Willman 1

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Galaxie
Willman 1
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AladinLite
Sternbild Großer Bär
Position
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Rektaszension 10h 49m 22,3s [1]
Deklination 51° 03′ 03,6″ [1]
Erscheinungsbild
Morphologischer Typ dSph/GC[1]
Helligkeit (visuell) (15,2 ± 0,4) mag
Helligkeit (B-Band)  mag
Winkel­ausdehnung (4,6 + 0,4 - 0,8)′[2]
Positionswinkel
Inklination °
Flächen­helligkeit  mag/arcmin²
Physikalische Daten
Zugehörigkeit Lokale Gruppe
Rotverschiebung [3]
Radial­geschwin­digkeit −13 km/s[3]
Hubbledistanz
H0 = 73 km/(s • Mpc)
Entfernung (120.000 ± 20.000) Lj /
(38.000 ± 7.000) pc [2]
Absolute Helligkeit ca. −3 mag[4]
Masse M☉
Durchmesser Lj
Metallizität [Fe/H] −2,1
Geschichte
Entdeckung
Entdeckungsdatum
Katalogbezeichnungen
SDSS J1049+5103[1][5]

Willman 1 ist eine ultralichtschwache Zwerggalaxie möglicherweise auch ein Kugelsternhaufen.[3] Sie wurde benannt nach Beth Willman vom Haverford College, der führenden Autorin einer Studie basierend auf Daten des Sloan Digital Sky Survey. Die Galaxie ist ein Trabant der Milchstraße und etwa 120 kpc entfernt.[1] Willman 1 besitzt eine elliptische Form mit einem Halblichtradius von etwa 25 pc[2] und einer heliozentrischen Fluchtgeschwindigkeit von näherungsweise −13 km/s.[3]

Eigenschaften

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Stand des Jahres 2011 ist Willman 1 die zweitlichtschwächste bekannte Zwerggalaxie nach Segue 1. Sie beträgt lediglich ein 10 Millionstel der Leuchtkraft der Milchstraße. Die Galaxie hat eine absolute Helligkeit von −3 mag. Beobachtungen deuten darauf hin, dass sie eine Masse von 400.000 M⊙ besitzt. Damit kommt man zu einem Masse-Leuchtkraft-Verhältnis von rund 800,[3] was eine Dominanz dieser Galaxie durch Dunkle Materie impliziert. Es ist jedoch schwierig, besonders bei derart lichtschwachen Objekten, die Gesamtmasse des Systems abzuschätzen, da immer ein stabiles gravitativ gebundenes System als Rechengrundlage angenommen wird, was bei Galaxien, die gerade dem äußeren Einfluss von Gezeitenkräften ausgesetzt sind, nicht immer zutrifft.[3]

Willman 1 setzt sich primär aus älteren Sternen zusammen, die vor mehr als 10 Milliarden Jahren entstanden.[1] Die Metallizität dieser Sterne fällt entsprechend gering aus mit [Fe/H] ≈ −2,1, was gleichbedeutend ist damit, dass sie etwa 110 mal weniger an schweren Elementen als unsere Sonne enthält.[3]

Einzelnachweise

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  1. ↑ a b c d e Beth Willman, Michael R. Blanton, Andrew A. West, Julianne J. Dalcanton, David W. Hogg, Donald P. Schneider, Nicholas Wherry, Brian Yanny u. a.: A New Milky Way Companion: Unusual Globular Cluster or Extreme Dwarf Satellite? In: The Astronomical Journal. Band 129, Nr. 6, 2005, S. 2692–2700, doi:10.1086/430214, arxiv:astro-ph/0410416, bibcode:2005AJ....129.2692W (englisch).
  2. ↑ a b c N. F. Martin, J. T. A. De Jong, H. W. Rix: A Comprehensive Maximum Likelihood Analysis of the Structural Properties of Faint Milky Way Satellites. In: The Astrophysical Journal. Band 684, Nr. 2, 2008, S. 1075, doi:10.1086/590336 (englisch).
  3. ↑ a b c d e f Beth Willman, Marla Geha, Jay Strader, Louie Strigari, Josh Simon, Evan Kirby, Ho West, Warres Nhung u. a.: Willman 1—A Probable Dwarf Galaxy with an Irregular Kinematic Distribution. In: The Astronomical Journal. Band 142, Nr. 4, Oktober 2011, S. 128, doi:10.1088/0004-6256/142/4/128, arxiv:1007.3499, bibcode:2011AJ....142..128W (englisch).
  4. ↑ (15,2 ± 0,4) mag scheinbare Helligkeit − 5 * log10((38.000 ± 7.000) pc / 10 pc) → −2,7 mag absolute Helligkeit
  5. ↑ NED Results for SDSS J1049+5103. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, under contract with the National Aeronautics and Space Administration, 9. Januar 2007, abgerufen am 28. Dezember 2012 (englisch).
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