Messier Pazartesi'ye tekrar hoş geldiniz! Bugün, Messier 74 olarak bilinen “Phantom Galaxy” ye bakarak sevgili dostumuz Tammy Plotner'a olan övgülerimize devam ediyoruz!
18. yüzyıl boyunca ünlü Fransız gökbilimci Charles Messier, gece gökyüzünü incelerken birkaç “belirsiz nesnenin” varlığını fark etti. Başlangıçta bu nesneleri kuyrukluyıldızlar için yanıltmak, onları kataloglamaya başladı, böylece diğerleri aynı hatayı yapmazdı. Bugün, sonuç listesi (Messier Kataloğu olarak bilinir) 100'den fazla nesne içerir ve Derin Uzay Nesnelerinin en etkili kataloglarından biridir.
Bu nesnelerden biri, Dünya'dan gözlemcilere yüz yüze görünen Messier 74 (yani Phantom Galaxy) olarak bilinen sarmal gökadadır. Balık burcu takımyıldızı yönünde Dünya'dan yaklaşık 30 milyon ışıkyılı uzaklıkta bulunan bu gökada yaklaşık 95.000 ışıkyılı çapında (neredeyse Samanyolu kadar büyük) ve yaklaşık 100 milyar yıldıza ev sahipliği yapıyor.
Açıklama:
Bu güzel galaksi, büyük tasarımlı bir Sc galaksisinin ve Lord Rosse tarafından tanınan ilk “Spiral Bulutsular” ın bir prototipidir. Bizden yaklaşık 30 ila 40 milyon ışıkyılı uzaklıkta bulunan, saniyede 793 kilometre hızla yavaşça daha da kayıyor. Güzelliği yaklaşık 95.000 ışıkyılı, Samanyolu'muzla aynı boyutta ve spiral kolları 1000 ışıkyılı boyunca uzanıyor.
Bu kolların içinde mavi genç yıldız kümeleri ve yıldız oluşumunun gerçekleştiği H II bölgeleri adı verilen pembemsi renkli dağınık gaz halindeki bulutsular var. Neden böyle büyük bir güzellik? Muhtemelen komşu galaksilerle kütleçekimsel etkileşimin neden olduğu, M74’ün gaz halindeki diskinin etrafını saran yoğunluk dalgalarıdır. B. Kevin Edgar'ın açıkladığı gibi:
“Sonsuz olarak bu, farklı şekilde dönen gaz halindeki diskin dinamiklerini işlemek için tasarlanmış sayısal bir yöntem açıklanmıştır. Yöntem, Godunov’un yönteminin daha üst düzey bir uzantısı olan Piecewise Parabolic Yöntemi'ne (PPM) dayanmaktadır. Bir galaksinin yıldız bileşeninde doğrusal bir spiral yoğunluk dalgasını temsil eden yerçekimi kuvvetleri dahil edilmiştir. Hesaplama Euler'dir ve düzlem kutupsal koordinatları kullanılarak muntazam dönen bir referans çerçevesinde gerçekleştirilir. Denklemler, bozulmamış eksen eksen simetrik durumundaki kuvvet dengesini temsil eden tüm küçük, karşıt terimleri açıkça ortadan kaldıracak şekilde küçük pertürbasyonların doğru hesaplanmasını sağlayan kesin bir pertürbasyon formunda formüle edilmiştir. Yöntem ideal olarak bir disk galaksisindeki spiral yoğunluk dalgasına gaz tepkisinin araştırılması için uygundur. Bir dizi iki boyutlu hidrodinamik model, bir homojen, izotermal, kütlesiz gaz halindeki diskin, empoze edilen bir spiral yerçekimi pertürbasyonunun kütleçekimsel tepkisini test etmek için hesaplanır. Kütle dağılımını, dönme özelliklerini ve spiral dalgayı açıklayan parametreler, NGC 628 gökadasına dayanır. Çözümler, birlikte dönme etrafındaki bölgeyi tüketen birlikte dönme içinde ve dışında şoklara sahiptir. Bu bölgenin tükenme hızı, büyük ölçüde dayatılan spiral pertürbasyonun gücüne bağlıdır. % 10 daha büyük potansiyel bozulmalar büyük radyal akışlar üretir. Bu modellerde gazın iç Linblad rezonansına düşmesi için gereken süre Hubble süresinin sadece küçük bir kısmıdır. Zımni hızlı evrim, galaksilerin bu kadar büyük pertürbasyonlarla mevcut olması durumunda, ya gazın galaksinin dışından doldurulması ya da pertürbasyonların geçici olması gerektiğini düşündürmektedir. Spiral paterni ile birlikte rotasyon içinde gazın açısal momentumunun kaybı yıldızların açısal momentumunu arttırır ve dalga genliğini azaltır. ”
İçinde başka ne saklanıyor? Sonra röntgen gözlerine bir göz atın. Roberto Soria ve arkadaşlarının 2002 çalışmalarında belirttiği gibi:
“Yüz üstü sarmal gökada M74 (NGC 628), 2 Şubat 2002'de XMM-Newton tarafından gözlemlendi. Toplamda, çekirdekten 5 in iç kısımda 21 kaynak bulundu (ön plan yıldızlarıyla ilişkili birkaç kaynağın reddedilmesinden sonra). . Sertlik oranları yaklaşık yarısının galaksiye ait olduğunu göstermektedir. Parlaklık fonksiyonunun yüksek parlaklık sonu, -0.8 eğim güç yasası ile donatılmıştır. Bu, diğer geç tip gökadaların disklerinde bulunan dağılımlara benzer şekilde, devam eden yıldız oluşumunun kanıtı olarak yorumlanabilir. Önceki Chandra gözlemleriyle yapılan bir karşılaştırma, çekirdeğin yaklaşık 4 4 kuzeyinde yeni bir ultra ince X-ışını geçişi (0.3-8 keV bandında LX ~ 1.5 × 1039 ergs s-1) ortaya çıkarır. Çekirdeğin yaklaşık 5′ kuzeybatısında başka bir parlak geçici kaynak (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) buluyoruz. SN 2002ap'in UV ve X-ışını muadilleri de bu XMM-Newton gözleminde bulunur; X-ışını muadilinin sertlik oranı, emisyonun şok edilen çevresel maddelerden geldiğini düşündürmektedir. ”
Messier 74’ün durumunda, spiral yoğunluk dalgaları da dahil olmak üzere hiçbir şey şok edici değildir. Sakhibov ve Smirnov'un 2004 tarihli bir çalışmada açıkladığı gibi:
“NGC 628 galaksisindeki yıldız oluşum oranının (SFR) radyal profilinin bir spiral yoğunluk dalgası tarafından modüle edildiği gösterilmiştir. Spiral kola giren gaz hızının radyal profili, SFR'nin yüzey yoğunluğunun radyal dağılımına benzer. Korotasyon rezonansının pozisyonu, NGC 628 diskinin dairesel bölgelerinde gözlenen radyal hızların azimutal dağılımının bir Fourier analizi ile spiral yoğunluk dalgasının diğer parametreleri ile birlikte belirlenir. SFR, ampirik SFR — yıldız oluşum kompleksleri (dev HII bölgeleri) için doğrusal boyut ilişkisi ve NGC 628'deki koordinatların, H alfa akışlarının ve HII bölgelerinin boyutlarının ölçülmesi kullanılarak belirlenir. ”
Devasa yıldız oluşturan bölgelerden bahsediyoruz, değil mi? Ve yıldızların oluştuğu yer…. Yıldızlar ölür. Süpernova'da olduğu gibi! Elias Brinks (ve ark.) 'İn belirttiği gibi:
“Genellikle (süper) yıldız kümelerinde büyük yıldızların oluşumu, hızlı evrimleri ve süpernova olarak ölümleri yakın çevreleri üzerinde büyük bir etkiye sahiptir. Yıldız rüzgarları ve Süpernova'nın hızlı bir şekilde ve küçük bir hacim içinde birleşik etkisi, nötr Yıldızlararası ortam (ISM) Spiral ve (cüce) düzensiz galaksilerde genişleyen koronal gaz kabarcıkları oluşturur. Bu genişleyen kabuklar, moleküler bulut oluşumuna ve ikincil veya uyarılmış yıldız oluşumunun başlamasına neden olabilecek nötr gazı süpürür ve sıkıştırır. Yıldız oluşum alanları çevreleyen ISM'yi rahatsız eder, bu nedenle yıldız oluşumu açısından galaksinin daha homojen olmayan bir ISM'ye sahip olması beklenir. NGC 628'deki yıldız oluşum oranı, NGC 3184'tekinden dört kat daha yüksektir ve NGC 6946'nınkinden iki kat daha yüksektir, bu da bu galakside bulunan daha fazla HI deliğini açıklayabilir. HI deliklerinin boyutlarının 80 adet (çözünürlük sınırına yakın) ile 600 adet arasında olduğunu; genişleme hızları 20 km s1'e ulaşabilir; tahmini yaşlar 2.5 ila 35 Myr'dir ve ilgili enerjiler 1050 ila 3.5 x 105Z erg arasında değişmektedir. İlgili nötr gaz miktarı 104 ila 106 güneş kütlesidir. ”
Büyük kitleler… Bazen… yok olan kitleler ?? Justyn R. Maund ve Stephen J. Smartt'ın 2009 araştırmasında açıkladığı gibi:
“Hubble Uzay Teleskobu ve İkizler Teleskobu'ndan görüntüler kullanarak, iki tip II süpernova (SNe) progenitörlerinin kaybolduğunu doğruladık ve onlarla ilişkili diğer yıldızların varlığını değerlendirdik. Bir M-süperdev yıldızı olan SN 2003gd projektörünün artık SN bölgesinde gözlenmediğini ve görüntü çıkarma tekniklerini kullanarak kendi parlaklığını belirlediğini bulduk. K-süperdevli bir yıldız olan SN 1993J'nin atası da artık mevcut değildir, ancak B-süper-ikili ikili arkadaşı hala gözlenmektedir. Progenitörlerin ortadan kaybolması, bu iki süpernova'nın kırmızı süperdevler tarafından üretildiğini doğrular. ”
Maund ve Smartt, SN 2003gd kaybolduktan sonra görüntülerin çekildiği ve progenitör yıldızın muhtemelen eksik olduğu ve patlama öncesi görüntülerden çıkarıldığı bir teknik kullandılar. SN konumunda kalan her şey gerçek progenitör yıldıza karşılık geldi. 2003gd İkizler gözlemleri, galaksinin progenitör yıldızının M-74 veya NGC 628 olarak bilinen bölgenin süpernova öncesi ve sonrası görüntülerini karşılaştıran Şekil 1'de gösterilmektedir.
Maund, “Bu, normal bir Tip IIP süpernova için kaybolduğu gösterilen ilk kırmızı süperdev öncüsü ve büyük yıldızların süpernova olarak patlaması için ölçeğin düşük kütle ucunda” dedi. “Sonunda, bir dizi yıldız evrim modelinin standart bir tahmininin doğru olduğunu teyit ediyor.”
Gelişen? Bahis edersin. Messier 74, yaşına rağmen büyümeye devam ediyor! A.S. olarak Gusev (vd) şunları belirtmiştir:
“NGC 628'de genç yıldız popülasyonunun gözlenen özelliklerinin yorumlanması, galaksideki 127 H-alfa bölgesinin yüksek çözünürlüklü UBVRI fotometri verilerinin yıldız sistemlerinin sentetik evrim modellerinin ayrıntılı ızgarası ile karşılaştırılması temelinde gerçekleştirilir. Evrim modellerinin ayrıntılı ızgarası, 2 rejim yıldız oluşumu (anlık patlama ve sabit bir yıldız oluşumu), tüm IMF (eğim ve üst kütle sınırı) ve yaşı (1 Myr ila 100 Myrs) içerir. Yıldız oluşturan bölgelerin kimyasal bolluğu, bağımsız gözlemlerden belirlenmiştir. Yıldız oluşturma bölgelerinde yaş, yıldız oluşumu rejimi, IMF parametreleri ve toz emilimini bulma probleminin çözümü, özel bir düzenleyici sapma işlevselliği yardımıyla üretilir. Kızarıklık tahminleri, bağımsız gözlemlerden türetilen bir kimyasal bolluk radyal gradyanına uygun olarak, yıldız oluşturan bölgelerin galaktosentrik mesafeleri ile ilişkilidir. Yıldız oluşum komplekslerinin yaşları da kimyasal bileşimin bir fonksiyonu olarak bir eğilim gösterir. ”
Öyleyse böyle büyük genç yıldız grupları takılmaya ve rahatlamaya nereye gidiyor? Belki… Sadece belki bir mahalle barı oluşturmaya çalışıyorlar. Galaktik bir bar, elbette! Ortak Astronomi Merkezi'nden M. S. Seigar'ın bir 2002 araştırmasında söylediği gibi:
“Spiral galaksinin Messier 74 (NGC 628) yer tabanlı I, J ve K bandı görüntülerini elde ettik. Bu galaksinin, hem CO emilimine yakın kızıl ötesi spektroskopisinden hem de CO emisyonunun milimetre altı görüntülemesinden bir dairesel yıldız oluşum halkasına sahip olduğu gösterilmiştir. Yıldız oluşumunun dairesel çekirdek halkalarının sadece bir çubuk potansiyelinin bir sonucu olarak var olduğuna inanılmaktadır. M 74'ün merkezinde zayıf bir oval bozulma olduğuna dair kanıt gösteriyoruz. Combes & Gerin'in (1985) sonuçlarını, bu zayıf oval potansiyelin M 74'te gözlenen yıldız oluşumunun dairesel halkalarından sorumlu olduğunu göstermek için kullanıyoruz. ”
Gözlem Tarihi:
Bu müthiş sarmal gökada ilk olarak 1780 Eylül sonunda Pierre Mechain tarafından keşfedildi ve 18 Ekim 1780'de Charles Messier tarafından dikkatlice yeniden izlendi ve kaydedildi.
“E80 Pisha yıldızı yakınında, yıldızsız Bulutsusu, 1780 Eylül sonunda M. Mechain tarafından görüldü ve şöyle bildiriyor:“ Bu bulutsu herhangi bir yıldız içermiyor; oldukça büyük, çok belirsiz ve gözlemlenmesi son derece zordur; iyi ve soğuk koşullarda daha kesin olarak tanınabilir ”. M. Messier onu aradı ve buldu, M. Mechain'in açıkladığı gibi: doğrudan Eta Piscium yıldızı ile karşılaştırıldı. ”
Üç yıl sonra, Sir William Herschel bir yıldız kümesi olduğuna inandığı şeyi çözmek için elinden geleni yapardı ve sonraki yıllarda kendi ekipmanı pahasına bile geri dönecekti.
“1799, 28 Aralık 40 feet teleskop. Ortada çok parlak, ama parlaklık çok küçük bir bölümle sınırlı ve yuvarlak değil; parlak orta hakkında önemli ölçüde hafif bir bulutsu vardır. Parlak kısım çözülebilir türden görünüyor, ama aynam yoğunlaştırılmış buharlar nedeniyle yaralandı. ”
Sir William'a kredi vermek için Messier 74'te görülen birçok doğum bölgesi kümesini çözen ilk kişi oldu ve gözlemlerinin sonuçları daha sonra kendi oğlu tarafından doğrulandı.
John Herschel, M74'in yapısında da beneklenmeyi görecekti, ancak Lord Rosse spiral yapıyı ilk seçen kişi oldu. Yine, gökbilimciler bu yoğuşmaların bireysel yıldız olduğuna inanıyorlardı - bir gözlem, Emil Dreyer'in sonunda Messier 74'ün de bir NGC nesnesi olduğu zamana kadar geçti.
Messier 74'ün yerini bulma:
M74 her zaman kolay bir nesne değildir ve karanlık gökyüzü ve biraz yıldız atlaması gerektirir. Alpha Arietis'e (Hamal) başlamayı deneyin ve Beta ile Beta arasında zihinsel bir çizgi yapın - sonra Eta Piscium'a geçin. Findercope'unuzu Eta'da ortalayın ve görünümü yaklaşık 1,5 derece kuzeydoğu yönünde kaydırın. İsterseniz bunu, normalde yaklaşık bir derece görüş alanı sağlayan geniş, düşük büyütmeli bir mercekle bakarken yapabilirsiniz.
Daha küçük bir teleskopta fark edeceğiniz ilk şey Messier 74’ün yıldız çekirdeğidir. Bu yüzden birçok kez gözlemci onu bulmakta zorluk çekiyor! İster inanın ister inanmayın, hareket bazen daha zayıf şeyleri tespit etmenize yardımcı olabilir, bu nedenle göz merceğini bulmak için iyi bir gözlemcinin “ticaretin hilesi” dir. Bu sarmal gökada düşük yüzey parlaklığı olduğundan, nispeten iyi gökyüzü gerektirir - bu nedenle birçok koşulda deneyin. Küçük bir teleskop çekirdek bölge çevresinde tozlu bir hale gösterirken, daha büyük diyafram spiral yapıyı ortaya çıkaracaktır. Bozulmamış gökyüzü koşullarında büyük dürbünler küçük bir soluk pusluluk yaratabilir!
Kendiniz inceleyin ... Ne keşfedebileceğinizi kim bilebilir!
Obje adı: Messier 74
Alternatif Adlandırmalar: M74, NGC 628
Nesne türü: Sc Sarmal Gökada
takımyıldız: Balık Burcu
Doğru Yükseliş: 01: 36.7 (s: d)
sapma: +15: 47 (derece: m)
Mesafe: 35000 (kat)
Görsel Parlaklık: 9.4 (mag)
Görünen Boyut: 10,2 × 9,5 (ark dak)
Space Magazine'de Messier Objeleri ve küresel kümeler hakkında birçok ilginç makale yazdık. İşte Tammy Plotner'ın Messier Nesnelerine Giriş, M1 - Yengeç Bulutsusu, Spot Işığını Gözlemleme - Messier 71'e Ne Olursa Olsun? Ve David Dickison’ın 2013 ve 2014 Messier Maratonları hakkındaki makaleleri.
Messier Kataloğumuzun tamamını incelediğinizden emin olun. Daha fazla bilgi için SEDS Messier Veritabanına göz atın.
Kaynaklar:
- NASA - Messier 74
- SEDS - Messier 74
- Messier Nesneleri - Messier 74: Phantom Galaxy
- Vikipedi - Messier 74
