우르사 소령 II 난쟁이

Ursa Major II Dwarf
우르사 소령 II 왜소 은하[1]
관측 데이터(J2000 epoch)
별자리우르사 메이저
우측 상승08h 51m 30.0s[1]
탈위임+63° 07′ 48″[1]
거리98 ± 16 kly(30 ± 5 kpc)[2]
겉보기 크기 (V)14.3 ± 0.5[2]
특성.
유형dSph[2]
겉보기 크기 (V)32 ± 2′[3]
기타 지정
UMA II 은하, Ursa Major II 왜소[1] 은하

Ursa Major II dSph(UMA II dSph)는 Ursa Major 별자리에 위치한 난쟁이 척추 은하로, 2006년 슬론 디지털 스카이 서베이(Sloan Digital Sky Survey)가 입수한 자료에서 발견되었다.[2]은하는 태양으로부터 약 30 kpc에 위치하며 약 116 km/s의 속도로 태양을 향해 움직인다.[4]타원형(도끼의 비율 ~ 2:1) 형태를 가지며, 반광반경은 약 140pc이다.[3]

Ursa Major II는 은하수에서 가장 작고 희미한[note 1] 위성들 중 하나이다. 그것의 통합적 광도는 태양의 약 4000배(절대 가시광도 약 -4.2)[2]로 대부분의 구상 성단의 광도보다 훨씬 낮다.UMA II는 은하수의 카노푸스와 같은 몇몇 별들보다 훨씬 덜 밝다.오리온의 벨라트릭스에 견줄 만 하다.그러나 그것의 질량은 약 500만 개의 태양 질량인데, 이것은 은하의 질량 대 광 비율이 2000년 전후라는 것을 의미한다.[4]이것은 은하의 모양이 다소 불규칙하고 조석 붕괴가 진행 중일 수 있기 때문에 과대평가된 것일 수 있다.[2]

UMA II의 별의 인구는 적어도 100억년 전에 형성된 오래된 별들로 주로 이루어져 있다.[2]이러한 옛 별들의 야금성도 [Fe/H] ≈ -2.44 ± 0.06으로 매우 낮으며, 이는 태양보다 300배 적은 무거운 원소를 포함하고 있다는 것을 의미한다.[5]UMA2의 별들은 아마도 우주에서 처음으로 형성된 별들 중 하나였을 것이다.현재 UMA II에는 별 형성이 없다.이 측정은 지금까지 그 안에 있는 중성 수소를 검출하는 데 실패했다. 상한은 태양 질량 562개에 불과하다.[6]

참고 항목

메모들

  1. ^ 코마테 베레니스, 세그 1, 세그 2, 보에테스 2세, 윌만 1세만이 기절하고 있다.[3]

참조

  1. ^ a b c d "NAME UMa II Galaxy". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2011-11-19.
  2. ^ a b c d e f g Zucker, D. B.; Belokurov, V.; Evans, N. W.; Kleyna, J. T.; Irwin, M. J.; Wilkinson, M. I.; Fellhauer, M.; Bramich, D. M.; Gilmore, G.; Newberg, H. J.; Yanny, B.; Smith, J. A.; Hewett, P. C.; Bell, E. F.; Rix, H. -W.; Gnedin, O. Y.; Vidrih, S.; Wyse, R. F. G.; Willman, B.; Grebel, E. K.; Schneider, D. P.; Beers, T. C.; Kniazev, A. Y.; Barentine, J. C.; Brewington, H.; Brinkmann, J.; Harvanek, M.; Kleinman, S. J.; Krzesinski, J.; Long, D. (2006). "A Curious Milky Way Satellite in Ursa Major". The Astrophysical Journal. 650 (1): L41–L44. arXiv:astro-ph/0606633. Bibcode:2006ApJ...650L..41Z. doi:10.1086/508628. S2CID 119457372.
  3. ^ 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.
  4. ^ 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.
  5. ^ 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.
  6. ^ 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.

좌표:Sky map 08h 51m 30s, +63° 07′ 48″