NGC3311
| NGC 3311 | |
|---|---|
HST zdjęcie NGC 3311
| |
| Dane obserwacyjne ( epoka J2000 ) | |
| Konstelacja | Hydra |
| Rektascensja | 10 godz. 36 m 42,8 sek |
| Deklinacja | −27° 31′ 42″ |
| Przesunięcie ku czerwieni | 0,012759 |
| Prędkość radialna Helio | 3825 kilometrów na sekundę |
| Dystans | 190 milionów (57 MPc ) |
| Grupa lub klaster | Klaster Hydry |
| Pozorna wielkość (V) | 12.65 |
| Charakterystyka | |
| Typ | cD2, E+2 |
| Liczba gwiazdek | ponad 1 bilion |
| Rozmiar | ~ 230 000 ly (70 kpc ) (szacunkowo) |
| Rozmiar pozorny (V) | 3,5 x 2,9 |
| Godne uwagi funkcje | Ogromna populacja gromad kulistych |
| Inne oznaczenia | |
| ESO 501-38, AM 1034-271, MCG-4-25-36, PGC 31478 | |
NGC 3311 to nadolbrzym galaktyka eliptyczna ( galaktyka typu cD ) położona około 190 milionów lat świetlnych stąd, w gwiazdozbiorze Hydry . Galaktyka została odkryta przez astronoma Johna Herschela 30 marca 1835 roku. NGC 3311 jest najjaśniejszym członkiem gromady w Hydrze i tworzy parę z NGC 3309 , które wraz z NGC 3311 dominują w centralnym regionie gromady w Hydrze.
NGC 3311 jest otoczona bogatym i rozległym systemem gromad kulistych , rywalizującym z Messier 87 w Gromadzie w Pannie .
Charakterystyka fizyczna
Centralny region NGC 3311 jest przesłonięty przez obłok pyłu o szacowanej średnicy 1700 ly (0,53 kpc ). Ma amorficzną i złożoną strukturę, a jej niewielki rozmiar i zaburzona morfologia sugerują, że obłok powstał w wyniku połączenia z inną galaktyką, które miało miejsce w ciągu ostatnich 10 milionów lat. Co dziwne, w zewnętrznych obszarach NGC 3311 nie ma żadnych powłok ani zniekształceń izofot, które byłyby wynikiem takiej niedawnej fuzji. Inne scenariusze powstania obłoku pyłu to przepływ chłodzący lub awaria galaktycznego wiatru.
Całkowita szacowana masa chmury pyłu wynosi 4600 mas Słońca ( 4,6 × 10 4 M☉ ).
W NGC 3311 wykryto nadmiar niebieskiej populacji w centralnej części galaktyki. Widmo galaktyki wydaje się przypominać widmo regionu H II . Sugeruje to, że nadmiar niebieskiej populacji reprezentuje ciągłą formację młodych, jasnych gwiazd.
Halo zewnętrzne
Wydaje się, że zewnętrzne halo NGC 3311 powstało w wyniku akrecji i połączenia masywnych galaktyk satelitarnych w pobliżu galaktyki. Halo składa się z gwiazd wewnątrz gromady, przy czym dominująca część tych gwiazd pochodzi z obrzeży jasnych galaktyk wczesnego typu, a reszta pochodzi z galaktyk karłowatych. Jednak gromadzenie się jego rozszerzonego halo wciąż trwa z powodu upadku grupy 14 galaktyk karłowatych w tym galaktyki HCC 026 i HCC 007, które są obecnie przedmiotem sporów pływowych i dodają swoje gwiazdy do zewnętrznego halo. Dla kontrastu, wewnętrzna galaktyka powstała z połączenia bogatych w gaz grudek, co przypomina pierwszą fazę formowania się galaktyki .
Populacje gwiazd
Gwiazdy w centralnym obszarze NGC 3311 oraz w halo są bardzo stare, mają ponad 10 żyrów . Jednak gwiazdy w galaktyce centralnej mają wyższą metaliczność niż halo, co sugeruje, że gwiazdy w gwiazdach w galaktyce centralnej powstały w szybkim, ale krótkim okresie formowania się gwiazd, który miał miejsce wcześnie w wyniku bogatego w gaz zapadnięcia się rozpraszającego, podczas gdy gwiazdy w halo powstały w mniejszych akrecyjnych galaktykach satelitarnych z bardziej rozbudowanym formowaniem się gwiazd.
Koperta poza środkiem
NGC 3311 zawiera niecentryczną otoczkę, którą po raz pierwszy wykryli Arnaboldi i in. Niecentralna otoczka ma wyższą metaliczność niż zewnętrzne halo i znajduje się blisko opadającej grupy galaktyk karłowatych.
Wydaje się, że otoczka została przesunięta od centrum NGC 3311 przez oddziaływanie pływowe z halo ciemnej materii spadającej grupy galaktyk karłowatych lub halo związane z NGC 3309. To oddziaływanie pływowe spowodowałoby również usunięcie gazu i pyłu z zewnętrznego halo NGC 3311.
Mgławice planetarne wewnątrz gromady
Wykryto około 60 mgławic planetarnych wewnątrz gromady otaczających NGC 3311.
Wielka czarna dziura
NGC 3311 jest gospodarzem supermasywnej czarnej dziury o szacowanej masie 126 milionów mas Słońca ( 1,26 × 10 8 M ☉ ).
Halo ciemnej materii
NGC 3311 wydaje się mieć halo z rdzeniem ciemnej materii .
Źródło radiowe
mJy w odległości 6 cm .
Chociaż NGC 3311 ma słabe źródło radiowe, jest jasna w zakresie rentgenowskim .
Gromady kuliste
NGC 3311 posiada jeden z największych systemów gromad kulistych znanych we wszechświecie lokalnym. Przy szacowanej populacji na około 16 500 ± 2 000 gromad kulistych, system gromad kulistych NGC 3311 rywalizuje z systemem gromad Messier 87 , który ma około 13 000 gromad kulistych. NGC 3309, inny pobliski olbrzym eliptyczny , ma niezwykle małą liczbę gromad kulistych. Sugeruje to, że NGC 3311 pozbawiła część gromad kulistych NGC 3309, a niektóre z jej gromad kulistych stały się członkami systemu NGC 3311.
System gromad kulistych NGC 3311 został po raz pierwszy wykryty w 1976 roku przez Harrisa i in. w 1983 roku zawierała masywny system gromad kulistych podobny do Messiera 87 .
Analiza przeprowadzona przez Seckera i in. w 1995 roku, stosując fotometrię waszyngtońską z Cerro Tololo Inter-American Observatory, wywnioskowano, że NGC 3311 ma najbardziej bogaty w metale znany system gromad kulistych, z całkowitym brakiem populacji gromad kulistych ubogich w metale i gromad o pośredniej metaliczności . Jednak Brodie i in. oraz Wehner i in. ustalili, że system gromad kulistych wykazuje bimodalny rozkład kolorów z równą liczbą klastrów bogatych w metale i ubogich w metale.
Ultrakompaktowe galaktyki karłowate
Gromadzie w Hydrze wykryto dużą populację około 50 ultra-zwartych galaktyk karłowatych (UDC) , z których większość jest dynamicznie związana z NGC 3311. Wydaje się, że ultra-zwarte galaktyki karłowate , zwłaszcza te jaśniejsze i masywniejsze takie jak HUCD1 o masie 5 × 10 7 i promieniu połowy światła 83 ly (25,4 pc ) to pozostałości jąder galaktyk karłowatych których otoczki gwiezdne zostały zdarte podczas interakcji z inną galaktyką lub samą gromadą.
Zobacz też
Linki zewnętrzne
- NGC 3311 na WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Wodór α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , Artykuły i obrazy