ברוכים הבאים למסייר יום שני! היום, אנו ממשיכים במחווה שלנו לחברתנו היקרה, תמי פלוטנר, על ידי התבוננות בגלקסיה הספירלית המתקרבת המכונה Messier 90!
במהלך המאה ה-18, האסטרונום הצרפתי המפורסם שארל מסייה הבחין בנוכחותם של מספר 'עצמים ערפיליים' בזמן שסקר את שמי הלילה. במקור חשב שאובייקטים אלה הם שביטים, הוא החל לקטלג אותם כדי שאחרים לא יעשו את אותה טעות. כיום, הרשימה המתקבלת (הידועה בשם קטלוג מסייר ) כולל למעלה מ-100 אובייקטים והוא אחד הקטלוגים המשפיעים ביותר של אובייקטים בחלל עמוק.
אחד מהעצמים הללו הוא גלקסיית הספירלה הבינונית המכונה Messier 90, שנמצאת במרחק של כ-60 מיליון שנות אור ב- קבוצת הכוכבים בתולה - הפיכתו לחלק מה- אשכול בתולה . שלא כמו רוב הגלקסיות בקבוצה המקומית, מסייר 90 הוא אחד הבודדים שנמצאו מתקרבים לאט לשביל החלב (האחרים הם אנדרומדה וה משולש הגלקסיה ).
על מה אתה מסתכל:
בתור אחת הגלקסיות הספירליות הגדולות יותר בצביר בתולה, M90 נראה בתחילה כגלקסיה שעצרה את היווצרות הכוכבים. הצפיפות הנמוכה שלו וזרועותיו הספירליות הכרוכות בחוזקה מצביעות על יקום אי העומד לעבור מטמורפוזה. עם זאת, עמוק בלב, M90 פשוט עדיין לא גמור. כפי שאמר S. Rys (וחב'). מחקר 2007 :
'NGC4569 היא גלקסיה ספירלית בהירה (Sb) הממוקמת רק 0.5Mpc ממרכז צביר בתולה, הידועה בהתפרצות הכוכבים הקומפקטית שלה בליבה ויציאת ענק (8 kpc) של Ha הפולט גז בניצב לדיסק הגלקסיה. תצפיות רצף הרדיו הקוטביות האחרונות שלנו עם טלסקופ אפלסברג בתדרים של 4.85 גיגה-הרץ ו-8.35 גיגה-הרץ חושפות אונות ממוגנטות ענקיות, אפילו משתרעות למרחק של 24 ק'מ מהמישור הגלקטי. זו הפעם הראשונה שבה נצפו אונות רצף רדיו ענקיות כל כך בגלקסיה ספירלית של צביר. בניגוד לפליטת הרדיו, קרני הרנטגן אינן מציגות שלוחות גדולות דומות משני צידי הדיסק הגלקטי. עם זאת, פליטת קרני רנטגן חזקה יותר נראית קרוב לדיסק בחלקו המערבי, ומתאימה לפליטת הרדיו וה-Ha המשופרת שם. הרחבה היא רחבה, ולכן אופיינית יותר להתפרצות כוכבים רחבת היקף מאשר לחרוט יינון מקולימי יותר מ-AGN. הרכיב הרך פחות מורחב של קרני רנטגן נראה גם לכיוון ה-SW מהדיסק. בדיקת פליטת הרדיו מאונות הגלקסיה מצביעה על כך שאכן לא ניתן להפעיל את האונות על ידי AGN, אך הן נגרמות כנראה על ידי התפרצות כוכבים גרעינית וזרימות מסוג רוח-על שהתרחשו? לפני 30 מאי. זה נתמך על ידי הערכות של הלחץ המגנטי והקרני הקוסמי המשולב בתוך האונות מנתוני הרדיו שלנו. דורבן הא ופליטת קרני רנטגן רכה הקשורה בחלקה המערבי של הדיסק יכולים להיות דוגמה עדכנית לאירועים רבים כאלה בעבר.'
מסייר 90 ואשכול בתולה. קרדיט: ויקיסקי
אז מה עוד יכול להסביר את פעילות התפרצות הכוכבים בגלקסיה משתנה? נסה גז. כפי שציין ג'רי קני (וחב') בא מחקר 2004 :
'אחד המקרים המובהקים ביותר הוא גלקסיית בתולה בעלת נטייה גבוהה NGC 4522, שיש לה דיסק כוכבי רגיל אך דיסק גז קטום, והרבה גז חוץ מישורי ממש ליד רדיוס חיתוך הגז בדיסק. פליטת רצף רדיו חזקה בצורה יוצאת דופן HI, H ופליטות רדיו מתגלות כולם מהגז החוץ מישורי. רצף הרדיו מקוטב ux ואינדקס ספקטרלי מגיע לשיא בצד הנגדי לגז החוץ מישורי, דבר המצביע על לחץ מתמשך של ה-ICM. ארבע ספירלות קצה נוספות של בתולה חסרות HI מראות עדויות לגז ISM חוץ מישוריים או מפגינות אסימטריות בהתפלגות HI בדיסק, אך מכילות הרבה פחות HI חוץ מישורית מאשר NGC 4522. השוואה עם סימולציות עדכניות מעלה כי ההבדל הזה עשוי להיות אבולוציוני, עם צפיפות פני שטח גדולה של גז חוץ מישורי שנצפה רק בשלבים מוקדמים של אינטראקציה ICM-ISM. זרוע חריגה של אזורי HII, אולי חוץ מישוריים, יוצאת מקצה דיסק H קטום. זה דומה לזרועות הנראות בסימולציות שנוצרות על ידי ההשפעות המשולבות של לחץ הרוח בתוספת סיבוב. ערפיליות ממושכת ליד הציר המינורי, גם בצפון-מערב, מתפרשת כבועת זרימה מתפרצת החוצה המופרעת מלחץ הרוח של ICM.'
אז למה זה כל כך מרתק אותנו? אַסטרוֹנוֹם ביל קיל ניתן לטעון סיכם הכי טוב:
'העניין בגלקסיות התפרצות כוכבים נוצר כתוצאה מהתהייה כיצד חלק מהגלקסיות, ולעתים קרובות אזורים קטנים מאוד בגרעיניהן, מצליחים להמיר כל כך הרבה גז ביעילות לכוכבים בזמן קצר מאוד. לעתים קרובות יש הרבה גז מולקולרי לפי פליטת CO, כך שזו לא שאלה מתדלקת אלא חידת איסוף. איך כל כך הרבה גז מולקולרי יכול להצטבר בלי שכבר יצרו כוכבים בדרך (הנושא המקביל לחומר בקיע ידוע כבעיית התסיסה). הסטטיסטיקה של התפרצויות כוכבים עשויה להכיל רמז - התפרצויות כוכבים שכיחות יותר במערכות המתקשרות ומתמזגות מאשר בגלקסיות מבודדות יותר. אמנם זה לא אומר שיותר מהם מתרחשים באינטראקציות (פשוט בגלל שרק כ-10% מהגלקסיות נמצאות בזוגות קשורים), זה כן מצביע על כך שהרבה יותר קל להשיג את התנאים במהלך אינטראקציות ומיזוגים. מספר אינדיקטורים להיווצרות כוכבים מספרים כאן סיפורים דומים. רוב הספירלות בזוגות חוות עלייה ב-SFR בדרך כלל ב-30%, בעוד שכמה בודדות חוות עליות בסדר גודל. הפרץ מוגבל לעתים קרובות לכמה מאות פרסקים ליד הגרעין, אם כי התפרצויות רחבות הדיסק נפוצות. העדפה זו לגלקסיות מופרעות הובילה למגוון של ספקולציות על מה גורם לשיפורים (ובכך לפחות תורם להתפרצויות כוכבים).
'צפיפות האנרגיה הגבוהה, הן באור הכוכבים והן בקלט מכאני דרך רוחות כוכבים וסופרנובות, יכולה למעשה לנתק את ה-ISM מגלקסיות מתפרצות כוכבים. ה-ISM המחומם יכול להגדיר רוח גלובלית (או סופר), הניתנת לזיהוי בפליטת קו אופטי, אור כוכבים מפוזר וקרני רנטגן רכות (הבולטת ביותר מהממשק בקצה היציאה החרוטית בערך). רוב החומר הנמלט יכול להיות כל כך חם שאנחנו אפילו לא רואים אותו בקרני רנטגן, מתקרר רק בממשק עם ISM פחות מופרע. הרוח הזו עשויה להיות חשובה ביצירת גלקסיות מהסוג המוקדם, מכיוון שצריך לטאטא את הגז ממוצר מיזוג אם הוא ייגמר כאליפטי. נראה שמשהו כזה קרה מוקדם בהיסטוריה של צבירים וקבוצות, מכיוון שגז רנטגן תוך-צבירי מראה עקבות כימיות של עיבוד של כוכבים מסיביים.'
תמונה של Messier 90 שצולמה על ידי טלסקופ החלל האבל. קרדיטים: נאס'א, ESA, STScI ו-V. רובין (מכון קרנגי בוושינגטון), ד' מעוז (אוניברסיטת תל אביב/מצפה ווייז) וד. פישר (אוניברסיטת מרילנד)
היסטוריה של תצפית:
M90 היה אחד מ-7 חברים של צביר גלקסיית בתולה שהתגלה על ידי צ'רלס מסייה בליל ה-18 במרץ 1781. בהערותיו הוא כותב: 'ערפילית ללא כוכב, במזל בתולה: האור שלה חלש כמו הקודם, מס' 89 .'
עד שסר וויליאם הרשל הגיע לקטלוג מספר 90 של מסייר, הוא נהנה מלילה לאור ירח ולפחות לפי השיאים שיש לנו - לא חוזר שוב. למרבה המזל אדמירל סמית' נחלץ לעזרה!
'זהו אזור ערפילי נפלא, והחומר המפוזר תופס מקום נרחב, שבו כמה מהחפצים המשובחים ביותר של מסייר וההרשלים ייקלטו בקלות על ידי המתבונן החד בסמיכות יוצאת דופן. התרשים הבא מציג את הנטייה המקומית של השכנים המעורפלים העצומים מצפון [למעשה מדרום] ל-88 Messier; לפניהם מ', מס' 84 ואחריהם מ' 58, 89, 90 ו-91, באותו אזור; ובכך מתאר נקודה רק 2 מעלות 1/2 מצפון לדרום, ו-3 מעלות ממזרח למערב, כפי שהמיקרומטר מראה זאת. וזה יהיה נוח לזכור, שהמצב של קונגלומרט יוצא דופן של ערפיליות וצבירים כדוריים דחוסים שגודשים את הכנף והכתף השמאלית של הבתולה, מצוין היטב לעין בלתי מזוינת על ידי אפסילון, דלתא, גמא, אטה. , ובטא וירג'יניס היוצרים חצי עיגול ממזרח, בעוד צפונה מהכוכב הנזכר האחרון, בטא לאוניס מסמנת את הגבול הצפון-מערבי. בהתבסס על העיקרון ההרשליאני, ניתן להניח כי הדבר ביראת כבוד הוא החלק הדק או הרדוד ביותר של הרקיע שלנו; והמעבדה העצומה של מנגנון ההפרדה שבאמצעותו מבשילים דחיסה ובידוד, במהלך העידנים הבלתי נתפסים. הנושא, הדמיוני ככל שיהיה, הוא חגיגי ונשגב'.
איתור מסייר 90:
התחל עם הזיווג הבסיסי M84/M86 הממוקם כמעט בדיוק באמצע הדרך בין בטא לאוניס (דנבולה) לאפסילון וירג'יניס (Vindemiatrix). המפה שלמעלה מציגה מרחק לא קטן בין הגלקסיות, אך על ידי הפעלת תבנית 'רשת', אתה יכול לעלות על שדה הגלקסיה בתולה בקלות. ברגע שיש לך M84/M86 באופק, הזז שדה עינית אחד עם עוצמה נמוכה מזרחה וקופץ צפונה פחות משדה העינית עבור M87.
מיקומו של מסייר 90 (מסומן בצהוב) בקבוצת הכוכבים בתולה. קרדיט: IAU/Sky & Telescope
עכשיו אתם מבינים איך צ'רלס מסייה ניהל את דפוסי השמיים שלו! המשך צפונה עבור שדות עינית אחד או שניים ולאחר מכן הסט מזרחה באחת. זה אמור להביא אותך ל-M88. כעת העבר שדה אחד נוסף מזרחה וירד דרומה בין 1 ל-2 שדות עבור M89. הקפיצה הבאה שלך היא גם שדה עינית מזרחה ואז 1 צפונה עבור M90. בעינית, M90 יופיע כערבך עגול קלוש מאוד, זה מאוד אחיד במראה. מכיוון ש-M90 מתקרב לעוצמה של 10, זה ידרוש לילה חשוך.
מהנשגב למגוחך... מגלקסיה אחת לשנייה בשדה עשיר. תהנה במסע בתולה שלך!
שם אובייקט: מסייר 90
כינויים חלופיים: M90, NGC 4569
סוג אובייקט: גלקסיה ספירלית מסוג Sb Barred
קבוצת כוכבים: בתולה
עליית ימין: 12: 36.8 (שעות:דק')
דחיה: +13: 10 (מעלות: מ')
מֶרְחָק: 60000 (קליע)
בהירות חזותית: 9.5 (מג)
מימד לכאורה: 9.5×4.5 (דקת קשת)
כתבנו מאמרים מעניינים רבים על Messier Objects ו צבירים כדוריים כאן ביקום היום. הנה של תמי פלוטנר מבוא לאובייקטים המסייר , M1 - ערפילית הסרטנים , התבוננות בזרקור - מה קרה למסייר 71? , והמאמרים של דיוויד דיקסון בנושא 2013 ו 2014 מרתוני מסייר.
הקפד לבדוק את המלא שלנו קטלוג מסייר . ולמידע נוסף, בדוק את מסד הנתונים של SEDS Messier .
מקורות: