사자자리 I 왜소은하
1. 개요
사자자리 I 왜소은하는 사자자리에 위치한 왜소 은하로, 밝은 별 레굴루스와의 근접성 때문에 '레굴루스 왜소은하'라고도 불린다. 낮은 표면 밝기로 인해 관측이 어려우나, 중간 크기의 망원경으로도 관측이 가능하다. 질량은 최소 2,000만 태양 질량으로 추정되며, 중심에 블랙홀이 존재할 가능성이 제기되었다. 금속 함량이 낮고, 과거 별 생성률이 크게 증가했으며, 우리 은하의 최근 근성점 통과와 관련된 램 압력 박리로 인해 별 생성 활동이 감소했다. 사자자리 I 내에는 구상 성단이 존재하지 않는다.
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| 유형 | E;dSph |
|---|---|
| 별자리 | 사자자리 |
| 거리 | 82만 ± 7만 광년(25만 ± 2만 파섹) |
| 시선 속도 | 285 ± 2 km/s |
| 겉보기 등급 | 11.2 |
| 절대 등급 | -12.0 |
| 시직경 | 9.8' × 7.4' |
| 질량 | (2.0 ± 1.0) × 107 M☉ |
| 크기 | 2000 광년 |
| 참고 | 우리 은하 위성 은하 |
| 기타 명칭 | UGC 5470, PGC 29488, DDO 74, A1006, Harrington-Wilson #1, 레굴루스 왜소 은하 |
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1950년 발견한 천체 -
호그 천체
호그 천체는 뱀자리 방향으로 약 6억 광년 거리에 위치하며, 늙고 노란 중심 핵을 젊고 푸른 별 고리가 둘러싸고 있는 고리 은하이다. -
1950년 발견한 천체 -
(29075) 1950 DA
1950년에 발견된 지구 접근 소행성 (29075) 1950 DA는 2000년에 재발견되었으며, 2880년에 지구와 충돌할 가능성이 제기되었으나 현재는 낮아졌고, 지름 약 1.1km, 높은 밀도, 짧은 자전 주기를 가진 특징으로 행성 방어 차원에서 관측되고 있다. -
은하수 준은하군 -
마젤란 은하
마젤란 은하는 남반구에서 관측 가능한 대마젤란은하와 소마젤란은하로 이루어진 불규칙 은하로, 우리 은하와 상호작용하며 구조를 왜곡하고 있고, 명칭 변경에 대한 논의가 진행 중이다. -
은하수 준은하군 -
궁수자리 왜소타원은하
궁수자리 왜소타원은하는 늙고 금속 함량이 낮은 별들로 이루어져 있으며 우리 은하의 중력에 의해 파괴되고 있는, 우리 은하의 가장 가까운 이웃 은하 중 하나이다. -
왜소구형은하 -
궁수자리 왜소타원은하
궁수자리 왜소타원은하는 늙고 금속 함량이 낮은 별들로 이루어져 있으며 우리 은하의 중력에 의해 파괴되고 있는, 우리 은하의 가장 가까운 이웃 은하 중 하나이다. -
왜소구형은하 -
NGC 185
NGC 185는 안드로메다자리에 위치하며 거리가 약 202만에서 208만 광년으로 추정되는 왜소 타원 은하이다.
2. 관측
사자자리 I은 사자자리에서 가장 밝은 별인 레굴루스로부터 불과 12 각분 거리에 위치해 있다. 이런 이유로 이 은하는 때때로 레굴루스 왜소은하라고 불리기도 한다. 레굴루스에서 흩어지는 빛 때문에 은하를 연구하기가 더 어려워 1990년대에 이르러서야 시각적으로 탐지되었다.
레굴루스와의 근접성과 낮은 표면 밝기로 인해 관측이 매우 어렵다. 중간 크기의 아마추어 망원경(15cm 이상)과 어두운 하늘이 관측에 필요해 보인다. 하지만 2013년 4월의 몇몇 보고에 따르면, 11cm 미니 돕소니안 망원경과 7cm f/10 굴절 망원경으로 매우 어두운 하늘에서 사자자리 I을 관측한 사례가 있다.
3. 질량
밝은 적색 거성의 시선 속도를 측정하여 질량을 측정할 수 있었다. 최소 (2.0 ± 1.0) × 107 태양 질량으로 밝혀졌다. 이 결과는 결정적이지 않으며, 은하 주변에 큰 암흑 물질 헤일로의 존재를 배제하거나 확인하지 않는다. 그러나 은하는 회전하지 않는 것으로 보인다.
운동학적 연구는 암흑 물질에 대한 제약 조건을 많이 제시하지 못했지만, 은하 중심에 300만 태양 질량의 블랙홀이 존재할 가능성을 제시했다. 이것은 왜소 타원 은하로서는 처음 있는 일이므로 의미가 있을 것이다. 300만 태양 질량의 블랙홀은 우리 은하의 블랙홀인 궁수자리 A*의 질량과 비슷하다. 그러나 다른 연구에서는 이를 확인하지 못하고, 최대 수십만 태양 질량의 중간 질량 블랙홀을 제시했다.
우리 은하의 외곽 헤일로에 있는 조석 잔해 스트림이라는 가설이 제기되었으나, 아직 확인되지 않았다.
4. 별의 형성
허블 우주 망원경 관측에 따르면, 사자자리 I은 60억 년 전에서 20억 년 전 사이에 별 생성률이 크게 증가하여 전체 별의 70%에서 80%가 이 시기에 생성되었다. 100억 년 이상 된 별은 발견되지 않았다. 약 10억 년 전, 사자자리 I에서의 별 생성은 급격히 감소했는데, 이는 우리 은하를 근성점 통과한 시기와 일치한다. 램 압력으로 인해 가스가 제거되면서 별 생성이 감소했을 것으로 추정된다.
2억~5억 년 전까지는 약간의 별 생성 활동이 지속되었을 수 있다. 사자자리 I은 우리 은하의 왜소 타원체 위성 은하 중 가장 어린 은하 중 하나로 여겨진다. 또한, 이 은하는 은하 질량과 비슷한 질량을 가진 이온화된 가스 구름에 묻혀 있을 수 있다.