NGC 5204
| NGC 5204 | |
|---|---|
 | |
| 观测资料（J2000 历元） | |
| 星座 | 大熊座 |
| 赤经 | 13h 29m 36.5s |
| 赤纬 | +58° 25′ 07″ |
| 红移 | +201 km/s |
| 距离 | 4.3-4.8 Mpc[1][2][3] （14.0-14.5Mly） |
| 视星等 (V) | 11.73 |
| 特征 | |
| 类型 | SA(s)m |
| 角直径 (V) | 5.0′ × 3.0' |
| 其他名称 | |
| UGC 8490、PGC 47368、 ZWG 294.39 | |
NCG 5204是一个麦哲伦螺旋星系，位于大熊座，距离地球大约1,450万光年[note 1]，并且是M101星系群中的星系之一[4][5]。它的星系型态分类为SA(s)m，极度的不规则，仅具有任何螺旋臂结构的最基本形态的迹象[3]。这个星系最突出的特征是一个极其强大，被命名为NGC 5204 X-1的天体物理X射线源。因为其来源的强度及其与地球的相对距离，导致该星系成为几项研究的目标[6][需要解释]。
结构[编辑]
NGC 5204的长轴直径约为6,000秒差距（19,000光年），其尺寸介于较小的矮星系和较大、更突出的螺旋星系（如仙女座星系）之间。虽然星系的整体组织是不规则的，但在主盘面的一端有一个模糊的旋臂结构。这一特征的存在导致它被归类为SA(s)m型，也被分类为麦哲伦螺旋星系，仅次于大麦哲伦云（LMC），是这种罕见星系类型的最著名例子[5]。尽管NGC 5204的直径比LMC小，但它的恒星分布要分散得多，其质量约为8x108 M☉，仅为LMC的10%或银河系的0.1%。它的光度约为6 x 108 L☉[7]。
像大多数不规则星系一样，NGC 5204含有相对丰富的气体和尘埃，尽管它没有任何明显的星云或广阔、剧烈恒星形成区域。尽管该星系的恒星分布相对分散，但它确实有几个热的年轻星团，这些星团被认为是11个已知X射线源中大多数的所在地[1][2]。因为其可见部分的估计质量无法充分解释观测到的单颗恒星（甚至非常接近其中心的）自转曲线，因此这个星系似乎也有比正常情况下更多的暗物质成分。尽管大多数螺旋星系都表现出旋转曲线的差异，但这通常要到离星系核心更远的地方才会变得明显[5]。
尽管已经确定了三个超新星遗迹，但迄今为止，还没有在这个星系中观测到超新星。1997年的一篇论文估计，这个星系可能每2,000年就有一颗超新星[7]。
NGC 5204通常被归类为M101星系群的一员，但现时还不知道它有任何亲密的同伴[5]。
X-射线源[编辑]
这个星系最引人注目的特征是一个非常强大的超亮X射线源（ULX），是由爱因斯坦卫星于20世纪80年代初发现，命名为NGC 5204 X-1。它的位置在13h 29m 38.62s +58° 25′ 05.6″，光度约为5.2 x 1039 erg/s（5.2 x 1032瓦特）。显然这太强大了，无法由恒星质量黑洞的吸积盘产生，但它的位置位于距离星系中心约15弧秒之处，这也意味著它不能由活跃星系核提供动力。自发现以来，NGC 5204 X-1一直是几项研究的目标，试图确定这种和其它已知ULX产生的确切机制。最近的这些研究能够利用钱德拉X射线天文台的高解析度能力对光源进行详细研究，并确切地排除了其异常光度是由几个较弱但间隔较近的光源造成的可能性[1][6][8]。
对于NGC 5204 X-1的前身，最常见的建议是一个质量约为100-100000 M☉的中等质量黑洞，其中一颗巨大的伴星正在向黑洞丢失质量，类似于其他X射线联星系统，但规模要大得多。这一理论得到了这样一个事实的支持，即这种星等源的爱丁顿极限，意味著产生天体的质量不能小于25 M☉。该源的观测强度在10年的时间里变化了50%，这也与吸积盘X射线源一致[1][6][8]。
光学对应物[编辑]
2001年，利用钱德拉的X射线数据和哈伯太空望远镜对可见光谱的一系列观测，发现了NGC 5204 X-1的光学对应天体。它的视星等为19.7，尽管距离超过1,400万光年，相当于-8.7的绝对星等，很可能是一颗类型B或O型超巨星。2003年的一项研究，对光源进行了详细的光谱分析，确定其表面温度很可能低于25,000K。如果正确的话，这将表明对应的超巨星是一颗B0型超巨星，质量约为25 M☉，半径约为30 R☉，类似于天津四[1][8]。
X射线源和光学对应物都位于周围超过150秒差距（490光年）宽的大质量星际介质中的一个空洞中心附近。这可能是由这种光度的恒星产生的极其强大恒星风的结果[6][8]。
这颗大质量恒星的发现也让人们对ULX是由黑洞吸积盘产生的主流理论产生了一些怀疑。根据所涉及的确切质量，对具有上述详细组件的联星系统轨道的计算表明，轨道周期为200–300小时。然而，2006年的一项研究，尽管强度在几天的时间尺度上确实随机变化，但没有发现任何证据表明X射线源的光度有任何周期性变化。因此，这项研究提出了另一种理论，即X射线源是由超巨星的星冕产生的，由于母恒星的光度极高，使它能够产生非常强大的X射线源。众所周知，超巨星的光度或多或少会随机发生巨大变化，这会将星冕加热到不同程度，并用来解释观察到的X射线发射强度的变化[6][9]。
然而，现时还不知道这些理论中哪一个（如果有的话）是正确的，而且这种和其它超亮X射线源的实际来源也都仍然未知。.
参考资料[编辑]
- ^ 离地球的距离是14.5 × 106光年或8.5×1019英里或1.37×1020千米。
- ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 Ji-Feng Liu; Joel N. Bregman & Patrick Seitzer. The Optical Counterpart of an Ultraluminous X-Ray Source in NGC 5204. The Astrophysical Journal. 2004, 602 (1): 249–256. Bibcode:2004ApJ...602..249L. S2CID 16700433. arXiv:astro-ph/0501305
. doi:10.1086/380994.
- ^ 2.0 2.1 Ioanna Leonidaki; Andreas Zezas & Panayotis Boumis. A multiwavelength study of Supernova Remnants in six nearby galaxies. I: Detection of new X–ray selected Supernova Remnants with Chandra. The Astrophysical Journal. 2010, 725 (1): 842–867. Bibcode:2010ApJ...725..842L. S2CID 119112246. arXiv:1009.0525 . doi:10.1088/0004-637X/725/1/842.
- ^ 3.0 3.1 NED results for NGC 5204. NED via Univ. of California. [2013-02-01]. （原始内容存档于2019-12-07）.
- ^ P. Fouque; E. Gourgoulhon; P. Chamaraux; G. Paturel. Groups of galaxies within 80 Mpc. II - The catalogue of groups and group members. Astronomy and Astrophysics Supplement. 1992, 93: 211–233. Bibcode:1992A&AS...93..211F.
- ^ 5.0 5.1 5.2 5.3 Vincent Sicotte; Claude Carignan & Daniel Durand. NGC 5204: A Strongly Warped Magellanic Spiral. I. Light Distribution and HII Kinematics. Astronomical Journal. 1996, 112: 1423–1428. Bibcode:1996AJ....112.1423S. doi:10.1086/118110.
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- ^ 7.0 7.1 David M. Matonick & Robert A. Fesen. Optically Identified Supernova Remnants in the Nearby Spiral Galaxies NGC 5204, NGC 5585, NGC 6946, M81, and M101. The Astrophysical Journal Supplement Series. 1997, 112 (1): 49–107. Bibcode:1997ApJS..112...49M. doi:10.1086/313034 .
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