Tere tulemast tagasi Messieri esmaspäevale! Täna jätkame austusega oma kallile sõbrale Tammy Plotnerile, vaadates “Päevalille galaktikat”, muidu tuntud kui Messier 63.
18. sajandil, otsides komeetide öötaevast, prantsuse astronoom Charles Messier pani tähele fikseeritud hajusate objektide olemasolu, mida ta komeetide jaoks algul valesti määras. Aja jooksul peaks ta koostama nimekirja umbes 100 nendest objektidest, lootes takistada teistel astronoomidel sama viga tegemast. Sellest loendist - Messieri kataloogist - saaks üks sügava taeva objektide kõige mõjukamaid katalooge.
Üks neist objektidest on spiraalgalaktika, mida tuntakse kui Messier 63 - aka. päevalille galaktika. Canes Venatici tähtkujus asuv galaktika asub Maast umbes 37 miljoni valgusaasta kaugusel ja sellel on aktiivne tuum. Messier 63 kuulub M51 rühma, galaktikate rühma, kuhu kuulub ka Messier 51 ('Whirlpool Galaxy') ja mida saab binokli ja väikeste teleskoopide abil hõlpsasti märgata.
Kirjeldus:
Messier 63 on nn flokulentne spiraalgalaktika, mis koosneb tsentraalsest ketast, mis on ümbritsetud paljudest lühikestest spiraalse haru segmentidest - üks, mis pole ühendatud keskse riba struktuuriga. Kosmosesse triivides umbes 37 000 valgusaasta kaugusel meie enda galaktikast, teadsime, et see interakteerub gravitatsiooniliselt M51-ga (Whirlpooli galaktika) ja me teame ka, et selle välispiirkonnad pöörlevad nii kiiresti, et kui see poleks tumeda aine jaoks - see rebeneks ise lahus.
Nagu Michele D. Thornley ja Lee G. Mundy Marylandi ülikooli astronoomiaosakonnast osutasid 1997. aasta uuringus:
„Morfoloogia ja ebamaatika, mida kirjeldatakse VLA vaatlustes HI-heite ja FCRAO ning Berkeley-Illinois-Maryland Association (BIMA) massiivi CO-emissiooni vaatluste kohta, annavad tunnistust madala amplituudiga tihedusega lainete olemasolust NGC 5055. CO ja HI jaotumine emissioon soovitab suurenenud gaasi pinnatihedust piki NIR-spiraalivarsi ja tuvastatakse struktuurid, mis sarnanevad hiiglaslike molekulaarsete assotsiatsioonidega, mis leiduvad suurejoonelistes spiraalides M51 ja M100. H I ja H analüüs? kiirusväljad näitavad voogesituse liikumiste kinemaatilist allkirja, mis on mõlemas märgistuses sarnane M100 omaga. NGC 5055 spiraalharude väiksema korralduse määr võib olla tingitud madalamast üldisest gaasi pinnatihedusest, mis NGC 5055 harudes on tegur 2 võrra madalam kui M100 ja tegur 6 madalam kui M51 korral; gravitatsioonilise ebastabiilsuse analüüs näitab, et gaas on süstikutes vaid pisut ebastabiilne ja interaktsiooni mõjuv gaas on minimaalselt stabiilne. Spiraalse käe mustri piiratud ulatus on kooskõlas isoleeritud tihedusega lainega, millel on suhteliselt suur mustri kiirus. "
Seal võib väga hästi peituda massiivne objekt. Nagu Sebastien Blais-Ouellette Montreali ülikoolist ütles 1998. aasta uuringus:
„NGC 5055 ülemaailmses kinemaatilises uuringus, milles kasutati kõrge eraldusvõimega Fabry-Perot, on galaktika keskel täheldatud intrigeerivaid spektraaljoonte profiile. Näib, et need profiilid tähistavad kiiresti pöörlevat ketast raadiusega 365 pc lähedal ja kallutatud galaktika peatelje suhtes 50 kraadi. Massiivse tumeda objekti hüpoteesis annab naiivne kepleri hinnang massi umbes 10 ^ 7,2 kuni 10 ^ 7,5 M. "
Kuid see pole ka kõik, mida nad leidsid ... Kuidas oleks ühepoolse, keemiliselt tasakaalustamata tuumaga! Nagu V.L. Afanasiev (jt) tõid oma 2002. aasta uuringus välja:
„Leidsime NGC 5055-st lahutatud keemiliselt eristuva tuuma, magneesiumiga võimendatud regioon on nihkunud fotomeetrilisest tsentrist edela suunas kilemaatiliselt identifitseeritud ringtuumaga täheketta poole 2 ″ .5 (100 pc). Tõelises tuumas, mida nimetatakse fotomeetriliseks keskpunktiks, ja magneesiumiga suurendatud alamstruktuuris esinevate tähepopulatsioonide keskmine vanus langeb kokku ja on võrdne 3-4-güüristega, mis on mitu Gyr-i võrra nooremad punnis-tähepopulatsiooni suhtes. "
Jep. See võib olla ilus, kuid see on väändunud. Nagu 2005. aasta uuringus märkis Kapteyni astronoomiainstituudi G. Battaglia:
„NGC 5055 näitab märkimisväärset üldist korrapärasust ja sümmeetriat. Nii gaasi jaotuses kui ka kinemaatikas on märgatav kerge kaldus. Kiirusevälja kallutatud rõngaanalüüs viis meid kinemaatilise keskme ja süsteemi sisemise ja välimise osa süsteemse kiiruse jaoks erinevate väärtuste vastuvõtmiseks. See on andnud märkimisväärse tulemuse: kinemaatilised ja geomeetrilised asümmeetriad kaovad mõlemad. Need tulemused osutavad kahele erinevale dünaamilisele režiimile: sisemine piirkond, milles domineerib täheketas, ja välimine, kus domineerib ketta suhtes tumeda aine halo nihe. "
Vaatluse ajalugu:
Messier Object 63 oli Charles Messieri sõbra ja abilise Pierre Mechaini esimene avastus, kes selle üles esitas 14. juunil 1779. Kuigi Mechain ise noote ei kirjutanud, tegi Messier järgmist:
“Neeme, mille avastas M. Mechain Canes Venaticis. M. Messier otsis seda; see on nõrk, sellel on peaaegu sama valgust kui udukogul, mille kohta nr. 59: see ei sisalda ühtegi tähte ja mikromeetri juhtmete vähim valgustus paneb selle kaduma: see on 8. astme tähe lähedal, mis eelneb tunnijuhtmel asuvale udule. Messier on teatanud oma positsioonist 1779. aasta komeedi teekaardil. ”
Messier 63 jälgib ja lahendab seejärel Sir William Herschel ning kataloogib tema poeg John. Seda kirjeldaks admiral Symth ja kirjeldaks seda paljude astronoomide poolt - üks parimatest oli lord Rosse: “Spiraal? Pimeduses lõuna pool voolav tuum. ” Kõigist kirjeldustest kuulub ehk kõige paremini Curtisele, kes seda esimest korda Licki observatooriumis Crossley helkuriga pildistas: “Tal on peaaegu tähetuum. Vöörid on kitsad, väga kompaktselt paigutatud ja näitavad arvukalt peaaegu tähekujulisi kondenseerumisi. ”
Messier 63 asukoht:
Ilus päevalillega galaktika on Messieri objektidest üks hõlpsamaid leida. See asub peaaegu täpselt Cor Caroli (Alpha Canes Venetici) ja Eta Ursa Majorise vahel. Kui vähimatki optilist abi pole, näitavad tähed 19, 20 ja 23 CnV hõlpsasti otsinguskoobis või binoklis ning M63 asetseb otse Eta UM suunas kahe kraadi kaugusel.
Kuigi sellel spiraalgalaktikal on kena üldine heledus, jääb see binokli jaoks väga nõrgaks, väiksemates mudelites näidatakse seda ainult väikseima kontrastsuse muutusena. Isegi tagasihoidlik teleskoop näeb hõlpsalt nõrget ovaalset kuju ja kontsentreeritud tuuma. Mida rohkem ava kasutate, seda rohkem üksikasju näete. Kui suurus läheneb 8 ″ ja suuremale, siis oodake spiraalstruktuuri!
Lülitage sisse ja otsige päevalillest spiraali!
Objekti nimi: Messier 63
Alternatiivsed nimetused: M63, NGC 5055, päevalille galaktika
Objekti tüüp: Tüüp Sb spiraalgalaktika
Tähtkuju: Canes Venatici
Õige tõus: 13: 15,8 (h: m)
Deklanatsioon: +42: 02 (kraadi: m)
Kaugus: 37000 (kly)
Visuaalne heledus: 8,6 (mag)
Nähtav mõõde: 10 × 6 (kaare min)
Oleme siin Messieri objektide kohta kirjutanud palju huvitavaid artikleid kosmoseajakirjas. Siin on Tammy Plotneri sissejuhatus Messieri objektidesse, M1 - Krabi udukogu ja David Dickisoni artiklid 2013. ja 2014. aasta Messieri maratonidest.
Vaadake kindlasti meie täielikku Messieri kataloogi. Ja lisateabe saamiseks vaadake SEDS Messieri andmebaasi.
Allikad:
- Messier objektid - Messier 63: päevalille galaktika
- NASA - Messier 63 (päevalille galaktika)
- Vikipeedia - päevalille galaktika
