La Galaxia Sombrero (también conocida como Objeto Messier 104 , M104 [4] o NGC 4594 ) es una galaxia peculiar de clasificación poco clara [6] en los límites de las constelaciones de Virgo y Corvus , con aproximadamente 9,55 megaparsecs (31,1 millones de años luz ) [ 2] de la Vía Láctea. Es miembro de los Grupos Virgo II , una serie de galaxias y cúmulos de galaxias que se extienden desde el borde sur del Supercúmulo Virgo . [7] Tiene un diámetro isofotal de aproximadamente 29,09 a 32,32 kiloparsecs (94.900 a 105.000 años luz ), [1] lo que lo hace ligeramente más grande que la Vía Láctea .
Tiene un núcleo brillante, un bulto central inusualmente grande y una franja de polvo prominente en su disco exterior, que se ve casi de canto. El carril de polvo oscuro y el bulto le dan la apariencia de un sombrero (de ahí el nombre). Inicialmente, los astrónomos pensaron que el halo era pequeño y liviano, indicativo de una galaxia espiral; pero el Telescopio Espacial Spitzer descubrió que el anillo de polvo era más grande y masivo de lo que se pensaba anteriormente, lo que indica que se trata de una galaxia elíptica gigante . [8]
La galaxia tiene una magnitud aparente de +8,0, [4] lo que la hace fácilmente visible con telescopios de aficionados, y algunos autores la consideran la galaxia con mayor magnitud absoluta dentro de un radio de 10 megaparsecs de la Vía Láctea. [5] Su gran protuberancia, su agujero negro supermasivo central y su franja de polvo atraen la atención de los astrónomos profesionales.
La Galaxia del Sombrero fue descubierta el 11 de mayo de 1781 por Pierre Méchain , quien describió el objeto en una carta de mayo de 1783 a J. Bernoulli que se publicó más tarde en el Berliner Astronomisches Jahrbuch . [9] [10] Charles Messier hizo una nota escrita a mano sobre este y otros cinco objetos (ahora reconocidos colectivamente como M104 - M109) en su lista personal de objetos ahora conocida como el Catálogo Messier , pero no se incluyó "oficialmente" hasta 1921. [ 10] William Herschel descubrió el objeto de forma independiente en 1784 y además observó la presencia de un "estrato oscuro" en el disco de la galaxia, lo que ahora se llama una franja de polvo. [9] [10] Los astrónomos posteriores pudieron conectar las observaciones de Méchain y Herschel. [10]
En 1921, Camille Flammarion encontró la lista personal de Messier de los objetos Messier, incluidas las notas escritas a mano sobre la Galaxia Sombrero. Este fue identificado con el objeto 4594 en el Nuevo Catálogo General , y Flammarion declaró que debería incluirse en el Catálogo Messier. Desde entonces, la Galaxia Sombrero se conoce como M104 . [10]
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Como se señaló anteriormente, la característica más llamativa de esta galaxia es la franja de polvo que cruza frente al bulbo de la galaxia. Esta franja de polvo es en realidad un anillo simétrico que encierra el bulbo de la galaxia. [11] La mayor parte del gas hidrógeno atómico frío [12] y el polvo [11] se encuentran dentro de este anillo. El anillo también podría contener la mayor parte del gas molecular frío de la galaxia del Sombrero, [11] aunque esto es una inferencia basada en observaciones con baja resolución y detecciones débiles. [13] [14] Se necesitan observaciones adicionales para confirmar que el gas molecular de la galaxia Sombrero está limitado al anillo. Según la espectroscopia infrarroja , el anillo de polvo es el sitio principal de formación estelar dentro de esta galaxia. [11]
El núcleo de la Galaxia Sombrero está clasificado como una región de línea de emisión nuclear de baja ionización (LINER). [15] Estas son regiones nucleares donde hay gas ionizado , pero los iones sólo están débilmente ionizados (es decir, a los átomos les faltan relativamente pocos electrones). La fuente de energía para ionizar el gas en los LINER ha sido ampliamente debatida. Algunos núcleos LINER pueden funcionar con estrellas jóvenes y calientes que se encuentran en regiones de formación estelar , mientras que otros núcleos LINER pueden funcionar con núcleos galácticos activos (regiones altamente energéticas que contienen agujeros negros supermasivos ). Las observaciones de espectroscopía infrarroja han demostrado que el núcleo de la galaxia Sombrero probablemente carece de cualquier actividad significativa de formación estelar. Sin embargo, se ha identificado un agujero negro supermasivo en el núcleo (como se analiza en la subsección siguiente), por lo que este núcleo galáctico activo es probablemente la fuente de energía que ioniza débilmente el gas en la Galaxia del Sombrero. [11]
En la década de 1990, un grupo de investigación dirigido por John Kormendy demostró que hay un agujero negro supermasivo dentro de la galaxia Sombrero. [16] Utilizando datos de espectroscopía tanto del CFHT como del Telescopio Espacial Hubble , el grupo demostró que la velocidad de revolución de las estrellas dentro del centro de la galaxia no podía mantenerse a menos que una masa mil millones de veces la del Sol , 10 9 M ☉ , está presente en el centro. [16] Este es uno de los agujeros negros más masivos medidos en cualquier galaxia cercana, y es el agujero negro de mil millones de masa solar más cercano a la Tierra.
En longitudes de onda de radio y rayos X , el núcleo es una fuerte fuente de radiación sincrotrón . [17] [18] [19] [20] [21] [22] [23] La radiación sincrotrón se produce cuando los electrones de alta velocidad oscilan al pasar a través de regiones con fuertes campos magnéticos . Esta emisión es bastante común en los núcleos galácticos activos . Aunque la radiación de radiosincrotrón puede variar con el tiempo para algunos núcleos galácticos activos, la luminosidad de la emisión de radio de la Galaxia del Sombrero varía sólo entre un 10% y un 20%. [17]
En 2006, dos grupos publicaron mediciones de la radiación de terahercios del núcleo de la galaxia Sombrero en una longitud de onda de850 µm . [11] [23] Se descubrió que esta radiación de terahercios no se origina a partir de la emisión térmica del polvo (que se ve comúnmente en longitudes de onda infrarrojas y submilimétricas), la radiación sincrotrón (que se ve comúnmente en longitudes de onda de radio ), la emisión de bremsstrahlung del gas caliente ( que rara vez se ve en longitudes de onda milimétricas) o gas molecular (que comúnmente produce líneas espectrales submilimétricas). [11] La fuente de la radiación de terahercios sigue sin identificarse.
La Galaxia del Sombrero tiene un número relativamente grande de cúmulos globulares , cuyos estudios observacionales han producido estimaciones de población en el rango de 1200 a 2000. [24] [25] [26] La proporción de cúmulos globulares con respecto a la luminosidad total de la galaxia es alta en comparación con la Vía Láctea y galaxias similares con pequeñas protuberancias, pero comparable a otras galaxias con grandes protuberancias. Estos resultados se han utilizado a menudo para demostrar que se cree que el número de cúmulos globulares de una galaxia está relacionado con el tamaño de su abultamiento. La densidad superficial de los cúmulos globulares generalmente sigue el perfil de luz del bulbo, excepto cerca del centro de la galaxia. [24] [26] [27]
Se han utilizado al menos dos métodos para medir la distancia a la galaxia Sombrero.
El primer método se basa en comparar los flujos medidos de las nebulosas planetarias de la galaxia con la luminosidad conocida de las nebulosas planetarias de la Vía Láctea . Este método dio la distancia a la Galaxia Sombrero como 29 ± 2 Mly (8.890 ± 610 kpc ). [28]
El segundo método es el método de las fluctuaciones del brillo de la superficie , que utiliza la apariencia granulada del bulbo de la galaxia para estimar la distancia hasta él. Los protuberancias de galaxias cercanas aparecen muy granuladas, mientras que las más distantes parecen suaves. Las primeras mediciones utilizando esta técnica dieron distancias de 30,6 ± 1,3 Mly (9380 ± 400 kpc). [29] Más tarde, después de cierto refinamiento de la técnica, se midió una distancia de 32 ± 3 Mly (9.810 ± 920 kpc). [30] Esto se perfeccionó aún más en 2003 a 29,6 ± 2,5 Mly (9.080 ± 770 kpc). [31]
La distancia media medida mediante estas dos técnicas es de 29,3 ± 1,6 Mly (8.980 ± 490 kpc). [a]
La magnitud absoluta de la galaxia (en azul) se estima en −21,9 a 30,6 Mly (9.400 kpc) (−21,8 a la distancia promedio de arriba), lo que, como se indicó anteriormente, la convierte en la galaxia más brillante en un radio de 32,6 Mly ( 10.000 kpc) alrededor de la Vía Láctea. [5]
Un informe de 2016 utilizó el Telescopio Espacial Hubble para medir la distancia a M104 según el método de la punta de la rama de la gigante roja , arrojando 9,55 ± 0,13 ± 0,31 Mpc . [2]
La Galaxia del Sombrero se encuentra dentro de una compleja nube de galaxias en forma de filamentos que se extiende hacia el sur del Cúmulo de Virgo . [32] Sin embargo, no está claro si es parte de un grupo de galaxias formal . Los métodos jerárquicos para identificar grupos, que determinan la membresía del grupo considerando si las galaxias individuales pertenecen a un agregado más grande de galaxias, generalmente producen resultados que muestran que la Galaxia Sombrero es parte de un grupo que incluye NGC 4487, NGC 4504, NGC 4802, UGCA 289, y posiblemente algunas otras galaxias. [32] [33] [34] Sin embargo, los resultados que se basan en el método de percolación (también conocido como método de amigos de amigos), que vincula galaxias individuales para determinar la pertenencia al grupo, indican que la Galaxia Sombrero no está en un grupo [35] o que puede ser sólo parte de un par de galaxias con UGCA 287. [34]
Además de eso, M104 también está acompañada por una galaxia enana ultracompacta , descubierta en 2009, con una magnitud absoluta de −12,3, un radio efectivo de sólo 47,9 ly (3,03 millones de unidades astronómicas ) y una masa de 3,3×10 7 M. ☉ [36]
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La Galaxia Sombrero está a 11,5° al oeste de Spica [10] y a 5,5° al noreste de Eta Corvi . [37] Aunque es visible con binoculares de 7 × 35 o un telescopio de aficionado de 4 pulgadas (100 mm), [37] se necesita un telescopio de 8 pulgadas (200 mm) para distinguir el bulto del disco, [10] y un telescopio de 10 o 12 pulgadas (250 o 300 mm) para ver la franja de polvo oscuro. [10]
