¡Bienvenido de nuevo a Messier Monday! ¡Hoy, continuamos en nuestro homenaje a nuestra querida amiga, Tammy Plotner, mirando la "Galaxia Fantasma" conocida como Messier 74!
Durante el siglo XVIII, el famoso astrónomo francés Charles Messier notó la presencia de varios "objetos nebulosos" mientras examinaba el cielo nocturno. Al confundir originalmente estos objetos con los cometas, comenzó a catalogarlos para que otros no cometieran el mismo error. Hoy, la lista resultante (conocida como el Catálogo Messier) incluye más de 100 objetos y es uno de los catálogos más influyentes de objetos de espacio profundo.
Uno de estos objetos es la galaxia espiral conocida como Messier 74 (también conocida como la galaxia fantasma) que aparece cara a cara a los observadores de la Tierra. Ubicada a unos 30 millones de años luz de la Tierra en dirección a la constelación de Piscis, esta galaxia mide alrededor de 95,000 años luz de diámetro (casi tan grande como la Vía Láctea) y alberga alrededor de 100 mil millones de estrellas.
Descripción:
Esta hermosa galaxia es un prototipo de una galaxia Sc de gran diseño y se encuentra entre las primeras "Nebulosas espirales" reconocidas por Lord Rosse. Ubicado a unos 30 a 40 millones de años luz de distancia, se desliza lentamente aún más lejos a una velocidad de 793 kilómetros por segundo. Su belleza abarca aproximadamente 95,000 años luz, aproximadamente del mismo tamaño que nuestra Vía Láctea y sus brazos espirales se extienden a lo largo de 1000 años luz.
Dentro de esos brazos hay cúmulos de estrellas jóvenes azules y nebulosas gaseosas difusas de color rosado llamadas regiones H II donde está ocurriendo la formación de estrellas. ¿Por qué una gran belleza tan amplia? Lo más probable es que las ondas de densidad se extiendan alrededor del disco gaseoso de M74, probablemente inducidas por la interacción gravitacional con las galaxias vecinas. Como explicó B. Kevin Edgar:
"Se describe un método numérico que está específicamente diseñado para tratar la dinámica de un disco gaseoso de rotación diferencial infinitamente similar. El método se basa en el Método parabólico por partes (PPM), una extensión de orden superior del método de Godunov. Se incluyen las fuerzas gravitacionales que representan una onda lineal de densidad espiral en el componente estelar de una galaxia. El cálculo es euleriano y se realiza en un marco de referencia de rotación uniforme utilizando coordenadas polares planas. Las ecuaciones se formulan en una forma de perturbación exacta para eliminar explícitamente todos los términos grandes y opuestos que representan el equilibrio de fuerza en el estado simétrico de eje no perturbado, lo que permite el cálculo preciso de pequeñas perturbaciones. El método es ideal para el estudio de la respuesta gaseosa a una onda de densidad espiral en una galaxia de disco. Se calcula una serie de modelos hidrodinámicos bidimensionales para probar la respuesta gravitacional de un disco gaseoso uniforme, isotérmico y sin masa a una perturbación gravitacional espiral impuesta. Los parámetros que describen la distribución de masa, las propiedades de rotación y la onda espiral se basan en la galaxia NGC 628. Las soluciones tienen choques dentro y fuera de la co-rotación, agotando la región alrededor de la co-rotación. La velocidad a la que se agota esta región depende en gran medida de la fuerza de la perturbación espiral impuesta. Las posibles perturbaciones del 10% de los grandes producen grandes entradas radiales. El tiempo necesario para que el gas caiga a la resonancia interna de Linblad en tales modelos es solo una pequeña fracción del tiempo del Hubble. La rápida evolución implícita sugiere que si las galaxias existen con perturbaciones tan grandes, el gas debe reponerse desde fuera de la galaxia o las perturbaciones deben ser transitorias. Dentro de la co-rotación con el patrón en espiral, la pérdida de momento angular por el gas aumenta el momento angular de las estrellas, reduciendo la amplitud de onda ".
¿Qué más se esconde dentro? Luego eche un vistazo con los ojos de rayos X. Como Roberto Soria (et al) indicó en su estudio de 2002:
“La galaxia espiral M74 (NGC 628) fue observada por XMM-Newton el 2 de febrero de 2002. En total, se encuentran 21 fuentes en el interior 5 'del núcleo (después del rechazo de algunas fuentes asociadas a estrellas en primer plano) . Las proporciones de dureza sugieren que aproximadamente la mitad de ellas pertenecen a la galaxia. El extremo de mayor luminosidad de la función de luminosidad está ajustado por una ley de potencia de pendiente -0.8. Esto puede interpretarse como evidencia de formación estelar en curso, en analogía con las distribuciones encontradas en los discos de otras galaxias de tipo tardío. Una comparación con observaciones anteriores de Chandra revela un nuevo transitorio de rayos X ultraluminoso (LX ~ 1.5 × 1039 ergs s-1 en la banda de 0.3-8 keV) aproximadamente a 4 'al norte del núcleo. Encontramos otra fuente transitoria brillante (LX ~ 5 × 1038 ergs s-1) aproximadamente a 5 'al noroeste del núcleo. Los homólogos de rayos UV y rayos X de SN 2002ap también se encuentran en esta observación XMM-Newton; la relación de dureza de la contraparte de rayos X sugiere que la emisión proviene de la materia circunestelar impactada ".
En el caso de Messier 74, nada es impactante, incluidas sus ondas de densidad en espiral. Como explicaron Sakhibov y Smirnov en un estudio de 2004:
“Se muestra que el perfil radial de la tasa de formación de estrellas (SFR) en la galaxia NGC 628 está modulado por una onda de densidad espiral. El perfil radial de la velocidad de entrada de gas en el brazo espiral es similar a la distribución radial de la densidad superficial del SFR. La posición de la resonancia de la coronación se determina junto con otros parámetros de la onda de densidad en espiral mediante un análisis de Fourier de la distribución azimutal de las velocidades radiales observadas en las zonas anulares del disco de NGC 628. El perfil radial de la densidad superficial de El SFR se determina usando el SFR empírico: relación de tamaño lineal para complejos de formación estelar (regiones HII gigantes) y mediciones de las coordenadas, los flujos H alfa y los tamaños de las regiones HII en NGC 628 ".
Estamos hablando de regiones gigantescas de formación estelar, ¿no? Y donde se forman las estrellas ... Las estrellas mueren. Como en supernova! Como indicó Elias Brinks (et al):
“La formación de estrellas masivas, generalmente en (super) cúmulos estelares, su rápida evolución y posterior desaparición como supernovas tiene un gran impacto en su entorno inmediato. El efecto combinado de los vientos estelares y las supernovas, que se dispara dentro de una rápida sucesión y en un pequeño volumen, crea burbujas de gas coronal en expansión dentro del medio interestelar neutro (ISM) en galaxias espirales e irregulares (enanas). Estas capas expansivas a su vez barren y comprimen gas neutro que puede conducir a la formación de nubes moleculares y al inicio de la formación de estrellas secundarias o inducidas. Las áreas de formación estelar perturban su ISM circundante, por lo que se espera que una galaxia más "activa", en términos de formación estelar, tenga un ISM más no homogéneo. La tasa de formación de estrellas en NGC 628 es cuatro veces mayor que en NGC 3184 y el doble que en NGC 6946, lo que podría explicar la mayor cantidad de agujeros HI encontrados en esta galaxia. Encontramos que los tamaños de los agujeros HI van desde 80 pc (cerca del límite de resolución) hasta 600 pc; las velocidades de expansión pueden alcanzar 20 km s1; las edades estimadas son de 2.5 a 35 Myr y las energías involucradas varían de 1050 a 3.5 x 105Z ergios. La cantidad de gas neutral involucrado es del orden de 104 a 106 masas solares ".
Enormes masas ... ¿Masas que a veces ... desaparecen? Como Justyn R. Maund y Stephen J. Smartt explicaron en un estudio de 2009:
“Usando imágenes del Telescopio Espacial Hubble y el Telescopio Gemini, confirmamos la desaparición de los progenitores de dos supernovas tipo II (SNe) y evaluamos la presencia de otras estrellas asociadas con ellas. Descubrimos que el progenitor de SN 2003gd, una estrella supergigante M, ya no se observa en la ubicación de SN y determinamos su brillo intrínseco mediante técnicas de sustracción de imágenes. El progenitor de SN 1993J, una estrella K-supergigante, ya no está presente, pero su compañero binario supergigante B todavía se observa. La desaparición de los progenitores confirma que estas dos supernovas fueron producidas por supergigantes rojas ".
Maund y Smartt utilizaron una técnica en la que se tomaron imágenes después de que SN 2003gd se hubiera desvanecido, y la estrella progenitora presumiblemente desapareció y se resta de las imágenes previas a la explosión. Todo lo que quedaba en la posición SN correspondía a la verdadera estrella progenitora. Las observaciones de Géminis de 2003gd se muestran en la Figura 1, que compara vistas previas y posteriores a la supernova de la región de la galaxia de la estrella progenitora conocida como M-74 o NGC 628.
"Este es el primer progenitor supergigante rojo para una supernova Tipo IIP normal que se ha demostrado que ha desaparecido y está en el extremo de baja masa de la escala para que las estrellas masivas exploten como supernovas", dijo Maund. "Entonces, finalmente confirma que una predicción estándar de varios modelos de evolución estelar es correcta".
Evolucionando? Puedes apostar'. ¡Messier 74 continúa, a pesar de su edad, para crecer! Como A.S. Gusev (et al) indicó:
“La interpretación de las propiedades observadas de la población estelar joven en NGC 628 se lleva a cabo sobre la base de la comparación de los datos de fotometría UBVRI de alta resolución de 127 regiones H-alfa en la galaxia con la cuadrícula detallada de los modelos evolutivos sintéticos de los sistemas estelares. La cuadrícula detallada de modelos evolutivos incluye 2 regímenes de formación estelar (explosión instantánea y una formación estelar constante), rango completo de FMI (pendiente y un límite de masa superior) y edad (desde 1 Myr hasta 100 Myrs). La abundancia química de las regiones de formación estelar se determinó a partir de observaciones independientes. La solución del problema inverso de encontrar la edad, el régimen de formación de estrellas, los parámetros del FMI y la absorción de polvo en las regiones de formación de estrellas se produce con la ayuda de una desviación de regularización especial funcional. Las estimaciones de enrojecimiento están correlacionadas con las distancias galactocéntricas de las regiones de formación estelar, de conformidad con un gradiente radial de abundancia química derivado de observaciones independientes. Las edades de los complejos de formación estelar también muestran una tendencia en función de la composición química ”.
Entonces, ¿exactamente a dónde van grupos tan grandes de estrellas jóvenes para pasar el rato y relajarse? Tal vez ... Solo tal vez están tratando de formar un bar de barrio. ¡Una barra galáctica, por supuesto! Como dijo M. S. Seigar del Joint Astronomy Center en un estudio de 2002:
“Hemos obtenido imágenes terrestres de las bandas I, J y K de la galaxia espiral, Messier 74 (NGC 628). Se ha demostrado que esta galaxia posee un anillo circular de formación estelar tanto de la espectroscopía de infrarrojo cercano de absorción de CO como de imágenes submilimétricas de emisión de CO. Se cree que los anillos circulares nucleares de formación estelar existen solo como resultado de un potencial de barra. Mostramos evidencia de una distorsión oval débil en el centro de M 74. Utilizamos los resultados de Combes y Gerin (1985) para sugerir que este potencial oval débil es responsable del anillo circular de formación estelar observado en M 74 ".
Historia de observación:
Esta asombrosa galaxia espiral fue descubierta originalmente a fines de septiembre de 1780 por Pierre Mechain y luego Charles Messier la volvió a observar y registrar debidamente el 18 de octubre de 1780.
"Nebulosa sin estrellas, cerca de la estrella Eta Piscium, vista por M. Mechain a fines de septiembre de 1780, y él informa:" Esta nebulosa no contiene ninguna estrella; es bastante grande, muy oscuro y extremadamente difícil de observar; uno puede reconocerlo con más certeza en condiciones finas y heladas ”. M. Messier lo buscó y lo encontró, como lo describe M. Mechain: ha sido comparado directamente con la estrella Eta Piscium ".
Tres años más tarde, Sir William Herschel haría todo lo posible para tratar de resolver lo que creía que era un cúmulo estelar, y regresaría en los años siguientes, incluso a expensas de su propio equipo.
“1799, 28 de diciembre, telescopio de 40 pies. Muy brillante en el medio, pero el brillo se limita a una parte muy pequeña y no es redonda; Sobre el centro brillante hay una nebulosidad muy tenue en gran medida. La parte brillante parece ser del tipo resoluble, pero mi espejo ha sido dañado por los vapores condensados.
Para darle crédito a Sir William, fue el primero en resolver algunos de los muchos grupos de regiones de nacimiento de estrellas que se vieron en Messier 74, y los resultados de sus observaciones fueron confirmados más tarde por su propio hijo.
John Herschel también vería manchas en la estructura de M74, sin embargo, Lord Rosse fue el primero en elegir la estructura en espiral. Nuevamente, en ese momento los astrónomos creían que estas condensaciones eran estrellas individuales, una observación transmitida hasta el tiempo de Emil Dreyer cuando Messier 74 finalmente se convirtió en un objeto NGC también.
Localización de Messier 74:
M74 no siempre es un objeto fácil y requiere cielos oscuros y algunas compras de estrellas. Intenta comenzar en Alpha Arietis (Hamal) y haz una línea mental entre él y Beta, luego hacia Eta Piscium. Centre su buscador en Eta y desplace la vista aproximadamente 1,5 grados al noreste. Si lo prefiere, puede hacerlo mientras mira a través de un ocular de campo amplio y bajo aumento, que normalmente ofrece un campo de visión de aproximadamente un grado.
En un telescopio más pequeño, lo primero que notará es el núcleo estelar de Messier 74. ¡Es por eso que muchas veces los observadores tienen dificultades para localizarlo! Lo creas o no, el movimiento a veces puede ayudarte a detectar cosas más débiles, por lo que usar el ocular para localizarlo es un buen "truco del oficio" para el observador. Debido a que esta galaxia espiral tiene un brillo superficial bajo, requiere cielos relativamente buenos, así que inténtelo en muchas condiciones. Un pequeño telescopio revelará un halo polvoriento alrededor de la región central, mientras que una apertura mayor revelará la estructura en espiral. ¡Los prismáticos grandes en condiciones de cielo prístino pueden distinguir una pequeña bruma tenue!
Estúdialo tú mismo ... ¡Quién sabe lo que podrías descubrir!
Nombre del objeto: Messier 74
Designaciones alternativas: M74, NGC 628
Tipo de objeto: Sc Spiral Galaxy
Constelación: Piscis
Ascensión recta: 01: 36.7 (h: m)
Declinación: +15: 47 (grados: m)
Distancia: 35000 (kly)
Brillo visual: 9.4 (mag)
Dimensión aparente: 10.2 × 9.5 (arco min)
Hemos escrito muchos artículos interesantes sobre objetos más desordenados y cúmulos globulares aquí en la revista Space. Aquí está la Introducción de Tammy Plotner a los Objetos Messier, M1 - La Nebulosa del Cangrejo, Observando Spotlight - ¿Qué pasó con Messier 71 ?, y los artículos de David Dickison sobre los Maratones Messier 2013 y 2014.
Asegúrese de revisar nuestro catálogo completo de Messier. Y para obtener más información, consulte la base de datos Messier de SEDS.
Fuentes:
- NASA - Messier 74
- SEDS - Messier 74
- Objetos más desordenados - Messier 74: Phantom Galaxy
- Wikipedia - Messier 74
