목동자리 III(왜소 은하)
Boötes III (dwarf galaxy)| 목동자리 III 왜소[1] 은하 | |
|---|---|
| 관찰 데이터(J2000 epoch) | |
| 콘스텔레이션 | 부테 |
| 적경 | 13h 57m 00s[1] |
| 적위 | +26°48°00°[1] |
| 거리 | 150kly(46kpc)[2] |
| 겉보기 등급 (V) | 12.6[2][3] |
| 특성. | |
| 유형 | dsph?[2] |
| 겉보기 크기 (V) | 1.5 × 0.8°[2] |
| 기타 명칭 | |
| Bu III,[2] PGC 4713562 | |
Boötes III는 우리 은하 후광의 과다섭취로, 교란된 왜소 구상 은하일 수 있습니다.목동자리에 있으며 2009년 Sloan Digital Sky [2]Survey가 수집한 데이터에서 발견되었다.이 은하는 태양으로부터 약 46km/s 거리에 위치해 있으며,[2][3] 이 은하로부터 약 200km/s의 속도로 멀어지고 있습니다.반경이 약 0.5kpc인 가늘고 긴 모양(축비율 2:1).[4]큰 크기와 불규칙한 모양은 Boötes III가 중력에 의해 결합되어 있는 은하와 완전히 결합되어 [2]있지 않은 은하계 사이의 과도기에 있음을 나타낼 수 있습니다.
목동자리 III는 우리 은하에서 가장 작고 희미한 위성 중 하나이며, 통합된 밝기는 태양의 약 18,000배(절대 가시 등급 약 -5.8)로, 많은 구상 [4]성단의 밝기보다 훨씬 낮습니다.목동자리 III의 질량은 은하가 교란되고 있기 때문에 추정하기 어렵다.이 경우 별의 속도 분산은 [3]질량과 관련이 없습니다.
목동자리 III의 항성 집단은 주로 120억 년 [4]전에 형성된 적당히 오래된 별들로 구성되어 있습니다.이 오래된 별들의 금속성은 [3][Fe/H]=-2.1 ± 0.2로 낮으며, 이는 태양보다 무거운 원소를 120배 적게 포함하고 있음을 의미합니다.목동자리 III는 이 [2]은하와 함께 발견된 은하 후광에 있는 스틱스 스트림의 별의 근원일 수 있습니다.
레퍼런스
- ^ a b c "NAME Bootes III". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2010-02-13.
- ^ a b c d e f g h i Grillmair, C.J. (2009). "Four New Stellar Debris Streams in the Galactic Halo". The Astrophysical Journal. 693 (2): 1118–1127. arXiv:0811.3965. Bibcode:2009ApJ...693.1118G. doi:10.1088/0004-637X/693/2/1118. S2CID 17328907.
- ^ a b c d Carlin, Jeffrey L.; Grillmair, Carl J.; Muñoz, Ricardo R.; et al. (September 2009). "Kinematics and Metallicities in the Boötes III Stellar Overdensity: a Disrupted Dwarf Galaxy?". The Astrophysical Journal Letters. 702 (1): L9–L13. arXiv:0907.3738. Bibcode:2009ApJ...702L...9C. doi:10.1088/0004-637X/702/1/L9. S2CID 62784400.
- ^ a b c Correnti, M.; Bellazzini, M.; Ferraro, F.R. (2009). "Red Clump stars in the Bootes III stellar system". Mon. Not. R. Astron. Soc. 397 (1): L26–L30. arXiv:0904.3068. Bibcode:2009MNRAS.397L..26C. doi:10.1111/j.1745-3933.2009.00677.x. S2CID 11985240.
