NGC 5204

NGC 5204
NGC 5204
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NGC 5204(허블 우주 망원경)
관찰 데이터(J2000 epoch)
콘스텔레이션큰곰자리
적경13h 29m 36.5s
적위+58° 25′ 07″
레드시프트+201 km/s
거리4.3 ~ 4.8 Mpc[1][2][3]
(14~1450만 년)
겉보기 등급 (V)11.73
특성.
유형sa(복수 가능
겉보기 크기 (V)5.0′ × 3.0'
기타 명칭
UGC 8490, PGC 47368, ZWG 294.39

NCG 5204는 큰곰자리에 있는 지구에서 약[note 1] 1,450만 광년 떨어진 마젤란 나선 은하로 M101 은하군에 [4][5]속합니다.이것은 SA(s)m의 은하 형태학적 분류를 가지고 있으며 나선팔 [3]구조를 가장 적게 알 수 있을 정도로 매우 불규칙합니다.이 은하의 가장 두드러진 특징은 NGC 5204 X-1로 명명된 매우 강력한 X선 소스입니다.이것은 은하가 근원의 강도와 [6][clarification needed]지구에 상대적으로 가깝기 때문에 여러 연구의 대상이 되는 결과를 가져왔다.

구조.

장축의 지름이 약 6,000파섹(19,000광년)인 NGC 5204는 작은 왜소은하와 안드로메다 같은 크고 눈에 띄는 나선은하 사이의 중간입니다.은하의 전체 구성은 불규칙하지만, 주원반의 한쪽 끝에는 다소 불분명한 나선팔 구조가 있습니다.이러한 특징의 존재로 인해 이 은하는 이 희귀한 [5]은하 유형의 가장 잘 알려진 대마젤란운(LMC)의 이름을 따 마젤란 나선은하로 알려진 SA(s)m 유형으로 분류되었습니다.지름이 LMC보다 거의 50% 더 크지만 NGC 5204는 별이 훨씬 더 확산되어 있으며 질량이 8x108 정도로 LMC의 약 10% 또는 은하수의 0.1%에 불과합니다.그것의 밝기는 약 6 [7]x 10입니다8.

대부분의 불규칙은하와 마찬가지로 NGC 5204는 눈에 띄는 성운이나 활발한 별 형성을 하는 광범위한 영역이 없지만 가스와 먼지가 비교적 풍부합니다.별들의 비교적 확산된 분포에도 불구하고, 이 은하는 11개의 알려진 X선 [1][2]선원 대부분이 있는 것으로 생각되는 뜨겁고 젊은 별들로 이루어진 여러 개의 성단을 가지고 있습니다.은하는 또한 눈에 보이는 부분의 추정 질량이 중심에서 매우 가까운 개별 별들의 관측된 회전 곡선을 충분히 설명하지 못하기 때문에 일반적인 암흑 물질 성분보다 더 큰 것으로 보입니다.대부분의 나선은하는 회전곡선 차이를 보이지만, 이는 일반적으로 [5]핵에서 훨씬 더 멀리 떨어져야 분명해집니다.

초신성 잔해 3개가 확인되었지만 현재까지 은하에서 초신성이 관측된 적은 없습니다.1997년 한 논문은 이 은하가 아마도 2000년에 [7]한 번 정도 초신성을 가지고 있을 것이라고 추정했다.

NGC 5204는 보통 M101 은하군에 속하지만 가까운 [5]동반성은 없는 것으로 알려져 있습니다.

X선원

이 은하의 가장 눈에 띄는 특징은 1980년대 초 아인슈타인 천문대가 NGC 5204 X-1로 지정한 매우 강력한 초광속 X선원(ULX)이다.13 29m 38.62s +58° 25º 05.6º에 위치하며h 약 5.2 x39 10erg/s(5.2 x 10W32)의 밝기를 가집니다.이는 항성질량 블랙홀의 부착 원반에 의해 생성되기에는 너무 강력하지만, 은하 중심에서 15초 정도 떨어진 위치에 있는 이 근원은 활동적인 은하핵에 의해 작동될 수 없다는 것을 의미합니다.발견 이후 NGC 5204 X-1은 여러 연구의 표적이 되어 이 ULX와 다른 알려진 ULX의 생성에 책임이 있는 정확한 메커니즘을 알아내려고 시도하고 있습니다.이 연구들 중 더 최근의 연구는 찬드라 X선 관측소의 고해상도 기능을 이용하여 선원을 자세히 연구할 수 있었고, 선원의 비정상적인 밝기가 약하지만 가까운 거리에 있는 여러 [1][6][8]선원의 결과일 가능성을 확실히 배제할 수 있었다.

NGC 5204 X-1의 시조에 대한 가장 일반적인 제안은 질량이 약 100~100,000인 중간 질량의 블랙홀로, 다른 X선 쌍성계와 비슷하지만 크기가 훨씬 더 큰 동반성이 블랙홀에 질량을 잃고 있다.이 이론은 이 크기의 근원에 대한 에딩턴 한계가 생성 물체의 질량이 25보다 작을 수 없다는 사실에 의해 뒷받침된다.M선원의 관측 강도는 10년 동안 최대 50%까지 변화했으며, 이는 강착 디스크 X선 [1][6][8]선원과도 일치한다☉.

광학 부품

NGC 5204 X-1에 대한 광학적인 대응물은 찬드라의 X선 데이터와 허블 우주 망원경의 가시 스펙트럼에 대한 일련의 관측을 사용하여 2001년에 발견되었습니다.절대 등급 -8.7에 해당하는 1,400만 광년 이상의 거리에도 불구하고 겉보기 등급은 19.7로, 큰 B형 또는 O형 초거성일 가능성이 높다.광원의 상세한 스펙트럼 분석을 수행한 2003년 연구에서는 광원의 표면 온도가 25,000 K 미만일 가능성이 가장 높은 것으로 확인되었습니다.정확하다면 이는 상대방이 질량이 약 25인 B0형 초거성이라는 것을 암시한다.M☉ 반경은 약 30으로 데네브와 [1][8]비슷합니다.

X선 선원과 광학 선원은 둘 다 150파섹(490광년)이 넘는 주변 성간 매질의 거대한 보이드의 중심 근처에 있습니다.이것은 아마도 이 광도의 [6][8]별들에 의해 생성된 매우 강력한 태양풍의 결과일 것이다.

이 거대한 별의 발견은 또한 ULX가 블랙홀 강착 원반에 의해 생성되었다는 일반적인 이론에 약간의 의문을 제기합니다.위에서 상술한 성분으로 이루어진 쌍성계의 궤도를 계산하면 정확한 질량에 따라 200~300시간의 공전주기가 제시된다.그러나 2006년 연구에서는 X선 선원의 광도에 주기적인 변화가 있다는 증거가 전혀 발견되지 않았다. 그러나 강도는 며칠 동안 불규칙하게 변화한다.그 결과, 연구는 X선 소스가 초거성의 코로나에 의해 생성된다는 대체 이론을 발전시켰는데, 이것은 모항성의 극도의 광도 때문에 매우 강력한 X선 소스를 생성할 수 있을 것이다.초거성들은 또한 광도의 변화가 어느 정도 무작위로 일어나는 것으로 알려져 있는데, 이것은 코로나를 다양한 정도로 가열하고 X선 방출 [6][9]강도의 관측된 변화를 설명한다.

그러나 이러한 이론 중 어떤 것이 맞는지는 알려지지 않았으며, 이 이론과 다른 초광도 X선 선원의 실제 출처는 알려지지 않았다.

레퍼런스

  1. ^ 지구로부터의 거리는 1450만 광년 또는 8.5×1019 마일 또는 1.37×1020 킬로미터이다.
  1. ^ a b c d e Ji-Feng Liu; Joel N. Bregman & Patrick Seitzer (2004). "The Optical Counterpart of an Ultraluminous X-Ray Source in NGC 5204". The Astrophysical Journal. 602 (1): 249–256. arXiv:astro-ph/0501305. Bibcode:2004ApJ...602..249L. doi:10.1086/380994. S2CID 16700433.
  2. ^ a b Ioanna Leonidaki; Andreas Zezas & Panayotis Boumis (2010). "A multiwavelength study of Supernova Remnants in six nearby galaxies. I: Detection of new X–ray selected Supernova Remnants with Chandra". The Astrophysical Journal. 725 (1): 842–867. arXiv:1009.0525. Bibcode:2010ApJ...725..842L. doi:10.1088/0004-637X/725/1/842. S2CID 119112246.
  3. ^ a b "NED results for NGC 5204". NED via Univ. of California. Retrieved 2013-02-01.
  4. ^ P. Fouque; E. Gourgoulhon; P. Chamaraux; G. Paturel (1992). "Groups of galaxies within 80 Mpc. II - The catalogue of groups and group members". Astronomy and Astrophysics Supplement. 93: 211–233. Bibcode:1992A&AS...93..211F.
  5. ^ a b c d Vincent Sicotte; Claude Carignan & Daniel Durand (1996). "NGC 5204: A Strongly Warped Magellanic Spiral. I. Light Distribution and HII Kinematics". Astronomical Journal. 112: 1423–1428. Bibcode:1996AJ....112.1423S. doi:10.1086/118110.
  6. ^ a b c d e T.P. Roberts; M.R. Goad; M.J.Ward; R.S.Warwick; et al. (2002). "The Nature Of Ultraluminous X-ray Sources In Nearby Galaxies". The Astrophysical Journal. 725 (1): 842–867. arXiv:1009.0525. Bibcode:2010ApJ...725..842L. doi:10.1088/0004-637X/725/1/842. S2CID 119112246.
  7. ^ a b David M. Matonick & Robert A. Fesen (1997). "Optically Identified Supernova Remnants in the Nearby Spiral Galaxies NGC 5204, NGC 5585, NGC 6946, M81, and M101". The Astrophysical Journal Supplement Series. 112 (1): 49–107. Bibcode:1997ApJS..112...49M. doi:10.1086/313034.
  8. ^ a b c d T. P. Roberts; M. R. Goad; M. J. Ward; R. S. Warwick; et al. (2001). "The identification of an optical counterpart to the super-Eddington X-ray source, NGC 5204 X-1". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 325 (2): L7–L11. arXiv:astro-ph/0105307. Bibcode:2001MNRAS.325L...7R. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04659.x. S2CID 17815660.
  9. ^ T. P. Roberts; R. E. Kilgard; R. S. Warwick; M. R. Goad; et al. (2006). "Chandra monitoring observations of the ultraluminous X-ray source NGC 5204 X-1". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 371 (4): 1877–1890. arXiv:astro-ph/0607377. Bibcode:2006MNRAS.371.1877R. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10821.x. S2CID 16039369.

외부 링크