Witamy ponownie w Messier Monday! Dziś nadal składamy hołd naszemu przyjacielowi, Tammy Plotner, patrząc na „Widmową Galaktykę” znaną jako Messier 74!
W XVIII wieku słynny francuski astronom Charles Messier zauważył obecność kilku „mglistych obiektów” podczas badania nocnego nieba. Pierwotnie myląc te obiekty z kometami, zaczął je katalogować, aby inni nie popełnili tego samego błędu. Dziś powstała lista (znana jako katalog Messiera) zawiera ponad 100 obiektów i jest jednym z najbardziej wpływowych katalogów obiektów kosmicznych.
Jednym z tych obiektów jest galaktyka spiralna znana jako Messier 74 (znana również jako Phantom Galaxy), która pojawia się twarzą do obserwatorów z Ziemi. Położona około 30 milionów lat świetlnych od Ziemi w kierunku gwiazdozbioru Ryb, galaktyka ma średnicę około 95 000 lat świetlnych (prawie tak dużą jak Droga Mleczna) i jest domem dla około 100 miliardów gwiazd.
Opis:
Ta piękna galaktyka jest prototypem wspaniałej galaktyki Sc i jedną z pierwszych „Mgławic Spiralnych” uznanych przez Lorda Rosse. Znajduje się około 30 do 40 milionów lat świetlnych od nas i powoli zsuwa się jeszcze dalej z prędkością 793 kilometrów na sekundę. Jego piękno obejmuje około 95 000 lat świetlnych, mniej więcej tego samego rozmiaru co nasza Droga Mleczna, a spiralne ramiona rozciągają się na ponad 1000 lat świetlnych.
Wewnątrz tych ramion znajdują się gromady niebieskich młodych gwiazd i różowawe rozproszone mgławice gazowe zwane regionami H II, w których zachodzi formowanie się gwiazd. Skąd taka olbrzymia piękna? Możliwe, że to fale gęstości krążące wokół dysku gazowego M74, prawdopodobnie wywołane oddziaływaniem grawitacyjnym z sąsiednimi galaktykami. Jak wyjaśnił B. Kevin Edgar:
„Opisana jest metoda numeryczna, która jest specjalnie zaprojektowana do traktowania dynamiki nieskończenie podobnego do tego, różnicowo obracającego się, dysku gazowego. Metoda ta oparta jest na Piecewise Parabolic Method (PPM), rozszerzeniu wyższego rzędu metody Godunowa. Uwzględniono siły grawitacyjne reprezentujące liniową falę gęstości spiralnej w gwiezdnym składniku galaktyki. Obliczenia mają charakter Eulera i są wykonywane w równomiernie obracającej się ramce odniesienia za pomocą płaskich współrzędnych biegunowych. Równania są formułowane w postaci dokładnej perturbacji, aby jednoznacznie wyeliminować wszystkie duże, przeciwstawne warunki reprezentujące równowagę sił w niezakłóconym stanie symetrycznym osi, umożliwiając dokładne obliczenie małych perturbacji. Metoda idealnie nadaje się do badania reakcji gazowej na falę gęstości spiralnej w galaktyce dyskowej. Obliczono szereg dwuwymiarowych modeli hydrodynamicznych w celu przetestowania reakcji grawitacyjnej jednolitego, izotermicznego, bezmasowego dysku gazowego na nałożone spiralne zaburzenie grawitacyjne. Parametry opisujące rozkład masy, właściwości obrotowe i falę spiralną oparte są na galaktyce NGC 628. Rozwiązania mają wstrząsy wewnątrz i na zewnątrz współobrotu, co zubaża obszar wokół współobrotu. Szybkość wyczerpywania się tego obszaru zależy silnie od siły narzuconego zaburzenia spirali. Potencjalne zaburzenia o 10% większe powodują duże napływy promieniowe. Czas potrzebny na opad gazu do wewnętrznego rezonansu Linblada w takich modelach to tylko niewielki ułamek czasu Hubble'a. Sugerowana szybka ewolucja sugeruje, że jeśli istnieją galaktyki o tak dużych zaburzeniach, to albo gaz musi zostać uzupełniony spoza galaktyki, albo zaburzenia muszą być przejściowe. Wewnątrz współobrotu ze wzorem spiralnym utrata momentu pędu przez gaz zwiększa moment pędu gwiazd, zmniejszając amplitudę fali. ”
Co jeszcze kryje się w środku? Następnie spójrz okiem rentgenowskim. Jak wskazał Roberto Soria (i in.) W badaniu z 2002 r .:
„Galaktyczna spiralna galaktyka M74 (NGC 628) została zaobserwowana przez XMM-Newton 2 lutego 2002 r. W sumie 21 źródeł znajduje się w wewnętrznej 5 'od jądra (po odrzuceniu kilku źródeł powiązanych z gwiazdami na pierwszym planie) . Współczynniki twardości sugerują, że około połowa z nich należy do galaktyki. Wyższy koniec jasności funkcji jasności jest dopasowany przez prawo mocy nachylenia -0,8. Można to zinterpretować jako dowód na ciągłe formowanie się gwiazd, analogicznie do rozkładów znalezionych na dyskach innych galaktyk późnego typu. Porównanie z poprzednimi obserwacjami Chandry ujawnia nowy ultraluminiczny transjent promieni rentgenowskich (LX ~ 1,5 × 1039 ergów s-1 w paśmie 0,3-8 keV) około 4 ′ na północ od jądra. Znaleźliśmy inne jasne źródło przejściowe (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) około 5 ′ na północny zachód od jądra. Odpowiedniki UV i rentgenowskie SN 2002ap znajdują się również w tej obserwacji XMM-Newton; współczynnik twardości odpowiednika rentgenowskiego sugeruje, że emisja pochodzi z zszokowanej materii okołogwiazdowej. ”
W przypadku Messiera 74 nic nie jest szokujące - w tym jego spiralne fale gęstości. Jak wyjaśnili Sakhibov i Smirnov w badaniu z 2004 r .:
„Wykazano, że profil promieniowy szybkości formowania się gwiazd (SFR) w galaktyce NGC 628 jest modulowany przez falę o gęstości spiralnej. Profil promieniowy prędkości dopływu gazu do ramienia spiralnego jest podobny do promieniowego rozkładu gęstości powierzchniowej SFR. Pozycja rezonansu koronacyjnego jest określana wraz z innymi parametrami fali gęstości spiralnej za pomocą analizy Fouriera rozkładu azymutalnego obserwowanych prędkości radialnych w strefach pierścieniowych dysku NGC 628. Profil promieniowy gęstości powierzchniowej SFR określa się za pomocą empirycznej relacji wielkości liniowej dla kompleksów gwiazdotwórczych (gigantyczne regiony HII) oraz pomiarów współrzędnych, strumieni H alfa i wielkości regionów HII w NGC 628. ”
Mówimy o gigantycznych regionach gwiazdotwórczych, prawda? A gdzie gwiazdy… Gwiazdy umierają. Jak w supernowej! Jak wskazał Elias Brinks (i in.):
„Formowanie się masywnych gwiazd, zwykle w (super) gromadach gwiazd, ich szybka ewolucja, a następnie zanikanie jako supernowe ma duży wpływ na ich bezpośrednie otoczenie. Połączony efekt wiatrów gwiezdnych i supernowych, które wybuchają w krótkich odstępach czasu i w niewielkiej objętości, tworzy rozszerzające się pęcherzyki gazu koronalnego w neutralnym ośrodku międzygwiezdnym (ISM) w spiralnych i (karłowatych) nieregularnych galaktykach. Te rozszerzające się skorupy z kolei zamiatają i sprężają gaz obojętny, co może prowadzić do tworzenia się chmur molekularnych i początku powstawania gwiazd wtórnych lub indukowanych. Obszary formowania się gwiazd zakłócają otaczający je ISM, dlatego oczekuje się, że galaktyka będzie bardziej „aktywna” pod względem formowania się gwiazd, ponieważ będzie miała bardziej niejednorodny ISM. Szybkość formowania się gwiazd w NGC 628 jest czterokrotnie wyższa niż w NGC 3184 i dwukrotnie wyższa niż w NGC 6946, co może tłumaczyć większą liczbę dziur HI w tej galaktyce. Stwierdzamy, że rozmiary otworów HI wynoszą od 80 szt. (Blisko limitu rozdzielczości) do 600 szt .; prędkości ekspansji mogą osiągnąć 20 km s1; szacowany wiek wynosi od 2,5 do 35 Myr, a zaangażowane energie wahają się od 1050 do 3,5 x 105Z ergów. Ilość gazu neutralnego wynosi od 104 do 106 mas Słońca. ”
Ogromne masy… Masy, które czasem… znikają ?? Jak wyjaśnili Justyn R. Maund i Stephen J. Smartt w badaniu z 2009 roku:
„Używając obrazów z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a i Teleskopu Gemini, potwierdziliśmy zniknięcie progenitorów dwóch supernowych typu II (SNe) i oceniliśmy obecność innych związanych z nimi gwiazd. Stwierdziliśmy, że prekursor SN 2003gd, gwiazda supergiant M, nie jest już obserwowana w miejscu SN i określił jej wewnętrzną jasność za pomocą technik odejmowania obrazu. Przodek SN 1993J, gwiazda supergiant K, również nie jest już obecny, ale nadal obserwuje się jego binarnego towarzysza supergianta B. Zniknięcie progenitorów potwierdza, że te dwie supernowe zostały wyprodukowane przez czerwone supergiganty. ”
Maund i Smartt zastosowali technikę, w której zdjęcia zostały zrobione po zaniknięciu SN 2003gd, a gwiazdy progenitorowej prawdopodobnie brakowało i odjęto od zdjęć sprzed eksplozji. Wszystko, co pozostało w pozycji SN, odpowiadało prawdziwej gwiazdy progenitorowej. Obserwacje Gemini z 2003gd pokazano na rycinie 1, która porównuje widoki przed i po supernowej dla regionu galaktyki progenitorowej znanego jako M-74 lub NGC 628.
„Jest to pierwszy czerwony supergiant progenitorowy dla normalnej supernowej typu IIP, która, jak wykazano, zniknęła i znajduje się na niskim końcu skali dla masywnych gwiazd eksplodujących jako supernowe”, powiedział Maund. „Tak więc ostatecznie potwierdza, że standardowe przewidywanie wielu modeli ewolucji gwiezdnej jest poprawne”.
Ewoluuje? Betcha ’. Messier 74, pomimo swojego wieku, nadal dorasta! Jako A.S. Gusiew (i in.) Wskazał:
„Interpretacja obserwowanych właściwości młodej populacji gwiazd w NGC 628 przeprowadzana jest na podstawie porównania danych fotometrii UBVRI o wysokiej rozdzielczości dla 127 regionów H-alfa w galaktyce ze szczegółową siatką syntetycznych modeli ewolucyjnych układów gwiezdnych. Szczegółowa siatka modeli ewolucyjnych obejmuje 2 reżimy formowania się gwiazd (natychmiastowy wybuch i stałe tworzenie gwiazd), cały zakres MFW (nachylenie i górna granica masy) i wiek (od 1 Myr do 100 Myrs). Liczbę chemiczną regionów formujących gwiazdy określono na podstawie niezależnych obserwacji. Rozwiązanie odwrotnego problemu znalezienia wieku, reżimu formowania się gwiazd, parametrów MFW i absorpcji pyłu w obszarach formowania się gwiazd powstaje za pomocą specjalnej funkcji odchylającej regularyzującej. Oszacowania zaczerwienienia są skorelowane z odległościami galaktocentrycznymi obszarów formujących gwiazdy, zgodnie z gradientem promieniowym obfitości chemicznej uzyskanym z niezależnych obserwacji. Wiek kompleksów formowania się gwiazd wykazuje również trend w zależności od składu chemicznego. ”
Gdzie dokładnie tak duże grupy młodych gwiazd udają się na odpoczynek i relaks? Może… Może tylko próbują utworzyć bar w sąsiedztwie. Oczywiście pasek galaktyczny! Jak powiedział M. S. Seigar ze Wspólnego Centrum Astronomicznego w badaniu z 2002 r .:
„Uzyskaliśmy naziemne obrazy pasma I, J i K galaktyki spiralnej Messier 74 (NGC 628). Wykazano, że ta galaktyka posiada pierścieniowo-jądrowy pierścień formowania się gwiazd zarówno na podstawie spektroskopii absorpcji CO w bliskiej podczerwieni, jak i obrazowania emisji CO poniżej submilimetrów. Uważa się, że pierścieniowe pierścienie powstawania gwiazd istnieją tylko w wyniku potencjału pręta. Pokazujemy dowody na słabe zniekształcenie owalne w centrum M 74. Korzystamy z wyników Combes & Gerin (1985), aby zasugerować, że ten słaby potencjał owalny jest odpowiedzialny za pierścieniowo-jądrowy pierścień formowania się gwiazd zaobserwowany w M 74. ”
Historia obserwacji:
Ta niesamowita galaktyka spiralna została pierwotnie odkryta pod koniec września 1780 roku przez Pierre'a Mechaina, a następnie sumiennie ponownie zaobserwowana i zarejestrowana przez Charlesa Messiera 18 października 1780 roku.
„Mgławica bez gwiazd, w pobliżu gwiazdy Eta Piscium, widziana przez M. Mechaina pod koniec września 1780 r., I donosi:„ Ta mgławica nie zawiera żadnych gwiazd; jest dość duży, bardzo niejasny i niezwykle trudny do zaobserwowania; można go rozpoznać z większą pewnością w dobrych, mroźnych warunkach ”. M. Messier szukał go i znalazł, jak to opisuje M. Mechain: porównano go bezpośrednio z gwiazdą Eta Piscium. ”
Trzy lata później Sir William Herschel dołoży wszelkich starań, aby rozwiązać problem gromady gwiazd, którą uważa za gromadę gwiazd, i powróci w kolejnych latach, nawet kosztem własnego sprzętu.
„1799, 28 grudnia, 40 stóp teleskop. Bardzo jasny pośrodku, ale jasność ograniczona do bardzo małej części i nie jest okrągła; o jasnym środku jest w znacznym stopniu bardzo słaba mgławica. Jasna część wydaje się być do rozwiązania, ale moje lustro zostało uszkodzone przez skroplone opary. ”
Aby wyrazić uznanie Sir Williamowi, jako pierwszy rozwiązał niektóre z wielu skupisk regionów porodowych, które można zobaczyć w Messier 74, a wyniki jego obserwacji zostały później potwierdzone przez jego własnego syna.
John Herschel widziałby również cętkowanie w strukturze M74, ale lord Rosse jako pierwszy wybrał strukturę spiralną. Ponownie, w czasie, gdy astronomowie wierzyli, że te kondensacje są pojedynczymi gwiazdami - obserwacja przebiegła aż do czasów Emila Dreyera, kiedy Messier 74 ostatecznie stał się także obiektem NGC.
Lokalizowanie Messiera 74:
M74 nie zawsze jest łatwym przedmiotem i wymaga ciemnego nieba i starhoppingu. Spróbuj od Alpha Arietis (Hamal) i stwórz linię mentalną między nią a Beta - potem do Eta Piscium. Wyśrodkuj celownik w Eta i przesuń widok o około 1,5 stopnia na północny wschód. Jeśli wolisz, możesz to zrobić, patrząc przez okular o szerokim polu i niskim powiększeniu - co zwykle zapewnia pole widzenia o stopniu stopnia.
W mniejszym teleskopie pierwszą rzeczą, którą zauważysz, jest jądro gwiezdne Messiera 74. Właśnie dlatego wiele razy obserwatorzy mają trudności ze znalezieniem go! Wierzcie lub nie, ruch może czasem pomóc ci dostrzec słabsze rzeczy, więc użycie okularu do zlokalizowania go to dobra sztuczka obserwatora. Ponieważ ta galaktyka spiralna ma niską jasność powierzchni, wymaga stosunkowo dobrego nieba - spróbuj w wielu warunkach. Mały teleskop ujawni zakurzone halo wokół regionu rdzenia, a większy otwór ujawni strukturę spiralną. Duże lornetki w nieskazitelnych warunkach na niebie mogą wyczuć niewielkie słabe zamglenie!
Studiuj to sam… Kto wie, co możesz odkryć!
Nazwa obiektu: Messier 74
Alternatywne oznaczenia: M74, NGC 628
Rodzaj obiektu: Sc Spiral Galaxy
Konstelacja: Ryby
Właściwe Wniebowstąpienie: 01: 36,7 (h: m)
Deklinacja: +15: 47 (deg: m)
Dystans: 35000 (kly)
Jasność wizualna: 9.4 (mag)
Pozorny wymiar: 10,2 × 9,5 (min. Łuku)
W Space Magazine napisaliśmy wiele interesujących artykułów o obiektach Messiera i gromadach kulistych. Oto wprowadzenie Tammy Plotner do Messier Objects, M1 - Mgławica Kraba, Obserwacja w centrum uwagi - Cokolwiek się stało z Messierem 71? Oraz artykuły Davida Dickisona na temat maratonów Messiera z 2013 i 2014 roku.
Koniecznie sprawdź nasz pełny katalog Messiera. Aby uzyskać więcej informacji, sprawdź bazę danych SEDS Messier.
Źródła:
- NASA - Messier 74
- SEDS - Messier 74
- Messier Objects - Messier 74: Phantom Galaxy
- Wikipedia - Messier 74
