Pegasuksen kääpiögalaksi

Pegasuksen kääpiögalaksi (tunnetaan myös nimellä Pegasuksen epäsäännöllinen kääpiögalaksi) on kääpiögalaksi Pegasuksen tähdistössä. Sen löysi A.G. Wilson tuntemattomana ajankohtana 1950-luvulla. Pegasuksen kääpiögalaksin on arveltu olevan Andromedan galaksin satelliittigalaksi. Galaksin metallipitoisuuden ajateltiin virheellisesti olevan 10%, mutta virhe korjattiin 3%:iin vuonna 2005 tehdyissä tutkimuksissa. Galaksi kuuluu Paikalliseen ryhmään.

Pegasuksen kääpiögalaksi
Löytäminen
Löytäjä	Albert George Wilson, Palomarin observatorio, Space Telescope Science Institute ja SKY-MAP.ORG
Löytöpäivä	1950
Fyysiset ominaisuudet
Näennäinen magnitudi	12,52 [1]
Morfologinen luokitus	DI
Kiertorata
Etäisyys maasta	0,97 megaparsec[2]
Säteisnopeus	-184 kilometriä sekunnissa[3]
Havaitseminen
Tähdistö	Pegasus
Rektaskensio	352,14667 °
Deklinaatio	14,74306 °
Punasiirtymä	−0,000612 ja −0,000610
Luettelointitunnukset
PGC 71538 (Principal Galaxies Catalogue (en)) DDO 216 (David Dunlap Observatory Catalogue (en) (käännä suomeksi)) LEDA 71538 (Lyon-Meudon Extragalactic Database (en)) UGC 12613 (Uppsala General Catalogue (en)) UZC J232835.2+144435 (Updated Zwicky Catalog (d)) MCG+02-59-046 (Morphological catalogue of galaxies. Part I. Catalogue of 7200 galaxies between declinations +90 and +45 (d) (käännä suomeksi)) Z 2326.0+1427 (Catalogue of Galaxies and Clusters of Galaxies (en)) Z 431-72 (Catalogue of Galaxies and Clusters of Galaxies (en))
[ Muokkaa Wikidatassa ]
Infobox OK

Sijainti ja etäisyys

Pegasuksen kääpiögalaksi sijaitsee Pegasuksen tähdistössä, pohjoisella taivaanpuoliskolla. Sen etäisyys Maasta on arviolta noin kolme miljoonaa valovuotta. Galaksi on erillinen järjestelmä, eikä se kuulu Linnunrataan tai aurinkokuntaamme.^[4]

Näkyvyys ja kirkkaus

Galaksin näennäinen kirkkaus on noin 13 magnitudia, mikä tekee siitä liian himmeän paljain silmin nähtäväksi. Sen havaitseminen vaatii vähintään 4,5–6 tuuman kaukoputken. Lähin paljain silmin näkyvä tähti sen läheisyydessä on 70 Pegasi.^[4]

Taivaallinen sijainti

Galaksin taivaallinen sijainti ilmaistaan oikean nousun (23:28.36.2) ja deklinaation (14:44.35) avulla. Nämä koordinaatit sijoittavat sen taivaanpallon pohjoiselle puoliskolle, ekliptikan pohjoispuolelle.^[4]

Koko ja vertailu

Pegasuksen kääpiögalaksin säde on noin 13 000 valovuotta, eli sen läpimitta on noin 26 000 valovuotta. Se on selvästi pienempi kuin esimerkiksi Linnunrata (noin 100 000 valovuotta) tai Andromeda (noin 220 000 valovuotta), mutta vastaa kooltaan tyypillistä epäsäännöllistä kääpiögalaksia.^[4]

Havaintojen luonne ja teknologiset rajoitteet

Galaksista ei ole havaittu eksoplaneettoja eikä merkkejä elämästä. Sinne ei ole lähetetty luotaimia, eikä nykyinen teknologia mahdollista käytännön tutkimusmatkaa niin kauas. Etäisyyden vuoksi galaksia tarkastellaan sellaisena kuin se oli noin kolme miljoonaa vuotta sitten^[4]

Tähtienmuodostus

Tutkimusten perusteella laaditut mallit viittaavat siihen, että galaksin tähtienmuodostus alkoi noin 15 miljardia vuotta sitten ja oli keskimäärin voimakkaampaa sen elinkaaren alkupuolella kuin loppupuolella. Viimeisinä ajanjaksoina tähtienmuodostus näyttää tapahtuneen purkauksittain eli ns. burst-muodossa, ja vaikka vanhempien aikakausien aikarakenne on vaikeampi määrittää, samanlainen purkauksittainen kehitys on voinut jatkua koko galaksin historian ajan.^[5]

Metallipitoisuuden kehitys viittaa varhaiseen ja nopeaan rikastumiseen, mikä puolestaan tukee ajatusta, että Pegasuksen evoluution alkuvaiheessa oli merkittävää kaasun sisäänvirtausta. Tämä antaa kuvan galaksista, joka alkoi muodostaa tähtiä jo varhain, samalla kun siihen kertyi lisää kaasua. Vastaava analyysi on aiemmin tehty vain yhdestä toisesta epäsäännöllisestä kääpiögalaksista, Barnardin galaksista, jossa myös havaitaan merkittävä määrä vanhoja ja keski-ikäisiä tähtiä. Tämä viittaa siihen, että monet epäsäännölliset kääpiögalaksit saattavat todellisuudessa olla vanhoja järjestelmiä, joissa on runsaasti ikääntyneitä tähtiä.^[5]

Noin 92 prosenttia Pegasuksen kääpiögalaksin massasta koostuu pimeästä aineesta, jota ei voida selittää tähdillä, jäännöstähdillä tai tähtien massajakauman jatkamisella kaikkein pienimassaisiin tähtiin asti.^[5]