Velkommen tilbage til Messier mandag! I dag fortsætter vi med at hylde vores kære ven, Tammy Plotner, ved at se på den nærmer sig spiralgalakse, der kaldes Messier 90!
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 den mellemliggende spiralgalakse, der kaldes Messier 90, som ligger omkring 60 millioner lysår væk i stjernebilledet Jomfruen - hvilket gør den til en del af Jomfrueklyngen. I modsætning til de fleste galakser i den lokale gruppe, er Messier 90 en af de få, der har vist sig langsomt at bevæge sig tættere på Mælkevejen (de andre er Andromeda og Triangulum-galaksen).
Hvad du ser på:
Som en af de større spiralgalakser i Jomfrueklyngen, ser M90 først ud til at være en galakse, der har stoppet stjernedannelsen. Dens lave densitet og tæt viklede spiralarme peger alle på et ø-univers, der er ved at gennemgå metamorfose. Alligevel, dybt i hjertet, er M90 bare ikke færdig endnu. Som S. Rys (et al) sagde i 2007-undersøgelsen:
“NGC4569 er en lys spiral (Sb) galakse, der kun ligger 0,5Mpc fra Virgo Cluster-centret, kendt for sit kompakte starburst i kernen og en kæmpe (8 kpc) udstrømning af Ha, der udsender gas vinkelret på galakskiven. Vores nylige polarimetriske radiokontinuumobservationer med Effelsberg-teleskopet ved 4,85 GHz og 8,35 GHz afslører enorme magnetiserede fliser, der også strækker sig 24 kpc fra det galaktiske plan. Dette er første gang, at sådanne enorme radiokontinuumlober observeres i en klyngespiralgalakse. I modsætning til radioemissionen viser røntgenstrålerne ikke lignende store udvidelser på begge sider af den galaktiske disk. Stærkere røntgenemission er imidlertid synlig tæt på disken på den vestlige del og svarer til den forbedrede radio og Ha-emission der. Forlængelsen er bred, hvilket er mere typisk for et bredt spredt stjerneudbrud end for en mere kollimeret ioniseringskegle fra en AGN. Den mindre udvidede røntgenstrålekomponent er også synlig i SW-retningen fra disken. Inspektionen af radioemission fra galaksloberne indikerer, at loberne faktisk ikke kan drives af en AGN, men sandsynligvis er forårsaget af et nukleært starburst og udstrømning af supervind-type, der opstod? 30 Myr siden. Dette understøttes af estimater af det kombinerede magnetiske og kosmiske stråletryk inden i loberne fra vores radiodata. Ha-sporen og den tilknyttede bløde røntgenemission på den vestlige del af disken kunne være et nyligt eksempel på så mange begivenheder i fortiden. ”
Så hvad kan ellers redegøre for starburst-aktivitet i en skiftende galakse? Prøv gas. Som Jerry Kenney (et al) anførte i en undersøgelse fra 2004:
”Et af de tydeligste tilfælde er den meget skråstillede Jomfru-galakse NGC 4522, som har en normal stjerneskive men en trunkeret gasskive, og masser af ekstraplanar gas lige ved siden af gasafkortningsradiusen på disken. Ualmindelig stærk HI, H og radiokontinuumemission detekteres alle fra den ekstra plane gas. Radiokontinuumet polariseret ux og spektralt indeks peak på siden overfor den ekstraplanære gas, hvilket antyder igangværende pres fra ICM. Fire andre HI-mangelfulde Jomfru-spiraler viser tegn på ekstra plan ISM-gas eller udviser asymmetrier i disks HI-fordelinger, men indeholder langt mindre ekstraplan HI end NGC 4522. Sammenligning med nylige simuleringer antyder, at denne forskel kan være evolutionær med store overfladetætheder ekstraplanar gas kun observeret i tidlige faser af en ICM-ISM-interaktion. En anomal arm af HII-regioner, muligvis ekstraplan, kommer frem fra kanten af en afkortet H-disk. Dette ligner armene set i simuleringer, der er dannet af de kombinerede effekter af vindtryk plus rotation. En udvidet nebulositet nær den mindre akse, også i NW, fortolkes som en starburst out flowboble forstyrret af ICM vindtryk. ”
Så hvorfor fascinerer det os så meget? Astronom Bill Keel opsummerede det vel bedst:
”Interessen for starburst-galakser er skabt ved at undre sig over, hvordan nogle galakser, og ofte meget små regioner i deres kerner, formår at omdanne så meget gas effektivt til stjerner på meget kort tid. Der er ofte masser af molekylær gas bedømt ud fra CO-emission, så det er ikke et brændstofspørgsmål så meget som et indsamlingspuslespil. Hvordan kan der samles så meget molekylær gas uden allerede at vende stjerner på vej (det analoge problem med fissilt materiale er kendt som fizzle-problemet). Statistikken over starbursts kan indeholde en ledetråd - starbursts er især mere almindelige i interagerende og fusionerende systemer end i mere isolerede galakser. Selvom dette ikke betyder, at flere af dem forekommer i interaktioner (simpelthen fordi kun ca. 10% af galakserne er i bundne par), antyder det, at betingelserne er langt lettere at opnå under interaktioner og fusioner. En række indikatorer for stjernedannelse fortæller lignende historier her. Størstedelen af spiraler i par oplever en stigning i SFR typisk 30%, mens nogle få oplever stigninger i en størrelsesorden. Bursten er ofte begrænset til et par hundrede parsecs nær kernen, selvom diskbrede bursts er almindelige. Denne præference for forstyrrede galakser har ført til en række spekulationer om, hvad der forårsager forbedringerne (og dermed i det mindste bidrager til starbursts). ”
”De høje energitætheder, både i stjernelys og mekanisk input gennem stjernevind og supernovaer, kan faktisk frigøre ISM fra stjerneudbrudte galakser. Den opvarmede ISM kan indstille en global (eller super) vind, der kan deteteres i optisk linieemission, spredt stjernelys og bløde røntgenstråler (mest fremtrædende fra grænsefladen ved kanten af den nogenlunde koniske udstrømning). Det meste af undslippende stof kan være så varmt, at vi ikke engang ser det i røntgenstråler, og kun afkøles ved grænsefladen med mindre forstyrret ISM. Denne vind kan være vigtig i dannelsen af galakser af den tidlige type, da man skal feje gassen ud af et fusionsprodukt, hvis det ender som en elliptisk. Noget som dette ser ud til at være sket tidligt i historien om klynger og grupper, da intracluster røntgengas viser kemiske spor af at være blevet behandlet af massive stjerner. ”
Observationshistorie:
M90 var et af 7 medlemmer af Virgo Galaxy-klyngen opdaget af Charles Messier natten til den 18. marts 1781. I sine noter skriver han: ”Nebula uden stjerne, i Jomfruen: dens lys er så svagt som det foregående, nr. 89 .”
Da Sir William Herschel nåede til Messiers katalog nummer 90, nyder han en månelys aften og - i det mindste med hvilke poster vi har - vender aldrig tilbage igen. Heldigvis reddede admiral Smyth!
”Dette er en vidunderlig nebuløs region, og den diffuse sag indtager et stort rum, hvor flere af de fineste genstande fra Messier og Herschels let vil blive afhentet af den ivrige observatør i ekstraordinær nærhed. Følgende diagram viser den lokale placering af de enorme nebuløse naboer nord [faktisk syd] for 88 Messier; efterfulgt af M. nr. 84 og efterfulgt af M. 58, 89, 90 og 91 i samme zone; således beskriver et sted kun 2 grader 1/2 fra nord til syd og 3 grader fra øst til vest, som mikrometeret viser det. Og det vil være praktisk at huske, at situationen for det ekstraordinære konglomerat af tåger og komprimerede kugleformede klynger, der mængder Jomfruens venstre vinge og skulder, er temmelig godt påpeget det praktiserede blotte øje af Epsilon, Delta, Gamma, Eta , og Beta Virginis, der danner en halvcirkel mod øst, mens Bet nord for den sidstnævnte stjerne markerer den nord-vestlige grænse. Når man tager hensyn til Herschelian-princippet, kan dette ærbødigt antages som den tyndeste eller laveste del af vores højderyg; og det store laboratorium for den adskillelsesmekanisme, hvormed komprimering og isolering modnes, i løbet af ubundne aldre. Temaet, uanset hvor fantasifuldt det er, er højtideligt og sublimt. ”
Find Messier 90:
Begynd med basen M84 / M86-parring, der ligger næsten nøjagtigt midtvejs mellem Beta Leonis (Denebola) og Epsilon Virginis (Vindemiatrix). Ovenstående kort viser en vis afstand mellem galakserne, men ved at køre et "gitter" -mønster kan du nemt starte Stargo-galaksfeltet. Når du har M84 / M86 i syne, skal du flytte et okularfelt med lav effekt øst og hoppe nordpå mindre end og okularfeltet til M87.
Nu forstår du, hvordan Charles Messier kørte sine himmelmønstre! Fortsæt nordover i 1 eller to okularfelter og skift derefter mod øst med en. Dette skal føre dig til M88. Skift nu endnu et felt øst og slip syd mellem 1 til 2 felter for M89. Dit næste hop er også et okularfelt øst og derefter 1 nord for M90. I okularet vises M90 som en meget svag rund dis, der er meget jævn i udseende. Da M90 nærmer sig 10, kræver det en mørk nat.
Fra det sublime til det latterlige… fra den ene galakse til den næste i et rigt felt. Nyd din Jomfru Quest!
Objektnavn: Messier 90
Alternative betegnelser: M90, NGC 4569
Objekttype: Type Sb Barred Spiral Galaxy
Constellation: Jomfru
Højre opstigning: 12: 36,8 (h: m)
deklination: +13: 10 (° C)
Afstand: 60000 (kly)
Visuel lysstyrke: 9,5 (mag)
Tilsyneladende dimension: 9,5 × 4,5 (lysbue 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 90
- SEDS - Messier 90
- Wikipedia - Messier 90
- Messier-objekter - Messier 90
