MESSIER 90 - THIêN Hà XOẮN ỐC NGC 4569

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 đang đến gần được gọi là Messier 90!

Trong thế kỷ 18, nhà thiên văn học nổi tiếng người Pháp Charles Messier đã chú ý đến sự hiện diện của một số vật thể mơ hồ của người Hồi giáo trong khi 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 trung gian được gọi là Messier 90, nằm cách chòm sao Xử Nữ khoảng 60 triệu năm ánh sáng - biến nó thành một phần của Cụm Xử Nữ. Không giống như hầu hết các thiên hà trong nhóm địa phương, Messier 90 là một trong số ít các thiên hà được phát hiện đang dần di chuyển gần Dải Ngân hà (những thiên hà khác là thiên hà Andromeda và thiên hà Tam giác).

Những gì bạn đang xem:

Là một trong những thiên hà xoắn ốc lớn hơn trong Cụm Xử Nữ, M90 thoạt tiên dường như là một thiên hà đã tạm dừng sự hình thành sao. Mật độ thấp và cánh tay xoắn ốc chặt của nó đều hướng đến một vũ trụ đảo sắp trải qua biến thái. Tuy nhiên, sâu thẳm trong trái tim của nó, M90 vẫn chưa hoàn thành. Như S. Rys (et al) đã nói trong nghiên cứu năm 2007:

Ngôi sao NGC4569 là một thiên hà xoắn ốc (Sb) sáng nằm cách trung tâm Virgo Cluster chỉ 0,5Mpc, được biết đến với sự phát sáng nhỏ gọn trong lõi và một luồng khí khổng lồ (8 kpc) phát ra vuông góc với đĩa thiên hà. Các quan sát liên tục vô tuyến phân cực gần đây của chúng tôi với kính viễn vọng Effelsberg ở 4,85 GHz và 8,35 GHz cho thấy các thùy từ hóa khổng lồ, thậm chí kéo dài 24 kpc từ mặt phẳng thiên hà. Đây là lần đầu tiên các thùy liên tục vô tuyến lớn như vậy được quan sát thấy trong một thiên hà xoắn ốc cụm. Trái ngược với phát xạ vô tuyến, các tia X không hiển thị các phần mở rộng lớn tương tự ở cả hai mặt của đĩa thiên hà. Tuy nhiên, phát xạ tia X mạnh hơn có thể nhìn thấy gần đĩa ở phần phía tây của nó, và tương ứng với phát xạ tăng cường và phát xạ Ha ở đó. Phần mở rộng là rộng, do đó, điển hình hơn cho một ngôi sao phát tán rộng hơn là cho một hình nón ion hóa chuẩn hóa hơn từ một AGN. Thành phần mềm tia X ít mở rộng hơn cũng có thể nhìn thấy theo hướng SW từ đĩa. Việc kiểm tra phát xạ vô tuyến từ các thùy thiên hà cho thấy thực sự các thùy không thể được cung cấp năng lượng bởi một AGN nhưng có lẽ là do dòng chảy hạt nhân và dòng siêu bão xảy ra? 30 tháng trước. Điều này được hỗ trợ bởi các ước tính về áp suất từ trường và tia vũ trụ kết hợp bên trong các thùy từ dữ liệu radio của chúng tôi. Ha spur và phát xạ tia X mềm liên quan đến phần phía tây của đĩa có thể là một ví dụ gần đây về nhiều sự kiện như vậy trong quá khứ.

Vì vậy, những gì khác có thể giải thích cho hoạt động starburst trong một thiên hà đang thay đổi? Thử ga. Như Jerry Kenney (et al) đã chỉ ra trong một nghiên cứu năm 2004:

Một trong những trường hợp rõ ràng nhất là thiên hà Xử Nữ có độ nghiêng rất cao NGC 4522, có một đĩa sao bình thường nhưng một đĩa khí bị cắt cụt và rất nhiều khí ngoài hành tinh ngay bên cạnh bán kính cắt khí trong đĩa. Tất cả phát xạ liên tục HI, H và vô tuyến mạnh đều được phát hiện từ khí ngoài hành tinh. Các cực đại liên tục vô tuyến và cực đại chỉ số vô tuyến ở phía đối diện với khí ngoài hành tinh, cho thấy áp lực liên tục của ICM. Bốn xoắn ốc Virgo cạnh thiếu HI khác cho thấy bằng chứng về khí ISM ngoại vi hoặc biểu hiện sự bất đối xứng trong các bản phân phối HI của chúng, nhưng chứa HI ít hơn so với NGC 4522. So sánh với các mô phỏng gần đây cho thấy sự khác biệt này có thể là tiến hóa, với mật độ bề mặt lớn của khí ngoài hành tinh chỉ được quan sát thấy trong các giai đoạn đầu của tương tác ICM-ISM. Một nhánh dị thường của các vùng HII, có thể là ngoại bào, xuất hiện từ rìa của đĩa H bị cắt cụt. Điều này giống như các cánh tay nhìn thấy trong các mô phỏng được hình thành bởi các hiệu ứng kết hợp của áp lực gió cộng với xoay. Một tinh vân mở rộng gần trục nhỏ, cũng ở Tây Bắc, được hiểu là bong bóng dòng chảy sao bị xáo trộn bởi áp lực gió ICM.

Vậy tại sao nó lại mê hoặc chúng ta đến vậy? Nhà thiên văn học Bill Keel có thể tóm tắt nó là tốt nhất:

Sự quan tâm đến các thiên hà starburst đã được đưa ra bằng cách tự hỏi làm thế nào một số thiên hà, và thường là các vùng rất nhỏ trong hạt nhân của chúng, có thể chuyển đổi rất nhiều khí hiệu quả thành các ngôi sao trong một thời gian rất ngắn. Thường thì có rất nhiều khí phân tử được đánh giá từ phát thải CO, do đó, nó không phải là một câu hỏi gây khó chịu nhiều như một câu đố sưu tập. Làm thế nào có thể thu thập được rất nhiều khí phân tử mà không tạo ra các ngôi sao trên đường đi (vấn đề tương tự đối với vật liệu phân hạch được gọi là vấn đề xì hơi). Số liệu thống kê của các ngôi sao có thể có một manh mối - các ngôi sao phát triển đáng chú ý hơn trong các hệ thống tương tác và hợp nhất so với các thiên hà cô lập hơn. Mặc dù điều này không có nghĩa là nhiều trong số chúng xảy ra trong các tương tác (đơn giản vì chỉ có khoảng 10% thiên hà nằm trong các cặp ràng buộc), nhưng điều đó cho thấy rằng các điều kiện dễ dàng đạt được hơn trong quá trình tương tác và sáp nhập. Một số chỉ số hình thành sao kể những câu chuyện tương tự ở đây. Phần lớn các xoắn ốc trong các cặp trải nghiệm sự gia tăng SFR thường là 30%, trong khi một số ít kinh nghiệm tăng theo thứ tự cường độ. Vụ nổ thường được giới hạn trong vài trăm Parsec gần hạt nhân, mặc dù các vụ nổ trên toàn đĩa là phổ biến. Sở thích này đối với các thiên hà bị xáo trộn đã dẫn đến một loạt các suy đoán về nguyên nhân gây ra các cải tiến (và do đó ít nhất là góp phần vào các vụ nổ sao).

Mật độ năng lượng cao, cả về ánh sáng sao và đầu vào cơ học thông qua gió sao và siêu tân tinh, thực sự có thể hủy liên kết ISM khỏi các thiên hà đầy sao. ISM được làm nóng có thể thiết lập một luồng gió toàn cầu (hoặc siêu), có thể phát hiện được trong phát xạ đường quang, ánh sáng sao tán xạ và tia X mềm (nổi bật nhất từ giao diện ở rìa của dòng chảy hình nón thô). Hầu hết các vật chất thoát ra có thể nóng đến mức chúng ta thậm chí không nhìn thấy nó trong tia X, chỉ làm mát ở giao diện với ISM ít bị nhiễu hơn. Cơn gió này có thể rất quan trọng trong việc hình thành các thiên hà loại sớm, vì người ta phải quét khí ra khỏi sản phẩm sáp nhập nếu nó sẽ kết thúc dưới dạng hình elip. Một cái gì đó như thế này dường như đã xảy ra sớm trong lịch sử của các cụm và nhóm, vì khí tia X nội bào cho thấy dấu vết hóa học đã được xử lý bởi các ngôi sao lớn.

Lịch sử quan sát:

M90 là một trong 7 thành viên của cụm thiên hà Virgo được Charles Messier phát hiện vào đêm ngày 18 tháng 3 năm 1781. Trong các ghi chú của mình, ông viết: Tinh vân không có sao, trong Virgo: ánh sáng của nó mờ nhạt như trước, số 89 .

Vào thời điểm Sir William Herschel đưa nó vào danh mục số 90 của Messier, anh ấy đã tận hưởng một đêm trăng sáng và - ít nhất là bằng những gì chúng tôi có - không bao giờ quay trở lại. Rất may Đô đốc Smyth đã đến giải cứu!

Đây là một khu vực mơ hồ tuyệt vời và vật chất khuếch tán chiếm một không gian rộng lớn, trong đó một số vật thể tốt nhất của Messier và Herschels sẽ dễ dàng được người quan sát sắc sảo nhặt được ở gần. Sơ đồ sau đây thể hiện sự bố trí cục bộ của những người hàng xóm mơ hồ mênh mông ở phía bắc [thực sự là phía nam] của 88 Messier; họ đi trước M., số 84 và tiếp theo là M. 58, 89, 90 và 91, trong cùng khu vực; do đó mô tả một điểm chỉ 2 độ 1/2 từ bắc xuống nam và 3 độ từ đông sang tây, như micromet cho thấy nó. Và sẽ thuận tiện để ghi nhớ, rằng tình huống của tập hợp tinh vân phi thường và các cụm hình cầu nén bao quanh cánh trái và vai của Virgin, được chỉ ra bằng mắt thường được thực hành bởi Epsilon, Delta, Gamma, Eta và Beta Virginis tạo thành một vòng tròn ở phía đông, trong khi phía bắc của ngôi sao được nhắc đến cuối cùng, Beta Leonis đánh dấu ranh giới phía tây bắc. Lý luận theo nguyên tắc Herschelian, điều này có thể được coi là phần mỏng nhất hoặc nông nhất trong cơ sở của chúng ta; và phòng thí nghiệm rộng lớn của cơ chế tách biệt bằng cách nén và cách nhiệt được làm chín, trong quá trình không thể đo lường được. Chủ đề, tuy giàu trí tưởng tượng, nhưng trang trọng và cao siêu.

Định vị Messier 90:

Bắt đầu với cặp M84 / M86 cơ bản nằm gần như chính xác giữa đường giữa Beta Leonis (Denebola) và Epsilon Virginis (Vindemiatrix). Bản đồ trên cho thấy khá nhiều khoảng cách giữa các thiên hà, nhưng bằng cách chạy mô hình lưới Lưới, bạn có thể dễ dàng bỏ qua trường thiên hà Xử Nữ. Khi bạn có M84 / M86 trong tầm nhìn, hãy di chuyển một trường thị kính năng lượng thấp về phía đông và nhảy về phía bắc ít hơn và trường thị kính cho M87.

Bây giờ bạn đã hiểu làm thế nào Charles Messier chạy mô hình bầu trời của mình! Tiếp tục về phía bắc cho 1 hoặc hai trường thị kính và sau đó dịch chuyển về phía đông một. Điều này sẽ đưa bạn đến M88. Bây giờ chuyển thêm một trường về phía đông và thả về phía nam giữa 1 đến 2 trường cho M89. Bước nhảy tiếp theo của bạn cũng là một trường thị kính ở phía đông và sau đó là 1 về phía bắc cho M90. Trong thị kính, M90 sẽ xuất hiện dưới dạng một đám mây tròn rất mờ, mà ngay cả khi xuất hiện. Vì M90 gần 10 độ, nên sẽ cần một đêm tối.

Từ siêu phàm cho đến những trò lố bịch từ thiên hà này đến thiên hà tiếp theo trong một lĩnh vực giàu có. Tận hưởng nhiệm vụ Xử Nữ của bạn!

Tên của môn học: Messier 90
Chỉ định thay thế: M90, NGC 4569
Loại đối tượng: Loại Sb Barred xoắn ốc thiên hà
Chòm sao: Xử Nữ
Quyền thăng thiên: 12: 36,8 (h: m)
Sự suy giảm: +13: 10 (độ: m)
Khoảng cách: 60000 (kly)
Độ sáng thị giác: 9,5 (mag)
Kích thước rõ ràng: 9,5 × 4,5 (cung tối thiểu)

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, Quan sát quan sát - Bất cứ điều gì đã xảy ra với Messier 71?, Và các bài viết của David Dickison về Cuộc đua Messier 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: