Καλώς ήρθατε πίσω στη Δευτέρα του Μεσιέ! Σήμερα, συνεχίζουμε το αφιέρωμα μας στην αγαπημένη μας φίλη, Tammy Plotner, κοιτάζοντας τον «Γαλαξία Φάντασμα» γνωστό ως Messier 74!
Κατά τη διάρκεια του 18ου αιώνα, ο διάσημος Γάλλος αστρονόμος Σαρλ Μεσιέ παρατήρησε την παρουσία αρκετών «νεφελωδών αντικειμένων» κατά την έρευνα του νυχτερινού ουρανού. Αρχικά παρερμηνεύοντας αυτά τα αντικείμενα με κομήτες, άρχισε να τα καταλογίζει για να μην κάνουν και άλλοι το ίδιο λάθος. Σήμερα, η λίστα που προκύπτει (γνωστή ως το Κατάλογος Messier ) περιλαμβάνει πάνω από 100 αντικείμενα και είναι ένας από τους πιο σημαντικούς καταλόγους Αντικειμένων στο Βαθύ Διαστήματος.
Ένα από αυτά τα αντικείμενα είναι ο σπειροειδής γαλαξίας γνωστός ως Μεσιέ 74 (γνωστός και ως ο Γαλαξίας Φάντασμα) που εμφανίζεται πρόσωπο με πρόσωπο σε παρατηρητές από τη Γη. Βρίσκεται περίπου 30 εκατομμύρια έτη φωτός από τη Γη προς την κατεύθυνση του αστερισμού των Ιχθύων, αυτός ο γαλαξίας έχει διάμετρο περίπου 95.000 έτη φωτός (σχεδόν όσο ο Γαλαξίας) και φιλοξενεί περίπου 100 δισεκατομμύρια αστέρια.
Περιγραφή:
Αυτός ο όμορφος γαλαξίας είναι ένα πρωτότυπο ενός μεγάλου σχεδιασμού γαλαξία Sc και μεταξύ των πρώτων «Spiral Nebulae» που αναγνωρίστηκαν από τον Lord Rosse. Βρίσκεται σε απόσταση περίπου 30 έως 40 εκατομμυρίων ετών φωτός μακριά μας, σιγά σιγά γλιστρά ακόμα πιο μακριά με ταχύτητα 793 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο. Η ομορφιά του εκτείνεται σε περίπου 95.000 έτη φωτός, περίπου στο ίδιο μέγεθος με τον Γαλαξία μας και οι σπειροειδείς βραχίονες του εκτείνονται σε πάνω από 1000 έτη φωτός.
Εικόνα του σπειροειδούς γαλαξία Messier 74 που αποκτήθηκε από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble. Πιστώσεις: NASA/ ESA/Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Συνεργασία Hubble/R. Chandar (Πανεπιστήμιο του Τολέδο) και J. Miller (Πανεπιστήμιο του Μίσιγκαν)
Μέσα σε αυτούς τους βραχίονες υπάρχουν σμήνη από μπλε νεαρά αστέρια και διάχυτα αέρια νεφελώματα ροζ χρώματος που ονομάζονται περιοχές H II όπου συμβαίνει ο σχηματισμός άστρων. Γιατί μια τόσο σαρωτική μεγαλειώδης ομορφιά; Οι πιθανότητες είναι ότι τα κύματα πυκνότητας σαρώνουν γύρω από τον αέριο δίσκο του M74, πιθανότατα που προκαλούνται από τη βαρυτική αλληλεπίδραση με γειτονικούς γαλαξίες. Όπως εξήγησε ο B. Kevin Edgar:
«Περιγράφεται μια αριθμητική μέθοδος που έχει σχεδιαστεί ειδικά για να αντιμετωπίζει τη δυναμική ενός απειροελάχιστα περιστρεφόμενου, διαφορικά, αερίου δίσκου. Η μέθοδος βασίζεται στην Piecewise Parabolic Method (PPM), μια επέκταση ανώτερης τάξης της μεθόδου του Godunov. Περιλαμβάνονται οι βαρυτικές δυνάμεις που αντιπροσωπεύουν ένα γραμμικό σπειροειδές κύμα πυκνότητας στην αστρική συνιστώσα ενός γαλαξία. Ο υπολογισμός είναι Eulerian και εκτελείται σε ένα ομοιόμορφα περιστρεφόμενο πλαίσιο αναφοράς χρησιμοποιώντας επίπεδες πολικές συντεταγμένες. Οι εξισώσεις διατυπώνονται σε μια ακριβή μορφή διαταραχής για να εξαλείψουν ρητά όλους τους μεγάλους, αντίθετους όρους που αντιπροσωπεύουν την ισορροπία δυνάμεων στη μη διαταραγμένη, συμμετρική κατάσταση άξονα, επιτρέποντας τον ακριβή υπολογισμό των μικρών διαταραχών. Η μέθοδος είναι ιδανική για τη μελέτη της απόκρισης αερίων σε ένα σπειροειδές κύμα πυκνότητας σε έναν γαλαξία δίσκου. Μια σειρά δισδιάστατων υδροδυναμικών μοντέλων υπολογίζεται για τη δοκιμή της βαρυτικής απόκρισης ενός ομοιόμορφου, ισοθερμικού, αέριου δίσκου χωρίς μάζα σε μια επιβεβλημένη σπειροειδή βαρυτική διαταραχή. Οι παράμετροι που περιγράφουν την κατανομή της μάζας, τις ιδιότητες περιστροφής και το σπειροειδές κύμα βασίζονται στον γαλαξία NGC 628. Οι λύσεις έχουν κραδασμούς εντός και εκτός συν-περιστροφής, εξαντλώντας την περιοχή γύρω από τη συν-περιστροφή. Ο ρυθμός με τον οποίο εξαντλείται αυτή η περιοχή εξαρτάται σε μεγάλο βαθμό από την ισχύ της επιβαλλόμενης σπειροειδούς διαταραχής. Πιθανές διαταραχές του 10% των μεγαλύτερων παράγουν μεγάλες ακτινικές εισροές. Ο χρόνος που απαιτείται για να πέσει το αέριο στον εσωτερικό συντονισμό Linblad σε τέτοια μοντέλα είναι μόνο ένα μικρό κλάσμα του χρόνου Hubble. Η υπονοούμενη ταχεία εξέλιξη υποδηλώνει ότι εάν υπάρχουν γαλαξίες με τόσο μεγάλες διαταραχές, είτε το αέριο πρέπει να αναπληρώνεται έξω από τον γαλαξία ή οι διαταραχές πρέπει να είναι παροδικές. Στο εσωτερικό της συν-περιστροφής με το σπειροειδές σχέδιο, η απώλεια της γωνιακής ορμής από το αέριο αυξάνει τη γωνιακή ορμή των αστεριών, μειώνοντας το πλάτος του κύματος.»
Τι άλλο κρύβεται μέσα; Στη συνέχεια, ρίξτε μια ματιά με ακτίνες Χ μάτια. Όπως ανέφερε ο Roberto Soria (et al) στο δικό τους Μελέτη 2002 :
«Ο σπειροειδής γαλαξίας M74 (NGC 628) παρατηρήθηκε από το XMM-Newton στις 2 Φεβρουαρίου 2002. Συνολικά, 21 πηγές βρίσκονται στο εσωτερικό 5′ από τον πυρήνα (μετά την απόρριψη μερικών πηγών που σχετίζονται με αστέρια στο προσκήνιο) . Οι λόγοι σκληρότητας υποδηλώνουν ότι περίπου τα μισά από αυτά ανήκουν στον γαλαξία. Το άκρο υψηλότερης φωτεινότητας της συνάρτησης φωτεινότητας προσαρμόζεται από έναν νόμο ισχύος κλίσης -0,8. Αυτό μπορεί να ερμηνευθεί ως απόδειξη του συνεχιζόμενου σχηματισμού άστρων, σε αναλογία με τις κατανομές που βρίσκονται σε δίσκους άλλων γαλαξιών όψιμου τύπου. Μια σύγκριση με προηγούμενες παρατηρήσεις Chandra αποκαλύπτει ένα νέο υπερφωτεινό παροδικό ακτίνων Χ (LX~1,5×1039 ergs s-1 στη ζώνη 0,3-8 keV) περίπου 4′ βόρεια του πυρήνα. Βρίσκουμε μια άλλη φωτεινή παροδική πηγή (LX~5×1038 ergs s-1) περίπου 5′ βορειοδυτικά του πυρήνα. Τα αντίστοιχα UV και ακτίνες Χ του SN 2002ap βρίσκονται επίσης σε αυτήν την παρατήρηση XMM-Newton. ο λόγος σκληρότητας του αντίστοιχου ακτίνων Χ υποδηλώνει ότι η εκπομπή προέρχεται από την κλονισμένη περιαστρική ύλη».
Μεγάλος σχεδιασμός σπειροειδής γαλαξίας M74. Πίστωση: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/Πανεπιστήμιο της Αριζόνα
Στην περίπτωση του Messier 74, τίποτα δεν είναι σοκαριστικό - συμπεριλαμβανομένων των σπειροειδών κυμάτων πυκνότητάς του. Όπως εξήγησαν οι Sakhibov και Smirnov στο α Μελέτη 2004 :
«Το ακτινικό προφίλ του ρυθμού σχηματισμού άστρων (SFR) στον γαλαξία NGC 628 φαίνεται να διαμορφώνεται από ένα κύμα σπειροειδούς πυκνότητας. Το ακτινικό προφίλ της ταχύτητας εισροής αερίου στον σπειροειδή βραχίονα είναι παρόμοιο με την ακτινική κατανομή της επιφανειακής πυκνότητας του SFR. Η θέση του συντονισμού περιστροφής προσδιορίζεται μαζί με άλλες παραμέτρους του κύματος σπειροειδούς πυκνότητας μέσω μιας ανάλυσης Fourier της αζιμουθιακής κατανομής των παρατηρούμενων ακτινικών ταχυτήτων σε δακτυλιοειδείς ζώνες του δίσκου του NGC 628. Το ακτινικό προφίλ της επιφανειακής πυκνότητας του Το SFR προσδιορίζεται χρησιμοποιώντας την εμπειρική σχέση SFR-γραμμικού μεγέθους για σύμπλοκα σχηματισμού άστρων (γιγαντιαίες περιοχές HII) και μετρήσεις των συντεταγμένων, των ροών H άλφα και των μεγεθών των περιοχών HII στο NGC 628.
Μιλάμε για γιγάντιες περιοχές σχηματισμού αστεριών, έτσι δεν είναι; Και εκεί που σχηματίζονται αστέρια… Τα αστέρια πεθαίνουν. Όπως στο σουπερνόβα! Όπως ανέφερε ο Elias Brinks (et al):
«Ο σχηματισμός τεράστιων αστεριών, συνήθως σε (υπερ) αστρικά σμήνη, η ταχεία εξέλιξή τους και η επακόλουθη εξαφάνιση ως σουπερνόβα έχει σημαντικό αντίκτυπο στο άμεσο περιβάλλον τους. Η συνδυασμένη επίδραση των αστρικών ανέμων και των υπερκαινοφανών, που εκρήγνυνται με ταχεία διαδοχή και σε μικρό όγκο, δημιουργεί διαστελλόμενες φυσαλίδες στεφανιαίου αερίου εντός του ουδέτερου Διαστρικού μέσου (ISM) Σε σπειροειδείς και (νάνους) ακανόνιστους γαλαξίες. Αυτά τα διαστελλόμενα κελύφη με τη σειρά τους σαρώνουν και συμπιέζουν το ουδέτερο αέριο που μπορεί να οδηγήσει σε σχηματισμό μοριακού νέφους και την έναρξη δευτερογενούς ή επαγόμενου σχηματισμού αστεριών. Οι περιοχές σχηματισμού αστεριών διαταράσσουν το περιβάλλον ISM τους, επομένως ένας πιο «ενεργός», από την άποψη του σχηματισμού αστεριών, ο γαλαξίας αναμένεται να έχει πιο ανομοιογενή ISM. Ο ρυθμός σχηματισμού άστρων στο NGC 628 είναι τέσσερις φορές υψηλότερος από τον NGC 3184 και δύο φορές υψηλότερος από τον NGC 6946, γεγονός που θα μπορούσε να εξηγήσει τον μεγαλύτερο αριθμό οπών HI που βρέθηκαν σε αυτόν τον γαλαξία. Διαπιστώνουμε ότι τα μεγέθη των οπών HI κυμαίνονται από 80 pc (κοντά στο όριο ανάλυσης) έως 600 pc. οι ταχύτητες διαστολής μπορούν να φτάσουν τα 20 km s1. Οι εκτιμώμενες ηλικίες είναι 2,5 έως 35 Myr και οι ενέργειες που εμπλέκονται κυμαίνονται από 1050 έως 3,5 x 105Z egs. Η ποσότητα του ουδέτερου αερίου που εμπλέκεται είναι της τάξης των 104 έως 106 ηλιακών μαζών».
Εικόνα του γαλαξία M74 στο υπέρυθρο σε 3,6 (μπλε), 5,8 (πράσινο) και 8,0 (κόκκινο) μm. Η εικόνα έγινε από τον Médéric Boquien από τα δεδομένα που ανακτήθηκαν στα δημόσια αρχεία του έργου SINGS του διαστημικού τηλεσκοπίου Spitzer. Πίστωση: NASA/JPL-Caltech
Τεράστιες μάζες… Μάζες που μερικές φορές… εξαφανίζονται;; Όπως εξήγησαν οι Justyn R. Maund και Stephen J. Smartt στο α Μελέτη 2009 :
«Χρησιμοποιώντας εικόνες από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble και το τηλεσκόπιο Gemini, επιβεβαιώσαμε την εξαφάνιση των προγόνων δύο σουπερνόβα τύπου ΙΙ (SNe) και αξιολογήσαμε την παρουσία άλλων αστεριών που σχετίζονται με αυτά. Βρήκαμε ότι ο πρόγονος του SN 2003gd, ενός M-υπεργίγαντα αστέρα, δεν παρατηρείται πλέον στη θέση SN και προσδιορίσαμε την εγγενή του φωτεινότητα χρησιμοποιώντας τεχνικές αφαίρεσης εικόνας. Ο πρόγονος του SN 1993J, ενός αστέρα Κ-υπεργίγαντα, επίσης δεν υπάρχει πλέον, αλλά ο Β-υπεργίγαντας δυαδικός σύντροφός του εξακολουθεί να παρατηρείται. Η εξαφάνιση των προγόνων επιβεβαιώνει ότι αυτοί οι δύο σουπερνόβα παρήχθησαν από κόκκινους υπεργίγαντες».
Οι Maund και Smartt χρησιμοποίησαν μια τεχνική όπου οι εικόνες λήφθηκαν αφού το SN 2003gd είχε ξεθωριάσει, και το προγονικό αστέρι πιθανώς έλειπε, και αφαιρέθηκαν από τις εικόνες πριν από την έκρηξη. Οτιδήποτε περίσσευε στη θέση SN αντιστοιχούσε στο πραγματικό προγονικό αστέρι. Οι παρατηρήσεις Gemini του 2003gd φαίνονται στο Σχήμα 1, το οποίο συγκρίνει όψεις πριν και μετά τον σουπερνόβα της περιοχής του προγονικού αστεριού του γαλαξία που είναι γνωστή ως M-74 ή NGC 628.
'Αυτός είναι ο πρώτος ερυθρός υπεργίγαντας πρόγονος για έναν κανονικό σουπερνόβα Τύπου ΙΙΡ που έχει αποδειχθεί ότι έχει εξαφανιστεί και βρίσκεται στο άκρο της χαμηλής μάζας της κλίμακας για τα τεράστια αστέρια να εκραγούν ως σουπερνόβα', είπε ο Maund. «Επομένως, τελικά επιβεβαιώνει ότι μια τυπική πρόβλεψη για έναν αριθμό μοντέλων αστρικής εξέλιξης είναι σωστή».
Εξέλιξη; Εσύ μπέτσα». Ο Μεσιέ 74 συνεχίζει, παρά την ηλικία του, να μεγαλώνει! Τόσο όσο. Ο Gusev (et al) ανέφερε:
«Η ερμηνεία των παρατηρούμενων ιδιοτήτων του νεαρού αστρικού πληθυσμού στο NGC 628 πραγματοποιείται με βάση τη σύγκριση των δεδομένων φωτομετρίας υψηλής ανάλυσης UBVRI 127 περιοχών Η-άλφα στον γαλαξία με το λεπτομερές πλέγμα των συνθετικών εξελικτικών μοντέλων των αστρικών συστημάτων. Το λεπτομερές πλέγμα των εξελικτικών μοντέλων περιλαμβάνει 2 καθεστώτα σχηματισμού άστρων (στιγμιαία έκρηξη και σταθερό σχηματισμό αστεριών), ολόκληρο εύρος IMF (κλίση και ανώτερο όριο μάζας) και ηλικία (από 1 Myr έως 100 Myrs). Η χημική αφθονία των περιοχών σχηματισμού αστεριών προσδιορίστηκε από τις ανεξάρτητες παρατηρήσεις. Η λύση του αντίστροφου προβλήματος της εύρεσης της ηλικίας, του καθεστώτος σχηματισμού άστρων, των παραμέτρων του IMF και της απορρόφησης σκόνης στις περιοχές σχηματισμού άστρων παράγεται με τη βοήθεια μιας ειδικής λειτουργικής ρυθμιστικής απόκλισης. Οι εκτιμήσεις για το κοκκίνισμα συσχετίζονται με τις γαλακτοκεντρικές αποστάσεις των περιοχών σχηματισμού αστεριών, σύμφωνα με μια ακτινική κλίση χημικής αφθονίας που προέρχεται από ανεξάρτητες παρατηρήσεις. Οι ηλικίες των συμπλεγμάτων σχηματισμού αστεριών δείχνουν επίσης μια τάση ως συνάρτηση της χημικής σύνθεσης».
Η εικόνα του διαστημικού τηλεσκοπίου Spitzer της NASA του «εργοστασίου σκόνης» που βρίσκεται στον σπειροειδή γαλαξία M74. Το εργοστάσιο βρίσκεται στη σκηνή του εκρηκτικού θανάτου ενός τεράστιου αστεριού ή σουπερνόβα. Πίστωση: NASA/JPL-Caltech/B.E.K. Sugerman (STScI)
Πού ακριβώς πηγαίνουν τόσο μεγάλες ομάδες νεαρών σταρ για να κάνουν παρέα και να χαλαρώσουν; Ίσως… Απλά ίσως προσπαθούν να δημιουργήσουν ένα μπαρ της γειτονιάς. Ένα γαλαξιακό μπαρ, φυσικά! Όπως είπε ο M. S. Seigar του Joint Astronomy Center σε α Μελέτη 2002 :
«Έχουμε λάβει επίγειες εικόνες της ζώνης I, J και K του σπειροειδούς γαλαξία, Messier 74 (NGC 628). Αυτός ο γαλαξίας έχει αποδειχθεί ότι διαθέτει έναν κυκλικό δακτύλιο σχηματισμού άστρων τόσο από φασματοσκοπία εγγύς υπέρυθρης ακτινοβολίας απορρόφησης CO όσο και από απεικόνιση υπό χιλιοστού εκπομπής CO. Οι κυκλικοί πυρηνικοί δακτύλιοι σχηματισμού αστεριών πιστεύεται ότι υπάρχουν μόνο ως αποτέλεσμα ενός δυναμικού ράβδου. Δείχνουμε στοιχεία για μια ασθενή ωοειδή παραμόρφωση στο κέντρο του M 74. Χρησιμοποιούμε τα αποτελέσματα των Combes & Gerin (1985) για να προτείνουμε ότι αυτό το ασθενές ωοειδές δυναμικό είναι υπεύθυνο για τον κυκλικό δακτύλιο σχηματισμού αστεριών που παρατηρείται στο M 74.
Ιστορικό Παρατήρησης:
Αυτός ο φοβερός σπειροειδής γαλαξίας ανακαλύφθηκε αρχικά στα τέλη Σεπτεμβρίου 1780 από τον Pierre Mechain και στη συνέχεια παρατηρήθηκε εκ νέου και καταγράφηκε από τον Charles Messier στις 18 Οκτωβρίου 1780.
«Νεφέλωμα χωρίς αστέρια, κοντά στο αστέρι Eta Piscium, που είδε ο M. Mechain στα τέλη Σεπτεμβρίου 1780, και αναφέρει: «Αυτό το νεφέλωμα δεν περιέχει αστέρια. Είναι αρκετά μεγάλο, πολύ σκοτεινό και εξαιρετικά δύσκολο να παρατηρηθεί. μπορεί κανείς να το αναγνωρίσει με περισσότερη βεβαιότητα σε ωραίες, παγωμένες συνθήκες». Ο M. Messier το έψαξε και το βρήκε, όπως το περιγράφει ο M. Mechain: έχει συγκριθεί απευθείας με το αστέρι Eta Piscium».
Η εικόνα έρευνας PESSTO του ESO του Messier 74, που δείχνει την τελευταία προσθήκη του γαλαξία από τα τέλη Ιουλίου 2013: έναν σουπερνόβα τύπου II με το όνομα SN2013ej, ορατό ως το φωτεινότερο αστέρι στο κάτω αριστερό μέρος της εικόνας. Πίστωση: ESO/PESSTO/S. Smartt, 2 Σεπτεμβρίου 2013
Τρία χρόνια αργότερα, ο Sir William Herschel θα έκανε ό,τι καλύτερο μπορούσε για να προσπαθήσει να λύσει αυτό που πίστευε ότι ήταν ένα αστρικό σύμπλεγμα - και να επιστρέψει τα επόμενα χρόνια, ακόμη και σε βάρος του δικού του εξοπλισμού.
«1799, 28 Δεκεμβρίου, τηλεσκόπιο 40 ποδιών. Πολύ φωτεινό στη μέση, αλλά η φωτεινότητα περιορίζεται σε ένα πολύ μικρό μέρος και δεν είναι στρογγυλή. περίπου το φωτεινό μέσο είναι ένα πολύ αχνό νεφέλωμα σε σημαντικό βαθμό. Το φωτεινό μέρος φαίνεται να είναι λυόμενο είδος, αλλά ο καθρέφτης μου έχει τραυματιστεί από τους συμπυκνωμένους ατμούς».
Για να δώσει την πίστη στον Sir William, ήταν ο πρώτος που έλυσε μερικές από τις πολλές συστάδες περιοχών αστεριών που φαίνονται στο Messier 74, και τα αποτελέσματα των παρατηρήσεών του επιβεβαιώθηκαν αργότερα από τον ίδιο του τον γιο.
Ο John Herschel θα έβλεπε επίσης στίγματα στη δομή του M74, ωστόσο ο Λόρδος Rosse ήταν ο πρώτος που διάλεξε τη σπειροειδή δομή. Και πάλι, την εποχή που οι αστρονόμοι πίστευαν ότι αυτές οι συμπυκνώσεις ήταν μεμονωμένα αστέρια - μια παρατήρηση πέρασε μέχρι την εποχή του Emil Dreyer όταν ο Messier 74 έγινε τελικά ένα αντικείμενο NGC επίσης.
Εντοπισμός Messier 74:
Το M74 δεν είναι πάντα ένα εύκολο αντικείμενο και απαιτεί σκοτεινούς ουρανούς και λίγη εξόρμηση. Δοκιμάστε να ξεκινήσετε από το Alpha Arietis (Hamal) και κάντε μια νοητική γραμμή μεταξύ αυτού και του Beta – μετά στο Eta Piscium. Κεντράρετε το σκοπευτικό σας στο Eta και μετακινήστε την προβολή περίπου 1,5 μοίρες βορειοανατολικά. Εάν προτιμάτε, μπορείτε να το κάνετε αυτό ενώ κοιτάτε μέσα από ένα προσοφθάλμιο ευρείας περιοχής, χαμηλής μεγέθυνσης – το οποίο συνήθως προσφέρει οπτικό πεδίο περίπου ενός βαθμού.
Η θέση του Μεσιέ 74 στον αστερισμό των Ιχθύων. Πίστωση: IAU και περιοδικό Sky & Telescope (Roger Sinnott & Rick Fienberg)
Σε ένα μικρότερο τηλεσκόπιο, το πρώτο πράγμα που θα παρατηρήσετε είναι ο αστρικός πυρήνας του Messier 74. Αυτός είναι ο λόγος που πολλές φορές οι παρατηρητές δυσκολεύονται να το εντοπίσουν! Είτε το πιστεύετε είτε όχι, η κίνηση μπορεί μερικές φορές να σας βοηθήσει να εντοπίσετε πιο αμυδρά πράγματα, επομένως η χρήση του προσοφθάλμιου φακού για τον εντοπισμό του είναι ένα καλό «κόλπο του εμπορίου» του παρατηρητή. Επειδή αυτός ο σπειροειδής γαλαξίας έχει χαμηλή φωτεινότητα επιφάνειας, απαιτεί σχετικά καλό ουρανό – οπότε δοκιμάστε υπό πολλές συνθήκες. Ένα μικρό τηλεσκόπιο θα αποκαλύψει ένα σκονισμένο φωτοστέφανο γύρω από την περιοχή του πυρήνα, ενώ μεγαλύτερο άνοιγμα θα αποκαλύψει τη σπειροειδή δομή. Τα μεγάλα κιάλια κάτω από παρθένες συνθήκες ουρανού μπορούν να διακρίνουν μια μικρή αχνή ομίχλη!
Μελετήστε το μόνοι σας… Ποιος ξέρει τι μπορεί να ανακαλύψετε!
Όνομα αντικειμένου: Μεσιέ 74
Εναλλακτικές ονομασίες: M74, NGC 628
Τύπος αντικειμένου: Sc Spiral Galaxy
σχηματισμού: ψάρι
Δεξιά Ανάληψη: 01 : 36,7 (ω:λ)
Απόκλιση: +15: 47 (μοίρες: m)
Απόσταση: 35000 (kly)
Οπτική Φωτεινότητα: 9,4 (mag)
Φαινόμενη διάσταση: 10,2×9,5 (ελάχ. τόξου)
Έχουμε γράψει πολλά ενδιαφέροντα άρθρα σχετικά με τα αντικείμενα Messier και σφαιρικά σμήνη εδώ στο Universe Today. Εδώ είναι η Tammy Plotner's Εισαγωγή στα αντικείμενα Messier , M1 – Το νεφέλωμα του Καβουριού , Παρατηρώντας τα φώτα της δημοσιότητας – Τι συνέβη στον Μεσιέ 71; , και τα άρθρα του David Dickison για το 2013 και 2014 Μαραθώνιος Μεσιέ.
Να είστε βέβαιος να ελέγξετε έξω το πλήρες μας Κατάλογος Messier . Και για περισσότερες πληροφορίες, ρίξτε μια ματιά στο Βάση δεδομένων SEDS Messier .
Πηγές: