Tervetuloa takaisin Messier maanantaina! Jatkamme tänään kunnianosoituksemme rakkaalle ystävällemme, Tammy Plotnerille, katsomalla Messier 66 -nimellä tunnettua keskipitkää galaksia.
Ranskan tähtitieteilijä Charles Messier totesi 1700-luvulla etsittäessä yötaivasta komeeteita, ja totesi kiinnittyneiden kiinteiden, hajanaisten esineiden läsnäolon, jota hän alun perin vääristi komettojen 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 objekteista on välielliptinen galaksi, joka tunnetaan nimellä Messier 66 (NGC 3627). Tämä galaksi sijaitsee noin 36 miljoonan valovuoden päässä maapallosta Leo-tähdistön suuntaan, ja sen halkaisija on 95 000 valovuotta. Se on myös galaksien Leo-triplettien kirkkain ja suurin jäsen, ja se on tunnettu kirkkaista tähtiklustereistaan, pölykaiteistaan ja niihin liittyvistä supernovoista.
Kuvaus:
Nauti elämästään noin 35 miljoonaa valovuotta Linnunradasta. Leo-trio -ryhmä tunnetaan valoisasta galaksista Messier 66 - kahden itäisen M-kohteen itäpuolella. Teleskoopista tai kiikarasta löydät tämän estettyä spiraaligalaksian paljon näkyvämmäksi ja paljon helpommaksi nähdä yksityiskohdat sen solmuissa käsissä ja pullistuneessa ytimessä.
Koska M66 on vuorovaikutuksessa naapurimaiden galaksien kanssa, siinä on merkkejä erittäin korkeasta keskimääräisestä massakonsentraatiosta, samoin kuin yhdestä spiraalivarresta poistettu H1-materiaalin erottunut, ei-korootioitu klumpsi. Jopa yksi spiraalivarsistaan sai sen huomatuksi Halton Arpin omien galaksien kokoelmassa! Joten mihin se törmäsi? Kuten Xiaolei Zhang (et al) ilmoittivat vuonna 1993 tehdyssä tutkimuksessa:
”Yhdistetyt CO- ja H I-tiedot tarjoavat uutta tietoa sekä NGC 3627: n aikaisemman kohtaamisen historiasta liitännäisgalaksiansa NGC 3628 kanssa että NGC 3627: n myöhemmästä dynaamisesta kehityksestä tämän vuorovesivuorovaikutuksen seurauksena. Erityisesti morfologiset ja kinemaattiset tiedot osoittavat, että NGC 3627: n läheisessä kohtaamisessa kokenut gravitaatiovääntömomentti laukaisi dynaamisten prosessien sarjan, mukaan lukien näkyvien spiraalirakenteiden muodostumisen, sekä tähtien että kaasun massan keskittymisen, kaksi erillään olevaa ja ulkoisesti sijaitsevaa Lindblad-resonanssia ja kaasumaisen sauvan muodostuminen sisäisen resonanssin sisään. Nämä koordinoidut prosessit mahdollistavat jatkuvan ja tehokkaan radiaalimassan lisääntymisen koko galaktisen levyn läpi. Tämän työn havainnointitulos tarjoaa yksityiskohtaisen kuvan lähellä olevasta vuorovaikutuksessa olevasta galaksista, joka on erittäin todennäköistä kehittymässä aktiiviseksi ydinvoimalaksi. Se ehdottaa myös yhtä mahdollisista mekanismeista peräkkäisten epävakauksien muodostumiseksi vuorovaikutuksen jälkeisissä galakseissa, jotka voisivat erittäin tehokkaasti kanavoida tähtienvälisen väliaineen galaksin keskipisteeseen polttaakseen ydinvoiman tähtien puhkeamista ja Seyfertin toimintaa. "
Ah, kyllä! Tähtien muodostavat alueet… Ja mikä olisi parempi tapa katsoa syvemmälle kuin Spitzerin avaruusteleskoopin silmät? Kuten R. Kennicutt (Arizonan yliopisto) ja SINGS-ryhmä havaitsivat:
”M66: n sininen ydin ja palkkimainen rakenne kuvaa vanhempien tähtipitoisuuksia. Vaikka palkissa ei näytä tähtiä, palkin päät ovat kirkkaan punaisia ja muodostavat aktiivisesti tähtiä. Kierteisspiraali tarjoaa hienon laboratorion tähdenmuodostukseen, koska se sisältää monia erilaisia ympäristöjä, joilla on vaihtelevia tähtiä muodostuvan aktiivisuuden tasoja, esimerkiksi ydin, renkaat, tanko, tankojen päät ja spiraalivarret. SINGS-kuva on nelikanavainen vääräväriyhdistelmä, jossa sininen osoittaa emissiota 3,6 mikronilla, vihreä vastaa 4,5 mikronia ja punainen 5,8 ja 8,0 mikronia. Tähtivalon osuus (mitattuna 3,6 mikronilla) tässä kuvassa on vähennetty 5,8 ja 8 mikronin kuvista pölyominaisuuksien näkyvyyden parantamiseksi. "
Messier 66: tä on myös tutkittu syvällisesti myös todisteiksi supertähtiklusterien muodostumisesta. Kuten David Meier ilmoitti:
”Suurtähtiklusterien uskotaan olevan globaalien klustereiden edeltäjiä, ja ne ovat eräitä maailmankaikkeuden äärimmäisimmistä tähtiä muodostavista alueista. Niillä on taipumus esiintyä aktiivisesti tähtimurtavissa galakseissa tai lähellä vähemmän aktiivisten galaksien ytimiä. Radio-supertähtiryhmiä ei voida nähdä optisessa valossa äärimmäisen sukupuuton vuoksi, mutta ne loistavat kirkkaasti infrapuna- ja radiohavainnoissa. Voimme olla varmoja, että näillä alueilla on monia massiivisia O-tähtiä, koska massiivisia tähtiä tarvitaan UV-säteilyn aikaansaamiseksi, joka ionisaatiokaasua ja luo termisesti kirkkaita HII-alueita. Syntynyttä SSC: tä ei tunneta tällä hetkellä paljon, joten havaitseminen on sinänsä tärkeä tieteellinen tavoite. Erityisesti hyvin vähän SSC: itä tunnetaan galaktisissa levyissä. Tarvitsemme lisää havaintoja, jotta voimme tehdä tilastollisia lausuntoja SSC: stä ja täyttää tähtiklusterien muodostavan massaalueen. Lisäämällä havainnointeja pystymme tutkimaan muiden ympäristöjen (esim. Palkit, kuplat ja galaktinen vuorovaikutus) vaikutuksia SSC: iin, joita voidaan mahdollisesti seurata tulevaisuuden tulevaisuudessa neliökilometrimittareiden avulla selvittää niiden vaikutukset yksilöiden muodostumiseen massiiviset tähdet. ”
Mutta siellä on vielä enemmän. Kokeile magneettisiä ominaisuuksia M66: n spiraalikuvioissa. Kuten M. Soida (et al) ilmoittivat vuoden 2001 tutkimuksessaan:
”Tarkkailemalla vuorovaikutteista galaksia NGC 3627 radiopolarisaatiossa yritämme vastata kysymykseen; missä määrin magneettikenttä seuraa galaktisen kaasun virtausta. Saimme kokonaisteho- ja polarisoituneet intensiteettikartat taajuuksilla 8,46 GHz ja 4,85 GHz käyttämällä VLA: ta sen kompaktissa D-konfiguraatiossa. Nollaväli-ongelmien ratkaisemiseksi interferometriset tiedot yhdistettiin yhden astian mittauksiin, jotka saatiin Effelsberg 100 m: n radioteleskoopilla. NGC 3627: n havaittu magneettikenttärakenne viittaa siihen, että kaksi kenttäkomponenttia ovat päällekkäin. Yksi komponentti täyttää sujuvasti vuorovaikutustilan ja näkyy myös syrjäisimmillä levyalueilla, toinen komponentti noudattaa symmetristä S-muotoista rakennetta. Länsimaisessa levyssä jälkimmäinen komponentti on hyvin linjassa optisen pölykaistan kanssa seuraten taipumista, jonka mahdollisesti aiheuttavat ulkoiset vuorovaikutukset. SE-levyllä magneettikenttä kuitenkin ylittää raskaan pölykaista-segmentin, ilmeisesti olevan herkkä voimakkaille tiheys-aalto-vaikutuksille. Ehdotamme, että magneettikenttä erotetaan kaasusta voimakkaalla turbulenttisella diffuusiolla, sopusoinnussa tämän alueen suuren Hi-linjan leveyden kanssa. Keskustelemme yksityiskohtaisesti puristusvaikutusten ja ei-akselisymmetristen kaasuvirtausten mahdollisesta vaikutuksesta yleiseen magneettikentän epäsymmetriaan NGC 3627: ssä. Faradayn pyörimisjakauman perusteella ehdotamme myös suuren ionisoidun halogeenin olemassaoloa tämän galaksin ympärillä. "
Havaintojen historia:
Charles Messier löysi sekä M65: n että M66: n samana yönä - 1. maaliskuuta 1780 -, joka kuvasi M66: ta ”Nebula löydettiin Leosta; sen valo on hyvin heikko ja se on hyvin lähellä edellistä: Ne molemmat ilmestyvät samalla tulenkestäjän kentällä. Vuosien 1773 ja 1774 komeetta on ohittanut näiden kahden sumun välillä 1.-2. Marraskuuta 1773. M. Messier ei nähnyt niitä tuolloin, epäilemättä, komeetan valon takia. "
Herschel-perhe tarkkaili ja luetteloi molemmat galaksit, ja Admiral Smyth selitti niitä edelleen:
”Leijonan kärjessä on suuri pitkänomainen sumu, jossa on kirkas ydin, ja jotka nousevat np [pohjoinen edeltä, pohjoinen] ja sf [eteläinen seuraa, SE]; tämä kaunis perspektiivinäyte sijaitsee vain 3 astetta kaakkoon Theta Leonisista. Sitä edeltää noin 73-luvulla toinen samankaltainen muoto, joka on Messierin nro 65, ja molemmat ovat kentällä samanaikaisesti, kohtalaisella voimalla, yhdessä useiden tähtien kanssa. Mechain osoitti heille Messierille vuonna 1780, ja he näyttivät hänelle heikolta ja utuiselta. Edellä on heidän esiintyminen instrumentissani.
”Näitä käsittämättömästi laajoja luomuksia seuraa tarkalleen samalla rinnakkain, arvolla AR = 174s, toinen elliptinen nebula, jolla on näennäisissä mitoissa vieläkin huonompi merkki. Se löysi H. [John Herschel] pyyhkäisemällä, ja se on numero 875 hänen luettelossaan 1830 [tosiasiassa todennäköisesti virheellinen kohta uudelleen havaitulle M66: lle]. Sir William Herschel ja hänen poikansa [JH] tutkivat myös nämä kaksi erillistä kohdetta; ja jälkimmäinen sanoo: ”Pitkänormit ovat yleisesti elliptiset ja niiden tiivistyminen kohti keskustaa on melkein aina muuttumaton sellainen, mikä johtuisi valoisien elliptisten kerrosten superpositiosta, tiheyden lisääntyessä kohti keskustaa. Monissa tapauksissa tiheyden lisääntymiseen osallistuu ilmeisesti elliptisisyyden pieneneminen tai lähempänä lähestymistapaa globaalimuotoon keskellä kuin ulkokerroksissa. " Sitten hän olettaa, että näiden sumujen yleinen rakenne on sellainen, että se muodostaa pallomaiset massat, joiden taso on palloa asteikolta levylle ja jokaisen lajin suhteen niiden tiheyden lain ja elliptisyyden suhteen keskustaa kohti. Tämän on oltava hätkähdyttävää ja paradoksaalista niille, jotka kuvittelevat, että näiden järjestelmien muotoja ylläpitävät voimat, jotka ovat samat kuin ne, jotka määrittävät pyörivän nestemassan muodon; koska jos sumuissa on vain erillisten tähtiryhmien ryhmiä, koska suurimmassa osassa tapauksia on syytä uskoa niiden olevan, ei paine voi levitä niiden läpi. Joten koska tällaisen järjestelmän kuin yhden massan yleistä kiertoa ei voida olettaa, Sir John ehdottaa suunnitelmaa, jonka hän näyttää, ei tietyissä olosuhteissa ole ristiriidassa painovoimalain kanssa. ”Se on pikemminkin suunniteltava,” hän kertoo meille, ”lepotilana, joka käsittää rajoissaan rajoittamattoman määrän yksittäisiä osatekijöitä, jotka, voimme esimerkiksi kertoa, voivat liikkua keskenään, kukin omien animoimana. luontainen heijastusvoima, ja taipunut kiertoradalle enemmän tai vähemmän monimutkaiseksi sisäisen painovoimalain vaikutuksesta, joka voi johtua sen kaikkien osien yhdistelmäkohteista. "
Messier 66: n sijainti
Vaikka saatat ajatella sen visuaalisen voimakkuuden perusteella, että M66 ei olisi näkyvissä pienissä kiikareissa, olet väärässä. Yllättäen, sen suuren koon ja suuren pinnan kirkkauden ansiosta tätä galaksia on erittäin helppo havaita suoraan Iotan ja Theta Leoniksen välillä. Jopa 5X30-kiikarissa hyvissä olosuhteissa näet sekä sen että M65: n erillisenä harmaana soikeana.
Pieni kaukoputki alkaa tuoda esiin rakenteen molemmissa näissä valoisissa ja upeissa galakseissa, mutta saadaksesi vihjeen "Trioon" tarvitset vähintään 6 ″ aukon ja hyvän pimeän yön. Jos et huomaa niitä heti kiikareissa, älä tule pettymään - tämä tarkoittaa, että sinulla ei todennäköisesti ole hyviä taivaanolosuhteita ja yritä uudelleen läpinäkyvämpänä yönä. Pari sopii hyvin vaatimattomiin kuuvalaistuihin öihin suuremmilla kaukoputkilla.
Voisitko sinut houkutella myös tähän galaktiseen pariin!
Ja tässä on nopeasti M66: ta koskevia tietoja, joiden avulla pääset alkuun:
Objektin nimi: Messier 66
Vaihtoehtoiset nimitykset: M66, NGC 3627, (jäsen) Leo Trio, Leo Triplet
Kohteen tyyppi: Tyyppi Sb-kierteinen galaksi
tähdistö: Leo
Oikea nousu: 11: 20,2 (h: m)
eranto: +12: 59 (aste: m)
Etäisyys: 35000 (kly)
Visuaalinen kirkkaus: 8,9 (mag)
Ilmeinen ulottuvuus: 8 × 2,5 (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:
- NASA - Messier 66
- ESA - Spiral Galaxy Messier 66
- Messier esineet - Messier 66
- Wikipedia - Messier 66
