메시에 66-NGC 3627 중간 나선 은하

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Messier Monday에 다시 오신 것을 환영합니다! 오늘, 우리는 Messier 66으로 알려진 중간 나선 은하를보고 사랑하는 친구 Tammy Plotner에게 경의를 표합니다.

18 세기에 혜성을 찾기 위해 밤하늘을 탐색하는 동안 프랑스 천문학 자 Charles Messier는 처음에는 혜성에 착각 한 고정 된 확산 물체의 존재를 계속 지적했습니다. 시간이 흐르면서 그는 다른 천문학 자들이 같은 실수를 저 지르지 않기를 바라면서 약 100 가지의 물체 목록을 작성하게되었습니다. Messier Catalog라고 알려진이 목록은 Deep Sky Objects의 가장 영향력있는 카탈로그 중 하나가되었습니다.

이러한 목적 중 하나는 메시에 66 (NGC 3627)으로 알려진 중간 타원 은하입니다. 지구에서 레오 별자리 방향으로 약 3 천 6 백만 광년에 위치한이 은하의 직경은 95,000 광년입니다. 또한 은하의 레오 삼중 항에서 가장 밝고 큰 멤버이며 밝은 별 무리, 먼지 차선 및 관련 초신성으로 유명합니다.

기술:

은하수에서 약 3 천 5 백만 광년의 인생을 즐기는“레오 트리오”그룹은 두 은하계의 가장 동쪽에있는 밝은 은하계 메시에 66의 고향입니다. 망원경이나 쌍안경에서는이 막 대형 나선 은하가 훨씬 잘 보이고 매듭이있는 팔과 돌출 코어 내에서 세부 사항을 훨씬 쉽게 볼 수 있습니다.

인접 은하와의 상호 작용으로 인해 M66은 중심 질량 농도가 매우 높고 나선 암 중 하나에서 분명히 제거 된 비 침투성 H I 물질 덩어리를 나타냅니다. Halton Arp의 Peculiar Galaxies 컬렉션에서 나선형 팔 중 하나조차도 주목했습니다! Xiaolei Zhang (et al)이 1993 년 연구에서 지적했듯이 정확히 무엇과 충돌 했습니까?

“결합 된 CO 및 HI 데이터는 갤럭시 NGC 3628과 함께 NGC 3627과의 만남의 역사와이 조석 상호 작용의 결과로 NGC 3627의 역동적 인 진화에 관한 새로운 정보를 제공합니다. 특히, 형태 학적 및 운동 학적 정보는 밀접한 만남 동안 NGC 3627에 의해 경험되는 중력 토크는 현저한 나선 구조의 형성, 항성과 기체 질량의 중심 농도, 형성의 형성을 포함하여 일련의 역동적 과정을 유발했음을 나타냅니다. 2 개의 넓게 분리되고 바깥쪽으로 위치한 내부 Lindblad 공명과 내부 공명 내부에 가스 막대가 형성됩니다. 이러한 조정 과정은 전체 은하 디스크에 걸쳐 지속적이고 효율적인 방사형 질량 증가를 허용합니다. 현재 연구에서 관측 된 결과는 핵 활성 은하로 진화하는 과정에있을 가능성이있는 근처의 상호 작용하는 은하에 대한 자세한 그림을 제공한다. 또한 상호 작용 후 은하에서 연속적인 불안정성을 형성 할 수있는 가능한 메커니즘 중 하나를 제안하며, 이는 항성 매체를 은하의 중심으로 매우 효율적으로 보내서 핵 항성 및 세이퍼 트 활동에 연료를 공급할 수있다”고 말했다.

어 그래! 별 형성 지역… 그리고 Spitzer 우주 망원경으로 보는 것보다 깊게 보이는 더 좋은 방법은 무엇입니까? R. Kennicutt (애리조나 대학교)와 SINGS 팀은 다음과 같이 관찰했습니다.

“M66의 파란색 핵심 및 막 대형 구조는 오래된 별의 집중을 보여줍니다. 바는 별 형성이없는 것처럼 보이지만 바 끝은 밝은 빨간색으로 활발하게 별을 형성합니다. 막 대형 나선은 핵, 고리, 막대, 막대 끝 및 나선형 팔과 같이 다양한 수준의 별 형성 활동을 갖는 다양한 환경을 포함하기 때문에 별 형성을위한 정교한 실험실을 제공합니다. SINGS 이미지는 4 채널 가색 합성이며, 여기서 파란색은 3.6 마이크론의 방출을 나타내고 녹색은 4.5 마이크론에 해당하며 빨강은 5.8 및 8.0 마이크론입니다. 이 사진에서 3.6 미크론으로 측정 된 별빛의 기여는 먼지 특징의 가시성을 향상시키기 위해 5.8 및 8 미크론 이미지에서 빼졌습니다.”

Messier 66은 또한 수퍼 스타 클러스터 형성의 증거에 대해 깊이 연구되었습니다. David Meier가 지적했듯이 :

“슈퍼 스타 성단은 구상 성단의 선구자로 여겨지며 우주에서 가장 극단적 인 별 형성 지역 중 일부입니다. 그것들은 활발하게 항성하는 은하에서 또는 덜 활동적인 은하의 중심 근처에서 발생하는 경향이 있습니다. 무선 슈퍼 스타 클러스터는 극단적 인 멸종 때문에 광학 조명에서 볼 수 없지만 적외선 및 무선 관측에서는 밝게 빛납니다. 우리는 가스를 이온화하고 열적으로 밝은 HII 영역을 생성하는 UV 방사선을 제공하기 위해 거대한 별이 필요하기 때문에이 지역에 많은 거대한 O 별이 있다는 것을 확신 할 수 있습니다. 현재 많은 산후 SSC가 알려져 있지 않으므로 탐지는 그 자체로 중요한 과학 목표입니다. 특히, 은하 디스크에 알려진 SSC는 거의 없습니다. 우리는 SSC에 대한 통계적 진술을하고 성단 형성의 질량 범위를 채우려면 더 많은 탐지가 필요하다. 더 많은 탐지를 통해 SSC에 대한 다른 환경 (예 : 막대, 기포 및 은하 상호 작용)의 영향을 조사 할 수 있습니다.이 결과는 먼 미래에 Square Kilometer Array로 개별 형성에 미치는 영향을 알아낼 수 있습니다. 거대한 별.”

그러나 여전히 더 있습니다. M66의 나선형 패턴에서 자기 특성을 사용해보십시오. M. Soida (et al)가 2001 년 연구에서 지적한 바와 같이 :

“무선 편파에서 상호 작용하는 은하 NGC 3627을 관찰함으로써 우리는 그 질문에 답하려고 노력합니다. 자기장은 은하 가스 흐름을 어느 정도 따라가는가? 컴팩트 한 D 구성에서 VLA를 사용하여 8.46GHz 및 4.85GHz에서 총 전력 및 편광 강도 맵을 얻었습니다. 제로 간격 문제를 극복하기 위해 간섭 측정 데이터를 Effelsberg 100m 무선 망원경으로 얻은 단일 접시 측정과 결합했습니다. NGC 3627에서 관찰 된 자기장 구조는 두 개의 전계 성분이 중첩되었음을 시사합니다. 하나의 구성 요소가 인터 암 공간을 매끄럽게 채우고 가장 바깥 쪽 디스크 영역에도 표시되며 다른 구성 요소는 대칭 S 자 구조를 따릅니다. 서쪽 디스크에서, 후자의 구성 요소는 외부 상호 작용에 의해 야기 될 수있는 굽힘에 따라 광학 먼지 레인과 잘 정렬된다. 그러나, SE 디스크에서 자기장은 강한 먼지-파장 세그먼트를 가로 지르며, 강한 밀도-파 효과에 민감하지 않은 것으로 보인다. 이 영역에서 Hi 선폭이 크면 자기장이 높은 난류 확산에 의해 가스와 분리되는 것이 좋습니다. 우리는 압축 효과와 비축 대칭 가스 흐름이 NGC 3627의 일반적인 자기장 비대칭에 미치는 영향에 대해 자세히 설명합니다. 패러데이 회전 분포에 기초하여이 은하 주위에 큰 이온화 된 후광의 존재를 제안합니다.”

관찰의 역사 :

M65와 M66은 같은 날 밤 1780 년 3 월 1 일에 Charles Messier에 의해 발견되었습니다. Charles Messier는 M66을 다음과 같이 묘사했습니다. 그것의 빛은 매우 희미하고 앞의 것에 매우 가깝습니다. 둘 다 굴절 기의 같은 장에 나타납니다. 1773 년과 1774 년의 혜성은 1773 년 11 월 1 일부터 2 일까지이 두 성운 사이를 지나갔습니다. M. Messier는 그 당시 혜성의 빛 때문에 그들을 보지 못했습니다.”

두 은하계는 Herschel 가족이 관찰하고 목록을 작성했으며 Smyth 제독이 자세히 설명했다.

“사자의 헌치에 밝은 핵이있는 커다란 길쭉한 성운은 np [북위, 북서쪽] 및 sf [서쪽, 동남쪽]의 추세입니다. 이 아름다운 원근법은 세타 레오니스의 남동쪽 3deg입니다. 그것은 약 73 년대에 비슷한 형태의 또 다른 형태로, 메시에 65 번이며, 둘 다 동시에 여러 별과 함께 적당한 힘으로 현장에 있습니다. 그들은 1780 년 Mechain에 의해 Messier에게 지적되었고, 그에게 희미하고 흐릿하게 보였다. 위의 내용은 악기에 나타납니다.
“이러한 상상할 수 없을 정도로 광대 한 창조물은 똑같은 평행선 인 ar AR AR = 174s에 이어 명백한 치수에 대해 훨씬 더 웅장한 성격의 또 다른 타원형 성운이 뒤 따릅니다. 그것은 H. [John Herschel]에 의해 발견되었으며 1830 년 그의 카탈로그에서 875 번이다 [실제로, 아마도 M66을 다시 관찰하기에는 잘못된 위치]. 앞서 언급 한 두 가지 대상은 윌리엄 허셜 경과 그의 아들 [JH]도 조사했다. 후자는 말한다.“일반적인 성운의 일반적인 형태는 타원이며, 중심을 향한 응축은 빛을내는 타원 지층의 중첩에서 발생하는 것과 같이 거의 변하지 않고 중심을 향한 밀도가 증가한다. 대부분의 경우 밀도의 증가는 타원의 감소 또는 외부 지층보다 중앙의 구상 형태에 더 근접한 접근으로 분명히 나타납니다.” 그런 다음, 성운의 일반적인 구성은 구에서 원반까지의 모든 평탄도, 밀도의 법칙 및 중심쪽으로의 타원도에 관한 모든 종류의 구상 종괴의 편원이라고 가정합니다. 이것은 회전하는 유체 덩어리의 형태를 결정하는 것과 동일한 힘에 의해 이러한 시스템의 형태가 유지된다고 생각하는 사람들에게는 놀랍고 역설적이어야한다. 성운이 별개의 별들만 있다면, 많은 경우와 같이 성운이 믿을만한 모든 이유가 있기 때문에 압력이 전파 될 수 없기 때문입니다. 결과적으로, 하나의 질량과 같은 시스템의 일반적인 회전은 가정 할 수 없기 때문에, 존 경은 특정 조건 하에서 중력의 법칙과 일치하지 않는 방식을 보여줍니다. 그는“제대로 생각해야한다”고 말했다. 고유의 발사 력을 지니고 있으며 모든 부품의 복합 인력으로 인해 발생할 수있는 내부 중력 법칙의 영향으로 다소 복잡한 궤도로 편향되었습니다.”

메시에 찾기 66 :

M66이 작은 쌍안경에서는 보이지 않을 것 같은 시각적 인 시각적 크기로 생각할지라도 잘못 될 것입니다. 놀랍게도, 크기가 크고 표면 밝기가 높기 때문에이 특정 은하계는 Iota와 Theta Leonis 사이에서 직접 발견하기가 매우 쉽습니다. 좋은 조건의 5X30 쌍안경에서도 쌍안경과 M65를 두 개의 별개의 회색 타원으로 쉽게 볼 수 있습니다.

작은 망원경이 밝고 멋진 은하 모두에서 구조를 나타 내기 시작하지만“Trio”에 힌트를 얻으려면 조리개가 6 인치 이상이고 어두운 밤이 필요합니다. 쌍안경으로 바로 눈에 띄지 않으면 실망하지 마십시오. 하늘 상태가 좋지 않고 더 투명한 밤에 다시 시도 할 수 있습니다. 이 망원경은 더 큰 망원경으로 겸손한 달밤에 적합합니다.

이 은하계 쌍에 똑같이 끌 리길 바랍니다!

시작하는 데 도움이되는 M66에 대한 간단한 정보는 다음과 같습니다.

객체 이름메시에 66
대체 명칭: M66, NGC 3627, (의 구성원) Leo Trio, Leo Triplet
객체 유형: Sb 스파이럴 갤럭시 타입
별자리레오
오른쪽 승천: 11 : 20.2 (시간 : 분)
기움: +12 : 59 (도 : m)
거리: 35000 (플라이)
시각적 밝기: 8.9 (mag)
겉보기 치수: 8 × 2.5 (아크 분)

Space Magazine에서 Messier Objects에 관한 많은 흥미로운 기사를 작성했습니다. 2013 년과 2014 년 Messier Marathons에 관한 Tammy Plotner의 Messier Objects, M1 – The Crab Nebula 및 David Dickison의 기사를 소개합니다.

우리의 완전한 Messier 카탈로그를 확인하십시오. 자세한 내용은 SEDS Messier Database를 확인하십시오.

출처 :