Velkommen tilbage til Messier mandag! I dag fortsætter vi med at hylde vores kære ven, Tammy Plotner, ved at se på ”Fantastegalaksen” kendt som Messier 74!
I løbet af det 18. århundrede bemærkede den berømte franske astronom Charles Messier tilstedeværelsen af flere "nebulous objekter", mens han undersøgte nattehimlen. Oprindeligt at begå fejl ved disse objekter som kometer, begyndte han at katalogisere dem, så andre ikke ville begå den samme fejl. I dag inkluderer den resulterende liste (kendt som Messier Catalog) over 100 objekter og er en af de mest indflydelsesrige kataloger over Deep Space Objects.
Et af disse objekter er spiralgalaksen, der er kendt som Messier 74 (alias Phantom Galaxy), der vises med ansigt til observatører fra Jorden. Beliggende ca. 30 millioner lysår fra Jorden i retning af Fiskebilledet, måler denne galakse omkring 95.000 lysår i diameter (næsten lige så stor som Mælkevejen) og er hjemsted for omkring 100 milliarder stjerner.
Beskrivelse:
Denne smukke galakse er en prototype af en storslået design-galakse og blandt de første ”Spiralnebler”, der er anerkendt af Lord Rosse. Ligger ca. 30 til 40 millioner lysår væk fra os, glider den langsomt endnu længere væk med en hastighed på 793 kilometer i sekundet. Dens skønhed spænder over 95.000 lysår, omtrent samme størrelse som vores Mælkevej og dens spiralarme strækker sig over 1000 lysår.
Inde i disse arme er klynger af blå unge stjerner og lyserød farvede diffuse gasformede nebler kaldet H II-regioner, hvor stjernedannelse sker. Hvorfor sådan en fejrende storslået skønhed? Chancerne er dens tæthedsbølger, der fejer rundt om M74's gasformige disk, sandsynligvis induceret af tyngdekraftsinteraktion med tilstødende galakser. Som B. Kevin Edgar forklarede:
”En numerisk metode er beskrevet, som er specifikt designet til at behandle dynamikken i en uendelig, denne, differentielt roterende, gasformige disk. Metoden er baseret på Piecewise Parabolic Method (PPM), en forlængelse af højere orden af Godunovs metode. Tyngdekræfter, der repræsenterer en lineær spiraltæthedsbølge i den stjernekomponent i en galakse er inkluderet. Beregningen er eulerisk og udføres i en ensartet roterende referenceramme ved hjælp af plane polære koordinater. Ligningerne er formuleret i en nøjagtig forstyrrelsesform for eksplicit at eliminere alle store, modsatrettede udtryk, der repræsenterer kraftbalance i den uforstyrrede, akse symmetriske tilstand, hvilket tillader den nøjagtige beregning af små forstyrrelser. Metoden er ideelt egnet til undersøgelse af den gasformige reaktion på en spiraltæthedsbølge i en skive-galakse. En serie todimensionelle hydrodynamiske modeller beregnes for at teste gravitationsresponsen af en ensartet, isoterm, masseløs gasformet disk til en pålagt spiral gravitationsforstyrrelse. Parametrene, der beskriver massefordelingen, rotationsegenskaber og spiralbølgen er baseret på galaksen NGC 628. Opløsningerne har chok inden i og uden for co-rotation, og depleterer området omkring co-rotation. Den hastighed, hvormed dette område udtømmes, afhænger stærkt af styrken af den pålagte spiralforstyrrelse. Potentielle forstyrrelser på 10% af større producerer store radiale indstrømninger. Den tid, der kræves for, at gassen falder til den indre Linblad-resonans i sådanne modeller, er kun en lille brøkdel af Hubble-tiden. Den implicitte hurtige udvikling antyder, at hvis galakser findes med så store forstyrrelser, skal enten gas genopfyldes uden for galaksen, eller forstyrrelserne skal være forbigående. Inde i rotation med spiralmønsteret øger tabet af vinkelmomentum med gassen stjernernes vinkelmomentum, hvilket reducerer bølgelamplituden. ”
Hvad skjuler der ellers inde? Så kig med røntgenøjne. Som Roberto Soria (et al) anførte i deres undersøgelse fra 2002:
”Den ansigt-på spiral galakse M74 (NGC 628) blev observeret af XMM-Newton den 2. februar 2002. I alt findes 21 kilder i den indre 5 ′ fra kernen (efter afvisning af et par kilder, der er knyttet til forgrundsstjerner) . Hårdhedsforhold antyder, at omkring halvdelen af dem hører til galaksen. Den højere lysende ende af lysstyrkefunktionen er udstyret med en strømlov på hældning -0,8. Dette kan fortolkes som bevis for den igangværende stjernedannelse, i analogi med fordelingerne, der findes på diske fra andre late-type galakser. En sammenligning med tidligere Chandra-observationer afslører en ny ultraluminøs røntgenovergang (LX ~ 1,5 × 1039 ergs-1 i 0,3-8 keV båndet) ca. 4 ′ nord for kernen. Vi finder en anden lys forbigående kilde (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) ca. 5 ′ nordvest for kernen. UV- og røntgenstrålepartiklerne af SN 2002ap findes også i denne XMM-Newton-observation; hårdhedsforholdet mellem røntgenstråle-modstykket antyder, at emissionen kommer fra det chokede omhyggelige stof. ”
I Messier 74's tilfælde er intet chokerende - inklusive dets spiraltæthedsbølger. Som Sakhibov og Smirnov forklarede i en undersøgelse fra 2004:
”Det viser sig, at den radiale profil for stjernedannelseshastigheden (SFR) i galaksen NGC 628 er moduleret af en spiraldensitetsbølge. Den radiale profil for hastigheden af gasindstrømning i spiralarmen svarer til den radiale fordeling af overfladetætheden af SFR. Placeringen af korotationsresonansen bestemmes sammen med andre parametre for spiraldensitetsbølgen via en Fourier-analyse af den azimutale fordeling af de observerede radielle hastigheder i ringformede zoner på disken i NGC 628. Den radiale profil af overfladetætheden af SFR bestemmes ved hjælp af den empiriske SFR - lineære størrelsesforhold for stjerne-dannelseskomplekser (gigantiske HII-regioner) og målinger af koordinaterne, H alfa-fluxer og størrelserne på HII-regioner i NGC 628. ”
Vi taler om gigantiske stjernedannende regioner, ikke? Og hvor stjerner dannes…. Stjerner dør. Som i supernova! Som Elias Brinks (et al) tydede på:
”Dannelsen af massive stjerner, som regel i (super) stjerne klynger, deres hurtige udvikling og efterfølgende bortgang som supernovaer har en stor indflydelse på deres umiddelbare omgivelser. Den kombinerede virkning af stjernevind og Supernovae, der går inden for hurtig rækkefølge og inden for et lille volumen, skaber ekspanderende bobler af koronal gas i det neutrale Interstellar medium (ISM) I spiral- og (dværg) uregelmæssige galakser. Disse ekspanderende skaller fejer op igen og komprimerer neutral gas, hvilket kan føre til molekylær skydannelse og indtræden af sekundær eller induceret stjernedannelse. Stjerdannende områder forstyrrer deres omgivende ISM, så en mere "aktiv", med hensyn til stjernedannelse, forventes galaksen at have en mere inhomogen ISM. Stjernedannelseshastigheden i NGC 628 er fire gange højere end i NGC 3184 og dobbelt så høj som i NGC 6946, hvilket kunne forklare det større antal HI-huller, der findes i denne galakse. Vi finder ud af, at størrelserne på HI-huller varierer fra 80 pc (tæt på opløsningsgrænsen) til 600 pc; ekspansionshastighederne kan nå 20 km s1; estimerede aldre er 2,5 til 35 Myr, og de involverede energier spænder fra 1050 til 3,5 x 105 Z ergs. Mængden af neutral gas involveret er i størrelsesordenen 104 til 106 solmasser. ”
Kæmpe masser ... Masser, der undertiden ... forsvinder ?? Som Justyn R. Maund og Stephen J. Smartt forklarede i en undersøgelse fra 2009:
”Ved hjælp af billeder fra Hubble-rumteleskopet og Gemini-teleskopet bekræftede vi forsvinden af forfaderne til to type II-supernovaer (SNe) og vurderede tilstedeværelsen af andre stjerner forbundet med dem. Vi fandt, at forfader til SN 2003gd, en M-supergiant stjerne, ikke længere observeres på SN-lokationen og bestemte dens iboende lysstyrke ved hjælp af billedsubtraktionsteknikker. Forfader til SN 1993J, en K-supergiant stjerne, er heller ikke længere til stede, men dens B-supergiant binære ledsager observeres stadig. Forfadernes forsvinden bekræfter, at disse to supernovaer blev produceret af røde supergiganter. ”
Maund og Smartt brugte en teknik, hvor billeder blev taget, efter at SN 2003gd var forsvundet, og forfæderstjernen manglede formodentlig og trækkes fra billederne før eksplosionen. Alt, der blev tilbage på SN-stillingen, svarede til den rigtige afkomstjerne. Gemini-observationerne fra 2003gd er vist i figur 1, der sammenligner før- og post-supernova-synspunkter af afkomstjernerens region i galaksen kendt som M-74 eller NGC 628.
"Dette er den første røde supergiant stamfader for en normal type IIP-supernova, der har vist sig at være forsvundet, og det er i den lave masse ende af skalaen for massive stjerner til at eksplodere som supernovaer," sagde Maund. ”Så bekræfter det endelig, at en standardforudsigelse af et antal stjernemæssige udviklingsmodeller er korrekt.”
Evolving? Du betcha '. Messier 74 fortsætter trods sin alder med at vokse op! Som A.S. Gusev (et al) angav:
”Fortolkning af observerede egenskaber hos den unge stjernpopulation i NGC 628 udføres på grundlag af sammenligningen af UBVRI-fotometri-data med høj opløsning af 127 H-alfa-regioner i galaksen med det detaljerede gitter fra de syntetiske evolutionære modeller af stjernesystemer. Det detaljerede gitter af evolutionære modeller inkluderer 2 regimer med dannelse af stjerne (øjeblikkelig burst og en konstant stjernedannelse), hele rækkevidde af IMF (hældning og en øvre massegrænse) og alder (fra 1 Myr op til 100 Myrs). Den kemiske forekomst af de stjernedannende regioner blev bestemt ud fra de uafhængige observationer. Løsningen af det omvendte problem med at finde alder, stjernedannelsesregime, IMF-parametre og støvabsorption i de stjernedannende regioner produceres ved hjælp af en speciel reguleringsafvigelsesfunktion. Rødværdige skøn er korreleret med galaktocentriske afstande fra stjernedannende regioner i overensstemmelse med en kemisk forekomst radial gradient afledt af uafhængige observationer. Aldere af stjernedannelseskomplekser viser også en tendens som en funktion af den kemiske sammensætning. ”
Så hvor skal så store grupper af unge stjerner hænge ud og slappe af? Måske ... Bare måske forsøger de at danne en kvarterbar. En galaktisk bar, selvfølgelig! Som M. S. Seigar fra Joint Astronomy Center sagde i en undersøgelse fra 2002:
”Vi har fået jorden-baserede I-, J- og K-båndbilleder af spiralgalaksen, Messier 74 (NGC 628). Det er vist, at denne galakse har en cirkumukleær ring af stjernedannelse fra både nær-infrarød spektroskopi af CO-absorption og sub-millimeter billeddannelse af CO-emission. Cirkelnukleære ringe med stjernedannelse menes kun at eksistere som et resultat af et stangpotentiale. Vi viser bevis for en svag oval forvrængning i midten af M 74. Vi bruger resultaterne af Combes & Gerin (1985) for at antyde, at dette svage ovale potentiale er ansvarlig for den cirkumukleære ring af stjernedannelse observeret i M 74. ”
Observationshistorie:
Denne fantastiske spiral galakse blev oprindeligt opdaget i slutningen af september 1780 af Pierre Mechain og derefter pligtopfyldt genoptaget og logget af Charles Messier den 18. oktober 1780.
”Nebula uden stjerner, nær stjernen Eta Piscium, set af M. Mechain i slutningen af september 1780, og han rapporterer:” Denne tåge indeholder ingen stjerner; det er ret stort, meget uklart og ekstremt vanskeligt at observere; man kan genkende det med mere sikkerhed under fine, frosne forhold ”. M. Messier kiggede efter det og fandt det, som M. Mechain beskriver det: det er blevet sammenlignet direkte med stjernen Eta Piscium. ”
Tre år senere ville Sir William Herschel gøre sit bedste for at prøve at løse det, han troede var en stjerne klynge - og vende tilbage i de efterfølgende år, selv på bekostning af sit eget udstyr.
”1799, 28. december, 40 fods teleskop. Meget lys i midten, men lysstyrken begrænset til en meget lille del og er ikke rund; omkring den lyse midten er en meget svag nebulositet i betydelig grad. Den lyse del ser ud til at være af løselig art, men mit spejl er blevet såret af kondenserede dampe. ”
For at give Sir William æren var han den første til at løse nogle af de mange klumper af fødselsregioner, der blev set i Messier 74, og resultaterne af hans observationer blev senere bekræftet af hans egen søn.
John Herschel kunne også se pletter i strukturen af M74, men alligevel var Lord Rosse den første til at vælge spiralstrukturen. Igen, på det tidspunkt, hvor astronomerne troede, at disse kondensationer var individuelle stjerner - en observation gik så langt som til Emil Dreyers tid, da Messier 74 til sidst også blev et NGC-objekt.
Find Messier 74:
M74 er ikke altid et let objekt og kræver mørke himmel og noget starhopping. Prøv at begynde hos Alpha Arietis (Hamal) og lav en mental linje mellem det og Beta - derefter videre til Eta Piscium. Centrer finderskabet ved Eta og skift udsigten omkring 1,5 grader nordøst. Hvis du foretrækker det, kan du gøre det, mens du kigger gennem et bredt felt, okular med lav forstørrelse - som normalt leverer omkring et grad af synsfelt.
I et mindre teleskop er den første ting, du vil bemærke, Messier 74s stjernekerner. Dette er grunden til, at observatøren mange gange har svært ved at finde den! Tro det eller ej, bevægelse kan undertiden hjælpe dig med at se svagere ting, så at bruge okularet til at lokalisere det er en god observatørs ”trick of the trade”. Da denne spiralgalakse er lav overfladelysstyrke, kræver den relativt god himmel - så prøv under mange forhold. Et lille teleskop afslører en støvet glorie omkring kerneområdet, mens større blænde afslører spiralstrukturen. Store kikkerter under uberørte himmelforhold kan udgøre en lille svag tåge!
Studer det selv ... Hvem ved hvad du måtte opdage!
Objektnavn: Messier 74
Alternative betegnelser: M74, NGC 628
Objekttype: Sc Spiral Galaxy
Constellation: Fiskene
Højre opstigning: 01: 36,7 (h: m)
deklination: +15: 47 (° C)
Afstand: 35000 (kly)
Visuel lysstyrke: 9,4 (mag)
Tilsyneladende dimension: 10,2 × 9,5 (bue min)
Vi har skrevet mange interessante artikler om Messier-objekter og kugleklynger her på Space Magazine. Her er Tammy Plotners introduktion til Messier-objekter, M1 - Krabbe-tågen, iagttagelse af spotlight - Hvad skete der med Messier 71?, Og David Dickisons artikler om Messier Marathons 2013 og 2014.
Sørg for at tjekke vores komplette Messier-katalog. Og for mere information, se SEDS Messier-databasen.
Kilder:
- NASA - Messier 74
- SEDS - Messier 74
- Messier-objekter - Messier 74: Phantom Galaxy
- Wikipedia - Messier 74
