Bine ați venit în Messier luni! Astăzi, continuăm în tributul nostru pentru draga noastră prietenă, Tammy Plotner, analizând „Galaxia Phantom” cunoscută sub numele de Messier 74!
În timpul secolului al XVIII-lea, renumitul astronom francez Charles Messier a observat prezența mai multor „obiecte nebuloase” în timp ce supraveghea cerul de noapte. Inițial confundând aceste obiecte pentru comete, el a început să le catalogheze astfel încât alții să nu facă aceeași greșeală. Astăzi, lista rezultată (cunoscută sub numele de Messier Catalog) include peste 100 de obiecte și este unul dintre cele mai influente cataloage de obiecte Deep Space.
Unul dintre aceste obiecte este galaxia spirală cunoscută sub numele de Messier 74 (de asemenea, Galaxy Phantom) care apare față-n față observatorilor de pe Pământ. Situată la aproximativ 30 de milioane de ani lumină de Pământ în direcția constelației Peștilor, această galaxie măsoară aproximativ 95.000 de ani lumină în diametru (aproape la fel de mare ca Calea Lactee) și găzduiește aproximativ 100 de miliarde de stele.
Descriere:
Această frumoasă galaxie este un prototip al unei galaxii Sc de design deosebit și printre primele „Nebuloase spiralate” recunoscute de Lordul Rosse. Situat la aproximativ 30 până la 40 de milioane de ani lumină de noi, alunecă încet și mai departe, cu o viteză de 793 de kilometri pe secundă. Frumusețea sa se întinde pe aproximativ 95.000 de ani-lumină, aproximativ aceeași dimensiune ca Calea Lactee și brațele sale spiralate se întind pe 1000 de ani-lumină.
În interiorul acestor brațe se află ciorchini de stele tinere albastre și nebuloase gazoase difuze de culoare roz, numite regiuni H II în care se întâmplă formarea stelelor. De ce o frumusețe atât de măturată? Șansele sunt valurile de densitate care se întind în jurul discului gazos M74, probabil indus de interacțiunea gravitațională cu galaxiile vecine. După cum a explicat B. Kevin Edgar:
„Este descrisă o metodă numerică, care este concepută special pentru a trata dinamica unui disc infinit, rotativ și diferit gazos. Metoda se bazează pe metoda Piecewise Parabolic (PPM), o extensie de ordin superior a metodei lui Godunov. Sunt incluse forțe gravitaționale reprezentând o undă liniară de densitate spirală în componenta stelară a unei galaxii. Calculul este Eulerian și se realizează într-un cadru de referință rotativ uniform utilizând coordonate polare plane. Ecuațiile sunt formulate într-o formă exactă de perturbație pentru a elimina în mod explicit toți termenii mari, opoziți, care reprezintă echilibrul forței în starea simetrică a axei neperturbate, permițând calculul precis al perturbațiilor mici. Metoda este ideală pentru studiul răspunsului gazos la o undă de densitate spirală într-o galaxie pe disc. Pentru a testa răspunsul gravitațional al unui disc gazos uniform, izoterm, masiv la o perturbație gravitațională spirală impusă, se calculează o serie de modele hidrodinamice bidimensionale. Parametrii care descriu distribuția de masă, proprietățile de rotație și unda spirală se bazează pe galaxia NGC 628. Soluțiile au șocuri în interiorul și exteriorul co-rotației, epuizând regiunea din jurul co-rotației. Rata cu care această regiune este epuizată depinde puternic de puterea perturbației spirale impuse. Perturbările potențiale de 10% din cele mai mari produc intrări radiale mari. Timpul necesar pentru ca gazul să cadă în rezonanța interioară Linblad în astfel de modele este doar o mică parte din timpul Hubble. Evoluția rapidă implicită sugerează că, dacă există galaxii cu tulburări atât de mari, fie gazul trebuie reîncărcat din afara galaxiei, fie perturbările trebuie să fie tranzitorii. În interiorul co-rotației cu modelul spiral, pierderea momentului unghiular de către gaz crește impulsul unghiular al stelelor, reducând amplitudinea undei. "
Ce altceva se ascunde în interior? Apoi aruncați o privire cu ochii cu raze X. După cum au indicat Roberto Soria (și colab.) În studiul lor din 2002:
„Galaxia spirală frontală M74 (NGC 628) a fost observată de XMM-Newton pe 2 februarie 2002. În total, 21 de surse se găsesc în interiorul 5 ′ din nucleu (după respingerea câtorva surse asociate stelelor primare) . Raporturile de duritate sugerează că aproximativ jumătate dintre ele aparțin galaxiei. Capătul de luminozitate mai ridicat al funcției de luminozitate este prevăzut de o lege de putere a pantei -0,8. Acest lucru poate fi interpretat ca o dovadă a formării stelelor în desfășurare, în analogie cu distribuțiile găsite pe discurile altor galaxii de tip târziu. O comparație cu observațiile anterioare ale Chandra dezvăluie un nou tranzitoriu ultra-luminos cu raze X (LX ~ 1,5 × 1039 ergs s-1 în banda 0,3-8 keV) la aproximativ 4 ′ la nord de nucleu. Găsim o altă sursă tranzitorie strălucitoare (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) la aproximativ 5 'nord-vest de nucleu. Omologii de raze UV și X ale SN 2002ap se regăsesc și în această observație XMM-Newton; raportul de duritate al omologului de raze X sugerează că emisia provine din materia circumstanțială șocată. "
În cazul lui Messier 74, nimic nu este șocant - inclusiv undele sale de densitate spirală. După cum au explicat Sakhibov și Smirnov într-un studiu din 2004:
„Profilul radial al vitezei de formare a stelelor (SFR) din galaxia NGC 628 se arată a fi modulat de o undă în densitate spirală. Profilul radial al vitezei de intrare a gazului în brațul spiral este similar distribuției radiale a densității suprafeței SFR. Poziția rezonanței de corotație este determinată împreună cu alți parametri ai undei spiral-densitate printr-o analiză Fourier a distribuției azimutale a vitezei radiale observate în zonele inelare ale discului NGC 628. Profilul radial al densității de suprafață a SFR se determină folosind SFR-ul empiric - relația de mărime liniară pentru complexele de formare a stelelor (regiunile HII uriașe) și măsurătorile coordonatelor, fluxurilor H alfa și dimensiunile regiunilor HII din NGC 628. "
Vorbim despre regiuni gigantice care formează stele, nu-i așa? Și unde formează stelele…. Stelele mor. Ca în supernova! După cum a indicat Elias Brinks (și colab.):
„Formarea stelelor masive, de obicei în grupuri de stele (super), evoluția rapidă a acestora și dispariția ulterioară ca supernovee au un impact major asupra împrejurimilor lor imediate. Efectul combinat al vânturilor stelare și al Supernovelor, care se deplasează într-o succesiune rapidă și într-un volum mic, creează bule în expansiune de gaze coronale în mediul interstelar neutru (ISM) în galaxiile spiralate și (pitice) neregulate. Aceste cochilii care se extind la rândul lor măresc și comprimă gazul neutru care poate duce la formarea de nori moleculari și la debutul formării stelare secundare sau induse. Zonele care formează stele perturbă ISM-ul lor înconjurător, deci o mai „activă”, în ceea ce privește formarea stelelor, este de așteptat ca galaxia să aibă un ISM mai neomogen. Rata de formare a stelelor în NGC 628 este de patru ori mai mare decât în NGC 3184 și de două ori mai mare decât în NGC 6946, ceea ce ar putea explica numărul mai mare de găuri HI găsite în această galaxie. Constatăm că dimensiunile găurilor HI variază între 80 buc (aproape de limita de rezoluție) și 600 buc; viteza de expansiune poate atinge 20 km s1; vârstele estimate sunt de 2,5 până la 35 de ani, iar energiile implicate variază între 1050 și 3,5 x 105 Z erg. Cantitatea de gaz neutru implicată este de ordinul 104 până la 106 mase solare. "
Mase uriașe ... Mase care uneori ... dispar ?? După cum au explicat Justyn R. Maund și Stephen J. Smartt într-un studiu din 2009:
„Folosind imagini de la Telescopul Spațial Hubble și Telescopul Gemeni, am confirmat dispariția progenitorilor a două supernovee de tip II (SNe) și am evaluat prezența altor stele asociate acestora. Am descoperit că progenitorul SN 2003gd, o stea M-supergiantă, nu mai este observat la locația SN și a determinat luminozitatea sa intrinsecă folosind tehnici de scădere a imaginii. Progenitorul SN 1993J, o stea K-supergiantă, nu mai este prezent, dar este încă observat însoțitorul său binar super-gigant. Dispariția progenitorilor confirmă faptul că aceste două supernovee au fost produse de supergiganții roșii. ”
Maund și Smartt au folosit o tehnică în care imaginile au fost luate după ce SN 2003gd s-a stins, iar steaua progenitoare lipsea, și scădea din imaginile pre-explozie. Orice rămas în poziția SN corespundea adevăratei vedete progenitoare. Observațiile Gemenilor din 2003gd sunt prezentate în Figura 1, care compară viziunile pre și post-supernove ale regiunii stelei progenitoare a galaxiei cunoscute ca M-74 sau NGC 628.
"Acesta este primul progenitor roșu supergiant pentru o supernova de tip IIP normal, care s-a dovedit că a dispărut și este la capătul scăzut al scării pentru ca stelele masive să explodeze ca supernovee", a spus Maund. „Deci, în cele din urmă, confirmă faptul că o predicție standard a mai multor modele de evoluție stelară este corectă.”
Evoluand? Pui pariu'. Messier 74 continuă, în ciuda vârstei sale, să crească! După cum A.S. Gusev (și colab.) Au indicat:
„Interpretarea proprietăților observate ale populației tinere stelare din NGC 628 se realizează pe baza comparației datelor de fotometrie UBVRI de înaltă rezoluție din 127 de regiuni H-alfa din galaxie cu grila detaliată a modelelor sintetice evolutive ale sistemelor stelare. Grila detaliată a modelelor evolutive include 2 regimuri de formare a stelelor (explozie instantanee și formare stelară constantă), întreaga gamă de FMI (pantă și o limită de masă superioară) și vârstă (de la 1 Myr până la 100 Myrs). Abundența chimică a regiunilor care formează stea a fost determinată din observațiile independente. Soluția problemei inverse a descoperirii vârstei, a regimului de formare a stelelor, a parametrilor FMI și a absorbției prafului în regiunile formatoare de stele este produsă cu ajutorul unei abateri speciale de regularizare funcțională. Estimările de înroșire sunt corelate cu distanțele galactocentrice ale regiunilor de formare a stelelor, în conformitate cu un gradient radial din abundență chimică derivat din observații independente. Vârstele complexelor de formare a stelelor arată, de asemenea, o tendință în funcție de compoziția chimică. ”
Deci, exact unde merg grupuri atât de mari de stele tinere să se spânzure și să se relaxeze? Poate ... Doar că încearcă să formeze un bar de cartier. Un bar galactic, desigur! După cum spunea M. S. Seigar al Centrului Comun de Astronomie într-un studiu din 2002:
„Am obținut imagini ale bandelor I, J și K bazate pe sol ale galaxiei spiralate, Messier 74 (NGC 628). S-a dovedit că această galaxie deține un inel circumnuclear de formare de stele atât prin spectroscopie aproape infraroșu de absorbție a CO, cât și prin imagini sub-milimetrice ale emisiilor de CO. Se crede că inelele circulonucleare de formare a stelelor există doar ca urmare a unui potențial de bară. Arătăm dovezi pentru o distorsiune ovală slabă în centrul M 74. Folosim rezultatele lui Combes & Gerin (1985) pentru a sugera că acest potențial oval slab este responsabil pentru inelul circumnuclear al formării stelelor observat în M 74. "
Istoric al observației:
Această minunată galaxie spirală a fost descoperită inițial la sfârșitul lunii septembrie 1780 de către Pierre Mechain și apoi respectată și înregistrată cu atenție de Charles Messier la 18 octombrie 1780.
„Nebuloasă fără stele, în apropierea stelei Eta Piscium, văzută de M. Mechain la sfârșitul lunii septembrie 1780, iar el relatează:„ Această nebuloasă nu conține stele; este destul de mare, foarte obscură și extrem de dificil de observat; îl putem recunoaște cu mai multă siguranță în condiții fine, înghețate ”. M. Messier a căutat-o și a găsit-o, așa cum o descrie M. Mechain: a fost comparat direct cu steaua Eta Piscium. "
Trei ani mai târziu, Sir William Herschel ar face tot posibilul să încerce să rezolve ceea ce credea a fi un grup de stele - și să se întoarcă în anii următori, chiar în detrimentul propriului său echipament.
„1799, 28 decembrie, telescop de 40 de metri. Foarte luminos la mijloc, dar luminozitatea limitată la o parte foarte mică și nu este rotundă; despre mijlocul luminos este o nebulozitate foarte slabă într-o măsură considerabilă. Partea strălucitoare pare a fi de un fel rezolvabil, dar oglinda mea a fost rănită de vaporii condensați. "
Pentru a acorda credit lui Sir William, el a fost primul care a rezolvat unele dintre numeroasele grupuri de regiuni de naștere a stelelor care au fost văzute în Messier 74, iar rezultatele observațiilor sale au fost ulterior confirmate de propriul său fiu.
John Herschel avea să vadă și ele în structura lui M74, dar Lord Rosse a fost primul care a ales structura în spirală. Din nou, în vremea în care astronomii credeau că aceste condensări sunt stele individuale - o observație a trecut de-a lungul timpului în care Emil Dreyer a urmat când Messier 74 a devenit și un obiect NGC.
Localizarea Messier 74:
M74 nu este întotdeauna un obiect ușor și necesită ceruri întunecate și câteva furtuni de stele. Încercați să începeți la Alpha Arietis (Hamal) și să creați o linie mentală între ea și Beta - apoi continuați către Eta Piscium. Centrați-vă căutătorul în Eta și mutați vederea peste 1,5 grade nord-est. Dacă doriți, puteți face acest lucru în timp ce căutați pe un câmp larg, cu ocular cu mărire redusă - care, în mod normal, oferă aproximativ un câmp vizual.
Într-un telescop mai mic, primul lucru pe care îl veți observa este nucleul stelar al lui Messier 74. Acesta este motivul pentru care observatorul are dificultăți în localizarea acestuia! Credeți sau nu, mișcarea vă poate ajuta uneori să observați lucruri slabe, astfel încât utilizarea ocularului pentru a-l localiza este un „truc al comerțului” bun al observatorului. Deoarece această galaxie spirală are o luminozitate redusă a suprafeței, necesită cer relativ bun - așa că încercați în multe condiții. Un telescop mic va dezvălui un halou prăfuit în jurul regiunii miezului, în timp ce o deschidere mai mare va dezvălui structura spirală. Binoclu mare în condiții de cer curat poate face o mică ceață slabă!
Studiază-l singur ... Cine știe ce ai putea descoperi!
Numele obiectului: Messier 74
Desemnări alternative: M74, NGC 628
Tip obiect: Galaxia spirală Sc
Constelaţie: Pesti
Ascensiunea dreapta: 01: 36,7 (h: m)
Declinaţie: +15: 47 (deg: m)
Distanţă: 35000 (kly)
Luminozitate vizuală: 9,4 (mag)
Dimensiunea aparentă: 10,2 × 9,5 (arc min)
Am scris multe articole interesante despre obiecte Messier și cluster-uri globulare aici la Space Magazine. Iată Introducerea lui Tammy Plotner în Obiectele Messier, M1 - Nebuloasa Crabului, Observarea reflectoarelor - Ce s-a întâmplat cu Messier 71? Și articolele lui David Dickison despre Maratonele Messier din 2013 și 2014.
Nu uitați să consultați catalogul nostru complet Messier. Pentru mai multe informații, consultați baza de date SEDS Messier.
surse:
- NASA - Messier 74
- SEDS - Messier 74
- Obiecte Messier - Messier 74: Phantom Galaxy
- Wikipedia - Messier 74
