MESSIER 82 - DIE ZIGARRENGALAXIE

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Willkommen zurück am Messier Montag! Heute setzen wir unsere Hommage an unsere liebe Freundin Tammy Plotner fort, indem wir uns die Zigarrengalaxie ansehen - auch bekannt als Messier 82!

Während des 18. Jahrhunderts bemerkte der berühmte französische Astronom Charles Messier beim Betrachten des Nachthimmels das Vorhandensein mehrerer „nebulöser Objekte“. Ursprünglich verwechselte er diese Objekte mit Kometen und begann sie zu katalogisieren, damit andere nicht denselben Fehler machten. Heute enthält die resultierende Liste (bekannt als Messier-Katalog) über 100 Objekte und ist einer der einflussreichsten Kataloge von Deep Space-Objekten.

Eines dieser Objekte ist die als Messier 82 bekannte Sternenstaubgalaxie, die aufgrund ihrer charakteristischen Form auch als „Zigarrengalaxie“ bezeichnet wird. Es wird angenommen, dass die Starburst-Aktion dieser Galaxie, die sich etwa 12 Millionen Lichtjahre entfernt im Sternbild Ursa Major befindet, durch Wechselwirkungen mit der benachbarten Galaxie M81 (auch bekannt als Bode-Galaxie) ausgelöst wurde.

Beschreibung:

Einer der faszinierendsten Teile dieser unregelmäßigen Galaxie ist die leicht zu erkennende verzerrte Scheibe. Sie sieht aus wie die schmutzige Drachenschnur eines Kindes, die um einen Stock gewickelt ist. M82 ist ein Prototyp der Klasse der Starburst-Galaxien namens Seyferts, die für ihre starke sternbildende Aktivität bekannt ist. Sein Kern war durch die Begegnung mit M81 absolut erschüttert und es knistert buchstäblich vor Funkaktivität.

Der explosive Gasfluss ist auch eine starke Quelle für Funkgeräusche, die 1953 von Henbury Brown entdeckt wurde. Die Funkquelle wurde zuerst Ursa Major A (stärkste Funkquelle in UMa) genannt und im dritten Cambridge Catalogue of Radio Sources als 3C 231 katalogisiert. Wie E. R. Seaquist (et al.) In einer Studie von 2006 erklärte:

„Die kompakten nichtthermischen Quellen in M82 und anderen Starburst-Galaxien werden im Allgemeinen als Supernova-Überreste (SNRs) angesehen. Wir betrachten eine alternative Hypothese, bei der es sich bei den meisten um windgetriebene Blasen (WDBs) handelt, die mit sehr jungen Supersternhaufen (SSCs) assoziiert sind. In diesem Szenario werden die Synchrotron-emittierenden Partikel an der Stelle des Schockübergangs zwischen dem Clusterwind und dem heißen Blasengas erzeugt. Die Partikel strahlen in dem starken Magnetfeld aus, das in der expandierenden Hülle des geschockten interstellaren Umgebungsgases erzeugt wird. Eine der Beweggründe für diese Hypothese ist das Fehlen einer beobachteten Zeitvariabilität in den meisten Quellen, was ein Alter impliziert, das für SNRs höher ist als erwartet, aber für WDBs bequem im Bereich liegt. Da SNRs diese Quellen nicht wirksam sind, um den mit der Kernregion von M82 verbundenen Starburst-Massenabfluss zu steuern, ist daher ein separater Mechanismus für die Kopplung von Supernova (SN) -Energie an diesen Abfluss erforderlich. “

Im Infrarotlicht ist M82 die bisher hellste Galaxie. Es weist einen Infrarotüberschuss auf - bei Infrarotwellenlängen viel heller als im sichtbaren Teil des Spektrums. Wie N. M. Förster Schreiber (et al.) In einer Studie von 2001 sagte:

„Unsere Ergebnisse bieten eine Reihe von Einschränkungen für die detaillierte Starburst-Modellierung, die wir in einem Begleitpapier vorstellen. Wir stellen fest, dass eine reine Vordergrundauslöschung die globalen relativen Intensitäten von H-Rekombinationslinien von optischen zu Radiowellenlängen nicht reproduzieren kann. Die Anregung des ionisierten Gases zeigt eine durchschnittliche effektive Temperatur für die OB-Sterne von 37.400 K mit geringer räumlicher Variation über die Starburst-Regionen. Wir finden, dass eine zufällige Verteilung dicht gepackter Gaswolken und ionisierender Cluster und ein Ionisationsparameter von 10-2,3 die sternbildenden Regionen auf räumlichen Skalen im Bereich von einigen zehn bis einigen hundert Parsec gut darstellen. Aus der detaillierten Populationssynthese und dem Masse-zu-K-Licht-Verhältnis schließen wir, dass die Kontinuumsemission im nahen Infrarot über die Starburst-Regionen von roten Überriesen mit durchschnittlichen effektiven Temperaturen zwischen 3600 und 4500 K und einer ungefähr solaren Metallizität dominiert wird. Unsere Daten schließen signifikante Beiträge älterer, metallreicher Riesen in den zentralen zehn Parsec von M82 aus. “

Kürzlich wurden mit dem Hubble-Weltraumteleskop über 100 neue, junge Kugelsternhaufen entdeckt. Diese Neolyth-Formation wird durch die 100 Millionen Jahre alte Begegnung von m82 mit M81 verursacht. Nach S.J. Lipscys Studie von 2003:

„Es werden sieben sternbildende Cluster identifiziert, die zusammen ~ 15% der gesamten mittleren IR-Leuchtkraft der Galaxie ausmachen. Wir stellen fest, dass diese jungen Sternhaufen Massen und Größen abgeleitet haben, die mit Kugelhaufen vergleichbar sind. Mindestens 20% der Sternentstehung in M82 findet in Supersternhaufen statt. “

Beobachtungsgeschichte:

M82 wurde in derselben Nacht wie M81 von Johann Elert Bode entdeckt, der das Paar am 31. Dezember 1774 fand. Nach seinen historischen Aufzeichnungen:

„Ich fand durch das sieben Fuß große Teleskop, dicht über dem Kopf von UMa, östlich in der Nähe des Sterns d an seinem Ohr, zwei kleine nebulöse Flecken, die um etwa 0,75 Grad voneinander getrennt waren und deren Positionen relativ zu den benachbarten kleinen Sternen in der zehnte Figur. Das Pflaster Alpha (M81) erscheint meist rund und hat in der Mitte einen dichten Kern. Die andere Beta hingegen ist sehr blass und von länglicher Form. Ich konnte die Trennung von Alpha zu d als 2 Grad 7 ', zu Rho als 5 Grad 2' und zu 2 Sigma als 4 Grad 32 'mit einer gewissen Genauigkeit bestimmen; Beta war zu schwach und verschwand aus meinen Augen, sobald ich die Hälften des Objektivglases auseinander schob. “

Pierre Mechain hat beide Galaxien im August 1779 unabhängig voneinander geborgen und Charles Messier gemeldet, der sie nach der Datenerfassung am 9. Februar 1781 in seinen Katalog aufgenommen hat. Messier berichtet:

„Nebel ohne Stern, in der Nähe des vorhergehenden [M81]; beide erscheinen im selben Feld des Teleskops, dieses ist weniger verschieden als das vorhergehende; sein Licht ist schwach und länglich: an seinem Ende befindet sich ein Teleskopstern. Gesehen in Berlin von M. Bode am 31. Dezember 1774 und von M. Mechain im August 1779. “

Es würde jedoch 1837 und Admiral Smyth sein, bevor irgendjemand wirklich einige Details entdeckte:

"Nein. 81 ist ein feiner heller ovaler Nebel von weißer Farbe im Ohr des Großen Bären, der erstmals 1781 von M. Messier registriert wurde und WH [William Herschel] einen fleckigen Nebel zeigte. Seine Hauptachse liegt np [nördlich vor, NW] bis sf [südlich nach, SE]; und es ist sicherlich am hellsten in der Mitte. Es gibt mehrere winzige Gefährten [Sterne] auf dem Feld, von denen ein enger Doppelstern im sp [südlich vorhergehenden, SW] -Quadranten Nr. 1386 in Struves großem Katalog ist und von ihm als vicinae markiert ist; Die Mitglieder haben beide die 9. Größe und den Trend np [Norden vor, NW] bis <7> sf [nach Süden, SE], etwa 2 Zoll voneinander entfernt, und bilden ein feines, wenn auch schwieriges Objekt. Mit einer geringen Leistung kann Nr. 82 M. in den nördlichen Teil desselben Sichtfeldes gebracht werden, obwohl sie einen halben Grad voneinander entfernt sind. Es ist sehr lang, schmal und hell, besonders an seinem nördlichen Ast, aber eher blasser als Nr. 81. Eine Linie, die durch drei Sterne im sp [Süden vor, SW] bis zu einem vierten im nf [nach Norden, NE] gezogen wird ] geht direkt durch den Nebel. Die beiden Nebel gehen Lambda am Ende von Dracos Schwanz um 25 Grad voraus, aber da es in der Nähe an großen [hellen] Sternen mangelt, werden sie nicht leicht gefischt. Der offensichtliche Platz, der hier eingenommen wird, ist der eines kleinen Sterns zwischen den beiden Nebeln, der mit 29 Ursae Majoris unterschieden wurde, und jeder Sorgfalt, die bei der Reduktion angewendet wurde. Der helle Stern in der Brust des Tieres, südlich von 29, nämlich. Phi wird als doppelt ausgesprochen, beide Gefährten sind von der 5. Größe und nur eine halbe Sekunde auseinander. “

Messier 82 finden:

Bright M82 ist ziemlich leicht zu finden - sobald Sie einen bestimmten Trick verstanden haben. Zeichnen Sie mit dem unteren Stern, der dem „Griff“ in der Schüssel des Großen Wagens am nächsten liegt, eine mentale Linie zwischen ihm und Alpha - dem oberen äußeren Stern des Asterismus. Folgen Sie nun der gleichen Flugbahn und verlängern Sie diese Linie ungefähr 1/3 weiter in den Weltraum, und Sie haben die ungefähre Fläche!

Sobald Sie dort sind, können sowohl M82 als auch die größere, hellere Begleitgalaxie M81 leicht in einem Sucherfernrohr oder einem kleinen Fernglas erkannt werden. Mit minimaler Vergrößerung erscheint das Galaxienpaar wie kleine "Katzenaugen", die im Dunkeln leuchten. Aufgrund der relativen Helligkeit halten beide den städtischen Lichtverhältnissen und starken Mondstörungen gut stand.

Das galaktische Paar ist eine wunderbare Studie für kleine Teleskope und Ferngläser! Lassen Sie sich die "Unregelmäßigkeit" von M82 nicht entgehen!

Und hier sind die kurzen Fakten, die Ihnen den Einstieg in dieses Messier-Objekt erleichtern:

Objektname: Messier 82
Alternative Bezeichnungen: M82, NGC 3034, Cigar Galaxy
Objekttyp: IR-II Unregelmäßige Galaxie
Konstellation: Ursa Major
Richtiger Aufstieg: 09: 55,8 (h: m)
Deklination: +69: 41 (Grad: m)
Entfernung: 12000 (kly)
Visuelle Helligkeit: 8,4 (mag)
Scheinbare Dimension: 9 × 4 (Bogen min)

Wir haben hier im Space Magazine viele interessante Artikel über Messier-Objekte und Kugelsternhaufen geschrieben. Hier ist Tammy Plotners Einführung in die Messier-Objekte, M1 - Der Krebsnebel, Beobachtung des Scheinwerfers - Was auch immer mit Messier 71 passiert ist? Und David Dickisons Artikel zu den Messier-Marathons 2013 und 2014.

Schauen Sie sich unbedingt unseren vollständigen Messier-Katalog an. Weitere Informationen finden Sie in der SEDS Messier-Datenbank.

Quellen: