Willkommen zurück zum Messier Monday! Heute setzen wir unsere Hommage an unsere liebe Freundin Tammy Plotner fort, indem wir uns die Cigar Galaxy – auch bekannt als Messier 82 – ansehen!
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 die als Messier 82 bekannte Starbust-Galaxie, die wegen ihrer charakteristischen Form auch „Zigarrengalaxie“ genannt wird. Die Starburst-Aktion dieser Galaxie, die sich etwa 12 Millionen Lichtjahre entfernt im Sternbild Ursa Major befindet, wurde vermutlich durch Interaktionen mit den Nachbarn ausgelöst Galaxie M81 (auch bekannt als Bodes Galaxie).
Beschreibung:
Einer der faszinierendsten Teile dieser unregelmäßigen Galaxie ist ihre leicht zu erkennende verzerrte Scheibe ... sie sieht aus wie eine schmutzige Drachenschnur eines Kindes, die um einen Stock gewickelt ist. M82 ist berühmt für seine starke Sternentstehungsaktivität und ist ein Prototyp aus der Klasse von Starbursting-Galaxien namens Seyferts. Sein Kern wurde durch die Begegnung mit M81 völlig zerstört und es knistert buchstäblich vor Funkaktivität.
Sein explosiver Gasfluss ist auch eine starke Quelle für Radiorauschen, die 1953 von Henbury Brown entdeckt wurde. Die Radioquelle wurde zuerst Ursa Major A (stärkste Radioquelle in UMa) genannt und im dritten Cambridge Catalogue of Radio Sources als 3C 231 katalogisiert. Wie E. R. Seaquist (et al.) in a 2006 Studie :
„Die kompakten nichtthermischen Quellen in M82 und anderen Starburst-Galaxien werden allgemein als Supernova-Überreste (SNRs) angesehen. Wir betrachten eine alternative Hypothese, dass es sich bei den meisten um windgetriebene Blasen (WDBs) handelt, die mit sehr jungen Supersternhaufen (SSCs) assoziiert sind. In diesem Szenario werden die Synchrotron-emittierenden Partikel am Ort des Stoßübergangs zwischen dem Haufenwind und dem heißen Blasengas erzeugt. Die Partikel strahlen in dem starken Magnetfeld, das in der expandierenden Hülle des geschockten interstellaren Umgebungsgases erzeugt wird. Eine der Motivationen für diese Hypothese ist das Fehlen beobachteter Zeitvariabilität in den meisten Quellen, was ein höheres Alter als erwartet für SNRs impliziert, aber bequem innerhalb des Bereichs für WDBs liegt. Darüber hinaus sind diese Quellen als SNRs nicht effektiv beim Antreiben des Starburst-Massenabflusses, der mit der Kernregion von M82 verbunden ist, und erfordern daher einen separaten Mechanismus zur Kopplung der Supernova (SN)-Energie an diesen Abfluss.“
Im Infrarotlicht ist M82 die hellste bisher bekannte Galaxie. Es weist einen Infrarotüberschuss auf – viel heller bei infraroten Wellenlängen als im sichtbaren Teil des Spektrums. Wie N. M. Förster Schreiber (et al.) in a . sagte 2001 Studie :
„Unsere Ergebnisse liefern eine Reihe von Randbedingungen für eine detaillierte Starburst-Modellierung, die wir in einem Begleitpapier vorstellen. Wir stellen fest, dass eine reine Vordergrundextinktion die globalen relativen Intensitäten von H-Rekombinationslinien von optischen zu Radiowellenlängen nicht reproduzieren kann. Die Anregung des ionisierten Gases zeigt eine durchschnittliche effektive Temperatur für die OB-Sterne von 37.400 K mit geringer räumlicher Variation über die Starburst-Regionen. Wir stellen fest, dass eine zufällige Verteilung dicht gepackter Gaswolken und ionisierender Cluster und ein Ionisationsparameter von 10-2,3 die Sternentstehungsregionen auf räumlichen Skalen von einigen zehn bis zu einigen hundert Parsec gut darstellen. Aus der detaillierten Populationssynthese und dem Masse-zu-K-Licht-Verhältnis schließen wir, dass die Kontinuumsemission im nahen Infrarot in den Starburst-Regionen von roten Überriesen mit durchschnittlichen effektiven Temperaturen von 3600 bis 4500 K und ungefähr solarer Metallizität dominiert wird. Unsere Daten schließen signifikante Beiträge von älteren, metallreichen Riesen in den zentralen paar Dutzend Parsec von M82 aus.“
Kürzlich wurden mit dem Hubble-Weltraumteleskop über 100 neue, junge Kugelsternhaufen entdeckt. Diese Neolyth-Formation wird durch die 100 Millionen Jahre alte Begegnung von m82 mit M81 verursacht. Laut S. J. Lipscys 2003 Studie :
„Sieben Sternhaufen wurden identifiziert, die zusammen etwa 15% der gesamten mittleren IR-Leuchtkraft der Galaxie ausmachen. Wir stellen fest, dass diese jungen Sternhaufen abgeleitete Massen und Größen aufweisen, die mit Kugelsternhaufen vergleichbar sind. Mindestens 20 % der Sternentstehung in M82 findet in Supersternhaufen statt.“
Beobachtungsgeschichte:
M82 wurde in derselben Nacht wie M81 von Johann Elert Bode entdeckt, der das Paar am 31. Dezember 1774 fand. Nach seinen historischen Aufzeichnungen:
„Ich fand durch das Sieben-Fuß-Teleskop dicht über dem Kopf von UMa, östlich in der Nähe des Sterns d an seinem Ohr, zwei kleine nebulöse Flecken, die um etwa 0,75 Grad voneinander getrennt waren, deren Positionen relativ zu den benachbarten kleinen Sternen in der zehnte Zahl. Der Fleck Alpha (M81) erscheint meist rund und hat einen dichten Kern in der Mitte. Der andere, Beta, ist dagegen sehr blass und von länglicher Form. Ich konnte den Abstand von Alpha zu d als 2deg 7′, zu Rho als 5deg 2′ und zu 2 Sigma als 4deg 32′ mit einiger Genauigkeit bestimmen; Beta war zu schwach und verschwand aus meinen Augen, sobald ich die Hälften des Objektivglases auseinanderzog.“
Pierre Mechain hat im August 1779 unabhängig voneinander beide Galaxien geborgen und sie Charles Messier gemeldet, der sie nach der Datenaufnahme am 9. Februar 1781 in seinen Katalog aufgenommen hat. Messier berichtet:
„Nebel ohne Stern, nahe dem vorhergehenden [M81]; beide erscheinen im gleichen Feld des Fernrohrs, dieses ist weniger deutlich als das vorhergehende; sein Licht ist schwach und verlängert: an seinem Ende befindet sich ein Teleskopstern. Gesehen in Berlin von M. Bode am 31. Dezember 1774 und von M. Mechain im Monat August 1779.“
Es sollte jedoch 1837 und Admiral Smyth sein, bevor jemand wirklich einige Details entdeckte:
'Nein. 81 ist ein schöner heller ovaler Nebel von weißer Farbe im Ohr des Großen Bären, der 1781 von M. Messier erstmals registriert wurde und gegenüber WH [William Herschel] einen fleckigen Nebel aufwies. Seine Hauptachse liegt np [nördlich vorausgehend, NW] bis sf [südfolgend, SE]; und in der Mitte ist es sicherlich am hellsten. Es gibt mehrere winzige Gefährten [Sterne] im Feld, von denen ein naher Doppelstern im sp [südvorhergehenden, SW] Quadranten Nr. 1386 in Struves großem Katalog ist und von ihm als vicinae bezeichnet wird; die Mitglieder sind beide von der 9. Größe und tendieren von np [nördlich vorausgehend, NW] zu sf [südfolgend, SE], etwa 2″ voneinander entfernt, und bilden ein feines, wenn auch schwieriges Objekt. Mit geringer Leistung können Nr. 82 M. in den nördlichen Teil des gleichen Gesichtsfeldes gebracht werden, obwohl sie einen halben Grad voneinander entfernt sind. Es ist sehr lang, schmal und hell, besonders an seinem nördlichen Rand, aber etwas blasser als Nr. 81. Eine Linie, die durch drei Sterne im sp [südlich vorausgehend, SW] zu einem vierten im nf [nördlich folgend, NE ] geht direkt durch den Nebel. Die beiden Nebel gehen Lambda, am Ende von Dracos Schwanz, um 25 Grad voraus, aber da die Umgebung keine großen [hellen] Sterne aufweist, werden sie nicht ohne weiteres aufgefischt. Der hier eingenommene scheinbare Platz ist der eines kleinen Sterns zwischen den beiden Nebelflecken, der mit 29 Ursae Majoris differenziert wurde und bei der Verkleinerung mit größter Sorgfalt vorgegangen wurde. Der helle Stern in der Brust des Tieres südlich von 29, nämlich. Phi wird als doppelt ausgesprochen, beide Begleiter sind von der 5. Größe und nur eine halbe Sekunde voneinander getrennt.“
Auffinden von Messier 82:
Bright M82 ist ziemlich leicht zu finden – sobald Sie einen bestimmten Trick verinnerlicht haben. Indem Sie den unteren Stern verwenden, der dem „Griff“ in der Schüssel des Großen Wagens am nächsten ist, ziehen Sie eine mentale Linie zwischen ihm und Alpha – dem oberen äußeren Stern des Asterismus. Folgen Sie nun der gleichen Flugbahn und verlängern Sie diese Linie ungefähr 1/3 weiter in den Weltraum und Sie haben die ungefähre Fläche!
Sobald Sie dort sind, sind sowohl M82 als auch die größere, hellere Begleitgalaxie M81 in einem Sucher oder einem kleinen Fernglas leicht zu erkennen. Bei minimaler Vergrößerung erscheint das Galaxienpaar wie kleine „Katzenaugen“, die im Dunkeln leuchten. Aufgrund der relativen Helligkeit halten beide gut urbanen Lichtverhältnissen und vielen Mondstörungen stand.
Das galaktische Paar ist eine wunderbare Studie für kleine Teleskope und Ferngläser! Lassen Sie sich die „Unregelmäßigkeit“ von M82 nicht entgehen!
Der Standort von Messier 82 im Sternbild Ursa Major. Bildnachweis: IAU
Und hier sind die schnellen Fakten, die Ihnen den Einstieg in dieses Messier-Objekt erleichtern:
Objektname: Messier 82
Alternative Bezeichnungen: M82, NGC 3034, Zigarrengalaxie
Objekttyp: IR-II Unregelmäßige Galaxie
Konstellation: Ursa Major
Rektaszension: 09 : 55,8 (h:m)
Deklination: +69: 41 (Grad: m)
Distanz: 12000 (kly)
Visuelle Helligkeit: 8,4 (Mag)
Scheinbare Dimension: 9×4 (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: