Velkommen tilbake til Messier mandag! I dag fortsetter vi med en hyllest til vår kjære venn, Tammy Plotner, ved å se på "Fantomgalaksen" kjent som Messier 74!
I løpet av 1700-tallet merket den berømte franske astronomen Charles Messier tilstedeværelsen av flere "nebulous objekter" mens han undersøkte nattehimmelen. Når han opprinnelig tok feil av disse objektene for kometer, begynte han å katalogisere dem slik at andre ikke ville gjøre den samme feilen. I dag inkluderer den resulterende listen (kjent som Messier Catalog) over 100 objekter og er en av de mest innflytelsesrike katalogene over Deep Space Objects.
Et av disse objektene er spiralgalaksen kjent som Messier 74 (alias Phantom Galaxy) som vises med ansikt til observatører fra Jorden. Ligger omtrent 30 millioner lysår fra Jorden i retning Fiskene-stjernebildet, og måler denne galaksen rundt 95 000 lysår i diameter (nesten like stor som Melkeveien) og har hjem til rundt 100 milliarder stjerner.
Beskrivelse:
Denne vakre galaksen er en prototype av en storslått design-galakse og blant de første “Spiral Nebulae” anerkjent av Lord Rosse. Ligger omtrent 30 til 40 millioner lysår unna oss, glir den sakte enda lenger bort med en hastighet på 793 kilometer i sekundet. Skjønnheten spenner over 95.000 lysår, omtrent like stor som Melkeveien vår, og dens spiralarmer strekker seg over 1000 lysår.
Inne i disse armene er klynger av blå unge stjerner og rosa fargede diffuse gassnebler kalt H II-regioner der stjernedannelse skjer. Hvorfor en så feiende storslått skjønnhet? Sjansen er for at tetthetsbølgene som sveiper rundt M74s gassdisk, sannsynligvis indusert av gravitasjonsinteraksjon med nabokalakser. Som B. Kevin Edgar forklarte:
"En numerisk metode er beskrevet som er spesielt utviklet for å behandle dynamikken til en uendelig stor, denne, differensielt roterende, gassformige disken. Metoden er basert på Piecewise Parabolic Method (PPM), en utvidelse av Godunovs metode i høyere orden. Gravitasjonskrefter som representerer en lineær spiraltetthetsbølge i den stjernekomponenten i en galakse er inkludert. Beregningen er euler og utføres i en jevn roterende referanseramme ved bruk av plane polare koordinater. Ligningene er formulert i en eksakt forstyrrelsesform for eksplisitt å eliminere alle store, motstridende begrep som representerer kraftbalanse i den uforstyrrede, akse symmetriske tilstanden, slik at nøyaktig beregning av små forstyrrelser kan gjøres. Metoden egner seg ideelt til studiet av gassresponsen på en spiraltetthetsbølge i en skive-galakse. En serie todimensjonale hydrodynamiske modeller er beregnet for å teste gravitasjonsresponsen til en ensartet, isoterm, masseløs gassskive til en pålagt spiral gravitasjonsforstyrrelse. Parametrene som beskriver massefordelingen, rotasjonsegenskapene og spiralbølgen er basert på galaksen NGC 628. Løsningene har støt i og utenfor ko-rotasjon, og tapper området rundt samrotasjon. Hastigheten som denne regionen tappes av, avhenger sterkt av styrken til den pålagte spiralforstyrrelsen. Potensielle forstyrrelser på 10% av større gir store radiale tilstrømninger. Tiden som trengs for at gassen faller til indre Linblad-resonans i slike modeller er bare en liten brøkdel av Hubble-tiden. Den implisitte raske utviklingen antyder at hvis galakser eksisterer med så store forstyrrelser, må enten gass fylles på utenfra galaksen, eller forstyrrelsene må være forbigående. Innenfor co-rotasjon med spiralmønsteret, øker tapet av vinkelmomentum av gassen stjernenes vinkelmoment, og reduserer bølgelamplituden. ”
Hva skjuler seg ellers inne? Så ta en titt med røntgenøyne. Som Roberto Soria (et al) antydet i deres studie fra 2002:
“Den motsatte spiralgalaksen M74 (NGC 628) ble observert av XMM-Newton den 2. februar 2002. Totalt er det funnet 21 kilder i den indre 5 ′ fra kjernen (etter avvisning av noen få kilder tilknyttet forgrundsstjerner) . Hardhetsforhold antyder at omtrent halvparten av dem tilhører galaksen. Den høyere lysstyrkeenden av lysstyrkefunksjonen er utstyrt med en strømlov på skråningen -0,8. Dette kan tolkes som bevis på pågående stjernedannelse, i analogi med fordelingene som finnes i disker fra andre sentyp galakser. En sammenligning med tidligere Chandra-observasjoner avslører en ny ultraluminøs røntgenovergang (LX ~ 1,5 × 1039 ergs-1 i 0,3-8 keV-båndet) omtrent 4 ′ nord for kjernen. Vi finner en annen lys forbigående kilde (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) omtrent 5 ′ nordvest for kjernen. UV- og røntgenpartiklene til SN 2002ap finnes også i denne XMM-Newton-observasjonen; hardhetsforholdet til røntgenpartikelen antyder at utslippet kommer fra den sjokkerte omgåsstoffet. ”
I Messier 74s tilfelle er ingenting sjokkerende - inkludert dets spiraltetthetsbølger. Som Sakhibov og Smirnov forklarte i en studie fra 2004:
"Den radielle profilen til stjernedannelsesfrekvensen (SFR) i galaksen NGC 628 er vist å være modulert av en spiraldensitetsbølge. Den radielle profilen for hastigheten på gassinnstrømning i spiralarmen er lik den radielle fordelingen av overflatetettheten til SFR. Plasseringen av korotasjonsresonansen bestemmes sammen med andre parametre for spiraldensitetsbølgen via en Fourier-analyse av den azimutale fordelingen av de observerte radielle hastigheter i ringformede soner på disken til NGC 628. Radialprofilen til overflatetettheten til SFR bestemmes ved å bruke den empiriske SFR — lineære størrelsesforholdet for stjernedannelseskomplekser (gigantiske HII-regioner) og målinger av koordinatene, H alfa-flukser og størrelsene på HII-regioner i NGC 628. ”
Vi snakker om gigantiske stjernedannende regioner, ikke sant? Og der stjerner dannes…. Stjerner dør. Som i supernova! Som Elias Brinks (et al) indikerte:
Dannelsen av massive stjerner, vanligvis i (super) stjerneklynger, deres raske evolusjon og påfølgende bortgang som supernovaer har stor innvirkning på deres nærmeste omgivelser. Den kombinerte effekten av stjernevind og Supernovae, som går av raskt og etter et lite volum, skaper ekspanderende bobler av koronggass i det nøytrale Interstellar medium (ISM) I spiral og (dverg) uregelmessige galakser. Disse ekspanderende skjellene sveiper igjen opp og komprimerer nøytral gass som kan føre til molekylær skydannelse og begynnelsen av sekundær eller indusert stjernedannelse. Stjernedannende områder forstyrrer deres omliggende ISM, så en mer "aktiv", med hensyn til stjernedannelse, forventes galaksen å ha en mer inhomogen ISM. Stjernedannelsesfrekvensen i NGC 628 er fire ganger høyere enn i NGC 3184 og dobbelt så høy som i NGC 6946, noe som kan forklare det større antall HI-hull som finnes i denne galaksen. Vi finner at størrelsene på HI-hullene varierer fra 80 pc (nær oppløsningsgrensen) til 600 pc; ekspansjonshastighetene kan nå 20 km s1; estimerte aldre er 2,5 til 35 Myr, og energiene som er involvert varierer fra 1050 til 3,5 x 105 Z ergs. Mengden nøytral gass involvert er av størrelsesorden 104 til 106 solmasser. "
Enorme masser… Masser som noen ganger ... forsvinner ?? Som Justyn R. Maund og Stephen J. Smartt forklarte i en studie fra 2009:
”Ved å bruke bilder fra Hubble-romteleskopet og Gemini-teleskopet, bekreftet vi forsvinningen av forfedrene til to type II supernovaer (SNe) og vurderte tilstedeværelsen av andre stjerner tilknyttet dem. Vi fant at stamfaren til SN 2003gd, en M-supergiant stjerne, ikke lenger blir observert på SN-stedet og bestemte dens egen lysstyrke ved bruk av bildesubtraksjonsteknikker. Forfederen til SN 1993J, en K-supergiant stjerne, er heller ikke lenger til stede, men dens B-supergiant binære følgesvenn er fremdeles observert. Forfedrene forsvinner bekrefter at disse to supernovaene ble produsert av røde supergiganter. ”
Maund og Smartt benyttet en teknikk der bilder ble tatt etter at SN 2003gd hadde forsvunnet, og forfederstjernen manglet antagelig og ble trukket fra bildene før eksplosjonen. Alt som var igjen på SN-stillingen tilsvarte den virkelige avkomstjernen. Gemini-observasjonene fra 2003gd er vist i figur 1 som sammenligner visninger før og etter supernova av stamfaderstjernens region av galaksen kjent som M-74 eller NGC 628.
"Dette er den første røde supergiant stamfaren for en normal type IIP-supernova som har vist seg å ha forsvunnet, og det er i den lave massen av enden av at store stjerner eksploderer som supernovaer," sa Maund. "Så bekrefter det endelig at en standard prediksjon for en rekke stjernemessige evolusjonsmodeller er riktig."
Utvikling? Det kan du vedde på'. Messier 74 fortsetter, til tross for sin alder, å vokse opp! Som A.S. Gusev (et al) indikerte:
"Tolkning av observerte egenskaper hos ung stjernpopulasjon i NGC 628 blir utført på grunnlag av sammenligningen av UBVRI-fotometridataene med høy oppløsning av 127 H-alfa-regioner i galaksen med det detaljerte rutenettet for de syntetiske evolusjonsmodellene for stjernesystemer. Det detaljerte rutenettet for evolusjonsmodeller inkluderer 2 regimer for stjernedannelse (øyeblikkelig burst og en konstant stjernedannelse), hele spekteret av IMF (skråning og en øvre massegrense) og alder (fra 1 Myr til 100 Myr). Den kjemiske forekomsten av de stjernedannende regionene ble bestemt ut fra de uavhengige observasjonene. Løsningen av det motsatte problemet med å finne alder, stjernedannelsesregime, IMF-parametere og støvabsorpsjon i de stjernedannende regionene produseres ved hjelp av en spesiell reguleringsavviksfunksjon. Rødnende estimater er korrelert med galaktosentriske avstander til stjernedannende regioner, i samsvar med en kjemisk overflod radiell gradient avledet fra uavhengige observasjoner. Alder av stjernedannelseskomplekser viser også en trend som en funksjon av kjemisk sammensetning. ”
Så hvor går så store grupper av unge stjerner for å henge og slappe av? Kanskje ... Bare kanskje de prøver å danne en bar i nabolaget. En galaktisk bar, selvfølgelig! Som M. S. Seigar ved Joint Astronomy Center sa i en studie fra 2002:
“Vi har skaffet bakkebaserte I-, J- og K-båndbilder av spiralgalaksen, Messier 74 (NGC 628). Denne galaksen har vist seg å ha en sirkulær kjernestring av stjernedannelse fra både nær-infrarød spektroskopi av CO-absorpsjon og sub-millimeter avbildning av CO-utslipp. Sirkusukleære ringer med stjernedannelse antas å eksistere bare som et resultat av et stolpepotensial. Vi viser bevis for en svak oval forvrengning i sentrum av M 74. Vi bruker resultatene fra Combes & Gerin (1985) for å antyde at dette svake ovale potensialet er ansvarlig for den sirkulære kjernen av stjernedannelse observert i M 74. ”
Observasjonshistorie:
Denne fantastiske spiral galaksen ble opprinnelig oppdaget i slutten av september 1780 av Pierre Mechain og deretter pliktoppfyllt og observert pliktoppfyllt av Charles Messier 18. oktober 1780.
"Tåke uten stjerner, nær stjernen Eta Piscium, sett av M. Mechain i slutten av september 1780, og han rapporterer:" Denne tåken inneholder ingen stjerner; den er ganske stor, veldig uklar og ekstremt vanskelig å observere; man kan kjenne det med mer sikkerhet under fine, frostige forhold. M. Messier så etter den og fant den, slik M. Mechain beskriver det: den er blitt sammenlignet direkte med stjernen Eta Piscium. ”
Tre år senere ville Sir William Herschel gjøre sitt beste for å prøve å løse det han mente var en stjerneklynge - og komme tilbake i de påfølgende årene, selv på bekostning av eget utstyr.
“1799, 28. desember, 40 fot teleskop. Veldig lyse i midten, men lysstyrken begrenset til en veldig liten del, og er ikke rund; om den lyse midten er en veldig svak nebulositet i betydelig grad. Den lyse delen ser ut til å være av løselig art, men speilet mitt har blitt skadet av kondenserte damper. ”
For å gi Sir William æren, var han den første til å løse noen av de mange klumpene i fødselsregionene som ble sett i Messier 74, og resultatene av observasjonene hans ble senere bekreftet av hans egen sønn.
John Herschel ville også se flekking i strukturen til M74, men likevel var Lord Rosse den første til å plukke ut spiralstrukturen. Igjen, på det tidspunktet astronomene trodde at disse kondensasjonene var individuelle stjerner - en observasjon passerte så langt som Emil Dreyers tid da Messier 74 til slutt også ble et NGC-objekt.
Finne Messier 74:
M74 er ikke alltid et lett objekt og krever mørke himmel og litt starhopping. Prøv å begynne på Alpha Arietis (Hamal) og lag en mental linje mellom det og Beta - deretter videre til Eta Piscium. Sentrer finnerskapet ditt ved Eta og skift utsikten ca 1,5 grader nordøst. Hvis du foretrekker det, kan du gjøre dette mens du ser gjennom et bredt felt, okular med lav forstørrelse - som normalt gir et visst synsfelt.
I et mindre teleskop er det første du vil legge merke til Messier 74s stjernekjerne. Dette er grunnen til at mange ganger observatører har problemer med å finne den! Tro det eller ei, bevegelse kan noen ganger hjelpe deg med å oppdage svakere ting, så å bruke okularet til å finne det er en god observatørs “triks for handelen”. Fordi denne spiralgalaksen har liten overflatelysstyrke, krever den relativt god himmel - så prøv under mange forhold. Et lite teleskop vil avsløre en støvete glorie rundt kjerneområdet, mens større blenderåpninger vil avsløre spiralstrukturen. Store kikkerter under uberørte himmelforhold kan utgjøre en liten svak dis!
Studer det selv… Hvem vet hva du kan oppdage!
Objektnavn: Messier 74
Alternative betegnelser: M74, NGC 628
Objekttype: Sc Spiral Galaxy
Constellation: Fiskene
Rett oppstigning: 01: 36,7 (t: m)
deklinasjon: +15: 47 (deg: m)
Avstand: 35000 (kly)
Visuell lysstyrke: 9,4 (mag)
Tilsynelatende dimensjon: 10,2 × 9,5 (bue min)
Vi har skrevet mange interessante artikler om Messier Objects og kuleklynger her på Space Magazine. Her er Tammy Plotners introduksjon til Messier-objektene, M1 - Crab Nebula, Observing Spotlight - Uansett hva som skjedde med Messier 71?, Og David Dickisons artikler om Messier Marathons 2013 og 2014.
Sørg for å sjekke ut vår komplette Messier-katalog. Og for mer informasjon, sjekk ut SEDS Messier-databasen.
kilder:
- NASA - Messier 74
- SEDS - Messier 74
- Messier Objects - Messier 74: Phantom Galaxy
- Wikipedia - Messier 74
