Tere tulemast tagasi Messieri esmaspäevale! Täna jätkame austusega oma kallile sõbrale Tammy Plotnerile, vaadates seda “kurja” klienti, kes on tuntud kui Messier 64 - aka. "mustade silmadega galaktika"!
18. sajandil, otsides komeetide öötaevast, prantsuse astronoom Charles Messier pani tähele fikseeritud hajusate objektide olemasolu, mida ta komeetide jaoks alguses 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 tuntud kui Messier 64, mida tuntakse ka kui "musta silma" või "kurja silma galaktikat". See spiraalne galaktika, mis asub Coma Berenicesi tähtkujus, umbes 24 miljoni valgusaasta kaugusel Maast, on kuulus tolmu absorbeeriva tumeda riba tõttu, mis asub galaktika ereda tuuma ees (Maa suhtes). Messier 64 on amatöör-astronoomide seas hästi tuntud, kuna see on väikeste teleskoopide abil eristatav.
Kirjeldus:
Meie kodugalaktikast umbes 19 miljoni valgusaasta kaugusel asuv „Uinuv kaunitar” ulatub kogu kosmosesse, hõlmates peaaegu 40 000 valgusaasta pikkust ala, keerutades ringi kiirusega 300 kilomeetrit sekundis. Selle tuuma suunas on umbes 4000 valgusaasta laiune vastassuunas pöörlev ketas ja nende kahe vaheline hõõrdumine võib olla väga oluline tähelennu aktiivsuse ja iseloomuliku tumeda tolmuriba soodustav tegur.
Tähed ise näivad moodustuvat kahes laines, arenedes kõigepealt väljaspool tihedusgradienti, kus ootas külluslik tähtedevaheline aine, ja arenevad seejärel aeglaselt. Kui küpsetest tähtedest pärit materjal hakkas lõppema, seda nende tähetuulte, supernoovade ja planeedisumude abil tagasi tõmbasid, suurenesid tähtedevahelised ained uuesti kokku, stardides taas tähtede moodustumise protsessi. Seda “teist lainet” võib väga hästi esindada tume, varjav tolmurada, mida me näeme.
Kuid M64 pole ka ilma ebastabiilsuseta. Selle kahekordne pöörlemine võis alata kokkupõrkena, kui kaks galaktikat ühinesid umbes miljard aastat tagasi - või nii võib teooria arvata. Aga kas tegi? Nagu Robert Braun ja Rene Walterbos oma 1995. aasta uuringus selgitasid:
„Selles galaktikas on teadaolevalt kaks pesastatud, vastassuunas pöörlevat gaasiketast, millest igaühes on paar 108 päikeseenergiat, kusjuures sisemine ketas ulatub umbes 1 kpc ja välimine ketas kaugemale. Tähe kinemaatika piki põhitelge, mis ulatub üle kahe gaasiketta vahelise üleminekupiirkonna, ei näita kiiruse ümberpööramist ega suurenenud kiiruse hajumist. Tähed pöörlevad alati sisemise gaaskettaga samas tähenduses ja seega 'välimine ketas' pöörleb. Tähe kinemaatikast ja H I ketastest tuletatud kavandatud ümmarguse kiiruse väärtus on umbes 10 km / s, mis toetab muid tõendeid selle kohta, et tähe- ja gaasilised kettad on tasapinnaliselt umbes 7 kraadi. See ülemine piir on võrreldav tuvastatud pöörleva gaasi massiga. See vastupidise pöörleva materjali väike mass koos väikese kiirusega dispersiooniga täheketas viitab sellele, et NGC 4826 ei saa olla galaktikate tagasiulatuva ühinemise tulemus, välja arvatud juhul, kui need erinevad vähemalt massi suurusjärgu võrra. Ioniseeritud gaasi kiirused peateljel vastavad tähtede kiirusele, kui R on väiksem kui 0,75 kpc. Järgnev üleminek ioniseeritud gaasi nähtavale vastassuuna pöörlemisele on ruumiliselt hästi lahendatud, ulatudes raadiusega umbes 0,6 kpc. Selle piirkonna kinemaatika ei ole galaktikakeskme suhtes sümmeetriline. Kaguküljel on oluline piirkond, kus vproj (H II) on palju väiksem kui vcirc umbes 150 km / s, kuid sigma (H II) umbes 65 km / s. Kinemaatilist asümmeetriat ei saa ühegi statsionaarse dünaamilise mudeliga selgitada, isegi kui kasutatakse gaasi sissevoolu või lõimede kasutamist. Selles üleminekupiirkonnas sisalduval gaasil on hajus ruumiline struktuur, tugev (N II) ja (S II) emissioon, samuti suure kiirusega dispersioon. Need andmed pakuvad meile selgust galaktika kohta, kus täheketas ja kaks vastassuunas pöörlevat HI-ketast, väiksema ja palju suurema raadiusega, asetsevad tasakaalus ja peaaegu tasapinnaliselt, kuid kus gaasiketaste vaheline üleminekupiirkond pole püsiseisundis. ”
Nii et kõik, mis see tegelikult näib olevat? Kas pimeduses sünnivad uued tähed? Nagu A. Majeed (jt) märkisid oma 1999. aasta uuringus:
„Kurjade silmadega galaktikat (NGC 4826; M64) eristab asümmeetriliselt paigutatud tugevalt neelav tolmurada üle selle silmapaistva punnis. Saime pika piluga spektri NGC 4826, mille pilu üle galaktika tuuma katab võrdse osa varjatud ja märkimata osadest mõhk. Võrreldes spektrienergia jaotust tuuma suhtes sümmeetriliselt paigutatud tuuma vastavates asukohtades, saime uurida neeldumise, hajumise ja tolmu eraldumise lainepikkusest sõltuvat mõju, aga ka pideva tähe moodustumise olemasolu tolmurajal. Teatame tugeva laiendatud punase emissiooni (ERE) tuvastamisest tolmuridalt umbes 15 kaaresekundi kaugusel NGC 4826 tuumast. ERE riba ulatub 5400 A kuni 9400 A, tipuga 8800 A. Integreeritud ERE intensiivsus on umbes 75% tolmuraja hinnangulisest hajutatud valgust. ERE nihkub pikemate lainepikkuste poole ja väheneb intensiivsus, kui lähenetakse tähtede moodustumise piirkonnale, mis asub kaugemal kui 15 kaaresekundit. Me tõlgendame ERE-d fotoluminestsentsil põhinevana nanomeetri suuruste klastrite poolt, mida valgustab galaktika kiirgusväli, lisaks valgustusele, mis toimub tähte moodustava kompleksi abil tolmurajal. Kui uurida ERE vaatluste kontekstis meie galaktika hajusas ISM-is ja paljudes muudes tolmustes keskkondades, näiteks udukogudes, järeldame, et ERE footoni muundamise efektiivsus NGC 4826-s on sama kõrge kui mujal, kuid et selle suurus on NGC 4826 nanoosakesed on umbes kaks korda suuremad kui need, mida arvatakse olevat meie galaktika hajusas ISM-is. ”
Kuid arutelu kestab endiselt. Nagu R.A. Walterbos (jt) väljendasid oma 1993. aasta uuringus:
Gaasiketaste ligilähedane orientatsioon on üks aspekt, mis on hästi kooskõlas sellega, mida eeldatakse vastassuuna pöörleva gaasi ühinemismudeli põhjal. Gaasi sisemise ketta pöörlemissuund tähtede suhtes siiski pole. Lisaks eeldab täpselt määratletud eksponentsiaalse ketta olemasolu seda, et kui ühinemine aset leidis, pidi see toimuma gaasirikka kääbuse ja spiraali vahel, mitte kahe võrdse massispiraali vahel. NGC 4826 tähespiraalsed harud ulatuvad ketta ühe osa külge ja viivad välimisse ketta. Byrdi jt hiljutised arvutuslikud arvutused. soovitada NGC 4622 jaoks, et väikese kaaslase lähedane tagasiminek võiks moodustada pikaajalise juhtrelva. Selle stsenaariumi korral võib NGC 4826 välimine vastassuunas pöörlev gaasketas olla kääbusest loodete poolt eemaldatud gaas. Kuid NGC 4826-s on välimised õlavarred juhtivad, samal ajal kui näib, et NGC 4622-s juhivad sisemised õlad. Kääbus-spiraali kokkupuute realistlik N-keha / hüdro simulatsioon on selgelt vajalik. Samuti võib olla võimalik, et vastupidiselt pöörlev välimine gaasi ketas on tingitud gaasi järkjärgulisest sissevoolust halo, mitte aga eraldiseisvast ühinemissündmusest. ”
Vaatluse ajalugu:
Edward Pigott avastas M64 23. märtsil 1779, vaid 12 päeva enne seda, kui Johann Elert Bode leidis selle iseseisvalt 4. aprillil 1779. Umbes aasta hiljem taasavastas Charles Messier selle iseseisvalt 1. märtsil 1780 ja loetles selle M64-na. Ütles Pigot:
“.. avastasin 23. märtsil [1779] Coma Berenicesi tähtkujus udukogu, seni, ma eeldan, et seda ei märgatud; vähemalt ei mainita M. de la Lande astronoomias ega M. Messieri rohkes hägusate tähtede kataloogis [1771. aastast]. Olen seda täheldanud akromaatses instrumendis, kolme jala pikkuses, ja järeldanud selle keskmise R.A. kui võrrelda seda järgmiste tähtedega, tähenda R.A. 20. aprillist 1779, 191d 28 ′ 38 ″ udust. Kuna selle valgus on eriti nõrk, ei saanud ma seda meie kvadrandi kahe jalaga teleskoobist näha, seega oli mul kohustus tuvastada selle langus ka transiidiriista abil. Otsustamine võib aga minu arvates sõltuda kahest minutist: järelikult on põhja pool asuv deklinatsioon 22d 53 ″ 1/4. Selle udukogu läbimõõt oli minu hinnangul umbes kaks minutit kraadi. ”
Kuid Pigotti avastus avaldati alles siis, kui seda loeti enne Londoni kuninglikku seltsi 11. jaanuaril 1781, Bode aga avaldati 1779. aastal ja Messier 17 suve lõpus. Pigotti avastust ei võetud enam-vähem arvesse ja taastas selle alles aprillis Bryn Jones. 2002! (Võib hea hr Pigot teada, et teda siin mäletati ja tema teated seati esikohale!)
Kuidas see siis nime “Black Eye Galaxy” sai? Sir William Herschelit tuleb selle eest tänada: “Väga tähelepanuväärne objekt, palju piklik, umbes 12 ′, 4 ′ või 5 ′ lai, sisaldab ühte kirgaskuju nagu täht, mille all on väike must kaar, nii et see annab üks idee, mida nimetatakse mustaks silmaks, mis tuleneb võitlusest. ” Muidugi põlistas seda John Herschel, kui ta kirjutas oma märkmetes:
Messier ei märka muidugi pimedat pool-elliptilist vakantsi (joonisel varjutatud või heleda osaga), mis ümbritseb osaliselt selle udukogu kondenseerunud ja heledat tuuma. Seda nägi aga mu isa ja ta näitas teda härra sir Charles Blagdenile, kes võrdles seda musta silma ilmumisega, veider, kuid mitte sobimatu võrdlusega. Tuum on mõnevõrra piklik ja mul on tõsine kahtlus, et see võib olla lähedane kaksiktäht või äärmiselt kondenseerunud kahekordne udukogu. "
Messier 64 asukoht:
M64 leidmine pole eriti lihtne. Alustuseks määrake erksaoranž Arcturus ja Coma Berenicesi täheparv (Melotte 111) umbes lääne poole ulatuva käe ulatuse ulatuses. Kui lõdvestate ja lasete oma silmadel pimedaks muutuda, näete kolme tähte, mis moodustavad Coma Berenicesi tähtkuju, kuid kui elate kerge saastatud taeva all, peate selle nõrkade tähtede leidmiseks vajama binoklit. Kui olete Alpha Comae kinnitanud, liikuge tähthüppe suunas umbes 4 kraadi põhja / loode suunas kuni 35 Comae-ni. Leiate M64 kraadi 35-st kirdes kraadi ümber.
Kuigi Messier 64 on binokulaarne, nõuab see keskmise binokli jaoks väga tumedat taeva ja see näitab ainult väga väikest ovaalset kontrastsuse muutust. Kuid nii väikeste kui 102 mm teleskoopide puhul on selle eristatavad tähised pimedatel öödel hästi selged. Ärge võitlege selle üle ... Selles magavas kaunitaris on palju tumedat tolmulappi, et ringi liikuda!
Ja siin on lühikesed faktid selle Messieri objekti kohta, mis aitavad teil alustada:
Objekti nimi: Messier 64
Alternatiivsed nimetused: M64, NGC 4826, Musta silmaga galaktika, Uinuva ilu galaktika, Kurjade silmadega galaktika
Objekti tüüp: Tüüp Sb spiraalgalaktika
Tähtkuju: Kooma Berenices
Õige tõus: 12: 56,7 (h: m)
Deklanatsioon: +21: 41 (kraadi: m)
Kaugus: 19000 (kly)
Visuaalne heledus: 8,5 (mag)
Nähtav mõõde: 9,3 × 5,4 (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:
- NASA - Messier 64 (Musta silmaga galaktika)
- Messier Objects - Messier 64: Musta silmaga galaktika
- Tähtkuju juhend - Musta silmaga galaktika - Messier
- SEDS - Messi objekt 64
- Vikipeedia - musta silmaga galaktika
- Hubble'i pärandiprojekt
