MESSIER 74 - المجرة الحلزونية NGC 628

Send

مرحبًا بك مرة أخرى في Messier Monday! اليوم ، نواصل تكريمنا لصديقنا العزيز تامي بلوتنر ، بالنظر إلى "المجرة الوهمية" المعروفة باسم Messier 74!

خلال القرن الثامن عشر ، لاحظ عالم الفلك الفرنسي الشهير تشارلز ميسييه وجود العديد من "الأجسام الغامضة" أثناء مسح سماء الليل. في البداية كان يخطئ هذه الأشياء للمذنبات ، وبدأ في تصنيفها حتى لا يرتكب الآخرون نفس الخطأ. اليوم ، تتضمن القائمة الناتجة (المعروفة باسم كتالوج Messier) أكثر من 100 كائن وهي واحدة من أكثر الكتالوجات تأثيرًا في كائنات الفضاء العميق.

إحدى هذه الأشياء هي المجرة الحلزونية المعروفة باسم Messier 74 (المعروفة أيضًا باسم Phantom Galaxy) والتي تظهر وجهاً للمراقبين من الأرض. تقع هذه المجرة على بعد حوالي 30 مليون سنة ضوئية من الأرض في اتجاه كوكبة الحوت ، ويبلغ قطرها حوالي 95000 سنة ضوئية (تقريبًا بحجم درب التبانة) وتضم حوالي 100 مليار نجم.

وصف:

هذه المجرة الجميلة هي نموذج أولي لمجرة Sc كبيرة التصميم ومن بين "السديم اللولبي" الأول المعترف به من قبل اللورد روس. تقع على بعد حوالي 30 إلى 40 مليون سنة ضوئية منا ، وهي تنزلق ببطء إلى أبعد من ذلك بسرعة 793 كيلومترًا في الثانية. يمتد جمالها إلى ما يقرب من 95000 سنة ضوئية ، تقريبًا بنفس حجم درب التبانة وأذرعها الحلزونية تمتد لأكثر من 1000 سنة ضوئية.

داخل تلك الأذرع توجد مجموعات من النجوم الشابة الزرقاء والسدم الغازية المنتشرة ذات اللون الوردي والتي تسمى مناطق H II حيث يحدث تكوين النجوم. لماذا مثل هذا الجمال الكبير الكاسح؟ من المحتمل أن تكون موجات الكثافة التي تجتاح القرص الغازي M74 ، ربما تكون ناتجة عن تفاعل الجاذبية مع المجرات المجاورة. كما أوضح ب. كيفين إدغار:

"تم وصف الطريقة العددية التي تم تصميمها خصيصًا لمعالجة ديناميكيات هذا القرص الغازي المتناوب الدوران بشكل مختلف. تعتمد هذه الطريقة على طريقة بيكويز مكافئ مكافئ (PPM) ، وهي امتداد عالي المستوى لطريقة غودونوف. يتم تضمين قوى الجاذبية التي تمثل موجة كثافة لولبية خطية في المكون النجمي للمجرة. الحساب هو Eulerian ويتم إجراؤه في إطار مرجعي دوار موحد باستخدام الإحداثيات القطبية المستوية. تتم صياغة المعادلات في شكل اضطراب دقيق للقضاء صراحةً على جميع المصطلحات الكبيرة المتعارضة التي تمثل توازن القوة في الحالة المتناظرة للمحور غير المضطرب ، مما يسمح بالحساب الدقيق للاضطرابات الصغيرة. الطريقة مناسبة بشكل مثالي لدراسة الاستجابة الغازية لموجة كثافة لولبية في مجرة القرص. تم حساب سلسلة نماذج هيدروديناميكية ثنائية الأبعاد لاختبار استجابة الجاذبية للقرص الغازي المنتظم ، المتساوي الحرارة ، عديم الكتلة لاضطراب الجاذبية الحلزوني المفروض. تستند المعلمات التي تصف توزيع الكتلة وخصائص الدوران والموجة الحلزونية على المجرة NGC 628. تحتوي المحاليل على صدمات داخل وخارج الدوران المشترك ، مما يؤدي إلى استنفاد المنطقة حول الدوران المشترك. يعتمد معدل استنفاد هذه المنطقة بشدة على قوة الاضطراب اللولبي المفروض. تنتج الاضطرابات المحتملة بنسبة 10 ٪ من أكبر تدفقات شعاعية كبيرة. الوقت اللازم لسقوط الغاز إلى رنين لينبلاد الداخلي في مثل هذه النماذج ليس سوى جزء صغير من وقت هابل. يشير التطور السريع الضمني إلى أنه في حالة وجود المجرات مع مثل هذه الاضطرابات الكبيرة ، فيجب تجديد الغاز إما من خارج المجرة أو يجب أن تكون الاضطرابات عابرة. داخل الدوران المشترك مع النمط الحلزوني ، يؤدي فقدان الزخم الزاوي بواسطة الغاز إلى زيادة الزخم الزاوي للنجوم ، مما يقلل من اتساع الموجة. "

ماذا يختبئ في الداخل؟ ثم ألق نظرة بأعين الأشعة السينية. كما أشار روبرتو سوريا (وآخرون) في دراستهم لعام 2002:

"تمت ملاحظة المجرة اللولبية على الوجه M74 (NGC 628) بواسطة XMM-Newton في 2002 فبراير 2. في المجموع ، تم العثور على 21 مصدرًا في الجزء الداخلي 5 ′ من النواة (بعد رفض بعض المصادر المرتبطة بالنجوم الأمامية) . تشير نسب الصلابة إلى أن حوالي نصفها ينتمي إلى المجرة. يتم تثبيت نهاية السطوع العالي لوظيفة السطوع بواسطة قانون قوة المنحدر -0.8. يمكن تفسير ذلك كدليل على تكوين النجوم المستمر ، قياسا على التوزيعات الموجودة في أقراص المجرات المتأخرة الأخرى. تكشف المقارنة مع ملاحظات شاندرا السابقة عن وجود الأشعة السينية فوق البنفسجية الجديدة (LX ~ 1.5 × 1039 ergs s-1 في نطاق 0.3-8 كيلوفولت) على بعد حوالي 4 ′ شمال النواة. نجد مصدرًا آخر عابرًا ساطعًا (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) على بعد حوالي 5 ′ شمال غرب النواة. تم العثور على نظائر الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية لـ SN 2002ap أيضًا في ملاحظة XMM-Newton ؛ تشير نسبة الصلابة لنظير الأشعة السينية إلى أن الانبعاثات تأتي من المادة النجمية الصدمة. "

في حالة ميسيير 74 ، لا شيء صادم - بما في ذلك موجات الكثافة اللولبية. كما أوضح ساكيبوف وسميرنوف في دراسة عام 2004:

"الشكل الشعاعي لمعدل تكوين النجوم (SFR) في المجرة NGC 628 يظهر أنه يتم تعديله بواسطة موجة ذات كثافة لولبية. يشبه المظهر الشعاعي لسرعة تدفق الغاز في الذراع الحلزوني التوزيع الشعاعي للكثافة السطحية لـ SFR. يتم تحديد موضع رنين التلاصق جنبًا إلى جنب مع المعلمات الأخرى لموجة الكثافة اللولبية عبر تحليل فورييه للتوزيع السماوي للسرعات الشعاعية المرصودة في المناطق الحلقيّة لقرص NGC 628. المظهر الشعاعي للكثافة السطحية لـ يتم تحديد SFR باستخدام علاقات SFR التجريبية - الحجم الخطي لمجمعات تكوين النجوم (مناطق HII العملاقة) وقياسات الإحداثيات ، وتدفق ألفا H ، وأحجام مناطق HII في NGC 628. "

نحن نتحدث عن مناطق تشكل النجوم العملاقة ، أليس كذلك؟ وحيث تتشكل النجوم .... تموت النجوم. كما في السوبرنوفا! كما أشار إلياس برينكس (وآخرون):

"إن تكوين النجوم الضخمة ، عادة في مجموعات النجوم (الفائقة) ، وتطورها السريع وما تلاه من زحف مستعر أعظم له تأثير كبير على محيطها المباشر. يخلق التأثير المشترك للرياح النجمية والمستعرات العظمى ، التي تنطلق في تعاقب سريع وضمن حجم صغير ، فقاعات متوسعة من الغاز التاجي داخل الوسط النجمي المحايد (ISM) في المجرات اللولبية و (القزم) غير المنتظمة. تقوم هذه الأصداف المتوسعة بدورها باكتساح وضغط الغاز المحايد الذي يمكن أن يؤدي إلى تكوين سحابة جزيئية وبدء تكوين النجوم الثانوية أو المستحثة. تزعج مناطق تكوين النجوم ISM المحيطة بها ، لذا من المتوقع أن يكون للمجرة ISM أكثر تجانساً "أكثر نشاطًا" ، من حيث تكوين النجوم. معدل تكوين النجوم في NGC 628 أعلى بأربع مرات من NGC 3184 ومرتين كما هو الحال في NGC 6946 ، وهو ما يمكن أن يفسر العدد الأكبر من ثقوب HI الموجودة في هذه المجرة. نجد أن أحجام ثقوب HI تتراوح من 80 جهاز كمبيوتر (بالقرب من حد الدقة) إلى 600 جهاز كمبيوتر ؛ يمكن أن تصل سرعات التمدد إلى 20 كيلومترًا s1 ؛ تتراوح الأعمار المقدرة من 2.5 إلى 35 مير وتتراوح الطاقات المعنية من 1050 إلى 3.5 × 105 زد. كمية الغاز المحايد المعنية هي من 104 إلى 106 كتل شمسية.

الكتل الضخمة ... الكتل التي تختفي في بعض الأحيان ... ؟؟ كما أوضح جوستين ر. موند وستيفن ج. سمارت في دراسة عام 2009:

"باستخدام صور من تلسكوب هابل الفضائي وتلسكوب الجوزاء ، أكدنا اختفاء الأسلاف من نوعين من المستعرات الأعظمية من النوع الثاني (SNe) وقيمنا وجود النجوم الأخرى المرتبطة بها. وجدنا أن سلف SN 2003gd ، وهو نجم M-supergiant ، لم يعد يتم ملاحظته في موقع SN وحدد سطوعه الداخلي باستخدام تقنيات طرح الصورة. لم يعد سلف SN 1993J ، وهو نجم K-supergiant ، موجودًا أيضًا ، ولكن لا يزال يتم ملاحظة رفيقه الثنائي B-supergiant. ويؤكد اختفاء الأسلاف أن هذين المستعرات الأعظمية تم إنتاجهما من قبل عمالقة أحمر ".

استخدم Maund و Smartt تقنية حيث تم التقاط الصور بعد تلاشي SN 2003gd ، ويفترض أن النجم السلف مفقود ، وطرح من صور ما قبل الانفجار. أي شيء يتبقى في موضع SN يتوافق مع النجم السلف الحقيقي. تظهر ملاحظات الجوزاء لـ 2003gd في الشكل 1 الذي يقارن وجهات النظر قبل وبعد السوبرنوفا لمنطقة النجم السلف في المجرة المعروفة باسم M-74 أو NGC 628.

قال ماوند: "هذا هو أول سلف أحمر عملاق لسوبرنوفا من النوع IIP العادي الذي ثبت اختفائه وهو في نهاية الكتلة المنخفضة للمقياس لتنفجر النجوم الضخمة كمستعرات عظمى". "لذا ، فإنه يؤكد أخيرًا أن التنبؤ المعياري لعدد من نماذج التطور النجمية صحيح".

تتطور؟ أتراهن'. مسييه 74 يواصل ، على الرغم من عمره ، أن يكبر! مثل. أشار غوسيف (وآخرون) إلى:

"يتم تفسير الخصائص الملحوظة لمجموع النجوم النجمية في NGC 628 على أساس مقارنة بيانات القياس الضوئي UBVRI عالية الدقة لـ 127 منطقة H-alpha في المجرة مع الشبكة التفصيلية للنماذج التركيبية التطورية للأنظمة النجمية. تتضمن الشبكة التفصيلية للنماذج التطورية نظامين لتشكيل النجوم (انفجار فوري وتشكيل نجم ثابت) ومجموعة كاملة من IMF (منحدر وحد أقصى للكتلة) والعمر (من 1 Myr إلى 100 Myrs). تم تحديد الوفرة الكيميائية لمناطق تشكيل النجوم من الملاحظات المستقلة. يتم إنتاج حل المشكلة العكسية لإيجاد العمر ، ونظام تكوين النجوم ، ومعلمات صندوق النقد الدولي ، وامتصاص الغبار في مناطق تشكيل النجوم بمساعدة وظيفة انحراف تنظيمية خاصة. ترتبط تقديرات الاحمرار بمسافات مركزية المجرة لمناطق تشكيل النجوم ، وفقًا للتدرج الشعاعي للوفرة الكيميائية المستمدة من الملاحظات المستقلة. كما تظهر أعمار مجمعات تكوين النجوم اتجاهًا كدالة في التركيب الكيميائي ".

إذن ، أين تذهب هذه المجموعات الكبيرة من النجوم الصغار للتسكع والاسترخاء؟ ربما ... ربما فقط يحاولون تشكيل شريط حي. شريط المجرة ، بالطبع! كما قال م. س. سيجار من مركز الفلك المشترك في دراسة عام 2002:

لقد حصلنا على صور أرضية I و J و K للمجرة الحلزونية ، Messier 74 (NGC 628). وقد تبين أن هذه المجرة تمتلك حلقة نووية دائرية لتكوين النجوم من كل من التحليل الطيفي القريب من الأشعة تحت الحمراء لامتصاص ثاني أكسيد الكربون والتصوير دون المليمتر لانبعاث ثاني أكسيد الكربون. يعتقد أن الحلقات النحاسية حول تكوين النجوم موجودة فقط نتيجة لإمكانات القضيب. نظهر أدلة على وجود تشوه بيضاوي ضعيف في وسط M 74. نستخدم نتائج Combes & Gerin (1985) للإشارة إلى أن هذا الجهد البيضاوي الضعيف مسؤول عن الحلقة النووية العمودية لتشكيل النجوم الذي لوحظ في M 74. "

تاريخ الملاحظة:

تم اكتشاف هذه المجرة اللولبية الرائعة في الأصل في نهاية سبتمبر 1780 من قبل بيير ميشين ثم قام تشارلز ميسيير برصدها وتسجيلها بشكل مطيع في 18 أكتوبر 1780.

"سديم بدون نجوم ، بالقرب من النجم إيتا بيسسيوم ، الذي شاهده م. ميشاين في نهاية سبتمبر 1780 ، ويذكر:" هذا السديم لا يحتوي على أي نجوم ؛ أنها كبيرة إلى حد ما ، غامضة للغاية ، ويصعب مراقبتها للغاية ؛ يمكن للمرء أن يتعرف عليه بمزيد من اليقين في الظروف الجميلة والباردة ". بحث عنها م. مسيير ووجدها ، كما يصفها ميكائين: تمت مقارنتها مباشرة مع النجم إيتا بيسسيوم. "

بعد ثلاث سنوات ، سيبذل السير ويليام هيرشل قصارى جهده لمحاولة حل ما يعتقد أنه مجموعة نجوم - والعودة في السنوات التالية ، حتى على حساب معداته الخاصة.

"1799 ، 28 ديسمبر ، تلسكوب 40 قدمًا. ساطع جدًا في المنتصف ، لكن السطوع يقتصر على جزء صغير جدًا ، وليس دائريًا ؛ حول الوسط المشرق هو ضبابية باهتة للغاية إلى حد كبير. يبدو الجزء اللامع من النوع القابل للحل ، لكن مرآتي أصيبت بأبخرة مكثفة. "

لإعطاء السير ويليام الفضل ، كان أول من حل بعض مجموعات العديد من مناطق النجم التي يمكن رؤيتها في ميسيير 74 ، وتم تأكيد نتائج ملاحظاته لاحقًا من قبل ابنه.

سيرى جون هيرشل أيضًا التنقيط في هيكل M74 ، لكن اللورد روس كان أول من اختار الهيكل الحلزوني. مرة أخرى ، في ذلك الوقت اعتقد الفلكيون أن هذه التكثفات هي نجوم فردية - ملاحظة مرت على طول وقت Emil Dreyer عندما أصبح Messier 74 في النهاية كائن NGC أيضًا.

تحديد موقع مسييه 74:

M74 ليس دائمًا كائنًا سهلاً ويتطلب سماء مظلمة وبعض النجوم. حاول البدء في Alpha Arietis (Hamal) وقم بعمل خط عقلي بينها وبين Beta - ثم إلى Eta Piscium. قم بتوسيط نطاق البحث الخاص بك في Eta وقم بتحويل العرض حوالي 1.5 درجة شمال شرق. إذا كنت تفضل ذلك ، يمكنك القيام بذلك أثناء النظر من خلال مجال واسع ، وعدسة ذات تكبير منخفض - والتي عادة ما تقدم مجال رؤية بدرجة.

في التلسكوب الأصغر ، أول شيء ستلاحظه هو نواة Messier 74 النجمية. هذا هو السبب في أن المراقبين يواجهون صعوبة في العثور عليه مرات عديدة! صدق أو لا تصدق ، يمكن للحركة أن تساعدك في بعض الأحيان على اكتشاف أشياء أكثر خفوتًا ، لذا فإن استخدام العدسة لتحديد موقعها هو "خدعة جيدة" للمراقب. نظرًا لأن هذه المجرة الحلزونية ذات سطوع منخفض ، فإنها تتطلب سماء جيدة نسبيًا - لذا جرب في ظل العديد من الظروف. سيكشف تلسكوب صغير عن هالة متربة حول المنطقة المركزية ، بينما ستكشف الفتحة الأكبر عن الهيكل الحلزوني. مناظير كبيرة تحت ظروف السماء البكر يمكن أن تؤدي إلى ضباب خافت صغير!

ادرسها بنفسك ... من يدري ما قد تكتشفه!

اسم الكائن: مسييه 74
التعيينات البديلة: M74 ، NGC 628
نوع الكائن: المجرة الحلزونية
كوكبة: برج الحوت
الصعود الصحيح: 01: 36.7 (ساعة: دقيقة)
انحراف: +15: 47 (درجة: م)
مسافة: 35000 (كلي)
السطوع البصري: 9.4 (ماج)
البعد الظاهري: 10.2 × 9.5 (الحد الأدنى للقوس)

لقد كتبنا العديد من المقالات المثيرة للاهتمام حول كائنات Messier والمجموعات الكروية هنا في مجلة الفضاء. إليكم مقدمة تامي بلوتنر إلى أجسام ميسيير ، M1 - سديم السرطان ، مراقبة أضواء - ما الذي حدث لميسيير 71؟ ، ومقالات ديفيد ديكسون عن ماراثون 2013 و 2014.

تأكد من التحقق من كتالوج Messier الكامل. ولمزيد من المعلومات ، راجع قاعدة بيانات SEDS Messier.

مصادر: