いて座矮小球状銀河

いて座矮小球状銀河[1]
アイトフ全天ビューのいて座矮小球状銀河
観測データ（J2000 エポック）
星座	射手座
赤経	18時間55分19.5秒[2]
偏角	−30° 32′ 43″ [2]
赤方偏移	140 ± ? km/秒[2]
距離	65 ± 7 kly (20 ± 2 kpc ) [3] [4]
見かけの等級 （V）	4.5 [2]
特徴
タイプ	dSph(t) [2]
質量	4 × 10 8 [5] メートル☉
見かけの大きさ （V）	450.0′ × 216.0′ [2]
注目すべき機能	天の川銀河 との衝突に向かっている
その他の指定
射手座DEG、[6]いて座dSph、[2]いて座矮小球状、[2]いて座I矮小、[2] PGC 4689212 [7]

いて座矮小楕円銀河（Sgr dSph）は、いて座矮小楕円銀河（Sgr dEまたはSag DEG）としても知られ、楕円形のループ状の天の川銀河の伴銀河です。本体には4つの球状星団があり、 ^[8]そのうち最も明るい球状星団であるNGC 6715 （M54）は、 1994年に銀河自体が発見されるよりずっと前から知られていました。Sgr dSphの直径はおよそ1万 光年で、現在は地球から約7万光年離れており、天の川銀河の中心核から約5万光年（大マゼラン雲の距離の約3分の1）の距離を極軌道（天の川銀河の銀河極上を通過する軌道）で周回しています。ループ状の螺旋状の軌道を描いて、この銀河は過去に何度か天の川銀河の平面を通過している。^[9] 2018年に欧州宇宙機関のガイア計画は、Sgr dSphが天の川銀河の中心核近くの星団に摂動を引き起こし、3億年から9億年前にこの銀河を移動したときに引き起こされた星々の予期せぬ波紋運動を引き起こしたことを示した。^[10]

1994年にロドリゴ・イバタ、マイク・アーウィン、ジェリー・ギルモアによって公式に発見された^[11] Sgr dSphは、当時、天の川銀河に最も近い既知の隣人であるとすぐに認識されました。（2003年に発見された論争の的となっているおおいぬ座矮小銀河が、実際の最も近い隣人である可能性があります。）天の川銀河に最も近い伴銀河の1つですが、主な親銀河団は銀河中心の地球の反対側にあり、そのため、空の広い領域を覆っているにもかかわらず、非常に暗いです。Sgr dSphは、天の川銀河と比較して、星間塵が少なく、主に世代IIの星で構成され、古くて金属が少ない古い銀河のようです。Sgr dSphに関連する中性水素ガスは発見されていません。^[12]

ヴァージニア大学とマサチューセッツ大学アマースト校の天体物理学チームによるさらなる発見は、2MASS 2ミクロン全天赤外線サーベイのデータを利用し、ループ状の構造全体を明らかにした。2003年には、赤外線望遠鏡とスーパーコンピュータの助けを借りて、スティーブン・マジェフスキー、マイケル・スクルツキー、マーティン・ワインバーグが新しい星図の作成に貢献し、背景の星の塊からいて座矮星の存在、位置、ループ形状を完全に抽出し、この小さな銀河が天の川銀河の平面に対してほぼ直角にあることを発見した。^[13]

Sgr dSphには少なくとも9つの球状星団が知られています。そのうちの1つ、M 54は銀河の中心に位置しているように見えますが、他の3つは銀河本体内にあります：Terzan 7、Terzan 8、Arp 2。^[14] さらに、Palomar 12、^{[15] [16]} Whiting 1、^{[17] [18]} NGC 2419、NGC 4147、NGC 5634は、その拡張された恒星流内に見つかっています。^[8]しかし、これは異常に少ない球状星団の数であり、VVVとGaia EDR3データの分析により、少なくとも20個以上が見つかりました。^{[8] [19]}新しく発見された球状星団は、以前に知られていた球状星団よりも金属に富む傾向があります。^[19]

Sgr dSphには複数の恒星種族があり、その年齢は最古の球状星団（宇宙自体とほぼ同じ年齢）から数億年（mya）ほど若い痕跡種族まで多岐にわたります。また、年齢と金属量の関係も示しており、古い種族は金属が乏しく（[Fe/H] = -1.6 ± 0.1）、最も若い種族は超太陽系レベルの豊富さを持っています。^{[18] [20]}

現在の軌道に基づくと、Sgr dSph 主銀河団は今後 1 億年以内に天の川銀河の円盤を通過しようとしていますが、拡張されたループ状の楕円はすでに私たちの局所空間の周囲と天の川銀河の円盤を貫通しており、Sgr dSph の 10,000 倍の質量を持つより大きな銀河にゆっくりと吸収されつつあります。Sgr dSph 主銀河団の消散と天の川銀河との合体は、今から 10 億年以内に完了すると予想されています。^[5]

当初、多くの天文学者は、Sgr dSph はすでに破壊が進行しており、その元の物質の大部分がすでに天の川銀河の物質と混ざり合っていると考えていました。しかし、Sgr dSph は分散した細長い楕円体としてまだ一貫性を保っており、銀河核から 5 万光年という近い距離で天の川銀河の周りをほぼ極軌道で回っているように見えます。Sgr dSph は天の川銀河に向かって落下する前は球体だったかもしれませんが、現在は数億年にわたる巨大な潮汐力によって引き裂かれています。数値シミュレーションでは、矮小星から引き裂かれた星がその進路に沿って長い恒星の流れの中に広がっていることが示唆されており、その後、それが検出されました。

しかし、天文学者の中には、Sgr dSph が数十億年にわたって天の川銀河の周りを公転しており、すでに約 10 回周回していると主張する者もいる。そのような歪みにもかかわらず、ある程度の一貫性を保っているということは、その銀河内に暗黒物質が異常に多く集中していることを示している。

1999 年、ジョンストンらは、Sgr dSph は少なくとも 1ギガ年の間天の川銀河を周回し、その間に質量が 2 分の 1 から 3 分の 1 に減少したと結論付けました。その軌道は、銀河中心からの距離が ≈13 kpc から ≈41 kpc の間を 5 億 5000 万年から 7 億 5000 万年の周期で振動していることがわかっています。最後の近銀河線は約 5000 万年前です。また 1999 年、Jiang と Binney は、その開始時の質量が ≈10 ¹¹ M _☉と大きかったとすると、天の川銀河への落下が 200 kpc 以上離れた地点から始まった可能性があることを発見しました。

Sgr dSphの軌道と天の川銀河のポテンシャル場のモデルは、 Sgr dSph の恒星破片の固有運動観測によって改善される可能性があります。この問題は、 MilkyWay@Homeプロジェクトの計算支援を受けて、現在精力的に調査中です。

2011年に発表されたシミュレーションでは、天の川銀河がSgr dSphとの度重なる衝突の結果として渦巻き構造を獲得した可能性があることが示唆された。^[9]

2018年、欧州宇宙機関のガイア計画は、主に天の川銀河の起源、進化、構造を調査するために設計され、10億個を超える恒星の位置、速度、その他の恒星特性に関する最大かつ最も正確な調査を実施しました。その結果、Sgr dSphが天の川銀河の中心核近くの一連の恒星に摂動を引き起こし、3億年から9億年前に天の川銀河を通過したときに引き起こされた恒星の予期せぬ波紋運動を引き起こしたことが明らかになりました。^[10]

TCU大学院生マシュー・メレンデスと共著者による2019年の研究では、Sgr dSphは半径の関数として金属量が減少傾向にあり、中心核の金属量は外側の領域に比べて大きく広がっていると結論付けられました。また、金属量の関数としてアルファ元素の豊富さが2つの異なる種族に分かれていることを示す証拠を初めて発見しました。^{[21] [22]}

2020年の研究では、ガイア計画から得られたデータに基づいて、いて座矮小球状銀河と天の川銀河の衝突が後者における大規模な星形成を引き起こしたと結論付けられました。^[23]

• メシエ 54
• オメガケンタウリ

ウィキメディア・コモンズには、いて座矮小楕円銀河に関連するメディアがあります。

• 「SagDEG」。SEDS。
• 「SagDEG」。solstation.com。
• Sgr dSph の衝突が天の川銀河の渦巻き腕を形成する様子を示すシミュレーション (動画)。2021 年 12 月 12 日にオリジナルからアーカイブ – YouTube.com 経由。
• SIMBAD 天文データベースのいて座矮小球状銀河。

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