Üdvözöljük vissza a Messier hétfőn! Ma folytatjuk tisztelegésünk kedves barátunk, Tammy Plotner felé, a Messier 90 néven ismert közelgő spirális galaxist tekintve!
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.
Az egyik ilyen objektum a Messier 90 néven ismert közbenső spirális galaxis, amely körülbelül 60 millió fényév távolságra található a Szűz csillagképben - így része a Szűz Klaszternek. A helyi csoport legtöbb galaxisától eltérően, a Messier 90 egyike azon kevésnek, amelyekről megállapítást nyert, hogy lassan közelednek a Tejúthoz (a többi a Andromeda és a Háromszög galaxis).
Amit nézel:
Mivel a Szűz Klaszter egyik nagyobb spirális galaxisa az M90 kezdetben galaxisnak tűnt, amely megállította a csillagképződést. Alacsony sűrűségű és szorosan megtekert spirális karjai mind a szigeti univerzumra mutatnak, amely metamorfózison megy keresztül. Még a szívében az M90 még nem fejeződött be. Ahogyan S. Rys (et al.) Mondta a 2007. évi tanulmányban:
„Az NGC4569 egy fényes spirál (Sb) galaxis, amely csupán 0,5 Mpc-re található a Szűz klaszter központjától, ismert a kompakt csillagszórásról és a hatalom óriási (8 kPc) kiáramlásáról, amely merőleges a galaxis lemezére. A közelmúltbeli polarimetrikus rádiókontinuumos megfigyeléseinkkel az Effelsberg távcsővel 4,85 GHz és 8,35 GHz frekvencián hatalmas mágneses lebenyek tárulnak fel, amelyek akár 24 kPc-t is meghaladnak a galaktikus síktól. Ez az első alkalom, amikor ilyen hatalmas rádiókontinentális lebenyt figyelnek meg egy klaszter spirális galaxisban. A rádiókibocsátással ellentétben a röntgen nem mutat hasonló nagy kiterjedést a galaktikus korong mindkét oldalán. Az erősebb röntgenkibocsátás azonban a lemez nyugati részén látható, és megfelel az ottani fokozott rádió- és Ha-sugárzásnak. A kiterjesztés széles, ennélfogva tipikusabb a széles körben elterjedt csillagszórásnál, mint az AGN-ből származó, inkább kollimált ionizációs kúpnál. A kevésbé meghosszabbított röntgen lágy komponens a lemez irányából az SW irányba is látható. A galaxis lebenyekből származó rádiókibocsátás vizsgálata azt mutatja, hogy a lebenyeket valóban nem lehet AGN-ből táplálni, hanem valószínűleg a nukleáris csillagrobbanás és a szélszél típusú kiáramlások okozta? 30 éve. Ezt támasztja alá a lebenyen belüli kombinált mágneses és kozmikus sugárnyomás becslése a rádióadatokból. A Ha ösztönzése és az ahhoz kapcsolódó lágy röntgenkibocsátás a lemez nyugati részén lehet a közelmúlt példája ilyen számtalan múltbeli eseményre. "
Tehát mi magyarázhatja még egy csillagszórási tevékenységet egy változó galaxisban? Próbáljon meg benzint. Amint Jerry Kenney (et al.) Egy 2004. évi tanulmányban rámutatott:
Az egyik legtisztább eset az erősen lejtős Virgo galaxis NGC 4522, amelynek normál csillagtárcsája van, de csonka gázkorong, és rengeteg extra sík földgáz van közvetlenül a korongban lévő gázcsonkítási sugár mellett. Az extraplanáris gázban szokatlanul erős HI, H és rádiófrekvenciás sugárzást észlelünk. A rádiókontinentális polarizált ux és spektrális index csúcsa az extraplanáris gázzal szemben, az ICM folyamatos nyomására utal. Négy másik HI-hiányos él-szűz spirál bizonyítékot mutat az extraplanar ISM-gázra, vagy aszimmetriát mutat a diszk HI-eloszlásaiban, de sokkal kevesebb extraplanaar HI-t tartalmaz, mint az NGC 4522. A legfrissebb szimulációkkal összehasonlítva ez a különbség evolúciós lehet, nagy felületi sűrűséggel. az extraplanáris gázok mennyiségét csak az ICM-ISM kölcsönhatás korai szakaszában figyelték meg. A HII régiók anomális karja, esetleg extraplanáris, a csonkolt H korong szélén jelenik meg. Ez hasonlít a szimulációkban látható karokra, amelyeket a szélnyomás és a forgatás együttes hatása képez. A melléktengely mellett meghosszabbított ködfáradtság, szintén az északnyugati tartományban, úgy jelentkezik, mint egy csillag kitörő áramlási buborék, amelyet az ICM szélnyomás zavar. "
Miért izgat minket annyira? Bill Keel csillagász vitathatóan a legjobban foglalta össze:
„A csillagszórós galaxisok iránti érdeklődés felkeltette az a kérdés, hogy egyes galaxisok - és gyakran a magok nagyon kicsi területei - nagyon rövid idő alatt képesek hatékonyan konvertálni annyi gázt csillagokká. A CO-kibocsátás alapján gyakran rengeteg molekuláris gáz van, tehát ez nem annyira tüzelőanyag-kérdés, mint egy gyűjtési puzzle. Hogyan gyűjthet annyi molekuláris gázt anélkül, hogy már csillagokat is elkezdene forgatni (a hasadóanyagokra vonatkozó analóg kérdés a perzselő probléma). A csillagbombák statisztikája tartalmazhat nyomot - a csillagbombák sokkal inkább előfordulnak az interakcióban és az egyesülő rendszerekben, mint az elszigeteltebb galaxisokban. Bár ez nem azt jelenti, hogy ezek közül több fordul elő kölcsönhatásokban (egyszerűen azért, mert a galaxisok csak körülbelül 10% -a kötött párokban van), ez azt sugallja, hogy a kölcsönhatások és egyesülések során sokkal könnyebben teljesíthetők a feltételek. A csillagképződés számos mutatója hasonló történeteket mond itt. A spirálok többségében páronként az SFR növekedése jellemzően 30%, míg néhány esetben nagyságrenddel növekszik. A sorozat gyakran néhány száz elemre korlátozódik a mag közelében, bár a lemezen keresztüli kitörések gyakoriak. A zavart galaxisok iránti ez a preferencia számos spekulációhoz vezetett arról, hogy mi okozza a javulást (és így legalább hozzájárul a csillagszórásokhoz). "
„A nagy energia sűrűség, mind csillagfényben, mind pedig a csillagszélben és a szupernóvákban történő mechanikus bevitel során, valójában megszabadíthatja az ISM-t a csillagszóró galaxisoktól. A fűtött ISM képes létrehozni egy globális (vagy szuper) szélét, amely optikai vonalkibocsátásban, szétszórt csillagfényben és lágy röntgen sugarakban kimutatható (leginkább a durván kúp alakú kiáramlás szélén lévő felületről). A menekülő anyag nagy része annyira forró lehet, hogy röntgensugarakban sem látjuk, csak az interfészen hűtve kevésbé zavart ISM-mel. Ez a szél fontos lehet a korai típusú galaxisok kialakításában, mivel az összefonódási termékből ki kell söpörni a gázt, ha ellipszis alakú lesz. Valami hasonlónak tűnik a klaszterek és csoportok korai történetében, mivel a klaszterben lévő röntgengáz kémiai nyomokat mutat, hogy hatalmas csillagok dolgozták fel őket. ”
Megfigyelés története:
Az M90 egyike volt a Szűz galaxis klaszter 7 tagjának, amelyet Charles Messier fedezett fel 1781. március 18-án éjjel. Jegyzeteiben azt írja: „Köd csillag nélküli, Szűzben: fénye olyan halvány, mint az előző, 89. szám. .”
Mire Sir William Herschel eljutott a Messier 90-es katalógusába, élvezi a holdfényes éjszakát, és - legalábbis a nyilvántartásunk szerint - soha többé nem tér vissza. Szerencsére Smyth admirális ment megmentésre!
„Ez egy csodálatos homályos régió, és a szórt anyag kiterjedt helyet foglal el, amelyben Messier és Herschels legfinomabb tárgyait rendkívüli közelségben a lelkes megfigyelő könnyen felveheti. Az alábbi ábra bemutatja a hatalmas, homályos szomszédok helyét a Messier 88-tól északra; őket megelőzi az M. szám, a 84. szám, majd az M. 58, 89, 90 és 91, ugyanazon övezetben; így csak egy 2 ° 1/2-t ír le északról délre és 3 ° -ot keletre és nyugatra, ahogy a mikrométer azt mutatja. És kényelmesnek tartja szem előtt tartani, hogy a szűz bal oldali szárnyát és vállát tömörítő rendkívüli ködök és tömörített gömb alakú csoportok helyzetére az Epsilon, a Delta, a Gamma, az Eta gyakorlatilag szabad szemmel mutatkozik. , és a Beta Virginis kelet körüli félkört képez, míg az utoljára említett csillagtól északra, a Beta Leonis pedig az északnyugati határt jelöli. A Herschel-féle elvre támaszkodva tisztelettel feltehetjük, hogy megszilárdulásunk legvékonyabb vagy legvékonyabb része; és a szétválasztási mechanizmus hatalmas laboratóriuma, amellyel a tömörítés és a szigetelés érleletlen marad a nem élettelen korok során. A téma, bármennyire fantáziadús, ünnepélyes és fenséges. ”
A Messier 90 helymeghatározása:
Kezdje az M84 / M86 alapú párosítással, amely szinte pontosan félúton található a Beta Leonis (Denebola) és az Epsilon Virginis (Vindemiatrix) között. A fenti térkép megmutatja bizonyos távolságot a galaxisok között, de egy „rács” mintázat futtatásával könnyedén megjelölheti a Szűz galaxis mezőjét. Miután látta az M84 / M86-at, mozgassa az egyik kis teljesítményű okulármezőt keletre és ugorjon észak felé kevesebbre, mint az M87-es okulármező.
Most megérted, hogy Charles Messier hogyan futtatta égboltmintáit! Folytassa az északot egy vagy két szemlencse-mezővel, majd keleti irányban lépjen el egy úttal. Ez elvisz az M88-ra. Most tolj el egy újabb mezőt keletre, és döntsön délre 1-2 mező között az M89-hez. A következő ugrás szintén egy okuláris mező kelet felé, majd 1-re észak felé az M90-re. Az okulárban az M90 nagyon halvány, kerek ködként jelenik meg, ami nagyon egyenletes megjelenésű. Mivel az M90 közeledik a 10. nagyságrendhez, sötét éjszakát igényel.
A fenségestől a nevetségesig… az egyik galaxisugrástól a másikig egy gazdag mezőben. Élvezze a Virgo Quest!
Objektum neve: Messier 90
Alternatív megnevezések: M90, NGC 4569
Objektum típusa: Sb típusú akadályos spirálga galaxis
csillagkép: Szűz
Jobb felemelkedés: 12: 36,8 (h: m)
Deklináció: +13: 10 (fok: m)
Távolság: 60000 (kly)
Vizuális fényerő: 9,5 (mag)
Látható dimenzió: 9,5 × 4,5 (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 90
- SEDS - Messier 90
- Wikipedia - Messier 90
- Messiási tárgyak - Messió 90
