**NGC 4594** və ya **Sombrero qalaktikası (Messier obyekti 104, M104)**, Yeni Baş Kataloqda qeydə alınmış Qız bürcündə yerləşən,Yerdən 9,55 Mpc(31,100,000 i.i.) məsafədə yerləşən spiralqalaktikadır. Qalaktika Meksika şapkasına (sombrero) bənzədiyindən bu cür adlandırılmışdır. Yerdən 28 milyon işıq ili uzaqlıqdadır. Göy üzündə Qız bürcü istiqamətində yerləşir. Spiral tipli  qalaktikadır. Fransız astronomu Çarlz Messier tərəfindən 1781-ci ildə 8.38 sm (3.3 düymə) ölçülü refraktor vasitəsilə kəşf edilmişdir.

Sombrero Galaxy in infrared light (Hubble Space Telescope and Spitzer Space Telescope)
Qalaktikanın diamerti təxminən 15 Kpc-dir. (50 min işıq ili), bu, Süd yolunun 30%-i təşkil edir. Bu qalaktika çox parlaq bir nüvəyə, qeyri-adi böyük bir mərkəzi çıxıntıya və maili diskində nəzərə çarpan toz zolağına malikdir. Qaranlıq toz zolağı və mərkəzdəki çıxıntı bu qalaktikaya sombrero görünüşünü verir. Astronomlar ilk növbədə haloun kiçik və yüngül olduğunu düşünürdülər ki, buda spiral galaktikanın göstəricisidir, lakin Spitzer kosmik teleskopu Sombrero qalaktikası ətrafındakı halonun düşünüləndən ölçü və kütləcə daha böyük olduğunu aşkara çıxartdı ki, bu da bu qalaktikanın nəhəng eliptik qalaktika olmasının göstəricisidir. Qalaktikanın görünən ulduz ölçüsü +8.0-dir, yəni, həvəskar teleskoplarla asanlıqla görünən bir böyüklükə malikdir və bəzi müəlliflər bu qalaktikanı Samanyolu 10 megaparsek radiusundakı ən parlaq qalaktika hesab edirlər. Onun böyük çıxıntısı, mərkəzindəki supermassiv qara dəliyi və toz zolaqları peşəkar astronomların diqqətini cəlb edir.

Müşahidə tarixi.
----------------

### 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.

Toz halqası
-----------

The famous Sombrero galaxy (M104) is a bright nearby elliptical galaxy. The prominent dust lane and halo of stars and globular clusters give this galaxy its name. Something very energetic is going on in the Sombrero's center, as much X-ray light has been detected from it. This X-ray emission coupled with unusually high central stellar velocities cause many astronomers to speculate that a black hole lies at the Sombrero's center - a black hole a billion times the mass of our Sun.
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.

Nüvə
----

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.

Mərkəzi supermassiv qara dəlik
------------------------------

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.

Kürəvi ulduz topaları
---------------------

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.

Uzaqlıq və parlaqlıq
--------------------

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.

İstinadlar
----------

1. 1 2  "SIMBAD". NGC (İngiliscə).
2. 1 2  "NASA/IPAC Kosmik Qalaktikanın Verilənlər Bazası". NGC obyekti üçün NED nəticələri (İngiliscə).
3. ↑  *Paz A. G. Boissier S. Madore B. F. Seibert M. Joe Y. H. Wyder T. K. Thilker D. Bianchi L. Soo‐Chang Rey, Barlow T. A. et al.* The GALEX Ultraviolet Atlas of Nearby Galaxies (ing.). // *The Astrophysical Journal*: *Supplement Series* AAS, 2007. Vol. 173, Iss. 2. P. 185–255. ISSN 0067-0049; 1538-4365 doi:10.1086/516636 arXiv:astro-ph/0606440
4. 1 2  *Tully R. B. Courtois H. M. Sorce J. G.* Cosmicflows-3 (ing.). // *Astron. J.* / J. G. III, E. Vishniac NYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2016. Vol. 152, Iss. 2. P. 50. ISSN 0004-6256; 1538-3881 doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 arXiv:1605.01765
5. ↑  *Courtois H. M. Tully R. B. Makarov D. I. Mitronova S. Koribalski B. Karachentsev I. D. Fisher J. R.* Cosmic flows: Green Bank Telescope and Parkes H I observations (ing.). // *Mon. Not. R. Astron. Soc.* / D. Flower OUP, 2011. Vol. 414. P. 2005–2016. ISSN 0035-8711; 1365-2966 doi:10.1111/J.1365-2966.2011.18515.X arXiv:1101.3802
6. ↑  *Smith R. J. Lucey J. R. Hudson M. J. Schlegel D. J. Davies R. L.* Streaming motions of galaxy clusters within 12 000 km s-1 -- I. New spectroscopic data (ing.). // *Mon. Not. R. Astron. Soc.* / D. Flower OUP, 2000. Vol. 313, Iss. 3. P. 469–490. ISSN 0035-8711; 1365-2966 doi:10.1046/J.1365-8711.2000.03251.X
7. 1 2  McQuinn, Kristen B. W.; Skillman, Evan D.; Dolphin, Andrew E.; Berg, Danielle; Kennicutt, Robert (2016). "The Distance to M104". *The Astronomical Journal*. **152** (5): 144. arXiv:1610.03857 . Bibcode:2016AJ....152..144M. doi:10.3847/0004-6256/152/5/144.
8. ↑  NASA's Sombrero Galaxy Overview and Wallpaper
9. 1 2 3  "NGC/IC Verilənlər bazası". NGC (İngiliscə).
10. ↑  [3] Famous Sombrero Galaxy Shows Surprising Side
11. ↑  "M 104". *SIMBAD*. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2017-09-24.
12. 1 2  Karachentsev, Igor D.; Karachentseva, Valentina E.; Huchtmeier, Walter K.; Makarov, Dmitry I. (2003). "A Catalog of Neighboring Galaxies". *The Astronomical Journal*. **127** (4): 2031–2068. Bibcode:2004AJ....127.2031K. doi:10.1086/382905.
13. 1 2  G. R. Kepple; G. W. Sanner (1998). *The Night Sky Observer's Guide*. Vol. 2. Willmann-Bell. p. 451. ISBN 0-943396-60-3.
14. 1 2 3 4 5  K. G. Jones (1991). *Messier's Nebulae and Star Clusters* (2nd ed.). Cambridge University Press. ISBN 0-521-37079-5.
15. 1 2 3 4 5 6 7  G. J. Bendo; B. A. Buckalew; D. A. Dale; B. T. Draine; R. D. Joseph; R. C. Kennicutt Jr.; et al. (2006). "Spitzer and JCMT Observations of the Active Galactic Nucleus in the Sombrero Galaxy (NGC 4594)". *Astrophysical Journal*. **645** (1): 134–147. arXiv:astro-ph/0603160
16. ↑  Bajaja, E.; Van Der Burg, G.; Faber, S. M.; Gallagher, J. S.; et al. (1984). "The distribution of neutral hydrogen in the Sombrero galaxy, NGC 4594". *Astronomy and Astrophysics*. **141**: 309–317. Bibcode:1984A&A...141..309B.
17. ↑  Bajaja, E.; Dettmar, R.-J.; Hummel, E.; Wielebinski, R. (1988). "The large-scale radio continuum structure of the Sombrero galaxy (NGC 4594)". *Astronomy and Astrophysics*. **202**: 35–40. Bibcode:1988A&A...202...35B.
18. ↑  J. S. Young; S. Xie; L. Tacconi; P. Knezek; et al. (1995). "The FCRAO Extragalactic CO Survey. I. The Data". *Astrophysical Journal Supplement*. **98**: 219–257
19. ↑  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.
20. 1 2  J. Kormendy; R. Bender; E. A. Ajhar; A.Dressler; et al. (1996). "Hubble Space Telescope Spectroscopic Evidence for a 1 X 10 9 M☉ Black Hole in NGC 4594".
21. 1 2  de Bruyn, A. G.; Crane, P. C.; Price, R. M.; Carlson, J. B. (1976). "The radio sources in the nuclei of NGC 3031 and NGC 4594".
22. ↑  Hummel, E.; van der Hulst, J. M.; Dickey, J. M. (1984). "Central radio sources in spiral galaxies – Starburst or accretion". *Astronomy and Astrophysics*. **134**: 207–221. Bibcode:1984A&A...134..207H.
23. ↑  A. Thean; A. Pedlar; M. J. Kukula; S. A. Baum; et al. (2000). "High-resolution radio observations of Seyfert galaxies in the extended 12-μm sample - I. The observations". *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*. **314** (3): 573–588. arXiv:astro-ph/0001459 . Bibcode:2000MNRAS.314..573T. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03401.x.
24. ↑  T. Di Matteo; C. L. Carilli; A. C. Fabian (2001). "Limits on the Accretion Rates onto Massive Black Holes in Nearby Galaxies". *Astrophysical Journal*. **547**(2): 731–739. arXiv:astro-ph/0005516 . Bibcode:2001ApJ...547..731D. doi:10.1086/318405.
25. ↑  S. Pellegrini; G. Fabbiano; F. Fiore; G. Trinchieri; et al. (2002). "Nuclear and global X-ray properties of LINER galaxies: Chandra and BeppoSAX results for Sombrero and NGC 4736". *Astronomy and Astrophysics*. **383** (1): 1–13. arXiv:astro-ph/0111353 . Bibcode:2002A&A...383....1P. doi:10.1051/0004-6361:20011482.
26. ↑  S. Pellegrini; A. Baldi; G. Fabbiano; D.-W. Kim (2003). "An XMM-Newton and Chandra Investigation of the Nuclear Accretion in the Sombrero Galaxy (NGC 4594)". *Astrophysical Journal*. **597** (1): 175–185. arXiv:astro-ph/0307142 . Bibcode:2003ApJ...597..175P. doi:10.1086/378235.
27. 1 2  M. Krause; R. Wielebinski; M. Dumke (2006). "Radio polarization and sub-millimeter observations of the Sombrero galaxy (NGC 4594). Large-scale magnetic field configuration and dust emission". *Astronomy and Astrophysics*. **448** (1): 133–142. arXiv:astro-ph/0510796 . Bibcode:2006A&A...448..133K. doi:10.1051/0004-6361:20053789.
28. 1 2  K.-I. Wakamatsu (1977). "Radial distribution and total number of globular clusters in M104". *Publications of the Astronomical Society of the Pacific*. **89**: 267–270.
29. ↑  W. E. Harris; H. C. Harris; G. L. H. Harris (1984). "Globular clusters in galaxies beyond the local group. III NGC 4594 (the Sombrero)". *Astronomical Journal*. **89**: 216–223. Bibcode:1984AJ.....89..216H. doi:10.1086/113504.
30. 1 2  T. J. Bridges; D. A. Hanes (1992). "The globular cluster system of NGC 4594 (the Sombrero)". *Astronomical Journal*. **103**: 800–814. Bibcode:1992AJ....103..800B. doi:10.1086/116102.
31. ↑  S. S. Larsen; D. A. Forbes; J. P. Brodie (2001). "Hubble Space Telescope photometry of globular clusters in the Sombrero galaxy". *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*. **327** (4): 1116–1126. arXiv:astro-ph/0107082 . Bibcode:2001MNRAS.327.1116L. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04797.x.
32. ↑  H. C. Ford; X. Hui; R. Ciardullo; G. H. Jacoby; K. C. Freeman (1996). "The Stellar Halo of M104. I. A Survey for Planetary Nebulae and the Planetary Nebula Luminosity Function Distance". *Astrophysical Journal*. **458**: 455–466
33. ↑  E. A. Ajhar; T. R. Lauer; J. L. Tonry; J. P. Blakeslee; et al. (1997). "Calibration of the Surface Brightness Fluctution Method for use with the Hubble Space Telescope". *Astronomical Journal*. **114**: 626–634.
34. ↑  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.

Xarici keçidlər
---------------

* SEDS
* 

* WikiSky-da NGC 4594: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hidrogen α, X-Ray, Astrofoto, Göy xəritəsi, Məqalələr və şəkillər

NGC obyektləri

 Kateqoriya:NGC obyektləri  


---

NGC 4570 |
NGC 4571 |
NGC 4572 |
NGC 4573 |
NGC 4574 |
NGC 4575 |
NGC 4576 |
NGC 4577 |
NGC 4578 |
NGC 4579 |
NGC 4580 |
NGC 4581 |
NGC 4582 |
NGC 4583 |
NGC 4584 |
NGC 4585 |
NGC 4586 |
NGC 4587 |
NGC 4588 |
NGC 4589 |
NGC 4590 |
NGC 4591 |
NGC 4592 |
NGC 4593 |
**NGC 4594** |
NGC 4595 |
NGC 4596 |
NGC 4597 |
NGC 4598 |
NGC 4599 |
NGC 4600 |
NGC 4601 |
NGC 4602 |
NGC 4603 |
NGC 4604 |
NGC 4605 |
NGC 4606 |
NGC 4607 |
NGC 4608 |
NGC 4609 |
NGC 4610 |
NGC 4611 |
NGC 4612 |
NGC 4613 |
NGC 4614 |
NGC 4615 |
NGC 4616 |
NGC 4617 |
NGC 4618 |
NGC 4619



|  |  |
| --- | --- |
|  | *Qalaktika ilə əlaqədar bu məqalə qaralama halındadır. Məqaləni redaktə edərək Vikipediyanı zənginləşdirin.* |