Laipni lūdzam atpakaļ Mesjē pirmdienā! Šodien mēs turpinām veltīt cieņu mūsu dārgajam draugam Tammy Plotner, apskatot tuvojošos spirālveida galaktiku, kas pazīstama kā Messier 90!
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 starpposma spirālveida galaktika, kas pazīstama kā Messier 90 un atrodas aptuveni 60 miljonu gaismas gadu attālumā Jaunavas zvaigznājā - padarot to par daļu no Jaunavu kopas. Atšķirībā no vairuma vietējās grupas galaktiku, Mesjērs 90 ir viens no nedaudzajiem, par kuriem ir konstatēts, ka tas lēnām virzās tuvāk Piena ceļam (pārējie ir Andromeda un Trianguluma galaktika).
Ko jūs skatāties:
Kā viena no lielākajām spirālveida galaktikām Jaunavu klasterī, M90 sākumā šķiet galaktika, kas ir apturējusi zvaigžņu veidošanos. Tās zemā blīvuma un blīvi ievainotās spirāles norāda uz salu Visumu, kas gatavojas iziet metamorfozi. Tomēr dziļi sirdī M90 vienkārši vēl nav pabeigts. Kā teica S. Rys (et al) 2007. gada pētījumā:
“NGC4569 ir spilgtas spirāles (Sb) galaktika, kas atrodas tikai 0,5Mc no Virgo Cluster centra, ir pazīstama ar kompakto zvaigžņu uzliesmojumu kodolā un milzīgo (8 kpc) Ha izplūdi, kas izstaro gāzi perpendikulāri galaktikas diskam. Mūsu nesenie polarimetriskā radio kontinuuma novērojumi, izmantojot Effelsberga teleskopu 4,85 GHz un 8,35 GHz frekvencē, atklāj milzīgas magnetizētās daivas, pat izceļot 24 kpc no galaktikas plaknes. Šī ir pirmā reize, kad klasteru spirālveida galaktikā tiek novērotas tik milzīgas radio kontinuuma daivas. Pretstatā radio izstarojumam rentgenstaru galaktikas diska abās pusēs nav tikpat lieli paplašinājumi. Tomēr spēcīgāka rentgenstaru emisija ir redzama tuvu diskam tā rietumu daļā, un tā atbilst uzlabotajai radio un Ha izstarošanai. Pagarinājums ir plašs, tādējādi raksturīgāks plaši izplatītam zvaigžņu uzliesmojumam nekā vairāk kolimizētam AGN jonizācijas konusam. Mazāk izstieptais rentgenstaru komponents ir redzams SW virzienā arī no diska. Radioaktivitātes pārbaude no galaktikas daivām liecina, ka daivas tiešām nevar darbināt ar AGN, bet tās, iespējams, izraisa kodolenerģijas starpsprādze un supervēja vēja tipa izplūdes? Pirms 30 gadiem. To apstiprina kombinētā magnētiskā un kosmiskā staru spiediena aprēķini daivās no mūsu radio datiem. Ha spur un ar to saistītā mīksto rentgenstaru izstarošana diska rietumu daļā varētu būt nesens piemērs tik daudziem pagātnes notikumiem. ”
Tātad, ko vēl var izskaidrot ar zvaigžņu uzliesmojuma darbību mainīgajā galaktikā? Izmēģiniet gāzi. Kā Džerijs Kennijs (et al) norādīja 2004. gada pētījumā:
“Viens no skaidrākajiem gadījumiem ir ļoti slīpa Jaunavas galaktika NGC 4522, kurai ir parasts zvaigžņu disks, bet saīsināts gāzes disks, un daudz extraplanar gāzes tieši blakus gāzes saīsināšanas rādiusam diskā. Īpaši spēcīga HI, H un radio kontinuuma emisija tiek atklāta ārpusplāna gāzē. Radio kontinuitātes polarizētā ux un spektrālā indeksa maksimums sānos, kas atrodas pretī ekstraplaknes gāzei, liecina par pastāvīgu ICM spiedienu. Četras citas HI deficīta nepilnīgas Jaunavas spirāles uzrāda ekstraplānas ISM gāzes daudzumu vai parāda asimetrijas diska HI sadalījumos, taču tajās ir daudz mazāk ekstraplakanā HI nekā NGC 4522. Salīdzinājums ar jaunākajām simulācijām liecina, ka šī atšķirība var būt evolucionāra, ar lielu virsmas blīvumu. ārpusplāna gāzes koncentrācija, kas novērota tikai ICM-ISM mijiedarbības agrīnajos posmos. No saīsināta H diska malas parādās anomāla HII reģionu roka, iespējams, ekstraplāna. Tas līdzinās simulācijās redzamajiem ieročiem, kurus veido vēja spiediena un rotācijas apvienojums. Paplašināta miglošanās blakus blakus asij, arī ziemeļrietumos, tiek interpretēta kā plūsmas burbulis, kas izstaro ar zvaigznīti un kuru traucē ICM vēja spiediens. ”
Kāpēc tas mūs tik ļoti aizrauj? Astronoms Bils Keels to vislabāk apkopoja:
“Interesi par zvaigznēm raksturīgajām galaktikām izraisīja jautājums, kā dažām galaktikām un bieži vien ļoti maziem kodoliem reģionos ļoti īsā laikā izdodas tik daudz gāzes efektīvi pārveidot zvaigznēs. Bieži vien ir daudz molekulāro gāzu, spriežot pēc CO izmešiem, tāpēc tas nav tik daudz kurināms jautājums, kā kolekcijas mīkla. Kā var savākt tik daudz molekulāro gāzu, jau pa ceļam nedomājot par zvaigznēm (analogā problēma skaldmateriālam ir pazīstama kā putojošā problēma). Starburstu statistika var liecināt - starbursts ir daudz biežāks mijiedarbīgās un apvienojošās sistēmās nekā izolētākās galaktikās. Lai gan tas nenozīmē, ka vairāk no tām notiek mijiedarbībā (vienkārši tāpēc, ka tikai apmēram 10% galaktiku atrodas saistītos pāros), tas tomēr liek domāt, ka apstākļus mijiedarbības un apvienošanās laikā ir daudz vieglāk sasniegt. Vairāki zvaigžņu veidošanās rādītāji šeit stāsta līdzīgus stāstus. Lielākajai daļai spirālveida pāru SFR palielinās parasti par 30%, bet dažās - par palielinājumu. Pārrāvums bieži notiek tikai dažos simtos parseku, kas atrodas netālu no kodola, lai arī bieži disku pārrāvumi ir plaši izplatīti. Šī priekšroka traucētajām galaktikām ir izraisījusi dažādas spekulācijas par to, kas izraisa uzlabojumus (un tādējādi vismaz veicina zvaigžņu uzliesmojumus). ”
“Augstais enerģijas blīvums gan zvaigžņu gaismā, gan mehāniskā ievadīšanā caur zvaigžņu vēju un supernovām faktiski var atdalīt ISM no zvaigžņu sākuma galaktikām. Apsildāmais ISM var iestatīt globālu (vai super) vēju, kas ir noārdāms optiskās līnijas izstarojumā, izkliedētā zvaigžņu gaismā un mīkstos rentgena staros (visredzamāk no saskarnes aptuveni koniskā aizplūdes malā). Lielākā daļa izbēgošo lietu var būt tik karsta, ka mēs to pat neredzam rentgena staros, dzesējot tikai saskarnē ar mazāk traucētu ISM. Šis vējš var būt nozīmīgs agrīna tipa galaktiku veidošanā, jo, ja tas galu galā kļūst elipsveida, ir jāizsvītro gāze no apvienošanās produkta. Šķiet, ka kaut kas līdzīgs ir noticis klasteru un grupu vēsturē, jo klastera rentgena gāze parāda ķīmiskas pēdas, ka to ir apstrādājušas masīvas zvaigznes. ”
Novērošanas vēsture:
M90 bija viens no 7 Jaunavas galaktikas kopas dalībniekiem, ko 1781. gada 18. marta naktī atklāja Čārlzs Mesjērs. Savās piezīmēs viņš raksta: “Miglājs bez zvaigznes, Jaunavā: tā gaisma ir tikpat vāja kā iepriekšējais, Nr. 89. . ”
Līdz tam laikam, kad sers Viljams Heršels iekļāvās Mesjē kataloga 90 numurā, viņš bauda mēnessgaismu un - vismaz pēc mūsu ierakstiem - nekad vairs neatgriežas. Par laimi admirālis Smits ieradās glābšanā!
“Šis ir brīnišķīgs miglainākais reģions, un izkliedētā matērija aizņem plašu vietu, kurā dedzīgais novērotājs ārkārtas tuvumā viegli uzņems vairākus no Mesjē un Heršeli lieliskajiem objektiem. Šī diagramma parāda milzīgo miglaino kaimiņu vietējo izvietojumu ziemeļos [faktiski uz dienvidiem] no 88 Mesjē; viņiem priekšā M., Nr. 84, un tiem seko M. 58, 89, 90 un 91, tajā pašā zonā; tādējādi aprakstot plankumu tikai 2 ° 1/2 no ziemeļiem uz dienvidiem un 3 ° no austrumiem uz rietumiem, kā to parāda mikrometrs. Būs ērti paturēt prātā, ka ārkārtas miglāju konglomerāta un saspiestu sfērisku kopu, kas satrauc Jaunavas kreiso spārnu un plecu, situāciju diezgan labi norāda praktizētais neapbruņoto aci Epsilons, Delta, Gamma, Eta. , un Beta Virginis veido pusloku uz austrumiem, turpretī uz ziemeļiem no pēdējās pieminētās zvaigznes Beta Leonis iezīmē ziemeļrietumu robežu. Balstoties uz Heršelijas principu, to godbijīgi var uzskatīt par mūsu tvirtuma plānāko vai seklāko daļu; un plašā nodalīšanas mehānisma laboratorija, ar kuru nenobriedušā laikmetā nogatavojas saspiešana un izolācija. Tēma, lai arī cik izdomāta būtu, ir svinīga un cildena. ”
Messier 90 atrašanās vietas noteikšana:
Sāciet ar bāzes M84 / M86 savienošanu pārī, kas atrodas gandrīz tieši vidusdaļā starp Beta Leonis (Denebola) un Epsilon Virginis (Vindemiatrix). Iepriekš redzamā karte parāda diezgan nelielu attālumu starp galaktikām, taču, izmantojot “režģa” modeli, jūs varat viegli apzīmēt Jaunavas galaktikas lauku. Kad esat redzējis M84 / M86, pārvietojiet vienu mazjaudas okulāra lauku uz austrumiem un lēciet uz ziemeļiem mazāk nekā un okulāra lauku M87.
Tagad jūs saprotat, kā Čārlzs Mesjērs vadīja savus debesu modeļus! Turpiniet virzīties uz ziemeļiem pa 1 vai diviem okulāra laukiem un pēc tam pārejiet uz austrumiem pa vienu. Jums vajadzētu nokļūt M88. Tagad pārvietojiet vēl vienu lauku uz austrumiem un nometiet uz dienvidiem no 1 līdz 2 laukiem, lai sasniegtu M89. Nākamā apiņa ir arī okulāra lauks austrumu virzienā un pēc tam 1 ziemeļu virzienā uz M90. Okulārā M90 parādīsies kā ļoti vāja apaļa migla, kas pēc izskata ir ļoti vienmērīga. Tā kā M90 tuvojas 10. magnitūda, tam būs nepieciešama tumša nakts.
No cildenā līdz smieklīgajam… no vienas galaktikas apiņa līdz nākamajam bagātīgā laukā. Izbaudi savus Jaunavas meklējumus!
Objekta nosaukums: Mesjē 90
Alternatīvi apzīmējumi: M90, NGC 4569
Objekta tips: Sb tipa ierobežota spirālveida galaktika
Zvaigznājs: Jaunava
Pareizā Debesbraukšana: 12: 36,8 (h: m)
Deklinācija: +13: 10 (grādi: m)
Attālums: 60000 (kly)
Vizuālais spilgtums: 9,5 (magn)
Acīmredzamā dimensija: 9,5 × 4,5 (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.
Noteikti apskatiet visu mūsu Mesieru katalogu. Lai iegūtu papildinformāciju, apskatiet SEDS Messier datu bāzi.
Avoti:
- NASA - Mesjē 90
- SEDS - Mesjērs 90
- Wikipedia - Mesjērs 90
- Mesjē objekti - Mesjē 90
