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ESO 383-76 ( ESO 383-G 076 ) は、細長く、X線で明るい超巨大楕円銀河で、アベル 3571銀河団の主銀河であり、最も明るい銀河団銀河(BCG)として存在し、X線波長では空で 6 番目に明るい銀河です。[ 3 ]地球から200.6メガパーセク(6億5400万光年)の距離に位置し、より大きなシャプレー超銀河団のメンバーである可能性があります。直径は約540.9 キロパーセク (180万光年)で、既知の銀河の中で最大級の銀河の 1 つです。また、質量が 100 万分の 1 の、既知の中で最も質量が大きい超大質量ブラックホールの 1 つも含まれています。 27.5 +46.6 −17.3 億太陽質量(範囲は10.2 億から 74.1 億太陽質量)。[ 4 ] [ 5 ]
この銀河の最初の観測は、 1974 年にボリス・ヴォロンツォフ＝ヴェリャミノフと V.P. ハルキポワによって銀河の形態カタログが作成された際に行われ、 [ 6 ]カタログのエントリMCG-05-33-002として記録されました。この銀河は、同時期にラ・シヤ天文台の 1 メートルシュミット望遠鏡を使用して実施された南天の大規模調査であるESO スカイサーベイ アトラスでも観測されました。1982 年に、ESO/ウプサラカタログでは、この銀河が現在の名称である ESO 383-G 076 としてリストされており、そのフィールド番号 (調査対象の 606 のうち 383 番目のフィールド)、分類 (G は「銀河」の略)、およびそのフィールド内の数値識別子が示されています。[ 7 ]この時点では、この銀河は単なる目立たないカタログのエントリに過ぎませんでした。
1984年、OG Richterは、Klemola 27グループ（現在はIC 4329銀河グループとして知られている）のESO/SRCサーベイフィールド444と445の赤方偏移サーベイ中にこの銀河を観測した。 [ 8 ]このグループは、名前の由来となったIC 4329（極端なセイファート銀河でもある巨大な超巨大楕円銀河）や、乱れた相互作用銀河ペアであるNGC 5291などの著名な銀河で構成されている。[ 8 ]当初このグループのメンバーと考えられていたESO 383-76は、Richterの表のエントリで442番目の銀河としてリストされ、形態E/S0（楕円銀河またはレンズ状銀河）が与えられている。[ 8 ]この銀河は、1985 年に夫婦の天体物理学者ジェラールとアントワネット・ド・ヴォークルール、および HG コーウィン Jr. によって編纂された、約 5,000 個の銀河を含む南銀河カタログにも含まれています。 [ 9 ]
ESO 383-76 は、その後の多くの銀河サーベイでも記録されており、例えば1986 年にLN da Costa らが行ったヒドラ・ケンタウルス超銀河団のサーベイ[ 10 ]や、1989 年に Lauberts と Valentijn が行った測光カタログでは、この銀河の最初の角直径が測定されました[ 11 ] 。これには、D 25と D 25.5 B バンド等光度線、全光放射の 50% (半光度半径) およびその変動 (60%、70%、90%) が含まれます。 AP Fairallらは、1989 年にこの銀河をヒドラ・ケンタウルス超銀河団の広範囲調査に組み込んだ。[ 12 ]また、20 世紀末の 10 年間には、天の川銀河面付近の銀河系外天体の広範囲な研究と、豊富なケンタウルス座領域におけるその位置のため、他の多くの調査にも含まれた。さらに、 1991 年にAlan Dresslerが天の川銀河面付近の 1,314 個の銀河の速度を分析する際にこの銀河をカタログ化し、グレート アトラクターの位置を特定してその存在を確認することができた。[ 13 ]
ESO 383-76は、ハッブル分類で高度に発達した形態（E5、E0は球形、E7は扁平）を持つ超巨大楕円銀河（ cD型銀河）で、長軸の長さは短軸の長さの2倍以上です。この銀河は非常に明るいX線源であり、全天で6番目に明るいX線源です。[ 3 ]
1994年にH. QuintanaとR. de Souzaが行った銀河団A3571の解析では、ESO 383-76は非常に細長い形状をしており、銀河団全体に拡散したハローが広がっていることが指摘されており、この銀河はAbell 3571の形成のごく初期に形成され、崩壊する雲の元の痕跡を保持していることが示唆されている。[ 14 ]銀河も含む中心領域の質量は、オーダーで2.15 × 10 12 M ☉ 。[ 2 ]
天文学では銀河の大きさを測定するために様々な方法が用いられており、それぞれ異なる結果が得られる可能性がある。これは通常、露光時間、使用する波長、および使用する観測機器によって影響を受ける。
天文学文献で一般的に使用されている方法の 1 つは、銀河全体の光の 50% が放出された銀河の有効半径です。60%、70%、90% のバリエーションも使用されます。1989 年に ESO/Uppsala カタログの広帯域写真乾板を使用して、全光量の 90% の定義で銀河のサイズを推定すると、見かけの直径は 555.9 秒角 (約 9.25 分角、空における満月の幅の 27% ) と非常に大きくなり、現在受け入れられている銀河までの距離を使用すると、直径は540.9 キロパーセク (1,800,000 光年)になります。[ 15 ]これにより、既知の銀河の中で最大の物理的直径測定値の 1 つとなり、天の川の直径の 20 倍、[ 16 ] [ 17 ] IC 1101の最大推定直径の 3.5 倍になります。[ 18 ]
同じ研究で他の方法（D 25等光度線など）を使用して行われた別の測定では、直径が139.04キロパーセク（453,000光年）と小さく、測定に応じてその間のさまざまな推定値が得られています。[ 15 ] 1994年の研究では、銀河のハロー（背景より2σ高い明るさとして定義）の直径は約600キロパーセク（200万光年）です。この論文では、これは天の川銀河とアンドロメダ銀河の間の距離のスケールであると述べています。ハローはAbell 3571の大部分に広がっています。[ 2 ]
ESO 383-76 は、シャプレー超銀河団(またはシャプレー 8 集中領域 - 外縁構造)の可能性のある Abell 3571 銀河団の中心に位置しています。 [ 3 ]この巨大な超銀河団には、 ESO 444-46を含む、同様の超巨大楕円銀河の多くの銀河団が含まれています。