Galassia Sombrero

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M104
Galassia spirale
Immagine di “M104” (foto NASA/STSci)
Immagine di “M104” (foto NASA/STSci)
Scoperta
Scopritore Charles Messier
Anno 1791
Dati osservativi
(epoca J2000)
Costellazione Vergine
Ascensione retta 12h 39m 59.4s [1]
Declinazione -11° 37′ 23″[1]
Distanza 29,5 milioni a.l.
(9,0 milioni pc)
Magnitudine apparente (V) 8,98[1]
Dimensione apparente (V) 8,7' x 3,5'[1]
Velocità radiale 1024 km/s
Caratteristiche fisiche
Tipo Galassia spirale
Classe Sa(s)a[1]
Dimensioni 50 a.l.
(15.300 pc)
Altre designazioni
Galassia Sombrero
M 104, NGC 4594, PGC 42407, UGCA 293[1]
Categoria di galassie spirali

La Galassia Sombrero (conosciuta anche con le sigle M 104 o NGC 4594) è una galassia nella costellazione della Vergine. La sua vista di taglio con la sua banda oscura l'ha resa famosa ed è un oggetto privilegiato nella fotografia astronomica amatoriale.

Osservazione[modifica | modifica sorgente]

Mappa per individuare la Galassia Sombrero.

M104 è un oggetto non molto facile da reperire in cielo, poiché nelle sue immediate vicinanze non ci sono stelle luminose; può essere individuata circa 9° ad est della brillante stella Spica, oppure 4° a NNE di δ Corvi. Le sue dimensioni apparenti sono di 5'x2'. È già visibile in un binocolo 10x50 come un'ellisse chiara allungata in senso est-ovest, senza che si noti però alcun particolare; un telescopio da 60-80mm la mostra allo stesso modo, con la zona centrale più luminosa delle aree periferiche. Con strumenti da 150-200mm di apertura la galassia continua a non mostrare con facilità i suoi dettagli e la visione può restare deludente se si hanno in mente solo le classiche belle immagini ben note di questa galassia: si mostra infatti come un'ellisse in cui la parte settentrionale appare notevolmente più luminosa, mentre ad un'osservazione particolarmente accurata è possibile individuare sui due lati un accenno di quella che è la banda oscura che conferisce alla galassia il suo tipico aspetto. Strumenti da 300mm già consentono di mostrare dei dettagli maggiori, come la linea oscura, visibile specialmente con la visione distolta.[2]

M104 può essere osservata con facilità da entrambi gli emisferi terrestri e da tutte le aree abitate della Terra, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti di primavera, mentre dall'emisfero australe appare mediamente più basso, ad eccezione delle aree prossime all'equatore.[3] Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra marzo e luglio.

Storia delle osservazioni[modifica | modifica sorgente]

Collage di immagini del disco della Galassia Sombrero a varie lunghezze d'onda.

L'11 maggio 1791 Charles Messier la aggiunse a mano alla sua copia del Catalogo di Messier dopo la pubblicazione originale dell'opera. La descrisse come una "nebulosa molto debole". L'oggetto è menzionato, come nuova scoperta, in una lettera del 6 maggio 1783 di Pierre Méchain, e fu scoperto indipendentemente anche da William Herschel il 9 maggio 1784.[2]

Nel 1912, Vesto Slipher scoprì che M104 aveva un grande spostamento verso il rosso, corrispondente ad una velocità di allontanamento di circa 1.000 chilometri al secondo. Era una velocità troppo grande perché potesse far parte della Via Lattea, e fu una delle prime prove che M104 non era una semplice nebulosa, come si era pensato fino ad allora, ma una galassia indipendente.[2]

Caratteristiche[modifica | modifica sorgente]

Questa galassia si trova nella costellazione della Vergine, ma la sua distanza è stimata sui circa 29 milioni di anni luce da noi, ed è quindi più vicina dell'Ammasso della Vergine, del quale non è considerata un membro. Ha una magnitudine apparente di 8 (integrata sull'intera superficie), ed ha un tipo Sa oppure Sb. È invisibile ad occhio nudo ma visibile già con piccoli telescopi. Ha un diametro apparente pari a circa un quinto della Luna piena, ma occorrono grandi telescopi oppure fotografie a lunga posta per vedere le parti più deboli.[2]

Il diametro di M104 è stimato in modo differente da vari astronomi: da 50.000 a 140.000 anni luce. Secondo il sito del telescopio spaziale Hubble,[4] il diametro di M104 è di 50.000 anni luce e la sua massa è pari a 800 miliardi di masse solari. Ha un nucleo grande e luminoso, un bulge centrale stranamente grande, e una prominente banda di polveri attorno al disco. Poiché si mostra di taglio, l'aspetto complessivo è simile ad un sombrero messicano, da cui il nome assegnatole.

Questa galassia ha anche un sistema di ammassi globulari ben popolato, con almeno alcune centinaia di membri visibili ai grandi telescopi, e una popolazione totale stimata di almeno 2000 oggetti, molti di più di quelli della Via Lattea. Foto recenti hanno mostrato che M104 ha un alone galattico molto esteso.

Struttura[modifica | modifica sorgente]

Immagine di M104 ottenuta ai raggi infrarossi dal Telescopio Spaziale Spitzer.

Regione del nucleo[modifica | modifica sorgente]

Il nucleo della Galassia Sombrero è classificato come regione nucleare a linee di emissione a bassa ionizzazione (LINER),[5] ossia regioni nucleari in cui è presente del gas ionizzato debolmente, ossia con perdita di solo uno o pochi elettroni. La sorgente di energia della ionizzazione di questo genere di nuclei è stata oggetto di dibattito: alcuni nuclei potrebbero essere energizzati da una stella particolarmente calda e giovane situata in qualche regione di formazione stellare, mentre per altri la fonte può essere quella di un nucleo attivo, ossia regioni molto energetiche che contengono un buco nero supermassiccio. Le osservazioni spettroscopiche agli infrarossi hanno dimostrato che il nucleo della Galassia Sombrero è probabilmente non interessato da alcun fenomeno di formazione stellare; tuttavia sembra sia stato identificato un buco nero nel suo nucleo che potrebbe dunque essere la sorgente di energia che ha provocato la debole ionizzazione del gas osservato.[6]

Negli anni novanta è stato dimostrato che nel centro della galassia è presente un buco nero supermassiccio.[7] Utilizzando i dati spettroscopici ottenuti sia dal CFHT che dal Telescopio Spaziale Hubble è stato mostrato che la velocità di rotazione delle stelle interne al centro della galassia non potrebbe mantenersi se nel centro non fosse presente una massa pari a un miliardo di masse solari.[7]

Alle lunghezze d'onda delle onde radio e dei raggi X il nucleo mostra una forte sorgente di emissione di sincrotone;[8][9][10][11][12][13][14] questa emissione viene prodotta quando elettroni ad alta velocità oscillano come passano attraverso una regione con un forte campo magnetico ed è piuttosto comune nei nuclei delle galassie attive. Sebbene le emissioni radio di sincrotone possano variare nel corso del tempo in alcuni nuclei attivi, la luminosità delle emissioni radio della Galassia Sombrero variano appena del 10-20%.[8]

Nel 2006 due gruppi di studio hanno pubblicato delle misurazioni della radiazione submillimetrica del nucleo della galassia alla lunghezza d'onda di 850 μm;[6][14] si è scoperto che queste emissioni non si originano né dalle emissioni termiche della polvere interstellare, che normalmente è osservabile all'infrarosso, né dalla radiazione di sincrotone, visibile alle onde radio, né dal bremsstrahlung derivante dal gas caldo, che emette anch'essa onde radio, né dal gas molecolare.[6] La sorgente resta così inidentificata.

L'anello di polveri[modifica | modifica sorgente]

La struttura maggiormente evidente della Galassia Sombrero è la grande banda oscura formata da polveri del mezzo interstellare che transitano di fronte alla regione centrale; questa banda oscura è in realtà un anello simmetrico che circonda il nucleo della galassia.[6] Gran parte del gas idrogeno atomico freddo presente nella galassia[15] e della polvere[6] si estende attorno all'anello, il quale inoltre conterrebbe in generale la gran parte del gas molecolare freddo della galassia;[6] secondo alcuni questa sarebbe soltanto un'ipotesi o una speculazione basata sulle osservazioni a bassa risoluzione e con rilevamenti deboli.[16][17] Sono infatti necessarie ulteriori osservazioni per confermare che il gas molecolare di questa galassia sia contenuto principalmente nell'anello; basandosi sulla spettroscopia infrarossa si è comunque confermato che quest'anello di polveri è la sede principale dei fenomeni di formazione stellare che avvengono all'interno di M104.[6]

Ammassi globulari[modifica | modifica sorgente]

Immagine NASA della Galassia Sombrero; è ben evidente l'anello di polveri e l'alone esterno, il quale è molto ricco di ammassi globulari.

La Galassia Sombrero possiede un numero relativamente grande di ammassi globulari, se comparato con altre galassie con un grande bulge; questo fatto è stato ripetutamente citato per dimostrare che il numero di ammassi globulari nelle galassie sarebbe legato all'estensione dello stesso bulge galattico. La densità superficiale degli ammassi globulari in genere segue il profilo luminoso del bulge ad eccezione delle regioni più vicine al centro galattico;[18][19][20]

Distanza[modifica | modifica sorgente]

Per misurare la distanza della galassia sono stati utilizzati due metodi di rilevamento.

Il primo metodo consiste nella comparazione delle misurazioni dei flussi derivanti dalle nebulose planetarie della Galassia Sombrero con la ben nota luminosità delle nebulose planetarie interne alla nostra Via Lattea; questo metodo ha fornito una distanza di 29 ± 2 milioni di anni luce (pari a 8,9 ± 0,6 milioni di parsec).[21]

Il secondo metodo usato è quello della fluttuazione della luminosità superficiale; questo metodo utilizza l'aspetto granuloso del bulge per stimarne la distanza. I bulge delle galassie vicine appaiono infatti molto granulosi, mentre bulge di galassie più remote appaiono con una luce diffusa; le prime misurazioni utilizzando questa tecnica hanno fornito una distanza di 30,6 ± 1,3 milioni di anni luce (pari a 9,4 ± 0,4 milioni di parsec).[22] In seguito, dopo alcune rifiniture della tecnica, è stata fornita una distanza di 32,3 ± 3 milioni di anni luce (pari a 9,8 ± 0,8 milioni di parsec).[23] Un'ulteriore affinamento operato nel 2003 ha portato il valore di distanza a 29,6 ± 2,5 milioni di anni luce (pari a 9,1 ± 0,8 milioni di parsec)[24].

La distanza media misurata attraverso queste due tecniche è dunque pari a 29,3 milioni di anni luce (9,0 milioni di parsec) con uno scarto di 1,6 milioni di anni luce (0,5 milioni di parsec).[25]

Ambiente circostante[modifica | modifica sorgente]

La Galassia Sombrero si trova all'interno di una complessa nube di galassie dall'aspetto filamentoso che si estende a sud dell'Ammasso della Vergine;[26] non è chiaro se pertanto questa galassia appartenga formalmente a quest'ammasso di galassie. I metodi gerarchici per identificare i gruppi, che determinano l'appartenenza ad un gruppo tramite l'analisi di eventuali galassie appartenenti ad un più grande agglomerato di galassie, indicano tipicamente che questa galassia sarebbe parte di un gruppo che include NGC 4487, NGC 4504, NGC 4802, UGCA 289 e probabilmente qualche altra galassia.[26][27][28] Tuttavia, i risultati derivanti dal metodo della percolazione (come ad esempio il metodo cosiddetto "amici degli amici", friends-of-friends), che collegano le galassie individuali assieme per determinarne i membri del gruppo, indicano che questa galassia non sia inclusa in alcun gruppo,[29] o che al massimo potrebbe essere membro di una coppia di galassie con UGCA 287.[28]

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ a b c d e f NASA/IPAC Extragalactic Database in Results for M 104. URL consultato il 9 luglio 2008.
  2. ^ a b c d Federico Manzini, Nuovo Orione - Il Catalogo di Messier, 2000.
  3. ^ Una declinazione di 11°S equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 79°; il che equivale a dire che a sud del 79°S l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a nord del 79°N l'oggetto non sorge mai.
  4. ^ Hubble Space Telescope Website
  5. ^ L. C. Ho, A. V. Filippenko, W. L. W. Sargent, A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. III. Spectroscopic Parameters and Properties of the Host Galaxies in Astrophysical Journal Supplement, vol. 112, 1997, pp. 315–390. DOI:10.1086/313041.
  6. ^ a b c d e f g G. J. Bendo, B. A. Buckalew, D. A. Dale, B. T. Draine, R. D. Joseph, R. C. Kennicutt Jr., K. Sheth, J.-D. T. Smith, F. Walter, D. Calzetti, J. M. Cannon, C. W. Engelbracht, K. D. Gordon, G. Helou, D. Hollenbach, E. J. Murphy, H. Roussel, Spitzer and JCMT Observations of the Active Galactic Nucleus in the Sombrero Galaxy (NGC 4594) in Astrophysical Journal, vol. 645, 2006, pp. 134–147. DOI:10.1086/504033.
  7. ^ a b J. Kormendy, R. Bender, E. A. Ajhar, A. Dressler, S. M. Faber, K. Gebhardt, C. Grillmair, T. R. Lauer, D. Richstone, S. Tremaine, Hubble Space Telescope Spectroscopic Evidence for a 1 X 10 9 M☉ Black Hole in NGC 4594 in Astrophysical Journal Letters, vol. 473, 1996, pp. L91–L94. DOI:10.1086/310399.
  8. ^ a b A. G. de Bruyn, P. C. Crane, R. M. Price, J. B. Carlson, The radio sources in the nuclei of NGC 3031 and NGC 4594 in Astronomy and Astrophysics, vol. 46, 1976, pp. 243–251.
  9. ^ E. Hummel, J. M. van der Hulst, J. M. Dickey, Central radio sources in spiral galaxies - Starburst or accretion in Astronomy and Astrophysics, vol. 134, 1984, pp. 207–221.
  10. ^ A. Thean, A. Pedlar, M. J. Kukula, S. A. Baum, C. P. O'Dea, High-resolution radio observations of Seyfert galaxies in the extended 12-μm sample - I. The observations in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 314, 2000, pp. 573–588. DOI:10.1046/j.1365-8711.2000.03401.x.
  11. ^ T. Di Matteo, C. L. Carilli, A. C. Fabian, Limits on the Accretion Rates onto Massive Black Holes in Nearby Galaxies in 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) in Astrophysical Journal, vol. 597, 2003, pp. 175–185. DOI:10.1086/378235.
  14. ^ a b M. Krause, R. Wielebinski, M. Dumke, Radio polarization and sub-millimeter observations of the Sombrero galaxy (NGC 4594). Large-scale magnetic field configuration and dust emission in Astronomy and Astrophysics, vol. 448, 2006, pp. 133–142. DOI:10.1051/0004-6361:20053789.
  15. ^ E. Bajaja, G. van der Burg, S. M.; Faber, J. S. Gallagher, G. R. Knapp, W. W. Shane, The distribution of neutral hydrogen in the Sombrero galaxy, NGC 4594 in Astronomy and Astrophysics, vol. 141, 1984, pp. 309–317.
  16. ^ E. Bajaja, E. Hummel, R. Wielebinski, R.-J. Dettmar, The large-scale radio continuum structure of the Sombrero galaxy (NGC 4594) in Astronomy and Astrophysics, vol. 202, 1988, pp. 35–40.
  17. ^ J. S. Young, S. Xie, L. Tacconi, P. Knezek, P. Viscuso, L. Tacconi-Garman, N. Scoville, S. Schneider, F. P. 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. The Data in Astrophysical Journal Supplement, vol. 98, 1995, pp. 219–257. DOI:10.1086/192159.
  18. ^ K.-I. Wakamatsu, Radial distribution and total number of globular clusters in M104 in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 89, 1977, pp. 267–270. DOI:10.1086/130114.
  19. ^ T. J. Bridges, D. A. Hanes, The globular cluster system of NGC 4594 (the Sombrero) in Astronomical Journal, vol. 103, 1992, pp. 800–814. DOI:10.1086/116102.
  20. ^ S. S. Larsen, D. A. Forbes, J. P. 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. ^ H. C. Ford, X. Hui, R. Ciardullo, G. H. Jacoby, K. C. Freeman, The Stellar Halo of M104. I. A Survey for Planetary Nebulae and the Planetary Nebula Luminosity Function Distance in Astrophysical Journal, vol. 458, 1996, pp. 455–466. DOI:10.1086/176828.
  22. ^ E. A. Ajhar, T. R. Lauer, J. L. Tonry, J. P. Blakeslee, A. Dressler, J. A. Holtzman, M. Postman, Calibration of the Surface Brightness Fluctution Method for use with the Hubble Space Telescope in Astronomical Journal, vol. 114, 1997, pp. 626–634. DOI:10.1086/118498.
  23. ^ J. L. Tonry, A. Dressler, J. P. Blakeslee, E. A. Ajhar, A. B. Fletcher, G. A. Luppino, M. R. Metzger, C. B. Moore, The SBF Survey of Galaxy Distances. IV. SBF Magnitudes, Colors, and Distances in Astrophysical Journal, vol. 546, n. 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., Measuring Distances and Probing the Unresolved Stellar Populations of Galaxies Using Infrared Surface Brightness Fluctuations in Astrophysical Journal, vol. 583, n. 2, febbraio 2003, pp. 712–726. DOI:10.1086/345430.
  25. ^ media di (29.6 ± 2.5, 29.0 ± 2) = ((29.6 + 29.0) / 2) ± ((2.52 + 2.02)0.5 / 2) = 29.3 ± 1.6
  26. ^ a b R. B. Tully, Nearby Galaxies Catalog, Cambridge, Cambridge University Press, 1988. ISBN 0-521-35299-1.
  27. ^ P. Fouque, E. Gourgoulhon, P. Chamaraux, G. Paturel, Groups of galaxies within 80 Mpc. II - The catalogue of groups and group members in Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 93, 1992, pp. 211–233.
  28. ^ a b G. Giuricin, C. Marinoni, L. Ceriani, A. Pisani, Nearby Optical Galaxies: Selection of the Sample and Identification of Groups in Astrophysical Journal, vol. 543, 2000, pp. 178–194. DOI:10.1086/317070.
  29. ^ A. Garcia, General study of group membership. II - Determination of nearby groups in Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 100, 1993, pp. 47–90.

Bibliografia[modifica | modifica sorgente]

Libri[modifica | modifica sorgente]

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

Carte celesti[modifica | modifica sorgente]

  • Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas, 2005. - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II - The Southern Hemisphere to +6°, Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987. ISBN 0-943396-15-8.
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition, Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998. ISBN 0-933346-90-5.
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0, 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80084-6.

Voci correlate[modifica | modifica sorgente]

Altri progetti[modifica | modifica sorgente]

Collegamenti esterni[modifica | modifica sorgente]



Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg    New General Catalogue:    NGC 4592  •  NGC 4593  •  NGC 4594  •  NGC 4595  •  NGC 4596