카네스 베나티 2세 (워프 은하)

Canes Venatici II (dwarf galaxy)
카네스 베나티 2세 난쟁이[1] 은하
관측 데이터(J2000 epoch)
별자리카네스 베나티
우측 상승12h 57m 10s[1]
탈위임+34° 19′ 15″[1]
거리490+49-43
 kly(150+15-13
 kpc)[2]
522+16-13
 kly(160+4-5
 kpc)[3]
겉보기 크기 (V)15.1±0.5[2]
특성.
유형dSph[2]
겉보기 크기 (V)3.2′+0.6′
−0.4′[4]
기타 지정
CVn II[1][note 1], PGC 4713558

Canes Venatici II 또는 CVn II는 Canes Venatici 별자리에 위치한 왜소성 나선 은하로, 2006년 Sloan Digital Sky Survey가 입수한 데이터에서 발견되었다.[2]은하는 태양으로부터 약 150 kpc 거리에 위치하며, 약 130 km/s의 속도로 태양을 향해 움직인다.[2][6]반광반경이 약 74+14-10pc인
타원형(도끼의 비율 ~ 2:1)의 형태를 갖는다는 뜻의 왜소성구체 은하(dSph)로 분류된다.[4]

CVn II는 은하수에서 가장 작고 희미한 위성들 중 하나이다. 그것의 통합적 광도는 태양의 약 8,000배(절대 가시광도 약 -4.9)로 전형적인 구상 성단의 광도보다 훨씬 낮다.[4]그러나 그것의 질량은 약 250만 개의 태양 질량인데, 이것은 은하의 질량 대 광 비율이 340 정도라는 것을 의미한다.질량 대 빛의 비율이 높다는 것은 CVn II가 암흑 물질에 의해 지배되고 있다는 것을 의미한다.[6]

CVn II의 별의 인구는 주로 120억년 이상 전에 형성된 오래된 별들로 이루어져 있다.[3]이러한 옛 별들의 야금성도 [Fe/H] ≈ -2.19±0.58로 매우 낮으며, 이는 태양보다 150배 적은 무거운 원소를 포함하고 있다는 것을 의미한다.[7]CVn II의 별들은 아마도 우주에서 처음으로 형성된 별들 중 하나였을 것이다.현재 CVn II에는 별 형성이 없다.이 측정은 지금까지 그 안에서 중성 수소를 검출하는 데 실패했다. 상한은 14,000개의 태양 질량이다.[8]

메모들

  1. ^ 은하계도 T. 사카모토와 T에 의해 독자적으로 발견되었다.SDSS J1257+3419의 하세가와.[5]

참조

  1. ^ a b c d "NAME CVn II dSph". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2010-02-06.
  2. ^ a b c d e Belokurov, V.; Zucker, D. B.; Evans, N. W.; Kleyna, J. T.; Koposov, S.; Hodgkin, S. T.; Irwin, M. J.; Gilmore, G.; Wilkinson, M. I.; Fellhauer, M.; Bramich, D. M.; Hewett, P. C.; Vidrih, S.; De Jong, J. T. A.; Smith, J. A.; Rix, H. ‐W.; Bell, E. F.; Wyse, R. F. G.; Newberg, H. J.; Mayeur, P. A.; Yanny, B.; Rockosi, C. M.; Gnedin, O. Y.; Schneider, D. P.; Beers, T. C.; Barentine, J. C.; Brewington, H.; Brinkmann, J.; Harvanek, M.; Kleinman, S. J. (2007). "Cats and Dogs, Hair and a Hero: A Quintet of New Milky Way Companions". The Astrophysical Journal. 654 (2): 897–906. arXiv:astro-ph/0608448. Bibcode:2007ApJ...654..897B. doi:10.1086/509718. S2CID 18617277.
  3. ^ a b Greco, Claudia; Dall’Ora, Massimo; Clementini, Gisella; et al. (2008). "On the Newly Discovered Canes Venatici II dSph Galaxy". The Astrophysical Journal. 675 (2): L73–L76. arXiv:0712.2241. Bibcode:2008ApJ...675L..73G. doi:10.1086/533585. S2CID 15329975.
  4. ^ a b c Martin, N. F.; De Jong, J. T. A.; Rix, H. W. (2008). "A Comprehensive Maximum Likelihood Analysis of the Structural Properties of Faint Milky Way Satellites". The Astrophysical Journal. 684 (2): 1075–1092. arXiv:0805.2945. Bibcode:2008ApJ...684.1075M. doi:10.1086/590336. S2CID 17838966.{{cite journal}}: CS1 maint: ref복제 기본(링크)
  5. ^ Sakamoto, T.; Hasegawa, T. (2006). "Discovery of a Faint Old Stellar System at 150 kpc". The Astrophysical Journal. 653 (1): L29–L32. arXiv:astro-ph/0610858. Bibcode:2006ApJ...653L..29S. doi:10.1086/510332. S2CID 14996020.
  6. ^ a b Simon, J. D.; Geha, M. (2007). "The Kinematics of the Ultra‐faint Milky Way Satellites: Solving the Missing Satellite Problem". The Astrophysical Journal. 670 (1): 313–331. arXiv:0706.0516. Bibcode:2007ApJ...670..313S. doi:10.1086/521816. S2CID 9715950.
  7. ^ Kirby, E. N.; Simon, J. D.; Geha, M.; Guhathakurta, P.; Frebel, A. (2008). "Uncovering Extremely Metal-Poor Stars in the Milky Way's Ultrafaint Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies". The Astrophysical Journal. 685 (1): L43–L46. arXiv:0807.1925. Bibcode:2008ApJ...685L..43K. doi:10.1086/592432. S2CID 3185311.
  8. ^ Grcevich, J.; Putman, M. E. (2009). "H I in Local Group Dwarf Galaxies and Stripping by the Galactic Halo". The Astrophysical Journal. 696 (1): 385–395. arXiv:0901.4975. Bibcode:2009ApJ...696..385G. doi:10.1088/0004-637X/696/1/385.