเนบิวลาโดยการสังเกตที่ความยาวคลื่นหลายช่วง ตำแหน่งและระยะทางของบริเวณ H II ที่สังเกตได้หลายแห่งในกลุ่มดาวหงส์สามารถทำแผนที่ได้อย่างแม่นยำพอสมควร การศึกษาหนึ่งพบว่าพื้นที่ก่อกำเนิดดาวฤกษ์หลายแห่งที่อยู่ในกลุ่มดาวหงส์ X ดูเหมือนจะเชื่อมต่อกับกระจุกดาวเปิดหรือกลุ่มดาวอายุน้อยมาก ซึ่งเป็นการยืนยันผลการศึกษาอื่น ๆ ที่ดำเนินการในช่วงทศวรรษ 1960 และ 1970 ซึ่งตั้งสมมติฐานว่า เนื่องจากมีดาวฤกษ์ที่อาจกระตุ้นการเกิดเนบิวลาอยู่น้อย กลุ่มดาวนี้จึงอยู่ในช่วงเริ่มต้นของการวิวัฒนาการ และดาวฤกษ์ที่กำลังก่อตัวในปัจจุบันยังคงถูกปกคลุมด้วยกลุ่มก้อน ที่กำลังก่อตัวอยู่ เป็น ส่วนใหญ่ ^{[ 23 ]}

บริเวณ H II ของกลุ่มเมฆที่มีมวลน้อยกว่า 100 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์มีแนวโน้มที่จะก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ในปริมาณที่มากกว่าเมฆอื่นๆ ถึงสี่เท่า สาเหตุนี้อาจเกิดจากความดัน สูง ที่เกิดจากก๊าซไอออนไนซ์ที่ขอบของเมฆ หรือ การกระทำของรังสี โฟโตไลติกที่มีอยู่ในบริเวณ H II เอง ซึ่งจะทำให้เมฆโมเลกุลสลายตัว ในทางกลับกัน กลุ่มเมฆเนบิวลาขนาดใหญ่และมีมวลมากกว่า มีแนวโน้มที่จะอยู่ในสมดุลวิเรียลหรืออยู่ในสถานะยุบตัว^{[ 20 ]}

ดร. 21

ในบรรดากลุ่มเนบิวลาแต่ละกลุ่ม นักดาราศาสตร์ได้ค้นพบวัตถุท้องฟ้าที่มีความสว่างเป็นพิเศษบางดวง ซึ่งที่โดดเด่นและได้รับการศึกษามากที่สุดคือ DR 21 ที่มีความสว่าง^{[ 24 ]}กลุ่มนี้ หรือที่รู้จักกันในชื่อ W75 ประกอบด้วยบริเวณก่อกำเนิดดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดแห่งหนึ่งในทางช้างเผือก มันเกี่ยวข้องกับกระจุกดาวอายุน้อย และระยะทางของมันเป็นที่ถกเถียงกัน จนกระทั่งถึงช่วงปี 1980 ระยะทางประมาณ 10,000 ปีแสงถูกระบุไว้สำหรับ DR 21 ในขณะที่การวัดล่าสุดได้ลดค่านี้ลงเหลือเพียง 5,000 ปีแสง^{[ 25 ]}ซึ่งอยู่ในใจกลางของกลุ่ม Swan ^{[ 26 ]}

DR 21 น่าจะเกิดจากการปฏิสัมพันธ์ของเมฆโมเลกุลยักษ์สองกลุ่ม บริเวณที่หนาแน่นและมีมวลมากกว่าซึ่งตั้งอยู่ตรงกลาง อาจมีต้นกำเนิดมาจาก ปรากฏการณ์ การยุบตัวโดยทั่วไปการก่อตัวของดาวร้อนเกิดขึ้นในบริเวณนี้ ซึ่งทำให้ก๊าซโดยรอบสว่างขึ้น ส่งผลให้เมฆโมเลกุล เปลี่ยน เป็นบริเวณ H II ขนาดกะทัดรัดที่สามารถสังเกตได้ในปัจจุบัน DR 21 เป็นโครงสร้างที่อายุน้อยมาก ซึ่งความปั่นป่วนและความดันที่เกิดจากวัตถุโดยรอบยังไม่ได้เปลี่ยนแปลงโครงสร้างจนทำให้การหดตัวช้าลง^{[ 27 ]}

ที่เส้นการปล่อยของ CO ตรวจพบเจ็ตแบบสองขั้ว ซึ่งน่าจะเกิดจากวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อยต่างๆ ภายในนั้น เจ็ตเหล่านี้เป็นหนึ่งในเจ็ตที่ทรงพลังและมีมวลมากที่สุด (M = >3000 M☉) เท่าที่รู้จักในกาแล็กซีทางช้างเผือก และมีพลังงานมากพอที่จะต้านทานการยุบตัวของเมฆเอง และอาจมีบทบาทสำคัญในปรากฏการณ์ที่เกี่ยวข้องกับการสลายตัวในที่สุด^{[ 28 ]}ด้านนอกของเมฆ สังเกตเห็นโครงสร้างเส้นใยขนาดใหญ่ ซึ่งเห็นได้ชัดว่าเกิดจากสสารที่ถูกขับออกมาจากเจ็ต ซึ่งดูเหมือนว่าจะมีปฏิสัมพันธ์กับฟอง ขนาดใหญ่ ภายในนั้นมีกระจุกดาวอยู่^{[ 25 ]}

โครงสร้างอื่นๆ

โครงสร้างย่อยอื่นๆ ได้แก่ บริเวณ ECX6-27 ซึ่งดูเหมือนจะฉายไปในทิศทางของแกนกลางของกลุ่มดาว Cygnus OB2 ที่สว่าง อย่างไรก็ตาม ค่า ความเร็วเชิงรัศมี ที่เป็นลบ จะตัดความเป็นไปได้ของการเชื่อมต่อทางกายภาพที่แท้จริงระหว่างวัตถุทั้งสอง บริเวณ H II นี้ดูเหมือนจะเชื่อมต่อกับบริเวณ HI ที่เย็นกว่าขนาดใหญ่ ซึ่งแสดงให้เห็นความเร็วเชิงรัศมีเดียวกันในทางตรงกันข้าม ด้วยระยะทางมากกว่า 8,000 ปีแสง มันจึงเป็นหนึ่งในกลุ่มเนบิวลาที่หนาแน่นที่สุดที่อยู่ห่างไกลที่สุดในคอมเพล็กซ์^{[ 29 ]}ในทางกลับกัน ECX6-20 ถูกครอบงำโดยกระจุกดาวที่กะทัดรัดมาก ซึ่งเชื่อมต่อกับอีกสองกระจุกที่มองเห็นได้เฉพาะในรังสีอินฟราเรด การวัดความเร็วเชิงรัศมีของมันวางตำแหน่งมันไว้ตรงกลางของคอมเพล็กซ์ บนขอบของแขนกังวลของเรา การสังเกตการณ์ใกล้รังสีอินฟราเรดและคลื่นวิทยุแสดงให้เห็นโครงสร้างรูปโค้งที่เริ่มต้นจากกระจุกดาวที่กะทัดรัดและขยายไปทางทิศตะวันออก ในขณะที่ในทางตรงกันข้าม ส่วนโค้งที่สองที่จางกว่ามากมุ่งหน้าไปทางทิศตะวันตก โดยการวิเคราะห์ตำแหน่งของคลัสเตอร์ที่สัมพันธ์กับส่วนโค้งทั้งสอง สมมติฐานจึงถูกกำหนดขึ้นว่าการขยายตัวของฟองอากาศทำให้เกิดเหตุการณ์การก่อตัวของดาวฤกษ์ซึ่งก่อให้เกิดคลัสเตอร์ดาวฤกษ์ขนาดกะทัดรัด ซึ่งอาจเป็นซากของซูเปอร์โนวาโบราณ^{[ 30 ]}

การวัดระยะทาง

ระยะทางไปยัง Swan Complex ได้รับการคำนวณโดยสรุปตั้งแต่ช่วงทศวรรษ 1960 โดยใช้ประโยชน์จากการเปรียบเทียบระหว่างการปล่อย Hα และคลื่นวิทยุของบริเวณ H II ที่สว่างที่สุด และสมมติว่าการกระตุ้นก๊าซหลักในบริเวณนั้นคือกลุ่ม Cygnus OB2 ที่สว่างไสว จากการวัดเหล่านี้ ค่าระยะทางประมาณ 1500 พาร์เซก (ประมาณ 5500 ปีแสง) ได้รับการกำหนด การวัดในภายหลังได้ยืนยันการกำหนดค่าเหล่านี้เป็นส่วนใหญ่^{[ 3 ]}

ความยากลำบากในการคำนวณระยะทางของกลุ่มเมฆเกิดจากหลายสาเหตุ ประการแรก พื้นที่ถูกบดบังอย่างมาก ดังที่เห็นข้างต้น ด้วยปริมาณฝุ่น จำนวนมาก ที่ขวางทางสายตาของเรา ดังนั้น วิธีการคำนวณระยะทางของกลุ่มเมฆโดยการหาระยะทางของดาวฤกษ์ที่กระตุ้นจึงไม่สามารถสำเร็จได้ เนื่องจากดาวฤกษ์เหล่านี้ไม่เป็นที่รู้จักเสมอไป ความยากลำบากประการที่สองเป็นเรื่องของกาแล็กซีโดยเฉพาะ การหมุนของทางช้างเผือกที่ลองจิจูดกาแล็กซี นี้ เปลี่ยนแปลงการวัดความเร็วเชิงรัศมีอย่างมาก มากกว่าที่คาดการณ์ไว้ในแบบจำลองทางทฤษฎี เนื่องจากความเปลี่ยนแปลงของความเร็วที่เกิดจากการหมุนของกาแล็กซีเปลี่ยนแปลงช้ามากเมื่อเทียบกับความเร็วที่เพิ่มขึ้น ดังนั้น วิธีการเปรียบเทียบความเร็วเชิงรัศมีที่สังเกตได้ในเนบิวลากับความเร็วการหมุนของกาแล็กซีจึงไม่สามารถนำมาใช้ได้เช่นกัน^{[ 3 ]}

สมาคมสูตินรีเวช

กลุ่มดาว OB เป็นกลุ่มดาวอายุน้อยที่มีดาวฤกษ์มวลมาก 10 ถึง 100 ดวงในชั้นสเปกตรัม O และ B กล่าวคือ สีน้ำเงินและร้อนมาก พวกมันก่อตัวขึ้นด้วยกันในเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ ซึ่งก๊าซที่เหลืออยู่จะถูกพัดพาออกไปโดยลมดาวฤกษ์ที่รุนแรงเมื่อดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้น^{[ 31 ]}ภายในไม่กี่ล้านปี ดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าส่วนใหญ่ในกลุ่มจะระเบิดเป็นซูเปอร์โนวา ในขณะที่ดาวฤกษ์ขนาดเล็กกว่าซึ่งมีมวลน้อยกว่าจะอยู่รอดได้นานกว่ามาก เชื่อกันว่าดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในกาแล็กซีทางช้างเผือกเดิมทีเป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มดาว OB ^{[ 31 ]}ในทางตรงกันข้าม กลุ่มดาว OB ของกาแล็กซีอื่น ๆ สามารถทราบได้ง่ายกว่าของกาแล็กซีทางช้างเผือกเนื่องจากมีเมฆมืดที่บดบังวัตถุส่วนใหญ่ภายในนั้น^{[ 17 ]}

ไซก์นัส โอบี1

Cygnus OB1 เป็นกลุ่มดาวอายุน้อยและร้อนที่ขยายตัวออกไป ดูเหมือนว่าจะเชื่อมต่อกับระบบก๊าซที่ก่อตัวเป็นซูเปอร์บับเบิล ซึ่งสามารถสังเกตได้ในย่านอินฟราเรดไกลด้วยเครื่องมือต่างๆ เช่น IRAS จากการศึกษาบางส่วนที่ดำเนินการในช่วงความยาวคลื่นนี้ พบว่าโครงสร้างนี้มีอายุน้อยมาก เพียงหนึ่งล้านปี และน่าจะเกิดจากการซ้อนทับกันของฟองอากาศหลายฟอง รูปร่างของมันซึ่งไม่เป็นทรงกลม น่าจะเป็นผลมาจากการกระจายตัวของดาวฤกษ์มวลมากในบริเวณนั้น การศึกษาฟองอากาศนี้ยังทำให้สามารถเปิดเผยได้ว่าดาวฤกษ์ในกลุ่มนี้ไม่ได้ก่อตัวขึ้นจากกระบวนการสร้างดาวฤกษ์เพียงครั้งเดียว อันที่จริง ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดใน Cygnus OB1 ในปัจจุบันน่าจะก่อตัวขึ้นในภายหลังกว่าส่วนประกอบอื่นๆ เนื่องจากพวกมันยังอยู่ในช่วงดาวฤกษ์ Wolf-Rayet ยิ่งไปกว่านั้น ขนาดของซูเปอร์บับเบิลเผยให้เห็นว่ามันน่าจะเกิดจากการระเบิดของซูเปอร์โนวา 3 หรือ 5 ครั้ง ซึ่งเป็นผลมาจากดาวฤกษ์ที่มีมวลระหว่าง 45 ถึง 80 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์^{[ 22 ]}

ไซก์นัส โอบี2

กลุ่มดาว Cygnus OB2 ที่มองเห็นได้ด้วยโปรแกรม Celestia

Cygnus OB2 เป็นหนึ่งในกลุ่มดาว OB ที่สว่างและหนาแน่นที่สุดในกาแล็กซีของเรา ประกอบด้วยดาวฤกษ์ยักษ์สีน้ำเงินจำนวนมาก ซึ่งบางดวงก็สว่างที่สุดในบรรดาดาวฤกษ์ที่รู้จักกัน^{[ 17 ]} ส่วนประกอบของมันมีอายุน้อยมากและแสดง ความเร็วในการหมุนที่ค่อนข้างช้า^{[ 32 ]}

สเปกตรัมของดาว Cygnus OB2 และอุณหภูมิของพวกมันได้รับการวิเคราะห์ในการศึกษาหลายครั้ง ซึ่งพบว่าส่วนประกอบหลายอย่างมีการสูญเสียมวลอย่างมากเนื่องจากลมดาวฤกษ์ที่รุนแรง[ ^{32 ] เปอร์เซ็นต์}การปรากฏของไฮโดรเจนและฮีเลียมนั้นคล้ายคลึงกันในดาวทุกดวง ยกเว้นดาว Cygnus OB2-7 ซึ่งฮีเลียมจะมีปริมาณมากกว่าดาวดวงอื่น ๆ^{[ 32 ]}ห่างจากศูนย์กลางของกลุ่มดาวเล็กน้อยคือCygnus OB2-12ซึ่งเป็นดาวไฮเปอร์ไจแอนท์ในบรรดาดาวที่สว่างที่สุดเท่าที่รู้จักในทางช้างเผือก ความสว่างสัมบูรณ์ของมันอยู่ที่ประมาณ -12 และหากไม่มี การดูด กลืนแสงดาวดวงนี้จะมีขนาดปรากฏ 1.5 เมื่อมองจากโลก ซึ่งคล้ายกับขนาดปรากฏของดาว Deneb มาก แต่เนื่องจากการดูดกลืนที่เกิดจากฝุ่น ขนาดปรากฏจึงลดลงเหลือ 11.4 ทำให้มองไม่เห็นด้วยตาเปล่า^{[ 33 ]}

นักวิชาการบางคน เมื่อพิจารณาจากมวล ความหนาแน่น และขนาดของกลุ่มดาว ได้ตั้งข้อสันนิษฐานว่า Cygnus OB2 เป็นตัวอย่างของกระจุกดาวทรงกลมที่กำลังก่อตัว: มีการสังเกตวัตถุที่คล้ายกันทั้งในเมฆแมเจลแลนขนาดใหญ่และในบริเวณก่อกำเนิดดาวที่พบในกาแล็กซีอื่น ๆ นอกจากนี้ยังมีการชี้ให้เห็นว่านี่จะเป็นวัตถุประเภทนี้ชิ้นแรกที่รู้จักในกาแล็กซีทางช้างเผือก^{[ 34 ]}

ไซก์นัส โอบี9

Cygnus OB9 เป็นกลุ่มดาวที่มีความหนาแน่นค่อนข้างต่ำ ซึ่งเมื่อมองจากแนวสายตาของเรา พบว่าอยู่ไม่ไกลจากกลุ่มดาวก่อนหน้า ในกลุ่มดาวนี้และกลุ่มดาวก่อนหน้า มีดาวฤกษ์ประเภทสเปกตรัม O ประมาณร้อยดวง ซึ่งถือว่าร้อนจัด สถานการณ์เช่นนี้บ่งชี้ว่าในช่วงเวลาทางดาราศาสตร์ที่สั้น (ภายในไม่กี่ล้านปี) กลุ่มดาวนี้อาจกลายเป็นแหล่งกำเนิดของการระเบิดซูเปอร์โนวาจำนวนมาก โดยสมมติว่าอายุเฉลี่ยของดาวฤกษ์ประเภท O ที่มีมวลมากนั้นยาวนานประมาณ 1.7 ล้านปี อัตราการเกิดซูเปอร์โนวาหนึ่งครั้งทุกๆ ประมาณ 70,000 ปีจึงเป็นไปได้^{[ 35 ]}ระยะทางได้รับการประมาณไว้ที่ 1700 พาร์เซก (5500 ปีแสง) ซึ่งเทียบได้กับกลุ่มดาวอีกสองกลุ่ม^{[ 3 ]}

การสังเกตการณ์คลื่นวิทยุและรังสีเอ็กซ์

ภาพแสดงกลุ่มดาวหงส์ในความยาวคลื่นต่างๆ: ด้านบนในแสงที่มองเห็นได้ ตรงกลางในรังสีอินฟราเรด และด้านล่างในคลื่นวิทยุ (0.4 GHz )

เนื่องจากบริเวณของกลุ่มไซก์นัสเป็นแหล่งของปรากฏการณ์ทางพลศาสตร์และการรบกวนที่สำคัญ เช่น การก่อตัวของดาวฤกษ์ จึงเห็นได้ชัดเจนยิ่งขึ้นเมื่อสังเกตด้วยคลื่นวิทยุและรังสีเอ็กซ์ จากการสังเกตคลื่นวิทยุพบว่าเนบิวลาสว่างที่อยู่ในกลุ่มไซก์นัส X อยู่ในบริเวณกาแล็กซีที่สังเกตได้ในแนวสัมผัส จากการสังเกตแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุ พบว่าส่วนใหญ่เกิดจากสสารที่มีอุณหภูมิสูง และตำแหน่งของมันตรงกับตำแหน่งของบริเวณ H II ที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า การสังเกตด้วยรังสีเอ็กซ์แสดงให้เห็นโครงสร้างของซูเปอร์บับเบิลได้อย่างชัดเจน ซึ่งเป็นโครงสร้างวงแหวนที่ขยายออกไป 13° พิสูจน์แล้วว่าเป็นโครงสร้างที่ใหญ่ที่สุดและมีพลังงานมากที่สุดที่ค้นพบภายในแขนของทางช้างเผือก ส่วนต่างๆ ของโครงสร้างวงแหวนนี้ถูกค้นพบตั้งแต่ทศวรรษ 1970 และได้รับการจัดประเภทภายใต้ชื่อย่อ Cygnus X-6 และ Cygnus X-7 แต่ลักษณะของพวกมันในขณะที่ค้นพบยังไม่ได้รับการกำหนดอย่างชัดเจน^{[ 36 ]}

มีอย่างน้อยสองภูมิภาคกาแล็กซีอื่นที่ทราบกันดีว่าแสดงคุณสมบัติที่คล้ายคลึงกับกลุ่ม Swan เช่นการปล่อยHα แบบเส้นใยและการเชื่อมโยง OB แม้ว่าจะอยู่ในระดับที่เล็กกว่ามาก หนึ่งในนั้นคือ เนบิวลากัม ที่รู้จักกันดี ซึ่งเป็นซากซูเปอร์โนวาโบราณ อย่างไรก็ตาม มันไม่ได้ปล่อยรังสีเอ็กซ์ แต่สามารถสังเกตได้ดีในย่านอินฟราเรดระหว่างกลุ่มดาว Stern และ Sails ของออสเตรเลีย โครงสร้างที่สองคือฟองอากาศอีริดานัสซึ่งอยู่ระหว่างกลุ่มดาวโอไรออนทอรัสและอีริดานัส^{[ 36 ]}

สำหรับบริเวณ Swan นั้น มีปรากฏการณ์ทางดาราศาสตร์ระหว่างกาแล็กซีที่ทราบเพียงสองอย่างที่สามารถเพิ่มโครงสร้างโมเลกุลได้มากขนาดนี้ ได้แก่ การระเบิดของซูเปอร์โนวาและการกระทำของลมดาวฤกษ์ที่รุนแรง ไม่สามารถตัดความเป็นไปได้ที่โครงสร้างจะได้รับการเสริมความแข็งแกร่งโดยการระเบิดของซูเปอร์โนวาขนาดใหญ่เพียงครั้งเดียว (ซึ่งสามารถอธิบายรูปร่างของโครงสร้างได้ แต่ไม่สามารถอธิบายพลังของการปล่อยรังสีได้) นักวิทยาศาสตร์บางคนเสนอว่าพลังงานที่เกิดขึ้นเพื่อเสริมความแข็งแกร่งให้กับโครงสร้างนั้นมาจากลมดาวฤกษ์ที่รุนแรงซึ่งมีปฏิสัมพันธ์กับตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ที่หนาแน่นในบริเวณนั้น ซึ่งอาจเกิดจากการระเบิดของซูเปอร์โนวาต่อเนื่องกันหลายครั้ง ในความเป็นจริง มีการแสดงให้เห็นว่าการระเบิดของซูเปอร์โนวาประมาณ 30 ถึง 100 ครั้งที่กระจายอยู่ในช่วงเวลา 3 ถึง 10 ล้านปี อาจให้พลังงานเพียงพอที่จะเสริมความแข็งแกร่งให้กับบริเวณนั้นจนถึงระดับที่สังเกตได้ อย่างไรก็ตาม ดาวฤกษ์ต้นกำเนิดของการระเบิดเหล่านี้จะต้องมีอายุมากกว่าดาวฤกษ์ที่กำลังก่อตัวเป็นกลุ่ม Cygnus OB2 ซึ่งเป็นกลุ่มที่มีมวลมากที่สุดในบริเวณนั้น^{[ 36 ]}

ไซก์นัส X-1

Cygnus X-1 เป็นหนึ่งในแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ที่รู้จักกันดีและได้รับการศึกษามากที่สุดในกาแล็กซีของเรา^{[ 37 ]}ในฐานะที่เป็นส่วนรอบนอกของกลุ่ม Cygnus มันตั้งอยู่ตามแขนกังวลเดียวกันกับที่ดวงอาทิตย์ตั้งอยู่^{[ 6 ]}ใกล้กับจุดที่มันตัดกับแขน Sagittariusมันน่าจะเป็นหลุมดำดาวฤกษ์ที่มีมวลประมาณ 8.7 เท่าของดวงอาทิตย์^{[ 38 ]}และได้รับการพิสูจน์แล้วว่าเป็นวัตถุที่มีความหนาแน่นมากเกินไปที่จะนำมาเปรียบเทียบกับดาวฤกษ์ปกติหรือวัตถุแปลกปลอมอื่นๆ เช่น ดาวนิวตรอน หากมันเป็นหลุมดำ รัศมีของขอบฟ้าเหตุการณ์น่าจะอยู่ที่ประมาณ 26 กม. ^{[ 39 ]}

Cygnus X-1 เป็นส่วนหนึ่งของระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์ ขนาดใหญ่ ระบบนี้อยู่ห่างออกไปประมาณ 6,000 ปีแสง ประกอบด้วยดาวยักษ์แปรแสงสีน้ำเงินที่มีชื่อในแคตตาล็อกว่า HDE 226868 ซึ่งมีวงโคจรประมาณ 0.2 AU ลมดาวฤกษ์ที่รุนแรงจากดาวดวงนี้ถ่ายโอนสสารจำนวนมากไปยังจานสะสมมวลที่ล้อมรอบดาวคู่ของมัน ซึ่งเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์^{[ 9 ]}สสารในจานชั้นในร้อนจัดจนถึงหลายล้านเคลวิน จึงปล่อยรังสีเอ็กซ์ที่สังเกตได้^{[ 40 ]}นอกจากนี้ ยังมีเจ็ตคู่หนึ่งพุ่งออกมาจากขั้วของจาน พ่นสสารออกไปสู่อวกาศโดยรอบ^{[ 41 ]}

เมื่อมองจากดวงอาทิตย์ ระบบนี้ตั้งอยู่ด้านหลังกลุ่มโมเลกุล Swan ในกลุ่ม Cygnus OB3 อายุของมันน่าจะประมาณ 5 ล้านปี และน่าจะก่อตัวขึ้นจากดาวฤกษ์ต้นกำเนิดที่มีมวลมากถึง 40 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ มวลส่วนใหญ่ถูกขับออกมาเป็นลมดาวฤกษ์และในช่วงซูเปอร์โนวาในภายหลัง ซึ่งเป็นจุดกำเนิดของหลุมดำ^{[ 42 ]}

ดูเพิ่มเติม

กลุ่มดาวหงส์
เนบิวลา
นอร์มา อาร์ม
แขนโอไรออน
แขนเพอร์ซีอุส
ไซก์นัส X-1
กลุ่มเมฆโมเลกุลโอไรออนเป็นระบบเนบิวลาที่คล้ายกันแต่มีขนาดเล็กกว่า
ภูมิภาคซาดร์
การก่อตัวของดาว
ภูมิภาค H II
ซูเปอร์บับเบิล

หมายเหตุ

↑ค่าเดคลิเนชัน 40°N เทียบเท่ากับระยะห่างเชิงมุมจากขั้วโลกใต้ของท้องฟ้า 50° ซึ่งหมายความว่าทางเหนือของ 50°N วัตถุนั้นจะโคจรรอบขั้วโลก ในขณะที่ทางใต้ของ 50°S วัตถุนั้นจะไม่ขึ้นเลย
↑ลองพิจารณาดูว่า จุดตัดระหว่างระนาบสุริยวิถีกับไรต์แอสเซนชันที่ 18 นาฬิกา เท่ากับจุดที่ดวงอาทิตย์อยู่ ณ วันเหมายันซึ่งตรงกับวันที่ 22 ธันวาคม
↑ในการพิจารณาเรื่องนี้ เพียงแค่วิเคราะห์พิกัดสองค่าที่ SIMBAD ให้มา สำหรับจุดวิษุวัตฤดูใบไม้ผลิของปี 1950 และ 2000 ซึ่งพิกัดคือ +19°52' และ +19°41' ตามลำดับ

บรรณานุกรม

หนังสือ

งานทั่วไป

โอเมียรา, สตีเฟน เจมส์ (2007). เพื่อนร่วมท้องฟ้าลึก: ขุมทรัพย์ที่ซ่อนเร้น . สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. ISBN 978-0-521-83704-0.
เบิร์นแฮม จูเนียร์, โรเบิร์ต (1978). คู่มือดาราศาสตร์ของเบิร์นแฮม: เล่มสอง . นิวยอร์ก: สำนักพิมพ์โดเวอร์ อิงค์
ไชส์สัน; แมคมิลแลน (1993). ดาราศาสตร์ในปัจจุบัน[ en ] . เอนเกิลวูด คลิฟส์: เพรนติส-ฮอลล์ อิงค์ISBN 0-13-240085-5.
ที. อาร์นี, โทมัส (2007). การสำรวจ: บทนำสู่ดาราศาสตร์ . บอสตัน: แมคกรอว์-ฮิลล์. ISBN 978-0-07-321369-9.
เอเอ.วีวี (2002) L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia [ The Universe - Great Encyclopedia of Astronomy ] (ในภาษาอิตาลี) โนวารา: เด อาโกสตินี
กริบบิน เจ (2005) Enciclopedia di astronomia e cosmologia [ สารานุกรมดาราศาสตร์และจักรวาลวิทยา] (ในภาษาอิตาลี) มิลาน: การ์ซานติ. ไอเอสบีเอ็น 88-11-50517-8.
โอเว่น ดับเบิลยู. (2006) Atlante Illustrator dell'Universo [ แผนที่ภาพประกอบของจักรวาล] (ในภาษาอิตาลี) มิลาน: อิล เวียจเจียตอเรไอเอสบีเอ็น 88-365-3679-4.
ลินด์สตรอม, เจ. (2006) Stelle, galassie e Misteri cosmici [ ดวงดาว กาแล็กซี และความลึกลับของจักรวาล] (ในภาษาอิตาลี) ตริเอสเต: บทบรรณาธิการ Scienza. ไอเอสบีเอ็น 88-7307-326-3.

เกี่ยวกับการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์

Lada, CJ (1999). กำเนิดของดาวฤกษ์และระบบดาวเคราะห์ . สำนักพิมพ์ Kluwer Academic Publishers. ISBN 0-7923-5909-7.
เดอ บลาซี, เอ. (2002) Le stelle: nascita, evoluzione e morte [ ดวงดาว: การกำเนิด วิวัฒนาการ และความตาย] (ในภาษาอิตาลี) โบโลญญา: CLUEB. ไอเอสบีเอ็น 88-491-1832-5.
แอบบอนดี, ซี. (2007) Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle [ จักรวาลวิวัฒนาการจากการเกิดไปสู่ความตายของดวงดาว] (ในภาษาอิตาลี) สันดิษฐ์. ไอเอสบีเอ็น 978-88-89150-32-0.
แฮ็ค, มาร์เกอริตา (2004) โดฟ นัสโคโน เลอ สเตลเล Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo [ ที่ที่ดวงดาวถือกำเนิด จากชีวิตสู่ควาร์ก: การเดินทางกลับสู่ต้นกำเนิดของจักรวาล] (ในภาษาอิตาลี) มิลาน : สเปอร์ลิ่ง แอนด์ คุปเฟอร์ไอเอสบีเอ็น 88-8274-912-6.

ไพ่ดวงดาว

ทีเรียน; สายสัมพันธ์; โลวี (1987) Uranometria 2000.0 - เล่มที่ 1 - ซีกโลกเหนือถึง -6 ° ริชมอนด์ เวอร์จิเนีย สหรัฐอเมริกา: Willmann-Bell, inc. ไอเอสบีเอ็น 0-943396-14-X.
Tirion; Sinnott (1998). Sky Atlas 2000.0 . เคมบริดจ์ สหรัฐอเมริกา: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ISBN 0-933346-90-5.
ทิริออน (2001). แผนที่ดาวเคมบริดจ์ 2000.0 . เคมบริดจ์ สหรัฐอเมริกา: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ISBN 0-521-80084-6.

สิ่งพิมพ์ทางวิทยาศาสตร์

Harris, S. (1980). "ตำแหน่งของบริเวณ HII ในเมฆโมเลกุล" เมฆโมเลกุลยักษ์ในกาแล็กซี; รายงานการประชุมเชิงปฏิบัติการด้านฟิสิกส์ดาราศาสตร์ Gregynog ครั้งที่สาม : 201– 206. รหัสบรรณานุกรม : 1980gmcg.work..201H . doi : 10.1016/B978-0-08-023068-9.50023-3 . ISBN 978-0-08-023068-9.
Dame, TM (1985). "การสำรวจ CO ในละติจูดกว้างของเมฆโมเลกุลในทางช้างเผือกตอนเหนือ". Astrophysical Journal . 297 : 751–765 . Bibcode : 1985ApJ...297..751D . doi : 10.1086/163573 .
โดบาชิ; คาซูฮิโตะ; เบอร์นาร์ด; ฌอง-ฟิลลิป; โยเนะคุระ; โยชิโนริ; ฟุคุอิ; ยาสุโอะ (1994) "เมฆโมเลกุลใน Cygnus 1: การสำรวจ CO ขนาดใหญ่" ชุดอาหารเสริมวารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์95 (2): 419– 456. Bibcode : 1994ApJS...95..419D . ดอย : 10.1086/192106 . ISSN 0067-0049 .
Dobashi; Kazuhito; Bernard; Jean-Phillipe; Yonekura; Yoshinori; Fukui; Yasuo (1996). "เมฆโมเลกุลในกลุ่มดาวหงส์ 2: การศึกษาทางสถิติของบริเวณก่อกำเนิดดาว". Astrophysical Journal Supplement Series . 466 : 282. Bibcode : 1996ApJ...466..282D . doi : 10.1086/177509 .
Blitz, L.; Fich, M.; Stark, AA (1982). "แคตตาล็อกความเร็วเชิงรัศมีของ CO ไปทางบริเวณ H II ของกาแล็กซี". Astrophysical Journal Supplement Series . 49 : 183– 206. Bibcode : 1982ApJS...49..183B . doi : 10.1086/190795 .
Felli, M.; Harten, RH (1981). "การค้นหาโครงสร้างขนาดเล็กที่มีความละเอียดสูงในบริเวณ Sharpless H II ที่ 4.995 GHz. II - คุณสมบัติทั่วไปของตัวอย่างทั้งหมด. III - คำอธิบายของแหล่งกำเนิดที่เลือก". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 100 : 28– 58. รหัสบรรณานุกรม : 1981A & A...100...28F .
Odenwald, Sten F; Schwartz, Phill R. (1993). "การสำรวจ IRAS ของบริเวณก่อกำเนิดดาวฤกษ์ไปทางกลุ่มดาวหงส์". Astrophysical Journal . 405 (2): 706– 719. Bibcode : 1993ApJ...405..706O . doi : 10.1086/172398 .
Marston, AP; Reach, WT; Noriega-Crespo, A.; Rho, J.; Smith, HA; Melnick, G.; Fazio, G.; Rieke, G.; Carey, S.; Rebull, L.; Muzerolle, J.; Egami, E.; Watson, DM; Pipher, JL; Latter, WB; Stapelfeldt, K. (2004). "DR 21: แหล่งก่อกำเนิดดาวฤกษ์สำคัญที่เปิดเผยโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์" The Astrophysical Journal Supplement Series . 154 (1): 333– 338. Bibcode : 2004ApJS..154..333M . doi : 10.1086/422817 .
Comerón, F.; Torra, J. (2001). "การถ่ายภาพอินฟราเรดใกล้ของบริเวณ HII ขนาดกะทัดรัดใน Cygnus X" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 375 ( 2): 539– 552. Bibcode : 2001A & A...375..539C . doi : 10.1051/0004-6361:20010654 .
Dickel, JR; Dickel, HR; Wilson, WJ (1978). "โครงสร้างโดยละเอียดของ CO ในกลุ่มเมฆโมเลกุล II - บริเวณ W75-DR 21" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 223 : 840– 853. Bibcode : 1978ApJ ...223..840D . doi : 10.1086/156317 . hdl : 1887/6377 .
Saken, Jon M.; Shull, JM; Garmany, Catharine D.; Nichols-Bohlin, Joy; Fesen, Robert A. (1992). "ซูเปอร์เชลล์อินฟราเรดที่ล้อมรอบกลุ่มดาว Cygnus OB1". Astrophysical Journal . 397 (2): 537– 541. Bibcode : 1992ApJ...397..537S . doi : 10.1086/171810 .
Herrero, A.; Puls, J.; Najarro, F. (2002). "พารามิเตอร์พื้นฐานของดาว OB สว่างในกาแล็กซี VI. อุณหภูมิ มวล และ WLR ของดาวยักษ์ Cyg OB2" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 396 ( 3): 949– 966. arXiv : astro-ph/0210469 . Bibcode : 2002A & A...396..949H . doi : 10.1051/0004-6361:20021432 .
Massey, Philip; Thompson, AB (1991). "ดาวฤกษ์มวลมากใน CYG OB2". วารสารดาราศาสตร์101 : 1408– 1428. Bibcode : 1991AJ....101.1408M . doi : 10.1086/115774 .
ปาสควาลี อ.; โคเมรอน เอฟ.; เกรเดล อาร์.; ทอร์รา เจ.; ฟิเกอรัส, เอฟ. (2002). "ดาวดวงใหม่ของวูล์ฟ-ราเยตใน Cygnus" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 396 (2): 533– 538. arXiv : astro-ph/ 0210179 Bibcode : 2002A & A...396..533P . ดอย : 10.1051/0004-6361:20021373 .
Cash, W.; Charles, P.; Bowyer, S.; Walter, F.; Garmire, G.; Riegler, G. (1980). "ซูเปอร์บับเบิลรังสีเอ็กซ์ในกลุ่มดาวหงส์". Astrophysical Journal . 238 ( L71– L76): L71. Bibcode : 1980ApJ...238L..71C . doi : 10.1086/183261 .
Gursky, H.; Gorenstein, P.; Kerr, FJ; Grayzeck, EJ (1971). "ระยะทางโดยประมาณของ Cygnus X-1 โดยพิจารณาจากสเปกตรัมรังสีเอกซ์พลังงานต่ำ" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ 167 : L15. รหัสบรรณานุกรม : 1971ApJ...167L..15G . doi : 10.1086/180751 .

ลิงก์ภายนอก

"แผนที่กาแล็กซี" สืบค้นเมื่อ 11 กุมภาพันธ์ 2025
"แผนที่กาแล็กซี - แผนที่กลุ่มดาวหงส์" สืบค้นเมื่อ11 กุมภาพันธ์ 2025
"ภาพของ Sh2-109" . สืบค้นเมื่อ 11 กุมภาพันธ์ 2025 .
"สมาคมสูตินรีเวช" สืบค้นเมื่อ 11 กุมภาพันธ์ 2568

[11] ค่าเดคลิเนชัน 40°N เทียบเท่ากับระยะห่างเชิงมุมจากขั้วโลกใต้ของท้องฟ้า 50° ซึ่งหมายความว่าทางเหนือของ 50°N วัตถุนั้นจะโคจรรอบขั้วโลก ในขณะที่ทางใต้ของ 50°S วัตถุนั้นจะไม่ขึ้นเลย

[15] ลองพิจารณาดูว่า จุดตัดระหว่างระนาบสุริยวิถีกับไรต์แอสเซนชันที่ 18 นาฬิกา เท่ากับจุดที่ดวงอาทิตย์อยู่ ณ วันเหมายันซึ่งตรงกับวันที่ 22 ธันวาคม

[16] ในการพิจารณาเรื่องนี้ เพียงแค่วิเคราะห์พิกัดสองค่าที่ SIMBAD ให้มา สำหรับจุดวิษุวัตฤดูใบไม้ผลิของปี 1950 และ 2000 ซึ่งพิกัดคือ +19°52' และ +19°41' ตามลำดับ

[หมายเหตุ 1 ]

[หมายเหตุ 2 ]

[หมายเหตุ 3 ]