Velkommen tilbake til Messier mandag! I dag fortsetter vi i en hyllest til vår kjære venn, Tammy Plotner, ved å se på den mellomliggende spiralgalaksen kjent som Messier 66.
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 den mellomliggende elliptiske galaksen kjent som Messier 66 (NGC 3627). Ligger omtrent 36 millioner lysår fra Jorden i retning Leo-stjernebildet, og måler 95 000 lysår i diameter. Det er også det lyseste og største medlemmet av Leo Triplet av galakser og er kjent for sine lyse stjerneklynger, støvfelt og tilhørende supernovaer.
Beskrivelse:
Gruppen kjent som “Leo Trio”, som gleder seg over 35 millioner lysår fra Melkeveien, er hjemmet til den lyse galaksen Messier 66 - den østligste av de to M-objektene. I teleskopet eller kikkerten vil du finne denne sperrede spiralgalaksen langt mer synlig og mye enklere å se detaljer innenfor de knyttede armene og den svulmende kjernen.
På grunn av samspill med nærliggende galakser, viser M66 tegn til en ekstremt høy sentral massekonsentrasjon så vel som en løst ikke-koroterende klump av HI-materiale som tilsynelatende er fjernet fra en av spiralarmene. Selv en av dens spiralarmer fikk den bemerket i Halton Arps samling av særegne galakser! Så nøyaktig hva kolliderte det med? Som Xiaolei Zhang (et al) antydet i en studie fra 1993:
“De kombinerte CO- og H I-dataene gir ny informasjon, både om historien til det tidligere møtet med NGC 3627 med sin ledsagergalakse NGC 3628 og om den påfølgende dynamiske utviklingen av NGC 3627 som et resultat av dette tidevannsinteraksjonen. Spesielt indikerer den morfologiske og kinematiske informasjonen at gravitasjonsmomentet som ble opplevd av NGC 3627 under det nære møtet utløste en sekvens av dynamiske prosesser, inkludert dannelse av fremtredende spiralstrukturer, den sentrale konsentrasjonen av både stjernen og gassmassen, dannelsen av to vidt adskilte og utad beliggende indre Lindblad-resonanser, og dannelsen av en gassformet stang inne i den indre resonansen. Disse prosessene i koordinering tillater kontinuerlig og effektiv radiell massekreditt over hele den galaktiske disken. Observasjonsresultatet i det nåværende arbeidet gir et detaljert bilde av en nærliggende samvirkende galakse, som sannsynligvis er i ferd med å utvikle seg til en atomaktiv galakse. Det antyder også en av de mulige mekanismene for dannelse av suksessive ustabiliteter i galaksene etter interaksjon, som veldig effektivt kan kanalisere det interstellare mediet inn i sentrum av galaksen for å danne atomstjerner og Seyfert-aktiviteter. "
Å ja! Stjernedannende regioner ... Og hvilken bedre måte å se dypere på enn gjennom øynene til Spitzer-romteleskopet? Som R. Kennicutt (University of Arizona) og SINGS-teamet observerte:
"M66s blå kjerne og stolpe-lignende struktur illustrerer en konsentrasjon av eldre stjerner. Mens stangen virker blottet for stjernedannelse, er stangendene knallrøde og aktivt dannende stjerner. En sperret spiral tilbyr et utsøkt laboratorium for stjernedannelse fordi den inneholder mange forskjellige miljøer med varierende nivå av stjernedannelsesaktivitet, for eksempel kjerner, ringer, stang, stangender og spiralarmer. SINGS-bildet er en firekanals falsk fargekompositt, der blått indikerer utslipp ved 3,6 mikron, grønt tilsvarer 4,5 mikron og rødt til 5,8 og 8,0 mikron. Bidraget fra stjernelys (målt til 3,6 mikron) på dette bildet er trukket fra 5,8 og 8 mikron for å forbedre synligheten av støvfunksjonene. "
Messier 66 har også blitt dypt studert for å bevise at det dannes superstjerneklynger. Som David Meier antydet:
”Superstjerneklynger antas å være forløpere for kuleklynger og er noen av de mest ekstreme stjernedannelsesregionene i universet. De har en tendens til å forekomme i aktivt forstyrrende galakser eller i nærheten av kjernene til mindre aktive galakser. Super-stjerneklynger kan ikke sees i optisk lys på grunn av ekstrem utryddelse, men de lyser sterkt i infrarøde observasjoner og radioobservasjoner. Vi kan være sikre på at det er mange massive O-stjerner i disse regionene fordi massive stjerner kreves for å gi UV-stråling som ioniserer gassen og skaper et termisk lyse HII-regioner. Ikke mange fødsels-SSC-er er foreløpig kjent, så deteksjon er et viktig vitenskapelig mål i seg selv. Spesielt er svært få SSC-er kjent på galaktiske disker. Vi trenger flere deteksjoner for å kunne komme med statistiske uttalelser om SSC og fylle ut massespekteret av dannende stjerneklynger. Med flere deteksjoner vil vi kunne undersøke effektene av andre miljøer (f.eks. Barer, bobler og galaktisk interaksjon) på SSC-er, som potensielt kan følges opp i fremtiden med Square Kilometre Array for å oppdage deres effekter på individuell forming massive stjerner. ”
Men det er fortsatt mer. Prøv magnetiske egenskaper i M66s spiralmønster. Som M. Soida (et al) antydet i sin studie fra 2001:
"Ved å observere den samvirkende galaksen NGC 3627 i radiopolarisering prøver vi å svare på spørsmålet; i hvilken grad følger magnetfeltet den galaktiske gasstrømmen. Vi oppnådde total kraft og polariserte intensitetskart ved 8,46 GHz og 4,85 GHz ved hjelp av VLA i sin kompakte D-konfigurasjon. For å overvinne nullavstandsproblemene ble interferometriske data kombinert med målinger med en skål oppnådd med Effelsberg 100 m radioteleskop. Den observerte magnetfeltstrukturen i NGC 3627 antyder at to feltkomponenter legges over hverandre. Den ene komponenten fyller jevnt mellomrom og viser seg også i de ytterste diskområdene, den andre komponenten følger en symmetrisk S-formet struktur. På den vestlige disken er den sistnevnte komponenten godt på linje med en optisk støvbane, etter en sving som muligens er forårsaket av eksterne interaksjoner. Imidlertid krysser magnetfeltet i SE-disken et tungt støvfeltsegment, og er tilsynelatende ufølsomt for sterke tetthetsbølgevirkninger. Vi foreslår at magnetfeltet kobles fra gassen ved høy turbulent diffusjon, i samsvar med den store Hi-linjebredden i dette området. Vi diskuterer i detalj den mulige påvirkningen av kompresjonseffekter og ikke-aksymmetriske gassstrømmer på det generelle magnetfeltasymmetriene i NGC 3627. På grunnlag av Faraday rotasjonsfordeling foreslår vi også eksistensen av en stor ionisert glorie rundt denne galaksen. "
Observasjonshistorie:
Både M65 og M66 ble oppdaget samme natt - 1. mars 1780 - av Charles Messier, som beskrev M66 som “Nebula oppdaget i Leo; lyset er veldig svakt og det er veldig nært det foregående: De vises begge i samme felt i refraktoren. Kometen fra 1773 og 1774 har gått mellom disse to nebulatene 1. til 2. november 1773. M. Messier så dem ikke på det tidspunktet, uten tvil, på grunn av kometen. "
Begge galakser ville bli observert og katalogisert av Herschel-familien og videre utdypet av Admiral Smyth:
”En stor langstrakt tåke, med en lys kjerne, på løvenes haunt, trending np [nord foran, NW] og sf [sør etter, SØ]; dette vakre eksemplet av perspektiv ligger bare 3deg sør-øst for Theta Leonis. Det er etterfulgt av 73-tallet av en annen med lignende form, som er Messiers nr. 65, og begge er i feltet på samme tid, under en moderat makt, sammen med flere stjerner. De ble påpekt av Mechain for Messier i 1780, og de virket svake og disige for ham. Ovennevnte er deres utseende i instrumentet mitt.
“Disse ufattelig store kreasjonene blir fulgt, nøyaktig på samme parallell, med Delta AR = 174s, av en annen elliptisk tåke med enda en mer overveldende karakter når det gjelder tilsynelatende dimensjoner. Det ble oppdaget av H. [John Herschel], i feiing, og er nr. 875 i katalogen hans fra 1830 [faktisk, sannsynligvis en feilaktig stilling for gjenoppdaget M66]. De to foregående av disse entallobjektene ble undersøkt av Sir William Herschel, og sønnen hans [JH]; og sistnevnte sier: ”Den generelle formen for langstrakte nebler er elliptisk, og kondensasjonen deres mot sentrum er nesten alltid slik den vil oppstå fra superposisjonen til lysende elliptiske lag, og øker i tetthet mot sentrum. I mange tilfeller følges økningen av tettheten åpenbart med en reduksjon av elliptisitet, eller en nærmere tilnærming til den kuleformen i det sentrale enn i de ytre lagene. ” Deretter antar han at den generelle sammensetningen av disse tåkevannene er den av uformelle sfæroidmasser av enhver grad av flathet fra sfæren til disken, og av alle varianter med hensyn til loven om deres tetthet, og elliptisitet mot sentrum. Dette må virke oppsiktsvekkende og paradoksalt for de som ser for seg at formene til disse systemene opprettholdes av krefter som er identiske med de som bestemmer formen for en fluidmasse i rotasjon; fordi, hvis nevlene bare er klynger av diskrete stjerner, som i det større antall tilfeller er det all grunn til å tro at de er, kan ikke noe press forplante seg gjennom dem. Siden ingen generell rotering av et slikt system som en masse kan antas, foreslår Sir John følgelig et opplegg som han viser ikke er under visse forhold uoverensstemmende med gravitasjonsloven. "Det må heller tenkes," forteller han oss, "som en hvilende form, som innenfor dens rammer omfatter en ubestemt størrelse av individuelle bestanddeler, som vi kan fortelle, kan bevege hverandre imellom, animert av hver sin egen iboende prosjektilkraft, og avbøyd til en bane mer eller mindre komplisert, av påvirkningen av den indre gravitasjonsloven som kan være et resultat av de sammensatte attraksjonene i alle dens deler. "
Finne Messier 66:
Selv om du kanskje tror på grunn av den tilsynelatende visuelle størrelsen at M66 ikke ville være synlig i små kikkert, har du feil. Overraskende nok, takket være sin store størrelse og høye overflatelysstyrke, er denne galaksen veldig lett å oppdage direkte mellom Iota og Theta Leonis. I selv 5X30 kikkert under gode forhold vil du lett se både den og M65 som to tydelige grå ovaler.
Et lite teleskop begynner å få frem strukturen i begge disse lyse og fantastiske galaksene, men for å få et hint om "Trioen" trenger du minst 6 ″ i blenderåpningen og en god mørk natt. Hvis du ikke får øye på dem med en gang i kikkert, ikke bli skuffet - dette betyr at du sannsynligvis ikke har gode himmelforhold og prøv igjen på en mer gjennomsiktig natt. Paret egner seg godt til beskjedne månelyse netter med større teleskoper.
Må du like gjerne bli tiltrukket av dette galaktiske paret!
Og her er de kjappe faktaene på M66 som hjelper deg i gang:
Objektnavn: Messier 66
Alternative betegnelser: M66, NGC 3627, (medlem av) Leo Trio, Leo Triplet
Objekttype: Type Sb Spiral Galaxy
Constellation: Leo
Rett oppstigning: 11: 20.2 (h: m)
deklinasjon: +12: 59 (deg: m)
Avstand: 35000 (kly)
Visuell lysstyrke: 8,9 (mag)
Tilsynelatende dimensjon: 8 × 2,5 (bue 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:
- NASA - Messier 66
- ESA - Spiral Galaxy Messier 66
- Messier Objects - Messier 66
- Wikipedia - Messier 66
