DGSAT I

DGSAT I
観測データ
赤経	01時間17分35.59秒[1]
偏角	33° 31′ 42″ [1]
赤方偏移	78メガピーシーズ[1]
太陽中心視線速度	5450 ± 40 km/s [1]
距離	254.4 ± 3.3 百万光年(78 ± 1 メガピクセル) [1]
見かけの等級 （V）	18.18 ± 0.04 [1]
絶対等級 （V）	-16.3 ± 0.1 等級[1]
特徴
質量	4.0 × 10 × 108 [1] 男☉
質量/光比	1.1 [  1 ] M☉ / L☉

DGSAT I は、うお座-ペルセウス超銀河団の外縁部に位置する消光した超拡散銀河(UDG)で、2016 年にアンドロメダ II矮小銀河のフルカラー画像の視覚検査中に特定されました。^[1] DGSAT I は、UDG が通常見つかる密度と比較して低密度の環境にあります。^[2]その化学組成から、天文学者は、銀河が現在とは異なる環境で出現した宇宙の夜明けの間に形成されたと提案しています。^{[3] [4] [5] [6]}

DGSAT Iは、2016年にDGSATプロジェクトによって初めて特定されました。^[7] DGSAT（アマチュア望遠鏡による矮小銀河サーベイ）は、民間の小型望遠鏡の潜在能力を利用して、大きな銀河の周りの低表面輝度（LSB）の特徴を調査し、局所体積内の矮小衛星銀河のサンプルサイズを増やすことを目的としています。^{[7] [8]}

当初、天文学者は、DGSAT Iの構造特性と輝線の欠如から、局部銀河群の外にある孤立した矮小銀河であると考えていた。その後、分光観測により、DGSAT Iは背景システムであり、うお座-ペルセウス座超銀河団の外側のフィラメントに関連している可能性が高いことが明らかになった。^[7]

銀河の化学組成は、銀河形成時の周囲の条件の記録を提供します。マグネシウムと鉄などのアルファ元素の質量比（[Mg/Fe]）は、これらの元素がさまざまな寿命に応じて星によって生成されるため、星形成の時間スケールをトレースします。^[2]若い銀河は、宇宙の初期に形成された古い銀河と比較して、化学組成に重い元素が多く含まれる傾向があります。^[3]

DGSAT Iの積分フィールド分光データは、鉄含有量が著しく低いことを示し、以前の星の超新星爆発による汚染を受けていない、ほぼ純粋なガス雲から形成された初期の銀河を示唆しているが、マグネシウム濃度は、天文学者が若い銀河で見つかると予想しているものと一致している。 ^[3]この明らかな化学組成の矛盾と、DGSAT Iが銀河団から隔離されていることは、天文学者がUDGの誕生と形成に関する新しい理論を展開するのに役立っている。^[3]

UDGは極めて低い光度のために観測が難しいが、ケック宇宙ウェブイメージャーを使用して、DGSAT Iの金属量とそのおそらく異質な起源との正確な関係を解明しようとする研究が行われています。^{[2] 2022年に発表された論文では、DGSAT Iは}ハロー質量に比例して比較的少数の星を形成した「失敗した銀河」であり、そのサイズと静穏化が落下前にさかのぼるクラスターUDGに関連している可能性があると提案されています^[9]（つまり、分子遷移によって星の中心核にガスが流入している証拠が示される場合）。

• トンボ44
• NGC 1052-DF2
• 表面輝度の低い銀河
• 銀河の形態分類

• アマチュア望遠鏡による矮小銀河探査 - DGSAT プロジェクトのウェブサイト