Loading article…
| メシエ90 | |
|---|---|
 ハッブル宇宙望遠鏡が撮影したメシエ90 | |
| 観測データ（J2000 エポック） | |
| 星座 | 乙女座[1] |
| 赤経 | 12時間36分49.8秒[2] |
| 偏角 | +13° 09′ 46″ [2] |
| 赤方偏移 | −0.000 784 ± 0.000 013 [2] |
| 太陽中心視線速度 | −235 ± 4 km/s [2] |
| 銀河中心の速度 | −282 ± 4 km/s [2] |
| 距離 | 58.7 ± 2.8 百万光年(18.00 ± 0.86 メガピクセル) |
| 見かけの等級 （V） | 9.5 [3] |
| 特徴 | |
| タイプ | SAB(rs)ab、[2] ライナー、[2] Sy [2] |
| 見かけの大きさ （V） | 9.5 × 4.4モア[2] |
| その他の指定 | |
| NGC 4569、[2] UGC 7786、[2] PGC 42089、[2] Arp 76 [2] | |
参照: SIMBAD : M90を検索 | |
メシエ90 （ M90、NGC 4569とも呼ばれる）は、おとめ座の方向約6000万光年[a]にある、弱い内側リング構造を示す中型渦巻銀河である。 1781年にシャルル・メシエによって発見された。[4]
おとめ座星団のメンバーシップ
メシエ90はおとめ座銀河団[5]のメンバーであり、その銀河団で最大かつ最も明るい渦巻銀河の1つであり、絶対等級は約-22（アンドロメダ銀河よりも明るい）である。[6]この銀河は、メシエ87の中心サブグループから約1.5°のところにある。[7]銀河団内の銀河間物質との相互作用により、銀河は星間物質の多くを失っている。ラム圧剥離と呼ばれるこのプロセスの結果、媒体と星形成領域は、おとめ座銀河団外の同様の銀河と比較して大幅に切り詰められており[8] 、銀河面外にはHII領域さえ存在し[8]、剥ぎ取られた長い（最大80,000パーセク、つまり260,000光年）電離ガスの尾も存在する。[9]
星形成活動
上で述べたように、メシエ90の星形成は切断されているように見えます。その結果、銀河の渦巻き腕は、星形成が拡張した銀河のように結び目があるのではなく、滑らかで特徴がないように見えます。 [8]これは、この銀河がかみのけ座銀河団のNGC 4921とともに貧血銀河の原型として分類されている理由を正当化します。[10]一部の著者はさらに進んで、高赤方偏移の銀河団で見られるものと同様の受動的な渦巻き銀河であると考えています。[11]
しかし、その中心部には重要な星雲と星形成が存在しているようで、約500万～600万年前に形成されたスペクトル型O型とB型の約5万個の恒星[12]が、1500万～3000万年前の初期のスターバーストで誕生した多くのA型 超巨星の中に位置している。[13]
核内の複数の超新星（最大10万個[13] ）が「超風」を生み出し、銀河の星間物質を銀河間物質[14]に吹き飛ばして2つのジェットに集束させており、そのうちの1つは銀河が移動する際に銀河間物質との相互作用によって乱されている[15] 。
ブルーシフト
メシエ90のスペクトルは青方偏移しており、これは、非整列な運動ベクトルを差し引くと、メシエ90と我々の銀河の間のギャップが狭まっていることを示している。 [2]ほとんどの銀河のスペクトルは赤方偏移している。青方偏移はもともと、メシエ90が実際にはおとめ座銀河団の前景にある物体であると主張するために使用されていた。しかし、この現象は主におとめ座銀河団と同じ空の部分にある銀河に限定されていたため、青方偏移に基づくこの推論は間違っていると思われた。むしろ、多くの青方偏移は、おとめ座銀河団内の物体の速度の大きな範囲を示している。[7]
距離測定
HIガスのレベルが低いため、タリー・フィッシャーの関係を使ってメシエ90までの距離を推定することはできない。 [14]
伴銀河
メシエ90には球状星団が豊富に存在し、その数は約1,000個に上る。[6]銀河IC 3583はかつてメシエ90の衛星であると考えられていたが、 [13]現在では相互作用するには遠すぎると考えられている。[9]
ギャラリー
-
-
GALEXが撮影したメシエ 90
.jpg/500px-Messier90_-_SDSS_DR14_(panorama).jpg)
参照
- メシエ天体の一覧
- 同様の渦巻き銀河であるブラックアイ銀河（メシエ64）
注記
- ^ Tschöke et al. 2001はハッブル定数75 (km/s)/Mpcを用いてNGC 4569までの距離を16.8 Mpcと推定した。2006年の70+2.4
−3.2(km/s)/Mpcでは距離は18.0となる。+0.9
−0.6ＭＰＣ。
参考文献
- ^ RW Sinnott 編 (1988)。JLE Dreyer 著『星雲・星団の完全新総合カタログと索引カタログ』。Sky Publishing Corporation / Cambridge University Press。ISBN 978-0-933346-51-2。
- ^ abcdefghijklmn "NASA/IPAC 銀河系外データベース". NGC 4569 の結果。2006 年2 月 1 日に取得。
- ^ 「メシエ90」。SEDSメシエカタログ。 2022年4月30日閲覧。
- ^ KG Jones (1991).メシエの星雲と星団（第2版）.ケンブリッジ大学出版局. ISBN 978-0-521-37079-0。
- ^ B. ビンゲリ; A. サンデージ。 GA タマン (1985)。 「おとめ座銀河団の研究。II - おとめ座銀河団領域の 2096 個の銀河のカタログ。V - おとめ座銀河団の光度関数」。天文ジャーナル。90 : 1681–1759。ビブコード:1985AJ....90.1681B。土井：10.1086/113874。
- ^ ab 「局所銀河系外の銀河系内の球状星団システム」NASA-IPAC 銀河系外データベース (NED) 。 2012年7月21日閲覧。
- ^ ab A. サンデージ; J. ベドケ (1994)。カーネギー銀河アトラス。ワシントンのカーネギー研究所。ISBN 978-0-87279-667-6。
- ^ abc RA Koopmann; JDP Kenney (2004). 「Virgo Cluster Spiral Galaxies における Hα 形態と環境効果」. The Astrophysical Journal . 613 (2): 866–885. arXiv : astro-ph/0406243 . Bibcode :2004ApJ...613..866K. doi :10.1086/423191. S2CID 17519217.
- ^ ab ボセッリ、A.;クイランドル、JC。フォサティ、M.ボワシエ、S.ボーマンズ、D.コンソランディ、G.アンセルミ、G.コルテセ、L.コート、P.ダレル、P.フェラレーゼ、L.フマガリ、M.ガヴァッツィ、G.グウィン、S.ヘンスラー、G.サン、M。トロバ、E. (2016)。 「おとめ座銀河団 NGC 4569 の電離ガスの壮大な尾」(PDF)。天文学と天体物理学。587 : A68。arXiv : 1601.04978。Bibcode :2016A&A...587A..68B。土井：10.1051/0004-6361/201527795。S2CID 53841566。
- ^ Bergh, S. (1976). 「銀河の新しい分類システム」.天体物理学ジャーナル. 206 : 883–887. Bibcode :1976ApJ...206..883V. doi : 10.1086/154452 .
- ^ Moran, SM; Ellis, RS; Smith, GP; Rich, RM; et al. (2007). 「2つのz ~ 0.5銀河団の広域調査：観測された渦巻き銀河からS0銀河への変換の原因となる物理プロセスの特定」。The Astrophysical Journal。671 ( 2 ) : 1503–1522。arXiv : 0707.4173。Bibcode : 2007ApJ ... 671.1503M。doi :10.1086/522303。S2CID 14325264 。
- ^ Gabel, JR; Bruhweiler, FC (2002) . 「 NGC 4569のLINER/H II領域遷移核における中心スターバーストとイオン化メカニズム」。天文学ジャーナル。124 (2 ) : 737–750。arXiv : astro-ph/0204371。Bibcode : 2002AJ ....124..737G。doi :10.1086/341376。S2CID 119421698 。
- ^ abc Chyży, KT; Soida, M.; Bomans, DJ; Vollmer, B.; et al. (2006). 「Virgo Cluster spike NGC 4569 からの大規模磁化流出。ラム圧風内の銀河風」。天文学と天体物理学。447 (2): 465–472。arXiv : astro-ph/0510392。Bibcode : 2006A&A...447..465C。doi : 10.1051/ 0004-6361 :20053819。S2CID 17027396。
- ^ ab Tschöke, D.; Bomans, DJ; Hensler, G.; Junkes, N. (2001). 「おとめ座銀河団NGC 4569の高温ハローガス」.天文学と天体物理学. 380 (1): 40–54. Bibcode :2001A&A...380...40T. doi : 10.1051/0004-6361:20011354 .
- ^ Kenney, JDP; Crowl, H.; van Gorkom, J.; Vollmer, B. (2004). 「Virgo Cluster における渦巻き銀河と ICM の相互作用」.国際天文学連合シンポジウム No. 217. 217 : 370–375. arXiv : astro-ph/0403129 . Bibcode :2004IAUS..217..370K. doi :10.1017/S0074180900197979. S2CID 18764568.
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、メシエ90に関連するメディアがあります。
- SEDS: 渦巻銀河 M90
- WikiSkyのメシエ 90 : DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天体マップ、記事と画像
