MESSIER 64 - GALAKSI MATA HITAM

Send

Selamat datang kembali di Messier Monday! Hari ini, kami melanjutkan penghormatan kami kepada sahabat kami, Tammy Plotner, dengan melihat pelanggan "jahat" yang dikenal sebagai Messier 64 - alias. "Galaxy Mata Hitam"!

Pada abad ke-18, saat mencari langit di malam hari untuk komet, astronom Prancis Charles Messier terus memperhatikan keberadaan benda-benda difus yang awalnya dia salah duga sebagai komet. Pada waktunya, dia akan datang untuk menyusun daftar sekitar 100 benda-benda ini, berharap untuk mencegah astronom lain membuat kesalahan yang sama. Daftar ini - dikenal sebagai Katalog Messier - akan menjadi salah satu katalog Deep Sky Objects yang paling berpengaruh.

Salah satu objek ini dikenal sebagai Messier 64, yang juga dikenal sebagai "Black Eye" atau "Evil Eye Galaxy". Terletak di konstelasi Coma Berenices, kira-kira 24 juta tahun cahaya dari Bumi, galaksi spiral ini terkenal dengan pita gelap debu yang menyerap yang terletak di depan nukleus terang galaksi (relatif terhadap Bumi). Messier 64 terkenal di kalangan astronom amatir karena dapat dilihat dengan teleskop kecil.

Deskripsi:

Berada sekitar 19 juta tahun cahaya dari galaksi rumah kita, "Sleeping Beauty" meluas melintasi ruang seluas hampir 40.000 tahun cahaya, berputar dengan kecepatan 300 kilometer per detik. Menuju intinya adalah disc counter-rotating sekitar 4.000 tahun cahaya dan gesekan antara keduanya mungkin menjadi faktor yang berkontribusi terhadap sejumlah besar aktivitas starburst dan jalur debu gelap yang khas.

Bintang-bintang sendiri tampaknya terbentuk dalam dua gelombang, pertama berkembang di luar mengikuti gradien kepadatan di mana materi antarbintang yang berlimpah menunggu, dan kemudian berkembang perlahan. Ketika materi dari bintang-bintang dewasa mulai didorong kembali oleh angin bintang, supernova, dan nebula planet mereka, jumlah materi antarbintang sekali lagi terkompresi, memulai proses pembentukan bintang lagi. "Gelombang kedua" ini mungkin sangat diwakili oleh jalur debu yang gelap dan gelap yang kita lihat.

Tapi, M64 bukan tanpa itu berbagi kekacauan. Rotasi gandanya mungkin telah dimulai sebagai tabrakan ketika dua galaksi bergabung beberapa miliar tahun yang lalu - atau begitulah menurut teori. Tetapi apakah itu? Seperti yang dijelaskan Robert Braun dan Rene Walterbos dalam studi 1995 mereka:

"Galaksi ini diketahui mengandung dua piringan gas bersarang, berotasi berputar, dengan massa masing-masing 108 massa matahari, dengan cakram bagian dalam memanjang hingga kira-kira 1 kpc dan cakram luar memanjang di luar. Kinematika bintang di sepanjang sumbu utama, memanjang melintasi wilayah transisi antara dua cakram gas, tidak menunjukkan sedikit pun pembalikan kecepatan atau peningkatan dispersi kecepatan. Bintang-bintang selalu berputar dalam arti yang sama dengan cakram gas bagian dalam, dan dengan demikian cakram luarlah yang 'melawan'. Kecepatan melingkar yang diproyeksikan disimpulkan dari kinematika bintang dan dari disk H I setuju untuk sekitar 10 km / s, mendukung bukti lain bahwa disk bintang dan gas adalah coplanar sekitar 7 deg. Batas atas ini sebanding dengan massa gas berputar yang terdeteksi. Massa rendah dari material rotating counter ini, dikombinasikan dengan dispersi kecepatan rendah dalam disk bintang, menyiratkan bahwa NGC 4826 tidak dapat menjadi produk dari penggabungan retrograde galaksi, kecuali jika mereka berbeda setidaknya dengan urutan besarnya massa. Kecepatan gas terionisasi di sepanjang sumbu utama sesuai dengan kecepatan bintang untuk R kurang dari 0,75 kpc. Transisi selanjutnya menuju putaran kontra nyata dari gas terionisasi diselesaikan dengan baik secara spasial, memanjang lebih dari sekitar 0,6 kpc dalam radius. Kinematika daerah ini tidak simetris sehubungan dengan pusat galaksi. Di sisi tenggara ada daerah yang signifikan di mana vproj (H II) jauh lebih kecil dari vcirc sekitar 150 km / s, tetapi sigma (H II) sekitar 65 km / s. Asimetri kinematik tidak dapat dijelaskan dengan model dinamik stasioner apa pun, meskipun aliran gas atau lungsin digunakan. Gas di daerah transisi ini menunjukkan struktur spasial difusi, emisi kuat (N II) dan (S II), serta dispersi berkecepatan tinggi. Data-data ini memberi kita teka-teki untuk menjelaskan sebuah galaksi di mana sebuah cakram bintang, dan dua piringan cakram HI yang berputar, pada jari-jari yang lebih kecil dan jauh lebih besar, muncul dalam kesetimbangan dan hampir coplanar, namun di mana wilayah transisi antara cakram gas tidak dalam kondisi mantap. "

Jadi, seperti apa sebenarnya itu? Apakah bintang-bintang baru dilahirkan dalam kegelapan? Seperti A. Majeed (et al) ditunjukkan dalam studi 1999 mereka:

“Galaksi Mata Jahat (NGC 4826; M64) dibedakan oleh jalur debu yang asimetris dan kuat menyerap tonjolan yang menonjol. Kami memperoleh spektrum celah panjang NGC 4826, dengan celah melintasi inti galaksi, yang mencakup bagian yang sama dari bagian tonjolan yang dikaburkan dan yang tidak tertutup. Dengan membandingkan distribusi energi spektral pada posisi yang sesuai pada tonjolan, ditempatkan secara simetris terhadap nukleus, kami dapat mempelajari efek tergantung panjang gelombang dari penyerapan, hamburan, dan emisi oleh debu, serta keberadaan pembentukan bintang yang sedang berlangsung di jalur debu. Kami melaporkan deteksi kuat emisi merah yang diperluas (ERE) dari jalur debu dalam jarak sekitar 15 arcsec dari inti NGC 4826. Pita ERE memanjang dari 5400 A hingga 9400 A, dengan puncak dekat 8800 A. Intensitas ERE terintegrasi adalah sekitar 75% dari perkiraan cahaya yang tersebar dari jalur debu. ERE bergeser ke arah panjang gelombang yang lebih panjang dan berkurang intensitasnya ketika daerah pembentukan bintang, yang terletak di atas jarak 15 arcsec, didekati. Kami menafsirkan ERE sebagai berasal dari photoluminescence oleh cluster berukuran nanometer, diterangi oleh medan radiasi galaksi, di samping iluminasi oleh kompleks pembentuk bintang di jalur debu. Ketika diperiksa dalam konteks pengamatan ERE dalam ISM tersebar dari Galaksi kita dan dalam berbagai lingkungan berdebu lainnya seperti nebula, kami menyimpulkan bahwa efisiensi konversi foton ERE di NGC 4826 setinggi yang ditemukan di tempat lain, tetapi ukurannya sebesar nanopartikel di NGC 4826 adalah sekitar dua kali lebih besar dari yang diperkirakan ada di ISM galaksi kita. ”

Namun perdebatan masih berlanjut. Sebagai RA Walterbos (et al) mengungkapkan dalam studi tahun 1993 mereka:

“Dekat dengan orientasi coplanar disk gas adalah salah satu aspek yang sesuai dengan apa yang diharapkan berdasarkan model merger untuk gas counter-rotating. Namun, arah putaran cakram gas dalam sehubungan dengan bintang-bintang tidak. Selain itu, keberadaan cakram eksponensial yang terdefinisi dengan baik mungkin menyiratkan bahwa jika penggabungan memang terjadi, pastilah antara kurcaci kaya gas dan spiral, bukan antara dua spiral massa yang sama. Lengan spiral bintang NGC 4826 mengikuti bagian dari disk dan memimpin di disk luar. Perhitungan numerik terbaru oleh Byrd et al. untuk NGC 4622 menyarankan bahwa lengan terkemuka yang tahan lama dapat dibentuk oleh bagian retrograde dekat dari teman kecil. Dalam skenario ini, cakram gas counter-rotating luar di NGC 4826 mungkin adalah gas yang dilepas secara rapi dari kurcaci. Namun, di NGC 4826 lengan luar memimpin, sementara itu tampak bahwa di NGC 4622 lengan dalam memimpin. Simulasi N-tubuh / hidro yang realistis dari pertemuan dwarf-spiral jelas diperlukan. Dimungkinkan juga bahwa cakram gas luar counter-rotating disebabkan oleh masuknya gas secara bertahap dari halo, bukan dari peristiwa merger yang terpisah. ”

Sejarah Pengamatan:

M64 ditemukan oleh Edward Pigott pada tanggal 23 Maret 1779, hanya 12 hari sebelum Johann Elert Bode menemukannya secara mandiri pada tanggal 4 April 1779. Sekitar setahun kemudian, Charles Messier secara mandiri menemukan kembali pada tanggal 1 Maret 1780 dan mengkategorikannya sebagai M64. Pigot berkata:

“... pada tanggal 23 Maret [1779], saya menemukan nebula di rasi bintang Coma Berenices, sampai sekarang, saya kira, tanpa disadari; setidaknya tidak disebutkan dalam Astronomi M. de la Lande, atau dalam katalog lengkap bintang samar-samar M. Messier [tahun 1771]. Saya telah mengamatinya dalam instrumen akromatik, panjang tiga kaki, dan menyimpulkan mean R.A. dengan membandingkannya dengan bintang-bintang berikut Mean R.A. nebula untuk 20 April 1779, dari 191d 28 ′ 38 ″. Terangnya sangat lemah, saya tidak bisa melihatnya di teleskop dua kaki di kuadran kami, jadi saya harus menentukan deklinasinya juga oleh instrumen transit. Namun tekadnya, saya yakin, dapat bergantung pada dua menit: maka, deklinasi utara adalah 22d 53 ″ 1/4. Diameter nebula I ini dinilai sekitar dua menit derajat. ”

Namun, penemuan Pigott dipublikasikan hanya ketika dibaca sebelum Royal Society di London pada 11 Januari 1781, sedangkan Bode diterbitkan pada 1779 dan Messier pada akhir musim panas, 1780. Penemuan Pigott kurang lebih diabaikan dan dipulihkan hanya oleh Bryn Jones pada bulan April. 2002! (Semoga Tn. Pigot yang baik tahu bahwa dia diingat di sini dan laporannya diutamakan !!)

Jadi bagaimana cara mendapatkan nama "Black Eye Galaxy"? Kami berterima kasih kepada Sir William Herschel untuk itu: “Objek yang sangat luar biasa, panjang memanjang, sekitar 12 ′ panjangnya, 4 ′ atau 5 ′, berisi satu tempat jernih seperti bintang dengan lengkungan hitam kecil di bawahnya, sehingga memberikan satu gagasan tentang apa yang disebut mata hitam, yang timbul dari pertempuran. " Tentu saja, John Herschel mengabadikannya ketika ia menulis dalam catatannya sendiri:

"Kekosongan semi-eliptik gelap (ditunjukkan oleh bagian yang tidak berarsir atau cerah pada gambar,) yang sebagian mengelilingi inti kental dan terang nebula ini, tentu saja tidak diketahui oleh Messier. Namun itu dilihat oleh Ayah saya, dan ditunjukkan olehnya kepada almarhum Sir Charles Blagden, yang menyamakannya dengan penampilan mata hitam, perbandingan yang aneh, tetapi tidak inapt. Nukleusnya agak memanjang, dan saya memiliki dugaan kuat bahwa itu mungkin bintang ganda yang dekat, atau nebula ganda yang sangat padat. ”

Menemukan Messier 64:

Menemukan M64 tidak mudah. Mulailah dengan mengidentifikasi Arcturus oranye terang dan gugus bintang Coma Berenices (Melotte 111) tentang rentang tangan ke barat umum. Saat Anda rileks dan membiarkan mata Anda beradaptasi, Anda akan melihat tiga bintang yang terdiri dari rasi bintang Coma Berenices, tetapi jika Anda hidup di bawah langit yang berpolusi, Anda mungkin perlu teropong untuk menemukan bintang-bintang yang samar. Setelah Anda mengkonfirmasi Alpha Comae, bintang melompat sekitar 4 derajat utara / barat laut ke 35 Comae. Anda akan menemukan M64 sekitar satu derajat ke timur laut bintang 35.

Meskipun Messier 64 mungkin teropong, ia akan membutuhkan langit yang sangat gelap untuk teropong rata-rata dan hanya akan ditampilkan sebagai perubahan kontras oval yang sangat kecil. Namun, dalam teleskop sekecil 102mm, tanda khasnya dapat dilihat pada malam gelap dengan kejelasan yang baik. Jangan mempermasalahkannya ... Ada banyak dustlane gelap di Sleeping Beauty ini untuk ditelusuri!

Dan berikut adalah fakta singkat tentang Objek Messier ini untuk membantu Anda memulai:

Nama Objek: Messier 64
Penunjukan Alternatif: M64, NGC 4826, Galaksi Mata Hitam, Galaksi Kecantikan Tidur, Galaksi Mata Jahat
Jenis objek: Jenis Sb Spiral Galaxy
Konstelasi: Koma Berenices
Kenaikan yang Benar: 12: 56.7 (jam: m)
Deklinasi: +21: 41 (deg: m)
Jarak: 19000 (kly)
Kecerahan Visual: 8.5 (mag)
Dimensi yang Jelas: 9,3 × 5,4 (arc min)

Kami telah menulis banyak artikel menarik tentang Objek Messier di Space Magazine. Inilah Pengantar Tammy Plotner to the Messier Objects, M1 - Nebula Kepiting, dan artikel David Dickison tentang Messier Marathons 2013 dan 2014.

Pastikan untuk memeriksa Katalog Messier lengkap kami. Dan untuk informasi lebih lanjut, lihat SEDS Messier Database.

Sumber: