ＨＸＭＭ０１

ＨＸＭＭ０１
ＨＸＭＭ０１
	HXXM01 は、急速に合体している一対の銀河で、やがて大規模な星形成の爆発が起こると予想されています。
観測データ（J2000エポック）
星座	クジラ
赤経	02時間20分16.65秒; 02時間20分16.58秒
偏角	−06° 01' 41.9" ; −06° 01' 44.3"
赤方偏移	2.307
特徴
質量	1 × 10 12 –1 × 10 15 万☉
質量/光比	3.0 × 10 13 –3.4 × 10 13 メートル☉ /メートル☉
その他の指定
	1エルメスS250 J022016.5−060143
	参考文献：

HXMM01は、正式には1HERMES S250 J022016.5−060143として知られ、くじら座の北西部に位置するスターバースト銀河^[2]です。^{[注 1] 2013年に}カリフォルニア大学アーバイン校の研究チームによって発見されたHXMM01は、実際には「知られている中で最も明るく、最も光度が高く、最もガスが豊富なサブミリ波輝度の銀河合体」の一部として、2つの親銀河からまだ形成中であることがわかりました。合体が完了すると、HXMM01は急速に進化し、天の川銀河の約4倍の質量を持つ巨大な楕円銀河になります。^[2]^[3] 2013年現在、HXMM01は毎年約2,000 M☉の星を形成していることが観測されており、これは典型的な銀河の10倍の効率であり_[2^]^{[注 2]}、天の川銀河の年間0.68～1.45 M☉をはるかに上回っています。_[4 ^]

観察の歴史

カリフォルニア大学アーバイン校のアサンタ・クーレイ率いるチームは、ハーシェル宇宙望遠鏡の HerMES 装置からのデータで HXMM01 を初めて検出し、その特徴を明らかにした。当初は宇宙の冷たい領域にある「驚くほど明るい塊」として注目されたこの銀河は、電磁スペクトル全体にわたる一連の広範な観測の結果、極めて明るいサブミリ波銀河(SMG) であることが明らかになった。2013 年 5 月に発表されたデータの分析^[1]^[2]により、この銀河は少なくとも天の川銀河の 10 倍の質量を持つ合体中の銀河であることが明らかになった。^[2]^[3]

身体的特徴

HXMM01は、銀河系の10倍以上の質量を持ち^[1] 、赤方偏移2.307（Λ-CDM宇宙論モデルでは約110億光年の距離に相当）^[3]に位置し、SMGにはないさまざまな物理的特徴を持っています。たとえば、銀河のダスト温度は比較的高い55 Kで、同様の赤方偏移にある星形成銀河の平均35 Kよりも36%高くなっています^[2] 。この非常に高い温度の結果、HXMM01での星形成は非常に効率的であり、銀河は比較的高い赤外線光度を持っています。3.2 × 10 ¹³ L _☉ .

HXMM01 は、およそ 2,000 M _☉という極めて高い星形成率を誇り、この率では、誕生間もない銀河は 2 億年以内にほぼすべてのガスと塵を消費してしまいます。この観測結果は、巨大楕円銀河の形成に関する私たちの概念に深い意味を持っています。矮小楕円銀河の形成プロセスは、低質量銀河のガス密度の分析によってすでに特定されていましたが、巨大楕円銀河の形成は、HXMM01 が発見されるまで説明がつかなかったのです。^[2] HXMM01 の急速な星形成率を分析することで、発見チームは、宇宙で巨大楕円銀河が形成できるのは、赤方偏移が約 1.5 のときであり、^[2]これは距離 (つまり、観測された銀河の年齢) が約 40 億年に相当すると推測できました。^{[注 3]}

参照

銀河のリスト

参考文献

^ abc ワードロウ、JL;クーレイ、A.デ・バーナルディス、F.アンブラード、A.アルムガム、V.オーセル、H.ベイカー、AJ。ベテルミン、M.ブランデル、R.ボック、J.ボセリ、A.ブリッジ、C.ブアト、V.ブルガレラ、D.バスマン、RS;カブレラ・ラバーズ、A.カラノグ、J.カーペンター、JM。ケイシー、CM。カストロ・ロドリゲス、N.カヴァ、A.チャニアル、P.チェイピン、E.サウスカロライナ州チャップマン。クレメンツ、DL;コンリー、A.コックス、P.ダウェル、CD;ダイ、S.イールズ、S. (2013)。「 HerMES: 重力レンズ効果を受ける候補銀河とサブミリ波波長におけるレンズ効果の統計」。天体物理学ジャーナル。762 (1): 59。arXiv : 1205.3778。Bibcode : 2013ApJ ... 762 ...59W。doi :10.1088/0004-637X/ 762/1/59。S2CID 31873017 。
^ abcdefghi Fu、H.;クーレイ、A.フェルリオ、C.アイヴィソン、RJ;リーヒャーズ、DA;ガーウェル、M.バスマン、RS; AI、ハリス。アルティエリ、B.オーセル、H.ベイカー、AJ。ボック、J.ボイラン・コルチン、M.ブリッジ、C.カラノグ、JA;ケイシー、CM。カヴァ、A.サウスカロライナ州チャップマン。クレメンツ、DL;コンリー、A.コックス、P.ファラ、D.フレイヤー、D.ホップウッド、R.ジア、J。マグディス、G.マースデン、G.マルティネス・ナバハス、P.ネグレロ、M.ネリ、R. (2013)。「赤方偏移 2.3 における 4000 億太陽質量の楕円銀河の急速な形成」。Nature . 498 (7454): 338–341. arXiv : 1305.4930 . Bibcode :2013Natur.498..338F. doi :10.1038/nature12184. PMID 23698363。S2CID 4399809 。
^ abc カリフォルニア大学アーバイン校 (2013 年 5 月 22 日)。「脆弱な巨大銀河は宇宙の歴史におけるミッシングリンク」。phys.org。
^ Robitaille, TP; Whitney, BA (2010). 「スピッツァーが検出した若い恒星から判断した天の川銀河の現在の星形成率」.アストロフィジカルジャーナル. 710 (1): L11–L15. arXiv : 1001.3672 . Bibcode :2010ApJ...710L..11R. doi :10.1088/2041-8205/710/1/L11. S2CID 118703635.

注記

^ Fourmilab Virtual Telescope を使用して銀河の赤経と赤緯から推定しました。
^ 典型的な銀河とは、HXMM01 と質量や進化の段階が似ている銀河であり、宇宙全体や天の川銀河に関して「典型的」であると考えられる銀河ではありません。
^ 以下に基づいて計算: Wright, EL (2006). 「A Cosmology Calculator for the World Wide Web」. Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 118 (850): 1711–1715. arXiv : astro-ph/0609593 . Bibcode :2006PASP..118.1711W. doi :10.1086/510102. S2CID 9225000.

外部リンク

欧州宇宙機関のハーシェル宇宙望遠鏡
Fourmilab の Your Sky

[wardlow-2013-1] ワードロウ、JL;クーレイ、A.デ・バーナルディス、F.アンブラード、A.アルムガム、V.オーセル、H.ベイカー、AJ。ベテルミン、M.ブランデル、R.ボック、J.ボセリ、A.ブリッジ、C.ブアト、V.ブルガレラ、D.バスマン、RS;カブレラ・ラバーズ、A.カラノグ、J.カーペンター、JM。ケイシー、CM。カストロ・ロドリゲス、N.カヴァ、A.チャニアル、P.チェイピン、E.サウスカロライナ州チャップマン。クレメンツ、DL;コンリー、A.コックス、P.ダウェル、CD;ダイ、S.イールズ、S. (2013)。「 HerMES: 重力レンズ効果を受ける候補銀河とサブミリ波波長におけるレンズ効果の統計」。天体物理学ジャーナル。762 (1): 59。arXiv : 1205.3778。Bibcode : 2013ApJ ... 762 ...59W。doi :10.1088/0004-637X/ 762/1/59。S2CID 31873017 。

[fu-2013-2] Fu、H.;クーレイ、A.フェルリオ、C.アイヴィソン、RJ;リーヒャーズ、DA;ガーウェル、M.バスマン、RS; AI、ハリス。アルティエリ、B.オーセル、H.ベイカー、AJ。ボック、J.ボイラン・コルチン、M.ブリッジ、C.カラノグ、JA;ケイシー、CM。カヴァ、A.サウスカロライナ州チャップマン。クレメンツ、DL;コンリー、A.コックス、P.ファラ、D.フレイヤー、D.ホップウッド、R.ジア、J。マグディス、G.マースデン、G.マルティネス・ナバハス、P.ネグレロ、M.ネリ、R. (2013)。「赤方偏移 2.3 における 4000 億太陽質量の楕円銀河の急速な形成」。Nature . 498 (7454): 338–341. arXiv : 1305.4930 . Bibcode :2013Natur.498..338F. doi :10.1038/nature12184. PMID 23698363。S2CID 4399809 。

[phys.org-2013-4] カリフォルニア大学アーバイン校 (2013 年 5 月 22 日)。「脆弱な巨大銀河は宇宙の歴史におけるミッシングリンク」。phys.org。

[robitaille-2010-6] Robitaille, TP; Whitney, BA (2010). 「スピッツァーが検出した若い恒星から判断した天の川銀河の現在の星形成率」.アストロフィジカルジャーナル. 710 (1): L11–L15. arXiv : 1001.3672 . Bibcode :2010ApJ...710L..11R. doi :10.1088/2041-8205/710/1/L11. S2CID 118703635.

[3] Fourmilab Virtual Telescope を使用して銀河の赤経と赤緯から推定しました。

[5] 典型的な銀河とは、HXMM01 と質量や進化の段階が似ている銀河であり、宇宙全体や天の川銀河に関して「典型的」であると考えられる銀河ではありません。

[7] 以下に基づいて計算: Wright, EL (2006). 「A Cosmology Calculator for the World Wide Web」. Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 118 (850): 1711–1715. arXiv : astro-ph/0609593 . Bibcode :2006PASP..118.1711W. doi :10.1086/510102. S2CID 9225000.