Vitajte späť v Messierovom pondelok! Dnes pokračujeme v úcte nášmu drahému priateľovi Tammymu Plotnerovi pri pohľade na blížiacu sa špirálovú galaxiu známu ako Messier 90!
V 18. storočí si slávny francúzsky astronóm Charles Messier všimol prítomnosť niekoľkých „hmlistých objektov“ pri sledovaní nočnej oblohy. Pôvodne si tieto objekty pomýlil s kométami a začal ich katalogizovať, aby ostatní neurobili rovnakú chybu. V súčasnosti výsledný zoznam (známy ako Messierov katalóg) obsahuje viac ako 100 objektov a je jedným z najvplyvnejších katalógov Deep Space Objects.
Jedným z týchto objektov je stredná špirálová galaxia známa ako Messier 90, ktorá je vzdialená asi 60 miliónov svetelných rokov v súhvezdí Panna - čím sa stáva súčasťou panenského klastra. Na rozdiel od väčšiny galaxií v miestnej skupine je Messier 90 jednou z mála, o ktorých sa zistilo, že sa pomaly približujú k Mliečnej dráhe (ostatné sú galaxia Andromeda a Triangulum).
Na čo sa pozeráte:
Ako jedna z väčších špirálových galaxií v klastri panny by sa M90 na prvý pohľad javila ako galaxia, ktorá zastavila tvorbu hviezd. Jeho nízka hustota a pevne navinuté špirálové ramená poukazujú na ostrovný vesmír, ktorý sa chystá podstúpiť metamorfózu. Napriek tomu, hlboko vo svojom srdci, M90 ešte nie je dokončený. Ako uviedol S. Rys (a kol.) V štúdii z roku 2007:
„NGC4569 je jasná špirálna (Sb) galaxia umiestnená iba 0,5 Mpc od centra klastra Panny, známa svojou kompaktnou hviezdou v jadre a obrovským (8 kpc) výtokom plynu emitujúceho Ha kolmo na disk galaxie. Naše nedávne pozorovania polarimetrického rádiového kontinua s Effelsbergovým ďalekohľadom pri 4,85 GHz a 8,35 GHz odhaľujú obrovské magnetizované laloky, ktoré sa dokonca rozširujú o 24 kpc z galaktickej roviny. Toto je prvýkrát, keď sa takéto obrovské laloky rádia kontinua pozorujú v klastrovej špirálovej galaxii. Na rozdiel od vyžarovania röntgenové lúče nevykazujú podobne veľké predĺženia na oboch stranách galaktického disku. Silnejšie röntgenové žiarenie je však viditeľné v blízkosti disku v jeho západnej časti a zodpovedá tam zvýšenému rádiofrekvenčnému a Ha emisie. Predĺženie je široké, a teda typickejšie pre široko rozšírený hviezdny burst, ako pre kolimovanejšiu ionizačnú kužel z AGN. Menej rozšírená röntgenová mäkká súčasť je tiež viditeľná pre smer SW z disku. Inšpekcia rádiovej emisie z galaxických lalokov naznačuje, že laloky nemôžu byť poháňané AGN, ale sú pravdepodobne spôsobené jadrovými odtokmi hviezdneho výboja a veterným prúdom, ku ktorým došlo? Pred 30 mesiacmi. Toto je podporené odhadmi kombinovaného magnetického a kozmického žiarenia vo vnútri lalokov z našich rádiových údajov. Ha spur a súvisiace mäkké röntgenové žiarenie na západnej časti disku by mohli byť nedávnym príkladom takýchto početných udalostí v minulosti. “
Čo teda môže zodpovedať za hviezdnu aktivitu v meniacej sa galaxii? Vyskúšajte plyn. Ako uviedol Jerry Kenney (a kol.) V štúdii z roku 2004:
„Jedným z najjasnejších prípadov je vysoko naklonená Virgo galaxia NGC 4522, ktorá má normálny hviezdny disk, ale skrátený plynový disk, a veľa extraplanárneho plynu hneď vedľa polomeru skrátenia plynu na disku. Z extraplanárneho plynu sú detekované neobvykle silné emisie HI, H a rádiového kontinua. Vrchol rádiového kontinua polarizoval vrchol ux a spektrálneho indexu na strane oproti extraplanárnemu plynu, čo naznačuje pokračujúci tlak v ICM. Štyri ďalšie HI-deficientné špirály na okraji Virgo vykazujú dôkaz extraplanarového plynu ISM alebo vykazujú asymetrie vo svojich diskových HI distribúciách, ale obsahujú oveľa menej extraplanárneho HI ako NGC 4522. Porovnanie s nedávnymi simuláciami naznačuje, že tento rozdiel môže byť vývojový, s veľkou povrchovou hustotou extraplanárneho plynu pozorovaného iba v skorých fázach interakcie ICM-ISM. Z okraja skráteného H disku sa vynára neobvyklé rameno oblastí HII, možno extraplanárne. To sa podobá ramenám pozorovaným pri simuláciách, ktoré sú tvorené kombinovanými účinkami tlaku vetra a rotácie. Rozšírená hmlovina blízko vedľajšej osi, tiež v SZ, sa interpretuje ako hviezdicová bublina prúdenia vzduchu narušená tlakom vetra ICM. “
Prečo nás to tak fascinuje? Astronóm Bill Keel to najlepšie zhrnul:
„Záujem o hviezdne galaxie vzbudil rozmýšľanie nad tým, ako sa niektorým galaxiám a často veľmi malým regiónom v ich jadre podarí vo veľmi krátkom čase efektívne premieňať toľko plynu na hviezdy. Podľa emisií CO2 sa často vyskytuje veľa molekulárneho plynu, takže to nie je taká otázka, ako je zberná hádanka. Ako sa môže toľko molekulárneho plynu zhromažďovať bez toho, aby sa už na ceste vymieňali hviezdy (analogický problém pre štiepny materiál je známy ako problém so šumením). Štatistika hviezdicového výbuchu môže obsahovať vodítko - hviezdicové výbuchy sú obzvlášť častejšie v interakčných a zlučovacích systémoch ako v izolovanejších galaxiách. Aj keď to neznamená, že sa viac z nich vyskytuje v interakciách (jednoducho preto, že iba asi 10% galaxií je vo viazaných pároch), naznačuje to, že podmienky sú oveľa ľahšie dosiahnuteľné počas interakcií a fúzií. Podobné príbehy tu rozpráva množstvo ukazovateľov formácie hviezd. Väčšina špirálovitých párov má za následok zvýšenie SFR typicky o 30%, zatiaľ čo niekoľko skúseností má rádovo veľkosť. Zhluk je často obmedzený na niekoľko stoviek sekúnd v blízkosti jadra, hoci praskliny na celom disku sú bežné. Táto preferencia pre narušené galaxie viedla k množstvu špekulácií o tom, čo spôsobuje vylepšenia (a teda aspoň prispieva k výbuchom hviezd). “
„Vysoké hustoty energie, tak pri hviezdnom, ako aj pri mechanickom vstupe cez hviezdne vetry a supernovy, môžu skutočne uvoľniť ISM z hviezdnych galaxií. Vyhrievaný ISM môže nastaviť globálny (alebo super) vietor, detekovateľný v optických emisiách, rozptýlené hviezdne svetlo a mäkké röntgenové lúče (najvýznamnejšie z rozhrania na okraji zhruba kužeľového výtoku). Väčšina unikajúcich látok môže byť taká horúca, že ich nevidíme ani v röntgenových lúčoch, chladenie iba na rozhraní s menej narušeným ISM. Tento vietor môže byť dôležitý pri formovaní skorých typov galaxií, pretože ak má skončiť ako eliptický, je potrebné zamiesť plyn z fúzovaného produktu. Zdá sa, že sa niečo podobné stalo v ranej histórii klastrov a skupín, pretože röntgenový plyn v lúči vykazuje chemické stopy po spracovaní veľkými hviezdami. ““
História pozorovania:
M90 bol jedným zo 7 členov klastra Virgo Galaxy, ktorý objavil Charles Messier v noci 18. marca 1781. Vo svojich poznámkach píše: „Hmlovina bez hviezdy, v Panne: jej svetlo je rovnako slabé ako predchádzajúce, č. 89 . "
V čase, keď sa Sir William Herschel dostal do Messierovho katalógu číslo 90, užil si mesačnú noc a - aspoň podľa záznamov, ktoré máme - sa už nikdy nevráti. Našťastie prišiel na pomoc admirál Smyth!
„Je to úžasný nebulous región a rozptýlená hmota zaberá rozsiahly priestor, v ktorom niekoľko najkvalitnejších objektov Messiera a Herschelsa ľahko zachytí vášnivý pozorovateľ vo výnimočnej blízkosti. Na nasledujúcom diagrame je znázornená lokálna dispozícia obrovských hmlistých susedov severne od ostrova Messier; im predchádza M. č. 84 a za nimi M. 58, 89, 90 a 91 v tej istej zóne; teda opisuje miesto iba 2 ° 1/2 od severu na juh a 3 ° od východu na západ, ako to ukazuje mikrometer. A bude treba mať na pamäti, že situácia mimoriadneho konglomerátu hmlovín a stlačených sférických zhlukov, ktoré davajú Panenské ľavé krídlo a rameno, je veľmi dobre poukazovaná na praktizované voľným okom Epsilonom, Deltou, Gama, Etou. a Beta Virginis tvoria polkruh na východe, zatiaľ čo na sever od poslednej zmienenej hviezdy označuje Beta Leonis severo-západnú hranicu. Ak vezmeme do úvahy herschelovský princíp, môže sa to s úctou považovať za najtenšiu alebo najmenšiu časť našej nebeskej klenby; a obrovské laboratórium segregačného mechanizmu, ktorým sa dozrieva kompresia a izolácia v priebehu nedobytného veku. Téma, akokoľvek nápaditá, je slávnostná a vznešená. “
Vyhľadávam Messier 90:
Začnite párovaním báz M84 / M86, ktoré sa nachádza takmer presne v polovici cesty medzi Beta Leonis (Denebola) a Epsilon Virginis (Vindemiatrix). Mapa hore ukazuje pomerne určitú vzdialenosť medzi galaxiami, ale spustením „mriežkového“ vzoru môžete s ľahkosťou označiť pole galaxie Panna. Akonáhle budete mať M84 / M86 na dohľad, posuňte jedno okulárové pole s nízkou spotrebou smerom na východ a na sever preniknite menej ako a okulárové pole pre M87.
Teraz už chápete, ako Charles Messier bežal podľa svojich neba! Pokračujte na sever na jedno alebo dve okulárové polia a potom posuňte na východ o jeden. To by vás malo priviesť k M88. Teraz posunúť ďalšie pole na východ a spadnúť na juh medzi 1 a 2 polia pre M89. Váš ďalší hop je tiež okulárové pole na východ a potom 1 na sever pre M90. V okulári sa bude M90 javiť ako veľmi slabá okrúhla hmla, ktorá je veľmi rovnomerná. Pretože M90 sa blíži magnitúde 10, bude vyžadovať temnú noc.
Od úžasného k smiešnemu ... od jedného chmeľu galaxie k ďalšiemu v bohatom poli. Užite si Virgo Quest!
Názov objektu: Messier 90
Alternatívne označenia: M90, NGC 4569
Typ objektu: Špirálová galaxia typu Bar s obmedzenou šírkou
súhvezdí: Panna
Pravý Vzostup: 12: 36,8 (h: m)
deklinácie: +13: 10 (deg: m)
vzdialenosť: 60000 (kly)
Vizuálny jas: 9,5 (mag)
Zdanlivá dimenzia: 9,5 × 4,5 (oblúková min.)
Tu sme napísali veľa zaujímavých článkov o Messierových objektoch a globulárnych zhlukoch tu v časopise Space Magazine. Tu je úvod Tammy Plotnera k Messierovým objektom, M1 - Krabia hmlovina, Pozorovanie pozornosti - Čokoľvek sa stalo s Messierom 71? A články Davida Dickisona o Messierových maratónoch 2013 a 2014.
Nezabudnite sa pozrieť na náš kompletný katalóg Messier. Ďalšie informácie nájdete v databáze Messier SEDS.
zdroj:
- NASA - Messier 90
- SEDS - Messier 90
- Wikipedia - Messier 90
- Messier Objects - Messier 90
