NGC 2366

NGC 2366
NGC 2366のGALEX画像
観測データ（J2000エポック）
星座キバナフジツボ
赤経7時間28分54.6秒[ 1 ]
赤緯+69° 12′ 57″ [ 1 ]
赤方偏移80 ± 1 km/秒[ 1 ]
距離1000万光年[ 2 ]
見かけの等級 （V）11.4 [ 1 ]
特徴
タイプIB(s)m [ 1 ]
見かけの大きさ （V）8.1フィート×3.3フィート[ 1 ]
注目すべき機能NGC 2366 の南部は、マルカリアン 71 と呼ばれています。
その他の指定
UGC 3851、PGC 21102 [ 1 ]

NGC 2366はきりん座に位置するマゼラン棒状不規則矮小銀河である。[ 3 ] [ 4 ]

NGC 2366とその隣の銀河NGC 2363の様々な構成要素については混乱が生じている。[ 3 ] NGC 2366の南端には、マルカリアン71（Mrk 71）として知られる大きく明るいHII領域がある。[ 3 ]

マーク71の西側には、NGC 2366と相互作用している矮小銀河NGC 2363がある。[ 5 ]コーウィンズの記録には、それぞれ2つのNGC番号が明確に付与された2つの銀河があると記されている。「長年考えられてきたN2363ではないので、HII領域を「マークリアン71」（あるいは他の名称）と呼ぶことに慣れるしかないだろう。」[ 5 ]

Mrk 71として知られる領域内には、「A」と「B」、または「ノットA」と「ノットB」と名付けられた2つの超星団（SSC）があります。 [ 3 ] [ 6 ]

上記の構成要素の他の名称には、NGC 2366-I、NGC 2366-II、NGC 2366-III、NGC2366-A、NGC 2366-B、NGC 2366-C、NGC 2363-A、NGC 2363-Bなどがあります。[ 3 ]

NGC 2366はM81グループの外れたメンバーです。[ 7 ]

Mrk 71内の超星団

NGC 2366のHST画像

NGC/Mrk71には、ガスが豊富な星形成領域にある多数の若く巨大な青い星が存在します。これらの星々は紫外線を放射し、水素ガスを励起して輝かせます。約1000万光年の距離にあるため、天文学者は個々の星を識別できるほど近い距離にあります。[ 2 ]

Mrk 71 内には、Mrk 71 ノット A (ノット A) と Mrk 71 ノット B (ノット B) と呼ばれる 2 つの超星団があります。

結び目Aの全恒星質量は約1.3～1.4×10^5太陽質量である。[ 3 ]

スペクトルにウォルフ・ライエ星が存在しないことから、その年齢は300万年以下である可能性が高いが、ドリッセンら2000年の研究では100万年未満とされている。[ 8 ]

ノットAには、恒星の特徴が確認されていない、まだその出生雲の中にある、巨大で覆われた超新星爆発が存在する。[ 3 ]

Mrk 71の水素アルファ光度は、その90%がノットAによって生成されており、2016年のJamesらの研究によると8.4 x 10^39 ergs/sとされている。[ 9 ]

ノットAには、太陽質量150～300倍のO型超巨星である「非常に質量の大きい星」（VMS）が含まれている可能性が高い。これらの星の寿命は100万～300万年と短く、恒星温度が極端に高い原因の一つとして示唆されている。[ 9 ]

ノットBの質量は1.5 x 10^4太陽質量と低く、年齢は3～5百万年と推定されています。[ 3 ]

紫外線スペクトルの合成により、約800個のB型星と40個のO型星が存在するという結論に至った。[ 8 ]

研究によれば、ウォルフ・ライエ星は最大8個存在する可能性があり、その年齢は300万年から500万年の間と推定されている。[ 8 ] [ 10 ]

東側には強い殻状の形態を呈し、北側には噴出域を持つスーパーバブルが生成されたとみられ、その膨張速度は約20km/sである。これは、巨大でやや進化した超巨大渦によって生成された、相当な力学的フィードバックと整合している。[ 3 ]

グリーンピースに最も近い類似品

2017年8月、天体物理学ジャーナル誌に「Mrk 71/NGC 2366：最も近いグリーンピース銀河類似体」と題された研究が掲載されました。この研究では、NGC 2366と、いわゆるグリーンピース銀河（GP）との関連性が検証されています。グリーンピース銀河の一部は、最近ライマン連続体放射体（LCE）であることが示されました。NGC 2366がGPの優れた類似体であるという、驚くべき、そして思いがけない発見が示されています。NGC 2366はわずか1000万光年の距離に位置しているため、LCEの局所的な例となる可能性があります。[ 3 ]

ライマン連続光子（LyC）の放出は宇宙の再イオン化のメカニズムであると考えられているため、 LCEの発見はビッグバンの研究において非常に重要です。 [ 11 ] [ 12 ]

最近、5つの「極端」なGPがLCEとして機能し、LyCからの脱出率が6～13%であることが示されました。この発見により、これまで検出が非常に困難であった低赤方偏移の星形成LCEの数が倍増しました。[ 3 ]

ミチェバらの表1では、豊富な既存データを用いて、NGC 2366/Mrk 71の「平均的」GPと「極端な」GPのさまざまな特性を比較しています。[ 3 ]

いくつかの例を以下に示します。

i) 極限GP中の[OIII]（高度にイオン化した酸素）の温度は約13,400～15500 Kとされているが、Mrk 71の成分では14,000～16,000 Kである。[ 10 ] [ 6 ]

ii) ノットAの[OIII]の等価幅は224.3±34.5nmと非常に高く、極端なGPの等価幅80～200nmと比較して大きい。[ 13 ]

iii) 天体の金属量を表す酸素と水素の比は、NGC 2263/MRK 71では7.89、極端に強いGPでは7.76～8.04である。[ 13 ]

この研究は、NGC2366/Mrk 71が、LyC放出星の形態と物理的条件について前例のないほど詳細な情報を提供し、LCEが多数存在し、ありふれた存在である可能性を示唆していると結論付けている。[ 3 ]

Mrk 71-Aの高密度CO

「Mrk 71-Aの高密度CO：若い超星団で抑制された超風」という研究が、2017年11月に天体物理学ジャーナルレターズに掲載されました。 [ 14 ]一つの結論は次のとおりです。（引用）「Mrk 71-Aはライマン連続波放射源の候補であるため、エネルギー駆動型超風は電離放射線の逃避に必ずしも必要条件ではない可能性があることを示唆しています。」[ 14 ]

北半球拡張ミリ波干渉計（NOEMA）望遠鏡を用いて一酸化炭素の観測が行われた。[ 14 ]その結果、約7パーセクのコンパクトな分子雲が明らかになった。[ 14 ]

参照

参考文献

  1. ^ a b c d e f g「NASA​​/IPAC 銀河系外データベース」。NGC 2366 の結果。2007 年 4 月 8 日に取得。
  2. ^ a b「ハッブル宇宙望遠鏡、明るい星雲を持つ矮小銀河を観測」 ESA /ハッブル宇宙望遠鏡プレスリリース。2012年5月10日閲覧。
  3. ^ a b c d e f g h i j k l m G. ミチェバ; MS オーイ; AEジャスコット; BL ジェームス (2017 年 8 月)。「Mrk 71/NGC 2366: 最も近いグリーンピース類似体」。天体物理学ジャーナル。845 (2): 13.arXiv : 1704.01678。Bibcode : 2017ApJ...845..165M。土井：10.3847/1538-4357/aa830b。S2CID 119049347。 
  4. ^ G. de Vaucouleurs; A. de Vaucouleurs; HG Corwin; RJ Buta; G. Paturel; P. Fouque (1991). Third Reference Catalogue of Bright Galaxies. Volume I: Descriptions and references. Volume II: Data for galaxies between 0h and 12h. Volume III: Data for galaxies between 12h and 24h . Springer, New York. p. 2091. Bibcode : 1991rc3..book.....D . ISBN 978-0-387-97552-8。
  5. ^ a b H.G. Corwin (2006). 「Historical Notes: NGC 2000 through NGC 2999」 . 2016年3月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2017年10月29日閲覧。
  6. ^ a b R.M.ゴンザレス・デルガド。 E.ペレス; G. テノリオ＝タグル;他。 （1994年）。「NGC 2363 における激しい星形成」(PDF)。天体物理学ジャーナル。437 : 239–261。Bibcode : 1994ApJ...437..239G。土井：10.1086/174992。hdl : 10486/13452。
  7. ^ Karachentsev, ID; Sharina, ME; Dolphin, AE; Grebel, EK (2003). 「IC 342周辺の近傍銀河までの距離」 .天文学と天体物理学. 408 (1): 111– 118. Bibcode : 2003A&A...408..111K . doi : 10.1051/0004-6361:20030912 . ISSN 0004-6361 . 
  8. ^ a b c L. Drissen; J.-R. Roy; C. Robert; D. Devost; R. Doyon (2000). 「スターバースト領域NGC 2363とその周辺の星形成史」.天文学ジャーナル. 119 (22): 688– 704. arXiv : astro-ph/9910476 . Bibcode : 2000AJ....119..688D . doi : 10.1086/301204 . S2CID 119372867 . 
  9. ^ a b B.L. James; M. Auger; A. Valois; D. Calzetti ; L. Kewley (2016年1月). 「HST-WFC3を用いたMrk 71におけるパーセクスケールでのイオン化と金属量の解析」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 816 (1): 40. arXiv : 1510.02447 . Bibcode : 2016ApJ...816...40J . doi : 10.3847/0004-637X/816/1/40 . S2CID 118671054 . 
  10. ^ a b K.R. Sokal; KE Johnson; R. Indebetouw; P. Massey (2016年8月). 「新興巨大星団におけるウォルフ・ライエ星の出現と影響」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 826 (2): 194. arXiv : 1605.08044 . Bibcode : 2016ApJ...826..194S . doi : 10.3847/0004-637X/826/2/194 . S2CID 118517910 . 
  11. ^ YI Izotov; I. Orlitova; D. Schaerer; TX Thuan; A. Verhamme; NG Guseva; G. Worseck (2016). 「コンパクトな星形成矮小銀河からのライマン連続光子の8%漏洩」. Nature . 529 ( 7585): 178– 180. arXiv : 1601.03068 . Bibcode : 2016Natur.529..178I . doi : 10.1038/nature16456 . PMID 26762455. S2CID 3033749 .  
  12. ^ Dawn Erb (2016). 「宇宙論：矮小銀河からの光子が水素を攻撃する」 . Nature . 529 (7585): 159– 160. Bibcode : 2016Natur.529..159E . doi : 10.1038/529159a . PMID 26762452 . 
  13. ^ a b Y.I. Izotov; TX Thuan; VA Lipovetsky (1997). 「原始ヘリウムの存在量：系統的影響と新たな決定」 .アストロフィジカル・ジャーナル・サプリメント・シリーズ. 108 (1): 1– 39. Bibcode : 1997ApJS..108....1I . doi : 10.1086/312956 .
  14. ^ a b c d M. S. Oey; CN Herrera; S. Silich; M. Reiter; BL James; AE Jaskot; G. Micheva (2017年11月). 「Mrk 71-Aの高密度CO：若い超星団で抑制された超恒星風」 .アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 849 (1): 6. arXiv : 1710.03261 . Bibcode : 2017ApJ...849L...1O . doi : 10.3847/2041-8213/aa9215 . S2CID 119201873 . 

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