ソンブレロギャラクシー

ソンブレロギャラクシー
ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された画像、2003年5月〜6月
観測データ（J2000 エポック）
星座	乙女座
赤経	12時間39分59.4314秒[1]
偏角	−11° 37′ 23.118″ [1]
赤方偏移	0.003416 ± 0.000017 [1]
太陽中心視線速度	1,024 ± 5 km/s [1]
銀河中心の速度	904 ± 7 km/s [1]
距離	9.55 ± 0.31  Mpc (31.1 ± 1.0  Mly ) [2]
見かけの等級 （V）	8.0 [3] [4]
特徴
タイプ	SA(s)a [1]または E [5]
サイズ	32.32 x 17.45キロパーセク(105,400 x 56,900光年) (直径; 2MASS Kバンド合計) [1] 29.09キロパーセク(94,900光年) (直径; D 25.0 Bバンド等輝度線) [1]
見かけの大きさ （V）	9フィート×4フィート[1]
注目すべき機能	異常に明るい中心部、興味深く詳細なダストバンド
その他の指定
M 104、IRAS 12373-1120、NGC 4594、UGCA 293、MCG -02-32-020、PGC 42407

ソンブレロ銀河（メシエ天体104、M104 ^[4]またはNGC 4594としても知られる）は、おとめ座とからす座の境界にある、分類がはっきりしない特異な銀河^[5]で、天の川銀河から約9.55メガパーセク（3110万光年）^{[2]離れている。}おとめ座超銀河団の南端から連なる一連の銀河と銀河団であるおとめ座II銀河群の一員である^[6]。等光直径は約29.09～32.32キロパーセク（94,900～105,000光年）で^{[1] 、}天の川銀河よりもわずかに大きい。

明るい核、異常に大きな中央の膨らみ、そして地球からほぼ真横から見える外側の円盤に目立つ塵の帯がある。暗い塵の帯と膨らみにより、ソンブレロ帽のような外観になっている（そのためこの名前がついた）。天文学者たちは当初、ハローは小さくて軽く、渦巻銀河を示唆していると考えていたが、スピッツァー宇宙望遠鏡は、ハローがこれまで考えられていたよりもかなり大きくて質量が大きく、巨大な楕円銀河を示唆していることを発見した。^[7]

この銀河の見かけの等級は+8.0 ^[4]で、アマチュアの望遠鏡で簡単に見ることができ、一部の研究者は天の川銀河の半径10メガパーセク以内で最も絶対等級が高い銀河であると考えています。 ^[8]その大きなバルジ、中心の超大質量ブラックホール、ダストレーンはすべてプロの天文学者の注目を集めています。

ソンブレロ銀河は1781年5月11日にピエール・メシャンによって発見され、メシャンは1783年5月にJ・ベルヌーイに宛てた手紙の中でこの天体について記述しており、この手紙は後にベルリン天文年鑑に掲載された。^{[9] [10]} シャルル・メシエは、この天体と他の5つの天体（現在は総称してM104～M109として認識されている）について手書きのメモを、現在メシエカタログとして知られている彼の個人的な天体リストに加えたが、1921年まで「公式に」含まれていなかった。^[10] ウィリアム・ハーシェルは1784年にこの天体を独自に発見し、さらに銀河の円盤に「暗黒層」、現在ではダストレーンと呼ばれているものが存在することを指摘した。^{[9] [10]}後の天文学者たちはメシャンとハーシェルの観測結果を結び付けることができた。^[10]

1921年、カミーユ・フラマリオンはメシエの個人的なメシエ天体リストを発見した。その中にはソンブレロ銀河についての手書きのメモも含まれていた。これは新総合カタログの天体4594と同一視され、フラマリオンはこれをメシエカタログに含めるべきだと宣言した。このとき以来、ソンブレロ銀河はM104として知られるようになった。^[10]

上で述べたように、この銀河の最も印象的な特徴は、銀河のバルジの前を横切るダストレーンです。このダストレーンは、実際には銀河のバルジを囲む対称的なリングです。 ^[11]冷たい原子状水素ガス^[12]とダスト^[11]のほとんどはこのリング内にあります。リングにはソンブレロ銀河の冷たい分子ガスのほとんども含まれている可能性がありますが、^[11]これは低解像度と弱い検出による観測に基づく推論です。^{[13] [14]ソンブレロ銀河の分子ガスがリングに限定されていることを確認するには、追加の観測が必要です。}赤外線 分光法に基づくと、ダストリングはこの銀河内の星形成の主な場所です。^[11]

ソンブレロ銀河の核は、低電離核輝線領域（LINER）に分類されています。^{[15]これらは、}電離ガスが存在する核領域ですが、イオンは弱く電離しています（つまり、原子が比較的少数の電子を失っています）。 LINERのガスを電離させるエネルギー源については、広く議論されてきました。 LINER核の中には、星形成領域にある高温の若い星によってエネルギーが供給されているものもあれば、活動銀河核（超大質量ブラックホールを含む高エネルギー領域）によってエネルギーが供給されているものもあります。赤外線 分光観測により、ソンブレロ銀河の核では、おそらく目立った星形成活動​​が見られないことが実証されています。しかし、核内には超大質量ブラックホールが確認されており（以下のサブセクションで説明する）、この活動銀河核がソンブレロ銀河のガスを弱く電離させるエネルギー源である可能性が高い。^[11]

1990年代、ジョン・コルメンディ率いる研究グループは、ソンブレロ銀河内に超大質量ブラックホールが存在することを実証した。 ^[16] CFHTとハッブル宇宙望遠鏡の分光データを使用して、研究グループは、銀河中心の恒星の公転速度は、中心に太陽の10億倍の質量、10 ⁹ M _☉が存在しない限り維持できないことを示した。^[16]これは、近傍の銀河で測定されたブラックホールの中で最も大質量であり、地球に最も近い10億太陽質量のブラックホールである。  

電波やX線の波長では、原子核はシンクロトロン放射の強力な発生源である。^{[17] [18] [19] [20] [21] [22] [23]}シンクロトロン放射は、高速電子が強い磁場のある領域を通過するときに振動するときに生成される。この放射は活動銀河核では非常に一般的である。一部の活動銀河核では電波シンクロトロン放射が時間とともに変化することがあるが、ソンブレロ銀河からの電波放射の明るさは10～20%しか変化しない。^[17]

2006年に2つのグループが、ソンブレロ銀河の核から放射されるテラヘルツ波の波長の測定結果を発表しました。850μm 。^{[11] [23]}このテラヘルツ放射は、塵からの熱放射（赤外線やサブミリ波でよく見られる）、シンクロトロン放射（電波でよく見られる）、高温ガスからの制動放射（ミリ波ではあまり見られない）、または分子ガス（サブミリ波のスペクトル線を一般的に生成する）から発生するものではないことが判明した。^[11]テラヘルツ放射の発生源は未だに特定されていない。

ソンブレロ銀河には比較的多くの球状星団があり、観測研究ではその数は1,200から2,000と推定されている。^{[24] [25] [26]}球状星団の銀河全体の光度に対する割合は、天の川銀河や小さなバルジを持つ類似の銀河と比べると高いが、大きなバルジを持つ他の銀河と同程度である。これらの結果は、銀河の球状星団の数がバルジの大きさに関係していると考えられることを示すためによく使用されている。球状星団の表面密度は、銀河の中心付近を除いて、一般的にバルジの光のプロファイルに従います。^{[24] [26] [27]}

ソンブレロ銀河までの距離を測定するために、少なくとも 2 つの方法が使用されてきました。

最初の方法は、銀河系の惑星状星雲からの測定されたフラックスを天の川銀河の惑星状星雲の既知の光度と比較することに依存している。この方法により、ソンブレロ銀河までの距離は29 ± 2 Mly（8,890 ± 610  kpc）と算出された 。 ^[28]

2 つ目の方法は表面輝度変動法で、銀河のバルジのざらつき具合から距離を推定する。近くの銀河のバルジは非常にざらざらしているが、より遠いバルジは滑らかに見える。この技術を使った初期の測定では、距離は 30.6 ± 1.3 Mly (9,380 ± 400 kpc) と測定された。^[29]その後、この技術が改良され、距離は 32 ± 3 Mly (9,810 ± 920 kpc) と測定された。^[30]これは 2003 年にさらに改良され、29.6 ± 2.5 Mly (9,080 ± 770 kpc) となった。^[31]

これら2つの技術で測定された平均距離は29.3 ± 1.6 Mly（8,980 ± 490 kpc）である。^[a]

M104の質量は太陽の8000億倍と推定されている^[32]

この銀河の絶対等級（青色）は、30.6 Mly（9,400 kpc）で−21.9（上記の平均距離では−21.8）と推定されており、前述のように、この銀河は天の川銀河の周囲の半径32.6 Mly（10,000 kpc）で最も明るい銀河となります。^[8]

2016年の報告書では、ハッブル宇宙望遠鏡を使用して赤色巨星枝の先端法に基づいてM104までの距離を測定し、9.55 ± 0.13 ± 0.31 Mpcという結果が出ました。^[2]

ソンブレロ銀河は、おとめ座銀河団の南に広がる複雑なフィラメント状の銀河雲の中にあります。^{[33]しかし、正式な}銀河群の一部であるかどうかは不明です。個々の銀河がより大きな銀河の集合体に属しているかどうかを考慮してグループのメンバーシップを決定する、グループを識別するための階層的方法では、通常、ソンブレロ銀河は、NGC 4487、NGC 4504、NGC 4802、UGCA 289、およびおそらく他のいくつかの銀河を含むグループの一部であるという結果が生成されます。^{[33] [34] [35]}しかし、個々の銀河をリンクさせてグループのメンバーシップを決定するパーコレーション法（フレンズ・オブ・フレンズ法としても知られる）に基づく結果は、ソンブレロ銀河がグループに属していないか、またはUGCA 287との銀河ペアの一部にすぎない可能性があることを示唆している^{。[36 ]}

それに加えて、M104には2009年に発見された超小型矮小銀河も伴っており、その絶対等級は-12.3、有効半径はわずか47.9光年（303万天文単位）、質量は3.3×10 ⁷  M☉^{である[37]} _。

ソンブレロ銀河はスピカの西11.5度^{[10] 、}コルヴィ座イータ星の北東5.5度にあります。^[38] 7×35双眼鏡や4インチ（100 mm）のアマチュア用望遠鏡で見ることができますが、^[38]バルジとディスクを区別するには8インチ（200 mm）の望遠鏡が必要であり、^[10]暗い塵の帯を見るには10インチまたは12インチ（250または300 mm）の望遠鏡が必要です。^[10]

ソンブレロ銀河に言及した芸術作品の一つに、セントルイスのフォークメタルバンド、アルス・アルカナムの曲「ソンブレロ銀河の南」がある。この荒々しいSF西部劇は、法と自身の問題を抱えた過去から逃亡中の男の視点から語られる。ソンブレロ銀河は曲の物語の背景となり、宇宙のイメージと追求と後悔のテーマを融合させている。^[39]

• 
  スピッツァー宇宙望遠鏡による赤外線画像M104
• 
  M104のアマチュア写真

• メシエ天体の一覧
• 天体リスト
• NGC 1167、もう一つの線形銀河
• NGC 1291、外側に塵のリングがある銀河
• NGC 4725、広がったダストリングを持つ同様の銀河
• NGC 6027a は、非常によく似たダストリング構造を持つセイファート六重星団の一員である。
• NGC 7742、同様のダストリングを持つ渦巻き銀河
• NGC 7814、「小さなソンブレロ」とも呼ばれる銀河
• リング銀河
• メシエ天体
• 新総合カタログ

ウィキメディア・コモンズには、ソンブレロ・ギャラクシーに関連するメディアがあります。

• WikiSkyのソンブレロ銀河: DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像
• 壮大なソンブレロ銀河のハッブルモザイク (ESA)
• HubbleSite: 雄大なソンブレロ銀河 (M104) 2008-05-16 にアーカイブされました(Wayback Machineより)
• M104、ソンブレロ銀河 (NightSkyInfo.com)
• メシエ 104 (SEDS)
• ソンブレロ銀河: 素晴らしい天文台の眺め
• M104 ソンブレロ銀河
• バウアー、アマンダ; メリフィールド、マイケル。「M104 – ソンブレロ銀河」。ディープ スカイ ビデオ。ブレイディ ハラン。
• 星座ガイドのソンブレロ銀河（メシエ 104）
• ソンブレロ銀河の南 YouTube