Galaktyka Panna A

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj

Współrzędne: Astronomia 12h30m49,4s; +12°23'28,0"

Messier 87
Galaktyka M87 (HST)
Galaktyka M87 (HST)
Odkrywca Charles Messier
Data odkrycia 18 marca 1781
Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór Panna
Typ E+0-1 pec[1]
Rektascensja 12h 30m 49,4s[1]
Deklinacja +12° 23' 28"[1]
Odległość 52 ± 4 mln ly (15,9 ± 1,3 Mpc)
Przesunięcie ku czerwieni 0,004283[1]
Jasność obserwowana 9,59[1]m
Rozmiary kątowe 8,3′ × 6,6′[1]
Alternatywne oznaczenia
Messier 87, M87, NGC 4486, UGC 7654,
PGC 41361, VCC 1316, Arp 152

Virgo constelation PP3 map PL.jpg
Gwiazdozbiór Panny
Commons Multimedia w Wikimedia Commons

Panna A (znana również jako Messier 87, M87 lub NGC 4486) – wielka galaktyka eliptyczna znajdująca się w gwiazdozbiorze Panny w odległości około 50 milionów lat świetlnych od Ziemi. Jest to największy i najjaśniejszy obiekt w obrębie gromady galaktyk w Pannie[2]. Została odkryta 18 marca 1781 przez francuskiego astronoma Charlesa Messiera[3].

Galaktyka ta należy do klasy galaktyk aktywnych ze względu na procesy zachodzące w jej jądrze i jest źródłem silnej emisji w szerokim zakresie widmowym, w szczególności radiowym[4], i jest najbliższą nam radiogalaktyką. Najnowsze badania sugerują, że masa tej galaktyki zawarta wewnątrz promienia o rozmiarze 32 kpc wynosi około 1014 mas Słońca[a]. Ocenia się, że M87 może zawierać nawet do 100 bilionów gwiazd.

W galaktyce tej zaobserwowano supernową SN 1919A[5].

Dżet[edytuj | edytuj kod]

Energetyczny dżet z M87 (zdjęcia w trzech długościach fal: na górze – promienie rentgena (Chandra X-ray), na dole po lewej – fale radiowe (Very Large Array), na dole po prawej – światło widzialne (HST)

Dżet w tej galaktyce został zaobserwowany już w roku 1918, kiedy to Heber Curtis zarejestrował dziwną prostą smugę wychodzącą z centrum galaktyki. Dżet ten rozciąga się na odległość co najmniej 5000 lat świetlnych i świeci w zakresie optycznym, radiowym, rentgenowskim i gamma. Ostatnio odkryto także świecenie dżetu w zakresie TeV – wysokoenergetycznego promieniowania gamma – przy pomocy obserwatorium HESS. Świecenie dżetu w zakresie radiowym i optycznym spowodowane jest przez promieniowanie synchrotronowe, wysyłane przez wysokoenergetyczne elektrony poruszające się po spiralnych torach wzdłuż pól magnetycznych, po raz pierwszy wykryte w 1956 roku przez Geoffreya R. Burbidge'a. Świecenie dżetu w zakresie wyższych energii spowodowane jest najprawdopodobniej zjawiskiem Comptona – ponownymi zderzeniami fotonów synchrotronowych z wysokoenergetycznymi elektronami[6], ale możliwa jest też dominująca rola par elektronowo-pozytonowych produkowanych w pobliżu centralnej czarnej dziury[7].

Aktywne jądro[edytuj | edytuj kod]

Zbliżenie jądra i dżetu

Istnienie dżetu jest tylko jednym z przejawów aktywności jądra galaktyki M87. Obserwacje rentgenowskie wykonane przy pomocy satelity Chandra pokazały złożoną strukturę filamentową w wewnętrznych częściach galaktyki oraz pierścień gorącej plazmy położony w odległości 13 kpc od jądra[8], związany z istnieniem rozchodzącej się fali uderzeniowej, która jest świadectwem wcześniejszej fazy silnej aktywności tej radiogalaktyki.

Aktywność jądra galaktyki wywołana jest istnieniem centralnej czarnej dziury, której masę 6,6×109 M wyznaczono w oparciu o obserwacje teleskopu Gemini North na Hawajach[9]. Jest to jedna z najmasywniejszych czarnych dziur jakie zostały odkryte. Z nowych pomiarów rozkładu jasności galaktyki wynika, że czarna dziura jest przesunięta o 71 lat świetlnych od środka galaktyki[10]. Przyczyna tego zjawiska nie jest znana.

Gromady kuliste[edytuj | edytuj kod]

Badania galaktyki Panna A prowadzone przy użyciu Kosmicznego Teleskopu Hubble’a wykazały, że posiada ona znacznie większą liczbę gromad kulistych niż przewidywano. Odkryto również olbrzymią ilość gromad kulistych w galaktykach karłowatych, znajdujących się w odległości do 3 milionów lat świetlnych od Messier 87, przy równoczesnym ich braku lub znikomej ilości w galaktykach znajdujących się do 130 000 lat świetlnych.

Analiza budowy gromad kulistych Panny A wykazała, że posiada ona trzy razy więcej gromad kulistych wykazujących niedobór metali ciężkich (na przykład żelaza) niż tych bogatych w owe pierwiastki. Ponieważ gromady kuliste ubogie w metale są typowe dla galaktyk karłowatych, odkrycie to sugeruje, że gromady ubogie w metale pochodzą najprawdopodobniej z pobliskich galaktyk karłowatych, których gromady kuliste wykazują podobne braki pierwiastków ciężkich[11].

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Uwagi

  1. Spośród znanych galaktyk największą masę ma ESO 146-5

Przypisy

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 Messier 87 (ang.). W: NASA/IPAC Extragalactic Database [on-line]. [dostęp 2014-12-12].
  2. B. Binggeli, Bruno, G. A. Tammann, and A. Sandage, Astron. J. 94, 251 (1987).
  3. Courtney Seligman: NGC 4486 (ang.). W: Celestial Atlas [on-line]. [dostęp 2014-12-12].
  4. Baade i Minkowski 1954
  5. List of Supernovae (ang.). W: IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams [on-line]. Międzynarodowa Unia Astronomiczna. [dostęp 2014-12-12].
  6. np. Lenain i in. 2008
  7. Nerenov, Aharonian 2007
  8. Forman i in. 2007
  9. Astronomers "weigh" heaviest known black hole in our cosmic neighborhood (ang.). [dostęp 2011-01-13].
  10. Przesunięty środek galaktyki
  11. Gromady kuliste opowiadają historię powstania gwiazd

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]

  • X. Wu, S. Tremaine, 2006, ApJ, 643, 210, "Deriving the Mass Distribution of M87 from Globular Clusters"
  • W. Baade, R.,Minkowski, 1954, ApJ, 119, 215, "On the Identification of Radio Sources"
  • A. Neronov, A., F. Aharonian, 2007, ApJ, 671, 85, "Production of TeV Gamma Radiation in the Vicinity of the Supermassive Black Hole in the Giant Radio Galaxy M87"
  • J.-P. Lenain et al.. A synchrotron self-Compton scenario for the very high energy γ-ray emission of the radiogalaxy M 87. „Astronomy & Astrophysics”. 478 (1), s. 111-120, styczeń 2008. doi:10.1051/0004-6361:20077995 (ang.). 
  • W. Forman I in., 2007, ApJ, 665, 1057, „Filaments, Bubbles, and Weak Shocks in the Gaseous Atmosphere of M87”

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]

… • Poprzedni obiektGalaktyka Panna ANastępny obiekt • …

… • NGC 4483NGC 4484NGC 4485Galaktyka Panna ANGC 4487NGC 4488NGC 4489 • …