메시에 94

Messier 94
메시에[1][2][3] 94
Messier 94.jpg
케네스베나티시 은하 메시에 94
관찰 데이터
에폭 J2000
콘스텔레이션 케네스 베나티[4]
적경 12h 50m 53.1s[5]
적위 +41° 07° 14°[5]
외관 치수 (V) 11.2 × 9.1 moa[5]
겉보기 등급 (V)8.2[6]
특성.
유형(R)SA(r)ab,[5] 라이너[5]
아스트로메트리
태양 중심 반지름 속도 308 ± 1[5] km/s
레드시프트 0.001027 ± 0.000005[5]
갈락토심 속도 360 ± 3[5] km/s
거리 16.0 ± 1.3 Mly (4.91 ± 0.40 Mpc)
기타 명칭
NGC 4736, UGC 7996, PGC 43495[5]

메시에 94(NGC 4736)는 게자리 중북부에 있는 나선 은하이다.그것은 [7]1781년 피에르 메셍에 의해 발견되었고 이틀 후에 샤를 메시에에에 의해 목록화 되었다.일부 참고 자료에서는 M94를 막대나선은하로 묘사하고 있지만, "막대" 구조는 더 [8]타원형인 것으로 보입니다.이 은하는 두 개의 고리 [5]구조를 가지고 있다.

구조.

M94의 중앙 영역 상세.

M94는 저이온화핵방출영역(LINER) [9]핵을 가진 것으로 분류된다.LINER는 일반적으로 이온화 가스가 존재하지만 가스는 약하게 이온화된다는 것을 보여주는 광학 스펙트럼으로 특징지어진다(즉, 원자가 상대적으로 적은 전자를 잃는다).

M94는 직경 70초())의 내륜(거리 약 5,400광년(1,700pc)과 직경 600µ(약 45,000광년(14,000pc))의 외륜을 갖추고 있다.이 고리는 은하 원반의 공명 지점에서 형성되는 것으로 보입니다.안쪽 고리는 강한 별 형성 활동이 일어나는 장소이며 때때로 별 폭발 고리라고도 불립니다.이 별의 형성은 안쪽 타원형 막대 모양의 [10]구조에 의해 고리 안으로 동적으로 구동되는 가스에 의해 추진됩니다.

2009년[11] 천체물리학자 국제팀이 실시한 연구에 따르면 M94의 바깥쪽 고리는 역사적으로 문헌에 나타난 것처럼 닫힌 항성 고리가 아니라 IR과 UV의 중간에서 보았을 때 나선팔의 복잡한 구조라는 것이 밝혀졌다.이 연구는 이 은하의 바깥쪽 원반이 활동적이라는 것을 발견했습니다.이 성운은 은하 총 질량의 약 23%를 포함하고 있으며 새로운 은하 별들의 약 10%를 차지하고 있습니다.실제로 항성질량 단위당 더 효율적이기 때문에 외부 원반의 항성 형성 속도는 내부 원반보다 약 2배 더 높습니다.

M94의 외부 원반은 위성 은하가 강착하거나 가까운 항성계와의 중력 상호작용을 포함하여 여러 가지 외부 사건들이 발생할 수 있습니다.그러나 추가 연구 결과 이러한 시나리오 각각에 문제가 있는 것으로 나타났습니다.따라서 보고서는 M94의 내부 원반이 타원형으로 일그러져 이 은하의 주변 원반이 탄생했다고 결론지었다.

2004년에 발표된 논문에서, John Kormendy와 Robert Kennicutt는 M94에 프로토타입 유사 벌지가 [8]포함되어 있다고 주장했다.고전적인 나선은하는 나이든 별들의 큰 구체(또는 팽대부)와 교차하는 가스 원반과 젊은 별들로 구성되어 있습니다.이와는 대조적으로, 의사괴물이 있는 은하는 늙은 별들이 크게 부풀어 오른 것이 아니라, 은하를 정면으로 볼 때 부풀어 오른 것처럼 보이는 강렬한 별 형성과 함께 밝은 중심 구조를 가지고 있습니다.M94의 경우, 이 의사 불량은 중심 타원형 영역 주위에 링 형태로 되어 있다.

2008년에는 M94에 암흑물질이 거의 또는 전혀 존재하지 않는다는 연구 결과가 발표되었습니다[12].이 연구는 은하의 별들의 회전 곡선과 수소 가스의 밀도를 분석했고 보통의 발광 물질이 은하의 모든 질량을 설명하는 것으로 보인다는 것을 발견했다.현재 모델들은 암흑 물질 후광 없이 어떻게 은하가 형성될 수 있는지 또는 은하가 어떻게 암흑 물질을 잃을 수 있는지를 나타내지 않기 때문에 이 결과는 이례적이고 다소 논란이 있었다.MOND와 같은 은하 회전 곡선에 대한 다른 설명들도 이 [13]은하를 설명하는데 어려움을 겪고 있습니다.그러나 이 결과는 아직 다른 연구 그룹들에 의해 확인되거나 받아들여지지 않았으며, 실제로 표준 은하 형성 모델의 예측에 대해 테스트된 바 없다.

위치

다양한 파장의 빛에서 볼 수 있는 M94

M94까지의 거리를 측정하기 위해 적어도 두 가지 기술이 사용되었습니다.표면 밝기 변동 거리 측정 기술은 팽대부 외관의 입자성을 바탕으로 나선은하까지의 거리를 추정합니다.M94까지의 거리는 17.0 ± 1.4 Mly(5.2 ± 0.4 Mpc)이다.[1]그러나 M94는 허블 우주 망원경을 사용하여 은하 내에서 가장 밝은 별들의 플럭스를 분석하고 측정할 수 있을 만큼 충분히 가깝습니다.이렇게 측정된 플럭스는 은하수 내에서 측정된 유사한 별의 플럭스와 비교하여 거리를 측정할 수 있습니다.이 기법을 사용하여 M94까지의 예상 거리는 15 ± 2 Mly(4.7 ± 0.6 Mpc)[2]입니다.이 거리 측정치를 합하면 평균 16.0 ± 1.3 Mly(4.9 ± 0.4 Mpc)의 거리 추정치를 얻을 수 있습니다.

M94는 16~[14][15][16]24개의 은하를 포함하는 은하군인 M94 그룹 내에서 가장 밝은 은하 중 하나입니다.이 그룹은 처녀자리 슈퍼클러스터(즉, 로컬 슈퍼클러스터)[17] 내에 있는 많은 그룹 중 하나입니다.많은 은하가 M94와 연관되어 있을 수 있지만, M94 근처에 있는 소수의 은하만이 중력에 의해 결합되는 시스템을 형성하고 있는 것으로 보입니다.근처의 다른 은하 대부분은 우주의 [2][18]팽창과 함께 움직이고 있는 것으로 보입니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b J. L. Tonry; A. Dressler; J. P. Blakeslee; E. A. Ajhar; et al. (2001). "The SBF Survey of Galaxy Distances. IV. SBF Magnitudes, Colors, and Distances". Astrophysical Journal. 546 (2): 681–693. arXiv:astro-ph/0011223. Bibcode:2001ApJ...546..681T. doi:10.1086/318301. S2CID 17628238.
  2. ^ a b c I. D. Karachentsev; M. E. Sharina; A. E. Dolphin; E. K. Grebel; et al. (2003). "Galaxy flow in the Canes Venatici I cloud". Astronomy and Astrophysics. 398 (2): 467–477. arXiv:astro-ph/0210414. Bibcode:2003A&A...398..467K. doi:10.1051/0004-6361:20021598. S2CID 6310283.
  3. ^ 평균(17.0 ± 1.4, 15 ± 2) = (17.0 + 15) / 2) ± ((1.42 + 0.522) / 2) = 16.0 ± 1.3
  4. ^ R. W. Sinnott, ed. (1988). The Complete New General Catalogue and Index Catalogue of Nebulae and Star Clusters by J. L. E. Dreyer. Sky Publishing Corporation / Cambridge University Press. ISBN 978-0-933346-51-2.
  5. ^ a b c d e f g h i j "NASA/IPAC Extragalactic Database". Results for M94. Retrieved 9 November 2006.
  6. ^ "Messier 94". SEDS Messier Catalog. Retrieved 30 April 2022.
  7. ^ Kepple, George Robert; Glen W. Sanner (1998). The Night Sky Observer's Guide. Vol. 2. Willmann-Bell. p. 51. ISBN 978-0-943396-60-6.
  8. ^ a b J. Kormendy; R. C. Kennicutt Jr. (2004). "Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 42 (1): 603–683. arXiv:astro-ph/0407343. Bibcode:2004ARA&A..42..603K. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134024. S2CID 515479.
  9. ^ 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 (2): 315–390. arXiv:astro-ph/9704107. Bibcode:1997ApJS..112..315H. doi:10.1086/313041. S2CID 17086638.
  10. ^ 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 (1): 58–74. Bibcode:2004AJ....127...58M. doi:10.1086/380610.
  11. ^ I. Trujillo; I. Martinez-Valpuesta; D. Martinez-Delgado; J. Penarrubia; et al. (2009). "Unveiling the Nature of M94's (NGC4736) Outer Region: A Panchromatic Perspective". Astrophysical Journal. 704 (1): 618–628. arXiv:0907.4884. Bibcode:2009ApJ...704..618T. doi:10.1088/0004-637X/704/1/618. S2CID 16368604.
  12. ^ 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". Astrophysical Journal. 679 (1): 373–378. arXiv:astro-ph/0611113. Bibcode:2008ApJ...679..373J. doi:10.1086/533511. S2CID 3009937.
  13. ^ Battersby, Stephen (6 February 2008). "Galaxy without dark matter puzzles astronomers". New Scientist.
  14. ^ R. B. Tully (1988). Nearby Galaxies Catalog. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-35299-4.
  15. ^ A. Garcia (1993). "General study of group membership. II – Determination of nearby groups". Astronomy and Astrophysics Supplement. 100: 47–90. Bibcode:1993A&AS..100...47G.
  16. ^ G. Giuricin; C. Marinoni; L. Ceriani; A. Pisani (2000). "Nearby Optical Galaxies: Selection of the Sample and Identification of Groups". Astrophysical Journal. 543 (1): 178–194. arXiv:astro-ph/0001140. Bibcode:2000ApJ...543..178G. doi:10.1086/317070. S2CID 9618325.
  17. ^ R. B. Tully (1982). "The Local Supercluster". Astrophysical Journal. 257: 389–422. Bibcode:1982ApJ...257..389T. doi:10.1086/159999.
  18. ^ I. D. Karachentsev (2005). "The Local Group and Other Neighboring Galaxy Groups". Astronomical Journal. 129 (1): 178–188. arXiv:astro-ph/0410065. Bibcode:2005AJ....129..178K. doi:10.1086/426368.

외부 링크

좌표:Sky map 12h 50m 53.1s, +41° 07° 14°