MESSIER 74 - DIE NGC 628 SPIRAL GALAXY

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Willkommen zurück am Messier Montag! Heute setzen wir unsere Hommage an unsere liebe Freundin Tammy Plotner fort, indem wir uns die „Phantom Galaxy“ ansehen, die als Messier 74 bekannt ist!

Während des 18. Jahrhunderts bemerkte der berühmte französische Astronom Charles Messier beim Betrachten des Nachthimmels das Vorhandensein mehrerer „nebulöser Objekte“. Ursprünglich verwechselte er diese Objekte mit Kometen und begann sie zu katalogisieren, damit andere nicht denselben Fehler machten. Heute enthält die resultierende Liste (bekannt als Messier-Katalog) über 100 Objekte und ist einer der einflussreichsten Kataloge von Deep Space-Objekten.

Eines dieser Objekte ist die Spiralgalaxie Messier 74 (auch bekannt als Phantomgalaxie), die Beobachtern von der Erde aus direkt erscheint. Diese Galaxie befindet sich etwa 30 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt in Richtung der Fischkonstellation. Sie hat einen Durchmesser von etwa 95.000 Lichtjahren (fast so groß wie die Milchstraße) und beherbergt etwa 100 Milliarden Sterne.

Beschreibung:

Diese wunderschöne Galaxie ist ein Prototyp einer großartigen Sc-Galaxie und gehört zu den ersten von Lord Rosse anerkannten „Spiralnebeln“. Es liegt etwa 30 bis 40 Millionen Lichtjahre von uns entfernt und rutscht mit einer Geschwindigkeit von 793 Kilometern pro Sekunde langsam noch weiter weg. Seine Schönheit erstreckt sich über ungefähr 95.000 Lichtjahre, ungefähr so groß wie unsere Milchstraße, und seine Spiralarme erstrecken sich über 1000 Lichtjahre.

In diesen Armen befinden sich Ansammlungen von blauen jungen Sternen und rosafarbenen diffusen gasförmigen Nebeln, die als H II -Regionen bezeichnet werden und in denen Sternentstehung stattfindet. Warum so eine großartige Schönheit? Wahrscheinlich sind es die Dichtewellen, die sich um die Gasscheibe von M74 ziehen und wahrscheinlich durch die Wechselwirkung der Gravitation mit benachbarten Galaxien induziert werden. Wie B. Kevin Edgar erklärte:

„Es wird eine numerische Methode beschrieben, die speziell entwickelt wurde, um die Dynamik einer infinitesimal dieser differentiell rotierenden Gasscheibe zu behandeln. Die Methode basiert auf der Piecewise Parabolic Method (PPM), einer Erweiterung höherer Ordnung der Godunov-Methode. Gravitationskräfte, die eine lineare Spiraldichtewelle in der Sternkomponente einer Galaxie darstellen, sind enthalten. Die Berechnung ist Eulersch und wird in einem gleichmäßig rotierenden Referenzrahmen unter Verwendung ebener Polarkoordinaten durchgeführt. Die Gleichungen sind in einer exakten Störungsform formuliert, um alle großen, entgegengesetzten Terme, die den Kraftausgleich im ungestörten, achsensymmetrischen Zustand darstellen, explizit zu eliminieren und so die genaue Berechnung kleiner Störungen zu ermöglichen. Die Methode eignet sich ideal zur Untersuchung der Gasreaktion auf eine Spiraldichtewelle in einer Scheibengalaxie. Ein zweidimensionales hydrodynamisches Serienmodell wird berechnet, um die Gravitationsantwort einer gleichmäßigen, isothermen, masselosen Gasscheibe auf eine auferlegte spiralförmige Gravitationsstörung zu testen. Die Parameter, die die Massenverteilung, die Rotationseigenschaften und die Spiralwelle beschreiben, basieren auf der Galaxie NGC 628. Die Lösungen weisen Schocks innerhalb und außerhalb der Co-Rotation auf, wodurch der Bereich um die Co-Rotation erschöpft wird. Die Geschwindigkeit, mit der dieser Bereich abgereichert wird, hängt stark von der Stärke der auferlegten Spiralstörung ab. Mögliche Störungen von 10% größer führen zu großen radialen Zuflüssen. Die Zeit, die das Gas benötigt, um in solchen Modellen auf die innere Linblad-Resonanz zu fallen, ist nur ein kleiner Bruchteil der Hubble-Zeit. Die implizite schnelle Entwicklung legt nahe, dass, wenn Galaxien mit so großen Störungen existieren, entweder Gas von außerhalb der Galaxie nachgefüllt werden muss oder die Störungen vorübergehend sein müssen. Innerhalb der Ko-Rotation mit dem Spiralmuster erhöht der Verlust des Drehimpulses durch das Gas den Drehimpuls der Sterne und verringert die Wellenamplitude. “

Was versteckt sich sonst noch darin? Dann schauen Sie mit Röntgenaugen. Wie Roberto Soria (et al.) In ihrer Studie von 2002 anzeigte:

„Die Face-On-Spiralgalaxie M74 (NGC 628) wurde am 2. Februar 2002 von XMM-Newton beobachtet. Insgesamt befinden sich 21 Quellen in den inneren 5 'des Kerns (nach Ablehnung einiger Quellen, die mit Vordergrundsternen assoziiert sind). . Härteverhältnisse legen nahe, dass etwa die Hälfte von ihnen zur Galaxie gehört. Das höhere Leuchtkraftende der Leuchtkraftfunktion wird durch ein Potenzgesetz der Steigung -0,8 angepasst. Dies kann in Analogie zu den Verteilungen in Scheiben anderer Galaxien vom späten Typ als Beweis für die fortschreitende Sternentstehung interpretiert werden. Ein Vergleich mit früheren Chandra-Beobachtungen zeigt einen neuen ultraluminösen Röntgentransienten (LX ~ 1,5 × 1039 ergs s-1 im 0,3-8 keV-Band) etwa 4 'nördlich des Kerns. Wir finden eine weitere helle transiente Quelle (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) etwa 5 'nordwestlich des Kerns. Die UV- und Röntgen-Gegenstücke von SN 2002ap finden sich auch in dieser XMM-Newton-Beobachtung; Das Härteverhältnis des Röntgengegenstücks legt nahe, dass die Emission von der schockierten zirkumstellaren Materie stammt. “

Im Fall von Messier 74 ist nichts schockierend - einschließlich der Spiraldichtewellen. Wie Sakhibov und Smirnov in einer Studie von 2004 erklärten:

„Es wird gezeigt, dass das radiale Profil der Sternentstehungsrate (SFR) in der Galaxie NGC 628 durch eine Welle mit Spiraldichte moduliert wird. Das radiale Profil der Geschwindigkeit des Gaseinstroms in den Spiralarm ist ähnlich der radialen Verteilung der Oberflächendichte des SFR. Die Position der Korotationsresonanz wird zusammen mit anderen Parametern der Spiraldichtewelle über eine Fourier-Analyse der Azimutverteilung der beobachteten Radialgeschwindigkeiten in ringförmigen Zonen der Scheibe von NGC 628 bestimmt. Das radiale Profil der Oberflächendichte der SFR wird unter Verwendung der empirischen SFR-linearen Größenbeziehung für Sternentstehungskomplexe (riesige HII-Regionen) und Messungen der Koordinaten, H-Alpha-Flüsse und der Größen von HII-Regionen in NGC 628 bestimmt. “

Wir sprechen über gigantische Sternentstehungsregionen, nicht wahr? Und wo sich Sterne bilden…. Sterne sterben. Wie in der Supernova! Wie Elias Brinks (et al.) Angab:

„Die Bildung massereicher Sterne, normalerweise in (Super-) Sternhaufen, ihre schnelle Entwicklung und ihr anschließender Untergang als Supernovae haben einen großen Einfluss auf ihre unmittelbare Umgebung. Die kombinierte Wirkung von Sternwinden und Supernovae, die schnell hintereinander und innerhalb eines kleinen Volumens abfällt, erzeugt expandierende koronale Gasblasen innerhalb des neutralen interstellaren Mediums (ISM) in spiralförmigen und (zwergartigen) unregelmäßigen Galaxien. Diese expandierenden Schalen fegen wiederum neutrales Gas auf und komprimieren es, was zur Bildung von Molekülwolken und zum Einsetzen der sekundären oder induzierten Sternentstehung führen kann. Sternentstehungsgebiete stören ihre umgebende ISM, so dass für eine „aktivere“ Galaxie in Bezug auf die Sternentstehung eine inhomogenere ISM erwartet wird. Die Sternentstehungsrate in NGC 628 ist viermal höher als in NGC 3184 und doppelt so hoch wie in NGC 6946, was die größere Anzahl von HI-Löchern in dieser Galaxie erklären könnte. Wir stellen fest, dass die Größen der HI-Löcher von 80 pc (nahe der Auflösungsgrenze) bis 600 pc reichen; die Expansionsgeschwindigkeiten können 20 km s1 erreichen; Das geschätzte Alter beträgt 2,5 bis 35 Myr und die beteiligten Energien reichen von 1050 bis 3,5 x 105Z Erg. Die Menge an neutralem Gas liegt in der Größenordnung von 104 bis 106 Sonnenmassen. “

Riesige Massen ... Massen, die manchmal ... verschwinden? Wie Justyn R. Maund und Stephen J. Smartt in einer Studie von 2009 erklärten:

„Mit Bildern vom Hubble-Weltraumteleskop und vom Gemini-Teleskop haben wir das Verschwinden der Vorläufer von zwei Typ-II-Supernovae (SNe) bestätigt und das Vorhandensein anderer damit verbundener Sterne bewertet. Wir fanden heraus, dass der Vorläufer von SN 2003gd, einem M-Überriesenstern, am SN-Ort nicht mehr beobachtet wird, und bestimmten seine intrinsische Helligkeit mithilfe von Bildsubtraktionstechniken. Der Vorläufer von SN 1993J, einem K-Überriesenstern, ist ebenfalls nicht mehr vorhanden, aber sein B-Überriesen-Binärbegleiter wird immer noch beobachtet. Das Verschwinden der Vorläufer bestätigt, dass diese beiden Supernovae von roten Überriesen produziert wurden. “

Maund und Smartt verwendeten eine Technik, bei der Bilder aufgenommen wurden, nachdem SN 2003gd verblasst war und der Vorläufer-Stern vermutlich fehlte, und von den Bildern vor der Explosion abgezogen wurden. Alles, was an der SN-Position übrig blieb, entsprach dem echten Vorläufer-Stern. Die Gemini-Beobachtungen von 2003gd sind in Abbildung 1 dargestellt, in der Ansichten vor und nach der Supernova der als M-74 oder NGC 628 bekannten Region des Vorläufer-Sterns der Galaxie verglichen werden.

"Dies ist der erste rote Überriesen-Vorläufer für eine normale Typ-IIP-Supernova, von der gezeigt wurde, dass sie verschwunden ist, und sie befindet sich am Ende der Skala mit geringer Masse, damit massive Sterne als Supernovae explodieren", sagte Maund. "Damit wird endlich bestätigt, dass eine Standardvorhersage einer Reihe von Sternentwicklungsmodellen korrekt ist."

Sich weiterentwickeln? Darauf kannst du wetten'. Messier 74 wächst trotz seines Alters weiter heran! Als A.S. Gusev (et al.) Gab an:

„Die Interpretation der beobachteten Eigenschaften der jungen Sternpopulation in NGC 628 erfolgt auf der Grundlage des Vergleichs der hochauflösenden UBVRI-Photometriedaten von 127 H-Alpha-Regionen in der Galaxie mit dem detaillierten Gitter der synthetischen Evolutionsmodelle von Sternsystemen. Das detaillierte Raster der Evolutionsmodelle umfasst 2 Regime der Sternentstehung (sofortiger Ausbruch und konstante Sternentstehung), den gesamten Bereich des IWF (Steigung und eine obere Massengrenze) und das Alter (von 1 Myr bis 100 Myrs). Die chemische Häufigkeit der sternbildenden Regionen wurde aus den unabhängigen Beobachtungen bestimmt. Die Lösung des umgekehrten Problems der Ermittlung des Alters, des Sternentstehungsregimes, der IWF-Parameter und der Staubabsorption in den Sternentstehungsgebieten wird mit Hilfe einer speziellen Regularisierungsabweichungsfunktion hergestellt. Schätzungen zur Rötung korrelieren mit galaktozentrischen Abständen sternbildender Regionen in Übereinstimmung mit einem radialen Gradienten der chemischen Häufigkeit, der aus unabhängigen Beobachtungen abgeleitet wurde. Das Alter der Sternentstehungskomplexe zeigt auch einen Trend in Abhängigkeit von der chemischen Zusammensetzung. “

Wo genau gehen so große Gruppen junger Stars hin, um sich zu entspannen? Vielleicht ... Nur vielleicht versuchen sie, eine Nachbarschaftsbar zu gründen. Eine galaktische Bar natürlich! Wie M. S. Seigar vom Joint Astronomy Center in einer Studie von 2002 sagte:

„Wir haben bodengestützte I-, J- und K-Bandbilder der Spiralgalaxie Messier 74 (NGC 628) erhalten. Es wurde gezeigt, dass diese Galaxie einen zirkumnuklearen Ring der Sternentstehung besitzt, sowohl aus der Nahinfrarotspektroskopie der CO-Absorption als auch aus der Submillimeter-Abbildung der CO-Emission. Es wird angenommen, dass zirkumnukleare Ringe der Sternentstehung nur aufgrund eines Stabpotentials existieren. Wir zeigen Hinweise auf eine schwache ovale Verzerrung im Zentrum von M 74. Wir verwenden die Ergebnisse von Combes & Gerin (1985), um darauf hinzuweisen, dass dieses schwache ovale Potential für den in M 74 beobachteten zirkumnuklearen Ring der Sternentstehung verantwortlich ist. “

Beobachtungsgeschichte:

Diese beeindruckende Spiralgalaxie wurde ursprünglich Ende September 1780 von Pierre Mechain entdeckt und am 18. Oktober 1780 von Charles Messier pflichtbewusst erneut beobachtet und protokolliert.

"Nebel ohne Sterne, in der Nähe des Sterns Eta Piscium, gesehen von M. Mechain Ende September 1780, und er berichtet:" Dieser Nebel enthält keine Sterne; es ist ziemlich groß, sehr dunkel und äußerst schwer zu beobachten; man kann es unter feinen, frostigen Bedingungen sicherer erkennen “. M. Messier hat danach gesucht und gefunden, wie M. Mechain es beschreibt: Es wurde direkt mit dem Stern Eta Piscium verglichen. “

Drei Jahre später würde Sir William Herschel sein Bestes geben, um zu versuchen, das zu lösen, was er für einen Sternhaufen hielt - und in den folgenden Jahren zurückkehren, selbst auf Kosten seiner eigenen Ausrüstung.

1799, 28. Dezember, 40-Fuß-Teleskop. Sehr hell in der Mitte, aber die Helligkeit beschränkt sich auf einen sehr kleinen Teil und ist nicht rund; Über der hellen Mitte befindet sich in erheblichem Maße ein sehr schwacher Nebel. Der helle Teil scheint auflösbar zu sein, aber mein Spiegel wurde durch kondensierte Dämpfe verletzt. “

Um Sir William Ehre zu machen, war er der erste, der einige der vielen Klumpen von Sternengeburtsregionen auflöste, die in Messier 74 zu sehen waren, und die Ergebnisse seiner Beobachtungen wurden später von seinem eigenen Sohn bestätigt.

John Herschel würde auch Flecken in der Struktur von M74 sehen, doch Lord Rosse war der erste, der die Spiralstruktur herausfand. Zu der Zeit glaubten die Astronomen erneut, diese Kondensationen seien einzelne Sterne - eine Beobachtung, die bis zu Emil Dreyers Zeit reichte, als Messier 74 schließlich auch ein NGC-Objekt wurde.

Messier 74 finden:

M74 ist nicht immer ein einfaches Objekt und erfordert dunklen Himmel und etwas Starhopping. Versuchen Sie, bei Alpha Arietis (Hamal) zu beginnen und eine mentale Linie zwischen ihm und Beta zu ziehen - dann weiter zu Eta Piscium. Zentrieren Sie Ihr Sucherfernrohr auf Eta und verschieben Sie den Blick um 1,5 Grad nach Nordosten. Wenn Sie es vorziehen, können Sie dies tun, während Sie durch ein Okular mit großer Vergrößerung und großer Vergrößerung schauen - das normalerweise ein Sichtfeld von etwa einem Grad liefert.

In einem kleineren Teleskop werden Sie als erstes den Sternkern von Messier 74 bemerken. Aus diesem Grund haben Beobachter oft Schwierigkeiten, es zu finden! Ob Sie es glauben oder nicht, Bewegung kann Ihnen manchmal helfen, schwächere Dinge zu erkennen. Die Verwendung des Okulars zum Auffinden ist daher der „Trick des Handels“ eines guten Beobachters. Da diese Spiralgalaxie eine geringe Oberflächenhelligkeit aufweist, ist ein relativ guter Himmel erforderlich. Versuchen Sie es also unter vielen Bedingungen. Ein kleines Teleskop zeigt einen staubigen Lichthof um den Kernbereich, während eine größere Öffnung die Spiralstruktur sichtbar macht. Große Ferngläser unter unberührten Himmelsbedingungen können einen kleinen schwachen Dunst erkennen!

Studieren Sie es selbst ... Wer weiß, was Sie entdecken könnten!

Objektname: Messier 74
Alternative Bezeichnungen: M74, NGC 628
Objekttyp: Sc Spiral Galaxy
Konstellation: Fische
Richtiger Aufstieg: 01: 36,7 (h: m)
Deklination: +15: 47 (Grad: m)
Entfernung: 35000 (kly)
Visuelle Helligkeit: 9,4 (mag)
Scheinbare Dimension: 10,2 × 9,5 (Bogenminute)

Wir haben hier im Space Magazine viele interessante Artikel über Messier-Objekte und Kugelsternhaufen geschrieben. Hier ist Tammy Plotners Einführung in die Messier-Objekte, M1 - Der Krebsnebel, Beobachtung des Scheinwerfers - Was auch immer mit Messier 71 passiert ist? Und David Dickisons Artikel zu den Messier-Marathons 2013 und 2014.

Schauen Sie sich unbedingt unseren vollständigen Messier-Katalog an. Weitere Informationen finden Sie in der SEDS Messier-Datenbank.

Quellen: