MESSIER 64 - BLACK EYE GALAXY

Send

Välkommen tillbaka till Messier måndag! Idag fortsätter vi i vår hyllning till vår kära vän, Tammy Plotner, genom att titta på den ”onda” kunden som kallas Messier 64 - alias. "Black Eye Galaxy"!

På 1700-talet, medan han sökte på natthimlen efter kometer, fortsatte den franska astronomen Charles Messier att notera förekomsten av fasta, diffusa föremål som han ursprungligen misstog för kometer. Med tiden skulle han komma att sammanställa en lista med cirka 100 av dessa föremål i hopp om att förhindra andra astronomer från att göra samma misstag. Denna lista - känd som Messier Catalog - skulle fortsätta att bli en av de mest inflytelserika katalogerna över Deep Sky Objects.

Ett av dessa föremål kallas Messier 64, som också kallas "Black Eye" eller "Evil Eye Galaxy". Beläget i Coma Berenices-konstellationen, ungefär 24 miljoner ljusår från jorden, är denna spiralgalax berömd för det mörka bandet med absorberande damm som ligger framför galaxens ljusa kärna (relativt jorden). Messier 64 är välkänd bland amatörastronomer eftersom den kan urskiljas med små teleskoper.

Beskrivning:

"Sleeping Beauty" ligger cirka 19 miljoner ljusår från vår hemgalax och sträcker sig över rymden som täcker ett område på nästan 40 000 ljusår och snurrar runt med en hastighet av 300 kilometer per sekund. Mot sin kärna är en motroterande skiva ungefär 4 000 ljusår bred och friktionen mellan dessa två kan mycket väl vara den bidragande faktorn till de enorma mängderna starburst-aktivitet och distinkta mörka dammfält.

Stjärnor själva verkar bildas i två vågor, först utvecklas utanför efter täthetsgradienten där riklig interstellär materia väntade och sedan utvecklas långsamt. När materialet från de mogna stjärnorna började pressas tillbaka av sina stjärnvindar, supernovaer och planetariska nebulosor, komprimerade mängder av interstellär materia återigen komprimerade och började stjärnbildningen igen. Denna "andra våg" kan mycket väl representeras av den mörka, dolda dammbanan vi ser.

Men M64 är inte utan att det är en del av oron. Dess dubbla rotation kan ha börjat som en kollision när två galaxer slogs samman för några miljarder år sedan - eller så skulle teorin antyda. Men gjorde det? Som Robert Braun och Rene Walterbos förklarade i sin studie från 1995:

"Det är känt att denna galax innehåller två kapslade, motrotande gasskivor med några få 108 solmassa vardera, med den inre skivan sträcker sig till ungefär 1 kpc och den yttre skivan sträcker sig bortom. Stjärnkinematiken längs huvudaxeln, som sträcker sig över övergångsregionen mellan de båda gasskivorna, visar inget antydan till hastighetsomvändning eller ökad hastighetsdispersion. Stjärnorna roterar alltid i samma mening som den inre gasskivan, och därmed är det den yttre skivan som "motrotar". De projicerade cirkulära hastigheterna som härleds från stellkinematiken och från HI-skivorna håller med om inom cirka 10 km / s, vilket stödjer andra bevis på att stellar- och gasformiga skivor är planlanära till ungefär 7 grader. Denna övre gräns är jämförbar med massan hos detekterad motroterande gas. Denna låga massa av motroterande material, i kombination med låghastighetsdispersionen i den stjärna skivan, innebär att NGC 4826 inte kan vara produkten av en retrograd sammanslagning av galaxer, såvida de inte åtminstone skiljer sig åt med en storleksordning i massa. Hastigheterna för den joniserade gasen längs huvudaxeln överensstämmer med stjärnorna för R mindre än 0,75 kpc. Den efterföljande övergången mot uppenbar motrotation av den joniserade gasen är rumsligt väl upplöst och sträcker sig över ungefär 0,6 kpc i radie. Kinematiken i denna region är inte symmetrisk med avseende på galaxens centrum. På sydöstra sidan finns en betydande region där vproj (H II) är mycket mindre än vcirc cirka 150 km / s, men sigma (H II) cirka 65 km / s. De kinematiska asymmetrierna kan inte förklaras med någon stationär dynamisk modell, till och med är gasinflöde eller varp åberopades. Gasen i detta övergångsområde visar en diffus rumslig struktur, stark (N II) och (S II) emission, såväl som höghastighetsdispersionen. Dessa data ger oss förhållandet att förklara en galax där en stjärnskiva, och två räknare som roterar HI, vid mindre och mycket större radier, förekommer i jämvikt och nästan i samma plan, men där övergångsregionen mellan gasskivorna inte är i stabilt tillstånd. ”

Så är allt vad det verkar vara? Födas nya stjärnor i mörkret? Som A. Majeed (et al) antydde i sin studie från 1999:

”Evil Eye-galaxen (NGC 4826; M64) kännetecknas av en asymmetriskt placerad, starkt absorberande dammfält över sin framträdande utbuktning. Vi erhöll ett långspalt spektrum av NGC 4826, med slitsen över galaxens kärna, som täcker lika delar av de dolda och de oövervakade delarna av bukten. Genom att jämföra de spektrala energifördelningarna på motsvarande positioner på utbuktningen, symmetriskt placerade med avseende på kärnan, kunde vi studera våglängdsberoende effekter av absorption, spridning och emission av dammet samt närvaron av pågående stjärnbildning i dammbanan. Vi rapporterar detektering av stark utvidgad röd emission (ERE) från dammbanan inom cirka 15 arcsec-avstånd från kärnan i NGC 4826. ERE-bandet sträcker sig från 5400 A till 9400 A, med en topp nära 8800 A. Den integrerade ERE-intensiteten är cirka 75% av det beräknade spridda ljuset från dammbanan. ERE förflyttar sig mot längre våglängder och minskar i intensitet när ett område med stjärnbildning bildas längre än 15 arcsec-avstånd. Vi tolkar ERE som sitt ursprung i fotoluminescens av kluster av nanometerstorlek, upplysta av galaxens strålningsfält, förutom belysningen av det stjärnbildande komplexet i dammbanan. När vi undersöks inom ramen för ERE-observationer i den diffusa ISM i vår Galaxy och i en mängd andra dammiga miljöer, såsom nebulosor, drar vi slutsatsen att ERE-fotonomvandlingseffektiviteten i NGC 4826 är så hög som man hittar någon annanstans, men att storleken på nanopartiklarna i NGC 4826 är ungefär dubbelt så stora som de som trodde finns i den diffusa ISM i vår Galaxy. ”

Men debatten pågår fortfarande. Som R.A. Walterbos (et al) uttryckte i sin studie från 1993:

”Gasskivornas nära planlanorientering är en aspekt som är i god överensstämmelse med vad som förväntas på grundval av en fusionsmodell för motroterande gas. Rotationsriktningen för den inre gasskivan i förhållande till stjärnorna är emellertid inte. Dessutom innebär förekomsten av en väldefinierad exponentiell skiva förmodligen att om en sammanslagning inträffade måste det ha varit mellan en gasrik dvärg och en spiral, inte mellan två lika massa spiraler. De stjärnspiralarmarna på NGC 4826 släpper efter en del av skivan och leder i den yttre skivan. Senaste numeriska beräkningar av Byrd et al. för NGC 4622 föreslår att långvariga ledande armar kunde bildas av en nära retrograd passage av en liten följeslagare. I detta scenario kan den yttre motroterande gasskivan i NGC 4826 vara den tidigt avrivna gasen från dvärgen. I NGC 4826 leder emellertid ytterarmarna, medan det verkar som att i NGC 4622 leder de inre armarna. En realistisk N-kropp / hydro-simulering av ett dvärg-spiral möte behövs helt klart. Det kan också vara möjligt att den motrotande yttre gasskivan beror på en gradvis tillförsel av gas från halo, snarare än från en diskret fusionshändelse. "

Observationens historia:

M64 upptäcktes av Edward Pigott den 23 mars 1779, bara 12 dagar innan Johann Elert Bode fann den självständigt den 4 april 1779. Grovt ett år senare återupptäckte Charles Messier den oberoende den 1 mars 1780 och katalogiserade den som M64. Sade Pigot:

”... den 23 mars [1779] upptäckte jag en nebula i stjärnbilden Coma Berenices, hittills antar jag, obemärkt; åtminstone inte nämnd i M. de la Lande's Astronomy, och inte heller i M. Messiers rikliga katalog över nebulösa stjärnor [av 1771]. Jag har observerat det i ett akromatiskt instrument, tre meter långt, och härledat det genomsnittliga R.A. genom att jämföra det med följande stjärnor Mean R.A. av nebulosan för 20 april 1779 av 191d 28 ′ 38 ″. Dess ljus var oerhört svagt, jag kunde inte se det i vårt två kvadrant teleskop, så var tvungen att fastställa dess minskning på samma sätt med transitinstrumentet. Fastställandet, menar jag, kan bero på två minuter: följaktligen är deklinationen norr 22d 53 ″ 1/4. Diametern på denna nebula bedömde jag vara ungefär två minuter i grad. ”

Emellertid publicerades Pigotts upptäckt endast när den lästes före Royal Society i London den 11 januari 1781, medan Bodes publicerades under 1779 och Messiers på sensommaren 1780. Pigotts upptäckt ignorerades mer eller mindre och återhämtades endast av Bryn Jones i april 2002! (Måste den goda Mr. Pigot veta att han kom ihåg här och att hans rapporter placerades först !!)

Så hur fick det namnet “Black Eye Galaxy”? Vi har Sir William Herschel att tacka för det: ”Ett mycket anmärkningsvärt föremål, mycket långsträckt, cirka 12 ′ långt, 4 ′ eller 5 ′ brett, innehåller en klar plats som en stjärna med en liten svart båge under sig, så att den ger en idé om vad som kallas ett svart öga som härrör från strider. " Naturligtvis försvarade John Herschel det när han skrev i sina egna anteckningar:

”Den mörka semi-elliptiska vakansen (indikeras av en oskuggad eller ljus del i figuren), som delvis omger den kondenserade och ljusa kärnan i denna nebulosa, är naturligtvis inte märkt av Messier. Det sågs emellertid av min far och visades av honom till avdøde Sir Charles Blagden, som liknade det med utseendet på ett svart öga, en udda, men inte otillräcklig jämförelse. Kärnan är något långsträckt, och jag har en stark misstank att det kan vara en nära dubbelstjärna, eller extremt kondenserad dubbelnebulosa. ”

Hitta Messier 64:

Att hitta M64 är inte särskilt lätt. Börja med att identifiera den ljusorange Arcturus och Coma Berenices stjärnkluster (Melotte 111) om ett handspänn i väster. När du kopplar av och låter dina ögon mörka anpassa sig, kommer du att se de tre stjärnorna som utgör stjärnbilden Coma Berenices, men om du bor under ljusa förorenade himmel kan du behöva kikare för att hitta sina svaga stjärnor. När du har bekräftat Alpha Comae, star hop cirka 4 grader norr / nordväst till 35 Comae. Du hittar M64 runt en grad nordost om stjärnan 35.

Medan Messier 64 är kikare möjligt, kommer det att kräva mycket mörka himlar för genomsnittlig kikare och kommer bara att visas som en mycket liten, oval kontrastförändring. Men i teleskop så små som 102 mm kan dess distinkta markeringar ses på mörka nätter med god tydlighet. Slåss inte om det ... Det finns gott om mörk dammskydd i den sovande skönheten att gå runt!

Och här är de snabba fakta om detta Messier-objekt som hjälper dig att komma igång:

Objektnamn: Messier 64
Alternativa beteckningar: M64, NGC 4826, Black Eye Galaxy, Sleeping Beauty Galaxy, Evil Eye Galaxy
Objekttyp: Typ Sb Spiral Galaxy
Konstellation: Coma Berenices
Rätt uppstigning: 12: 56,7 (h: m)
Deklination: +21: 41 (deg: m)
Distans: 19000 (kly)
Visuell ljusstyrka: 8,5 (mag)
Tydlig dimension: 9,3 × 5,4 (bågmin.)

Vi har skrivit många intressanta artiklar om Messier Objects här på Space Magazine. Här är Tammy Plotners introduktion till Messier Objects, M1 - The Crab Nebula, och David Dickisons artiklar om 2013 och 2014 Messier Marathons.

Se till att kolla in vår kompletta Messier-katalog. Och för mer information, kolla in SEDS Messier-databasen.

källor: