Välkommen tillbaka till Messier måndag! Idag fortsätter vi i vår hyllning till vår kära vän, Tammy Plotner, genom att titta på "Fantomgalaksen" som kallas Messier 74!
Under 1700-talet märkte den berömda franska astronomen Charles Messier förekomsten av flera "nebulösa föremål" medan han undersökt natthimlen. Ursprungligen missade dessa objekt för kometer, och han började katalogisera dem så att andra inte skulle göra samma misstag. Idag innehåller den resulterande listan (känd som Messier Catalog) över 100 objekt och är en av de mest inflytelserika katalogerna över Deep Space Objects.
Ett av dessa föremål är spiralgalaxen känd som Messier 74 (alias Phantom Galaxy) som framträder ansikte mot jorden. Ligger cirka 30 miljoner ljusår från Jorden i riktning mot Fiskarna konstellationen, mäter denna galax cirka 95 000 ljusår i diameter (nästan lika stor som Vintergatan) och har hem till cirka 100 miljarder stjärnor.
Beskrivning:
Denna vackra galax är en prototyp av en storslagna Sc-galax och bland de första ”Spiral Nebulae” erkända av Lord Rosse. Ligger cirka 30 till 40 miljoner ljusår bort från oss, glider det långsamt ännu längre bort med en hastighet på 793 kilometer per sekund. Dess skönhet sträcker sig ungefär 95 000 ljusår, ungefär samma storlek som vår Vintergatan och dess spiralarmar sträcker sig över 1000 ljusår.
Inuti dessa armar finns kluster av blå unga stjärnor och rosa färgade diffusa gasformiga nebulosa kallade H II-regioner där stjärnbildning bildas. Varför en så svepande storslagen skönhet? Chansen är att densitetsvågorna sveper runt M74: s gasformiga skiva, antagligen orsakade av gravitationsinteraktion med angränsande galaxer. Som B. Kevin Edgar förklarade:
”En numerisk metod beskrivs som är specifikt utformad för att behandla dynamiken hos en oändlig, denna, differentiellt roterande, gasformiga skiva. Metoden är baserad på Piecewise Parabolic Method (PPM), en högre ordens förlängning av Godunovs metod. Tyngdkrafter som representerar en linjär spiraldensitetsvåg i den galna galaxkomponenten ingår. Beräkningen är eulersk och utförs i en jämnt roterande referensram med hjälp av plana polära koordinater. Ekvationerna formuleras i en exakt störningsform för att uttryckligen eliminera alla stora, motsatta termer som representerar kraftbalans i det ostörda, axelns symmetriska tillståndet, vilket möjliggör en exakt beräkning av små störningar. Metoden är idealisk lämpad för att studera gasformigt svar på en spiraldensitetsvåg i en skivgalax. En serie tvådimensionella hydrodynamiska modeller beräknas för att testa gravitationsresponsen hos en enhetlig, isoterm, masslös gasformig skiva till en pålagd spiral gravitationsstörning. Parametrarna som beskriver massfördelningen, rotationsegenskaperna och spiralvågen är baserade på galaxen NGC 628. Lösningarna har chocker inom och utanför samrotation, vilket tappar området kring samrotation. Den hastighet med vilken denna region tappas beror starkt på styrkan hos den pålagda spiralstörningen. Potentiella störningar på 10% av mer producerar stora radiella inflöden. Den tid som krävs för att gasen faller till den inre Linblad-resonansen i sådana modeller är bara en liten bråkdel av Hubble-tiden. Den underförstådda snabba utvecklingen antyder att om galaxer finns med så stora störningar, måste antingen gas fyllas på utanför galaxen eller att störningarna måste vara övergående. Inuti samrotation med spiralmönstret ökar förlusten av vinkelmomentet av gasen stjärnornas vinkelmoment, vilket minskar vågamplituden. ”
Vad gömmer sig mer inuti? Titta sedan med röntgenögon. Som Roberto Soria (et al) antydde i sin studie från 2002:
”Den ansikte spiralgalaxen M74 (NGC 628) observerades av XMM-Newton 2002 februari 2. Totalt hittas 21 källor i den inre 5 ′ från kärnan (efter avslag på några källor associerade med förgrundsstjärnor) . Hårdhetsförhållanden tyder på att ungefär hälften av dem tillhör galaxen. Den högre ljusstyrkaänden för ljusstyrkefunktionen är utrustad med en kraftlag på lutningen -0,8. Detta kan tolkas som bevis på pågående stjärnbildning, i analogi med fördelningarna som finns i skivor från andra galaxer av sen typ. En jämförelse med tidigare Chandra-observationer avslöjar en ny ultraluminös röntgenstransient (LX ~ 1,5 × 1039 ergs s-1 i 0,3-8 keV-bandet) ungefär 4 ′ norr om kärnan. Vi hittar en annan ljus övergående källa (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) ungefär 5 ′ nordväst om kärnan. UV- och röntgenpartiklarna från SN 2002ap finns också i denna XMM-Newton-observation; hårdhetsförhållandet för röntgens motsvarighet tyder på att utsläppet kommer från den chockade kringliggande materien. ”
I Messier 74: s fall är inget chockerande - inklusive dess spiraltäthetsvågor. Som Sakhibov och Smirnov förklarade i en studie från 2004:
”Den radiella profilen för stjärnbildningsfrekvensen (SFR) i galaxen NGC 628 visar sig vara modulerad av en spiraldensitetsvåg. Den radiella profilen för gasinflödeshastigheten till spiralarmen liknar den radiella fördelningen av yttätheten för SFR. Läget för korotationsresonansen bestäms tillsammans med andra parametrar för spiraldensitetsvågen via en Fourier-analys av den azimutala fördelningen av de observerade radiella hastigheterna i ringformiga zoner på skivan i NGC 628. Den radiella profilen för ytdensiteten hos SFR bestäms med hjälp av den empiriska SFR-linjära storleksrelationen för stjärnbildande komplex (jätte-HII-regioner) och mätningar av koordinaterna, H-alfa-flöden och storleken på HII-regionerna i NGC 628. ”
Vi pratar om gigantiska stjärnbildande regioner, eller hur? Och där stjärnor bildas ... Stjärnor dör. Som i supernova! Som Elias Brinks (et al) indikerade:
”Bildningen av massiva stjärnor, vanligtvis i (super) stjärnkluster, deras snabba utveckling och efterföljande bortgång som supernovaer har en stor inverkan på deras omedelbara omgivningar. Den kombinerade effekten av stjärnvindar och Supernovaer, som går i snabb följd och inom en liten volym, skapar expanderande bubblor av koronal gas i det neutrala interstellära mediet (ISM) I spiral- och (dvärg) oregelbundna galaxer. Dessa expanderande skal sveper i sin tur upp och komprimerar neutral gas som kan leda till molekylär molnbildning och början av sekundär eller inducerad stjärnbildning. Stjärnbildande områden stör deras omgivande ISM så att en mer "aktiv", när det gäller stjärnbildningen, förväntas galaxen ha en mer inhomogen ISM. Stjärnbildningsgraden i NGC 628 är fyra gånger högre än i NGC 3184 och dubbelt så hög som i NGC 6946, vilket kan förklara det större antalet HI-hål som finns i denna galax. Vi finner att storleken på HI-hålen sträcker sig från 80 st (nära upplösningsgränsen) till 600 st; expansionshastigheterna kan nå 20 km s1; uppskattade åldrar är 2,5 till 35 Myr och de involverade energierna sträcker sig från 1050 till 3,5 x 105Z ergs. Mängden neutral gas inblandad är av ordning 104 till 106 solmassor. ”
Stora massor ... Massor som ibland ... försvinner ?? Som Justyn R. Maund och Stephen J. Smartt förklarade i en studie från 2009:
”Med hjälp av bilder från Hubble Space Telescope och Gemini Telescope, bekräftade vi försvinnandet av förfäderna till två supernovaer av typen II (SNe) och utvärderade förekomsten av andra stjärnor associerade med dem. Vi fann att förfäderna till SN 2003gd, en M-supergiant stjärna, inte längre observeras på SN-platsen och bestämde dess inneboende ljusstyrka med hjälp av bild subtraktionstekniker. Föddern till SN 1993J, en K-supergiant stjärna, är också inte längre närvarande, men dess B-supergiant binära följeslagare observeras fortfarande. Förfädernas försvinnande bekräftar att dessa två supernovaer producerades av röda superjättar. ”
Maund och Smartt använde en teknik där bilder togs efter att SN 2003gd hade bleknat bort, och föddstjärnan saknas förmodligen och subtraherades från bilderna före explosionen. Allt som återstod vid SN-positionen motsvarade den verkliga förälderstjärnan. Gemini-observationerna från 2003gd visas i figur 1 som jämför jämfört före och efter supernova-vyer av stamfårstjärnans galaxregion, känd som M-74 eller NGC 628.
"Detta är den första röda supergigantiska stamfaren för en normal supernova av typ IIP som har visat sig ha försvunnit och det är i slutet av skalan för massiva stjärnor att explodera som supernovaer," sade Maund. "Så det bekräftar äntligen att en standardprognos för ett antal stellar-evolutionsmodeller är korrekt."
Utvecklas? Det kan du vara säker på'. Messier 74 fortsätter, trots sin ålder, att växa upp! Som A.S. Gusev (et al) indikerade:
”Tolkning av observerade egenskaper hos unga stjärnpopulationer i NGC 628 utförs på grundval av jämförelsen av UBVRI-fotometridata med hög upplösning från 127 H-alfa-regioner i galaxen med det detaljerade rutnätet för de syntetiska evolutionära modellerna för stjärnsystem. Det detaljerade rutnätet för evolutionära modeller inkluderar två regimer för stjärnbildning (omedelbar skur och en konstant stjärnbildning), hela raden av IMF (sluttning och en övre massgräns) och ålder (från 1 Myr upp till 100 Myr). Den kemiska mängden av de stjärnbildande regionerna bestämdes från de oberoende observationerna. Lösningen av det omvända problemet med att hitta ålder, regimet för stjärnbildning, IMF-parametrar och dammabsorption i de stjärnbildande regionerna framställs med hjälp av en specialiserad avvikelsefunktion. Röda uppskattningar är korrelerade med galaktocentriska avstånd från stjärnbildande regioner, i överensstämmelse med en radiell gradient av kemisk mängd härledd från oberoende observationer. Åldrar av stjärnbildande komplex visar också en trend som funktion av kemisk sammansättning. ”
Så var går så stora grupper av unga stjärnor för att umgås och koppla av? Kanske ... Kanske de försöker bilda en kvarterbar. En galaktisk bar, naturligtvis! Som M. S. Seigar från Joint Astronomy Center sa i en studie från 2002:
”Vi har fått markbaserade I-, J- och K-bandbilder av spiralgalaxen, Messier 74 (NGC 628). Denna galax har visat sig ha en cirkumnukleär ring av stjärnbildning från både nära-infraröd spektroskopi av CO-absorption och sub-millimeter avbildning av CO-emission. Cirkumnukleära ringar av stjärnbildning tros endast existera till följd av en barpotential. Vi visar bevis för en svag oval snedvridning i mitten av M 74. Vi använder resultaten av Combes & Gerin (1985) för att antyda att denna svaga ovala potential är ansvarig för den cirkumnukleära ringen i stjärnbildningen som observerats i M 74. ”
Observationens historia:
Denna fantastiska spiralgalax upptäcktes ursprungligen i slutet av september 1780 av Pierre Mechain och observerades därefter pliktfullt och loggades av Charles Messier den 18 oktober 1780.
"Nebula utan stjärnor, nära stjärnan Eta Piscium, sett av M. Mechain i slutet av september 1780, och han rapporterar:" Denna nebulosa innehåller inga stjärnor; den är ganska stor, mycket otydlig och extremt svår att observera; man kan känna igen det med mer säkerhet i fina, frostiga förhållanden. ” M. Messier letade efter det och fann det, som M. Mechain beskriver det: det har jämförts direkt med stjärnan Eta Piscium. ”
Tre år senare skulle Sir William Herschel göra sitt bästa för att försöka lösa det han trodde var en stjärnklynge - och återvända under följd år, även på bekostnad av sin egen utrustning.
”1799, 28 december, 40 fot teleskop. Mycket ljus i mitten, men ljusstyrkan begränsas till en mycket liten del och är inte rund; ungefär den ljusa mitten är en väldigt svag nebulositet till stor del. Den ljusa delen verkar vara av lösbar typ, men min spegel har skadats av kondenserade ångor. ”
För att ge Sir William kredit, var han den första att lösa några av de många klumparna i svältfödelseområden som sågs i Messier 74, och resultaten av hans observationer bekräftades senare av hans egen son.
John Herschel såg också fläckar i strukturen av M74, men Lord Rosse var dock den första som valde ut spiralstrukturen. Återigen, vid tidpunkten trodde astronomerna att dessa kondensationer var enskilda stjärnor - en observation passerade så långt som Emil Dreyer's tid när Messier 74 så småningom blev ett NGC-objekt också.
Hitta Messier 74:
M74 är inte alltid ett enkelt objekt och kräver mörk himmel och lite starhopping. Försök att börja på Alpha Arietis (Hamal) och skapa en mental linje mellan det och Beta - sedan vidare till Eta Piscium. Centrera din findersope vid Eta och skift utsikten cirka 1,5 grader nordost. Om du föredrar kan du göra detta när du tittar genom ett brett fält, okular med låg förstoring - vilket normalt ger ungefär ett visst synfält.
I ett mindre teleskop är det första du kommer att märka Messier 74s stjärnkärna. Det är därför många observatörer har svårt att hitta den! Tro det eller inte, rörelse kan ibland hjälpa dig att se svagare saker, så att använda okularet för att hitta det är ett bra observatörs "trick of the trade". Eftersom denna spiralgalax är låg yta ljusstyrka, kräver det relativt god himmel - så försök under många förhållanden. Ett litet teleskop kommer att avslöja en dammig gloria runt kärnregionen, medan större öppning avslöjar spiralstrukturen. Stora kikare under orörda himmelförhållanden kan göra en liten svag dis!
Studera det själv ... Vem vet vad du kan upptäcka!
Objektnamn: Messier 74
Alternativa beteckningar: M74, NGC 628
Objekttyp: Sc Spiral Galaxy
Konstellation: Fiskarna
Rätt uppstigning: 01: 36,7 (h: m)
Deklination: +15: 47 (deg: m)
Distans: 35000 (kly)
Visuell ljusstyrka: 9,4 (mag)
Tydlig dimension: 10,2 × 9,5 (båge min)
Vi har skrivit många intressanta artiklar om Messier Objects och globulära kluster här på Space Magazine. Här är Tammy Plotners introduktion till Messier Objects, M1 - The Crab Nebula, Observing Spotlight - Whatever Happened to Messier 71 ?, och David Dickisons artiklar om Messier Marathons 2013 och 2014.
Se till att kolla in vår kompletta Messier-katalog. Och för mer information, kolla in SEDS Messier-databasen.
källor:
- NASA - Messier 74
- SEDS - Messier 74
- Messier Objects - Messier 74: Phantom Galaxy
- Wikipedia - Messier 74
