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ステファンの五つ子銀河

索引 ステファンの五つ子銀河

テファンの五つ子銀河(Stephan's Quintet)は、ペガスス座の方角に見える近接した5つの銀河である。そのうちの4つは、初めて発見されたコンパクト銀河群である。1877年にマルセイユ天文台でエドゥアール・ステファンが発見した。最も研究されたコンパクト銀河群である。最も明るいNGC 7320は、広いHII領域を持つことで知られ、赤色の染みの部分では、活発な星形成が行われている。.

28 関係: ペガスス座マルセイユ天文台チャンドラ (人工衛星)ハッブル宇宙望遠鏡ロバートの四つ子銀河ヒクソン・コンパクト銀河群エドゥアール・ステファンカリフォルニア工科大学スピッツァー宇宙望遠鏡セイファートの六つ子銀河等級 (天文)銀河銀河の形態分類銀河団銀河系衝撃波赤緯赤経赤方偏移HII領域J2000.0NGC 7317NGC 7318NGC 7319NGC 7320NGC 7331銀河群X線星形成

ペガスス座

ペガスス座 (Pegasus) は、トレミーの48星座の1つ。比較的明るい星の多い有名な星座である。一般には英語読みのペガサスで知られ、しばしばペガサス座と呼ばれるが、日本語での正式な星座名はペガスス座という。.

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マルセイユ天文台

マルセイユ天文台(Marseille Observatory)は、プロヴァンス大学が運営する天文台である。フランスのマルセイユ近郊にある。移転前の1877年には、エドゥアール・ステファンがここでステファンの五つ子銀河として知られる銀河群を発見した。町から遠くに移転したが、マルセイユの町も拡大したため、現在は町の端に位置している。.

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チャンドラ (人工衛星)

チャンドラX線観測衛星 240px 所属NASA, SAO, CXC 波長域X線 軌道高度10 000 km (近地点), 140 161 km (遠地点) 軌道周期3858 min, 64.3 h 打ち上げ日1999年7月23日 落下時期N/A 質量4 800 kg, 10 600 lb 別名Advanced X-ray Astrophysics Facility, AXAF ウェブページhttp://chandra.harvard.edu/ 物理特性 形式斜入射の放物面ミラー、双曲面ミラーが入れ子状に4対 口径1.2 m, 3.9 ft 集光面積0.04 m² at 1 keV, 0.4 ft² at 1 keV 焦点距離10 m, 33 ft 機器 ACIS画像分光計 HRCカメラ HETGS高分解能分光カメラ LETGS高分解能分光計 チャンドラX線観測衛星(チャンドラエックスせんかんそくえいせい、Chandra X-ray Observatory)は、1999年7月23日にNASAによって打ち上げられた人工衛星である。スペースシャトルコロンビアによって放出された。.

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ハッブル宇宙望遠鏡

ハッブル宇宙望遠鏡(ハッブルうちゅうぼうえんきょう、Hubble Space Telescope、略称:HST)は、地上約600km上空の軌道上を周回する宇宙望遠鏡であり、グレートオブザバトリー計画の一環として打ち上げられた。名称は宇宙の膨張を発見した天文学者・エドウィン・ハッブルに因む。長さ13.1メートル、重さ11トンの筒型で、内側に反射望遠鏡を収めており、主鏡の直径2.4メートルのいわば宇宙の天文台である。大気や天候による影響を受けないため、地上からでは困難な高い精度での天体観測が可能。.

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ロバートの四つ子銀河

バートの四つ子銀河(Robert's Quartet)は、ほうおう座の方角に約1億6000万光年離れた位置にある銀河群である。非常に異なった銀河が衝突、融合する過程にある。NGC 87、NGC 88、NGC 89、NGC 92が含まれ、これらはジョン・ハーシェルによって1830年代に発見された。 ロバートの四つ子銀河は、コンパクト銀河群では最も暗い例である。このような銀河群は、狭い領域に4つから8つの銀河が集まっているため、銀河間相互作用やその効果、特に星形成についての素晴らしい実験室である。四つ子銀河の合計の視等級は約13で、最も明るいNGC 92は約14等級である。4つの銀河は、約75,000光年に相当する半径1.6°の円の中に納まっている。1987年にA Catalogue of Southern Peculiar Galaxies and Associationsを編纂したホルトン・アープとBarry F. Madoreによって命名された。.

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ヒクソン・コンパクト銀河群

ヒクソン・コンパクト銀河群 (Hickson Galaxy Groups、HCG)は、ポール・ヒクソンにより1982年に出版されたカタログに掲載された集団規模が比較的小さい銀河集団の総称である。 含まれる銀河が数十個から数千個規模の銀河団に比べて、多くても50個程度の銀河の集団を銀河群、またはよりわかりやすくコンパクト銀河群と呼ぶことがある。ヒクソンによれば、ほとんどのコンパクト銀河群には特徴的な形状・運動を持つ銀河、あるいは中心部が電波や赤外線で明るい銀河、スターバースト銀河や活動銀河核(AGN)が高い確率で含まれている。コンパクト銀河群は大量の希薄なガスでおおわれており、重力的には暗黒物質に支配されている。またコンパクト銀河群はより緩やかな銀河の集団の一部を形成しており、重力による進化を見せる。このため、コンパクト銀河群に含まれる銀河は衝突し、銀河群とは呼べないものになる。このようなコンパクト銀河は大量に存在し、銀河の進化に関してとても重要な役割を果たしている。 ヒクソン・コンパクト銀河群のうちで最も有名なものは、「ステファンの五つ子」と呼ばれるHCG 92である。.

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エドゥアール・ステファン

ドゥアール・ジャン=マリ・ステファン(Édouard Jean-Marie Stephan 1837年8月31日‐1923年12月31日)はフランスの天文学者である。彼は1867年から1907年までマルセイユ天文台の台長であった(1872年までは、ユルバン・ルヴェリエの部下であった) 。また彼の専門は星雲の観測であったが、その課程でふたつの小惑星を発見した。 St Pezenneで生まれ、École Normale Superieurに通い、1862年にトップの成績で卒業した。 1867年にジェローム・E・コッジャが発見した彗星の存在を確認したことから、この彗星には38P/ステファン・オテルマ彗星と命名された。同年には水星の日面通過の観測に成功している。 1874年には干渉計を用いることによりシリウスの角直径を測ることに成功した。 1877年には、初めて反射鏡のついた望遠鏡を用いてペガスス座に5つの銀河からなる銀河団を発見し、現在ではステファンの五つ子と呼ばれている。.

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カリフォルニア工科大学

リフォルニア工科大学(英語: California Institute of Technology)は、米国カリフォルニア州に本部を置く私立工科大学である。1891年に設置された。Caltech(カルテック、カルテク、キャルテク)の略称でも親しまれる。 カリフォルニア大学、カリフォルニア州立大学、南カリフォルニア大学とは別組織である。 全米屈指のエリート名門校の1つとされ, アメリカではマサチューセッツ工科大学(MIT)と並び称される工学及び科学研究の専門大学である。2011年10月の英国高等教育専門誌「Times Higher Education」においてはハーバード大学を抜き、世界第1位の高等教育機関として位置付けられた。以後、2015年まで、5年連続で同誌のランキングで第1位に選ばれている。 QS World University Rankingsの2018年度向け世界ランキングでは4位、前後には3位にハーバード大学が、5位にケンブリッジ大学が名を連ねる。 学部生896人、大学院生1275人。(ノーベル賞受賞者は37名) 校訓は"The truth shall make you free"。量子電磁力学の発展に寄与し、初等物理学の教科書やエッセイでも有名なリチャード・P・ファインマンや、クォーク仮説のマレー・ゲルマン、トランジスタの発明者の一人であるウィリアム・ショックレー等が教壇に立っていたこともある。NASAの技術開発に携わるジェット推進研究所 (JPL) があることでも有名。.

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スピッツァー宇宙望遠鏡

ピッツァー宇宙望遠鏡(スピッツァーうちゅうぼうえんきょう、Spitzer Space Telescope、SST)は、アメリカ航空宇宙局 (NASA) が2003年8月にデルタロケットにより打ち上げた赤外線宇宙望遠鏡である。2013年8月に運用10周年を達成し、観測を継続している。打ち上げ前は、Space Infrared Telescope Facility (SIRTF)と呼ばれていた。 この宇宙望遠鏡は他の多くの人工衛星とは異なり、地球を追いかける形で太陽を回る軌道を取っている。またこの望遠鏡は、ハッブル宇宙望遠鏡、コンプトンガンマ線観測衛星、X線観測衛星チャンドラとならび、グレートオブザバトリー計画(Great Observatories program)のうちの1機である。 望遠鏡の名前の由来となっているのは、1940年代にはじめて宇宙望遠鏡の提案を行ったライマン・スピッツァー Jr.博士である。.

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セイファートの六つ子銀河

イファートの六つ子銀河(Seyfert's Sextet)は、へび座の方角に地球から約1億9000万光年離れた位置にある銀河群である。この銀河群は6つの銀河を含んでいるように見えるが、そのうちの1つは背景にある銀河であり、その他の「銀河」は、実際はある銀河の離れた一部である。よって、名称に反してこの銀河群は4つの銀河で構成されている。これらの銀河間に働く重力相互作用は、数十億年続く。最終的には、これらの銀河は融合して、1つの巨大な楕円銀河になる。.

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等級 (天文)

天文学において等級(とうきゅう、magnitude)とは、天体の明るさを表す尺度である。整数または小数を用いて「1.2等級」あるいは省略して「1.2等」などと表す。恒星の明るさを表す場合には「2等星」などと呼ぶ場合もある。等級の値が小さいほど明るい天体であることを示す。また、0等級よりも明るい天体の場合の明るさを表すには負の数を用いる。 等級が1等級変わると明るさは100の5乗根倍、すなわち約2.512倍変化する。よって等級差が5等級の場合に明るさの差が正確に100倍となる。言い換えれば等級とは天体の明るさを対数スケールで表現したものである。.

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銀河

銀河(ぎんが、galaxy)は、恒星やコンパクト星、ガス状の星間物質や宇宙塵、そして重要な働きをするが正体が詳しく分かっていない暗黒物質(ダークマター)などが重力によって拘束された巨大な天体である。英語「galaxy」は、ギリシア語でミルクを意味する「gála、γᾰ́λᾰ」から派生した「galaxias、γαλαξίας」を語源とする。英語で天の川を指す「Milky Way」はラテン語「Via Lactea」の翻訳借用であるが、このラテン語もギリシア語の「galaxías kýklos、γαλαξίας κύκλος」から来ている。 1,000万 (107) 程度の星々で成り立つ矮小銀河から、100兆 (1014) 個の星々を持つ巨大なものまであり、これら星々は恒星系、星団などを作り、その間には星間物質や宇宙塵が集まる星間雲、宇宙線が満ちており、質量の約90%を暗黒物質が占めるものがほとんどである。観測結果によれば、すべてではなくともほとんどの銀河の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。これは、いくつかの銀河で見つかる活動銀河の根源的な動力と考えられ、銀河系もこの一例に当たると思われる。 歴史上、その具体的な形状を元に分類され、視覚的な形態論を以って考察されてきたが、一般的な形態は、楕円形の光の輪郭を持つ楕円銀河である。ほかに渦巻銀河(細かな粒が集まった、曲がった腕を持つ)や不規則銀河(不規則でまれな形状を持ち、近くの銀河から引力の影響を受けて形を崩したもの)等に分類される。近接する銀河の間に働く相互作用は、時に星形成を盛んに誘発しながらスターバースト銀河へと発達し、最終的に合体する場合もある。特定の構造を持たない小規模な銀河は不規則銀河に分類される。 観測可能な宇宙の範囲だけでも、少なくとも1,700億個が存在すると考えられている。大部分の直径は1,000から100,000パーセクであり、中には数百万パーセクにもなるような巨大なものもある。は、13当たり平均1個未満の原子が存在するに過ぎない非常に希薄なガス領域である。ほとんどは階層的な集団を形成し、これらは銀河団やさらに多くが集まった超銀河団として知られている。さらに大規模な構造では、銀河団は超空洞と呼ばれる銀河が存在しない領域を取り囲む銀河フィラメントを形成する。.

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銀河の形態分類

バルジを持つ銀河と持たない銀河 銀河の形態分類(Galaxy morphological classification)は、その見た目に基づいて銀河をいくつかのグループに分類するシステムである。いくつかのスキームが用いられているが、最も有名なものは、エドウィン・ハッブルによって開発され、ジェラール・ド・ボークルールとアラン・サンデージによって拡張されたハッブル分類である。.

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銀河団

銀河団(ぎんがだん、cluster of galaxies、galaxy cluster)は、多数の銀河が互いの重力の影響によって形成された銀河の集団であり、銀河の数は数百から1万におよぶ。規模の小さいものは銀河群と呼称される。.

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銀河系

銀河系(ぎんがけい、the Galaxy)または天の川銀河(あまのがわぎんが、Milky Way Galaxy)は太陽系を含む銀河の名称である。地球から見えるその帯状の姿は天の川と呼ばれる。 1000億の恒星が含まれる棒渦巻銀河とされ、局部銀河群に属している。.

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衝撃波

衝撃波(しょうげきは、shock wave)は、主に流体中を伝播する、圧力などの不連続な変化のことであり、圧力波の一種である。.

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赤緯

赤緯(せきい、declination)は、天体の位置を表す値。Dec、Decl、δと略して表記される。通常、赤経と合わせて使われる。.

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赤経

赤経(せきけい/せっけい、right ascension)は、天体の位置を表す値。RA、αと略して表記される。通常、赤緯と合わせて使われる。.

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赤方偏移

赤方偏移(せきほうへんい、redshift)とは、主に天文学において、観測対象からの光(可視光だけでなく全ての波長の電磁波を含む)のスペクトルが長波長側(可視光で言うと赤に近い方)にずれる現象を指す。 波長λのスペクトルがΔλだけずれている場合、赤方偏移の量 z を と定義する。.

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HII領域

M33銀河の巨大HII領域NGC604 HII領域(えいちつーりょういき、HII region)とは、電離された水素が光を放っている天体である。直径数百光年に達する大きさを持ち、内部で星形成が行われている。このガス雲の中で生まれた若い高温の青い星が多量の紫外線を放出し、星の周囲にある星雲を電離することで光っている。 HII領域は数百万年にわたって数千個の新しい恒星を生み出す。生み出された星団の中で最も質量の大きな星々が超新星爆発を起こしたり激しい恒星風を放出したりすると、HII領域のガスは吹き払われ、星団の背後にわずかな星雲を残すのみとなる。 HII領域は電離された水素原子を大量に含んでいることからその名が付けられている(天文学や分光学では、電気的に中性の原子にはその元素記号にローマ数字の I を、1階電離されている場合には II、2階電離では III…を付けて表記する。そのため、中性の水素原子を HI (H one)、電離された水素原子(陽子)を HII (H two) と呼ぶ。水素の分子は H2 である)。HII領域は宇宙の中で比較的遠距離にあっても観測することができる。系外銀河のHII領域を研究することは、その銀河までの距離を測定したり銀河の化学組成を知る上で重要である。.

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J2000.0

J2000.0またはJ2000とは、天文学または測量学でいう元期のひとつであり、地球時の西暦2000年1月1.5日(1月1日12:00、正午)を指す。この時刻は、協定世界時では2000年1月1日11:58:55.816 UTC、日本標準時では、2000年1月1日20:58:55.816 に当たる。なお、地球時(TT)は、過去の暦表時と連続していて、閏秒のない時刻系で、世界時(UT)より約1分進んでいる。 J2000.0元期を使う状況では、以前にはB1950.0元期が使われていた。 特に、J2000.0分点の赤道座標を指す。1992年1月1日から、B1950.0分点のものに代わり使用されている。.

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NGC 7317

NGC 7317は、ステファンの五つ子銀河を構成する銀河の1つである。ペガスス座に位置する。.

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NGC 7318

NGC 7318は、ペガスス座の方角に約3億光年離れた位置にある一対の相互作用銀河である。ステファンの五つ子銀河を構成する。 スピッツァー宇宙望遠鏡により、巨大な銀河間衝撃波の存在が明らかとなった。衝撃波は、1つの銀河がもう1つの銀河に向かって、時速数百万マイルで落ち込むことで発生し、右の画像では緑色で表されている。NGC 7318BがNGC 7318Aに衝突することで、ガスが銀河群の中全体に広がり、衝撃波の中で水素原子が加熱されて、緑色の光を発する。ここで観測される水素分子は、既知の最も激しい水素分子の形成の1つである。この現象は、マックス・プランク核物理学研究所の国際チームによって発見された。最も顕著なのは、この衝突は、宇宙が100億年前に形成された時に何が起こったかの洞察を与えてくれるという事実である。.

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NGC 7319

NGC 7319は、ステファンの五つ子銀河を構成する渦巻銀河の1つである。ペガスス座に位置する。.

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NGC 7320

NGC 7320は、ステファンの五つ子を構成する渦巻銀河の1つである。しかし、実際は銀河団を形成しているのではなく、同じ視線上に見えているだけである。ステファンの五つ子の他の銀河とは約3億光年も離れ、地球にずっと近く、約4000万光年の位置にある。.

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NGC 7331銀河群

NGC 7331銀河群(NGC 7331 Group)は、ペガスス座に位置する銀河群である。最も明るい銀河は、渦巻銀河NGC 7331である。Deer Lick Groupとも呼ばれる。.

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X線

透視画像。骨と指輪の部分が黒く写っている。 X線(エックスせん、X-ray)とは、波長が1pm - 10nm程度の電磁波のことを言う。発見者であるヴィルヘルム・レントゲンの名をとってレントゲン線と呼ばれる事もある。放射線の一種である。X線撮影、回折現象を利用した結晶構造の解析などに用いられる。.

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星形成

星形成(ほしけいせい、star formation)は、高密度の分子雲が重力で収縮して球状のプラズマとなり恒星が形成される過程のことをいう。星形成研究は天文学の一分野であり、星形成の前段階としての星間物質・巨大分子雲の研究や、その生成物としての若い恒星や惑星形成の研究とも関連する分野である。星形成の理論は一恒星の形成ばかりではなく、連星の統計的研究や初期質量関数を説明するものでもある。.

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