Welkom terug bij Messier Monday! Vandaag gaan we verder met ons eerbetoon aan onze dierbare vriend, Tammy Plotner, door te kijken naar de "Phantom Galaxy" die bekend staat als Messier 74!
In de 18e eeuw merkte de beroemde Franse astronoom Charles Messier de aanwezigheid op van verschillende 'vage objecten' tijdens het bekijken van de nachtelijke hemel. Oorspronkelijk verwarde hij deze objecten met kometen, maar hij begon ze te catalogiseren zodat anderen niet dezelfde fout zouden maken. Tegenwoordig bevat de resulterende lijst (bekend als de Messier-catalogus) meer dan 100 objecten en is het een van de meest invloedrijke catalogi van Deep Space Objects.
Een van deze objecten is het spiraalstelsel dat bekend staat als Messier 74 (ook bekend als het Phantom Galaxy) en dat face-on verschijnt voor waarnemers vanaf de aarde. Dit sterrenstelsel bevindt zich op ongeveer 30 miljoen lichtjaar van de aarde in de richting van het sterrenbeeld Vissen, heeft een diameter van ongeveer 95.000 lichtjaar (bijna net zo groot als de Melkweg) en herbergt ongeveer 100 miljard sterren.
Omschrijving:
Dit prachtige sterrenstelsel is een prototype van een groots ontwerp van een Sc-sterrenstelsel en behoort tot de eerste "spiraalnevels" die door Lord Rosse zijn erkend. Op een afstand van 30 tot 40 miljoen lichtjaar van ons, glijdt het langzaam verder weg met een snelheid van 793 kilometer per seconde. Zijn schoonheid omvat ongeveer 95.000 lichtjaar, ongeveer even groot als onze Melkweg en zijn spiraalarmen strekken zich uit over 1000 lichtjaren.
Binnen die armen bevinden zich clusters van blauwe jonge sterren en rozeachtig gekleurde diffuse gasnevels die H II-gebieden worden genoemd waar stervorming plaatsvindt. Waarom zo'n overweldigende schoonheid? De kans is groot dat de dichtheidsgolven rond de gasvormige schijf van M74 vegen, waarschijnlijk veroorzaakt door zwaartekrachtsinteractie met naburige sterrenstelsels. Zoals B. Kevin Edgar uitlegde:
“Er wordt een numerieke methode beschreven die speciaal is ontworpen om de dynamiek van een oneindig kleine, deze differentieel roterende gasvormige schijf te behandelen. De methode is gebaseerd op de Piecewise Parabolic Method (PPM), een uitbreiding van de hogere orde van Godunov's methode. Gravitatiekrachten die een lineaire spiraaldichtheidsgolf in de stellaire component van een sterrenstelsel vertegenwoordigen, zijn inbegrepen. De berekening is Euleriaans en wordt uitgevoerd in een uniform roterend referentiekader met behulp van vlakke poolcoördinaten. De vergelijkingen zijn geformuleerd in een exacte verstoringsvorm om alle grote, tegengestelde termen die de krachtbalans vertegenwoordigen in de onverstoorde, symmetrische asstatus expliciet te elimineren, zodat kleine verstoringen nauwkeurig kunnen worden berekend. De methode is bij uitstek geschikt voor de studie van de gasvormige respons op een spiraalvormige dichtheidsgolf in een schijfstelsel. Er wordt een reeks tweedimensionale hydrodynamische modellen berekend om de zwaartekrachtreactie van een uniforme, isotherme, massaloze gasvormige schijf te testen op een opgelegde spiraalvormige zwaartekrachtverstoring. De parameters die de massaverdeling, rotatie-eigenschappen en de spiraalgolf beschrijven, zijn gebaseerd op het sterrenstelsel NGC 628. De oplossingen hebben schokken binnen en buiten co-rotatie, waardoor het gebied rond co-rotatie wordt uitgeput. De snelheid waarmee dit gebied uitgeput raakt, hangt sterk af van de sterkte van de opgelegde spiraalverstoring. Potentiële verstoringen van 10% of meer veroorzaken een grote radiale instroom. De tijd die het gas nodig heeft om in dergelijke modellen tot de binnenste Linblad-resonantie te dalen, is slechts een klein deel van de Hubble-tijd. De impliciete snelle evolutie suggereert dat als er sterrenstelsels bestaan met zulke grote verstoringen, ofwel gas van buiten de melkweg moet worden aangevuld, ofwel dat de verstoringen van voorbijgaande aard moeten zijn. Binnen co-rotatie met het spiraalpatroon verhoogt het verlies van impulsmoment door het gas het impulsmoment van de sterren, waardoor de golfamplitude afneemt. ”
Wat verbergt er nog meer binnenin? Kijk dan eens met röntgenogen. Zoals Roberto Soria (et al) in hun studie uit 2002 aangaf:
“Het face-on spiraalstelsel M74 (NGC 628) werd op 2 februari 2002 door XMM-Newton waargenomen. In totaal worden 21 bronnen gevonden in de binnenste 5 ′ van de kern (na afwijzing van een paar bronnen die verband houden met voorgrondsterren) . Hardheidsverhoudingen suggereren dat ongeveer de helft ervan tot de melkweg behoort. Het hogere helderheidseinde van de helderheidsfunctie wordt bepaald door een vermogenswet van helling -0.8. Dit kan worden geïnterpreteerd als bewijs van voortdurende stervorming, analoog aan de verdelingen die worden aangetroffen in schijven van andere laat-type sterrenstelsels. Een vergelijking met eerdere Chandra-waarnemingen onthult een nieuwe ultraluminische röntgenstralen (LX ~ 1,5 × 1039 ergs s-1 in de 0,3-8 keV-band) ongeveer 4 ′ ten noorden van de kern. We vinden een andere heldere voorbijgaande bron (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) ongeveer 5 'ten noordwesten van de kern. De UV- en röntgen-tegenhangers van SN 2002ap worden ook gevonden in deze XMM-Newton-waarneming; de hardheidsverhouding van de röntgen-tegenhanger suggereert dat de emissie afkomstig is van de geschokte circumstellaire materie. ”
In het geval van Messier 74 is niets schokkend - inclusief de golven met spiraaldichtheid. Zoals Sakhibov en Smirnov in een studie uit 2004 uitlegden:
“Het radiale profiel van de stervormingssnelheid (SFR) in het sterrenstelsel NGC 628 blijkt te worden gemoduleerd door een spiraalvormige dichtheidsgolf. Het radiale profiel van de snelheid van gasinstroom in de spiraalarm is vergelijkbaar met de radiale verdeling van de oppervlaktedichtheid van de SFR. De positie van de corotatieresonantie wordt bepaald samen met andere parameters van de spiraal-dichtheidsgolf via een Fourier-analyse van de azimutale verdeling van de waargenomen radiale snelheden in ringvormige zones van de schijf van NGC 628. Het radiale profiel van de oppervlaktedichtheid van de SFR wordt bepaald met behulp van de empirische relatie SFR - lineaire grootte voor stervormingscomplexen (gigantische HII-gebieden) en metingen van de coördinaten, H-alfa-fluxen en de afmetingen van HII-gebieden in NGC 628. ”
We hebben het over gigantische stervormingsgebieden, nietwaar? En waar sterren ontstaan…. Sterren sterven. Zoals in supernova! Zoals Elias Brinks (et al) aangaf:
“De vorming van massieve sterren, meestal in (super) sterrenhopen, hun snelle evolutie en daaropvolgende ondergang als supernovae heeft een grote impact op hun directe omgeving. Het gecombineerde effect van stellaire winden en Supernovae, die snel achter elkaar en binnen een klein volume afgaan, creëert expanderende bellen van coronaal gas in het neutrale Interstellaire medium (ISM) In spiraalvormige en (dwerg) onregelmatige sterrenstelsels. Deze expanderende schillen vegen op hun beurt op en comprimeren neutraal gas, wat kan leiden tot moleculaire wolkenvorming en het ontstaan van secundaire of geïnduceerde stervorming. Stervormingsgebieden verstoren hun omringende ISM, dus een meer "actieve", in termen van stervorming, melkwegstelsel zal naar verwachting een meer inhomogene ISM hebben. De stervormingssnelheid in NGC 628 is vier keer hoger dan in NGC 3184 en tweemaal zo hoog als in NGC 6946, wat het grotere aantal HI-gaten in dit sterrenstelsel zou kunnen verklaren. We vinden dat de afmetingen van de HI-gaten variëren van 80 pc (dichtbij de resolutielimiet) tot 600 pc; de uitbreidingssnelheden kunnen 20 km s1 bereiken; geschatte leeftijden zijn 2,5 tot 35 Myr en de betrokken energieën variëren van 1050 tot 3,5 x 105Z ergs. Het gaat om een hoeveelheid neutraal gas van 104 tot 106 zonsmassa's. ”
Enorme massa's ... Massa's die soms ... verdwijnen ?? Zoals Justyn R. Maund en Stephen J. Smartt in een studie uit 2009 uitlegden:
“Met behulp van beelden van de Hubble-ruimtetelescoop en de Gemini-telescoop bevestigden we het verdwijnen van de voorlopers van twee type II-supernova's (SNe) en evalueerden we de aanwezigheid van andere sterren die ermee verbonden waren. We ontdekten dat de voorloper van SN 2003gd, een M-superreus ster, niet langer wordt waargenomen op de SN-locatie en de intrinsieke helderheid ervan heeft bepaald met behulp van beeldaftrekkingstechnieken. De stamvader van SN 1993J, een K-superreus ster, is ook niet meer aanwezig, maar zijn B-superreus binaire metgezel wordt nog steeds waargenomen. Het verdwijnen van de voorlopers bevestigt dat deze twee supernova's zijn geproduceerd door rode superreuzen. ”
Maund en Smartt gebruikten een techniek waarbij beelden werden genomen nadat SN 2003gd was vervaagd en de ster van de voorouder vermoedelijk ontbrak en werd afgetrokken van de beelden vóór de explosie. Alles wat op de SN-positie achterbleef, kwam overeen met de echte stamvaderster. De Gemini-waarnemingen van 2003gd worden getoond in Figuur 1 die pre- en post-supernova-aanzichten vergelijkt van het gebied van de voorloperster van de melkweg, bekend als M-74 of NGC 628.
"Dit is de eerste rode superreus voorloper van een normale Type IIP-supernova waarvan is aangetoond dat deze is verdwenen en het is aan het lage massa-uiteinde van de schaal voor het exploderen van massieve sterren als supernovae", zei Maund. "Dus het bevestigt eindelijk dat een standaardvoorspelling van een aantal stellaire evolutiemodellen correct is."
Evolueert? Zeker weten'. Messier 74 blijft, ondanks zijn leeftijd, volwassen worden! Zoals A.S. Gusev (et al) gaf aan:
“Interpretatie van de waargenomen eigenschappen van jonge stellaire populatie in NGC 628 wordt uitgevoerd op basis van de vergelijking van de UBVRI-fotometriegegevens met hoge resolutie van 127 H-alfa-gebieden in de melkweg met het gedetailleerde raster van de synthetische evolutionaire modellen van stelsystemen. Het gedetailleerde raster van evolutionaire modellen omvat 2 regimes van stervorming (instantane burst en een constante stervorming), een hele reeks IMF (helling en een bovengrens van de massa) en leeftijd (van 1 Myr tot 100 Myrs). De chemische abundantie van de stervormingsgebieden werd bepaald op basis van de onafhankelijke waarnemingen. De oplossing van het omgekeerde probleem van het vinden van leeftijd, regime van stervorming, IMF-parameters en stofabsorptie in de stervormingsgebieden wordt geproduceerd met behulp van een speciale regulariserende afwijkingsfunctie. Reddening schattingen zijn gecorreleerd met galactocentrische afstanden van stervormingsgebieden, in overeenstemming met een radiale gradiënt van chemische overvloed afgeleid van onafhankelijke waarnemingen. Leeftijden van stervormingscomplexen vertonen ook een trend als functie van de chemische samenstelling. ”
Dus waar gaan zulke grote groepen jonge sterren naartoe om rond te hangen en te ontspannen? Misschien ... Misschien proberen ze een buurtbar te vormen. Een galactische bar natuurlijk! Zoals M. S. Seigar van het Joint Astronomy Centre zei in een studie uit 2002:
“We hebben op de grond gebaseerde I-, J- en K-bandbeelden verkregen van het spiraalstelsel, Messier 74 (NGC 628). Van dit sterrenstelsel is aangetoond dat het een circumnucleaire ring van stervorming bezit van zowel nabij-infraroodspectroscopie van CO-absorptie als sub-millimeter beeldvorming van CO-emissie. Er wordt aangenomen dat circumnucleaire ringen van stervorming alleen bestaan als gevolg van een staafpotentiaal. We tonen bewijs voor een zwakke ovale vervorming in het centrum van M 74. We gebruiken de resultaten van Combes & Gerin (1985) om te suggereren dat dit zwakke ovale potentieel verantwoordelijk is voor de circumnucleaire ring van stervorming waargenomen in M 74. ”
Geschiedenis van observatie:
Dit geweldige spiraalstelsel werd oorspronkelijk eind september 1780 ontdekt door Pierre Mechain en vervolgens plichtsgetrouw opnieuw geobserveerd en vastgelegd door Charles Messier op 18 oktober 1780.
"Nevel zonder sterren, nabij de ster Eta Piscium, gezien door M. Mechain eind september 1780, en hij meldt:" Deze nevel bevat geen sterren; het is vrij groot, erg duister en uiterst moeilijk waar te nemen; men kan het met meer zekerheid herkennen in fijne, ijzige omstandigheden ”. M. Messier zocht het en vond het, zoals M. Mechain het omschrijft: het wordt direct vergeleken met de ster Eta Piscium. ”
Drie jaar later zou Sir William Herschel zijn best doen om te proberen een oplossing te vinden voor wat volgens hem een sterrenhoop was - en in de daaropvolgende jaren terug te keren, zelfs ten koste van zijn eigen uitrusting.
'1799, 28 december, 40 voet telescoop. Zeer helder in het midden, maar de helderheid beperkt tot een heel klein deel en is niet rond; over het heldere midden is in aanzienlijke mate een zeer zwakke neveligheid. Het heldere deel lijkt van oplosbare aard te zijn, maar mijn spiegel is beschadigd door gecondenseerde dampen. '
Om Sir William de eer te geven, was hij de eerste die enkele van de vele bosjes met stergeboorten wist op te lossen die te zien zijn in Messier 74, en de resultaten van zijn waarnemingen werden later bevestigd door zijn eigen zoon.
John Herschel zou ook vlekken zien in de structuur van M74, maar Lord Rosse was de eerste die de spiraalstructuur uitkoos. Nogmaals, in die tijd geloofden de astronomen dat deze condensaties individuele sterren waren - een waarneming ging voorbij in de tijd van Emil Dreyer, toen Messier 74 uiteindelijk ook een NGC-object werd.
Locatie van Messier 74:
M74 is niet altijd een gemakkelijk object en vereist een donkere lucht en wat sterrenhoppen. Begin bij Alpha Arietis (Hamal) en maak een mentale lijn tussen Beta en Beta - en dan naar Eta Piscium. Centreer je zoeker bij Eta en verplaats het zicht ongeveer 1,5 graden naar het noordoosten. Als u wilt, kunt u dit doen terwijl u door een breedveld oculair met lage vergroting kijkt, dat normaal gesproken ongeveer een gezichtsveld van ongeveer een graad oplevert.
In een kleinere telescoop is het eerste dat opvalt de stellaire kern van Messier 74. Dit is de reden waarom waarnemers het vaak moeilijk hebben om het te lokaliseren! Geloof het of niet, beweging kan je soms helpen om zwakkere dingen te ontdekken, dus het gebruik van het oculair om het te lokaliseren is een goede "truc van de waarnemer". Omdat dit spiraalstelsel een lage helderheid heeft, heeft het een relatief goede hemel nodig - dus probeer het onder veel omstandigheden. Een kleine telescoop zal een stoffige halo rond het kerngebied onthullen, terwijl een groter diafragma de spiraalstructuur zal onthullen. Grote verrekijkers onder onberispelijke luchtomstandigheden kunnen een kleine zwakke waas onderscheiden!
Bestudeer het zelf ... Wie weet wat je zou kunnen ontdekken!
Objectnaam: Messier 74
Alternatieve benamingen: M74, NGC 628
Object type: Sc Spiral Galaxy
Sterrenbeeld: Vissen
Right Ascension: 01: 36.7 (u: m)
Declinatie: +15: 47 (graden: m)
Afstand: 35000 (kly)
Visuele helderheid: 9.4 (mag)
Schijnbare dimensie: 10,2 x 9,5 (boogmin)
We hebben hier bij Space Magazine veel interessante artikelen geschreven over Messier Objects en bolhopen. Hier zijn Tammy Plotners Inleiding tot de Messier Objects, M1 - The Crab Nebula, Observing Spotlight - Whatever Happened to Messier 71?, En David Dickison's artikelen over de Messier Marathons uit 2013 en 2014.
Bekijk zeker onze complete Messier-catalogus. En voor meer informatie, bekijk de SEDS Messier Database.
Bronnen:
- NASA - Messier 74
- SEDS - Messier 74
- Messier Objects - Messier 74: Phantom Galaxy
- Wikipedia - Messier 74
