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| おおいぬ座の過密 | |
|---|---|
  おおいぬ座の過密状態（赤い円）の位置 | |
| 観測データ（J2000 エポック） | |
| 星座 | おおいぬ座 |
| 赤経 | 07時間12分35.0秒[1] |
| 偏角 | −27° 40′ 00″ [1] |
| 距離 | 25,000 光年 |
| 特徴 | |
| タイプ | イル |
| 星の数 | 10億（1×10 9） |
| 見かけの大きさ （V） | 12度×12度 |
| その他の指定 | |
| CMa矮星、[1] PGC 5065047 | |
おおいぬ座過密度銀河( CMa 過密度銀河) またはおおいぬ座矮小銀河( CMa 矮小銀河) は、局部銀河群に属する、論争の的となっている矮小不規則銀河で、おおいぬ座と同じ空の部分に位置しています。
この小さな銀河には赤色巨星が比較的多く含まれており、全部で推定10億個の恒星が含まれていると考えられている。
発表時点では、おおいぬ座矮小銀河は不規則銀河に分類されており、太陽系から約25,000光年（7.7キロパーセク）離れており[2] 、銀河系中心から42,000 光年（13 キロパーセク）離れているため、天の川銀河の中で地球の位置に最も近い近隣銀河であると考えられています。おおよそ楕円形をしており、地球に最も近い銀河の以前の候補であったいて座矮小楕円銀河と同数の恒星を含むと考えられていますが、後の研究ではこの結論に異議を唱えています。
発見
強い楕円形の恒星の過密度の存在は、2003年11月にフランス、イタリア、イギリス、オーストラリアの天文学者からなる国際チームによって報告され、彼らはその研究が新たに発見された矮小銀河、すなわちおおいぬ座矮小銀河を示していると主張した。[3]この構造は、この銀河の中心よりも 太陽に近い位置にあり、太陽から 約7.7kpc（25,000 光年）離れている。
この天体を発見した天文学者チームは、可視光ほどガスや塵に遮られない赤外線による包括的な天空の調査である2 ミクロン全天調査(2MASS) のデータの分析に協力していた。この技術により、科学者たちは、おおいぬ座が占める空の一部にM 型巨星の非常に顕著な過密状態を検出することができた。また、このタイプの星で構成される他のいくつかの関連構造も検出できた。このうち 2 つは広くてかすかな弧を描いている。
特徴
一部の天文学者は、CMa の過密度領域は、より質量の大きい天の川銀河の重力場によって引き離されつつある矮小銀河であると考えています。CMa の本体は極度に劣化しています。潮汐破壊により、CMaが天の川銀河を周回する際に、星のフィラメントがその後ろに引きずられ、複雑なリング状の構造を形成します。この構造は、天の川銀河を 3 回取り囲む、いっかくじゅう座リングと呼ばれることもあります。 [4]この星の流れは、21 世紀初頭にスローン デジタル スカイ サーベイを実施している天文学者によって発見されました。いっかくじゅう座リングは、天の川銀河がいて座矮小楕円体銀河から星とガスを引き裂いて恒星の流れにした結果であると考えられているおとめ座恒星流に似ています。いっかくじゅう座リングと、いて座矮小楕円銀河に関連するものに似た 密集した球状星団のグループを調査している過程で、CMa の過剰密度が発見されました。
CMaに関連すると考えられる球状星団には、NGC 1851、NGC 1904、NGC 2298、NGC 2808があり、これらはすべて天の川銀河に集積する前は球状星団システムの一部であった可能性がある。NGC 1261も近くにある星団だが、その速度が十分に異なるため、システムとの関係は不明瞭である。さらに、Dolidze 25とH18は散開星団であり、矮小銀河が銀河円盤内の物質を撹乱し、星形成を刺激したときに形成された可能性がある。[3]
CMa の発見と、それに続くそれに関連する星の分析は、銀河が小さな近隣の銀河を飲み込むことでサイズが大きくなるという現在の理論をある程度裏付けています。マーティンら[3]は、証拠の大部分が、銀河系円盤の平面をほぼ周回していた天の川銀河の小さな衛星銀河の集積を示していると考えています。
紛争
いくつかの研究は、この過密度の真の性質に疑問を投げかけています。[5]いくつかの研究では、星の軌跡は実際には歪んだ銀河の薄い円盤と厚い円盤の一部であり、天の川と矮小球状銀河の衝突の結果ではないと示唆しています。 [6] 2009年のこの地域の調査では、RR Lyrae変光星は10個しか見つかりませんでしたが、これは天の川のハローと厚い円盤の集団と一致しており、別の矮小球状銀河ではありません。[7]
フィクションでは
英国のSF作家スティーブン・バクスターは、中編小説『メイフラワー2世』の中で、同名の宇宙船の目的地として、おおいぬ座オーバーデンシティを取り上げました。
参照
参考文献
- ^ abc 「NASA/IPAC 銀河系外データベース」。Canis Major Dwarf の結果。2007年3 月 16 日閲覧。
- ^ 「天文学者、天の川銀河に最も近い銀河を発見」。2008年5月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。2009年9月24日閲覧。
- ^ abc NF Martin; RA Ibata; M. Bellazzini; MJ Irwin; GF Lewis; W. Dehnen (2004). 「おおいぬ座の矮小銀河残骸：天の川銀河への面内降着の化石」.王立天文学会月報. 348 (12): 12. arXiv : astro-ph/0311010 . Bibcode :2004MNRAS.348...12M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07331.x . S2CID 18383992.
- ^ Maggie Masetti (2011年4月14日). 「最も近い銀河」.宇宙距離スケール. NASA . 2011年11月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。2011年11月26日閲覧。「大犬座の矮星」のセクションを参照してください。
- ^ ロペス・コレドイラ、M.;モイチーニョ、A.ザギア、Ｓ．モマニー、Y.カラロ、G. PL 州ハンマーズリー。カブレラ・ラバーズ、A. RA、バスケス（2012年7月）。 「『モノケロス』事件についてのコメント」。arXiv : 1207.2749 [astro-ph.GA]。
- ^ Momany, Y.; Zaggia, SR; Bonifacio, P.; Piotto, G.; De Angeli, F.; Bedin, LR; Carraro, G. (2004 年 7 月)。「銀河の歪みによる Canis Major の恒星密度の過剰の調査」天文学と天体物理学。421 (2): L29。arXiv : astro -ph/0405526。Bibcode : 2004A&A...421L..29M。doi :10.1051/ 0004-6361 :20040183。S2CID 6371010。
- ^ マテウ、セシリア;ビバス、A. カテリーナ。ジン、ロバート。ミラー、リサ・Ｒ．アバド、カルロス (2009)。 「おおいぬ座の過剰密度にRRリラ星星の過剰はない」。天文ジャーナル。37 (5): 4412–23。arXiv : 0903.0376。Bibcode :2009AJ....137.4412M。土井：10.1088/0004-6256/137/5/4412。S2CID 18967866。
外部リンク
- 「大犬座矮星」。SEDSメシエ データベース。
- 「NAME CMa 矮星銀河」。シンバッド。ストラスブール天文学センター。
