Όνομα αντικειμένου: Μεσιέ 95
Εναλλακτικές ονομασίες: M95, NGC 3351
Τύπος αντικειμένου: Πληκτρολογήστε SBb Barred Spiral Galaxy
σχηματισμού: Λέων
Δεξιά Ανάληψη: 10 : 44,0 (ω:λ)
Απόκλιση: +11: 42 (μοίρες: m)
Απόσταση: 38000 (kly)
Οπτική Φωτεινότητα: 9,7 (mag)
Φαινόμενη διάσταση: 4,4×3,3 (ελάχ. τόξο)
Εντοπισμός Messier 95: Ο M95 είναι ο νοτιότερος στο ζεύγος προσοφθάλμιων ευρέως πεδίου γαλαξιών που περιλαμβάνει τον M96. Με καλές συνθήκες ουρανού, τόσο το M95 όσο και το M96 είναι εύκολο να εντοπιστούν στην κοιλιά του αστερισμού του Λέοντα. Ξεκινήστε εντοπίζοντας το Άλφα (Regulus), το λαμπρότερο, νοτιότερο αστέρι στον αστερισμό του ερωτηματικού προς τα πίσω. Τώρα, κοιτάξτε για ένα πλάτος γροθιάς δυτικά όπου θα δείτε τον αστερισμό του ρηχού τριγώνου που σηματοδοτεί τους γοφούς του Λέοντα. Το πιο δυτικό από αυτά τα αστέρια (Θήτα) είναι ο επόμενος δείκτης σας. Κοιτάξτε ανάμεσα στους δύο δείκτες για ένα αχνό αστέρι σε σχεδόν κεντρική θέση. Εάν οι ουρανοί είναι κατάλληλοι για να δείτε αυτό το γαλαξιακό ζεύγος, θα δείτε επίσης ένα άλλο αστέρι ακριβώς νότια του τελευταίου σας δείκτη. Τα Μ95 και Μ96 βρίσκονται ανάμεσα σε αυτά τα δύο τελευταία αστέρια. Το ζεύγος μόλις και μετά βίας μπορεί να φανεί σε μεγαλύτερα κιάλια και παρόλο που είναι αχνά, γίνεται αντιληπτό σε ένα μικρό τηλεσκόπιο. Το μεγαλύτερο διάφραγμα θα αναδείξει πολύ περισσότερες λεπτομέρειες. Επειδή αυτοί είναι πιο αμυδροί γαλαξίες, απαιτούν μια σκοτεινή τοποθεσία στον ουρανό και δεν μπορούν να ανεχθούν τη λάμψη του φόντου, όπως οι νύχτες με φεγγάρι.
Αυτό που κοιτάτε: Βρίσκεται περίπου 38 εκατομμύρια έτη φωτός μακριά, ο M95 ήταν ένας από τους γαλαξίες στο βασικό έργο του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble για τον προσδιορισμό της σταθεράς Hubble: το HST χρησιμοποιήθηκε για να αναζητήσει μεταβλητά αστέρια Κηφειδών και έτσι να καθορίσει την απόσταση αυτού του γαλαξία. «Για να βαθμονομήσουμε εμπειρικά την κλίμακα απόστασης διακύμανσης της φωτεινότητας της επιφάνειας υπερύθρων (SBF) και να διερευνήσουμε τις ιδιότητες άλυτων αστρικών πληθυσμών, μετρήσαμε τις διακυμάνσεις σε 65 γαλαξίες χρησιμοποιώντας το NICMOS στο διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble. Οι πρώιμου τύπου γαλαξίες σε αυτό το δείγμα περιλαμβάνουν ελλειπτικούς γαλαξίες και γαλαξίες S0 και σπειροειδείς διογκώσεις σε διάφορα περιβάλλοντα. Τα απόλυτα μεγέθη διακύμανσης στο φίλτρο F160W (1,6 μm) (MF160W) προέκυψαν για κάθε γαλαξία χρησιμοποιώντας προηγουμένως μετρημένες μεταβλητές αποστάσεις αστεριών SBF και Cepheid της ζώνης I. Τα F160W SBF μπορούν να χρησιμοποιηθούν για τη μέτρηση αποστάσεων από γαλαξίες πρώιμου τύπου με σχετική ακρίβεια ~10%, υπό την προϋπόθεση ότι το χρώμα του γαλαξία είναι γνωστό σε ~0,035 mag ή καλύτερα. Οι διακυμάνσεις κοντά στο IR μπορούν επίσης να αποκαλύψουν τις ιδιότητες των πιο φωτεινών αστρικών πληθυσμών στους γαλαξίες». λέει ο Joseph Jensen (et al).
«Η σύγκριση των μεγεθών διακύμανσης F160W και των οπτικών χρωμάτων με τις προβλέψεις μοντέλων αστρικού πληθυσμού υποδηλώνει ότι οι μπλε ελλειπτικοί γαλαξίες και οι γαλαξίες S0 έχουν σημαντικά νεότερους πληθυσμούς από τους πιο κόκκινους και μπορεί επίσης να είναι πιο πλούσιοι σε μέταλλα. Δεν υπάρχουν γαλαξίες σε αυτό το δείγμα με μεγέθη διακύμανσης που να συνάδουν με παλιά, φτωχά σε μέταλλα (t>5 Gyr, [Fe/H]<-0.7) stellar population models. Composite stellar population models imply that bright fluctuations in the bluer galaxies may be the result of an episode of recent star formation in a fraction of the total mass of a galaxy. Age estimates from the F160W fluctuation magnitudes are consistent with those measured using the H? Balmer-line index. The two types of measurements make use of completely different techniques and are sensitive to stars in different evolutionary phases. Both techniques reveal the presence of intermediate-age stars in the early-type galaxies of this sample.' Μια από τις πιο όμορφες πτυχές του M95 είναι ο φωτεινός πυρήνας του, αλλά τι συμβαίνει μέσα; «Μια εικόνα υψηλής ανάλυσης του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble WFPC2 F218W UV του σπειροειδούς φραγμού NGC 4303 (που ταξινομείται ως ενεργός γαλαξιακός πυρήνας τύπου LINER [AGN]) αποκαλύπτει για πρώτη φορά την ύπαρξη μιας πυρηνικής σπειροειδούς δομής τεράστιων περιοχών σχηματισμού άστρων μέχρι τον άλυτο πυρήνα με λαμπερή υπεριώδη ακτινοβολία (μέγεθος<= 8 pc) of an active galaxy. The spiral structure, as traced by the UV-bright star-forming regions, has an outer radius of 225 pc and widens as the distance from the core increases. The UV luminosity of NGC 4303 is dominated by the massive star-forming regions, and the unresolved LINER-type core contributes only 16% of the integrated UV luminosity. The nature of the UV-bright LINER-type core---stellar cluster or pure AGN---is still unknown.' says Luis Colina (et al). «Σε αντίθεση με τον NGC 4303, η εικόνα UV F218W του μη φραγμένου γαλαξία NGC 3351 δείχνει έναν πυρηνικό δακτύλιο σχηματισμού αστεριών 315 pc (ημικύριος άξονας) με αμυδρό πυρήνα. Στον δακτύλιο, ο σχηματισμός αστεριών είναι διατεταγμένος σε συστάδες διαμέτρου περίπου 60–85 τμχ. Κάθε συστάδα αποτελείται από μερικές συμπαγείς φωτεινές ακτίνες UV ενσωματωμένες σε ένα πιο διάχυτο εξάρτημα. Το ολοκληρωμένο φάσμα IUE του NGC 3351 δείχνει την παρουσία γραμμών απορρόφησης Si IV 1400 A και C IV 1550 A, τυπικά χαρακτηριστικά νεαρών, 4-5 Myr, ογκωδών αστρικών σμηνών. Η παρουσία δακτυλίων και σπειροειδών δομών που σχηματίζουν αστέρια στις πυρηνικές περιοχές αυτών των δύο ραβδωτών σπειρών υποστηρίζει το σενάριο τροφοδοσίας αερίου που προκαλείται από ράβδους με το οποίο οι ράβδοι συσσωρεύουν αέριο στις πυρηνικές περιοχές των γαλαξιών και παράγουν πυρηνικούς δακτυλίους σχηματισμού αστέρων (NGC 3351). , και μπορεί τελικά να δημιουργήσει ή να τροφοδοτήσει ένα AGN (NGC 4303).»
Ιστορία: Αυτός ο όμορφος γαλαξίας ανακαλύφθηκε για πρώτη φορά από τον Pierre Mechain το 1781 και καταγράφηκε από τον Charles Messier 4 ημέρες αργότερα, στις 24 Μαρτίου 1781. Γράφει: «Νεφέλωμα χωρίς αστέρι, στο λιοντάρι [Leo], πάνω από το αστέρι l (53 Leonis): του το φως είναι πολύ αχνό.' Στις 11 Μαρτίου 1784, ο Sir William Herschel θα το σημείωνε επίσης: «Ένα λεπτό, φωτεινό νεφέλωμα, πολύ πιο φωτεινό στη μέση παρά στα άκρα, σε αρκετά σημαντικό βαθμό, ίσως 3 ή 4′ ή περισσότερο. Το μέσο φαίνεται να είναι μεγέθους 3 ή 4 αστεριών ενωμένα μεταξύ τους, αλλά όχι ακριβώς στρογγυλό. από το πιο φωτεινό μέρος του υπάρχει μια ξαφνική μετάβαση στο νεφελώδες μέρος, έτσι ώστε να το ονομάσω κωμικό».
Σχεδόν 100 χρόνια αργότερα, όταν ο ναύαρχος Smyth θα περιέγραφε πολύ εύστοχα το M95 ως: «Ένα διαυγές λευκό νεφέλωμα, στα πλευρά του λιονταριού, με μόνο δύο μικρά αστέρια, np [βόρεια πριν, ΒΔ] και nf [βόρεια μετά, ΒΑ], στο το πεδίο. Η θέση του βρίσκεται σχεδόν ανατολικά του Regulus, με απόσταση 9 μοιρών, όπου σχηματίζει τη νότια κορυφή ενός τριγώνου σχεδόν ισόπλευρο με το Gamma και το Delta Leonis. Αυτό το νεφέλωμα είναι στρογγυλό και φωτεινό, και ίσως καλύτερα ορισμένο στο νότιο παρά στο βόρειο άκρο, ένα φαινόμενο που αξίζει να παρατηρηθεί και να παρατηρηθεί στο μεγάλο νεφέλωμα της Ανδρομέδας [M31], και σε άλλες υπέροχες μάζες. Ανακαλύφθηκε από τον Mechain το 1781 και καταγράφηκε από τον Messier ως «ασθενές νεφέλωμα, χωρίς αστέρι». Σχεδόν μια μοίρα προς τα ανατολικά αυτού του αντικειμένου, ακολουθεί ένα άλλο στρογγυλό αλλά όχι εξίσου καλά καθορισμένο νεφέλωμα, μεγάλο και ανοιχτού λευκού χρώματος. Είναι το Νο. 96 του Messier και ανακαλύφθηκε επίσης από τον Mechain το 1781. αποτελεί το σημείο τομής ενός ορθογωνίου που σχηματίζεται από πέντε αστέρια, από τα οποία το πλησιέστερο βρίσκεται στο sp [νότιο προηγούμενο] τεταρτημόριο, και του 11ου μεγέθους».
Κορυφαία πίστωση εικόνας M95, Παρατηρητήριο Palomar ευγενική προσφορά του Caltech, , εικόνα M95 2MASS, Τηλεσκόπιο M95 Jacobus Kapteyn, Εικόνα M95 Spitzer, Εικόνα M95 από το τηλεσκόπιο Mayall και εικόνα M95 ευγενική προσφορά του NOAO/AURA/NSF.