Välkommen tillbaka till Messier måndag! Idag fortsätter vi i vår hyllning till vår kära vän, Tammy Plotner, genom att titta på den mellanliggande spiralgalaxen känd som Messier 66.
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 är den mellanliggande elliptiska galaxen känd som Messier 66 (NGC 3627). Belägen cirka 36 miljoner ljusår från jorden i riktning mot Leo-konstellationen, mäter denna galax 95 000 ljusår i diameter. Det är också den ljusaste och största medlemmen av Leo Triplet av galaxer och är känd för sina ljusa stjärnkluster, dammfält och tillhörande supernovaer.
Beskrivning:
Gruppen, känd som "Leo Trio", som njuter av livet cirka 35 miljoner ljusår från Vintergatan, är hem för den ljusa galaxen Messier 66 - den östligaste av de två M-objekten. I teleskopet eller kikaren hittar du denna spärrade spiralgalax mycket mer synlig och mycket lättare att se detaljer inom sina knutna armar och utbuktande kärna.
På grund av interaktion med dess angränsande galaxer, visar M66 tecken på en extremt hög central massakoncentration såväl som en upplöst icke-karoterande klump av HI-material som uppenbarligen tas bort från en av spiralarmarna. Till och med en av dess spiralarmar noterade den i Halton Arps samling av märkliga galaxer! Så exakt vad kolliderade det med? Som Xiaolei Zhang (et al) indikerade i en studie från 1993:
”De kombinerade CO- och H I-uppgifterna ger ny information, både om historien om tidigare möte med NGC 3627 med sin följeslagare Galaxy NGC 3628 och om den efterföljande dynamiska utvecklingen av NGC 3627 som ett resultat av denna tidvatteninteraktion. I synnerhet indikerar den morfologiska och kinematiska informationen att gravitationsmomentet som upplevdes av NGC 3627 under det nära mötet utlöste en sekvens av dynamiska processer, inklusive bildandet av framstående spiralstrukturer, den centrala koncentrationen av både den stella och gasmassan, bildandet av två vitt separerade och utåt belägna inre Lindblad-resonanser, och bildandet av en gasformig stång inuti den inre resonansen. Dessa processer i koordinering möjliggör kontinuerlig och effektiv radiell massanslutning över hela den galaktiska skivan. Observationsresultatet i det aktuella arbetet ger en detaljerad bild av en närliggande galax som är i samverkan, vilket är mycket troligt i processen att utvecklas till en kärnaktiv galax. Det föreslår också en av de möjliga mekanismerna för bildning av successiva instabiliteter i galaxer efter interaktion, som mycket effektivt kan kanalisera det interstellära mediet i galaxens centrum för att driva kärnkraftsstörning och Seyfert-aktiviteter. ”
Ja, just det! Stjärnbildande regioner ... Och vilket bättre sätt att titta djupare än genom ögonen på Spitzer Space Telescope? Som R. Kennicutt (University of Arizona) och SINGS-teamet observerade:
”M66s blå kärna och stavliknande struktur illustrerar en koncentration av äldre stjärnor. Medan stången verkar saknar stjärnbildning, är stavändarna ljusröda och aktivt bildande stjärnor. En spärrad spiral erbjuder ett utsökt laboratorium för stjärnbildning eftersom den innehåller många olika miljöer med varierande nivåer av stjärnbildningsaktivitet, t.ex. kärnor, ringar, stång, stavändar och spiralarmar. SINGS-bilden är en fyra-kanals falskfärgskomposit, där blått indikerar utsläpp vid 3,6 mikron, grönt motsvarar 4,5 mikron och rött till 5,8 och 8,0 mikron. Bidraget från stjärnbelysning (uppmätt till 3,6 mikron) på den här bilden har subtraherats från bilderna 5,8 och 8 mikron för att öka synligheten hos dammfunktionerna. ”
Messier 66 har också studerats djupt för bevis på att bilda superstjärnakluster. Som David Meier antydde:
”Superstjärnakluster tros vara föregångare till kulakluster och är några av de mest extrema stjärnbildningsregionerna i universum. De brukar förekomma i aktivt starburst galaxer eller nära kärnorna i mindre aktiva galaxer. Radio-superstjärnakluster kan inte ses i optiskt ljus på grund av extrem utrotning, men de lyser ljust i infraröda och radioobservationer. Vi kan vara säkra på att det finns många massiva O-stjärnor i dessa regioner eftersom massiva stjärnor krävs för att tillhandahålla UV-strålning som joniserar gasen och skapar ett termiskt ljusa HII-regioner. Det är för närvarande inte många födda SSC: er, så detektering är ett viktigt vetenskapligt mål i sig. I synnerhet är mycket få SSC: er kända på galaktiska skivor. Vi behöver fler upptäckter för att kunna göra statistiska uttalanden om SSC: er och fylla i massområdet för bildande av stjärnkluster. Med fler upptäckter kommer vi att kunna undersöka effekterna av andra miljöer (t.ex. barer, bubblor och galaktisk interaktion) på SSC: er, som potentiellt kan följas upp i den långa framtiden med Square Kilometer Array för att upptäcka deras effekter på individuell formning massiva stjärnor. ”
Men det finns fortfarande mer. Prova magnetiska egenskaper i M66s spiralmönster. Som M. Soida (et al) indikerade i sin studie från 2001:
”Genom att observera den interagerande galaxen NGC 3627 i radiopolarisering försöker vi att besvara frågan; i vilken grad följer magnetfältet det galaktiska gasflödet. Vi fick total effekt och polariserade intensitetskartor vid 8,46 GHz och 4,85 GHz med hjälp av VLA i sin kompakta D-konfiguration. För att övervinna problem med nollavstånd kombinerades interferometriska data med enkelskålmätningar erhållna med Effelsberg 100 m radioteleskop. Den observerade magnetfältstrukturen i NGC 3627 antyder att två fältkomponenter överlagras. En komponent fyller smidigt larmutrymmet och dyker upp även i de yttersta skivområdena, den andra komponenten följer en symmetrisk S-formad struktur. På den västra skivan är den senare komponenten väl inrättad med en optisk dammfält efter en böjning som möjligen orsakas av externa interaktioner. På SE-skivan korsar emellertid magnetfältet ett tungt dammfiltsegment, uppenbarligen okänsligt för starka täthetsvågeffekter. Vi föreslår att magnetfältet frikopplas från gasen genom hög turbulent diffusion, i överensstämmelse med den stora Hi-linjebredden i detta område. Vi diskuterar i detalj det möjliga påverkan av kompressionseffekter och icke-axymmetriska gasflöden på det allmänna magnetfältasymmetrierna i NGC 3627. På grundval av Faraday-rotationsfördelningen föreslår vi också att det finns en stor joniserad halo runt denna galax. "
Observationens historia:
Både M65 och M66 upptäcktes samma natt - 1 mars 1780 - av Charles Messier, som beskrev M66 som ”Nebula upptäckt i Leo; dess ljus är mycket svagt och det är mycket nära det föregående: De visas båda i samma fält i refraktorn. Kometen 1773 och 1774 har passerat mellan dessa två nebulosor 1 till 2 november 1773. M. Messier såg dem inte på den tiden, utan tvekan, på grund av kometens ljus. ”
Båda galaxerna skulle observeras och katalogiseras av Herschel-familjen och vidare exponeras av Admiral Smyth:
”En stor långsträckt nebulosa, med en ljus kärna, på lejonens haunt, trending np [norr före, NW] och sf [söder efter, SE]; detta vackra perspektiv exemplar ligger bara 3deg sydost om Theta Leonis. Det föregås ungefär 73-tal av en annan med liknande form, som är Messiers nr 65, och båda är i fältet samtidigt, under en måttlig kraft, tillsammans med flera stjärnor. De påpekades av Mechain till Messier 1780 och de verkade svaga och disiga för honom. Ovanstående är deras utseende i mitt instrument.
”Dessa otänkbart stora skapelser följs, exakt på samma parallell, med Delta AR = 174s, av en annan elliptisk nebula med ännu en mer häpnadsväckande karaktär när det gäller uppenbara dimensioner. Det upptäcktes av H. [John Herschel], i svepande, och är nr 875 i hans katalog från 1830 [faktiskt, troligen en felaktig position för åter observerad M66]. De två föregående av dessa singelföremål undersöktes av Sir William Herschel, och hans son [JH]; och den sistnämnda säger, ”Den allmänna formen av långsträckta nebulosor är elliptiska, och deras kondensation mot mitten är nästan alltid sådan som skulle bero på superpositionen av lysande elliptiska skikt och ökar i densitet mot mitten. I många fall är ökningen av täthet uppenbarligen närvarande med en minskning av ellipticitet, eller en närmare inställning till den kulaformen i den centrala än i de yttre lagren. ” Sedan antar han att den allmänna sammansättningen av dessa nebulosor är den av förlängda sfäroidala massor av varje grad av planhet från sfären till skivan, och av alla variationer med avseende på lagen om deras täthet och ellipticitet mot mitten. Detta måste verka häpnadsväckande och paradoxalt för dem som föreställer sig att formerna av dessa system upprätthålls av krafter som är identiska med de som bestämmer formen för en fluidmassa i rotation för om nebuloserna bara är kluster av diskreta stjärnor, som i det större antalet fall finns det all anledning att tro att de är, kan inget tryck spridas genom dem. Eftersom ingen allmän rotation av ett sådant system som en massa kan antas följaktligen föreslår Sir John ett schema som han visar inte är under vissa förhållanden i strid med gravitationslagen. ”Det måste snarare tänkas,” berättar han för oss, ”som en lugn form, som inom dess gränser innefattar en obestämd storlek av enskilda beståndsdelar, som vi kan säga kan säga förflytta varandra, var och en animerad av sin egen inneboende projektilkraft, och avböjs till en bana mer eller mindre komplicerad, av påverkan av den lagen om inre gravitation som kan vara resultatet av de sammansatta attraktionerna i alla dess delar. "
Hitta Messier 66:
Även om du kanske tänker på grund av den synliga visuella storleken att M66 inte skulle vara synlig i små kikare skulle du ha fel. Tack vare dess stora storlek och höga ytstyrka är förvånansvärt tillräckligt mycket lätt att hitta direkt mellan Iota och Theta Leonis. I till och med 5X30 kikare under goda förhållanden ser du enkelt både den och M65 som två distinkta grå ovaler.
Ett litet teleskop kommer att börja få fram struktur i båda dessa ljusa och underbara galaxer, men för att få en antydning till "Trio" behöver du minst 6 ″ i bländare och en god mörk natt. Om du inte upptäcker dem direkt i kikare ska du inte bli besviken - det betyder att du förmodligen inte har goda himmelförhållanden och försök igen på en mer transparent natt. Paret är väl lämpat för blygsamma månbelysta nätter med större teleskop.
Måste du lika lockas till detta galaktiska par!
Och här är de snabba fakta om M66 som hjälper dig att komma igång:
Objektnamn: Messier 66
Alternativa beteckningar: M66, NGC 3627, (medlem av) Leo Trio, Leo Triplet
Objekttyp: Typ Sb Spiral Galaxy
Konstellation: Leo
Rätt uppstigning: 11: 20,2 (h: m)
Deklination: +12: 59 (deg: m)
Distans: 35000 (kly)
Visuell ljusstyrka: 8,9 (mag)
Tydlig dimension: 8 × 2,5 (båge min)
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:
- NASA - Messier 66
- ESA - Spiral Galaxy Messier 66
- Messier Objects - Messier 66
- Wikipedia - Messier 66
