Galaxie Leo-T-Zwerggalaxie
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AladinLite
Sternbild	Löwe
Position Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Rektaszension	09h 34m 53,4s[1]
Deklination	17° 03′ 05″[1]
Erscheinungsbild
Morphologischer Typ	dSph/dIrr
Helligkeit (visuell)	16 mag[2]
Helligkeit (B-Band)	mag
Winkel­ausdehnung	2,8′[2]
Positionswinkel
Inklination	°
Flächen­helligkeit	mag/arcmin²
Physikalische Daten
Zugehörigkeit	Lokale Gruppe
Rotverschiebung
Radial­geschwin­digkeit	km/s
Hubbledistanz H0 = 73 km/(s • Mpc)
Entfernung	1.365.000 Lj / 420.000 pc [2]
Absolute Helligkeit	mag
Masse	M☉
Durchmesser	Lj
Metallizität [Fe/H]	(({Metallizität))}
Geschichte
Entdeckung
Entdeckungsdatum
Katalogbezeichnungen
PGC 4713564 • Leo T[1]

Die Leo-T-Zwerggalaxie, kurz auch Leo T, ist eine Zwerggalaxie im Sternbild des Löwen und wurde im Jahr 2006 nach Analyse der Daten der Durchmusterung des Sloan Digital Sky Survey entdeckt.^[2]

Die Galaxie liegt in einer Entfernung von etwa 420 kpc von unserem Sonnensystem entfernt und entfernt sich von diesem mit einer Geschwindigkeit von näherungsweise 35 km/s.^[2][3] Auf die Milchstraße bezogen ergibt sich eine Radialgeschwindigkeit von −60 km/s, womit sich Leo T unserer Galaxis mit geringer Geschwindigkeit annähert.^[3]

Leo T wird als Übergangstyp (engl. transitional object, von daher auch das T im Namen) zwischen einer spheroidalen (dSph) und irregulären (dIrr) Zwerggalaxie klassifiziert. Der Halblichtradius der Galaxie liegt bei 180 pc.^[2]

Leo T gehört zu den kleinsten und lichtschwächsten Galaxien der Lokalen Gruppe. Die absolute Helligkeit von M_V = −7,1 mag entspricht etwa dem 40.000-Fachen der Sonne (andere Quellen erwähnen auch M_V = −8,0 mag).^[4][2] Die Gesamtmasse der Zwerggalaxie ist mit 8 Millionen M_☉ so hoch, dass es zum hohen Masse-Leuchtkraft-Verhältnis von etwa 140 kommt, ein Indiz für die Dominanz durch Dunkle Materie.^[3]

Die Sternpopulation von Leo T besteht sowohl aus alten wie aus jungen Sternen.^[2] Die älteren Sterne formten sich bereits etwa vor 12 Milliarden Jahren.^[4] Die Metallizität dieser Population fällt mit [Fe/H] ≈ −2.02 ± 0.54 sehr gering aus (andere Quellen nennen hier auch −1,5).^[4] Dies bedeutet, dass die Galaxie etwa 100-mal weniger an schweren Elementen als unsere Sonne enthält.^[5] Die beobachteten alten Sterne sind entsprechend ihrem Alter hauptsächlich Rote Riesen, obwohl auch einige Sterne des Horizontalasts und des Roten Klumpens (engl. red clump) beobachtet werden konnten.^[4] Nach einer längeren Unterbrechung setzte vor etwa 1 Milliarde Jahren erneut eine Sternentstehungsphase ein. Daraus resultierte die auch noch jetzt sichtbare Population der jungen blauen Sterne. Diese jüngere Population konzentriert sich mehr zum Zentrum der Galaxie und enthält lediglich etwa 10 % der stellaren Gesamtmasse der Zwerggalaxie. Zurzeit ist in Leo T keine nennenswerte Sternentstehung festzustellen.^[4]

Leo T besitzt eine signifikante Menge an neutralem Wasserstoffgas (HI) mit einer Masse von etwa 280.000 M_☉, was dem Dreifachen der Sternenmasse in dieser Galaxie entspricht.^[6] Das Gas enthält zwei Komponenten, einerseits kühles Gas im Zentrum der Zwerggalaxie mit einer Temperatur von näherungsweise 500 K, anderseits warmes Gas, gleichmäßig verteilt über die gesamte Galaxie, mit einer Temperatur von etwa 6.000 K.^[6] Die Dichte ist jedoch im Mittel derzeit nicht groß genug für eine erneute Sternentstehungsphase, impliziert jedoch eine mögliche Sternentstehung in der Zukunft der Galaxie.^[6]

Leo T formte sich wohl, als ein kleines Halo Dunkler Materie begann, Gas zu akkretieren, was dann später zur ersten Sterngeneration der jetzt älteren Sternpopulation führte.^[7]

1. ↑ ^{a b} SIMBAD Astronomical Database. In: Results for Leo T Dwarf Galaxy. Abgerufen am 14. März 2010. 
2. ↑ ^{a b c d e f g h} V. Irwin, Belokurov, V.; Evans, N. W. et al.: Discovery of an Unusual Dwarf Galaxy in the Outskirts of the Milky Way. In: The Astrophysical Journal. 656. Jahrgang, Nr. 1, 2007, S. L13–L16, doi:10.1086/512183, arxiv:astro-ph/0701154, bibcode:2007ApJ...656L..13I. 
3. ↑ ^{a b c} Joshua D. Simon, Geha, Marla: The Kinematics of the Ultra-faint Milky Way Satellites: Solving the Missing Satellite Problem. In: The Astrophysical Journal. 670. Jahrgang, Nr. 1, 2007, S. 313–331, doi:10.1086/521816, arxiv:0706.0516, bibcode:2007ApJ...670..313S. 
4. ↑ ^{a b c d e} J.T.A. de Jong, Harris, J.; Coleman, M.G. et al.: The Structural Properties and Star Formation History of Leo T from Deep LBT Photometry. In: The Astrophysical Journal. 680. Jahrgang, Nr. 2, 2008, S. 1112–1119, doi:10.1086/587835, arxiv:0801.4027, bibcode:2008ApJ...680.1112D. 
5. ↑ Evan N. Kirby, Simon, Joshua D.; Geha, Marla et al.: Uncovering Extremely Metal-Poor Stars in the Milky Way's Ultrafaint Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies. In: The Astrophysical Journal. 685. Jahrgang, Nr. 1, 2008, S. L43–L46, doi:10.1086/592432, arxiv:0807.1925, bibcode:2008ApJ...685L..43K. 
6. ↑ ^{a b c} Emma V. Ryan-Weber, Begum, Ayesha; Oosterloo, Tom et al.: The Local Group dwarf Leo T: HI on the brink of star formation. In: Mon. Not. R. Astron. Soc. 384. Jahrgang, Nr. 2, 2008, S. 535–540, doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12734.x, arxiv:0711.2979, bibcode:2008MNRAS.384..535R. 
7. ↑ Massimo Ricotti: Late gas accretion on to primordial minihaloes: a model for Leo T, dark galaxies and extragalactic high-velocity clouds. In: Mon. Not. R. Astron. Soc. 392. Jahrgang, Nr. 1, 2009, S. L45–L49, doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00586.x, arxiv:0806.2402, bibcode:2009MNRAS.392L..45R.