| Galaxie Canes-Venatici-II-Zwerggalaxie | |
|---|---|
| Canes-Venatici-II | |
| AladinLite | |
| Sternbild | Jagdhunde |
| Position Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |
| Rektaszension | 12h 57m 10s |
| Deklination | 34° 18′ 15″ |
| Erscheinungsbild | |
| Morphologischer Typ | dSph |
| Helligkeit (visuell) | 15,1 ± 0,5 mag |
| Winkelausdehnung | 3,2±0,6' |
| Physikalische Daten | |
| Zugehörigkeit | Lokale Gruppe |
| Entfernung | 490.000±49.000 Lj. 522.000±16.000 Lj / (150.000 ± 15.000) (160.000 ± 5.000) pc |
| Absolute Helligkeit | −4,9 mag |
| Metallizität [Fe/H] | −2,19 ± 0,58 |
| Geschichte | |
| Entdeckung | T. Sakamoto und T. Hasegawa |
| Entdeckungsdatum | 2006 |
| Katalogbezeichnungen | |
| CVn II, |
Die Canes-Venatici-II-Zwerggalaxie, kurz auch Canes Venatici II, ist eine spheroidale Zwerggalaxie im Sternbild der Jagdhunde. Sie wurde im Jahr 2006 in Aufnahmen der Durchmusterung des Sloan Digital Sky Survey entdeckt. Die Galaxie befindet sich in einer Entfernung von etwa 150 kpc zu unserem Sonnensystem und bewegt sich auf unsere Sonne mit einer Geschwindigkeit von 130 km/s zu. Sie besitzt eine ellipsoide Form mit einem Achsverhältnisse von etwa 2:1 und einem Halblichtradius von pc.
Eigenschaften Bearbeiten
Leuchtkraft Bearbeiten
Canes Venatici II ist eine der kleinsten und lichtschwächsten Satellitengalaxien unserer Milchstraße. Die integrale Leuchtkraft entspricht mit einer absoluten Helligkeit von MV = −4,9m in etwa dem 8.000fachen der Sonne, was weniger ist als die Helligkeit eines typischen Kugelsternhaufens. Trotzdem besitzt die Zwerggalaxie aufgrund eines hohen Masse-Leuchtkraft-Verhältnisses von 340 eine Gesamtmasse von etwa 2,5 Millionen Sonnenmassen. Dies impliziert eine für diesen Galaxientyp nicht untypische Dominanz durch Dunkle Materie.
Metallizität Bearbeiten
Die Sternpopulation von Canes Venatici II setzt sich hauptsächlich zusammen aus älteren Sternen, die vor mehr als 12 Milliarden Jahren entstanden. Die Metallizität dieser altern Sterngeneration ist entsprechend gering mit [Fe/H] = −2,19 ± 0,58, was bedeutet, dass sie in etwa 150 mal weniger an schweren Elementen besitzt als die Sonne. Die Sterne von Canes Venatici II gehören damit wohl zu den ersten Sternen überhaupt, die sich im Universum gebildet haben. Derzeit ist in dieser Galaxie keine Sternentstehung feststellbar, die untere Messgrenze an neutralem Wasserstoffgas liegt bei 14.000 M☉.
Weblinks Bearbeiten
Einzelnachweise Bearbeiten
- ↑ SIMBAD Astronomical Database. Abgerufen am 21. November 2011.
- ↑ V. Belokurov, Zucker, D. B.; Evans, N. W.; Kleyna, J. T.; Koposov, S.; Hodgkin, S. T.; Irwin, M. J.; Gilmore, G. et al.: Cats and Dogs, Hair and a Hero: A Quintet of New Milky Way Companions. In: The Astrophysical Journal. 654. Jahrgang, Nr. 2, 2007, S. 897, doi:10.1086/509718.
- ↑ N. F. Martin, De Jong, J. T. A.; Rix, H. W.: A Comprehensive Maximum Likelihood Analysis of the Structural Properties of Faint Milky Way Satellites. In: The Astrophysical Journal. 684. Jahrgang, Nr. 2, 2008, S. 1075, doi:10.1086/590336.
- ↑ Claudia Greco, Dall’Ora, Massimo; Clementini, Gisella et al.: On the Newly Discovered Canes Venatici II dSph Galaxy. In: The Astrophysical Journal. 675. Jahrgang, Nr. 2, 2008, S. L73–L76, doi:10.1086/533585, arxiv:0712.2241, bibcode:2008ApJ...675L..73G.
- T. Sakamoto, Hasegawa, T.: Discovery of a Faint Old Stellar System at 150 kpc. In: The Astrophysical Journal. 653. Jahrgang, Nr. 1, 2006, S. L29–L32, doi:10.1086/510332, arxiv:astro-ph/0610858, bibcode:2006ApJ...653L..29S.
- ↑ J. D Simon, M. Geha: The Kinematics of the Ultra‐faint Milky Way Satellites: Solving the Missing Satellite Problem. In: The Astrophysical Journal. 670. Jahrgang, 2007, S. 313, doi:10.1086/521816.
- E. N. Kirby, Simon, J. D.; Geha, M.; Guhathakurta, P.; Frebel, A.: Uncovering Extremely Metal-Poor Stars in the Milky Way's Ultrafaint Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies. In: The Astrophysical Journal. 685. Jahrgang, 2008, S. L43, doi:10.1086/592432.
- J. Grcevich, Putman, M. E.: H I in Local Group Dwarf Galaxies and Stripping by the Galactic Halo. In: The Astrophysical Journal. 696. Jahrgang, 2009, S. 385, doi:10.1088/0004-637X/696/1/385.