Bentornato a Messier lunedì! Oggi, continuiamo nel nostro omaggio al nostro caro amico, Tammy Plotner, guardando la "Phantom Galaxy" nota come Messier 74!
Durante il 18 ° secolo, il famoso astronomo francese Charles Messier notò la presenza di diversi "oggetti nebulosi" mentre osservava il cielo notturno. Inizialmente confondendo questi oggetti con le comete, iniziò a catalogarli in modo che altri non facessero lo stesso errore. Oggi, l'elenco risultante (noto come il Catalogo Messier) comprende oltre 100 oggetti ed è uno dei cataloghi più influenti di Deep Space Objects.
Uno di questi oggetti è la galassia a spirale conosciuta come Messier 74 (alias Phantom Galaxy) che appare di fronte agli osservatori della Terra. Situata a circa 30 milioni di anni luce dalla Terra in direzione della costellazione dei Pesci, questa galassia misura circa 95.000 anni luce di diametro (grande quasi quanto la Via Lattea) e ospita circa 100 miliardi di stelle.
Descrizione:
Questa bellissima galassia è un prototipo di una galassia Sc di grande design e tra le prime "Nebulose a spirale" riconosciute da Lord Rosse. Situato a circa 30-40 milioni di anni luce da noi, sta lentamente scivolando ancora di più ad una velocità di 793 chilometri al secondo. La sua bellezza copre circa 95.000 anni luce, circa le stesse dimensioni della nostra Via Lattea e le sue braccia a spirale si estendono per oltre 1000 anni luce.
All'interno di quelle braccia vi sono gruppi di giovani stelle blu e nebulose gassose diffuse di colore rosato chiamate regioni H II in cui sta avvenendo la formazione stellare. Perché una così grande bellezza? È probabile che le onde di densità si diffondano attorno al disco gassoso di M74, probabilmente indotte dall'interazione gravitazionale con le galassie vicine. Come ha spiegato B. Kevin Edgar:
“Viene descritto un metodo numerico che è specificamente progettato per trattare la dinamica di un disco gassoso infinitamente simile, a rotazione differenziata. Il metodo si basa sul metodo Parabolico a tratti (PPM), un'estensione di ordine superiore del metodo di Godunov. Sono incluse le forze gravitazionali che rappresentano un'onda di densità a spirale lineare nella componente stellare di una galassia. Il calcolo è euleriano e viene eseguito in un quadro di riferimento ruotante uniformemente usando coordinate polari piane. Le equazioni sono formulate in una forma di perturbazione esatta per eliminare esplicitamente tutti i termini grandi e opposti che rappresentano l'equilibrio di forza nello stato simmetrico dell'asse non disturbato, consentendo il calcolo accurato di piccole perturbazioni. Il metodo è ideale per lo studio della risposta gassosa a un'onda di densità a spirale in una galassia a disco. Viene calcolata una serie di modelli idrodinamici bidimensionali per testare la risposta gravitazionale di un disco gassoso uniforme, isotermico, privo di massa a una perturbazione gravitazionale a spirale imposta. I parametri che descrivono la distribuzione di massa, le proprietà di rotazione e l'onda a spirale si basano sulla galassia NGC 628. Le soluzioni hanno shock all'interno e all'esterno della co-rotazione, esaurendo la regione attorno alla co-rotazione. La velocità con cui questa regione è esaurita dipende fortemente dalla forza della perturbazione a spirale imposta. Le potenziali perturbazioni del 10% in più producono grandi afflussi radiali. Il tempo necessario affinché il gas cada nella risonanza di Linblad interna in tali modelli è solo una piccola parte del tempo di Hubble. La rapida evoluzione implicita suggerisce che se le galassie esistono con così grandi perturbazioni, o il gas deve essere rifornito dall'esterno della galassia o le perturbazioni devono essere transitorie. All'interno della co-rotazione con il modello a spirale, la perdita del momento angolare da parte del gas aumenta il momento angolare delle stelle, riducendo l'ampiezza dell'onda. ”
Cos'altro si nasconde dentro? Quindi dai un'occhiata agli occhi a raggi X. Come indicato da Roberto Soria (et al) nel loro studio del 2002:
"La galassia a spirale frontale M74 (NGC 628) è stata osservata da XMM-Newton il 2 febbraio 2002. In totale, 21 fonti sono state trovate nella parte interna 5 'dal nucleo (dopo il rifiuto di alcune fonti associate alle stelle in primo piano) . I rapporti di durezza suggeriscono che circa la metà di essi appartiene alla galassia. L'estremità di luminosità più alta della funzione di luminosità è dotata di una legge di potenza di pendenza -0,8. Questo può essere interpretato come prova della formazione stellare in corso, in analogia con le distribuzioni trovate nei dischi di altre galassie di tipo tardivo. Un confronto con le precedenti osservazioni di Chandra rivela un nuovo transiente di raggi X ultraluminoso (LX ~ 1,5 × 1039 ergs s-1 nella banda 0,3-8 keV) a circa 4 'a nord del nucleo. Troviamo un'altra sorgente luminosa transitoria (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) circa 5 ′ a nord-ovest del nucleo. Le controparti UV e raggi X di SN 2002ap si trovano anche in questa osservazione XMM-Newton; il rapporto di durezza della controparte dei raggi X suggerisce che l'emissione proviene dalla materia circumstellare sconvolta ".
Nel caso di Messier 74, niente è scioccante, comprese le sue onde a densità di spirale. Come hanno spiegato Sakhibov e Smirnov in uno studio del 2004:
“Il profilo radiale del tasso di formazione stellare (SFR) nella galassia NGC 628 si mostra modulato da un'onda a densità di spirale. Il profilo radiale della velocità di afflusso di gas nel braccio a spirale è simile alla distribuzione radiale della densità superficiale dell'SFR. La posizione della risonanza di corotazione viene determinata insieme ad altri parametri dell'onda a densità di spirale tramite un'analisi di Fourier della distribuzione azimutale delle velocità radiali osservate nelle zone anulari del disco di NGC 628. Il profilo radiale della densità superficiale del La SFR viene determinata usando la SFR empirica — relazione dimensionale lineare per complessi di formazione stellare (regioni HII giganti) e misurazioni delle coordinate, flussi alfa H e dimensioni delle regioni HII in NGC 628. ”
Stiamo parlando di gigantesche regioni di formazione stellare, no? E dove si formano le stelle .... Le stelle muoiono. Come in supernova! Come indicato da Elias Brinks (et al):
“La formazione di stelle massicce, di solito in (super) ammassi stellari, la loro rapida evoluzione e la successiva scomparsa come supernovae ha un impatto importante sull'ambiente circostante. L'effetto combinato dei venti stellari e delle supernovae, in rapida successione e in un piccolo volume, crea bolle di gas coronale in espansione all'interno del mezzo interstellare neutro (ISM) nelle galassie irregolari a spirale e (nane). Questi gusci in espansione, a loro volta, spazzano e comprimono il gas neutro che può portare alla formazione di nuvole molecolari e all'insorgere della formazione di stelle secondaria o indotta. Le aree di formazione stellare disturbano il loro ISM circostante, quindi si prevede che una galassia più "attiva", in termini di formazione stellare, abbia un ISM più disomogeneo. Il tasso di formazione stellare in NGC 628 è quattro volte superiore rispetto a NGC 3184 e due volte più alto di NGC 6946, il che potrebbe spiegare il maggior numero di buchi HI presenti in questa galassia. Scopriamo che le dimensioni dei fori HI vanno da 80 pezzi (vicino al limite di risoluzione) a 600 pezzi; le velocità di espansione possono raggiungere i 20 km s1; le età stimate sono comprese tra 2,5 e 35 Myr e le energie coinvolte vanno da 1050 a 3,5 x 105Z erg. La quantità di gas neutro coinvolto è dell'ordine di 104-106 masse solari. "
Masse enormi ... Masse che a volte ... scompaiono ?? Come hanno spiegato Justyn R. Maund e Stephen J. Smartt in uno studio del 2009:
“Usando le immagini del telescopio spaziale Hubble e del telescopio Gemini, abbiamo confermato la scomparsa dei progenitori di due supernovae di tipo II (SNe) e valutato la presenza di altre stelle ad esse associate. Abbiamo scoperto che il progenitore di SN 2003gd, una stella supergigante M, non viene più osservato nella posizione SN e ne ha determinato la luminosità intrinseca usando tecniche di sottrazione di immagini. Anche il progenitore di SN 1993J, una stella supergigante K, non è più presente, ma il suo compagno binario supergigante B è ancora osservato. La scomparsa dei progenitori conferma che queste due supernovae furono prodotte da supergiganti rossi. "
Maund e Smartt hanno usato una tecnica in cui le immagini sono state scattate dopo che SN 2003gd era svanito e la stella progenitrice era presumibilmente mancante e sottratta dalle immagini pre-esplosione. Qualunque cosa rimasta nella posizione SN corrispondeva alla vera stella progenitrice. Le osservazioni Gemelli di 2003gd sono mostrate nella Figura 1 che confronta le viste pre e post-supernova della regione della galassia della stella progenitrice nota come M-74 o NGC 628.
"Questo è il primo progenitore supergigante rosso per una normale supernova di tipo IIP che ha dimostrato di essere scomparso ed è alla fine della massa bassa che le stelle massicce esplodono come supernovae", ha detto Maund. "Quindi, alla fine conferma che una previsione standard di un certo numero di modelli di evoluzione stellare è corretta."
In evoluzione? Scommetti ". Messier 74 continua, nonostante la sua età, a crescere! Come A.S. Gusev (et al) ha indicato:
“L'interpretazione delle proprietà osservate della giovane popolazione stellare in NGC 628 viene effettuata sulla base del confronto dei dati di fotometria UBVRI ad alta risoluzione di 127 regioni H-alfa nella galassia con la griglia dettagliata dei modelli evolutivi sintetici dei sistemi stellari. La griglia dettagliata dei modelli evolutivi comprende 2 regimi di formazione stellare (scoppio istantaneo e una formazione stellare costante), l'intera gamma di FMI (pendenza e un limite di massa superiore) ed età (da 1 Myr a 100 Myrs). L'abbondanza chimica delle regioni di formazione stellare è stata determinata dalle osservazioni indipendenti. La soluzione del problema inverso della ricerca dell'età, del regime di formazione stellare, dei parametri del FMI e dell'assorbimento di polvere nelle regioni di formazione stellare viene prodotta con l'aiuto di una speciale deviazione regolarizzante funzionale. Le stime arrossanti sono correlate alle distanze galattocentriche delle regioni di formazione stellare, in conformità con un gradiente radiale di abbondanza chimica derivato da osservazioni indipendenti. Anche le età dei complessi di formazione stellare mostrano una tendenza in funzione della composizione chimica. "
Quindi, esattamente dove vanno gruppi così grandi di giovani star per rilassarsi e rilassarsi? Forse ... Solo forse stanno cercando di formare un bar di quartiere. Una barra galattica, ovviamente! Come ha affermato M. S. Seigar del Joint Astronomy Center in uno studio del 2002:
“Abbiamo ottenuto immagini di banda terrestre I, J e K della galassia a spirale, Messier 74 (NGC 628). È stato dimostrato che questa galassia possiede un anello circumnucleare di formazione stellare sia dalla spettroscopia nel vicino infrarosso dell'assorbimento di CO sia dall'imaging sub-millimetrico dell'emissione di CO. Si ritiene che gli anelli circumnucleari di formazione stellare esistano solo a causa di un potenziale barra. Mostriamo prove di una debole distorsione ovale al centro di M 74. Usiamo i risultati di Combes & Gerin (1985) per suggerire che questo debole potenziale ovale è responsabile dell'anello circumnucleare della formazione stellare osservato in M 74. "
Storia dell'osservazione:
Questa fantastica galassia a spirale fu originariamente scoperta alla fine di settembre 1780 da Pierre Mechain e poi debitamente ri-osservata e registrata da Charles Messier il 18 ottobre 1780.
"Nebulosa senza stelle, vicino alla stella Eta Piscium, vista da M. Mechain alla fine di settembre 1780, e riporta:" Questa nebulosa non contiene stelle; è abbastanza grande, molto oscuro ed estremamente difficile da osservare; lo si può riconoscere con più certezza in condizioni gelide e fini ”. M. Messier lo cercò e lo trovò, come lo descrive M. Mechain: è stato confrontato direttamente con la stella Eta Piscium. ”
Tre anni dopo, Sir William Herschel avrebbe fatto del suo meglio per cercare di risolvere quello che credeva essere un ammasso stellare - e tornare negli anni successivi, anche a spese della propria attrezzatura.
“1799, 28 dicembre, telescopio da 40 piedi. Molto luminoso nel mezzo, ma la luminosità si è limitata a una parte molto piccola e non è rotonda; circa il centro luminoso è una nebulosità molto debole in notevole misura. La parte luminosa sembra essere risolvibile, ma il mio specchio è stato ferito da vapori condensati. "
Per dare credito a Sir William, fu il primo a risolvere alcuni dei numerosi ammassi di regioni della nascita di stelle che sarebbero stati visti in Messier 74, e i risultati delle sue osservazioni furono successivamente confermati da suo figlio.
Anche John Herschel vedrebbe chiazzare la struttura dell'M74, eppure Lord Rosse fu il primo a scegliere la struttura a spirale. Ancora una volta, al tempo gli astronomi credevano che queste condensazioni fossero singole stelle - un'osservazione passò fino al tempo di Emil Dreyer quando Messier 74 alla fine divenne anche un oggetto NGC.
Individuazione di Messier 74:
M74 non è sempre un oggetto facile e richiede cieli scuri e un po 'di starhopping. Prova ad iniziare da Alpha Arietis (Hamal) e traccia una linea mentale tra esso e Beta - poi su Eta Piscium. Centra il mirino su Eta e sposta la vista di circa 1,5 gradi a nord-est. Se preferisci, puoi farlo guardando attraverso un ampio campo, oculare a basso ingrandimento, che normalmente offre un campo visivo di circa un grado.
In un telescopio più piccolo, la prima cosa che noterai è il nucleo stellare di Messier 74. Questo è il motivo per cui molte volte l'osservatore ha difficoltà a individuarlo! Che ci crediate o no, il movimento a volte può aiutarvi a individuare cose più deboli, quindi usare l'oculare per localizzarlo è un "trucco del mestiere" di un buon osservatore. Poiché questa galassia a spirale ha una bassa luminosità superficiale, richiede cieli relativamente buoni, quindi prova in molte condizioni. Un piccolo telescopio rivelerà un alone polveroso intorno alla regione centrale, mentre un'apertura maggiore rivelerà la struttura a spirale. Un binocolo di grandi dimensioni in condizioni di cielo incontaminato può scorgere una leggera foschia!
Studialo tu stesso ... Chissà cosa potresti scoprire!
Nome oggetto: Messier 74
Denominazioni alternative: M74, NGC 628
Tipo di oggetto: Sc Spiral Galaxy
Costellazione: Pesci
Ascensione retta: 01: 36.7 (h: m)
Declinazione: +15: 47 (deg: m)
Distanza: 35000 (kly)
Luminosità visiva: 9.4 (mag)
Dimensione apparente: 10,2 × 9,5 (arco minimo)
Abbiamo scritto molti articoli interessanti su Messier Objects e cluster globulari qui su Space Magazine. Ecco l'introduzione di Tammy Plotner agli oggetti di Messier, M1 - La nebulosa del granchio, Osservando i riflettori - Qualunque cosa sia accaduta a Messier 71?, E gli articoli di David Dickison sulle Messier Marathons 2013 e 2014.
Assicurati di controllare il nostro catalogo Messier completo. E per ulteriori informazioni, controlla il database SEDS Messier.
fonti:
- NASA - Messier 74
- SEDS - Messier 74
- Messier Objects - Messier 74: Phantom Galaxy
- Wikipedia - Messier 74
