Název objektu: Messier 109
Alternativní označení: M109, NGC 3992
Typ objektu: Sbc spirální galaxie s příčkou
Souhvězdí: Ursa Major
Rektascenze: 11 : 57,6 (h:m)
Deklinace: +53: 23 (stupně: m)
Vzdálenost: 55000 (kly)
Vizuální jas: 9,8 (mag)
Zdánlivý rozměr: 7×4 (min. oblouku)
Lokalizace Messiera 109: Najít M109 je hračka. Jeho pozice je méně než jeden stupeň jihovýchodně od Gamma Ursae Majoris – Phecda – vnitřní spodní rohová hvězda asterismu Velkého vozu. Ale to, že je snadné najít, neznamená, že je snadno vidět! Ačkoli je považován za poměrně velký, vnější spirální ramena jsou docela slabá a pouze jasná centrální příčka a oblast jádra dobře ukazují menší dalekohledy. Messier 109 bude vyžadovat tmavé, jasné nebe a alespoň středně velkou clonu, aby začal vidět detaily.
Na co se díváte: Tento člen mračna velké galaxie Ursa je od Země vzdálen asi 55 milionů světelných let a utíká od nás rychlostí přibližně 1142 kilometrů za sekundu. Není však sám... Má také doprovodné galaxie – společníky, kteří mohou přispívat k jasné centrální příčce M109. „Byla získána podrobná pozorování neutrálního vodíku u velké spirální galaxie s příčkou NGC 3992 a jejích tří malých doprovodných galaxií, UGC 6923, UGC 6940 a UGC 6969. U hlavní galaxie je distribuce HI pravidelná s radiálním rozšířením na nízké úrovni vně hvězdný disk. Avšak přesně v oblasti tyče je výrazný středový otvor H I v rozvodu plynu. Plyn byl pravděpodobně transportován dovnitř tyčí a kvůli prázdnotě díry nemohly v nedávné galaktické době nastat žádné velké akreční události.“ říká R. Bottemar (et al).
„Kinematika plynu je velmi pravidelná a je prokázáno, že vliv tyčového potenciálu na rychlostní pole je zanedbatelný. Byla odvozena přesná a rozšířená rotační křivka ukazující některé zřetelné rysy, které lze vysvětlit neexponenciální radiální distribucí světla NGC 3992. Rozklad rotační křivky dává mírnou přednost submaximálnímu disku, i když rozsah disku příspěvky, až do maximálního počtu disků situace sedí téměř stejně dobře. Pro takový maximální příspěvek disku, který lze očekávat pro vytvoření a udržení tyče, je požadovaný poměr hmoty a světla velký, ale není výjimečný.'
A skutečně je krásná její spirálovitá struktura. K. Wilke říká: „Pro galaxie s příčkou středního typu NGC 3992 a NGC 7479 jsou konstruovány stacionární modely, které konzistentním způsobem reprodukují pozorované rozložení svítící hmoty a pozorovanou kinematiku plynu v oblastech vnitřního disku ovlivněných příčkou. Uvádíme 2D přizpůsobení pozorovaným distribucím svítivosti NIR, které se skládají ze tří složek: vyboulení, tyč a disk. Projekcí do referenční soustavy galaxie jsou získány umělé rotační křivky pro každý model a jsou porovnány s pozorovanými rotačními křivkami plynu HII. Parametry modelů NGC 3992 a NGC 7479 jsou optimalizovány výpočtem a vyhodnocením velkého počtu modelů s různými sadami parametrů. Tento iterativní postup vede ke konečným modelům, které přesně reprodukují morfologickou strukturu NGC 3992 a NGC 7479 a také pozorovanou kinematiku plynu HII.
Vzhledem k tomu, že Messier 109 má mírně odlišnou strukturu než jeho ramena, je to skvělé místo pro astronomy, aby objevili, jak se vyvíjejí hvězdotvorné oblasti. Podle práce J. P. Cepy a J. E. Beckmana: „Tato studie odhaduje poměr účinnosti pro vznik masivní hvězdy mezi rameny a meziramennými disky tří spirál velkého designu. Odhad je založen na H mapování pozorování oblastí Hii v galaxiích. Zjistili jsme, že tento poměr účinnosti je 10 v zónách mezi Lindbaladovými rezonancemi a poloměrem, o kterém usuzujeme, že jde o ko-rotaci, a klesá na hodnoty blízké jednotě na těchto třech rezonančních poloměrech. tyto výsledky ukazují na dominantní vliv rezonanční struktury při stimulaci tvorby hvězd ve spirálách velkého designu.
Messier 109 však nevytváří jen nové hvězdy. Jeho magnetické halo produkuje kosmické záření s extrémně vysokou energií! „Studium šíření ultravysokoenergetického kosmického záření (UHECR) je klíčovým krokem k odhalení tajemství jejich původu. Doposud byl uvažován pouze vliv galaktického a extragalaktického magnetického pole. V tomto článku se zaměřujeme na naši analýzu vlivu magnetického pole galaxií stojících mezi možnými zdroji UHECR a námi. Naším hlavním přístupem je začít od známé distribuce galaxií až do 120 Mpc.“ říká Pascal Chardonnet a Alvise Mattei. „Používáme nejúplnější katalog galaxií: katalog LEDA. Uvnitř koule o velikosti 120 Mpc jsme extrahovali 60 130 galaxií se známými pozicemi. V našich simulacích přiřazujeme každé galaxii halo dipólové magnetické pole (HDMF). Vyvinutý kód je schopen retro-propagovat nabitou částici z míst příjezdu dat UHECR napříč naším vzorkem galaxie. Uvádíme simulace v případě Clusteru Virgo a ukazujeme, že v případě protonů existuje nezanedbatelná odchylka 7 × 1019 eV, i když je hodnota B konzervativní. Potom je zvláštní pozornost věnována tripletu AGASA, kde jsme zjistili, že NGC 3998 a NGC 3992 by mohly být možnými zdroji.'
Ale věci uvnitř Messier 109 nesedí, zatímco akce pokračuje. Poněkud nezvykle se otáčí i středová lišta. „Rychlost vzoru je jedním ze základních parametrů, které určují strukturu galaxií s příčkou. Tato veličina je obvykle odvozena z nepřímých metod nebo pomocí modelových předpokladů. Počet rychlostí vzoru tyče odvozených pomocí na modelu nezávislé techniky Tremaine & Weinberg je stále velmi omezený. Uvádíme výsledky měření rychlosti příčného vzoru ve čtyřech galaxiích typu Hubble od SB0 po SBbc, která jsou nezávislá na modelu. říká Joris Gerssen (et al). 'Tři ze čtyř galaxií v našem vzorku jsou v souladu s tím, že tyče jsou rychlé rotátory.' Absence pomalých pruhů je v souladu s předchozími pozorováními a naznačuje, že galaxie s příčkou nemají centrálně koncentrované halo temné hmoty. To je v rozporu se simulacemi formování kosmologické struktury a pozorováním centrální koncentrace hmoty v galaxiích bez příčky.
Pokud jde o dynamiku galaxie, je to právě tato rychlost, která určuje vyboulení ve středu. E. M. Corsini říká: „Dynamika galaxie s příčkou závisí na rychlosti vzoru její příčky. Jedinou přímou metodou pro měření rychlosti vzoru tyče je Tremaine-Weinbergova technika. Tato metoda je nejvhodnější pro analýzu rozložení a dynamiky hvězdné složky. Proto byl většinou používán pro galaxie s příčkou raného typu. Většina z nich hostí klasickou bouli. Na druhou stranu byla k měření rychlosti tyčového vzoru v galaxiích s příčkou pozdního typu použita řada nepřímých metod, které jsou založeny na analýze distribuce a dynamiky plynné složky. Téměř všechny měřené tyče se otáčejí tak rychle, jak jen mohou. Porovnáním tohoto výsledku s numerickými simulacemi pruhů v halo temné hmoty ve vysokém rozlišení je možné dojít k závěru, že tyto pruhy sídlí v maximálních discích.“
Dějiny: Tato zajímavá spirální galaxie byla poprvé objevena Pierrem Mechainem v noci 12. března 1781. Později byla potvrzena Charlesem Messierem 24. března 1781 spolu s M108 při výpočtech pro M97. Původně Messier zahrnul toto zjištění jako objekt #99 je jeho hrubý návrh, ale neuvedl mu polohu. Z Mechainova dopisu Bernoullimu ze 6. května 1783: „Mlhovina poblíž Beta ve Velkém medvědovi. Pan Messier zmiňuje, když uvádí její polohu, další dva, které jsem také objevil a z nichž jeden je blízko této [M108], druhý se nachází blízko Gamy ve Velkém medvědovi [toto je M109], ale já ještě nemohli určit jejich pozice.'
Protože to nebylo zahrnuto v katalogu, Sir William Herschel ho 12. dubna 1789 nezávisle získal, dal mu své vlastní katalogové číslo a napsal: „Značně jasný. Nepravidelně tvořené. Prodloužený poledník [podél poledníku, tj. Sever-Jih]. Trochu jasnější Nucleus. Se slabými větvemi 7 nebo 8′ dlouhými a 5 nebo 6′ širokými.“ Jeho syn John ji také přidal do svého katalogu 17. února 1831, když napsal: „Bright; Velký; velmi náhle jasnější do středu; kolo; 3′ průměr. Skvělý předmět.”
Protože M109 nebyla přidána do publikovaného Messierova katalogu té doby, poetický hvězdář – admirál Smyth – připsal její objev Herschelovi a do svých vlastních poznámek napsal: „Velká bledě bílá mlhovina na Medvědově pravém hýždě, asi 1 den 1/4 jižně od Gamma; objevena v dubnu 1789. V poli má zvláštní vzhled, odtamtud severně od ní vychází hrubá malá dvojitá hvězda a od ní následuje vertikální linie pěti stejně vzdálených teleskopických hvězdných průvodců. Tento předmět je v pořádku, ale v mém nástroji je vybledlý; směrem ke středu se rozjasňuje; a WH říká, že v této části je nespojená hvězda, kterou nedokážu rozeznat. Podle všech závěrů je tato mlhovina rozlehlým a vzdáleným kulovým shlukem světů, protože JH nás ujišťuje, že je skutečně řešitelná. Jeho zářící směrem ke středu je poskytován důkaz, že hvězdy jsou zde zhuštěny více než kolem jeho okraje, což je zřejmá známka shlukovací síly směřující ze všech částí ke středu kulové skupiny. Jinými slovy, celý vzhled poskytuje předpokládaný důkaz úžasné fyzické skutečnosti – skutečné existence centrální síly.
Ačkoli nevěděl, že se dívá na vzdálenou galaxii, Smyth rozhodně měl nějakou tušení, co se děje. Ať jsou vaše postřehy zajímavé!
Nejlepší obrazový kredit M109, observatoř Palomar s laskavým svolením Caltech, obrazy M109 s laskavým svolením SSDS, M109 s laskavým svolením Hunter Wilson (Wikipedia), obraz M109 IPAC, M109 Core Region s laskavým svolením NASA/ESA Hubble Space Telescope, obraz M109 2MASS a obrazový soud M109 NOAO/AURA/NSF.