Galaxie de sombrero
La galaxie de sombrero de (également connu sous le nom de M 104 de ou NGC 4594 de ) est un unbarred la galaxie en spirale de dans la Vierge de la constellation . Elle a un noyau lumineux, un bombement central exceptionnellement grand, et une ruelle en avant de la poussière dans son disque incliné. La ruelle foncée de la poussière et le bombement donnent à cette galaxie l'aspect d'un sombrero . La galaxie a une importance apparente de 9.0, lui faisant une galaxie qui peut facilement être vue avec les télescopes d'amateur. Le grand bombement, le trou noir de Supermassive de central, et tous de la poussière la ruelle attirent l'attention des astronomes professionnels.
Histoire
Découverte
La galaxie de sombrero a été découverte en mai 1781 par le Pierre Méchain , qui a décrit l'objet dans une lettre du mai 1783 à J. Bernoulli qui plus tard a été édité dans le Astronomisches berlinois Jahrbuch de . Le Charles un plus malpropre fait une note manuscrite à ce sujet et cinq autres objets (collectivement identifiés maintenant comme M104 - M109) à sa liste personnelle d'objets maintenant connus sous le nom de catalogue plus malpropre , mais ce n'était pas " ; officially" ; inclus jusqu'en 1921. Les spectres de Slipher étaient parmi les premières observations de l'expansion de l'univers, une des preuve principales pour la théorie de Big Bang de .
Slipher a également détecté la rotation dans les spectres de la galaxie de sombrero. Ses observations de rotation de galaxie sont parmi le premier crédit exécuté : Les galaxies voisines infrarouges de Spitzer de examinent /SST/NASA.]]
Anneau de la poussière
Comme remarquable ci-dessus, le dispositif le plus saisissant de cette galaxie est la ruelle de la poussière cette des croix devant le bombement de la galaxie. Cette ruelle de la poussière est réellement un anneau symétrique qui joint le bombement de la galaxie. et les observations additionnelles de la poussière sont nécessaires pour confirmer que le gaz moléculaire de la galaxie de sombrero est contraint à l'anneau. Basé sur la spectroscopie infrarouge du , l'anneau de la poussière est l'emplacement primaire de la formation d'étoile dans cette galaxie. Ce sont des régions nucléaires où le gaz de ionisé par est présent, mais les ions seulement sont faiblement ionisés (c. les atomes sont absents relativement peu d'électrons). La source d'énergie pour ioniser le gaz dans les revêtements a été discutée intensivement. Quelques noyaux de REVÊTEMENT peuvent être actionnés par les étoiles chaudes et jeunes trouvées dans des régions de la formation d'étoile , tandis que d'autres noyaux de REVÊTEMENT peuvent être actionnés par les noyaux galactiques actifs (les régions fortement énergiques de qui contiennent les trous noirs supermassive. Les observations infrarouges de la spectroscopie du ont démontré que le noyau de la galaxie de sombrero est probablement exempt de n'importe quelle activité significative de formation d'étoile. Cependant, un trou noir supermassive a été identifié au noyau (comme discuté dans la sous-section ci-dessous), ainsi ce noyau galactique actif est probablement la source d'énergie qui ionise faiblement le gaz dans la galaxie de sombrero. Using des données de la spectroscopie le des deux le CFHT et le télescope spatial , le groupe de Hubble de a prouvé que la vitesse de la rotation des étoiles dans le centre de la galaxie ne pourrait pas être maintenue à moins qu'une masse 1 milliard de fois la masse du Sun , ou 109M☉, soit présent au centre. L'émission de synchrotron est produite quand les électrons de vitesse élevée oscillent pendant qu'ils traversent des régions avec les champs magnétiques forts . Cette émission est réellement tout à fait commune pour les noyaux galactiques actifs . Bien que l'émission par radio de synchrotron puisse varier avec l'heure pour quelques noyaux galactiques actifs, la luminosité de l'émission par radio de la galaxie de sombrero varie seulement 10-20%. Le rapport du nombre de faisceaux globulaires à toute la luminosité de la galaxie est haut comparé à la manière laiteuse et aux galaxies semblables à de petits bombements, mais le rapport est comparable à d'autres galaxies avec de grands bombements. Ces résultats ont été à plusieurs reprises employés pour démontrer que le nombre de faisceaux globulaires dans les galaxies vraisemblablement est lié à la taille des bombements des galaxies. La densité extérieure des faisceaux globulaires suit généralement le profil léger du bombement excepté près du centre de la galaxie.
Distance
Au moins deux méthodes ont été employées pour mesurer la distance à la galaxie de sombrero.
La première méthode se fonde sur comparer les flux mesurés provenant des nébuleuses planétaires dans la galaxie de sombrero aux luminosités connues des nébuleuses planétaires de la manière laiteuse . Cette méthode a donné la distance à la galaxie de sombrero comme 29. Plus tard, après une certaine amélioration de la technique, une distance 32 de Mly (9.8 Mpc du ± 3 de ± 0. C'était encore encore raffiné en 2003 pour être 29. Cependant, il est peu clair si la galaxie de sombrero fasse partie d'un groupe formel de galaxie de . Les méthodes hiérarchiques pour identifier les groupes, qui déterminent l'adhésion de groupe en considérant si les différentes galaxies appartiennent à un plus grand agrégat des galaxies, typiquement produit résulte prouvant que la galaxie de sombrero fait partie d'un groupe qui inclut le NGC 4487 , le NGC 4504 , le NGC 4802 , le UGCA 289 , et probablement quelques autres galaxies. Cependant, résultats qui se fondent sur la méthode de percolation (c. le " ; ami-de-friends" ; la méthode), qui lie différentes galaxies ensemble pour déterminer l'adhésion de groupe, indiquent qu'ou la galaxie de sombrero n'est pas dans un groupe ou que ce peut seulement faire partie d'une paire de galaxie avec le UGCA 287 . Bien que la galaxie soit évidente avec les jumelles 7x35 ou un télescope d'amateur de 4 pouces,.
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