Tervetuloa takaisin Messier maanantaina! Jatkamme tänään kunnianosoituksemme rakkaalle ystävällemme, Tammy Plotnerille, katsomalla ”Phantom Galaxy” -nimistä, joka tunnetaan nimellä Messier 74!
1800-luvulla kuuluisa ranskalainen tähtitieteilijä Charles Messier huomasi useiden ”sumuisten esineiden” esiintyvän yötaivasta tutkiessaan. Alun perin erehtyessään näitä esineitä komeetoihin, hän alkoi luetteloida niitä, jotta muut eivät tekisi samaa virhettä. Nykyään tuloksena oleva luettelo (tunnetaan nimellä Messier-luettelo) sisältää yli 100 kohdetta ja on yksi vaikutusvaltaisimmista Deep Space Objects -luetteloista.
Yksi näistä esineistä on Messier 74 -nimeltään tunnettu spiraaligalaksi (tunnetaan myös nimellä Phantom Galaxy), joka näyttää kasvot Maan tarkkailijoille. Tämä galaksi sijaitsee noin 30 miljoonan valovuoden päässä Maasta Kala-tähdistön suuntaan, ja sen halkaisija on noin 95 000 valovuotta (melkein yhtä suuri kuin Linnunrata) ja siinä asuu noin 100 miljardia tähteä.
Kuvaus:
Tämä kaunis galaksi on prototyyppi suursuunnitelmalle Sc-galaksille ja joukossa ensimmäisiä lordi Rossen tunnustamia ”spiraalikuoria”. Noin 30–40 miljoonan valovuoden päässä meistä, se liukastuu hitaasti vielä kauemmaksi nopeudella 793 kilometriä sekunnissa. Sen kauneus ulottuu noin 95 000 valovuotta, suunnilleen samankokoinen kuin Linnunrata, ja sen spiraalivarret ulottuvat yli 1000 valovuotta.
Näiden aseiden sisällä on sinisten nuorten tähtien ryhmiä ja vaaleanpunaisia värisiä hajakaasumaisia sumuja, joita kutsutaan H II -alueiksi, joissa tähtiä muodostuu. Miksi tällainen laaja kauneus? Mahdollisuudet ovat sen tiheyden aallot, jotka pyyhkäisevät M74: n kaasumaisen levyn ympärille, todennäköisesti johtuen gravitaatiovaikutuksesta naapurimaiden galakseihin. Kuten B. Kevin Edgar selitti:
”Kuvataan numeerinen menetelmä, joka on erityisesti suunniteltu käsittelemään äärettömän pienen, tämän eri tavalla pyörivän, kaasumaisen levyn dynamiikkaa. Menetelmä perustuu Piecewise Parabolic Method (PPM) -menetelmään, joka on Godunovin menetelmän korkeamman asteen laajennus. Gravitaatiovoimat, jotka edustavat lineaarista spiraalitiheyden aaltoa galaksin tähtikomponentissa, sisältyvät. Laskelma on eulerialaista ja suoritetaan tasaisesti pyörivässä viitekehyksessä käyttäen polarinaaritasoja. Yhtälöt on muotoiltu tarkkaan häiriömuotoon selvästi eliminoida kaikki suuret, vastakkaiset termit, jotka edustavat voimatasapainoa häiriöttömässä, akselin symmetrisessä tilassa, mahdollistaen pienten häiriöiden tarkan laskennan. Menetelmä sopii parhaiten spiraalitiheyden aallon kaasumaisen vasteen tutkimiseen levygalaksissa. Sarjassa kaksiulotteisia hydrodynaamisia malleja lasketaan yhdenmukaisen, isotermisen, massattoman kaasumaisen levyn painovoimavasteen testaamiseksi asetetun spiraalipainovoimahäiriön suhteen. Massan jakautumista, kiertoominaisuuksia ja spiraaliaaltoa kuvaavat parametrit perustuvat galaksiin NGC 628. Ratkaisuilla on iskuja yhteiskiertojen sisä- ja ulkopuolella, ja ne vievät alueen kiertoalueen ympärille. Tämän alueen ehtymisnopeus riippuu voimakkaasti asetetun kierrehäiriön voimakkuudesta. Mahdolliset 10% suuremmat häiriöt tuottavat suuria säteittäisiä virtauksia. Aika, joka tarvitaan kaasun putoamiseen Linbladin sisäiseen resonanssiin tällaisissa malleissa, on vain pieni murto-osa Hubble-ajasta. Oletettu nopea kehitys viittaa siihen, että jos galakseja esiintyy niin suurilla häiriöillä, joko kaasua on täydennettävä galaksin ulkopuolelta tai häiriöiden on oltava väliaikaisia. Kaasun kulmavirran menetyksen myötä kaasun kulmavirran menetys lisää spiraalikuvion kanssa ja vähentää aallon amplitudia. "
Mitä muuta piilee sisällä? Katso sitten röntgenkuvat. Kuten Roberto Soria (et ai.) Huomauttivat vuoden 2002 tutkimuksessaan:
”XMM-Newton havaitsi kasvokierteisen spiraalin galaksin M74 (NGC 628) 2. helmikuuta 2002. Ytimen 5 'sisäpuolelta löytyy yhteensä 21 lähdettä (muutaman etualan tähtiin liittyvän lähteen hylkäämisen jälkeen). . Kovuussuhteiden mukaan noin puolet niistä kuuluu galaksiin. Kirkkausfunktion korkeampi valoisuuspää asetetaan kaltevuusvoimalailla -0,8. Tätä voidaan tulkita todisteena jatkuvasta tähtien muodostumisesta, analogisesti muiden myöhään tyyppisten galaksien levyillä levinneiden jakaumien kanssa. Vertailu aikaisempiin Chandran havaintoihin paljastaa uuden ultra ultraviolettiryhmän transientin (LX ~ 1,5 x 1039 ergs s-1 0,3-8 keV -alueella) noin 4 'pohjoisessa ytimestä. Löydämme toisen kirkkaan ohimenevän lähteen (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) noin 5 ′ luoteesta ytimestä. SN 2002ap: n UV- ja röntgen-vastineita löytyy myös tästä XMM-Newton-havainnosta; röntgenvastineen kovuussuhde viittaa siihen, että emissio tulee järkytyneestä ympyrävälisestä aineesta. "
Messier 74: n tapauksessa mikään ei ole järkyttävä - mukaan lukien spiraalitiheyden aallot. Kuten Sakhibov ja Smirnov selittivät vuonna 2004 tehdyssä tutkimuksessa:
"Tähtien muodostumisnopeuden (SFR) säteittäisen profiilin galaksissa NGC 628 osoitetaan moduloivan spiraalitiheyden aallolla. Kierrevarsiin tulevan kaasun virtausnopeuden radiaalinen profiili on samanlainen kuin SFR: n pintatiheyden radiaalijakauma. Korroosioresonanssin sijainti määritetään yhdessä spiraalitiheyden aallon muiden parametrien kanssa Fourier-analyysillä havaitun säteittäisnopeuden atsimaalijakautumisesta NGC 628 -levyn kiekon rengasmaisilla vyöhykkeillä. SFR määritetään käyttämällä empiiristä SFR: tähtimuodostelmakompleksien (jättiläinen HII-alueet) lineaarisen koon relaatiota ja koordinaattien, H-alfavuon ja HII-alueiden koon mittauksia NGC 628: ssa. "
Puhumme jättimäisistä tähtiä muodostavista alueista, eikö niin? Ja missä tähdet muodostuvat…. Tähdet kuolevat. Kuten supernovassa! Kuten Elias Brinks (et al) ilmoitti:
”Massiivisten tähtien muodostumisella, yleensä (super) tähtiklustereissa, niiden nopealla evoluutiolla ja myöhemmällä kuolemalla supernovoina on suuri vaikutus niiden välittömään ympäristöön. Tähtituulen ja Supernovae: n yhteisvaikutus, joka menee nopeasti peräkkäin ja pienessä tilavuudessa, luo laajenevia koronaalikaasukuplia neutraalissa tähtienvälisessä väliaineessa (ISM) spiraali- ja (kääpiö) epäsäännöllisissä galakseissa. Nämä laajenevat kuoret vuorostaan pyyhkäisevät ja puristavat neutraaleja kaasuja, jotka voivat johtaa molekyylipilvien muodostumiseen ja sekundaarisen tai indusoidun tähden muodostumisen alkamiseen. Tähtien muodostavat alueet häiritsevät ympäröivää ISM: ää, joten "aktiivisemmalta" tähten muodostumisen kannalta galaksilla odotetaan olevan epähomogeenisempi ISM. Tähtien muodostumisnopeus NGC 628: ssa on neljä kertaa suurempi kuin NGC 3184: ssä ja kahdesti korkeampi kuin NGC 6946: ssa, mikä selittää suuremman määrän HI-reikiä, joita löytyy tästä galaksista. Huomaamme, että HI-reikien koot vaihtelevat 80 kpl (lähellä resoluution rajaa) 600 kpl; laajenemisnopeudet voivat saavuttaa 20 km s1; arviolta ikä on 2,5-35 Myr ja mukana olevat energiat vaihtelevat 1050-3,5 x 105Z ergistä. Määrä neutraalia kaasua on luokkaa 104 - 106 aurinkomassaa. "
Valtavat joukot… Massat, jotka joskus… katoavat ?? Kuten Justyn R. Maund ja Stephen J. Smartt selittivät vuoden 2009 tutkimuksessa:
”Käyttämällä kuvia Hubble-avaruus teleskoopista ja Gemini-teleskoopista, varmisimme kahden tyypin II supernovan (SNe) esivanhempien katoamisen ja arvioimme muiden niihin liittyvien tähtiä. Havaitsimme, että SN 2003gd: n esi-isä, M-supergiantähti, ei enää ole havaittu SN-sijainnissa, ja määrittelimme sen luontaisen kirkkauden käyttämällä kuvan vähentämistekniikoita. SN 1993J: n esi-isä, K-supergiantähti, ei myöskään enää ole läsnä, mutta sen B-supergiant -binaarikappaletta havaitaan edelleen. Esivanhempien katoaminen vahvistaa, että nämä kaksi supernovaa tuottivat punaisilla supergalvoilla. "
Maund ja Smartt käyttivät tekniikkaa, jossa kuvat otettiin sen jälkeen, kun SN 2003gd oli hiipunut, ja esiviivatähti oletettavasti puuttui, ja vähennettiin räjähdyksen esikuvista. Kaikki SN-asemaan jäänyt vastasi todellista progenitoritähteä. Vuoden 2003 Gemini-havainnot on esitetty kuvassa 1, jossa verrataan edeltäviä ja supernoovan jälkeisiä näkymiä galaksin esivanhemmatähteen alueelta, joka tunnetaan nimellä M-74 tai NGC 628.
"Tämä on ensimmäinen punaisen supergenantin esi-isä normaalille tyypin IIP supernoovalle, jonka on osoitettu kadonneen. Massiivisten tähteiden räjähtäessä supernoovina on asteikon pienen massan päässä", sanoi Maund. "Joten se lopulta vahvistaa, että useiden tähtien evoluutiomallien vakioennuste on oikea."
Evoluution? Sinä betcha. Messier 74 jatkaa ikästään huolimatta kasvaa! Kuten A.S. Gusev (et ai.) Ilmoitti:
”Nuorten tähtien populaation havaittujen ominaisuuksien tulkinta NGC 628: ssa suoritetaan vertaamalla galaksin 127 H-alfa-alueen korkean resoluution UBVRI-fotometriatietoja tähtien järjestelmien synteettisten evoluutiomallien yksityiskohtaiseen ruudukkoon. Yksityiskohtainen evoluutiomalleja kuvaava ruudukko sisältää 2 tähdenmuodostusjärjestelmää (hetkellinen purske ja vakio tähteiden muodostuminen), koko IMF-alueen (kaltevuus ja ylempi massaraja) ja ikän (1 - 100 myrsä). Tähtien muodostavien alueiden kemiallinen runsaus määritettiin riippumattomista havainnoista. Ratkaisu käänteiselle ongelmalle, joka liittyy ikän, tähtien muodostumisen moodin, IMF-parametrien ja pölyn imeytymisen havaitsemiseen tähtiä muodostavilla alueilla, tuotetaan erityisen säätelevän poikkeamatoiminnon avulla. Puneuttavat arviot korreloivat tähtiä muodostavien alueiden galaktokeskeisillä etäisyyksillä riippumattomista havainnoista johdetun kemiallisen runsaussäteellisen gradientin mukaisesti. Tähtien muodostumiskompleksien ikä osoittaa myös suuntauksen kemiallisen koostumuksen funktiona. "
Joten tarkalleen mihin tällaiset suuret ryhmät nuoria tähtiä menevät hengailemaan ja rentoutumaan? Ehkä… Ehkä vain he yrittävät muodostaa naapuruuspalkin. Tietysti galaktinen baari! Kuten yhteisen tähtitieteen keskuksen jäsen M. S. Seigar totesi vuonna 2002 tehdyssä tutkimuksessa:
”Olemme saaneet maapohjaiset I, J ja K -kaistakuvat spiraal galaksista, Messier 74 (NGC 628). Tällä galaksilla on osoitettu omaavan tähteiden muodostumisen ympyräydinrenkaan sekä CO: n absorption lähi-infrapunaspektroskopialla että CO-säteilyn alle millimetrin kuvantamisella. Tähtien muodostumisen ympyräydinrenkaiden uskotaan olevan olemassa vain palkkipotentiaalin seurauksena. Osoitamme todisteita heikosta soikeaa vääristymästä M 74: n keskellä. Käytämme Combes & Gerin (1985) -tuloksia viittaamaan siihen, että tämä heikko soikea potentiaali on vastuussa M 74: ssä havaitusta tähden muodostumisen ympyräydinrenkaasta. "
Havaintojen historia:
Pierre Mechain löysi tämän mahtavan kierteisen galaksin alun perin syyskuun lopussa 1780, ja Charles Messier havaitsi sen myöhemmin vastuullisesti ja kirjasi sen 18. lokakuuta 1780.
”Nebula ilman tähtiä, lähellä tähtiä Eta Piscium, jonka M. Mechain näki syyskuun lopussa 1780, ja hän raportoi:” Tämä nebula ei sisällä tähtiä; se on melko suuri, erittäin epäselvä ja erittäin vaikea havaita; voidaan tunnistaa se varmemmin hienoissa, pakkasissa olosuhteissa ”. M. Messier etsi sitä ja löysi sen, kuten M. Mechain kuvaa: sitä on verrattu suoraan tähti Eta Pisciumiin. ”
Kolme vuotta myöhemmin Sir William Herschel yritti parhaansa mukaan yrittää ratkaista sen, minkä hän uskoo olevan tähtiklusteri - ja palata seuraavina vuosina, jopa omien laitteidensa kustannuksella.
”1799, 28. joulukuuta, 40 metrin kaukoputki. Erittäin kirkas keskellä, mutta kirkkaus rajoittuu hyvin pieneen osaan, eikä se ole pyöreä; noin kirkkaan keskiosan on erittäin heikko sumu, huomattavassa määrin. Kirkas osa näyttää olevan erotettavissa, mutta tiivistyneet höyryt ovat loukanneet peiliäni. "
Antaakseen Sir Williamille tunnustusta, hän oli ensimmäinen, joka ratkaisi Messier 74: n monien näyttämöalueiden kohoumia, ja hänen poikansa vahvisti myöhemmin havaintojensa tulokset.
John Herschel näki myös pilkkua M74: n rakenteessa, mutta lordi Rosse valitsi ensimmäisenä spiraalirakenteen. Jälleen silloin, kun tähtitieteilijät uskoivat näiden kondensaatioiden olevan yksittäisiä tähtiä - havainto kulki jopa Emil Dreyerin aikaan, kun Messier 74: stä tuli lopulta myös NGC-esine.
Messier 74: n sijainti
M74 ei ole aina helppo esine, ja se vaatii tummaa taivasta ja jonkin verran tähtiä. Kokeile aloittamista Alpha Arietis (Hamal) -pelissä ja tee henkinen linja sen ja Betaan välillä - sitten Eta Pisciumiin. Keskitä etsimiskoppi Etaan ja siirrä näkymää noin 1,5 astetta koilliseen. Halutessasi voit tehdä tämän katsomalla laajaa kenttää, pienen suurennuslasin okulaaria - joka tuottaa yleensä asteen näkökentän.
Pienemmässä kaukoputkessa ensimmäinen asia, jonka huomaat, on Messier 74: n tähtituuma. Siksi tarkkailijan on monta kertaa vaikea löytää se! Usko tai älä, liike voi toisinaan auttaa sinua havaitsemaan heikompia asioita, joten okulaarin käyttäminen paikantamiseen on hyvä tarkkailijan ”kaupan temppu”. Koska tämä spiraaligalaksi on pinnan vaaleus alhainen, se vaatii suhteellisen hyvää taivasta - kokeile niin monissa olosuhteissa. Pieni kaukoputki paljastaa pölyisen halogeenin ydinalueen ympärillä, kun taas suurempi aukko paljastaa spiraalirakenteen. Suuret kiikarit koskemattomissa taivaanolosuhteissa voivat saada aikaan pienen himmeän utun!
Tutki sitä itse… Kuka tietää mitä saatat löytää!
Objektin nimi: Messier 74
Vaihtoehtoiset nimitykset: M74, NGC 628
Kohteen tyyppi: Sc Spiral Galaxy
tähdistö: Kalat
Oikea nousu: 01: 36,7 (h: m)
eranto: +15: 47 (aste: m)
Etäisyys: 35000 (kly)
Visuaalinen kirkkaus: 9,4 (mag)
Ilmeinen ulottuvuus: 10,2 × 9,5 (kaari min)
Olemme kirjoittaneet monia mielenkiintoisia artikkeleita Messier-esineistä ja globaaleista klustereista täällä Space Magazine -lehdessä. Tässä on Tammy Plotnerin johdanto Messier-objekteihin, M1 - Rapuun sumu, tarkkailun tarkkailu - mitä tapahtui Messier 71: lle?, Ja David Dickisonin artikkeleita Messier-maratoneista 2013 ja 2014.
Varmista, että tutustu täydelliseen Messier-katalogimme. Ja katso lisätietoja SEDS Messier-tietokannasta.
Lähteet:
- NASA - Messier 74
- SEDS - Messier 74
- Messier esineet - Messier 74: Phantom Galaxy
- Wikipedia - Messier 74
