コンテンツにスキップ

NGC 1365

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』
NGC 1365
ビクター・M・ブランコ望遠鏡のダークエネルギーカメラ (DECam) が取得したデータをもとに作成された画像。
ビクター・M・ブランコ望遠鏡のダークエネルギーカメラ (DECam) が取得したデータをもとに作成された画像。
星座 ろ座
見かけの等級 (mv) 10.32[1]
視直径 11.2' × 6.2'[1]
分類 (R')SBb(s)b[1]
位置
元期:J2000.0[1]
赤経 (RA, α)  03h 33m 36.4071s[1]
赤緯 (Dec, δ) −36° 08′ 24.669″[1]
赤方偏移 0.005457[1]
視線速度 (Rv) 1636 km/s[1]
距離 6,070万光年
(18.6 Mpc)[2]
物理的性質
直径 24万7,000光年
(75.7 kpc)[1][注 1]
他のカタログでの名称
PGC 13179、ESO 358-17、MCG-06-08-026、FCC 121、VV 825、2MASS J03333638-3608257、PKS 0331-363、2E 794[1]
■Template （■ノート ■解説） ■Project

NGC 1365は、地球からろ座の方向に約6,000万光年離れた位置にある棒渦巻銀河である。明瞭な棒状構造を持つため、Great Barred Spiral Galaxy とも呼ばれる[3][4]。また、スターバースト銀河とセイファート銀河の両方に分類される銀河であり、中心には超大質量ブラックホールが存在すると考えられている。

観測・研究史

[編集]

NGC 1365は、天文学者のジェームズ・ダンロップ（英語版）によって1826年9月2日に発見された。1837年11月28日には、天文学者のジョン・ハーシェルによって観測された。彼は、滞在先のケープ植民地で観測し、「とても素晴らしい星雲。M27とM51の中間的な性質を持つ。中心部はとても明るく、やや広がっている。」と記した[5]。その後、ジョン・ドライヤーによってニュージェネラルカタログに加えられた。1999年には、棒状構造やガス運動、活動銀河核などについてまとめた総説論文が天文学者のパー・リンドブラッドによって発表された[2][6][7]。近年では、スターバースト領域周辺の分子ガスや、スペクトルに変動が見られる活動銀河核に関する研究が行われている。また、多波長かつ高解像度で近傍の銀河を観測することで、星形成に対する理解を深めることを目的とした Physics at High Angular resolution in Nearby GalaxieS (PHANGS) と呼ばれるプロジェクトで観測対象となった[8]。このプロジェクトには、ハッブル宇宙望遠鏡やジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡などが関わっている。

特徴

[編集]

ドゥ・ボークルール分類では SB(s)b に分類される棒渦巻銀河であり、東西に伸びる棒状構造とそこから南北に伸びる渦状腕は全体として「Z」の形を連想させる[9]。渦状腕は2つの主要な腕とそれに先行する2つの未発達の腕からなる[5]。銀河円盤は天球面に対して約55度傾いており、さらに棒状構造の位置角は銀河の短軸から約35度ずれている[10]。

ろ座銀河団の一部。

美しい棒渦巻銀河ではあるものの、表面輝度が低いため、郊外からの観測は困難である。口径10 cmの望遠鏡を用いて観測すると、低倍率では中心部が明るく輝くレンズ状銀河のように見えるが、棒状構造と渦状腕の区別は容易ではない。中心から北西に1.3分離れた位置には、超新星と見間違える可能性のある14等星が存在する。楕円銀河のNGC 1399、レンズ状銀河のNGC 1316（英語版）と並び、ろ座銀河団で最も明るい銀河の一つであり、付近には、NGC 1366、NGC 1379、NGC 1387、NGC 1389、NGC 1399などの銀河や、6等星のろ座Χ2星（英語版）やろ座Χ1星（英語版）が分布する[5]。

棒状構造

[編集]
NGC 1365の内部構造をわかりやすく示した画像。

棒状構造の長さは約3分（5 - 6万光年に相当）である。2つのダストレーンを伴っており、この構造を介してガスが銀河の中心部へ供給されることで、後述するスターバーストが促進されている[6][11]。

NGC 1365は、棒状構造の内側に小さな棒状構造を持つ、「二重の棒」渦巻銀河である。棒渦巻銀河全体の約3分の1にこのような構造が見られることから、小さな棒状構造は長期間存続する構造と考えられている[12]。NGC 1365の小さな棒状構造は、赤外線画像上でより鮮明に現れる。二重の棒状構造の誕生には、恒星軌道や密度波（英語版）、銀河円盤の回転などに起因する力学的な不安定性が関与した可能性が指摘されている[13][14]。また、小さな棒状構造は大きな棒状構造とは独立して回転している[14]。

星形成・スターバースト

[編集]

渦状腕では星形成が起きており、若く青みを帯びた恒星の集まり（星団）とHII領域（電離水素領域）が分布する一方、棒状構造は主に古く黄色みを帯びた恒星で占められている[2][5]。ただし、ダストレーンの進行方向側（特に東側の領域）[2][8]や銀河中心部など、棒状構造の一部では渦状腕と同じく星形成が起きている。銀河全体の星形成率は年間で 16.9 M☉ と推定されており、20 Mpc 以内では最も星形成率が高い銀河の一つである。この星形成率には、銀河中心部での星形成、より具体的には銀河核の周囲に存在するリング状構造（Circumnuclear ring、CNR）[注 2]でのスターバーストが大きく寄与している[15][16][17]。

NGC 1365の拡大画像。青白く輝く星団 (星形成領域) がダストレーンの端に沿って分布している。

リングは珍しい構造ではなく、NGC 1097、NGC 1512、NGC 4314など明瞭な棒状構造を持つ棒渦巻銀河では一般的に見られる。リングはガスの貯蔵庫として機能し、銀河中心へ向かうガスの流れを遅らせている[18]。リングがなぜ生じるのか、その物理的なメカニズムについては諸説あるが[19]、NGC 1365の場合、ダストレーンを介して流れ込んだガスが内部リンドブラッド共鳴[注 3]付近に蓄積することで生じたと考えられている[7][16]。

銀河核の周囲でスターバーストが起きていることは、可視光で明るく輝く「ホットスポット」が存在することを根拠に、1950年代から提唱されていた。その後、ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した画像から、楕円形のリングを構成する多数のコンパクトで若い星団（超星団）の存在が明らかになった[2][6]。最も明るい星団は、天の川銀河で最も明るい球状星団の実に300倍の明るさを誇る[6]。リングの半径（銀河中心からの距離）は約2 kpc であり[11][16]、一部はダストレーンによって遮蔽されている[17]。2023年の研究では、赤外線画像を解析することで、ダストに埋もれた星団の特定が行われた。既知の星団についても再検証した結果、合計37個の星団が、年齢が1000万年以下で、質量が 106 M☉ 以上の条件を満たしていた[15]。NGC 1365は、赤外線の光度が 1011 L☉ を超える高光度赤外線銀河であり、放射の大部分はリングにおけるスターバーストに起因している[6][7]。

ダストレーンに沿って流入したガスは、リングの上流である北側と南側からリング内に侵入し、リングの下流へ移動する。その際にガスが圧縮されることで、大規模な星団の形成（スターバースト）に至るとされる。また、リングは北側と南側で異なる環境を示す。北側はガスの温度が高く、大質量星由来の紫外線や恒星風、超新星爆発を通して周囲にエネルギーや運動量を還元する恒星フィードバックが強い一方、南側はガスの温度は比較的低温で、密度は比較的高い。また、メタノールメーザーが検出されている[11]。

その他

[編集]
  • 多くの円盤銀河では、回転速度は円盤の外側までほぼ一定であり、回転曲線も水平を保つことで知られている（銀河の回転曲線問題）。しかし、中性水素ガスが放つ21cm線の観測により、この銀河の外側の回転速度がケプラーの法則に従って低下していることが明らかになった。回転曲線は、銀河中心から20 - 35 kpc (観測限界) の範囲にわたって落ち込んでいる。また、銀河の質量と光度から求められた質量光度比 () は5.8であり、1010 M☉ 以上の質量を持つ銀河の平均値である6.8より若干小さい。これらの事実は、銀河を取り囲む巨大なダークマターハローが通常想定されるほど大質量ではないことを示唆している[2]。
  • これまで、様々な手法を用いて距離が測定されてきた。銀河の外縁部ではセファイド変光星が発見されており、大マゼラン雲にあるセファイド変光星を用いて較正した周期-光度関係から、約18.6 Mpc という距離が求められた[2]。2012年には、星間減光の影響が少ないとみられるIa型超新星が発見されており、フィリップス関係により較正された最大光度時の絶対等級を用いて、約19.5 Mpc という距離が求められた[20]。また、赤色巨星分枝を辿る赤色巨星が最も明るくなる、赤色巨星分枝先端の絶対等級を用いて、約19.6 Mpc という距離が求められた[21]。

超新星

[編集]

NGC 1365では4つの超新星（SN 1957C、SN 1983V、SN 2001du、SN 2012fr）が発見されている[22][23][24][25]。SN 2001duは、アマチュア天文家のロバート・エヴァンズによって2001年8月24日に発見された。発見時の実視等級は14.0であり、バルマー系列のうち特にHβ線にP Cyg 型プロファイルが見られ、光度曲線において光度が一定に保たれる期間（プラトー）が約100日間持続したことから、II-P型超新星に分類された[26]。SN 2012frは、ラ・シヤ天文台のTAROTが取得した画像を精査していた天文学者のアラン・クロッツによって、2012年10月27日に発見された。発見時の実視等級は15.6であり、Ia型超新星に分類された[25]。

ギャラリー

[編集]

脚注

[編集]

注釈

[編集]
  1. ↑ 出典元の値は、距離 = 16.56 Mpc、長軸の視直径 840″ ( ≈ 0.00407243) をもとに より算出された 67.44 kpc となっている。そのため、 = 18.6 Mpc として直径を再算出した。
  2. ↑ 他にも、Nuclear ring や、Circumnuclear starburst ring、Nuclear starbursting ring などの呼称が存在する。
  3. ↑ 棒渦巻銀河では を満たす半径の位置で内部リンドブラッド共鳴が発生する。 はガスなど粒子の回転する角速度、 は棒状構造の回転する角速度、 はエピサイクリック振動数を指す。

出典

[編集]
  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 “Results for object NGC 1365”. NASA/IPAC Extragalactic Database. 2026年8月7日閲覧。
  2. 1 2 3 4 5 6 7 Lindblad, Per Olof (1999年). “NGC 1365”. The Astronomy and Astrophysics Review 9 (3-4): 221-271. Bibcode:1999A&ARv...9..221L. doi:10.1007/s001590050018.
  3. ↑ “The Great Barred Spiral Galaxy”. European Southern Observatory (2010年9月13日). 2026年8月2日閲覧。
  4. ↑ Garlick, Mark A. (2004年). Astronomy: A Visual Guide. Firefly Books. p. 293. ISBN 978-1-55297-958-7
  5. 1 2 3 4 O'Meara, Stephen James (2013年). Deep-Sky Companions: Southern Gems. Cambridge University Press. pp. 74-77. ISBN 978-1-139-85154-1
  6. 1 2 3 4 5 Sakamoto, Kazushi et al. (2007年1月). “Detection of CO Hot Spots Associated with Young Clusters in the Southern Starburst Galaxy NGC 1365”. The Astrophysical Journal 654 (2): 782-798. arXiv:astro-ph/0609805. Bibcode:2007ApJ...654..782S. doi:10.1086/509775.
  7. 1 2 3 Wang, Junfeng et al. (2009年4月). “Imaging the Circumnuclear Region of NGC 1365 with Chandra”. The Astrophysical Journal 694 (2): 718-733. arXiv:0901.0297. Bibcode:2009ApJ...694..718W. doi:10.1088/0004-637X/694/2/718.
  8. 1 2 “NGC 1365 (MIRI Image)”. NASA Science (2023年2月16日). 2026年8月7日閲覧。
  9. ↑ Kepple, George Robert; Sanner, Glen W. (1998年). The Night Sky Observer's Guide, Volume 1. Willmann-Bell, Inc.. p. 198. ISBN 0-943396-58-1
  10. ↑ P. O. Lindblad, S. Jörsäter, A. Sandqvist. “The Galaxy NGC 1365”. European Southern Observatory. pp. 5-7. 2026年8月7日閲覧。
  11. 1 2 3 Chen, Xi et al. (2026年3月). “Bar-driven Shocks in NGC 1365 Revealed by the Most Luminous Extragalactic Class I Methanol Maser”. The Astrophysical Journal Letters 999 (1): 1-10. Bibcode:2026ApJ...999L..20C. doi:10.3847/2041-8213/ae4517.
  12. ↑ Wozniak, Hervé (2015年3月). “How can double-barred galaxies be long-lived?”. Astronomy and Astrophysics 575: 1-14. arXiv:1502.00408. Bibcode:2015A&A...575A...7W. doi:10.1051/0004-6361/201425005.
  13. ↑ Matthew Williams (2022年8月18日). “A New Image From Webb Shows Galaxy NGC 1365, Known to Have an Actively Feeding Supermassive Black Hole”. Universe Today. 2026年9月9日閲覧。
  14. 1 2 “A Phenomenal View of a Phenomenal Spiral”. European Southern Observatory (2020年8月24日). 2026年9月9日閲覧。
  15. 1 2 Whitmore, Bradley C. et al. (2023年2月). “PHANGS-JWST First Results: Massive Young Star Clusters and New Insights from JWST Observations of NGC 1365”. The Astrophysical Journal Letters 944 (2): 1-13. arXiv:2212.12039. Bibcode:2023ApJ...944L..14W. doi:10.3847/2041-8213/acae94.
  16. 1 2 3 Ceci, M. et al. (2026年3月). “MIRACLE: II. Unveiling the multiphase gas interplay in the circumnuclear region of NGC 1365 via multicloud modeling”. Astronomy and Astrophysics 707: 1-22. arXiv:2507.08077. Bibcode:2026A&A...707A.376C. doi:10.1051/0004-6361/202556352.
  17. 1 2 Alonso-Herrero, A. et al. (2012年9月). “Probing the nuclear and circumnuclear activity of NGC 1365 in the infrared”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 425 (1): 311-324. arXiv:1206.2108. Bibcode:2012MNRAS.425..311A. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21464.x.
  18. ↑ Schmidt, E. O. et al. (2019年8月). “Circumnuclear Rings and Lindblad Resonances in Spiral Galaxies”. The Astronomical Journal 158 (2): 1-11. arXiv:1906.04843. Bibcode:2019AJ....158...60S. doi:10.3847/1538-3881/ab2882.
  19. ↑ Sormani, Mattia C.; Sobacchi, Emanuele; Sanders, Jason L. (2024年3月). “Nuclear rings are the inner edge of a gap around the Lindblad Resonance”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 528 (4): 5742-5762. arXiv:2309.14093. Bibcode:2024MNRAS.528.5742S. doi:10.1093/mnras/stae082.
  20. ↑ Fowler, M. J. F. (2016年12月). “Supernova 2012fr and the distance to NGC 1365”. Journal of the British Astronomical Association 126: 364-368. Bibcode:2016JBAA..126..364F.
  21. ↑ Anand, Gagandeep S. et al. (2021年3月). “Distances to PHANGS galaxies: New tip of the red giant branch measurements and adopted distances”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 501 (3): 3621-3639. arXiv:2012.00757. Bibcode:2021MNRAS.501.3621A. doi:10.1093/mnras/staa3668.
  22. ↑ “SN 1957C”. Transient Name Server. 国際天文学連合. 2026年9月8日閲覧。
  23. ↑ “SN 1983V”. Transient Name Server. 国際天文学連合. 2026年9月8日閲覧。
  24. ↑ “SN 2001du”. Transient Name Server. 国際天文学連合. 2026年9月8日閲覧。
  25. 1 2 “SN 2012fr”. Transient Name Server. 国際天文学連合. 2026年9月8日閲覧。
  26. ↑ Smartt, S. J. et al. (2003年8月). “Mass limits for the progenitor star of supernova 2001du and other Type II-P supernovae”. Monthly Notice of the Royal Astronomical Society 343 (3): 735-749. arXiv:astro-ph/0301324. Bibcode:2003MNRAS.343..735S. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06718.x.

関連項目

[編集]

外部リンク

[編集]
「https://ja.wikipedia.org/w/index.php?title=NGC_1365&oldid=111402558」から取得