MESSIER 64 - THE BLACK EYE GALAXY

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Bentornato a Messier lunedì! Oggi, continuiamo nel nostro omaggio al nostro caro amico, Tammy Plotner, guardando quel cliente "malvagio" noto come Messier 64 - aka. la "Galassia dell'occhio nero"!

Nel 18 ° secolo, mentre cercava le comete nel cielo notturno, l'astronomo francese Charles Messier notò la presenza di oggetti fissi e diffusi che inizialmente scambiava per le comete. Col tempo, sarebbe arrivato a compilare un elenco di circa 100 di questi oggetti, nella speranza di impedire ad altri astronomi di fare lo stesso errore. Questo elenco, noto come il Catalogo Messier, diventerà uno dei cataloghi più influenti di Deep Sky Objects.

Uno di questi oggetti è noto come Messier 64, noto anche come "Black Eye" o "Evil Eye Galaxy". Situata nella costellazione del Coma Berenices, a circa 24 milioni di anni luce dalla Terra, questa galassia a spirale è famosa per la banda scura di polvere assorbente che si trova di fronte al nucleo luminoso della galassia (rispetto alla Terra). Messier 64 è ben noto agli astronomi dilettanti perché è riconoscibile con piccoli telescopi.

Descrizione:

Risiedendo a circa 19 milioni di anni luce dalla nostra galassia domestica, la "Bella Addormentata" si estende attraverso lo spazio coprendo un'area di circa 40.000 anni luce, ruotando a una velocità di 300 chilometri al secondo. Verso il suo nucleo c'è un disco controrotante di circa 4000 anni luce di larghezza e l'attrito tra questi due potrebbe benissimo essere il fattore che contribuisce all'enorme quantità di attività dello starburst e alla caratteristica corsia della polvere scura.

Le stelle stesse sembrano formarsi in due onde, prima evolvendosi all'esterno seguendo il gradiente di densità in cui la materia interstellare abbondante era in attesa, e poi evolvendosi lentamente. Mentre il materiale delle stelle mature iniziava a essere respinto dai loro venti stellari, dalle supernove e dalle nebulose planetarie, una quantità maggiore di materia interstellare si comprimeva di nuovo, iniziando di nuovo il processo di formazione stellare. Questa "seconda ondata" potrebbe benissimo essere rappresentata dalla scura e oscura corsia di polvere che vediamo.

Ma M64 non è senza la sua quota di tumulto. La sua doppia rotazione potrebbe essere iniziata come una collisione quando due galassie si sono fuse circa un miliardo di anni fa - o così suggerirebbe la teoria. Ma lo ha fatto? Come hanno spiegato Robert Braun e Rene Walterbos nel loro studio del 1995:

“È noto che questa galassia contiene due dischi di gas annidati, controrotanti, di poche 108 masse solari ciascuno, con il disco interno che si estende a circa 1 kpc e il disco esterno che si estende oltre. La cinematica stellare lungo l'asse maggiore, che si estende attraverso la regione di transizione tra i due dischi di gas, non mostra alcun accenno di inversione di velocità o aumento della dispersione di velocità. Le stelle ruotano sempre nello stesso senso del disco interno del gas, e quindi è il disco esterno che "contrasta". Le velocità circolari proiettate inferite dalla cinematica stellare e dai dischi H I concordano entro circa 10 km / s, supportando altre prove che i dischi stellari e gassosi sono complanari a circa 7 gradi. Questo limite superiore è paragonabile alla massa del gas controrotante rilevato. Questa bassa massa di materiale controrotante, combinata con la dispersione a bassa velocità nel disco stellare, implica che NGC 4826 non può essere il prodotto di una fusione retrograda di galassie, a meno che non differiscano di almeno un ordine di grandezza in massa. Le velocità del gas ionizzato lungo l'asse maggiore sono in accordo con quella delle stelle per R inferiore a 0,75 kpc. La successiva transizione verso l'apparente controrotazione del gas ionizzato è spazialmente ben risolta, estendendosi nel raggio di circa 0,6 kpc. La cinematica di questa regione non è simmetrica rispetto al centro della galassia. Sul lato sud-est c'è una regione significativa in cui vproj (H II) molto meno di vcirc circa 150 km / s, ma sigma (H II) circa 65 km / s. Le asimmetrie cinematiche non possono essere spiegate con nessun modello dinamico stazionario, anche se sono stati fatti affluire gas o orditi. Il gas in questa regione di transizione mostra una struttura spaziale diffusa, un'emissione forte (N II) e (S II), nonché la dispersione ad alta velocità. Questi dati ci presentano l'enigma di spiegare una galassia in cui un disco stellare e due dischi HI controrotanti, a raggi più piccoli e molto più grandi, appaiono in equilibrio e quasi complanari, ma in cui la regione di transizione tra i dischi di gas non è in stato stazionario. "

Quindi è tutto ciò che sembra davvero essere? Le nuove stelle nascono nell'oscurità? Come indicato da A. Majeed (et al) nel loro studio del 1999:

“La galassia dell'occhio diabolico (NGC 4826; M64) si distingue per una corsia di polvere posizionata asimmetricamente, che assorbe fortemente attraverso il suo rigonfiamento prominente. Abbiamo ottenuto uno spettro a fessura lunga di NGC 4826, con la fessura sul nucleo della galassia, che copre parti uguali delle parti oscurate e non oscurate del rigonfiamento. Confrontando le distribuzioni di energia spettrale nelle posizioni corrispondenti sul rigonfiamento, posizionate simmetricamente rispetto al nucleo, siamo stati in grado di studiare gli effetti dipendenti dalla lunghezza d'onda di assorbimento, dispersione ed emissione dalla polvere, nonché la presenza di formazione stellare in corso nella corsia della polvere. Segnaliamo il rilevamento di forte emissione rossa estesa (ERE) dalla corsia della polvere entro circa 15 arcsec distanza dal nucleo di NGC 4826. La banda ERE si estende da 5400 A a 9400 A, con un picco vicino a 8800 A. L'intensità ERE integrata è circa il 75% di quello della luce diffusa stimata dalla corsia della polvere. L'ERE si sposta verso lunghezze d'onda più lunghe e diminuisce di intensità quando si avvicina una regione di formazione stellare, situata oltre la distanza di 15 secondi d'arco. Interpretiamo l'ERE come originato nella fotoluminescenza da ammassi di dimensioni nanometriche, illuminati dal campo di radiazione della galassia, oltre all'illuminazione del complesso che forma le stelle all'interno della corsia della polvere. Quando esaminati nel contesto delle osservazioni ERE nell'ISM diffuso della nostra galassia e in una varietà di altri ambienti polverosi come le nebulose, concludiamo che l'efficienza di conversione dei fotoni ERE in NGC 4826 è alta quanto quella trovata altrove, ma che la dimensione di le nanoparticelle in NGC 4826 sono circa il doppio di quelle che si ritiene esistano nel diffuso ISM della nostra galassia. "

Ma il dibattito è ancora acceso. Come R.A. Walterbos (et al) espressero nel loro studio del 1993:

“L'orientamento quasi complanare dei dischi di gas è un aspetto in buon accordo con quanto previsto sulla base di un modello di fusione per il gas controrotante. La direzione di rotazione del disco di gas interno rispetto alle stelle, tuttavia, non lo è. Inoltre, l'esistenza di un disco esponenziale ben definito probabilmente implica che se si è verificata una fusione deve essere stata tra un nano ricco di gas e una spirale, non tra due spirali di massa uguali. I bracci a spirale stellari di NGC 4826 sono trascinati su parte del disco e conducono nel disco esterno. Recenti calcoli numerici di Byrd et al. per NGC 4622 suggeriscono che bracci di lunga durata potrebbero essere formati da uno stretto passaggio retrogrado di un piccolo compagno. In questo scenario, il disco di gas controrotante esterno in NGC 4826 potrebbe essere il gas messo a nudo dal nano. Tuttavia, in NGC 4826 i bracci esterni sono in testa, mentre sembra che in NGC 4622 i bracci interni siano in testa. È chiaramente necessaria una realistica simulazione N-body / hydro di un incontro a spirale nana. Potrebbe anche essere possibile che il disco di gas esterno controrotante sia dovuto a un graduale afflusso di gas dall'alone, piuttosto che da un evento di fusione discreta. "

Storia dell'osservazione:

L'M64 fu scoperto da Edward Pigott il 23 marzo 1779, appena 12 giorni prima che Johann Elert Bode lo trovasse in modo indipendente il 4 aprile 1779. Circa un anno dopo, Charles Messier lo riscoprì indipendentemente l'1 marzo 1780 e lo catalogò come M64. Detto Pigot:

“.. il 23 marzo [1779], ho scoperto una nebulosa nella costellazione del Coma Berenices, finora, presumo, inosservata; almeno non menzionato nell'astronomia di M. de la Lande, né nell'ampio catalogo di stelle nebulose di M. Messier [del 1771]. L'ho osservato in uno strumento acromatico, lungo un metro e mezzo, e ne ho dedotto la sua media R.A. confrontandolo con le seguenti stelle Mean R.A. della nebulosa per il 20 aprile 1779, di 191d 28 ′ 38 ″. Essendo la luce estremamente debole, non riuscivo a vederla nel telescopio a due piedi del nostro quadrante, quindi ero obbligato a determinarne la declinazione allo stesso modo dallo strumento di transito. La determinazione, tuttavia, credo, può dipendere da due minuti: quindi, la declinazione a nord è 22d 53 ″ 1/4. Ho ritenuto che il diametro di questa nebulosa fosse di circa due minuti di grado. "

Tuttavia, la scoperta di Pigott fu pubblicata solo quando letta prima della Royal Society a Londra l'11 gennaio 1781, mentre quella di Bode fu pubblicata nel 1779 e quella di Messier alla fine dell'estate 1780. La scoperta di Pigott fu più o meno ignorata e recuperata solo da Bryn Jones in aprile 2002! (Possa il buon signor Pigot sapere che è stato ricordato qui e che i suoi rapporti sono stati al primo posto !!)

Quindi come ha ottenuto il nome di "Black Eye Galaxy"? Dobbiamo ringraziare Sir William Herschel per questo: “Un oggetto davvero notevole, molto allungato, lungo circa 12 ′, 4 ′ o 5 ′ di larghezza, contiene un punto lucido come una stella con un piccolo arco nero sotto, in modo che dia uno l'idea di quello che viene chiamato un occhio nero, derivante dai combattimenti. " Naturalmente, John Herschel lo perpetuò quando scrisse nelle sue note:

“L'oscuro vuoto semiellittico (indicato da una porzione non ombreggiata o luminosa nella figura), che circonda parzialmente il nucleo condensato e luminoso di questa nebulosa, è ovviamente ignorato da Messier. Fu comunque visto da mio Padre e mostrato da lui al defunto Sir Charles Blagden, che lo paragonò all'apparizione di un occhio nero, un confronto strano, ma non incoerente. Il nucleo è piuttosto allungato e ho il forte sospetto che possa essere una doppia stella stretta o una doppia nebulosa estremamente condensata. "

Individuazione di Messier 64:

Individuare M64 non è particolarmente facile. Inizia identificando l'Artturus arancione brillante e l'ammasso stellare di Coma Berenices (Melotte 111) attorno a una campata a ovest generale. Mentre ti rilassi e lasci che gli occhi scuri si adattino, vedrai le tre stelle che compongono la costellazione del Coma Berenices, ma se vivi sotto un cielo inquinato dalla luce, potresti aver bisogno di un binocolo per trovare le sue stelle deboli. Una volta che hai confermato Alpha Comae, sali a stelle circa 4 gradi nord / nord-ovest a 35 Comae. Troverai M64 intorno a un grado a nord-est della stella 35.

Mentre Messier 64 è binoculare possibile, richiederà cieli molto scuri per un binocolo medio e mostrerà solo un piccolo cambiamento ovale del contrasto. Tuttavia, nei telescopi piccoli fino a 102 mm, i suoi segni distintivi possono essere visti nelle notti buie con buona chiarezza. Non lottare su di esso ... C'è molta scia di polvere scura in questa bella addormentata per andare in giro!

Ed ecco i fatti rapidi su questo oggetto Messier per aiutarti a iniziare:

Nome oggetto: Messier 64
Denominazioni alternative: M64, NGC 4826, The Black Eye Galaxy, Sleeping Beauty Galaxy, Evil Eye Galaxy
Tipo di oggetto: Digita Sb Spiral Galaxy
Costellazione: Coma Berenices
Ascensione retta: 12: 56.7 (h: m)
Declinazione: +21: 41 (deg: m)
Distanza: 19000 (kly)
Luminosità visiva: 8.5 (mag)
Dimensione apparente: 9.3 × 5.4 (arco minimo)

Abbiamo scritto molti articoli interessanti su Messier Objects qui su Space Magazine. Ecco l'introduzione di Tammy Plotner a Messier Objects, M1 - The Crab Nebula e gli articoli di David Dickison sulle Messier Marathons del 2013 e 2014.

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fonti: