Laipni lūdzam atpakaļ Mesjē pirmdienā! Šodien mēs turpinām veltīt cieņu mūsu dārgajam draugam Tammy Plotner, apskatot “Phantom Galaxy”, kas pazīstama kā Mesjē 74!
18. gadsimtā slavenais franču astronoms Čārlzs Mesjērs, apsekojot nakts debesis, pamanīja vairāku “miglainu objektu” klātbūtni. Sākotnēji sajaucis šos objektus ar komētām, viņš sāka tos katalogizēt, lai citi nepieļautu to pašu kļūdu. Mūsdienās iegūtais saraksts (pazīstams kā Meseru katalogs) ietver vairāk nekā 100 objektus un ir viens no ietekmīgākajiem dziļo kosmosa objektu katalogiem.
Viens no šiem objektiem ir spirālveida galaktika, kas pazīstama kā Mesjē 74 (pazīstama arī kā fantoma galaktika), kas parādās klātienē novērotājiem no Zemes. Šī galaktika, kas atrodas apmēram 30 miljonu gaismas gadu attālumā no Zemes Zivju zvaigznāja virzienā, mēra aptuveni 95 000 gaismas gadus diametrā (gandrīz tikpat liela kā Piena ceļš) un ir mājvieta aptuveni 100 miljardiem zvaigžņu.
Apraksts:
Šī skaistā galaktika ir grandioza dizaina Sc galaktikas prototips un ir viena no pirmajām “spirālveida miglājiem”, kuru atzinis Lords Rosse. Atrodas apmēram 30 līdz 40 miljonu gaismas gadu attālumā no mums, tas lēnām slīd vēl tālāk ar ātrumu 793 kilometri sekundē. Tās skaistums aptver aptuveni 95 000 gaismas gadus, apmēram tāda paša izmēra kā mūsu Piena ceļš, un spirālveida rokas izstieptas vairāk nekā 1000 gaismas gadu garumā.
Šajos ieročos atrodas zilu jaunu zvaigžņu kopas un sārti krāsaini izkliedēti gāzveida miglāji, ko sauc par H II reģioniem, kur notiek zvaigžņu veidošanās. Kāpēc tik slaucošs grandiozs skaistums? Iespējams, ka blīvuma viļņi svārstās ap M74 gāzveida disku, ko, iespējams, izraisa gravitācijas mijiedarbība ar kaimiņu galaktikām. Kā skaidroja B. Kevins Edgars:
“Ir aprakstīta skaitliskā metode, kas ir īpaši izstrādāta, lai apstrādātu šī diferenciāli rotējošā gāzveida diska dinamiku. Metodes pamatā ir Piecewise Parabolic Method (PPM), kas ir Godunova metodes augstākas kārtas paplašinājums. Iekļauti gravitācijas spēki, kas attēlo lineāru spirāles blīvuma vilni galaktikas zvaigžņu komponentā. Aprēķins ir Eulerian un tiek veikts vienmērīgi rotējošā atsauces ietvarā, izmantojot plaknes polārās koordinātas. Vienādojumi ir formulēti precīzā perturbācijas formā, lai skaidri izslēgtu visus lielos, pretējos apzīmējumus, kas apzīmē spēka līdzsvaru netraucētā ass simetriskā stāvoklī, ļaujot precīzi aprēķināt mazas perturbācijas. Metode ir ideāli piemērota gāzveida reakcijas izpētei uz spirālveida blīvuma vilni diska galaktikā. Tiek aprēķināti sērijveida divdimensiju hidrodinamiskie modeļi, lai pārbaudītu vienota, izotermiska, bez masas gāzveida diska gravitācijas reakciju uz uzspiestu spirālveida gravitācijas perturbāciju. Parametri, kas apraksta masas sadalījumu, rotācijas īpašības un spirāles vilni, ir balstīti uz galaktiku NGC 628. Risinājumiem ir satricinājumi gan iekšējā, gan ārējā ko-rotācijā, kas noārda reģionu ap ko-rotāciju. Ātrums, kādā šis reģions tiek noplicināts, ir ļoti atkarīgs no uzspiestās spirālveida perturbācijas spēka. Iespējamās perturbācijas par 10% lielākas rada lielu radiālo pieplūdumu. Laiks, kas vajadzīgs, lai gāze šādos modeļos pazeminātos līdz Linblad iekšējai rezonansei, ir tikai neliela Habla laika daļa. Netiešā straujā evolūcija liek domāt, ka tad, ja galaktikas eksistē ar tik lielām perturbācijām, vai nu gāze ir jāpapildina no galaktikas ārpuses, vai arī perturbācijām jābūt pārejošām. Iekšējās rotācijas laikā ar spirālveida modeli gāzes leņķiskā impulsa zaudējums palielina zvaigžņu leņķisko impulsu, samazinot viļņu amplitūdu. ”
Kas vēl slēpjas iekšā? Tad ieskatieties ar rentgena acīm. Kā Roberto Soria (et al) norādīja savā 2002. gada pētījumā:
“Spirālveida galaktiku M74 (NGC 628) uz sejas novēroja XMM-Newton 2002. gada 2. februārī. Kopumā 5 ′ iekšpusē no kodola ir atrasti 21 avots (pēc dažu avotu, kas saistīti ar priekšplāna zvaigznēm, noraidīšanas) . Cietības koeficienti liecina, ka apmēram puse no tiem pieder galaktikai. Gaismas funkcijas augstāko gaišuma galu nosaka ar slīpuma jaudas likumu -0,8. To var interpretēt kā pierādījumu par notiekošo zvaigžņu veidošanos, analoģiski ar sadalījumu, kas atrodams citu vēlīna tipa galaktiku diskos. Salīdzinājums ar iepriekšējiem Chandra novērojumiem atklāj jaunu ultravioleto staru rentgenstaru pāreju (LX ~ 1,5 × 1039 ergs s-1 0,3–8 keV joslā) apmēram 4 ′ ziemeļu virzienā no kodola. Mēs atrodam citu spilgtu pārejošu avotu (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) apmēram 5 ′ ziemeļrietumos no kodola. SN 2002ap UV un rentgenstaru ekvivalenti ir atrodami arī šajā XMM-Ņūtona novērojumā; rentgenstaru ekvivalenta cietības koeficients liek domāt, ka emisija rodas no satriektā apļveida materiāla. ”
Mesjē 74 gadījumā nekas nav šokējošs - ieskaitot spirāles blīvuma viļņus. Kā Sahibovs un Smirnovs paskaidroja 2004. gada pētījumā:
“Zvaigžņu veidošanās ātruma (SFR) radiālo profilu galaktikā NGC 628 parāda, ka to modulē spirālveida blīvuma vilnis. Gāzes pieplūduma spirāles ātrumā radiālais profils ir līdzīgs SFR virsmas blīvuma radiālajam sadalījumam. Korotācijas rezonanses pozīcija tiek noteikta kopā ar citiem spirālveida blīvuma viļņa parametriem, izmantojot Furjē analīzi par novērotā radiālā ātruma azimutālo sadalījumu NGC 628 diska gredzenveida zonās. Radiālā profila virsmas blīvums SFR tiek noteikts, izmantojot empīrisko SFR - zvaigžņu veidošanās kompleksu lineārā lieluma attiecība (milzu HII reģioni) un koordinātu, H alfa plūsmu un HII reģionu izmēru mērījumi NGC 628. ”
Mēs runājam par gigantiskiem zvaigžņu veidošanas reģioniem, vai ne? Un kur veidojas zvaigznes…. Zvaigznes mirst. Kā supernovā! Kā norādīja Eliass Brinks (et al):
“Masveida zvaigžņu veidošanās, parasti (super) zvaigžņu kopās, to straujā evolūcija un sekojošā supernovu nāve ļoti ietekmē viņu tiešo apkārtni. Zvaigžņu vēju un Supernovu kopīgais efekts, kas notiek ātri pēc kārtas un nelielā tilpumā, rada koronālas gāzes burbuļus, kas izplešas neitrālā starpzvaigžņu vidē (ISM) spirālveida un (punduru) neregulārajās galaktikās. Šie paplašinoši apvalki savukārt uzpūš un saspiež neitrālu gāzi, kas var izraisīt molekulāru mākoņu veidošanos un sekundāru vai inducētu zvaigžņu veidošanās sākumu. Zvaigžņu veidošanās apgabali traucē apkārtējo ISM, tāpēc, ka zvaigžņu veidošanās ziņā “aktīvāks”, galaktikai ir paredzēts neviendabīgāks ISM. Zvaigžņu veidošanās ātrums NGC 628 ir četras reizes lielāks nekā NGC 3184 un divreiz lielāks nekā NGC 6946, kas varētu izskaidrot lielāku HI caurumu skaitu, kas atrodams šajā galaktikā. Mēs atklājam, ka HI caurumu izmēri svārstās no 80 pc (tuvu izšķirtspējas robežai) līdz 600 pc; izplešanās ātrumi var sasniegt 20 km s1; paredzamais vecums ir no 2,5 līdz 35 Myr, un iesaistītā enerģija svārstās no 1050 līdz 3,5 x 105Z ergiem. Iesaistītais neitrālo gāzu daudzums ir no 104 līdz 106 saules masām. ”
Milzīgas masas… Masas, kas reizēm… pazūd ?? Kā 2009. gada pētījumā paskaidroja Džastins R. Maunds un Stīvens J. Smartts:
“Izmantojot Habla kosmiskā teleskopa un Gemini teleskopa attēlus, mēs apstiprinājām divu II tipa supernovu (SNe) priekšteču pazušanu un novērtējām citu ar tiem saistītu zvaigžņu klātbūtni. Mēs noskaidrojām, ka SN 2003gd priekštecis, M-supergiant zvaigzne, vairs netiek novērots SN vietā, un, izmantojot attēla atņemšanas paņēmienus, noteica tā iekšējo spilgtumu. Arī SN 1993J priekšteča, K-supergiant zvaigznes, vairs nav, bet tā B-supergiant binārais pavadonis joprojām tiek novērots. Priekšteču pazušana apstiprina, ka šīs divas supernovas producēja sarkanie superģenti. ”
Maunds un Smartts izmantoja paņēmienu, kurā attēli tika uzņemti pēc tam, kad SN 2003gd bija izbalējis, un, iespējams, priekšteča zvaigzne trūka, un tika atņemti no pirms eksplozijas attēliem. Viss, kas palika SN pozīcijā, atbilda īstajai ciltstēva zvaigznei. Dvīņu novērojumi 2003. gd ir parādīti 1. attēlā, kurā salīdzināti pirms un pēc supernovas redzējumi galaktikas cilts zvaigznītes reģionā, kas pazīstams kā M-74 vai NGC 628.
"Šis ir pirmais sarkanais superģimenes priekštecis normālai IIP tipa supernovai, par kuru ir pierādīts, ka tā ir pazudusi, un tas atrodas zemas masas skalas beigās, lai masīvās zvaigznes eksplodētu kā supernovas," sacīja Maunds. "Tātad, tas beidzot apstiprina, ka vairāku zvaigžņu evolūcijas modeļu standarta prognozēšana ir pareiza."
Attīstās? Jūs betcha ”. Mesjē 74 turpina, neraugoties uz savu vecumu, izaugt! Kā kā. Gusevs (et al) norādīja:
“Jaunu zvaigžņu populācijas novēroto īpašību interpretācija NGC 628 tiek veikta, balstoties uz 127 H-alfa apgabalu galaktikas augstas izšķirtspējas UBVRI fotometrijas datu salīdzinājumu ar detalizētu zvaigžņu sistēmu sintētisko evolūcijas modeļu režģi. Detalizētajā evolūcijas modeļu režģī ir iekļauti 2 zvaigžņu veidošanās režīmi (momentāns pārrāvums un pastāvīga zvaigžņu veidošanās), viss SVF diapazons (slīpums un augšējā masas robeža) un vecums (no 1 līdz 100 myrs). Zvaigžņu veidojošo reģionu ķīmiskais pārpilnība tika noteikta pēc neatkarīgajiem novērojumiem. Apgrieztas problēmas, kas saistītas ar vecuma noteikšanu, zvaigžņu veidošanās režīmu, SVF parametriem un putekļu absorbciju zvaigžņu veidošanās reģionos, risinājums tiek radīts, izmantojot īpašu regulējošās novirzes funkciju. Sarkanie novērtējumi ir korelēti ar zvaigžņu veidošanās reģionu galaktocentriskajiem attālumiem atbilstoši ķīmiskā daudzuma radiālā gradientam, kas iegūts no neatkarīgiem novērojumiem. Zvaigžņu veidošanās kompleksu laikmeti arī parāda tendenci kā ķīmiskā sastāva funkciju. ”
Tātad, kur tieši dodas tik lielas jauno zvaigžņu grupas, lai pavadītu laiku un atpūstos? Varbūt… Tikai varbūt viņi mēģina izveidot apkārtnes joslu. Galaktikas bārs, protams! Kā 2002. gada pētījumā teica apvienotā astronomijas centra pārstāvis M. S. Seigars:
“Esam ieguvuši spirālveida galaktikas Messier 74 (NGC 628) I, J un K joslu attēlus. Ir pierādīts, ka šai galaktikai ir zvaigžņu veidošanās gredzena kodola gredzens, kas iegūts gan no CO absorbcijas gandrīz infrasarkanās spektroskopijas, gan CO emisijas submilimetru attēliem. Tiek uzskatīts, ka zvaigžņu veidošanās cirkulārie gredzeni pastāv tikai stieņa potenciāla rezultātā. Mēs parādām pierādījumus par vāju ovālu izkropļojumu M 74 centrā. Mēs izmantojam Combes & Gerin (1985) rezultātus, lai domātu, ka šis vājais ovālais potenciāls ir atbildīgs par M 74 novēroto zvaigžņu veidošanās cirkulāro kodolu gredzenu. ”
Novērošanas vēsture:
Šo satriecošo spirālveida galaktiku sākotnēji 1780. gada septembra beigās atklāja Pjērs Mečains, pēc tam Kārlis Mesjērs apzināti atkārtoti novēroja un reģistrēja 1780. gada 18. oktobrī.
Miglājs bez zvaigznēm, netālu no zvaigznes Eta Piscium, ko redzējis M. Mečains 1780. gada septembra beigās, un viņš ziņo: “Šajā miglājā nav nevienas zvaigznes; tas ir diezgan liels, ļoti neskaidrs un ārkārtīgi grūti pamanāms; to var ar lielāku pārliecību atpazīt smalkos, aukstajos apstākļos ”. M. Mesjērs to meklēja un atrada, kā to aprakstījis M. Mehains: tas ir ticis tieši salīdzināts ar zvaigzni Etu Piscium. ”
Trīs gadus vēlāk sers Viljams Heršels darīs visu iespējamo, lai mēģinātu atrisināt to, ko viņš uzskatīja par zvaigžņu kopu, un atgrieztos nākamajos gados pat uz sava aprīkojuma rēķina.
“1799. gada 28. decembrī 40 pēdu teleskops. Ļoti spilgts vidū, bet spilgtums aprobežojas ar ļoti mazu daļu un nav apaļš; apmēram gaišais vidusdaļa ir ļoti vājš miglošanās spēks. Šķiet, ka gaišā daļa ir atrisināma, bet manu spoguli ir ievainoti kondensēti tvaiki. ”
Lai piešķirtu seram Viljamam atzinību, viņš bija pirmais, kurš atrisināja dažus no daudzajiem zvaigžņu dzimšanas reģionu salipumiem, kas bija redzami Mesjē 74, un viņa novērojumu rezultātus vēlāk apstiprināja viņa paša dēls.
Džons Heršels arī redzētu raibumu M74 struktūrā, tomēr lords Rosse bija pirmais, kurš izvēlējās spirāles struktūru. Atkal tajā laikā, kad astronomi uzskatīja, ka šie kondensāti ir atsevišķas zvaigznes - novērojums notika līdz pat Emīla Dreijera laikam, kad Mesjērs 74 galu galā kļuva arī par NGC objektu.
Messier 74 atrašanās vietas noteikšana:
M74 ne vienmēr ir viegls objekts, un tam ir vajadzīgas tumšas debesis un daži starhopping. Mēģiniet sākt pie Alfa Arieša (Hamal) un izveidojiet mentālu līniju starp to un Beta - pēc tam līdz Eta Piscium. Centrējiet sava meklētāja skatu Etā un mainiet skatu apmēram 1,5 grādus uz ziemeļaustrumiem. Ja vēlaties, varat to izdarīt, apskatot plašu lauku, zemu palielinājuma okulāru - kas parasti nodrošina apmēram grādu redzamības lauku.
Mazākā teleskopā pirmais, ko pamanīsit, ir Mesjē 74 zvaigžņu kodols. Tāpēc novērotājam daudzkārt ir grūti to atrast! Ticiet vai nē, pārvietošanās dažreiz var palīdzēt pamanīt vājākas lietas, tāpēc okulāra izmantošana tā atrašanai ir labs novērotāja “tirdzniecības triks”. Tā kā šai spirālveida galaktikai ir zems virsmas spilgtums, tai ir vajadzīgas salīdzinoši labas debesis - tāpēc mēģiniet daudzos apstākļos. Neliels teleskops atklās putekļainu halozi ap serdes reģionu, savukārt lielāka atvere atklās spirāles struktūru. Lieli binokļi neskartu debesu apstākļos var radīt nelielu miglu miglu!
Izpētiet to pats ... Kas zina, ko jūs varētu atklāt!
Objekta nosaukums: Mesjē 74
Alternatīvi apzīmējumi: M74, NGC 628
Objekta tips: Sc spirālveida galaktika
Zvaigznājs: Zivis
Pareizā Debesbraukšana: 01: 36,7 (h: m)
Deklinācija: +15: 47 (grādi: m)
Attālums: 35000 (kly)
Vizuālais spilgtums: 9,4 (magn)
Acīmredzamā dimensija: 10,2 × 9,5 (loka min)
Mēs šeit Space Magazine esam uzrakstījuši daudz interesantu rakstu par Mesjē objektiem un globāliem klasteriem. Šeit ir Tamija Plotnera ievads Mesjē objektos, M1 - Krabju miglājs, uzmanības centrā - neatkarīgi no tā, kas notika Messier 71?, Un Deivida Diksona raksti par 2013. un 2014. gada Mesjē maratoniem.
Pārliecinieties, ka apskatiet visu mūsu Mesieru katalogu. Lai iegūtu papildinformāciju, apskatiet SEDS Messier datu bāzi.
Avoti:
- NASA - Mesjē 74
- SEDS - Mesjē 74
- Mesjeri objekti - mesjērs 74: fantoma galaktika
- Wikipedia - Mesjē 74
