MESSIER 64 - THE BLACK EYE GALAXY

Send

Velkommen tilbage til Messier mandag! I dag fortsætter vi med at hylde vores kære ven, Tammy Plotner, ved at se på den “onde” kunde, kaldet Messier 64 - alias. "Black Eye Galaxy"!

I det 18. århundrede, mens han søgte efter nattehimlen efter kometer, fortsatte den franske astronom Charles Messier med at bemærke tilstedeværelsen af faste, diffuse genstande, som han oprindeligt fejrede for kometer. Med tiden ville han komme til at udarbejde en liste med cirka 100 af disse objekter i håb om at forhindre andre astronomer i at begå den samme fejl. Denne liste - kendt som Messier Catalog - ville blive en af de mest indflydelsesrige kataloger over Deep Sky Objects.

Et af disse objekter er kendt som Messier 64, der også er kendt som "Black Eye" eller "Evil Eye Galaxy". Beliggende i Coma Berenices-stjernebilledet, ca. 24 millioner lysår fra Jorden, er denne spiralgalakse berømt for det mørke bånd af absorberende støv, der ligger foran galakasens lyse kerne (i forhold til Jorden). Messier 64 er velkendt blandt amatørastronomer, fordi det kan ses med små teleskoper.

Beskrivelse:

Med en ophold på omkring 19 millioner lysår fra vores hjemmegalakse, strækker “Sleeping Beauty” sig over rummet, der dækker et område næsten 40.000 lysår på tværs af, og drejer rundt med en hastighed på 300 kilometer i sekundet. Mod sin kerne er en modroterende skive, der er ca. 4.000 lysår bred, og friktionen mellem disse to kan meget vel være den medvirkende faktor til de enorme mængder starburst-aktivitet og karakteristisk mørk støvbane.

Stjernerne ser ud til at dannes i to bølger, som først udvikler sig udefra efter densitetsgradienten, hvor rigelig interstellar stof ventede og derefter udviklede sig langsomt. Efterhånden som materialet fra de modne stjerner begyndte at blive skubbet tilbage af deres stjernevind, supernovaer og planetariske tåger, komprimerede mængder af interstellar stof igen komprimeret, hvilket startede processen med stjernedannelse igen. Denne "anden bølge" kan meget vel være repræsenteret af den mørke, skjule støvbane, vi ser.

Men M64 er ikke uden det en del af uroen. Dens dobbelte rotation kan have startet som en kollision, da to galakser fusionerede for nogle milliarder år siden - eller sådan antydes teori. Men gjorde det det? Som Robert Braun og Rene Walterbos forklarede i deres undersøgelse fra 1995:

”Det er kendt, at denne galakse indeholder to indlejrede, tælleroterende gasskiver med få 108 solmasse hver, med den indvendige disk strækker sig til cirka 1 kpc, og den ydre disk strækker sig ud over. Den stjernekinematik langs hovedaksen, der strækker sig over overgangsregionen mellem de to gasskiver, viser intet antydning af hastighedsomvendelse eller øget hastighedsdispersion. Stjernerne roterer altid i samme forstand som den indre gasskive, og det er således den ydre disk, som 'modbeskytter'. De projicerede cirkulære hastigheder, der udledes fra stjernekinematikken og fra HI-diske, er enige om inden for ca. 10 km / s, hvilket understøtter andre beviser for, at stellar- og gasformige diske er koplanære til ca. 7 grader. Denne øvre grænse kan sammenlignes med massen af detekteret tælleroterende gas. Denne lave masse af modroterende materiale kombineret med lavhastighedsdispersionen i den stjerneskive indebærer, at NGC 4826 ikke kan være et produkt af en retrograd fusion af galakser, medmindre de adskiller sig i mindst en størrelsesorden i masse. Hastighederne for den ioniserede gas langs hovedaksen er i overensstemmelse med stjernernes hastighed for R mindre end 0,75 kpc. Den efterfølgende overgang mod tilsyneladende modrotation af den ioniserede gas opløses rumligt godt og strækker sig over ca. 0,6 kpc i radius. Kinematikken i dette område er ikke symmetrisk med hensyn til galakse-centret. På den sydøstlige side er der en betydelig region, hvor vproj (H II) er meget mindre end vcirc cirka 150 km / s, men sigma (H II) cirka 65 km / s. De kinematiske asymmetrier kan ikke forklares med nogen stationær dynamisk model, endda er gasindstrømning eller varber blev påberåbt. Gassen i dette overgangsregion viser en diffus rumlig struktur, stærk (N II) og (S II) emission såvel som højhastighedsdispersionen. Disse data giver os conundrummet til at forklare en galakse, hvor en stjerneskive og to tælleroterende HI-diske, ved mindre og meget større radier, vises i ligevægt og næsten coplanar, men hvor overgangsregionen mellem gasskiverne ikke er i stabil tilstand. ”

Så er alt hvad det virkelig ser ud til at være? Fødsles nye stjerner i mørket? Som A. Majeed (et al) anførte i deres undersøgelse fra 1999:

”Evil Eye-galaksen (NGC 4826; M64) er kendetegnet ved en asymmetrisk placeret, stærkt absorberende støvbane på tværs af sin fremtrædende bule. Vi opnåede et langspaltet spektrum af NGC 4826 med spalten hen over galakseens kerne, der dækker lige store dele af de skjulte og de uhindrede dele af udbulingen. Ved at sammenligne de spektrale energifordelinger på tilsvarende positioner på bukken, symmetrisk placeret i forhold til kernen, var vi i stand til at studere bølgelængdeafhængige effekter af absorption, spredning og emission af støvet samt tilstedeværelsen af løbende stjernedannelse i støvbanen. Vi rapporterer påvisning af stærk udvidet rødemission (ERE) fra støvbanen inden for ca. 15 bue-afstand fra kernen i NGC 4826. ERE-båndet strækker sig fra 5400 A til 9400 A, med en top nær 8800 A. Den integrerede ERE-intensitet er ca. 75% af det estimerede spredte lys fra støvbanen. ERE skifter mod længere bølgelængder og formindskes i intensitet, når et område med stjernedannelse, der ligger over 15 arcsec-afstand, nærmer sig. Vi fortolker ERE som oprindelse i fotoluminescens ved hjælp af klynger i nanometerstørrelse, belyst af galaksens strålingsfelt ud over belysningen af det stjernedannende kompleks inden i støvbanen. Når vi undersøges inden for rammerne af ERE-observationer i den diffuse ISM i vores Galaxy og i en række andre støvede miljøer, såsom nebler, konkluderer vi, at ERE-fotonomdannelseseffektiviteten i NGC 4826 er så høj som findes andre steder, men at størrelsen af nanopartiklerne i NGC 4826 er cirka dobbelt så store som dem, der antages at eksistere i den diffuse ISM i vores Galaxy. ”

Men debatten er stadig ved. Som R.A. Walterbos (et al) udtrykte i deres undersøgelse fra 1993:

”Den tæt på coplanære orientering af gasskiverne er et aspekt, der er i god overensstemmelse med det, der forventes på grundlag af en fusionsmodel for den modroterende gas. Rotationsretningen for den indre gasskive i forhold til stjernerne er imidlertid ikke. Derudover indebærer eksistensen af en veldefineret eksponentiel disk sandsynligvis, at hvis en fusion fandt sted, må den have været mellem en gasrig dværg og en spiral, ikke mellem to lige store massespiraler. De stjernespiralarme fra NGC 4826 slæber over en del af disken og fører ind i den ydre disk. Nylige numeriske beregninger af Byrd et al. for NGC 4622 antyder, at langvarige ledende arme kunne dannes ved en tæt retrograd passage af en lille ledsager. I dette scenarie kan den ydre modroterende gasskive i NGC 4826 være den tidligt afdrevne gas fra dværgen. Imidlertid fører de ydre arme i NGC 4826, mens det ser ud til, at de indre arme i NGC 4622 fører. En realistisk N-body / hydro-simulering af et dværg-spiral-møde er helt klart nødvendigt. Det kan også være muligt, at den mod roterende ydre gasskive skyldes gradvis indstrømning af gas fra glorie, snarere end af en diskret fusionshændelse. ”

Observationshistorie:

M64 blev opdaget af Edward Pigott den 23. marts 1779, bare 12 dage før Johann Elert Bode fandt det uafhængigt den 4. april 1779. Omkring et år senere genfandt Charles Messier det uafhængigt den 1. marts 1780 og katalogiserede det som M64. Sagde Pigot:

”.. den 23. marts [1779] opdagede jeg en tåge i stjernebilledet Coma Berenices, hidtil antager jeg, ubemærket; i det mindste ikke nævnt i M. de la Lande's astronomi, heller ikke i M. Messiers rigelige katalog over nebuløse stjerner [af 1771]. Jeg har observeret det i et akromatisk instrument, tre meter langt, og deduceret dets gennemsnitlige R.A. ved at sammenligne den med følgende stjerner Mean R.A. af tågen for 20. april 1779 af 191d 28 ′ 38 ″. Dens lys var meget svagt, jeg kunne ikke se det i det to-fods teleskop i vores kvadrant, så var forpligtet til at bestemme dets tilbøjelighed ligeledes af transitinstrumentet. Bestemmelsen, men jeg tror, kan afhænge af i to minutter: derfor er tilbøjeligheden nord 22d 53 ″ 1/4. Diameteren på denne tåge vurderede jeg at være omkring to minutter på en grad. ”

Pigott's opdagelse blev dog kun offentliggjort, når den blev læst før Royal Society i London den 11. januar 1781, mens Bodes blev offentliggjort i 1779 og Messiers i sensommeren, 1780. Pigottes opdagelse blev mere eller mindre ignoreret og kun genvundet af Bryn Jones i april 2002! (Måtte den gode Mr. Pigot vide, at han blev husket her, og at hans rapporter blev placeret først !!)

Så hvordan fik det navnet "Black Eye Galaxy"? Vi har Sir William Herschel at takke for det: ”En meget bemærkelsesværdig genstand, meget langstrakt, ca. 12 ′ lang, 4 ′ eller 5 ′ bred, indeholder en klar plet som en stjerne med en lille sort bue under sig, så den giver en idéen om, hvad der kaldes et sort øje, der stammer fra kampe. ” Naturligvis foreviget John Herschel det, da han skrev i sine egne notater:

”Den mørke semi-elliptiske ledighed (angivet med en uskygget eller lys del i figuren), der delvist omgiver den kondenserede og lyse kerne i denne tåge, er naturligvis ikke bemærket af Messier. Det blev dog set af min far og vist af ham til afdøde sir Charles Blagden, der sammenlignede det med udseendet af et sort øje, en mærkelig, men ikke ukorrekt sammenligning. Kernen er noget langstrakt, og jeg har en stærk mistanke om, at det kan være en tæt dobbeltstjerne eller ekstremt kondenseret dobbeltnebula. ”

Find Messier 64:

Det er ikke særligt let at finde M64. Begynd med at identificere lysorange Arcturus og Coma Berenices-stjerneklyngen (Melotte 111) omkring et håndspænd mod vest vest. Når du slapper af og lader dine øjne mørke tilpasse sig, vil du se de tre stjerner, der består af stjernebilledet Coma Berenices, men hvis du bor under lyse forurenede himmel, har du muligvis brug for kikkert for at finde dens svage stjerner. Når du har bekræftet Alpha Comae, skal du springe ca. 4 grader nord / nordvest til 35 Comae. Du finder M64 omkring en grad nordøst for stjerne 35.

Mens Messier 64 er kikkertformet mulig, kræver det meget mørke himmel til gennemsnitlig kikkert og vises kun som en meget lille, oval kontrastændring. I teleskoper så små som 102 mm kan dets markante markeringer imidlertid ses på mørke nætter med god klarhed. Kæmp ikke om det ... Der er masser af mørk støvsuger i denne sovende skønhed at gå rundt!

Og her er de hurtige fakta om dette Messier-objekt, der hjælper dig med at komme 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
Højre opstigning: 12: 56,7 (h: m)
deklination: +21: 41 (° C)
Afstand: 19000 (kly)
Visuel lysstyrke: 8,5 (mag)
Tilsyneladende dimension: 9,3 × 5,4 (lysbue min)

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

Sørg for at tjekke vores komplette Messier-katalog. Og for mere information, se SEDS Messier-databasen.

Kilder: