MESSIER 90 - DIE NGC 4569 SPIRAL GALAXY

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Willkommen zurück am Messier Montag! Heute setzen wir unsere Hommage an unsere liebe Freundin Tammy Plotner fort, indem wir uns die sich nähernde Spiralgalaxie Messier 90 ansehen!

Während des 18. Jahrhunderts bemerkte der berühmte französische Astronom Charles Messier beim Betrachten des Nachthimmels das Vorhandensein mehrerer „nebulöser Objekte“. Ursprünglich verwechselte er diese Objekte mit Kometen und begann sie zu katalogisieren, damit andere nicht denselben Fehler machten. Heute enthält die resultierende Liste (bekannt als Messier-Katalog) über 100 Objekte und ist einer der einflussreichsten Kataloge von Deep Space-Objekten.

Eines dieser Objekte ist die als Messier 90 bekannte Zwischenspiralgalaxie, die sich etwa 60 Millionen Lichtjahre entfernt im Sternbild Jungfrau befindet und somit Teil des Jungfrau-Clusters ist. Im Gegensatz zu den meisten Galaxien in der lokalen Gruppe ist Messier 90 eine der wenigen, bei denen festgestellt wurde, dass sie sich langsam der Milchstraße nähern (die anderen sind die Andromeda-Galaxie und die Triangulum-Galaxie).

Was Sie sehen:

Als eine der größeren Spiralgalaxien im Virgo-Cluster scheint M90 zunächst eine Galaxie zu sein, die die Sternentstehung gestoppt hat. Seine geringe Dichte und die eng gewickelten Spiralarme deuten alle auf ein Inseluniversum hin, das kurz vor einer Metamorphose steht. Doch tief in seinem Herzen ist M90 noch nicht fertig. Wie S. Rys (et al.) In der Studie von 2007 sagte:

„NGC4569 ist eine helle Spiralgalaxie (Sb), die sich nur 0,5 Mpc vom Virgo Cluster-Zentrum entfernt befindet und für ihren kompakten Starburst im Kern und einen riesigen (8 kpc) Abfluss von Ha-emittierendem Gas senkrecht zur Galaxienscheibe bekannt ist. Unsere jüngsten polarimetrischen Funkkontinuumsbeobachtungen mit dem Effelsberg-Teleskop bei 4,85 GHz und 8,35 GHz zeigen riesige magnetisierte Lappen, die sich sogar 24 kpc von der galaktischen Ebene aus erstrecken. Dies ist das erste Mal, dass solch riesige Funkkontinuumslappen in einer Cluster-Spiral-Galaxie beobachtet werden. Im Gegensatz zur Funkemission zeigen die Röntgenstrahlen auf beiden Seiten der galaktischen Scheibe keine ähnlich großen Ausdehnungen. Eine stärkere Röntgenemission ist jedoch in der Nähe der Scheibe im westlichen Teil sichtbar und entspricht der dort erhöhten Radio- und Ha-Emission. Die Ausdehnung ist breit und daher typischer für einen weit verbreiteten Starburst als für einen kollimierteren Ionisationskegel aus einem AGN. Die weniger ausgedehnte weiche Röntgenkomponente ist auch in SW-Richtung von der Platte aus sichtbar. Die Untersuchung der Funkemission aus den Galaxienkeulen zeigt, dass die Lappen zwar nicht von einem AGN angetrieben werden können, sondern wahrscheinlich durch einen nuklearen Starburst und Superwind-Abflüsse verursacht werden, die aufgetreten sind. Vor 30 Myr. Dies wird durch Schätzungen des kombinierten magnetischen und kosmischen Strahlungsdrucks in den Lappen aus unseren Funkdaten gestützt. Der Ha-Sporn und die damit verbundene weiche Röntgenstrahlung im westlichen Teil der Scheibe könnten ein aktuelles Beispiel für solch zahlreiche Ereignisse in der Vergangenheit sein. “

Was kann die Starburst-Aktivität in einer sich verändernden Galaxie noch erklären? Versuchen Sie es mit Gas. Wie Jerry Kenney (et al.) In einer Studie von 2004 anzeigte:

„Einer der klarsten Fälle ist die stark geneigte Jungfrau-Galaxie NGC 4522, die eine normale Sternscheibe, aber eine abgeschnittene Gasscheibe und viel extraplanares Gas direkt neben dem Gasabschneidungsradius in der Scheibe aufweist. Aus dem extraplanaren Gas werden ungewöhnlich starke HI-, H- und Funkkontinuumsemissionen erfasst. Das radiokontinuum polarisierte UX und der Spektralindexpeak auf der dem extraplanaren Gas gegenüberliegenden Seite deuten auf einen anhaltenden Druck durch das ICM hin. Vier andere HI-defiziente Edge-on-Virgo-Spiralen weisen Hinweise auf extraplanares ISM-Gas auf oder weisen Asymmetrien in ihren Scheiben-HI-Verteilungen auf, enthalten jedoch viel weniger extraplanares HI als NGC 4522. Ein Vergleich mit neueren Simulationen legt nahe, dass dieser Unterschied evolutionär sein kann und große Oberflächendichten aufweist von extraplanarem Gas nur in frühen Phasen einer ICM-ISM-Wechselwirkung beobachtet. Ein anomaler Arm von HII-Regionen, möglicherweise extraplanar, tritt am Rand einer abgeschnittenen H-Scheibe aus. Dies ähnelt den Armen in Simulationen, die durch die kombinierten Effekte von Winddruck plus Rotation gebildet werden. Ein ausgedehnter Nebel in der Nähe der Nebenachse, ebenfalls im Nordwesten, wird als durch den ICM-Winddruck gestörte Starburst-Ausströmblase interpretiert. “

Warum fasziniert es uns so sehr? Der Astronom Bill Keel hat es wohl am besten zusammengefasst:

„Das Interesse an Starburst-Galaxien wurde durch die Frage geweckt, wie es einigen Galaxien und oft sehr kleinen Regionen in ihren Kernen gelingt, in sehr kurzer Zeit so viel Gas effektiv in Sterne umzuwandeln. Oft gibt es viel molekulares Gas, gemessen an der CO-Emission. Es handelt sich also weniger um eine Kraftstofffrage als um ein Sammelrätsel. Wie kann sich so viel molekulares Gas sammeln, ohne bereits Sterne auf dem Weg zu fornieren (das analoge Problem für spaltbares Material ist als Sprudelproblem bekannt). Die Statistik der Starbursts kann einen Hinweis enthalten - Starbursts sind in interagierenden und verschmelzenden Systemen besonders häufig als in isolierteren Galaxien. Dies bedeutet zwar nicht, dass mehr von ihnen in Wechselwirkungen auftreten (einfach weil nur etwa 10% der Galaxien in gebundenen Paaren vorliegen), deutet jedoch darauf hin, dass die Bedingungen bei Wechselwirkungen und Fusionen weitaus einfacher zu erreichen sind. Eine Reihe von Indikatoren für die Sternentstehung erzählen hier ähnliche Geschichten. Die Mehrheit der Spiralen in Paaren erfährt einen Anstieg des SFR in der Regel um 30%, während einige wenige einen Anstieg um eine Größenordnung erfahren. Der Burst ist oft auf einige hundert Parsec in der Nähe des Kerns beschränkt, obwohl scheibenweite Bursts häufig sind. Diese Präferenz für gestörte Galaxien hat zu einer Reihe von Spekulationen darüber geführt, was die Verbesserungen verursacht (und somit zumindest zu Starbursts beiträgt). “

„Die hohen Energiedichten sowohl im Sternenlicht als auch bei der mechanischen Eingabe durch Sternwinde und Supernovae können das ISM tatsächlich von Starburst-Galaxien lösen. Das beheizte ISM kann einen globalen (oder Super-) Wind erzeugen, der in optischer Linienemission, gestreutem Sternenlicht und weichen Röntgenstrahlen (am deutlichsten von der Grenzfläche am Rand des grob konischen Abflusses) erkennbar ist. Der größte Teil der austretenden Materie kann so heiß sein, dass wir sie nicht einmal in Röntgenstrahlen sehen und nur an der Grenzfläche mit weniger gestörtem ISM abkühlen. Dieser Wind kann für die Bildung von Galaxien vom frühen Typ wichtig sein, da man das Gas aus einem Fusionsprodukt herausfegen muss, wenn es als elliptisch enden soll. So etwas scheint schon früh in der Geschichte von Clustern und Gruppen passiert zu sein, da Intracluster-Röntgengas chemische Spuren aufweist, die von massiven Sternen verarbeitet wurden. “

Beobachtungsgeschichte:

M90 war eines von sieben Mitgliedern des Virgo Galaxy-Clusters, das Charles Messier in der Nacht vom 18. März 1781 entdeckt hatte. In seinen Notizen schreibt er: „Nebel ohne Stern, in Virgo: sein Licht ist so schwach wie das vorhergehende, Nr. 89 . ”

Bis Sir William Herschel es in Messiers Katalognummer 90 geschafft hat, genießt er eine Mondnacht und kehrt - zumindest nach unseren Aufzeichnungen - nie wieder zurück. Zum Glück kam Admiral Smyth zur Rettung!

„Dies ist eine wunderbare nebulöse Region, und die diffuse Materie nimmt einen weiten Raum ein, in dem einige der schönsten Objekte von Messier und Herschels vom scharfen Beobachter in außergewöhnlicher Nähe leicht aufgenommen werden können. Das folgende Diagramm zeigt die lokale Disposition der riesigen nebulösen Nachbarn nördlich [eigentlich südlich] von 88 Messier; ihnen geht M. Nr. 84 voraus, gefolgt von M. 58, 89, 90 und 91 in derselben Zone; Dies beschreibt einen Punkt nur 2 Grad 1/2 von Nord nach Süd und 3 Grad von Ost nach West, wie das Mikrometer zeigt. Und es ist zweckmäßig zu bedenken, dass die Situation des außergewöhnlichen Konglomerats aus Nebeln und komprimierten Kugelhaufen, die den linken Flügel und die Schulter der Jungfrau bevölkern, von Epsilon, Delta, Gamma, Eta mit dem geübten bloßen Auge ziemlich gut aufgezeigt wird und Beta Virginis bilden im Osten einen Halbkreis, während Beta Leonis genau nördlich des zuletzt genannten Sterns die Nordwestgrenze markiert. Nach dem Herschelschen Prinzip kann dies ehrfürchtig als der dünnste oder flachste Teil unseres Firmaments angenommen werden; und das riesige Labor des Entmischungsmechanismus, durch den Kompression und Isolierung im Laufe unergründlicher Zeitalter gereift werden. Das Thema, so einfallsreich es auch sein mag, ist feierlich und erhaben. “

Messier 90 finden:

Beginnen Sie mit der Basis-M84 / M86-Paarung, die sich fast genau auf halbem Weg zwischen Beta Leonis (Denebola) und Epsilon Virginis (Vindemiatrix) befindet. Die obige Karte zeigt eine gewisse Entfernung zwischen den Galaxien, aber indem Sie ein "Gitter" -Muster ausführen, können Sie das Feld der Jungfrau-Galaxie mit Leichtigkeit sternschnuppern. Wenn Sie M84 / M86 in Sicht haben, bewegen Sie ein Okularfeld mit geringer Leistung nach Osten und springen Sie weniger nach Norden als ein Okularfeld für M87.

Jetzt verstehen Sie, wie Charles Messier seine Himmelsmuster ausgeführt hat! Fahren Sie für ein oder zwei Okularfelder weiter nach Norden und verschieben Sie sich dann um eins nach Osten. Dies sollte Sie zu M88 bringen. Verschieben Sie nun ein weiteres Feld nach Osten und fallen Sie für M89 zwischen 1 und 2 Felder nach Süden. Ihr nächster Sprung ist auch ein Okularfeld nach Osten und dann 1 nach Norden für M90. Im Okular erscheint M90 als sehr schwacher runder Dunst, der sehr gleichmäßig aussieht. Da sich M90 der Stärke 10 nähert, ist eine dunkle Nacht erforderlich.

Vom Erhabenen zum Lächerlichen ... von einem Galaxiesprung zum nächsten in einem reichen Feld. Viel Spaß bei deiner Jungfrau-Suche!

Objektname: Messier 90
Alternative Bezeichnungen: M90, NGC 4569
Objekttyp: Typ Sb Barred Spiral Galaxy
Konstellation: Jungfrau
Richtiger Aufstieg: 12: 36,8 (h: m)
Deklination: +13: 10 (Grad: m)
Entfernung: 60000 (kly)
Visuelle Helligkeit: 9,5 (mag)
Scheinbare Dimension: 9,5 × 4,5 (Bogenminute)

Wir haben hier im Space Magazine viele interessante Artikel über Messier-Objekte und Kugelsternhaufen geschrieben. Hier ist Tammy Plotners Einführung in die Messier-Objekte, M1 - Der Krebsnebel, Beobachtung des Scheinwerfers - Was auch immer mit Messier 71 passiert ist? Und David Dickisons Artikel zu den Messier-Marathons 2013 und 2014.

Schauen Sie sich unbedingt unseren vollständigen Messier-Katalog an. Weitere Informationen finden Sie in der SEDS Messier-Datenbank.

Quellen: