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9 関係: おおぐま座矮小銀河II、しし座IV、しし座V、うしかい座矮小銀河II、かみのけ座矮小銀河、ヘルクレス座矮小銀河、りょうけん座矮小銀河、りょうけん座矮小銀河II、アンドロメダ座II。
おおぐま座矮小銀河II
おおぐま座矮小銀河II(Ursa Major II Dwarf Galaxy)は、おおぐま座にある矮小楕円体銀河である。2006年にスローン・デジタル・スカイ・サーベイのデータから発見された。太陽から約3万パーセクに位置し、約116km/sの速度で向かってきている。楕円形（軸比~2:1）で、光度が半分になる半径は約140パーセクである。 おおぐま座矮小銀河IIは、銀河系の伴銀河で最も小さく暗いものの1つであり、光度は太陽光度の約4000倍（絶対等級は約-4.2）で、大部分の球状星団の光度よりもずっと暗い。さらには、銀河系内にあるカノープスのような単一の恒星でもこの銀河よりも明るいものもあり、オリオン座γ星と同程度である。しかし、質量は約500万太陽質量であり、この銀河の質量光度比は約2000となる。ただし、この銀河はいくらか不規則な形で、潮汐破壊の過程にある状態であり、これは過大評価である可能性もある。 おおぐま座矮小銀河IIの恒星には、少なくとも100億歳の古いものが多い。これらの恒星の金属量は、と低く、重元素の量が少なくとも太陽の300分の1以下であることを示している。おおぐま座矮小銀河IIの恒星は、恐らく宇宙で最初に形成された恒星の一部である。現在、この銀河では星形成は行われていない。また、これまで中性水素原子は検出されておらず、存在するとしても上限は562太陽質量である。.
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しし座IV
しし座IV(Leo IV Dwarf Galaxy)は、しし座にある矮小楕円体銀河である。2006年にスローン・デジタル・スカイ・サーベイのデータから発見された。太陽から約16万パーセクに位置し、約130km/sの速度で遠ざかっている。ほぼ球形で、光度が半分になる半径は約130パーセクである。 しし座IVは、銀河系の伴銀河で最も小さく暗いものの1つであり、光度は太陽光度の約1万5000倍（絶対等級は約-5.5 ± 0.3）で、典型的な球状星団よりもかなり暗い。しかし、質量は約150万太陽質量であり、この銀河の質量光度比は約150となる。この高い質量光度比は、しし座IVが暗黒物質に占められていることを意味する。 しし座Vの恒星には、120億歳以上の古いものが多い。これらの恒星の金属量は、と低く、重元素の量が少なくとも太陽の400分の1以下であることを示している。観測される恒星は、主に赤色巨星であるが、こと座RR型変光星を含む多くの水平分枝星も発見されている。 しし座Vは、同じく銀河系の伴銀河であるしし座IVからわずか3°しか離れていない。後者はより太陽に近く、2万パーセクの距離である。これらの2つの銀河は、恒星のブリッジで繋がっており、恐らく物理的な影響を及ぼしあっていると考えられている。しし座IVの恒星は、恐らく宇宙で最初にできた恒星の一部である。それにも関わらず、詳細な観測によって、約20億歳かそれ以下の若い恒星の存在が明らかとなった。この発見は、この銀河の複雑な星形成の歴史を示している。現在は、この銀河内では星形成は行われていないと考えられている。また、これまで中性水素原子は検出されておらず、存在するとしても上限はちょうど600太陽質量である。 2008年、しし座IVの近傍に別の銀河であるしし座Vが発見された。後者は銀河系から2万パーセク遠くに位置し、前者と3°（1万パーセク以下）離れている。これらの2つの銀河は、恐らく互いに物理的な影響を及ぼしあっていると考えられている。.
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しし座V
しし座V(Leo V Dwarf Galaxy)は、しし座にある矮小楕円体銀河である。2007年にスローン・デジタル・スカイ・サーベイのデータから発見された。太陽から約18万パーセクに位置し、約173km/sの速度で遠ざかっている。楕円形で、光度が半分になる半径は約130パーセクである。 しし座Vは、銀河系の伴銀河で最も小さく暗いものの1つであり、光度は太陽光度の約1万倍（絶対等級は約-5.2 ± 0.4）で、典型的な球状星団よりもかなり暗い。しかし、質量は約33万太陽質量であり、この銀河の質量光度比は約75となる。比較的高い質量光度比は、しし座Vが暗黒物質に占められていることを意味する。しし座Vの恒星には、120億歳以上の古いものが多い。これらの恒星の金属量は、と低く、重元素の量が少なくとも太陽の100分の1以下であることを示している。 しし座Vは、同じく銀河系の伴銀河であるしし座IVからわずか3°しか離れていない。後者は、前者よりも2万パーセク程度太陽に近い。これらの2つの銀河は、恒星のブリッジで繋がっており、恐らく互いに物理的な影響を及ぼしあっていると考えられている。.
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うしかい座矮小銀河II
うしかい座矮小銀河II(Boötes II Dwarf Galaxy)は、うしかい座の方角にある矮小楕円体銀河である。2007年にスローン・デジタル・スカイサーベイのデータから発見された。太陽からは約42000パーセク離れており、約120km/sの速度で向ってきている。ほぼ球形で、光が半減する半径は約51パーセクである。 うしかい座矮小銀河IIは、銀河系の伴銀河で最も小さく最も暗いものの1つであり、合計の光度は太陽光度の約1,000倍（絶対等級は約-2.7）しかなく、ほとんどの球状星団よりもずっと低い。しかし、質量は大きく、質量光度比は100を超える。 うしかい座矮小銀河IIを構成する恒星は、100億から120億歳の中程度に古い恒星が多い。金属量は、と低く、重元素の量が少なくとも太陽の80分の1以下であることを示している。現在、うしかい座矮小銀河IIの中で星形成は見られない。また、これまで中性水素原子は検出されておらず、存在するとしても上限は86太陽質量である。 うしかい座矮小銀河IIは、うしかい座矮小銀河からわずか1.5°（1600キロパーセク以下）しか離れていないが、銀河系に対してそれぞれ別の方向に運動しているため、物理的に結びついているとは考えられていない。約200km/sという相対速度は高すぎ、いて座ストリームやいて座矮小楕円銀河との結びつきの方が可能性が大きいと考えられている。うしかい座矮小銀河IIは、いて座矮小楕円銀河の伴銀河か、それによって40億から70億年前に引き裂かれた星団の可能性もある。.
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かみのけ座矮小銀河
かみのけ座矮小銀河(Coma Berenices Dwarf Galaxy)は、かみのけ座の方角にある矮小楕円体銀河である。2006年にスローン・デジタル・スカイサーベイのデータから発見された。太陽からは約44000パーセク離れており、約98km/sの速度で遠ざかっている。楕円形（軸比~ 5:3）で、光が半減する半径は約70パーセクである。 かみのけ座矮小銀河は、銀河系の伴銀河で最も小さく最も暗いものの1つであり、合計の光度は太陽光度の約3,700倍（絶対等級は約-4.1）しかなく、ほとんどの球状星団よりもずっと低い。しかし、質量は120万太陽質量もあり、質量光度比は約450である。質量光度比の大きさは、かみのけ座矮小銀河は暗黒物質に占められていることを意味する。 かみのけ座矮小銀河を構成する恒星は、120億歳以上の古い恒星が多い。金属量は、ととても低く、重元素の量が少なくとも太陽の350分の1以下であることを示している。かみのけ座矮小銀河の恒星は、恐らく宇宙でも最も早い時期に形成されたものである。現在は、かみのけ座矮小銀河の中で星形成は行われていない。また、これまで中性水素原子は検出されておらず、存在するとしても上限は46太陽質量である。 かみのけ座矮小銀河は、いて座矮小楕円銀河から剥ぎ取った恒星でできているいて座ストリームの近くに位置する。この位置関係は、かみのけ座矮小銀河がかつてはいて座矮小楕円銀河の周りを公転する星団であったことを示唆する。.
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ヘルクレス座矮小銀河
ヘルクレス座矮小銀河(Hercules Dwarf Galaxy)は、ヘルクレス座にある矮小楕円体銀河である。2006年にスローン・デジタル・スカイ・サーベイのデータから発見された。太陽から約14万パーセクに位置し、約45km/sの速度で遠ざかっている。かなり細長く（軸比~ 3:1）、光度が半分になる半径は約350パーセクである。この細長い形は、銀河系から潮汐力を受けているためであり、つまり、ヘルクレス座矮小銀河は、現在潮汐崩壊の過程にある。この銀河では、銀河を横断するように、度の勾配があり、暗い恒星ストリームの中に埋め込まれている。 ヘルクレス座矮小銀河は、銀河系の伴銀河で最も小さく暗いものの1つであり、光度は太陽光度の約3万倍（絶対等級は約-6.6）で、典型的な球状星団に匹敵する程度である。しかし、質量は約700万太陽質量であり、この銀河の質量光度比は約330となる。この高い質量光度比は、ヘルクレス座矮小銀河が暗黒物質に占められていることを意味する。 ヘルクレス座矮小銀河の恒星には、120億歳以上の古いものが多い。これらの恒星の金属量は.
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りょうけん座矮小銀河
りょうけん座矮小銀河(Canes Venatici Dwarf Galaxy)は、りょうけん座の方角にある矮小楕円体銀河である。2006年にスローン・デジタル・スカイサーベイのデータから発見された。しし座Iやしし座IIと並び、銀河系の伴銀河としては最も遠くにある。太陽からは約22万パーセク離れており、約31km/sの速度で遠ざかっている。楕円形（軸比 ~ 2.5:1）で、光が半減する半径は約550パーセクである。 りょうけん座矮小銀河は、銀河系の伴銀河では比較的も暗く、合計の光度は太陽光度の約23万倍（絶対等級は約-8.6）である。しかし、質量は2700万太陽質量もあり、質量光度比は約220である。この質量光度比の大きさは、りょうけん座矮小銀河が暗黒物質に占められていることを意味している。 りょうけん座矮小銀河を構成する恒星は、100億歳以上の古い恒星が多い。金属量は、ととても低く、重元素の量が少なくとも太陽の110分の1以下であることを示している。また、この銀河は約60個のこと座RR型変光星を含み、また金属量の豊富な（）若い恒星（10億歳から20億歳）も少量存在し、質量の約5%、光度の約10%を占める。これらの若い恒星は、銀河の中央に集まっている。現在は、りょうけん座矮小銀河の中で星形成は行われていない。また、これまで中性水素原子は検出されておらず、存在するとしても上限は3万太陽質量である。.
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りょうけん座矮小銀河II
りょうけん座矮小銀河II(Canes Venatici II Dwarf Galaxy)は、りょうけん座の方角にある矮小楕円体銀河である。2006年にスローン・デジタル・スカイサーベイのデータから発見された。太陽からは約15万パーセク離れており、約130km/sの速度で向ってきている。楕円形（軸比 ~ 2:1）で、光が半減する半径は約74パーセクである。 りょうけん座矮小銀河IIは、銀河系の伴銀河では最も小さく最も暗いものの1つであり、合計の光度は太陽光度の約8000倍（絶対等級は約-4.9）であり、典型的な球状星団よりもずっと暗い。しかし、質量は250万太陽質量もあり、質量光度比は約340である。質量光度比の大きさは、かみのけ座矮小銀河IIは暗黒物質に占められていることを意味する。 りょうけん座矮小銀河IIを構成する恒星は、120億歳以上の古い恒星が多い。金属量は、ととても低く、重元素の量が少なくとも太陽の150分の1以下であることを示している。この銀河の恒星は、恐らく宇宙でも最初期に形成されたものである。現在は、りょうけん座矮小銀河IIの中で星形成は行われていない。また、これまで中性水素原子は検出されておらず、存在するとしても上限は14000太陽質量である。.
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アンドロメダ座II
アンドロメダ座II(Andromeda II)は、アンドロメダ座の方角に約222万光年の位置にある矮小楕円体銀河である。局部銀河群の一部で、アンドロメダ銀河の伴銀河であるが、さんかく座銀河にも近い位置にある。 1970年と1971年に撮影された写真乾板からによって、アンドロメダ座I、アンドロメダ座III、アンドロメダ座IVとともに発見された。.
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