Messier 66 – die NGC 3627 Intermediate Spiral Galaxy

Willkommen zurück am Messier Montag! Heute setzen wir unsere Hommage an unsere liebe Freundin Tammy Plotner fort, indem wir uns die als Messier 66 bekannte Zwischenspiralgalaxie ansehen.

Während der französische Astronom Charles Messier im 18. Jahrhundert den Nachthimmel nach Kometen absuchte, bemerkte er immer wieder das Vorhandensein fester, diffuser Objekte, die er ursprünglich für Kometen hielt. Mit der Zeit würde er kommen, um eine Liste von ungefähr 100 dieser Objekte zusammenzustellen, in der Hoffnung, andere Astronomen daran zu hindern, denselben Fehler zu machen. Diese Liste – bekannt als Messier-Katalog – würde zu einem der einflussreichsten Kataloge von Deep Sky-Objekten werden.

Eines dieser Objekte ist die als Messier 66 (NGC 3627) bekannte elliptische Zwischengalaxie. Diese Galaxie befindet sich etwa 36 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt in Richtung der Leo-Konstellation und hat einen Durchmesser von 95.000 Lichtjahren. Es ist auch das hellste und größte Mitglied des Leo-Tripletts der Galaxien und bekannt für seine hellen Sternhaufen, Staubspuren und zugehörigen Supernovae.

Beschreibung:

Die als „Leo Trio“ bekannte Gruppe genießt das Leben rund 35 Millionen Lichtjahre von der Milchstraße entfernt und beherbergt die helle Galaxie Messier 66 – das östlichste der beiden M-Objekte. Im Teleskop oder Fernglas ist diese vergitterte Spiralgalaxie weitaus sichtbarer und Details in den verknoteten Armen und im prall gefüllten Kern viel besser zu erkennen.

Aufgrund der Wechselwirkung mit seinen benachbarten Galaxien zeigt M66 Anzeichen einer extrem hohen zentralen Massenkonzentration sowie einen aufgelösten nichtkorotierenden Klumpen von H I -Material, der anscheinend von einem der Spiralarme entfernt wurde. Sogar einer seiner Spiralarme wurde in Halton Arps Sammlung besonderer Galaxien erwähnt! Womit kollidierte es also genau? Wie Xiaolei Zhang (et al.) In einer Studie von 1993 anzeigten:

„Die kombinierten CO- und H I -Daten liefern neue Informationen, sowohl zur Geschichte der vergangenen Begegnung von NGC 3627 mit seiner Begleitgalaxie NGC 3628 als auch zur anschließenden dynamischen Entwicklung von NGC 3627 als Ergebnis dieser Gezeitenwechselwirkung. Insbesondere die morphologischen und kinematischen Informationen deuten darauf hin, dass das Gravitationsdrehmoment, das NGC 3627 während der engen Begegnung erlebte, eine Folge dynamischer Prozesse auslöste, einschließlich der Bildung markanter Spiralstrukturen, der zentralen Konzentration sowohl der Stern- als auch der Gasmasse, der Bildung von zwei weit voneinander entfernte und nach außen gerichtete innere Lindblad-Resonanzen und die Bildung eines gasförmigen Balkens innerhalb der inneren Resonanz. Diese Prozesse in Koordination ermöglichen die kontinuierliche und effiziente radiale Massenakkretion über die gesamte galaktische Scheibe. Das Beobachtungsergebnis der aktuellen Arbeit liefert ein detailliertes Bild einer nahegelegenen wechselwirkenden Galaxie, die sich sehr wahrscheinlich zu einer nuklear aktiven Galaxie entwickelt. Es legt auch einen der möglichen Mechanismen für die Bildung aufeinanderfolgender Instabilitäten in Galaxien nach der Interaktion nahe, die das interstellare Medium sehr effizient in das Zentrum der Galaxie leiten könnten, um nukleare Starburst- und Seyfert-Aktivitäten anzutreiben. “

Ah ja! Sternentstehungsgebiete… Und wie kann man besser tiefer schauen als mit den Augen des Spitzer-Weltraumteleskops? Wie R. Kennicutt (Universität von Arizona) und das SINGS-Team feststellten:

„Der blaue Kern und die stabförmige Struktur von M66 zeigen eine Konzentration älterer Sterne. Während der Balken keine Sternentstehung zu haben scheint, sind die Balkenenden hellrot und bilden aktiv Sterne. Eine Barred-Spirale bietet ein exquisites Labor für die Sternentstehung, da sie viele verschiedene Umgebungen mit unterschiedlichen Niveaus der Sternentstehungsaktivität enthält, z. B. Kern, Ringe, Stab, Stabenden und Spiralarme. Das SINGS-Bild ist ein vierkanaliges Falschfarben-Komposit, wobei Blau eine Emission bei 3,6 Mikrometern anzeigt, Grün 4,5 Mikrometern entspricht und Rot 5,8 und 8,0 Mikrometern entspricht. Der Beitrag des Sternenlichts (gemessen bei 3,6 Mikron) in diesem Bild wurde von den Bildern mit 5,8 und 8 Mikron abgezogen, um die Sichtbarkeit der Staubmerkmale zu verbessern. “

Messier 66 wurde auch eingehend untersucht, um Hinweise auf die Bildung von Supersternhaufen zu erhalten. Wie David Meier angedeutet hat:

„Super-Sternhaufen gelten als Vorläufer von Kugelhaufen und gehören zu den extremsten Sternentstehungsregionen im Universum. Sie treten in der Regel in aktiven Starburst-Galaxien oder in der Nähe der Kerne weniger aktiver Galaxien auf. Radio-Supersternhaufen können aufgrund extremer Auslöschung nicht im optischen Licht gesehen werden, aber sie leuchten bei Infrarot- und Radio-Beobachtungen hell. Wir können sicher sein, dass es in diesen Regionen viele massive O-Sterne gibt, da massive Sterne erforderlich sind, um die UV-Strahlung bereitzustellen, die das Gas ionisiert und thermisch helle HII-Regionen erzeugt. Derzeit sind nicht viele Geburts-SSCs bekannt, daher ist die Erkennung ein wichtiges wissenschaftliches Ziel. Insbesondere sind nur sehr wenige SSCs in galaktischen Scheiben bekannt. Wir brauchen mehr Nachweise, um statistische Aussagen über SSCs treffen und den Massenbereich der Bildung von Sternhaufen ausfüllen zu können. Mit mehr Erkennungen können wir die Auswirkungen anderer Umgebungen (z. B. Balken, Blasen und galaktische Wechselwirkungen) auf SSCs untersuchen, die möglicherweise in ferner Zukunft mit dem Quadratkilometer-Array verfolgt werden könnten, um ihre Auswirkungen auf die individuelle Formgebung zu ermitteln massive Sterne. "

Aber es gibt noch mehr. Probieren Sie magnetische Eigenschaften in den Spiralmustern von M66 aus. Wie M. Soida (et al.) In ihrer Studie von 2001 anzeigte:

„Indem wir die wechselwirkende Galaxie NGC 3627 bei der Radiopolarisation beobachten, versuchen wir, die Frage zu beantworten. Inwieweit folgt das Magnetfeld dem galaktischen Gasfluss? Mit dem VLA in seiner kompakten D-Konfiguration erhielten wir Karten der Gesamtleistung und der polarisierten Intensität bei 8,46 GHz und 4,85 GHz. Um die Nullabstandsprobleme zu überwinden, wurden die interferometrischen Daten mit Einzelschalenmessungen kombiniert, die mit dem Effelsberg 100-m-Radioteleskop erhalten wurden. Die beobachtete Magnetfeldstruktur in NGC 3627 legt nahe, dass zwei Feldkomponenten überlagert sind. Eine Komponente füllt den Zwischenarmraum reibungslos aus und zeigt sich auch in den äußersten Scheibenbereichen, die andere Komponente folgt einer symmetrischen S-förmigen Struktur. In der westlichen Scheibe ist die letztere Komponente nach einer Biegung, die möglicherweise durch äußere Wechselwirkungen verursacht wird, gut mit einer optischen Staubspur ausgerichtet. In der SE-Scheibe kreuzt das Magnetfeld jedoch ein schweres Staubspursegment und ist anscheinend unempfindlich gegenüber starken Dichtewelleneffekten. Wir schlagen vor, dass das Magnetfeld durch hohe turbulente Diffusion in Übereinstimmung mit der großen Hi-Linienbreite in diesem Bereich vom Gas entkoppelt wird. Wir diskutieren detailliert den möglichen Einfluss von Kompressionseffekten und nicht achsensymmetrischen Gasströmen auf die allgemeinen Magnetfeldasymmetrien in NGC 3627. Auf der Grundlage der Faradayschen Rotationsverteilung schlagen wir auch die Existenz eines großen ionisierten Halos um diese Galaxie vor. “

Beobachtungsgeschichte:

Sowohl M65 als auch M66 wurden in derselben Nacht – am 1. März 1780 – von Charles Messier entdeckt, der M66 als „Nebula entdeckt in Leo; sein Licht ist sehr schwach und es ist dem vorhergehenden sehr nahe: Sie erscheinen beide im gleichen Feld im Refraktor. Der Komet von 1773 und 1774 ist vom 1. bis 2. November 1773 zwischen diesen beiden Nebeln vergangen. M. Messier hat sie zu diesem Zeitpunkt zweifellos wegen des Lichts des Kometen nicht gesehen. "

Beide Galaxien würden von der Familie Herschel beobachtet und katalogisiert und von Admiral Smyth weiter erläutert:

"Ein großer länglicher Nebel mit einem hellen Kern auf dem Hinterteil des Löwen, Trend np [Norden voraus, NW] und sf [Süden, SE]; Dieses wunderschöne Exemplar der Perspektive liegt nur 3 Grad südöstlich von Theta Leonis. Etwa 73 Sekunden später geht eine andere mit ähnlicher Form voraus, die Messiers Nr. 65 ist, und beide sind gleichzeitig mit mäßiger Kraft und mehreren Sternen auf dem Feld. Sie wurden Messier 1780 von Mechain darauf hingewiesen, und sie erschienen ihm schwach und dunstig. Das Obige ist ihr Aussehen in meinem Instrument.

„Auf diese unvorstellbar großen Kreationen folgt genau auf derselben Parallele, ar Delta AR = 174s, ein weiterer elliptischer Nebel, der hinsichtlich der scheinbaren Dimensionen noch erstaunlicher ist. Es wurde von H. [John Herschel] beim Kehren entdeckt und ist Nr. 875 in seinem Katalog von 1830 [tatsächlich wahrscheinlich eine fehlerhafte Position für erneut beobachtetes M66]. Die beiden vorhergehenden dieser singulären Objekte wurden von Sir William Herschel und seinem Sohn [JH] ebenfalls untersucht; und letzterer sagt: „Die allgemeine Form von länglichen Nebeln ist elliptisch, und ihre Kondensation zum Zentrum hin ist fast immer so, wie sie sich aus der Überlagerung von leuchtenden elliptischen Schichten ergeben würde, deren Dichte zum Zentrum hin zunimmt. In vielen Fällen geht die Zunahme der Dichte offensichtlich mit einer Verringerung der Elliptizität oder einer näheren Annäherung an die Kugelform in der Mitte als in den äußeren Schichten einher. “ Er nimmt dann an, dass die allgemeine Konstitution dieser Nebel die von abgeflachten kugelförmigen Massen jeden Grades von Ebenheit von der Kugel bis zur Scheibe und jeder Art in Bezug auf das Gesetz ihrer Dichte und Elliptizität zum Zentrum hin ist. Dies muss für diejenigen überraschend und paradox erscheinen, die sich vorstellen, dass die Formen dieser Systeme durch Kräfte aufrechterhalten werden, die mit denen identisch sind, die die Form einer flüssigen Masse in Rotation bestimmen. denn wenn die Nebel nur Cluster diskreter Sterne sind, wie in den meisten Fällen, gibt es allen Grund zu der Annahme, dass dies der Fall ist, kann sich kein Druck durch sie ausbreiten. Da keine allgemeine Rotation eines solchen Systems wie einer Masse angenommen werden kann, schlägt Sir John daher vor, dass ein Schema, das er zeigt, unter bestimmten Bedingungen nicht mit dem Gravitationsgesetz unvereinbar ist. "Es muss eher als eine Ruheform gedacht werden", sagt er, "die innerhalb ihrer Grenzen eine unbestimmte Größe einzelner Bestandteile umfasst, die sich, wie wir sehen können, untereinander bewegen können, wobei jeder für sich animiert ist." inhärente Projektilkraft, die durch den Einfluss dieses Gesetzes der inneren Gravitation, das sich aus den zusammengesetzten Anziehungskräften aller seiner Teile ergeben kann, in eine mehr oder weniger komplizierte Umlaufbahn abgelenkt wird. “

Messier 66 finden:

Auch wenn Sie aufgrund der scheinbaren visuellen Größe denken, dass M66 in kleinen Ferngläsern nicht sichtbar ist, liegen Sie falsch. Überraschenderweise ist diese spezielle Galaxie aufgrund ihrer Größe und hohen Oberflächenhelligkeit sehr leicht direkt zwischen Iota und Theta Leonis zu erkennen. Selbst in 5X30-Ferngläsern unter guten Bedingungen sehen Sie es und M65 leicht als zwei unterschiedliche graue Ovale.

Ein kleines Teleskop wird beginnen, die Struktur in diesen beiden hellen und wundervollen Galaxien hervorzuheben. Um jedoch einen Hinweis auf das "Trio" zu erhalten, benötigen Sie eine Öffnung von mindestens 6 Zoll und eine gute dunkle Nacht. Wenn Sie sie nicht sofort mit einem Fernglas erkennen, werden Sie nicht enttäuscht. Dies bedeutet, dass Sie wahrscheinlich keine guten Himmelsbedingungen haben und es in einer transparenteren Nacht erneut versuchen. Das Paar eignet sich gut für bescheidene Mondnächte mit größeren Teleskopen.

Mögen Sie gleichermaßen von diesem galaktischen Paar angezogen sein!

Und hier sind die kurzen Fakten zu M66, die Ihnen den Einstieg erleichtern sollen:

Objektname: Messier 66
Alternative Bezeichnungen: M66, NGC 3627, (Mitglied des) Leo Trio, Leo Triplet
Objekttyp: Typ Sb Spiral Galaxy
Konstellation: Leo
Richtiger Aufstieg: 11: 20,2 (h: m)
Deklination: +12: 59 (Grad: m)
Entfernung: 35000 (kly)
Visuelle Helligkeit: 8,9 (mag)
Scheinbare Dimension: 8 × 2,5 (Bogen min)

Wir haben hier im Space Magazine viele interessante Artikel über Messier Objects geschrieben. Hier ist Tammy Plotners Einführung in die Messier-Objekte, M1 – Der Krebsnebel 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:

  • NASA – Messier 66
  • ESA – Spiral Galaxy Messier 66
  • Messier Objekte – Messier 66
  • Wikipedia – Messier 66
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