Messier Pazartesi'ye tekrar hoş geldiniz! Bugün, Messier 90 olarak bilinen yaklaşan sarmal gökadaya bakarak sevgili dostumuz Tammy Plotner'a olan övgülerimize devam ediyoruz!
18. yüzyılda 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, Başak takımyıldızında yaklaşık 60 milyon ışıkyılı uzaklıkta bulunan ve Başak Kümesi'nin bir parçası haline getiren Messier 90 olarak bilinen ara sarmal gökadadır. Yerel gruptaki çoğu gökadadan farklı olarak Messier 90, Samanyolu'na (diğerleri Andromeda ve Üçgen gökadasıdır) yavaşça yaklaştığı tespit edilen az sayıdaki kişiden biridir.
Neye Bakıyorsunuz:
Başak Kümesi'ndeki daha büyük sarmal gökadalardan biri olan M90, başlangıçta yıldız oluşumunu durduran bir gökada gibi görünüyordu. Düşük yoğunluklu ve sıkıca sarılmış spiral kolları, bir ada evrenine başkalaşım geçirmeye işaret ediyor. Ancak, kalbinin derinliklerinde, M90 henüz bitmedi. S. Rys ve arkadaşlarının 2007 çalışmasında söylediği gibi:
“NGC4569, Başak Kümesi merkezinden sadece 0.5Mpc'de bulunan, çekirdekteki kompakt yıldız patlaması ve gökada diskine dik Ha devasa bir gaz (8 kpc) çıkışı ile bilinen parlak bir sarmal (Sb) galaksidir. Effelsberg teleskopu ile 4.85 GHz ve 8.35 GHz'de yapılan son polarimetrik radyo süreklilik gözlemlerimiz, galaktik düzlemden 24 kpc bile uzatan büyük mıknatıslanmış lobları ortaya koyuyor. Küme sarmal gökadasında bu kadar büyük radyo sürekli lobları ilk kez gözlenir. Radyo emisyonunun aksine, X-ışınları galaktik diskin her iki tarafında benzer şekilde büyük uzantılar göstermez. Bununla birlikte, batı kısmındaki diskin yakınında daha güçlü X-ışını emisyonu görülür ve buradaki geliştirilmiş radyo ve Ha emisyonuna karşılık gelir. Uzatma geniştir, bu nedenle bir AGN'den daha kollektif iyonizasyon konisine kıyasla daha geniş bir yıldız patlaması için daha tipiktir. Daha az genişletilmiş X-ışını yumuşak bileşeni, diskten SW yönü tarafından da görülebilir. Galaksi loblarından radyo emisyonunun incelenmesi, loblara AGN tarafından güç verilemediğini, ancak meydana gelen bir nükleer yıldız patlaması ve süper rüzgar tipi çıkışlardan kaynaklandığını gösteriyor? 30 ay önce. Bu, radyo verilerimizden loblar içindeki birleşik manyetik ve kozmik ışın basıncı tahminleri ile desteklenmektedir. Diskin batı kısmındaki Ha spur ve ilişkili yumuşak X-ışını emisyonu, geçmişte bu kadar çok sayıda olayın yeni bir örneği olabilir. ”
Peki, değişen bir galaksideki yıldız patlaması aktivitesini başka ne açıklayabilir? Gazı deneyin. 2004 yılında yapılan bir çalışmada Jerry Kenney ve arkadaşlarının belirttiği gibi:
“En açık durumlardan biri, normal bir yıldız diski ancak kesilmiş bir gaz diski ve diskteki gaz kesme yarıçapının hemen yanında çok sayıda ekstra düzlemsel gaz bulunan yüksek eğimli Başak gökada NGC 4522. Olağandışı kuvvetli HI, H ve radyo sürekli emisyonlarının tümü, düzlem dışı gazdan tespit edilir. Radyo devamlılığı, düzlem dışı gazın karşısındaki tarafta polarize edilmiş ux ve spektral indeks piki, ICM tarafından devam eden basınç olduğunu gösterir. Diğer dört HI eksik kenar Başak spiralleri, düzlemsel ISM gazının kanıtlarını gösterir veya disk HI dağılımlarında asimetriler gösterir, ancak NGC 4522'den çok daha az düzlem dışı HI içerir. ICM-ISM etkileşiminin sadece erken evrelerinde gözlenen ekstra düzlemsel gazın HII bölgelerinin anormal bir kolu, muhtemelen ekstra düzlemsel, kesilmiş bir H diskin kenarından ortaya çıkar. Bu, rüzgar basıncı artı dönüşün kombine etkileri tarafından oluşturulan simülasyonlarda görülen kolları andırıyor. NW'de de küçük eksen yakınındaki genişletilmiş bir bulutsu, ICM rüzgar basıncından rahatsız olan bir yıldız patlaması akış kabarcığı olarak yorumlanır. ”
Peki neden bizi bu kadar büyülüyor? Gökbilimci Bill Keel tartışmalı olarak en iyi şekilde özetledi:
“Yıldız patlaması gökadalarına olan ilgi, bazı galaksilerin ve genellikle çekirdeklerindeki çok küçük bölgelerin, çok fazla gazı çok kısa sürede etkili bir şekilde yıldızlara dönüştürmeyi başardıklarını merak ederek sağlandı. Çoğunlukla CO emisyonundan değerlendirildiği gibi bol miktarda moleküler gaz vardır, bu yüzden bir toplama bulmacası kadar akıcı bir soru değildir. Halihazırda yıldızları bükmeden çok fazla moleküler gaz nasıl toplanabilir (parçalanabilir malzeme için benzer sorun, fizzle sorunu olarak bilinir). Yıldız patlamaları istatistikleri bir ipucuna sahip olabilir - yıldız patlamaları etkileşim ve birleştirme sistemlerinde daha fazla izole gökadalardan daha yaygındır. Bu, etkileşimlerde daha fazla meydana geldiği anlamına gelmese de (sadece gökadaların yaklaşık% 10'unun bağlı çiftlerde olması nedeniyle), etkileşimler ve birleşmeler sırasında koşulların elde edilmesinin çok daha kolay olduğunu düşündürmektedir. Yıldız oluşumunun bazı göstergeleri burada benzer hikayeler anlatıyor. Çiftlerdeki spirallerin çoğu, tipik olarak% 30 oranında SFR'de bir artış yaşarken, birkaç deneyim büyüklük derecesinde bir artış yaşar. Disk çapında patlamalar yaygın olmasına rağmen, patlama genellikle çekirdeğin yakınındaki birkaç yüz parsek ile sınırlıdır. Rahatsız edilmiş gökadalar için bu tercih, geliştirmelere neyin neden olduğu konusunda bir dizi spekülasyona yol açtı (ve en azından yıldız patlamasına katkıda bulundu). ”
“Hem yıldız ışığı hem de yıldız rüzgarları ve süpernovalar yoluyla mekanik girdideki yüksek enerji yoğunlukları aslında ISM'yi yıldız patlaması galaksilerinden ayırabilir. Isıtmalı ISM, optik hat emisyonunda, dağınık yıldız ışığında ve yumuşak X-ışınlarında (en belirgin şekilde kabaca konik çıkışın kenarındaki arayüzden) tespit edilebilen küresel (veya süper) bir rüzgar kurabilir. Kaçan maddenin çoğu o kadar sıcak olabilir ki, X-ışınlarında bile göremeyiz, sadece daha az rahatsız olan ISM ile arayüzde soğutulur. Bu rüzgar erken tip galaksilerin oluşmasında önemli olabilir, çünkü eliptik olarak sonuçlanacaksa, birleşme ürününden çıkan gazı süpürmek zorundadır. Böyle bir şey kümeler ve gruplar tarihinde erken gerçekleşmiş gibi görünüyor, çünkü karmaşık X-ışını gazı büyük yıldızlar tarafından işlendiğine dair kimyasal izler gösteriyor. ”
Gözlem Tarihi:
M90, 18 Mart 1781 gecesi Charles Messier tarafından keşfedilen Başak Gökada kümesinin 7 üyesinden biriydi. Notlarında şöyle yazıyor: “Yıldızsız Bulutsusu, Başak'ta: ışığı öncekiler kadar hafif, No. 89 .”
Sir William Herschel Messier’in 90 numaralı kataloğuna ulaştığında, mehtaplı bir gecenin tadını çıkarıyor ve - en azından hangi kayıtlarımızla - bir daha asla geri dönmüyor. Neyse ki Amiral Smyth kurtarmaya geldi!
“Bu harika bir bulutsu bölge ve dağınık madde, Messier ve Herschels'in en iyi nesnelerinin birkaçının keskin gözlemci tarafından olağanüstü bir yakınlıkta toplanacağı geniş bir alanı kaplıyor. Aşağıdaki şema 88 Messier'in kuzeyindeki [aslında güney] muazzam belirsiz komşularının yerel yerleşimini göstermektedir; bunların öncesinde aynı bölgede M., No. 84 ve onu izleyen M. 58, 89, 90 ve 91; böylece mikrometrenin gösterdiği gibi kuzeyden güneye sadece 2 derece 1/2 ve doğudan batıya 3 derece bir noktayı tarif eder. Bakirenin sol kanadını ve omzunu kalabalık olan olağanüstü bulutsular ve sıkıştırılmış küresel kümelerin durumunun, Epsilon, Delta, Gamma, Eta tarafından uygulanan çıplak göze dikkat çektiğini akılda tutmak uygun olacaktır. ve Beta Virginis doğuda yarı daire oluştururken, son bahsedilen yıldızın kuzeyi nedeniyle Beta Leonis kuzeybatı sınırını işaret ediyor. Herschelian prensibine dayanarak, bu, saygıyla, silahlanmamızın en ince veya en sığ kısmı olarak kabul edilebilir; ve sıkıştırılmamış çağlar boyunca sıkıştırma ve yalıtımın olgunlaştığı ayırma mekanizmasının geniş laboratuvarı. Her ne kadar yaratıcı olsa da, tema ciddi ve yüce. ”
Messier 90'ı Bulma:
Beta Leonis (Denebola) ve Epsilon Virginis (Vindemiatrix) arasında neredeyse tam ortada bulunan M84 / M86 temel eşleştirmesi ile başlayın. Yukarıdaki harita galaksiler arasında oldukça mesafe olduğunu gösteriyor, ancak bir “ızgara” deseni çalıştırarak, Başak gökada alanını kolaylıkla başlatabilirsiniz. Görünürde M84 / M86 olduğunda, bir düşük güçlü mercek alanını doğuya hareket ettirin ve M87 için kuzeyden ve mercek alanını atlayın.
Artık Charles Messier'in gökyüzü desenlerini nasıl koştuğunu anlıyorsunuz! 1 veya iki mercek alanı için kuzeye devam edin ve ardından doğuya bir tane kaydırın. Bu sizi M88'e getirmelidir. Şimdi M89 için bir alan daha doğuya kaydırın ve güneyi 1-2 alan arasına bırakın. Bir sonraki atlayışınız M90 için doğuda ve sonra da kuzeyde bir mercek alanıdır. Mercekte, M90 çok soluk bir pus olarak görünecek, görünüşte bile. M90 büyüklüğü 10'a yaklaştığı için karanlık bir gece gerekecektir.
Yüce olandan saçma olana… zengin bir alanda bir galaksiden diğerine. Başak Görevinizin tadını çıkarın!
Obje adı: Messier 90
Alternatif Adlandırmalar: M90, NGC 4569
Nesne türü: Tip Sb Çubuklu Sarmal Gökada
takımyıldız: Başak
Doğru Yükseliş: 12: 36.8 (s: d)
sapma: +13: 10 (derece: m)
Mesafe: 60000 (kat)
Görsel Parlaklık: 9.5 (mag)
Görünen Boyut: 9,5 × 4,5 (ark min)
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 Oldu? ”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 90
- SEDS - Messier 90
- Vikipedi - Messier 90
- Messier Nesneleri - Messier 90
