Witamy ponownie w Messier Monday! Dziś nadal składamy hołd naszemu przyjacielowi, Tammy Plotner, patrząc na zbliżającą się galaktykę spiralną znaną jako Messier 90!
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 pośrednia galaktyka spiralna znana jako Messier 90, która znajduje się w odległości około 60 milionów lat świetlnych w gwiazdozbiorze Panny - co czyni ją częścią Gromady Panny. W przeciwieństwie do większości galaktyk w lokalnej grupie, Messier 90 jest jedną z nielicznych, która powoli zbliża się do Drogi Mlecznej (pozostałe to galaktyka Andromeda i Trójkąt).
Na co patrzysz:
Jako jedna z większych galaktyk spiralnych w Gromadzie Panny, M90 początkowo wydawałaby się galaktyką, która zatrzymała tworzenie gwiazd. Jego mała gęstość i ciasno zwinięte spiralne ramiona wskazują na wszechświat wyspiarski, który wkrótce ulegnie metamorfozie. Jednak w głębi serca M90 jeszcze nie jest skończony. Jak powiedział S. Rys (i in.) W badaniu z 2007 roku:
„NGC4569 to jasna galaktyka spiralna (Sb) położona zaledwie 0,5 Mpc od centrum gromady w Pannie, znana ze zwartej gwiazdy w jądrze i gigantycznego (8 kpc) odpływu Ha emitującego gaz prostopadle do dysku galaktyki. Nasze niedawne polarymetryczne obserwacje radiowe z teleskopem Effelsberga przy 4,85 GHz i 8,35 GHz ujawniają ogromne namagnesowane płaty, sięgające nawet 24 kpc od płaszczyzny galaktycznej. Po raz pierwszy takie ogromne płaty kontinuum radiowego obserwuje się w galaktycznej spirali gromadowej. W przeciwieństwie do emisji radiowej promienie X nie wykazują podobnie dużych rozszerzeń po obu stronach dysku galaktycznego. Jednak silniejsza emisja promieniowania rentgenowskiego jest widoczna blisko dysku w jego zachodniej części i odpowiada zwiększonej emisji radia i Ha tam. Przedłużenie jest szerokie, a zatem bardziej typowe dla szeroko rozłożonego wybuchu gwiazdy niż dla bardziej skolimowanego stożka jonizacyjnego z AGN. Mniej rozciągnięty miękki komponent rentgenowski jest również widoczny w kierunku SW z dysku. Kontrola emisji radiowej z płatów galaktyki wskazuje, że rzeczywiście płaty nie mogą być zasilane przez AGN, ale prawdopodobnie są spowodowane przez wybuch gwiazdy jądrowej i odpływy typu superwind. 30 lat temu. Potwierdzają to szacunki połączonego ciśnienia magnetycznego i promieniowania kosmicznego wewnątrz płatów na podstawie naszych danych radiowych. Ostroga Ha i związana z nią emisja miękkiego promieniowania rentgenowskiego w zachodniej części dysku mogą być niedawnym przykładem tak wielu wydarzeń w przeszłości. ”
Co jeszcze może tłumaczyć aktywność wybuchu gwiazdy w zmieniającej się galaktyce? Spróbuj gazu. Jak wskazał Jerry Kenney (i in.) W badaniu z 2004 r .:
„Jednym z najjaśniejszych przypadków jest bardzo nachylona galaktyka Panny NGC 4522, która ma normalny dysk gwiezdny, ale ścięty dysk gazowy i mnóstwo gazu pozaplanarnego tuż obok promienia skracania gazu na dysku. Niezwykle silna emisja HI, H i kontinuum radiowego jest wykrywana z gazu pozaplanarnego. Szczyt radiowy spolaryzowanego ux i indeksu widmowego po stronie przeciwnej do gazu pozaplanarnego, sugerując ciągłe ciśnienie ICM. Cztery inne spiralne krawędzie Virgo z niedoborem HI wykazują dowody pozaplanarnego gazu ISM lub wykazują asymetrie w ich dyskowych rozkładach HI, ale zawierają znacznie mniej pozaplanarnego HI niż NGC 4522. Porównanie z ostatnimi symulacjami sugeruje, że ta różnica może być ewolucyjna, z dużymi gęstościami powierzchni gazu pozaplanarnego obserwowanego tylko we wczesnych fazach interakcji ICM-ISM. Anomalne ramię regionów HII, być może pozaplanarne, wyłania się z krawędzi ściętego dysku H. Przypomina to ramiona widoczne w symulacjach, które powstają w wyniku połączonego działania siły wiatru i obrotu. Rozszerzona mgławica w pobliżu mniejszej osi, również w NW, jest interpretowana jako bąbel wypływający z gwiazdy, zaburzony przez ciśnienie wiatru ICM. ”
Dlaczego tak bardzo nas to fascynuje? Astronom Bill Keel prawdopodobnie podsumował to najlepiej:
„Zainteresowanie galaktykami gwiazdowymi wzbudziło zastanawianie się, w jaki sposób niektóre galaktyki, a często bardzo małe regiony w ich jądrach, skutecznie przekształcają tyle gazu w gwiazdy w bardzo krótkim czasie. Często jest dużo gazu molekularnego, jak ocenia się na podstawie emisji CO, więc nie jest to tak ważne pytanie, jak układanka. Jak może gromadzić się tak dużo gazu molekularnego bez wykuwania już po drodze gwiazd (analogiczny problem dla materiału rozszczepialnego jest znany jako problem fizyczny) Statystyka wybuchów gwiazd może zawierać wskazówkę - wybuchy gwiazd są znacznie bardziej powszechne w oddziaływaniu i łączeniu systemów niż w bardziej izolowanych galaktykach. Chociaż nie oznacza to, że więcej z nich występuje w interakcjach (po prostu dlatego, że tylko około 10% galaktyk jest połączonych parami), sugeruje, że warunki są znacznie łatwiejsze do osiągnięcia podczas interakcji i fuzji. Wiele wskaźników formowania się gwiazd mówi tutaj podobne historie. Większość spiral w parach doświadcza wzrostu SFR zwykle o 30%, podczas gdy kilka doświadcza wzrostu rzędu wielkości. Impuls jest często ograniczony do kilkuset parseków w pobliżu jądra, chociaż impulsy o szerokości dysku są powszechne. Ta preferencja dla zaburzonych galaktyk doprowadziła do szeregu spekulacji na temat tego, co powoduje ulepszenia (a tym samym przynajmniej przyczynia się do wybuchów gwiazd). ”
„Wysokie gęstości energii, zarówno w świetle gwiazd, jak i mechanicznym wkładzie poprzez wiatry gwiezdne i supernowe, mogą w rzeczywistości uwolnić ISM od galaktyk gwiazdowych. Podgrzany ISM może ustawić globalny (lub super) wiatr, wykrywalny w emisji linii optycznej, rozproszone światło gwiazd i miękkie promieniowanie rentgenowskie (najbardziej widoczne z interfejsu na brzegu z grubsza stożkowatego odpływu). Większość uciekającej materii może być tak gorąca, że nie widzimy jej nawet w promieniach rentgenowskich, chłodząc tylko na interfejsie z mniej zakłóconymi ISM. Wiatr ten może odgrywać ważną rolę w formowaniu wczesnych galaktyk, ponieważ trzeba zamiatać gaz z produktu fuzji, jeśli ma on zostać eliptyczny. Wydaje się, że coś takiego wydarzyło się we wczesnej fazie gromad i grup, ponieważ wewnątrz rentgenowski gaz rentgenowski wykazuje ślady chemiczne przetworzenia przez masywne gwiazdy. ”
Historia obserwacji:
M90 był jednym z 7 członków gromady Panny Galaktyki odkrytej przez Charlesa Messiera w nocy 18 marca 1781 r. W swoich notatkach pisze: „Mgławica bez gwiazdy w Pannie: jej światło jest tak samo słabe jak poprzednie, nr 89 . ”
Zanim Sir William Herschel dotarł do katalogu Messiera nr 90, cieszy się księżycową nocą i - przynajmniej według naszych danych - nigdy więcej nie wraca. Na szczęście na ratunek przybył admirał Smyth!
„To cudowny mglisty region, a rozproszona materia zajmuje rozległą przestrzeń, w której kilka najwspanialszych obiektów Messiera i Herschela z łatwością odbierze zapalony obserwator w niezwykłej odległości. Poniższy schemat przedstawia lokalne rozmieszczenie ogromnych mglistych sąsiadów na północ [faktycznie na południe] od 88 Messiera; poprzedza je M., nr 84, a następnie M. 58, 89, 90 i 91, w tej samej strefie; opisując miejsce tylko 2 stopnie 1/2 z północy na południe i 3 stopnie ze wschodu na zachód, jak pokazuje to mikrometr. Warto też pamiętać, że sytuacja niezwykłego zlepka mgławic i ściśniętych sferycznych skupisk, które tłoczą lewe skrzydło i ramię Dziewicy, jest dość dobrze wskazana ćwiczonym gołym okiem przez Epsilon, Delta, Gamma, Eta , a Beta Virginis tworzy półkole na wschodzie, natomiast na północ od ostatniej wspomnianej gwiazdy Beta Leonis oznacza granicę północno-zachodnią. Rozumując zasadę Herscheliana, można to z szacunkiem przyjąć za najcieńszą lub płytszą część naszego firmamentu; oraz rozległe laboratorium mechanizmu segregującego, dzięki któremu kompresja i izolacja dojrzewają w niezgłębionym wieku. Temat, choć pomysłowy, jest uroczysty i wysublimowany. ”
Lokalizowanie Messiera 90:
Zacznij od podstawowej pary M84 / M86 zlokalizowanej prawie dokładnie w połowie drogi między Beta Leonis (Denebola) a Epsilon Virginis (Vindemiatrix). Powyższa mapa pokazuje dość pewną odległość między galaktykami, ale uruchamiając wzór „siatki”, możesz z łatwością założyć pole galaktyki Panna. Kiedy już zobaczysz M84 / M86, przesuń jedno pole okularu małej mocy na wschód i przeskocz na północ mniej niż pole okularu dla M87.
Teraz rozumiesz, jak Charles Messier prowadził swoje wzory nieba! Jedź dalej na północ przez 1 lub dwa pola okularów, a następnie przesuń o wschód o jedno. To powinno doprowadzić cię do M88. Teraz przesuń jeszcze jedno pole na wschód i zrzuć na południe między 1 a 2 polami dla M89. Twój następny skok to także pole okularowe na wschód, a następnie 1 na północ dla M90. W okularze M90 pojawi się jako bardzo słaba okrągła mgiełka, która wygląda bardzo równomiernie. Ponieważ M90 zbliża się do wielkości 10, będzie wymagało ciemnej nocy.
Od wzniosłego do śmiesznego… z jednego galaktycznego chmielu do drugiego na bogatym polu. Życzymy udanej przygody w Pannie!
Nazwa obiektu: Messier 90
Alternatywne oznaczenia: M90, NGC 4569
Rodzaj obiektu: Typ Sb Barred Spiral Galaxy
Konstelacja: Panna
Właściwe Wniebowstąpienie: 12: 36,8 (h: m)
Deklinacja: +13: 10 (deg: m)
Dystans: 60000 (kly)
Jasność wizualna: 9,5 (mag)
Pozorny wymiar: 9,5 × 4,5 (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 90
- SEDS - Messier 90
- Wikipedia - Messier 90
- Messier Objects - Messier 90
