La Galassia Sombrero, M104 | |
La galassia a spirale M104 ( telescopio spaziale Hubble ). | |
Dati di osservazione ( Epoca J2000.0 ) | |
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Costellazione | Vergine |
Ascensione Retta (α) | 12 h 39 m 59,4 s |
Declinazione (δ) | −11°37′23″ |
Magnitudine apparente (V) | 8.0 9.0 nella banda B |
Lucentezza superficiale | 11.89 mag / am 2 |
Dimensioni apparenti (V) | 8.6 ' × 4.2 ' |
spostamento verso il rosso | 0,003416 ± 0,0000017 |
Angolo di posizione | 89 ° |
Posizione nella costellazione: Vergine | |
Astrometria | |
Velocità radiale | 1.024 ± 5 km/s |
Distanza | 9,55 ± 0,31 Mpc (∼31,1 milioni al ) |
Caratteristiche fisiche | |
Tipo di oggetto | Galassia a spirale |
Tipo di galassia | SA (s) a Sa |
Dimensioni | 78.000 al |
Scoperta | |
Scopritore/i | Pierre Mechain |
Datato | 11 maggio 1781 |
Designazione/i |
NGC 4594 PGC 42407 UGCA 293 MCG -2-32-20 IRAS 12373-1120 |
Elenco delle galassie a spirale | |
M104 ( NGC 4594 , nota anche come Galassia Sombrero ) è una galassia a spirale vista sul bordo situata nella costellazione della Vergine ad una distanza di circa 47 milioni di anni luce dalla Via Lattea .
M104 è stato utilizzato da Gérard de Vaucouleurs come galassia di tipo morfologico SAa sp nel suo atlante delle galassie.
La classe di luminosità di M104 è I ed ha un'ampia linea HI . È anche una galassia LINER , cioè una galassia il cui nucleo presenta uno spettro di emissione caratterizzato da larghe righe di atomi debolmente ionizzati. Inoltre, è una galassia attiva del tipo Seyfert 2 (1.9).
Con una luminosità superficiale pari a 11,89 mag / am 2 , possiamo qualificare M104 come una galassia con un'elevata luminosità superficiale.
Alcune fonti indicano che Charles Messier scoprì M104. Infatti, non era nella prima edizione del suo catalogo e lo aggiunse manualmente nella sua copia personale l'11 maggio 1781.
Fu Pierre Méchain , un collega di Charles Messier, che scoprì M104 e ne informò Jean Bernouilli in una lettera datata 6 maggio 1783. Camille Flammarion notò la somiglianza della posizione indicata da Méchain e dell'oggetto (HI. 43, la galassia Sombrero ) osservato da John Herschel su9 marzo 1828 e lo aggiunse alla lista di Messier nel 1921.
Nel 1912, Vesto Slipher del Lowell fu il primo ad osservare lo spostamento delle righe spettrali delle galassie. M104 è stata la prima galassia per la quale ha ottenuto un forte redshift. L'offset ottenuto corrispondeva ad una velocità di circa 1000 km/s. M104 era precedentemente considerato una nebulosa nella nostra galassia, ma questa velocità era troppo grande per essere così. Slipher ha anche rilevato il movimento di rotazione dell'M104. Slipher scoprì così la prima prova dell'esistenza di sistemi stellari diversi da quelli della nostra galassia.
L'osservazione di M104 è piuttosto difficile, tanto più che raramente si allontana dall'orizzonte alle medie latitudini dell'emisfero settentrionale. Per localizzarlo, parti dalla stella Algorab : a nord di questa stella, troverai una Y rovesciata; M104 è a 1° NE della stella che costituisce la base della Y. M104 è visibile in un telescopio astronomico ma non è quindi di grande interesse. D'altra parte, un telescopio da 200 mm può rilevare la barra scura di polvere in contrasto davanti al nucleo lucido.
Il sito NASA/IPAC ne ha segnalati più di trenta non basati sulle misure redshift ( redshift ). Il risultato di queste misurazioni fornisce una distanza di 11.219 ± 3.592 Mpc (∼36,6 milioni al ). La distanza Hubble per M104 è 14,3 ± 1,1 Mpc (∼46,6 milioni al ). I due valori sono simili, ma nel campione di 31 misure elencate, molte hanno dai 30 ai 40 anni.
Studi più recenti basati sull'osservazione delle stelle giganti rosse nella galassia hanno prodotto risultati molto più precisi di quelli ottenuti in precedenza. Gli autori di un articolo pubblicato nel 2016 riportano una distanza di 9,55 ± 0,13 Mpc.
La caratteristica più notevole di M104, che gli è valsa il famoso nome di galassia Sombrero, è la linea di polvere davanti al suo bulbo . Questa fascia di polvere è in realtà un disco simmetrico che circonda il bulbo della galassia. La maggior parte dell'idrogeno neutro e della polvere è in questo disco. Il disco potrebbe anche contenere la maggior parte del gas molecolare della galassia, ma questa deduzione si basa su osservazioni di onde radio a bassa risoluzione e rilevamenti a bassa intensità. Sarebbero necessarie ulteriori osservazioni per confermare che il gas molecolare è intrappolato nell'anello M104. La spettroscopia a infrarossi rivela che l'anello di polvere è il sito principale delle stelle nella formazione delle galassie .
Come accennato nell'introduzione, M104 è una galassia LINER . Ciò significa che gli atomi sono debolmente ionizzati o, in altre parole, che hanno perso relativamente pochi elettroni . La fonte di energia delle galassie LINER è oggetto di dibattito. L'energia di alcune galassie LINER potrebbe provenire da gas caldi che si trovano nelle regioni di formazione stellare mentre per altre proverrebbe da un nucleo attivo dove è presente un buco nero supermassiccio . Le osservazioni all'infrarosso hanno mostrato che la formazione stellare è probabilmente assente nel nucleo di M104. Tuttavia, c'è un buco nero supermassiccio nel nucleo della galassia che è probabilmente la fonte dell'attività LINER.
La presenza di un buco nero supermassiccio è stata segnalata a metà degli anni '90 da un gruppo di astronomi che lavoravano con il telescopio spaziale Hubble . Dalla velocità delle stelle osservate, hanno dedotto che la massa del buco nero M104 era dell'ordine di un miliardo di masse solari.
Secondo una ricerca pubblicata nel 2006 basata sulle misurazioni della luminosità nella banda K del vicino infrarosso del bulbo di M104 (NGC 4594 nell'articolo), otteniamo un valore di 10 8,9 (794 milioni di masse solari) per il buco nero supermassiccio lì.
Secondo un terzo studio pubblicato nel 2009 basato sulla velocità interna della galassia misurata dal telescopio spaziale Hubble , la massa del buco nero supermassiccio al centro di M104 sarebbe compresa tra 240 milioni e 860 milioni .
Il nucleo di M104 è una forte sorgente di radiazione di sincrotrone nei campi dei raggi X e delle onde radio . La radiazione di sincrotrone è emessa da elettroni che si muovono ad altissima velocità, avvolgendosi attorno alle linee di un forte campo magnetico. Questo tipo di emissione è abbastanza comune nei nuclei attivi delle galassie.
Nel 2006, due gruppi hanno pubblicato misurazioni della radiazione terahertz dal nucleo di M104 a una lunghezza d' onda di 850 μm . La fonte di questa radiazione rimane non identificata. Non deriva dall'emissione termica della polvere che di solito emette onde nel campo delle onde radio. Né proviene dalla radiazione frenante continua (radiazione bremsstrahlung) da gas caldi raramente emessi a lunghezze d'onda millimetriche o da un gas molecolare che generalmente produce righe spettrali nel campo delle microonde .
M104 ha un numero relativamente alto di globuli rossi . Secondo gli studi, ci sono tra 1200 e 2000 ammassi nell'alone della galassia. Il rapporto tra il numero di ammassi globulari e la luminosità di M104 è elevato rispetto a quello della Via Lattea, ma è simile a quello di altre galassie con un grande bulbo . Questo rapporto viene spesso citato per dimostrare che il numero di ammassi globulari potrebbe essere correlato alle dimensioni del bulbo di una galassia.
M104 si trova in un complesso filamentoso di galassie che si estende a sud dell'ammasso della Vergine . Tuttavia, sembra che M104 non faccia parte di un ammasso di galassie . Esistono due metodi per identificare un gruppo di galassie. Il metodo gerarchico considera le galassie una per una per determinare se fanno parte di un aggregato di galassie più ampio. Questo metodo generalmente produce risultati che mostrano che M104 fa parte di un gruppo che include NGC 4487 , NGC 4504 , NGC 4802 e UGCA 289 e forse poche altre galassie.
(Nota: NGC 4487, NGC 4504 e UGCA 289 fanno parte di un gruppo di galassie che emettono raggi X, il gruppo di NGC 4487. )
Il secondo metodo si basa sulla teoria della percolazione . Considera le galassie in coppia per determinare l'appartenenza al gruppo. Questo metodo indica che M104 non è in un gruppo o che forma una coppia con UGCA 287.
M104 è, invece, accompagnato da una galassia nana ultracompatta (in) scoperta nel 2009. La magnitudine assoluta di questa galassia è pari a -12,3 e il suo raggio effettivo è di soli 47,9 anni luce. La sua massa è pari a 3,3 x 10 7
M104 nell'ultravioletto ( GALEX ).
Foto di un astronomo dilettante (Carsten Frenzl).
M104 dalla dichiarazione SDSS .