NGC4324
| NGC 4324 | |
|---|---|
SDSS przedstawiające NGC 4324.
| |
| Dane obserwacyjne ( epoka J2000 ) | |
| Konstelacja | Panna |
| Rektascensja | 12 godz. 23 m 06,2 sek |
| Deklinacja | 05° 15′ 01″ |
| Przesunięcie ku czerwieni | 0,005561 |
| Prędkość radialna Helio | 1667 kilometrów na sekundę |
| Dystans | 85,4 mln ly (26,18 mpc ) |
| Grupa lub klaster | Panna W |
| Pozorna wielkość (V) | 12.51 |
| Charakterystyka | |
| Typ | SA(r)0+ |
| Masa | 5,25 × 10 11 M ☉ |
| Rozmiar | ~ 66 000 ly (20,2 kpc ) (szacunkowo) |
| Rozmiar pozorny (V) | 2,8 x 1,2 |
| Godne uwagi funkcje | Pierścień tworzący gwiazdę |
| Inne oznaczenia | |
| UGC 07451, VCC 0613, PGC 040179, MCG +01-32-032 | |
NGC 4324 to galaktyka soczewkowata znajdująca się w odległości około 85 milionów lat świetlnych w gwiazdozbiorze Panny . Została odkryta przez astronoma Heinricha d'Arresta 4 marca 1862 roku. NGC 4324 ma masę gwiazdową 5,62 × 10 10 M ☉ , a masę barionową 5,88 × 10 10 M ☉ . Całkowita masa galaktyki wynosi około 5,25 × 10 11 M ☉ . NGC 4324 wyróżnia się pierścieniem gwiazdotwórczym otaczającym jej jądro. Był uważany za członka Grupy Virgo II do 1999 roku, kiedy to ponownie obliczono jego odległość i umieszczono go w Grupie Virgo W.
Charakterystyka fizyczna
Po raz pierwszy odkryta w 1957 roku przez rosyjskiego astronoma Kirilla Ogorodnikova i opisana przez Ogorodnikowa jako „system planetopodobnych skupisk podobnych do kulek” oraz jako „równo rozmieszczone skupiska podobne do kulek o równej wielkości i jasności podobnej do pierścieniowej mgławicy Kanta- Lapace'a hipoteza mgławicy .”, NGC 4324 posiada wewnętrzny pierścień , który otacza jądro. Pierścień wydaje się kompletny, ale pęknięty po przeciwnych stronach swojej średnicy, co doprowadziło do Bursteina i in. sugerując, że pierścień wcale nie jest pierścieniem, ale ciasno zwiniętymi ramionami spiralnymi i że NGC 4324 jest błędnie sklasyfikowaną spiralą lub galaktyka soczewkowata . Mimo to pierścień jest uważany za prawdziwy pierścień. Pierścień zawiera większość gazu molekularnego obserwowanego w NGC 4324 z około 1,7 × 10 9 M ☉ HI ( obojętny wodór) i 9 × 10 7 M ☉ HII (pojedynczo zjonizowany wodór) . Mimo to HI został wykryty przez Duprie i in. w 1996 r., który rozciąga się w przybliżeniu na 2 średnice optyczne, co sugeruje, że wodór atomowy jest skoncentrowany nie tylko w pierścieniu.
W świetle ultrafioletowym pierścień jest jasny ze względu na obecność formowania się gwiazd , które zachodzi z szacunkową szybkością około 0,052 ± 0,021 M ☉ rocznie, przy czym powstawanie gwiazd jest rozdzielone w pierścieniu. Pomiędzy pierścieniem a zgrubieniem NGC 4324 znajdują się ciasno zwinięte ramiona spiralne, które są definiowane głównie przez pył.
Gaz w pierścieniu w NGC 4324 mógł pochodzić z włókien galaktyk lub niewielkiego łączenia się z bogatymi w gaz galaktykami satelitarnymi.
Populacje gwiazd
W centrum NGC 4324 gwiezdna populacja ma średni wiek około 8 miliardów lat, ze współczynnikiem obfitości zbliżonym do Słońca, na poziomie [Mg/Fe]… 0 i metalicznością to jest nieco nadsłoneczne, przy [Z / H] ~ +0,1. Sugeruje to ciągłe efektywne formowanie się gwiazd w jądrze NGC 4324. W zgrubieniu NGC 4324 średni wiek populacji gwiazd wynosi około 13 miliardów lat, przy stosunku obfitości [Mg/Fe] = +0,15 i metaliczności wynoszącej [Z/H] = −0,2 L −0,3. W wewnętrznej części dysku NGC 4324 populacja gwiazd jest stara, ze współczynnikiem obfitości [Mg/Fe] = +0,2 i metalicznością [Z/H] <-0,33. Takie cechy sugerują krótki pojedynczy wybuch gwiazdy miała miejsce ponad 10 miliardów temu i utworzyła dysk gwiezdny NGC 4324. W obszarze dysku zdominowanym przez pierścienie dominująca populacja gwiazd jest również stara, mimo że jest nieco młodsza niż w dysku wewnętrznym, i ma właściwości chemiczne podobne do gwiazdy wewnętrznego dysku.
Działalność
NGC 4324 jest sklasyfikowana jako Galaktyka Seyferta i jako LINER . Pomimo tego, że NGC 4324 została sklasyfikowana jako galaktyka Seyferta, NGC 4324 nie ma wyśmienitych jądrowych linii emisyjnych kontinuum radiowego, co sugeruje, że linie emisyjne, które doprowadziły do jej klasyfikacji jako galaktyki Seyferta, pochodzą z procesów gwiezdnych, takich jak fotojonizacja napędzana pozostałościami supernowych i/ lub mgławicami planetarnymi , które mogą naśladować emisję mgławicową o wysokiej jonizacji charakterystyczną dla jąder innych obserwowanych galaktyk Seyferta. Dzieje się tak pomimo faktu, że NGC 4324 jest gospodarzem a supermasywna czarna dziura o szacowanej masie 2,187 × 10 6 M ☉ .
Członkostwo w grupie
NGC 4324 jest wymieniona jako członek Obłoku Panny S, który jest również znany jako Południowe Rozszerzenie Panny lub Grupy Panny II . Został umieszczony w grupie NGC 4303 przez P. Fouque et al. oraz AM Garcia i in. odpowiednio w 1992 i 1993 roku, której centrum znajduje się w galaktyce NGC 4303 , która jest uważana za część Południowego Przedłużenia Panny . Jednak późniejsze pomiary odległości wykonane Tully'ego-Fisher'a wykazały, że NGC 4324 nie była częścią Grupy NGC 4303, ale była członkiem Grupy W Panny, która leży dwa razy dalej od Gromada w Pannie i skupia się na galaktyce eliptycznej NGC 4261 .
Zobacz też
Linki zewnętrzne
- NGC 4324 na WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , wodór α , rentgen , astrofotografia , mapa nieba , artykuły i zdjęcia