NGC 4278 | |
Eliptik gökada NGC 4278 | |
Gözlem verileri ( Epoch J2000.0 ) | |
---|---|
takımyıldız | Berenice'nin saçı |
Sağ açıklık (α) | 12 saat 20 m 06,8 sn |
Sapma (δ) | 29 ° 16 ′ 51 ″ |
Görünen büyüklük (V) | B Bandında 10.2 11.1 |
Yüzey parlaklığı | 13.10 mag / öğleden sonra 2 |
Görünen boyutlar (V) | 3,8 inç × 3,8 inç |
Kırmızı kayma | 0.002068 ± 0.000017 |
Pozisyon açısı | Yok |
Takımyıldızdaki konum: Berenice'nin Kılı | |
Astrometri | |
Radyal hız | 620 ± 5 km / saniye |
Mesafe | 16.913 ± 5.855 Mpc (∼55.2 milyon al ) |
Fiziksel özellikler | |
Nesne türü | Eliptik galaksi |
Galaxy tipi | E1-2 E1 E |
Boyutlar | 61.000 al |
Keşif | |
Kaşif (ler) | William Herschel |
Tarihli | 13 Mart 1785 |
Tanım (lar) |
PGC 39764 UGC 7386 MCG 5-29-62 CGCG 158-77 IRAS 12175 + 2933 |
Eliptik galaksilerin listesi | |
NGC 4278 , yaklaşık 55 milyon ışıkyılı uzaklıkta Berenice'nin Saç takımyıldızında bulunan eliptik bir gökadadır . NGC 4278, 1785 yılında Alman - İngiliz gökbilimci William Herschel tarafından keşfedildi .
NGC 4278, geniş bir HI çizgisine sahiptir . Aynı zamanda sürekli spektrumlu bir radyo galaksisidir ( Düz Spektrumlu Radyo Kaynağı ). Ek olarak, bu bir LINER gökadasıdır , yani çekirdeği, zayıf iyonize atomların geniş çizgileriyle karakterize edilen bir emisyon spektrumuna sahip bir gökadadır. Son olarak, NGC 4278, aktif bir gökada türü Seyfert 1'dir.
Bu gökadanın 620 km / sn'lik radyal hızı düşüktür ve Hubble yasası mesafesini hesaplamak için kullanılamaz . Sonuç 8.66 ± 0.66 Mpc (-28.2 milyon al ) verir. Ancak, kırmızıya kayma ( kırmızıya kayma ) ölçümlerine dayanmayan otuz , 16.913 ± 5.855 Mcf (~ 55,2 milyon al ) mesafe vermektedir . Bu galaksi, NGC 4725 grubunun çoğu gibi , Yerel Grup'a nispeten yakındır ve çoğu zaman uzaklığa bağlı olarak farklı mesafeler elde edilir. Bu, şüphesiz , Evren'in genişlemesini dengeleyen ve böylece Hubble yasasını daha az uygulanabilir hale getiren ve hatta gruptaki bu galaksilerin belirli hareketlerine karşı koyan yerel Grup tarafından uygulanan düşük yerçekiminden kaynaklanmaktadır .
2009 yılında yayınlanan ve Hubble Uzay Teleskobu tarafından ölçülen gökadanın iç hızına dayanan bir araştırmaya göre , NGC 4278'in merkezindeki süper kütleli kara deliğin kütlesi 52 ila 180 milyon arasındadır .
2003 yılında yayınlanan ve yıldız hızlarının dağılımına dayanan başka bir çalışmaya göre , merkezdeki kara deliğin kütlesi 10 8.49 ± 0.07 veya 263 ila 363 milyon güneş kütlesi arasında bir değer olacaktır.
NGC 4278, spektrumu bize onun bir LINER galaksi olduğunu söyleyen aktif bir çekirdekli gökadadır . Bu etkinliğin kaynağı için en çok kabul gören açıklama , kütlesi en az 50 milyon güneş kütlesi ( ) olan ve 360'ı bile aşıp 2 milyar gibi inanılmaz bir değere ulaşabilen merkezi bir süper kütleli kara deliğin etrafında bir yığılma diskinin varlığıdır . Çekirdekten X ışını emisyonu, aynı zamanda, düşük ışınım yoğunluğuna sahip bir toplama diskinden gelen bir akışın varlığıyla da tutarlıdır.
NGC 4278'in çekirdeği aynı zamanda bir radyo dalgası kaynağıdır. Merkezi kaynaktan yayılan iki küçük simetrik S-şekilli jet, Very Large Array radyo teleskopları kullanılarak gözlendi . Her bir fıskiyenin boyutu yaklaşık olarak 20 ark milisaniye olup, tahmini 55 milyon ışıkyılı uzaklıkta 3.2 ışıkyılıdır. Bu jetlerin özellikleri (hız, hizalama), süper kütleli bir kara delik tarafından hızlandırılan parçacıklar tarafından senkrotron radyo dalgalarının yayılmasına karşılık gelir .
Çekirdek ayrıca yüksek değişkenlik ve uzun süreli işaret fişekleri gösteren kompakt bir ultraviyole radyasyon kaynağı içerir . Böyle bir patlama, altı ay boyunca 1,6 kat daha parlak olduğu Haziran 1994 ile Ocak 1995 arasında gözlendi. Bu tür patlamalar, düşük ışıkta aktif olan diğer galaksilerde de gözlemlenmiştir. Bu emisyonların ölçülen özellikler bu kökenindeki kara deliğin kütlesi 10 x 7 arasında olduğunu belirlemek mümkün kılmıştır 7 ve 2 x 10 9 .
XMM-Newton ve Chandra teleskopları kullanılarak çekirdekten X ışını emisyonunda uzun ve kısa dönemli değişkenlik de gözlemlenmiştir . Üç yıl içinde, emisyonların yoğunluğu 5 faktör ile çarpılmıştır. Dalgalanmalar bir saatten daha kısa sürelerde kaydedilmiştir ve radyasyonun akı yoğunluğu gözlemlerinden birinde% 10 artmıştır. XMM-Newton. Düşük akı yoğunluğunda X-radyasyonunun spektral enerji dağılımı bir LINER gökadası için tipikken, daha yüksek yoğunluklarda bir Seyfert gökadasına karşılık gelir.
Spitzer Uzay Teleskobu mümkün galaksinin çalışma yapmıştır kızılötesi etki ve içerdiği toz özelliklerini anlamak için. Radyo dalgası jetlerine benzer şekilde uzun toz lifleri gözlendi. Genel olarak, eliptik galaksiler çok az toz içerir. Eliptik galaksilerde yaygın olmayan bir başka özellik, polisiklik aromatik hidrokarbondan (PAH) emisyonun varlığı ve iki kat iyonize silikon atomlarından (Si II) 34,8 μm'de güçlü bir emisyondur . Diğer eliptik galaksilerde, PAH'ların sıcak yıldızlararası ortamda yok edildiği düşünülmektedir . Moleküler hidrojen ve ayrıca iyonize hidrojenden emisyonlar da gözlemlenmiştir. Bu emisyonların, nötr hidrojen diski tarafından soğuk gazın toplanmasından kaynaklandığı öne sürülmüştür .
Benzer parlaklığa sahip eliptik galaksilerle karşılaştırıldığında, NGC 4278 çok sayıda küresel küme içerir . Sayılarının 1.378 olduğu tahmin edilmektedir.+32
−194. Diğer galaksilerde olduğu gibi, renk dağılımı, kırmızı yıldızlar ve mavi yıldızların alt popülasyonlarını içeren kümelerle iki şekilde gelir. Mavi yıldızlar içeren kümeler, galaksinin merkezine eşit uzaklıkta kırmızı yıldızlara sahip olanlardan daha büyüktür. Kümelerin boyutları, onları galaktik merkezden ayıran uzaklıkla artar.
AM Garcia'ya göre, NGC 4278 galaksisi , NGC 4274 grubu olan en az 19 üyesi olan bir galaksi grubunun parçasıdır . Grubun diğer üyeleri Yeni Genel Katalog olan NGC 4020 , NGC 4062 , NGC 4136 , NGC 4173 , NGC 4203 , NGC 4245 , NGC 4251 , NGC 4274 , NGC 4283 , NGC 4310 , NGC 4314 , NGC 4359 , NGC 4414 , NGC 4509 ve NGC 4525 .
Öte yandan, bu gruptaki gökadalardan yedi tanesi (NGC 4245, NGC 4251, NGC 4274, NGC 4218, NGC4283, NGC 4310 ve NGC 4314), Abraham Mahtessian tarafından 1998 yılında yayınlanan bir makalede açıklanan başka bir grubun parçasıdır . Bu, 16 üyesi olan bu grubun en parlak gökadası olan NGC 4725'in grubudur. NGC 4725 grubunun bazı galaksileri, Garcia'nın makalesinde açıklanan diğer grupların bir parçasıdır. Gruplar arasındaki sınırlar açıkça belirlenmemiştir ve yazarlar tarafından kullanılan yakınlık kriterlerine bağlıdır.