NGC 4636
NGC 4636
SDSSによって撮影された楕円銀河NGC 4636
観測データ（J2000エポック）
星座乙女座
赤経12時間42分49.8264秒[ 1 ]
赤緯+02° 41′ 16.08″ [ 1 ]
赤方偏移0.003129 ± 0.000014 [ 1 ]
太陽中心視線速度938 ± 4 km / s [ 1 ]
距離53 ± 11 Mly (16.3 ± 3.4 Mpc ) [ 1 ]
見かけの等級 （V）9.4 [ 2 ]
特徴
タイプE/S0_1 [ 1 ]
見かけの大きさ （V）6.0フィート×4.7フィート
注目すべき機能強力なX線源
その他の指定
UGC 7878、VCC 1939、CGCG 043–002、MCG +01-32-137、PGC 42734 [ 1 ]

NGC 4636は、おとめ座に位置する楕円銀河です。NGC 4753銀河群に属し、 NGC 4753銀河群はおとめ座超銀河団の南端から連なる一連の銀河および銀河団であるおとめ座II銀河群に属しています。[ 3 ]地球から約5500万光年の距離に位置しており、その見かけの大きさから、NGC 4636の直径は約10万5000光年となります。

1784年2月23日にウィリアム・ハーシェルによって発見されました。[ 4 ] NGC 4636は、おとめ座デルタ星の南西1.5度に位置しています。23倍の望遠鏡で明るい楕円形の光として観察できます。ハーシェル400カタログに含まれています。[ 5 ]

特徴

NGC 4636の中心部は円形で、多数の球状星団を含む細長い暗い外殻に囲まれている。[ 6 ]この銀河には活動銀河核（AGN）があり、 LINERまたは1.9型セイファート銀河に分類されている。[ 7 ]銀河の核活動の源は、物質を集積する超大質量ブラックホールであると考えられている。NGC 4636には、質量が比較的小さい超大質量ブラックホールが存在する。 バルジ速度分散から推定すると7.9 × 10 7 M ☉となる。[ 8 ]

分子ガス

ハッブル宇宙望遠鏡によるNGC 4636

CO(2-1)で撮影すると、NGC 4636に分子雲が出現する。雲1は検出可能な可視光線を発しておらず、ダスト減光マップの視野外にある。一方、雲2はダスト吸収ノットの中心に位置し、光学線放射マップの尾根と一直線に並んでいる。NGC 4636のALMA連続光は、冷たいダストからの予想される放射とよく一致しており、NGC 4636のダスト含有量がほぼ中心に位置していることを示唆している。関連する全分子量は2.6 × 10 5  M ☉ . [ 9 ]

NGC 4636の紫外線放射は、ガス冷却のトレーサーであるO vi放射を示している。測定された放射は、0.3 M⊙ yr−1の冷却率を示している。[ 10 ] [ 11 ]多環芳香族炭化水素（PAH）放射は、スピッツァーIRSを使用して、NGC 4636の中心部（re/8以内）で11.3および17μmで検出され、[Ne ii]、[Ne iii]、[S iii]線も検出された。[ 12 ]赤外線宇宙望遠鏡によって観測されたこの銀河の遠赤外線放射は、恒星からの放射のみに基づいて予測される量の50倍である。これは、おそらくガスが豊富な銀河との最近の合体で集積された塵が存在することを強く示唆している。[ 13 ] Hα線観測により、NGC 4636のkpc内側に高温（T約104 K）の電離ガスが存在することが明らかになった。このガスのスペクトルは不規則な運動を示しており、典型的な速度は150～200 km/sである。銀河核のHα線マップは、中心から約400 pcの距離に位置する高密度の殻に囲まれた電離ガスの分布に空洞が存在することを示している。ここでも、最も妥当な説明は、AGN活動によるガス膨張である。[ 9 ] [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]

NGC 4636では、[C ii]放射は半径約1 kpcまで広がり、中心でピークを形成しています。[C ii]線から推定される速度は、Hα線の測定結果と一致しています。最後に、NGC 4636には過剰な冷たい塵が存在し、電離ガスおよび分子ガスとほぼ共存しています。[ 17 ] [ 18 ]前述のように、この塵は冷たいガスに埋め込まれ、急速なスパッタリングから保護されていると考えられます。この広がった塵の分布は、1000万年前のAGN活動による冷たいガスの噴出に起因しています。[ 17 ]

球状星団

NGC 4636は多数の球状星団を特徴としており、銀河団の中心以外にある同程度のサイズの銀河よりもはるかに大きい。半径14分角以内の球状星団の総数は4,200 ± 120個、7分角以内の球状星団の総数は3,500 ± 170個と推定されている[ 19 ]。比較すると、おとめ座銀河団の中心にある巨大楕円銀河メシエ87の周りを12,000 ± 800個の球状星団が周回し、天の川銀河内やその周辺には150～200個の球状星団がある。球状星団の数は7分角と9分角で急激に減少しており、おそらく銀河の端を示している。[ 19 ]

この銀河の球状星団の色分布は二峰性で、この分布は他の銀河でも観測されている。球状星団は、その色によって青または赤に分類される。[ 19 ]赤い星団のほうが多く存在する。色と同様に、金属量分布も二峰性で、[Fe/H] = −1.23(σ = 0.32)と−0.35(σ = 0.19)の2つのピークを示す。NGC 4636の球状星団の年齢は20億年から150億年と様々で、4分の1強の星団の年齢は50億年未満である。若い星団は、より小さな銀河が楕円銀河と合体する過程で形成されたと示唆されている。[ 20 ]

クラスターの速度分散は231+15 −17km/sで、青い銀河団の速度分散はわずかに大きい。[ 21 ]この速度分散はメシエ60のものと似ているが、メシエ60はより明るい銀河である。球状銀河団の速度分散を恒星銀河の速度分散と比較すると、質量光度比は一定ではなく、銀河中心からの距離が増加するにつれて増加すると計算され、NGC 4636に拡張された暗黒物質ハローが存在することを示唆している。 [ 22 ] [ 23 ]

X線放出

チャンドラによるNGC 4636の核の画像。Hα+[N ii]輝線の等高線を重ねて表示。白い十字は検出されたCO雲の位置を示す。

NGC 4636は、 X線で観測すると最も明るい近傍楕円銀河の一つであり、推定X線フラックスは1.8 × 10 41 erg/s。銀河の周囲の高温ガスコロナは、アインシュタイン観測所によって初めて検出された。[ 24 ]高温星間物質の温度プロファイルに基づいて、ハローの全質量は 半径35kpc以内に1.5 × 10 12 M ☉の非発光物質質量が存在する。非発光物質質量の割合は銀河全体の質量の50%から80%の間と推定されており、NGC 4636の重粒子の割合が非常に低く、大きな暗黒物質ハローが存在することを示唆している。[ 25 ]

NGC 4636のハローには、いくつかの独特な特徴がある。チャンドラX線観測衛星による観測で、ハロー内に長さ8kpcの対称的な構造が明らかになった。これは渦巻き状の腕のように見える。腕は周囲のガス雲よりも約30%高温である。[ 26 ]腕は、2つの大きな楕円形の高温ガスの泡の縁を形成している。北東の腕の南約2kpcのところに、もう1つの泡のような特徴が検出されている。北東から南西方向に伸びる弱い電波源が、北東と南西の泡を繋いでいる。これらの大きな泡は、AGNジェットによって発生した衝撃波の結果である可能性が高い。[ 27 ]一方の空洞に電波を放射するプラズマが存在する一方で、他の空洞では電波が静穏であることから、泡の年齢はそれぞれ異なっており、異なるAGNの爆発によって生成された可能性がある。[ 28 ]

NGC 4636は、半径約1 kpcのX線的に明るい核を有しています。この核は、明るい縁に囲まれた中心空洞を有しています。[ 27 ]興味深いことに、この小さなX線空洞は、1.4 GHzで検出された約1 kpcの電波ジェットを取り囲んでおり[ 29 ]、このジェットによって生成されたものと考えられます。したがって、X線と電波の観測結果は、NGC 4636の中心kpcから現在ガスが流出している可能性を示唆しています。[ 9 ]

NGC 4636の視野には318個の点状X線源が存在する。そのうち約25%は背景源として同定されている。77個の点状源は球状星団の位置と一致している。一致した点状源のX線光度と、母星である球状星団候補の明るさや色との間に相関は見られなかった。その他の点状源は低質量X線連星である。[ 30 ]

超新星

NGC 4636 では 2 つの超新星が観測されました。

近くの銀河

NGC 4636は、NGC 4636グループとして知られる銀河群の先頭の銀河です。このグループの他のメンバーには、NGC 4457、NGC 4586、NGC 4587、NGC 4600、NGC 4665、NGC 4688があります。[ 38 ]これらの銀河は、 NGC 4753、メシエ61 、およびそれらのグループとともに、おとめ座銀河団の南の境界を形成しています。特におとめ座銀河団の南端付近では、異なる距離の銀河が混在しているため、どの銀河がどのグループに属するかを判断するのが難しい場合があります。[ 39 ] NGC 4636もおとめ座銀河団のメンバーとしてリストされています。

参照

  • NGC 720 – X線ハローを持つもう一つの楕円銀河

参考文献

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