NGC 3396
こじかし座の銀河
NGC 3396
スローン・デジタル・スカイ・サーベイによるNGC 3396
観測データ（J2000 エポック）
星座こじんまりとした獅子座
赤経10時間49分55.1秒[1]
赤緯+32° 59′ 27″ [1]
赤方偏移0.005537 ± 0.000002 [1]
太陽中心視線速度1,660 ± 1 km / s [1]
距離81 ± 23 Mly (24.9 ± 4.4 Mpc ) [1]
見かけの等級 （V）12.0 [2]
特徴
タイプIBM胸筋[1]
見かけの大きさ （V）2.9フィート×1.2フィート[1]
注目すべき機能相互作用銀河
その他の指定
UGC 5935、Arp 270、VV 246b、MCG +06-24-018、PGC 32434

NGC 3396は、こじん座にある特異な 棒状不規則銀河です。この銀河は地球から約8000万光年離れており、その見かけの大きさから、NGC 3396の直径は約8万5000光年となります。[1] 1785年12月7日にウィリアム・ハーシェルによって発見されました。 [3]

特徴

NGC 3396は、NGC 3396から1.5分角離れた渦巻銀河NGC 3395と相互作用ペアを形成しています。2つの銀河の質量比は約1.5対1で、NGC 3395の方が質量が大きいです。2つの銀河は別々に見えますが、その間には物質の橋が見られ、潮汐尾が観測されています。[4]このペアの力学モデルによると、2つの銀河は過去に最初の接近遭遇を起こし、その結果NGC 3395からガスが剥ぎ取られ、南東方向に潮汐尾が形成されました。[5] 2回目の接近は約5000万年前に起こり、スターバースト活動を引き起こしました。2つの銀河は、今後5億年以内に合体する可能性が高いとされています。[5]

この銀河には、星形成が活発に行われているHII領域が数多く存在し[6]、銀河の中心部には最も活発な星形成が見られる領域がある。 [7] NGC 3396のノットの平均サイズは、NGC 3395のノットよりも1桁大きい。[8] NGC 3396の中心領域には、1,000～2,000個のウォルフ・ライエ星と数万個のO型星が存在すると推定されている。[7]核周縁部の星形成率は年間0.15 M ☉ 、銀河の残りの部分では年間0.39 M ☉と推定されている。[6]

銀河の核は活動的であることがわかっており、そのスペクトルに基づいてLINERに分類されています。[7]ガスの運動学的分析によると、銀河の中心には棒状のガスが流入しており、また、核にある超大質量ブラックホールからの銀河風である可能性のある双円錐状の流出要素も存在しています。 [6]

近くの銀河

NGC 3395/3396ペアは、NGC 3430グループまたはLGG 218の一部です。グループの他のメンバーには、NGC 3381、NGC 3424、NGC 3430、NGC 3442、およびIC 2604の銀河が含まれます。[9] [10] IC 2604はペアの南西に14分角にあり、IC 2608は南東に14分角にあります。[5]このグループは、おとめ座超銀河団の一部であるLeo IIグループの一部です。[11]

参考文献

  1. ^ abcdefgh "NASA/IPAC 銀河系外データベース". NGC 3396 の結果。2024 年 3 月 26 日に取得。
  2. ^ 「NGC 3396の改訂版NGCデータ」spider.seds.org . 2024年3月30日閲覧。
  3. ^ セリグマン、コートニー. 「NGC 3396（= PGC 32434、NGC 3395 = Arp 270）」.天体地図. 2018年11月19日閲覧。
  4. ^ ブレイン、J.;コムズ、F.カソーリ、F.デュプラズ、C.ジェリン、M.クライン、米国;ウィレビンスキー、R. N.ブルイエ（1993年3月1日）。 「近くの渦巻銀河の CO(1-0) および CO(2-1) 調査。I. データと観測」。天文学および天体物理学のサプリメント シリーズ。97 : 887– 936。書誌コード:1993A&AS...97..887B。ISSN  0365-0138。
  5. ^ abc Clemens, MS; Baxter, KM; Alexander, P.; Green, DA (1999年9月19日). 「相互作用銀河NGC 3395と3396の観測とモデリング」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 308 ( 2 ): 364– 376. Bibcode :1999MNRAS.308..364C. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02730.x .
  6. ^ abc サラゴサ-カーディエル、J.;フォント・セラ、J.ベックマン、JE;ブラスコ・エレラ、J.ガルシア＝ロレンソ、B.キャンプス、A.ゴンザレス・マーティン、O.ラモス・アルメイダ、C.ロワゾー、N.グティエレス、L. (2013 年 4 月 17 日)。 「Arp 270 の運動学: ガスの流れ、核活動、星形成の 2 つの体制」。王立天文協会の月次通知。432 ( 2) : 998–1009.arXiv : 1303.5020 。土井：10.1093/mnras/stt527。
  7. ^ abc Weistrop, D.; Nelson, CH; Angione, R.; Bachilla, R. (2020年1月1日). 「相互作用銀河NGC 3395/NGC 3396における星形成領域の物理的特性」.天文学ジャーナル. 159 (1): 17. Bibcode :2020AJ....159...17W. doi : 10.3847/1538-3881/ab58d3 .
  8. ^ ハンコック, マーク; ワイストロップ, ドナ; エッガース, ダイアン; ネルソン, チャールズ H. (2003年4月). 「紫外線高輝度相互作用銀河NGC 3395とNGC 3396における星形成ノット」.天文学ジャーナル. 125 (4): 1696– 1710.書誌コード:2003AJ....125.1696H. doi :10.1086/368234.
  9. ^ Garcia, AM (1993年7月1日). 「群のメンバーシップに関する一般的な研究 II. 近傍群の決定」.天文学と天体物理学補足シリーズ. 100 : 47–90 .書誌コード:1993A&AS..100...47G. ISSN  0365-0138.
  10. ^ 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.
  11. ^ 「The Leo II Groups」. www.atlasoftheuniverse.com . 2024年4月1日閲覧。
ウィキメディア・コモンズには、 NGC 3396に関連するメディアがあります。
  • WikiSkyのNGC 3396 ：DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X線、天体写真、天体図、記事と画像
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