मेसियर 64 - द ब्लैक आई गैलेक्सी

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मेसियर सोमवार को आपका स्वागत है! आज, हम मेसियर 64 - उर्फ के रूप में जाने जाने वाले "दुष्ट" ग्राहक को देखकर अपने प्रिय मित्र टैमी प्लॉटनर को श्रद्धांजलि देते हैं। "ब्लैक आई गैलेक्सी"!

18 वीं शताब्दी में, धूमकेतु के लिए रात के आकाश की खोज करते समय, फ्रांसीसी खगोल विज्ञानी चार्ल्स मेसियर ने निश्चित की उपस्थिति को ध्यान में नहीं रखा, ऐसी वस्तुओं को फैलाया, जिसे उन्होंने शुरू में धूमकेतुओं के लिए गलत समझा था। समय के साथ, वह इनमें से लगभग 100 वस्तुओं की एक सूची संकलित करने की उम्मीद करेगा, जिससे अन्य खगोलविदों को एक ही गलती करने से रोका जा सके। यह सूची - जिसे मेसियर कैटलॉग के रूप में जाना जाता है - दीप स्काई ऑब्जेक्ट्स के सबसे प्रभावशाली कैटलॉगों में से एक बन जाएगी।

इन वस्तुओं में से एक को मेसियर 64 के रूप में जाना जाता है, जिसे "ब्लैक आई" या "ईविल आई गैलेक्सी" के रूप में भी जाना जाता है। कोमा Berenices तारामंडल में स्थित है, पृथ्वी से लगभग 24 मिलियन प्रकाश-वर्ष, यह सर्पिल आकाशगंगा धूल को अवशोषित करने के अंधेरे बैंड के लिए प्रसिद्ध है जो आकाशगंगा के उज्ज्वल नाभिक (पृथ्वी के सापेक्ष) के सामने स्थित है। मेसियर 64 को अच्छी तरह से शौकिया खगोलविदों के बीच जाना जाता है, क्योंकि यह छोटे दूरबीनों के साथ जाना जाता है।

विवरण:

हमारी घरेलू आकाशगंगा से लगभग 19 मिलियन प्रकाश वर्ष का निवास करते हुए, "स्लीपिंग ब्यूटी" लगभग 40,000 प्रकाश वर्ष पूरे क्षेत्र में फैली हुई है, जो 300 किलोमीटर प्रति सेकंड की गति से घूमती है। इसके मूल में 4,000 प्रकाश वर्ष चौड़ा एक काउंटर-रोटेटिंग डिस्क लगभग अनुमानित है और इन दोनों के बीच घर्षण स्टारबर्स्ट गतिविधि और विशिष्ट अंधेरे धूल लेन की बड़ी मात्रा में योगदान कारक हो सकता है।

सितारे खुद दो तरंगों में बनते हुए दिखाई देते हैं, पहले घनत्व ढाल के बाहर विकसित होते हैं जहां प्रचुर मात्रा में अंतरतारकीय पदार्थ प्रतीक्षा कर रहे थे, और फिर धीरे-धीरे विकसित हो रहे थे। के रूप में परिपक्व सितारों से सामग्री शुरू कर दिया वापस अपने तारकीय हवाओं, सुपरनोवा, और ग्रहों नेबुला द्वारा धक्का दिया, तारे के बीच की मात्रा में एक बार फिर से वृद्धि हुई, फिर से स्टार गठन की प्रक्रिया शुरू हुई। यह "दूसरी लहर" बहुत अच्छी तरह से अंधेरे, अस्पष्ट धूल लेन का प्रतिनिधित्व करती है जो हम देखते हैं।

लेकिन, M64 अशांति के शेयर के बिना नहीं है। इसका दोहराव एक टकराव के रूप में शुरू हो सकता है जब दो आकाशगंगाएं कुछ अरब साल पहले विलीन हो गईं - या ऐसा सिद्धांत सुझाएगा। लेकिन यह किया है? जैसा कि रॉबर्ट ब्रौन और रेने वाल्टरबोस ने अपने 1995 के अध्ययन में बताया:

"इस आकाशगंगा को दो नेस्टेड, काउंटर रोटेटिंग, कुछ १० few सौर द्रव्यमान के गैस डिस्क्स के साथ जाना जाता है, जिसमें आंतरिक डिस्क लगभग १ केपीसी और बाहरी डिस्क बाहर तक फैली होती है। प्रमुख धुरी के साथ तारकीय कीनेमेटीक्स, दो गैस डिस्क के बीच संक्रमण क्षेत्र में फैली हुई है, वेग उलट या बढ़े हुए वेग फैलाव का कोई संकेत नहीं दिखाती है। सितारे हमेशा एक ही अर्थ में आंतरिक गैस डिस्क के रूप में घूमते हैं, और इस प्रकार यह बाहरी डिस्क है जो the काउंटरट्रेट्स ’है। अनुमानित वृत्तीय वेग तारकीय कीनेमेटीक्स से निकले और एच आई डिस्क से लगभग 10 किमी / सेकंड के भीतर सहमत होते हैं, अन्य सबूतों का समर्थन करते हैं कि तारकीय और गैसीय डिस्क लगभग 7 डिग्री तक कॉपलनार हैं। यह ऊपरी सीमा का पता चला काउंटर घूर्णन गैस के द्रव्यमान के बराबर है। काउंटर घूर्णन सामग्री का यह कम द्रव्यमान, तारकीय डिस्क में कम-वेग फैलाव के साथ संयुक्त है, इसका मतलब है कि NGC 4826 आकाशगंगाओं के प्रतिगामी विलय का उत्पाद नहीं हो सकता है, जब तक कि वे द्रव्यमान में कम से कम परिमाण के क्रम से भिन्न न हों। प्रमुख अक्ष के साथ आयनीकृत गैस का वेग 0.75 kpc से कम R के सितारों के साथ है। आयनीकृत गैस के स्पष्ट काउंटर रोटेशन की ओर बाद के संक्रमण को स्थानिक रूप से अच्छी तरह से हल किया जाता है, जो लगभग 0.6 kpc से अधिक त्रिज्या में फैली हुई है। इस क्षेत्र के किनेमैटिक्स आकाशगंगा केंद्र के संबंध में सममित नहीं हैं। दक्षिण-पूर्व की ओर एक महत्वपूर्ण क्षेत्र है जिसमें vproj (H II) लगभग 150 किमी / सेकंड vcirc से कम है, लेकिन सिग्मा (H II) लगभग 65 किमी / सेकंड है। किसी भी स्थिर गतिशील मॉडल के साथ गतिज विषमता को समझाया नहीं जा सकता है, यहां तक कि गैस इनफ्लो या वॉरप भी लागू किए गए हैं। इस संक्रमण क्षेत्र में गैस एक फैलती हुई स्थानिक संरचना, मजबूत (N II) और (S II) उत्सर्जन, साथ ही उच्च-वेग फैलाव को दिखाती है। ये डेटा हमें एक आकाशगंगा की व्याख्या करने के प्रसंग के साथ प्रस्तुत करते हैं जिसमें एक तारकीय डिस्क, और दो काउंटर घूर्णन HI डिस्क, छोटे और बहुत बड़े रेडी पर, संतुलन और लगभग कोपलान में दिखाई देते हैं, फिर भी गैस डिस्क के बीच संक्रमण क्षेत्र नहीं है। स्थिर अवस्था में। ”

तो क्या यह वास्तव में प्रतीत होता है? क्या नए सितारे अंधेरे में पैदा हो रहे हैं? ए। मजीद (एट अल) ने अपने 1999 के अध्ययन में संकेत दिया:

"ईविल आई गैलेक्सी (एनजीसी 4826; एम 64) को एक विषम रूप से रखा गया है, जो अपने प्रमुख उभार में धूल लेन को मजबूती से अवशोषित करता है। हमने NGC 4826 का एक लंबा-स्लिट स्पेक्ट्रम प्राप्त किया, जिसमें आकाशगंगा के नाभिक के ऊपर स्लिट, अस्पष्ट के बराबर भागों और उभार के अस्पष्ट भागों को कवर करता है। उभार पर इसी स्थिति में वर्णक्रमीय ऊर्जा वितरण की तुलना करके, नाभिक के संबंध में सममित रूप से रखा गया, हम धूल से अवशोषण, बिखरने और उत्सर्जन के तरंग दैर्ध्य निर्भर प्रभावों का अध्ययन करने में सक्षम थे, साथ ही साथ चल रहे स्टार गठन की उपस्थिति भी। धूल लेन में। हम NGC 4826 के नाभिक से लगभग 15 आर्किसेक दूरी के भीतर धूल लेन से मजबूत विस्तारित लाल उत्सर्जन (ERE) का पता लगाने की रिपोर्ट करते हैं। ERE बैंड 5400 A से 9400 A तक फैली हुई है, जिसमें चोटी 8,000 A. के पास एकीकृत ERE है। धूल गली से अनुमानित बिखरे हुए प्रकाश का लगभग 75% है। ERE लंबी तरंग दैर्ध्य की ओर बढ़ जाता है और 15 आर्सेक की दूरी से परे स्थित स्टार गठन के क्षेत्र के रूप में तीव्रता में कम हो जाता है। हम ईआरई की व्याख्या नैनोमीटर के आकार के समूहों द्वारा फोटोलुमिनेसेंस में उत्पन्न करते हैं, जो आकाशगंगा के विकिरण क्षेत्र द्वारा प्रकाशित होते हैं, धूल लेन के भीतर स्टार बनाने वाले परिसर द्वारा रोशनी के अलावा। जब हमारी गैलेक्सी के फैलाने वाले आईएसएम और नेबुला जैसे अन्य धूल भरे वातावरणों में ईआरई टिप्पणियों के संदर्भ में जांच की जाती है, तो हम निष्कर्ष निकालते हैं कि एनजीसी 4826 में ईआरई फोटॉन रूपांतरण दक्षता कहीं और अधिक है, लेकिन इसका आकार NGC 4826 में नैनोकणों के बारे में दो बार के रूप में बड़े रूप में हमारे आकाशगंगा के फैलाना ISM में मौजूद सोचा था। ”

लेकिन बहस अभी जारी है। जैसा कि आर.ए. वाल्टरबोस (एट अल) ने अपने 1993 के अध्ययन में व्यक्त किया:

“गैस डिस्क के कॉपलनार अभिविन्यास के करीब एक पहलू है जो काउंटर-रोटेटिंग गैस के लिए एक विलय मॉडल के आधार पर उम्मीद के साथ अच्छे समझौते में है। तारों के संबंध में आंतरिक गैस डिस्क की रोटेशन दिशा, हालांकि, नहीं है। इसके अलावा, एक अच्छी तरह से परिभाषित घातीय डिस्क का अस्तित्व संभवतः यह बताता है कि यदि विलय हुआ तो यह गैस-समृद्ध बौने और सर्पिल के बीच रहा होगा, दो समान द्रव्यमान वाले सर्पिल के बीच नहीं। NGC 4826 की तारकीय सर्पिल भुजाएँ डिस्क के ऊपर से भाग रही हैं और बाहरी डिस्क में अग्रणी हैं। हाल के संख्यात्मक गणना Byrd एट अल। NGC 4622 के लिए सुझाव है कि लंबे समय तक चलने वाले प्रमुख हथियारों का निर्माण एक छोटे साथी के करीब प्रतिगामी मार्ग से हो सकता है। इस परिदृश्य में, NGC 4826 में बाहरी काउंटर-रोटेटिंग गैस डिस्क बौने से tidally छीन गैस हो सकती है। हालांकि, NGC 4826 में बाहरी हथियार अग्रणी हैं, जबकि ऐसा प्रतीत होता है कि NGC 4622 में आंतरिक हथियार अग्रणी हैं। बौने-सर्पिल मुठभेड़ का एक यथार्थवादी एन-बॉडी / हाइड्रो सिमुलेशन स्पष्ट रूप से आवश्यक है। यह भी संभव हो सकता है कि काउंटर-रोटेटिंग एक्सटर्नल गैस डिस्क एक असतत विलय की घटना के बजाय हेलो से धीरे-धीरे होने वाली गैस की वजह से हो। ”

अवलोकन का इतिहास:

M64 की खोज एडवर्ड पिगोट द्वारा 23 मार्च 1779 को की गई थी, जोहान एलर्ट बोडे के 12 दिन पहले 4 अप्रैल, 1779 को इसे स्वतंत्र रूप से मिला था। इसके एक साल बाद, चार्ल्स मेसियर ने 1 मार्च 1780 को इसे स्वतंत्र रूप से फिर से खोज लिया और इसे M64 के रूप में सूचीबद्ध किया। पिगोट ने कहा:

“.. 23 मार्च [1779] को, मुझे कोमा बेरेनीस के नक्षत्र में एक निहारिका की खोज हुई, जो कि, मैं अनुमान लगाता हूं, किसी का ध्यान नहीं गया; कम से कम एम। डी ला लैंडे के खगोल विज्ञान में उल्लेख नहीं किया गया है, न ही एम। मेसियर की पर्याप्त सूची में नेबुला सितारों की [1771]। मैंने इसे तीन फीट लंबे एक एक्रोमैटिक इंस्ट्रूमेंट में देखा है और इसका मतलब आर.ए. इसकी तुलना निम्नलिखित सितारों के साथ करने के लिए माध्य आर.ए. 20 अप्रैल 1779 के लिए नेबुला का 191d 28 b 38 for। इसका प्रकाश अत्यधिक कमजोर होने के कारण, मैं इसे हमारे चतुर्भुज के दो-फीट दूरबीन में नहीं देख सकता था, इसलिए पारगमन साधन द्वारा इसकी घोषणा को निर्धारित करने के लिए बाध्य किया गया था। हालांकि, दृढ़ संकल्प, मेरा मानना है कि दो मिनट के लिए निर्भर हो सकता है: इसलिए, उत्तर की घोषणा 22d 53। 1/4 है। इस निहारिका का व्यास मैंने एक डिग्री के लगभग दो मिनट होने का अनुमान लगाया। "

हालांकि, पिगोट की खोज 11 जनवरी, 1781 को लंदन में रॉयल सोसाइटी के सामने पढ़ने के बाद ही प्रकाशित हुई, जबकि 1779 के दौरान बोडे की प्रकाशित हुई थी और मेसियर की देर से गर्मियों में, 1780 में। पिगोट की खोज को कम या ज्यादा नजरअंदाज कर दिया गया और अप्रैल में केवल ब्रायन जोन्स के पास बरामद किया गया। 2002! (अच्छा मि। पिगोट जानता है कि उसे यहाँ याद किया गया था और उसकी रिपोर्ट पहले रखी गई थी !!)

तो इसे "ब्लैक आई गैलेक्सी" नाम कैसे मिला? हमारे पास इसके लिए धन्यवाद देने के लिए सर विलियम हर्शल हैं: "एक बहुत ही उल्लेखनीय वस्तु, बहुत लम्बी, लगभग 12 ′ लंबी, 4 ers या 5, चौड़ी, इसमें एक चमकदार स्थान होता है, जिसके नीचे एक छोटे काले आर्क के साथ एक तारा होता है, इसलिए यह देता है" लड़ाई से उत्पन्न होने वाली एक आंख जिसे काली आंख कहा जाता है, उसका विचार है। निश्चित रूप से, जॉन हर्शल ने इसे तब समाप्त कर दिया जब उन्होंने अपने नोट्स में लिखा:

“अंधेरे अर्ध-अण्डाकार रिक्ति (आकृति में एक अपरिवर्तित या उज्ज्वल भाग द्वारा इंगित), जो आंशिक रूप से इस निहारिका के संघनित और उज्ज्वल नाभिक को घेरता है, निश्चित रूप से मेसियर द्वारा किसी का ध्यान नहीं जाता है। हालांकि यह मेरे पिता द्वारा देखा गया था, और उनके द्वारा दिवंगत सर चार्ल्स ब्लागडेन को दिखाया गया था, जिन्होंने इसकी तुलना एक काली आंख, एक विषम, लेकिन अयोग्य तुलना में नहीं की थी। नाभिक कुछ हद तक लम्बा है, और मुझे इस बात का संदेह है कि यह एक नज़दीकी डबल तारा या अत्यधिक संघनित डबल नेबुला हो सकता है। ”

मेसियर 64 का पता लगाना:

M64 का पता लगाना विशेष रूप से आसान नहीं है। सामान्य पश्चिम में एक हाथ की अवधि के बारे में चमकीले नारंगी आर्कटुरस और कोमा Berenices स्टार क्लस्टर (मेलोट्टे 111) की पहचान करके शुरू करें। जैसा कि आप आराम करते हैं और अपनी आंखों को अंधेरा अनुकूल करते हैं, आप तीन सितारों को देखेंगे, जिसमें कोमा बर्नीस का तारामंडल शामिल है, लेकिन अगर आप हल्के प्रदूषित आसमान में रहते हैं, तो आपको इसके बेहोश तारों को खोजने के लिए दूरबीन की आवश्यकता हो सकती है। एक बार जब आप अल्फा कोमा की पुष्टि कर लेते हैं, तो स्टार होप लगभग 4 डिग्री उत्तर / उत्तर-पश्चिम से 35 कोमे तक हो जाता है। स्टार 35 के उत्तरपूर्व में आपको M64 एक डिग्री के आसपास मिलेगा।

जबकि मेसियर 64 दूरबीन संभव है, इसे औसत दूरबीन के लिए बहुत गहरे आसमान की आवश्यकता होगी और यह केवल एक बहुत छोटा, अंडाकार विपरीत परिवर्तन दिखाएगा। हालांकि, टेलिस्कोप में 102 मिमी जितना छोटा होता है, इसकी विशिष्ट चिह्नों को अंधेरे रातों में अच्छी स्पष्टता के साथ देखा जा सकता है। इस पर लड़ाई मत करो ... चारों ओर जाने के लिए इस स्लीपिंग ब्यूटी में बहुत सारे अंधेरे डस्टलेन हैं!

और यहाँ इस त्वरित वस्तु पर त्वरित तथ्य हैं जो आपको आरंभ करने में मदद करेंगे:

वस्तु का नाम: मेसियर 64
वैकल्पिक पदनाम: एम 64, एनजीसी 4826, द ब्लैक आई गैलेक्सी, स्लीपिंग ब्यूटी गैलेक्सी, ईविल आई गैलेक्सी
वस्तु प्रकार: एसबी सर्पिल गैलेक्सी टाइप करें
नक्षत्र: कोमा Berenices
दाईं ओर उदगम: 12: 56.7 (एच: एम)
झुकाव:: 41 (गिरावट: एम)
दूरी: 19000 (kly)
दृश्य चमक: 8.5 (मैग)
स्पष्ट आयाम: 9.3 × 5.4 (चाप मिनट)

हमने स्पेस पत्रिका में मेसियर ऑब्जेक्ट्स के बारे में कई दिलचस्प लेख लिखे हैं। यहां टेमी प्लॉटनर का मेसियर ऑब्जेक्ट्स का परिचय, एम 1 - द क्रैब नेबुला, और 2013 और 2014 मेसियर मैराथन पर डेविड डिकिसन के लेख।

हमारे पूर्ण मेसियर कैटलॉग की जाँच करना सुनिश्चित करें। और अधिक जानकारी के लिए, SEDS मेसियर डेटाबेस देखें।

सूत्रों का कहना है: