Velkommen tilbake til Messier mandag! I dag fortsetter vi i en hyllest til vår kjære venn, Tammy Plotner, ved å se på den nærmer seg spiralgalaksen kjent som Messier 90!
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 den mellomliggende spiralgalaksen kjent som Messier 90, som ligger omtrent 60 millioner lysår unna i stjernebildet Jomfruen - noe som gjør den til en del av Jomfrueklyngen. I motsetning til de fleste galakser i den lokale gruppen, er Messier 90 en av få som har funnet seg å sakte bevege seg nærmere Melkeveien (de andre er Andromeda og Triangulum-galaksen).
Hva du ser på:
Som en av de større spiralgalakser i Virgo Cluster, ville M90 først virke å være en galakse som har stoppet stjernedannelsen. Dens lave tetthet og tett sårede spiralarmer peker alle på et øyaunivers som er i ferd med å gjennomgå metamorfose. Likevel, innerst i hjertet, er M90 bare ikke ferdig ennå. Som S. Rys (et al) sa i 2007-studien:
NGC4569 er en lys spiral (Sb) galakse som ligger bare 0,5 Mbps fra Virgo Cluster-senteret, kjent for sitt kompakte starburst i kjernen og en gigantisk (8 kpc) utstrømning av Ha som avgir gass vinkelrett på galakseskiven. Våre nylige polarimetriske radiokontinuumobservasjoner med Effelsberg-teleskopet på 4,85 GHz og 8,35 GHz avslører enorme magnetiserte fliser, til og med strekker seg 24 kpc fra det galaktiske planet. Dette er første gang at slike enorme radiokontinuumlober blir observert i en klyngespiralgalakse. I motsetning til radioutslippet viser røntgenstrålene ikke like store utvidelser på begge sider av den galaktiske disken. Sterkere røntgenutslipp er imidlertid synlig nær disken på den vestlige delen, og tilsvarer den forbedrede radio og Ha-utslippet der. Ekstensjonen er bred, og dermed mer typisk for et sterkt utbredt stjernebilde enn for en mer kollimert ioniseringskegle fra en AGN. Den mindre utvidede røntgenmykkomponenten er også synlig i SW-retningen fra disken. Inspeksjonen av radioutslipp fra galakseklobene indikerer at lobene faktisk ikke kan drives av en AGN, men sannsynligvis er forårsaket av et kjernefysisk starburst og utstrømning av supervindtype som oppsto? 30 Myr siden. Dette støttes av estimater av det kombinerte magnetiske og kosmiske stråletrykket inne i lobene fra radiodataene våre. Ha-sporen og tilhørende myk røntgenutslipp på den vestlige delen av disken kan være et nylig eksempel på så mange hendelser i fortiden. "
Så hva annet kan forklare starburst-aktivitet i en galakse i endring? Prøv bensin. Som Jerry Kenney (et al) antydet i en studie fra 2004:
”Et av de tydeligste tilfellene er den sterkt skråstillede Jomfru-galaksen NGC 4522, som har en normal stjerneskive, men en avkortet gassdisk, og mye ekstraplanar gass rett ved siden av gassavkortningsradiusen på disken. Uvanlig sterk utslipp av HI, H og radiokontinuum oppdages alle fra den ekstra plane gassen. Radiokontinuumet polariserte ux og spektralindeksens topp på siden motsatt den ekstra plane gassen, noe som antyder pågående trykk fra ICM. Fire andre HI-mangelfulle Virgo-spiraler viser tegn til ekstraplanar ISM-gass eller viser asymmetri i diskenes HI-distribusjoner, men inneholder mye mindre ekstraplan HI enn NGC 4522. Sammenligning med nylige simuleringer antyder at denne forskjellen kan være evolusjonær, med store overflatetettheter ekstraplanar gass observert bare i tidlige faser av en ICM-ISM interaksjon. En anomal arm av HII-regioner, muligens ekstraplan, dukker opp fra kanten av en avkortet H-plate. Dette ligner armene sett i simuleringer som er dannet av de kombinerte effektene av vindtrykk pluss rotasjon. En utvidet nebulositet nær den mindre aksen, også i NW, tolkes som en utbrudd av strømningsboble forstyrret av ICM vindtrykk. "
Så hvorfor fascinerer det oss så mye? Astronom Bill Keel oppsummerte uten tvil det best:
"Interessen for stjernebarstgalakser har blitt brakt videre ved å lure på hvordan noen galakser, og ofte veldig små regioner i kjernene, klarer å omdanne så mye gass effektivt til stjerner på veldig kort tid. Ofte er det nok av molekylær gass som vurderes ut fra CO-utslipp, så det er ikke et drivstoffspørsmål så mye som et samlepuslespill. Hvordan kan så mye molekylær gass samle seg opp uten allerede å spisse stjerner på vei (det analoge problemet for spaltbart materiale er kjent som fizzle-problemet). Statistikken over starbursts kan ha en pekepinn - starbursts er særlig mer vanlig i samhandlings- og sammenslåingssystemer enn i mer isolerte galakser. Selv om dette ikke betyr at flere av dem forekommer i interaksjoner (ganske enkelt fordi bare 10% av galakser er i bundne par), antyder det at forholdene er langt lettere å oppnå under interaksjoner og sammenslåinger. En rekke indikatorer på stjernedannelse forteller lignende historier her. Flertallet av spiraler i par opplever en økning i SFR typisk 30%, mens noen få opplever økninger av en størrelsesorden. Sprengningen er ofte begrenset til noen hundre parsecs nær kjernen, selv om diskbrede utbrudd er vanlige. Denne preferansen for forstyrrede galakser har ført til en rekke spekulasjoner om hva som forårsaker forbedringene (og dermed i det minste bidrar til starbursts). ”
“De høye energitetthetene, både i stjernelys og mekanisk inngang gjennom stjernevind og supernovaer, kan faktisk frigjøre ISM fra stjernebarstgalakser. Den oppvarmede ISM-en kan sette opp en global (eller super) vind, som kan detekteres i optisk linjeutslipp, spredt stjernelys og myke røntgenstråler (tydeligst fra grensesnittet i utkanten av den omtrent koniske utstrømningen). Det meste av rømmingssaken kan være så varm at vi ikke en gang ser den i røntgenbilder, og kjøler bare ved grensesnittet med mindre forstyrret ISM. Denne vinden kan være viktig for å danne galakser av tidlig type, siden man må feie gassen ut av et sammenslåingsprodukt hvis den kommer til å ende opp som en elliptisk. Noe som dette ser ut til å ha skjedd tidlig i historien til klynger og grupper, siden intracluster røntgengass viser kjemiske spor etter å ha blitt behandlet av store stjerner. ”
Observasjonshistorie:
M90 var et av 7 medlemmer av Virgo Galaxy-klyngen som ble oppdaget av Charles Messier natten til 18. mars 1781. I notatene hans skriver han: “Nebula uten stjerne, i Jomfru: lyset er like svakt som det foregående, nr. 89 .”
Da Sir William Herschel kom til Messiers katalog nummer 90, gleder han seg over en månelyst natt og - i alle fall etter hvilke poster vi har - kommer aldri tilbake igjen. Heldigvis kom admiral Smyth til unnsetning!
“Dette er en fantastisk nebulous region, og den diffuse saken inntar et omfattende rom, der flere av de fineste gjenstandene til Messier og Herschels lett vil bli plukket opp av den ivrige observatøren i ekstraordinær nærhet. Følgende diagram viser lokal disposisjon for de enorme, nebbale naboene nord [faktisk sør] til 88 Messier; de ble gitt av M. nr. 84 og etterfulgt av M. 58, 89, 90 og 91, i samme sone; og beskriver et sted bare 2 grader 1/2 fra nord til sør, og 3 grader fra øst til vest, slik mikrometeret viser det. Og det vil være praktisk å huske på, at situasjonen til det ekstraordinære konglomeratet av tåker og komprimerte sfæriske klynger som folker Jomfruens venstre vinge og skulder, er ganske godt påpekt for det praktiserte blotte øye av Epsilon, Delta, Gamma, Eta , og Beta Virginis som danner en halvsirkel mot øst, mens Bet nord for den sistnevnte stjernen markerer den nord-vestlige grensen. Når vi tar utgangspunkt i Herschelian-prinsippet, kan dette ærbødig antas å være den tynneste eller grunne delen av vårt himmel; og det enorme laboratoriet i den segregerende mekanismen som komprimering og isolasjon modnes i løpet av uvante aldre. Temaet, uansett fantasifullt, er høytidelig og framleis. ”
Finne Messier 90:
Begynn med sammenkoblingen M84 / M86 som ligger nesten nøyaktig midt mellom Beta Leonis (Denebola) og Epsilon Virginis (Vindemiatrix). Kartet over viser ganske god avstand mellom galaksene, men ved å kjøre et “rutenett” -mønster, kan du med letthet stargo Virgo-galaksfeltet. Når du har M84 / M86 i sikte, flytter du et okularfelt med lav effekt østover og hopper nordover enn og okularfeltet for M87.
Nå forstår du hvordan Charles Messier kjørte sine himmelmønstre! Fortsett nordover i 1 eller to okularfelt og skift deretter østover med ett. Dette skal føre deg til M88. Skift nå ett felt østover og slipp sørover mellom 1 til 2 felt for M89. Neste humle er også et okularfelt øst og deretter 1 nord for M90. I okularet vil M90 fremstå som en veldig svak rund dis, som er veldig jevn i utseendet. Fordi M90 nærmer seg styrke 10, vil det kreve en mørk natt.
Fra det sublime til det latterlige ... fra den ene galaksen til den neste i et rikt felt. Kos deg med jomfruen!
Objektnavn: Messier 90
Alternative betegnelser: M90, NGC 4569
Objekttype: Type Sb Barred Spiral Galaxy
Constellation: Jomfru
Rett oppstigning: 12: 36,8 (h: m)
deklinasjon: +13: 10 (deg: m)
Avstand: 60000 (kly)
Visuell lysstyrke: 9,5 (mag)
Tilsynelatende dimensjon: 9,5 × 4,5 (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 90
- SEDS - Messier 90
- Wikipedia - Messier 90
- Messier Objects - Messier 90
