Üdvözöljük vissza a Messier hétfőn! Ma folytatjuk tisztelegésünk kedves barátunk, Tammy Plotner felé, a Messier 74 néven ismert „Phantom Galaxy” nézésével!
A 18. század során a híres francia csillagász Charles Messier észrevette, hogy több „homályos tárgy” van jelen az éjszakai égbolt felmérésekor. Eredetileg tévessé téve ezeket a tárgyakat üstökösöknek, és elkezdett katalogizálni azokat, hogy mások ne kövessék el ugyanazt a hibát. Manapság az eredményül kapott lista (Messier katalógus néven ismert) több mint 100 objektumot tartalmaz, és a mély űrobjektumok egyik legbefolyásosabb katalógusa.
Ezen objektumok egyike a Messier 74 néven ismert spirális galaxis (más néven a fantom galaxis), amely a Föld megfigyelőivel szemben szembeszáll. Ez a galaxis, amely körülbelül 30 millió fényévre van a Földtől a Halak csillagképének irányában, körülbelül 95 000 fényév átmérőjű (majdnem olyan nagy, mint a Tejút), és körülbelül 100 milliárd csillag otthona.
Leírás:
Ez a gyönyörű galaxis egy nagy méretű Sc-galaxis prototípusa, és az első Rossz ködök között, amelyeket Lord Rosse elismert. Körülbelül 30–40 millió fényévnyire van tőlünk, lassan, még tovább elcsúszik, 793 km / s sebességgel. Szépsége hozzávetőlegesen 95 000 fényévig terjed, nagyjából azonos méretű, mint a Tejút, és spirális karjai több, mint 1000 fényévig terjednek.
Ezen karokon belül kék fiatal csillagfürtök és rózsaszínű, diffúz gáznemű ködök vannak, úgynevezett H II régiók, ahol csillagképződés zajlik. Miért olyan nagyszerű szépség? Az esély az, hogy az M74 gáznemű korongja körül söpört sűrűséghullámok történik, amelyeket valószínűleg a szomszédos galaxisokkal való gravitációs kölcsönhatás indukál. Ahogyan B. Kevin Edgar kifejtette:
„Egy numerikus módszert írnak le, amelyet kifejezetten ennek a, differenciálisan forgó, gáz-halmaznak a végtelenségének kezelésére tervezték. A módszer a Piecewise Parabolic Method (PPM) -re épül, amely Godunov módszerének magasabb rendű kiterjesztése. A galaxis csillagkomponensében egy lineáris spirális sűrűséghullámot képviselő gravitációs erőket is beleszámítanak. A számítás Eulerian és egy egyenletesen forgó referenciakeretben történik, sík poláris koordináták felhasználásával. Az egyenletek pontos perturbáció formájában vannak megfogalmazva, hogy kifejezetten kiküszöböljék az összes nagy, egymással ellentétes kifejezést, amelyek az erőegyensúlyt képviselik a zavart, tengelyszimmetrikus állapotban, lehetővé téve a kis perturbációk pontos kiszámítását. A módszer ideális egy spirálsűrűség-hullám gáznemű válaszának vizsgálatához egy tárcsás galaxisban. Kiszámítunk egy sorozatú kétdimenziós hidrodinamikai modellt, hogy teszteljük az egységes, izotermikus, tömeg nélküli gáznemű lemez gravitációs válaszát egy spirális gravitációs perturbációval szemben. A tömeg eloszlást, a forgási tulajdonságokat és a spirálhullámat leíró paraméterek az NGC 628 galaxison alapulnak. A megoldások sokkkal vannak megvilágítva a belső és a külső forgás közben, és ezzel kimerítik az együttforgatás körüli régiót. Ez a régió kimerülési sebessége erősen függ a bevezetett spirális zavarok erősségétől. A 10% -nál nagyobb lehetséges perturbációk nagy sugárirányú beáramlást eredményeznek. Az ilyen modellekben a gáznak a Linblad belső rezonanciájához eső idő csak a Hubble-idő kis része. A feltételezett gyors evolúció azt sugallja, hogy ha a galaxisok ilyen nagy perturbációkkal léteznek, akkor vagy a gázt kell feltölteni a galaxistól kívülről, vagy a perturbációknak átmeneti jellegűeknek kell lenniük. A spirális mintázattal való együttforgatáson kívül a gáz szögmozgásának vesztesége növeli a csillagok szögsebességét, csökkentve a hullám amplitúdóját. ”
Mi mást rejt magában? Ezután vessünk egy pillantást röntgen szemmel. Ahogy Roberto Soria (et al.) Jelezték 2002. évi tanulmányukban:
„Az M74 spirális galaxist (NGC 628) az XMM-Newton megfigyelte 2002. február 2-án. Összességében 21 forrást találtak a mag belső 5 ′ -ében (miután néhány, az előtérben lévő csillagokhoz kapcsolódó forrást elutasítottak) . A keménységi arány azt sugallja, hogy ezeknek körülbelül fele a galaxishoz tartozik. A fényerősség magasabb fényerősségű végét -0,8 meredekségű törvény határozza meg. Ez a folyamatban lévő csillagképződés bizonyítékaként értelmezhető, hasonlóan a késői típusú galaxisok lemezeiben található eloszlásokhoz. A korábbi Chandra-megfigyelésekkel összehasonlítva egy új ultravillogó röntgen-tranzienst (LX ~ 1,5 × 1039 ergs s-1 a 0,3-8 keV sávban) a magtól 4'-re északra. Találunk egy másik fényes átmeneti forrást (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1), a magtól kb. 5 ′ északnyugatra. Az SN 2002ap ultraibolya és röntgen megfelelői szintén megtalálhatók ebben az XMM-Newton megfigyelésben; a röntgen ellenérték keménységi aránya arra utal, hogy az emisszió a sokkolt körkörös anyagból származik. "
A Messier 74 esetében semmi sem sokkoló - beleértve a spirális sűrűséghullámait is. Amint Sakhibov és Smirnov egy 2004. évi tanulmányban kifejtették:
"A csillag-képződési sebesség (SFR) sugárirányú profilját az NGC 628 galaxisban spirális sűrűségű hullám modulálja. A spirálkarba beáramló gáz sebességének radiális profilja hasonló az SFR felületi sűrűségének sugárirányú eloszlásához. A korotációs rezonancia helyzetét a spirális sűrűségű hullám többi paraméterével együtt meghatározzuk az NGC 628 lemez koronggyűrűiben megfigyelt sugársebességek azimutális eloszlásának Fourier elemzésével. Az SFR meghatározása az empirikus SFR alapján történik - csillagképző komplexek (óriási HII régiók) lineáris méretviszonya, valamint a koordináták, a H-alfa-fluxusok és a HII-régiók méretének mérése az NGC 628-ban. "
Gigantikus csillagképző régiókról beszélünk, nem? És hol formálódnak a csillagok ... A csillagok meghalnak. Mint a szupernóvában! Amint Elias Brinks (et al.) Jelezte:
„A hatalmas csillagok kialakulása, általában (szuper) csillagfürtökben, azok gyors fejlődése és az ezt követő szupernóva-pusztulás nagy hatással van közvetlen környezetükre. A csillagszelek és a Supernovae együttes hatása, amely gyorsan egymás után és kis térfogaton belül elbomlik, kibővíti a koronális gázbuborékokat a semleges csillagközi közegben (ISM) spirális és (törpe) szabálytalan galaxisokban. Ezek a táguló héjak viszont elsöprik és összenyomják a semleges gázt, ami molekuláris felhőképződéshez és a szekunder vagy indukált csillagképződés kialakulásához vezethet. A csillagképző területek zavarják a környező ISM-et, tehát a csillagképződés szempontjából „aktívabb” a galaxisok várhatóan inhomogénebb ISM-ével. A csillagképződés aránya az NGC 628-ban négyszer nagyobb, mint az NGC 3184-ben, és kétszer olyan magas, mint az NGC 6946-ban, ami megmagyarázhatja a HI lyukak nagyobb számát ebben a galaxisban. Megállapítottuk, hogy a HI lyukak mérete 80 pc (közel a felbontási határhoz) és 600 pc közé esik; a tágulási sebesség elérheti a 20 km s1-t; a becsült életkor 2,5-35 Myr, és az érintett energiák 1050-3,5 x 105Z erg tartományba esnek. Az érintett semleges gáz mennyisége 104–106 napenergiát jelent. ”
Hatalmas tömegek… Tömegek, amelyek néha… eltűnnek ?? Ahogyan Justyn R. Maund és Stephen J. Smartt egy 2009. évi tanulmányban kifejtette:
„A Hubble Űrtávcsőből és a Gemini-távcsőből származó képek felhasználásával megerősítettük a két II. Típusú szupernóva (SNe) elődeinek eltűnését, és kiértékeljük a hozzájuk kapcsolódó egyéb csillagok jelenlétét. Megállapítottuk, hogy az SN 2003gd ősét, az M-supergiant csillagot már nem figyelték meg az SN helyén, és a belső kiviteli fényességét képkivonási technikákkal határoztuk meg. Az SN 1993J elődje, a K-supergiant csillag szintén nincs jelen, de a B-supergiant bináris társát még mindig megfigyelik. Az ősök eltűnése megerősíti, hogy ezt a két szupernóvát vörös szuper fegyverek készítették. "
Maund és Smartt olyan technikát alkalmaztak, amelyben a képeket az SN 2003gd elhalványulása után készítették, és az őskori csillag feltehetően hiányzott, és kivonták a robbanás előtti képekből. Bármi, ami az SN pozícióban maradt, megegyezett az igazi csillaggal. A Gemini 2003-as megfigyeléseit az 1. ábra szemlélteti, amely összehasonlítja a galaxis progenitori csillagának M-74-nek vagy NGC 628-nak nevezett előtti és utáni szupernóva-nézeteit.
"Ez a normál IIP típusú szupernóva első vörös szupergenáns progenortja, amelyről kimutatták, hogy eltűnt, és a skála alacsony tömegű végén van, hogy a hatalmas csillagok szupernóvákként felrobbanjanak" - mondta Maund. "Tehát végül megerősíti, hogy számos csillag evolúciós modell szokásos előrejelzése helyes."
Fejlődő? Biztos lehetsz benne'. A Messier 74 életkora ellenére tovább nő fel! Mint A.S. Gusev (et al.) Jelezte:
A fiatal csillagpopuláció megfigyelt tulajdonságainak értelmezését az NGC 628-ban a galaxis 127 H-alfa-régiójának nagy felbontású UBVRI fotometriai adatainak összehasonlításával a csillagrendszerek szintetikus evolúciós modelljeinek részletes rácsával hasonlítottuk össze. Az evolúciós modellek részletes rácsa magában foglalja a csillagképződés 2 rendjét (pillanatnyi kitörés és állandó csillagképződés), az IMF teljes tartományát (lejtő és felső tömeghatár) és az életkorot (1-től 100-ig). A csillagképző régiók kémiai előfordulását a független megfigyelések alapján határoztuk meg. Az életkor, a csillagképződés módja, az IMF paraméterei és a porfelszívódás fordított problémájának megoldását a csillagképző régiókban egy speciális, normalizáló eltérési funkció segítségével állítják elő. A redding becslések összefüggenek a csillagképző régiók galaktocentrikus távolságával, összhangban a független megfigyelésekből származó kémiai bőség radiális gradienssel. A csillagképző komplexek kora is mutat tendenciát a kémiai összetétel függvényében. "
Tehát pontosan hová mennek az ilyen nagy fiatal csillagcsoportok, hogy lógni és pihenni? Talán ... Csak talán megpróbálnak szomszédsági sávot létrehozni. Természetesen egy galaktikus bár! Ahogyan egy M. S. Seigar a Közös Csillagászat Központból egy 2002. évi tanulmányban mondta:
„A Messier 74 spirális galaxis földi alapú I, J és K sáv képeit kaptunk (NGC 628). Kimutatták, hogy ez a galaxis egy csillagképződés gyűrűs magjával rendelkezik, mind a szén-dioxid-abszorpció közel infravörös spektroszkópiájából, mind a szén-dioxid-kibocsátás szubmilliméteres képalkotásából. A csillagképződés nukleáris gyűrűiből úgy gondolják, hogy csak egy rúdpotenciál következtében léteznek. Bizonyítékot mutatunk az M 74 közepén tapasztalható gyenge ovális torzításra. Combes és Gerin (1985) eredményeit arra utaljuk, hogy ez a gyenge ovális potenciál felelős az M 74-ben megfigyelt csillagképződés körgyűrűjű gyűrűjében. "
Megfigyelés története:
Ezt a fantasztikus spirális galaxist eredetileg 1780 szeptember végén fedezte fel Pierre Mechain, majd Charles Messier 1780 október 18-án kötelességteljesen megfigyelte és naplózta.
„Köd csillagok nélkül, az Eta Piscium csillag közelében, amelyet Mechain látott 1780 szeptember végén, és beszámol:“ Ez a köd nem tartalmaz csillagokat; meglehetősen nagy, nagyon homályos és rendkívül nehéz megfigyelni; nagyobb bizonyossággal ismeri fel azt finom, fagyos körülmények között ”. M. Messier keresi és megtalálta, ahogyan azt M. Mechain leírja: közvetlenül hasonlították össze az Eta Piscium csillaggal. ”
Három évvel később, Sir William Herschel mindent megtesz annak érdekében, hogy megpróbálja megoldani azt, amit csillagfürtnek hitt, és visszatér az elkövetkező években, még a saját felszerelésének rovására.
„1799. december 28, 40 láb távcső. Középen nagyon fényes, de a fényerő egy nagyon kis részre korlátozódik, és nem kerek; A fényes középső rész nagymértékben nagyon halvány porlasztású. A fényes rész megoldhatónak tűnik, de a tükörbe sűrített gőzök sérültek meg. ”
Sir William tiszteletet adva ő volt az első, aki megoldotta a született régiók sokaságát, amelyet a Messier 74-ben láttak meg, és megfigyeléseinek eredményeit később a saját fia is megerősítette.
John Herschel az M74 szerkezetében foltosokat is láthatott, ám Lord Rosse volt az első, aki a spirális szerkezetet választotta ki. Abban az időben, amikor a csillagászok úgy vélték, hogy ezek a kondenzációk egyedi csillagok - egy megfigyelés ment egészen Emil Dreyer idejéig, amikor a Messier 74 végül NGC objektummá is vált.
A Messier 74 helyének meghatározása:
Az M74 nem mindig könnyű tárgy, sötét égboltot és némi csillagvetést igényel. Próbáld meg az Alpha Arietisnél (Hamal) kezdeni, és készíts egy mentális vonalat közte és Béta között - majd az Eta Piscium felé. Középre állítsa a keresőcsövet Eta-ra, és tolja el a kilátást körülbelül 1,5 fokkal északkeletre. Ha úgy tetszik, ezt megteheti egy széles mezőn, alacsony nagyítású okuláron keresztül történő áttekintéssel - ez általában egy fokos látóteret biztosít.
Egy kisebb távcsőben az első dolog, amit észrevesz, a Messier 74 csillagmagja. Ez az oka annak, hogy a megfigyelő sokszor nehezen tudja megtalálni! Hidd el vagy ne, a mozgás néha segíthet a halványabb dolgok észlelésében, tehát a szemlencsét a helymeghatározáshoz jó megfigyelő „szakmájának trükkje” használni. Mivel ez a spirális galaxis alacsony fényerővel rendelkezik, viszonylag jó égboltot igényel - tehát próbáljon meg sok körülményt. Egy kis távcső poros halogót fed fel a mag régiója körül, míg a nagyobb nyílás a spirál felépítését fedezi fel. A nagy távcsövek tiszta égbolt körülmények között kis homályosságot okozhatnak!
Tanulja meg saját maga ... Ki tudja, mit fedezhet fel Önnek!
Objektum neve: Messier 74
Alternatív megnevezések: M74, NGC 628
Objektum típusaSc Scpiral Galaxy
csillagkép: Halak
Jobb felemelkedés: 01: 36,7 (h: m)
Deklináció: +15: 47 (fok: m)
Távolság: 35000 (kly)
Vizuális fényerő: 9,4 (mag)
Látható dimenzió: 10,2 × 9,5 (ív perc)
Sok érdekes cikket írtunk a Messier objektumokról és a globális klaszterekről itt a Space Magazine-ban. Itt található Tammy Plotner bevezetése a Messier-tárgyakba, M1 - a Rák-köd, a reflektorfény megfigyelése - bármi történt a Messier 71-en?
Ne felejtsd el megnézni a teljes Messier katalógusunkat. További információkért nézze meg a SEDS Messier adatbázist.
Forrás:
- NASA - Messier 74
- SEDS - Messier 74
- Messier tárgyak - Messier 74: fantom galaxis
- Wikipedia - Messier 74
