NGC 2974

NGC 2974
ハッブル宇宙望遠鏡によるNGC 2974
観測データ（J2000エポック）
星座六分儀
赤経9時42分33秒[ 1 ]
赤緯−03° 41′ 57″ [ 1 ]
赤方偏移0.006294 ± 0.000017 [ 1 ]
太陽中心視線速度1,887 ± 5 km / s [ 1 ]
距離89 ± 29 Mly (27.3 ± 8.8 Mpc ) [ 1 ]
見かけの等級 （V）10.9 [ 2 ]
特徴
タイプE4 [ 3 ]
見かけの大きさ （V）3.5フィート×2.0フィート[ 1 ]
その他の指定
NGC 2652, UGCA 172, CGCG 007-022, MCG +00-25-008, PGC 27762 [ 1 ]

NGC 2974 （ NGC 2652としてもカタログ化されている）は、ろくぶんぎ座にあるレンズ状銀河である。地球から約9000万光年の距離に位置しており、見かけの大きさから、NGC 2974の直径は約9万光年となる。1785年1月6日にウィリアム・ハーシェルによって発見された。 [ 4 ] NGC 2974は、うみへび座イオタ星の南南東約2度半、アルファルド星の北東6度以上の位置にある。10等級の恒星が銀河の隣にあるため、低倍率では観察が難しい天体となっている。NGC 2974は、ハーシェル400カタログの一部である。[ 5 ]

特徴

GALEXによる紫外線でのNGC 2974。外側のリングが見えるようになります。

NGC 2974はジェラール・ド・ヴォークルールによって楕円銀河に分類されているが[ 3 ]、この銀河には円盤が存在するという証拠がある。 1988年、キムらは、この銀河の光学等輝度線と軸が一致する中性水素の回転円盤を発見した。彼らは、HIの全質量を8 × 10 8  M ☉。[ 6 ] GALEXによって紫外線で観測されたこの銀河は、銀河全体の恒星質量の約1％を占める外側のリング構造を特徴とし、若い星の集団を持っています。[ 7 ]リングの半径は約60秒角ですが、さらに大きな半径の部分的なリングが1つ検出されています。[ 8 ]この銀河には複数の殻も見られ、おそらく小さな銀河の合体によって物質が集積していることを示唆しています。[ 9 ]

超大型干渉計（VLA）によるHI内の銀河のより詳細な観測により、HIの円盤は実際にはリングであることが明らかになった。この観測により、 HIの回転曲線の測定も可能になった。回転曲線は最大速度まで急速に上昇し、その後、より低い速度で平坦になるまでゆっくりと下降する。この回転曲線は集中した光分布を持つ銀河に典型的であり、中心部は可視質量が支配的である一方、外側の部分は暗黒物質が支配的であることを示している可能性がある。質量光度比は有効半径1では4.3 M ☉ / L ☉ Iであるが、有効半径5では8.5 M ☉ / L ☉ Iに増加し、暗黒物質が全質量の少なくとも55%を占める。[ 10 ]

ハッブル宇宙望遠鏡による銀河中心部の観測により、約 200 パーセクにわたって広がる2 つのガス状の渦巻き構造が明らかになりました。中心部の運動学は円運動からの大きな偏差を示しており、直径約 540 パーセクの棒状の構造の証拠であると解釈されています。この棒は可視光では検出できないほど弱いものの、核の中心パーセクに向かって物質を導くには十分な強さがあると考えられています。[ 11 ] SAURON (光学星雲研究用分光面積ユニット) による観測により、内側の棒状構造の存在が確認されましたが、大規模な棒状構造が存在する可能性もあることが指摘されています。[ 12 ] NGC 2974 の現在の星形成活動​​と形態進化は、この大きな棒状構造によるものとされています。[ 8 ] O III 画像に見られるリング状の現象は、内側の棒状構造[ 12 ]または核リングと関連している可能性があります。[ 8 ]

この銀河の核は活動的であることがわかっており、タイプ2セイファート銀河に分類されている。[ 13 ]活動銀河核のエネルギー源として最も受け入れられている理論は、超大質量ブラックホールの周囲に降着円盤が存在するというものである。NGC 2974の中心にあるブラックホールの質量は、1億4000万から2億1000万（108.23 ± 0.09 ) M ☉恒星の速度分散に基づく。 [ 14 ]

近くの銀河

NGC 2974は、NGC 2974グループの中で最大かつ最も明るい銀河です。このグループには、他にMCG-01-25-024、UGCA 173、UGCA 175などの銀河があります。 [ 15 ]他にも、NGC 2967やUGC 5228などの銀河とそのグループがあります。 [ 16 ]

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 2974 の結果。2019年1月18日に取得。
  2. ^ 「NGC 2974の改訂版NGCデータ」spider.seds.org . 2018年11月25日閲覧。
  3. ^ a b de Vaucouleurs、G.;他。 （1991年）。 「明るい銀河の第 3 参考カタログ」。 9. ニューヨーク: Springer-Verlag。{{cite journal}}:ジャーナルを引用するには|journal=（ヘルプ）が必要です
  4. ^セリグマン、コートニー. 「NGC 2974」 .天体地図. 2018年11月19日閲覧。
  5. ^オメーラ、スティーブ (2007).ハーシェル400観測ガイド. ケンブリッジ大学出版局. pp.  85– 86. ISBN 9780521858939。
  6. ^キム、D.-W.;ジュラ、M.グハタクタ、P.ナップ、GR;ヴァン・ゴーコム、JH（1988年7月）。「楕円銀河 NGC 2974 と NGC 5018 の HI 観測」。天体物理学ジャーナル。330 : 684。Bibcode : 1988ApJ...330..684K。土井：10.1086/166504。
  7. ^マリーノ、アントニエッタ;ビアンキ、ルシアナ。ランパッゾ、ロベルト。ティルカー、デビッド A.アンニバリ、フランチェスカ。ブレッサン、アレッサンドロ。蕪村、ルシオ・マリア（2011年8月1日）。 「近くの S0 銀河における若返り現象の追跡」。天体物理学ジャーナル。736 (2): 154.arXiv : 1105.3812。Bibcode : 2011ApJ...736..154M。土井：10.1088/0004-637X/736/2/154。S2CID 119117634。 
  8. ^ a b c Jeong, H.; Bureau, M.; Yi, SK; Krajnovic, D.; Davies, RL (2007年4月11日). 「早期型銀河NGC 2974における星形成と形状回転」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 376 (3): 1021– 1032. arXiv : astro-ph/0608212 . Bibcode : 2007MNRAS.376.1021J . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.11535.x . S2CID 6420975 . {{cite journal}}:|last2=一般的な名前があります（ヘルプ）
  9. ^ Tal, Tomer; van Dokkum, Pieter G.; Nelan, Jenica; Bezanson, Rachel (2009年11月1日). 「統計的に完全なサンプルに基づく近傍の高輝度楕円銀河に付随する潮汐特性の頻度」.天文学ジャーナル. 138 (5): 1417– 1427. arXiv : 0908.1382 . Bibcode : 2009AJ....138.1417T . doi : 10.1088/0004-6256/138/5/1417 . S2CID 19104100 . 
  10. ^ワイマンス、アンヌ＝マリー;クライノヴィッチ、ダヴォル。ヴァン・デ・ヴェン、グレン。オースタールー、トム A. Morganti, ラファエラ;デ・ゼーウ、PT (2008 年 1 月 4 日)。「初期型銀河NGC 2974の暗黒物質ハローの形状」。王立天文協会の月次通知。383 (4 ) : 1343–1358。arXiv : 0711.1775 。ビブコード: 2008MNRAS.383.1343W。土井：10.1111/j.1365-2966.2007.12680.x。
  11. ^ Emsellem, E.; Goudfrooij, P.; Ferruit, P. (2003年11月11日). 「早期型銀河NGC 2974の内側200pcにおける2本の腕を持つガス渦巻き：内側の棒状の構造の証拠」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 345 (4): 1297– 1312. arXiv : astro-ph/0308146 . Bibcode : 2003MNRAS.345.1297E . doi : 10.1046/j.1365-2966.2003.07050.x .
  12. ^ a b Krajnovic, D.; Cappellari, M.; Emsellem, E.; McDermid, RM; De Zeeuw, PT (2005年3月11日). 「NGC 2974の星とガスの力学モデリング：シュワルツシルト法を用いた質量光度比、傾斜角、軌道構造の決定」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 357 (4): 1113– 1133. arXiv : astro-ph/0412186 . Bibcode : 2005MNRAS.357.1113K . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.08715.x .
  13. ^マイア、マルシオAG;マチャド、ロドルフォ S.ウィルマー、クリストファー NA (2003 年 10 月)。「局所宇宙におけるセイファート人口」。天文ジャーナル。126 (4): 1750 ～ 1762 年。arXiv : astro -ph/0307180。ビブコード: 2003AJ....126.1750M。土井：10.1086/378360。
  14. ^ Bosch, Remco CE van den (2016年11月2日). 「基本平面と超大質量ブラックホールの質量の統一」 . The Astrophysical Journal . 831 (2): 134. arXiv : 1606.01246 . Bibcode : 2016ApJ...831..134V . doi : 10.3847/0004-637X/831/2/134 . S2CID 119216147 . 
  15. ^ Garcia, AM (1993). 「グループメンバーシップの一般研究 II - 近傍グループの決定」 .天文学と天体物理学補足シリーズ. 100 (1): 47– 90.書誌コード: 1993A&AS..100...47G . ISSN 0365-0138 . 
  16. ^ Makarov, Dmitry; Karachentsev, Igor (2011年4月21日). 「局所（z~ 0.01）宇宙における銀河群と雲」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 412 (4): 2498– 2520. arXiv : 1011.6277 . Bibcode : 2011MNRAS.412.2498M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.18071.x . S2CID 119194025. 2016年1月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年2月28日閲覧。 
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