גלקסיית וולף-לונדמרק-מלוט
גלקסיית ווֹלְף-לוּנְדְמָרְק-מֶלוֹט (נקראת גם בקיצור בראשי תיבות גלקסיית WLM) היא גלקסיה לא-סדורה ננסית שנמצאת בקבוצת הכוכבים לווייתן במרחק של כ-3 מיליון שנות אור ממערכת השמש ושייכת לקבוצה המקומית.
 | |
| גלקסיית וולף-לונדמרק-מלוט בתמונה של הטלסקופ הגדול מאוד | |
| נתוני תצפית | |
|---|---|
| קבוצת כוכבים | לווייתן |
| שמות נוספים | גלקסיית WLM |
| מגלה | מקס וולף |
| תאריך גילוי | 15 באוקטובר 1909 |
| סוג | גלקסיה לא-סדורה ננסית |
| בהירות נראית | 11.1[1] |
| סיווג מורפולוגי | IB(s)m[2] / dIrr[1] |
| עלייה ישרה | 00ʰ 01ᵐ 57.9ˢ |
| נטייה | 50″ 27′ 15°- |
| מאפיינים פיזיים | |
| בהירות מוחלטת | 14.2- |
| מרחק[3] |
3,040,000 שנות אור 932,057.89 פארסק |
| קוטר | 10,170[1] שנות אור |
| מסה | 2.16×109[4] ☉M |
| הסחה לאדום |
130-[1] ק"מ/שנייה −0.000407±0.000007, −0.000387±0.000007 |
היסטוריה עריכה
הגלקסיה התגלתה ב-15 באוקטובר 1909 על ידי האסטרונום מקס וולף, שתיאר אותה כערפילית מוארכת בעלת מספר "ליבות".[5] בשנת 1926 ציינו האסטרונומים קנוט לונדמרק (אנ') ופיליברט ז'אק מלוט (אנ') רשימה של ערפיליות שנמצאו בצילומים של שמי הלילה ושלפי מיטב ידיעתם לא מופיעות בשום קטלוג. ביניהן הייתה גם הערפילית שגילה וולף, שתוארה על ידי מלוט כדומה לערפילית ברנרד,[6] שאז כבר היה ידוע שהיא גלקסיה.
מאפיינים עריכה
הגלקסיה נמצאת כ-7 מעלות מדרום-מערב לגלקסיית לווייתן הננסית, שהיא הגלקסיה הקרובה ביותר אליה, אך המרחק ביניהן הוא כ-850,000 שנות אור, כך שגלקסיית וולף-לונדמרק-מלוט היא אחת הגלקסיות המבודדות ביותר בקבוצה המקומית.[7] גודלה הזוויתי של הגלקסיה הוא כ-11.5 דקות קשת שממרחקה שקול לקוטר של למעלה מ-10,000 שנות אור, כך שהיא אחת מהגלקסיות הננסיות הגדולות בקבוצה המקומית. מסתה מוערכת בכ-2.16×109 מסות שמש, כאחוז ממסת שביל החלב, אך מסת הכוכבים הנראים שבה היא רק כ-4.3×107 מסות שמש,[8] כך שכ-98% ממסת הגלקסיה מורכבת מחומר אפל שטיבו אינו ידוע. המתכתיות של כוכבי הגלקסיה אינה אחידה ונראה שיש בה אוכלוסיות כוכבים שונות. כוכבי הגלקסיה הזקנים ביותר הם בני כ-12 מיליארד ומחצית מכוכבי הגלקסיה נוצרו עד לפני 9 מיליארד שנים ולהם מתכתיות נמוכה של כחצי אחוז מזו של השמש. לאחר מכן חלה ירידה ניכרת ביצירה של כוכבים חדשים, אך קצב היצירה שלהם עלה שוב לפני כמיליארד שנים ויש בגלקסיה אוכלוסייה צעירה יחסית של כוכבים שלהם מתכתיות גבוהה יותר של כ-8 אחוז מזו של השמש, אך עדיין נמוכה בהרבה ביחס למתכתיות של כוכבי שביל החלב.[9] את הגלקסיה מקיף צביר כדורי בודד שלו בהירות נראית מדרגה 16 ועוצמת הארה של פי 340,000 מעוצמת ההארה של השמש. נראה שהמתכתיות של כוכבי הצביר נמוכה מהמתכתיות הממוצעת של הגלקסיה ועומדת על 2%-3% מהמתכתיות של השמש.[10]
קישורים חיצוניים עריכה
- גלקסיית וולף-לונדמרק-מלוט, בבסיס הנתונים SIMBAD לגרמי שמיים אסטרונומיים
הערות שוליים עריכה
- ^ 1 2 3 4 SIMBAD: Wolf–Lundmark–Melotte Galaxy
- ^ NED: Wolf–Lundmark–Melotte Galaxy
- ^ A. W. McConnachie: The Observed Properties of Dwarf Galaxies in and around the Local Group, The Astronomical Journal, Vol. 144, Iss. 1, article id. 4, p. 10 (2012)
- ^ A. Kepley, E. Wilcots, D. Hunter & T. Nordgren: A High-Resolution Study of the H I Content of Local Group Dwarf Irregular Galaxy WLM, The Astronomical Journal, Vol. 133, Iss. 5, p. 2253 (2007)
- ^ M. Wolf: Über einen größeren Nebelfleck in Cetus, Astronomische Nachrichten, vol. 183, Iss. 12, p. 187 (1909)
- ^ P. J. Melotte: New nebulæ shown on Franklin-Adams chart plates, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 86, p. 638 (1926)
- ^ R. Leaman, K. A. Venn, A. M. Brooks, G. Battaglia, A. A. Cole, R. A. Ibata, M. J. Irwin, A. W. McConnachie, J. T. Mendel & E. Tolstoy: The Resolved Structure and Dynamics of an Isolated Dwarf Galaxy: A VLT and Keck Spectroscopic Survey of WLM, The Astrophysical Journal, Vol. 750, Iss. 1, article id. 33, 20 p. 3 (2012)
- ^ A. W. McConnachie: The Observed Properties of Dwarf Galaxies in and around the Local Group, The Astronomical Journal, Vol. 144, Iss. 1, article id. 4, p. 23 (2012)
- ^ A. E. Dolphin, : Hubble Space Telescope Studies of the WLM Galaxy. II. The Star Formation History from Field Stars, The Astrophysical Journal, Vol. 531, Iss. 2, p. 811-2 (2000)
- ^ S. S. Larsen, J. P. Brodie, D. A. Forbes & J. Strader: Chemical composition and constraints on mass loss for globular clusters in dwarf galaxies: WLM and IKN, Astronomy & Astrophysics, Vol. 565, id. A98, p. 2 (2014)