MESSIER 66 - NGC 3627 MELLEMLIGGENDE SPIRAL GALAXY

Send

Velkommen tilbage til Messier mandag! I dag fortsætter vi med at hylde vores kære ven, Tammy Plotner, ved at se på den mellemliggende spiralgalakse, der kaldes Messier 66.

I det 18. århundrede, mens han søgte efter nattehimlen efter kometer, holdt den franske astronom Charles Messier opmærksom på tilstedeværelsen af faste, diffuse genstande, som han oprindeligt tog fejl af 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 den mellemliggende elliptiske galakse, der kaldes Messier 66 (NGC 3627). Beliggende omkring 36 millioner lysår fra Jorden i retning af Leo-stjernebilledet, måler denne galakse 95.000 lysår i diameter. Det er også det lyseste og største medlem af Leo Triplet af galakser og er kendt for sine lyse stjerneklynger, støvbaner og tilhørende supernovaer.

Beskrivelse:

Når man nyder livet omkring 35 millioner lysår fra Mælkevejen, er gruppen kendt som ”Leo Trio” hjemsted for den lyse galakse Messier 66 - den østligste af de to M-objekter. I teleskopet eller kikkerten finder du denne spærrede spiralgalakse langt mere synlig og meget lettere at se detaljer inden for dens knudede arme og svulmende kerne.

På grund af interaktion med dets nærliggende galakser viser M66 tegn på en ekstremt høj central massekoncentration såvel som en opløst ikke-koroterende klump af HI-materiale, der tilsyneladende er fjernet fra en af spiralarmene. Selv en af dens spiralarme fik den noteret i Halton Arps samling af ejendommelige galakser! Så præcis, hvad kolliderede det med? Som Xiaolei Zhang (et al) antydede i en undersøgelse fra 1993:

”De kombinerede CO- og H I-data giver nye oplysninger, både om historien om det tidligere møde med NGC 3627 med dens ledsagende galakse NGC 3628 og om den efterfølgende dynamiske udvikling af NGC 3627 som et resultat af dette tidevandsinteraktion. Navnlig indikerer den morfologiske og kinematiske information, at tyngdekraftmomentet, der blev oplevet af NGC 3627 under det tætte møde, udløste en række dynamiske processer, herunder dannelse af fremtrædende spiralstrukturer, den centrale koncentration af både stjernemassen og gasmassen, dannelsen af to vidt adskilte og udad beliggende indre Lindblad-resonanser, og dannelsen af en gasformet stang inde i den indre resonans. Disse processer i koordinering tillader kontinuerlig og effektiv radial massetilførsel over hele den galaktiske disk. Iagttagelsesresultatet i det aktuelle arbejde giver et detaljeret billede af en nærliggende interaktive galakse, som meget sandsynligt er i færd med at udvikle sig til en atomaktiv galakse. Det antyder også en af de mulige mekanismer til dannelse af successive ustabiliteter i postinteraktionsgalakser, som meget effektivt kan kanalisere det interstellare medium ind i midten af galaksen for at brændstof med nukleare starburst- og Seyfert-aktiviteter. ”

Åh ja! Stjernedannende regioner… Og hvilken bedre måde at se dybere end gennem øjnene på Spitzer-rumteleskopet? Som R. Kennicutt (University of Arizona) og SINGS-teamet observerede:

”M66s blå kerne og bjælkelignende struktur illustrerer en koncentration af ældre stjerner. Mens stangen virker blottet for stjernedannelse, er stangenderne lyserøde og aktivt dannende stjerner. En spærret spiral tilbyder et udsøgt laboratorium til stjernedannelse, fordi den indeholder mange forskellige miljøer med forskellige niveauer af stjernedannelsesaktivitet, for eksempel kerne, ringe, stang, stangenderne og spiralarme. SING-billedet er en fire-kanals falsk farvekomposit, hvor blå indikerer emission ved 3,6 mikron, grøn svarer til 4,5 mikron og rød til 5,8 og 8,0 mikron. Bidraget fra stjernelys (målt til 3,6 mikron) på dette billede er trukket fra billederne på 5,8 og 8 mikron for at øge synligheden af støvfunktionerne. ”

Messier 66 er også blevet undersøgt dybt for bevis på dannelse af superstjerneklynger. Som David Meier angav:

”Superstjerneklynger menes at være forløbere for kugleformede klynger og er nogle af de mest ekstreme stjernedannelsesregioner i universet. De har en tendens til at forekomme i aktivt udbrudte galakser eller i nærheden af kernerne i mindre aktive galakser. Radio-superstjerneklynger kan ikke ses i optisk lys på grund af ekstrem udryddelse, men de lyser lyst i infrarøde observationer og radioobservationer. Vi kan være sikre på, at der er mange massive O-stjerner i disse regioner, fordi massive stjerner kræves for at tilvejebringe UV-stråling, der ioniserer gassen og skaber et termisk lyse HII-regioner. Der er ikke mange fødsels-SSC'er i øjeblikket, så detektion er et vigtigt videnskabeligt mål i sig selv. Især er der meget få SSC'er kendt på galaktiske diske. Vi har brug for flere detektioner for at være i stand til at fremsætte statistiske udsagn om SSC'er og udfylde masseområdet for dannelse af stjerneklynger. Med flere detektioner vil vi være i stand til at undersøge virkningerne af andre miljøer (f.eks. Søjler, bobler og galaktisk interaktion) på SSC'er, som potentielt kunne følges op i langt fremtid med Square Kilometre Array for at opdage deres effekter på individuel dannelse massive stjerner. ”

Men der er stadig flere. Prøv magnetiske egenskaber i M66s spiralmønstre. Som M. Soida (et al) anførte i deres 2001-undersøgelse:

”Ved at observere den interagerende galakse NGC 3627 i radiopolarisering forsøger vi at besvare spørgsmålet; i hvilken grad følger magnetfeltet den galaktiske gasstrøm. Vi opnåede samlede magt og polariserede intensitetskort ved 8,46 GHz og 4,85 GHz ved hjælp af VLA i sin kompakte D-konfiguration. For at overvinde nulafstandsproblemerne blev de interferometriske data kombineret med målinger med en skål opnået med Effelsberg 100-m radioteleskop. Den observerede magnetfeltstruktur i NGC 3627 antyder, at to feltkomponenter overlejres. Den ene komponent udfylder jævnt mellemrummet og vises også i de yderste diskområder, den anden komponent følger en symmetrisk S-formet struktur. I den vestlige disk er sidstnævnte komponent godt på linje med en optisk støvbane efter en bøjning, der muligvis er forårsaget af eksterne interaktioner. Imidlertid krydser magnetfeltet i SE-disken et tungt støvbanesegment, som tilsyneladende er ufølsom over for stærke tæthedsbølgevirkninger. Vi foreslår, at magnetfeltet afkobles fra gassen ved høj turbulent diffusion, i overensstemmelse med den store Hi-linjebredde i dette område. Vi diskuterer detaljeret den mulige indflydelse af kompressionseffekter og ikke-aksymmetriske gasstrømme på det generelle magnetfeltasymmetri i NGC 3627. På baggrund af Faraday-rotationsfordelingen foreslår vi også, at der findes en stor ioniseret glorie omkring denne galakse. ”

Observationshistorie:

Både M65 og M66 blev opdaget samme nat - 1. marts 1780 - af Charles Messier, der beskrev M66 som, ”Nebula opdaget i Leo; dens lys er meget svagt, og det er meget tæt på det foregående: De vises begge i det samme felt i refraktoren. Kometen fra 1773 og 1774 er gået mellem disse to tåger den 1. til 2. november 1773. M. Messier så dem ikke på det tidspunkt, uden tvivl på grund af kometens lys. ”

Begge galakser ville blive observeret og katalogiseret af Herschel-familien og uddybet yderligere af admiral Smyth:

”En stor langstrakt tåge, med en lys kerne, på løvens løb, trending np [nord forud, NW] og sf [syd efter, SE]; dette smukke perspektiveksempler ligger lige 3deg sydøst for Theta Leonis. Det er forudgående omkring 73'erne af en anden af en lignende form, som er Messiers nr. 65, og begge er i marken på samme tid, under en moderat magt, sammen med flere stjerner. De blev påpeget af Mechain til Messier i 1780, og de virkede svage og uklar for ham. Ovenstående er deres udseende i mit instrument.
”Disse ufatteligt store kreationer følges, nøjagtigt på samme parallelle, med Delta AR = 174s, af en anden elliptisk tåge med endnu en mere overvældende karakter med hensyn til tilsyneladende dimensioner. Det blev opdaget af H. [John Herschel] i fejning og er nr. 875 i hans katalog fra 1830 [faktisk, sandsynligvis en fejlagtig position for genovervåget M66]. De to foregående af disse entallobjekter blev undersøgt af Sir William Herschel, og hans søn [JH]; og sidstnævnte siger: ”Den generelle form for langstrakte tåger er elliptiske, og deres kondensation mod midten er næsten uundgåeligt, sådan som det ville stamme fra superpositionen af lysende elliptiske lag, der øges i densitet mod midten. I mange tilfælde overholdes naturligvis stigningen i densitet med en formindskelse af ellipticitet eller en nærmere tilgang til kugleformen i det centrale end i de udvendige lag. ” Derefter antager han, at nebulaernes generelle sammensætning er den af uformelle sfæriske masser af enhver grad af fladhed fra kuglen til disken og af enhver sort med hensyn til loven om deres tæthed og ellipticitet mod midten. Dette må virke forbløffende og paradoksalt for dem, der forestiller sig, at formene af disse systemer opretholdes af kræfter, der er identiske med dem, der bestemmer formen for en fluidmasse under rotation fordi hvis tåget kun er klynger af diskrete stjerner, da der i det større antal tilfælde er der al grund til at tro, at de er, kan intet pres udbrede sig gennem dem. Eftersom der ikke kan antages nogen generel rotation af et sådant system som en masse, foreslår Sir John et skema, som han viser, ikke er under visse betingelser uforeneligt med tyngdeloven. ”Det må snarere tænkes,” fortæller han os, ”som en hvilende form, der inden for dens grænser omfatter en ubestemt størrelse af individuelle bestanddele, som, for hvad vi kan fortælle, kan bevæge sig hinanden, hver animeret af sin egen iboende projektilstyrke og afbøjes til en bane mere eller mindre kompliceret af påvirkningen af denne lov om indre gravitation, der kan være resultatet af de sammensatte attraktioner i alle dens dele. ”

Find Messier 66:

Selvom du måske tror på grund af dens tilsyneladende visuelle størrelse, at M66 ikke ville være synlig i små kikkert, har du forkert. Takket være dens store størrelse og høje overfladelysstyrke er denne særlige galakse overraskende nok meget let at se direkte mellem Iota og Theta Leonis. I selv 5X30 kikkert under gode forhold ser du både det og M65 som to tydelige grå ovaler.

Et lille teleskop begynder at få struktur ud i begge disse lyse og vidunderlige galakser, men for at få et tip om ”Trioen” har du brug for mindst 6 ″ i blænde og en god mørk nat. Hvis du ikke ser dem med det samme i kikkert, skal du ikke blive skuffet - det betyder, at du sandsynligvis ikke har gode himmelforhold og prøv igen på en mere gennemsigtig aften. Parret er velegnet til beskedne månelyse nætter med større teleskoper.

Må du lige blive tiltrukket af dette galaktiske par!

Og her er de hurtige fakta om M66, der hjælper dig med at komme i gang:

Objektnavn: Messier 66
Alternative betegnelser: M66, NGC 3627, (medlem af) Leo Trio, Leo Triplet
Objekttype: Type Sb Spiral Galaxy
Constellation: Leo
Højre opstigning: 11: 20,2 (h: m)
deklination: +12: 59 (° C)
Afstand: 35000 (kly)
Visuel lysstyrke: 8,9 (mag)
Tilsyneladende dimension: 8 × 2,5 (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: