Objektname: Unordentlicher 99
Alternative Bezeichnungen: M99, NGC 4254, Windrad-Galaxie
Objekttyp: Typ Sc Spiralgalaxie
Konstellation: Koma Berenices
Rektaszension: 12 : 18,8 (h:m)
Deklination: +14: 25 (Grad: m)
Distanz: 60000 (kly)
Visuelle Helligkeit: 9,9 (Mag)
Scheinbare Dimension: 5,4 x 4,8 (Bogen min)
Ortung von Messier 99: Als Teil des Virgo-Galaxienhaufens findet man M98 am besten, wenn wir zu unseren gelernten „Galaxie-Hopping“-Methoden zurückkehren. Beginnen Sie mit der hellen M84/84-Paarung, die sich im dicht besiedelten inneren Kern des Virgo-Galaxienhaufens etwa auf halbem Weg zwischen Epsilon Virginis und Beta Leonis befindet. Bleiben Sie nach der Identifizierung am Okular und bewegen Sie Ihr Teleskop nach Norden, bis Sie M99 gefunden haben. Diese Präsentation von Angesicht zu Angesicht sieht für kleine Optiken wie ein runder, verschwommener Fleck aus und beginnt mit mittelgroßen Teleskopen unter dunklem Himmel sein spiralförmiges Armmuster zu enthüllen.
Was Sie sehen: Was steckt in einer Sc-Bezeichnung, wenn es um eine Spiralgalaxie geht? Es bedeutet, dass es sich gegen den Uhrzeigersinn dreht. Das klingt zwar ganz normal, aber Sie werden auch feststellen, dass die Masse von M99 nur ein wenig „außerhalb der Mitte“ zu sein scheint. Was ist hier los? Wenden wir uns der Forschung von Victor P. Debattista und JA Sellwood zu: „Wir zeigen, dass Balken in Galaxienmodellen mit Halos mittlerer Dichte und einer Vielzahl von Geschwindigkeitsverteilungen alle einen starken Widerstand durch dynamische Reibung erfahren, es sei denn, der Halo hat einen großen Drehimpuls in der gleichen Sinn wie die Scheibe. Der Reibungswiderstand verringert die Geschwindigkeit des Balkenmusters und treibt den Co-Rotationspunkt auf Entfernungen, die weit über denen liegen, die in Balkengalaxien geschätzt werden. Der Halo-Drehimpuls, der erforderlich ist, um ein starkes Bremsen zu vermeiden, ist unrealistisch groß, selbst wenn die Drehung nur auf den inneren Halo beschränkt ist. Daraus schließen wir, dass Balken ihre beobachteten hohen Mustergeschwindigkeiten nur dann aufrechterhalten können, wenn der Halo eine zentrale Dichte hat, die niedrig genug ist, damit die Scheibe den größten Teil der zentralen Anziehung in der inneren Galaxie bereitstellt. Wir präsentieren Beweise dafür, dass diese Schlussfolgerung für alle hellen Galaxien gilt.“
Aber was wäre, wenn es nicht nur die Galaxie selbst wäre, sondern eine zufällige Fusion? „Wir präsentieren hochauflösende H I und H? Beobachtungen der Spiralgalaxie NGC 4254. Die Beobachtungen wurden mit dem VLA bzw. der Maryland-Caltech Fabry-Perot Kamera gemacht. NGC 4254 hat eine ungewöhnliche Spiralstruktur mit großem Design und einer starken m = 1-Komponente, für die es in optischen Bildern keine offensichtliche Ursache gibt. Unsere Beobachtungen zeigen, dass zusätzlich zu der üblichen galaktischen Scheibenkomponente H I -Wolken auf und hinter der H I -Scheibe mit Geschwindigkeiten von bis zu 150 km s^-1^ von den für die Scheibe festgelegten Geschwindigkeiten überlagert sind. Die Masse in diesen Wolken beträgt ~2,3 x 10^8^ M_sun_, und sie könnten die Überreste einer Entität sein, die von NGC 4254 durch Gezeiten zerstört wurde und jetzt mit ihr verschmilzt. Die direkten Auswirkungen der Wechselwirkung zwischen dem Wolkengas und der Galaxie beschränken sich auf den Bereich, in dem das Gas mit der Scheibe zu verschmelzen scheint, wo es möglicherweise einen Warp verursacht.“ sagt Yuichi Terashima (et al.).
„Aber die indirekten Auswirkungen des einfallenden Gases scheinen tiefgreifend zu sein: Es ist die wahrscheinlichste Ursache für die ungewöhnliche Spiralstruktur von NGC 4254. Wenn ja, ist die m = 1-Spiralstruktur von NGC 4254 neu und ein interner Verstärkungsmechanismus wie Swing Amplifikation hat eine wichtige Rolle in seiner Entwicklung gespielt. Da NGC 4254 keinen außergewöhnlichen Mangel an Dunkler Materie zu haben scheint und anscheinend eine normale Sc-Galaxie ist, scheint die Art der Wechselwirkung wichtig für die Bestimmung der Anfälligkeit der Scheibe für verschiedene Spiralmoden (insbesondere m = 1,3 und 5 Modi von NGC 4254).“
Spiralmodi, oder? T. Kranz (et al.) weiß viel darüber, und bevor es Sterne geben kann, muss es das Material geben, um sie zu machen – Gas. „Als Pilotprojekt haben wir die Daten von NGC 4254 (M99) analysiert. Unter der Annahme eines konstanten Verhältnisses von stellarer Masse zu Licht wurde das Gravitationspotential aufgrund des stellaren Massenanteils durch direkte Integration über die gesamte Massenverteilung aus dem NIR-Bild berechnet. Das Masse-Licht-Verhältnis für den maximalen Scheibenbeitrag wurde durch die gemessene Rotationskurve skaliert. Für den Beitrag zur Dunklen Materie haben wir einen isothermen Halo mit Kern angenommen. Um die beiden Komponenten zu kombinieren, wählten wir einen stellaren Massenanteil und fügten den Halo mit den variablen Parametern hinzu, die so angepasst wurden, dass sie der Rotationskurve am besten entsprechen.“ „Wir haben dieses Potenzial als Input für die hydrodynamischen Gassimulationen genutzt“, sagt Kranz. Abbildung 2 zeigt die Ergebnisse für die resultierende Gasoberflächendichte, wie sie sich im Potenzial einpendelt. Die Morphologie der Gasverteilung ist sehr empfindlich gegenüber der Geschwindigkeit, mit der sich das Spiralmuster der Galaxie dreht (Mustergeschwindigkeit).“
„Die Bestimmung einzelner Massenanteile der leuchtenden und dunklen Materie ist keine einfache Aufgabe. Die Rotationskurve einer Scheibengalaxie ist nur für die Gesamtmenge der gravitierenden Materie empfindlich, erlaubt aber keine Unterscheidung der beiden Massendichteprofile“, so Kranz weiter. „Hier möchten wir uns die Tatsache zunutze machen, dass die Sternmasse in Scheibengalaxien oft in Spiralarmen organisiert ist, also in eindeutig nicht-axialsymmetrischen Strukturen.“
„Andererseits ist die Dunkle Materie in den meisten vorgeschlagenen Szenarien nicht kollisionsfrei und wird von zufälligen Bewegungen dominiert. Es ist nicht anfällig für Spiralstrukturen und verteilt sich wie die Sterne in elliptischen Galaxien. Wenn die Masse des Sterns dominiert, könnten die Arme erhebliche nicht-kreisförmige Bewegungen im Gas induzieren, die in der beobachteten Gaskinematik als Geschwindigkeitswackeln sichtbar werden sollten. Mit hydrodynamischen Gassimulationen können wir diese Geschwindigkeitsschwankungen vorhersagen und mit den Beobachtungen vergleichen. Daher kann der Beitrag der Störkräfte in Bezug auf die Gesamtkräfte quantitativ bestimmt und verwendet werden, um das Massenverhältnis von Scheibe zu Halo zu beschränken.“
Geschichte: M99 wurde am 15. März 1781 von Messiers Kollegen und Freund Pierre Mechain zusammen mit den nahegelegenen M98 und M100 entdeckt. Charles Messier vermisste seine Position und nahm sie am 13. April 1781 in seinen Katalog auf. In seinen Notizen schreibt er: „Nebel ohne Stern, von sehr blassem Licht, dennoch etwas klarer als der vorhergehende [M98], am Nordflügel gelegen der Jungfrau, und in der Nähe des gleichen Sterns, Nr. 6, von Comae Berenikes. Der Nebel befindet sich zwischen zwei Sternen siebenter und achter Größe. M. Mechain sah es am 15. März 1781.“
Während M99 sowohl von William als auch von John Herschel beobachtet wurde, war es Lord Rosse, der es schließlich ans Licht brachte. Obwohl er die Natur dessen, was er sah, nicht wirklich verstand, war er fasziniert von der Tatsache, dass es eine spiralförmige Struktur hatte und M99 sein zweiter 'bestätigter Kill' wurde. In seinen Aufzeichnungen schreibt er: „Im folgenden Frühjahr [von 1846] wurde in 99 Messier, Tafel XXXV, eine Anordnung, ebenfalls spiralförmig, aber von anderer Art [als in M51] entdeckt. Abb. 2. Dieses Objekt ist auch leicht zu erkennen, und wahrscheinlich würde ein kleineres Instrument unter günstigen Umständen alles in der Skizze zeigen.“
Top M99 Bildnachweis, Palomar Observatory mit freundlicher Genehmigung von Caltech, M99 2MASS Bild, M99 von Hunter Wilson, M99 Spitzer Bilder, M99 mit freundlicher Genehmigung von Ole Nielsen, Rosses historische M99 Skizze und M99 Bild mit freundlicher Genehmigung von NOAO/AURA/NSF.
