Vítejte zpět do Messier pondělí! Dnes pokračujeme v poctě našemu milému příteli Tammymu Plotnerovi pohledem na střední spirálovou galaxii známou jako Messier 66.
V 18. století, francouzský astronom Charles Messier, hledal na noční obloze komety a zaznamenal přítomnost pevných, rozptýlených předmětů, které si zpočátku zaměňoval za komety. Časem by sestavil seznam přibližně 100 těchto objektů a doufal, že zabrání tomu, aby ostatní astronomové udělali stejnou chybu. Tento seznam - známý jako Messierův katalog - by se stal jedním z nejvlivnějších katalogů objektů Deep Sky Objects.
Jedním z těchto objektů je přechodná eliptická galaxie známá jako Messier 66 (NGC 3627). Tato galaxie se nachází asi 36 milionů světelných let od Země ve směru souhvězdí Leo a měří průměr 95 000 světelných let. Je také nejjasnějším a největším členem Leo Tripletu galaxií a je známá svými jasnými hvězdokupy, prachovými dráhami a přidruženými supernovy.
Popis:
Skupina s názvem „Leo Trio“, která si užívá život asi 35 milionů světelných let od Mléčné dráhy, je domovem jasné galaxie Messier 66 - nejvýchodnější ze dvou M objektů. V dalekohledu nebo dalekohledu najdete tuto zakřivenou spirálovou galaxii mnohem viditelnější a mnohem snazší vidět detaily uvnitř svázaných paží a vydutého jádra.
Kvůli interakci s jeho sousedními galaxiemi, M66 vykazuje známky extrémně vysoké koncentrace centrální hmoty a vyřešeného nekorotujícího shluku materiálu H I zjevně odstraněného z jednoho ze spirálních ramen. Dokonce i jedna ze spirálních ramen si ji všimla ve sbírce zvláštních galaxií Haltona Arpa! Jak přesně s tím došlo? Jak Xiaolei Zhang (et al) uvedl ve studii z roku 1993:
„Kombinovaná data CO a H I poskytují nové informace, jak o historii minulého setkání NGC 3627 s jeho doprovodnou galaxií NGC 3628, tak o následném dynamickém vývoji NGC 3627 v důsledku této přílivové interakce. Morfologické a kinematické informace zejména naznačují, že gravitační točivý moment zaznamenaný NGC 3627 během blízkého střetu spustil sled dynamických procesů, včetně tvorby prominentních spirálních struktur, centrální koncentrace hvězdné i plynné hmoty, formování dvě široce oddělené a navenek umístěné vnitřní Lindbladovy rezonance a vytvoření plynné tyče uvnitř vnitřní rezonance. Tyto koordinační procesy umožňují plynulé a efektivní hromadění hmoty v celém galaktickém disku. Pozorovací výsledek v současné práci poskytuje podrobný obrázek blízké interagující galaxie, která je velmi pravděpodobně v procesu vývoje na jadernou aktivní galaxii. Navrhuje také jeden z možných mechanismů pro vytváření následných nestabilit v postinterakčních galaxiích, které by mohly velmi efektivně nasměrovat mezihvězdné médium do středu galaxie, aby podpořily jaderné hvězdice a Seyfertovy aktivity. “
Ach ano! Regiony vytvářející hvězdy ... A jaký lepší způsob, jak vypadat hlouběji než očima kosmického dalekohledu Spitzer? Jak poznamenal R. Kennicutt (University of Arizona) a tým SINGS:
„Modré jádro a podobná struktura M66 ilustrují koncentraci starších hvězd. Zatímco se zdá, že tyč nemá formování hvězd, konce tyčí jsou jasně červené a aktivně tvoří hvězdy. Tyčová spirála nabízí vynikající laboratoř pro tvorbu hvězd, protože obsahuje mnoho různých prostředí s různou úrovní aktivity tvorby hvězd, např. Jádro, prsteny, tyč, konce tyčí a spirálová ramena. Obraz SINGS je čtyřkanálový kompozit ve falešné barvě, kde modrá označuje emisi při 3,6 mikronech, zelená odpovídá 4,5 mikronům a červená 5,8 a 8,0 mikronům. Příspěvek od hvězdného světla (měřeno na 3,6 mikronů) na tomto obrázku byl odečten od obrázků 5,8 a 8 mikronů, aby se zvýšila viditelnost prachových prvků. “
Messier 66 byl také hluboce studován pro důkazy o vytváření hvězdokup. Jak naznačil David Meier:
„Super hvězdné klastry jsou považovány za předchůdce globulárních klastrů a patří k nejextrémnějším oblastem formování hvězd ve vesmíru. Mají tendenci se vyskytovat v aktivních hvězdicích galaxiích nebo v blízkosti jader méně aktivních galaxií. Rádiové hvězdokupy nelze vidět v optickém světle kvůli extrémnímu zániku, ale zářivě září v infračerveném a rádiovém pozorování. Můžeme si být jisti, že v těchto regionech je mnoho masivních O hvězd, protože k zajištění UV záření, které ionizuje plyn a vytváří tepelně jasné oblasti HII, jsou nutné masivní hvězdy. V současné době není známo mnoho nativních SSC, takže detekce je sama o sobě důležitým vědeckým cílem. Zejména v galaktických discích je známo jen velmi málo SSC. Potřebujeme více detekcí, abychom mohli provádět statistické výkazy o SSC a vyplňovat rozsah hmotností vytvářejících hvězdokupy. S více detekce budeme moci zkoumat účinky jiných prostředí (např. Sloupců, bublin a galaktické interakce) na SSC, které by mohly být v dohledné době sledovány pomocí pole Square Kilometer Array a objevily se jejich účinky na jednotlivé formování obrovské hvězdy. “
Ale je tu ještě víc. Vyzkoušejte magnetické vlastnosti ve spirálových vzorech M66. Jak M. Soida (et al) uvedl ve své studii z roku 2001:
"Sledováním interagující galaxie NGC 3627 v radiové polarizaci se snažíme odpovědět na otázku; do jaké míry sleduje magnetické pole tok galaktického plynu. Získali jsme celkový výkon a mapy polarizované intenzity při 8,46 GHz a 4,85 GHz pomocí VLA v jeho kompaktní D-konfiguraci. Za účelem překonání problémů s nulovými mezerami byly interferometrické údaje kombinovány s měřeními na jednom misce získanými pomocí 100m radioteleskopu Effelsberg. Pozorovaná struktura magnetického pole v NGC 3627 naznačuje, že dvě složky pole jsou superponovány. Jedna složka hladce vyplňuje meziprostor a zobrazuje se také v nejvzdálenějších diskových oblastech, druhá složka sleduje symetrickou strukturu ve tvaru písmene S. V západním disku je posledně uvedená složka dobře zarovnána s pruhem optického prachu po ohybu, který je pravděpodobně způsoben vnějšími interakcemi. Na disku SE však magnetické pole protíná segment těžkého pruhu prachu, zjevně necitlivý na silné vlnové efekty. Navrhujeme, aby se magnetické pole oddělilo od plynu vysokou turbulentní difúzí, což odpovídá velké šířce Hi linky v této oblasti. Podrobně diskutujeme o možném vlivu kompresních efektů a neosymymetrických toků plynu na obecné asymetrie magnetického pole v NGC 3627. Na základě distribuce rotace Faraday také navrhujeme existenci velkého ionizovaného halo kolem této galaxie. “
Historie pozorování:
Oba M65 a M66 byly objeveny ve stejnou noc - 1. března 1780 - Charlesem Messierem, který popsal M66 jako „Nebula objevená v Leu; jeho světlo je velmi slabé a je velmi podobné předchozímu: Oba se objevují ve stejném poli v refraktoru. Kometa z let 1773 a 1774 prošla mezi těmito dvěma mlhovinami 1. až 2. listopadu 1773. M. Messier je v té době bezpochyby neviděl kvůli světlu komety. ““
Obě galaxie byly pozorovány a katalogizovány rodinou Herschelů a dále vysvětleny admirálem Smythem:
"Velká protáhlá mlhovina, s jasným jádrem, na lví lvici, trend np [severní před, NW] a sf [jižní následující, SE];" tento krásný exemplář perspektivy leží jen 3deg jihovýchodně od Theta Leonis. Předchází jí asi 73 s jiným podobným tvarem, kterým je Messierův č. 65, a obě jsou na poli současně pod mírnou silou, spolu s několika hvězdami. V roce 1780 je Mechain ukázal Messierovi a vypadali mu slabí a mlhaví. Výše je jejich vzhled v mém nástroji.
"Po těchto nepředstavitelně rozsáhlých tvorech, přesně na stejné rovnoběžce, následuje arta Delta AR = 174s, další eliptická mlhovina ještě úžasnějšího charakteru, pokud jde o zdánlivé rozměry." To bylo objeveno H. [John Herschel], v zametání, a je číslo 875 v jeho katalogu z roku 1830 [ve skutečnosti, pravděpodobně chybná pozice pro znovu pozorované M66]. Dva předchozí z těchto singulárních objektů byly prozkoumány sirem Williamem Herschelem a jeho synem [JH]; a druhý říká: „Obecná forma protáhlých mlhovin je eliptická a jejich kondenzace směrem ke středu je téměř vždy taková, jaká by vyplynula ze superpozice světelných eliptických vrstev, což by zvýšilo hustotu směrem ke středu. V mnoha případech je zvýšení hustoty zjevně doprovázeno snížením elipticity nebo bližším přístupem ke kulovité formě ve středu než ve vnějších vrstvách. “ Pak předpokládá, že obecná konstituce těchto mlhovin je koncipována jako spletité sféroidní masy všech stupňů rovinnosti od koule k disku a každé rozmanitosti s ohledem na zákon o jejich hustotě a elipticitu směrem ke středu. To se musí zdát překvapivé a paradoxní pro ty, kteří si představují, že formy těchto systémů jsou udržovány silami identickými s těmi, které určují rotační formu tekutinové hmoty; protože, pokud jsou mlhoviny pouze shluky diskrétních hvězd, jako ve větším počtu případů, existuje důvod, proč jim věřit, žádný tlak se skrze ně nemůže šířit. Vzhledem k tomu, že nelze předpokládat žádnou obecnou rotaci takového systému, jako je jedna masa, navrhuje Sir John schéma, které ukazuje, není za určitých podmínek v rozporu s gravitačním zákonem. „Musí to být spíše koncipováno,“ říká nám, „jako klidná forma, která v rámci svých limitů obsahuje neurčitou velikost jednotlivých složek, které, jak můžeme říci, se mohou pohybovat mezi sebou navzájem, každý animovaný svým vlastním inherentní projektilní síla a odkloněná na orbitu více či méně komplikovanou vlivem tohoto zákona vnitřní gravitace, který může vyplynout ze složených přitažlivostí všech jeho částí. “
Vyhledání aplikace Messier 66:
I když si můžete podle jeho zřejmé vizuální velikosti myslet, že by M66 nebyl viditelný v malém dalekohledu, měli byste se mýlit. Překvapivě díky této velké velikosti a vysokému jasu povrchu je možné tuto konkrétní galaxii snadno najít přímo mezi Iota a Theta Leonis. V dalekohledu 5X30 za dobrých podmínek snadno uvidíte jak M65, tak dva odlišné šedé ovály.
Malý dalekohled začne vyzařovat strukturu v obou těchto světlých i nádherných galaxiích, ale pro získání náznaku v „Triu“ budete potřebovat alespoň 6 ″ clony a dobrou tmavou noc. Pokud je hned neuvidíte v dalekohledu, nenechte se zklamat - to znamená, že pravděpodobně nemáte dobré podmínky na obloze a zkuste to znovu v průhlednější noci. Dvojice je vhodná pro mírně měsíční noci s většími dalekohledy.
Může vás stejně přitahovat tento galaktický pár!
A zde jsou stručná fakta o M66, která vám pomohou začít:
Název objektu: Messier 66
Alternativní označení: M66, NGC 3627, (člen) Leo Tria, Leo Triplet
Typ objektu: Spirální galaxie Sb
Souhvězdí: Leo
Správný Vzestup: 11: 20,2 (h: m)
Deklinace: +12: 59 (deg: m)
Vzdálenost: 35000 (kly)
Vizuální jas: 8,9 (mag)
Zdánlivá dimenze: 8 × 2,5 (arc min)
Zde jsme v Space Magazine napsali mnoho zajímavých článků o Messier Objects. Zde je úvod k Messierovým objektům Tammy Plotnera, M1 - Krabí mlhovina a články Davida Dickisona o Messierových maratónech 2013 a 2014.
Nezapomeňte se podívat na náš kompletní katalog Messier. Další informace najdete v databázi SEDS Messier.
Zdroje:
- NASA - Messier 66
- ESA - Spiral Galaxy Messier 66
- Messier Objects - Messier 66
- Wikipedia - Messier 66
