MESSIER 66 - المجرة الحلزونية المتوسطة NGC 3627

Send

مرحبًا بك مرة أخرى في Messier Monday! واليوم نواصل تكريمنا لصديقنا العزيز تامي بلوتنر بالنظر إلى المجرة الحلزونية المتوسطة المعروفة باسم ميسير 66.

في القرن الثامن عشر ، أثناء البحث في سماء الليل عن المذنبات ، ظل الفلكي الفرنسي تشارلز ميسييه يلاحظ وجود أجسام ثابتة ومنتشرة أخطأ في وصفها للمذنبات. في الوقت المناسب ، سيأتي لتجميع قائمة تضم حوالي 100 من هذه الأشياء ، على أمل منع علماء الفلك الآخرين من ارتكاب نفس الخطأ. ستستمر هذه القائمة - المعروفة باسم كتالوج Messier - لتصبح واحدة من أكثر الكتالوجات تأثيرًا في Deep Sky Objects.

إحدى هذه الأشياء هي المجرة الإهليلجية المتوسطة المعروفة باسم Messier 66 (NGC 3627). تقع هذه المجرة على بعد حوالي 36 مليون سنة ضوئية من الأرض في اتجاه كوكبة ليو ، ويبلغ قطرها 95000 سنة ضوئية. وهي أيضًا ألمع وأكبر عضو في مجرات Leo Triplet والمعروفة بمجموعات النجوم الساطعة وممرات الغبار والمستعرات الأعظمية المرتبطة بها.

وصف:

تتمتع بالحياة على بعد حوالي 35 مليون سنة ضوئية من درب التبانة ، والمجموعة المعروفة باسم "Leo Trio" هي موطن للمجرة الساطعة Messier 66 - أقصى شرق الكائنين M. في المنظار أو المنظار ، ستجد هذه المجرة اللولبية المحظورة أكثر وضوحًا بكثير وأسهل بكثير لرؤية التفاصيل داخل أذرعها المعقدة ونواة الانتفاخ.

بسبب التفاعل مع المجرات المجاورة لها ، تظهر M66 علامات على تركيز كتلة مركزية عالية للغاية بالإضافة إلى كتلة غير متآكلة من مادة H I التي تم إزالتها على ما يبدو من أحد الأذرع الحلزونية. حتى واحدة من أذرعها اللولبية حصلت عليها في مجموعة هالتون آرب من المجرات الغريبة! إذن ما الذي اصطدم به بالضبط؟ كما أشار Xiaolei Zhang (وآخرون) في دراسة عام 1993:

"توفر بيانات CO و H I المدمجة معلومات جديدة ، سواء عن تاريخ اللقاء السابق لـ NGC 3627 مع المجرة المصاحبة NGC 3628 وعن التطور الديناميكي اللاحق لـ NGC 3627 نتيجة لهذا التفاعل المد والجزر. على وجه الخصوص ، تشير المعلومات المورفولوجية والحركية إلى أن عزم الجاذبية الذي واجهته NGC 3627 خلال اللقاء الوثيق أثار سلسلة من العمليات الديناميكية ، بما في ذلك تكوين الهياكل اللولبية البارزة ، والتركيز المركزي لكل من الكتلة النجمية والغازية ، وتشكيل اثنان من صدى Lindblad الداخلي المنفصل على نطاق واسع والموقع الخارجي ، وتشكيل شريط غازي داخل الرنين الداخلي. تسمح هذه العمليات بالتنسيق بالتراكم المستمر والفعال للكتلة الشعاعية عبر القرص المجري بأكمله. توفر نتيجة المراقبة في العمل الحالي صورة تفصيلية لمجرة مجاورة متفاعلة ، ومن المرجح جدًا في عملية التطور إلى مجرة نووية نشطة. كما يقترح أحد الآليات المحتملة لتشكيل عدم الاستقرار المتتالي في المجرات ما بعد التفاعل ، والتي يمكن أن توجه الوسيط النجمي بكفاءة عالية إلى مركز المجرة لتغذية انفجار النجوم النووية وأنشطة سيفرت. "

أه نعم! مناطق تشكيل النجوم ... وما هي الطريقة الأفضل للنظر أعمق من أعين تلسكوب سبيتزر الفضائي؟ كما لاحظ R. Kennicutt (جامعة أريزونا) وفريق SINGS:

"يوضح النواة الزرقاء والبنية الشبيهة بالعمود M66 تركيز النجوم القديمة. بينما يبدو الشريط خاليًا من تكوين النجوم ، فإن نهايات الشريط تكون حمراء زاهية وتشكل النجوم بنشاط. تقدم اللولب المحمية معملًا رائعًا لتكوين النجوم لأنه يحتوي على العديد من البيئات المختلفة بمستويات مختلفة من نشاط تكوين النجوم ، على سبيل المثال ، النواة والحلقات والحانات ونهايات القضيب والأذرع الحلزونية. صورة SINGS عبارة عن مركب بألوان زائفة من أربع قنوات ، حيث يشير اللون الأزرق إلى انبعاث عند 3.6 ميكرون ، ويتوافق اللون الأخضر مع 4.5 ميكرون ، والأحمر إلى 5.8 و 8.0 ميكرون. تم طرح مساهمة ضوء النجوم (التي تم قياسها عند 3.6 ميكرون) في هذه الصورة من صور 5.8 و 8 ميكرون لتعزيز رؤية ميزات الغبار. "

كما تم دراسة ميسييه 66 بعمق بحثًا عن أدلة على تكوين مجموعات النجوم الفائقة أيضًا. كما أشار ديفيد ماير:

يُعتقد أن العناقيد النجمية الفائقة هي مقدمة للتجمعات الكروية وهي من أكثر مناطق تكوين النجوم تطرفًا في الكون. تميل إلى الحدوث في المجرات النجمية النشطة أو بالقرب من نوى المجرات الأقل نشاطًا. لا يمكن رؤية مجموعات النجوم الفائقة الراديوية في الضوء البصري بسبب الانقراض الشديد ، لكنها تتألق بشكل ساطع في الأشعة تحت الحمراء والملاحظات الراديوية. يمكننا أن نكون على يقين من وجود العديد من النجوم O الضخمة في هذه المناطق لأن النجوم الضخمة مطلوبة لتوفير الأشعة فوق البنفسجية التي تؤين الغاز وتخلق مناطق HII مشرقة حراريًا. لا يُعرف حاليًا العديد من الخلايا الجذعية الجسدية الخاصة بالولادة ، لذا فإن الكشف هو هدف علمي مهم بحد ذاته. على وجه الخصوص ، هناك عدد قليل جدًا من SSC المعروفة في الأقراص المجرية. نحن بحاجة إلى مزيد من الاكتشافات حتى نتمكن من إصدار بيانات إحصائية حول SSCs وملء النطاق الشامل لتكوين مجموعات النجوم. مع المزيد من الاكتشافات ، سنكون قادرين على التحقق من تأثيرات البيئات الأخرى (مثل القضبان والفقاعات والتفاعل المجري) على SSCs ، والتي يمكن متابعتها في المستقبل البعيد باستخدام مصفوفة الكيلومتر المربع لاكتشاف آثارها على التشكيل الفردي النجوم الضخمة. "

ولكن لا يزال هناك المزيد. جرب الخصائص المغناطيسية في الأنماط الحلزونية لـ M66. كما أشارت M. Soida (وآخرون) في دراستهم لعام 2001:

"بمراقبة المجرة المتفاعلة NGC 3627 في الاستقطاب الراديوي ، نحاول الإجابة على السؤال ؛ إلى أي درجة يتبع المجال المغناطيسي تدفق غاز المجرة. لقد حصلنا على خرائط الطاقة الكلية والخرائط المستقطبة بتردد 8.46 جيجاهرتز و 4.85 جيجاهرتز باستخدام VLA في تكوينها المدمج D. من أجل التغلب على مشاكل التباعد الصفري ، تم دمج بيانات التداخل مع قياسات طبق واحد تم الحصول عليها باستخدام تلسكوب Effelsberg اللاسلكي بطول 100 متر. تقترح بنية المجال المغناطيسي الملحوظة في NGC 3627 أن مكونين ميدانيين متراكبان. يملأ أحد المكونات بسلاسة مساحة interarm ويظهر أيضًا في مناطق القرص الخارجية ، ويتبع المكون الآخر بنية متماثلة على شكل حرف S. في القرص الغربي ، يتم محاذاة المكون الأخير بشكل جيد مع ممر الغبار البصري ، بعد الانحناء الذي قد يكون ناتجًا عن التفاعلات الخارجية. ومع ذلك ، في قرص SE ، يعبر المجال المغناطيسي قطعة حارة غبار ثقيلة ، على ما يبدو غير حساس لتأثيرات موجات الكثافة القوية. نقترح أن يتم فصل المجال المغناطيسي عن الغاز عن طريق الانتشار العالي المضطرب ، بالاتفاق مع عرض خط هاي الكبير في هذه المنطقة. نناقش بالتفصيل التأثير المحتمل لتأثيرات الضغط وتدفقات الغاز غير المحوري على عدم تناسق المجال المغناطيسي العام في NGC 3627. على أساس توزيع دوران فاراداي نقترح أيضًا وجود هالة كبيرة متأينة حول هذه المجرة. "

تاريخ الملاحظة:

تم اكتشاف كل من M65 و M66 في نفس الليلة - 1 مارس 1780 - بواسطة تشارلز ميسييه ، الذي وصف M66 بأنه "سديم اكتشف في ليو. ضوءه خافت جدا وقريب جدا من السابق: كلاهما يظهر في نفس المجال في المنكسر. مذنب 1773 و 1774 قد مر بين هذين السديمين في 1 إلى 2 نوفمبر 1773. لم يكن مسييه يراهم في ذلك الوقت ، بدون شك ، بسبب ضوء المذنب ".

ستقوم عائلة هيرشل بمراقبة وفهرسة كلتا المجرتين وشرحهما الأدميرال سميث:

"سديم كبير ممدود ، مع نواة ساطعة ، على عناق الأسد ، يتجه np [الشمال السابق ، NW] و sf [الجنوب التالي ، SE] ؛ هذه العينة الجميلة للمنظور تقع فقط جنوب شرق ثيتا ليونيس. ويسبقها حوالي 73 ثانية شكل آخر مشابه ، وهو رقم 65 لمسيير ، وكلاهما في الميدان في نفس الوقت ، تحت قوة معتدلة ، مع العديد من النجوم. أشار ميشاين إلى مسير عام 1780 ، وبدت باهتة وضبابية له. ما ورد أعلاه هو ظهورهم في صك بلدي.
"تتم متابعة هذه الإبداعات الضخمة التي لا يمكن تصورها ، على نفس التوازي تمامًا ، AR AR = 174s ، بواسطة سديم إهليلجي آخر ذو طبيعة أكثر روعة فيما يتعلق بالأبعاد الظاهرة. تم اكتشافه من قبل H. [John Herschel] ، في الكنس ، وهو رقم 875 في كتالوجه لعام 1830 [في الواقع ، ربما يكون موضعًا خاطئًا لإعادة M66]. تم فحص الاثنتين السابقتين من هذه الأشياء الفريدة من قبل السير ويليام هيرشل وابنه [JH] أيضًا ؛ ويقول هذا الأخير: "الشكل العام للسدم الممدود بيضاوي الشكل ، وتكثيفها نحو المركز يكاد يكون ثابتًا دائمًا مثل تراكب الطبقات الإهليلجية المضيئة ، وزيادة الكثافة تجاه المركز. في كثير من الحالات ، تتم زيادة الزيادة في الكثافة بشكل واضح مع تناقص الاهتزازية ، أو نهج أقرب إلى الشكل الكروي في الوسط أكثر من الطبقات الخارجية. " ثم يفترض أن الدستور العام لتلك السدم هو أن تكون كتل كروية مفلطحة من كل درجة من التسطيح من الكرة إلى القرص ، ومن كل صنف فيما يتعلق بقوانين كثافتها ، وبيضاويتها تجاه المركز. يجب أن يبدو هذا مذهلاً ومفارقاً لأولئك الذين يتخيلون أن أشكال هذه الأنظمة يتم الحفاظ عليها بواسطة قوى متطابقة مع تلك التي تحدد شكل كتلة السوائل في الدوران ؛ لأنه ، إذا كانت السدم عبارة عن مجموعات من النجوم المنفصلة فقط ، كما هو الحال في العدد الأكبر من الحالات ، هناك كل سبب للاعتقاد بأنهم موجودون ، فلا يمكن أن ينتشر ضغط من خلالها. وبالتالي ، نظرًا لعدم وجود دوران عام لمثل هذا النظام الذي يمكن افتراضه كتلة واحدة ، يقترح السير جون مخططًا يظهر أنه ليس ، في ظل ظروف معينة ، غير متسق مع قانون الجاذبية. "يجب أن يتم تصورها ،" يخبرنا ، "كشكل هادئ ، يشتمل ضمن حدوده على حجم غير محدد من المكونات الفردية ، والتي ، كما يمكننا أن نقول ، قد تتحرك واحدة بين الأخرى ، كل منها متحرك من تلقاء نفسها قوة قذيفة متأصلة ، وانحرفت إلى مدار أكثر أو أقل تعقيدًا ، من خلال تأثير قانون الجاذبية الداخلية الذي قد ينتج عن عوامل الجذب المركبة لجميع أجزائه. "

تحديد موقع مسييه 66:

على الرغم من أنك قد تعتقد من خلال حجمها البصري الواضح أن M66 لن تكون مرئية في مناظير صغيرة ، فأنت مخطئ. من المثير للدهشة ، بفضل حجمها الكبير وسطوعها العالي في السطح ، من السهل جدًا تحديد هذه المجرة بالذات بين Iota و Theta Leonis. حتى في مناظير 5X30 في ظل ظروف جيدة ، من السهل رؤيتها و M65 كإثنين من الأشكال البيضاوية الرمادية.

سيبدأ تلسكوب صغير في إظهار الهيكل في كل من هذه المجرات الساطعة والرائعة ، ولكن للحصول على تلميح في "Trio" ، ستحتاج إلى 6 ″ على الأقل في الفتحة وليلة مظلمة جيدة. إذا لم تكتشفهم على الفور في المناظير ، فلا تشعر بخيبة أمل - هذا يعني أنك ربما لا تتمتع بظروف سماء جيدة وتحاول مرة أخرى في ليلة أكثر شفافية. الزوج مناسب تمامًا لليالي المتواضعة المقمرة مع تلسكوبات أكبر.

قد تنجذب بنفس القدر إلى هذا الزوج المجري!

وإليك الحقائق السريعة على M66 لمساعدتك في البدء:

اسم الكائن: مسييه 66
التعيينات البديلة: M66 ، NGC 3627 ، (عضو) Leo Trio ، Leo Triplet
نوع الكائن: اكتب Sb Spiral Galaxy
كوكبة: ليو
الصعود الأيمن: 11: 20.2 (ساعة: دقيقة)
انحراف: +12: 59 (درجة: م)
مسافة: 35000 (كلي)
السطوع البصري: 8.9 (ماج)
البعد الظاهري: 8 × 2.5 (الحد الأدنى للقوس)

لقد كتبنا العديد من المقالات المثيرة للاهتمام حول كائنات Messier هنا في مجلة الفضاء. إليكم مقدمة تامي بلوتنر لكائنات Messier ، M1 - The Crab Nebula ، ومقالات David Dickison في 2013 و 2014 Messier Marathons.

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

مصادر: