Galassia Nana dei Cani da Caccia II
| Galassia Nana dei Cani da Caccia II Galassia nana sferoidale | |
|---|---|
| Dati osservativi (epoca J2000) | |
| Costellazione | Cani da Caccia |
| Ascensione retta | 23h 51m 46.3s |
| Declinazione | +24° 34′ 57″ |
| Distanza | 522000 a.l. (160000 pc) |
| Redshift | -0,00043 |
| Velocità radiale | -129 km/s |
| Caratteristiche fisiche | |
| Tipo | Galassia nana sferoidale |
| Altre designazioni | |
| CVN II Dwarf Galaxy, CVn II dSph, SDSS J1257+3419, EQ J1257+3419 | |
| Mappa di localizzazione | |
  | |
| Categoria di oggetti astronomici | |
Coordinate: 
23h 51m 46.3s, +24° 34′ 57″
La Galassia Nana dei Cani da Caccia II (CVn II) è una galassia nana sferoidale situata nell'omonima costellazione alla distanza di circa 520.000 anni luce dalla Terra[1].
È una galassia satellite della Via Lattea verso la quale si muove alla velocità di 129 km/s. Conseguentemente, fa parte del Gruppo Locale. Fu scoperta nel 2006[2], insieme ad altre galassie satellite, grazie ai dati ottenuto dallo Sloan Digital Sky Survey[3].
Tra le galassie satellite della Via Lattea, CVn II è una delle più piccole e deboli con una luminosità complessiva di circa 8.000 volte quella del Sole, quindi inferiore rispetto ad un tipico ammasso globulare[4]. La massa di CVn II invece è stimata in circa 2,5 milioni di masse solari. Pertanto il rapporto massa/luminosità è circa 340 ed un valore così alto implica che CVn II è dominata dalla presenza di materia oscura[5].
La popolazione stellare è costituita prevalentemente da vecchie stelle con età di 12 miliardi di anni[1] con una metallicità molto bassa, circa 150 volte meno del nostro Sole[6]. Perciò, molto probabilmente, le stelle di CVn II sono tra le prime formatesi nell'Universo. Attualmente non si rilevano segni dell'attività di formazione stellare.
Non è stata rilevata la presenza di regioni H I, cosa che è risultata comune a tutte le galassie satellite della Via Lattea situate entro una distanza di circa 270 kpc. Bisogna tenere presente, tuttavia, che in tali condizioni non è possibile rilevare le regioni che abbiano una massa inferiore a 10.000 masse solari, mentre per le galassie poste oltre i 270 kpc si rilevano solitamente regioni H I con massa tra 100.000 e 100.000.000 di masse solari[7].
Note[modifica | modifica wikitesto]
- ^ a b C. Greco, M. Dall'Ora e G. Clementini, On the newly discovered Canes Venatici II dSph galaxy, in The Astrophysical Journal, vol. 675, n. 2, 10 marzo 2008, pp. L73–L76, DOI:10.1086/533585. URL consultato il 4 aprile 2016.
- ^ Hartmut Frommert, Christine Kronberg, Canes Venatici II, su spider.seds.org. URL consultato il 4 aprile 2016.
- ^ V. Belokurov, D. B. Zucker e N. W. Evans, Cats and Dogs, Hair and A Hero: A Quintet of New Milky Way Companions, in The Astrophysical Journal, vol. 654, n. 2, 10 gennaio 2007, pp. 897-906, DOI:10.1086/509718. URL consultato il 4 aprile 2016.
- ^ Nicolas F. Martin, Jelte T. A. de Jong e Hans-Walter Rix, A comprehensive Maximum Likelihood analysis of the structural properties of faint Milky Way satellites, in The Astrophysical Journal, vol. 684, n. 2, 10 settembre 2008, pp. 1075-1092, DOI:10.1086/590336. URL consultato il 4 aprile 2016.
- ^ Joshua D. Simon e Marla Geha, The Kinematics of the Ultra-Faint Milky Way Satellites: Solving the Missing Satellite Problem, in The Astrophysical Journal, vol. 670, n. 1, 20 novembre 2007, pp. 313-331, DOI:10.1086/521816. URL consultato il 4 aprile 2016.
- ^ Evan N. Kirby, Joshua D. Simon e Marla Geha, Uncovering Extremely Metal-Poor Stars in the Milky Way's Ultra-Faint Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies, in The Astrophysical Journal, vol. 685, n. 1, 20 settembre 2008, pp. L43–L46, DOI:10.1086/592432. URL consultato il 4 aprile 2016.
- ^ (EN) Jana Grcevich e Putman, H I in Local Group Dwarf Galaxies and Stripping by the Galactic Halo, in The Astrophysical Journal, vol. 696, n. 1, 1º gennaio 2009, p. 385, DOI:10.1088/0004-637X/696/1/385. URL consultato il 4 aprile 2016.
