MESSIER 64 - MUSTAN SILMäN GALAKSI

Send

Tervetuloa takaisin Messier maanantaina! Jatkamme tänään kunnianosoituksemme rakkaalle ystävällemme, Tammy Plotnerille, tarkastelemalla sitä "pahaa" asiakasta, joka tunnetaan nimellä Messier 64 - aka. "Black Eye Galaxy"!

Ranskan tähtitieteilijä Charles Messier totesi 1700-luvulla etsittäessä yötaivasta komeeteita, ja totesi kiinnittyneiden kiinteiden, hajanaisten esineiden läsnäolon, jota hän alun perin suunnitteli komeettojen suhteen. Ajan myötä hän tulee laatimaan luettelon noin 100 näistä esineistä, toivoen estääkseen muita tähtitieteilijöitä tekemästä samaa virhettä. Tästä luettelosta, joka tunnetaan nimellä Messier-katalogi, tulisi edelleen yksi vaikutusvaltaisimmista Deep Sky -objektien luetteloista.

Yksi näistä esineistä tunnetaan nimellä Messier 64, joka tunnetaan myös nimellä “musta silmä” tai “pahan silmän galaksi”. Tämä spiraaligalaksi, joka sijaitsee Coma Berenices -konstellaatiossa, noin 24 miljoonan valovuoden päässä maasta, on kuuluisa pölyn absorboivasta tummasta kaistasta, joka sijaitsee galaksin kirkkaan ytimen edessä (suhteessa maahan). Messier 64 on hyvin tunnettu amatööri tähtitieteilijöiden keskuudessa, koska se on havaittavissa pienillä kaukoputkilla.

Kuvaus:

Nukkuva kauneus, joka sijaitsee noin 19 miljoonan valovuoden päässä kodin galaksista, ulottuu avaruuteen ja kattaa lähes 40 000 valovuoden poikkipinta-alaa, pyörii 300 km / s nopeudella. Kohdunsa ydin on vastakään pyörivä levy, jonka leveys on noin 4000 valoa vuotta, ja näiden kahden välinen kitka voi hyvinkin olla avustaja valtavaan määrään tähtien puhkeamista ja erottuvaa tummaa pölykaistaa.

Tähdet itsessään näyttävät muodostuvan kahdessa aallossa, ensin kehittyen ulkopuolelta seuraten tiheysgradienttia, jossa odottaa runsasvälisiä asioita, ja sitten kehittyvän hitaasti. Kun kypsistä tähtiistä peräisin oleva materiaali alkoi loppua tähtituulen, supernoovien ja planeetta-sumun takana, lisääntyneet määrät tähteiden välistä ainetta puristuivat jälleen, jolloin tähdet muodostuivat uudelleen. Tätä ”toista aaltoa” voi hyvinkin edustaa tumma, hämärtävä pölykaista, jonka näemme.

Mutta M64: llä ei ole ilman sitä jakoa levottomuudesta. Sen kaksoisrotaatio on saattanut alkaa törmäyksenä, kun kaksi galaksia yhdistyi noin miljardi vuotta sitten - tai niin teoria ehdottaa. Mutta tekikö? Kuten Robert Braun ja Rene Walterbos selittivat tutkimuksessaan 1995:

”Tässä galaksissa tiedetään olevan kaksi sisäkkäistä, vastakkaisesti pyörivää kaasulevyä, joissa on kummassakin muutaman 108 aurinkopainon massa, sisäisen levyn ollessa noin 1 kpc ja ulkoisen levyn ulottuessa. Tähtien kinematiikka pääakselia pitkin, joka ulottuu kahden kaasulevyn välisen siirtymäalueen yli, ei osoita nopeudenvaihtosuunnan muutosta tai lisääntynyttä nopeuden hajontaa. Tähdet pyörivät aina samassa merkityksessä kuin sisäinen kaasulevy, ja siten ulkoinen levy "kääntyy". Tähtien kinematiikasta ja H I -levyistä johdetut ennustetut ympyränopeudet ovat sopusoinnussa noin 10 km / s: n sisällä, mikä tukee muita todisteita siitä, että tähtien ja kaasumaisten levyjen tasopinta on noin 7 astetta. Tämä yläraja on verrattavissa havaitun vastakääntyvän kaasun massaan. Tämä vastakääntyvän materiaalin pieni massa yhdistettynä alhaisen nopeuden dispersioon tähtilevyssä merkitsee sitä, että NGC 4826 ei voi olla galaksien taaksepäin sulautumisen tulos, paitsi jos ne eroavat toisistaan ainakin massaasteikolla. Ionisoidun kaasun nopeudet pääakselia pitkin ovat tähtien kanssa yhtäpitäviä, jos R on alle 0,75 kpc. Seuraava siirtyminen kohti ionisoidun kaasun näennäistä vastakierrosta on ratkaistu alueellisesti hyvin, ulottuen suunnassa noin 0,6 kpc. Tämän alueen kinematiikka ei ole symmetrinen galaksikeskuksen suhteen. Kaakkois-puolella on merkittävä alue, jolla vproj (H II) on paljon vähemmän kuin vcirc noin 150 km / s, mutta sigma (H II) noin 65 km / s. Kinemaattista epäsymmetriaa ei voida selittää millään liikkumattomalla dynaamisella mallilla, jopa kaasun sisäänvirtauksen tai loimien yhteydessä. Kaasulla tällä siirtymäalueella on diffuusi aluerakenne, vahva (N II) ja (S II) emissio, samoin kuin suuren nopeuden dispersio. Nämä tiedot antavat meille selityksen galaksista, jossa tähtlevy ja kaksi vastakääntöä kiertävää HI-levyä, pienemmillä ja paljon suuremmilla säteillä, ilmestyvät tasapainoon ja melkein tasitasoon, mutta jossa siirtoalue kaasulevyjen välillä ei ole tasapainotilassa. ”

Joten on kaikki mitä se todella näyttää olevan? Syntyvätkö pimeydessä uudet tähdet? Kuten A. Majeed (et ai.) Huomauttivat vuoden 1999 tutkimuksessaan:

“Pahan silmän galaksi (NGC 4826; M64) erottuu epäsymmetrisesti sijoitetusta, voimakkaasti absorboivasta pölykaistasta näkyvän kohouman yli. Saimme pitkän aikavälin spektrin NGC 4826, jossa on galaksin ytimen poikkileikkaus, joka kattaa yhtä suuret osat peitetyistä ja piilemättömistä osista pullistumaa. Vertaamalla spektrienergian jakautumia vastaavissa kohdissa pulmen kohdalla, symmetrisesti sijoitettu ytimeen nähden, pystyimme tutkimaan pölyn absorption, sironnan ja päästöjen aallonpituudesta riippuvaisia vaikutuksia sekä jatkuvan tähtien muodostumisen läsnäoloa pölykaistalla. Raportoimme voimakkaan laajennetun punaisen säteilyn (ERE) havaitsemisen pölykaistalta noin 15 kaarisekunnin etäisyydellä NGC 4826: n ytimestä. ERE-kaista ulottuu 5400 A: sta 9400 A: seen, huipun lähellä 8800 A. Integroitu ERE-intensiteetti on noin 75% pölykaistan arvioidusta hajavalosta. ERE siirtyy kohti pidempiä aallonpituuksia ja vähenee intensiteetillä, kun lähestytään tähtiä muodostuvaa aluetta, joka sijaitsee yli 15 kaarisekunnin etäisyydellä. Tulkitsemme ERE: n alkuperältään nanometrin kokoisissa klustereissa, jotka ovat valaistuja galaksin säteilykentällä, fotoluminesenssista, sen lisäksi, että pölykaistalla on tähtiä muodostava kompleksi. Kun tutkimme ERE-havaintojen yhteydessä galaksin hajassa ISM: ssä ja monissa muissa pölyisissä ympäristöissä, kuten sumuissa, päättelemme, että ERE: n fotonimuunnointitehokkuus NGC 4826: ssa on yhtä korkea kuin muualla, mutta että NGC 4826: n nanohiukkaset ovat noin kaksi kertaa niin suuret kuin niiden, joita ajateltiin olevan galaksissamme haja-ISM: ssä. "

Mutta keskustelu jatkuu edelleen. Kuten R.A. Walterbos (et ai.) Ilmaisivat vuoden 1993 tutkimuksessaan:

”Kaasulevyjen läheinen samansuuntainen suuntaus on yksi näkökohta, joka on sopusoinnussa sen kanssa, mitä vastakääntyvän kaasun sulautumismallin perusteella odotetaan. Sisäisen kaasukiekon pyörimissuunta tähtiihin nähden ei kuitenkaan ole. Lisäksi hyvin määritellyn eksponentiaalisen levyn olemassaolo merkitsee todennäköisesti, että jos sulautumista tapahtui, sen on pitänyt olla kaasurikas kääpiö ja spiraali, ei kahden saman massaspiraalin välillä. NGC 4826: n tähtispiraalivarret kulkevat osan levyn yli ja johtavat ulkolevyyn. Byrdin et al. Äskettäiset numeeriset laskelmat. ehdottaa NGC 4622: lle, että pitkät kestävät johdevarret voitaisiin muodostaa pienen kumppanin läheisellä taaksepäin kulkulla. Tässä skenaariossa NGC 4826: n ulkoinen vastakääntyvä kaasulevy voi olla vuorovesipuhdistettu kaasu kääpiöstä. Kuitenkin NGC 4826: ssa ulommat varret ovat johtavia, kun taas näyttää siltä, että NGC 4622: ssä sisävartet johtavat. Kääpiö-spiraalikohtauksen realistinen N-kehon / hydro-simulointi tarvitaan selvästi. Voi myös olla mahdollista, että vastakääntyvä ulkoinen kaasulevy johtuu kaasun asteittaisesta imeytymisestä halogeenista, eikä erillisestä sulautumisesta. "

Havaintojen historia:

Edward Pigott löysi M64: n 23. maaliskuuta 1779, vain 12 päivää ennen kuin Johann Elert Bode löysi sen itsenäisesti 4. huhtikuuta 1779. Karkeasti vuotta myöhemmin Charles Messier löysi itsenäisesti sen 1. maaliskuuta 1780 ja luetteloi sen M64: ksi. Said Pigot:

”.. löysin 23. maaliskuuta [1779] sumun Coma Berenicesin tähdistössä, tähän asti, oletan, että sitä ei ole huomannut; Ainakaan ei mainittu M. de la Landen tähtitiedessä eikä M. Messierin runsaassa sumulähteiden luettelossa [1771]. Olen havainnut sen akromaattisessa instrumentissa, joka on kolme jalkaa pitkä, ja päätellyt sen keskiarvon R.A. vertaamalla sitä seuraaviin tähtiin tarkoittaa R.A. 20. huhtikuuta 1779, 191d 28 '38 ″ olevan sumun summasta. Koska sen valo on erittäin heikko, en voinut nähdä sitä kvadranttimme kaksijalkaisessa kaukoputkessa, joten hänen oli pakko määrittää sen taipumus kauttakulkuvälineellä. Uskon, että määritys voi kuitenkin riippua kahdesta minuutista: pohjoiseen suuntautuva kaltevuus on siten 22d 53 ″ 1/4. Tämän sumun halkaisijan arvioin olevan noin kaksi minuuttia astetta. ”

Pigottin löytö kuitenkin julkaistiin vasta kun se luettiin ennen Lontoon kuninkaallista seuraa 11. tammikuuta 1781, kun taas Boden julkaisu tapahtui vuonna 1779 ja Messierin kesäkeskuksessa 1780. Pigottin löytö jätettiin enemmän tai vähemmän huomioimatta, ja vain Bryn Jones toi huhtikuussa huomiota siihen. 2002! (Voiko hyvä herra Pigot tietää, että hänet muistetaan täällä ja hänen raporttinsa asetetaan etusijalle!)

Joten miten se sai nimen “Black Eye Galaxy”? Meillä on Sir William Herschel kiittää siitä: ”Hyvin merkittävä esine, paljon pitkänomainen, noin 12 ′ pitkä, 4 ′ tai 5 ′ leveä, sisältää yhden selkeän pisteen kuin tähti, jonka alla on pieni musta kaari, niin että se antaa yksi idea taisteluista syntyvästä mustasta silmästä. ” Tietysti John Herschel jatkoi sitä kirjoittaessaan omiin muistiinpanoihinsa:

”Messier ei tietenkään huomaa tummaa puolielliptista avointa työpaikkaa (kuviossa varjostettu tai kirkas osa), joka ympäröi osittain tämän nebulan tiivistynyttä ja kirkasta ydintä. Isäni sen kuitenkin näki ja näytti hänelle myöhäiselle Sir Charles Blagdenille, joka veti sen mustan silmän ilmeeseen, outoon, mutta ei väärin vertailuun. Ydin on jonkin verran pitkänomainen, ja epäilen voimakkaasti, että se voi olla läheinen kaksoistähti tai erittäin tiivistynyt kaksoishammas. "

Messier 64: n sijainti

M64: n sijainti ei ole erityisen helppoa. Aloita tunnistamalla kirkkaan oranssi Arcturus ja Coma Berenices -tähtiklusteri (Melotte 111) yleisen lännen suuntaisesti. Kun rentoudut ja annat silmäsi pimeäksi sopeutua, näet kolme tähteä, jotka muodostavat Coma Berenicesin tähdistön, mutta jos asut kevyen saastuneen taivaan alla, saatat tarvita kiikareita löytääkseen sen heikot tähdet. Kun olet vahvistanut Alpha Comaen, siirrä tähtihyttiä noin 4 astetta pohjoiseen / luoteeseen pisteeseen 35 koma. Löydät M64 asteen suunnasta koilliseen tähtiä 35.

Vaikka Messier 64 on kiikarimahdollisuus, se vaatii erittäin tummaa taivasta keskimääräiselle kiikarille ja näyttää vain hyvin pienenä, soikeana kontrastimuutoksena. Niinkin pienissä kuin 102 mm teleskoopeissa sen erottuvat merkinnät voidaan nähdä pimeinä yönä selkeästi. Älä taistele sen takia ... Tässä nukkuva kauneudessa on paljon tummaa pölytyynyä kiertääksesi!

Ja tässä on nopeat tosiasiat tästä Messier-objektista, joiden avulla pääset alkuun:

Objektin nimi: Messier 64
Vaihtoehtoiset nimitykset: M64, NGC 4826, Musta silmien galaksi, Nukkuva kauneuden galaksi, Pahan silmän galaksi
Kohteen tyyppi: Tyyppi Sb-kierteinen galaksi
tähdistö: Coma Berenices
Oikea nousu: 12: 56,7 (h: m)
eranto: +21: 41 (aste: m)
Etäisyys: 19000 (kly)
Visuaalinen kirkkaus: 8,5 (mag)
Ilmeinen ulottuvuus: 9,3 × 5,4 (kaari min)

Olemme kirjoittaneet monia mielenkiintoisia artikkeleita Messier Objectsista täällä Space Magazine. Tässä on Tammy Plotnerin johdanto Messier-objekteihin, M1 - Rapuun umpeli ja David Dickisonin artikkeleita Messier-maratoneista 2013 ja 2014.

Varmista, että tutustu täydelliseen Messier-katalogimme. Ja katso lisätietoja SEDS Messier-tietokannasta.

Lähteet: