3C 135
オリオン座の電波銀河
3C 135
電波銀河3C 135のSDSS画像
観測データ（J2000.0 エポック）
星座オリオン
赤経05時14分08秒35 [ 1]
赤緯+00° 56′ 32.25″ [1]
赤方偏移0.127380 [1]
太陽中心視線速度38,188 km/s [1]
距離1.686グリシン
見かけの等級 （V）17.00
見かけの等級 （B）18.24
特徴
タイプE; BLRG; Sy2 HEG [1]
サイズ46.09キロパーセク（150,300光年）
（直径；2MASS Kバンド全等光線）[1]
その他の指定
4C 00.18、PKS 0511+00、PGC 16952、DA 165、NRAO 0201、TXS 0511+008、2MASX J05140834+ 0056316、87GB 051132.2+005313、OG +020 [1]

3C 135は、オリオン座に位置するファナロフ・ライリークラス2の電波銀河[2]であり、セイファート2銀河[3]でもある。赤方偏移は(z)0.127 [1]であり、1962年にA.S.ベネットによる第三ケンブリッジ電波源カタログの調査によって天文電波源として初めて発見され、1966年にその対応銀河[4] [5]と光学的に同定された。

説明

3C 135は高励起電波銀河（HEG）である。[6]母銀河は箱型の形態を持つとされる大きな楕円銀河である。 [3] [7]短軸に沿って微小な表面輝度構造が見られる。[8]銀河の超大質量ブラックホール質量は8.09 ± 0.06 M ʘ、母銀河質量は11.24 ± 0.03 M ʘと推定される。[ 9 ]豊富な銀河団内に位置し、周囲には複数の銀河が取り囲んでいる。また、南西に位置する小さな伴銀河と近接対をなしている。[10] [11]

銀河系内に輝線領域が存在する。研究によると、この領域は主に電波源と一直線に並んでおり、ジェットの軸に沿って伸びているように見える。また、分離した電波放射領域が北西ホットスポットの方向に向かっているのが見られる。[12]この領域はコンパクトで、中心領域では急速な回転が見られ、外側の拡散構造では速度 勾配が減少する。また、輝線ノットも存在し、南西方向に77キロパーセクの距離を持つ円錐構造を形成している。 [13]また、銀河系から広がったアウトフローが存在し、北西方向と南東方向に伸びる2つの対称的なローブを形成している。[14]

この銀河の電波構造はコンパクトに分類される。超大型干渉電波望遠鏡（VLA）で撮影したところ、南側の電波ローブから北側に低表面輝度の広がりが見られる。一方、北側の電波ローブは不均等に2つのセグメントに分かれており、ローブの境界には狭窄部がある。高輝度の小さな外側成分と、細長く凹んだ主ホットスポットを持つ明確な二重ホットスポット構造がある。南側のローブには微かな片側ジェットが流入しており、星間物質ガスとも相互作用していることを示す証拠がある。[15] [16]また、観測により、銀河の南西側には強い輝線特徴が、北西側では後退する特徴が見られた。[17]

参考文献

  1. ^ abcdefgh "3C 135 の NED 検索結果". NASA/IPAC 銀河系外データベース。2025 年 8 月 3 日に取得。
  2. ^ Gill, Ajay; Boyce, Michelle M.; O'Dea, Christopher P.; Baum, Stefi A.; Kharb, Preeti; Campbell, Neil; Tremblay, Grant R.; Kundu, Suman (2021-05-01). 「60個の電波銀河の電波ローブと環境に関連する拡張X線放射」. The Astrophysical Journal . 912 (2): 88. arXiv : 2105.12753 . Bibcode :2021ApJ...912...88G. doi : 10.3847/1538-4357/abec74 . ISSN  0004-637X.
  3. ^ ab 「3C 135の個人情報」dc.zah.uni-heidelberg.de . 2025年8月3日閲覧。
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  5. ^ Wyndham, JD (1966年5月). 「3c改訂カタログにおける電波源の光学的同定」.アストロフィジカル・ジャーナル. 144 : 459.書誌コード:1966ApJ...144..459W. doi :10.1086/148526. ISSN  0004-637X.
  6. ^ Massaro, F.; Harris, DE; Tremblay, GR; Axon, D.; Baum, SA; Capetti, A.; Chiaberge, M.; Gilli, R.; Giovannini, G.; Grandi, P.; Macchetto, FD; O'Dea, CP; Risaliti, G.; Sparks, W. (2010-04-13). 「CHANDRAによるz < 0.3の3C電波源の観測：核、拡散放射、ジェット、ホットスポット」. The Astrophysical Journal . 714 (1): 589– 604. arXiv : 1003.2438 . Bibcode :2010ApJ...714..589M.土井：10.1088/0004-637X/714/1/589。ISSN  0004-637X。
  7. ^ Tremblay, GR; Chiaberge, M.; Donzelli, CJ; Quillen, AC; Capetti, A.; Sparks, WB; Macchetto, FD (2007年9月). 「電波強度の高い楕円銀河における等光構造とダスト分布」. The Astrophysical Journal . 666 (1): 109– 121. arXiv : 0705.3642 . Bibcode :2007ApJ...666..109T. doi :10.1086/520333. ISSN  0004-637X.
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  9. ^ Woo, Jong-Hak; Urry, C. Megan; van der Marel, Roeland P.; Lira, Paulina; Maza, Jose (2005年10月). 「ブラックホール質量と電波強度の高い活動銀河核のホスト銀河進化」. The Astrophysical Journal . 631 (2): 762– 772. arXiv : astro-ph/0506316 . Bibcode :2005ApJ...631..762W. doi :10.1086/432681. ISSN  0004-637X.
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  16. ^ F.、ヘーゲレ、G.; C.、ファインスタイン。 D.、マケット、F. F.、モンテロ、M. (2008 年 4 月)。 「3CR 銀河におけるジェットと雲の間の相互作用」。Revista Mexicana de Astronomia y Astrofísica、Serie de Conferencias。32 : 107。ビブコード:2008RMxAC..32..107H。 2024 年 9 月 10 日のオリジナル(PDF)からアーカイブされました。{{cite journal}}: CS1 maint: 複数の名前: 著者リスト (リンク)
  17. ^ Hutchings, JB; Baum, SA; Weistrop, D.; Nelson, C.; Kaiser, ME; Gelderman, RF (1998年8月). 「3C銀河核の空間分解スペクトル」. The Astronomical Journal . 116 (2): 634– 642. arXiv : astro-ph/9805177 . Bibcode :1998AJ....116..634H. doi :10.1086/300474. ISSN  0004-6256.
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