Witamy ponownie w Messier Monday! Dziś nadal składamy hołd naszemu drogiemu przyjacielowi, Tammy Plotner, patrząc na galaktykę spiralną z poprzeczką znaną jako Messier 61.
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 spiralna z poprzeczką, znana jako Messier 61. Jako jedna z większych galaktyk znajdujących się w Gromadzie Panny, galaktyka ta znajduje się w odległości około 52,5 miliona lat świetlnych od Ziemi i zawiera spektakularne supernowe. Ma również aktywny jądro galaktyczne (AGN), co oznacza, że ma supermasywną czarną dziurę (SMBH) w środku i wykazuje oznaki znacznego tworzenia się gwiazd.
Na co patrzysz:
Ta wielka stara spirala o wielkości około 100 000 lat świetlnych i wielkości podobnej do naszej Galaktyki Mlecznej Drogi jest jedną z największych w Gromadzie Panny… i jedną z najbardziej aktywnych pod względem wybuchów gwiazd i supernowych. Według Luisa Coliny (i in.) Wskazanego w badaniu z 1997 r .:
„Obraz wysokiej rozdzielczości Kosmicznego Teleskopu Hubble'a WFPC2 F218W UV zakreślonej spirali NGC 4303 (sklasyfikowany jako aktywne jądro galaktyczne typu LINER [AGN]) ujawnia po raz pierwszy istnienie struktury spirali jądrowej masywnych obszarów gwiazdotwórczych aż do nierozdzielonego jądra aktywnej galaktyki, jasnego UV. Struktura spiralna, śledzona przez obszary formujące gwiazdy w jasnych promieniach UV, ma promień zewnętrzny 225 szt. I rozszerza się wraz ze wzrostem odległości od rdzenia. W świetle UV NGC 4303 dominują masywne obszary gwiazdotwórcze, a nierozpoznany rdzeń typu LINER stanowi jedynie 16% zintegrowanego światła UV. Natura rdzenia typu LINER o jasnym świetle UV - gromada gwiezdna lub czysty AGN - jest nadal nieznana. ”
Innym fascynującym aspektem jest to, że zespół Coliny zidentyfikował również Super Star Cluster (SSC) również w przypadku Messiera 61. Jak wskazał Colina w badaniu z 2002 r .:
„Te nowe wyniki HST / STIS jednoznacznie pokazują obecność zwartej SSC w jądrze AGN o niskiej jasności, który jest również jego dominującym źródłem jonizującym. Stawiamy hipotezę, że co najmniej niektóre LLAGN w spiralach można zrozumieć jako wynik połączonego promieniowania jonizującego emitowanego przez ewoluujący SSC (tj. Określony przez masę i wiek) i czarnej dziury akrecyjnej o niskiej wydajności radiacyjnej (tj. Promieniującej przy niskiej sub-Eddington luminosities) współistniejące w wewnętrznym obszarze kilku parsów. Uzupełniające badania wieloczęstotliwościowe dają pierwsze wskazówki bardzo złożonej struktury 10-cio centralnej jednostki NGC 4303, w której młode SSC najwyraźniej współistnieje z czarną dziurą o niskiej wydajności oraz ze średnią / starą kompaktową gromadą gwiazd, a ponadto ewoluował wybuch gwiazdy. Jeśli struktury takie jak te wykryte w NGC 4303 są powszechne w jądrach spiralnych, modelowanie różnych komponentów gwiezdnych i ich udział w masie dynamicznej musi zostać dokładnie ustalone przed wyciągnięciem jakichkolwiek jednoznacznych wniosków na temat masy kilku czarnych centralnych dziur do kilku milionów mas Słońca ”.
Oczywiście badania nie kończą się na tym. Jak wskazał D. Tschoke (i in.) W badaniu z 2000 r .:
„Galaktyka późnego typu NGC 4303 (M61) jest jedną z najintensywniej badanych galaktyk z blokadą w gromadzie w Pannie. Jego wyraźnie zwiększone tworzenie gwiazd na dużych obszarach dysku może być dobrze zbadane ze względu na niskie nachylenie około 27 degr. Prezentujemy obserwacje NGC 4303 z ROSAT PSPC i HRI w miękkim promieniowaniu rentgenowskim (0,1-2,4 keV). Większość emisji promieniowania rentgenowskiego znajduje się w regionie jądrowym. Przyczynia się do ponad 80% całkowitego obserwowanego miękkiego strumienia rentgenowskiego. Rozszerzenie centralnego źródła promieniowania rentgenowskiego i stosunek L_X / L_Halpha wskazują na słabo świecący AGN (LINER) z okołokomórkowym regionem gwiazdotwórczym. Kilka oddzielnych źródeł dysku można rozróżnić za pomocą HRI, pokrywając się przestrzennie z niektórymi najbardziej świecącymi regionami HII poza jądrem NGC 4303. Całkowita szybkość tworzenia gwiazd wynosi 1-2 Msun / rok. Struktura rentgenowska podąża za rozkładem formowania się gwiazd ze wzmocnieniem przy typowych dla pręta wzorach. Najlepsze dopasowanie widmowe składa się z komponentu opartego na równaniu mocy (AGN i HMXB) oraz komponentu termicznej plazmy gorącego gazu z pozostałości po supernowych i znakomitych pęcherzyków. Całkowita jasność 0,1–2,4 keV NGC 4303 wynosi 5 × 10 ^ 40 erg / s, co odpowiada porównywalnym galaktykom, takim jak np. NGC 4569. ”
Jeśli chodzi o to, chodzi o pierścień formujący gwiazdy. Powiedziała Eva Schinnerer (i in.) W badaniu z 2002 r .:
„Continuum UV śledzi cały pierścień, który jest silnie wymarły na północ od jądra. Taki pierścień tworzy się w modelach hydrodynamicznych podwójnych prętów, ale modele nie mogą uwzględniać emisji UV obserwowanej po wiodącej stronie wewnętrznego pręta. Porównanie z innymi galaktykami pierścieniowymi gwiazdowymi, w których emisja gazu cząsteczkowego i gromady tworzące gwiazdę tworzą pierścień lub ciasno zwiniętą strukturę spiralną, sugeruje, że pierścień gwiazdowy w NGC 4303 jest na wczesnym etapie powstawania. ”
Jak dzisiejsze technologie będą nadal badać wspaniały M61? Zobacz, co potrafi MOS! Bardzo skuteczna technika obserwacji wielu obiektów za pomocą szczelinowego instrumentu FORS1 została zademonstrowana w gromadzie galaktyk Virgo NGC 4303. Dziewiętnaście ruchomych szczelin w płaszczyźnie ogniskowej instrumentu jest umieszczonych w taki sposób, że słabe światło z kilku regionów H II w tej galaktyce może przejść do spektrografu, podczas gdy znacznie silniejsze światło „tła” (z pobliskich obszarów w galaktyce i do dużej zasięg od górnej atmosfery ziemskiej) jest blokowany przez maskę.
Historia obserwacji:
M61 został odkryty przez Barnabusa Orianiego 5 maja 1779 r. Podczas podążania za kometą tego roku. Powiedział: „Bardzo blady i wyglądający dokładnie jak kometa”. Co do naszego bohatera, Messiera, widział go również tej samej nocy - ale pomyślał był kometa! Ponieważ Charles Messier był dobrym astronomem, wracał co noc, aby obserwować ruch, i dopiero po kilku dniach zdał sobie sprawę ze swojego błędu i przyznał to w swoich notatkach:
„11 maja 1779 r. 61. 12h 10m 44s (182d 41 ′ 05 ″) + 5d 42 ′ 05 ″ - Mgławica, bardzo słaba i trudna do zauważenia. M. Messier pomylił tę mgławicę z Kometą z 1779 r., 5, 6 i 11 maja; 11-go zdał sobie sprawę, że to nie była Kometa, ale mgławica, która znajdowała się na jej drodze i w tym samym punkcie nieba. ”
Sir William i Sir John Herschel również wrócą później do M61, aby przypisać mu własne numery katalogowe, oba rozwiązując pewne części tej cudownej galaktyki - ale żadne z nich naprawdę nie zaczyna rozumieć tego, co widzą. Wziął to admirał Smyth, który zapisał w swoich notatkach:
„Duża jasnobiała mgławica między ramionami Panny. Jest to dobrze zdefiniowany obiekt, ale tak słaby, że wzbudza zdziwienie, że Messier wykrył go swoim teleskopem 3 1/2 stopy w 1779 r. Pod najlepszą akcją mojego instrumentu leci w kierunku środka; ale w odbłyśniku H. [Johna Herschela] słabo widać, że jest on dwuśrodkowy [złudzenie spowodowane przez poprzeczkę], jądra oddalone o 90 ″ i leżące sp [przed południem, SW] i nf [północ za północą, NE] . Poprzedza go cztery gwiazdy teleskopowe, a za nimi następna. Zróżnicowany z następującym obiektem [17 Virginis], z którego nosi się na południe od zachodu i znajduje się w odległości stopnia. Ten obiekt jest odstający od ogromnej masy dyskretnych, ale sąsiadujących mgławic, których kuliste formy wskazują na ściskanie. ”
Lokalizowanie Messiera 61:
Lokalizowanie Messiera 61 polega na tym, że pola Galaktyki Panny są stosunkowo łatwe, ponieważ są tak duże i jasne w porównaniu z innymi obszarami w okolicy. Rozpocznij polowanie od identyfikacji Beta i Delta Virginis. Pomiędzy tą parą zobaczysz celownik lub widoczne lornetki gwiazdy 17 i 16 Virginis. Miejsce docelowe znajduje się pomiędzy tą parą gwiazd. Chociaż M61 jest możliwa przez lornetkę, wymagałaby lornetki astronomicznej o aperturze około 80 mm i ciemnego nieba - chociaż przy doskonałych warunkach nieba jądro można dostrzec przy otworach tak małych, jak 60 mm.
W małym teleskopie aperturowym M61 pojawi się jako bardzo słaby owal z jasnym obszarem środkowym. Wraz ze wzrostem rozmiaru zwiększają się również szczegóły i rozdzielczość. Przy wielkości 6-8 nucle jądro staje się bardzo czyste i początki ramion spiralnych zaczynają zanikać. W zakresie 10-12 ″ struktura spiralna staje się wyraźna, a niektóre cętkowane tekstury stają się wyraźne.
Życzymy miłych obserwacji!
A oto krótkie fakty na temat Messiera 61, które pomogą Ci zacząć:
Nazwa obiektu: Messier 61
Alternatywne oznaczenia: M61, NGC 4303
Typ obiektu: Typ Galaktyka spiralna SABbc
Konstelacja: Panna
Right Ascension: 12: 21.9 (h: m)
Deklinacja: +04: 28 (deg: m)
Odległość: 60000 (kly)
Jasność wizualna: 9,7 (mag)
Pozorny wymiar: 6 × 5,5 (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 Messiera 2013 i 2014.
Koniecznie sprawdź nasz pełny katalog Messiera. Aby uzyskać więcej informacji, sprawdź bazę danych SEDS Messier.
Źródła:
- Messier Objects - Messier 61
- NASA - Messier 61
- SEDS - Messier 61
- Wikipedia - Messier 61
