Sh 2-105 (NGC 6888) （散光星雲・はくちょう座）
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, QBPフィルター, Sony α7s (新改造), ISO25600, 30s x 60=30m, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2021/06/11, 02h 00m, +14.0℃, 東御市 / 観測所, 視野角: 77 ′ x 51 ′ ↑ N

Sh 2-105, おおよそOIII+Hαの画像

Sh 2-105（NGC 6888・散光星雲）, 明るさ：–, 大きさ: 18′, 分類: HII WRN, RA 20h 12m 02.4s DEC +38d 20m 59s (J2000.0)

Sh 2-105は、= NGC6888で中心に見える７等星のウォルフ-ライエ星WR 136からの強烈な恒星風によってできた泡状の電離星雲です。今回はQBPフィルターを使用したのでOIIIとHα輝線で撮影した画像となっています（正確には、フィルターの特性でHβ、SII輝線も透過しているはず）。下段の画像はOIIIとHαが分離して見やすいように色調を変えています。

Hαの強い部分では、フィラメント状の塊状構造 (Stock & Barlow2010) が見えますが、これは恒星風の相互作用によって生じた流体力学的不安定性の結果であるとされます。 塊構造を包むような星雲の外殻部のOIII発光は、ウォルフ-ライエ星の強烈な恒星風に押されて膨張する赤色超巨星時に放出した物質の衝撃によって生じています(Gruendl et al.2000; Moore, Hester & Scowen2000)。

Fern ́andez-Mart ́ın et al. (2012) は、NGC 6888 は主に3つの構造から構成されているであろうとしました。それは、(i)ウォルフ-ライエ星と赤色超巨星の段階で衝撃殻によってできた楕円形の内側破断構造、(ii)主バブルの破壊によって生じたと思われる外側の球状殻、(iii)恒星風と近くにある星間物質の相互作用によってできた星雲周囲の微弱な構造です。

RUBIO G., TOALA J.A., JIMENEZ-HERNANDEZ P.et. ら 「Unveiling the stellar origin of the Wolf-Rayet nebula NGC 6888 through infrared observations. 2020MNRAS.499..415R」によれば、NGC 6888の特性をモデル化した結果、最良のモデルは、内殻はガスだけからなり、外殻はガスとダストが混ざった二重分布である必要がありました。ダストは2つの粒径の集団からなり、1つは小さな粒径[0.002-0.008] µm、もう1つは大きな粒径[0.05-0.5] µmで構成されています。このことから、NGC 6888の質量はWR 136から放出された物質によるもので、星間物質の寄与はごくわずかであることが示唆されます。このモデルの総質量は 25.5+4.7-2.8 M☉、ダスト質量は Mdust = 0.14+0.03-0.01 M☉、ダスト/ガス比は 5.6 x 10-3 です。このことから、WR136の初期質量は50M☉以下であり、現在の単一星形成モデルと矛盾はありません。としています。

Sh 2-105 周辺
TS FSQ85ED(320mm f3.8), Pentax K-70 (改造), QBPフィルター, ISO6400, 120s x 16= 32m, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2021/06/11, 02h 00m, +14.0℃, 東御市 / 観測所, 視野角: 4.2° x 2.8°(広角カメラ), ↑N

広角カメラの画像を見ると、Sh 2-105は、はくちょう座γ星から連なる濃厚なHII領域に囲まれていることがわかります。Sh 2-105までの距離は、約1,200 pcとされ、はくちょう座γ星周辺のSh 2-108のHII領域までの距離は、約1,500 pcとされていますから、距離データが正しいとすると比較的近い位置にあることになります。

はくちょう座 Sh 2-108, NGC 6888 付近

はくちょう座中央部　 ファインディングチャート
Pentax PDA50-135mmf2.8(70mm f4.5), Pentax K5IIS（ノーマル）, ASNフィルター,  ISO3200, 120s x 16=32分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII,2021/06/11, 14℃, 東御市・観測所 ↑N

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