NGC 4594 və ya Sombrero qalaktikası (Messier obyekti 104, M104), Yeni Ümumi Kataloqda qeydə alınmış Qız bürcündə yerləşən,Yerdən 9,55 Mpc(31,100,000 i.i.) məsaf

Kəşfi

Sombrero Qalaktika 11 May 1781-ci ildə Pierre Makkeyin tərəfindan kəşf edilmişdir, daha sonra O, bu obyekti 1783-cu ilin mayında J. Bernoulli'ye yazdığı məktubda təsvir etmişdir, daha sonra "Berliner Astronomisches Jahrbuch"-da dərc olunmuşdur. Çarlz Messier, Messier Kataloqu olaraq tanınan obyektlərin şəxsi siyahısına bu və digər beş obyektin (indi kollektiv olaraq M104-M109 olaraq məlumdur) haqqında məlumatları öz əlyazısında qeyd etmişdir, lakin 1921-ci ilə qədər bu obyektlər kataloqa "rəsmən" daxil edilməmişdir. Vilyam Herşel 1784-cü ildə bu obyekti müstəqil olaraq aşkar etmiş və qalaktikanın diskində "qaranlıq qat" olduğunu qeyd etmişdir, hansı ki hal-hazırda bu toz zolağı adlandırılır. Daha sonra astronomlar Makkeyn və Herşelin müşahidələrini birləşdirdilər.

Messier obyekti kimi təyin olunması

1921-ci ildə Camille Flammarion Messier'in Sombrero qalaktikasın da daxil olduğu Messier obyektlərinin şəxsi siyahısının əl yazmasını tapdı. Bu, Yeni Ümumi Kataloqda 4594 obyekti ilə təsbit edilmiş və Flammarion bu obyektlərin də Messier Kataloquna daxil edilməli olduğunu bəyan etdi. Bu vaxtdan etibarən Sombrero qalaktikası M104 olaraq tanınır.

Yuxarıda qeyd edildiyi kimi, bu qalaktikanın ən təəccüblü xüsusiyyəti qalaktikanın çıxıntısının qarşısında keçən toz zolağıdır. Bu toz zolağı, həqiqətən də, qalaktikanın çıxıntısını əhatə edən simmetrik bir halqadır. Soyuq atomar hidrogen qazının və tozun əksəriyyəti bu halqa içərisindədir. Halqa həmçinin Sombrero qalaktikasının soyuq molekulyar qazının əksəriyyətini özünhdə saxlayır, baxmayaraq ki, bu fikir, aşağı nüfuzetmə və zəif aşkarlıqlı müşahidələrə əsaslanan bir nəticədir Sombrero qalaktikası molekulyar qazının halqaya məhdud olduğunu təsdiqləmək üçün əlavə müşahidələr tələb olunur. İnfraqırmızı spektroskopiya əsasında, toz halqası bu qalaktikada ulduzun formalaşması üçün əsas yer olduğunu demek olar.

Sombrero qalaktikasının nüvəsi aşağı ionlaşmış nüvə emissiyası bölgəsi olaraq təsnif edilir. Bunlar ionlaşmış qazın mövcud olduğu nüvə bölgələridir, amma ionlar yalnız zəif ionlaşmışdır (yəni atomlar nisbətən az elektron itirir). Aşağı ionlaşmış nüvə emissiyası bölgəsilərdə qazın ionlaşdıran enerjinin mənbəyi geniş müzakirə edilmişdir. Bəzi aşağı ionlaşmış nüvə emissiyası bölgələrinin nüvələri ulduzun formalaşma bölgələrində aşkar olan isti, gənc ulduzlardan ibarət ikən, digər aşağı ionlaşmış nüvə emissiyası bölgələrinin nüvələri aktiv qalaktika nüvələrindən (supermassive qara dəliklərə malik yüksək enerjili bölgələrdən) ibarət ola bilər. İnfraqırmızı spektroskopiya müşahidələri Sombrero qalaktikasının nüvəsidə hər hansı əhəmiyyətli ulduz formalaşması fəaliyyətindən olmadığını göstərmişdir. Bununla belə, nüvədə (aşağıdakı bölmədə müzakirə edildiyi kimi) bir supermassiv qara dəlik aşkar edilmişdir, belə ki, bu fəal qalaktik nüvə ehtimal ki, Sombrero qalaktikasının aşağı ionlaşmış nüvə emissiyası bölgəsində qazı ionlaşdıran enerjinin mənbəyidir.

1990-cı illərdə Con Kormendinin rəhbərlik etdiyi bir araşdırma qrupu, Sombrero qalaktikası içərisində supermassiv bir qara dəlik olduğunu subut etdi. Bu qrup həm KFHT, həm də Habbl Kosmik Teleskopu spektroskopik datalarından istifadə edərək, göstərdi ki, qalaktika Günəş kütləsinin 1 milyard qatı və ya 10⁹ M_☉ kütləyə malik olmadığı təqdirdə qalaktikanın mərkəzində ulduzların inqilab sürətinin saxlanılmadığını yəni mərkəzdə supermassiv qara dəliyin olduğunu göstərdi. Bu qonşu qalaktikalarda ölçülmüş ən böyük qara dəliklərindən biridir.

Sinxrotron emissiya

Radio və rentgen oblastlarında, nüvə güclü sinxrotron emissiya mənbəyidir Sinxrotron emissiyası yüksək sürətli elektronların güclü maqnit sahələri olan bölgələrdən keçərkən rəqs etməsi zamanı yaranır. Bu emissiya fəal nüvəli qalaktikalar üçün olduqca xarakterikdir. Radio sinxrotron emissiyasının bəzi fəal nüvəli qalaktikalar üçün zamanla dəyişməsinə baxmayaraq, Sombrero qalaktikasından gələn radio emissiyasının parlaqlığı yalnız 10-20% aralığında dəyişir.

Aşkarlanmamış submillimetrlik emissiya

2006-cı ildə iki qrup 850 mikrometr dalğa uzunluğunda Sombrero qalaktikasının nüvəsindən submillimetrlik radiasiya ölçmələrini nəşr etdi. Bu submillimetrlik emissiyanın tozdan gələn termal emissiyadan (infraqırmızı və submilimetrlik oblastlarda müşahidə olunan), sinxrotron emissiyadan (adətən radio oblastda görülən), isti qazdan gələn bremstrahluq emissiyasından (milimetrlik oblastda nadirən müşahidə olunan) və ya molekulyar qazdan (əsasən submilimetrlik spektral xətləri yaradır) yaranmadığı sübut edilmişdir. Submillimetrlik emissiyanın mənbəyi hələ də aşkar edilməmişdir.

Sombrero qalaktikası nisbətən çox sayda kürəvi ulduz topasına malikdir. Sombrero qalaktikasında kürəvi ulduz topalarının müşahidəsi nəticəsində saylarının 1200-2000 aralığında olduğu aşkarlanmışdır. Kürəvi ulduz topalarının sayının qalaktikanın ümumi parlaqlığına nisbəti Süd yolu və kiçik çıxıntısı olan oxşar qalaktikalar ilə müqayisədə yüksəkdir, lakin nisbəti böyük çıxıntılı digər qalaktikalarla müqayisə edilə bilər. Bu nəticələr, qalaktikalardakı kürəvi ulduz topalarının sayının qalaktikaların çIxıntısının ölçüsü ilə əlaqəli olduğunu düşünməyə əsas verir. Kürəvi ulduz topalarının səth sıxlığı, adətən, qalaktikanın mərkəzindən kənarda olmaqla, çıxıntının işıq profilini izləyir.

Sombrero Qalaktika məsafəsini ölçmək üçün ən azı iki metoddan istifadə edilmişdir.

Birinci üsul, Sombrero qalaktikasındakı planet dumanlıqlarının parlaqlığının ölçülərək Süd yolundakı planetar dumanlıqların məlum parlaqlığı ilə müqayisəsinə əsaslanır. Bu metod vasitəsilə Sombrero qalaktikası üçün 29 ± 2 Mi.i. (8,890 ± 610 Kpc) məsafə tapılmışdır.

Digər üsul səth parlaqlığının dəyişməsi üsuludur. Bu üsul, qalaktikanın çıxıntısının qranulyar görünüşündən istifadə edərək məsafənin qiymətləndirilməsinə əsaslanır. Yaxınlıqdakı qalaktikaların çıxıntıları çox qranullu, daha uzaqdakıların çıxıntıları isə hamar görünür. Bu metodu istifadə edən erkən ölçmələrdə məsafə üçün 30,6 ± 1,3 M i.i. (9,380 ± 400 kps) qiymətləri alınmışdır. Daha sonra, metodun bəzi xətaları aradan qaldırıldıqdan sonra məsafə üçün 32 ± 3 M i.i. (9,810 ± 920 Kpc) qiyməti tapıldı. Bu qiymət təxmini idi, 2003-cü ildə 29.6 ± 2.5 M i.i. (9.080 ± 770 Kpc) qiyməti alındı.

Bu iki üsulla ölçülmüş orta məsafə 29.3 ± 1.6 M i.i. (8.980 ± 490 Kpc) dir. [average(29.6 ± 2.5, 29 ± 2) = ((29.6 + 29) / 2) ± ((2.5² + 2²)^0.5 / 2) = 29.3 ± 1.6]

Sombrero qalaktikasının 30.6 M i.i (9,400 Kpc) məsafədə olmasına əsaslanaraq mütləq ulduz ölçüsü (mavi rəngdə) -21,9 olub (yuxarıdakı orta məsafədə isə -21.8 olur) Samanyolu ətrafında 32.6 M i.i.(10,000 Kpc).radiusda ən parlaq qalaktikadır.

2016-cı ildən Habbl Kosmik Teleskopunun ölçmələrindən istifadə edilərək M104 məsafəsini qırmızı nəhəng sinfi metoduna əsaslanaraq 9.55 ± 0.13 ± 0.31 Mpc tapmışlar.