NGC 3675(銀河・おおぐま座)


NGC 3675(銀河), 光度:10.2mag, 直径:5.9′ x 3.1′, 分類:SAab
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3,  HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 24=12分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2018/01/21, -4℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 3675 視野角:約20′ x 13’ ↑N

おおぐま座にあり距離約5000万光年、おおぐま座銀河団に所属する明るい渦状星雲で、きつく巻き付いた内側の腕はリング状に見え、外側の腕は羊毛状腕の特徴を示します。2つのリング構造があり、銀河の東側には目立つダストの帯構造が見えます。可視では棒構造は見えませんが赤外で観測すると顕著な棒構造があるとされています。

ライナータイプの活性銀河核を持ち、HSTの観測から中心部には1000〜3000万太陽質量の超大型ブラックホールの存在が予測されています。

超新星は1個、日本の池谷 薫さんがSN 1984Rを発見しています。

大型望遠鏡の長時間露出画像を見るとハロは大きく外部に広がっているように見えます、もしかしたら小銀河の合併ストリームが存在するかもしれません。

 

 

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NGC 3665, NGC 3658(銀河・おおぐま座)


NGC 3665(銀河), 光度:10.8mag, 直径:4.3′ x 3.3′, 分類:S0
NGC 3658(銀河), 光度:12.2mag, 直径:1.8′ x 1.7′, 分類:SA0
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3,  HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 24=12分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2018/01/21, -4℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 3665 視野角:約11′ x 07’ ↑N

NGC 3665は、約1億光年の距離にある大型のレンズ状銀河です。しかし中心部分にはダストによるものと思われる構造があることがこの画像からもわかります。電波で明るい電波銀河であり、中心部にはブラックホールの存在が予測され、弱い活動銀河核を持っています。

この銀河は、周囲のレンズ状銀河の3倍のダストを持っていて、通常のレンズ状銀河とは異なり豊富なガスも保有しているにもかかわらず星の形成率は非常に低いことがわかっています。

ハッブル宇宙望遠鏡による画像はこちらから見ることができます。
https://hla.stsci.edu/hlaview.html
レンズ状銀河なのに見事な渦状構造があるんですね。

 


NGC 3658 視野角:約11′ x 07’ ↑N

NGC 3665と実際にも近距離にあるグループ内のレンズ状銀河です。

 

 

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NGC 3626, NGC 3639(銀河・しし座)


NGC 3626(3632)(銀河), 光度:11.8mag, 直径:3.2′ x 2.4′, 分類:SA(a)
NGC 3639(銀河), 光度:13.7mag, 直径:36″ x 30″, 分類:S

BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 20=10分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2018/05/14, +8℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 3626 視野角:約11′ x 07’ ↑N

NGC 3626はNGC 3632と同じもので、星図縮尺の間違いから重複観測されたものとされています。この銀河の形態分類はレンズ状銀河とするものも多数ありますが、我々の小さな望遠鏡の画像からも渦状銀河であろうことが推測できます。非常に輝く中心核を持っているように見え、活動銀河核が疑われます。

この銀河の観測上のトピックスは、銀河のディスクの中に逆行するディスクが発見されていることです。これはこの銀河がかつて小規模な別の銀河を併呑した証拠とされます。

NGC 3626は、明るいもしくは科学的に興味深い星雲星団カタログ、Caldwell 40という番号が与えられ、NGC 3607グループに所属するとされています。しかし、赤方偏位のデータからはNGC 3607と物理的な結びつきはなさそうで、平凡な明るさと形なのになぜCaldwell カタログに収録されているのか?理由はわかりません。

NGC の番号は重複していて2つあり、Caldwellに収録されているけれど明るくなく大きくもない、分類は曖昧で昔合併した銀河。うーん、記憶に残りやすい銀河かもしれません。

 


NGC 3639 視野角:約11′ x 07’ ↑N

S?とされていますが、この画像からも少々くずれた腕の存在はわかりますから渦状銀河で間違いないでしょう。赤方偏位の値からはNGC 3607グループの銀河より倍以上遠方にある銀河だと思われます。

 

 

 

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NGC 3607, NGC 3608, NGC 3605, NGC 3599(銀河・しし座)


NGC 3607(銀河), 光度:9.9mag, 直径:4.6′ x 4.0′, 分類:SA(s)
NGC 3605(銀河), 光度:12.3mag, 直径:1.4′ x 54″, 分類:SA0
NGC 3608(銀河), 光度:10.8mag, 直径:3.2′ x 2.6′, 分類:E
NGC 3599(銀河), 光度:12.0mag, 直径:2.7′ x 2.1′, 分類:S0
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 20=10分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2018/05/14, +8℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N

ここに写っている銀河は、Leo II銀河団のNGC3607グループと呼ばれていますが、個別の赤方偏位の値をみると0.002228〜0.003959とばらつきがあり物理的なグループを形成しているのかどうかは、はっきりしません。


NGC 3607, NGC 3605 視野角:約11′ x 07’ ↑N

NGC3607は、従来レンズ状銀河に分類されていました。しかしハッブル宇宙望遠鏡(HST)の画像(2014年)を見ると、ダストによるレコード盤のような渦状構造がくっきりと見えただのレンズ状銀河ではないことはすぐにわかります。最新の分類ではSA(s)(棒構造のない渦状銀河でリング構造は無い)とされています。

このような構造を持つ従来レンズ状銀河、楕円銀河とされてきた銀河は、丁寧な処理をすると我々の小望遠鏡でもなんとなく無構造でなさそうなことはわかります。次々と宇宙望遠鏡でレンズ状銀河とされてきた銀河の新たな構造が明らかにされてくると無構造なレンズ状銀河の存在の方が希有なのではないかと思えてきます。

この銀河は中心にはブラックホールを持ち、Simbadでは、Quasar とされていますが、NGC3607 =クエーサーなんですかね??最新のクエーサーの定義をしっかり調べないといけません。

HSTの画像はこちら
https://commons.wikimedia.org/wiki/File:NGC_3607.jpg

右下のNGC3605は赤方偏位の値から3607のグループではないかもしれません。この銀河はレンズ状銀河で分類はSA0(棒構造を持たないレンズ状銀河)と分類されています。

 


NGC 3608 視野角:約11′ x 07’ ↑N

楕円銀河に分類されていますが、ライナータイプの活動銀河核を持つ銀河とされ、多分物理的にもNGC3607グループに所属していると思われます。HSTの画像を見てもまったく無構造な楕円銀河のようです。

 


NGC 3599 視野角:約11′ x 07’ ↑N

Galaxy in Pair of Galaxiesとされていますが赤方偏位の値からNGC3607グループとは関連しないと思われます。とすると、ペアの相手はどれなんでしょう?

 

 

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NGC 3596(銀河・しし座)


NGC 3596(銀河), 光度:11.3mag, 直径:4′ x 3.8′, 分類:SABc
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 20=10分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2018/03/17, -6℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 3596 視野角:約11′ x 07’ ↑N

大型望遠鏡の映像ではHII領域を伴う若い星が多数、銀河の腕の上に見えます。中性水素の21cm放射で観測すると、不可視の銀河の外側には水素のガスの雲が広がっていることがわかります。

NRAO(国際電波天文台)の公開画像を見るとその状況が良く理解できます。
https://public.nrao.edu/gallery/ngc-3596-is-more-than-meets-the-eye/

 

 

 

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NGC 3521(銀河・しし座)


NGC 3521(銀河), 光度:9.0mag, 直径:11.2′ x 5.4′, 分類:SBbc
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3,  HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 24=12分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/12/23, -1℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 3521  視野角:約20′ x 13’ ↑N

NGC 3521はしし座にある大型の渦状銀河です。比較的天の川銀河に近い銀河の例に漏れず距離は確定しておらず2,600万光年〜4,000万光年とばらつきがあります。

この銀河の腕はいわゆる羊毛状腕と呼ばれる、腕の境界がはっきりしない羊毛の塊が連続して続いたような構造をしています。この構造はNGC 3521のように全体としてらせん状構造を形成する場合もありますし、短かったり不規則だったりする場合もあります。銀河の30%はこのような羊毛状腕を持ち、10%は星形成領域をその腕の中に持っています。

もう一つのこの銀河の外観的な特徴は、銀河の東、極方向(画像左)に淡く広がるハロのような構造です。これは詳しく観測すると何本もの恒星のストリームであり、過去にこの銀河に吸収された衛星銀河の残痕であろうと推測されています。いくつかの銀河でこのストリーム構造は発見されていますが、この銀河のものはかなり輝度が高いようです。APODの画像からは、その様子が詳しくわかります。画像はこちらhttps://apod.nasa.gov/apod/ap110915.html (APODの画像は、理由はあるのでしょうが鏡像になっていて、他画像と比較しにくい。)

 

 

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NGC 3443, NGC 3454, NGC 3455, NGC 3457, NGC 3461(銀河・しし座)


NGC 3443(銀河), 光度:13.1mag, 直径:2.8′ x 1.4′, 分類:Scd
NGC 3454(銀河), 光度:13.3mag, 直径:2.1′ x 24″, 分類:SB
NGC 3455(銀河), 光度:12.0mag, 直径:2.6′ x 2.0′, 分類:SB
NGC 3457(銀河), 光度:12.7mag, 直径:54″ x 54″, 分類:S?
NGC 3461(銀河), 光度:14.5mag, 直径:30″ x 24″, 分類:S

BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 18=9分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2018/03/17, -6℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 3443 視野角:約11′ x 07’ ↑N


NGC 3454 視野角:約11′ x 07’ ↑N

NGC 3454と3455は、ペアの銀河で空間的にも近い位置にあります。画像を見る限りは強い相互作用を銀河の外観に及ぼしているような証拠はありません。


NGC 3455 視野角:約11′ x 07’ ↑N


NGC 3457 視野角:約11′ x 07’ ↑N

球状で輝度の高い、渦状銀河?とのことですが、SDSSの画像 を見てもさっぱり構造はわかりません。

いずれの銀河もNGC 3370(しし座)グループに所属する銀河で距離およそ6,500万光年の位置にあります。

 

 

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NGC 3432(銀河・こじし座)


NGC 3432(Arp 206, 銀河), 光度:11.3mag, 直径:6.6′ x 1.6′, 分類:SBm
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3,  HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 24=12分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2018/01/21, -4℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 3432 (Arp 206) 視野角:約20′ x 13’ ↑N

NGC 3432は、棒渦状銀河とされるこじし座にある銀河です。画像からも明らかなようにこの銀河は伴銀河PGC32617と相互作用を起こし、活発な星形成がその中で行われています。特異銀河カタログではArp 206として登録されています。

超新星SN 2000chが17.4等でこの銀河で発見されています。スペクトル型から暗いIIn型超新星とされていますが、その正体ははっきりせず、ガンマー線バーストの残光、LBV(高光度青色変光星)の表面爆発などの説があります。

近年は組織的に超新星捜索が行われ、非常に暗い超新星も発見されるためLBV由来と思われる疑似超新星も多数発見されているようです。このタイプの星は銀河系内にも多数あるのでいつか間近で見ることができるかもしれません。


PGC 32452 視野角:約11′ x 07’ ↑N

視野の南西にある変わった形の銀河です。銀河同士の相互作用が疑われますが、NGC3432以外にそれらしい銀河は見当たりません。小銀河が大きな銀河を通過したあとの姿ではないかと推測されている NGC 3729 に外観は似ています。

 

 

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Leo I(PGC 29488・矮小球状銀河・しし座)


Leo I(PGC 29488・矮小球状銀河), 光度:11.2mag, 直径:9.8′ x 7.4′, 分類:E
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3,  HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 24=12分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/12/21, -4℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


Leo I(PGC 29488・矮小球状銀河)  視野角:約20′ x 13’ ↑N

以下、下記サイトの記事の翻訳です。要領よくこの銀河について解説されています。
http://annesastronomynews.com/photo-gallery-ii/galaxies-clusters/leo-1-dwarf-galaxy/

Leo I 矮小銀河(別名:PGC 29488, UGC 5470)は、直径が約2000光年で、質量が太陽の質量の15〜300万倍の矮小回転楕円体銀河です。 地球からの距離約82万光年でしし座にあり、約285 km / sの速度で私たちから遠ざかっています。

Leo 1は局部銀河群のメンバーであり、私たちの銀河系の銀河を周回する11の小さな衛星銀河の中で最も遠いと考えられています。 この仮説は確認されていませんが、Leo Iは天の川銀河の外部ハローが潮汐力で集約された干潟のような存在ではないかとする説もあります。 この銀河は回転しておらず球状星団は発見されていません。

この矮小銀河に含まれる星のほとんどは太陽よりずっと古く、水素とヘリウムより重い元素はわずか1%しかありません。 しかし驚くべきことに、Leo 1は、寿命が約10〜30億年の明るい恒星を有しており、それは天の川銀河との重力相互作用によって6〜20億年前にスターバーストを起こし恒星の約70%〜80% がそれによって形成されたと考えられています。

Leo Iの星には100億歳を超える星の証拠は見つかっていません。 約10億年前、スターバーストを起こした星形成は急激に沈静化しましたが、200〜500万年前までは低レベルの活動が続いていたと思われます。 したがって、天の川銀河の中で最も若い衛星銀河かもしれません。 さらに、この銀河は、銀河全体の質量に匹敵する量の不可視ガスが存在するかもしれません。

星座の星の中で最も明るい星であり夜空の中で最も明るい星の1つであるしし座の1等星レグルスと近接しているために – Leo Iはレグルス矮小銀河と呼ばれることもあります。 レグルスからの散乱光は銀河の研究をより困難にし、眼視光度は明るいにもかかわらず、肉眼で見ることは極めて困難です。

以上

レグルスの光芒に隠れてなかなか観測困難な対象となっていますが、斜鏡のコバ消しさえされていない私の愛機でも撮像できましたから、最近の市販高級望遠鏡なら楽勝に撮像はできる対象でしょう。

 

 

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NGC 3338(銀河・しし座)


NGC 3338(銀河), 光度:11.1mag, 直径:5.4′ x 3.4′, 分類:Sc
PGC31930(UGC 5832, 銀河), 光度:–mag, 直径:–, 分類:
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 18=9分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2018/03/17, -6℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 3338 視野角:約11′ x 07’ ↑N

セイファート銀河に分類されているNGC 3338は、しし座にあって距離データは5,000〜8000万光年と出典によってかなりの幅があります。均整のとれた大きな渦状銀河で本来なら青い腕が印象的なはずですが、撮影日の大気の揺らぎ・シンチレーションは最悪(透明度は最高でしたが)で微細な構造はさっぱりダメでした。


PGC31930(UGC 5832) 視野角:約11′ x 07’ ↑N

PGC 31930は、NGC 3338の南東20’ほどの位置(広域写真左下)にある渦状?銀河で、棒構造が著しく偏心している棒渦状銀河です。ペアの銀河とされていて、赤方偏位の値はかなり近いのですがNGC3338が親銀河なのかどうかはわかりませんでした。この銀河の形や周囲の銀河との位置関係は同じおおぐま座にあるNGC 3906 とかなり似ています。

 

 

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NGC 3319(銀河・おおぐま座)


NGC 3319(銀河), 光度:11.1mag, 直径:6.1′ x 3.4′, 分類:SBc
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3,  HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 24=12分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2018/01/21, -4℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 3319  視野角:約20′ x 13’ ↑N

NGC 3319は、距離約4,500万光年、前出NGC 3198と同様 HST Extragactic Distance Scale Key Project (1999) によって複数のセファイド変光星を観測して距離が10%ほどの誤差で決定されています。

この銀河の一見した特徴は、明るい中央部の棒構造とそれに比較すると暗い変形した腕の存在です。星形成の大部分は棒構造の周辺部で行われ、南側の腕の中にはいくつかの星形成領域(HII領域)が散見されますが北側の腕にはわずかしかありません。電波観測によると、水素ガスの存在は偏っていて偏在していることがわかり、これは他の銀河との相互作用によるものと推測されますが、NGC 3319の周囲にはそのような銀河は存在しません。

画像をよく見ると明るいHII領域を含む南側の腕は、反転して北側にストリームのように続いているように見えます。その途中には淡い星団雲か衛星銀河のような存在があり、この構造はまさに今、衛星銀河を併合している姿のようにも見えるのですが?

 

 

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NGC 3198(銀河・おおぐま座)


NGC 3198(銀河), 光度:10.3mag, 直径:8.5′ x 3.3′, 分類:SB
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3,  HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 24=12分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2018/01/21, -4℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 3198  視野角:約20′ x 13’ ↑N

NGC 3198は、距離約4,700万光年、乙女座超銀河団の中のしし座銀河団に所属します。この銀河はハッブル宇宙望遠鏡(HST)による高精度銀河間距離測定プロジェクト(HST Extragactic Distance Scale Key Project (1999))対象銀河18個の内の一つで、比較的正確な距離データが出ています。HSTの広角惑星カメラを使用して52個のセファイド型変光星の光度観測を行い、ハッブル定数を10%以下の精度で決定して距離14.5Mpc(4700万光年)という値が得られました。

比較的近い距離にある銀河の距離測定はやっぱりセファイド変光星だよりなんですね。銀河の中の変光星の光度変化を観測するわけですから地上からは難しく、いそがしい宇宙望遠鏡では観測時間を食い過ぎるでしょうから、銀河の正確な距離測定がなかなか進まないのもいたしかたないわけです。

 

 

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NGC 3184, NGC 3180, NGC 3181(銀河・おおぐま座)


NGC 3184(銀河), 光度:9.8mag, 直径:7.4′ x 6.9′, 分類:SAB?
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3,  HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 24=12分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2018/01/21, -4℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 3184  視野角:約20′ x 13’ ↑N


NGC 3184, NGC 3180, NGC 3181

NGC 3184は、小さな核と発達した長い渦状腕をもつ明るいフェースオン銀河です。その青い渦状腕の色は若い青色巨星によるもので、その間に散見される赤い粒は濃厚なHII領域です。NGC 3180とNGC 3181は、この銀河の中の明るいHII領域に単独でつけられた番号で、19世紀半ばに眼視観測で発見された時は本体とは別の小天体として認識されていました。

銀河の色からも推測できるように、この銀河は星形成が活発な銀河で多数の超新星が発見されていて、現在までに SN 1921B(13.5mag), SN 1921C(11mag), SN 1937F(13.5mag), SN 1999gi(14mag),  SN 2010dn(17.1mag) が発見されています。

SN 2010dn は、日本の板垣さんによる発見で、おそらく高光度青色変光星(LBV 代表星、りゅうこつ座η星、はくちょう座P星など)の爆発によるものと推測されています。LBVが過剰な質量を失う段階の爆発現象ということで擬似的超新星とされているようです。LBVはやがてウォルフ・ライエ星に進化して、最終的には本物の超新星爆発を起こし消滅します。はくちょう座P星も擬似的超新星爆発を起こす可能性があるんですね、驚きました。(もっとも現在の恒星進化論ではという注釈付ですが・・・)

この銀河は見かけの大きさが大きいことからわかるように。比較的近距離にあるようですがその推測距離は例によってばらつきがあります、2500万光年(APOD), 5000万光年(Wikipedia en.)

 

 

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M81(NGC 3031・銀河・おおぐま座)


M 81(NGC 3031・銀河), 光度:6.9 mag, 直径:24.9′ x 11.5′, 分類:Sb
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 24=12分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2018/01/21, -4℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N

毎年飽きずに撮像してますが、今年はHEUIB-IIフィルター(Hα強調)をつけたまま撮像。そうするとHII領域が浮き上がり同時に青のカラーバランスも取りやすくなりました。

 

 

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NGC 3109(銀河・うみへび座)


NGC 3109(銀河), 光度:9.9mag, 直径:19.1′ x 3.7′, 分類:SBm?
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3,  HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 24=12分, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/12/20, -4℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 3109  視野角:約20′ x 13’ ↑N

NGC 3109は、距離420万光年で、うみへび座にある渦状もしくは不規則銀河です。その形から銀河核は持っていないがディスクとハローを持っている可能性が高く、渦状星雲の可能性があります。一方、その組成は金属が欠乏していてマゼラン雲型不規則銀河である可能性もありどちらとも断定できていません。

NGC3109のディスクはゆがんでいることがわかり、歪みはポンプ座矮小銀河のガスと同じ角速度をもつため約10億年前に2つの銀河は接近遭遇したと推定されています。420万光年と近い位置にあり、ポンプ座矮小銀河を含めて局部銀河群だとすればグループの外れにあることになり、局部銀河群に含まれるのかどうか研究と論争の真っ最中で結論は出ていません。

 

 

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