MESSIER 64 - LA GALAXIA DEL OJO NEGRO

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¡Bienvenido de nuevo a Messier Monday! Hoy, continuamos en nuestro homenaje a nuestra querida amiga, Tammy Plotner, al observar a ese cliente "malvado" conocido como Messier 64, también conocido como. la "galaxia del ojo negro"!

En el siglo XVIII, mientras buscaba cometas en el cielo nocturno, el astrónomo francés Charles Messier siguió observando la presencia de objetos fijos y difusos que inicialmente confundió con cometas. Con el tiempo, llegaría a compilar una lista de aproximadamente 100 de estos objetos, con la esperanza de evitar que otros astrónomos cometan el mismo error. Esta lista, conocida como el Catálogo Messier, se convertiría en uno de los catálogos más influyentes de Deep Sky Objects.

Uno de estos objetos se conoce como Messier 64, que también se conoce como "Black Eye" o "Evil Eye Galaxy". Ubicada en la constelación de Coma Berenices, aproximadamente a 24 millones de años luz de la Tierra, esta galaxia espiral es famosa por la banda oscura de polvo absorbente que se encuentra frente al núcleo brillante de la galaxia (en relación con la Tierra). Messier 64 es bien conocido entre los astrónomos aficionados porque es perceptible con pequeños telescopios.

Descripción:

Residiendo a unos 19 millones de años luz de nuestra galaxia, la "Bella Durmiente" se extiende por el espacio cubriendo un área de casi 40,000 años luz de diámetro, girando a una velocidad de 300 kilómetros por segundo. Hacia su núcleo hay un disco contrarrotatorio de aproximadamente 4.000 años luz de ancho y la fricción entre estos dos puede ser el factor que contribuye a la gran cantidad de actividad de estallido estelar y al distintivo carril de polvo oscuro.

Las estrellas mismas parecen formarse en dos ondas, primero evolucionando hacia afuera siguiendo el gradiente de densidad donde estaba esperando abundante materia interestelar, y luego evolucionando lentamente. A medida que el material de las estrellas maduras comenzó a retroceder por sus vientos estelares, supernovas y nebulosas planetarias, una vez más se comprimió la cantidad de materia interestelar, comenzando nuevamente el proceso de formación de estrellas. Esta "segunda ola" puede muy bien estar representada por el oscuro y oscuro camino del polvo que vemos.

Pero, M64 no está exento de turbulencias. Su doble rotación puede haber comenzado como una colisión cuando dos galaxias se fusionaron hace unos mil millones de años, o eso sugiere la teoría. Pero lo hizo? Como Robert Braun y Rene Walterbos explicaron en su estudio de 1995:

“Se sabe que esta galaxia contiene dos discos de gas anidados y contrarrotativos de unos 108 de masa solar cada uno, con el disco interno extendiéndose a aproximadamente 1 kpc y el disco externo extendiéndose más allá. La cinemática estelar a lo largo del eje mayor, que se extiende a través de la región de transición entre los dos discos de gas, no muestra indicios de inversión de velocidad o de dispersión de velocidad incrementada. Las estrellas siempre giran en el mismo sentido que el disco interno de gas, y por lo tanto, es el disco externo el que "gira". Las velocidades circulares proyectadas inferidas de la cinemática estelar y de los discos H I coinciden en aproximadamente 10 km / s, lo que respalda otra evidencia de que los discos estelares y gaseosos son coplanarios a aproximadamente 7 grados. Este límite superior es comparable a la masa del gas contrarrotatorio detectado. Esta baja masa de material contrarrotatorio, combinada con la dispersión de baja velocidad en el disco estelar, implica que NGC 4826 no puede ser el producto de una fusión retrógrada de galaxias, a menos que difieran en al menos un orden de magnitud en masa. Las velocidades del gas ionizado a lo largo del eje mayor están de acuerdo con la de las estrellas para R inferior a 0,75 kpc. La transición posterior hacia la contrarotación aparente del gas ionizado está espacialmente bien resuelta, extendiéndose en aproximadamente 0.6 kpc en radio. La cinemática de esta región no es simétrica con respecto al centro de la galaxia. En el lado sureste hay una región significativa en la que vproj (H II) es mucho menor que vcirc aproximadamente 150 km / s, pero sigma (H II) aproximadamente 65 km / s. Las asimetrías cinemáticas no pueden explicarse con ningún modelo dinámico estacionario, incluso si se invoca gas de entrada o deformaciones. El gas en esta región de transición muestra una estructura espacial difusa, fuerte emisión (N II) y (S II), así como la dispersión de alta velocidad. Estos datos nos presentan el enigma de explicar una galaxia en la que un disco estelar y dos discos HI contrarrotativos, en radios más pequeños y mucho más grandes, aparecen en equilibrio y casi coplanares, pero en los que la región de transición entre los discos de gas no es en estado estacionario ".

Entonces, ¿es todo lo que realmente parece ser? ¿Nacen nuevas estrellas en la oscuridad? Como A. Majeed (et al) indicó en su estudio de 1999:

“La galaxia Evil Eye (NGC 4826; M64) se distingue por un carril de polvo asimétrico, fuertemente absorbente a través de su prominente bulto. Obtuvimos un espectro de ranura larga de NGC 4826, con la ranura a través del núcleo de la galaxia, cubriendo partes iguales de las partes oscuras y no oscuras del bulto. Al comparar las distribuciones de energía espectral en las posiciones correspondientes de la protuberancia, colocadas simétricamente con respecto al núcleo, pudimos estudiar los efectos dependientes de la longitud de onda de la absorción, dispersión y emisión del polvo, así como la presencia de formación estelar continua. en el camino del polvo Reportamos la detección de una fuerte emisión roja extendida (ERE) desde el carril de polvo dentro de aproximadamente 15 segundos de arco de distancia del núcleo de NGC 4826. La banda ERE se extiende desde 5400 A hasta 9400 A, con un pico cercano a 8800 A. La intensidad de ERE integrada es aproximadamente el 75% de la luz dispersa estimada del camino del polvo. El ERE se desplaza hacia longitudes de onda más largas y disminuye en intensidad a medida que se aproxima una región de formación estelar, ubicada más allá de 15 segundos de arco. Interpretamos que el ERE se origina en la fotoluminiscencia mediante cúmulos de tamaño nanométrico, iluminados por el campo de radiación de la galaxia, además de la iluminación por el complejo de formación de estrellas dentro del carril de polvo. Cuando se examina dentro del contexto de las observaciones de ERE en el ISM difuso de nuestra galaxia y en una variedad de otros entornos polvorientos como las nebulosas, concluimos que la eficiencia de conversión de fotones ERE en NGC 4826 es tan alta como la encontrada en otros lugares, pero que el tamaño de las nanopartículas en NGC 4826 son aproximadamente dos veces más grandes que las que se cree que existen en el ISM difuso de nuestra galaxia ".

Pero el debate aún continúa. Como R.A. Walterbos (et al) expresó en su estudio de 1993:

“La orientación cercana a la coplanar de los discos de gas es un aspecto que está en buen acuerdo con lo que se espera sobre la base de un modelo de fusión para el gas contrarrotativo. Sin embargo, la dirección de rotación del disco de gas interno con respecto a las estrellas no lo es. Además, la existencia de un disco exponencial bien definido probablemente implica que si ocurrió una fusión, debe haber sido entre una enana rica en gas y una espiral, no entre dos espirales de igual masa. Los brazos espirales estelares de NGC 4826 se arrastran sobre parte del disco y se dirigen hacia el disco externo. Cálculos numéricos recientes de Byrd et al. para NGC 4622 sugieren que los brazos principales duraderos podrían formarse por un paso retrógrado cercano de un pequeño compañero. En este escenario, el disco de gas contrarrotatorio externo en NGC 4826 podría ser el gas despojado de marea del enano. Sin embargo, en NGC 4826, los brazos exteriores son líderes, mientras que parece que en NGC 4622 los brazos internos son líderes. Se necesita claramente una simulación realista de N-cuerpo / hidro de un encuentro de espiral enana. También puede ser posible que el disco de gas externo contrarrotatorio se deba a una caída gradual de gas desde el halo, en lugar de un evento de fusión discreto ".

Historia de observación:

M64 fue descubierto por Edward Pigott el 23 de marzo de 1779, solo 12 días antes de que Johann Elert Bode lo encontrara de forma independiente el 4 de abril de 1779. Aproximadamente un año después, Charles Messier lo redescubrió independientemente el 1 de marzo de 1780 y lo catalogó como M64. Dijo Pigot:

"... el 23 de marzo [1779], descubrí una nebulosa en la constelación de Coma Berenices, hasta ahora, supongo, inadvertida; al menos no mencionado en la Astronomía de M. de la Lande, ni en el amplio Catálogo de estrellas nebulosas de M. Messier [de 1771]. Lo he observado en un instrumento acromático, de tres pies de largo, y deduje su media de R.A. comparándolo con las siguientes estrellas Mean R.A. de la nebulosa para el 20 de abril de 1779, de 191d 28 ′ 38 ″. Como su luz es extremadamente débil, no pude verla en el telescopio de dos pies de nuestro cuadrante, por lo que el instrumento de tránsito me obligó a determinar su declinación. Sin embargo, creo que la determinación puede depender de dos minutos: por lo tanto, la declinación al norte es 22d 53 ″ 1/4. El diámetro de esta nebulosa que juzgué era de unos dos minutos de un grado ".

Sin embargo, el descubrimiento de Pigott se publicó solo cuando se leyó ante la Royal Society en Londres el 11 de enero de 1781, mientras que el de Bode se publicó durante 1779 y el de Messier a fines del verano de 1780. El descubrimiento de Pigott fue más o menos ignorado y recuperado solo por Bryn Jones en abril 2002! (¡Que el buen Sr. Pigot sepa que fue recordado aquí y que sus informes fueron los primeros!)

Entonces, ¿cómo obtuvo el nombre de "Black Eye Galaxy"? Tenemos que agradecerle a Sir William Herschel por eso: “Un objeto muy notable, muy alargado, de aproximadamente 12 'de largo, 4' o 5 'de ancho, contiene una mancha lúcida como una estrella con un pequeño arco negro debajo, de modo que da uno, la idea de lo que se llama un ojo morado, que surge de la lucha ". Por supuesto, John Herschel lo perpetuó cuando escribió en sus propias notas:

“La oscura vacante semi-elíptica (indicada por una parte sin sombrear o brillante en la figura), que rodea parcialmente el núcleo condensado y brillante de esta nebulosa, por supuesto, Messier no la nota. Sin embargo, mi padre lo vio y se lo mostró al difunto sir Charles Blagden, quien lo comparó con la apariencia de un ojo morado, una comparación extraña, pero no inepta. El núcleo es algo alargado, y tengo una fuerte sospecha de que puede ser una estrella doble cercana o una nebulosa doble extremadamente condensada ”.

Localización de Messier 64:

Localizar M64 no es particularmente fácil. Comience identificando el Arcturus naranja brillante y el cúmulo estelar Coma Berenices (Melotte 111) sobre un tramo de mano hacia el oeste general. Mientras te relajas y dejas que tus ojos se adapten a la oscuridad, verás las tres estrellas que componen la constelación de Coma Berenices, pero si vives bajo cielos contaminados por la luz, es posible que necesites binoculares para encontrar sus débiles estrellas. Una vez que haya confirmado Alpha Comae, salte en estrella aproximadamente 4 grados norte / noroeste a 35 Comae. Encontrarás M64 alrededor de un grado al noreste de la estrella 35.

Si bien Messier 64 es binocular posible, requerirá cielos muy oscuros para los binoculares promedio y solo se mostrará como un cambio de contraste ovalado muy pequeño. Sin embargo, en telescopios tan pequeños como 102 mm, sus marcas distintivas se pueden ver en noches oscuras con buena claridad. No pelees por eso ... ¡Hay un montón de polvo oscuro en esta Bella Durmiente!

Y aquí están los datos rápidos sobre este Objeto Messier para ayudarlo a comenzar:

Nombre del objeto: Messier 64
Designaciones alternativas: M64, NGC 4826, The Black Eye Galaxy, Sleeping Beauty Galaxy, Evil Eye Galaxy
Tipo de objeto: Escriba Sb Spiral Galaxy
Constelación: Coma Berenices
Ascensión recta: 12: 56.7 (h: m)
Declinación: +21: 41 (grados: m)
Distancia: 19000 (kly)
Brillo visual: 8.5 (mag)
Dimensión aparente: 9.3 × 5.4 (arco min)

Hemos escrito muchos artículos interesantes sobre Messier Objects aquí en Space Magazine. Aquí está la Introducción de Tammy Plotner a los Objetos Messier, M1 - La Nebulosa del Cangrejo, y los artículos de David Dickison sobre los Maratones Messier de 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: