Viquipèdia

Nana d'Hèrcules

La Galàxia Nana d'Hèrcules, o Her, és una galàxia nana esferoidal situada en la direcció de la constel·lació d'Hèrcules i va descoberta el 2006 gràcies a les dades recollides per l'Sloan Digital Sky Survey.[5] La galàxia és situada al voltant de 140 milions de parsec de la Terra i es mou cap a nosaltres a una velocitat d'al voltant 45 km/s. Ha estat classificada com galàxia nana esferoidal (dSph) i té una forma sensiblement allargada (relació dels eixos ~ 3:1) amb un abast efectiu d'al voltant 350 parsec encara que altres fonts donen un valor inferior d'al voltant 230 parsec.[6][7][8] L'aspecte allargat podria ser causat per l'acció de les forces de marees exercides per la Via Làctia, que, en aquest cas, podria destruir-la progressivament. Es detecten gradients de velocitat que travessen el cos galàctic[9] i un dèbil corrent estel·lar, apuntant en la direcció de la força de destrucció de les marees.

Infotaula objecte astronòmicNana d'Hèrcules
Tipusgalàxia nana Modifica el valor a Wikidata
Tipus morfològicdG[1] Modifica el valor a Wikidata
Descobert perSloan Digital Sky Survey Modifica el valor a Wikidata
Data de descobriment2006 Modifica el valor a Wikidata
Cos pareVia Làctia Modifica el valor a Wikidata
Constel·lacióHèrcules Modifica el valor a Wikidata
ÈpocaJ2000.0 Modifica el valor a Wikidata
Característiques físiques i astromètriques
Distància de la Terra0,15 Mpc [2] Modifica el valor a Wikidata
Magnitud aparent (V)14 (banda V)[3] Modifica el valor a Wikidata
Velocitat radial45,2 km/s[3] Modifica el valor a Wikidata
Ascensió recta (α)16h 31m 1.9992s[1] Modifica el valor a Wikidata
Declinació (δ)12° 47' 30.012''[1] Modifica el valor a Wikidata
Metal·licitat−2,7[4] Modifica el valor a Wikidata
Part deGrup Local Modifica el valor a Wikidata

La galàxia nana d'Hèrcules és una de les galàxies satèl·lit de la Via Làctia més petites i dèbils. La seva lluminositat és al voltant 30.000 voltes la del Sol (magnitud aparent d'al voltant −6,6; altres fonts reporten un valor de – 5,3) que és comparable a la lluminositat d'un típic cúmul globular.[8][5][7] De totes maneres la seva massa total és d'al voltant 7 milions de masses solars, cosa que significa que la relació massa/lluminositat és d'al voltant 330; eixe valor elevat implica que la galàxia siga dominada per la matèria fosca.[6] En canvi resulta difícil d'estimar amb seguretat la massa de galàxies tan dèbils a causa d'una significativa interferència en perpectiva que incrementa la velocitat de dispersió. Un altre estudi va estimar la seva massa total al voltant dels 2 milions de masses solars al nivell del seu radi efectiu, que esdevindria al voltant de 4 milions de masses solars si es mesuraren a 433 parsecs del seu centre.[9]

La població estel·lar consisteix principalment en vells estels formats fa més de 12.000 milions d'anys, i que la seva metal·licitat és molt baixa amb una relació Fe/H ≈ −2,58 ± 0,51, amb altres fonts que reporten un valor encara inferior, sembles a -2,3.[8][10][6] Això significa que aquests estels tenen un contingut en elements pesants 400 voltes menors respecte del Sol, estant probablement entre els primers estels formats en l'Univers.[11] Actualment no s'ha detectat cap activitat de formació estel·lar. No ha estat possible efetuar una mesura d'hidrogen neutr, estant el límit superior de 466 masses.[12]

Referències modifica

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 Michael Fellhauer «Cats and Dogs, Hair and a Hero: A Quintet of New Milky Way Companions» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 10-01-2007, pàg. 897–906. DOI: 10.1086/509718.
  2. ↑ «The Local Tully-Fisher relation for dwarf galaxies». Astronomical Journal, 2017, pàg. 6–6. DOI: 10.3847/1538-3881/153/1/6.
  3. ↑ 3,0 3,1 «The observed properties of dwarf galaxies in and around the Local Group» (en anglès). Astronomical Journal, 1, 05-06-2012, pàg. 4. DOI: 10.1088/0004-6256/144/1/4.
  4. ↑ «Insights into pre-enrichment of star clusters and self-enrichment of dwarf galaxies from their intrinsic metallicity dispersions» (en anglès). Astronomical Journal, 6, 15-11-2012, pàg. 183. DOI: 10.1088/0004-6256/144/6/183.
  5. ↑ 5,0 5,1 Belokurov, V.; Zucker, D. B.; Evans, N. W.; Kleyna, J. T.; Koposov, S.; Hodgkin, S. T.; Irwin, M. J.; Gilmore, G.; Wilkinson, M. I.; Fellhauer, M.; Bramich, D. M.; Hewett, P. C.; Vidrih, S.; De Jong, J. T. A.; Smith, J. A.; Rix, H. ‐W.; Bell, E. F.; Wyse, R. F. G.; Newberg, H. J.; Mayeur, P. A.; Yanny, B.; Rockosi, C. M.; Gnedin, O. Y.; Schneider, D. P.; Beers, T. C.; Barentine, J. C.; Brewington, H.; Brinkmann, J.; Harvanek, M.; Kleinman, S. J. (2007). Cats and Dogs, Hair and a Hero: A Quintet of New Milky Way Companions. The Astrophysical Journal 654 (2): 897. arXiv:https://arxiv.org/abs/astro-ph/0608448. Bibcode:2007ApJ...654..897B. doi:10.1086/509718
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 doi:10.1086/521816
  7. ↑ 7,0 7,1 doi:10.1086/590336
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 Sand, David J. «The Star Formation History and Extended Structure of the Hercules Milky Way Satellite». The Astrophysical Journal, 704, 2, 2009, pàg. 898–914. arXiv: 0906.4017. Bibcode: 2009ApJ...704..898S. DOI: 10.1088/0004-637X/704/2/898.
  9. ↑ 9,0 9,1 Adén, D. «A new low mass for the Hercules dSph: the end of a common mass scale for the dwarfs?». The Astrophysical Journal Letters, 706, 1, 2009, pàg. L150–L154. arXiv: 0910.1348. Bibcode: 2009ApJ...706L.150A. DOI: 10.1088/0004-637X/706/1/L150.
  10. ↑ Adén, D. «A photometric and spectroscopic study of the new dwarf spheroidal galaxy in Hercules. Metallicity, velocities, and a clean list of RGB members». Astronomy and Astrophysics, 546, 3, 2009, pàg. 1147–1168. arXiv: 0908.3489. Bibcode: 2009A&A...506.1147A. DOI: 10.1051/0004-6361/200912718.
  11. ↑ doi:10.1086/592432
  12. ↑ doi:10.1088/0004-637X/696/1/385
Obtingut de «https://ca.wikipedia.org/w/index.php?title=Nana_d%27Hèrcules&oldid=32314535»