HXMM01
くじら座の銀河
HXMM01
HXXM01 は、急速に合体している一対の銀河で、やがて大規模な星形成の爆発が見られるでしょう。
観測データ（J2000エポック）
星座クジラ
赤経02時20分16.65秒
02時20分16.58秒
赤緯−06° 01′ 41.9″
−06° 01′ 44.3″
赤方偏移2.307
特徴
質量1 × 10 12 –1 × 10 15  M ☉
質量/光比3.0 × 10 13 –3.4 × 10 13  M ☉ / L ☉
その他の指定
1エルメス S250 J022016.5−060143
参考文献：[1] [2]

HXMM01は、正式には1HERMES S250 J022016.5−060143として知られ、くじら座の北西部に位置するスターバースト銀河[2]です。[注 1] 2013年にカリフォルニア大学アーバイン校の研究チームによって発見されたHXMM01は、実際には2つの親銀河から「知られている中で最も明るく、最も明るく、最もガスが豊富なサブミリ波輝度の銀河合体」の一部として、まだ形成途中であることがわかりました。合体が完了すると、HXMM01は急速に進化し、天の川銀河の約4倍の質量を持つ巨大な楕円銀河になります。[2] [3] 2013年現在、HXMM01は 毎年約2,000 M☉の星を形成していると観測されており、これは典型的な銀河の10倍の効率であり[ 2 ] [注 2]、天の川銀河の 年間0.68～1.45 M☉をはるかに上回っています。 [4]

観察の歴史

カリフォルニア大学アーバイン校のアサンタ・クーレイ率いるチームは、ハーシェル宇宙望遠鏡のHerMES観測装置からのデータを用いて、HXMM01を初めて検出し、その特徴を明らかにしました。当初、宇宙の冷たい領域にある「驚くほど明るい塊」として注目されたこの銀河は、電磁スペクトル全体にわたる広範な観測の結果、極めて明るいサブミリ波銀河（SMG）であることが明らかになりました。2013年5月に発表されたデータ解析[1] [2]では、この銀河が天の川銀河の少なくとも10倍の質量を持つ合体中の銀河ペアであることが明らかになりました。[2] [3]

身体的特徴

HXMM01は銀河系の少なくとも10倍の質量を持ち[1] 、赤方偏移2.307（Λ-CDM宇宙論モデルでは約110億光年の距離に相当）に位置し[3]、サブミリ波銀河には見られない様々な物理的特徴を持っている。例えば、銀河の塵の温度は比較的高い55 Kで、同様の赤方偏移にある星形成銀河の平均35 Kよりも36%高い[2] 。この極めて高い温度の結果、HXMM01での星形成は非常に効率的であり、この銀河は比較的高い赤外線光度を持つ。3.2 × 10 13  L ☉。

HXMM01は、およそ2,000 M ☉という極めて高い星形成率を示しており 、この速度では、誕生間もない銀河は2億年以内にほぼ全てのガスと塵を消費し尽くしてしまう。この観測は、巨大楕円銀河の形成に関する我々の考えに重大な意味を持つ。矮小楕円銀河の形成過程は低質量銀河のガス密度の解析によって既に解明されていたものの、巨大楕円銀河の形成過程はHXMM01の発見まで解明されていなかった。[2] HXMM01の急速な星形成率を解析することで、発見チームは、宇宙において赤方偏移約1.5の領域で巨大楕円銀河が形成され得ると推定した。[2]これは、距離（ひいては観測される銀河年齢）約40億年に相当する。[注 3]

参照

参考文献

  1. ^ abc ワードロウ、JL;クーレイ、A.デ・ベルナルディス、F.アンブラード、A.アルムガム、V.オーセル、H.ベイカー、AJ。ベテルミン、M.ブランデル、R.ボック、J.ボセリ、A.ブリッジ、C。ブアト、V.ブルガレラ、D.バスマン、RS;カブレラ・ラバーズ、A.カラノグ、J.カーペンター、JM。ケイシー、CM。カストロ・ロドリゲス、N.カヴァ、A.チャニアル、P.チェイピン、E.サウスカロライナ州チャップマン。クレメンツ、DL;コンリー、A.コックス、P.ダウェル、CD;ダイ、S.イールズ、S. (2013)。 「HerMES：重力レンズ効果を受ける候補銀河とサブミリ波波長におけるレンズ効果統計」.アストロフィジカル・ジャーナル. 762 (1): 59. arXiv : 1205.3778 .書誌コード:2013ApJ...762...59W. doi :10.1088/0004-637X/762/1/59. S2CID  31873017.
  2. ^ abcdefghi Fu、H.;クーレイ、A.フェルリオ、C.アイヴィソン、RJ;リーチャーズ、DA;ガーウェル、M.バスマン、RS; AI、ハリス。アルティエリ、B.オーセル、H.ベイカー、AJ。ボック、J.ボイラン・コルチン、M.ブリッジ、C。カラノグ、JA;ケイシー、CM。カヴァ、A.サウスカロライナ州チャップマン。クレメンツ、DL;コンリー、A.コックス、P.ファラ、D.フレイヤー、D.ホップウッド、R.ジア、J。マグディス、G.マースデン、G.マルティネス・ナバハス、P.ネグレロ、M.ネリ、R. (2013)。 「赤方偏移2.3における太陽質量4000億の楕円銀河の急速な形成」Nature 498 ( 7454 ): 338– 341. arXiv : 1305.4930 . Bibcode :2013Natur.498..338F. doi :10.1038/nature12184. PMID  23698363. S2CID  4399809.
  3. ^ abc カリフォルニア大学アーバイン校 (2013年5月22日). 「脆弱な巨大銀河は宇宙史におけるミッシングリンク」. phys.org.
  4. ^ Robitaille, TP; Whitney, BA (2010). 「スピッツァー望遠鏡で検出された若い恒星の観測から推定した天の川銀河の現在の星形成率」.アストロフィジカル・ジャーナル. 710 (1): L11 – L15 . arXiv : 1001.3672 . Bibcode :2010ApJ...710L..11R. doi :10.1088/2041-8205/710/1/L11. S2CID  118703635.

注記

  1. ^ Fourmilab Virtual Telescopeを使用して銀河の赤経と赤緯から推定しました。
  2. ^ 典型的な銀河とは、HXMM01 と同様の質量と進化段階を持つ銀河であり、宇宙全体や天の川銀河に関して「典型的」であると考えられる銀河ではありません。
  3. ^ Wright, EL (2006). 「A Cosmology Calculator for the World Wide Web」. Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 118 (850): 1711– 1715. arXiv : astro-ph/0609593 . Bibcode : 2006PASP..118.1711W. doi :10.1086/510102. S2CID  9225000.に基づいて計算されています。
  • 欧州宇宙機関のハーシェル宇宙望遠鏡
  • FourmilabのYour Sky
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