MESSIER 64 - THIêN Hà MẮT ĐEN

Send

Chào mừng trở lại với Thứ Hai Messier! Hôm nay, chúng tôi tiếp tục tưởng nhớ người bạn thân của mình, Tammy Plotner, bằng cách nhìn vào khách hàng của Evil Evil, được biết đến với cái tên Messier 64 - aka. Con mắt đen của Galaxy

Vào thế kỷ 18, trong khi tìm kiếm bầu trời đêm để tìm sao chổi, nhà thiên văn học người Pháp Charles Messier đã chú ý đến sự hiện diện của các vật thể khuếch tán cố định mà ban đầu ông nhầm là sao chổi. Trong thời gian, anh sẽ đến để lập một danh sách khoảng 100 vật thể này, với hy vọng ngăn chặn các nhà thiên văn học khác mắc lỗi tương tự. Danh sách này - được gọi là Danh mục Messier - sẽ trở thành một trong những danh mục có ảnh hưởng nhất của Deep Sky Object.

Một trong những vật thể này được biết đến với cái tên Messier 64, còn được biết đến với tên gọi là Mắt đen của Hồi hay Mắt Evil Galaxy Galaxy. Nằm trong chòm sao Coma Berenices, cách Trái đất khoảng 24 triệu năm ánh sáng, thiên hà xoắn ốc này nổi tiếng với dải bụi hấp thụ tối nằm trước thiên hà hạt nhân sáng (so với Trái đất). Messier 64 nổi tiếng trong giới thiên văn nghiệp dư vì nó có thể thấy rõ với các kính thiên văn nhỏ.

Sự miêu tả:

Nằm cách thiên hà nhà chúng ta khoảng 19 triệu năm ánh sáng, Người đẹp ngủ trong rừng trải dài khắp không gian với diện tích gần 40.000 năm ánh sáng, quay xung quanh với tốc độ 300 km mỗi giây. Hướng tới cốt lõi của nó là một đĩa quay ngược chiều rộng khoảng 4.000 năm ánh sáng và ma sát giữa hai thứ này rất có thể là yếu tố góp phần vào lượng lớn hoạt động của sao và làn bụi tối đặc biệt.

Bản thân các ngôi sao dường như đang hình thành thành hai đợt, đầu tiên phát triển bên ngoài theo độ dốc mật độ nơi vật chất liên sao dồi dào đang chờ đợi, và sau đó phát triển chậm. Khi vật chất từ các ngôi sao trưởng thành bắt đầu bị đẩy lùi bởi gió sao, siêu tân tinh và tinh vân hành tinh, một lượng vật chất liên sao tăng lên một lần nữa bị nén lại, bắt đầu quá trình hình thành sao một lần nữa. Làn sóng thứ hai này có thể được thể hiện bằng làn đường bụi tối, che khuất mà chúng ta thấy.

Nhưng, M64 không có sự chia sẻ hỗn loạn. Vòng quay kép của nó có thể đã bắt đầu như một vụ va chạm khi hai thiên hà hợp nhất vài tỷ năm trước - hoặc lý thuyết sẽ đề xuất. Nhưng đã làm nó? Như Robert Braun và Rene Walterbos đã giải thích trong nghiên cứu năm 1995 của họ:

Thiên hà này được biết là có chứa hai đĩa khí lồng nhau, xoay ngược, có khối lượng khoảng 108 khối lượng mỗi mặt trời, với đĩa bên trong kéo dài khoảng 1 kpc và đĩa bên ngoài mở rộng ra. Động học của sao dọc theo trục chính, kéo dài qua vùng chuyển tiếp giữa hai đĩa khí, cho thấy không có dấu hiệu đảo chiều vận tốc hoặc phân tán vận tốc tăng. Các ngôi sao luôn quay theo cùng một nghĩa với đĩa khí bên trong, và do đó, nó là đĩa bên ngoài phản tác dụng. Vận tốc tròn dự kiến được suy ra từ các chuyển động của sao và từ các đĩa H I đồng ý trong khoảng 10 km / s, hỗ trợ bằng chứng khác cho thấy các đĩa sao và khí là đồng phẳng với khoảng 7 độ. Giới hạn trên này tương đương với khối lượng khí quay được phát hiện. Khối lượng vật liệu quay ngược thấp này, kết hợp với sự phân tán vận tốc thấp trong đĩa sao, ngụ ý rằng NGC 4826 không thể là sản phẩm của sự hợp nhất ngược của các thiên hà, trừ khi chúng khác nhau ít nhất là một độ lớn về khối lượng. Vận tốc của khí bị ion hóa dọc theo trục chính phù hợp với các sao cho R nhỏ hơn 0,75 kpc. Quá trình chuyển đổi tiếp theo theo hướng quay ngược chiều rõ ràng của khí ion hóa được giải quyết tốt về mặt không gian, mở rộng trên bán kính khoảng 0,6 kpc. Động học của khu vực này không đối xứng với trung tâm thiên hà. Ở phía đông nam có một khu vực đáng kể trong đó vproj (H II) ít hơn nhiều so với vcirc khoảng 150 km / s, nhưng sigma (H II) khoảng 65 km / s. Các bất đối xứng động học không thể được giải thích với bất kỳ mô hình động lực đứng yên nào, ngay cả khi dòng khí hoặc cong vênh được gọi. Khí trong vùng chuyển tiếp này cho thấy cấu trúc không gian khuếch tán, phát xạ mạnh (N II) và (S II), cũng như sự phân tán tốc độ cao. Những dữ liệu này đưa ra cho chúng ta câu hỏi hóc búa về việc giải thích một thiên hà trong đó một đĩa sao và hai đĩa HI quay ngược chiều, ở bán kính nhỏ hơn và lớn hơn nhiều, xuất hiện ở trạng thái cân bằng và gần như đồng phẳng, nhưng trong đó vùng chuyển tiếp giữa các đĩa khí không phải là ở trạng thái ổn định.

Vì vậy, tất cả những gì nó thực sự xuất hiện là? Là những ngôi sao mới được sinh ra trong bóng tối? Như A. Majeed (et al) đã chỉ ra trong nghiên cứu năm 1999 của họ:

Thiên hà Evil Eye (NGC 4826; M64) được phân biệt bởi một làn bụi được đặt không đối xứng, hấp thụ mạnh mẽ trên đường phình nổi bật của nó. Chúng tôi đã thu được phổ NGC 4826 khe dài, với khe xuyên qua hạt nhân thiên hà, bao gồm các phần bằng nhau của phần bị che khuất và các phần không bị che khuất của phình. Bằng cách so sánh sự phân bố năng lượng quang phổ tại các vị trí tương ứng trên phình, được đặt đối xứng với hạt nhân, chúng ta có thể nghiên cứu các tác động phụ thuộc bước sóng của sự hấp thụ, tán xạ và phát xạ của bụi, cũng như sự hiện diện của sự hình thành sao đang diễn ra trong ngõ bụi. Chúng tôi báo cáo phát hiện phát xạ đỏ kéo dài mạnh mẽ (ERE) từ làn bụi trong khoảng cách khoảng 15 arcsec từ hạt nhân NGC 4826. Dải ERE kéo dài từ 5400 A đến 9400 A, với cực đại gần 8800 A. Cường độ ERE tích hợp là khoảng 75% ánh sáng tán xạ ước tính từ làn bụi. ERE dịch chuyển về phía bước sóng dài hơn và giảm dần về cường độ khi một khu vực hình thành sao, nằm ngoài khoảng cách 15 arcsec, được tiếp cận. Chúng tôi giải thích ERE có nguồn gốc từ sự phát quang của các cụm có kích thước nanomet, được chiếu sáng bởi trường bức xạ thiên hà, ngoài ra còn được chiếu sáng bởi tổ hợp hình thành sao trong làn bụi. Khi xem xét trong bối cảnh quan sát ERE trong ISM khuếch tán của Thiên hà của chúng ta và trong nhiều môi trường bụi khác như tinh vân, chúng tôi kết luận rằng hiệu suất chuyển đổi photon ERE trong NGC 4826 cao như ở nơi khác, nhưng kích thước của các hạt nano trong NGC 4826 lớn gấp đôi so với các hạt được cho là tồn tại trong ISM khuếch tán của Thiên hà chúng ta.

Nhưng cuộc tranh luận vẫn còn. Như R.A. Walterbos (et al) thể hiện trong nghiên cứu năm 1993 của họ:

Sự gần gũi với định hướng đồng phẳng của các đĩa khí là một khía cạnh phù hợp với những gì được mong đợi trên cơ sở mô hình sáp nhập cho khí quay ngược. Tuy nhiên, hướng quay của đĩa khí bên trong đối với các ngôi sao thì không. Ngoài ra, sự tồn tại của một đĩa số mũ được xác định rõ có lẽ ngụ ý rằng nếu một sự hợp nhất đã xảy ra thì nó phải nằm giữa một sao lùn giàu khí và một vòng xoắn ốc, không phải giữa hai vòng xoắn có khối lượng bằng nhau. Các nhánh xoắn ốc sao của NGC 4826 đang đi qua một phần của đĩa và dẫn vào đĩa ngoài. Tính toán số gần đây của Byrd et al. đối với NGC 4622 đề xuất rằng các cánh tay dẫn đầu lâu dài có thể được hình thành bằng một lối đi lùi gần của một người bạn đồng hành nhỏ. Trong trường hợp này, đĩa khí quay ngược bên ngoài trong NGC 4826 có thể là khí được tách ra khỏi lùn. Tuy nhiên, trong NGC 4826, cánh tay ngoài đang dẫn đầu, trong khi có vẻ như trong NGC 4622, cánh tay trong đang dẫn đầu. Một mô phỏng N-body / hydro thực tế của một cuộc chạm trán xoắn ốc lùn rõ ràng là cần thiết. Cũng có thể là đĩa khí bên ngoài quay ngược lại là do khí từ từ quầng sáng, thay vì từ một sự kiện sáp nhập rời rạc.

Lịch sử quan sát:

M64 được Edward Pigott phát hiện vào ngày 23 tháng 3 năm 1779, chỉ 12 ngày trước khi Johann Elert Bode tìm thấy nó một cách độc lập vào ngày 4 tháng 4 năm 1779. Khoảng một năm sau, Charles Messier đã tái khám phá nó một cách độc lập vào ngày 1 tháng 3 năm 1780 và gọi nó là M64. Pigot nói:

Vào ngày 23 tháng 3 năm 1779, tôi phát hiện ra một tinh vân trong chòm sao Coma Berenices, cho đến nay, tôi đoán, không để ý; ít nhất là không được đề cập trong Thiên văn học M. de la Lande, cũng như trong Danh mục các ngôi sao mơ hồ của M. Messier [đầy đủ [1771]. Tôi đã quan sát nó trong một nhạc cụ màu sắc, dài ba feet và suy ra R.A. bằng cách so sánh nó với các ngôi sao sau đây Nghĩa là R.A. của tinh vân cho ngày 20 tháng 4 năm 1779, trong số 191d 28 38. Ánh sáng của nó cực kỳ yếu, tôi không thể nhìn thấy nó trong kính viễn vọng hai chân của góc phần tư của chúng tôi, do đó bắt buộc phải xác định sự suy giảm của nó tương tự bằng công cụ quá cảnh. Tuy nhiên, quyết tâm, tôi tin rằng, có thể phụ thuộc vào hai phút: do đó, phía bắc suy giảm là 22d 53 1/4. Đường kính của tinh vân này tôi đánh giá là khoảng hai phút một độ.

Tuy nhiên, khám phá của Pigott chỉ được công bố khi được đọc trước Hội Hoàng gia ở Luân Đôn vào ngày 11 tháng 1 năm 1781, trong khi Bode được xuất bản vào năm 1779 và Messier vào cuối mùa hè năm 1780. Phát hiện của Pigott ít nhiều bị bỏ qua và chỉ được phục hồi bởi Bryn Jones vào tháng Tư 2002! (Có thể ông Pigot tốt bụng biết rằng ông đã được ghi nhớ ở đây và các báo cáo của ông được đặt lên hàng đầu !!)

Vậy làm thế nào mà nó có được cái tên đen mắt Galaxy Galaxy? Chúng tôi có Ngài William Herschel để cảm ơn vì điều đó: Một vật thể rất đáng chú ý, dài ra, dài khoảng 12, rộng 4 ′ hoặc 5 ,, chứa một điểm sáng như một ngôi sao với một vòm đen nhỏ bên dưới, để nó mang lại một ý tưởng về cái được gọi là mắt đen, phát sinh từ việc đánh nhau. Tất nhiên, John Herschel đã duy trì nó khi ông viết bằng những ghi chú của riêng mình:

Phần còn lại của khoảng trống hình elip tối (được biểu thị bằng một phần không có bóng hoặc sáng trong hình), một phần bao quanh hạt nhân cô đặc và sáng của tinh vân này, tất nhiên không được chú ý bởi Messier. Tuy nhiên, nó đã được Cha tôi nhìn thấy, và được ông Charles Blagden thể hiện, người đã ví nó giống như vẻ ngoài của một con mắt đen, một sự so sánh kỳ quặc nhưng không hề hấn gì. Hạt nhân hơi dài ra và tôi có một sự nghi ngờ mạnh mẽ rằng nó có thể là một ngôi sao đôi gần hoặc tinh vân kép cực kỳ cô đặc.

Định vị Messier 64:

Định vị M64 isn Đặc biệt dễ dàng. Bắt đầu bằng cách xác định Arcturus màu cam sáng và cụm sao Coma Berenices (Melotte 111) về một khoảng tay về phía tây nói chung. Khi bạn thư giãn và để mắt bạn thích nghi tối, bạn sẽ thấy ba ngôi sao bao gồm chòm sao Coma Berenices, nhưng nếu bạn sống dưới bầu trời ô nhiễm ánh sáng, bạn có thể cần ống nhòm để tìm những ngôi sao mờ. Khi bạn đã xác nhận Alpha Comae, sao hop khoảng 4 độ bắc / tây bắc đến 35 Comae. Bạn sẽ tìm thấy M64 khoảng một độ về phía đông bắc của ngôi sao 35.

Mặc dù Messier 64 là ống nhòm có thể, nó sẽ yêu cầu bầu trời rất tối cho ống nhòm trung bình và sẽ chỉ hiển thị dưới dạng thay đổi độ tương phản hình bầu dục rất nhỏ. Tuy nhiên, trong các kính viễn vọng nhỏ tới 102mm, các dấu hiệu đặc biệt của nó có thể được nhìn thấy trong các đêm tối với độ rõ nét tốt. Don đấu tranh với nó Voi Có rất nhiều bụi đen tối trong Người đẹp ngủ trong này!

Và đây là những sự thật nhanh chóng về Đối tượng Messier này để giúp bạn bắt đầu:

Tên của môn học: Messier 64
Chỉ định thay thế: M64, NGC 4826, Thiên hà mắt đen, Thiên hà ngủ đẹp, Thiên hà mắt ác
Loại đối tượng: Loại thiên hà xoắn ốc Sb
Chòm sao: Hôn mê
Quyền thăng thiên: 12: 56,7 (h: m)
Sự suy giảm: +21: 41 (độ: m)
Khoảng cách: 19000 (kly)
Độ sáng thị giác: 8,5 (mag)
Kích thước rõ ràng: 9,3 × 5,4 (cung phút)

Chúng tôi đã viết nhiều bài viết thú vị về Messier Object ở đây tại Tạp chí Vũ trụ. Tại đây Giới thiệu về Tammy Plotner về Giới thiệu về các đối tượng Messier, M1 - Tinh vân Con cua và David Dickison, các bài viết về Messier Marathons 2013 và 2014.

Hãy chắc chắn kiểm tra Danh mục Messier hoàn chỉnh của chúng tôi. Và để biết thêm thông tin, hãy xem Cơ sở dữ liệu SEDS Messier.

Nguồn: