Tere tulemast tagasi Messieri esmaspäevale! Täna jätkame austusega oma kallile sõbrale Tammy Plotnerile, vaadates Messier 91-ga tuntud spiraalset galaktikat!
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 neist objektidest on Messier 91-ga tuntud spiraalgalaktika, mis asub Neitsi tähtkujus ja kuulub vastavalt Neitsi klastrisse. See galaktika asub Maast umbes 63 miljoni valgusaasta kaugusel ja selle läbimõõt on umbes 100 000 valgusaastat. Kõigist Messieri objektidest kõige nõrgem on see galaktika üks raskemaid sügava taeva objekte, mida on raske vaadelda, ja selleks, et selgelt näha, on vaja suuremaid teleskoope.
Mida te vaatate:
Kuigi M91 näeb fotodel hea välja, pole seda galaktikat kõige lihtsam näha, kuna keskmisel ribal on piirkond täheterohke. Mida siis jääb väljastpoolt vaatama? Proovige gaasi! Nagu ütles B. Vollmer (jt) oma 2001. aasta uuringus:
„Esitame uusi HI ja CO andmeid, sealhulgas aneemilise galaktika NGC 4548 kiirusinfot Neitsiklastris. Aatomgaasi jaotus näitab rõngakujulist struktuuri. HI pöördekõver on tuletatud ja seda saab CO andmete abil ekstrapoleerida sissepoole. Tuletatud molekulaarfraktsioon väheneb pidevalt kuni raadiuni umbes 40 ″, näidates üsna järsku üleminekut molekulaarse ja aatomketta vahel. Andmekuubi kolmemõõtmeline visualiseerimine võimaldab meil tuvastada kiirusevälja häiringut galaktika põhjaosas. Esimese lähenemisviisina rekonstrueerime lihtsa kinemaatilise mudeli abil kolmes dimensioonis HI emissiooni võimalikud kohad. Rekonstrueeritud mudelis on näha katuseharja, mis arvatakse olevat tingitud rammi rõhu eemaldamisest. Lisaks näitame dünaamilise mudeli esimesi tulemusi klastrisisese keskkonna ja galaktika vahelise interaktsiooni simuleerimiseks. ”
Kuid M91 võetakse lihtsalt ära. Ilmselt on keemilised reaktsioonid põhjustanud ka selle tuuma liimimata jätmise. Ütles, et O.K. Sternbergi astronoomiainstituudi Sil’chenko nende 2002. aasta uuringus:
„Meie keskuse piirkonna uurimine suurejoonelise ribaga ereda Sb-galaktika keskosas NGC 4548, kasutades 6-meetrise teleskoobi Multipupil Field Spektrographi, näitas keemiliselt lahutatud kompaktset tähetuuma, mille [Fe / H] = + 0,6 ja [Mg / Fe] = + 0,1… + 0,2 ja keskmine tähepopulatsioon vanus 5 Gyr. See tuum, mis on tõenäoliselt globaalse galaktilise kettaga tsüklituumaketta kettasapind, on põimitud selle tähega, mille tähed on üldiselt ka noored, T? 4 Gyr, ehkki nad on 2,5-kordselt metallivaesemad. NGC 4548 mõhk on kolmeteljeline ja sellel on Vaucouleursi pinna heleduse profiil; selle tähepopulatsiooni ebaharilikud omadused viitavad punniku tekkimisele või lõppemisele ilmaliku evolutsiooni käigus globaalse riba triiaksiaalses potentsiaalis. Ioniseeritud gaas, mis asub NGC 4548 tuumas 3 ″ sees, pöörleb galaktika põhisümmeetriatasapinna suhtes kaldu, võib-olla isegi selle polaartasandil, mis võib tuleneda ka suuremahulise tulba toimimisest. ”
Nüüd, kui oleme seda peaaegu iga nurga alt näinud, kuidas oleks raadioallikana? Nagu Aeree Chung (jt) ütles oma 2009. aasta uuringus:
“[W] Esitlevad optilistel piltidel H I kanalikaarte, kogu intensiivsuse kaarte, kiirusvälju, kiiruse hajumisi, globaalseid / radiaalseid profiile, asukoha kiiruse diagramme ja H I / 1,4 GHz kontinuumikaartide ülekatteid. Esitame ka selliseid HI omadusi nagu üldvoog (SHI), HI mass (MHI), joonelaiused (W 20 ja W 50), kiirus (VHI), defitsiit (def HI) ja suurus (D eff HI ja D iso HI) ja kirjeldavad üksikasjalikult üksikute galaktikate HI morfoloogiat ja kinemaatikat. Küsitlusest on selgunud H I funktsioonide üksikasjad, mida varem polnud nähtud. Selles artiklis käsitleme lühidalt galaktikate tüüpilise H I morfoloogia erinevusi galaktikate erineva tihedusega piirkondades. Me kinnitame, et klastri südamiku lähedal asuvatel galaktikatel (d87 <~ 0,5 Mpc) on nende täheketastega võrreldes väikesed Hi-kettad (DHI / D25 <0,5). Enamikul neist tuuma galaktikatest on ka ketast nihkunud gaas, mis on kas eemaldatud või langeb pärast triibutamisüritust tagasi. Keskmistel vahemaadel (d87 ~ 1 Mpc) keskpunktist leiame märkimisväärse hulga galaktikaid, millel on pikad ühekülgsed Hi sabad M87-st eemale. Eelmises kirjas väitsime, et need on hiljuti saabunud galaktikad, mis satuvad esimest korda Neitsi tuuma. Äärelinnas leiame palju gaasirikkaid galaktikaid, gaasikettad ulatuvad optilisest ulatusest kaugemale. Huvitaval kombel leiame ka Hi-ketastega galaktikaid, mis on võrreldes nende tähekettaga väikesed klastrotsentriliste vahemaade kaugusel. "
Vaatluse ajalugu:
Kui Charles Messier avastas 18. märtsi 1781. aasta öösel 9 sügaval kosmoseobjekti, on väga hea, et M91 oli see, mida ta kirjeldas, kui ta ütles: “Tähtedeta udukogu, õhem kui M90”. Siiski oli ainult üks probleem ... Charles tegi haruldase raamatupidamisvea ja logis oma positsiooni valesti. SEDSi andmetel:
“[F] või pikka aega oli M91 kadunud Messieri objekt, kuna Messier oli oma positsiooni määranud M89 järgi, kui ta arvas, et see pärineb M58-st, nagu Texase amatööri William C. Williams Fort Worthist 1969. aastal välja mõtles (Williams 1969). Nii leiti lõpuks M91 identiteet NGC 4548-ga, mille William Herschel oli 8. aprillil 1784 katalooginud H II.120. Varasemad arvamused on olnud, et M91 oli olnud komeet, mille suur komeedijaht Messier udukogu üles määras ja Owen Gingerich kahtlustas, et tegemist oli M58 duplikaadiga. William Herschel ei leidnud M91-d Messieri ekslikust positsioonist ja arvas, et see võis olla NGC 4571 (tema H III.602), ilus, kuid nõrk 11,3-magnetiline spiraal ”.
Messier 91 asukoht:
Alustage M84 / M86 baaside sidumisega, mis asub peaaegu täpselt Beta Leonise (Denebola) ja Epsilon Virginise (Vindemiatrix) vahel. Ülaltoodud kaart näitab galaktikate vahel üsna suurt vahemaad, kuid “ruudustiku” mustri abil saate Neitsi galaktikavälja hõlpsalt tähtede alla pöörata. Kui olete M84 / M86 silmapiiril, liigutage üks väikese võimsusega okulaari väli itta ja liikuge põhja poole vähem kui okulaari väljal M87.
Nüüd saate aru, kuidas Charles Messier oma taevamustrid ajas! Jätkake põhja suunas ühe või kahe okulaari väljaga ja nihutage seejärel ühe võrra itta. See peaks teid M88-le viima. Nüüd nihutage veel üks väli itta ja lükake lõuna suunas M89 1 kuni 2 välja. Teie järgmine hüpe on ka okulaari väli ida ja seejärel 1 põhja suunas M90. Okulaaris paistab M90 väga nõrga ümara ähmasena, mis on väga ühtlase välimusega.
Hüppa nüüd üks väli üles M91 jaoks! See madala pinnatugevusega galaktika ei ole väikeses ulatuses lihtne ja tõenäoline, et näete selle tugevat keskmist riba. Vabastage suur teleskoop oma teed selgel, selgel ja pimedal õhtul ning teile avaldatakse muljet!
Ja siin on lühikesed faktid selle Messieri objekti kohta, mis aitavad teil alustada:
Objekti nimi: Messier 91
Alternatiivsed nimetused: M91, NGC 4548
Objekti tüüp: Tüüp SBb-keeratud spiraalgalaktika
Tähtkuju: Kooma Berenices
Õige tõus: 12: 35,4 (h: m)
Deklanatsioon: +14: 30 (kraadi: m)
Kaugus: 63 000 (kly)
Visuaalne heledus: 10,2 (mag)
Nähtav mõõde: 5,4 × 4,4 (kaare min)
Oleme siin Messieri objektide kohta kirjutanud palju huvitavaid artikleid kosmoseajakirjas. Siin on Tammy Plotneri sissejuhatus Messieri objektidesse, M1 - krabi udukogu, M8 - Laguuni 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 91
- SEDS - Messier 91
- Vikipeedia - Messier 91
- Messier objektid - Messier 91
