NGC 4449

NGC 4449
ハッブル宇宙望遠鏡(HST) による NGC 4449 の画像。
観測データ（J2000 エポック）
星座	カネス・ベナティチ[1]
赤経	12時間28分11.9秒[2]
偏角	+44° 05′ 40″ [2]
赤方偏移	207 ± 4 km/秒[2]
距離	13.08 ± 0.98 百万光年(4.01 ± 0.30 メガピクセル) [3]
見かけの等級 （V）	10.0 [2]
特徴
タイプ	IBM [2]
見かけの大きさ （V）	6′.2 × 4′.4 [2]
その他の指定
UGC 7592、[2] PGC 40973、[2] コールドウェル 21

NGC 4449は、コールドウェル21としても知られ、りょうけん座にある不規則 マゼラン型 銀河で、地球から約1300万光年離れたところにあります。^{[3]これは、} M94グループまたはりょうけん座Iグループの一部であり、私たちの天の川銀河をホストする局部銀河群に比較的近いです。^{[4] [5]}

この銀河は、天の川銀河の衛星銀河である大マゼラン雲（LMC）^[6]と性質が似ていますが、明るさも大きさも劣ります。NGC 4449は、LMCの特徴である一般的な棒状をしており、若い青い星団が散在しています。

しかし、大マゼラン雲とは異なり、NGC 4449は星形成率が高い（大マゼラン雲の2倍）ことからスターバースト銀河であると考えられており^[7]、いくつかの巨大で若い星団を含んでおり^[8]、^[9]そのうちの1つは銀河の中心にあります。^[10]

銀河の写真には、巨大な星形成領域の特徴的な痕跡である原子状水素ガスのピンク色の輝きが写っている。

NGC 4449は、75分角（銀河の光学直径の14倍）の領域に広がる中性水素の大きなエンベロープに囲まれています。エンベロープには、近くの銀河との相互作用によって生じたと思われる歪みや不規則性が見られます。^[11]

近隣の銀河との相互作用が NGC 4449 の星形成に影響を与えたと考えられており、実際、2012 年にこの銀河と相互作用している 2 つの小さな銀河が発見されました。1 つは表面輝度が非常に低く、NGC 4449 のハローと同じ恒星質量を持ちながら暗黒物質と恒星物質の比率がNGC 4449 の 5 倍から 10 倍である、破壊された矮小球状銀河です^[12]。もう 1 つは、ガスが豊富な銀河の核である可能性のある若い恒星の2 つの尾を持つ、非常に平坦な球状星団です^[13]。両方の衛星は明らかに NGC 4449 によって破壊され、現在は NGC 4449 に吸収されています。^{[12] [13]}

NGC 4449には、NGC 4449 X7と呼ばれる超高輝度X線源（ULX）が少なくとも1つ知られています。NGC 4449 X7の光学対応物（つまりULXと関連している可能性がある）として特定されている候補は3つあります。それらはすべて初期（ B型からF型）の超巨星で、年齢は約4000万年から5000万年、質量は太陽の約8倍と推定されています。^[14]

2024年5月、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡はNGC 4449の詳細な画像を撮影し^[15]、広範囲にわたるスターバースト活動を浮き彫りにしました。この赤外線画像は、ガス、塵、新しく形成される星の複雑な構造を明らかにし、^[16]近くの銀河との相互作用によって影響を受ける星形成プロセスに関する理解をさらに深めました。この発見は、銀河の進化と恒星の誕生を研究するための重要な場所としてのNGC 4449の役割を強調しています。

ウィキメディア・コモンズには、 NGC 4449に関連するメディアがあります。

• 今日の天文写真– 2007 年 5 月 3 日、2007 年 7 月 10 日、2011 年 2 月 25 日
• WikiSkyの NGC 4449 : DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像