Sveiki grįžę į Mesjero pirmadienį! Šiandien tęsiame duoklę savo brangiajam draugui Tammy Plotneriui, žiūrėdami į „Phantom Galaxy“, žinomą kaip Messier 74!
Žinomas prancūzų astronomas Charlesas Messieris XVIII amžiuje, stebėdamas naktinį dangų, pastebėjo keletą „miglotų objektų“. Iš pradžių klaidindamas šiuos objektus kometoms, jis pradėjo juos kataloguoti, kad kiti nepadarytų tos pačios klaidos. Šiandien į sudarytą sąrašą (žinomą kaip „Messier“ katalogą) yra per 100 objektų ir jis yra vienas įtakingiausių „Deep Space Objects“ katalogų.
Vienas iš šių objektų yra spiralinė galaktika, žinoma kaip Messier 74 (dar žinoma kaip „Phantom Galaxy“), kuri atrodo tiesiai priešais Žemės stebėtojus. Ši galaktika, esanti maždaug 30 milijonų šviesos metų nuo Žemės Žuvų žvaigždyno kryptimi, matuoja apie 95 000 šviesmečių skersmens (beveik tokio pat dydžio kaip Paukščių Takas) ir joje gyvena apie 100 milijardų žvaigždžių.
Apibūdinimas:
Ši graži galaktika yra grandiozinio Sc galaktikos prototipas ir viena iš pirmųjų „Spiralinių ūglių“, kuriuos atpažino lordas Rosse. Įsikūręs maždaug 30–40 milijonų šviesmečių atstumu nuo mūsų, jis lėtai slenka dar toliau, 793 kilometrų per sekundę greičiu. Jos grožis apima maždaug 95 000 šviesmečių, maždaug tokio paties dydžio kaip mūsų Paukščių Takas, o spiralinės rankos driekiasi per 1000 šviesmečių.
Šiuose ginkluose yra mėlynos jaunos žvaigždės ir rausvos spalvos difuziniai dujiniai ūkas, vadinami H II sritimis, kur formuojasi žvaigždės. Kodėl toks svaiginantis didingas grožis? Tikimybė, kad tankio bangos svyruos aplink M74 dujinį diską, tikriausiai sukeliamos gravitacinės sąveikos su kaimyninėmis galaktikomis. Kaip paaiškino B. Kevinas Edgaras:
„Apibūdintas skaitinis metodas, kuris yra specialiai sukurtas tam, kad be galo mažas būtų šio diferenciškai besisukančio dujinio disko dinamika. Metodas pagrįstas „Piecewise Parabolic Method“ (PPM), aukštesnės eilės Godunovo metodo pratęsimu. Įtrauktos gravitacijos jėgos, vaizduojančios tiesinę spiralinio tankio bangą galaktikos žvaigždžių komponente. Skaičiavimas yra Eulerianas ir atliekamas tolygiai besisukančiame atskaitos taške, naudojant plokštumos polines koordinates. Lygtys suformuluotos tikslios perturbacijos forma, siekiant aiškiai pašalinti visus didelius, priešingus terminus, vaizduojančius jėgos balansą nepertraukiamoje ašies simetrinėje būsenoje, kad būtų galima tiksliai apskaičiuoti mažus perturbacijas. Šis metodas idealiai tinka tiriant dujinį atsaką į spiralės tankio bangą disko galaktikoje. Skaičiuojami serijiniai dvimatiai hidrodinaminiai modeliai, skirti išbandyti vienodo, izoterminio, be masės dujinio disko gravitacinį atsaką į nustatytą spiralinę gravitacinę perturbaciją. Parametrai, apibūdinantys masės pasiskirstymą, sukimosi savybes ir spiralinę bangą, yra pagrįsti galaktika NGC 628. Tirpalai turi sukrėtimus tiek bendro, tiek išorinio sukimosi metu, išeikvodami bendrą sukimosi sritį. Šios srities išeikvojimo greitis labai priklauso nuo įtemptos spiralės pertempimo stiprumo. Dėl galimų 10% didesnių pertraukimų susidaro dideli radialiniai srautai. Laikas, kurio reikia, kad dujos sumažėtų iki vidinio „Linblad“ rezonanso, tokiuose modeliuose yra tik nedidelė Hablo laiko dalis. Numatoma sparti evoliucija leidžia manyti, kad jei galaktikos egzistuoja tokiomis didelėmis pasipiktinimais, dujos turi būti papildytos iš galaktikos ribų arba pertraukimai turi būti laikini. Kartu sukasi kartu su spiralės schema, dujoms praradus kampinį impulsą, didėja žvaigždžių kampinis impulsas ir sumažėja bangos amplitudė. “
Kas dar slepiasi viduje? Tada pažvelkite į rentgeno akis. Kaip Roberto Soria (et al) nurodė savo 2002 m. Tyrime:
„Spiralinę galaktiką M74 (NGC 628) veidą stebėjo„ XMM-Newton “2002 m. Vasario 2 d. Iš viso vidiniame 5 ′ atstumu nuo branduolio rasta 21 šaltinis (atmetus kelis šaltinius, susijusius su priešakinėmis žvaigždėmis). . Kietumo santykiai rodo, kad maždaug pusė jų priklauso galaktikai. Didesnis šviesos ryškumo funkcijos galas nustatomas pagal nuolydžio galios dėsnį -0,8. Tai galima interpretuoti kaip nuolatinio žvaigždžių formavimo įrodymą, analogiškai kaip pasiskirstymas, aptinkamas kitų vėlyvojo tipo galaktikų diskuose. Palyginimas su ankstesniais Chandra stebėjimais atskleidžia naują ultralengvąją rentgeno spindulių pereinamąją dalį (LX ~ 1,5 × 1039 ergs s-1 0,3–8 keV juostoje) maždaug 4 ′ šiaurės platumos nuo branduolio. Mes randame kitą ryškų trumpalaikį šaltinį (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) apie 5 ′ šiaurės vakarus nuo branduolio. SN 2002ap UV ir rentgeno spindulių atitikmenys taip pat randami šiame XMM-Niutono stebėjime; rentgeno ekvivalento kietumo santykis rodo, kad spinduliuotė atsiranda dėl sukrėstų žiedinių medžiagų. “
„Messier 74“ atveju niekas nėra šokiruojantis, įskaitant spiralinio tankio bangas. Kaip 2004 m. Tyrime paaiškino Sachibovas ir Smirnovas:
„Įrodyta, kad žvaigždės formavimosi greičio (SFR) radialinis profilis galaktikoje NGC 628 yra moduliuojamas spiralinio tankio banga. Dujų įtekėjimo į spiralinę svirtį greičio radialinis profilis yra panašus į SFR paviršiaus tankio radialinį pasiskirstymą. Korozijos rezonanso padėtis nustatoma kartu su kitais spiralinio tankio bangos parametrais, naudojant Furjė analizę stebimo radialinio greičio azimutiniam pasiskirstymui NGC 628 disko žiedinėse zonose. Radialinis profilio paviršiaus tankis SFR nustatomas naudojant empirinį SFR - žvaigždžių formavimo kompleksų (milžiniškų HII sričių) tiesinį dydžio santykį ir koordinatų, H alfa srautų ir HII sričių dydžių matavimą NGC 628. “
Mes kalbame apie milžiniškus žvaigždžių formavimo regionus, ar ne? O kur žvaigždės ... Žvaigždės miršta. Kaip supernovoje! Kaip nurodė Elias Brinks (et al):
„Masyvių žvaigždžių susidarymas, paprastai (super) žvaigždžių spiečiuose, jų greita evoliucija ir vėlesnis supernovų išnykimas daro didelę įtaką jų artimiausiai aplinkai. Bendras žvaigždžių vėjų ir „Supernovų“, atsirandančių greitai viena po kitos ir per mažą tūrį, poveikis sukuria besiplečiančius vainikinių dujų burbulus neutralioje tarpžvaigždinėje terpėje (ISM) spiralinėse ir (nykštukinėse) netaisyklingose galaktikose. Šie besiplečiantys apvalkalai savo ruožtu nuvalo ir suspaudžia neutralias dujas, dėl kurių gali susidaryti molekulinis debesis ir atsirasti antrinis ar sukeltas žvaigždžių formavimasis. Žvaigždės formavimo zonos trikdo aplinkinius ISM, todėl „aktyvesnės“ žvaigždės formavimosi atžvilgiu tikimasi, kad galaktika turės nehomogeninį ISM. Žvaigždžių susidarymo greitis NGC 628 yra keturis kartus didesnis nei NGC 3184 ir dvigubai didesnis nei NGC 6946 - tai galėtų paaiškinti didesnį HI skylių, rastų šioje galaktikoje, skaičių. Mes pastebime, kad HI skylių dydžiai svyruoja nuo 80 vnt (arti skyros ribos) iki 600 vnt; plėtimosi greitis gali siekti 20 km s1; Numatomas amžius yra nuo 2,5 iki 35 Myr, o jame dalyvaujanti energija svyruoja nuo 1050 iki 3,5 x 105Z erg. Neutralių dujų kiekis yra nuo 104 iki 106 saulės masių. “
Milžiniškos mišios ... Mišios, kurios kartais ... išnyksta? Kaip Justyn R. Maund ir Stephen J. Smartt paaiškino 2009 m. Tyrime:
„Naudodamiesi Hablo kosminio teleskopo ir Dvynių teleskopo atvaizdais, mes patvirtinome, kad dingo II tipo supernovų (SNe) pirmtakai ir įvertinome, ar nėra kitų su jais susijusių žvaigždžių. Mes nustatėme, kad SN 2003gd palikuonis, „M-supergiant“ žvaigždė, daugiau nestebimas SN vietoje, ir nustatėme vidinį ryškumą, naudodamiesi atimties vaizdais metodais. SN 1993J protėvio, „K-supergiant“ žvaigždės, taip pat nebėra, tačiau jos „B-supergiant“ dvejetainis palydovas vis dar stebimas. Protėvių dingimas patvirtina, kad šias dvi supernovas gamino raudonieji supergalviai. “
Maundas ir Smarttas naudojo tokią techniką, kai vaizdai buvo padaryti po to, kai „SN 2003gd“ buvo išblukęs, ir, tikėtina, kad trūko pirmtakės žvaigždės, ir buvo atimti iš prieš sprogimą atvaizdų. Viskas, kas liko SN pozicijoje, atitiko tikrąją pirmtakų žvaigždę. 2003 m. Dvynių stebėjimai yra parodyti 1 paveiksle, kuriame lyginti priešakinės ir po supernovos vaizduojami žvaigždės galaktikos žvaigždės regionai, žinomi kaip M-74 arba NGC 628.
„Tai yra pirmas raudonas supergentiškas normalios IIP tipo supernovos palikuonis, kuris, kaip įrodyta, išnyko. Masyvios žvaigždės sprogo kaip supernovos, o skalės gale mažos masės“, - sakė Maundas. „Taigi, tai galutinai patvirtina, kad standartinė daugelio žvaigždžių evoliucijos modelių prognozė yra teisinga“.
Vystosi? Galite tuo net neabejoti'. Nepaisant savo amžiaus, „Messier 74“ ir toliau auga! Kaip teigė A.S. Gusevas (et al) nurodė:
„Jaunų žvaigždžių populiacijos, stebimos NGC 628, savybės aiškinamos palyginus aukštos HB alfa galaktikos UBVRI fotometrijos duomenis galaktikoje su 127 H-alfa regionais su išsamiu žvaigždžių sistemų evoliucinių modelių tinkleliu. Į išsamų evoliucijos modelių tinklelį įeina 2 žvaigždžių formavimo režimai (momentinis sprogimas ir nuolatinis žvaigždžių formavimasis), visas TVF diapazonas (nuolydis ir viršutinė masės riba) ir amžius (nuo 1 iki 100 myrų). Žvaigždžių formavimo regionų cheminė gausa buvo nustatyta iš nepriklausomų stebėjimų. Atvirkštinės problemos, susijusios su amžiumi, žvaigždžių formavimosi režimu, TVF parametrais ir dulkių sugertimi žvaigždės formavimo regionuose, sprendimas yra išspręstas naudojant specialią reguliuojančio nuokrypio funkciją. Raudonėjimo įverčiai koreliuojami su galaktocentriniais žvaigždžių formavimo regionų atstumais, atsižvelgiant į cheminio gausos radialinį gradientą, gautą remiantis nepriklausomais stebėjimais. Žvaigždžių formavimo kompleksų amžius taip pat parodo tendenciją kaip cheminės sudėties funkciją. “
Taigi, kur tokios didelės jaunų žvaigždžių grupės eina pasivaikščioti ir pailsėti? Gal ... Tiesiog gal jie bando suformuoti kaimynystės juostą. Žinoma, galaktikos baras! Kaip sakė 2002 m. Tyrime Jungtinio astronomijos centro atstovas M. S. Seigaras:
„Gavome antžeminius I, J ir K juostų vaizdus iš spiralinės galaktikos Messier 74 (NGC 628). Įrodyta, kad ši galaktika turi žiedo branduolio žvaigždės susidarymo žiedą tiek iš arti-infraraudonųjų spindulių CO absorbcijos spektroskopijos, tiek po CO-spinduliuotės vaizdavimą po milimetrą. Manoma, kad žvaigždės formavimosi žiediniai žiedai egzistuoja tik dėl juostos potencialo. Mes parodome silpną ovalo iškraipymą M 74 centre. Mes naudojame Combes & Gerin (1985) rezultatus, kad manytume, kad šis silpnas ovalo potencialas yra atsakingas už žvaigždžių formavimo žiedo branduolio žiedą, stebėtą M 74 “.
Stebėjimo istorija:
Šią nuostabią spiralinę galaktiką iš pradžių atrado 1780 m. Rugsėjo mėn. Pabaigoje Pierre'as Mechain'as, o tada pareigingai dar kartą ją stebėjo ir 1780 m. Spalio 18 d. Registravo Charlesas Messieris.
„Ūkas be žvaigždžių, šalia žvaigždės Eta Piscium, kurį pamatė M. Mechain 1780 m. Rugsėjo pabaigoje. Jis praneša:„ Šiame ūke nėra žvaigždžių; jis yra gana didelis, labai neaiškus ir ypač sunkiai stebimas; galima tai tikriau atpažinti esant geroms, šalčio sąlygoms “. M. Messier jo ieškojo ir rado, kaip apibūdina M. Mechain: jis buvo tiesiogiai palygintas su žvaigžde Eta Piscium. “
Po trejų metų seras Williamas Herschelis padarys viską, kas įmanoma, kad išspręstų tai, kas, jo manymu, buvo žvaigždžių spiečius, ir grįš per ateinančius metus net savo įrangos sąskaita.
„1799 m. Gruodžio 28 d., 40 pėdų teleskopas. Labai ryškus viduryje, tačiau ryškumas apsiriboja labai maža dalimi ir nėra apvalus; apie šviesų vidurį yra labai silpnas miglumas. Ryški dalis atrodo išsprendžiama, tačiau mano veidrodį sužeidė kondensuoti garai. “
Kad Sirui Williamui buvo suteiktas kreditas, jis pirmasis išsprendė keletą iš daugybės žvaigždžių regionų, kurie buvo matomi Messier 74 salose, o stebėjimų rezultatus vėliau patvirtino jo paties sūnus.
Johnas Herschelis taip pat pamatė trapumą M74 struktūroje, tačiau lordas Rosse'as pirmasis pasirinko spiralinę struktūrą. Vėlgi, tuo metu, kai astronomai manė, kad šios kondensacijos yra atskiros žvaigždės - tai stebėjimas vyko net iki Emilio Dreyerio laikų, kai Messier 74 galiausiai taip pat tapo NGC objektu.
„Messier 74“ nustatymas:
„M74“ ne visada yra lengvas objektas, todėl jam reikalingas tamsus dangus ir tam tikri žvilgsniai. Pabandykite pradėti nuo Alfa Ariešo (Hamalo) ir sudarykite psichinę liniją tarp jos ir Beta - tada eikite į Eta Piscium. Centruokite savo ieškiklį ties Eta ir perkelkite vaizdą apie 1,5 laipsnio į šiaurės rytus. Jei norite, tai galite padaryti žiūrėdami pro platų lauką, mažo padidinimo okuliarą - kuris paprastai suteikia maždaug regėjimo lauką.
Mažesniame teleskope pirmas dalykas, kurį pastebėsite, yra „Messier 74“ žvaigždžių branduolys. Štai kodėl stebėtojui daug kartų sunku jį rasti! Patikėkite ar ne, judėjimas kartais gali padėti pastebėti silpnesnius dalykus, todėl naudodamas okuliarą, kad jį rastumėte, yra geras stebėtojo „prekybos triukas“. Kadangi šios spiralinės galaktikos paviršiaus ryškumas yra mažas, jai reikalingas gana geras dangus - todėl išbandykite daugeliu sąlygų. Mažas teleskopas atskleis dulkiną halogeną aplink šerdies sritį, o didesnė diafragma atskleis spiralės struktūrą. Dideli žiūronai nesugadinto dangaus sąlygomis gali sukelti nedidelį silpną miglą!
Studijuokite patys ... Kas žino, ką galite sužinoti!
Objekto pavadinimas: Mesjė 74
Alternatyvūs pavadinimai: M74, NGC 628
Objekto tipas: Sc Spiralinė galaktika
Žvaigždynas: Žuvys
Dešinysis pakilimas: 01: 36.7 (h: m)
Atmetimas: +15: 47 (laipsnis: m)
Atstumas: 35000 (kly)
Vizualinis ryškumas: 9,4 (mag)
Matomas matmuo: 10,2 × 9,5 (lanko min)
Čia „Space Magazine“ esame parašę daug įdomių straipsnių apie „Messier Objects“ ir rutulinius klasterius. Štai Tammy Plotnerio įvadas į „Messier“ objektus, „M1“ - „Krabų ūkas“, stebint prožektorių - kas nutiko „Messier 71“? “Ir Davido Dickisono straipsniai apie 2013 ir 2014 m.„ Messier “maratonus.
Būtinai patikrinkite mūsų išsamų „Messier“ katalogą. Norėdami gauti daugiau informacijos, apsilankykite „SEDS Messier“ duomenų bazėje.
Šaltiniai:
- NASA - „Messier 74“
- SEDS - „Messier 74“
- Messier objektai - Messier 74: fantominė galaktika
- Vikipedija - „Messier 74“
