Markarian 501 (o Mrk 501 ) es una galaxia con un espectro que se extiende hasta los rayos gamma de mayor energía. [4] Es un objeto blazar o BL Lac , que es un núcleo galáctico activo con un chorro que se dispara hacia la Tierra.
Markarian 501 | |
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Datos de observación ( época J2000 ) | |
Constelación | Hércules |
Ascensión recta | 16 h 53 m 52.21 s [1] |
Declinación | 39 ° 45 ′ 37,6 ″ [1] |
Redshift | 9915 ± 25 km / s o Z 0.033640 |
Distancia | 456 Mly (140 Mpc ; 4,32x10 24 m) |
Grupo o clúster | zw1707.6 + 4045 |
Caracteristicas | |
Tipo | S0 [2] |
Tamaño | ~ 210.000 ly (64 kpc ) (estimado) [3] [2] [a] |
Tamaño aparente (V) | 94,86 "× 71,1" [2] |
Características notables | objeto más brillante en rayos gamma de muy alta energía |
Otras designaciones | |
4C39.49 |
En la región del espectro de rayos gamma de muy alta energía , a energías superiores a 10 11 eV (0,1 TeV), es el objeto más brillante del cielo. [5] El objeto tiene un corrimiento al rojo de z = 0.034. [6]
La galaxia que alberga al blazar fue estudiada y catalogada por Benjamin Markarian en 1974. [7] Fue determinada por primera vez que era un emisor de rayos gamma de muy alta energía en 1996 por John Quinn en el Observatorio Whipple . [6] [8]
Galaxia
La galaxia elíptica está ubicada en la constelación de Hércules en ascensión recta 16h 53.9m y declinación + 39 ° 45 '. Su tamaño visible parece ser de 1,2 por 1 minuto de arco. [9]
Rayos gamma
Los rayos gamma del Mrk 501 son extremadamente variables y sufren explosiones violentas. [6] El espectro de rayos gamma de Mrk 501 muestra dos jorobas. Uno está por debajo de 1 keV y puede considerarse rayos X y el otro está por encima de 1 TeV. Durante las erupciones y los estallidos, los picos aumentan en potencia y frecuencia. [6] MAGIC ha medido las llamaradas que duran 20 minutos con tiempos de subida de 1 minuto . En estas llamaradas, los rayos gamma de mayor energía (de 1,2 Tev) se retrasaron 4 minutos sobre los rayos gamma de 0,25 TeV. [10] Este retraso ha llevado a varias teorías, incluida la de que el espacio es más grande en pequeñas dimensiones con una textura cuántica espumosa . [11] La espuma crearía una variación en la velocidad de la luz para los rayos gamma de luz de mayor energía y las ondas de radio y la luz visible de menor energía. Tal variación contradeciría la invariancia de Lorentz , pero podría proporcionar una pista para la teoría de la unificación . Las observaciones del Dr. Floyd Stecker del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA de Mrk 501 y Mrk 421 demostraron que no hay violación de la invariancia de Lorentz. [12] La galaxia también es variable en luz visible entre magnitud 14,5 y 13,6. [13]
Durante el descubrimiento, se observaron destellos a una tasa promedio de uno en siete minutos. Los rayos cósmicos (es decir, rayos cósmicos fermiónicos o masivos , a diferencia de los fotones) fueron descartados por la forma y el tamaño de los destellos que son pequeños y elípticos para los rayos gamma. El flujo de fotones de más de 300 GeV en este momento de 1995 fue de 8,1 ± 1,5 x 10 −12 cm −2 s −1 [8]
Calabozo
Es probable que los blazares se originen a partir de materia que cae en un agujero negro y posiblemente en un agujero negro binario . La dispersión de velocidad (que es la diferencia máxima en la velocidad hacia o desde la Tierra) observada en la galaxia es de 372 km / s, lo que predice una masa de agujero negro de (0,9 - 3,4) × 10 9 M ⊙ . Sin embargo, la dispersión de la velocidad también se midió como 291 y 270 km / s, por lo que la masa central puede ser menor. [14] Una variabilidad de 23 días sugirió que un objeto puede estar orbitando el agujero negro central con un período de 23 días. [14]
Chorro
Con interferometría de línea de base muy larga , los detalles finos de las ondas de radio se pueden ver con una resolución de milisegundos de arco (mas). Se observa un único punto central muy brillante llamado núcleo . Del núcleo emerge una ráfaga de plasma de muy alta velocidad en forma de cono estrecho como un chorro de un solo lado . Después de 30 milisegundos de arco, el chorro, que tiene una longitud de 300 pc, da un giro de 90 ° y se abre. El chorro interior antes de la torcedura muestra bordes brillantes o una estructura de extremidades más brillante de menos de 10 mas de ancho. Esto probablemente se deba a una parte central del chorro que se mueve rápidamente, combinada con bordes más lentos. [15] Normalmente, habría chorros de gas disparados en direcciones opuestas. El chorro observado es el que mira hacia la Tierra y proyecta plasma hacia la Tierra. También hay un chorro que se aleja de la Tierra llamado chorro contrario . Cerca del núcleo, este chorro contrario es mucho más tenue que el chorro principal que es invisible en las ondas de radio. El brillo del chorro contrario es menor que el del chorro principal por un factor de 1250. Esto implica que el chorro es relativista con Γ aproximadamente 15 (es decir, el plasma se mueve al 99,8% de la velocidad de la luz) y en un ángulo entre 15 ° y 25 ° desde la línea de visión desde la Tierra. A 408 MHz, el nivel de potencia es de 1,81 Jy , aunque es variable. [16] Más allá de 10 kpc desde el núcleo, el contra-chorro se vuelve visible, mostrando que los chorros se han vuelto no relativistas; es decir, el plasma ya no se acerca a la velocidad de la luz. [16] La emisión de radio simétrica se extiende a 70 ", lo que corresponde a 120 a 200 kpc. [16]
Entradas de catálogo
Las primeras designaciones fueron 4C 39.49 y B2 1652 + 39. [17] El Catálogo General de Galaxias de Uppsala lo enumera como UGC 10599 . [18]
Otras designaciones: B1652 + 39 o 1H1652 + 398 o TeV J1653 + 397 . [19]
Notas
- ^ Calculado a partir del tamaño aparente y la distancia:
Referencias
- ↑ a b Ochsenbein, F .; Bauer, P .; Marcout, J. (10 de abril de 2000). "La base de datos VizieR de catálogos astronómicos" . Serie de suplementos de astronomía y astrofísica . 143 : 23–32. arXiv : astro-ph / 0002122 . Código Bibliográfico : 2000A y AS..143 ... 23O . doi : 10.1051 / aas: 2000169 .
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- ^ "Visualización de parámetros para una sola fila en la base de datos óptica de las galaxias Markarian" .
- ^ Aharonian, FA (1999). "El espectro de energía TeV promediado en el tiempo de Mkn 501 del extraordinario estallido de 1997 medido con el sistema de telescopio estereoscópico Cherenkov de HEGRA" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 349 : 11-28. arXiv : astro-ph / 9903386 . Bibcode : 1999A y A ... 349 ... 11A .
- ^ Protheroe, Ray J .; CL Bhat; P. Fleury; E. Lorenz; M. Teshima; TC Weekes (12 de octubre de 1997). "Rayos gamma de muy alta energía de Markarian 501". arXiv : astro-pn / 9710118v1 . Parámetro desconocido
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- ^ "Markarian 501" . TeVCat . Consultado el 10 de diciembre de 2011 .
enlaces externos
- TeVCat 2.0: Markarian 501
- "7C 165211.80 + 395026.00" . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Strasbourg .