MESSIER 64 - THE BLACK EYE GALAXY

Send

Velkommen tilbake til Messier mandag! I dag fortsetter vi med en hyllest til vår kjære venn, Tammy Plotner, ved å se på den “onde” kunden kjent som Messier 64 - alias. "Black Eye Galaxy"!

På det 18. århundre, mens han søkte på nattehimmelen etter kometer, fortsatte den franske astronomen Charles Messier å merke tilstedeværelsen av faste, diffuse gjenstander han opprinnelig tok feil av kometer. Med tiden ville han komme til å lage en liste med omtrent 100 av disse objektene, i håp om å forhindre andre astronomer i å gjøre den samme feilen. Denne listen - kjent som Messier Catalog - skulle bli en av de mest innflytelsesrike katalogene over Deep Sky Objects.

Et av disse objektene er kjent som Messier 64, som også er kjent som “Black Eye” eller “Evil Eye Galaxy”. Denne spiralgalaksen ligger i Coma Berenices-stjernene, omtrent 24 millioner lysår fra Jorden, og er berømt for det mørke båndet med absorberende støv som ligger foran galakasens lyse kjerne (i forhold til Jorden). Messier 64 er godt kjent blant amatørastronomer fordi den er synlig med små teleskoper.

Beskrivelse:

"Sleeping Beauty" ligger omtrent 19 millioner lysår fra vår hjemmegalakse, og strekker seg over et område som dekker et område nesten 40.000 lysår på tvers, og snurrer rundt med en hastighet på 300 kilometer per sekund. Mot kjernen er en motroterende skive som er omtrent 4000 lysår bred, og friksjonen mellom disse to kan meget vel være den medvirkende årsaken til de enorme mengder starburst-aktivitet og karakteristisk mørkt støvfelt.

Stjerner ser selv ut til å danne seg i to bølger, og utviklet seg først utenfor etter tetthetsgradienten hvor rikelig interstellar materie ventet, og utviklet seg deretter sakte. Da materialet fra de modne stjernene begynte å bli presset tilbake av deres stjernevind, supernovaer og planetariske tåler komprimerte mengder av interstellar materie nok en gang sammen, og startet prosessen med stjernedannelse igjen. Denne "andre bølgen" kan veldig godt være representert av den mørke, skjule støvfilen vi ser.

Men M64 er ikke uten at det er en del av uroen. Den doble rotasjonen kan ha startet som en kollisjon da to galakser slo seg sammen for noen milliarder år siden - eller slik teori antyder. Men gjorde det det? Som Robert Braun og Rene Walterbos forklarte i deres studie fra 1995:

"Det er kjent at denne galaksen inneholder to nestede, motroterende gassskiver med noen få 108 solmasser hver, med den indre disken strekker seg til omtrent 1 kpc og den ytre disken strekker seg utover. Den stjernekinematikken langs hovedaksen, som strekker seg over overgangsregionen mellom de to gassskivene, viser ingen antydning til hastighets reversering eller økt hastighetsdispersjon. Stjernene roterer alltid i samme forstand som den indre gassdisken, og dermed er det den ytre disken som ‘motarbeider’. De prosjekterte sirkulære hastighetene som utledes fra stjernekinematikken og fra HI-diskene er enige om innen 10 km / s, noe som støtter andre bevis for at stellar- og gassformige disker er planplanære til omtrent 7 grader. Denne øvre grensen er sammenlignbar med massen av detektert tellerroterende gass. Denne lave massen av motroterende materiale, kombinert med lavhastighetsdispersjonen i den stjerneskive, innebærer at NGC 4826 ikke kan være et produkt av en retrograd sammenslåing av galakser, med mindre de skilte seg med minst en størrelsesorden i masse. Hastighetene til den ioniserte gassen langs hovedaksen er i samsvar med stjernenes for R mindre enn 0,75 kpc. Den etterfølgende overgangen mot tilsynelatende motrotasjon av den ioniserte gassen er romlig godt oppløst, og strekker seg over omtrent 0,6 kpc i radius. Kinematikken i dette området er ikke symmetrisk med hensyn til galakssenteret. På sørøstsiden er det en betydelig region hvor vproj (H II) er mye mindre enn vcirc omtrent 150 km / s, men sigma (H II) omtrent 65 km / s. De kinematiske asymmetriene kan ikke forklares med noen stasjonær dynamisk modell, til og med er gassinnstrømning eller varp ble påberopt. Gassen i dette overgangsregionen viser en diffus romlig struktur, sterk (N II) og (S II) utslipp, så vel som høyhastighetsdispersjonen. Disse dataene gir oss conundrum med å forklare en galakse der en stjerneskive, og to teller som roterer HI-disker, ved mindre og mye større radier, vises i likevekt og nesten coplanar, men hvor overgangsregionen mellom gassplatene ikke er i jevn tilstand. ”

Så er alt hva det virkelig ser ut til å være? Fødes nye stjerner i mørket? Som A. Majeed (et al) antydet i 1999-studien deres:

“Evil Eye-galaksen (NGC 4826; M64) utmerker seg med en asymmetrisk plassert, sterkt absorberende støvfelt over den fremtredende buen. Vi skaffet oss et langspalt spektrum av NGC 4826, med spalten over galaksens kjerne, som dekker like deler av de skjulte og de ubeskutte delene av bula. Ved å sammenligne de spektrale energifordelingene på tilsvarende posisjoner på bula, symmetrisk plassert i forhold til kjernen, var vi i stand til å studere bølgelengdeavhengige effekter av absorpsjon, spredning og emisjon fra støvet, samt tilstedeværelsen av pågående stjernedannelse i støvfeltet. Vi rapporterer påvisning av sterk utvidet rødutslipp (ERE) fra støvfeltet i løpet av omtrent 15 arcsek avstand fra kjernen til NGC 4826. ERE-båndet strekker seg fra 5400 A til 9400 A, med en topp nær 8800 A. Den integrerte ERE-intensiteten er omtrent 75% av det estimerte spredte lyset fra støvbanen. ERE forskyver seg mot lengre bølgelengder og avtar i intensitet når et område med stjernedannelse, som ligger over 15 arcsec-avstand, nærmer seg. Vi tolker ERE som opprinnelse i fotoluminescens av klynger av nanometerstørrelse, belyst av galaksens strålingsfelt, i tillegg til at det stjernedannende komplekset lyses opp i støvbanen. Når vi blir undersøkt i sammenheng med ERE-observasjoner i den diffuse ISM av vår Galaxy og i en rekke andre støvete miljøer som for eksempel nebler, konkluderer vi at ERE-fotonkonverteringseffektiviteten i NGC 4826 er så høy som finnes andre steder, men at størrelsen på nanopartiklene i NGC 4826 er omtrent dobbelt så store som de som antas å eksistere i den diffuse ISM av vår Galaxy. ”

Men debatten er fortsatt på. Som R.A. Walterbos (et al) uttrykte i sin studie fra 1993:

”Den nær planplanorienterte orienteringen av gassskivene er et aspekt som er i god overensstemmelse med det som forventes på grunnlag av en fusjonsmodell for motroterende gass. Rotasjonsretningen til den indre gassskiven i forhold til stjernene er imidlertid ikke. I tillegg innebærer eksistensen av en veldefinert eksponentiell disk at hvis en fusjon skjedde, må den ha vært mellom en gassrik dverg og en spiral, ikke mellom to like massespiraler. De stjernespiralarmene til NGC 4826 ligger bakover en del av disken og fører i den ytre disken. Nylige numeriske beregninger av Byrd et al. for NGC 4622 antyder at langvarige ledende armer kunne dannes ved en nær retrograd passasje av en liten ledsager. I dette scenariet kan den ytre motroterende gassskiven i NGC 4826 være den tidvis strippet gass fra dvergen. Imidlertid fører de ytre armene i NGC 4826, mens det ser ut til at de indre armene i NGC 4622 leder. En realistisk N-kropp / hydro-simulering av et dverg-spiral møte er helt klart nødvendig. Det kan også være mulig at den motroterende ytre gassdisken skyldes gradvis innfall av gass fra glorie, snarere enn fra en diskret fusjonshendelse. "

Observasjonshistorie:

M64 ble oppdaget av Edward Pigott 23. mars 1779, bare 12 dager før Johann Elert Bode fant den uavhengig 4. april 1779. Omtrent et år senere oppdaget Charles Messier den uavhengig 1. mars 1780 og katalogiserte den som M64. Pigot sa:

23. mars [1779] oppdaget jeg en tåke i stjernebildet Coma Berenices, som jeg antar, til nå, uten å merke; i det minste ikke nevnt i M. de la Langes astronomi, og heller ikke i M. Messiers rikelig katalog over nebuløse stjerner [av 1771]. Jeg har observert det i et akromatisk instrument, tre meter langt, og dedusert sitt gjennomsnittlige R.A. ved å sammenligne den med følgende stjerner Mean R.A. av tåken for 20. april 1779, av 191d 28 ′ 38 ″. Lyset var ekstremt svakt, og jeg kunne ikke se det i det to-fots teleskopet til vår kvadrant, og var derfor nødt til å bestemme dens tilbøyelighet på samme måte med transittinstrumentet. Bestemmelsen, men jeg tror, kan være avhengig av to minutter: følgelig er deklinasjonen nord 22d 53 ″ 1/4. Diameteren til denne tåken vurderte jeg å være omtrent to minutter på en grad. ”

Imidlertid ble Pigottts oppdagelse publisert først når den ble lest før Royal Society i London 11. januar 1781, mens Bodes ble publisert i løpet av 1779 og Messiers på sensommeren, 1780. Pigottes oppdagelse ble mer eller mindre ignorert og ble bare gjenopprettet av Bryn Jones i april 2002! (Måtte den gode Mr. Pigot vite at han ble husket her og rapportene hans ble plassert først !!)

Så hvordan fikk det navnet “Black Eye Galaxy”? Vi har Sir William Herschel å takke for det: “En veldig bemerkelsesverdig gjenstand, mye langstrakt, omtrent 12 ′ lang, 4 ′ eller 5 ′ bred, inneholder ett klarsynt sted som en stjerne med en liten svart bue under seg, slik at den gir en ideen om det som kalles et svart øye, oppstått fra kampene. ” Naturligvis foreviget John Herschel det da han skrev i sine egne notater:

Messier bemerker selvfølgelig ikke den mørke semi-elliptiske ledigheten (indikert med en uskygget eller lys del i figuren), som delvis omgir den kondenserte og lyse kjernen i denne tåken. Det ble imidlertid sett av min far, og vist av ham til avdøde Sir Charles Blagden, som liknet det med utseendet til et svart øye, en merkelig, men ikke uformell sammenligning. Kjernen er noe langstrakt, og jeg har en sterk mistanke om at det kan være en nær dobbeltstjerne, eller ekstremt kondensert dobbeltnebula. ”

Finne Messier 64:

Å finne M64 er ikke spesielt enkelt. Begynn med å identifisere knalloransje Arcturus og Coma Berenices-stjerneklyngen (Melotte 111) om et håndspenn mot vest vest. Når du slapper av og lar øynene dine tilpasse seg, vil du se de tre stjernene som utgjør stjernebildet Coma Berenices, men hvis du bor under lette forurensede himmel, kan det hende du trenger kikkert for å finne de svake stjernene. Når du har bekreftet Alpha Comae, star hop omtrent 4 grader nord / nordvest til 35 Comae. Du finner M64 rundt en grad nordøst for stjerne 35.

Mens Messier 64 er kikkert mulig, vil det kreve veldig mørke himmel for gjennomsnittlig kikkert og vil bare vises som en veldig liten, oval kontrastendring. Imidlertid i teleskoper så små som 102 mm, kan dets markante markeringer sees på mørke netter med god klarhet. Ikke kjempe for det ... Det er nok av mørk støvfelt i denne Sleeping Beauty!

Og her er de korte faktaene om dette Messier-objektet som hjelper deg i gang:

Objektnavn: Messier 64
Alternative betegnelser: M64, NGC 4826, The Black Eye Galaxy, Sleeping Beauty Galaxy, Evil Eye Galaxy
Objekttype: Type Sb Spiral Galaxy
Constellation: Coma Berenices
Rett oppstigning: 12: 56,7 (t: m)
deklinasjon: +21: 41 (deg: m)
Avstand: 19000 (kly)
Visuell lysstyrke: 8,5 (mag)
Tilsynelatende dimensjon: 9,3 × 5,4 (lysbue min)

Vi har skrevet mange interessante artikler om Messier Objects her på Space Magazine. Her er Tammy Plotners introduksjon til Messier-objektene, M1 - The Crab Nebula, og David Dickisons artikler om 2013 og 2014 Messier Marathons.

Sørg for å sjekke ut vår komplette Messier-katalog. Og for mer informasjon, sjekk ut SEDS Messier-databasen.

kilder: