M94 (螺旋星系)
梅西耶94（也称为M94或NGC 4736）是位于猎犬座的一个螺旋星系 ，于1781年被皮埃尔·梅香发现[6]，并被梅西耶编入其目录中。虽然有些参考资料描述M94是一个棒旋星系，但棒状的结构看起来比较像卵型[7]。这个星系已因为有双重的环状结构而著名[2]。
| 梅西耶94 | |
|---|---|
 | |
| 观测资料（J2000 历元） | |
| 星座 | 猎犬座[1] |
| 赤经 | 12h 50m 53.1s[2] |
| 赤纬 | +41° 07′ 14″[2] |
| 红移 | 308 ± 1 km／s[2] |
| 距离 | 16.0 ± 1.3 Mly (4.9 ± 0.4 Mpc)[3][4][5] |
| 视星等 (V) | 9.0[2] |
| 特征 | |
| 类型 | SA(r)ab[2] |
| 角直径 (V) | 11′.2 × 9′.1[2] |
| 其他名称 | |
| NGC 4736, UGC 7996, PGC 43495[2] | |
| 导航 | ||
|---|---|---|
| L94 | ||
| M93 | M94 | M95 |
| N94 | ||
| M94 | - | 94M |
核
M94的核被归类为低电离星系核（Low-ionization nuclear emission-line region，LINER）[8]。LINER的一般特征是在光学的谱线上显示有离子的气体存在，但只是微弱的被游离（意思是原子只少了几个电子）。
内环和外环
M94有一个直径70"的内环和直径600"的外环，这两个环在星系盘内的位置看似在共振的点上。内环是活跃的恒星形成区，有时被称为星暴环。气体在核心像卵型的棒状结构驱动下进入环内，成为恒星形成的燃料[9]。
假核球
在2004年的一篇论文中，John Kormendy和Robert Kennicutt论述认为M94的假核球应该是一种典型[7]。传统的螺旋星系包括由年轻的恒星和气体组成的盘面与插入其中由较老的恒星组成的巨大球体（核球）。在比较之下，星系的假核球没有大量的老年恒星，但在面观察正面朝向我们的这类星系时，可以看见中心因为恒星形成而由明亮的恒星构成看似巨大核球的结构。在M94的情况下，这个假核球形成一个环绕着中心卵型区域的圆环。
距离的测量
至少有两种计数被用在M94的距离测量上。表面亮度起伏的距离测量技术是依据螺旋星系核球内粒子的视亮度来估算的，使用这种计数测量M94的距离大约是1,700 ± 140万光年（520±40万秒差距）[3]。 但是，M94的距离近到足以利用哈伯太空望远镜解析出其中最明亮的恒星来测量单独的亮度通量，再将测量的结果与银河系内相似的恒星比较来测量其距离。使用这种计数测量的M94距离是1,600± 200万光年（470±60万秒差距）[4]。将两者平均，M94的距离被定为1,600 ± 130万光年（490±40万秒差距）。
暗物质
在2008年出版的一件研究报告认为M94只有非常少甚至没有暗物质存在。这项研究分析了星系的自转曲线和氢气的密度，并且发现发光的普通物质看起来占有星系全部的质量。这个结果是异常与有争议的，因为当前的模型不明白没有暗物质的星云，要如何形成星系；或是星系是如何丢失它的暗物质。用其它模型对星系自转曲线转解释，像是MOND也有困难[10]。
星系集团资讯
M94是M94星系团——拥有16至24个星系的星系集团——中最明亮的星系之一[11][12][13] 这个集团是室女座超星系团（本超星系团）的众多成员之一[14]。虽然也许有很多的星系与M94联系在一起，但只有少数几个星系看似在M94的重力系统之内，其他邻近的星系则大部分看似随着宇宙的扩张在移动[4][15]。
相关条目
- NGC 1512 - 有相似内环的星系
外部链接
参考资料
- ^ R. W. Sinnott, editor. The Complete New General Catalogue and Index Catalogue of Nebulae and Star Clusters by J. L. E. Dreyer. Sky Publishing Corporation and Cambridge University Press. 1988. ISBN 0-933346-51-4.
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- ^ 3.0 3.1 J. L. Tonry, A. Dressler, J. P. Blakeslee, E. A. Ajhar, A. B. Fletcher, G. A. Luppino, M. R. Metzger, C. B. Moore. The SBF Survey of Galaxy Distances. IV. SBF Magnitudes, Colors, and Distances. Astrophysical Journal. 2001, 546 (2): 681–693 [2008-03-25]. （原始内容存档于2008-02-14）.
- ^ 4.0 4.1 4.2 I. D. Karachentsev, M. E. Sharina, A. E. Dolphin, E. K. Grebel, D. Geisler, P. Guhathakurta, P. W. Hodge, V. E. Karachentseva, A. Sarajedini, P. Seitzer. Galaxy flow in the Canes Venatici I cloud. Astronomy and Astrophysics. 2003, 398: 467–477 [2021-02-07]. （原始内容存档于2019-03-23）.
- ^ average(17.0 ± 1.4, 15 ± 2) = ((17.0 + 15) / 2) ± ((1.42 + 22)0.5 / 2) = 16.0 ± 1.3
- ^ Kepple, George Robert; Glen W. Sanner. The Night Sky Observer's Guide, Volume 2. Willmann-Bell, Inc. 1998: 51. ISBN 0-943396-60-3.
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- ^ L. C. Ho, A. V. Filippenko, W. L. W. Sargent. A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. III. Spectroscopic Parameters and Properties of the Host Galaxies. Astrophysical Journal Supplement. 1997, 112: 315–390 [2008-03-25]. （原始内容存档于2007-03-22）.
- ^ C. Muñoz-Tuñón, N. Caon, J. Aguerri, L. Alfonso. The Inner Ring of NGC 4736: Star Formation on a Resonant Pattern. Astronomical Journal. 2004, 127: 58–74 [2008-03-25]. （原始内容存档于2019-08-12）.
- ^ Battersby, Stephen. Galaxy without dark matter puzzles astronomers. NewScientist.com news service. 6 February 2008 [2008-03-25]. （原始内容存档于2008-03-19）.
- ^ R. B. Tully. Nearby Galaxies Catalog. Cambridge: Cambridge University Press. 1988. ISBN 0-521-35299-1.
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- ^ G. Giuricin, C. Marinoni, L. Ceriani, A. Pisani. Nearby Optical Galaxies: Selection of the Sample and Identification of Groups. Astrophysical Journal. 2000, 543: 178–194 [2008-03-25]. （原始内容存档于2019-01-21）.
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- ^ I. D. Karachentsev. The Local Group and Other Neighboring Galaxy Groups. Astronomical Journal. 2005, 129: 178–188 [2008-03-25]. （原始内容存档于2008-02-21）.