MESSIER 64 - GALAXY BLACK EYE

Send

Witamy ponownie w Messier Monday! Dziś nadal składamy hołd naszemu drogiemu przyjacielowi, Tammy Plotner, patrząc na tego „złego” klienta znanego jako Messier 64 - alias. „Black Eye Galaxy”!

W XVIII wieku, podczas przeszukiwania nocnego nieba w poszukiwaniu komet, francuski astronom Charles Messier zauważył obecność nieruchomych, rozproszonych obiektów, które początkowo wziął za komety. Z czasem przyjdzie sporządzić listę około 100 tych obiektów, mając nadzieję, że inni astronomowie nie popełnią tego samego błędu. Ta lista - znana jako katalog Messiera - stałaby się jednym z najbardziej wpływowych katalogów obiektów Deep Sky.

Jeden z tych obiektów jest znany jako Messier 64, zwany także „Czarnym okiem” lub „galaktyką złego oka”. Ta galaktyka spiralna, znajdująca się w gwiazdozbiorze śpiączki Bereniki, około 24 milionów lat świetlnych od Ziemi, słynie z ciemnego pasma pochłaniającego pyłu, który znajduje się przed jasnym jądrem galaktyki (względem Ziemi). Messier 64 jest dobrze znany wśród astronomów amatorów, ponieważ można go dostrzec za pomocą małych teleskopów.

Opis:

Znajdująca się około 19 milionów lat świetlnych od naszej domowej galaktyki „Śpiąca Królewna” rozciąga się w przestrzeni kosmicznej, obejmując obszar o powierzchni prawie 40 000 lat świetlnych, obracając się z prędkością 300 kilometrów na sekundę. W kierunku jego rdzenia znajduje się przeciwnie obracający się dysk o szerokości około 4000 lat świetlnych, a tarcie między tymi dwoma może bardzo dobrze przyczynić się do ogromnej ilości aktywności wybuchu gwiazdy i charakterystycznej ciemnej linii pyłu.

Wydaje się, że same gwiazdy formują się w dwie fale, najpierw ewoluując na zewnątrz podążając za gradientem gęstości, gdzie czekała obfita materia międzygwiezdna, a następnie ewoluują powoli. Gdy materiał z dojrzałych gwiazd zaczął być odpychany przez ich gwiezdne wiatry, supernowe i mgławice planetarne, zwiększone ilości materii międzygwiezdnej ponownie uległy kompresji, ponownie rozpoczynając proces formowania się gwiazd. Tę „drugą falę” bardzo dobrze może reprezentować ciemny, zaciemniający pas pyłu, który widzimy.

Ale M64 nie jest pozbawiony zamieszania. Jego podwójna rotacja mogła rozpocząć się jako zderzenie, gdy dwie galaktyki połączyły się kilka miliardów lat temu - przynajmniej tak sugeruje teoria. Ale czy to zrobiło? Jak wyjaśnili Robert Braun i Rene Walterbos w badaniu z 1995 roku:

„Wiadomo, że w tej galaktyce znajdują się dwa zagnieżdżone, przeciwbieżne dyski gazowe o masie 108 108 każda, z dyskiem wewnętrznym sięgającym około 1 kpc, a zewnętrznym. Gwiezdna kinematyka wzdłuż głównej osi, rozciągająca się w obszarze przejściowym między dwoma dyskami gazowymi, nie wykazuje śladu odwrócenia prędkości ani zwiększonej dyspersji prędkości. Gwiazdy zawsze obracają się w tym samym sensie, co wewnętrzny dysk gazowy, a zatem to dysk zewnętrzny „przeciwdziała”. Prognozowane prędkości kołowe wyprowadzone z kinematyki gwiezdnej i z dysków H I zgadzają się w granicach około 10 km / s, potwierdzając inne dowody, że dyski gwiezdne i gazowe są współpłaszczyznowe do około 7 °. Ta górna granica jest porównywalna z masą wykrytego przeciwbieżnego gazu. Ta niska masa przeciwbieżnego materiału w połączeniu z niską prędkością dyspersji w dysku gwiezdnym implikuje, że NGC 4826 nie może być produktem wstecznego połączenia galaktyk, chyba że różnią się one co najmniej rzędem wielkości masy. Prędkości zjonizowanego gazu wzdłuż głównej osi są zgodne z prędkościami gwiazd dla R mniejszej niż 0,75 kpc. Późniejsze przejście w kierunku pozornego przeciwnego obrotu zjonizowanego gazu jest przestrzennie dobrze rozdzielone, rozciągając się na promieniu około 0,6 kpc. Kinematyka tego regionu nie jest symetryczna w stosunku do centrum galaktyki. Po południowo-wschodniej stronie znajduje się znaczący region, w którym vproj (H II) jest znacznie mniejszy niż vcirc około 150 km / s, ale sigma (H II) około 65 km / s. Asymetrii kinematycznych nie da się wyjaśnić żadnym stacjonarnym modelem dynamicznym, nawet jeśli wywołano dopływ gazu lub osnowy. Gaz w tym obszarze przejściowym wykazuje rozproszoną strukturę przestrzenną, silną emisję (N II) i (S II), a także dyspersję dużych prędkości. Dane te przedstawiają nam zagadkę wyjaśniania galaktyki, w której dysk gwiezdny i dwa przeciwbieżne dyski HI, przy mniejszych i znacznie większych promieniach, pojawiają się w równowadze i prawie współpłaszczyźnie, ale w których obszar przejściowy między dyskami gazowymi nie jest w stanie ustalonym. ”

Czy to wszystko, czym naprawdę się wydaje? Czy w ciemności rodzą się nowe gwiazdy? Jak wskazali A. Majeed (i in.) W badaniu z 1999 r .:

„Galaktyka Złe Oko (NGC 4826; M64) wyróżnia się asymetrycznie rozmieszczoną, silnie pochłaniającą linią pyłu na jej wybrzuszonym wybrzuszeniu. Uzyskaliśmy widmo o długiej szczelinie NGC 4826, ze szczeliną w jądrze galaktyki, pokrywającą równe części zasłoniętej i niezakłóconej części wybrzuszenia. Porównując rozkłady energii widmowej w odpowiednich pozycjach na wybrzuszeniu, symetrycznie rozmieszczonych względem jądra, byliśmy w stanie zbadać zależny od długości fali wpływ absorpcji, rozproszenia i emisji pyłu, a także obecność ciągłego tworzenia gwiazdy na pyle. Zgłaszamy wykrycie silnej rozszerzonej emisji czerwonej (ERE) z linii pyłu w odległości około 15 sekund łukowych od jądra NGC 4826. Pasmo ERE rozciąga się od 5400 A do 9400 A, z pikiem w pobliżu 8800 A. Zintegrowana intensywność ERE stanowi około 75% szacowanego rozproszonego światła z linii pyłu. ERE przesuwa się w kierunku dłuższych fal i zmniejsza intensywność w miarę zbliżania się do obszaru formowania się gwiazdy, położonego poza odległością 15 sekund łukowych. Interpretujemy ERE jako pochodzące z fotoluminescencji przez gromady wielkości nanometra, oświetlone przez pole promieniowania galaktyki, oprócz oświetlenia przez kompleks formujący gwiazdy w linii pyłu. Analizując w kontekście obserwacji ERE w rozproszonym ISM naszej Galaktyki oraz w różnych innych zapylonych środowiskach, takich jak mgławice, dochodzimy do wniosku, że wydajność konwersji fotonu ERE w NGC 4826 jest tak wysoka, jak w innych miejscach, ale że wielkość nanocząstki w NGC 4826 są około dwa razy większe niż te, które prawdopodobnie istnieją w rozproszonym ISM naszej Galaktyki. ”

Ale debata wciąż trwa. Jako R.A. Walterbos (i in.) Wyrazili w badaniu z 1993 roku:

„Bliskość współpłaszczyznowej orientacji dysków gazowych jest jednym aspektem, który jest zgodny z tym, czego można się spodziewać na podstawie modelu łączenia dla gazu przeciwnie rotacyjnego. Jednak kierunek obrotu wewnętrznego dysku gazowego względem gwiazd nie jest. Ponadto istnienie dobrze zdefiniowanego dysku wykładniczego prawdopodobnie implikuje, że jeśli doszło do fuzji, musiał on znajdować się między bogatym w gaz karłem a spiralą, a nie między dwiema spiralami o równej masie. Gwiezdne spiralne ramiona NGC 4826 przesuwają się po części dysku i prowadzą w zewnętrznym dysku. Najnowsze obliczenia numeryczne autorstwa Byrda i in. dla NGC 4622 sugerują, że długotrwałe ramiona prowadzące można by uformować przez bliskie przejście małego towarzysza. W tym scenariuszu zewnętrznym przeciwnie obracającym się dyskiem gazowym w NGC 4826 może być pozbawiony pływów gaz od karła. Jednak w NGC 4826 ramiona zewnętrzne prowadzą, podczas gdy wydaje się, że w NGC 4622 ramiona wewnętrzne prowadzą. Zdecydowanie potrzebna jest realistyczna symulacja N-ciała / hydro zetknięcia spirali karłowatej. Możliwe jest również, że przeciwnie obracający się zewnętrzny dysk gazowy jest spowodowany raczej stopniowym spadkiem gazu z halo, a nie dyskretnym połączeniem. ”

Historia obserwacji:

M64 został odkryty przez Edwarda Pigott 23 marca 1779 r., Zaledwie 12 dni przed tym, jak Johann Elert Bode znalazł go samodzielnie 4 kwietnia 1779 r. Mniej więcej rok później Charles Messier odkrył go samodzielnie 1 marca 1780 r. I skatalogował jako M64. Powiedział Pigot:

„… 23 marca [1779 r.] Odkryłem mgławicę w konstelacji śpiączki Berenikes, jak dotąd, jak sądzę, niezauważoną; przynajmniej nie wspomniany w Astronomy M. de la Lande'a ani w obszernym katalogu mglistych gwiazd M. Messiera [z 1771]. Zauważyłem to w instrumencie akrylowym o długości trzech stóp i wydedukowałem jego średnią R.A. przez porównanie z następującymi gwiazdami Mean R.A. mgławicy na 20 kwietnia 1779 r., 191d 28 ′ 38 ″. Ponieważ jego światło jest wyjątkowo słabe, nie widziałem go w dwumetrowym teleskopie naszego kwadrantu, więc musiałem również określić jego deklinację za pomocą instrumentu tranzytowego. Uważam jednak, że determinacja może zależeć od dwóch minut: stąd deklinacja na północ wynosi 22d 53 ″ 1/4. Średnicę tej mgławicy oceniłem na około dwie minuty stopnia. ”

Jednak odkrycie Pigott zostało opublikowane dopiero po przeczytaniu przed Royal Society w Londynie 11 stycznia 1781 r., Natomiast odkrycie Bode'a zostało opublikowane w 1779 r., A Messiera późnym latem 1780 r. Odkrycie Pigotta zostało mniej więcej zignorowane i odzyskane tylko przez Bryn Jones w kwietniu 2002! (Niech dobry pan Pigot wie, że został tutaj zapamiętany, a jego raporty umieszczone na pierwszym miejscu!)

Więc skąd nazwa „Black Eye Galaxy”? Dziękujemy Sir Williamowi Herschelowi: „Bardzo niezwykły obiekt, znacznie wydłużony, o długości około 12 ′, szerokości 4 ′ lub 5 ′, zawiera jedno jasne miejsce jak gwiazda z małym czarnym łukiem pod spodem, dzięki czemu daje jeden pomysł na tak zwane podbite oko, wynikające z walki. ” Oczywiście John Herschel utrwalił to, gdy napisał we własnych notatkach:

„Ciemna półeliptyczna pustka (wskazana przez niecieniowaną lub jasną część na rysunku), która częściowo otacza skondensowane i jasne jądro tej mgławicy, jest oczywiście niezauważona przez Messiera. Zostało to jednak dostrzeżone przez mojego Ojca i pokazane przez niego zmarłemu sir Charlesowi Blagdenowi, który porównał to do wyglądu podbitego oka, dziwnego, ale nie niedopasowanego porównania. Jądro jest nieco wydłużone i mam silne podejrzenie, że może to być podwójna gwiazda blisko zwarta lub ekstremalnie skondensowana podwójna mgławica. ”

Lokalizowanie Messiera 64:

Lokalizowanie M64 nie jest szczególnie łatwe. Rozpocznij od zidentyfikowania jasnopomarańczowego Arcturusa i gromady gwiazd Coma Berenices (Melotte 111) o zasięgu ręki na zachód. Kiedy się odprężysz i pozwolisz, aby twoje oczy się zaadaptowały, zobaczysz trzy gwiazdy, które składają się na gwiazdozbiór śpiączki Bereniki, ale jeśli żyjesz pod zanieczyszczonym niebem, możesz potrzebować lornetki, aby znaleźć słabe gwiazdy. Po potwierdzeniu Alpha Comae, przeskocz gwiazdę około 4 stopni na północ / północny zachód do 35 Comae. Znajdziesz M64 około stopnia na północny wschód od gwiazdy 35.

Chociaż Messier 64 jest lornetką, będzie wymagał bardzo ciemnego nieba dla przeciętnych lornetek i będzie pokazywał tylko jako bardzo małą, owalną zmianę kontrastu. Jednak w teleskopach tak małych, jak 102 mm, jego wyraźne oznaczenia można zobaczyć w ciemne noce z dobrą jasnością. Nie walcz o to ... W tej Śpiącej królewnie jest mnóstwo ciemnego pyłu!

Oto krótkie fakty na temat tego obiektu Messiera, które pomogą Ci zacząć:

Nazwa obiektu: Messier 64
Alternatywne oznaczenia: M64, NGC 4826, Galaxy Black Eye, Galaxy Sleeping Beauty, Galaxy Evil Eye
Rodzaj obiektu: Galaktyka spiralna typu Sb
Konstelacja: Coma Berenices
Właściwe Wniebowstąpienie: 12: 56,7 (h: m)
Deklinacja: +21: 41 (deg: m)
Dystans: 19000 (kly)
Jasność wizualna: 8,5 (mag)
Pozorny wymiar: 9,3 × 5,4 (min. Łuku)

W Space Magazine napisaliśmy wiele interesujących artykułów na temat Messier Objects. Oto Wprowadzenie Tammy Plotner do Messier Objects, M1 - Mgławica Kraba oraz artykuły Davida Dickisona na temat maratonów Messiera 2013 i 2014.

Koniecznie sprawdź nasz pełny katalog Messiera. Aby uzyskać więcej informacji, sprawdź bazę danych SEDS Messier.

Źródła: