MESSIER 64 - KARA GöZ GöKADASI

Send

Messier Pazartesi'ye tekrar hoş geldiniz! Bugün, Messier 64 - aka olarak bilinen “kötü” müşteriye bakarak sevgili dostumuz Tammy Plotner'a olan övgülerimize devam ediyoruz. "Siyah Göz Gökadası"!

18. yüzyılda, Fransız gökbilimci Charles Messier gece gökyüzünde kuyrukluyıldızları ararken, başlangıçta kuyrukluyıldızlar için yanlış tanıdığı sabit, dağınık nesnelerin varlığına dikkat çekti. Zamanla, diğer gökbilimcilerin aynı hatayı yapmasını önlemek için bu nesnelerin yaklaşık 100'ünü içeren bir liste hazırlayacaktı. Messier Kataloğu olarak bilinen bu liste, Deep Sky Objects'in en etkili kataloglarından biri olmaya devam edecekti.

Bu nesnelerden biri “Kara Göz” veya “Nazar Gökadası” olarak da bilinen Messier 64 olarak bilinir. Dünya'dan yaklaşık 24 milyon ışıkyılı uzaklıkta bulunan Coma Berenices takımyıldızında bulunan bu sarmal gökada, galaksinin parlak çekirdeğinin (Dünya'ya göre) önünde bulunan karanlık emici toz bandı ile ünlüdür. Messier 64, amatör astronomlar arasında iyi bilinir, çünkü küçük teleskoplarla ayırt edilebilir.

Açıklama:

Ev galaksimizden yaklaşık 19 milyon ışıkyılı uzaklıkta bulunan “Uyuyan Güzel”, yaklaşık 40.000 ışıkyılı boyunca bir alanı kaplayan uzayda uzanıyor ve saniyede 300 kilometre hızla dönüyor. Çekirdeğine doğru yaklaşık 4.000 ışıkyılı genişliğinde ters yönde dönen bir disktir ve bu ikisi arasındaki sürtünme büyük miktarlarda yıldız patlaması aktivitesine ve belirgin koyu toz şeridine katkıda bulunan faktör olabilir.

Yıldızların kendileri iki dalga halinde oluşuyor gibi görünmektedir, ilk önce dışarıda bol miktarda yıldızlararası maddenin beklediği yoğunluk gradyanını izleyerek gelişmekte ve daha sonra yavaşça gelişmektedir. Olgun yıldızlardan gelen malzeme yıldız rüzgarları, süpernovaları ve gezegenimsi bulutsular tarafından geri itilmeye başladıkça, yıldız oluşumu sürecini tekrar başlatarak yıldızlararası madde miktarını bir kez daha sıkıştırdı. Bu “ikinci dalga” gördüğümüz karanlık, karanlık toz şeridi ile çok iyi temsil edilebilir.

Ancak, M64 onsuz kargaşa payı değil. İkili rotasyonu, milyarlarca yıl önce iki gökada birleştiğinde bir çarpışma olarak başlamış olabilir - ya da teori önerebilirdi. Ama öyle mi? Robert Braun ve Rene Walterbos'un 1995'teki çalışmalarında açıkladıkları gibi:

“Bu galaksinin her biri birkaç 108 güneş kütlesine sahip iç içe, ters dönen iki gaz diski içerdiği biliniyor, iç disk yaklaşık 1 kpc'ye ve dış disk ötesine uzanıyor. İki gaz diski arasındaki geçiş bölgesi boyunca uzanan ana eksen boyunca yıldız kinematiği, hız geri dönüşü veya artan hız dağılımı hakkında hiçbir ipucu göstermez. Yıldızlar her zaman iç gaz diskiyle aynı anlamda dönerler ve bu nedenle 'karşı' olan dış disktir. Yıldız kinematiğinden ve H I disklerinden çıkartılan tahmini dairesel hızlar, yıldız ve gaz disklerinin yaklaşık 7 dereceye eş düzlemsel olduğuna dair diğer kanıtları destekleyerek yaklaşık 10 km / s içinde kabul eder. Bu üst sınır, tespit edilen karşı dönen gazın kütlesi ile karşılaştırılabilir. Yıldız diskteki düşük hız dağılımıyla birleştirilen bu düşük karşı dönen malzeme kütlesi, NGC 4826'nın, en azından kütle büyüklüğünde bir sıralama ile farklı olmadıkça, galaksilerin geriye dönük birleşmesinin ürünü olamayacağını ima eder. İyonize gazın ana eksen boyunca hızları, R için 0.75 kpc'den daha düşük olan yıldızların hızına uygundur. İyonize gazın görünür karşı dönüşüne sonraki geçiş uzamsal olarak iyi bir şekilde çözülür ve yarıçapta yaklaşık 0.6 kpc'nin üzerine uzanır. Bu bölgenin kinematiği gökada merkezine göre simetrik değildir. Güneydoğu tarafında, vproj (H II) 'nin yaklaşık 150 km / s vcirc'den çok daha az olduğu, ancak sigma (H II)' nin yaklaşık 65 km / s olduğu önemli bir bölge vardır. Kinematik asimetriler herhangi bir sabit dinamik modelle açıklanamaz, hatta gaz girişi veya çözgü başlatılmış olsa bile. Bu geçiş bölgesindeki gaz, dağınık bir uzaysal yapı, kuvvetli (N II) ve (S II) emisyonunun yanı sıra yüksek hızlı dağılım gösterir. Bu veriler bize, yıldız diskinin ve daha küçük ve çok daha büyük yarıçaplarda iki karşı dönen HI diskinin denge ve neredeyse eş düzlemde göründüğü, ancak gaz diskleri arasındaki geçiş bölgesinin olmadığı bir galaksiyi açıklamanın bir muamelesini sunuyor. kararlı durumda. ”

Öyleyse gerçekten görünen her şey bu mu? Karanlıkta yeni yıldızlar mı doğuyor? A. Majeed ve arkadaşlarının 1999 çalışmalarında belirttiği gibi:

“Nazar gökadası (NGC 4826; M64), belirgin çıkıntısı boyunca asimetrik olarak yerleştirilmiş, güçlü bir şekilde emen toz şeridi ile ayırt edilir. Gizlenmiş ve çıkıntılı kısımların eşit olmayan kısımlarını kaplayan galaksinin çekirdeğindeki yarık ile uzun bir yarık NGC 4826 spektrumu elde ettik. Çekirdeğe göre simetrik olarak yerleştirilmiş çıkıntıdaki karşılık gelen konumlardaki spektral enerji dağılımlarını karşılaştırarak, toz tarafından emilim, saçılma ve emisyonun dalga boyuna bağlı etkilerini ve devam eden yıldız oluşumunun varlığını inceledik. toz şeridinde. Toz şeridinden NGC 4826 çekirdeğinden yaklaşık 15 yaylık mesafede güçlü genişletilmiş kırmızı emisyon (ERE) tespit edildiğini bildiriyoruz. ERE bandı, 5400 A'dan 9400 A'ya, zirvesi 8800 A civarındadır. Entegre ERE yoğunluğu toz şeridinden tahmini dağılmış ışığın yaklaşık% 75'i kadardır. ERE, 15 yays mesafesinin ötesinde bulunan bir yıldız oluşumu bölgesine yaklaşıldıkça, daha uzun dalga boylarına doğru kayar ve yoğunluğu azalır. ERE'yi, toz şeridindeki yıldız oluşturucu kompleksin aydınlatmasına ek olarak, galaksinin radyasyon alanı tarafından aydınlatılan nanometre boyutlu kümeler tarafından fotolüminesans kaynaklı olarak yorumluyoruz. Galaksimizin yaygın ISM'sinde ve bulutsular gibi çeşitli tozlu ortamlarda ERE gözlemleri bağlamında incelendiğinde, NGC 4826'daki ERE foton dönüşüm verimliliğinin başka yerlerde olduğu kadar yüksek olduğu sonucuna varıyoruz. NGC 4826'daki nanopartiküller Gökadamızın dağınık ISM'sinde var olduğu düşünülenlerin yaklaşık iki katı büyüklüğünde. ”

Ancak tartışmalar sürüyor. R.A. olarak Walterbos ve arkadaşları 1993'teki çalışmalarında ifade etmişlerdir:

“Gaz disklerinin eş düzlemsel yönelime yakın olması, tersine dönen gaz için bir birleşme modeli temelinde beklenenlerle iyi uyum içinde olan bir özelliktir. Bununla birlikte, iç gaz diskinin yıldızlara göre dönme yönü değildir. Ek olarak, iyi tanımlanmış bir üstel diskin varlığı, muhtemelen bir birleşme meydana gelirse, gaz bakımından zengin bir cüce ile iki eşit kütle spirali arasında değil, bir spiral arasında olması gerektiği anlamına gelir. NGC 4826'nın yıldız spiral kolları, diskin bir kısmı üzerinde ilerler ve dış diskte liderdir. Byrd ve ark. NGC 4622 için, uzun ömürlü önde gelen kolların küçük bir yoldaşın yakın bir retrograd geçişiyle oluşturulabileceğini düşündürmektedir. Bu senaryoda, NGC 4826'daki dışa karşı dönen gaz diski, cüceden gelgit sıyrılan gaz olabilir. Bununla birlikte, NGC 4826'da dış kollar önde, NGC 4622'de iç kollar önde görünüyor. Bir cüce-spiral karşılaşmasının gerçekçi bir N-vücut / hidro simülasyonuna açıkça ihtiyaç vardır. Tersine dönen dış gaz diskinin, ayrı bir birleşme olayından ziyade halodan kademeli olarak gaz akışından kaynaklanması da mümkün olabilir. ”

Gözlem Tarihi:

M64, Edward Pigott tarafından Johann Elert Bode'nin 4 Nisan 1779'da bağımsız olarak bulmasından sadece 12 gün önce 23 Mart 1779'da keşfedildi. Yaklaşık bir yıl sonra Charles Messier, 1 Mart 1780'de bağımsız olarak yeniden keşfetti ve M64 olarak katalogladı. Bahsedilen Pigot:

“.. 23 Mart [1779] 'da, şimdiye kadar fark edilmeden Coma Berenices takımyıldızında bir bulutsuyu keşfettim; en azından M. de la Lande’nin Astronomi’nde veya M. Messier’in [1771] nebulous Yıldız Kataloğunda belirtilmemiştir. Bunu üç metre uzunluğunda akromatik bir enstrümanda gözlemledim ve ortalama R.A.'yı çıkardım. Aşağıdaki yıldızlarla karşılaştırarak Mean R.A. bulutsunun 20 Nisan 1779, 191d 28 ′ 38 ″. Işığı son derece zayıf, kadranımızın iki metrelik teleskopunda göremedim, bu yüzden geçiş aletiyle aynı şekilde sapmasını belirlemek zorunda kaldı. Bununla birlikte, bu kararın iki dakikaya bağlı olabileceğine inanıyorum: bu nedenle kuzeydeki sapma 22d 53 ″ 1/4. Bu bulutsunun çapının yaklaşık iki dakikalık bir derece olduğuna karar verdim. ”

Bununla birlikte, Pigott'un keşfi sadece 11 Ocak 1781'de Londra'daki Kraliyet Cemiyeti'nden önce okunduğunda yayınlanırken, Bode's 1779'da ve Messier'in yaz sonu 1780'de yayınlandı. 2002! (İyi Bay Pigot, burada hatırlandığını ve raporlarının önce yerleştirildiğini öğrensin!)

Peki “Black Eye Galaxy” adını nasıl aldı? Bunun için teşekkür etmek üzere Sir William Herschel var: “Çok uzun, yaklaşık 12 ′, 4 ′ veya 5 ′ geniş, dikkat çekici bir nesne, altında küçük bir siyah kemer bulunan bir yıldız gibi bir berrak nokta içeriyor, böylece biri kara göz denen, kavgadan kaynaklanan fikir. ” Tabii ki, John Herschel kendi notlarında yazarken bunu sürdürdü:

“Bu bulutsunun yoğun ve parlak çekirdeğini kısmen çevreleyen karanlık yarı eliptik boşluk (şekilde gölgeli veya parlak bir kısımla gösterilir), Messier tarafından elbette fark edilmez. Ancak babam tarafından görüldü ve onun tarafından siyah bir gözün görünüşüne benzeyen merhaba Sir Charles Blagden'e gösterildi, garip, ama inapt olmayan bir karşılaştırma. Çekirdek biraz uzamış ve yakın bir çift yıldız ya da aşırı derecede yoğunlaşmış bir çift bulutsu olabileceğine dair güçlü bir şüphem var. ”

Messier 64'ün yerini bulma:

M64'ü bulmak özellikle kolay değil. Genel batıdaki bir el açıklığı hakkında parlak turuncu Arcturus ve Coma Berenices yıldız kümesini (Melotte 111) tanımlayarak başlayın. Rahatlayıp gözlerinizin karanlıkta uyum sağlamasına izin verirken, Coma Berenices takımyıldızını oluşturan üç yıldızı göreceksiniz, ancak hafif kirli gökyüzü altında yaşıyorsanız, soluk yıldızlarını bulmak için dürbün gerekebilir. Alpha Comae'yi onayladıktan sonra, yaklaşık 4 derece kuzey / kuzeybatı yönünde 35 Komaya yıldız atlayın. M64'ü 35 yıldızının kuzeydoğusunda bir derece civarında bulacaksınız.

Messier 64 dürbünle mümkün olsa da, ortalama dürbünler için çok karanlık gökyüzü gerektirecek ve sadece çok küçük, oval bir kontrast değişikliği olarak gösterilecektir. Bununla birlikte, 102 mm kadar küçük teleskoplarda, ayırt edici işaretleri iyi netlikte karanlık gecelerde görülebilir. Onunla savaşmayın ... Bu Uyuyan Güzel'de etrafta dolaşmak için çok sayıda karanlık toz var!

İşte başlamanıza yardımcı olacak bu Messier Nesnesi hakkında kısa bilgiler:

Obje adı: Messier 64
Alternatif Adlandırmalar: M64, NGC 4826, Siyah Göz Gökadası, Uyuyan Güzel Gökadası, Nazar Gökadası
Nesne türü: Tip Sb Sarmal Gökada
takımyıldız: Koma Berenices
Doğru Yükseliş: 12: 56.7 (s: d)
sapma: +21: 41 (derece: m)
Mesafe: 19000 (kat)
Görsel Parlaklık: 8.5 (mag)
Görünen Boyut: 9,3 × 5,4 (ark min)

Space Magazine'de Messier Objects hakkında birçok ilginç makale yazdık. İşte Tammy Plotner'ın Messier Nesnelerine Giriş, M1 - Yengeç Bulutsusu ve David Dickison’un 2013 ve 2014 Messier Maratonları ile ilgili makaleleri.

Messier Kataloğumuzun tamamını incelediğinizden emin olun. Daha fazla bilgi için SEDS Messier Veritabanına göz atın.

Kaynaklar: