Добре дошли отново в Messier понеделник! Днес продължаваме да отдаваме почит на нашата скъпа приятелка Тами Плотнър, като разглеждаме Cetus A, спиралната галактика с прегради, известна като Messier 77!
През 18-ти век известният френски астроном Шарл Месие забелязал наличието на няколко „мъгляви обекта“ , докато изследвал нощното небе. Първоначално сбъркал тези обекти с комети, той започнал да ги каталогизира, така че другите да не направят същата грешка. Днес полученият списък (известен като Каталог на Месие ) включва над 100 обекта и е един от най-влиятелните каталози на Deep Space Objects.
Един от тези обекти е известен като Messier 77 (известен още като Cetus A), спирална галактика с прегради, разположена на 47 милиона светлинни години от Земята в съзвездието Cetus . С размери около 170 000 светлинни години в диаметър, тя е една от най-големите галактики, включени в каталога на Messier. Неговият размер и ярко ядро също го правят сравнително лесен за забелязване с бинокъл или малки телескопи.
Описание:
Разположена на около 60 милиона светлинни години от нашата слънчева система и ускоряваща се от нас със 1100 километра в секунда, тази велика галактика може да покрие пространство от 170 000 светлинни години в своите краища. Това е почти двойно по-голям от Млечния път! Неговите широки спираловидни ръкави държат по-развити жълти звезди като нашето собствено Слънце, но към ядрото бие сърцето на ново поколение – младо звездно население.
Изображение на спиралната галактика Месие 77 от космическия телескоп Хъбъл. Версия на това изображение спечели второ място в състезанието за обработка на изображения на скритите съкровища на Хъбъл. Кредит: NASA/ESA/A. ван дер Ховен, 2013 г
Според спектралния анализ, Messier 77 има много широки емисионни линии, което показва, че гигантски газови облаци бързо се движат от ядрото на тази галактика с няколко стотици километри в секунда. Това прави M77 галактика Сейферт тип II – такава с разширяващо се ядро на звездно раждане. Само по себе си това е доста уникално, като се има предвид количеството енергия, необходимо за разширяване с тази скорост и по-нататъшни изследвания откриха точков радиоизточник с диаметър 12 години в ядрото си, обвит в 100 светлинни години ивица от междузвездна материя.
Миниатюрен квазар? Може би… Но каквото и да е, има измерване на 10 милиона слънчеви маси! Както A.J. Young (et al), посочени в a проучване от 2001 г :
„Докладваме рентгенова спектроскопия с разделителна способност под дъга и секунда на архетипната галактика Сейферт NGC 1068 от тип 2 с рентгеновата обсерватория Chandra. Наблюденията разкриват подробната структура и спектрите на мъглявината с обхват от 13 kpc, изобразена преди това с по-ниска разделителна способност с ROSAT. Изображението на Chandra показва ярък, компактен източник, съвпадащ с най-яркото радио и оптично излъчване; този източник е разширен с ~160 pc в същата посока като ядрената оптична линия и радиоконтинуумното излъчване. Ярката рентгенова емисия се простира ~500 pc до NE и съвпада с NE радио лоб и газ в областта на тясната линия. Мащабната емисия показва спираловидни рамена и други структури. Има много силна корелация между рентгеновото излъчване и йонизирания газ с високо възбуждане, наблюдаван в HST и наземни [0 III] изображения. Получени са спектри за ядрото, светлата област ~400 pc до NE и 8 области в много разширената емисия. Спектрите са несъвместими с моделите с гореща плазма. Моделите, включващи гладка континуа плюс емисионни линии, осигуряват отлично описание на спектрите. Емисионните линии не могат да бъдат еднозначно идентифицирани с настоящата спектрална разделителна способност, но са в съответствие с по-ярките линии, наблюдавани в XMM-Newton RGS спектъра под 2 keV> Твърдо рентгеново излъчване, включително желязна линия, се вижда, простираща се на 2,2 kpc северо-западна и южна част на ядрото. По-ниска повърхностна яркост, твърдо рентгеново излъчване, с предварително открита желязна линия, се простира с 5,5 kpc на запад и юг. Нашите резултати, взети заедно с XMM-Newton RGS спектъра, предполагат фото-йонизация и флуоресценция на газ чрез излъчване от ядрото на Сейферт до няколко kpc от него. Звездният изблик не е доминиращият източник на разширените рентгенови лъчи.'
Възможно ли е масата да е черна дупка? Казва W. Jaffe (et al) в a Проучване от 2004 г :
„Активните галактически ядра (AGNs) показват много енергийни явления – широки емисионни линии, рентгенови лъчи, релативистки струи, радиолобове – произлизащи от материя, падаща върху свръхмасивна черна дупка. Широко прието е, че ориентационните ефекти играят основна роля в обяснението на наблюдателния вид на AGN. Погледнати от определени посоки, околоядрените прахови облаци биха блокирали погледа ни към централната електроцентрала. Косвени доказателства сочат, че праховите облаци образуват разпределение с размер на парсек с форма на тор. Това обяснение обаче остава недоказано, тъй като дори най-големите телескопи не са успели да разрешат праховите структури. Тук докладваме интерферометрични средно инфрачервени наблюдения, които пространствено разрешават тези структури в галактиката NGC 1068. Наблюденията разкриват топъл (320 K) прах в структура с дебелина 2,1 парсека и диаметър 3,4 парсека, заобикаляща по-малка гореща структура. Тъй като такава конфигурация от облаци прах би се сринала за време, много по-кратко от активната фаза на AGN3, това наблюдение изисква непрекъснато въвеждане на кинетична енергия към облачната система от източник, който съществува едновременно с AGN.
И така, какво друго може да се крие там? Според Л. С. Назарова от Кралската обсерватория в Гринуич; „Резултатите от изчисленията на спектрите на газовите емисии както с централни, така и с разширени източници на йонизация са сравнени със съотношението на интензитетите на линиите, наблюдавани в удължената тясна линейна област на NGC1068. Произходът на разширена структура с аномална здравина в линиите [OIII] 5007 и [NeV] 3425, намерени от Evans and Dopita (1986) и Bergeron et al. (1989) може да се дължи на допълнителен звезден източник на йонизация на газ, разположен на разстояние 1–2 kpc от ядрото.
И така, къде точно е прочутото ядро? Не е толкова лесно да се намери, колкото може би си мислите. Изисква подробна работа, използвайки както оптични, така и радиовълни. Както Робин Кетчпоул (и др.) обясни в a Проучване от 1996 г :
„NGC 1068 (M77) е най-близкият и най-ярък пример за галактика Сейферт 2. Много активни галактически ядра (AGN), включително NGC 1068, имат очевидно конични или биконични структури на емисионни линии с високо възбуждане, простиращи се от позицията на ядрото, които се приемат като доказателство за анизотропия и ориентационни ефекти, предизвикани, за да обяснят възприеманите разлики между различните класифицирани от наблюдение видове AGN. В тази обединяваща хипотеза радиацията вероятно се колимира от оптически дебел тор, обграждащ ядрото. Дали се вижда галактика на Сейферт от тип 1 или 2 зависи от ориентацията на тора спрямо зрителната линия. Получената радиокарта на континуума при 4,9 GHz показва двустранна радиоструя, центрирана върху ядрото с проектирана дължина от 6 на североизток и около 10 на югозапад. Muxlow et al. (1996) са идентифицирали слаб източник в своята карта с разделителна способност 5 GHz и 60 mas, за който смятат, че е ядрото на NGC 1068 въз основа на неговия спектрален наклон.
История на наблюдението:
Чудя се дали Пиер Мешан дори е имал представа на 29 октомври 1780 г., когато за първи път видя тази невероятна спирална галактика, дали зад нея се крие такава наука. Месие го погледна, но не го записа. При това обстоятелство Мечейн направи: „Скуп от малки звезди, който съдържа известна мъглявина, в Cetus и на паралела на звездата Делта, съобщена за трета величина и която М. Месие прецени, че едва ли е от пета. М. Мечейн видя този куп на 29 октомври 1780 г. под формата на мъглявина.“ (Въпреки това, не обвинявайте Месие за липса на интерес към този момент. Съпругата му и новороденият му син току-що бяха починали и той скърби.)
През 1783 г. сър Уилям Хершел я вижда като „зле дефинирана звезда, заобиколена от мъглявина“. но ще промени мелодията си около 8 години по-късно, когато съобщи: „Един вид много увеличен звезден куп; съдържа няколко ярки звезди в центъра.' Синът му, Джон Хершел, ще продължи да го каталогизира - също не е много описателен. Въпреки това, адмирал Смит на помощ!
„Кръгла звездна мъглявина, близо до Делта в долната челюст на кита и на около 2 1/2 градуса от Гама по линията към Епсилон, или s. от w. Това е класифицирано за първи път от Месие през 1780 г. като маса от звезди, съдържаща мъглявина. Той е малък, ярък и точно в една линия с три малки звезди, една предхождаща и две следващи, от които най-близката и най-голямата е с 9-та величина на юг след изток. В полето има и други минутни спътници; и мястото се отличава от Gamma Ceti. Този обект е чудесно отдалечен и изолиран, с предполагаемо доказателство за вътрешна плътност в неговата агрегация; и носещи индикация за съществуването на централна сила, намираща се или в централно тяло, или в центъра на тежестта на цялата система. Сър Уилям Хершел, след като го е изследвал многократно, казва: „От наблюденията на големия десет футов телескоп, който има измервателна мощност от 75,82, можем да заключим, че дълбочината на най-близката част е поне от 910-ти порядък. ” Тоест 910 пъти по-далеч от звездите от първа величина!
Може ли вашите собствени наблюдения да бъдат малко повече... върху??
Намиране на Месие 77:
M77 може лесно да се намери на по-малко от градус на изток/югоизток от делта Цети от 4-та величина. Тази великолепна спирална галактика с лице към лице може да бъде забелязана с по-малък бинокъл от място на тъмно небе като кръгла промяна в контраста и лесно се вижда в малки телескопи. С увеличаване на блендата детайлите и голямото увеличение работят добре с тази галактика. Когато е в кулминацията, M77 е достатъчно ярък, за да издържи на замърсяване на градското небе и първите етапи на лунна светлина!
Местоположението на Месие 77 в съзвездието Кит. Кредит: IAU/Списание Sky & Telescope (Роджър Синът и Рик Файбърг)
Име на обекта: Месие 77
Алтернативни обозначения: M77, NGC 1068
Тип на обекта: Sb Спирална галактика с прегради
съзвездие: Cetus
Право Възнесение: 02 : 42,7 (ч: мин)
Деклинация: -00: 01 (градус: м)
Разстоянието: 60000 (kly)
Визуална яркост: 8,9 (mag)
Привидно измерение: 7×6 (дъгова мин.)
Написали сме много интересни статии за обектите на Messier и кълбовидни купове тук във Universe Today. Ето я на Тами Плотнър Въведение в обектите на Месие , M1 – Мъглявината Рак , Наблюдаване на прожекторите – какво се е случило с Месие 71? и статиите на Дейвид Дикисън за 2013 и 2014 г Маратоните на Месие.
Не пропускайте да разгледате нашата пълна Каталог на Месие . И за повече информация вижте База данни на SEDS Messier .
Източници:
