MESSIER 64 - A FEKETE SZEM-GALAXIS

Send

Üdvözöljük vissza a Messier hétfőn! Ma folytatjuk tisztelegésünk kedves barátunk, Tammy Plotner felé, azzal a "gonosz" ügyféllel, aki Messier 64 néven ismert, más néven. a „Black Eye Galaxy”!

A 18. században, miközben az éjszakai égbolton üstökösöket keresett, Charles Messier francia csillagász rámutatott rögzített, diffúz tárgyak jelenlétére, amelyet eredetileg tévesen irányított a üstökösök számára. Idővel elkészíti a tárgyak mintegy 100 listáját, remélve, hogy megakadályozza, hogy más csillagászok ugyanazt a hibát kövessék el. Ez a lista - a Messier katalógus néven - a Deep Sky Objects egyik legbefolyásosabb katalógusává válik.

Ezen tárgyak egyike Messier 64 néven ismert, amelyet „fekete szem” vagy „gonosz szem galaxis” néven ismernek. A Coma Berenices csillagképben található, körülbelül 24 millió fényévre a Földtől. Ez a spirális galaxis a por felszívódásának sötét sávjáról híres, amely a galaxis fényes magja előtt helyezkedik el (a Földhez viszonyítva). A Messier 64 az amatőr csillagászok körében jól ismert, mivel kis távcsövekkel érzékelhető.

Leírás:

Körülbelül 19 millió fényévre fekszik otthoni galaxisunktól, és az „Alvó szépség” az egész űrben kiterjed, és közel 40 000 fényévnyi területet fed le, másodpercenként 300 kilométer sebességgel forog. A magja felé egy körülbelül 4000 fényév széles, egy forgó tárcsa van, és e kettő közötti súrlódás valószínűleg hozzájárulhat a csillagszóródás és a jellegzetes sötét por sávjának óriási mennyiségéhez.

Úgy tűnik, hogy a csillagok két hullámban alakulnak ki, először a sűrűséggradienst követve alakulnak ki, ahol a bőséges csillagközi anyag várt, majd lassan fejlődnek. Amint az érett csillagok anyagát befejezték csillagszeleik, szupernóvák és bolygó-ködök visszahúzása után, a csillagközi anyagok nagyobb mennyiségű mennyisége ismét összenyomódott, megkezdve a csillagképződés folyamatát. Ezt a „második hullámot” valószínűleg a sötét, homályos porvezeték képviseli, amelyet látunk.

De az M64 nincs anélkül, hogy megosztaná a zavart. Kettős forgása összeütközéssel kezdődött, amikor két galaxis egyesült néhány milliárd évvel ezelőtt - vagy az elmélet azt sugallja. De megcsinálta? Ahogyan Robert Braun és Rene Walterbos 1995-es tanulmányukban kifejtették:

„Ez a galaxis ismert, hogy két beágyazott, egymással ellentétesen forgó gázlemezt tartalmaz, amelyek mindegyike néhány, 108 napelemes tömegű, a belső korong kb. 1 kPc-re, a külső korong pedig túlmutat. A két tengelytárcsa közötti átmeneti tartományon átnyúló csillagkinematika a főtengely mentén nem mutat utalást a sebesség megfordulására vagy a sebesség fokozódó szétszóródására. A csillagok mindig ugyanabban az értelemben forognak, mint a belső gázkorong, és így a külső tárcsa „ellenforgat”. A csillagokinematikából és a H I tárcsákból következtetni kívánt körkörös sebességek megközelítőleg 10 km / s-on belül megegyeznek, alátámasztva más bizonyítékot arra, hogy a csillag- és gázhalmaztárcsák kb. 7 fokos síkban vannak. Ez a felső határ összehasonlítható az észlelt forgógáz tömegével. Az ellenforgó anyag ez a kis tömege és a csillagtárcsában lévő alacsony sebességű diszperzió kombinálva azt sugallja, hogy az NGC 4826 nem lehet galaxisok retrográd összeolvadásának terméke, kivéve ha ezek legalább tömeg nagyságrenddel különböznek egymástól. Az ionizált gáz sebessége a főtengely mentén megegyezik a csillagok sebességével, ha R kisebb, mint 0,75 kpc. Az ionizált gáz látszólagos ellenforgása felé történő ezt követő térbeli térben jól oldódik meg, körülbelül 0,6 kPc sugár felett. Ennek a régiónak a kinematikája nem szimmetrikus a galaxis közepéhez képest. A délkeleti oldalon van egy jelentős régió, ahol a vproj (H II) sokkal kevesebb, mint a vcirc körülbelül 150 km / s, de a szigma (H II) körülbelül 65 km / s. A kinematikus aszimmetriákat nem lehet megmagyarázni egyetlen álló dinamikus modellel sem, még akkor is, ha a gáz beáramlása vagy a daganatok meghívása megtörtént. A gáz ebben az átmeneti régióban diffúz térszerkezetet, erős (N II) és (S II) emissziót, valamint nagysebességű diszperziót mutat. Ezek az adatok felváltják a galaxis magyarázatát, amelyben csillagtárcsa és két, egymással forgó HI-lemez, kisebb és sokkal nagyobb sugarakon jelenik meg egyensúlyban és majdnem egysíkban, ám a gázlemezek közötti átmeneti régió nem egyensúlyi állapotban. ”

Tehát minden, ami valójában úgy tűnik? Új csillagok születnek a sötétben? Amint Majeed A. (et al.) Jelezték 1999-es tanulmányukban:

„A Gonosz Szem galaxist (NGC 4826; M64) egy aszimmetrikusan elhelyezett, erősen elnyelő porvezeték látja el a domborulatát. Hosszú résű NGC 4826 spektrumot kaptunk, a rés a galaxis magján haladva, amely a homlok egyenetlen részét takarja el és eltakarja. Összehasonlítva a dugattyú megfelelő helyzeteiben a atommaghoz szimmetrikusan elhelyezett spektrális energiaeloszlásokat, meg tudtuk tanulni a por abszorpciójának, szóródásának és emissziójának hullámhosszfüggő hatásait, valamint a folyamatban lévő csillagképződés jelenlétét. a porzsávban. Jelentetjük az erős meghosszabbított vörös sugárzás (ERE) kimutatását a porzsávból, az NGC 4826 magjától körülbelül 15 ívsebességű távolságra. Az ERE sáv 5400 A-tól 9400 A-ig terjed, a csúcs 8800 A közelében van. Az integrált ERE intenzitás a poros sávból származó becsült szórt fény kb. 75% -a. Az ERE a hosszabb hullámhossz felé tolódik, és intenzitása csökken, amikor a csillagképződés 15 ívsec távolságon túli régiójához közeledik. Az ERE-t úgy értelmezzük, hogy a nanométer méretű klaszterek fotolumineszcenciájából származnak, amelyeket a galaxis sugárzási meze megvilágít, és a csillagképző komplex megvilágításán túl a porzsávon. A galaxisunk diffúz ISM-jében és számos más poros környezetben, például ködökben levő ERE megfigyelések keretében vizsgálva arra a következtetésre juthatunk, hogy az ERE fotonkonverziós hatékonysága az NGC 4826-ban olyan magas, mint másutt, de a az NGC 4826 nanorészecskéi körülbelül kétszer olyan nagyok, mint amelyek a Galaxisunk diffúz ISM-ében léteznek. ”

De a vita még mindig folytatódik. Mint R.A. Walterbos (et al.) 1993. évi tanulmányukban fejezték ki:

„A gázkorongok közel síkbeli orientációja egy olyan szempont, amely jó egyezést mutat azzal, amit az ellenforgó gáz összefonódási modellje alapján várnak el. A belső gázkorong csillagokhoz viszonyított forgási iránya azonban nem. Ezenkívül egy jól definiált exponenciális korong létezése valószínűleg azt jelenti, hogy ha egyesülés történt, akkor annak egy gázban gazdag törpe és egy spirál között kellett lennie, nem pedig két azonos tömegű spirál között. Az NGC 4826 csillag spirálkarjai a korong egy részén végigmennek, és a külső korongba vezetnek. Byrd és társai legfrissebb numerikus számításai. az NGC 4622 esetében javasolja, hogy egy hosszú társ hosszú ideig tartó átmeneti átjárásával hosszú távú vezető karokat képezzen. Ebben a forgatókönyvben az NGC 4826-ban a külső, egymással forgó gázkorong lehet a törpe árapályán áthidalva lévő gáz. Az NGC 4826-ban azonban a külső karok vezetnek, míg úgy tűnik, hogy az NGC 4622-ben a belső karok vezetnek. Egy törpe-spirál találkozás realisztikus N-test / hidro-szimulációjára egyértelműen szükség van. Lehetséges az is, hogy az ellentétesen forgó külső gázkorong nem a diszkrét fúziós esemény következtében, hanem a halból való fokozatos beáramlásból származik.

Megfigyelés története:

Az M64-et Edward Pigott 1779. március 23-án fedezte fel, csupán 12 nappal azelőtt, hogy Johann Elert Bode 1779. április 4-én önállóan találta meg. Körülbelül egy évvel később, Charles Messier 1780. március 1-jén önállóan fedezte fel és M64-ként katalogizálta. Said Pigot:

„.. [1779] március 23-án felfedeztem egy ködöt a Coma Berenices csillagképben, eddig azt gondolom, észrevétlenül; legalább nem említik az M. de la Lande csillagászatában, sem pedig a M. Messier ködös csillagok bőséges katalógusában [1771]. Megfigyeltem egy akromatikus műszerben, három láb hosszú, és levezettem az átlagos R.A. összehasonlítva a következő csillagokkal: Mean R.A. a köd 1779. április 20-án, a 191d 28 ′ 38 ″ -ből. Mivel rendkívül gyenge volt, nem láttam a kvadránsunk kétlábú távcsövében, ezért a tranzit műszerrel is meg kellett határoznom annak meghajlását. A meghatározás azonban azt hiszem, hogy két percetől függhet: ennélfogva az északi deklináció 22d 53 ″ 1/4. Ennek a ködnek az átmérőjét úgy ítéltem meg, hogy körülbelül két perc fok van. ”

Pigott felfedezését azonban csak akkor tették közzé, amikor 1781. január 11-én londoni Királyi Társaság előtt olvasták el, míg a Bode-t 1779-ben, a Messier-t pedig 1780 nyarának végén tették közzé. Pigott felfedezését többé-kevésbé figyelmen kívül hagyták, és csak Bryn Jones áprilisban fedezte fel. 2002-ben! (Lehetséges, hogy a jó Pigot úr tudomásul veszi, hogy ide emlékezett rá, és a jelentései első helyen vannak!)

Szóval hogyan kapott a „Black Eye Galaxy” nevet? Sir William Herschel-vel köszönetet mondunk érte: „Egy nagyon figyelemre méltó tárgy, hosszúkás, körülbelül 12 ′ hosszú, 4 ′ vagy 5 ′ széles, olyan fényes foltot tartalmaz, mint egy csillag, egy kicsi, fekete ívvel, így az egyik a harcból eredő fekete szemnek az elképzelése. ” John Herschel természetesen állandósította, amikor saját jegyzeteiben írta:

„A sötét félig elliptikus üresedést (az ábrán egy árnyék nélküli vagy világos rész jelzi), amely részben körülveszi a köd kondenzált és fényes magját, természetesen Messier nem veszi észre. Apám ezt látta, és ő mutatta meg a későn Sir Charles Blagdennek, aki a fekete szem megjelenését hasonlította össze, furcsa, de nem helytelen összehasonlítással. A mag kissé meghosszabbodott, és nagyon gyanítom, hogy közeli kettős csillag vagy rendkívül kondenzált kettős köd lehet. "

A Messier 64 helyének meghatározása:

Az M64 megtalálása nem különösebben egyszerű. Kezdje a fényes narancssárga Arcturus és a Coma Berenices csillagfürt (Melotte 111) azonosításával az általános nyugati irány felé. Miközben ellazul, és hagyja, hogy a szemét sötéten alkalmazkodjon, látni fogja a három csillagot, amelyek a Coma Berenices csillagképét alkotják, de ha könnyű szennyezett égbolt alatt élsz, szüksége lehet távcsőre a gyenge csillagok megtalálásához. Miután megerősítette az Alpha Comae-t, a csillag hop körülbelül 4 fokkal észak / északnyugati irányban 35 Comae-ig. Az M64-t egy fok körül északkeletre, a 35. csillagot találja meg.

Noha a Messier 64 távcsővel lehetséges, az átlagos távcsövekhöz nagyon sötét égbolt szükséges, és csak nagyon kicsi, ovális kontrasztváltozásként mutatkozik meg. A 102 mm-es teleszkópokon azonban megkülönböztető jelölései sötét éjszakákon jól láthatóak. Ne harcolj rajta ... Ebben az alvó szépségben rengeteg sötét porzsák van, hogy körbejárjon!

És itt vannak a Messier-objektumról szóló gyors információk, amelyek segítenek az induláshoz:

Objektum neve: Messier 64
Alternatív megnevezések: M64, NGC 4826, A Fekete Szem-galaxis, Alvó szépség-galaxis, Gonosz szem-galaxis
Objektum típusa: Sb típusú spirális galaxis
csillagkép: Coma Berenices
Jobb felemelkedés: 12: 56,7 (h: m)
Deklináció: +21: 41 (fok: m)
Távolság: 19000 (kly)
Vizuális fényerő: 8,5 (mag)
Látható dimenzió: 9,3 × 5,4 (ív perc)

Sok érdekes cikket írtunk a Messier Objects-ről a Space Magazine-ban. Itt található Tammy Plotner bevezetése a Messier-tárgyakba, az M1 - a Rák-köd, és David Dickison cikkei a 2013. és 2014. évi Messier-maratonokról.

Ne felejtsd el megnézni a teljes Messier katalógusunkat. További információkért nézze meg a SEDS Messier adatbázist.

Forrás: