MESSIER 74 - THIêN Hà XOẮN ỐC NGC 628

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 Phantom Phantom Galaxy, được gọi là Messier 74!

Trong thế kỷ 18, nhà thiên văn học nổi tiếng người Pháp Charles Messier đã nhận thấy sự hiện diện của một số vật thể mơ hồ của người Hồi giáo khi đang khảo sát bầu trời đêm. Ban đầu nhầm những vật thể này với sao chổi, anh bắt đầu phân loại chúng để những người khác không mắc phải sai lầm tương tự. Ngày nay, danh sách kết quả (được gọi là Danh mục Messier) bao gồm hơn 100 đối tượng và là một trong những danh mục có ảnh hưởng nhất của Đối tượng Không gian Sâu.

Một trong những vật thể này là thiên hà xoắn ốc được gọi là Messier 74 (hay còn gọi là Thiên hà Phantom) xuất hiện trực diện với các nhà quan sát từ Trái đất. Nằm cách Trái đất khoảng 30 triệu năm ánh sáng theo hướng của chòm sao Song Ngư, thiên hà này có đường kính khoảng 95.000 năm ánh sáng (gần bằng dải Ngân hà) và là ngôi nhà của khoảng 100 tỷ ngôi sao.

Sự miêu tả:

Thiên hà xinh đẹp này là nguyên mẫu của một thiên hà Sc có thiết kế hoành tráng và trong số các Tinh vân Xoắn ốc đầu tiên được Lord Rosse công nhận. Nằm cách chúng ta khoảng 30 đến 40 triệu năm ánh sáng, nó đang dần trượt xa hơn nữa với tốc độ 793 km mỗi giây. Vẻ đẹp của nó trải dài khoảng 95.000 năm ánh sáng, có kích thước tương đương với Dải Ngân hà của chúng ta và các nhánh xoắn ốc của nó trải dài hơn 1000 năm ánh sáng.

Bên trong những cánh tay đó là những cụm sao trẻ màu xanh và tinh vân khí khuếch tán màu hồng được gọi là vùng H II nơi xảy ra sự hình thành sao. Tại sao một vẻ đẹp lớn quét? Rất có thể là các sóng mật độ quét xung quanh đĩa khí M74, có thể được gây ra bởi sự tương tác hấp dẫn với các thiên hà lân cận. Như B. Kevin Edgar đã giải thích:

Một phương pháp số được mô tả, được thiết kế đặc biệt để xử lý động lực học của một đĩa vô cùng nhỏ, quay khác, đĩa khí. Phương pháp này dựa trên Phương pháp Parabol Piecewise (PPM), một phần mở rộng theo thứ tự cao hơn của phương pháp Godunov. Các lực hấp dẫn đại diện cho một sóng mật độ xoắn ốc tuyến tính trong thành phần sao của một thiên hà được bao gồm. Tính toán là Euler và được thực hiện trong một khung tham chiếu xoay đồng đều bằng tọa độ cực phẳng. Các phương trình được xây dựng dưới dạng nhiễu chính xác để loại bỏ rõ ràng tất cả các thuật ngữ đối lập lớn thể hiện sự cân bằng lực trong trạng thái đối xứng trục không bị xáo trộn, cho phép tính toán chính xác các nhiễu loạn nhỏ. Phương pháp này phù hợp lý tưởng với nghiên cứu về phản ứng khí đối với sóng mật độ xoắn ốc trong thiên hà đĩa. Một mô hình thủy động lực hai chiều loạt được tính toán để kiểm tra phản ứng hấp dẫn của một đĩa khí đồng nhất, đẳng nhiệt, không khối lượng đến một nhiễu loạn hấp dẫn xoắn ốc áp đặt. Các tham số mô tả phân bố khối lượng, tính chất quay và sóng xoắn ốc dựa trên thiên hà NGC 628. Các giải pháp có các cú sốc bên trong và bên ngoài đồng xoay, làm suy giảm vùng xung quanh đồng xoay. Tốc độ mà khu vực này bị cạn kiệt phụ thuộc mạnh mẽ vào sức mạnh của nhiễu loạn xoắn ốc áp đặt. Các nhiễu loạn tiềm năng của 10% sản lượng lớn hơn tạo ra các luồng xuyên tâm lớn. Thời gian cần thiết để khí rơi vào cộng hưởng Linblad bên trong trong các mô hình như vậy chỉ là một phần nhỏ của thời gian Hubble. Sự tiến hóa nhanh chóng ngụ ý cho thấy rằng nếu các thiên hà tồn tại với những nhiễu loạn lớn như vậy, thì khí phải được bổ sung từ bên ngoài thiên hà hoặc các nhiễu loạn phải là nhất thời. Bên trong đồng quay với mô hình xoắn ốc, sự mất động lượng góc của khí làm tăng động lượng góc của các ngôi sao, làm giảm biên độ sóng.

Có gì khác đang trốn bên trong? Sau đó hãy nhìn bằng mắt x-quang. Như Roberto Soria (et al) đã chỉ ra trong nghiên cứu năm 2002 của họ:

Thiên hà xoắn ốc M74 (NGC 628) được quan sát bởi XMM-Newton vào ngày 2 tháng 2 năm 2002 Tổng cộng, 21 nguồn được tìm thấy trong 5 từ hạt nhân (sau khi từ chối một số nguồn liên quan đến các ngôi sao tiền cảnh) . Tỷ lệ độ cứng cho thấy khoảng một nửa trong số chúng thuộc về thiên hà. Đầu cuối độ sáng cao hơn của chức năng độ chói được trang bị bởi định luật công suất có độ dốc -0,8. Điều này có thể được hiểu là bằng chứng của sự hình thành sao đang diễn ra, tương tự với sự phân bố được tìm thấy trong các đĩa của các thiên hà loại muộn khác. Một so sánh với các quan sát Chandra trước đây cho thấy một tia X siêu quang mới (LX ~ 1,5 × 1039 ergs s-1 trong dải 0,3-8 keV) khoảng 4 ′ phía bắc của hạt nhân. Chúng tôi tìm thấy một nguồn sáng thoáng qua khác (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) khoảng 5 ′ phía tây bắc của hạt nhân. Các bản sao tia UV và tia X của SN 2002ap cũng được tìm thấy trong quan sát XMM-Newton này; tỷ lệ độ cứng của bản sao tia X cho thấy sự phát xạ xuất phát từ vật chất gây sốc.

Trong trường hợp Messier 74, không có gì gây sốc - kể cả sóng mật độ xoắn ốc. Như Sakhibov và Smirnov đã giải thích trong một nghiên cứu năm 2004:

Cấu hình xuyên tâm của tốc độ hình thành sao (SFR) trong thiên hà NGC 628 được hiển thị để điều biến bởi sóng mật độ xoắn ốc. Cấu hình xuyên tâm của vận tốc dòng khí vào nhánh xoắn ốc tương tự như phân bố hướng tâm của mật độ bề mặt của SFR. Vị trí của cộng hưởng corotation được xác định cùng với các tham số khác của sóng mật độ xoắn ốc thông qua phân tích Fourier về phân bố phương vị của vận tốc hướng tâm quan sát được trong các vùng hình khuyên của đĩa NGC 628. Cấu hình xuyên tâm của mật độ bề mặt của SFR được xác định bằng cách sử dụng mối quan hệ kích thước tuyến tính SFR theo kinh nghiệm cho các phức hệ hình thành sao (vùng HII khổng lồ) và các phép đo tọa độ, thông lượng H alpha và kích thước của các vùng HII trong NGC 628.

Chúng ta đang nói về các khu vực hình thành sao khổng lồ, phải không? Và nơi hình thành sao. Sao chết. Như trong siêu tân tinh! Như Elias Brinks (et al) đã chỉ ra:

Sự hình thành của các ngôi sao lớn, thường là trong các cụm sao (siêu), sự tiến hóa nhanh chóng của chúng và sự sụp đổ sau đó vì siêu tân tinh có tác động lớn đến môi trường xung quanh ngay lập tức của chúng. Hiệu ứng kết hợp của gió sao và Siêu tân tinh, phát ra trong sự nối tiếp nhanh chóng và trong một thể tích nhỏ, tạo ra các bong bóng khí coronal mở rộng trong môi trường Interstellar trung tính (ISM) Trong các thiên hà xoắn ốc và (lùn). Những lớp vỏ mở rộng này lần lượt quét lên và nén khí trung tính có thể dẫn đến sự hình thành đám mây phân tử và sự khởi đầu của sự hình thành sao thứ cấp hoặc cảm ứng. Các khu vực hình thành sao làm xáo trộn ISM xung quanh của chúng, do đó, một khu vực hoạt động mạnh mẽ hơn, về mặt hình thành sao, thiên hà dự kiến sẽ có một ISM không đồng nhất hơn. Tỷ lệ hình thành sao trong NGC 628 cao gấp bốn lần so với NGC 3184 và cao gấp đôi so với NGC 6946, điều này có thể giải thích số lượng lỗ HI lớn hơn trong thiên hà này. Chúng tôi thấy rằng kích thước của các lỗ HI nằm trong khoảng từ 80 pc (gần với giới hạn độ phân giải) đến 600 pc; vận tốc mở rộng có thể đạt 20 km s1; tuổi ước tính là 2,5 đến 35 Lượng và năng lượng liên quan dao động từ 1050 đến 3,5 x 105Z. Lượng khí trung tính có liên quan là từ 104 đến 106 khối lượng mặt trời.

Khối lượng lớn Khối lượng lớn mà đôi khi, biến mất ?? Như Justyn R. Maund và Stephen J. Smartt đã giải thích trong một nghiên cứu năm 2009:

Sử dụng hình ảnh từ Kính viễn vọng Không gian Hubble và Kính viễn vọng Gemini, chúng tôi đã xác nhận sự biến mất của các tổ tiên của hai siêu tân tinh loại II (SNe) và đánh giá sự hiện diện của các ngôi sao khác liên quan đến chúng. Chúng tôi thấy rằng tổ tiên của SN 2003gd, một ngôi sao siêu sao M, không còn được quan sát tại vị trí SN và xác định độ sáng nội tại của nó bằng các kỹ thuật trừ hình ảnh. Tiên sinh của SN 1993J, một ngôi sao siêu sao K, cũng không còn tồn tại, nhưng người bạn đồng hành nhị phân B-supergiant của nó vẫn được quan sát. Sự biến mất của các tổ tiên xác nhận rằng hai siêu tân tinh này được tạo ra bởi các siêu sao đỏ.

Maund và Smartt đã sử dụng một kỹ thuật trong đó hình ảnh được chụp sau khi SN 2003gd biến mất, và ngôi sao tổ tiên có lẽ bị mất tích, và bị trừ khỏi hình ảnh trước vụ nổ. Bất cứ điều gì còn sót lại ở vị trí SN tương ứng với ngôi sao tổ tiên thực sự. Các quan sát của Song Tử trong 2003gd được hiển thị trong Hình 1 so sánh các quan điểm trước và sau siêu tân tinh của khu vực ngôi sao tiền thân của thiên hà được gọi là M-74 hoặc NGC 628.

Mau Đây là tổ tiên siêu sao đỏ đầu tiên cho siêu tân tinh loại IIP bình thường đã được chứng minh là đã biến mất và nó ở một khối lượng thấp của thang sao cho các ngôi sao khổng lồ phát nổ như siêu tân tinh, Maund nói. Vì vậy, cuối cùng nó đã xác nhận rằng một dự đoán tiêu chuẩn của một số mô hình tiến hóa sao là chính xác.

Tiến hóa? Bạn betcha Messier 74 vẫn đang tiếp tục, bất chấp tuổi tác, để trưởng thành! Như A.S. Gusev (et al) chỉ định:

Giải thích các đặc tính quan sát được của quần thể sao trẻ trong NGC 628 được thực hiện trên cơ sở so sánh dữ liệu trắc quang UBVRI độ phân giải cao của 127 vùng H-alpha trong thiên hà với lưới chi tiết của các mô hình tiến hóa tổng hợp của các hệ sao. Lưới chi tiết của các mô hình tiến hóa bao gồm 2 chế độ hình thành sao (nổ tức thời và hình thành sao không đổi), toàn bộ phạm vi IMF (độ dốc và giới hạn khối lượng trên) và tuổi (từ 1 Lượng lên đến 100 Myrs). Sự phong phú hóa học của các khu vực hình thành sao được xác định từ các quan sát độc lập. Giải pháp cho vấn đề ngược về tìm tuổi, chế độ hình thành sao, thông số IMF và hấp thụ bụi ở các vùng hình thành sao được tạo ra với sự trợ giúp của chức năng độ lệch chuẩn hóa đặc biệt. Các ước tính màu đỏ có tương quan với khoảng cách thiên hà của các khu vực hình thành sao, phù hợp với độ dốc xuyên tâm hóa học phong phú có nguồn gốc từ các quan sát độc lập. Tuổi của các phức hợp hình thành sao cũng cho thấy một xu hướng như là một chức năng của thành phần hóa học.

Vậy chính xác thì những nhóm sao trẻ như vậy đi đâu và thư giãn ở đâu? Có lẽ chỉ có thể họ đang cố gắng tạo thành một quán bar khu phố. Một thanh thiên hà, tất nhiên! Như M. S. Seigar của Trung tâm Thiên văn học Chung đã nói trong một nghiên cứu năm 2002:

Sau đó, chúng tôi đã thu được hình ảnh dải I, J và K trên mặt đất của thiên hà xoắn ốc, Messier 74 (NGC 628). Thiên hà này đã được chứng minh là sở hữu một vòng sao hình thành sao từ cả quang phổ cận hồng ngoại của sự hấp thụ CO và hình ảnh dưới milimet phát xạ CO. Các vòng tròn của sự hình thành sao được cho là chỉ tồn tại do kết quả của một tiềm năng thanh. Chúng tôi cho thấy bằng chứng về sự biến dạng hình bầu dục yếu ở trung tâm của M 74. Chúng tôi sử dụng kết quả của Combes & Gerin (1985) để đề xuất rằng tiềm năng hình bầu dục yếu này chịu trách nhiệm cho vòng tròn hình thành sao được quan sát thấy trong M 74.

Lịch sử quan sát:

Thiên hà xoắn ốc tuyệt vời này ban đầu được phát hiện vào cuối tháng 9 năm 1780 bởi Pierre Mechain và sau đó được Charles Messier quan sát lại và ghi lại một cách nghiêm túc vào ngày 18 tháng 10 năm 1780.

Tinh vân không có sao, gần sao Eta Piscium, được nhìn thấy bởi M. Mechain vào cuối tháng 9 năm 1780, và ông báo cáo: Tinh vân Tinh vân này không chứa bất kỳ ngôi sao nào; nó khá lớn, rất tối nghĩa và cực kỳ khó quan sát; người ta có thể nhận ra nó với sự chắc chắn hơn trong điều kiện băng giá tốt. M. Messier đã tìm kiếm nó và tìm thấy nó, như M. Mechain mô tả về nó: nó đã được so sánh trực tiếp với ngôi sao Eta Piscium.

Ba năm sau, Sir William Herschel sẽ cố gắng hết sức để giải quyết những gì anh tin là cụm sao - và trở lại trong những năm sau đó, thậm chí bằng chi phí thiết bị của mình.

1799, ngày 28 tháng 12, kính thiên văn 40 feet. Rất sáng ở giữa, nhưng độ sáng chỉ giới hạn ở một phần rất nhỏ và không tròn; về giữa sáng là một tinh vân rất mờ nhạt đến một mức độ đáng kể. Phần sáng dường như là loại có thể phân giải được, nhưng gương của tôi đã bị tổn thương bởi hơi nước ngưng tụ.

Để cho Sir William tin tưởng, ông là người đầu tiên giải quyết một số trong nhiều khu vực sinh sản được nhìn thấy trong Messier 74, và kết quả quan sát của ông sau đó đã được xác nhận bởi chính con trai ông.

John Herschel cũng sẽ thấy sự lốm đốm trong cấu trúc của M74, nhưng Lord Rosse là người đầu tiên chọn ra cấu trúc xoắn ốc. Một lần nữa, vào thời điểm đó, các nhà thiên văn học tin rằng những sự ngưng tụ này là những ngôi sao riêng lẻ - một quan sát được truyền đi từ thời Emil Dreyer trộm khi Messier 74 cuối cùng cũng trở thành một vật thể NGC.

Định vị Messier 74:

M74 isn luôn luôn là một đối tượng dễ dàng và đòi hỏi bầu trời tối và một số starhopping. Hãy thử bắt đầu tại Alpha Arietis (Hamal) và tạo ra một ranh giới giữa nó và Beta - sau đó đến Eta Piscium. Trung tâm công cụ tìm của bạn tại Eta và thay đổi góc nhìn khoảng 1,5 độ về phía đông bắc. Nếu bạn thích, bạn có thể làm điều này trong khi nhìn qua một trường rộng, thị kính có độ phóng đại thấp - thường mang lại tầm nhìn rộng.

Trong một kính thiên văn nhỏ hơn, điều đầu tiên bạn sẽ nhận thấy là hạt nhân sao Messier 74. Đây là lý do tại sao nhiều lần quan sát viên gặp khó khăn trong việc định vị nó! Dù bạn có tin hay không, chuyển động đôi khi có thể giúp bạn phát hiện ra những thứ mờ nhạt hơn, vì vậy sử dụng thị kính để xác định vị trí của nó là một mánh khóe quan sát tốt trong giao dịch. Bởi vì thiên hà xoắn ốc này có độ sáng bề mặt thấp, nó đòi hỏi bầu trời tương đối tốt - vì vậy hãy thử trong nhiều điều kiện. Một kính viễn vọng nhỏ sẽ tiết lộ một quầng bụi xung quanh vùng lõi, trong khi khẩu độ lớn hơn sẽ tiết lộ cấu trúc xoắn ốc. Ống nhòm lớn trong điều kiện bầu trời nguyên sơ có thể tạo ra một đám mây mờ nhạt nhỏ!

Tự nghiên cứu về nó Ai biết những gì bạn có thể khám phá!

Tên của môn học: Messier 74
Chỉ định thay thế: M74, NGC 628
Loại đối tượng: Sc xoắn ốc thiên hà
Chòm sao: Cung Song Ngư
Quyền thăng thiên: 01: 36,7 (h: m)
Sự suy giảm: +15: 47 (độ: m)
Khoảng cách: 35000 (kly)
Độ sáng thị giác: 9,4 (mag)
Kích thước rõ ràng: 10,2 × 9,5 (cung phút)

Chúng tôi đã viết nhiều bài viết thú vị về các đối tượng Messier và các cụm cầu ở đây tại Tạp chí Vũ trụ. Ở đây Giới thiệu về Tammy Plotner về Giới thiệu về các đối tượng Messier, M1 - Tinh vân Con cua, Điểm sáng quan sát - Bất cứ điều gì đã xảy ra với Messier 71?, Và các bài viết của David Dickison trên 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: