Καλώς ήλθατε πίσω στο Messier τη Δευτέρα! Σήμερα, συνεχίζουμε στο αφιέρωμα μας στον αγαπητό μας φίλο, Tammy Plotner, κοιτάζοντας το «Phantom Galaxy» γνωστό ως Messier 74!
Κατά τη διάρκεια του 18ου αιώνα, ο διάσημος Γάλλος αστρονόμος Charles Messier παρατήρησε την παρουσία πολλών «νεφελωδών αντικειμένων» κατά την έρευνα του νυχτερινού ουρανού. Αρχικά έκανε λάθος αυτά τα αντικείμενα για κομήτες, άρχισε να τα καταγράφει έτσι ώστε άλλοι να μην κάνουν το ίδιο λάθος. Σήμερα, η λίστα που προκύπτει (γνωστή ως κατάλογος Messier) περιλαμβάνει πάνω από 100 αντικείμενα και είναι ένας από τους πιο σημαντικούς καταλόγους Deep Space Objects.
Ένα από αυτά τα αντικείμενα είναι ο σπειροειδής γαλαξίας που είναι γνωστός ως Messier 74 (γνωστός και ως Phantom Galaxy) που εμφανίζεται στραμμένος στους παρατηρητές από τη Γη. Βρίσκεται περίπου 30 εκατομμύρια έτη φωτός από τη Γη προς την κατεύθυνση του αστερισμού Ιχθύων, αυτός ο γαλαξίας έχει διάμετρο περίπου 95.000 έτη φωτός (σχεδόν τόσο μεγάλος όσο ο Γαλαξίας) και φιλοξενεί περίπου 100 δισεκατομμύρια αστέρια.
Περιγραφή:
Αυτός ο όμορφος γαλαξίας είναι ένα πρωτότυπο ενός μεγάλου σχεδιασμού γαλαξία Sc και μεταξύ των πρώτων "Spiral Nebulae" που αναγνωρίζει ο Λόρδος Rosse. Βρίσκεται περίπου 30 έως 40 εκατομμύρια έτη φωτός μακριά μας, ολισθαίνει αργά ακόμη πιο μακριά με ταχύτητα 793 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο. Η ομορφιά του εκτείνεται σε περίπου 95.000 έτη φωτός, περίπου το ίδιο μέγεθος με τον Γαλαξία μας και οι σπειροειδείς βραχίονές του εκτείνονται πάνω από 1000 έτη φωτός.
Μέσα σε αυτά τα όπλα υπάρχουν συστάδες μπλε νεαρών αστεριών και ροζ διάχυτων αερίων νεφελών που ονομάζονται περιοχές H II όπου συμβαίνει ο σχηματισμός αστεριών. Γιατί μια τόσο μεγάλη ομορφιά; Οι πιθανότητες είναι τα κύματα πυκνότητας που σκουπίζουν τον αέριο δίσκο του M74, πιθανότατα προκαλείται από βαρυτική αλληλεπίδραση με γειτονικούς γαλαξίες. Όπως εξήγησε ο B. Kevin Edgar:
«Περιγράφεται μια αριθμητική μέθοδος η οποία έχει σχεδιαστεί ειδικά για να αντιμετωπίζει τη δυναμική ενός άπειρου, περιστρεφόμενου, αέριου δίσκου. Η μέθοδος βασίζεται στο Piecewise Parabolic Method (PPM), μια επέκταση υψηλότερης τάξης της μεθόδου Godunov. Περιλαμβάνονται οι βαρυτικές δυνάμεις που αντιπροσωπεύουν ένα γραμμικό σπειροειδές κύμα πυκνότητας στο αστρικό στοιχείο ενός γαλαξία. Ο υπολογισμός είναι Eulerian και πραγματοποιείται σε ένα ομοιόμορφα περιστρεφόμενο πλαίσιο αναφοράς χρησιμοποιώντας επίπεδες πολικές συντεταγμένες. Οι εξισώσεις διατυπώνονται σε μια ακριβή μορφή διαταραχής για να εξαλείψουν ρητά όλους τους μεγάλους, αντίθετους όρους που αντιπροσωπεύουν την ισορροπία δύναμης στη μη διαταραγμένη, συμμετρική άξονα, επιτρέποντας τον ακριβή υπολογισμό των μικρών διαταραχών. Η μέθοδος είναι ιδανική για τη μελέτη της αέριας απόκρισης σε ένα κύμα σπειροειδούς πυκνότητας σε έναν γαλαξία δίσκου. Υπολογίζεται μια σειρά δισδιάστατων υδροδυναμικών μοντέλων για τη δοκιμή της βαρυτικής απόκρισης ενός ομοιόμορφου, ισοθερμικού, μαζικού αερίου δίσκου σε μια επιβλητική σπειροειδή βαρύτητα. Οι παράμετροι που περιγράφουν την κατανομή μάζας, τις ιδιότητες περιστροφής και το σπειροειδές κύμα βασίζονται στον γαλαξία NGC 628. Οι λύσεις έχουν κραδασμούς εντός και εκτός της περιστροφικής περιστροφής, εξαντλώντας την περιοχή γύρω από τη συν-περιστροφή. Ο ρυθμός εξάντλησης αυτής της περιοχής εξαρτάται σε μεγάλο βαθμό από την ισχύ της επιβαλλόμενης σπειροειδούς διαταραχής. Οι πιθανές διαταραχές του 10% των μεγαλύτερων παράγουν μεγάλες ακτινικές εισροές. Ο χρόνος που απαιτείται για να πέσει το αέριο στον εσωτερικό συντονισμό Linblad σε τέτοια μοντέλα είναι μόνο ένα μικρό κλάσμα του χρόνου Hubble. Η σιωπηρή ταχεία εξέλιξη υποδηλώνει ότι εάν υπάρχουν γαλαξίες με τόσο μεγάλες διαταραχές, είτε το αέριο πρέπει να αναπληρωθεί από έξω από τον γαλαξία είτε οι διαταραχές πρέπει να είναι παροδικές. Στο εσωτερικό της περιστροφής με το σπειροειδές σχέδιο, η απώλεια γωνιακής ορμής από το αέριο αυξάνει τη γωνιακή ορμή των αστεριών, μειώνοντας το πλάτος του κύματος. "
Τι άλλο κρύβεται μέσα; Τότε ρίξτε μια ματιά με τα μάτια ακτινογραφίας. Όπως ανέφερε ο Roberto Soria (et al) στη μελέτη του 2002:
«Ο σπειροειδής γαλαξίας M74 (NGC 628) παρατηρήθηκε από τον XMM-Newton στις 2 Φεβρουαρίου 2002. Συνολικά, 21 πηγές βρίσκονται στο εσωτερικό 5 ′ από τον πυρήνα (μετά από απόρριψη μερικών πηγών που σχετίζονται με αστέρια προσκηνίου) . Οι λόγοι σκληρότητας υποδηλώνουν ότι περίπου οι μισοί από αυτούς ανήκουν στον γαλαξία. Το υψηλότερο άκρο φωτεινότητας της συνάρτησης φωτεινότητας προσαρμόζεται από έναν νόμο ισχύος της κλίσης -0.8. Αυτό μπορεί να ερμηνευθεί ως απόδειξη του συνεχιζόμενου σχηματισμού άστρων, κατ 'αναλογία με τις κατανομές που βρίσκονται σε δίσκους άλλων γαλαξιών τελευταίου τύπου. Μια σύγκριση με προηγούμενες παρατηρήσεις του Chandra αποκαλύπτει ένα νέο υπερφωτεινό ακτινογραφικό παροδικό (LX ~ 1,5 × 1039 ergs s-1 στη ζώνη 0,3-8 keV) περίπου 4 ′ βόρεια του πυρήνα. Βρίσκουμε μια άλλη φωτεινή παροδική πηγή (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) περίπου 5 ′ βορειοδυτικά του πυρήνα. Οι αντίστοιχες ακτίνες UV και ακτίνων Χ του SN 2002ap βρίσκονται επίσης σε αυτήν την παρατήρηση XMM-Newton. ο λόγος σκληρότητας του αντίστοιχου ακτίνων Χ υποδηλώνει ότι η εκπομπή προέρχεται από το σοκαρισμένο περιστατικό. "
Στην περίπτωση του Messier 74, τίποτα δεν είναι συγκλονιστικό - συμπεριλαμβανομένων των σπειροειδών κυμάτων πυκνότητας. Όπως εξήγησαν οι Sakhibov και Smirnov σε μια μελέτη του 2004:
«Το ακτινικό προφίλ του ρυθμού σχηματισμού άστρων (SFR) στον γαλαξία NGC 628 φαίνεται να διαμορφώνεται από ένα κύμα σπειροειδούς πυκνότητας. Το ακτινικό προφίλ της ταχύτητας εισροής αερίου στον σπειροειδή βραχίονα είναι παρόμοιο με την ακτινική κατανομή της επιφανειακής πυκνότητας του SFR. Η θέση του συντονισμού στερέωσης καθορίζεται μαζί με άλλες παραμέτρους του κύματος σπειροειδούς πυκνότητας μέσω ανάλυσης Fourier της αζιμουθιακής κατανομής των παρατηρούμενων ακτινικών ταχυτήτων σε δακτυλιοειδείς ζώνες του δίσκου του NGC 628. Το ακτινικό προφίλ της επιφανειακής πυκνότητας του Το SFR προσδιορίζεται χρησιμοποιώντας την εμπειρική SFR - σχέση γραμμικού μεγέθους για σύμπλοκα σχηματισμού αστεριών (γιγαντιαίες περιοχές HII) και μετρήσεις των συντεταγμένων, ροών Η άλφα και των μεγεθών των περιοχών HII στο NGC 628. "
Μιλάμε για γιγαντιαίες περιοχές σχηματισμού αστεριών, έτσι δεν είναι; Και όπου σχηματίζονται τα αστέρια…. Τα αστέρια πεθαίνουν. Όπως στην σουπερνόβα! Όπως ανέφερε ο Elias Brinks (et al):
«Ο σχηματισμός τεράστιων αστεριών, συνήθως σε (σούπερ) συστάδες αστεριών, η ταχεία εξέλιξή τους και η επακόλουθη θανάτωσή τους ως σουπερνόβα έχουν σημαντικό αντίκτυπο στο άμεσο περιβάλλον τους. Η συνδυασμένη επίδραση των αστρικών ανέμων και των σουπερνόβων, που εκτυλίσσονται σε γρήγορη διαδοχή και σε ένα μικρό όγκο, δημιουργεί διογκούμενες φυσαλίδες στεφανιαίου αερίου εντός του ουδέτερου διαστρικού μέσου (ISM) σε σπειροειδείς και (νάνους) ακανόνιστους γαλαξίες. Αυτά τα διαστελλόμενα κελύφη με τη σειρά τους σαρώνουν και συμπιέζουν ουδέτερο αέριο που μπορεί να οδηγήσει σε σχηματισμό μοριακού νέφους και στην έναρξη δευτερογενούς ή επαγόμενου σχηματισμού αστεριών. Οι περιοχές σχηματισμού αστεριών διαταράσσουν τον περιβάλλοντα ISM τους, οπότε μια πιο «ενεργή», όσον αφορά τον σχηματισμό αστεριών, ο γαλαξίας αναμένεται να έχει έναν πιο ανομοιογενή ISM. Ο ρυθμός σχηματισμού άστρων στο NGC 628 είναι τέσσερις φορές υψηλότερος από τον NGC 3184 και διπλάσιος από τον NGC 6946, κάτι που θα μπορούσε να εξηγήσει τον μεγαλύτερο αριθμό οπών HI που βρέθηκαν σε αυτόν τον γαλαξία. Διαπιστώνουμε ότι τα μεγέθη των οπών HI κυμαίνονται από 80 pc (κοντά στο όριο ανάλυσης) έως 600 pc. οι ταχύτητες επέκτασης μπορούν να φτάσουν τα 20 km s1 · Οι εκτιμώμενες ηλικίες είναι 2,5 έως 35 Myr και οι σχετικές ενέργειες κυμαίνονται από 1050 έως 3,5 x 105Z ergs. Η ποσότητα του ουδέτερου αερίου είναι της τάξης 104 έως 106 ηλιακών μαζών. "
Τεράστιες μάζες… Μάζες που μερικές φορές… εξαφανίζονται ?? Όπως εξήγησαν οι Justyn R. Maund και Stephen J. Smartt σε μια μελέτη του 2009:
«Χρησιμοποιώντας εικόνες από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble και το Τηλεσκόπιο Gemini, επιβεβαιώσαμε την εξαφάνιση των προγόνων δύο σουπερνόβων τύπου II (SNe) και αξιολογήσαμε την παρουσία άλλων αστεριών που σχετίζονται με αυτά. Διαπιστώσαμε ότι ο πρόγονος του SN 2003gd, ένα υπερ-γιγαντιαίο αστέρι, δεν παρατηρείται πλέον στη θέση SN και προσδιορίσαμε την εγγενή φωτεινότητά του χρησιμοποιώντας τεχνικές αφαίρεσης εικόνας. Ο πρόγονος του SN 1993J, ένα K-supergiant αστέρι, επίσης δεν είναι πλέον παρών, αλλά το B-supergiant δυαδικό σύντροφό του εξακολουθεί να παρατηρείται. Η εξαφάνιση των προγόνων επιβεβαιώνει ότι αυτά τα δύο σουπερνόβα παρήχθησαν από κόκκινα υπεργία. "
Ο Maund και ο Smartt χρησιμοποίησαν μια τεχνική όπου οι εικόνες τραβήχτηκαν αφού το SN 2003gd είχε ξεθωριάσει και το προγονικό αστέρι πιθανώς έλειπε και αφαιρέθηκε από τις εικόνες πριν από την έκρηξη. Οτιδήποτε έμεινε στη θέση SN αντιστοιχούσε στο πραγματικό άστρο των προγόνων. Οι παρατηρήσεις των Δίδυμων του 2003gd φαίνονται στο Σχήμα 1 που συγκρίνει τις προβολές πριν και μετά το σουπερνόβα της περιοχής του προγονικού αστεριού του γαλαξία που είναι γνωστές ως M-74 ή NGC 628.
«Αυτός είναι ο πρώτος κόκκινος υπεράντινος πρόγονος για μια κανονική σουπερνόβα τύπου IIP που έχει αποδειχθεί ότι έχει εξαφανιστεί και βρίσκεται στο χαμηλό άκρο της μάζας της κλίμακας για να εκραγούν τεράστια αστέρια ως σουπερνόβα», δήλωσε ο Maund. «Έτσι, επιβεβαιώνει επιτέλους ότι η τυπική πρόβλεψη ορισμένων αστρικών μοντέλων εξέλιξης είναι σωστή.»
Εξελίσσεται; Είσαι καλά. Το Messier 74 συνεχίζει, παρά την ηλικία του, να μεγαλώνει! Τόσο όσο. Ο Gusev (et al) ανέφερε:
«Η ερμηνεία των παρατηρούμενων ιδιοτήτων του νεαρού αστρικού πληθυσμού στο NGC 628 πραγματοποιείται με βάση τη σύγκριση των δεδομένων φωτομετρίας υψηλής ανάλυσης UBVRI 127 περιοχών Η-άλφα στον γαλαξία με το λεπτομερές πλέγμα των συνθετικών εξελικτικών μοντέλων αστρικών συστημάτων. Το λεπτομερές πλέγμα των εξελικτικών μοντέλων περιλαμβάνει 2 σχήματα σχηματισμού αστεριών (στιγμιαία έκρηξη και σταθερό σχηματισμό αστεριών), ολόκληρο εύρος IMF (κλίση και ανώτερο όριο μάζας) και ηλικία (από 1 Myr έως 100 Myrs). Η χημική αφθονία των περιοχών σχηματισμού αστεριών καθορίστηκε από τις ανεξάρτητες παρατηρήσεις. Η λύση του αντίστροφου προβλήματος εύρεσης ηλικίας, καθεστώτος σχηματισμού αστεριών, παραμέτρων IMF και απορρόφησης σκόνης στις περιοχές σχηματισμού αστεριών παράγεται με τη βοήθεια μιας ειδικής κανονικής απόκλισης λειτουργικής. Οι ερυθρές εκτιμήσεις συσχετίζονται με γαλακτοκεντρικές αποστάσεις περιοχών σχηματισμού αστεριών, σύμφωνα με μια ακτινική κλίση χημικής αφθονίας που προέρχεται από ανεξάρτητες παρατηρήσεις. Οι ηλικίες των συμπλεγμάτων σχηματισμού αστεριών δείχνουν επίσης μια τάση ως συνάρτηση της χημικής σύνθεσης. "
Λοιπόν, πού ακριβώς πηγαίνουν τόσο μεγάλες ομάδες νέων αστεριών για να χαλαρώσουν και να χαλαρώσουν; Ίσως… Ίσως προσπαθούν να σχηματίσουν ένα μπαρ γειτονιάς. Φυσικά, ένα γαλαξιακό μπαρ! Όπως είπε ο M. S. Seigar του Κοινού Κέντρου Αστρονομίας σε μια μελέτη του 2002:
«Έχουμε αποκτήσει επίγειες εικόνες ζώνης I, J και K του σπειροειδούς γαλαξία, Messier 74 (NGC 628). Αυτός ο γαλαξίας έχει αποδειχθεί ότι διαθέτει έναν κυκλικό πυρηνικό δακτύλιο σχηματισμού αστεριών τόσο από τη φασματοσκοπία σχεδόν υπέρυθρης απορρόφησης CO όσο και από την απεικόνιση των εκπομπών CO Οι κυκλικοί πυρηνικοί δακτύλιοι σχηματισμού αστεριών πιστεύεται ότι υπάρχουν μόνο ως αποτέλεσμα ενός δυναμικού ράβδου. Δείχνουμε στοιχεία για μια αδύναμη οβάλ παραμόρφωση στο κέντρο του M 74. Χρησιμοποιούμε τα αποτελέσματα του Combes & Gerin (1985) για να υποδείξουμε ότι αυτό το αδύναμο οβάλ δυναμικό ευθύνεται για τον κυκλικό πυρηνικό δακτύλιο σχηματισμού αστεριών που παρατηρείται στο M 74. "
Ιστορία παρατήρησης:
Αυτός ο φοβερός σπειροειδής γαλαξίας ανακαλύφθηκε αρχικά στα τέλη Σεπτεμβρίου 1780 από τον Pierre Mechain και στη συνέχεια παρατηρήθηκε εκ νέου και καταγράφηκε από τον Charles Messier στις 18 Οκτωβρίου 1780.
«Νεφέλωμα χωρίς αστέρια, κοντά στο αστέρι Eta Piscium, το οποίο βλέπει ο M. Mechain στα τέλη Σεπτεμβρίου 1780, και αναφέρει:« Αυτό το νεφέλωμα δεν περιέχει αστέρια. είναι αρκετά μεγάλο, πολύ σκοτεινό και εξαιρετικά δύσκολο να το παρατηρήσετε. μπορεί κανείς να το αναγνωρίσει με μεγαλύτερη βεβαιότητα σε λεπτές, παγωμένες συνθήκες ». Ο M. Messier το έψαξε και το βρήκε, όπως το περιγράφει ο M. Mechain: έχει συγκριθεί απευθείας με το αστέρι Eta Piscium. "
Τρία χρόνια αργότερα, ο Σερ Ουίλιαμ Χέρσελ έκανε ό, τι μπορούσε για να επιλύσει αυτό που πίστευε ότι ήταν ένα σμήνος αστεριών - και να επιστρέψει τα επόμενα χρόνια, ακόμη και εις βάρος του εξοπλισμού του.
«1799, 28 Δεκεμβρίου, τηλεσκόπιο 40 ποδιών. Πολύ φωτεινό στη μέση, αλλά η φωτεινότητα περιορίζεται σε πολύ μικρό μέρος και δεν είναι στρογγυλή. για τη φωτεινή μέση είναι ένα πολύ αχνό νεφελώδες σε σημαντικό βαθμό. Το φωτεινό μέρος φαίνεται να είναι επιλύσιμο, αλλά ο καθρέφτης μου έχει τραυματιστεί από συμπυκνωμένους ατμούς. "
Για να δώσει πίστωση στον Σερ Ουίλιαμ, ήταν ο πρώτος που έλυσε μερικές από τις πολλές συστάδες περιοχών που γεννήθηκαν στο Μεσιέρ 74 και τα αποτελέσματα των παρατηρήσεών του επιβεβαιώθηκαν αργότερα από τον γιο του.
Ο John Herschel θα έβλεπε επίσης στίγματα στη δομή του M74, αλλά ο Λόρδος Rosse ήταν ο πρώτος που επέλεξε τη σπειροειδή δομή. Και πάλι, εκείνη την εποχή οι αστρονόμοι πίστευαν ότι αυτές οι συμπυκνώσεις ήταν μεμονωμένα αστέρια - μια παρατήρηση πέρασε μέχρι την εποχή του Emil Dreyer όταν ο Messier 74 έγινε τελικά ένα αντικείμενο NGC.
Εντοπισμός του Messier 74:
Το M74 δεν είναι πάντα ένα εύκολο αντικείμενο και απαιτεί σκοτεινούς ουρανούς και κάποια αστερίσκο. Δοκιμάστε να ξεκινήσετε από το Alpha Arietis (Hamal) και να κάνετε μια διανοητική γραμμή μεταξύ αυτού και Beta - και στη συνέχεια στο Eta Piscium. Κεντράρετε το εύρος εύρεσης στο Eta και μετατοπίστε την προβολή περίπου 1,5 μοίρες βορειοανατολικά. Αν προτιμάτε, μπορείτε να το κάνετε αυτό κοιτάζοντας ένα ευρύ πεδίο, προσοφθάλμιο χαμηλής μεγέθυνσης - το οποίο κανονικά παρέχει οπτικό πεδίο μοίρας.
Σε ένα μικρότερο τηλεσκόπιο, το πρώτο πράγμα που θα παρατηρήσετε είναι ο αστρικός πυρήνας του Messier 74. Γι 'αυτό πολλές φορές ο παρατηρητής δυσκολεύεται να το εντοπίσει! Είτε το πιστεύετε είτε όχι, η κίνηση μπορεί μερικές φορές να σας βοηθήσει να εντοπίσετε πιο αμυδρά πράγματα, οπότε η χρήση του προσοφθάλμιου φακού για να το εντοπίσετε είναι το «τέχνασμα του εμπορίου» ενός καλού παρατηρητή. Επειδή αυτός ο σπειροειδής γαλαξίας έχει χαμηλή φωτεινότητα στην επιφάνεια, απαιτεί σχετικά καλό ουρανό - οπότε δοκιμάστε σε πολλές συνθήκες. Ένα μικρό τηλεσκόπιο θα αποκαλύψει ένα σκονισμένο φωτοστέφανο γύρω από την περιοχή του πυρήνα, ενώ το μεγαλύτερο άνοιγμα θα αποκαλύψει τη σπειροειδή δομή. Τα μεγάλα κιάλια κάτω από τον παρθένο ουρανό μπορούν να δημιουργήσουν μια μικρή αχνή ομίχλη!
Μελετήστε το μόνοι σας ... Ποιος ξέρει τι μπορεί να ανακαλύψετε!
Όνομα αντικειμένου: Μεσιέρ 74
Εναλλακτικοί προσδιορισμοί: M74, NGC 628
Τύπος αντικειμένου: Sc Spiral Galaxy
σχηματισμού: Ιχθείς
Σωστή ανάληψη: 01: 36.7 (ω: μ)
Απόκλιση: +15: 47 (deg: m)
Απόσταση: 35000 (kly)
Οπτική φωτεινότητα: 9,4 (mag)
Φαινόμενη διάσταση: 10,2 × 9,5 (τόξο λεπτό)
Έχουμε γράψει πολλά ενδιαφέροντα άρθρα σχετικά με το Messier Objects και τα σφαιρικά σμήνη εδώ στο Space Magazine. Εδώ είναι η Εισαγωγή του Tammy Plotner στα αντικείμενα της Messier, M1 - Το νεφέλωμα του καβουριού, Παρατηρώντας το επίκεντρο - Ό, τι συνέβη στο Messier 71;
Φροντίστε να δείτε τον πλήρη κατάλογο Messier. Και για περισσότερες πληροφορίες, ανατρέξτε στη βάση δεδομένων SEDS Messier.
Πηγές:
- NASA - Messier 74
- SEDS - Μεσιέ 74
- Messier Objects - Messier 74: Phantom Galaxy
- Wikipedia - Messier 74
