Vítejte zpět do Messier pondělí! Dnes pokračujeme v poctě našemu milému příteli Tammymu Plotnerovi pohledem na blížící se spirálovou galaxii známou jako Messier 90!
Během 18. století si známý francouzský astronom Charles Messier všiml přítomnosti několika „mlhavých objektů“ při průzkumu noční oblohy. Původně zaměňoval tyto objekty za komety, začal je katalogizovat, aby ostatní nedělali stejnou chybu. Dnes výsledný seznam (známý jako Messierův katalog) obsahuje více než 100 objektů a je jedním z nejvlivnějších katalogů Deep Space Objects.
Jedním z těchto objektů je přechodná spirální galaxie známá jako Messier 90, která se nachází ve vzdálenosti přibližně 60 milionů světelných let v souhvězdí Panny - což je součást clusteru Panny. Na rozdíl od většiny galaxií v místní skupině je Messier 90 jednou z mála, o kterých bylo zjištěno, že se pomalu přibližují k Mléčné dráze (ostatní jsou galaxie Andromeda a Triangulum).
Na co se díváte:
Jako jedna z větších spirálních galaxií v klastru Panny by se M90 nejprve zdála být galaxií, která zastavila tvorbu hvězd. Jeho nízká hustota a pevně vinuté spirálové ramena ukazují na ostrovní vesmír, který se chystá podstoupit metamorfózu. Přesto, hluboko ve svém srdci, M90 prostě ještě není hotový. Jak S. Rys (et al) uvedl ve studii z roku 2007:
„NGC4569 je jasná spirální (Sb) galaxie, která se nachází jen 0,5 Mpc od centra Virgo Cluster, známý pro svůj kompaktní hvězdný výbuch v jádru a obrovský (8 kpc) výtok Ha emitujícího plynu kolmo k disku galaxie. Naše nedávné pozorování polarimetrického rádiového kontinua s dalekohledem Effelsberg při 4,85 GHz a 8,35 GHz odhaluje obrovské magnetizované laloky, které se dokonce rozšiřují o 24 kpc z galaktické roviny. Je to poprvé, kdy jsou takové obrovské laloky rádia kontinua pozorovány ve spirálové galaxii. Na rozdíl od radiové emise rentgenové paprsky nevykazují podobně velká rozšíření na obou stranách galaktického disku. Silnější rentgenová emise je však viditelná v blízkosti disku na její západní části a odpovídá tam vylepšené radiové a Ha emisi. Prodloužení je široké, tedy typičtější pro široko rozšířený hvězdný výbuch než pro kolimovanější ionizační kužel z AGN. Méně rozšířená měkká součást rentgenového záření je také viditelná ve směru SW z disku. Inspekce radiační emise z galaxických laloků ukazuje, že laloky nemohou být poháněny AGN, ale jsou pravděpodobně způsobeny jaderným odtokem hvězdného větru a odlivem typu větru, ke kterému došlo? Před 30 lety. Toto je podporováno odhady kombinovaného magnetického a kosmického záření uvnitř laloků z našich rádiových dat. Ha spur a související měkké rentgenové emise na západní části disku by mohly být nedávným příkladem takových četných událostí v minulosti. “
Co jiného tedy může vysvětlit aktivitu hvězdice v měnící se galaxii? Vyzkoušejte plyn. Jak uvedl Jerry Kenney (et al) ve studii z roku 2004:
„Jedním z nejjasnějších případů je vysoce nakloněná Virgo galaxie NGC 4522, která má normální hvězdný disk, ale zkrácený plynový disk, a spoustu extraplanarního plynu hned vedle poloměru zkrácení plynu na disku. Z extraplanarního plynu jsou detekovány neobvykle silné emise HI, H a rádiového kontinua. Vrchol rádiového kontinua polarizoval vrchol ux a spektrálního indexu na straně naproti extraplanarovému plynu, což naznačuje pokračující tlak ICM. Čtyři další HI-deficientní spirály na okraji Virgo vykazují důkaz extraplanarního plynu ISM nebo vykazují asymetrie ve svých distribucích HI disků, ale obsahují mnohem méně extraplanar HI než NGC 4522. Porovnání s nedávnými simulacemi naznačuje, že tento rozdíl může být vývojový, s velkou hustotou povrchu extraplanarního plynu pozorovaného pouze v raných fázích interakce ICM-ISM. Z okraje komolého H disku se vynoří neobvyklé rameno oblastí HII, možná extraplanar. Toto se podobá ramenům pozorovaným v simulacích, které jsou tvořeny kombinovanými účinky tlaku větru a rotace. Prodloužená mlhovina v blízkosti vedlejší osy, také v SZ, je interpretována jako hvězdice z výtokové bubliny narušené tlakem větru ICM. “
Proč nás to tak fascinuje? Astronom Bill Keel to patrně shrnul nejlépe:
„Zájem o hvězdné galaxie byl vyvolán přemýšlením o tom, jak se některým galaxiím a často velmi malým regionům v jejich jádrech podaří ve velmi krátkém čase přeměnit tolik plynu efektivně na hvězdy. Často existuje spousta molekulárních plynů, jak se posuzuje podle emisí CO, takže nejde o otázku spalování paliva, ale o sběratelskou hádanku. Jak se může tolik molekulárního plynu shromáždit, aniž by už na cestě žily hvězdy (analogický problém pro štěpný materiál je známý jako problém s fizzlem). Statistiky hvězdných výbuchů mohou obsahovat vodítko - hvězdné výbuchy jsou zejména častější v interakčních a fúzujících systémech než v izolovanějších galaxiích. I když to neznamená, že k více z nich dochází v interakcích (jednoduše proto, že pouze asi 10% galaxií je ve spárovaných párech), naznačuje to, že podmínky jsou mnohem snáze dosažitelné během interakcí a fúzí. Řada indikátorů formace hvězd zde vypráví podobné příběhy. Většina spirál v párech pociťuje zvýšení SFR typicky o 30%, zatímco několik zkušeností vzrůstá o řádovou velikost. Burst je často omezen na několik stovek parseců v blízkosti jádra, i když burstové bursty jsou běžné. Tato preference narušených galaxií vedla k řadě spekulací o tom, co způsobuje vylepšení (a tedy alespoň přispívá k hvězdným výbuchům). “
"Vysoké energetické hustoty, jak ve hvězdném, tak i mechanickém vstupu hvězdnými větry a supernovy, mohou skutečně uvolnit ISM z hvězdných galaxií. Vyhřívaný ISM může nastavit globální (nebo super) vítr, detekovatelný v optickém vyzařování linky, rozptýlené hvězdné světlo a měkké rentgenové paprsky (nejvýrazněji z rozhraní na okraji zhruba kuželového výtoku). Většina unikající hmoty může být tak horká, že ji ani nevidíme v rentgenových paprscích, chlazení pouze na rozhraní s méně narušeným ISM. Tento vítr může být důležitý při formování časných typů galaxií, protože pokud má skončit jako eliptický, musí vyhodit plyn z fúzního produktu. Zdá se, že něco takového se stalo na počátku historie klastrů a skupin, protože rentgenový plyn v rentgenovém paprsku vykazuje chemické stopy po zpracování masivními hvězdami. “
Historie pozorování:
M90 byl jedním ze 7 členů klastru Virgo Galaxy objeveným Charlesem Messierem v noci 18. března 1781. Ve svých poznámkách píše: „Mlhovina bez hvězdy, v Panně: jeho světlo je stejně slabé jako předchozí, č. 89 . “
Než se sir William Herschel dostal do Messierova katalogu číslo 90, užil si měsíční noc a - alespoň podle záznamů, které máme - se už nikdy nevrátí. Naštěstí admirál Smyth přišel na pomoc!
"Je to nádherná mlhavá oblast a rozptýlená hmota zabírá rozsáhlý prostor, ve kterém několik nejkrásnějších předmětů Messiera a Herschelů snadno zachytí vášnivý pozorovatel v mimořádné blízkosti." Následující obrázek ukazuje místní dispozici ohromných mlhavých sousedů na sever [skutečně na jih] od 88 Messier; jim předchází M., č. 84 a poté M. 58, 89, 90 a 91 ve stejné zóně; tak popisovat místo jen 2 ° 1/2 od severu k jihu a 3 ° od východu k západu, jak to ukazuje mikrometr. A bude vhodné mít na paměti, že situace mimořádného konglomerátu mlhovin a stlačených sférických shluků, které davají levé křídlo a rameno Panny, je velmi dobře poukazována na praktikované pouhým okem Epsilonem, Deltou, Gama, Etou. , a Beta Virginis tvoří půlkruh na východ, zatímco severně od poslední zmíněné hvězdy označuje Beta Leonis severo-západní hranici. S ohledem na Herschelianův princip se to může s úctou považovat za nejtenčí nebo nejtenčí část naší nebeské klenby; a obrovská laboratoř segregačního mechanismu, kterým se dozrává komprese a izolace v průběhu nepochopitelných věků. Téma, jakkoli nápadité, je slavnostní a vznešené. “
Vyhledání Messier 90:
Začněte párováním bází M84 / M86 umístěným téměř přesně uprostřed mezi Beta Leonis (Denebola) a Epsilon Virginis (Vindemiatrix). Nahoře na mapě je znázorněna určitá vzdálenost mezi galaxiemi, ale spuštěním „mřížkového“ vzoru můžete snadno spustit pole galaxie Panny. Jakmile budete mít M84 / M86 v dohledu, přesuňte jedno okulárové pole s nízkým výkonem na východ a na sever přeskočte na méně než a okulárové pole pro M87.
Teď chápete, jak Charles Messier provozoval své nebeské vzory! Pokračujte na sever pro 1 nebo dvě okulárová pole a poté posuňte na východ o jeden. To by vás mělo přivést k M88. Nyní přesuňte další pole na východ a pusťte na jih mezi 1 a 2 pole pro M89. Vaše další hop je také okulárové pole na východ a pak 1 severně pro M90. V okuláru se objeví M90 jako velmi slabý kulatý zákal, který je velmi rovnoměrný. Protože se M90 blíží hodnotě 10, bude vyžadovat temnou noc.
Od vznešeného k směšnému ... od jednoho hopu galaxie k druhému v bohatém poli. Užijte si Virgo Quest!
Název objektu: Messier 90
Alternativní označení: M90, NGC 4569
Typ objektu: Typ Sb Barred Spiral Galaxy
Souhvězdí: Panna
Správný Vzestup: 12: 36,8 (h: m)
Deklinace: +13: 10 (deg: m)
Vzdálenost: 60000 (kly)
Vizuální jas: 9,5 (mag)
Zdánlivá dimenze: 9,5 × 4,5 (arc min)
Zde jsme v Space Magazine napsali mnoho zajímavých článků o Messierových objektech a globulárních shlucích. Zde je úvod k Messierovým objektům Tammy Plotnera, M1 - Krabí mlhovina, Pozorování pozornosti - Cokoli se stalo s Messierem 71?
Nezapomeňte si prohlédnout náš kompletní katalog Messier. Další informace najdete v databázi SEDS Messier.
Zdroje:
- NASA - Messier 90
- SEDS - Messier 90
- Wikipedia - Messier 90
- Messier Objects - Messier 90
