NGC 5204
NGC 5204
NGC 5204（ハッブル宇宙望遠鏡）
観測データ（J2000エポック）
星座おおぐま座
赤経13時間29分36.5秒
赤緯+58° 25′ 07″
赤方偏移+201 km/s
距離4.3-4.8 Mpc [ 1 ] [ 2 ] [ 3 ] (1400-1450万光年)
見かけの等級 （V）11.73
特徴
タイプSA(s)m
見かけの大きさ （V）5.0フィート×3.0フィート
その他の指定
UGC 8490、PGC 47368、ZWG 294.39

NCG 5204は、地球から約1450万光年離れたおおぐま座に位置するマゼラン渦巻銀河です。[注 1 ] M101銀河群に属しています。[ 4 ] [ 5 ]銀河形態分類はSA(s)mで、非常に不規則な形状をしており、渦巻腕構造はほとんど見られません。[ 3 ]この銀河の最も顕著な特徴は、NGC 5204 X-1と呼ばれる非常に強力なX線源です。このX線源の強さと地球への相対的な距離から、この銀河は多くの研究の対象となっています。[ 6 ]

構造

NGC 5204 は長軸の直径がおよそ 6,000パーセク(19,000光年) で、より小さな矮小銀河とアンドロメダのようなより大きく目立つ渦巻き銀河の中間に位置します。銀河全体の構造は不規則ですが、主円盤の一方の端にやや不明瞭な渦巻き腕構造があります。この特徴があるため、この珍しいタイプの銀河の最もよく知られた例である大マゼラン雲 (LMC) にちなんで、SA(s)m 型、別名マゼラン渦巻き銀河に分類されています。[ 5 ] NGC 5204の直径は LMC より小さいですが、星の分布ははるかに拡散しており、質量は約 8 x 10 8  M ☉で、LMC の約 10%、天の川銀河の 0.1% に過ぎません。その明るさは約6 x 10 8  L ☉である。[ 7 ]

NGC 5204は、他の多くの不規則銀河と同様に、ガスと塵が比較的豊富ですが、目立つ星雲や活発な星形成が見られる広い領域はありません。星の分布が比較的拡散しているにもかかわらず、この銀河には高温の若い星の集団がいくつか存在し、既知のX線源11個のほとんどはそこに位置していると考えられています。[ 1 ] [ 2 ]また、この銀河は通常よりも大きな暗黒物質成分を持っているようで、可視部分の推定質量では、中心に非常に近い場所であっても、個々の星の観測された回転曲線を十分に説明できません。ほとんどの渦巻銀河は回転曲線の矛盾を示しますが、これは通常、中心からかなり離れるまで明らかになりません。[ 5 ]

この銀河系では、現在までに超新星は観測されていないが、3つの超新星残骸が確認されている。1997年の論文では、この銀河系ではおそらく2000年に1回程度の超新星爆発が起こると推定されている。[ 7 ]

NGC 5204は通常、 M101銀河群のメンバーとして分類されていますが、近い伴銀河を持つことは知られていません。[ 5 ]

X線源

この銀河の最も顕著な特徴は、1980年代初頭にアインシュタイン天文台によって発見され、NGC 5204 X-1と命名された非常に強力な超高輝度X線源（ULX）です。このX線源は13時29分38.62秒+58°25′05.6″に位置し、光度は約5.2 x 10 39 erg /s（5.2 x 10 32ワット）です。これは恒星質量ブラックホールの降着円盤によって生成されるにしては強力すぎる一方で、銀河中心から約15秒角離れた位置にあることから、活動銀河核によってエネルギーを供給されている可能性も否定できません。 NGC 5204 X-1は発見以来、この超高輝度X線源をはじめとする既知の超高輝度X線源の発生メカニズムの解明を目指した数々の研究の対象となってきました。近年の研究では、チャンドラX線観測衛星の高解像度観測能力を活用して、この天体を詳細に観測し、その異常な明るさが、複数の弱いながらも近接した天体によるものである可能性を明確に否定しました。[ 1 ] [ 6 ] [ 8 ]

NGC 5204 X-1の起源として最もよく考えられているのは、質量約100～10万 M☉の中質量ブラックホールと、ブラックホールに質量を奪われている巨大な伴星であるというものです。これは他のX線連星系に似ていますが、規模ははるかに大きいです。この理論は、この規模のブラックホールのエディントン限界により、ブラックホールを生成する天体の質量は25M☉未満ではあり得ないという 事実によって裏付けられています。このブラックホールの観測された強度は10年間で最大50%変動しており、これも降着円盤X線源と整合しています。[ 1 ] [ 6 ] [ 8 ]

光学対応物

NGC 5204 X-1の光学対応星は、チャンドラのX線データとハッブル宇宙望遠鏡の可視スペクトルの一連の観測によって2001年に発見されました。距離が1400万光年以上であるにもかかわらず見かけの等級が19.7（絶対等級は-8.7）であるため、B型またはO型の大型超巨星である可能性が高いです。2003年に行われた研究では、光源の詳細なスペクトル分析が行われ、表面温度は25,000 K未満である可能性が高いことが判明しました。これが正確であれば、対応星は質量が約25  M ☉、半径が約30  R ☉のB0型超巨星で、デネブに似ていることが示唆されます。[ 1 ] [ 8 ]

X線源と可視光線源はどちらも、周囲の星間物質にある150パーセク（490光年）以上の巨大な空洞の中心付近に位置しています。これは、この明るさの星によって発生する極めて強力な太陽風によるものと考えられます。[ 6 ] [ 8 ]

この大質量星の発見は、ULXがブラックホール降着円盤によって生成されるという従来の理論に疑問を投げかけるものとなった。上述の構成要素を持つ連星系の軌道計算では、正確な質量にもよるが、その公転周期は200～300時間であることが示唆されている。しかし、2006年の研究では、X線源の光度に周期的な変動の証拠は全く見つからなかったものの、強度は数日というタイムスケールでランダムに変動することが示された。その結果、この研究は、X線源は超巨星のコロナによって生成されるという代替理論を提唱した。親星の極めて高い光度によって、超巨星のコロナは非常に強力なX線源を生成する可能性がある。超巨星はまた、光度が多かれ少なかれランダムに大きな変動を経験することが知られており、これがコロナを様々な程度に加熱し、観測されるX線放射強度の変化を説明できると考えられる。[ 6 ] [ 9 ]

しかし、これらの理論のどれが正しいのか、あるいは正しいのかはわかっておらず、この超高輝度 X 線源やその他の超高輝度 X 線源の実際の発生源は不明のままです。

参考文献

  1. ^地球からの距離は1450万光年、つまり8.5 × 10 19マイル、または1.37 × 10 20キロメートルです。
  1. ^ a b c d e Ji-Feng Liu; Joel N. Bregman & Patrick Seitzer (2004). 「NGC 5204の超高輝度X線源の光学対応物」. The Astrophysical Journal . 602 (1): 249– 256. arXiv : astro-ph/0501305 . Bibcode : 2004ApJ...602..249L . doi : 10.1086/380994 . S2CID  16700433 .
  2. ^ a bイオアンナ・レオニダキ、アンドレアス・ゼザス、パナヨティス・ブーミス (2010). 「6つの近傍銀河における超新星残骸の多波長研究。I：チャンドラによる新たなX線選別超新星残骸の検出」.アストロフィジカル・ジャーナル. 725 (1): 842– 867. arXiv : 1009.0525 . Bibcode : 2010ApJ...725..842L . doi : 10.1088/0004-637X/725/1/842 . S2CID 119112246 . 
  3. ^ a b「NGC 5204のNED結果」。カリフォルニア大学経由のNED 。2013年2月1日閲覧。
  4. ^ P. Fouque; E. Gourgoulhon; P. Chamaraux; G. Paturel (1992). 「80 Mpc以内の銀河群 II - 銀河群と銀河群メンバーのカタログ」天文学と天体物理学補足. 93 : 211– 233.書誌コード: 1992A&AS...93..211F .
  5. ^ a b c d Vincent Sicotte、Claude Carignan、Daniel Durand (1996). 「NGC 5204：強く歪んだマゼラン渦巻銀河。I. 光分布とHII運動学」天文学ジャーナル. 112 : 1423– 1428. Bibcode : 1996AJ....112.1423S . doi : 10.1086/118110 .
  6. ^ a b c d e T.P. Roberts; MR Goad; MJWard; RSWarwick; et al. (2002). 「近傍銀河における超高輝度X線源の性質」. The Astrophysical Journal . 725 (1): 842– 867. arXiv : 1009.0525 . Bibcode : 2010ApJ...725..842L . doi : 10.1088/0004-637X/725/1/842 . S2CID 119112246 . 
  7. ^ a b David M. Matonick & Robert A. Fesen (1997). 「近傍渦巻銀河NGC 5204、NGC 5585、NGC 6946、M81、M101における光学的に同定された超新星残骸」 .アストロフィジカル・ジャーナル・サプリメント・シリーズ. 112 (1): 49– 107. Bibcode : 1997ApJS..112...49M . doi : 10.1086/313034 .
  8. ^ a b c d T. P. Roberts; MR Goad; MJ Ward; RS Warwick; et al. (2001). 「スーパーエディントンX線源NGC 5204 X-1の光学対応天体の同定」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 325 ( 2): L7– L11. arXiv : astro -ph/0105307 . Bibcode : 2001MNRAS.325L...7R . doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04659.x . S2CID 17815660 . 
  9. ^ TP Roberts; RE Kilgard; RS Warwick; MR Goad; et al. (2006). 「チャンドラ衛星による超高輝度X線源NGC 5204 X-1のモニタリング観測」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 371 (4): 1877– 1890. arXiv : astro-ph/0607377 . Bibcode : 2006MNRAS.371.1877R . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10821.x . S2CID 16039369 . 
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