Objektin nimi: Messier 95
Vaihtoehtoiset nimitykset: M95, NGC 3351
Kohteen tyyppi: Tyyppi SBb-estetty kierteinen galaksi
tähdistö: Leo
Oikea nousu: 10: 44,0 (h: m)
eranto: +11: 42 (aste: m)
Etäisyys: 38000 (kly)
Visuaalinen kirkkaus: 9,7 (mag)
Ilmeinen ulottuvuus: 4,4 × 3,3 (kaari min)
Messier 95: n sijainti: M95 on eteläisin laajakentän okulaariparien galakseissa, joihin sisältyy M96. Hyvällä taivaanolosuhteilla sekä M95 että M96 on helppo paikantaa Leon tähdistön vatsassa. Aloita tunnistamalla Alfa (Regulus), taaksepäin osoitetun kysymysmerkin kirkkain ja eteläisin tähti. Katso nyt nyrkkileveyttä länteen, missä näet matalan kolmion asterismin, joka merkitsee Leon lantiota. Näiden tähtien länsipinta (Theta) on seuraava merkki. Etsi kahden merkin välillä heikko tähti melkein keskellä. Jos taivas on oikeassa nähdäksesi tämän galaktisen parin, näet myös toisen tähden juuri etelään viimeisestä merkistäsi. M95 ja M96 ovat näiden kahden viimeisen tähden välissä. Pari voidaan tuskin nähdä suurempina kiikareina ja vaikka ne ovatkin heikot, he havaittavissa pienessä kaukoputkessa. Suurempi aukko tuo esiin paljon enemmän yksityiskohtia. Koska nämä ovat vaaleampia galakseja, ne vaativat tumman taivaan sijainnin, eivätkä ne voi sietää taustan hehkua, kuten kuuvaloja.
Mitä katsot: Noin 38 miljoonan valovuoden päässä sijaitseva M95 oli yksi galakseista Hubble-avaruusteleskoopin avainprojektissa Hubble-vakion määrittämiseksi: HST: tä käytettiin etsimään Cepheid-muuttuvia tähtiä ja siten määrittämään tämän galaksin etäisyys. “Jotta IR-pinnan kirkkauden vaihteluvälin (SBF) etäisyysasteikko kalibroitaisiin ja koettuna ratkaisemattomien tähtipopulaatioiden ominaisuudet, mittasimme heilahteluita 65 galaksissa NICMOS-tekniikalla Hubble-avaruusteleskoopilla. Tämän näytteen varhaisen tyyppiset galaksit sisältävät ellipsi- ja S0-galaksit ja spiraalimuodot monissa ympäristöissä. Absoluuttiset vaihteluvälit F160W (1,6 um) -suodattimessa (MF160W) johdettiin jokaiselle galaksille käyttämällä aiemmin mitattuja I-kaistaisen SBF: n ja Cepheidin muuttuvia tähtietäisyyksiä. F160W SBF -laitteita voidaan käyttää etäisyyksien mittaamiseen varhaisen tyyppisistä galakseista suhteellisella tarkkuudella ~ 10%, edellyttäen että galaksin värin tiedetään olevan ~ 0,035 mag tai parempi. IR-läheisyyden heilahtelut voivat paljastaa myös galaksien valoisimpien tähtipopulaatioiden ominaisuudet. " sanoo Joseph Jensen (et ai.).
”F160W: n vaihteluvälien ja optisten värien vertailu tähtien populaatiomallin ennusteisiin viittaa siihen, että sinisemmissä elliptisissä ja S0-galakseissa on huomattavasti nuorempia populaatioita kuin punaisimmissa ja ne voivat myös olla rikkaimpia metalleilla. Tässä näytteessä ei ole galakseja, joiden vaihteluvälit vastaavat vanhoja, metallivajeita (t> 5 Gyr, [Fe / H]
Yksi M95: n kauneimmista puolista on sen kirkas ydin, mutta mitä tapahtuu sisällä? ”Korkean resoluution Hubble-avaruusteskooppi WFPC2 F218W -radalla varustetun spiraalin NGC 4303 (luokiteltu LINER-tyyppiseksi aktiiviseksi galaktisen ytimeksi [AGN]) UV-kuva paljastaa ensimmäistä kertaa massiivisten tähtiä muodostavien alueiden ydinspiraalirakenteen olemassaolon kokonaan alaspäin ultraviolettivaloisissa ratkaisemattomissa ytimissä (koko 
”Toisin kuin NGC 4303, ei-AGN-esteettömän galaksin NGC 3351 UV F218W-kuva näyttää ydintähteitä muodostavan renkaan, jonka koko on 315 kpl (semimajor-akseli) ja heikko ydin. Renkaassa tähden muodostuminen on järjestetty halkaisijaltaan n. 60–85 kpl: n palasiksi. Jokainen kohouma koostuu muutamasta kompaktaisesta UV-kirkkaasta rypistä, jotka on upotettu diffuusiompaan komponenttiin. NGC 3351: n integroitu IUE-spektri osoittaa Si IV 1400 A- ja C IV 1550 A -absorptiolinjojen esiintymisen, joka on tyypillisiä ominaisuuksia nuorille, 4–5 Myr vanhoille, massiivisille tähtiklusteille. Rengas- ja spiraalitähtiä muodostavien rakenteiden esiintyminen näiden kahden estettyjen spiraalien ydinalueilla tukee tankojen aiheuttamaa kaasupolttoaineen skenaariota, jossa sauvat keräävät kaasua galaksien ydinalueille, tuottavat ydintähteitä muodostavia renkaita (NGC 3351) , ja voi lopulta tuottaa tai syöttää AGN: n (NGC 4303). "
Historia: Pierre Mechain löysi tämän kauniin galaksin ensimmäisen kerran vuonna 1781 ja luetteloi Charles Messier 4 päivää myöhemmin, 24. maaliskuuta 1781. Hän kirjoittaa: ”Nebula ilman tähtiä, leijona [leijona] tähden l (53 Leonis) yläpuolella: sen valo on hyvin heikko. ” Sir William Herschel huomautti sen myös 11. maaliskuuta 1784: ”Hieno, kirkas sumu, keskellä paljon kirkkaampi kuin äärimmäisyys, melko huomattavassa määrin, ehkä 3 tai 4 ′ tai enemmän. Keski näyttää olevan suuruudeltaan 3 tai 4 tähtiä, jotka ovat liitetty toisiinsa, mutta ei tarkalleen pyöreä; sen kirkkaimmasta kohdasta tapahtuu äkillinen siirtyminen sumuiseen osaan, joten minun pitäisi kutsua sitä koomiseksi. "
Oli melkein 100 vuotta myöhemmin, kun amiraali Smyth ilmoittaisi soveltuvimmin M95: stä: ”Leukojen kylkiluissa selkeä valkoinen sumu, jossa on vain kaksi pientä tähteä, np [pohjoinen edessä, NW] ja nf [pohjoinen seuraa, NE], kenttä. Sen paikka on melkein suoraan Regulusta itään, 9 asteen etäisyydellä, missä se muodostaa kolmion eteläisen kärkipisteen, joka on melkein yhtäsuuntainen Gamman ja Delta Leoniksen kanssa. Tämä nebula on pyöreä ja kirkas, ja ehkä paremmin määritelty eteläosassa kuin pohjoisraajassa. Huomautuksen arvoinen ilmiö, joka on havaittavissa Andromedan suuressa nebulassa [M31] ja muissa upeissa massoissa. Mechain löysi sen vuonna 1781, ja Messier rekisteröi sen "heikkona nebulana, ilman tähtiä". Lähes aste itään päin tätä kohdetta seuraa uutta pyöreää, mutta ei yhtä hyvin määriteltyä sumua, suurta ja vaaleanvalkoista. Se on Messierin numero 96, ja Mechain löysi sen myös vuonna 1781; se muodostaa viiden tähden muodostaman suorakulmion leikkauspisteen, joista lähin on sp [eteläistä edeltävää] kvadranttia ja 11. suuruusluokka. "
Suosituin M95-kuvaluotto, Palomarin observatorion Caltechin suositus,, M95 2MASS-kuva, M95 Jacobus Kapteyn -teleskooppi, M95 Spitzer-kuva, M95-kuva Mayall-teleskoopista ja M95-kuva kohteliaisuudessa NOAO / AURA / NSF.
