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| NGC 3367 | |
|---|---|
 ESOによる NGC 3367 と SN 1992C | |
| 観測データ（J2000 エポック） | |
| 星座 | レオ |
| 赤経 | 10時間46分35.0秒[1] |
| 偏角 | +13° 45′ 03″ [1] |
| 赤方偏移 | 0.010142 +/- 0.000024 [1] |
| 太陽中心視線速度 | 3040± 7km / s [1] |
| 距離 | 113 ± 22百万光年(34.8 ± 6.7メガピクセル) [1] |
| 見かけの等級 （V） | 11.4 [2] |
| 特徴 | |
| タイプ | SB(rs)c [1] |
| 見かけの大きさ （V） | 2.5フィート×2.4フィート[2] |
| その他の指定 | |
| UGC 5880、CGCG 066-011、MCG +02-28-005、4C 14.37、PGC 32178 [1] | |
NGC 3367は、しし座にある棒渦巻銀河です。地球から約1億2000万光年の距離にあり、見かけの大きさからすると、NGC 3367の直径は約8万5000光年になります。 1784年3月19日にウィリアム・ハーシェルによって発見されました。[3]
特徴
NGC 3367 は、ほぼ正面から見ると非対称な形状で、傾斜角は 25 度の棒渦巻銀河です。[4]内側の腕は棒の端から始まり、長軸が 0.9 秒角のリングを形成し、[5]半回転後に枝分かれし、複数の腕の構造を形成します。それらは多くの明るいHII 領域で点在しています。[6] NGC 3367 の星形成率は、年間約 3 M ☉です。外側の腕は、中心から 50 秒角の距離で南に向かって半円形のアーチを形成し、紫外線でよりよく見えます。[4]
通常、銀河の非対称性は他の銀河との相互作用によって引き起こされますが、NGC 3367 の近くでは大きな衛星は検出されていません。非対称性の原因は、過去 10 億年の間に起こった小規模な合体または質量集積であると考えられています。NGC 3367 の近くでは、プルームや星流などの低表面輝度構造が検出されず、銀河の近くの HI 画像でもガスが見られないため、この銀河は過去 100 万年の間に冷たいガスを集積したと考えられています。このガス集積により、星形成と核活動が増加しました。[4]
NGC 3367 は強いバーを特徴としています。バーパターンの速度は、トレメイン・ワインバーグ法を用いて43 ± 6 km s −1 kpc −1と推定されました。 [7]銀河のバーは近赤外線でより顕著であり、その領域に古い星の集団が優勢であることを示唆しています。また、バーの東端には結び目があり、そこには無視できない数の赤色巨星と漸近巨星分枝星が存在します。[4]
核
NGC 3367は、HII領域またはタイプ2セイファート銀河に分類されています。しかし、光学的には活動銀河核（AGN）の兆候はありません。NGC 3367のスペクトルは、異常に幅広い線（HβのFWHM 490 m / s ）と青色の非対称性を備えています。スペクトルは、ウォルフ・ライエ星から生成されたもののように見えます。[8] Hアルファ放射の明確な証拠はありません。 [9]スペクトルはまた、[Fe II] 1.2567 μm / Paβ線比が低いなど、スターバーストの特徴によって支配されています。[10]この銀河はスピッツァー宇宙望遠鏡によって観測され、弱いAGNの存在と一致する[Ne v] 14.3および24.3 μm線が検出されました。[11] XMMニュートン望遠鏡で観測された2-10keVにおける銀河のX線輝度は2.0×1040ergs−1で、べき乗則に支配されていた。この値は低輝度AGNと一致している。[12]
電波で観測すると、この銀河は核源から伸びる2つの電波ローブを特徴としており、これはセイファート2銀河に共通する特徴である。南西ローブの放射は偏光しており、円盤の平面より上にあることを示しているが、北東ローブは偏光していない。南西ローブは核から26インチ、北東ローブは33インチ伸びている。源の全範囲は、銀河からの距離で約12kpcである。[13]超大型干渉電波望遠鏡によるより詳細な観測により、核と南西ローブを結ぶ電波ジェットと、半径約300pcの核周構造が明らかになった。[14]
銀河の中心には、質量がKsバルジの光度に基づくと、15 × 10 6 (10 7.2 ) M ☉である。 [15]銀河のX線スペクトルは、超大質量ブラックホールの質量が10 5から10 7 M ☉の範囲にあることを示唆している。[12]
核の周囲、半径約2秒角の範囲で、CO(1-0)放射を用いて相当量の分子ガスが検出されている。その領域における分子ガスの総質量は、3 × 10 8 M ☉であり、中心の5秒角では分子ガスの質量は5.9 × 10 8 M ☉。このような大きな質量が存在すると、活動銀河核からの光学輝線が不明瞭になる可能性があります。COの放射は細長い形をしていますが、これはおそらく恒星の棒によって生み出される力によるものです。[16]
超新星
NGC 3367では6つの超新星が観測されている：SN 1986A（Ia型、等級14.0）、SN 1992C（II型、等級16.5）、SN 2003aa（Ic型、等級17.6）、SN 2007am（II型、等級17.8）、SN 2018kp（Ia型、等級19.9）、SN 2022ewj（II型、等級16.3）。[17] [18] SN 1992cは、1992年1月28日にESOの天文学者ハンス・ファン・ヴィンケルによって発見された。彼は、ラ・シヤにあるESOの1メートルシュミット望遠鏡を使って行われた探索プログラム中に、グイド・ピサロが入手した写真乾板上でそれを発見した。デラ・ヴァッレとクリストフェル・ワルケンス（ベルギー、ルーヴェン天文研究所）がラ・シヤにある2.2メートル望遠鏡で得た超新星のスペクトルは、それがII型であり、爆発は10日から20日前に起こったに違いないことを示した。膨張速度は約7000 km/秒と測定された。SN 1992cは銀河中心の南東、渦巻き腕の先端に位置していた。SN 1986Aは1986年2月4日に銀河中心の東の渦巻き腕の凝縮部の近くで発見された。[19]
近くの銀河
NGC 3367 は、NGC 3367 グループとして知られる銀河群の先頭メンバーです。このグループの他のメンバーには、NGC 3391 と NGC 3419 があります。少し離れたところに、 NGC 3300と NGC 3306の銀河があります。 [20] NGC 3367 は、赤方偏移が NGC 3367 の約 3 分の 1である獅子座グループと同じ空の領域にあります。獅子座グループのメンバーであるNGC 3377 は、NGC 3367 の 22 分角北にあります。[21]
ギャラリー
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NGC 3367 のSDSS画像
参考文献
- ^ abcdefg 「NASA/IPAC 銀河系外データベース」。NGC 3367 の結果。2016 年 1 月 18 日に取得。
- ^ ab 「NGC 3367の改訂NGCデータ」spider.seds.org . 2018年11月25日閲覧。
- ^ セリグマン、コートニー。「NGC 3367」。天体地図。 2018年11月19日閲覧。
- ^ abcd ヘルナンデス＝トレド、HM;カノ・ディアス、M.バレンズエラ、O.プエラリ、I。ガルシア＝バレット、JA;モレノ・ディアス、E. Bravo-Alfaro, H. (2011 年 12 月 1 日)。 「膨らみのないセイファート/ライナー銀河 NGC 3367: 円盤、棒、偏り、および環境」。天文ジャーナル。142 (6): 182.arXiv : 1104.3622。ビブコード:2011AJ....142..182H。土井：10.1088/0004-6256/142/6/182。S2CID 119111771。
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- ^ Sandage, A., Bedke, J. (1994)、『カーネギー銀河地図帳』第 1 巻、ワシントン カーネギー研究所、p. 15
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- この記事には、CC BY 4.0 ライセンスに基づいて利用可能なテキストが組み込まれています。
外部リンク
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