MESSIER 64 - A GALáXIA DO OLHO ROXO

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Bem-vindo de volta à Messier Monday! Hoje, continuamos em nossa homenagem à nossa querida amiga, Tammy Plotner, olhando para o cliente “mau” conhecido como Messier 64 - também conhecido como. a "galáxia do olho roxo"!

No século XVIII, enquanto procurava no céu noturno por cometas, o astrônomo francês Charles Messier continuou observando a presença de objetos fixos e difusos que ele inicialmente confundiu com cometas. Com o tempo, ele viria a compilar uma lista de aproximadamente 100 desses objetos, na esperança de impedir que outros astrônomos cometessem o mesmo erro. Essa lista - conhecida como Catálogo Messier - se tornaria um dos catálogos mais influentes dos objetos do céu profundo.

Um desses objetos é conhecido como Messier 64, também conhecido como "Olho Negro" ou "Galáxia do Olho Mal". Localizada na constelação de Coma Berenices, a aproximadamente 24 milhões de anos-luz da Terra, esta galáxia espiral é famosa pela faixa escura de poeira absorvente que fica em frente ao núcleo brilhante da galáxia (em relação à Terra). O Messier 64 é bem conhecido entre os astrônomos amadores porque é discernível com pequenos telescópios.

Descrição:

Residindo cerca de 19 milhões de anos-luz de nossa galáxia, a “Bela Adormecida” se estende pelo espaço, cobrindo uma área de quase 40.000 anos-luz de diâmetro, girando a uma velocidade de 300 quilômetros por segundo. Em direção a seu núcleo, há um disco contra-rotativo com aproximadamente 4.000 anos-luz de largura e o atrito entre esses dois pode muito bem ser o fator que contribui para as enormes quantidades de atividade de explosão de estrelas e a distinta faixa de poeira escura.

As próprias estrelas parecem estar se formando em duas ondas, primeiro evoluindo para fora seguindo o gradiente de densidade, onde abundante matéria interestelar estava esperando, e depois evoluindo lentamente. À medida que o material das estrelas maduras começou a ser empurrado para trás por seus ventos estelares, supernovas e nebulosas planetárias, quantidades crescentes de matéria interestelar foram novamente comprimidas, iniciando novamente o processo de formação de estrelas. Essa "segunda onda" pode muito bem ser representada pela faixa de poeira escura e obscura que vemos.

Mas, o M64 não deixa de ter turbulência. Sua rotação dupla pode ter começado como uma colisão quando duas galáxias se fundiram alguns bilhões de anos atrás - ou assim sugeriria a teoria. Mas fez isso? Como Robert Braun e Rene Walterbos explicaram em seu estudo de 1995:

“Sabe-se que esta galáxia contém dois discos de gás aninhados, em rotação contrária, com algumas 108 massas solares cada, com o disco interno se estendendo para aproximadamente 1 kpc e o disco externo se estendendo além. A cinemática estelar ao longo do eixo principal, estendendo-se através da região de transição entre os dois discos de gás, não mostra nenhum indício de reversão de velocidade ou aumento da dispersão de velocidade. As estrelas sempre giram no mesmo sentido que o disco de gás interno e, portanto, é o disco externo que "contra-rotaciona". As velocidades circulares projetadas inferidas a partir da cinemática estelar e dos discos HI concordam em aproximadamente 10 km / s, apoiando outras evidências de que os discos estelares e gasosos são coplanares a aproximadamente 7 graus. Esse limite superior é comparável à massa do gás de contra-rotação detectado. Essa baixa massa de material de contra-rotação, combinada com a dispersão de baixa velocidade no disco estelar, implica que o NGC 4826 não pode ser o produto de uma fusão retrógrada de galáxias, a menos que elas diferam em pelo menos uma ordem de magnitude em massa. As velocidades do gás ionizado ao longo do eixo principal estão de acordo com as das estrelas para R menor que 0,75 kpc. A transição subsequente em direção à contra-rotação aparente do gás ionizado é espacialmente bem resolvida, estendendo-se por aproximadamente 0,6 kpc em raio. A cinemática desta região não é simétrica em relação ao centro da galáxia. No lado sudeste, há uma região significativa em que vproj (H II) muito menos que vcirc aproximadamente 150 km / s, mas sigma (H II) aproximadamente 65 km / s. As assimetrias cinemáticas não podem ser explicadas com nenhum modelo dinâmico estacionário, mesmo que o fluxo de gás ou deformações tenham sido invocados. O gás nessa região de transição mostra uma estrutura espacial difusa, forte emissão de N II e S II, além da dispersão em alta velocidade. Esses dados nos apresentam o enigma de explicar uma galáxia na qual um disco estelar e dois discos HI em rotação contrária, em raios menores e muito maiores, aparecem em equilíbrio e quase coplanares, mas na qual a região de transição entre os discos de gás não é em estado estacionário. "

Então, é tudo o que realmente parece ser? Novas estrelas nascem na escuridão? Como A. Majeed (et al) indicou em seu estudo de 1999:

“A galáxia do Olho do Mal (NGC 4826; M64) se distingue por uma faixa de poeira assimetricamente posicionada, que absorve fortemente através de sua protuberância proeminente. Obtivemos um espectro de fenda longa do NGC 4826, com a fenda através do núcleo da galáxia, cobrindo partes iguais das partes obscurecida e não obscurecida da protuberância. Ao comparar as distribuições de energia espectral nas posições correspondentes na protuberância, colocadas simetricamente em relação ao núcleo, pudemos estudar os efeitos dependentes do comprimento de onda de absorção, dispersão e emissão pela poeira, bem como a presença de formação de estrelas em andamento na faixa de poeira. Relatamos a detecção de forte emissão vermelha estendida (ERE) da faixa de poeira a cerca de 15 arco-segundos de distância do núcleo do NGC 4826. A banda ERE se estende de 5400 A a 9400 A, com um pico próximo a 8800 A. A intensidade integrada do ERE é cerca de 75% da luz dispersa estimada da pista de poeira. O ERE muda para comprimentos de onda mais longos e diminui de intensidade à medida que uma região de formação estelar, localizada além da distância de 15 segundos de arco, é aproximada. Nós interpretamos o ERE como originário da fotoluminescência por aglomerados do tamanho de nanômetros, iluminados pelo campo de radiação da galáxia, além da iluminação pelo complexo de formação de estrelas dentro da pista de poeira. Quando examinados no contexto das observações de ERE no ISM difuso de nossa galáxia e em uma variedade de outros ambientes empoeirados, como nebulosas, concluímos que a eficiência de conversão de fótons de ERE no NGC 4826 é tão alta quanto em outros lugares, mas que o tamanho de as nanopartículas na NGC 4826 são duas vezes maiores do que aquelas que se pensa existir no ISM difuso de nossa galáxia. ”

Mas o debate ainda está em andamento. Como R.A. Walterbos (et al) expressou em seu estudo de 1993:

“A orientação quase coplanar dos discos de gás é um aspecto que está de acordo com o esperado, com base em um modelo de fusão para o gás contra-rotativo. A direção de rotação do disco de gás interno em relação às estrelas, no entanto, não é. Além disso, a existência de um disco exponencial bem definido provavelmente implica que, se uma fusão ocorreu, deve ter sido entre um anão rico em gás e uma espiral, e não entre duas espirais de massa iguais. Os braços espirais estelares do NGC 4826 estão arrastando-se sobre parte do disco e levando-o para o disco externo. Cálculos numéricos recentes de Byrd et al. para NGC 4622, sugerimos que braços de longa duração poderiam ser formados por uma passagem retrógrada de um pequeno companheiro. Nesse cenário, o disco de gás contra-rotativo externo no NGC 4826 pode ser o gás retirado da maré do anão. No entanto, no NGC 4826 os braços externos estão à frente, enquanto parece que no NGC 4622 os braços internos estão à frente. Uma simulação realista de corpo N / hidrodinâmica de um encontro de anão-espiral é claramente necessária. Também pode ser possível que o disco externo de gás contra-rotativo se deva à entrada gradual de gás do halo, e não a um evento discreto de fusão. ”

História da Observação:

M64 foi descoberto por Edward Pigott em 23 de março de 1779, apenas 12 dias antes de Johann Elert Bode encontrá-lo de forma independente em 4 de abril de 1779. Cerca de um ano depois, Charles Messier o redescobriu de maneira independente em 1º de março de 1780 e catalogou-o como M64. Disse Pigot:

Em 23 de março de [1779], descobri uma nebulosa na constelação de Coma Berenices, até agora, presumo, despercebida; pelo menos não mencionado na astronomia de M. de la Lande, nem no amplo catálogo de estrelas nebulosas de M. Messier [de 1771]. Eu o observei em um instrumento aromático, com um metro e meio de comprimento, e deduzi sua média de R.A. comparando-o com as seguintes estrelas Mean R.A. da nebulosa para 20 de abril de 1779, de 191d 28 ′ 38 ″. Como a luz era extremamente fraca, eu não conseguia vê-la no telescópio de dois pés do nosso quadrante, por isso fui obrigada a determinar sua declinação da mesma forma pelo instrumento de trânsito. A determinação, no entanto, acredito, pode depender de dois minutos: portanto, a declinação norte é 22d 53 ″ 1/4. Julguei que o diâmetro desta nebulosa era de cerca de dois minutos.

No entanto, a descoberta de Pigott só foi publicada quando lida na Royal Society de Londres em 11 de janeiro de 1781, enquanto a de Bode foi publicada em 1779 e a de Messier no final do verão de 1780. A descoberta de Pigott foi mais ou menos ignorada e recuperada apenas por Bryn Jones em abril 2002! (Que o bom Sr. Pigot saiba que ele foi lembrado aqui e que seus relatórios foram colocados em primeiro lugar !!)

Então, como ele ganhou o nome "Black Eye Galaxy"? Agradecemos a Sir William Herschel por isso: “Um objeto muito notável, muito alongado, com cerca de 12 'de comprimento, 4' ou 5 'de largura, contém um ponto lúcido como uma estrela com um pequeno arco preto embaixo, para que uma a idéia do que é chamado de olho roxo, resultante da luta. " Obviamente, John Herschel perpetuou-o quando escreveu em suas próprias anotações:

“A vaga semi-elíptica escura (indicada por uma parte não sombreada ou brilhante na figura), que circunda parcialmente o núcleo condensado e brilhante desta nebulosa, é obviamente despercebida por Messier. No entanto, foi visto por meu pai e mostrado por ele ao falecido Sir Charles Blagden, que o comparou à aparência de um olho roxo, uma comparação estranha, mas não inapta. O núcleo é um pouco alongado, e tenho uma forte suspeita de que possa ser uma estrela dupla próxima ou uma nebulosa dupla extremamente condensada. ”

Localizando Messier 64:

Localizar M64 não é particularmente fácil. Comece identificando o Arcturus laranja brilhante e o aglomerado de estrelas da Coma Berenices (Melotte 111), sobre uma extensão de mão para o oeste geral. Ao relaxar e deixar seus olhos escuros se adaptarem, você verá as três estrelas que compõem a constelação de Coma Berenices, mas se você vive sob um céu poluído, pode precisar de binóculos para encontrar suas estrelas fracas. Depois de confirmar o Alpha Comae, salte em estrela aproximadamente 4 graus norte / noroeste até 35 Comae. Você encontrará M64 em torno de um grau a nordeste da estrela 35.

Embora o Messier 64 seja possível de binóculo, ele exigirá céu muito escuro para binóculos médios e só será exibido como uma alteração de contraste oval muito pequena. No entanto, em telescópios tão pequenos quanto 102 mm, suas marcações distintas podem ser vistas em noites escuras com boa clareza. Não brigue por isso ... Há muita poeira escura nesta Bela Adormecida para dar a volta!

E aqui estão os fatos rápidos sobre esse Objeto Messier para ajudar você a começar:

Nome do objeto: Messier 64
Designações alternativas: M64, NGC 4826, Galáxia do Olho Negro, Galáxia da Bela Adormecida, Galáxia do Olho Mal
Tipo de objeto: Galáxia espiral tipo Sb
constelação: Coma Berenices
Ascensão certa: 12: 56,7 (h: m)
Declinação: +21: 41 (deg: m)
Distância: 19000 (kly)
Brilho visual: 8,5 (mag)
Dimensão aparente: 9,3 × 5,4 (min de arco)

Escrevemos muitos artigos interessantes sobre os Objetos Messier aqui na Space Magazine. Aqui estão os artigos de Introdução aos objetos Messier de Tammy Plotner, M1 - Nebulosa do caranguejo e os artigos de David Dickison sobre as maratonas Messier de 2013 e 2014.

Não deixe de conferir nosso Catálogo Messier completo. E para obter mais informações, consulte o banco de dados SEDS Messier.

Fontes: