Ime predmeta: Messier 98
Alternativne označbe: M98, NGC 4192
Vrsta predmeta: Spiralna galaksija s prečkami tipa Sb
ozvezdje: Coma Berenices
Pravi vnebovzetje: 12 : 13,8 (h:m)
Odklon: +14: 54 (deg: m)
Razdalja: 60000 (kly)
Vizualna svetlost: 10,1 (mag)
Navidezna dimenzija: 9,5×3,2 (lok min)
Iskanje Messierja 98: Kot del kopice galaksij Devica je M98 najbolje najti tako, da se vrnemo na naše »galaksične skoke« načinov, ki smo se jih naučili. Začnite s svetlim parom M84/84, ki se nahaja v močno naseljenem notranjem jedru galaksij Devica, približno na pol poti med Epsilonom Virginis in Beta Leonis. Ko ga identificirate, ostanite pri okularju in premaknite svoj teleskop proti severu, dokler ne najdete M99, in nadaljujte z vsaj 3 ali 4 dodatnimi okularnimi polji. To je tisto, kar je znano kot 'pometanje'. Ko dosežete zvezdni vzorec, ste prepričani, da ga lahko prepoznate, premaknite teleskop za eno polje okularja proti zahodu. Zdaj se pomaknite proti jugu za več polj okularja. Če še niste videli tanke praske M98, nadaljujte postopek previdno eno polje okularja naenkrat. (Vsi okularji nimajo enakega vidnega vidnega polja, vendar uporabite najnižjo povečavo.) M98 je pri predstavitvi z robom, tako da bo vitka praska meglice, ki zahteva temno, jasno nebo in najmanj 4″ zaslonko.
Kaj gledaš: M98 je v predstavitvi skoraj na robu in prikazuje moten, meglen podolgovat disk. Obstaja nekaj modrih območij nastajanja novih zvezd, pa tudi ogromna količina skritega prahu, ki obarva videz majhnega svetlega jedra. Toda od kod ves ta prah?
»Ostanki, poslani v medgalaktični medij med plimskimi trki, so bili deležni velike pozornosti, saj nam lahko povedo o več temeljnih lastnostih galaksij, zlasti o njihovi manjkajoči masi, tako v obliki kozmološke temne snovi kot tako imenovanih izgubljenih barionov. Srečanja z visoko hitrostjo, ki so pogosta v jatah galaksij, lahko povzročijo rahle ostanke plimovanja, ki se lahko pojavijo kot prosto plavajoči oblaki HI brez zvezd. Te lahko zamenjamo s temnimi galaksijami, domnevnim razredom plinastih, prevladovanih temnih snovi (DM), objektov, ki jim iz nekega razloga nikoli ni uspelo oblikovati zvezd. VirgoHI21 v skupini Devica je daleč najbolj spektakularen in najbolj razpravljan kandidat za temno galaksijo, ki so ga doslej odkrili v raziskavah HI. Tukaj pokažemo, da je najverjetneje narejena iz materiala, ki ga je iz bližnje spiralne galaksije NGC 4254 izgnal pred 750 milijoni let med preletom pri približno 1000 km s?1 zaradi velikega vsiljivca. Naš numerični model trka je sposoben reproducirati glavne značilnosti sistema: zlasti odsotnost zvezd in njegov izrazit gradient hitrosti. Prvotno pripisani plinu, ki se vrti znotraj ogromnega haloja temne snovi, namesto tega ugotovimo, da je skladen s kombinacijo preprostega pretočnega gibanja in projekcijskih učinkov. recimo Piere Alain Duc.
'Na podlagi naših večvalovnih in številčnih študij trkov galaksij razpravljamo o več načinih za identifikacijo izvora plimovanja v kandidatu za temno galaksijo, kot so optična opazovanja in opazovanja milimetrskih valov, da bi razkrili visoko metaličnost in črte CO ter, kar je še pomembneje, kinematiko. kar kaže na odsotnost izrazitega haloja temne snovi. Metodo ponazarjamo z uporabo drugega sistema HI v Devici, VCC 2062, ki je najverjetneje pritlikava galaksija. Medtem ko ostanki plimovanja ne bi smeli vsebovati nobene temne snovi iz haloja njihovih matičnih galaksij, lahko kažejo manjkajočo maso v obliki temnih barionov, ki jih klasična opazovanja ne upoštevajo, kot so pred kratkim našli v trkovnem obroču NGC 5291 in verjetno v TDG VCC 2062. Ti 'izgubljeni barioni' so se prvotno morali nahajati v diskih njihovih matičnih galaksij.'
Ali je torej prah tisti, ki zatemni jedro M98 ali je kaj drugega? Nekaj podobnega morda aktivnih galaktičnih jeder z nizko svetilnostjo (LLAGN)? »Aktivna galaktična jedra z nizko svetilnostjo (LLAGN) obsegajo 30 % vseh svetlih galaksij (B?12.5) in so najpogostejša vrsta AGN. Ti vključujejo LINER in objekte prehodnega tipa (TO, imenovani tudi šibki [OI] LINER). Ti dve vrsti LLAGN imata podobna razmerja emisijskih linij v [OIII]/HB, [NII]/H? in [SII]/H?, vendar [OI]/H? je nižji v TO kot v LINER. LLAGN predstavljajo precej mešan razred in predlagani so bili različni mehanizmi za razlago izvora jedrske aktivnosti, vključno s sunki in fotoionizacijo z nezvezdnim virom, vročimi zvezdami ali zvezdami srednje starosti. pravi Rosa M. Gonzalez Delgado (et al). »Ker še ne vemo, kaj jih poganja in kako so povezani s Seyfertovim fenomenom, so LLAGN-ji v ospredju raziskav AGN, odkar jih je Heckman (1980) prvič sistematično preučeval. Ali so vsa res 'pritlikava' Seyfertova jedra, ki jih poganja akrecija na skoraj mirujoče supermasivne črne luknje (BH), ali je nekatere od njih mogoče vsaj delno razložiti z vidika zvezdnih procesov? Če bi LLAGN poganjala BH, bi predstavljali spodnji del funkcije svetilnosti AGN v lokalnem vesolju in bi vzpostavili tudi spodnjo mejo za delež galaksij, ki vsebujejo masivne BH v svojih središčih. Če bi, nasprotno, LLAGN-e poganjale jedrske zvezdne kopice, bi njihova prisotnost igrala pomembno vlogo pri evoluciji jeder galaksij. Zato je bistveno razkriti naravo osrednjega vira v LLAGN.
Toda to ni vse, kar se skriva v M98. Zdaj pa poskusimo LINERS tipa II. ” Predstavljamo ASCA opazovanja nizkoionizacijskih jedrskih emisijskih območij (LINER) brez širokega H? emisije v njihovih optičnih spektrih. Vzorec LINER tipa 2 sestavljajo NGC 404, 4111, 4192, 4457 in 4569. Zaznali smo rentgensko sevanje iz vseh objektov razen NGC 404; med odkritimi objekti sta dva tako imenovana prehodna objekta (NGC 4192 in NGC 4569), za katera se domneva, da sta sestavljena jedra, ki imata tako regijo H II kot LINER komponento. Slike NGC 4111 in NGC 4569 v mehkem (0,5-2 keV) in trdem (2-7 keV) rentgenskih pasovih so razširjene na lestvicah več kiloparsekov. Rentgenske spektre NGC 4111, NGC 4457 in NGC 4569 dobro prilagaja dvokomponentni model, ki je sestavljen iz mehke toplotne emisije s kT ~ 0,65 keV in trde komponente, ki jo predstavlja zakon moči (fotonski indeks ~2) ali s toplotno zavorno emisijo (kT ~ nekaj keV). Razširjeni trdi rentgenski žarki verjetno prihajajo iz diskretnih virov, medtem ko mehka emisija najverjetneje izvira iz vročega plina, ki nastane pri aktivnem nastajanju zvezd v gostiteljski galaksiji. Nismo našli jasnih dokazov za prisotnost aktivnih galaktičnih jeder (AGN) v vzorcu.' pravi Yuichi Terashima (et al). 'Z uporabo mas črne luknje, ocenjene na podlagi svetilnosti izbokline gostiteljske galaksije, dobimo zgornjo mejo implicitnih Eddingtonovih razmerij, manjšo od 5 × 10-5. Če je komponenta AGN primarni ionizacijski vir optičnih emisijskih linij, mora biti močno zakrita z gostoto kolone, ki je bistveno večja od 1023 cm-2, saj opažena svetilnost rentgenskih žarkov ni zadostna za spodbujanje svetilnosti optične emisije vrstice. Druga možnost je, da bi optično emisijo ionizirala populacija izjemno vročih zvezd. Ta razlaga je skladna z majhnim [O I] ?6300/H? razmerja, opažena v teh virih, ultravijolične spektralne značilnosti v primerih, kjer takšne informacije obstajajo, in rezultati rentgenskih žarkov, ki so navedeni tukaj. Analiziramo tudi rentgenske lastnosti NGC 4117, galaksije Seyfert 2 z nizko svetilnostjo, ki smo jo naključno opazili v polju NGC 4111.
Zgodovina: M98 je prvotno odkril Pierre Mechain 15. marca 1781 in poročal Charlesu Messierju, ki ga je potrdil in zabeležil 13. aprila 1781. V svojih zapiskih piše: »Meglica brez zvezde, izjemno šibke svetlobe, nad severnim krilom Device, na vzporednici in blizu zvezde št. 6, peta magnituda, Coma Berenices, po Flamsteedu. M. Mechain ga je videl 15. marca 1781.«
Sir William Herschel bi 30. decembra 1783 ujel to veliko galaksijo z veliko podrobnostmi. V svojih neobjavljenih zapiskih piše: »Razlika [Messierovih in Mechainovih opazovanj na eni strani ter Herschelovih na drugi strani] se bo pokazala, ko bomo primerjali moje opazovanje 98. meglice s tistim v Connoissance des Temps za leto 1784, ki poteka tako: [Messierjev opis sledi v francoščini, kot je prevedeno zgoraj]. Moje opazovanje 30. decembra 1783 je takole: Velika, razširjena fina meglica. Njegovo stanje kaže, da je 98. M. Messierja; toda iz njegovega opisa je razvidno, da ga ta gospod ni videl celega, saj se njegove šibke veje raztezajo nad četrt stopinje ali na katere se ne opazi. Blizu njegove sredine je vidnih nekaj zvezd, ki jih je še več. Moje vidno polje ne bo popolnoma zajelo celotne meglice.'
Očitno je, da si vzamete čas in res »pogledate« na M98, kar je približno sto let pozneje poudaril admiral Smyth: »Dobra in velika, a precej bleda meglica, med levim krilom Device in Levovim repom; s svetlo zvezdo, 6 Comae Berenices, ki sledi [vzhodu] v naslednjem polju natančno na vzporedniku. M. [Messier], ki jo je odkril leta 1781, jo je le registriral kot »meglico brez zvezde, z izjemno šibko svetlobo;« toda ob fiksiranem pogledu se razsvetli proti središču. Podolgovata je v smeri dveh zvezd, ene np [niz pred, SZ] in druge sf [južno sledi, SE] predmeta; z drugo zvezdo v kvadrantu nf [severno sledi, NE] precej blizu. Diferencira se z Beta Leonis, kateri zvezdi sledi za 6 stopinj 1/2 v smeri Arkturusa; leži na obrobju velikega območja meglic, ki krasi Devičino krilo.'
Naj vaše sposobnosti lova na galaksije prevzamejo krilo nocoj!
Najvišja slika M98, Observatorij Palomar z dovoljenjem Caltecha, slika M98 2MASS, M98 Spiral Structure (AANDA) M98 avtorja Adam Block/NOAO/AURA/NSF, M98 Wikipedia z dovoljenjem Oleja Nielsena in slika M98 z dovoljenjem NOAO/AURA/NSF.