ろくぶんぎ座A
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| ろくぶんぎ座A Sextans A[1] |
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キットピーク国立天文台のメイヨール望遠鏡によって撮影された、ろくぶんぎ座A
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| 星座 | ろくぶんぎ座 | |
| 見かけの等級 (mv) | 11.93[1] | |
| 視直径 | 5.9′ × 4.9′[1] | |
| 分類 | IBm[2] | |
| 発見 | ||
| 発見日 | 1942年[3] | |
| 発見者 | フリッツ・ツビッキー[3] | |
| 発見方法 | 望遠鏡による観測 | |
| 位置 元期:J2000.0 |
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| 赤経 (RA, α) | 10h 11m 00.5s[1] | |
| 赤緯 (Dec, δ) | −04° 41′ 30″[1] | |
| 赤方偏移 | 0.001081±0.000007[1] | |
| 視線速度 (Rv) | 324±2.0 km/s[1] | |
| 距離 | 431±13万 光年 (1.32±0.04 メガパーセク)[4][注 1] |
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| 絶対等級 (MV) | −14.2±0.3[5] | |
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ろくぶんぎ座Aの位置（赤丸）
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| 銀経(l) | 246.15°[5] | |
| 銀緯(b) | 39.87°[5] | |
| 物理的性質 | ||
| 直径 | 約8,000光年 (2.45キロパーセク)[2] |
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| 質量 | 1×109M☉[5] | |
| 金属量[Fe/H] | -1.45[5] | |
| 他のカタログでの名称 | ||
| Sex A, AGC 500034, DDO 75, GSC 04907-00713, UGCA 205[1] | ||
| ■Template （■ノート ■解説） ■Project | ||
ろくぶんぎ座A（ろくぶんぎざA、英: Sextans A）は、ろくぶんぎ座の方向に、地球から約430万光年離れている矮小不規則銀河である[4][7]。天の川銀河が属する局所銀河群の外縁部に位置しているが、局所銀河群に属する銀河であるか否かは議論が分かれている。
観測史
1936年以降、天文学者のフリッツ・ツビッキーはパロマー天文台にある口径18インチのシュミット式望遠鏡を用いて撮影した写真から矮小銀河の探索を始め、いくつかの候補を発見した。その後、彼の共同研究者であったウォルター・バーデがツビッキーが発見した候補をさらに調査し、その中の一つがろくぶんぎ座位置する未カタログの系であることを立証した[8][9]。1940年、学術誌の中で、エドウィン・ハッブルがこの点について言及しているとともに、未カタログの系を、不規則星雲[注 2]の「Baade's system in Sextans」[注 3]として図版付きで紹介している[10]。キャプションには 10h 8.1m,−4° 24′の位置にあり、マゼラン雲に似ているとの記載がある[10]。
1942年、ツビッキーはフィジカル・レビューの中で、1940年にハッブルが紹介した不規則星雲である「Sextans system」が、新しい局所銀河群内にある非常に暗い、ぼんやりとした星雲だと判明したことを発表した[11]。彼は「（この星雲は）約100万光年離れており、現時点でおそらく二番目に暗い系である...」と説明している[11]。
その後、ツビッキーの発見した銀河は、「Sextans Sys」（Edison 1954）や「Sex」（Humason et al.1956）などと紹介されている[12][13][注 4]。1959年、シドニー・ヴァンデンバーグが発表したDDOカタログの中でDDO 75が「Sextans A」（ろくぶんぎ座A）であることが触れられている[14]。
特徴
ろくぶんぎ座Aは、ろくぶんぎ座BやNGC 3109、ポンプ座矮小銀河など少数の矮小銀河が細長くフィラメント状に連なっているポンプ座・ろくぶんぎ座銀河群に属しているとされる[4][15][16]。この銀河群は、局所銀河群のサブグループで外縁部に位置すると考えられているが、同銀河群の重力の束縛を受けない、完全に独立した銀河群とみなされる場合もある[3][4]。最も近い銀河であるろくぶんぎ座Bから約300キロパーセク（100万光年）、サブグループ内で最も大きいNGC 3109からは約500キロパーセク（160万光年）離れているため、孤立した銀河である[5][6]。そのため、周辺の天体からの潮汐的な影響はほとんどないが、数億年前にサブグループ内の他の銀河もしくは天の川銀河と接近した可能性も示唆されている[5]。
構造
直径は推定2.45キロパーセク（約8,000光年）と、ろくぶんぎ座Bよりやや小さい[2]。質量は1×109M☉で天の川銀河のおよそ1000分の1である[5][15]。中性水素原子ガス（HIガス）が豊富にあり、我々が捉えられる銀河の星形成領域の外側まで広がっている[5][17]。内部では非常に緩やかなペースで星が形成されており、星形成率は0.002～0.008M☉y-1と、天の川銀河の数M☉y-1と比べて低い[5][18]。これはろくぶんぎ座Aが低表面輝度銀河であることにも関連している。しかしながら、この銀河は今後120億年間星形成を続けるに十分なガスを保持しているとされる[7]。
およそ1億年前、銀河中心部で何らかの理由により集中的な星形成が始まったとされている。中心部での短命な大質量星が誕生し、その後の超新星爆発によってガスが膨張した結果、衝撃を受けた外側の領域でさらなる星形成が引き起こされ、星形成のフロントが外向きに拡大していった[19][20][21]。結果的に、我々からは奇妙な正方形に見える膨張する殻が形成された[20]。現在、星形成はHI空洞を取り囲む殻の縁付近で進行している。ただし、そこで古い星が発見されるなど、星形成の外向きの伝播を否定する意見もある[21]。
2016年には、口径10.4メートルのカナリア大望遠鏡によって、巨大なバブル状のHII領域の形成に影響を与えている5個のO型星と7個のB型星が確認されたことが学術誌に掲載された[22]。O型星の質量は概ね20～40M☉で年齢は400万～600万年の範囲に集中している[22]。2024年には、同望遠鏡を用いて150個以上のOB型星の分光サーベイが行われたことが報告された[23]。金属量の少ない環境下での恒星進化に注目が集まっている[23]。
脚注
注釈
出典
- ^ a b c d e f g h “Sextans A”. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. 2025年7月20日閲覧.
- ^ a b c “Results for object Sextans A”. NASA/IPAC Extragalactic Database (2019年12月10日). 2025年7月20日閲覧。
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- ^ a b c d Dolphin, Andrew E. et al. (2003). “Deep [ITAL]Hubble Space Telescope[/ITAL] Imaging of Sextans A. II. Cepheids and Distance”. The Astronomical Journal 125 (3): 1261–1290. Bibcode: 2003AJ....125.1261D. doi:10.1086/346279. ISSN 0004-6256.
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- ^ a b Gvozdenko, A. et al. (2024). “Detailed chemical composition of the globular cluster Sextans A GC-1 on the outskirts of the Local Group”. Astronomy & Astrophysics 685: A154. doi:10.1051/0004-6361/202346859. ISSN 0004-6361.
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- ^ a b Lorenzo, Marta; Garcia, Miriam; Najarro, Francisco. “One step closer to the First Stars: +150 OB stars in the metal-poor galaxy Sextans A”. Proceedings IAU Symposium 361: 52-57. Bibcode: 2024IAUS..361...52L. doi:10.1017/S1743921322001922.
関連項目
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