NGC 3585

NGC 3585
PanSTARRSによるNGC 3585
観測データ（J2000エポック）
星座うみへび座
赤経11時間13分17.1秒[ 1 ]
赤緯−26° 45′ 17″ [ 1 ]
赤方偏移0.004783 ± 0.000040 [ 1 ]
太陽中心視線速度1,434± 12km / s [ 1 ]
距離56 ± 15百万光年(17.3 ± 4.5メガパーセク) [ 1 ]
見かけの等級 （V）9.9 [ 2 ]
特性
タイプE7/S0 [ 1 ]
見かけの大きさ （V）4.7フィート×2.6フィート
その他の指定
ESO 502-G 025、AM 1110-262、MCG -04-27-004、PGC 34160 [ 1 ]

NGC 3585は、うみへび座に位置する楕円銀河またはレンズ状銀河です。地球から約6000万光年の距離に位置し、その見かけの大きさから、NGC 3585の直径は約8万光年となります。 1784年12月9日にウィリアム・ハーシェルによって発見されました。[ 3 ]

NGC 3585は、中心核に約45秒角の長半径を持つ赤色円盤領域を有し、おそらく拡散した塵と関連していると考えられます。銀河内には約130個の球状星団候補があり、球状星団の総数は約550個と推定されています。この数は非常に少ないですが、視野楕円銀河では典型的な値です。球状星団の光度変化に基づくと、若い星団の亜集団が存在すると考えられています。[ 4 ]銀河の外側の等輝度線は非対称ですが、これはおそらく潮汐力による擾乱が原因です。[ 5 ]

NGC 3585の中心には、質量が推定される超大質量ブラックホールがあります。 潮汐破壊率に基づくと10 8.4 M ☉ [ 6 ] 、超長基線干渉計による核周リングの観測に基づくと10 8.53 ± 0.122 M ☉ [ 7 ]。ハッブル宇宙望遠鏡による観測に基づき、中心核での恒星の速度分散を決定し、 M-シグマ関係を用いてホールの質量を2億8000万～4億9000万M ☉と推定した。[ 8 ]

NGC 3585は、NGC 3585グループとして知られる緩やかな銀河群の中で最も顕著なメンバーです。このグループには、他に渦巻銀河UGCA 226、ESO 502-G 016、UGCA 230があります。[ 9 ] [ 10 ]

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 3585の結果。2016年1月18日閲覧
  2. ^ 「NGC 3585の改訂版NGCデータ」spider.seds.org . 2018年11月25日閲覧。
  3. ^セリグマン、コートニー。「NGC 3585」。天体地図。 2018年11月19日閲覧。
  4. ^ Lane, RR; Salinas, R.; Richtler, T. (2013年1月16日). 「孤立楕円銀河とその球状星団系」. Astronomy & Astrophysics . 549 : A148. arXiv : 1212.1451 . doi : 10.1051/0004-6361/201220231 . S2CID 118433690 . 
  5. ^ 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から得られた近傍の明るい楕円銀河に関連する潮汐特徴の頻度」.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 . 
  6. ^ Stone, Nicholas C.; Metzger, Brian D. (2016年1月1日). 「超大質量ブラックホールの質量関数の探査における恒星潮汐破壊速度」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 455 (1): 859– 883. arXiv : 1410.7772 . Bibcode : 2016MNRAS.455..859S . doi : 10.1093/mnras/stv2281 .
  7. ^ Johannsen, Tim; Psaltis, Dimitrios; Gillessen, Stefan; Marrone, Daniel P.; Özel, Feryal; Doeleman, Sheperd S.; Fish, Vincent L. (2012年10月10日). 「超長基線干渉法による近傍超大質量ブラックホールの質量」. The Astrophysical Journal . 758 (1): 30. arXiv : 1201.0758 . Bibcode : 2012ApJ...758...30J . doi : 10.1088/0004-637X/758/1/30 . S2CID 1129745 . 
  8. ^ Gültekin, Kayhan; Richstone, Douglas O.; Gebhardt, Karl; Lauer, Tod R.; Pinkney, Jason; Aller, MC; Bender, Ralf; Dressler, Alan; Faber, SM; Filippenko, Alexei V.; Green, Richard; Ho, Luis C.; Kormendy, John; Siopis, Christos (2009年4月20日). 「ブラックホール質量決定の五つ組」. The Astrophysical Journal . 695 (2): 1577– 1590. arXiv : 0901.4162 . Bibcode : 2009ApJ...695.1577G . doi : 10.1088/0004-637X/69​​5/2/1577 . S2CID 14365610。 
  9. ^マカロフ, ドミトリー; カラチェンツェフ, イゴール (2011年4月21日). 「局所（z~ 0.01）宇宙における銀河群と雲」 .王立天文学会月報. 412 (4): 2498–2520 . arXiv : 1011.6277 . Bibcode : 2011MNRAS.412.2498M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.18071.x . S2CID 119194025 . 
  10. ^ 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 . 

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