Witamy ponownie w Messier Monday! Dziś nadal składamy hołd naszemu drogiemu przyjacielowi, Tammy Plotner, patrząc na pośrednią galaktykę spiralną znaną jako Messier 66.
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.
Jednym z tych obiektów jest pośrednia galaktyka eliptyczna znana jako Messier 66 (NGC 3627). Położona około 36 milionów lat świetlnych od Ziemi w kierunku gwiazdozbioru Lwa, galaktyka ma średnicę 95 000 lat świetlnych. Jest także najjaśniejszym i największym członkiem trio Galaktyk Lwa i jest dobrze znany ze swoich jasnych gromad gwiazd, pasm pyłu i związanych z nimi supernowych.
Opis:
Ciesząc się życiem około 35 milionów lat świetlnych od Drogi Mlecznej, grupa znana jako „Leo Trio” jest domem dla jasnej galaktyki Messier 66 - najbardziej wysuniętej na wschód z dwóch obiektów M. W teleskopie lub lornetce ta galaktyka spiralna z poprzeczką jest o wiele bardziej widoczna i znacznie łatwiejsza do zauważenia szczegółów w wiązanych ramionach i wypukłym rdzeniu.
Z powodu interakcji z sąsiednimi galaktykami, M66 wykazuje oznaki ekstremalnie wysokiego centralnego stężenia masy, a także rozwiązanej, niekorotującej bryły materiału H I, najwyraźniej usuniętej z jednego ze spiralnych ramion. Nawet jedno ze spiralnych ramion dostrzegło to w kolekcji Osobliwych Galaktyk Halton Arp! Więc dokładnie z czym się zderzył? Jak wskazał Xiaolei Zhang (i in.) W badaniu z 1993 roku:
„Połączone dane CO i H I dostarczają nowych informacji, zarówno o historii wcześniejszego spotkania NGC 3627 z jego galaktyką towarzyszącą NGC 3628, jak i późniejszej dynamicznej ewolucji NGC 3627 w wyniku tego oddziaływania pływowego. W szczególności informacje morfologiczne i kinematyczne wskazują, że moment grawitacyjny odczuwany przez NGC 3627 podczas bliskiego spotkania uruchomił sekwencję procesów dynamicznych, w tym tworzenie wyraźnych struktur spiralnych, centralne stężenie masy gwiezdnej i gazowej, tworzenie się dwa szeroko oddzielone i zlokalizowane na zewnątrz wewnętrzne rezonanse Lindblada oraz utworzenie gazowego pręta wewnątrz wewnętrznego rezonansu. Te koordynowane procesy pozwalają na ciągłą i wydajną akrecję promieniową masy na całym dysku galaktycznym. Wynik obserwacji w bieżących pracach zapewnia szczegółowy obraz pobliskiej galaktyki oddziałującej, która prawdopodobnie przekształca się w galaktykę aktywną jądrowo. Sugeruje również jeden z możliwych mechanizmów powstawania kolejnych niestabilności w galaktykach postinterakcyjnych, które mogłyby bardzo skutecznie kierować ośrodek międzygwiezdny do centrum galaktyki, aby napędzać wybuch gwiazdy jądrowej i aktywność Seyferta. ”
O tak! Regiony tworzące gwiazdy… A czy jest lepszy sposób, aby spojrzeć głębiej niż oczami Kosmicznego Teleskopu Spitzer? Jak zauważył R. Kennicutt (University of Arizona) i zespół SINGS:
„Niebieski rdzeń M66 i struktura podobna do paska pokazują koncentrację starszych gwiazd. Podczas gdy pasek wydaje się być pozbawiony formowania się gwiazd, końce paska są jaskrawoczerwone i aktywnie tworzą gwiazdy. Zakrzywiona spirala oferuje znakomite laboratorium do formowania gwiazd, ponieważ zawiera wiele różnych środowisk o różnych poziomach aktywności formowania gwiazd, np. Jądro, pierścienie, pręt, końce pręta i ramiona spiralne. Obraz SINGS jest czterokanałowym kompozytem w fałszywych kolorach, gdzie niebieski oznacza emisję przy 3,6 mikrona, zielony odpowiada 4,5 mikrona, a czerwony 5,8 i 8,0 mikrona. Udział światła gwiazd (mierzonego przy 3,6 mikrona) w tym obrazie został odjęty od zdjęć 5,8 i 8 mikronów, aby poprawić widoczność cech pyłu. ”
Messier 66 został również głęboko zbadany pod kątem dowodów na tworzenie gromad supergwiazdowych. Jak wskazał David Meier:
„Uważa się, że gromady gwiazd są prekursorami gromad kulistych i są jednymi z najbardziej ekstremalnych regionów formowania się gwiazd we wszechświecie. Występują one zwykle w aktywnie wybuchających galaktykach lub w pobliżu rdzeni mniej aktywnych galaktyk. Gromady supergwiazd radiowych nie są widoczne w świetle optycznym z powodu ekstremalnego wyginięcia, ale świecą jasno w podczerwieni i obserwacjach radiowych. Możemy być pewni, że w tych regionach jest wiele masywnych gwiazd O, ponieważ masywne gwiazdy są wymagane do zapewnienia promieniowania UV, które jonizuje gaz i tworzy termicznie jasne regiony HII. Niewiele jest obecnie znanych SSC, więc wykrywanie jest samo w sobie ważnym celem naukowym. W szczególności bardzo mało SSC jest znanych na dyskach galaktycznych. Potrzebujemy więcej detekcji, aby móc tworzyć oświadczenia statystyczne o SSC i wypełniać zakres mas formowania gromad gwiazdowych. Dzięki większej liczbie detekcji będziemy w stanie zbadać wpływ innych środowisk (np. Barów, bąbelków i interakcji galaktycznych) na SSC, które potencjalnie mogą być kontynuowane w dalekiej przyszłości za pomocą Tablicy Kilometrów Kwadratowych, aby odkryć ich wpływ na formowanie indywidualne masywne gwiazdy. ”
Ale jest jeszcze więcej. Wypróbuj właściwości magnetyczne we wzorach spiralnych M66. Jak wskazał M. Soida (i in.) W badaniu z 2001 roku:
„Obserwując oddziaływującą galaktykę NGC 3627 w polaryzacji radiowej, staramy się odpowiedzieć na pytanie; w jakim stopniu pole magnetyczne podąża za przepływem galaktycznego gazu. Uzyskaliśmy mapy całkowitej mocy i natężenia spolaryzowanego przy 8,46 GHz i 4,85 GHz przy użyciu VLA w kompaktowej konfiguracji D. W celu przezwyciężenia problemów z zerowym odstępem dane interferometryczne połączono z pomiarami pojedynczej szalki uzyskanymi za pomocą 100-metrowego radioteleskopu Effelsberg. Obserwowana struktura pola magnetycznego w NGC 3627 sugeruje nałożenie dwóch elementów pola. Jeden element gładko wypełnia przestrzeń międzyramionową i pokazuje się również w najbardziej zewnętrznych obszarach dysku, drugi element ma symetryczną strukturę w kształcie litery S. W dysku zachodnim ten drugi element jest dobrze ustawiony względem linii pyłu optycznego, po zgięciu, który prawdopodobnie jest spowodowany oddziaływaniami zewnętrznymi. Jednak w dysku SE pole magnetyczne przecina ciężki segment linii pyłu, najwyraźniej niewrażliwy na silne efekty fali gęstości. Sugerujemy, że pole magnetyczne jest oddzielane od gazu przez wysoką turbulentną dyfuzję, zgodnie z dużą szerokością linii Hi w tym obszarze. Szczegółowo omawiamy możliwy wpływ efektów kompresji i nieosiowych symetrycznych przepływów gazu na asymetrie ogólnego pola magnetycznego w NGC 3627. Na podstawie rozkładu rotacji Faradaya sugerujemy również istnienie dużej zjonizowanej halo wokół tej galaktyki. ”
Historia obserwacji:
Zarówno M65, jak i M66 zostały odkryte tej samej nocy - 1 marca 1780 r. - przez Charlesa Messiera, który opisał M66 jako: „Mgławicę odkrytą w Lwie; jego światło jest bardzo słabe i bardzo zbliżone do poprzedniego: oba pojawiają się w tym samym polu w refraktorze. Kometa z 1773 i 1774 minęła między tymi dwoma mgławicami w dniach 1–2 listopada 1773 r. M. Messier nie widział ich wtedy, bez wątpienia, z powodu światła komety ”.
Obie galaktyki zostaną zaobserwowane i skatalogowane przez rodzinę Herschel, a następnie wyjaśnione przez admirała Smyth:
„Duża wydłużona mgławica, z jasnym jądrem, na udźcu Lwa, trendująca np. [Północ poprzedzające, NW] i sf [południowa następująca, SE]; ten piękny okaz perspektywiczny leży zaledwie 3deg na południowy wschód od Theta Leonis. Poprzedza go około 73s inny o podobnym kształcie, którym jest Messier nr 65, i oba są w polu w tym samym czasie, pod umiarkowaną mocą, wraz z kilkoma gwiazdami. Zostali wskazani przez Mechaina Messierowi w 1780 roku i wydawali mu się słabi i mętni. Powyżej jest ich pojawienie się w moim instrumencie.
„Po tych niewyobrażalnie rozległych stworzeniach, dokładnie na tej samej równoległości, delta AR = 174s, pojawia się kolejna eliptyczna mgławica o jeszcze bardziej zdumiewającym charakterze pod względem pozornych wymiarów. Został odkryty przez H. [Johna Herschela] podczas zamiatania i ma numer 875 w swoim katalogu z 1830 r. [Prawdopodobnie prawdopodobnie błędna pozycja dla ponownie zaobserwowanego M66]. Dwa poprzedzające te pojedyncze obiekty zostały zbadane przez Sir Williama Herschela i jego syna [JH]; a ten ostatni mówi: „Ogólna forma wydłużonych mgławic jest eliptyczna, a ich kondensacja w kierunku centrum jest prawie niezmiennie taka, jak wynikałoby z nałożenia świetlistych warstw eliptycznych, zwiększając gęstość w kierunku środka. W wielu przypadkach wzrostowi gęstości towarzyszy oczywiście zmniejszenie eliptyczności lub bliższe podejście do formy kulistej w środkowej niż zewnętrznej warstwie. ” Następnie przypuszcza, że ogólna struktura tych mgławic jest złożona z kulistych mas sferoidalnych o każdym stopniu płaskości od kuli do dysku i każdej różnorodności w odniesieniu do prawa ich gęstości i eliptyczności w kierunku środka. To musi wydawać się zaskakujące i paradoksalne dla tych, którzy wyobrażają sobie, że formy tych układów są utrzymywane przez siły identyczne z tymi, które określają formę płynnej masy w ruchu obrotowym; ponieważ, jeśli mgławice są tylko gromadami dyskretnych gwiazd, tak jak w większej liczbie przypadków istnieją wszelkie powody, by w nie wierzyć, nie może przez nie przenikać ciśnienie. W związku z tym, ponieważ nie można domniemywać ogólnej rotacji takiego układu, jak jedna masa, Sir John sugeruje, że przedstawiony przez niego schemat nie jest pod pewnymi warunkami niezgodny z prawem grawitacji. „Musi być raczej pomyślany”, mówi nam, „jako postać spoczynkowa, obejmująca w swoich granicach nieokreśloną wielkość poszczególnych składników, które, jak można stwierdzić, mogą poruszać się między sobą, każdy ożywiony własnym nieodłączna siła pocisku i odchylona na orbitę mniej lub bardziej skomplikowaną pod wpływem tego prawa grawitacji wewnętrznej, które może wynikać ze złożonego przyciągania wszystkich jego części. ”
Lokalizowanie Messiera 66:
Nawet jeśli możesz myśleć na podstawie widocznej jasności, że M66 nie byłby widoczny w małych lornetkach, mylisz się. Zaskakujące jest to, że dzięki dużej wielkości i wysokiej jasności powierzchni, tę konkretną galaktykę można bardzo łatwo dostrzec bezpośrednio między Iota a Theta Leonis. Nawet w lornetce 5X30 w dobrych warunkach z łatwością zobaczysz zarówno to, jak i M65 jako dwa wyraźne szare owale.
Mały teleskop zacznie wydobywać strukturę zarówno w tych jasnych, jak i cudownych galaktykach, ale aby uzyskać wskazówkę na temat „Trio”, potrzebujesz co najmniej 6 ″ w aperturze i dobrej ciemnej nocy. Jeśli nie zauważysz ich od razu w lornetce, nie rozczaruj się - oznacza to, że prawdopodobnie nie masz dobrych warunków na niebie i spróbuj ponownie w bardziej przejrzystą noc. Para doskonale nadaje się na skromne księżycowe noce z większymi teleskopami.
Obyś podobała się ci ta galaktyczna para!
Oto krótkie fakty na temat M66, które pomogą Ci zacząć:
Nazwa obiektu: Messier 66
Alternatywne oznaczenia: M66, NGC 3627, (członek) Leo Trio, Leo Triplet
Rodzaj obiektu: Galaktyka spiralna typu Sb
Konstelacja: Leo
Właściwe Wniebowstąpienie: 11: 20,2 (h: m)
Deklinacja: +12: 59 (deg: m)
Dystans: 35000 (kly)
Jasność wizualna: 8,9 (mag)
Pozorny wymiar: 8 × 2,5 (min. Łuku)
Napisaliśmy wiele interesujących artykułów na temat Messier Objects tutaj w Space Magazine. Oto Wprowadzenie Tammy Plotner do Messier Objects, M1 - Mgławica Kraba oraz artykuły Davida Dickisona na temat maratonów Messier 2013 i 2014.
Koniecznie sprawdź nasz pełny katalog Messiera. Aby uzyskać więcej informacji, sprawdź bazę danych SEDS Messier.
Źródła:
- NASA - Messier 66
- ESA - Spiral Galaxy Messier 66
- Messier Objects - Messier 66
- Wikipedia - Messier 66
