Galaxia Sombrero

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
M104
Galaxie spirală
M104 ngc4594 sombrero galaxy hi-res.jpg
Imagine a „M104” (foto NASA / STSci)
Descoperire
Descoperitor Charles Messier
Data 1791
Date observaționale
( epoca J2000.0 )
Constelaţie Virgin
Ascensiunea dreaptă 12 h 39 m 59,4 s [1]
Declinaţie -11 ° 37 ′ 23 ″ [1]
Distanţă 29,5 milioane al
(9,0 milioane buc )
Magnitudine aparentă (V) 8,98 [1]
Dimensiunea aparentă (V) 8,7 'x 3,5' [1]
Viteza radială 1024 km / s
Caracteristici fizice
Tip Galaxie spirală
Clasă Sa (s) a [1]
Dimensiuni 50 000 al
( 15 300 buc )
Alte denumiri
Galaxia Sombrero
M 104, NGC 4594, PGC 42407, UGCA 293 [1]
Hartă de localizare
Galaxia Sombrero
Fecioară IAU.svg
Categoria galaxiilor spirale

Coordonate : Carta celeste 12 h 39 m 59,4 s , -11 ° 37 ′ 23 ″

Galaxia Sombrero (cunoscută și sub numele de M 104 sau NGC 4594 ) este o galaxie din constelația Fecioarei . Vederea sa de ultimă oră, cu banda sa întunecată, l-au făcut celebru și este un obiect preferat în fotografia de astronomie amator.

Observare

Harta pentru a localiza galaxia Sombrero.

M104 este un obiect nu foarte ușor de găsit pe cer, deoarece în imediata sa vecinătate nu există stele strălucitoare; poate fi găsit la aproximativ 9 ° vest de steaua strălucitoare Spica sau la 4 ° NNE din δ Corvi . Dimensiunile sale aparente sunt 5'x2 '. Este deja vizibil în binoclul de 10x50 ca o elipsă clară alungită în direcția est-vest, fără a observa însă nicio anume; un telescop de 60-80mm arată în același mod, cu cea mai strălucitoare zonă centrală a zonelor periferice. Cu instrumente cu o deschidere de 150-200 mm, galaxia încă nu prezintă cu ușurință detalii și viziunea poate fi dezamăgitoare dacă aveți în vedere doar cele mai cunoscute imagini ale sale: se arată ca o elipsă în care partea nordică pare vizibil mai luminoasă., În timp ce pe o observație deosebit de atentă, este posibil să identificăm pe ambele părți un indiciu al acelei benzi întunecate care conferă galaxiei aspectul său. Instrumentele de 300 mm vă permit să afișați detalii mai mari, cum ar fi linia întunecată, în special vizibilă cu viziunea evitată . [2]

M104 poate fi observat atât din emisferele terestre, cât și din toate zonele locuite ale Pământului , datorită faptului că declinul său nu este excesiv de sud; din regiunile sudice este mai observabil și apare ridicat pe cer în nopțile de primăvară, în timp ce din emisfera nordică apare în medie mai jos, cu excepția zonelor apropiate de ecuator . [3] Cel mai bun moment pentru observarea sa pe cerul serii este între martie și iulie.

Istoria observațiilor

Colaj de imagini pe disc ale Galaxy Sombrero la diferite lungimi de undă.

La 11 mai 1791, Charles Messier a adăugat-o manual la copia sa din Catalogul Messier după publicarea originală a lucrării. El a descris-o ca pe o „ nebuloasă foarte slabă”. Obiectul este menționat, ca o nouă descoperire, într-o scrisoare din 6 mai 1783 de la Pierre Méchain și a fost descoperit în mod independent de William Herschel la 9 mai 1784. [2]

În 1912, Vesto Slipher a descoperit că M104 avea o mare deplasare la roșu , corespunzătoare unei viteze de retragere de aproximativ 1 000 km / s . A fost o viteză prea mare pentru a putea face parte din Calea Lactee și a fost una dintre primele dovezi că M104 nu era o simplă nebuloasă, așa cum se credea anterior, ci o galaxie independentă. [2]

Caracteristici

Această galaxie este situată în constelația Fecioară, dar distanța sa este estimată la aproximativ 31 de milioane de ani lumină de noi și, prin urmare, este mai aproape decât Clusterul Fecioară , din care nu este considerat membru. Are o magnitudine aparentă de 8 (integrată pe întreaga suprafață) și are un tip Sa sau Sb . Este invizibil cu ochiul liber, dar deja vizibil cu telescoape mici. Are un diametru aparent egal cu aproximativ o cincime din Luna plină, dar sunt necesare telescoape mari sau fotografii cu expunere îndelungată pentru a vedea cele mai slabe părți. [2]

Diametrul lui M104 este estimat diferit de diverși astronomi: de la 50 000 a 140 000 de ani lumină . Conform site-ului Hubble Space Telescope , [4] diametrul lui M104 este 50 000 de ani lumină și masa sa este egală cu 800 de miliarde de mase solare . Acesta are un nucleu mare, luminos, o centrală ciudat de mare umflatura , și o bandă proeminent de praf în jurul discului. Deoarece este tăiat, aspectul general este similar cu un sombrero mexican, de unde și numele dat.

Această galaxie are, de asemenea, un sistem bine grupat de grupuri globulare , cu cel puțin câteva sute de membri vizibili pentru telescoapele mari și o populație totală estimată de cel puțin 2.000 de obiecte, mult mai multe decât cele ale Căii Lactee . Fotografiile recente au arătat că M104 are un halou galactic foarte mare.

Structura

Imagine a M104 obținută în raze infraroșii dela telescopul spațial Spitzer .

Regiunea de bază

Nucleul Galaxy Sombrero este clasificat ca regiune nucleară cu linie cu emisii scăzute de ionizare (LINER), [5] adică regiuni nucleare în care există gaz slab ionizat , adică cu o pierdere de doar unul sau câțiva electroni . Sursa de energie a ionizării unor astfel de nuclee a făcut obiectul dezbaterii: unele nuclee pot fi energizate de o stea foarte caldă, tânără, situată într-o anumită regiune de formare a stelelor , în timp ce pentru altele sursa poate fi cea a unui nucleu activ , adică regiuni foarte energice care conțin o gaură neagră supermasivă . Observațiile spectroscopice în infraroșu au arătat că nucleul galaxiei Sombrero nu este probabil afectat de niciun fenomen de formare a stelelor ; cu toate acestea, se pare că a fost identificată o gaură neagră în miezul său, care ar putea fi, prin urmare, sursa de energie care a cauzat ionizarea slabă a gazului observat. [6]

În anii 1990, s-a arătat că există o gaură neagră supermasivă în centrul galaxiei. [7] Folosind datele spectroscopice obținute atât din CFHT cât și din telescopul spațial Hubble s-a arătat că viteza de rotație a stelelor din centrul galaxiei nu poate fi menținută dacă o masă egală cu un miliard de mase solare nu ar fi prezentă în centru . [7]

La lungimile de undă ale undelor radio și ale razelor X nucleul prezintă o puternică sursă de emisie a sincrotronului ; [8] [9] [10][11] [12] [13] [14] această emisie se produce atunci când electronii cu viteză mare oscilează pe măsură ce trec printr-o regiune cu un câmp magnetic puternic și este destul de comună în nucleele din galaxii active. Deși emisiile radio sincrotrone pot varia în timp în unele nuclee active, luminozitatea emisiilor radio ale Galaxy Sombrero variază cu doar 10-20%. [8]

În 2006, două grupuri de studiu au publicat măsurători ale radiației submilimetrice a miezului galaxiei la o lungime de undă de 850 µm ; [6] [14] s- a văzut că aceste emisii nu provin nici din emisiile termice de praf interstelar , observabile în mod normal în infraroșu, nici din radiația sincrotronă, vizibilă la undele radio, nici din bremsstrahlung provenind din gazul fierbinte, care emite și el radio unde, nici din gaze moleculare. [6] Sursa rămâne astfel neidentificată.

Inelul de pulberi

Cea mai evidentă structură a galaxiei Sombrero este marea bandă întunecată formată din praful din mediul interstelar care trece în fața regiunii centrale; această bandă întunecată este de fapt un inel simetric care înconjoară miezul galaxiei. [6] O mare parte a hidrogenului gazos atomic rece prezent în galaxie [15] și a prafului [6] se extinde în jurul inelului, care conține, de asemenea, în general cea mai mare parte a gazului molecular rece al galaxiei; [6] potrivit unora aceasta ar fi doar o ipoteză sau o speculație bazată pe observațiile la rezoluție mică și cu detectări slabe. [16] [17] Observații suplimentare sunt de fapt necesare pentru a confirma că gazul molecular al acestei galaxii este conținut în principal în inel; pe baza spectroscopiei în infraroșu, totuși, s-a confirmat că acest inel de praf este locul principal al fenomenelor de formare a stelelor care apar în interiorul M104. [6]

Clustere globulare

Imaginea NASA a galaxiei Sombrero; inelul de pulberi și aureola externă sunt clar evidente, care este foarte bogat în grupuri globulare.

Galaxia Sombrero are un număr relativ mare de ciorchini globulari , în comparație cu alte galaxii cu o bombă mare; acest fapt a fost citat în mod repetat pentru a arăta că numărul grupurilor globulare din galaxii ar fi legat de întinderea bombei galactice în sine. Densitatea suprafeței clusterelor globulare urmează, în general, profilul luminos al bombei, cu excepția regiunilor cele mai apropiate de centrul galactic; [18] [19] [20]

Distanţă

Au fost utilizate două metode de detectare pentru a măsura distanța față de galaxie.

Prima metodă constă în compararea măsurătorilor fluxurilor provenite din nebuloasele planetare ale galaxiei Sombrero cu luminozitatea bine-cunoscută a nebuloaselor planetare din Calea Lactee ; această metodă a dat o distanță de 29 ± 2 milioane de ani lumină (egală cu 8,9 ± 0,6 milioane de parseci ). [21]

A doua metodă utilizată este cea a fluctuației luminozității suprafeței ; această metodă folosește aspectul granulat al bombei pentru a estima distanța sa. De fapt, bombele din galaxiile din apropiere par foarte granuloase, în timp ce bombele din galaxiile mai îndepărtate apar cu lumină difuză; primele măsurători folosind această tehnică au furnizat o distanță de 30,6 ± 1,3 milioane de ani lumină (egală cu 9,4 ± 0,4 milioane de parseci). [22] Mai târziu, după unele îmbunătățiri ale tehnicii, a fost furnizată o distanță de 32,3 ± 3 milioane de ani lumină (egală cu 9,8 ± 0,8 milioane de parseci). [23] Un alt rafinament efectuat în 2003 a adus valoarea distanței la 29,6 ± 2,5 milioane de ani lumină (egală cu 9,1 ± 0,8 milioane de parsec) [24] .

Distanța medie măsurată folosind aceste două tehnici este, prin urmare, egală cu 29,3 milioane de ani lumină (9,0 milioane parsec) cu o diferență de 1,6 milioane ani lumină (0,5 milioane parsec). [25]

Mediul inconjurator

Galaxia Sombrero se află într-un nor complex de galaxii cu aspect filamentos care se extinde la sud de Clusterul Fecioarei ; [26] Prin urmare, nu este clar dacă această galaxie aparține în mod oficial acestui grup de galaxii . Metodele ierarhice pentru identificarea grupurilor, care determină apartenența la grup prin analizarea oricărei galaxii aparținând unui grup mai mare de galaxii, indică faptul că această galaxie ar face parte dintr-un grup care include NGC 4487 , NGC 4504 , NGC 4802 , UGCA 289 și probabil alte galaxii. . [26] [27][28] Cu toate acestea, rezultatele metodei de percolare (cum ar fi așa-numita metodă „ prietenii prietenilor ”), care leagă galaxiile individuale împreună pentru a determina membrii grupului lor, indică faptul că această galaxie este care nu este inclus în niciun grup [29] sau că cel mult ar putea fi membru al unei perechi de galaxii cu UGCA 287 .[28]

Notă

  1. ^ a b c d e f NASA / IPAC Baza de date extragalactică , în Rezultate pentru M 104 . Adus pe 9 iulie 2008 .
  2. ^ a b c d Federico Manzini, New Orion - Catalogul lui Messier , 2000.
  3. ^ O declinație de 11 ° S este egală cu o distanță unghiulară față de polul ceresc sudic de 79 °; adică la sud de 79 ° S obiectul este circumpolar, în timp ce la nord de 79 ° N nu se ridică niciodată.
  4. ^ Website Telescop spațial Hubble , la hubblesite.org .
  5. ^ LC Ho, AV Filippenko, WLW Sargent, O căutare a nucleelor ​​Seyfert "Pitic". III. Parametrii și proprietățile spectroscopice ale galaxiilor gazdă , în Astrophysical Journal Supplement , vol. 112, 1997, pp. 315–390, DOI : 10.1086 / 313041 .
  6. ^ a b c d e f g GJ Bendo, BA Buckalew, DA Dale, BT Draine, RD Joseph, RC Kennicutt Jr., K. Sheth, J.-DT Smith, F. Walter, D. Calzetti, JM Cannon, CW Engelbracht, KD Gordon, G. Helou, D. Hollenbach, EJ Murphy, H. Roussel, Spitzer și JCMT Observații ale nucleului galactic activ în galaxia Sombrero (NGC 4594) , în Astrophysical Journal , vol. 645, 2006, pp. 134–147, DOI : 10.1086 / 504033 .
  7. ^ a b J. Kormendy, R. Bender, EA Ajhar, A. Dressler, SM Faber, K. Gebhardt, C. Grillmair, TR Lauer, D. Richstone, S. Tremaine, Telescop spațial Hubble Dovezi spectroscopice pentru 1 X 10 9 M☉ Black Hole în NGC 4594 , în Astrophysical Journal Letters , vol. 473, 1996, pp. L91 - L94, DOI : 10.1086 / 310399 .
  8. ^ a b AG de Bruyn, PC Crane, RM Price, JB Carlson, Sursele radio din nucleele NGC 3031 și NGC 4594 , în Astronomy and Astrophysics , vol. 46, 1976, pp. 243-251.
  9. ^ E. Hummel, JM van der Hulst, JM Dickey, Central radio sources in spiral galaxies - Starburst or accretion , în Astronomy and Astrophysics , vol. 134, 1984, pp. 207-221.
  10. ^ A. Thean, A. Pedlar, MJ Kukula, SA Baum, CP O'Dea, Observații radio de înaltă rezoluție ale galaxiilor Seyfert în eșantionul extins de 12 µm - I. Observațiile , în Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , vol. 314, 2000, pp. 573–588, DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03401.x .
  11. ^ T. Di Matteo, CL Carilli, AC Fabian, Limite ale ratelor de acumulare pe găuri negre masive în galaxiile din apropiere , în Astrophysical Journal , vol. 547, 2001, pp. 731–739, DOI : 10.1086 / 318405 .
  12. ^ S. Pellegrini, G. Fabbiano, F. Fiore, G. Trinchieri, A. Antonelli, Nuclear and global X-ray properties of LINER galaxies: Chandra and BeppoSAX results for Sombrero and NGC 4736 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 383, 2002, pp. 1-13, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20011482 .
  13. ^ S. Pellegrini, A. Baldi, G. Fabbiano, D.-W. Kim, An XMM-Newton and Chandra Investigation of the Nuclear Accretion in the Sombrero Galaxy (NGC 4594) , în Astrophysical Journal , vol. 597, 2003, pp. 175–185, DOI : 10.1086 / 378235 .
  14. ^ a b M. Krause, R. Wielebinski, M. Dumke, Polarizarea radio și observațiile sub-milimetrice ale galaxiei Sombrero (NGC 4594). Configurația câmpului magnetic pe scară largă și emisia de praf , în Astronomie și astrofizică , vol. 448, 2006, pp. 133–142, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20053789 .
  15. ^ E. Bajaja, G. van der Burg, SM; Faber, JS Gallagher, GR Knapp, WW Shane, Distribuția hidrogenului neutru în galaxia Sombrero, NGC 4594 , în Astronomy and Astrophysics , vol. 141, 1984, pp. 309-317.
  16. ^ E. Bajaja, E. Hummel, R. Wielebinski, R.-J. Dettmar, Structura pe scară largă a continuumului radio al galaxiei Sombrero (NGC 4594) , în Astronomy and Astrophysics , vol. 202, 1988, pp. 35-40.
  17. ^ JS Young, S. Xie, L. Tacconi, P. Knezek, P. Viscuso, L. Tacconi-Garman, N. Scoville, S. Schneider, FP Schloerb, S. Lord, A. Lesser, J. Kenney, Y .-L. Huang, N. Devereux, M. Claussen, J. Case, J. Carpenter, M. Berry, L. Allen, The FCRAO Extragalactic CO Survey. I. Datele , în Astrophysical Journal Supplement , voi. 98, 1995, pp. 219-257, DOI : 10.1086 / 192159 .
  18. ^ K.-I. Wakamatsu, Distribuție radială și numărul total de clustere globulare în M104 , în Publicații ale Societății Astronomice din Pacific , vol. 89, 1977, pp. 267-270, DOI : 10.1086 / 130114 .
  19. ^ TJ Bridges, DA Hanes, The cluster globular system of NGC 4594 (the Sombrero) , în Astronomical Journal , vol. 103, 1992, pp. 800–814, DOI : 10.1086 / 116102 .
  20. ^ SS Larsen, DA Forbes, JP Brodie, Hubble Space Telescope photometry of globular clusters in the Sombrero galaxy , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 327, 2001, pp. 1116-1126, DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04797.x .
  21. ^ HC Ford, X. Hui, R. Ciardullo, GH Jacoby, KC Freeman, The Stellar Halo of M104. I. Un sondaj pentru nebuloasele planetare și distanța funcției de luminozitate a nebuloasei planetare , în Astrophysical Journal , vol. 458, 1996, pp. 455–466, DOI : 10.1086 / 176828 .
  22. ^ EA Ajhar, TR Lauer, JL Tonry, JP Blakeslee, A. Dressler, JA Holtzman, M. Postman, Calibration of the Surface Brightness Fluctution Method for use with the Hubble Space Telescope , în Astronomical Journal , vol. 114, 1997, pp. 626–634, DOI : 10.1086 / 118498 .
  23. ^ JL Tonry, A. Dressler, JP Blakeslee, EA Ajhar, AB Fletcher, GA Luppino, MR Metzger, CB Moore, The SBF Survey of Galaxy Distances. IV. SBF Magnitudes, Colours, and Distances , în Astrophysical Journal , vol. 546, nr. 2, 2001, pp. 681–693, DOI : 10.1086 / 318301 .
  24. ^ Jensen, Joseph B.; Tonry, John L.; Barris, Brian J; Thompson, Rodger I.; Liu, Michael C.; Rieke, Marcia J; Ajhar, Edward A.; Blakeslee, John P., Măsurarea distanțelor și sondarea populațiilor stelare nerezolvate de galaxii folosind fluctuațiile de luminozitate a suprafeței în infraroșu , în Astrophysical Journal , vol. 583, nr. 2, februarie 2003, pp. 712–726, DOI : 10.1086 / 345430 .
  25. ^ medie a ( 29,6 ± 25 , 290 ± 2 ) = ((29,6 + 290 ) / 2) ± (( 2,5 2 + 20 2 ) 0,5 / 2) = 293 ± 16
  26. ^ a b RB Tully, Catalogul de galaxii din apropiere , Cambridge, Cambridge University Press, 1988, ISBN 0-521-35299-1 .
  27. ^ P. Fouque, E. Gourgoulhon, P. Chamaraux, G. Paturel, Grupuri de galaxii la 80 Mpc. II - Catalogul grupurilor și al membrilor grupului , în Astronomy and Astrophysics Supplement , vol. 93, 1992, pp. 211-233.
  28. ^ a b G. Giuricin, C. Marinoni, L. Ceriani, A. Pisani, Galaxii optice din apropiere: selecția eșantionului și identificarea grupurilor , în Astrophysical Journal , vol. 543, 2000, pp. 178–194, DOI : 10.1086 / 317070 .
  29. ^ A. Garcia, Studiu general al apartenenței la grup. II - Determinarea grupurilor din apropiere , în Astronomy and Astrophysics Supplement , vol. 100, 1993, pp. 47-90.

Bibliografie

Cărți

  • (EN) Stephen James O'Meara, Deep Sky Companions: The Messier Objects, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-521-55332-6 .

Cărți celeste

Elemente conexe

Alte proiecte

linkuri externe

Nebuloasa Orion - Hubble 2006 mozaic 18000.jpg Catalog general nou : NGC 4592 • NGC 4593 • NGC 4594 • NGC 4595 • NGC 4596
Obiecte de cer adânc Portalul Deep Sky Objects : Accesați intrările Wikipedia care se ocupă de obiecte non-stelare
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Galassia_Sombrero&oldid=121903181 ”