ろくぶんぎ座A（ろくぶんぎざA、）は、地球から見てろくぶんぎ座の方向に、約450万光年離れた位置にある矮小不規則銀河である。天の川銀河が属する局所銀河群の外縁部に位置しているが、局所銀河群に属する銀河であるか否かは議論が分かれている。
観測史 1936年以降、フリッツ・ツビッキーは、パロマー天文台に設置された口径18インチのシュミット式望遠鏡を用いて矮小銀河の捜索を始め、その過程で得た写真乾板を調査したことで、いくつかの矮小銀河候補を発見した。そのうち6つを、ウォルター・バーデがさらに大きな望遠鏡を用いて追観測した。1940年に、エドウィン・ハッブルがに掲載した論文では、バーデが観測した候補のうちの2つが、それぞれ「Baade's system in Sextans（後のろくぶんぎ座A）」と、「Baade's system in Leo（後のしし座A）」として図版付きで紹介されている。
1942年、ツビッキーは、1940年に紹介された2つの矮小銀河候補が、これまで知られていなかった非常に淡い銀河だと判明したとする論文をフィジカル・レビューに掲載した。ツビッキーは、ろくぶんぎ座に位置する銀河（Baade's system in Sextans）に関して、「100万光年の距離にあり、現在知られている中で2番目に淡い銀河であるかもしれない」と記している。
この銀河は当初、ろくぶんぎ座A（Sextans A）ではなく、Sextans Systemや、単に Sexなどと呼ばれていた。その後、1959年に発表されたでは、ろくぶんぎ座Aとして、カタログの75番目の銀河に収録されている。
特徴 ろくぶんぎ座Aの有効半径（Half-light Radius）を基にした直径は約4,600光年と、天の川銀河の20分の1である。NASAのデータベースは、D25と呼ばれる等輝度線直径（Isophotal Diameter）を用いており、その値は約8,000光年である。また、質量はと、天の川銀河（）の1000分の1である。そのため矮小銀河に大別されるが、さらに渦巻や楕円と言った規則的な構造を欠いているため、矮小不規則銀河として知られる。
ろくぶんぎ座Aは局所銀河群に属するという意見もあるが、局所銀河群とは重力的に結びついておらず、むしろ宇宙の膨張に起因するハッブルフローに従っているとする意見もある。
構造
過去1億年の間に始まったとされる、ろくぶんぎ座Aの中心部での星形成により、O型星やB型星などの短命な大質量星が誕生した。その後、これらの大質量星が超新星爆発を引き起こしたことで、衝撃を受けた外側の領域で新たな星形成が誘発された。このサイクルが続いた結果、地球からはダイヤモンド型に見える殻構造が形成された。現在、4つの星形成領域が確認されており、全ての星形成は殻構造の縁付近で進行している。また、ガスが枯渇し、星形成が停止する寸前の領域を除いた3つの星形成領域には、Hα線を放つ泡状のHII領域が付随している。
殻構造の周囲には、中性水素ガス（HIガス）が豊富に分布している。中性水素の質量は概ね (6 - 8) × とされるが、中性水素の起源や星形成活動との因果関係は明らかでない。また、ろくぶんぎ座Aの絶対等級は -14等級と比較的暗いため、低表面輝度銀河に分類される。これは、銀河の一生を通して形成された恒星の数が多くないことも影響している。
金属量 金属量は、[Fe/H] ∼ -1.45と低く、重元素の量が太陽の30分の1以下であることを示している。2012年、カナリア大望遠鏡を用いた分光観測により、18個の大質量星候補のスペクトル分類が行われた。そのうち5個がO型星に、7個が早期B型星に分類された。その後、同望遠鏡を用いた複数の観測を経て、159個のO型星とB型星がカタログ化された。金属量の少ない環境下における大質量星の物理的性質を知ることで、似たような環境下であった宇宙初期の実態を把握することができるため、比較的地球に近いろくぶんぎ座Aは理想的な対象とされている。
周辺の環境
ろくぶんぎ座Aの周辺には、同じく矮小不規則銀河のや、マゼラン渦巻銀河のNGC 3109などが存在する。ろくぶんぎ座Aは、最も近い銀河であるろくぶんぎ座Bから約100万光年、NGC 3109から約160万光年離れているため、孤立した銀河である。しかし、HIガスの分布がの存在を示していることから、過去に周辺の銀河もしくは天の川銀河と相互作用した可能性が指摘されている。
ろくぶんぎ座Aは、ろくぶんぎ座BやNGC 3109など少数の銀河と共に、全長約360万光年のを構成する。
出典
関連項目 散在銀河 近い銀河の一覧 ろくぶんぎ座矮小楕円体銀河