MESSIER 64 - GALAKSI MATA HITAM

Send

Selamat kembali ke Messier Isnin! Hari ini, kami terus memberikan penghormatan kepada rakan tersayang kami, Tammy Plotner, dengan melihat pelanggan "jahat" yang dikenali sebagai Messier 64 - aka. "Galaxy Mata Hitam"!

Pada abad ke-18, ketika mencari komet di langit malam, ahli astronomi Perancis, Charles Messier terus memperhatikan kehadiran objek tetap dan menyebar yang pada awalnya dia salah anggap sebagai komet. Pada waktunya, dia akan menyusun senarai kira-kira 100 objek ini, dengan harapan dapat mengelakkan ahli astronomi lain melakukan kesalahan yang sama. Senarai ini - dikenali sebagai Katalog Messier - akan menjadi salah satu katalog yang paling berpengaruh dari Objek Langit Dalam.

Salah satu objek ini dikenali sebagai Messier 64, yang juga dikenal sebagai "Mata Hitam" atau "Galaxy Mata Jahat". Terletak di rasi Coma Berenices, kira-kira 24 juta tahun cahaya dari Bumi, galaksi lingkaran ini terkenal dengan jalur gelap yang menyerap debu yang terletak di hadapan nukleus terang galaksi (relatif terhadap Bumi). Messier 64 terkenal di kalangan ahli astronomi amatur kerana dapat dilihat dengan teleskop kecil.

Penerangan:

Tinggal sekitar 19 juta tahun cahaya dari galaksi rumah kita, "Sleeping Beauty" meluas di seluruh ruang meliputi kawasan seluas hampir 40.000 tahun cahaya, berputar dengan kecepatan 300 kilometer sesaat. Ke arah terasnya adalah cakera berputar berlawanan kira-kira 4.000 tahun cahaya dan geseran antara kedua-duanya mungkin menjadi faktor penyumbang kepada sejumlah besar aktiviti ledakan bintang dan jalur debu gelap yang khas.

Bintang sendiri kelihatan terbentuk dalam dua gelombang, pertama berkembang di luar mengikuti kecerunan ketumpatan di mana jirim antara bintang banyak menunggu, dan kemudian berkembang perlahan. Ketika bahan dari bintang dewasa mulai diturunkan oleh angin bintang, supernova, dan nebula planet mereka, jumlah jirim antara bintang sekali lagi dimampatkan, memulakan proses pembentukan bintang lagi. “Gelombang kedua” ini mungkin dapat dilambangkan dengan jalur debu gelap dan kabur yang kita lihat.

Tetapi, M64 tidak mengalami kemelut. Putaran gandanya mungkin bermula sebagai pertembungan ketika dua galaksi bergabung sekitar beberapa miliar tahun yang lalu - atau teori yang disarankan. Tetapi berjaya? Seperti yang dijelaskan oleh Robert Braun dan Rene Walterbos dalam kajian mereka pada tahun 1995:

"Galaksi ini diketahui berisi dua disk gas bersarang, berputar penghitung, masing-masing dari 108 jisim suria, dengan cakera dalam memanjang hingga kira-kira 1 kpc dan cakera luar meluas di luar. Kinematik bintang di sepanjang paksi utama, melintasi rantau peralihan antara dua cakera gas, tidak menunjukkan petunjuk pembalikan halaju atau penyebaran halaju yang meningkat. Bintang-bintang selalu berputar dalam arti yang sama dengan cakera gas dalaman, dan dengan itu cakera luar yang 'berlawanan'. Halaju bulatan yang diproyeksikan disimpulkan dari kinematik bintang dan dari cakera H I yang disetujui dalam jarak kira-kira 10 km / s, menyokong bukti lain bahawa cakera bintang dan gas adalah coplanar hingga kira-kira 7 darjah. Had atas ini setanding dengan jisim gas berputar kaunter yang dikesan. Jisim bahan berputar kaunter yang rendah ini, digabungkan dengan penyebaran halaju rendah dalam cakera bintang, menyiratkan bahawa NGC 4826 tidak boleh menjadi hasil penggabungan galaksi retrograde, kecuali jika mereka berbeza sekurang-kurangnya dengan susunan besarnya jisim. Halaju gas terion di sepanjang paksi utama sepadan dengan halaju bintang dengan suhu R kurang dari 0.75 kpc. Peralihan seterusnya ke arah putaran kontra gas terionisasi diselesaikan secara spasial, dengan jarak lebih kurang 0,6 kpc dalam radius. Kinematik wilayah ini tidak simetri berkenaan dengan pusat galaksi. Di sebelah tenggara terdapat wilayah yang signifikan di mana vproj (H II) jauh lebih sedikit daripada vcirc lebih kurang 150 km / s, tetapi sigma (H II) lebih kurang 65 km / s. Asimetri kinematik tidak dapat dijelaskan dengan model dinamis yang tidak bergerak, bahkan jika aliran masuk gas atau melengkung dipanggil. Gas di kawasan peralihan ini menunjukkan struktur ruang yang tersebar, pelepasan kuat (N II) dan (S II), serta penyebaran halaju tinggi. Data-data ini memberi kita teka-teki menjelaskan galaksi di mana cakera bintang, dan dua cakera HI berputar penghitung, pada radius yang lebih kecil dan jauh lebih besar, muncul dalam keseimbangan dan hampir koplanar, namun di mana kawasan peralihan antara cakera gas tidak dalam keadaan stabil. "

Jadi adakah semua itu sebenarnya? Adakah bintang baru dilahirkan dalam kegelapan? Seperti yang ditunjukkan oleh A. Majeed (et al) dalam kajian mereka pada tahun 1999:

"Galaksi Mata Jahat (NGC 4826; M64) dibezakan oleh penempatan asimetri, dengan kuat menyerap jalur debu di lekapan yang menonjol. Kami memperoleh spektrum panjang NGC 4826, dengan celah melintasi nukleus galaksi, meliputi bahagian yang sama dari bahagian tonjolan yang tidak jelas dan tidak jelas. Dengan membandingkan pengagihan tenaga spektral pada kedudukan yang sesuai pada bonjolan, yang ditempatkan secara simetri berkenaan dengan nukleus, kami dapat mengkaji kesan bergantung pada panjang gelombang penyerapan, penyerakan, dan pelepasan oleh debu, serta kehadiran pembentukan bintang yang berterusan di lorong debu. Kami melaporkan pengesanan pelepasan merah yang kuat (ERE) dari lorong debu dalam jarak kira-kira 15 arcsec dari nukleus NGC 4826. Jalur ERE memanjang dari 5400 A hingga 9400 A, dengan puncak mendekati 8800 A. Intensiti ERE bersepadu adalah kira-kira 75% daripada cahaya yang disebarkan dari lorong debu. ERE beralih ke panjang gelombang yang lebih panjang dan berkurang dalam intensiti ketika kawasan pembentukan bintang, yang terletak di luar jarak 15 arcsec, didekati. Kami menafsirkan ERE sebagai berasal dari cahaya photoluminescence oleh kluster berukuran nanometer, yang diterangi oleh medan radiasi galaksi, selain pencahayaan oleh kompleks pembentuk bintang di lorong debu. Apabila diteliti dalam konteks pemerhatian ERE di ISM Galaxy kita yang tersebar dan dalam pelbagai persekitaran berdebu lain seperti nebula, kami menyimpulkan bahawa kecekapan penukaran foton ERE di NGC 4826 adalah setinggi yang terdapat di tempat lain, tetapi ukurannya nanopartikel di NGC 4826 adalah dua kali lebih besar daripada yang difikirkan wujud di ISM Galaxy kita yang tersebar. "

Tetapi perbahasan masih berjalan. Sebagai R.A. Walterbos (et al) menyatakan dalam kajian mereka pada tahun 1993:

“Yang hampir dengan orientasi coplanar dari disk gas adalah salah satu aspek yang sangat sesuai dengan apa yang diharapkan berdasarkan model penggabungan untuk gas berputar berlawanan. Namun, arah putaran cakera gas dalaman berkenaan dengan bintang tidak. Selain itu, keberadaan cakera eksponensial yang didefinisikan dengan baik mungkin menyiratkan bahawa jika penggabungan berlaku, ia pasti antara kerdil kaya gas dan lingkaran, bukan antara dua spiral jisim yang sama. Lengan spiral bintang NGC 4826 mengekori bahagian cakera dan mengarah ke cakera luar. Pengiraan berangka terkini oleh Byrd et al. untuk NGC 4622 menunjukkan bahawa lengan terkemuka yang tahan lama dapat dibentuk dengan jalan retrograde yang rapat dari rakan kecil. Dalam senario ini, cakera gas berputar luar berputar di NGC 4826 mungkin merupakan gas yang dilepaskan dari kerdil. Walau bagaimanapun, di NGC 4826 lengan luar memimpin, sementara nampak di NGC 4622 lengan dalam memimpin. Suatu simulasi N-badan / hidro yang realistik dari pertemuan lingkaran kerdil sangat diperlukan. Ada juga kemungkinan bahawa cakera gas luar yang berputar berputar disebabkan oleh masuknya gas secara beransur-ansur dari lingkaran, bukan dari peristiwa penggabungan diskrit. "

Sejarah Pemerhatian:

M64 ditemui oleh Edward Pigott pada 23 Mac 1779, hanya 12 hari sebelum Johann Elert Bode menjumpainya secara bebas pada 4 April 1779. Kira-kira setahun kemudian, Charles Messier secara bebas menemui semula pada 1 Mac 1780 dan mengkataloginya sebagai M64. Kata Babi:

“.. pada 23 Mac [1779], saya menjumpai nebula dalam buruj Coma Berenices, sehingga kini, saya anggap tidak disedari; sekurang-kurangnya tidak disebutkan dalam M. de la Lande's Astronomy, atau juga di dalam katalog M. Messier yang cukup banyak bintang [1771]. Saya telah memerhatikannya dalam instrumen akromatik, sepanjang tiga kaki, dan menyimpulkan R.A. dengan membandingkannya dengan bintang berikut Mean R.A. nebula untuk 20 April 1779, dari 191d 28 ′ 38 ″. Cahayanya sangat lemah, saya tidak dapat melihatnya di teleskop dua kaki kuadran kami, jadi kami harus menentukan penurunannya juga oleh alat transit. Penentuan, bagaimanapun, saya percaya, bergantung pada dua menit: oleh itu, deklinasi utara adalah 22d 53 ″ 1/4. Diameter nebula ini saya anggap sekitar dua minit darjah. "

Walau bagaimanapun, penemuan Pigott hanya diterbitkan ketika dibaca di hadapan Royal Society di London pada 11 Januari 1781, sementara Bode's diterbitkan pada tahun 1779 dan Messier pada akhir musim panas, 1780. Penemuan Pigott lebih kurang diabaikan dan dipulihkan hanya oleh Bryn Jones pada bulan April 2002! (Semoga Tuan Pigot yang baik tahu bahawa dia dikenang di sini dan laporannya ditempatkan terlebih dahulu !!)

Jadi bagaimana ia mendapat nama "Black Eye Galaxy"? Kami mengucapkan terima kasih kepada Sir William Herschel: “Objek yang sangat luar biasa, panjangnya panjang, kira-kira 12,, 4 5 atau 5 ′ lebar, mengandungi satu tempat yang jelas seperti bintang dengan lengkungan hitam kecil di bawahnya, sehingga memberikan satu idea tentang apa yang disebut mata hitam, yang timbul dari pertempuran. " Sudah tentu, John Herschel mengabadikannya ketika dia menulis dalam catatannya sendiri:

"Kekosongan separa elips gelap (ditunjukkan oleh bahagian yang tidak berlindung atau terang pada gambar,) yang sebahagiannya mengelilingi inti nebula yang pekat dan terang, tentu saja tidak disedari oleh Messier. Namun demikian ia dilihat oleh Bapa saya, dan ditunjukkan olehnya kepada mendiang Sir Charles Blagden, yang menyamakannya dengan penampilan mata hitam, perbandingan yang aneh, tetapi tidak pantas. Inti agak memanjang, dan saya mempunyai kecurigaan kuat bahawa ia mungkin bintang ganda dekat, atau nebula ganda yang sangat pekat. "

Mengesan Messier 64:

Mencari M64 tidak begitu mudah. Mulakan dengan mengenal pasti Arcturus oren terang dan kelompok bintang Coma Berenices (Melotte 111) mengenai jarak tangan ke arah barat umum. Semasa anda berehat dan membiarkan mata anda menjadi gelap, anda akan melihat tiga bintang yang terdiri daripada buruj Berisik Coma, tetapi jika anda tinggal di bawah langit yang tercemar cahaya, anda mungkin memerlukan teropong untuk mencari bintangnya yang samar. Setelah anda mengesahkan Alpha Comae, naik bintang kira-kira 4 darjah utara / barat laut hingga 35 Comae. Anda akan menemui M64 sekitar darjah di timur laut bintang 35.

Walaupun Messier 64 teropong mungkin, ia memerlukan langit yang sangat gelap untuk teropong rata-rata dan hanya akan ditunjukkan sebagai perubahan kontras bujur yang sangat kecil. Walau bagaimanapun, dalam teleskop sekecil 102 mm, tanda khasnya dapat dilihat pada malam yang gelap dengan kejelasan yang baik. Jangan melawannya ... Terdapat banyak debu gelap di Sleeping Beauty ini untuk dikelilingi!

Berikut adalah fakta ringkas mengenai Objek Messier ini untuk membantu anda memulakan:

Nama Objek: Messier 64
Penetapan Alternatif: M64, NGC 4826, Galaxy Mata Hitam, Galaxy Beauty Sleeping, Galaxy Galaxy Jahat
Jenis Objek: Taip Sb Spiral Galaxy
Buruj: Koma Berenices
Kenaikan Kanan: 12: 56.7 (j: m)
Deklinasi: +21: 41 (darjah: m)
Jarak: 19000 (kly)
Kecerahan Visual: 8.5 (mag)
Dimensi Rupa: 9.3 × 5.4 (min arka)

Kami telah menulis banyak artikel menarik mengenai Objek Messier di sini di Space Magazine. Inilah artikel Tammy Plotner's Pengantar Objek Messier, M1 - The Crab Nebula, dan David Dickison mengenai Messier Marathons 2013 dan 2014.

Pastikan anda melihat Katalog Messier lengkap kami. Dan untuk maklumat lebih lanjut, lihat Pangkalan Data Messier SEDS

Sumber: