[go: up one dir, main page]
Μετάβαση στο περιεχόμενο

Μεσιέ 94

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Συντεταγμένες: Sky map 12h 50m 53.1s, +41° 07′ 14″

Μεσιέ 94
Παγχρωματική εικόνα του Μ94
Παρατηρησιακά Δεδομένα (εποχή J2000)
ΑστερισμόςΚύνες Θηρευτικοί [1]
Ορθή Αναφορά12h 50m 53.1s [2]
Απόκλιση+41° 07′ 14″ [2]
Μετατόπιση προς το ερυθρό380 ± 1 km/s [2]
Απόσταση16 ± 1,3 MLy [3][4][5]
Φαινόμενο μέγεθος (V)8,2
Χαρακτηριστικά
Τύπος Γαλαξία(R)SA(r)ab LINER [2]
Φαινόμενη διάμετρος (V)11,2’ x 9,1’[2]
Άλλες ονομασίες
NGC 4736, UGC 7996, PGC 43495 [2]
Δείτε επίσης: Γαλαξίες, Κατάλογος γαλαξιών

Ο Μεσιέ 94 (γνωστός και ως NGC 4736) είναι σπειροειδής γαλαξίας σε απόσταση περίπου 16 εκατομμυρίων ετών φωτός στον αστερισμό Θηρευτικοί Κύνες. Ο γαλαξίας είναι αξιοπρόσεκτος επειδή έχει δύο δακτυλιοειδείς δομές.[2] Υπάρχουν πηγές που αναφέρουν ότι ο Μ94 είναι ραβδωτός σπειροειδής γαλαξίας αλλά η «ράβδος» φαίνεται να έχει οβάλ σχήμα. [6]

Ιστορικό παρατηρήσεων

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο Μεσιέ 94 ανακαλύφθηκε από τον Πιερ Μεσαίν στις 22 Μαρτίου 1781 και ο Σαρλ Μεσιέ τον πρόσθεσε στον κατάλογό του δύο μέρες αργότερα. [7]

Πυρηνική δραστηριότητα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το Μεσιέ 94 έχει ένα πυρήνα με πυρηνικές γραμμές εκπομπής χαμηλού ιονισμού (LINER). [8] Τα LINERs γενικά χαρακτηρίζονται από οπτικό φάσμα που αποκαλύπτει ότι το ιονισμένο αέριο είναι μόνο ελαφρώς ιονισμένο.

Εσωτερικά και εξωτερικά δακτυλίδια

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

To M94 περιέχει ένα εσωτερικό δακτυλίδι με διάμετρο 70" και ένα εξωτερικό δακτυλίδι με διάμετρο 600". Αυτά τα δακτυλίδια φαίνεται να δημιουργούνται σε περιοχές με τροχιακή αντήχηση στο δίσκο του γαλαξία. Το εσωτερικό δακτυλίδι είναι τοποθεσία ισχυρής αστρογόνου δραστηριότητας και κάποιες φορές αναφέρεται ως αστρογόνο δακτυλίδι. Αυτή η αστρογόνος δραστηριότητα τροφοδοτείται από αέριο το οποίο οδηγείται δυναμικά μέσα στο δακτυλίδι από την εσώτερη οβάλ ραβδόμορφη δομή. [9]

Μία μελέτη του 2009[10] που πραγματοποιήθηκε από μία διεθνή ομάδα αστροφυσικών αποκάλυψε ότι το εξώτερο δακτυλίδι του Μ94 δεν είναι ένα κλειστό αστρικό δακτυλίδι, όπως αποδίδεται στη βιβλιογραφία, αλλά μία σύνθετη δομή σπειροειδών βραχιόνων όταν φαίνεται στην υπεριώδη ακτινοβολία και στις μεσαίες υπέρυθρες ακτίνες. Η μελέτη αποκάλυψε ότι ο εξώτερος δίσκος του γαλαξία είναι ενεργός. Περιέχει το 23% της συνολικής αστρικής μάζας του γαλαξία και συνεισφέρει περίπου 10% των νέων άστρων του γαλαξία. Στην πραγματικότητα, ο ρυθμός σχηματισμού άστρων είναι περίπου 2 φορές μεγαλύτερος από το ενδότερο δίσκο επειδή είναι πιο αποδοτικός ανά μονάδα αστρικής μάζας. [10]

Υπάρχουν αρκετές πιθανές θεωρίες που μπορούν να δικαιολογήσουν την προέλευση του εξώτερου δακτυλιδιού του Μεσιέ 94 μεταξύ των οποίων η ενσωμάτωση ενός γαλαξία δορυφόρου ή η γαλαξιακή αλληλεπίδραση με ένα κοντινό αστρικό σύστημα. Όμως περαιτέρω έρευνα ανέδειξε προβλήματα σε καθεμία από αυτές. Γι’αυτό το λόγο η έρευνα καταλήγει ότι το ενδότερο δακτυλίδι του γαλαξία είναι μία οβάλ διαταραχή που οδήγησε στη δημιουργία του περιφερειακού δίσκου του γαλαξία. [10]

Ψευδοεξόγκωμα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σε μία έρευνα που δημοσιεύτηκε το 2004, ο John Kormendy και ο Robert Kennicutt υποστήριξαν ότι ο Μ94 περιέχει ένα πρωτότυπο ψευδοεξόγκωμα.[6] Ένας κλασικός σπειροειδής γαλαξίας αποτελείται από ένα δίσκο αερίου και νεαρών άστρων που περιβάλλει μία μεγάλη σφαίρα (γνωστή ως εξόγκωμα ή πυρήνας) από γηραιότερα άστρα. Αντίθετα, ένας γαλαξίας με ψευδοεξόγκωμα δεν έχει ένα πυρήνα γηραιών άστρων αλλά μία λαμπρή κεντρική δομή με έντονη αστρογόνο δραστηριότητα, που μοιάζει με εξόγκωμα όταν ο γαλαξίας φαίνεται σε πλήρη θέαση. Στην περίπτωση του Μεσιέ 94, αυτό το ψευδοεξόγκωμα έχει τη μορφή ενός δακτυλιδιού γύρω από τη κεντρική οβάλ περιοχή.

Σκοτεινή ύλη

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το 2008 μία μελέτη που δημοσιεύτηκε [11] συνιστούσε ότι ο Μεσιέ 94 περιέχει λίγη ή και καθόλου σκοτεινή ύλη. Η μελέτη ανέλυσε της τροχιακές καμπύλες των άστρων του γαλαξία και την πυκνότητα του αέριου υδρογόνου και βρήκε ότι η συνηθισμένη φωτεινή ύλη φαίνεται να αποτελεί όλη τη μάζα του γαλαξία. Αυτό το αποτέλεσμα είναι ασυνήθιστο, καθώς δεν είναι γνωστό πώς ένας γαλαξίας μπορεί να χάσει τη σκοτεινή ύλη του ή να δημιουργηθεί χωρίς καθόλου σκοτεινή ύλη.[12]

Μετρήσεις απόστασης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Τουλάχιστον δύο τεχνικές έχουν χρησιμοποιηθεί για να μετρηθεί η απόσταση του Μ94. Η μεταβλητότητα της επιφανειακής λαμπρότητας υπολογίζει την απόσταση του γαλαξία με βάση τις διαφορές λαμπρότητας στην εμφάνιση των πυρήνων τους. Η απόσταση του Μεσιέ 94 με βάση αυτή την τεχνική είναι 17,0 ± 1,4 Mly (5,2 ± 0,4 Mpc).[3] Όμως, ο Μ94 είναι αρκετά κοντά έτσι ώστε το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ να χρησιμοποιηθεί για να αναλύσει και να μετρήσει την μεταβολή των λαμπρότερων άστρων του γαλαξία. Αυτές μεταβολές συγκρίνονται με αυτές παρόμοιων άστρων του Γαλαξία για να μετρηθεί η απόσταση. Αυτή η τεχνική έδωσε μία απόσταση 15 ± 2 Mly (4.7 ± 0.6 Mpc).[4] Ο μέσος όρος αυτών των δύο είναι 16.0 ± 1.3 Mly (4.9 ± 0.4 Mpc).

Πληροφορίες γαλαξιακής ομάδας

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο M94 είναι ένας από τους λαμπρότερους γαλαξίες στην Ομάδα του M94, μία γαλαξιακή ομάδα που περιέχει 16 ως 24 γαλαξίες και ονομάσθηκε από τον γαλαξία αυτό.[13][14][15] Αυτή η ομάδα είναι μία από τις πολλές που βρίσκονται μέσα στο Υπερσμήνος της Παρθένου (γνωστό και ως Τοπικό Υπερσμήνος), το οποίο περιέχει την Τοπική ομάδα γαλαξιών, στην οποία ανήκει ο Γαλαξίας μας[16]. Αν και ένας μεγάλος αριθμός γαλαξιών φαίνεται να σχετίζεται με τον Μεσιέ 94, μόνο μερικοί γαλαξίες κοντά σε αυτόν φαίνεται να αποτελούν μία βαρυτικά συνδεδεμένη ομάδα. Οι υπόλοιποι κοντινοί γαλαξίες φαίνεται ότι κινούνται με τον ρυθμό διαστολής του Σύμπαντος.[4][17] Στην ομάδα, εκτός του Μ94, ανήκουν πιθανότατα ο Μεσιέ 64 και ο NGC 4244.

Δείτε επίσης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  • NGC 1512, ένας γαλαξίας με παρόμοιο ενδότερο δακτύλιο

Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ R. W. Sinnott, επιμ. (1988). The Complete New General Catalogue and Index Catalogue of Nebulae and Star Clusters by J. L. E. Dreyer. Sky Publishing Corporation and Cambridge University Press. ISBN 0-933-34651-4. 
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 «NASA/IPAC Extragalactic Database». Results for. Ανακτήθηκε στις 24 Οκτωβρίου 2006. 
  3. ↑ 3,0 3,1 J. L. Tonry; A. Dressler; J. P. Blakeslee; E. A. Ajhar; A. B. Fletcher; G. A. Luppino; M. R. Metzger; C. B. Moore (2001). «The SBF Survey of Galaxy Distances. IV. SBF Magnitudes, Colors, and Distances». Astrophysical Journal 546 (2): 681–693. doi:10.1086/318301. http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...546..681T. 
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 I. D. Karachentsev; M. E. Sharina; A. E. Dolphin; E. K. Grebel; D. Geisler; P. Guhathakurta; P. W. Hodge; V. E. Karachentseva και άλλοι. (2003). «Galaxy flow in the Canes Venatici I cloud». Astronomy and Astrophysics 398: 467–477. doi:10.1051/0004-6361:20021598. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003A&A...398..467K. 
  5. ↑ μέσος όρος (17.0 ± 1.4, 15 ± 2) = ((17.0 + 15) / 2) ± ((1.42 + 22)0.5 / 2) = 16.0 ± 1.3
  6. ↑ 6,0 6,1 J. Kormendy; R. C. Kennicutt, Jr. (2004). «Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies». Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 42: 603–683. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134024. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ARA&A..42..603K. 
  7. ↑ George Robert Kepple· Glen W. Sanner (1998). The Night Sky Observer's Guide, Volume 2. Willmann-Bell, Inc. σελ. 51. ISBN 0-943396-60-3. 
  8. ↑ L. C. Ho; A. V. Filippenko; W. L. W. Sargent (1997). «A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. III. Spectroscopic Parameters and Properties of the Host Galaxies». Astrophysical Journal Supplement 112: 315–390. doi:10.1086/313041. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJS..112..315H. 
  9. ↑ C. Muñoz-Tuñón; N. Caon; J. Aguerri; L. Alfonso (2004). «The Inner Ring of NGC 4736: Star Formation on a Resonant Pattern». Astronomical Journal 127: 58–74. doi:10.1086/380610. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....127...58M. 
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 I. Trujillo; I. Martinez-Valpuesta; D. Martinez-Delgado ( IAC); J. Penarrubia (IoA Cambridge); M. Pohlen (Cardiff); R. Jay GaBany (Blackbird Obs) (2009). «UNVEILING THE NATURE OF M94’s (NGC4736) OUTER REGION: A PANCHROMATIC PERSPECTIVE». Astronomical Journal 704: 618–628. doi:10.1088/0004-637X/704/1/618. http://www.iop.org/EJ/abstract/-search=68717591.1/0004-637X/704/1/618. [νεκρός σύνδεσμος]
  11. ↑ J. Jałocha; Ł. Bratek; M. Kutschera (2008). «Is Dark Matter Present in NGC 4736? An Iterative Spectral Method for Finding Mass Distribution in Spiral Galaxies». The Astrophysical Journal 679: 373–378. doi:10.1086/533511. http://de.arxiv.org/pdf/astro-ph/0611113v3. [νεκρός σύνδεσμος]
  12. ↑ Battersby, Stephen (2008-02-06). «Galaxy without dark matter puzzles astronomers». NewScientist.com news service. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2008-03-19. https://web.archive.org/web/20080319030701/http://space.newscientist.com/article/dn13280-galaxy-without-dark-matter-puzzles-astronomers.html. Ανακτήθηκε στις 2010-06-18. 
  13. ↑ R. B. Tully (1988). Nearby Galaxies Catalog. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-35299-1. 
  14. ↑ A. Garcia (1993). «General study of group membership. II - Determination of nearby groups». Astronomy and Astrophysics Supplement 100: 47–90. http://adsabs.harvard.edu/abs/1993A&AS..100...47G. 
  15. ↑ G. Giuricin; C. Marinoni; L. Ceriani; A. Pisani (2000). «Nearby Optical Galaxies: Selection of the Sample and Identification of Groups». Astrophysical Journal 543: 178–194. doi:10.1086/317070. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...543..178G. 
  16. ↑ R. B. Tully (1982). «The Local Supercluster». Astrophysical Journal 257: 389–422. doi:10.1086/159999. http://adsabs.harvard.edu/abs/1982ApJ...257..389T. 
  17. ↑ I. D. Karachentsev (2005). «The Local Group and Other Neighboring Galaxy Groups». Astronomical Journal 129: 178–188. doi:10.1086/426368. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AJ....129..178K. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Μεσιέ_94&oldid=10306721"