| 「ネッシー」は 距離 3.1 kpc にある辺比が 150:1 以上(1°x0°.01) 80 pc x 0.5 pc の細長い赤外暗黒雲である。オーストラリア望遠鏡 Mopra に よる HCN(1-0)=濃いガス追跡ラインのマップは中間赤外減光とよく一致するこ とが分かった。その上、ガス雲全体からの分子線は ±3.4 km/s で同じ 視線速度を有していた。これは、複数の雲が偶然並んで見えたのではなく、単 一の天体であることを意味する。ネッシーには 4.5 pc おきに濃い小さな核が 並んでいる。 | 重力で拘束されている筒状雲の理論は等間隔に並ぶそのような核の形成を 予想して、ソーセージ不安定と呼んだ。ネッシー内部で乱流圧が熱運動圧を上 回ると仮定すると、核間距離は理論値に丁度一致する。大質量星と大質量星団 の形成はこのようなソーセージ核から起きるのではないか？近傍の高質量星形 成領域 (オリオン、NGC 6334) に見られる糸状の分子雲は赤外暗黒雲の進化後 期を表しているのではないか？ |
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赤外暗黒雲（IRDC）は初め中間赤外画像中の暗い減光領域として認知された。 Perault et al 1996, Egan et al 1998, Carey et al 1998, 2000, Hennebelle et al 2001. 当時はそれが星形成の中でどのような役割を持つか不明であった。 低温 (T < 25 K)で高柱密度 (1023 - 1025) cm -2 というその特性は暗黒雲が星形成の最初期にあり、まだ中心部 温度が上がっていないことを示す。Chambers et al 2009 は赤外暗黒雲内部の 稠密な分子ガス核に若い天体を発見した。それらの幾つかは大質量星へと進化 するのであろう。 Beuther et al 2005, Rathborne et al 2005, 2006, 2007, Simon et al 2006, Pillai et al 2006, Beuther, Steinacker 2007. Rathborne et al 2006 は IRDC が大質量星全ての形成天体であるとした。 |
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