Tere tulemast tagasi Messieri esmaspäevale! Täna jätkame austusega oma kallile sõbrale Tammy Plotnerile, vaadates lähenevat spiraalgalaktikat, mida tuntakse kui Messier 90!
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 Messier 90-ga tuntud spiraalne vahe-galaktika, mis asub Neitsi tähtkujus umbes 60 miljoni valgusaasta kaugusel - muutes selle osaks Neitsiklastrist. Erinevalt enamikust kohaliku rühma galaktikatest on Messier 90 üks väheseid, mille puhul on leitud, et nad on aeglaselt Linnuteele lähemale liikumas (ülejäänud on Andromeeda ja Triangulumi galaktikad).
Mida te vaatate:
Neitsi klastri ühe suurema spiraalgalaktikana näiks M90 alguses galaktikana, mis on peatanud tähtede moodustumise. Selle madala tihedusega ja tihedalt haavatud spiraalharud osutavad kõik saarte universumile, kus toimub metamorfoos. Kuid sügaval südames pole M90 veel valmis. Nagu ütles S. Rys (jt) 2007. aasta uuringus:
„NGC4569 on heleda spiraaliga (Sb) galaktika, mis asub Neitsiklastri keskpunktist vaid 0,5 Mpc, tuntud oma kompaktses tähesära tuumas ja galaktika kettaga risti asetseva Ha eraldumise tõttu hiiglasliku (8 kpc) Ha voolavuse poolest. Meie hiljutised polarimeetrilised raadiokontinentsi-vaatlused Effelsbergi teleskoobiga sagedusel 4,85 GHz ja 8,35 GHz näitavad tohutuid magnetiseeritud lobesid, ulatudes isegi galaktika tasandilt 24 kpc-ni. See on esimene kord, kui klastri spiraalgalaktikas täheldatakse selliseid tohutuid raadioside kontinuumide lobesid. Vastupidiselt raadiokiirgusele ei ole röntgenikiirgusel galaktilise ketta mõlemal küljel sama suuri pikendusi. Tugevam röntgenkiirgus on aga nähtav ketta lähedal selle läänepoolses osas ja vastab seal täiustatud raadio- ja Ha-kiirgusele. Pikendus on lai, seega tüüpilisem laialt levinud tähepurske korral kui AGN-i kollimeeritum ionisatsioonikoonus. Vähem laiendatud röntgenikiirguskomponent on ketalt SW-suunaline ka nähtav. Galaktika sabade raadioemissiooni kontrollimine näitas, et lobesid ei saa tõepoolest toita AGN-ist, vaid need on tõenäoliselt põhjustatud tuuma tähetööst ja supertuule tüüpi väljavooludest? 30 aastat tagasi. Seda toetavad meie raadioandmete hinnangud lobesisese kombineeritud magnetilise ja kosmilise kiirgusrõhu kohta. Ha kannus ja sellega kaasnev pehme röntgenkiirgus ketta lääneosas võiks olla hiljutine näide selliste arvukate sündmuste kohta minevikus. "
Mida veel võib tähendada tähepurustustegevus muutuvas galaktikas? Proovige gaasi. Nagu Jerry Kenney (jt) osutasid 2004. aasta uuringus:
„Üks selgeimaid juhtumeid on kõrge kaldega Virgo galaktika NGC 4522, millel on tavaline täheketas, kuid kärbitud gaasiketas ning palju ketas oleva gaasi kärbimisraadiuse kõrval on palju ekstraplanaarset gaasi. Ekstraplanaarse gaasi abil tuvastatakse kõik ebatavaliselt tugev HI, H ja raadio pidev emissioon. Raadiokontinentsi polariseeritud ux ja spektriindeksi piik ekstraplanaarse gaasi vastasküljel, mis viitab ICM pidevale rõhule. Neli muud HI-puuduliku servaga neitsi spiraali näitavad tõendusmaterjali ekstraplanaalse ISM-gaasi kohta või ilmutavad nende ketta HI-jaotuses asümmeetriat, kuid sisaldavad palju vähem ekstraplanaarset HI-d kui NGC 4522. Võrreldes hiljutiste simulatsioonidega võib järeldada, et see erinevus võib olla evolutsiooniline ja suurte pinnatihedustega tasapinnalist gaasi, mida on täheldatud ainult ICM-ISM interaktsiooni varajastes faasides. Kärbitud H-ketta servast tõuseb välja HII-piirkondade anomaalne haru, mis võib-olla ekstraplanaarne. See sarnaneb simulatsioonides nähtud õlgadele, mis on moodustatud tuule rõhu ja pöörlemise koosmõjust. Laiendatud udusust kõrvaltelje lähedal, ka loode pool, tõlgendatakse kui tähtpuhumisvoolu mulli, mida häirib ICM-i tuule rõhk. ”
Miks see meid nii väga paelub? Astronoom Bill Keel võttis selle vaieldamatult kokku kõige paremini:
„Huvi tähega puhkenud galaktikate vastu on tekkinud imestusega, kuidas mõned galaktikad ja sageli nende tuumades väga väikesed piirkonnad suudavad väga lühikese aja jooksul nii palju gaasi efektiivselt tähtedeks muundada. CO-emissioonist hinnatakse sageli palju molekulaarset gaasi, nii et see pole niivõrd kütust tekitav küsimus kui kogumismõistatus. Kuidas saab koguda nii palju molekulaarset gaasi, ilma et oleksite teel tähti juba teadvustanud (analoogne probleem lõhustuva materjali kohta on keevitusprobleem). Tähtkujude statistika võib osutada vihjele - tähepursked on interaktiivsetes ja ühinevates süsteemides märkimisväärselt tavalisemad kui eraldatud galaktikates. Ehkki see ei tähenda, et rohkem neist esineks vastastikmõjudes (lihtsalt seetõttu, et ainult umbes 10% galaktikatest on seotud paarides), viitab see siiski sellele, et koostoimete ja ühinemiste ajal on tingimusi palju lihtsam saavutada. Mitmed tähtede moodustumise näitajad räägivad siin sarnaseid lugusid. Enamikul paaridel olevatel spiraalidel on SFR-i suurenemine tavaliselt 30%, samas kui mõnedel kogemustel suureneb suurusjärk. Purunemine piirdub sageli mõnesaja tuuma lähedal asuva parseliga, ehkki ketta laiused purunemised on tavalised. See häiritud galaktikate eelistamine on põhjustanud mitmesuguseid spekulatsioone, mis põhjustavad täiustusi (ja seega vähemalt aitab kaasa tähepurustustele). "
„Kõrged energiatihedused, nii tähevalguses kui ka mehaanilises sisendis tähetuulte ja supernoovade kaudu, võivad ISM-i siduda tähesurvega galaktikatest. Kuumutatud ISM suudab seada globaalse (või ülikõrge) tuule, mis on detekteeritav optilise joone emissioonis, hajutatud tähevalguses ja pehmetes röntgenkiirtes (kõige nähtavamalt liidese kaudu jämedalt koonilise väljavoolu servas). Suurem osa pääsevast materjalist võib olla nii kuum, et me ei näe seda isegi röntgenikiirgus, jahutades ainult liidesel vähem häiritud ISM-iga. See tuul võib olla oluline varasemat tüüpi galaktikate moodustamisel, kuna üks inimene peab gaasi ühinemisproduktist välja pühkima, kui see osutub elliptiliseks. Midagi sellist näib toimuvat klastrite ja rühmade ajaloos juba varakult, kuna klastri sisemises röntgengaasis on keemilised jäljed, et massilised tähed on neid töötanud. "
Vaatluse ajalugu:
M90 oli üks seitsmest Neitsi galaktika klastri liikmest, mille Charles Messier avastas 18. märtsi 1781. aasta öösel. Oma märkmetes kirjutab ta: „Täheta udukogu Neitsis: selle valgus on sama nõrk kui eelmine, nr 89 . ”
Selleks ajaks, kui Sir William Herschel jõudis Messieri kataloogi number 90, naudib ta kuuvalgust ööd - ja vähemalt selle järgi, mis meil on, - ei naase ta enam kunagi. Õnneks tuli admiral Smyth appi!
„See on imeline udune piirkond ja hajutatud aine võtab enda alla ulatusliku ruumi, kus Messieri ja Herscheli parimatest objektidest saab innukas vaatleja erakordse läheduse kaudu hõlpsasti kätte. Järgmine diagramm näitab tohutult häguste naabrite asukohta põhja pool (tegelikult lõuna pool) Messierist 88; neile eelnevad samas tsoonis M. number 84 ja neile järgnevad M. 58, 89, 90 ja 91; kirjeldades seega punkti 2 ° 1/2 põhjast lõunasse ja 3 ° idast läände, nagu mikromeeter seda näitab. Ja on mugav meeles pidada, et Neitsite vasakut tiiba ja õlgu koondava erakorralise udukogude ja kokkusurutud sfääriliste klastrite olukorrale osutavad Epsilon, Delta, Gamma, Eta harjutatud palja silmaga üsna hästi. ja Beta Virginis moodustavad poolringi idas, samal ajal kui viimati mainitud tähest põhja poole, tähistab Beta Leonis loodepiiri. Herscheli põhimõttele tuginedes võib seda austavalt eeldada kui meie kindluse kõige õhemat või madalamat osa; ja eraldamismehhanismi suur labor, mille abil kokkusurumine ja isolatsioon valmivad vanusepikkuses. Teema, olgu see kujutlusvõimeline, on pühalik ja ülev. ”
Messier 90 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. Kuna M90 läheneb magnituudile 10, vajab see pimedat ööd.
Ülevast naeruväärsest… ühest galaktikahüppest rikaste põllul. Nautige oma Virgo Quest!
Objekti nimi: Messier 90
Alternatiivsed nimetused: M90, NGC 4569
Objekti tüüp: Tüüp Sb-keeratud spiraalgalaktika
Tähtkuju: Neitsi
Õige tõus: 12: 36,8 (h: m)
Deklanatsioon: +13: 10 (kraadi: m)
Kaugus: 60000 (kly)
Visuaalne heledus: 9,5 (mag)
Nähtav mõõde: 9,5 × 4,5 (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 90
- SEDS - Messier 90
- Vikipeedia - Messier 90
- Messier objektid - Messier 90
