メシエ95

メシエ95
ハッブル宇宙望遠鏡によるメシエ95の画像
観測データ（J2000エポック）
星座レオ
赤経10時間43分57.7秒[ 1 ]
赤緯+11° 42′ 14″ [ 1 ]
赤方偏移778 ± 4 km/ s [ 1 ]
距離32.6 ± 1.4 Mly (10.0 ± 0.4 Mpc ) [ 2 ]
見かけの等級 （V）9.7 [ 3 ]
特徴
タイプSB(r)b [ 1 ]
サイズ80,130光年（24.58キロパーセク）[ 1 ]
見かけの大きさ （V）3′.1 × 2′.9 [ 1 ]
その他の指定
NGC 3351、[ 1 ] UGC 5850、[ 1 ] PGC 32007 [ 1 ]

メシエ95 （ M95 、 NGC 3351とも呼ばれる）は、獅子座にある約3300万光年離れた棒渦巻銀河です。1781年にピエール・メシャンによって発見され、4日後に同胞のシャルル・メシエによってカタログ化されました。2012年には、この銀河の最新の超新星が発見されました。

この銀河はSB(r)bという形態学的分類を受けており[ 1 ] 、 SBbという表記は、腕がきつく巻かれたものから緩く巻かれたものまで中間的な腕を持つ棒渦巻銀河であることを示しており、「(r)」は棒を囲む内側のリングを意味している。[ 4 ]後者は、直径約7万光年（21,000パーセク）のリング状の核周星形成領域である。 [ 5 ]渦巻構造はリングから外側に伸びている。[ 4 ]

その環構造は約分子ガス中の質量は3.5 × 10 8  M ☉（太陽質量）で、星形成率は0.38  M ☉  yr −1である。[ a ]星形成は、直径100～150 pcの少なくとも5つの領域で発生しており、それらは1.7～4.9 pcの大きさの複数の星団から構成されている。これらの個々の星団には、(1.8–8.7) × 10 6  M ☉ [ b ]の星々で、球状星団を形成する過程にある可能性がある。[ 6 ]

M95は、獅子座にある銀河群であるM96群に含まれる銀河の1つで、この群には他にM96とM105というメシエ天体がある。[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ]

超新星

M95 では 1 つの超新星が観測されています。

  • SN 2012aw（II-P型 、15等級）は、2012年3月16日にパオロ・ファゴッティとユレ・スクヴァルクによって独立に発見された。[ 11 ] [ 12 ] [ 13 ] [ 14 ]この超新星の光度曲線は27日後に大きく平坦化し、II-P型、つまり「プラトー型」の重力崩壊型超新星と分類された。[ 15 ]親星の消失は、後にこの領域の近赤外線画像から確認された。赤色超巨星と推定される親星の明るさから、その質量は次のように推定された。12.5 ± 1.5  M ☉ . [ 16 ]
M95のこの画像では、光学情報と電波情報が組み合わされており、「恒星フィードバック」のプロセスが示されており、エネルギーが星間物質に再分配され、星形成が引き起こされている（青い領域）。[ 17 ]
ジェイムズ・ウェッブのMIRIおよびNIRCam機器で撮影されたM95の画像。

参照

参考文献

  1. ^ a b c d e f g h i j "オブジェクト MESSIER 095 の結果"。NASA/IPAC 銀河系外データベース。2007 年10 月 3 日に取得。
  2. ^ Jensen, Joseph B.; Tonry, John L.; Barris, Brian J.; Thompson, Rodger I.; et al. (2003). 「赤外線表面輝度変動を用いた銀河の距離測定と未分解恒星集団の探査」. Astrophysical Journal . 583 (2): 712– 726. arXiv : astro-ph/0210129 . Bibcode : 2003ApJ...583..712J . doi : 10.1086/345430 . S2CID 551714 . 
  3. ^ "Messier 95" . SEDS Messier Catalog . 2022年4月30日閲覧。
  4. ^ a bブタ、ロナルド J.;他。 (2007)、銀河のアトラス、ケンブリッジ大学出版局、1−25 ページ、ISBN 978-0521820486。
  5. ^ Colina, L.; Garcia Vargas, ML; Mas-Hesse, JM; Alberdi, A.; Krabbe, A. (1997). 「棒渦巻銀河NGC 3351とNGC 4303における核星形成構造とスターバースト–活動銀河核のつながり」 .アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 484 (1): L41– L45.書誌コード: 1997ApJ...484L..41C . doi : 10.1086/310766 .
  6. ^ Hägele, Guillermo F.; et al. (2007年6月)、「NGC3351の核周星形成リングにおけるガスと星の運動学」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、378 (1): 163−178、arXiv : astro-ph/0703140、Bibcode : 2007MNRAS.378..163H、doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.11751.x、S2CID 17402226 
  7. ^ Tully, RB (1988).近傍銀河カタログ.ケンブリッジ大学出版局. ISBN 978-0-521-35299-4。
  8. ^ Fouque, P.; Gourgoulhon, E.; Chamaraux, P.; Paturel, G. (1992). 「80 Mpc以内の銀河群 II – 銀河群と銀河群メンバーのカタログ」.天文学と天体物理学補足. 93 : 211– 233.書誌コード: 1992A&AS...93..211F .
  9. ^ Garcia, A. (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. 100 : 47–90 .書誌コード: 1993A&AS..100...47G .
  10. ^ Giuricin, G.; et al. (2000). 「近傍光学銀河：サンプルの選択とグループの同定」.アストロフィジカルジャーナル. 543 (1): 178– 194. arXiv : astro-ph/0001140 . Bibcode : 2000ApJ...543..178G . doi : 10.1086/317070 . S2CID 9618325 . 
  11. ^ Fagotti, P. (2012). 「M95の超新星2012aw = Psn J10435372+1140177」中央局電子電報. 3054 : 1.書誌コード: 2012CBET.3054....1Q .
  12. ^ 「Deep Sky Videos」 . YouTube . 2012年3月19日閲覧。
  13. ^ “Supernova 2012aw: the pictures!” 2019年10月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2012年3月19日閲覧。
  14. ^ "SN 2012aw" .一時ネームサーバー. IAU . 2025年7月24日閲覧。 
  15. ^ Bayless, Amanda J.; et al. (2013年2月)、「SN 2012awの長寿命UV「プラトー」」、The Astrophysical Journal Letters、764 (1): 6、arXiv : 1210.5496、Bibcode : 2013ApJ...764L..13B、doi : 10.1088/2041-8205/764/1/L13、S2CID 119291438、L13。 
  16. ^フレイザー、モーガン（2016年2月）「SN 2012awの祖星の消失、後期撮像で」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters、456（1）：L16−L19、arXiv：1507.06579、Bibcode：2016MNRAS.456L..16F、doi：10.1093/mnrasl/slv168、S2CID 118145431。 
  17. ^ 「現場で捕まる」 eso.org 2019年9月2日閲覧。
  1. ^年間の意味
  2. ^ 180万～870万太陽質量
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