Tere tulemast tagasi Messieri esmaspäevale! Täna jätkame austusega oma kallile sõbrale Tammy Plotnerile, vaadates Messier 74-ga tuntud “Phantom Galaxy”!
18. sajandi jooksul märkas kuulus prantsuse astronoom Charles Messier öist taevast uurides mitmete uduste objektide olemasolu. Algselt eksitades neid objekte komeediga, hakkas ta neid kataloogima, et teised ei teeks sama viga. Täna sisaldab moodustatud nimekiri (tuntud kui Messieri kataloog) üle 100 objekti ja on üks mõjukamaid süvakosmoseobjektide katalooge.
Üks nendest objektidest on spiraalgalaktika, mida tuntakse kui Messier 74 (teise nimega Phantom Galaxy) ja mis paistab Maa vaatlejatele vastamisi. See galaktika asub Maast umbes 30 miljoni valgusaasta kaugusel Kalade tähtkuju suunas ja selle läbimõõt on umbes 95 000 valgusaastat (peaaegu sama suur kui Linnutee) ja selles elab umbes 100 miljardit tähte.
Kirjeldus:
See kaunis galaktika on suurejoonelise Sc-galaktika prototüüp ja üks esimestest lord Rosse poolt tunnustatud spiraalist udukogu. Asudes meist umbes 30–40 miljoni valgusaasta kaugusel, libiseb see aeglaselt veelgi kaugemale kiirusega 793 kilomeetrit sekundis. Selle ilu ulatub umbes 95 000 valgusaastani, umbes sama suuruselt kui meie Linnutee ja selle spiraalvarred ulatuvad üle 1000 valgusaasta.
Nende relvade sees on siniste noorte tähtede ja roosakasvärviliste hajusate gaasiliste udukogude rühmad, mida nimetatakse H II piirkondadeks, kus toimub tähtede moodustumine. Miks just selline pühkiv suurejooneline ilu? Võimalik, et selle tiheduslained pühivad M74 gaasilise ketta ümber, tõenäoliselt põhjustatud gravitatsioonilisest interaktsioonist naabergalaktikatega. Nagu B. Kevin Edgar selgitas:
Kirjeldatakse arvulist meetodit, mis on spetsiaalselt loodud töötlema lõpmatuseni selle, erinevalt pöörleva gaasilise ketta dünaamikat. Meetodi aluseks on Piecewise Parabolic Method (PPM), mis on Godunovi meetodi kõrgema järgu laiend. Kaasatud on gravitatsioonijõud, mis esindavad lineaarset spiraaltiheduse lainet galaktika tähekomponendis. Arvutus on Eulerian ja see viiakse läbi ühtlaselt pöörlevas võrdlusraamis, kasutades tasapinna polaarkoordinaate. Võrrandid on formuleeritud täpse segamisvormiga, et selgesõnaliselt kaotada kõik suured vastandlikud mõisted, mis tähistavad jõu tasakaalu häirimata telje sümmeetrilises olekus, võimaldades väikeste häiringute täpset arvutamist. Meetod sobib ideaalselt spiraaltiheduse laine gaasilise reageerimise uurimiseks kettagalaktikas. Arvutatakse seeria kahemõõtmelised hüdrodünaamilised mudelid, et testida ühtlase isotermilise massita gaasilise ketta gravitatsioonilist reageerimist spiraalse gravitatsioonilise häirega. Massi jaotust, pöörlemisomadusi ja spiraallainet kirjeldavad parameetrid põhinevad galaktikal NGC 628. Lahendustel on löögid nii sees kui ka väljaspool kaaspööramist, mis kahandavad kaaspööramise piirkonda. Selle piirkonna kahanemise kiirus sõltub tugevasti tekkiva spiraalse häirituse tugevusest. Võimalikud 10% suuremad häiringud tekitavad suuri radiaalseid sissevoolusid. Aeg, mis kulub gaasi langemiseks Linbladi sisemise resonantsini, on sellistes mudelites vaid väike osa Hubble'i ajast. Kaudne kiire areng viitab sellele, et kui galaktikad eksisteerivad nii suurte häiringutega, tuleb kas gaasi täiendada väljastpoolt galaktikat või häiringud peavad olema ajutised. Spiraalmustriga kaasneva pöörlemise sees suurendab gaasi nurkkiiruse kadu tähtede nurkkiirust, vähendades laine amplituudi. ”
Mis seal veel peidus on? Seejärel heida pilk röntgenisilmadega. Nagu Roberto Soria (jt) märkisid oma 2002. aasta uuringus:
XMM-Newton vaatas 2002. aastal 2. veebruaril spiraalga galaktikat M74 (NGC 628). Kokku on tuuma sisemises 5 ′ asuvas sisemuses 5 allikat (pärast mõne esiplaani tähtedega seotud allika tagasilükkamist) 21 allikat. . Kõvadussuhted näitavad, et umbes pooled neist kuuluvad galaktikasse. Heledusfunktsiooni kõrgemat heleduse otsa paigaldatakse kalde võimsuse seadusega -0,8. Seda võib tõlgendada jätkuva tähekujunduse tõendina analoogselt teiste hilist tüüpi galaktikate ketastes leviva jaotusega. Võrreldes varasemate Chandra vaatlustega ilmneb uus ultraheli röntgenkiirgus (LX ~ 1,5 × 1039 ergs s-1 vahemikus 0,3–8 keV) umbes 4 ′ tuuma põhja pool. Leiame veel ühe ereda siirdeallika (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) tuumast umbes 5 ′ loode pool. SN 2002ap ultraviolett- ja röntgenkiirguse vasteid leidub ka selles XMM-Newtoni vaatluses; röntgenikiirguse kõvadussuhe viitab sellele, et emissioon pärineb šokeeritud ümmargustest asjadest. ”
Messier 74 puhul pole miski šokeeriv - sealhulgas ka spiraaltiheduse lained. Nagu Sakhibov ja Smirnov 2004. aasta uuringus selgitasid:
Näidatakse, et galaktikas NGC 628 on tähtede moodustumise kiiruse (SFR) radiaalne profiil moduleeritud spiraaltiheduse laine abil. Spiraalvarre sissevoolu kiiruse radiaalne profiil sarnaneb SFR-i pinna tiheduse radiaalse jaotusega. Korotatsiooniresonantsi asukoht määratakse koos teiste spiraaltiheduse laine parameetritega, kasutades NGC 628 ketta ketta rõngakujulistes tsoonides täheldatud radiatsioonikiiruste asimuutjaotuse asimutaalse jaotuse Fourier-analüüsi. SFR määramiseks kasutatakse empiirilist SFR-i - tähtede moodustumise komplekside (hiiglaslikud HII piirkonnad) lineaarse suuruse suhe ja NGC 628 koordinaatide, H-alfa voogude ja HII piirkondade suuruste mõõtmised. ”
Me räägime hiiglaslikest tähtede moodustamise piirkondadest, kas pole? Ja kus tähed moodustavad ... Tähed surevad. Nagu supernoovas! Nagu märkis Elias Brinks (et al):
“Massiivsete tähtede moodustumine, tavaliselt (super) täheparvedes, nende kiire areng ja sellele järgnenud supernoovade hävimine mõjutavad oluliselt nende vahetut ümbrust. Tähetuulte ja Supernovae koosmõju, mis väljub kiirelt üksteise järel ja väikeses mahus, loob koronaalse gaasi laienevad mullid neutraalses tähtedevahelises keskkonnas (ISM) spiraalsetes ja (kääbus) ebakorrapärastes galaktikates. Need laienevad kestad omakorda pühivad ja suruvad kokku neutraalse gaasi, mis võib viia molekulaarsete pilvede moodustumiseni ja sekundaarse või indutseeritud tähe moodustumiseni. Tärni moodustavad alad häirivad nende ümbritsevat ISM-i, nii et tähtede moodustumise osas on "aktiivsem" galaktikal eeldatavasti ebahomogeensem ISM. Tähtede moodustumise kiirus NGC 628-s on neli korda suurem kui NGC 3184-s ja kaks korda suurem kui NGC 6946-s, mis võib seletada suuremat HI-i aukude arvu selles galaktikas. Leiame, et HI aukude suurused on vahemikus 80 pc (eraldusvõime piiri lähedal) kuni 600 pc; laienemiskiirus võib ulatuda 20 km s1; eeldatav vanus on 2,5-35 Myr ja sellega seotud energia on vahemikus 1050-3,5 x 105Z ergit. Neutraalse gaasi kogus on suurusjärgus 104–106 päikesemassi. ”
Tohutud massid… Massid, mis vahel… kaovad ?? Nagu Justyn R. Maund ja Stephen J. Smartt 2009. aasta uuringus selgitasid:
“Kasutades Hubble'i kosmoseteleskoobi ja Kaksikute teleskoobi pilte, kinnitasime kahe II tüüpi supernoova (SNe) eellaste kadumist ja hindasime teiste nendega seotud tähtede olemasolu. Leidsime, et SN 2003gd eellast, M-supergiantähte, SN-asukohas enam ei täheldatud ja määrasime selle sisemise heleduse pildi lahutamise meetodite abil. SN 1993J eelkäijat, K-supergiantähte, samuti enam ei esine, kuid selle B-supergiant binaarset kaaslast täheldatakse endiselt. Esivanemate kadumine kinnitab, et neid kahte supernoovat tekitasid punased ülipopulaadid. ”
Maund ja Smartt kasutasid tehnikat, kus pildid tehti pärast seda, kui SN 2003gd oli hääbunud, eeldatav täht arvatavasti kadunud ja lahutati plahvatuseelsetest piltidest. Kõik, mis SN-positsioonil üle jäi, vastas tegelikule progenitori tähele. 2003. aasta Kaksikute vaatlused on näidatud joonisel 1, milles võrreldakse eel- ja supernoovajärgseid vaateid galaktika progenitornitähe piirkonnale, mida tuntakse M-74 või NGC 628.
"See on esimene tavalise IIP supernoova punane ülivõimeline eellas, mis on osutunud kadunuks. Massiivsed tähed plahvatavad supernoovadena skaala väikese massi järgi," ütles Maund. "Nii kinnitab see lõpuks, et paljude tähe evolutsioonimudelite standardne ennustus on õige."
Arenev? Sa betcha '. Messier 74 jätkab hoolimata vanusest kasvamist! Nagu A.S. Gusev (et al) märkisid:
„Noorte tähepopulatsiooni vaadeldud omaduste tõlgendamine NGC 628-s toimub galaktika 127 H-alfa-piirkonna suure eraldusvõimega UBVRI fotomeetria andmete võrdlemisel tähesüsteemide sünteetiliste evolutsioonimudelite üksikasjaliku ruudustikuga. Evolutsioonimudelite üksikasjalik ruudustik sisaldab 2 tähtede moodustamise režiimi (hetkeline purunemine ja pidev tähtede moodustumine), IMF-i tervet vahemikku (kalle ja ülemine massipiir) ja vanust (alates 1 miljonist kuni 100 myrsini). Tärni moodustavate piirkondade keemiline arvukus määrati sõltumatute vaatluste põhjal. Vanuse, tähtede moodustumise režiimi, Rahvusvahelise Valuutafondi parameetrite ja tolmu neeldumise leidmise vastupidise probleemi lahendus tähe moodustavates piirkondades saadakse spetsiaalse reguleeriva hälbe funktsiooni abil. Punetavad hinnangud on korrelatsioonis tähte moodustavate piirkondade galaktotsentriliste vahemaadega vastavalt sõltumatutest vaatlustest saadud keemilise arvukuse radiaalse gradiendiga. Tähtede moodustumise komplekside vanus näitab ka suundumust keemilise koostise funktsioonina. ”
Nii et kuhu sellised suured noorte staaride rühmad käivad, et end välja veeta ja puhata? Võib-olla… Lihtsalt võib-olla üritavad nad moodustada naabrusriba. Muidugi galaktiline baar! Nagu ütles 2002. aasta uuringus Ühise Astronoomiakeskuse juhataja M. S. Seigar:
„Oleme saanud maapealse I, J ja K ribapildi spiraalgalaktikast Messier 74 (NGC 628). On näidatud, et sellel galaktikal on tähtede moodustumise tsüklituumade ring nii CO neeldumise infrapuna lähispektroskoopil kui ka CO emissiooni submillimeetrilisel kujutisel. Tähtede moodustumise tsüklituumarõngad arvatakse eksisteerivat ainult tulppotentsiaali mõjul. Näitame nõrku ovaalset moonutust M 74 keskpunktis. Kasutame Combes & Gerini (1985) tulemusi, et see nõrk ovaalne potentsiaal põhjustab M 74-s täheldatud tähtede moodustumise tsüklituuma tuuma.
Vaatluse ajalugu:
Selle vinge spiraalgalaktika avastas algselt septembri lõpus 1780 Pierre Mechain ning seejärel vaatas Charles Messier seda kohusetundlikult uuesti üle ja logis sisse 18. oktoobril 1780.
“Tähtedeta udukogu, tähe lähedal Eta Piscium, mida nägi M. Mechain 1780. aasta septembri lõpus, ja ta teatab:“ See udukogu ei sisalda ühtegi tähte; see on üsna suur, väga varjatud ja äärmiselt raskesti jälgitav; seda saab paremini tunda ka peentes, härmas oludes ”. M. Messier otsis seda ja leidis, nagu kirjeldab M. Mechain: seda on võrreldud otse tähe Eta Pisciumiga. ”
Kolm aastat hiljem annaks sir William Herschel endast parima, et proovida lahendada see, milleks ta tähtklubi arvas - ja naasta järgnevatel aastatel isegi oma varustuse arvelt.
“1799, 28. detsember, 40 jalga teleskoop. Keskel väga hele, kuid heledus piirdub väga väikese osaga ega ole ümar; umbes hele keskosa on väga nõrk udus. Hele osa näib olevat lahutatav, kuid minu peeglit on kondenseerunud aurud vigastada saanud. "
Sir Williamile krediidi andmiseks oli ta esimene, kes lahendas Messier 74-s näha paljudest tähe sündimise piirkondade klombidest ning tema vaatluste tulemusi kinnitas hiljem ka tema enda poeg.
John Herschel näeks ka M74 struktuuris laigulisust, kuid lord Rosse valis esimesena spiraalstruktuuri. Sel ajal uskusid astronoomid, et need kondensaadid on üksikud tähed - vaatlus kulges kuni Emil Dreyeri ajast, kui Messier 74-st sai lõpuks ka NGC objekt.
Messier 74 asukoht:
M74 ei ole alati kerge objekt ja nõuab pimedat taevast ja teatavat otsepildistamist. Proovige alustada Alpha Arietisest (Hamal) ja looge vaimne joon selle ja beeta vahel - siis edasi Eta Pisciumini. Tsentreerige oma otsaskoop Eta poole ja nihutage vaadet umbes 1,5 kraadi kirdesse. Kui soovite, saate seda teha, vaadates läbi laia välja, väikese suurendusega okulaari - mis tavaliselt annab umbes kraadise vaatevälja.
Väiksema teleskoobi puhul on esimene asi, mida märkad, Messier 74 tähetuum. Seetõttu on vaatlejal mitu korda keeruline seda leida! Uskuge või mitte, liikumine võib mõnikord aidata teil märgata õhemaid asju, nii et okulaari kasutamine selle tuvastamiseks on vaatleja hea kaubanduse trikk. Kuna sellel spiraalgalaktikal on pinna heledus madal, nõuab see suhteliselt head taeva - nii et proovige paljudes tingimustes. Väike teleskoop paljastab tuumapiirkonna ümber tolmuse halo, suurem ava aga spiraalstruktuuri. Suured binoklid põlistes taevaoludes võivad tekitada väikese nõrga udu!
Uurige seda ise ... Kes teab, mida võite avastada!
Objekti nimi: Messier 74
Alternatiivsed nimetused: M74, NGC 628
Objekti tüüp: Sc spiraalgalaktika
Tähtkuju: Kalad
Õige tõus: 01: 36,7 (h: m)
Deklanatsioon: +15: 47 (kraadi: m)
Kaugus: 35000 (kly)
Visuaalne heledus: 9,4 (mag)
Nähtav mõõde: 10,2 × 9,5 (kaare min)
Oleme siin ajakirjas Space Magazine kirjutanud palju huvitavaid artikleid Messieri objektide ja globaalsete klastrite kohta. Siin on Tammy Plotneri sissejuhatus Messieri objektidesse, M1 - krabi udukogu, tähelepanu keskpunkti jälgimine - mis iganes juhtus Messieri 71-ga? 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 74
- SEDS - Messier 74
- Messier Objects - Messier 74: Phantom Galaxy
- Vikipeedia - Messier 74
