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| NGC 5195 | |
|---|---|
 | |
| 観測データ（J2000 エポック） | |
| 星座 | カネス・ベナティチ[1] |
| 赤経 | 13時間29分59.6秒[2] |
| 偏角 | +47° 15′ 58″ [2] |
| 赤方偏移 | 465±10km/秒[2] |
| 距離 | 25 ± 3百万光年(7.7 ± 1.0メガピクセル) [3] |
| 見かけの等級 （V） | 10.5 [2] |
| 特徴 | |
| タイプ | 非晶質またはSB0 pec [4] |
| 見かけの大きさ （V） | 5′.8 × 4′.6 [2] |
| その他の指定 | |
| メシエ51b、HOLM 526B、IRAS 13278+4731、Arp 85、UGC 8494、MCG +08-25-014、PGC 47413、CGCG 246-009、VV 001b [2] | |
NGC 5195 (メシエ 51bまたはM51bとも呼ばれる) は、渦巻銀河(M51a または NGC 5194 とも呼ばれる)と相互作用している矮小銀河です。どちらの銀河も、りょうけん座の約 2,500 万光年離れた位置にあります。この 2 つの銀河は、相互作用している最も有名な銀河ペアの 1 つです。
歴史
NGC 5195は1781年3月20日にピエール・メシャンによって発見されました。 [5]
渦巻銀河との相互作用
NGC 5195 と渦巻銀河は、天文学において最も注目されている相互作用銀河ペアの 1 つを構成しています。この 2 つの銀河は、特異銀河アトラスに、伴銀河を持つ渦巻銀河のいくつかの顕著な例の 1 つとして記載されています。[6]この系は、銀河相互作用に関する非常に初期の理論的調査の対象でもありました。[7] 2 つの銀河は、塵を多く含む潮汐橋で接続されています。この潮汐橋の塵は、NGC 5195 の中心を背景にシルエットで見ることができます。これは、NGC 5195 が渦巻銀河の背後にあるように見えることを示しています。[4] この遭遇により、M51 の渦巻き構造が大幅に強化されました。[要出典]
NGC 5195 からは 3 本の枝分かれした構造が伸びています。真ん中の枝分かれは他の枝分かれよりも青く、この特徴が渦巻銀河の潮汐尾の延長線上にあることを示唆しています。この構造は、前述の壮大な渦巻銀河との相互作用によって生成された、いくつかの巨大なプルームと星の流れにつながっています。巨大なプルームの 1 つは「北西プルーム」と呼ばれています。しかし、プルーム内の拡散した高速ガスは、NGC 5195 ではなく渦巻銀河内に起源があることを示唆しています。北西プルームは、NGC 5195 から伸びる 2 つの恒星の流れと部分的に重なり、混ざり合っています。北西プルームとは異なり、恒星の流れは分岐しており、NGC 5195 と色が似ています。渦巻銀河とその伴銀河を観測した 2015 年の研究では、2 つの新しい非常にかすかな潮汐構造が見つかりました。そのうちの一つは「南プルーム」と呼ばれ、もう一つは「北東プルーム」と呼ばれています。[8]
2016年1月、BBCの科学記者ジョナサン・ウェッブは「天文学者たちは、近くの銀河の中心にあるブラックホールから『げっぷ』している2つの巨大なガスの波を発見した。NASAのチャンドラ宇宙望遠鏡のX線画像で検出された高温ガスの帯は、その前方のより冷たい水素ガスを一掃しているように見える。この広大な波打つげっぷは、2600万光年離れた『渦巻銀河』の小さくて見過ごされてきた兄弟であるNGC 5195で起こっている。つまり、このブラックホールは、このようにガスを噴出している最も近いブラックホールの1つだ」と述べた。ウェッブは、「フロリダで行われたアメリカ天文学会（AAS ）の第227回会議で発表されたこの研究結果は、超大質量ブラックホールとそのホスト銀河の間の『フィードバック』の劇的な例だ」と付け加えた。 [9]ウェッブの報告書では、ハーバード・スミソニアン天体物理学センター（CFA）の研究共著者であるマリー・マチャチェクの言葉を引用し、「フィードバックによって銀河が大きくなりすぎるのを防いでいると考えられています...しかし同時に、フィードバックは一部の恒星の形成にも関係している可能性があります。これは、ブラックホールが破壊だけでなく創造もできることを示しています。」と述べています。[9]
形態学
渦巻銀河との重力相互作用の結果、NGC 5195は大きく歪んでいる。その形態の分類は難しく、レンズ状銀河、非晶質銀河、不規則銀河と特定されることもある。[4]標準的な形態分類システム から外れていると説明されている。[4]
超新星
SN 1945Aは、NGC 5195内で検出された唯一の超新星です。[2] 1945年4月6日、ミルトン・L・ヒューマソンがウィルソン山天文台の100インチ（2.5メートル）望遠鏡を使用して、核の北西10インチの場所で発見しました。この超新星はI型超新星に分類され、最大等級は14.0に達しました。[10]
参照
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 および Cambridge University Press。ISBN 978-0-933346-51-2。
- ^ abcdefg 「NASA/IPAC 銀河系外データベース」。NGC 5195 の拡張名前検索の結果。2006年12月7日閲覧。
- ^ JL Tonry; A. Dressler; JP Blakeslee; EA Ajhar; et al. (2001). 「SBF 銀河距離調査。IV. SBF マグニチュード、色、距離」。天体物理学ジャーナル。546 (2): 681–693。arXiv : astro-ph/0011223。Bibcode : 2001ApJ ...546..681T。doi : 10.1086/318301。S2CID 17628238 。
- ^ abcd A. Sandage; J. Bedke (1994).カーネギー銀河地図帳. ワシントン D.C.:ワシントン・カーネギー研究所. ISBN 978-0-87279-667-6。
- ^ “SEDS: NGC 5195”. 2007年10月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年10月13日閲覧。
- ^ H. Arp (1966). 「特異銀河アトラス」.天体物理学ジャーナルサプリメント. 14 : 1–20. Bibcode :1966ApJS...14....1A. doi :10.1086/190147.
- ^ A. Toomre; J. Toomre (1972). 「銀河の橋と尾」.アストロフィジカルジャーナル. 178 : 623–666. Bibcode :1972ApJ...178..623T. doi :10.1086/151823.
- ^ Watkins, Aaron E.; Mihos, J. Christopher; Harding, Paul (2015年2月). 「M51の深部画像：渦潮の拡張した潮汐デブリの新たな見方」. The Astrophysical Journal . 800 (1): 7. arXiv : 1501.04599 . Bibcode :2015ApJ...800L...3W. doi :10.1088/2041-8205/800/1/L3. S2CID 118603790. 2022年11月18日閲覧。
- ^ ab Webb, Jonathan (2016年1月5日). 「ブラックホールが銀河のガス供給を『げっぷ』させているのを捉えた」BBCニュースオンライン. 2016年1月6日閲覧。
- ^ ML Humason (1945). 「NGC 5195の超新星」.太平洋天文学会刊行物. 57 (336): 174–175. Bibcode :1945PASP...57..174H. doi :10.1086/125712. S2CID 120997322.
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、 NGC 5195に関連するメディアがあります。
- SEDS: 不規則銀河 M51B (NGC 5195)
- 「ESA/ハッブルのNGC 5195」。2009年7月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。2011年11月8日閲覧。