NGC 2623

NGC 2623
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）によるNGC 2623の画像
観測データ（J2000エポック）
星座がん[ 1 ]
赤経8時38分24秒10 [ 2 ]
赤緯+25° 45′ 01.00″ [ 2 ]
赤方偏移0.01847 [ 3 ]
距離263百万日（80.91百万個）[ 1 ]
見かけの等級 （V）13.36 [ 4 ]
特徴
タイプSABsd [ 4 ]
サイズ196,000光年
見かけの大きさ （V）2.399フィート x 0.692フィート[ 4 ]
注目すべき機能衝突/合流後期
その他の指定
NGC 2623、PGC 24288、MCG +04-21-009、UGC 4509、Arp 243 [ 5 ]

NGC 2623 （別名ARP 243）は、かに座の約2億6300万光年離れた位置にある相互作用銀河です。1885年1月19日にフランスの天文学者エドゥアール・ジャン＝マリー・ステファンによって発見されました。

NGC 2623は銀河合体後期にあるため、銀河内のガスの圧縮によって大量の星形成が起こり、明るい核と2つの伸びた潮汐尾という独特な構造を形成している。[ 6 ] NGC 2623には活動銀河核はない。

NGC 2623には1つの超新星SN 1999gd（ Ia型、17.8等級）が観測されており、1999年11月24日に発見されました。[ 7 ] [ 8 ]

特徴

NGC 2623 は、2 つの別々の銀河が大規模な衝突とそれに続く合体を起こした結果として、その特異で独特な形状を獲得しました。 [ 9 ]この激しい遭遇により、2 つの銀河内のガス雲が圧縮されかき混ぜられ、その結果、急激な星形成が引き起こされました。この活発な星形成は、明るい青色の斑点によって特徴付けられます。これらは、中心部と、NGC 2623 の緩やかな曲線 (潮汐尾として知られています) を形成する塵とガスの尾に沿って密集して見られます。[ 10 ]これらの尾は、端から端までおよそ 5 万光年にわたって伸びています。多くの若く高温の新生星が明るい星団の中で形成され、NGC 2623 内には少なくとも 170 のそのような星団が存在することが知られています。[ 6 ]

NGC 2623は合体後期にあります。40億年後、天の川銀河は隣の銀河であるアンドロメダ銀河と衝突し、最終的にNGC 2623のような形になると考えられています。 [ 7 ]

当然のことながら、相互作用する銀河は互いに劇的な影響を及ぼします。[ 10 ]研究により、銀河が互いに近づくと、大量のガスがそれぞれの銀河からもう一方の銀河の中心に向かって引き寄せられ、最終的に2つの銀河が1つの巨大な銀河に融合することが明らかになっています。[ 11 ] NGC 2623は融合過程の後期段階にあり、元の銀河ペアの中心は現在1つの核に融合していますが、中心からは若い星の潮汐尾が2つ伸びており、これは融合が起こったことを強く示しています。[ 6 ]このような衝突中に、質量とガスの劇的な交換によって星形成が始まり、ここでは両方の尾にそれが見られます。[ 12 ] [ 7 ]

突出した下側の尾部には、明るい星団が豊富に存在し、今回の観測ではそのうち100個が発見されています。これらの星団は、北側の尾部に関連する引き伸ばされた物質のループの一部として形成された可能性もあれば、核に落ちてきた破片から形成された可能性もあります。この活発な星形成領域に加えて、両銀河腕には進化の初期段階にある非常に若い星々が存在します。[ 13 ]

プロパティ

NGC 2623は5万光年の範囲に広がり、この銀河の赤外線光度は3.3× 10☉（太陽光度）である。[ 9 ]このレベルの放射は、中心核が特に明るいセイファート銀河で見られる。 [ 14 ]距離係数は34.50である。[ 15 ] [ 13 ]

分類

この銀河の核は、合体による星形成の結果、多くの若い星で満たされています。その量が非常に多いため、NGC 2623はセイファート銀河に分類されています。[ 7 ]セイファート銀河は非常に明るい中心核を持ち、クエーサーに似た性質を持っています。[ 16 ]どちらも活動的な超大質量ブラックホールを含み、非常に高いエネルギーを放射する銀河の核です。NGC 2623のようなセイファート銀河は、放射する可視光の量が非常に少ない傾向があります。セイファート銀河は比較的珍しく、渦巻銀河のわずか2%がこの分類に該当します。[ 12 ]

星形成

NGC 2623では、銀河の尾に明るい星団があり、その多くは上側の尾にあります。銀河内には少なくとも170の星団があります。 [ 11 ]これに加えて、両方の尾には、それぞれ進化の初期段階にある多くの若い星が含まれています。[ 7 ]星形成に関して銀河で最も活発な部分は、上部のより目立つ尾です。2つの宇宙望遠鏡であるHSTとGALEXの画像によると、銀河内で最近星形成が起こったことは明らかです。[ 9 ] NGC 2623の尾には多くの星団がありますが、起こっている星形成の99パーセント以上は銀河の核、つまり中心で依然として担われています。[ 9 ]

潮汐尾

NGC 2623の両端にある大きなガスの尾は潮汐尾として知られています。潮汐尾は、異なる銀河間の相互作用によって発生する明るい星団の長い帯です。この銀河の場合、潮汐尾はNGC 2623を形成した銀河の合体によって形成されました。[ 13 ]潮汐尾は、銀河が複数の他の銀河の合体によって形成されたかどうかを示す非常に強力な指標です。潮汐尾はアンテナ銀河でも見られ、NGC 2623の形成方法と同様に、アンテナ銀河も銀河の合体によって形成されました。潮汐尾は銀河の形成と進化を示すことができるため、天文学者にとって有用です。[ 13 ]

参考文献

  1. ^ a b「ハッブル宇宙望遠鏡、ねじれた宇宙の結び目を解明」 NASA 2017年10月23日。
  2. ^ a b Skrutskie, Michael F.; Cutri, Roc M.; Stiening, Rae; Weinberg, Martin D.; Schneider, Stephen E.; Carpenter, John M.; Beichman, Charles A.; Capps, Richard W.; Chester, Thomas; Elias, Jonathan H.; Huchra, John P.; Liebert, James W.; Lonsdale, Carol J.; Monet, David G.; Price, Stephan; Seitzer, Patrick; Jarrett, Thomas H.; Kirkpatrick, J. Davy; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Fullmer, Linda; Hurt, Robert L.; Light, Robert M.; Kopan, Eugene L.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Tam, Robert; Van Dyk, Schuyler D.;ウィーロック, シェリー L. (2006年2月1日). 「2ミクロン全天サーベイ (2MASS)」 .天文学ジャーナル. 131 (2): 1163–1183 .書誌コード: 2006AJ....131.1163S . doi : 10.1086/498708 . ISSN 0004-6256 . S2CID 18913331 .  
  3. ^ Adelman-McCarthy, JK; et al. (2009). 「VizieRオンラインデータカタログ：SDSS測光カタログ、リリース7」. VizieRオンラインデータカタログ.書誌コード：2009yCat.2294....0A .
  4. ^ a b c Gil de Paz, Armando; et al. (2007年12月). 「近傍銀河のGALEX紫外線アトラス」.アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ. 173 (2): 185– 255. arXiv : astro-ph/0606440 . Bibcode : 2007ApJS..173..185G . doi : 10.1086/516636 . S2CID 119085482 . 
  5. ^ “NGC 2623” .シンバッド。ストラスブール天文学センター。2017 年9 月 23 日に取得。
  6. ^ a b c「未来を垣間見る」 www.spacetelescope.org . 2019年10月27日閲覧。
  7. ^ a b c d e「NGC 2623、かに座で合体する銀河のペア」 Anne 's Astronomy News（オランダ語）2014年3月15日。 2019年10月27日閲覧。
  8. ^ "SN 1999gd" .一時ネームサーバー. IAU . 2024年8月27日閲覧。 
  9. ^ a b c dエヴァンス、AS;バビルキン、T.ピザーノ、J.モディカ、F.マッツァレラ、JM。岩沢和也；ハウエル、JH。ジャイアンツ州スーレース。アルマス、L.ペトリック、AO;スプーン、HWW。ジョージア州バーンズ。 TA、スアー。サンダース、DB;チャン、B.ロード、S. (2008)。「明るい赤外線銀河 NGC 2623 における核外星の形成と不明瞭な活動」(PDF)。天体物理学ジャーナル。675 (2): L69 – L72。Bibcode : 2008ApJ...675L..69E。土井：10.1086/533499。S2CID 43825455。 
  10. ^ a b Read, AM; Ponman, TJ (1998年6月). 「合体銀河のX線進化」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 297 (1): 143– 176. arXiv : astro-ph/9801317 . Bibcode : 1998MNRAS.297..143R . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01445.x . ISSN 0035-8711 . S2CID 14723681 .  
  11. ^ a b Garner, Rob (2017年10月20日). 「ハッブル宇宙望遠鏡、ねじれた宇宙の結び目を解き明かす」 NASA . 2019年10月27日閲覧。
  12. ^ a b「講義37：活動銀河」 www.astronomy.ohio-state.edu 2019年10月27日閲覧。
  13. ^ a b c d「Tidal Tails | COSMOS」 . astronomy.swin.edu.au . 2019年10月27日閲覧。
  14. ^ 「明るい赤外線銀河」ned.ipac.caltech.edu . 2019年10月27日閲覧。
  15. ^ Mulia, AJ; Chandar, R.; Whitmore, BC (2015年5月). 「合体銀河の潮汐尾における星団の年齢」. The Astrophysical Journal . 805 (2): 99. arXiv : 1504.05585 . Bibcode : 2015ApJ...805...99M . doi : 10.1088/0004-637X/805/2/99 . ISSN 0004-637X . S2CID 118849253 .  
  16. ^ 「セイファート銀河」 . archive.stsci.edu . 2019年10月27日閲覧。
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