| NGC 1399 | |
|---|---|
 ハッブル宇宙望遠鏡によるNGC 1399の画像 | |
| 観測データ（J2000 エポック） | |
| 星座 | 穹窿 |
| 赤経 | 3時間38.5分 [1] |
| 赤緯 | −35° 27′ [1] |
| 距離 | 20.23 Mpc (66 Mly) |
| 見かけの等級 （V） | 9.9 [1] |
| 特徴 | |
| タイプ | E1p [1] |
| サイズ | 約365,000光年（111.90 kpc）（推定）[1] |
| 見かけの大きさ （V） | 3.2フィート×3.1フィート[1] |
| 注目すべき機能 | ろ座銀河団の中心銀河 |
| その他の指定 | |
| 6dFGS gJ033829.0-352702、2E 816、2E 0336.5-3536、ESO 358-45、ESO-LV 358-0450、FCC 213、1H 0335-357、H 0333-35、LEDA 13418、2MASX J03382908-3527026、MCG-06-09-012、MSH 03-3-03、オハイオ E -361、PKS 0336-35、PKS 0336-355 PKS J0338-3523、RBS 454、1RXS J033828.8-352701、SGC 033634-3536.7、[CAC2009] S0373 b、[CHM2007] HDC 234 J033829.08-3527026、[CHM2007] LDC 249 J033829.08-3527026、[DLB87] F5、[FWB89] Galaxy 100 | |
NGC 1399は、ろ座（南のろ座）にある巨大な楕円銀河で、ろ座銀河団の中心銀河です。 [2] この銀河は地球から6600万光年離れています。直径は約36万5000光年で、ろ座銀河団の中でも最大級の銀河の一つであり、天の川銀河よりもはるかに大きいです。ウィリアム・ハーシェルは1835年10月22日にこの銀河を発見しました。
特徴
これはcD型銀河で、明るい中心とそれを取り囲む広大な拡散銀河団を持つ。また、早期型銀河でもあり、ろ座銀河団の中で最大の銀河でもある。
早期型銀河はその名前にもかかわらず、渦巻銀河よりもはるかに古く、主に古い赤色の星で構成されています。これらの銀河では星形成はほとんど起こりません。楕円銀河における星形成の不足は、中心から始まり、ゆっくりと外側へと広がっていくように見えます。[3]
球状星団
NGC 1399は球状星団が非常に豊富です。その数は5700から6500と推定されています。NGC 1404が重力相互作用によって球状星団の大部分を放棄したため、NGC 1399には球状星団が豊富に存在するという説があります。NGC 1399の中心から、青色球状星団の面密度が背景レベルの30%に低下する限界半径までの推定角度範囲は45 ± 5分角で、これはろ座距離で220～275 kpcに相当します。この球状星団系の双峰性の色分布、および親銀河からこれほど離れた距離に至るまでの青色と赤色の星団の異なる放射状分布が確認されています。球状星団の方位分布は非対称性を示しており、これは別の近傍銀河であるNGC 1387からの潮汐力による球状星団の剥ぎ取りとして解釈できるかもしれない。青色星団の面密度プロファイルと、投影された暗黒物質NFW密度プロファイルとの間に良好な一致が見られることが強調されている。[4]
超大質量ブラックホール
NGC 1399の中心核には、太陽質量5億1000万倍の超大質量ブラックホールが存在し、これはブラックホールの質量と速度分散の相関係数を2倍以上下回る値です。また、中心の接線方向異方性を示す顕著な特徴も見られます。中心核から0.5インチ離れた隣接辺の速度プロファイルは強い二峰性を示し、中心スペクトルは分散の大きな低下を示しています。これらの観測結果はいずれも、接線方向に偏った軌道分布を示唆しています。最適な軌道モデルは、接線方向と径方向の内部速度分散の比が3であることを示唆しています。この比は、これまでのどの銀河でも観測された中で最大であり、中心ブラックホールの成長様式を測る重要な指標となるでしょう。[5]
惑星状星雲
この銀河には37個の惑星状星雲があり、その等級は約27です。これらの惑星状星雲の視線速度の測定精度は約70km/sで、銀河の速度分散よりもはるかに小さいです。[6]
スペクトラム
巨大楕円銀河の研究の一環として、この種の銀河がなぜ星を形成しないのかを解明するため、スペクトルが取得されました。ハーシェル衛星によって収集されたデータは、従来の考えに反して、NGC 1399ともう1つの例外を除き、これらの銀河のほとんどが、星を形成するための原料となる冷たいガスを豊富に含んでいることを示しました。
多波長観測による研究では、これらの銀河では高温ガスが冷却される一方で、中心の超大質量ブラックホールからのフィードバックによって星形成が起こらないことが示唆されている。ブラックホールはガスを再び加熱するか、銀河の到達範囲外に押し出す。観測された銀河のほとんどでは、ブラックホールの活動によって星形成は終結したように見えるものの、冷たいガスが完全に除去されるまでには至っていない。しかし、NGC 1399の場合は、ジェットが冷たいガスの痕跡をほとんど残していないことから、フィードバックサイクルはより進んだ段階にあると考えられる。[7]
超高輝度X線源
2010年、チャンドラX線観測衛星は超高輝度X線源（ULX）を発見しました。ULXはNGC 1399の球状星団の一つに位置しており、非常に古く、非常に混雑した環境です。チャンドラの観測結果から、白色矮星が中質量ブラックホールによって引き裂かれた可能性が示唆されていますが、これはあくまで仮説に過ぎず、その正体は謎に包まれています。もしこれが確認されれば、この環境で発見された初のブラックホールとなります。しかし、2019年に行われたNGC 1399の球状星団ULXに関する研究[8]では、この仮説は反証されました。中質量ブラックホールが白色矮星を破壊するというシナリオにおいて、理論上可能な時間よりもはるかに長い間、ULXがX線を明るく保っていたからです。
環境
NGC 1399は、ろ座銀河団の中心銀河です。ろ座銀河団は、100メガパーセク以内で2番目に銀河密度の高い銀河団です。また、NGC 1399は主亜群の中心銀河でもあります。NGC 1399の近くには、 NGC 1396、NGC 1404、NGC 1387があります。銀河の周囲には超小型矮小銀河が散在し、中心付近には不規則銀河である NGC 1427Aが位置しています。
超小型矮小銀河は、2003 年にろ座銀河団で初めて発見されました。それらのほぼすべてが、銀河団の中心銀河である NGC 1399 を取り囲んでいます。
参考文献
- ^ abcdef ダンロップ、ストーム (2005). 『夜空の地図帳』コリンズ. ISBN 978-0-00-717223-8。
- ^ “銀河の多波長アトラス – NGC 1399” . 2011 年 6 月 18 日に取得。
- ^ ハウエル、エリザベス (2015). 「巨大な古代銀河は内側から消滅する」. space.com . 2017年3月5日閲覧。
- ^ Bassino, LP; Faifer, FR; Forte, JC; Dirsch, B.; Richtler, T.; Geisler, D.; Schuberth, Y. (2006). 「フォルナックスにおけるNGC 1399球状星団システムの大規模研究」. Astronomy & Astrophysics . 451 (3): 789– 796. arXiv : astro-ph/0603349 . Bibcode :2006A&A...451..789B. doi :10.1051/0004-6361:20054563. S2CID 15549056.
- ^ GEBHARDT, K.; LAUER, TR; PINKNEY, J.; BENDER, R.; RICHSTONE, D.; ALLER, M.; BOWER, G.; DRESSLER, A. (2007年12月). 「NGC 1399におけるブラックホールの質量と極限軌道構造」. The Astrophysical Journal . 671 (2): 1321– 1328. arXiv : 0709.0585 . Bibcode :2007ApJ...671.1321G. doi :10.1086/522938. hdl :2152/35191. S2CID 12042010.
- ^ 「NGC 1399の惑星状星雲」. ヨーロッパ南天天文台. 2019年7月28日閲覧。
- ^ 「ESA Science & Technology – 楕円銀河 NGC 1399 のハーシェルスペクトル」。
- ^ デイジ、クリステン C.;ゼプフ、スティーブン E.ピーコック、マーク B.バフラミアン、アーラシュ。ノルージ、オミッド。クンドゥ、アルナフ。マッカローネ、トーマス J. (2019)。 「銀河系外球状星団における超高輝度 X 線源の X 線スペクトル変動」。王立天文協会の月次通知。485 (2): 1694.arXiv : 1902.05073。ビブコード：2019MNRAS.485.1694D。土井：10.1093/mnras/stz479。
外部リンク
