Willkommen zurück zum Messier Monday! Heute setzen wir unsere Hommage an unsere liebe Freundin Tammy Plotner fort, indem wir Cetus A, die als Messier 77 bekannte Balkenspiralgalaxie, betrachten!
Im 18. Jahrhundert bemerkte der berühmte französische Astronom Charles Messier beim Vermessen des Nachthimmels das Vorhandensein mehrerer 'nebelhafter Objekte'. Ursprünglich hielt er diese Objekte für Kometen und begann sie zu katalogisieren, damit andere nicht den gleichen Fehler machen. Heute ist die resultierende Liste (bekannt als die Messier-Katalog ) umfasst über 100 Objekte und ist einer der einflussreichsten Kataloge von Deep Space Objects.
Eines dieser Objekte ist als Messier 77 (auch bekannt als Cetus A) bekannt, eine vergitterte Spiralgalaxie, die sich 47 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild befindet Cetus . Mit einem Durchmesser von etwa 170.000 Lichtjahren ist sie eine der größten Galaxien im Messier-Katalog. Seine Größe und sein heller Kern machen ihn auch mit Ferngläsern oder kleinen Teleskopen relativ gut zu erkennen.
Beschreibung:
Etwa 60 Millionen Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt und mit einer Geschwindigkeit von 1100 Kilometern pro Sekunde von uns entfernt, könnte diese große Galaxie an ihren Extremitäten eine Ausdehnung von bis zu 170.000 Lichtjahren abdecken. Das ist fast doppelt so groß wie die Milchstraße! Seine breiten Spiralarme halten stärker entwickelte gelbe Sterne wie unsere eigene Sonne, aber zum Kern hin schlägt das Herz einer neuen Generation – einer jungen Sternenpopulation.
Hubble-Weltraumteleskop-Aufnahme der Spiralgalaxie Messier 77. Eine Version dieses Bildes gewann den zweiten Platz beim Hubble's Hidden Treasures Image Processing Competition. Bildnachweis: NASA/ESA/A. van der Hoeven, 2013
Laut Spektralanalyse hat Messier 77 sehr breite Emissionslinien, was darauf hindeutet, dass sich riesige Gaswolken mit mehreren Hundert Kilometern pro Sekunde schnell aus dem Kern dieser Galaxie herausbewegen. Dies macht M77 zu einer Seyfert-Typ-II-Galaxie – eine mit einem sich ausdehnenden Kern von Starbirth. An sich ist das ziemlich einzigartig, wenn man bedenkt, wie viel Energie benötigt wird, um sich mit dieser Geschwindigkeit auszudehnen, und weitere Untersuchungen fanden eine punktförmige Radioquelle mit einem Durchmesser von 12 Jahren in ihrem Kern, die von einem 100 Lichtjahre breiten Streifen interstellarer Materie umgeben war.
Ein Miniaturquasar? Vielleicht… Aber was auch immer es ist, hat eine Messung von 10 Millionen Sonnenmassen! Als A. J. Young (et al) angegeben in a 2001 Studie :
„Wir berichten über eine Röntgenbild-Spektroskopie mit einer Auflösung im Sub-Bogensekundenbereich der archetypischen Typ-2-Seyfert-Galaxie NGC 1068 mit dem Chandra-Röntgenobservatorium. Die Beobachtungen zeigen die detaillierte Struktur und Spektren des Nebels mit 13 kpc Ausdehnung, der zuvor mit niedrigerer Auflösung mit ROSAT aufgenommen wurde. Das Chandra-Bild zeigt eine helle, kompakte Quelle, die mit der hellsten Radio- und optischen Emission zusammenfällt; diese Quelle wird um ~160 pc in die gleiche Richtung erweitert wie die nukleare optische Linie und die Radiokontinuumsemission. Helle Röntgenstrahlung erstreckt sich ~500 pc nach NE und fällt mit der NE-Radiokeule und dem Gas im schmalen Linienbereich zusammen. Die großräumige Emission zeigt nachlaufende Spiralarme und andere Strukturen. Es besteht eine sehr starke Korrelation zwischen der Röntgenemission und dem stark angeregten ionisierten Gas, das in HST- und bodengestützten [0 III]-Bildern zu sehen ist. Spektren wurden für den Kern, den hellen Bereich ~400 pc nach NO und 8 Bereiche in der sehr ausgedehnten Emission erhalten. Die Spektren stimmen nicht mit Heißplasmamodellen überein. Modelle mit glatten Kontinua plus Emissionslinien liefern ausgezeichnete Beschreibungen der Spektren. einschließlich einer Eisenlinie, erstreckt sich 2,2 kpc NE und SW des Kerns. Untere Oberflächenhelligkeit, harte Röntgenemission, mit einer vorläufig nachgewiesenen Eisenlinie erstreckt sich 5,5 kpc nach Westen und Süden. Unsere Ergebnisse, zusammen mit dem XMM-Newton RGS-Spektrum, legen eine Photoionisation und Fluoreszenz von Gas durch Strahlung vom Seyfert-Kern bis zu mehreren kpc davon nahe. Der Starburst ist nicht die dominierende Quelle der ausgedehnten Röntgenstrahlen.“
Ist es möglich, dass die Masse ein Schwarzes Loch ist? Sagt W. Jaffe (et al) in a 2004 Studie :
„Aktive galaktische Kerne (AGNs) zeigen viele energetische Phänomene – breite Emissionslinien, Röntgenstrahlen, relativistische Jets, Radiokeulen –, die aus Materie stammen, die auf ein supermassereiches Schwarzes Loch fällt. Es ist allgemein anerkannt, dass Orientierungseffekte eine wichtige Rolle bei der Erklärung des beobachteten Erscheinungsbilds von AGNs spielen. Aus bestimmten Richtungen gesehen würden zirkumnukleare Staubwolken unsere Sicht auf das zentrale Kraftwerk versperren. Indirekte Hinweise deuten darauf hin, dass die Staubwolken eine torusförmige Verteilung von Parsec-Größe bilden. Diese Erklärung bleibt jedoch unbewiesen, da selbst die größten Teleskope die Staubstrukturen nicht auflösen konnten. Hier berichten wir über interferometrische Beobachtungen im mittleren Infrarot, die diese Strukturen in der Galaxie NGC 1068 räumlich auflösen. Die Beobachtungen zeigen warmen (320 K) Staub in einer 2,1 Parsec dicken Struktur und einem Durchmesser von 3,4 Parsec, die eine kleinere heiße Struktur umgibt. Da eine solche Konfiguration von Staubwolken in einer viel kürzeren Zeit als der aktiven Phase des AGN3 kollabieren würde, erfordert diese Beobachtung eine kontinuierliche Zufuhr kinetischer Energie in das Wolkensystem von einer Quelle, die mit dem AGN koexistiert.“
Was könnte sich da noch verstecken? Laut L. S. Nazarova vom Royal Greenwich Observatory; „Die Ergebnisse der Berechnungen von Gasemissionsspektren mit zentralen und ausgedehnten Ionisationsquellen wurden mit dem Verhältnis der Linienintensitäten verglichen, die in der ausgedehnten schmalen Linienregion von NGC1068 beobachtet wurden. Der Ursprung einer ausgedehnten Struktur mit anomaler Stärke in den Linien [OIII] 5007 und [NeV] 3425, die von Evans und Dopita (1986) und Bergeron et al. (1989) könnte auf eine zusätzliche stellare Gasionisationsquelle zurückzuführen sein, die sich in einer Entfernung von 1–2 kpc vom Kern befindet.“
Wo genau ist der berühmte Kern? Es ist nicht ganz so einfach zu finden, wie Sie vielleicht denken. Es erfordert detaillierte Arbeit mit optischen und Funkwellenlängen. Wie Robin Catchpole (et al.) in a . erklärt 1996 Studie :
„NGC 1068 (M77) ist das nächste und hellste Beispiel einer Seyfert-2-Galaxie. Viele aktive galaktische Kerne (AGN), einschließlich NGC 1068, haben scheinbar konische oder bikonische Hocherregungs-Emissionslinienstrukturen, die sich von der Position des Kerns aus erstrecken, was als Beweis für Anisotropie- und Orientierungseffekte angesehen wird, die hervorgerufen werden, um die wahrgenommenen Unterschiede zwischen den verschiedenen zu erklären durch Beobachtung klassifizierte AGN-Typen. In dieser vereinheitlichenden Hypothese wird die Strahlung vermutlich von einem optisch dicken Torus, der den Kern umgibt, kollimiert. Ob eine Seyfert-Galaxie vom Typ 1 oder 2 zu sehen ist, hängt von der Ausrichtung des Torus zur Sichtlinie ab. Die erhaltene Kontinuumsfunkkarte bei 4,9 GHz zeigt einen auf den Kern zentrierten Doppelkeulen-Radiojet mit einer projizierten Länge von 6 nach Nordosten und etwa 10 nach Südwesten. Muxlowet al. (1996) haben in ihrer 5-GHz-60-mas-Auflösungskarte eine schwache Quelle identifiziert, von der sie aufgrund ihrer spektralen Steigung glauben, dass sie der Kern von NGC 1068 ist.“
Beobachtungsgeschichte:
Ich frage mich, ob Pierre Mechain am 29. Oktober 1780, als er diese unglaubliche Spiralgalaxie zum ersten Mal sah, überhaupt eine Ahnung hatte, ob dahinter eine solche Wissenschaft steckt. Messier sah es sich an, nahm es aber nicht auf. Unter diesen Umständen tat Mechain: „Ansammlung kleiner Sterne, die etwas Nebel enthalten, in Cetus und auf der Parallele des Sterns Delta, von der dritten Größe berichtet, und die M. Messier kaum von der fünften schätzte. M. Mechain sah diesen Sternhaufen am 29. Oktober 1780 in Form eines Nebels.“ (Man kann Messier jedoch zu diesem Zeitpunkt nicht das Desinteresse verdenken. Seine Frau und sein neugeborener Sohn waren gerade gestorben und er trauerte.)
Im Jahr 1783 betrachtete Sir William Herschel ihn als „schlecht definierter Stern, umgeben von Nebel“. aber änderte seine Melodie etwa 8 Jahre später, als er berichtete: „Eine Art stark vergrößerter Sternhaufen; es enthält einige helle Sterne in der Mitte.“ Sein Sohn, John Herschel, fuhr fort, es zu katalogisieren – auch nicht sehr beschreibend. Jedoch, Admiral Smyth zur Rettung!
„Ein runder stellarer Nebel, in der Nähe von Delta im Unterkiefer des Wals und etwa 2 1/2 Grad von Gamma auf der Linie in Richtung Epsilon oder s. von w. Dies wurde erstmals 1780 von Messier als eine Masse von Sternen klassifiziert, die Nebel enthält. Es ist klein, hell und genau in einer Linie mit drei kleinen Sternen, einem vorausgehenden und zwei folgenden, von denen der nächste und größte eine neunte Größe nach Süden nach Osten liegt. Es gibt noch andere winzige Gefährten im Feld; und der Ort unterscheidet sich von Gamma Ceti. Dieses Objekt ist wunderbar entfernt und isoliert, mit mutmaßlichen Hinweisen auf intrinsische Dichte in seiner Ansammlung; und trägt die Existenz einer zentralen Kraft, die entweder in einem zentralen Körper oder im Schwerpunkt des gesamten Systems residiert. Sir William Herschel sagt, nachdem er es wiederholt untersucht hat: „Aus den Beobachtungen des großen Zehn-Fuß-Teleskops, das eine Messkraft von 75,82 hat, können wir schließen, dass die Tiefe des nächsten Teils mindestens der 910. Ordnung entspricht. ” Das heißt, die 910-mal so weit weg wie die Sterne erster Größenordnung!“
Dürfen Ihre eigenen Beobachtungen etwas mehr sein…??
Auffinden von Messier 77:
M77 kann leicht weniger als einen Grad östlich/südöstlich vom Delta Ceti der 4. Größe gefunden werden. Diese prächtige Spiralgalaxie von Angesicht zu Angesicht kann mit kleineren Ferngläsern von einem dunklen Himmelsstandort aus als runder Kontrastwechsel entdeckt werden und ist in kleinen Teleskopen leicht zu sehen. Mit zunehmender Blendenöffnung funktionieren auch Details und eine hohe Vergrößerung gut mit dieser Galaxie. Am Höhepunkt ist M77 hell genug, um einer gewissen Verschmutzung des städtischen Himmels und den ersten Phasen des Mondlichts standzuhalten!
Die Position von Messier 77 im Sternbild Cetus. Bildnachweis: IAU/Sky & Telescope magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg)
Objektname: Unordentlicher 77
Alternative Bezeichnungen: M77, NGC 1068
Objekttyp: Sb Balkenspiralgalaxie
Konstellation: Cetus
Rektaszension: 02 : 42,7 (h:m)
Deklination: -00: 01 (Grad: m)
Distanz: 60000 (kly)
Visuelle Helligkeit: 8,9 (Mag.)
Scheinbare Dimension: 7×6 (Bogen min)
Wir haben viele interessante Artikel über Messier Objects geschrieben und Kugelsternhaufen hier bei Universe Today. Hier ist Tammy Plotners Einführung in die Messier-Objekte , M1 – Der Krebsnebel , Beobachtung im Rampenlicht – Was ist mit Messier 71 passiert? , und David Dickisons Artikel über die 2013 und 2014 Messier Marathons.
Schauen Sie sich unbedingt unser komplettes an Messier-Katalog . Und für weitere Informationen besuchen Sie die SEDS Messier-Datenbank .
Quellen: