Sombrero Galaxy - Sombrero Galaxy

Para outros usos, consulte M104 (desambiguação) .
Sombrero Galaxy
M104 ngc4594 sombrero galaxy hi-res.jpg
Imagem obtida pelo Telescópio Espacial Hubble , 2 de outubro de 2004
Dados de observação ( época J2000 )
constelação Virgem
Ascensão certa 12 h 39 m 59,4 s
Declinação −11 ° 37 ′ 23 ″
Redshift 0,003416 ± 0,000017
Velocidade radial de hélio 1.024 ± 5 km / s
Velocidade galactocêntrica 904 ± 7 km / s
Distância 9,55 ± 0,31  Mpc
(31,1 ± 1,0  Mly )
Magnitude absoluta  (B) -21,8
Características
Modelo SA (s) a;
Tamanho 15  kpc (49.000  ly )
Tamanho aparente  (V) 9 ′ × 4 ′
Características notáveis O impressionante centro brilhante, contrastando com a faixa de poeira intrigantemente detalhada
Outras designações
M 104, NGC  4594, UGC  293, PGC  42407

A Galáxia do Sombrero (também conhecida como Messier Object 104 , M104 ou NGC 4594 ) é uma galáxia espiral nas fronteiras da constelação de Virgem e Corvus , estando a cerca de 9,55 megaparsecs (31,1 milhões de anos-luz ) de nossa galáxia, dentro do superaglomerado local . Tem um diâmetro de aproximadamente 15 quiloparsecs (49.000 anos-luz), 0,3x o tamanho da Via Láctea . Ele tem um núcleo brilhante, uma protuberância central incomumente grande e uma faixa de poeira proeminente em seu disco externo, que é visto quase de lado. A faixa de poeira escura e a protuberância dão-lhe a aparência de um chapéu sombrero . Os astrônomos inicialmente pensaram que o halo era pequeno e leve, indicativo de uma galáxia espiral; mas o Telescópio Espacial Spitzer descobriu que o anel de poeira era maior e mais massivo do que se pensava anteriormente, indicativo de uma galáxia elíptica gigante . A galáxia tem uma magnitude aparente de +8,0, tornando-a facilmente visível com telescópios amadores, e é considerada por alguns autores a galáxia com a maior magnitude absoluta dentro de um raio de 10 megaparsecs da Via Láctea. Sua grande protuberância, o buraco negro supermassivo central e a faixa de poeira atraem a atenção de astrônomos profissionais.

História de observação

Descoberta

A galáxia do Sombrero foi descoberta em 11 de maio de 1781 por Pierre Méchain , que descreveu o objeto em uma carta de maio de 1783 a J. Bernoulli, publicada posteriormente no Berliner Astronomisches Jahrbuch . Charles Messier fez uma anotação manuscrita sobre este e cinco outros objetos (agora reconhecidos coletivamente como M104 - M109) em sua lista pessoal de objetos agora conhecida como Catálogo Messier , mas não foi incluída "oficialmente" até 1921. William Herschel de forma independente descobriu o objeto em 1784 e, adicionalmente, notou a presença de um "estrato escuro" no disco da galáxia, o que agora é chamado de faixa de poeira. Astrônomos posteriores foram capazes de conectar as observações de Méchain e Herschel.

Designação como objeto Messier

Em 1921, Camille Flammarion encontrou a lista pessoal de Messier dos objetos de Messier, incluindo notas escritas à mão sobre a Galáxia do Sombrero. Este foi identificado com o objeto 4594 no Novo Catálogo Geral , e Flammarion declarou que deveria ser incluído no Catálogo Messier. Desde então, o Sombrero Galaxy ficou conhecido como M104 .

Anel de poeira

M104 em infravermelho

Como observado acima, a característica mais marcante desta galáxia é a faixa de poeira que cruza na frente da protuberância da galáxia. Esta faixa de poeira é na verdade um anel simétrico que envolve a protuberância da galáxia. A maior parte do gás hidrogênio atômico frio e a poeira estão dentro desse anel. O anel também pode conter a maior parte do gás frio molecular da galáxia do Sombrero, embora esta seja uma inferência baseada em observações com baixa resolução e detecções fracas. Observações adicionais são necessárias para confirmar que o gás molecular da galáxia Sombrero está restrito ao anel. Com base na espectroscopia de infravermelho , o anel de poeira é o principal local de formação de estrelas nesta galáxia.

Núcleo

O núcleo da Galáxia do Sombrero é classificado como uma região de linha de emissão nuclear de baixa ionização (LINER). Essas são regiões nucleares onde o gás ionizado está presente, mas os íons são apenas fracamente ionizados (ou seja, os átomos têm poucos elétrons faltando). A fonte de energia para ionizar o gás em LINERs tem sido amplamente debatida. Alguns núcleos do LINER podem ser alimentados por estrelas jovens e quentes encontradas em regiões de formação estelar , enquanto outros núcleos do LINER podem ser alimentados por núcleos galácticos ativos (regiões altamente energéticas que contêm buracos negros supermassivos ). Observações de espectroscopia de infravermelho demonstraram que o núcleo da Galáxia do Sombrero é provavelmente desprovido de qualquer atividade significativa de formação de estrelas. No entanto, um buraco negro supermassivo foi identificado no núcleo (como discutido na subseção abaixo), então este núcleo galáctico ativo é provavelmente a fonte de energia que ioniza fracamente o gás na Galáxia do Sombrero.

Buraco negro supermassivo central

Na década de 1990, um grupo de pesquisa liderado por John Kormendy demonstrou que um buraco negro supermassivo está presente na Galáxia do Sombrero. Usando dados de espectroscopia do CFHT e do Telescópio Espacial Hubble , o grupo mostrou que a velocidade de revolução das estrelas no centro da galáxia não poderia ser mantida a menos que uma massa de 1 bilhão de vezes a do Sol , 10 9  M ☉ , está presente no centro. Este está entre os buracos negros mais massivos medidos em qualquer galáxia próxima e é o buraco negro de massa solar de um bilhão mais próximo da Terra.

Radiação síncrotron

Em comprimentos de onda de rádio e raio-X , o núcleo é uma forte fonte de radiação síncrotron . A radiação síncrotron é produzida quando elétrons de alta velocidade oscilam ao passar por regiões com fortes campos magnéticos . Esta emissão é bastante comum para núcleos galácticos ativos . Embora a radiação síncrotron de rádio possa variar com o tempo para alguns núcleos galácticos ativos, a luminosidade da emissão de rádio da Galáxia do Sombrero varia apenas de 10 a 20%.

Radiação terahertz não identificada

Em 2006, dois grupos publicaram medições da radiação terahertz do núcleo da Galáxia do Sombrero em um comprimento de onda de850  μm . Verificou-se que esta radiação terahertz não se originava da emissão térmica de poeira (que é comumente vista em comprimentos de onda infravermelho e submilimétrico), radiação síncrotron (que é comumente vista em comprimentos de onda de rádio ), emissão de bremsstrahlung de gás quente (que é raramente vista em milímetro comprimentos de onda) ou gás molecular (que comumente produz linhas espectrais submilimétricas). A fonte da radiação terahertz permanece não identificada.

Aglomerados globulares

A Galáxia do Sombrero tem um número relativamente grande de aglomerados globulares , estudos observacionais dos quais produziram estimativas populacionais na faixa de 1.200 a 2.000. A proporção de aglomerados globulares para a luminosidade total da galáxia é alta em comparação com a Via Láctea e galáxias semelhantes com pequenas protuberâncias, mas comparável a outras galáxias com grandes protuberâncias. Esses resultados têm sido freqüentemente usados ​​para demonstrar que o número de aglomerados globulares de uma galáxia está relacionado ao tamanho de seu bojo. A densidade da superfície dos aglomerados globulares geralmente segue o perfil de luz da protuberância, exceto perto do centro da galáxia.

Distância e brilho

Pelo menos dois métodos foram usados ​​para medir a distância até o Sombrero Galaxy.

O primeiro método se baseia na comparação dos fluxos medidos das nebulosas planetárias da galáxia com a luminosidade conhecida das nebulosas planetárias da Via Láctea . Este método deu a distância para o Sombrero Galaxy como 29 ± 2  Mly (8.890 ± 610  kpc ).

O segundo método é o método das flutuações do brilho da superfície , que usa a aparência granulada da protuberância da galáxia para estimar a distância até ela. As protuberâncias das galáxias próximas parecem muito granuladas, enquanto as protuberâncias mais distantes parecem suaves. As medições iniciais usando esta técnica deram distâncias de 30,6 ± 1,3 Mly (9.380 ± 400 kpc). Posteriormente, após algum refinamento da técnica, foi medida uma distância de 32 ± 3 Mly (9.810 ± 920 kpc). Isso foi ainda mais refinado em 2003 para 29,6 ± 2,5 Mly (9.080 ± 770 kpc).

A distância média medida por meio dessas duas técnicas é de 29,3 ± 1,6 Mly (8.980 ± 490 kpc).

A magnitude absoluta da galáxia (em azul) é estimada em −21,9 em 30,6 Mly (9.400 kpc) (−21,8 na distância média acima) - o que, como afirmado acima, a torna a galáxia mais brilhante em um raio de 32,6 Mly ( 10.000 kpc) em torno da Via Láctea.

Um relatório de 2016 usou o Telescópio Espacial Hubble para medir a distância até M104 com base na ponta do método do ramo gigante vermelho , rendendo 9,55 ± 0,13 ± 0,31 Mpc .

Galáxias próximas e informações de grupos de galáxias

A Galáxia do Sombrero fica dentro de uma nuvem complexa de galáxias semelhante a um filamento que se estende ao sul do Aglomerado de Virgem . No entanto, não está claro se faz parte de um grupo formal de galáxias . Métodos hierárquicos para identificar grupos, que determinam a associação do grupo considerando se galáxias individuais pertencem a um agregado maior de galáxias, normalmente produzem resultados que mostram que a Galáxia do Sombrero faz parte de um grupo que inclui NGC 4487, NGC 4504, NGC 4802, UGCA 289, e possivelmente algumas outras galáxias. No entanto, os resultados que dependem do método de percolação (ou seja, o método "amigos de amigos"), que liga galáxias individuais para determinar a associação do grupo, indicam que a Galáxia Sombrero não está em um grupo ou que pode ser apenas parte de um par de galáxias com UGCA 287 .

Além disso, M104 também é acompanhada por uma galáxia anã ultracompacta , descoberta em 2009, com magnitude absoluta de −12,3, raio efetivo de apenas 47,9 l (3,03 milhões de unidades astronômicas ) e massa de 3,3 × 10 7  M ☉

Astronomia amadora

Fotografia amadora de M104

O Sombrero Galaxy está 11,5 ° a oeste de Spica e 5,5 ° a nordeste de Eta Corvi . Embora seja visível com binóculos 7 × 35 ou um telescópio amador de 4 polegadas (100 mm), um telescópio de 8 polegadas (200 mm) é necessário para distinguir a protuberância do disco, e um telescópio de 10 ou 12 polegadas (250 ou 300 mm) telescópio para ver a faixa de poeira escura.

Veja também

Notas

Referências

links externos

Coordenadas : Mapa do céu 12 h 39 m 59,4 s , −11 ° 37 ′ 23 ″