Galassia Sombrero: differenze tra le versioni

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m fix vari -overlinking anno e/o giorni e mesi dell'anno +standardizzazione numeri e unità di misura
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| tipo = Galassia a spirale
| classe = Sa(s)a<ref name="ned">{{Cita web
| titolo=NASA/IPAC Extragalactic Database
|sito=Results for M 104
| url=http://nedwww.ipac.caltech.edu/cgi-bin/nph-objsearch?objname=M104&extend=no&out_csys=Equatorial&out_equinox=J2000.0&obj_sort=RA+or+Longitude&of=pre_text&zv_breaker=30000.0&list_limit=5&img_stamp=YES
| accesso=9 luglio 2008}}</ref>
| ra = {{RA|12|39|59.4}}<ref name="ned" />
| dec = {{DEC|-11|37|23}}<ref name="ned" />
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| v_radiale = 1024
| massa =
| dimensioni_al = 50,000{{M|50000}}
| dimensioni_pc = 15.300{{M|15300}}
| absmag_v =
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== Storia delle osservazioni ==
[[File:Ssc2005-11a.jpg|upright=1.2|thumb|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]].<ref name="NuOr" />
 
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{{M|1000|ul=km/s}}. 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.<ref name="NuOr" />
 
== Caratteristiche ==
Questa galassia si trova nella costellazione della Vergine, ma la sua distanza è stimata sui circa 31 milioni di [[anno luce|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 [[Sequenza di Hubble|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 posa per vedere le parti più deboli.<ref name="NuOr" />
 
Il diametro di M104 è stimato in modo differente da vari astronomi: da 50.000{{M|50000}} a 140.000 {{M|140000|u=[[anno luce|anni luce]]}}. Secondo il sito del [[telescopio spaziale Hubble]],<ref>[{{cita web|url=http://www.hubblesite.org/ |titolo=Hubble Space Telescope Website]}}</ref> il diametro di M104 è di 50.000{{M|50000}} anni luce e la sua massa è pari a 800 miliardi di masse [[Sole|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 [[ammasso globulare|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.
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Negli [[anni 1990|anni novanta]] è stato dimostrato che nel centro della galassia è presente un buco nero supermassiccio.<ref name="kormendyetal1996">{{Cita pubblicazione | autore=J. Kormendy, R. Bender, E. A. Ajhar, A. Dressler, S. M. Faber, K. Gebhardt, C. Grillmair, T. R. Lauer, D. Richstone, S. Tremaine | titolo=Hubble Space Telescope Spectroscopic Evidence for a 1 X 10 9 M☉ Black Hole in NGC 4594 | rivista=Astrophysical Journal Letters | anno=1996 | volume=473 | pp=L91–L94 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...473L..91K | doi=10.1086/310399 }}</ref> Utilizzando i dati spettroscopici ottenuti sia dal [[Canada France Hawaii Telescope|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 (fisica)|massa]] pari a un miliardo di [[massa solare|masse solari]].<ref name="kormendyetal1996" />
 
Alle [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] delle [[onde radio]] e dei [[raggi X]] il nucleo mostra una forte sorgente di emissione di [[sincrotrone]];<ref name="debruynetal1996">{{Cita pubblicazione | autore=A. G. de Bruyn, P. C. Crane, R. M. Price, J. B. Carlson | titolo=The radio sources in the nuclei of NGC 3031 and NGC 4594 | rivista=Astronomy and Astrophysics | anno=1976 | volume=46 | pp=243–251 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1976A&A....46..243D }}</ref><ref name="hummeletal1984">{{Cita pubblicazione | autore=E. Hummel, J. M. van der Hulst, J. M. Dickey | titolo=Central radio sources in spiral galaxies - Starburst or accretion | rivista=Astronomy and Astrophysics | anno=1984 | volume=134 | pp=207–221 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1984A&A...134..207H }}</ref><ref name="theanetal2000">{{Cita pubblicazione | autore=A. Thean, A. Pedlar, M. J. Kukula, S. A. Baum, C. P. O'Dea | titolo=High-resolution radio observations of Seyfert galaxies in the extended 12-µm sample - I. The observations | rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | anno=2000 | volume=314 | pp=573–588 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.314..573T | doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03401.x}}</ref><ref name="dimatteoetal2001">{{Cita pubblicazione | autore=T. Di Matteo, C. L. Carilli, A. C. Fabian | titolo=Limits on the Accretion Rates onto Massive Black Holes in Nearby Galaxies | rivista=Astrophysical Journal | anno=2001 | volume=547 | pp=731–739 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...547..731D | doi=10.1086/318405 }}</ref><ref name="pellegrinietal2002">{{Cita pubblicazione | autore=S. Pellegrini, G. Fabbiano, F. Fiore, G. Trinchieri, A. Antonelli | titolo=Nuclear and global X-ray properties of LINER galaxies: Chandra and BeppoSAX results for Sombrero and NGC 4736 | rivista=Astronomy and Astrophysics | anno=2002 | volume=383 | pp=1–13 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...383....1P | doi=10.1051/0004-6361:20011482}}</ref><ref name="pellegrinietal2003">{{Cita pubblicazione | autore=S. Pellegrini, A. Baldi, G. Fabbiano, D.-W. Kim | titolo=An XMM-Newton and Chandra Investigation of the Nuclear Accretion in the Sombrero Galaxy (NGC 4594) | rivista=Astrophysical Journal | anno=2003 | volume=597 | pp=175–185 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...597..175P | doi=10.1086/378235}}</ref><ref name="krauseetal2006">{{Cita pubblicazione | autore=M. Krause, R. Wielebinski, M. Dumke | titolo=Radio polarization and sub-millimeter observations of the Sombrero galaxy (NGC 4594). Large-scale magnetic field configuration and dust emission | rivista=Astronomy and Astrophysics | anno=2006 | volume=448 | pp=133–142 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A&A...448..133K | doi=10.1051/0004-6361:20053789 }}</ref> questa emissione è prodotta quando elettroni ad alta velocità oscillano se passano attraverso una regione con un forte [[campo magnetico]] ed è piuttosto comune nei nuclei delle galassie attive. Sebbene le emissioni radio di sincrotrone possano variare nel corso del tempo in alcuni nuclei attivi, la luminosità delle emissioni radio della Galassia Sombrero variano appena del 10-20%.<ref name="debruynetal1996"/>
 
Nel [[2006]] due gruppi di studio hanno pubblicarono misurazioni della [[radiazione terahertz|radiazione submillimetrica]] del nucleo della galassia alla lunghezza d'onda di 850 [[Micrometro (unità di misura)|µm]];<ref name="bendoetal2006" /><ref name="krauseetal2006" /> si vide che queste emissioni non si originano né dalle emissioni termiche della [[polvere interstellare]], normalmente osservabile all'infrarosso, né dalla radiazione di sincrotrone, visibile alle onde radio, né dal [[bremsstrahlung]] derivante dal gas caldo, che emette anch'esso onde radio, né dal gas molecolare.<ref name="bendoetal2006" /> La sorgente resta così inidentificata.
 
=== L'anello di polveri ===
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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&nbsp;±&nbsp;1,3&nbsp;milioni di anni luce (pari a 9,4&nbsp;±&nbsp;0,4&nbsp;milioni di parsec).<ref name="ajharetal1997">{{Cita pubblicazione | autore=E. A. Ajhar, T. R. Lauer, J. L. Tonry, J. P. Blakeslee, A. Dressler, J. A. Holtzman, M. Postman | titolo=Calibration of the Surface Brightness Fluctution Method for use with the Hubble Space Telescope | rivista=Astronomical Journal | anno=1997 | volume=114 | pp=626–634 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997AJ....114..626A | doi=10.1086/118498}}</ref> In seguito, dopo alcune rifiniture della tecnica, è stata fornita una distanza di 32,3&nbsp;±&nbsp;3&nbsp;milioni di anni luce (pari a 9,8&nbsp;±&nbsp;0,8&nbsp;milioni di parsec).<ref name="tonryetal2001">{{Cita pubblicazione | autore=J. L. Tonry, A. Dressler, J. P. Blakeslee, E. A. Ajhar, A. B. Fletcher, G. A. Luppino, M. R. Metzger, C. B. Moore | titolo=The SBF Survey of Galaxy Distances. IV. SBF Magnitudes, Colors, and Distances | rivista=Astrophysical Journal | anno=2001 | volume=546 | numero=2 | pp=681–693 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...546..681T | doi=10.1086/318301}}</ref> Un ulteriore affinamento operato nel [[2003]] ha portato il valore di distanza a 29,6&nbsp;±&nbsp;2,5&nbsp;milioni di anni luce (pari a 9,1&nbsp;±&nbsp;0,8&nbsp;milioni di parsec)<ref name="jensenetal2003">{{Cita pubblicazione | autore=Jensen, Joseph B.; Tonry, John L.; Barris, Brian J.; Thompson, Rodger I.; Liu, Michael C.; Rieke, Marcia J.; Ajhar, Edward A.; Blakeslee, John P. | titolo=Measuring Distances and Probing the Unresolved Stellar Populations of Galaxies Using Infrared Surface Brightness Fluctuations | rivista=Astrophysical Journal | mese=febbraio| anno=2003 | volume=583 | numero=2 | pp=712–726 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583..712J | doi=10.1086/345430}}</ref>.
 
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).<ref>media di ({{M|29.6 ± 2.5|25}}, 29.0 ± {{M|290|2}}) = ((29.6 + 29.0{{M|290}}) / 2) ± (({{M|2.,5|end=<sup>2</sup>}} + 2.0{{M|20|end=<sup>2</sup>}})<sup>0.5</sup> / 2) = 29.3 ± 1.6{{M|293|16}}</ref>
 
== Ambiente circostante ==
La Galassia Sombrero è all'interno di una complessa nube di galassie dall'aspetto filamentoso che si estende a sud dell'[[Ammasso della Vergine]];<ref name="nbg">{{Cita libro | autore=R. B. Tully | anno=1988 | titolo=Nearby Galaxies Catalog | editore=Cambridge University Press | città=Cambridge | isbn=0-521-35299-1 }}</ref> 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 che questa galassia sarebbe parte di un gruppo che include [[NGC 4487]], [[NGC 4504]], [[NGC 4802]], [[UGCA 289]] e probabilmente qualche altra galassia.<ref name="nbg" /><ref name="fouqueetal1992">{{Cita pubblicazione | autore=P. Fouque, E. Gourgoulhon, P. Chamaraux, G. Paturel | titolo=Groups of galaxies within 80 Mpc. II - The catalogue of groups and group members | rivista=Astronomy and Astrophysics Supplement | anno=1992 | volume=93 | pp=211–233 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A&AS...93..211F}}</ref><ref name="giuricinetal2002">{{Cita pubblicazione | autore=G. Giuricin, C. Marinoni, L. Ceriani, A. Pisani | titolo=Nearby Optical Galaxies: Selection of the Sample and Identification of Groups | rivista=Astrophysical Journal | anno=2000 | volume=543 | pp=178–194 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...543..178G | doi=10.1086/317070}}</ref> 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 come questa galassia non sia inclusa in alcun gruppo,<ref name="garcia1993">{{Cita pubblicazione | autore=A. Garcia | titolo=General study of group membership. II - Determination of nearby groups | rivista=Astronomy and Astrophysics Supplement | anno=1993 | volume=100 | pp=47–90 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993A&AS..100...47G}}</ref> o che al massimo potrebbe essere membro di una coppia di galassie con [[UGCA 287]].<ref name="giuricinetal2002" />
 
== Note ==
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== Collegamenti esterni ==
*{{collegamenti esterni}}
* {{cita web|http://chandra.harvard.edu/photo/2007/sombrero/|M104 sul sito della missione Chandra|lingua=en}}
* {{cita web|http://messier.seds.org/m/m104.html|M104 sulle SEDS pages|lingua=en}}