Objektname: Unordentlicher 95
Alternative Bezeichnungen: M95, NGC 3351
Objekttyp: Typ SBb Balkenspiralgalaxie
Konstellation: Löwe
Rektaszension: 10 : 44,0 (h:m)
Deklination: +11: 42 (Grad: m)
Distanz: 38000 (kly)
Visuelle Helligkeit: 9,7 (Mag.)
Scheinbare Dimension: 4,4×3,3 (Bogen min)
Ortung von Messier 95: M95 ist das südlichste in der Weitfeld-Okularpaarung von Galaxien, zu der auch M96 gehört. Bei guten Himmelsbedingungen sind sowohl M95 als auch M96 im Bauch des Sternbildes Löwe leicht zu lokalisieren. Beginnen Sie mit der Identifizierung von Alpha (Regulus), dem hellsten, südlichsten Stern im rückwärtigen Fragezeichen-Asterismus. Schauen Sie sich nun eine Faustbreite nach Westen um, wo Sie das flache Dreieckssternchen sehen, das Leos Hüften markiert. Der westlichste dieser Sterne (Theta) ist Ihr nächster Marker. Suchen Sie zwischen den beiden Markierungen nach einem schwachen Stern in einer fast zentralen Position. Wenn der Himmel richtig ist, um dieses galaktische Paar zu sehen, sehen Sie auch einen weiteren Stern südlich Ihrer letzten Markierung. M95 und M96 liegen zwischen diesen letzten beiden Sternen. In größeren Ferngläsern ist das Paar gerade noch zu erkennen und obwohl sie schwach sind, in einem kleinen Teleskop wahrnehmbar. Eine größere Blende bringt viel mehr Details zur Geltung. Da es sich um lichtschwächere Galaxien handelt, benötigen sie einen dunklen Himmelsstandort und können kein Hintergrundglühen, wie z. B. mondhelle Nächte, tolerieren.
Was Sie sehen: Die etwa 38 Millionen Lichtjahre entfernte M95 war eine der Galaxien im Schlüsselprojekt des Hubble-Weltraumteleskops zur Bestimmung der Hubble-Konstanten: Das HST wurde eingesetzt, um nach variablen Sternen der Cepheiden zu suchen und damit die Entfernung dieser Galaxie zu bestimmen. „Um die Entfernungsskala der IR-Oberflächenhelligkeitsfluktuation (SBF) empirisch zu kalibrieren und die Eigenschaften unaufgelöster Sternpopulationen zu untersuchen, haben wir Fluktuationen in 65 Galaxien mit NICMOS auf dem Hubble-Weltraumteleskop gemessen. Zu den frühen Galaxien in dieser Probe gehören elliptische und S0-Galaxien sowie spiralförmige Ausbuchtungen in einer Vielzahl von Umgebungen. Absolute Fluktuationsstärken im Filter F160W (1,6 &mgr;m) (MF160W) wurden für jede Galaxie unter Verwendung zuvor gemessener I-Band-SBF- und Cepheiden-variabler Sternentfernungen abgeleitet. F160W SBFs können verwendet werden, um Entfernungen zu frühen Galaxien mit einer relativen Genauigkeit von ~10% zu messen, vorausgesetzt, die Galaxiefarbe ist ~0,035 mag oder besser bekannt. Fluktuationen im nahen IR können auch die Eigenschaften der hellsten Sternpopulationen in Galaxien aufdecken.“ sagt Joseph Jensen (et al).
„Der Vergleich der F160W-Schwankungsstärken und optischen Farben mit den Vorhersagen des Sternpopulationsmodells legt nahe, dass blauere elliptische und S0-Galaxien signifikant jüngere Populationen als rötere haben und möglicherweise auch metallreicher sind. In dieser Probe gibt es keine Galaxien mit Fluktuationsstärken, die mit alten, metallarmen (t>5 Gyr, [Fe/H]<-0.7) stellar population models. Composite stellar population models imply that bright fluctuations in the bluer galaxies may be the result of an episode of recent star formation in a fraction of the total mass of a galaxy. Age estimates from the F160W fluctuation magnitudes are consistent with those measured using the H? Balmer-line index. The two types of measurements make use of completely different techniques and are sensitive to stars in different evolutionary phases. Both techniques reveal the presence of intermediate-age stars in the early-type galaxies of this sample.' Einer der schönsten Aspekte von M95 ist sein heller Kern, aber was geht im Inneren vor? „Ein hochauflösendes Hubble-Weltraumteleskop WFPC2 F218W UV-Bild der Balkenspirale NGC 4303 (klassifiziert als aktiver galaktischer Kern vom LINER-Typ [AGN]) zeigt zum ersten Mal die Existenz einer Kernspiralstruktur massereicher Sternentstehungsregionen bis hin zum UV-hellen unaufgelösten Kern (Größe<= 8 pc) of an active galaxy. The spiral structure, as traced by the UV-bright star-forming regions, has an outer radius of 225 pc and widens as the distance from the core increases. The UV luminosity of NGC 4303 is dominated by the massive star-forming regions, and the unresolved LINER-type core contributes only 16% of the integrated UV luminosity. The nature of the UV-bright LINER-type core---stellar cluster or pure AGN---is still unknown.' says Luis Colina (et al). „Im Gegensatz zu NGC 4303 zeigt das UV-F218W-Bild der Nicht-AGN-Barred-Galaxie NGC 3351 einen nuklearen Sternentstehungsring von 315 pc (große Halbachse) mit einem schwachen Kern. Im Ring ist die Sternentstehung in Klumpen von etwa 60–85 pc im Durchmesser angeordnet. Jeder Klumpen besteht aus wenigen kompakten UV-hellen Clustern, die in eine diffusere Komponente eingebettet sind. Das integrierte IUE-Spektrum von NGC 3351 zeigt das Vorhandensein von Si IV 1400 A- und C IV 1550 A-Absorptionslinien, typische Merkmale junger, 4–5 Myr alter, massereicher Sternhaufen. Das Vorhandensein von ringförmigen und spiralförmigen sternbildenden Strukturen in den Kernregionen dieser beiden Balkenspiralen unterstützt das durch Barren induzierte Gas-Brennstoff-Szenario, bei dem Barren Gas in den Kernregionen von Galaxien ansammeln und nukleare sternbildende Ringe erzeugen (NGC 3351) , und könnte schließlich ein AGN (NGC 4303) generieren oder einspeisen.“
Geschichte: Diese hübsche Galaxie wurde erstmals 1781 von Pierre Mechain entdeckt und 4 Tage später am 24. März 1781 von Charles Messier katalogisiert. Er schreibt: „Nebel ohne Stern, im Löwen [Löwe], über Stern l (53 Leonis): its Licht ist sehr schwach.“ Am 11. März 1784 notierte Sir William Herschel es auch: „Ein feiner, heller Nebel, in der Mitte viel heller als an den Extremen, von ziemlich beträchtlicher Ausdehnung, vielleicht 3 oder 4′ oder mehr. Die Mitte scheint von der Größe von 3 oder 4 zusammengefügten Sternen zu sein, aber nicht genau rund; vom hellsten Teil davon geht ein plötzlicher Übergang zum nebulösen Teil, so dass ich es komisch nennen sollte.“
Fast 100 Jahre später beschrieb Admiral Smyth M95 am treffendsten als: „Ein heller weißer Nebel auf den Rippen des Löwen mit nur zwei kleinen Sternen, np [nördlich vorausgehend, NW] und nf [nördlich folgend, NE], in das Feld. Sein Platz liegt fast genau östlich von Regulus, mit einer Entfernung von 9 Grad, wo er den südlichen Scheitel eines Dreiecks bildet, das mit Gamma und Delta Leonis fast gleichseitig ist. Dieser Nebel ist rund und hell und am südlichen Rand vielleicht besser ausgeprägt als am nördlichen Rand, ein bemerkenswertes Phänomen, das im großen Nebel von Andromeda [M31] und anderen wunderbaren Massen zu beobachten ist. Er wurde 1781 von Mechain entdeckt und von Messier als „schwacher Nebel ohne Stern“ registriert. Fast ein Grad östlich von diesem Objekt folgt ein weiterer runder, aber nicht gleich gut definierter Nebel, groß und von blassweißer Farbe. Es ist Messiers Nr. 96 und wurde 1781 auch von Mechain entdeckt; es bildet den Schnittpunkt eines Rechtecks, das von fünf Sternen gebildet wird, von denen der nächste im sp [südlichen vorangehenden] Quadranten liegt und die 11. Größe hat.“
Top M95 Bildnachweis, Palomar Observatory mit freundlicher Genehmigung von Caltech, , M95 2MASS Bild, M95 Jacobus Kapteyn Telescope, M95 Spitzer Bild, M95 Bild vom Mayall Telescope und M95 Bild mit freundlicher Genehmigung von NOAO/AURA/NSF.