マフェイ 1

マフェイ 1
観測データ（J2000 エポック）
星座	カシオペア
赤経	02時間36分35.4秒[1]
偏角	+59° 39′ 19″ [1]
太陽中心視線速度	66.4 ± 5.0 km/s [2]
距離	2.85 ± 0.36メガパスカル[3] 4.4+0.6 −0.5 MPC [4]
見かけの等級 （V）	11.14 ± 0.06 (Vバンド) [2]
特徴
タイプ	S0 − pec、[1] E3
サイズ	75,000光年 （23,000パーセク）
見かけの大きさ （V）	3′.36 × 1′.68 [1]
その他の指定
PGC 9892、UGCA 034 [1] シャープレス191

マフェイ 1 は、カシオペヤ座にある巨大な楕円銀河です。かつては局部銀河群の一員であると考えられていましたが、現在では別のグループであるIC 342/マフェイ グループに属することが分かっています。マフェイ 1 は、 1967 年に赤外線放射によってこの銀河と隣接するマフェイ 2 を発見したパオロ マフェイにちなんで命名されました。

マフェイ 1 は、わずかに平らなコアタイプの楕円銀河です。箱型で、主に古い金属に富んだ星で構成されています。小さな青い核があり、その中で星が形成され続けています。すべての大きな楕円銀河と同様に、球状星団が多数含まれています。マフェイ 1 は、天の川銀河から 3～4 Mpc の距離にあると推定されています。最も近い巨大楕円銀河かもしれません。

マフェイ 1 は回避ゾーンにあり、天の川銀河の星と塵によって非常に隠されています。隠されていなければ、天空で最も大きく (満月の約3 ⁄ 4 の大きさ)、最も明るく、最もよく知られている銀河の 1 つになります。非常に暗い空の下では、30 ～ 35 cm 以上の望遠鏡を使用して肉眼で観察できます。

イタリアの天文学者パオロ・マッフェイは、赤外線天文学の先駆者の一人である。1950年代から60年代にかけて、彼はスペクトルの非常に近赤外線部分（Iバンド、680〜880nm）の天体の高品質の画像を取得するために、化学的に超増感した標準イーストマン乳剤INを使用した。^{[注 1]}超増感を達成するために、彼は乳剤を5％アンモニア溶液に3〜5分間浸した。この手順により、乳剤の感度が1桁増加した。1957年から1967年にかけて、マッフェイはこの技術を使用して、球状星団や惑星状星雲など、さまざまな天体を観測した。それらの天体の中には、青色光（250〜500nm）に敏感なプレートではまったく見えないものもあった。^[6]

銀河マフェイ 1 は、1967 年 9 月 29 日にアジアーゴ天文台のシュミット望遠鏡で撮影された超高感度 IN 写真乾板で発見されました。マフェイは、拡散星雲とT タウリ星を探しているときに、マフェイ 1 とその伴渦巻銀河マフェイ 2 を発見しました。^[2]この天体は近赤外線で最大 50 インチの大きさを示しましたが、対応する青色光感光板では見えませんでした。^[7]そのスペクトルには、放出線も吸収線もありませんでした。後に、この銀河は電波的に静かであることも示されました。1970 年にハイロン スピンラッドは、マフェイ 1 は近くにある非常に隠された巨大な楕円銀河であると示唆しました。^[8]マフェイ 1 は、天の川の背後に位置していなければ、北天で最も明るい銀河の 10 位以内に入っていたでしょう。^[6]

マフェイ 1 は、回避ゾーンの中央の銀河面からわずか 0.55° の位置にあり、可視光で約 4.7 等級 (約 1/70) の減光を受けています。減光に加えて、マフェイ 1 の観測は、無数の暗い天の川の星に覆われているため、マフェイ 1 自身の星と混同されやすく、さらに困難です。その結果、距離の測定は特に困難でした。^[2]

1971年、発見直後、ハイロン・スピンラッドはマフェイ1までの距離を約1メガパーセクと推定し、局部銀河群に属するものとした。1983年にこの推定値は2.1メガパーセクにまで修正された。^+1.3
_−0.8ロナルド・ブタとマーシャル・マッコールは楕円銀河の 光度と速度分散の一般的な関係を用いてMpcを作成した。^[2]この距離はマフェイ1を局部銀河群からかなり外れた位置に位置づけるが、過去には局部銀河群に影響を与えたほど近い位置にある。^[4]

1993年、ジェラルド・ルッピーノとジョン・トンリーは表面輝度の変動を利用して、マフェイ1までの距離を4.15±0.5Mpcと新たに推定した。2001年後半、ティム・デイヴィッジとシドニー・ファン・デン・ベルフは補償光学を用いてマフェイ1の最も明るい漸近巨星分枝の星を観測し、距離4.4Mpcにあると結論付けた。^+0.6
_−0.5太陽 からMpc離れている。^{[4] [2]}楕円銀河の再較正された光度/速度分散関係と最新の減光に基づくMaffei 1までの距離の最新の決定は、2.85 ± 0.36 Mpc 、つまり900万光年以上離れている。参考までに、近くのアンドロメダ銀河は約250万光年離れていると推定されている。

過去20年間に報告されたより大きな距離（≥3 Mpc）は、マフェイ1が局部銀河群に十分近づき、そのダイナミクスに大きな影響を与えたことがなかったことを示唆しています。^[3]

マフェイ1は太陽から約66km/sの速度で遠ざかっています。^[2]しかし、局部銀河群の質量中心に対する相対速度は297km/s離れています。つまり、マフェイ1は宇宙全体の膨張に関与しているということです。^[9]

マフェイ 1 は、ハッブル分類で E3 型に分類される大質量楕円銀河です。^[10]これは、この銀河がわずかに平らになっており、短半径が長半径の 70% であることを意味します。マフェイ 1 は箱型 (E(b)3 型) でもあり、その中心領域 (半径 ≈ 34 pc) は r ^1/4法則と比較して光放射が不足しています。^{[注 2]}これは、マフェイ 1 がコア型楕円銀河であることを意味します。箱型の形状と低輝度コアの存在は、中質量から大質量の楕円銀河に典型的に見られます。^[11]

マフェイ 1 の見かけの大きさは、天の川銀河による大きな遮蔽のため、光の波長に大きく依存します。青色光では幅 1～2 フィートですが、近赤外線では長軸が 23 フィートに達します。これは月の直径の 3/4 を超えます。3 Mpc の距離では、これは約 23 kpc に相当します。^[10]マフェイ 1 の可視絶対等級 M _V =-20.8 は、天の川銀河の等級に匹敵します。^[3]

マフェイ 1 は、中心に直径約 1.2 pc の小さな青い核を持っています。この核には、太陽の約 29 倍の質量のイオン化水素が含まれています。^{[11]これは、最近星形成が行われたことを意味します。マフェイ 1 の中心には、}活動銀河核(AGN)の兆候はありません。中心からの X 線放射は広範囲に広がっており、複数の恒星源から来ている可能性があります。^[12]

マフェイ 1 は主に、100 億年以上の古い金属豊富な星で構成されています。^[12]大きな楕円銀河であるマフェイ 1 には、かなりの数の球状星団(約 1100 個) が存在すると予想されています。しかし、介在する吸収が激しいため、地上からの観測では長い間、それらのいずれも特定できませんでした。^{[12] 2000 年の}ハッブル宇宙望遠鏡による観測では、銀河の中心部に約 20 個の球状星団候補が明らかになりました。^[11]その後、地上の望遠鏡による赤外線観測でも、明るい球状星団候補の集団が発見されました。^[13]

マフェイ 1 は近傍銀河群の主要メンバーである。このグループの他のメンバーは、巨大な渦巻銀河IC 342とマフェイ 2である。マフェイ 1 には、小さな衛星渦巻銀河Dwingeloo 1や、MB1 のような矮小衛星銀河もいくつかある。IC 342/マフェイグループは、天の川銀河に最も近い銀河群の 1 つである。^[9]

ウィキメディア・コモンズには、 Maffei 1に関連するメディアがあります。

• マフェイ 1
• WikiSkyの Maffei 1 : DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、Hydrogen α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像
• 心臓の向こうの銀河: マフェイ 1 と 2 —今日の天文写真2010 年 3 月 9 日