Dobrodošli nazaj v Messier ponedeljek! Danes nadaljujemo s poklonom naši dragi prijateljici, Tammy Plotner, s pogledom na Cetus A, spiralno galaksijo s prečkami, znano kot Messier 77!
V 18. stoletju je slavni francoski astronom Charles Messier med pregledovanjem nočnega neba opazil prisotnost več »meglicnih predmetov«. Prvotno je te predmete zamenjal za komete, zato jih je začel katalogizirati, da drugi ne bi naredili iste napake. Danes je nastali seznam (znan kot Messierjev katalog ) vključuje več kot 100 predmetov in je eden najvplivnejših katalogov predmetov globokega vesolja.
Eden od teh objektov je znan kot Messier 77 (alias Cetus A), spiralna galaksija s prečkami, ki se nahaja 47 milijonov svetlobnih let od Zemlje v ozvezdju. Cetus . S premerom približno 170.000 svetlobnih let je ena največjih galaksij, vključenih v Messierjev katalog. Zaradi njegove velikosti in svetlega jedra ga je razmeroma enostavno opaziti z daljnogledom ali majhnimi teleskopi.
Opis:
Ta velika galaksija, ki je od našega sončnega sistema oddaljena približno 60 milijonov svetlobnih let in se od nas giblje s hitrostjo 1100 kilometrov na sekundo, bi lahko na svojih skrajnih delih pokrivala kar 170.000 svetlobnih let. To je skoraj dvakrat večja od Rimske ceste! Njegovi široki spiralni kraki držijo bolj razvite rumene zvezde, kot je naše Sonce, a proti jedru bije srce nove generacije – mlade zvezdne populacije.
Slika spiralne galaksije Messier 77 iz vesoljskega teleskopa Hubble. Različica te slike je osvojila drugo mesto na Hubblovem tekmovanju za obdelavo slik skritih zakladov. Zasluge: NASA/ESA/A. van der Hoeven, 2013
Glede na spektralno analizo ima Messier 77 zelo široke emisijske črte, kar kaže, da se velikanski plinski oblaki hitro premikajo iz jedra te galaksije z nekaj sto kilometri na sekundo. Zaradi tega je M77 galaksija Seyfert tipa II – tista z razširjenim jedrom rojstva zvezd. Samo po sebi je to precej edinstveno glede na količino energije, ki je potrebna za to hitrost, in nadaljnje preiskave so odkrile točkovni radijski vir s premerom 12 let v svojem jedru, ovit v 100 svetlobnih let pasu medzvezdne snovi.
Miniaturni kvazar? Morda ... Toda karkoli že je, meri 10 milijonov sončnih mas! Kot A.J. Young (et al), navedeni v a študija 2001 :
'Poročamo o rentgenski slikovni spektroskopiji podločne sekundne ločljivosti arhetipske galaksije Seyfert NGC 1068 tipa 2 z rentgenskim observatorijem Chandra. Opazovanja razkrivajo podrobno strukturo in spektre meglice z obsegom 13 kpc, ki je bila prej posneta pri nižji ločljivosti z ROSAT. Slika Chandra prikazuje svetel, kompakten vir, ki sovpada z najsvetlejšo radijsko in optično emisijo; ta vir je razširjen za ~160 pc v isti smeri kot jedrska optična linija in radijska kontinualna emisija. Svetla rentgenska emisija sega približno 500 pc do NE in sovpada z NE radijskim režnjem in plinom v območju ozke črte. Obsežna emisija prikazuje vlečene spiralne roke in druge strukture. Obstaja zelo močna korelacija med sevanjem rentgenskih žarkov in ioniziranim plinom z visokim vzbujanjem, ki ga vidimo na HST in zemeljskih slikah [0 III]. Dobljeni so bili spektri za jedro, svetlo območje ~400 pc na NE in 8 območij v zelo razširjeni emisiji. Spektri niso skladni z modeli vroče plazme. Modeli, ki vključujejo gladek kontinuum plus emisijske črte, zagotavljajo odlične opise spektrov. Emisijskih linij ni mogoče enolično identificirati s trenutno spektralno ločljivostjo, vendar so skladne s svetlejšimi linijami, ki jih vidimo v spektru XMM-Newton RGS pod 2 keV> Trda rentgenska emisija, vključno z železno črto, je vidno, da se razteza 2,2 kpc SV in JZ od jedra. Nižja površinska svetlost, trda rentgenska emisija, s poskusno zaznano železno črto sega 5,5 kpc proti zahodu in jugu. Naši rezultati, če jih vzamemo skupaj s spektrom XMM-Newton RGS, kažejo na fotoionizacijo in fluorescenco plina s sevanjem iz Seyfertovega jedra do nekaj kpc iz njega. Zvezdni izbruh ni prevladujoči vir razširjenih rentgenskih žarkov.'
Ali je mogoče, da je masa črna luknja? Pravi W. Jaffe (et al) v a študija 2004 :
»Aktivna galaktična jedra (AGN) prikazujejo številne energijske pojave – široke emisijske linije, rentgenske žarke, relativistične curke, radijske reže –, ki izvirajo iz snovi, ki pade na supermasivno črno luknjo. Splošno sprejeto je, da imajo orientacijski učinki pomembno vlogo pri razlagi opazovalnega videza AGN. Gledano iz določenih smeri bi nam oblaki okoli jedrskega prahu blokirali pogled na osrednjo elektrarno. Posredni dokazi kažejo, da oblaki prahu tvorijo porazdelitev torusa v velikosti parseka. Ta razlaga pa ostaja nedokazana, saj niti največji teleskopi niso mogli razrešiti prašnih struktur. Tukaj poročamo o interferometričnih srednje-infrardečih opazovanjih, ki prostorsko ločujejo te strukture v galaksiji NGC 1068. Opazovanja razkrivajo topel (320 K) prah v strukturi debeline 2,1 parseca in premera 3,4 parseka, ki obdaja manjšo vročo strukturo. Ker bi se taka konfiguracija prašnih oblakov zrušila v času, ki je veliko krajši od aktivne faze AGN3, to opazovanje zahteva stalen vnos kinetične energije v sistem oblakov iz vira, ki obstaja sočasno z AGN.
Torej, kaj se še lahko skriva tam? Po besedah L. S. Nazarove iz kraljevega observatorija Greenwich; 'Rezultati izračunov emisijskih spektrov plinov tako pri osrednjih kot pri razširjenih virih ionizacije so bili primerjani z razmerjem intenzivnosti črt, opaženih v razširjenem območju ozke črte NGC1068. Izvor razširjene strukture anomalne trdnosti v linijah [OIII] 5007 in [NeV] 3425, ki sta jih odkrila Evans in Dopita (1986) ter Bergeron et al. (1989) je lahko posledica dodatnega zvezdnega vira ionizacije plina, ki se nahaja na razdalji 1–2 kpc od jedra.
Kje je torej slavno jedro? Ni ga tako enostavno najti, kot si morda mislite. Zahteva podrobno delo z uporabo optičnih in radijskih valovnih dolžin. Kot je Robin Catchpole (et al) pojasnil v a Študija iz leta 1996 :
“NGC 1068 (M77) je najbližji in najsvetlejši primer galaksije Seyfert 2. Številna aktivna galaktična jedra (AGN), vključno z NGC 1068, imajo navidezno konične ali bikonične strukture emisijskih linij z visokim vzbujanjem, ki segajo od položaja jedra, ki se jemljejo kot dokaz anizotropije in orientacijskih učinkov, ki jih povzročajo za razlago zaznanih razlik med različnimi opazovalno razvrščene vrste AGN. V tej poenoteni hipotezi sevanje domnevno kolimira z optično debel torus, ki obdaja jedro. Ali je Seyfertova galaksija tipa 1 ali 2 vidna, je odvisno od usmerjenosti torusa na vidno črto. Dobljeni radijski zemljevid kontinuuma pri 4,9 GHz prikazuje radijski curek z dvojnimi režami s središčem na jedru s predvideno dolžino 6 proti severovzhodu in približno 10 proti jugozahodu. Muxlow et al. (1996) so v svoji karti ločljivosti 5 GHz 60 mas identificirali šibek vir, za katerega verjamejo, da je jedro NGC 1068 na podlagi njegovega spektralnega naklona.
Zgodovina opazovanja:
Sprašujem se, ali je Pierre Mechain 29. oktobra 1780, ko je prvič videl to neverjetno spiralno galaksijo, sploh vedel, če se za njo dogaja taka znanost. Messier si ga je ogledal, vendar ga ni posnel. V tej okoliščini je Mechain naredil: 'Jat majhnih zvezd, ki vsebuje nekaj meglic, v Cetus in na vzporedniku zvezde Delta, o kateri poročajo o tretji magnitudi in za katero je M. Messier ocenil, da je komaj pete. M. Mechain je to kopico videl 29. oktobra 1780 v obliki meglice.« (Vendar ne krivite Messierja, da trenutno ni zanimanja. Njegova žena in novorojeni sin sta pravkar umrla, on pa je žaloval.)
Leta 1783 jo je sir William Herschel videl kot »slabo definirano zvezdo, obdano z meglicami«. a je spremenil svojo melodijo kakšnih 8 let pozneje, ko je poročal: »Nekakšna močno povečana zvezdna kopica; vsebuje nekaj svetlih zvezd v središču.' Njegov sin, John Herschel, bi ga nadaljeval s katalogizacijo - tudi ne preveč opisno. Vendar pa admiral Smyth na pomoč!
»Okrogla zvezdna meglica, blizu Delte v spodnji čeljusti kita in približno 2 1/2 stopinje od Game na črti proti Epsilonu ali s. avtor w. To je Messier leta 1780 prvič označil kot množico zvezd, ki vsebujejo meglice. Je majhna, svetla in točno v liniji s tremi majhnimi zvezdami, eno pred in dvema naslednjima, od katerih je najbližja in največja 9. magnitude proti jugu za vzhodom. Na terenu so še drugi minutni spremljevalci; in kraj se razlikuje od Gamma Ceti. Ta objekt je čudovito oddaljen in izoliran, z domnevnimi dokazi o notranji gostoti v svoji agregaciji; in ima navedbo obstoja osrednje sile, ki biva bodisi v osrednjem telesu bodisi v težišišču celotnega sistema. Sir William Herschel, potem ko ga je večkrat preučil, pravi: – »Iz opazovanj velikega desetmetrskega teleskopa, ki ima merilno moč 75,82, lahko sklepamo, da je globina najbližjega dela vsaj 910. reda. ” To je 910-krat dlje kot zvezde prve magnitude!
Naj bodo vaša lastna opažanja malo bolj... na??
Iskanje Messierja 77:
M77 je mogoče zlahka najti manj kot stopinjo vzhodno/jugovzhodno od 4. magnitude Delta Ceti. To veličastno spiralno galaksijo, obrnjeno proti obrazu, lahko opazite z manjšim daljnogledom z lokacije temnega neba kot okroglo spremembo kontrasta in jo zlahka opazite v majhnih teleskopi. Ko se zaslonka poveča, se s to galaksijo dobro obnesejo tudi podrobnosti in velika povečava. Ko je na vrhuncu, je M77 dovolj svetel, da prenese nekaj onesnaženja mestnega neba in prve stopnje mesečine!
Lokacija Messierja 77 v ozvezdju Cetus. Zasluge: IAU/revija Sky & Telescope (Roger Sinnott & Rick Fienberg)
Ime predmeta: Messier 77
Alternativne označbe: M77, NGC 1068
Vrsta predmeta: Sb Prečkasta spiralna galaksija
ozvezdje: Cetus
Pravi vnebovzetje: 02 : 42,7 (h:m)
Odklon: -00: 01 (stop.: m)
Razdalja: 60000 (kly)
Vizualna svetlost: 8,9 (mag)
Navidezna dimenzija: 7×6 (lok min)
Napisali smo veliko zanimivih člankov o predmetih Messier in kroglaste kopice tukaj na Universe Today. Tukaj je Tammy Plotner Uvod v objekte Messier , M1 – Rakova meglica , Opazovanje žarometov – kaj se je zgodilo z Messierjem 71? , in članki Davida Dickisona o 2013 in 2014 Messierjevi maratoni.
Vsekakor si oglejte naš komplet Messierjev katalog . In za več informacij si oglejte Baza podatkov SEDS Messier .
Viri: