MESSIER 66 - THIêN Hà XOẮN ỐC TRUNG GIAN NGC 3627

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 thiên hà xoắn ốc trung gian được gọi là Messier 66.

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 là thiên hà hình elip trung gian được gọi là Messier 66 (NGC 3627). Nằm cách Trái đất khoảng 36 triệu năm ánh sáng theo hướng của chòm sao Leo, thiên hà này có đường kính 95.000 năm ánh sáng. Đây cũng là thành viên sáng nhất và lớn nhất trong bộ ba thiên hà Leo và nổi tiếng với các cụm sao sáng, đường bụi và siêu tân tinh liên quan.

Sự miêu tả:

Tận hưởng cuộc sống cách Dải Ngân hà khoảng 35 triệu năm ánh sáng, nhóm được biết đến với cái tên Leo Leo Trio, là ngôi nhà của thiên hà sáng Messier 66 - cực đông của hai vật thể M. Trong kính viễn vọng hoặc ống nhòm, bạn sẽ thấy thiên hà xoắn ốc có thanh ngang này rõ ràng hơn và dễ nhìn hơn nhiều chi tiết trong các cánh tay thắt nút và lõi phình ra.

Do tương tác với các thiên hà lân cận, M66 cho thấy dấu hiệu của sự tập trung khối lượng trung tâm cực kỳ cao cũng như một khối vật liệu H I không điều hòa được giải quyết rõ ràng đã bị loại bỏ khỏi một trong các nhánh xoắn ốc. Ngay cả một trong những nhánh xoắn ốc của nó cũng được ghi nhận trong bộ sưu tập các thiên hà đặc biệt của Halton Arp! Vì vậy, chính xác những gì nó đã va chạm với? Như Xiaolei Zhang (et al) chỉ ra trong một nghiên cứu năm 1993:

Dữ liệu CO và H I kết hợp cung cấp thông tin mới, cả về lịch sử của cuộc chạm trán NGC 3627 trong quá khứ với thiên hà đồng hành NGC 3628 và sự phát triển năng động tiếp theo của NGC 3627 do sự tương tác của thủy triều này. Cụ thể, thông tin hình thái và động học chỉ ra rằng mômen hấp dẫn mà NGC 3627 đã trải qua trong cuộc chạm trán gần đây đã kích hoạt một chuỗi các quá trình động học, bao gồm sự hình thành các cấu trúc xoắn ốc nổi bật, nồng độ trung tâm của cả khối sao và khối khí, sự hình thành của hai cộng hưởng Lindblad bên trong tách biệt và hướng ra bên ngoài, và sự hình thành của một thanh khí bên trong cộng hưởng bên trong. Các quá trình phối hợp này cho phép bồi tụ khối xuyên tâm liên tục và hiệu quả trên toàn bộ đĩa thiên hà. Kết quả quan sát trong công trình hiện tại cung cấp một bức tranh chi tiết về một thiên hà tương tác gần đó rất có khả năng trong quá trình phát triển thành một thiên hà hoạt động hạt nhân. Nó cũng gợi ý một trong những cơ chế có thể cho sự hình thành các bất ổn liên tiếp trong các thiên hà sau tương tác, có thể truyền môi trường giữa các vì sao vào trung tâm thiên hà để thúc đẩy các hoạt động của hạt nhân và Seyfert.

À, vâng! Sao hình thành các khu vực và cách nào tốt hơn để nhìn sâu hơn qua mắt của Kính viễn vọng Không gian Spitzer? Như R. Kennicutt (Đại học Arizona) và Nhóm SING đã quan sát:

Cấu trúc lõi xanh và thanh giống như thanh M66 minh họa sự tập trung của các ngôi sao cũ. Trong khi thanh dường như không có sự hình thành sao, thì thanh kết thúc có màu đỏ tươi và tích cực hình thành sao. Một vòng xoắn ốc cung cấp một phòng thí nghiệm tinh tế để hình thành sao vì nó chứa nhiều môi trường khác nhau với các mức độ khác nhau của hoạt động hình thành sao, ví dụ, hạt nhân, vòng, thanh, đầu thanh và cánh xoắn ốc. Hình ảnh SING là hỗn hợp màu sai bốn kênh, trong đó màu xanh biểu thị mức phát xạ ở mức 3,6 micron, màu xanh lá cây tương ứng với 4,5 micron và màu đỏ đến 5,8 và 8,0 micron. Sự đóng góp từ ánh sáng sao (được đo ở mức 3,6 micron) trong bức ảnh này đã được trừ đi khỏi hình ảnh 5,8 và 8 micron để tăng cường khả năng hiển thị của các tính năng bụi.

Messier 66 cũng đã được nghiên cứu sâu để tìm bằng chứng hình thành các cụm siêu sao. Như David Meier đã chỉ ra:

Các cụm sao siêu sao được cho là tiền thân của các cụm sao và là một trong những khu vực hình thành sao cực đoan nhất trong vũ trụ. Chúng có xu hướng xảy ra trong các thiên hà đang hoạt động tích cực hoặc gần lõi của các thiên hà ít hoạt động hơn. Các cụm siêu sao vô tuyến không thể được nhìn thấy dưới ánh sáng quang học vì sự tuyệt chủng cực độ, nhưng chúng tỏa sáng rực rỡ trong các quan sát hồng ngoại và vô tuyến. Chúng ta có thể chắc chắn rằng có nhiều ngôi sao O lớn trong các khu vực này bởi vì các ngôi sao lớn được yêu cầu để cung cấp bức xạ UV làm ion hóa khí và tạo ra vùng HII sáng nhiệt. Hiện tại không có nhiều SSC tự nhiên được biết đến, vì vậy phát hiện là một mục tiêu khoa học quan trọng theo đúng nghĩa của nó. Đặc biệt, rất ít SSC được biết đến trong các đĩa thiên hà. Chúng tôi cần nhiều phát hiện hơn để có thể đưa ra các báo cáo thống kê về SSC và điền vào phạm vi khối lượng của các cụm sao hình thành. Với nhiều phát hiện hơn, chúng tôi sẽ có thể điều tra các tác động của các môi trường khác (ví dụ như các thanh, bong bóng và tương tác thiên hà) trên các SSC, có khả năng có thể được theo dõi trong tương lai xa với Square Kilometer Array để khám phá các tác động của chúng đối với sự hình thành của từng cá nhân ngôi sao lớn

Nhưng vẫn còn nhiều hơn thế. Hãy thử tính chất từ trong mô hình xoắn ốc M66. Như M. Soida (et al) đã chỉ ra trong nghiên cứu năm 2001 của họ:

Sau khi quan sát thiên hà tương tác NGC 3627 trong phân cực vô tuyến, chúng tôi cố gắng trả lời câu hỏi; từ trường nào theo từ trường theo dòng khí thiên hà. Chúng tôi đã thu được tổng bản đồ công suất và cường độ phân cực ở 8,46 GHz và 4,85 GHz bằng cách sử dụng VLA trong cấu hình D nhỏ gọn của nó. Để khắc phục các vấn đề về khoảng cách bằng không, dữ liệu giao thoa kế được kết hợp với các phép đo một đĩa thu được bằng kính viễn vọng vô tuyến 100 m Effelsberg. Cấu trúc từ trường quan sát được trong NGC 3627 cho thấy hai thành phần trường được đặt chồng lên nhau. Một thành phần lấp đầy không gian xen kẽ và cũng xuất hiện ở các vùng đĩa ngoài cùng, thành phần còn lại tuân theo cấu trúc hình chữ S đối xứng. Trong đĩa phía tây, thành phần sau được liên kết tốt với một làn bụi quang học, sau một khúc cua có thể gây ra bởi các tương tác bên ngoài. Tuy nhiên, trong đĩa SE, từ trường đi qua một phân đoạn bụi nặng, dường như không nhạy cảm với các hiệu ứng sóng mật độ mạnh. Chúng tôi đề nghị rằng từ trường được tách ra khỏi khí bằng sự khuếch tán hỗn loạn cao, phù hợp với độ rộng dòng Hi lớn trong khu vực này. Chúng tôi thảo luận chi tiết về ảnh hưởng có thể có của các hiệu ứng nén và dòng khí không đối xứng trên các bất đối xứng từ trường chung trong NGC 3627. Trên cơ sở phân bố xoay Faraday, chúng tôi cũng đề xuất sự tồn tại của quầng ion hóa lớn xung quanh thiên hà này.

Lịch sử quan sát:

Cả M65 và M66 đều được phát hiện trong cùng một đêm - ngày 1 tháng 3 năm 1780 - bởi Charles Messier, người mô tả M66 là, Nebula được phát hiện ở Leo; ánh sáng của nó rất mờ và rất gần với phần trước: Cả hai đều xuất hiện trong cùng một trường trong khúc xạ. Sao chổi năm 1773 và 1774 đã đi qua giữa hai tinh vân này vào ngày 1 đến ngày 2 tháng 11 năm 1773. M. Messier đã không nhìn thấy chúng vào thời điểm đó, không còn nghi ngờ gì nữa, vì ánh sáng của sao chổi.

Cả hai thiên hà sẽ được quan sát và phân loại bởi gia đình Herschel và tiếp tục được giải thích bởi Đô đốc Smyth:

Tinh vân Một tinh vân thon dài, có nhân sáng, trên Lion Lion haunch, xu hướng np [bắc trước, Tây Bắc] và sf [nam theo sau, SE]; mẫu vật phối cảnh tuyệt đẹp này nằm ngay phía đông nam của Theta Leonis. Nó có trước khoảng 73 bởi một hình dạng tương tự khác, đó là Messier chanh số 65, và cả hai đều ở trên cánh đồng cùng một lúc, dưới một sức mạnh vừa phải, cùng với một vài ngôi sao. Họ được Mechain chỉ ra Messier vào năm 1780, và họ tỏ ra mờ nhạt và mơ hồ với anh ta. Trên đây là sự xuất hiện của họ trong nhạc cụ của tôi.
Sau đó, những sáng tạo rộng lớn không thể tưởng tượng này được theo dõi, chính xác trên cùng một vĩ tuyến, ar Delta AR = 174s, bởi một tinh vân hình elip khác thậm chí là một nhân vật kỳ lạ hơn so với kích thước rõ ràng. Nó được phát hiện bởi H. [John Herschel], khi quét, và là số 875 trong Danh mục năm 1830 của ông [thực sự, có lẽ là một vị trí sai lầm khi quan sát lại M66]. Hai phần trước của những vật thể đơn lẻ này đã được Sir William Herschel kiểm tra, và con trai của ông [JH] cũng vậy; và sau này nói, Hình thức chung của tinh vân kéo dài là hình elip, và sự ngưng tụ của chúng về phía trung tâm gần như là bất biến như sẽ phát sinh từ sự chồng chất của tầng tầng elip phát sáng, tăng mật độ về phía trung tâm. Trong nhiều trường hợp, sự gia tăng mật độ rõ ràng là tham gia với sự giảm dần của elip, hoặc một cách tiếp cận gần hơn với dạng hình cầu ở trung tâm hơn là ở tầng bên ngoài. Sau đó, ông cho rằng hiến pháp chung của các tinh vân đó là khối lượng hình cầu bắt buộc của mọi mức độ phẳng từ hình cầu đến đĩa, và của mọi chủng loại liên quan đến quy luật mật độ của chúng, và tính elip đối với tâm. Điều này phải xuất hiện gây sửng sốt và nghịch lý cho những người tưởng tượng rằng các hình thức của các hệ thống này được duy trì bởi các lực giống hệt với các lực xác định dạng khối chất lỏng khi quay; bởi vì, nếu tinh vân chỉ là cụm sao rời rạc, vì trong số lượng lớn hơn các trường hợp có mọi lý do để tin chúng là như vậy, không có áp lực nào có thể lan truyền qua chúng. Do đó, do không thể xoay vòng chung một hệ thống như một khối lượng, Sir John đề xuất một sơ đồ mà ông cho thấy không, trong những điều kiện nhất định, không phù hợp với luật hấp dẫn. Thay vào đó, nó phải được hình thành, anh ấy nói với chúng tôi, đó là một dạng không hoạt động, bao gồm trong giới hạn của nó một cường độ không xác định của các thành phần riêng lẻ, mà chúng ta có thể biết, có thể di chuyển từng cái một, từng hoạt hình lực phóng vốn có, và bị lệch vào quỹ đạo ít nhiều phức tạp, do ảnh hưởng của định luật hấp dẫn bên trong có thể dẫn đến các điểm hấp dẫn gộp của tất cả các bộ phận của nó.

Định vị Messier 66:

Mặc dù bạn có thể nghĩ bởi cường độ hình ảnh rõ ràng của nó rằng M66 sẽ không thể nhìn thấy trong ống nhòm nhỏ, nhưng bạn đã sai. Đáng ngạc nhiên là, nhờ kích thước lớn và độ sáng bề mặt cao, thiên hà đặc biệt này rất dễ dàng phát hiện trực tiếp giữa Iota và Theta Leonis. Trong ống nhòm 5X30 thậm chí trong điều kiện tốt, bạn sẽ dễ dàng thấy cả nó và M65 là hai hình bầu dục màu xám khác biệt.

Một chiếc kính thiên văn nhỏ sẽ bắt đầu đưa ra cấu trúc trong cả hai thiên hà sáng và tuyệt vời này, nhưng để có được gợi ý về Trio Tri, bạn sẽ cần ít nhất 6 trong khẩu độ và một đêm tối tốt. Nếu bạn không phát hiện ra chúng ngay lập tức trong ống nhòm, thì không nên thất vọng - điều này có nghĩa là bạn có thể không có điều kiện bầu trời tốt và thử lại vào một đêm trong suốt hơn. Cặp đôi này rất phù hợp với những đêm trăng sáng khiêm tốn với kính viễn vọng lớn hơn.

Có thể bạn cũng bị thu hút bởi cặp thiên hà này!

Và đây là những sự thật nhanh về M66 để giúp bạn bắt đầu:

Tên của môn học: Messier 66
Chỉ định thay thế: M66, NGC 3627, (một thành viên của) Leo Trio, Leo Triplet
Loại đối tượng: Loại thiên hà xoắn ốc Sb
Chòm sao: Sư Tử
Quyền thăng thiên: 11: 20.2 (h: m)
Sự suy giảm: +12: 59 (độ: m)
Khoảng cách: 35000 (kly)
Độ sáng thị giác: 8,9 (mag)
Kích thước rõ ràng: 8 × 2,5 (cung tối thiểu)

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 các bài viết của David Dickison về các cuộc thi 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: