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| ウィルマン 1 | |
|---|---|
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| 観測データ（J2000 エポック） | |
| 星座 | おおぐま座 |
| 赤経 | 10時間49分22.3秒[1] |
| 偏角 | +51° 03′ 03.6″ [1] |
| 距離 | 124 ± 23 kly (38 ± 7 kpc ) [2] |
| 見かけの等級 （V） | 15.2 ± 0.4 [a] |
| 特徴 | |
| タイプ | 極端なdSphまたは 異常な星団[1] |
| 見かけの大きさ （V） | 4.6+0.4 −0.8′ [2] |
| その他の指定 | |
| SDSS J1049+5103 [1] | |
ウィルマン 1は、超低光度の矮小銀河または星団です。[3]ウィルマン 1 は 2004 年に発見され、夜空のおおぐま座の近くにあります。[4] [5]スローン デジタル スカイ サーベイデータに基づく研究の主著者であるハーバーフォード大学のベス ウィルマンにちなんで名付けられました。[6]この天体は天の川銀河の衛星であり、約 12 万光年離れています。[7]ウィルマン 1 は楕円形で、半光度半径は約 25 パーセクです。[2]太陽中心からの速度は約 -13 km/s です。[3]
2007年時点では、この銀河は知られている中で最も質量の小さい銀河であると宣言され、銀河を形成するために必要とされる当時の理論上の最小値である太陽質量の1000万倍よりも小さい超低質量銀河という新たなカテゴリーを確立した。 [ 8]
2016年現在、この銀河はSegue 1とVirgo Iに次いで3番目に暗い銀河であると考えられており、天の川銀河の1000万倍以上も明るさが低い。絶対等級は-2.7 ± 0.7である。[2]観測によると、その質量は約40万太陽質量で、ウィルマン1の質量光度比は約800である。[3]質量光度比が高いということは、ウィルマン1が暗黒物質で占められていることを意味する。[9] [10]しかし、このような暗い天体の質量を推定することは困難である。なぜなら、質量推定は、天体が重力で束縛されているという暗黙の仮定に基づいているためであり、天体が破壊過程にある場合はその仮定が当てはまらない可能性があるからである。[3]
ウィルマン1の恒星集団は、主に100億年以上前に形成された古い恒星で構成されています。[11]これらの恒星の金属量も[Fe/H]≈-2.1と非常に低く、これは太陽の110分の1の重元素しか含まれていないことを意味します。[3]
注記
- a. ^ 15.2 ± 0.4 見かけの等級 − 5 * (log 10 (38 ± 7 [2] kpc の距離) − 1) = −2.7 [2]絶対等級
参考文献
- ^ abcd (ウィルマン他 2005)
- ^ abcdef Martin, Nicolas F.; de Jong, Jelte TA; Rix, Hans-Walter (2008年9月10日). 「微弱な天の川銀河衛星の構造特性に関する包括的最大尤度分析」.アストロフィジカルジャーナル. 684 (2): 1075–1092. arXiv : 0805.2945 . Bibcode :2008ApJ...684.1075M. doi :10.1086/590336. ISSN 0004-637X.
- ^ abcde Willman, Beth; Geha, Marla; Strader, Jay; Strigari, Louis E.; Simon, Joshua D.; Kirby, Evan; Ho, Nhung; Warres, Alex (2011年10月1日). 「WILLMAN 1—A PROBABLE Dwarf GALAXY WITH AN IRREGULAR KINEMATIC DISTRIBUTION」. The Astronomical Journal . 142 (4): 128. arXiv : 1007.3499 . Bibcode :2011AJ....142..128W. doi :10.1088/0004-6256/142/4/128. ISSN 0004-6256.
- ^ Britt, Robert Roy (2004年10月25日). 「不可解な天の川銀河の仲間が発見される」. Space.com . 2024年9月18日閲覧。
- ^ Zucker, DB; Belokurov, V.; Evans, NW; Kleyna, JT; Irwin, MJ; Wilkinson, MI; Fellhauer, M.; Bramich, DM; Gilmore, G.; Newberg, HJ; Yanny, B.; Smith, JA; Hewett, PC; Bell, EF; Rix, H.-W. (2006 年 10 月 10 日). 「Ursa Major の不思議な天の川衛星」. The Astrophysical Journal . 650 (1): L41–L44. arXiv : astro-ph/0606633 . Bibcode :2006ApJ...650L..41Z. doi :10.1086/508628. ISSN 0004-637X.
- ^ Kanipe, Jeff (2006). Chasing Hubble's Shadows: the search for galaxies at the edge of time. New York: Hill and Wang. p. 153. ISBN 978-0-8090-3406-2. 2024年9月18日閲覧。
- ^ Willman, Beth; Blanton, Michael R.; West, Andrew A.; Dalcanton, Julianne J.; Hogg, David W.; Schneider, Donald P.; Wherry, Nicholas; Yanny, Brian; Brinkmann, Jon (2005). 「天の川銀河の新たな仲間：珍しい球状星団か極端に矮小な衛星か？」天文学ジャーナル. 129 (6): 2692–2700. arXiv : astro-ph/0410416 . Bibcode :2005AJ....129.2692W. doi :10.1086/430214. ISSN 0004-6256.
- ^ シガ、デイビッド（2007年6月4日）。「最小の銀河が隠れた集団を示唆」。ニューサイエンティスト。 2024年9月18日閲覧。
- ^ Loewenstein, Michael; Kusenko, Alexander (2012年6月1日). 「WILLMAN 1のXMM-NEWTON観測によるダークマター探索」.アストロフィジカルジャーナル. 751 (2): 82. arXiv : 1203.5229 . Bibcode :2012ApJ...751...82L. doi :10.1088/0004-637X/751/2/82. ISSN 0004-637X.
- ^ McDaniel, Alex; Ajello, Marco; Karwin, Christopher M.; Di Mauro, Mattia; Drlica-Wagner, Alex; Sánchez-Conde, Miguel A. (2024年3月19日). 「14年間のFermi-LATデータによる天の川矮小球状銀河の暗黒物質消滅のレガシー分析」. Physical Review D . 109 (6): 063024. arXiv : 2311.04982 . Bibcode :2024PhRvD.109f3024M. doi :10.1103/PhysRevD.109.063024. ISSN 2470-0010.
- ^ 「セブン。暗黒物質粒子の実験的探索」、宇宙カクテル：3つの部分からなる暗黒物質、プリンストン大学出版、pp. 128–146、2014年12月31日、doi :10.1515/9781400850075-008、ISBN 978-1-4008-5007-5、 2024年9月18日閲覧