Tere tulemast tagasi Messieri esmaspäevale! Täna jätkame austusega oma kallile sõbrale Tammy Plotnerile, vaadates vahepealset spiraalgalaktikat, mida tuntakse Messier 66 nime all.
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 vahepealne elliptiline galaktika, mida tuntakse kui Messier 66 (NGC 3627). Leo tähtkuju suunas asuvast Maast umbes 36 miljoni valgusaasta kaugusel asuva galaktika läbimõõt on 95 000 valgusaastat. See on ka galaktikate Leo-kolmiku säravam ja suurim liige ning on tuntud oma eredate täheparvede, tolmuradade ja nendega seotud supernoovade poolest.
Kirjeldus:
Nautides umbes 35 miljonit valgusaastat Linnuteest, on Leo-trio nime all tuntud grupp koduks eredale galaktikale Messier 66 - kahest M-objektist idapoolseimale alale. Teleskoobis või binoklis leiate selle tõkestatud spiraalgalaktika palju paremini nähtavaks ja selle sõlmeliste relvade ning punnis südamiku detailide hõlpsamaks nägemiseks.
Naabruses asuvate galaktikatega interaktsiooni tõttu on M66-l märke nii väga kõrgest tsentraalsest massikontsentratsioonist kui ka ühest spiraalivarrest eemaldatud H I-materjali eraldunud mittekorootivast klombist. Isegi ühe spiraalvarre sai see märkida Halton Arpi omapäraste galaktikate kollektsioonis! Mis sellega täpselt põrkas? Nagu Xiaolei Zhang (jt) 1993. aasta uuringus osutas:
„Ühendatud CO ja H I andmed annavad uut teavet nii NGC 3627 varasema kohtumise ajaloo kohta kaaslasegaktikaga NGC 3628 kui ka NGC 3627 hilisema dünaamilise arengu kohta selle loodetevahelise vastasmõju tagajärjel. Eelkõige näitab morfoloogiline ja kinemaatiline teave, et NGC 3627 poolt tiheda kokkupuute ajal tekkinud gravitatsiooniline pöördemoment käivitas dünaamiliste protsesside jada, sealhulgas silmapaistvate spiraalstruktuuride moodustumise, nii tähe- kui ka gaasimassi keskse kontsentratsiooni, kaks laiali eraldatud ja väljapoole paiknevat sisemist Lindbladi resonantsi ja gaasilise lati moodustumine sisemise resonantsi sees. Need kooskõlastatavad protsessid võimaldavad radiaatori massi pidevat ja tõhusat akrediteerimist kogu galaktilisel kettal. Käimasoleva töö vaatlustulemused annavad üksikasjaliku pildi lähedalasuvast interakteeruvast galaktikast, mis on väga tõenäoline muutumas tuuma aktiivseks galaktikaks. Samuti pakub see välja ühe võimaliku mehhanismi järjestikuste ebastabiilsuste tekkeks interaktsioonijärgsetes galaktikates, mis võivad tähtedevahelist keskkonda väga tõhusalt galaktika keskmesse suunata, et tuumade tärkamist ja Seyferti tegevust soodustada. "
Ah jaa! Tähekujulised piirkonnad ... Ja mis oleks parem viis vaadata sügavamale kui Spitzeri kosmoseteleskoobi pilgu läbi? Nagu täheldasid R. Kennicutt (Arizona ülikool) ja SINGSi meeskond:
“M66 sinine südamik ja tulpjasarnane struktuur illustreerivad vanemate tähtede kontsentratsiooni. Ehkki riba näib ilma tärnideta moodustuvat, on riba otsad erkpunased ja moodustavad aktiivselt tähti. Piiratud spiraal pakub suurepärast tähtede moodustumise laboratooriumi, kuna see sisaldab palju erinevaid keskkondi, millel on erinev tähtede moodustumise aktiivsuse tase, näiteks tuum, rõngad, varras, varda otsad ja spiraalivarred. SINGSi pilt on nelja kanaliga valevärviline komposiit, kus sinine tähistab emissiooni 3,6 mikronil, roheline vastab 4,5 mikronile ja punane 5,8 ja 8,0 mikronile. Selle pildi tähtvalgus (mõõdetuna 3,6 mikronit) on 5,8- ja 8-mikronilistelt piltidelt lahutatud, et parandada tolmuomaduste nähtavust. "
Ka Messier 66-d on põhjalikult uuritud, et oleks olemas ka supertäheparved. Nagu David Meier märkis:
„Suurtäheparved arvatakse olevat ümmarguste klastrite eelkäijad ja need on universumi ühed äärmuslikumad tähekujunduse piirkonnad. Need esinevad tavaliselt tähepurustavates galaktikates või vähem aktiivsete galaktikate tuumade läheduses. Raadio supertähtede klastrid ei ole optilise valguse käes äärmise väljasuremise tõttu näha, kuid infrapuna- ja raadiovaatlustes säravad nad eredalt. Võime olla kindlad, et nendes piirkondades on palju massiivseid O-tähti, kuna UV-kiirguse saamiseks, mis gaasi ioniseerib ja termiliselt heledad HII piirkonnad tekivad, on vaja massiivseid tähti. Praegu pole teada palju sünnitatavaid SSC-sid, seega on avastamine juba iseenesest oluline teaduse eesmärk. Eelkõige on galaktilistes ketastes teada väga vähe SSC-sid. SSC-de kohta statistiliste avalduste tegemiseks ja täheklastrite moodustamiseks ette nähtud massvahemiku täitmiseks on vaja rohkem tuvastamisi. Täpsemate avastamiste abil saame uurida teiste keskkondade (nt tulbad, mullid ja galaktiline interaktsioon) mõju SSC-dele, mida võiks lähitulevikus ruutkilomeetri massiivi abil jälgida, et leida nende mõju üksikisiku kujunemisele. suured tähed. ”
Kuid neid on veel rohkem. Proovige M66 spiraalmustrite magnetilisi omadusi. Nagu M. Soida (jt) märkisid oma 2001. aasta uuringus:
„Vaadates raadiopolarisatsioonis toimuvat galaktikat NGC 3627, püüame sellele küsimusele vastata; millises ulatuses järgib magnetväli galaktilise gaasi voogu. Saime koguvõimsuse ja polariseeritud intensiivsuse kaardid sagedusel 8,46 GHz ja 4,85 GHz, kasutades VLA-d selle kompaktses D-konfiguratsioonis. Nullvahega seotud probleemide lahendamiseks ühendati interferomeetrilised andmed Effelsbergi 100-m raadioteleskoobiga saadud ühe tassi mõõtmistega. Vaadeldud magnetvälja struktuur NGC 3627-s osutab sellele, et kaks väljakomponenti on üksteise kohal. Üks komponent täidab sujuvalt interaktsiooniruumi ja kuvatakse ka kõige äärepoolsemates ketaste piirkondades, teine komponent järgib sümmeetrilist S-kujulist struktuuri. Lääneosas on viimane komponent hästi joondatud optilise tolmuribaga, järgides painutust, mille võivad põhjustada välised interaktsioonid. Kuid SE ketas ületab magnetvälja raske tolmuraja segmendi, olles ilmselt tundmatu tugeva tiheduse-laine efektide suhtes. Me soovitame, et magnetväli lahutataks gaasist kõrge turbulentse difusiooni teel, kooskõlas selles piirkonnas suure Hi-joone laiusega. Arutleme üksikasjalikult kokkusurumisefektide ja mitte-telgsümmeetriliste gaasivoogude võimalikku mõju NGC 3627 üldisele magnetvälja asümmeetriale. Faraday pöörlemisjaotuse põhjal pakume välja ka suure ioniseeritud halo olemasolu selle galaktika ümber. ”
Vaatluse ajalugu:
Charles Messier, kes kirjeldas M66 nime all, avastas mõlemad M65 ja M66 samal ööl - 1. märtsil 1780 - “Leo avastas udukogu; selle valgus on väga nõrk ja lähedane eelnevale: mõlemad esinevad refraktoris samal väljal. 1773. ja 1774. aasta komeet on nende kahe udukogu vahel möödunud 1.-2. Novembrini 1773. M. Messier neid komeedi valguse tõttu kahtlemata ei näinud.
Mõlemat galaktikat vaatas ja kataloogis Herscheli perekond ning neid selgitas Admiral Smyth:
„Lõvi nõlval on suur pikliku kujuga hele tuumaga udujääk, np [põhja eel, loode pool] ja sf [lõuna järel, SE]; see kaunis perspektiivi proov asub vaid 3 kraadi Theta Leonisest kagus. Sellele eelneb umbes 73-ndal aastal sarnase kujuga teine, mis on Messieri nr 65, ja mõlemad asuvad samal ajal mõõduka jõu all koos mitme tähega põllul. Mechain osutas neile Messierile 1780. aastal ja nad näisid talle nõrgad ja udused. Ülaltoodud on nende esinemine minu pillis.
Neile vaieldamatult ulatuslikele loomingutele järgneb täpselt samal paralleelil, arhiivide AR = 174s, veel üks elliptiline udukogu, mille nähtavad mõõtmed on veelgi vapustavamad. Selle avastas H. [John Herschel] pühkimisel ja see on number 1885 tema 1830. aasta kataloogis [tegelikult on see uuesti vaadeldud M66 jaoks ilmselt ekslik seisukoht]. Sir William Herschel ja tema poeg [JH] uurisid ka neid kahte ainsat objekti. ja viimane ütleb: „Piklike udude üldine vorm on elliptiline ja nende kondensatsioon keskpunkti poole on peaaegu alati selline, nagu võiks tekkida helendavate elliptiliste kihtide pealmise pinnaga, suurendades tihedust keskpunkti suunas. Paljudel juhtudel kaasneb tiheduse suurenemisega ilmselgelt elliptilisuse vähenemine või lähemal lähenemine globaalsele kujule keskosas kui välimistes kihtides. ” Seejärel arvab ta, et nende udude üldine struktuur on olateerivad kerakujulised massid, mis on kõik lamedusastmed sfäärilt kettale, ja igat sorti nende tiheduse ja keskpunkti suhtes elliptilisuse osas. See peab tunduma jahmatav ja paradoksaalne neile, kes arvavad, et nende süsteemide vorme säilitavad jõud, mis on identsed jõududega, mis määravad pöörleva vedeliku massi vormi; kuna kui udud on ainult eraldiseisvate tähtede klastrid, kuna suuremal arvul juhtudel on põhjust neid uskuda, ei saa nende kaudu levida mingit survet. Järelikult, kuna sellise süsteemi kui ühe massi üldist pöörlemist ei saa eeldada, soovitab Sir John skeemi, mida ta näitab, teatavatel tingimustel gravitatsiooniseadusega vastuolus. "Pigem tuleb see välja mõelda," ütleb ta meile, "rahuliku vormina, mis hõlmab oma piirides üksikute koostisosade määramatut ulatust, mis võib, nagu me võime öelda, liikuda üksteise vahel, igaüks neist animeeritud sisemise gravitatsiooni seaduse mõjul, mis võib tuleneda selle kõigi osade ühendatud omadustest. "
Messier 66 asukoht:
Ehkki võite arvata selle visuaalse ulatuse järgi, et M66 poleks väikeste binoklitega nähtav, oleksite eksinud. Üllataval kombel on tänu oma suurusele ja suurele heledusele seda konkreetset galaktikat väga lihtne märgata otse Iota ja Theta Leonise vahel. Isegi heades tingimustes 5X30 binoklis näete nii seda kui ka M65 kahe eraldi halli ovaalina.
Väike teleskoop hakkab esile tooma struktuuri mõlemas heledas ja imelises galaktikas, kuid trio kohta vihje saamiseks on teil vaja vähemalt 6 ″ ava ja head pimedat ööd. Kui te ei märka neid binoklis kohe, ärge pettunud - see tähendab, et tõenäoliselt pole teil head taevaolud ja proovige uuesti läbipaistvamal ööl. Paar sobib hästi suuremate teleskoopidega tagasihoidlikult kuuvalgel öödel.
Võib teid samamoodi meelitada see galaktiline paar!
Ja siin on M66 kohta kiire teave, mis aitab teil alustada:
Objekti nimi: Messier 66
Alternatiivsed nimetused: M66, NGC 3627, (Leo Trio liige), Leo Triplett
Objekti tüüp: Tüüp Sb spiraalgalaktika
Tähtkuju: Leo
Õige tõus: 11: 20,2 (h: m)
Deklanatsioon: +12: 59 (kraadi: m)
Kaugus: 35000 (kly)
Visuaalne heledus: 8,9 (mag)
Nähtav mõõde: 8 × 2,5 (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 66
- ESA - Spiral Galaxy Messier 66
- Messier objektid - Messier 66
- Vikipeedia - Messier 66
