メシエマンデーへようこそ。今日も、メシエ74として知られる「ファントムギャラクシー」を見て、親愛なる友人であるタミープロトナーへの敬意を表します。
18世紀、有名なフランスの天文学者チャールズメシエは、夜空を調査している間にいくつかの「かすかな物体」の存在に気づきました。もともとはこれらの天体を彗星と間違えていましたが、他の人が同じ過ちを犯さないようにそれらをカタログ化し始めました。今日、結果のリスト（メシエカタログとして知られています）には100を超えるオブジェクトが含まれており、深宇宙オブジェクトの最も影響力のあるカタログの1つです。
これらのオブジェクトの1つは、メシエ74（別名、ファントム銀河）と呼ばれる渦巻銀河で、地球からの観測者に正面から見えます。地球からうお座星座の方向に約3,000万光年離れて位置するこの銀河は、直径が約95,000光年（ほぼ天の川と同じ大きさ）で、約1000億の星があります。
説明：
この美しい銀河は、グランドデザインのSc銀河の原型であり、ロッセ卿によって認められた最初の「渦巻星雲」の1つです。私たちから約3000〜4,000万光年離れた場所にあり、毎秒793キロの速度でゆっくりとさらに遠くに滑っています。その美しさはおよそ95,000光年に及び、私たちの天の川とほぼ同じサイズで、らせん状の腕は1000光年にわたって伸びています。
これらの腕の内側には、青い若い星のクラスターと、星の形成が起こっているH II領域と呼ばれるピンクがかった色の拡散したガス状星雲があります。なぜそのような壮大な美しさ？おそらく、その密度波がM74のガス状円盤の周りを掃引している可能性があります。これは、おそらく近隣の銀河との重力相互作用によって引き起こされたものです。 B.ケビンエドガーが説明したように：
「数値法が説明されています。この方法は、この差回転するガス状ディスクの微小なダイナミクスを処理するように特別に設計されています。この方法は、ゴドゥノフ法の高次拡張である区分的放物線法（PPM）に基づいています。銀河の恒星成分における線形スパイラル密度波を表す重力が含まれています。計算はオイラー法であり、平面極座標を使用して均一に回転する基準系で実行されます。方程式は正確な摂動形式で定式化され、摂動されていない軸対称状態で力のバランスを表すすべての大きな反対の項を明示的に排除し、小さな摂動の正確な計算を可能にします。この方法は、円盤銀河の渦巻き密度波に対する気体応答の研究に最適です。一連の2次元流体力学モデルを計算して、課せられたスパイラル重力摂動に対する均一で等温の質量のない気体ディスクの重力応答をテストします。質量分布、回転特性、およびスパイラル波を表すパラメータは、銀河NGC 628に基づいています。ソリューションには、共回転の内側と外側に衝撃があり、共回転の周りの領域が減少します。この領域が枯渇する割合は、課されたスパイラル摂動の強さに強く依存します。 10％以上の潜在的な摂動は、大きな半径方向の流入を生成します。そのようなモデルでガスがリンブラッドの内部共振に落ちるのに必要な時間は、ハッブル時間のほんの一部です。暗示的な急速な進化は、このような大きな摂動を伴う銀河が存在する場合、銀河の外側からガスを補充する必要があるか、摂動が一時的でなければならないことを示唆しています。スパイラルパターンとの共回転内では、ガスによる角運動量の損失により、星の角運動量が増加し、波の振幅が減少します。」
他には何が隠れていますか？次に、X線の目で確認します。 Roberto Soria（et al）が2002年の研究で指摘したように、
「正面の渦巻銀河M74（NGC 628）は、2002年2月2日にXMM-Newtonによって観測されました。核の内側5 'に合計21個のソースが見つかりました（前景の星に関連するいくつかのソースを拒否した後）。 。硬度比は、それらの約半分が銀河に属していることを示唆しています。明度関数の明度の高い方の端は、勾配-0.8のべき乗則に適合しています。これは、他の晩期型銀河の円盤に見られる分布と同様に、進行中の星形成の証拠として解釈できます。以前のチャンドラ観測との比較により、核の4 '北にある新しい超高輝度X線トランジェント（0.3〜8 keVバンドでLX〜1.5×1039エルグs-1）が明らかになりました。核の5 '北西に別の明るい一時的な光源（LX〜5×1038 ergs s-1）があります。 SN 2002apの対応するUVおよびX線は、このXMM-Newton観測にも見られます。 X線対応物の硬度比は、放出が衝撃を受けた星状物質からのものであることを示唆しています。」
メシエ74の場合、スパイラル密度波を含め、衝撃的なものはありません。 SakhibovとSmirnovが2004年の研究で説明したように：
「銀河NGC 628の星形成率（SFR）の放射状プロファイルは、渦巻き密度波によって変調されることが示されています。スパイラルアームへのガス流入速度の半径方向プロファイルは、SFRの表面密度の半径方向分布に似ています。共回転共鳴の位置は、NGC 628のディスクの環状ゾーンで観測された半径方向速度の方位角分布のフーリエ解析を介して、スパイラル密度波の他のパラメーターと共に決定されます。 SFRは、経験的SFR—星形成複合体（巨大HII領域）の線形サイズ関係と、座標、Hαフラックス、およびNGC 628のHII領域のサイズの測定を使用して決定されます。
私たちは巨大な星形成領域について話しているのですね？そして星が形成される場所…。星は死ぬ。超新星のように！エリアス・ブリンクス（et al）が指摘したように：
「通常は（超）星団にある巨大な星の形成、それらの急速な進化、およびその後の超新星としての消滅は、周囲の環境に大きな影響を与えます。恒星風と超新星の複合効果は、急速に連続して小さな体積内で発散し、渦巻銀河と（矮小）不規則銀河の中性星間物質（ISM）内に膨張するコロナガスの泡を作り出します。これらの拡大する殻は、中性ガスを掃き上げて圧縮し、分子雲の形成と、二次的または誘導された星形成の開始につながる可能性があります。星形成領域は周囲のISMを妨害するため、星形成に関して、銀河はより不均一なISMを持つと予想されます。 NGC 628の星形成率はNGC 3184の4倍、NGC 6946の2倍であり、この銀河で見つかったHIホールの数が多いことを説明できます。 HIホールのサイズの範囲は80個（解像限界に近い）から600個です。膨張速度は20 km s1に達することがあります。推定年齢は2.5〜35マイアで、関与するエネルギーの範囲は1050〜3.5 x 105Zエルグです。関係する中性ガスの量は、104から106の太陽質量です。」
巨大なミサ…時々…消えるミサ？ Justyn R. MaundとStephen J. Smarttが2009年の調査で説明したように：
「ハッブル宇宙望遠鏡とジェミニ望遠鏡からの画像を使用して、2つのタイプII超新星（SNe）の前駆体の消失を確認し、それらに関連する他の星の存在を評価しました。 M-supergiant starであるSN 2003gdの前駆細胞がSN位置で観察されなくなったことを発見し、画像減算技術を使用してその固有の明るさを決定しました。 K超巨大星であるSN 1993Jの始祖ももう存在しませんが、そのB超巨大連星はまだ観測されています。前駆細胞の消失は、これらの2つの超新星が赤い超巨星によって生成されたことを確認します。」
MaundとSmarttは、SN 2003gdが消えてから撮影された手法を使用しました。前駆星はおそらく失われており、爆発前の画像から差し引かれています。 SN位置に残ったものはすべて、実際の前駆星に対応していました。 2003gdのジェミニ観測を図1に示します。これは、M-74またはNGC 628として知られている銀河の始祖星の領域の超新星の前と後のビューを比較しています。
「これは、姿を消したことが示されている通常のタイプIIP超新星の最初の赤い超巨星の前駆細胞であり、巨大な星が超新星として爆発するスケールの低質量端にあります」とMaund氏は述べています。 「それで、最終的に、いくつかの恒星進化モデルの標準的な予測が正しいことが確認されました。」
進化していますか？もちろんです'。メシエ74は、その年齢にもかかわらず、成長し続けています！と同じように。グセフ（et al）は示した：
「NGC 628の若い恒星集団の観測された特性の解釈は、銀河の127 Hアルファ領域の高解像度UBVRI測光データと恒星システムの合成進化モデルの詳細なグリッドとの比較に基づいて行われます。進化モデルの詳細なグリッドには、星形成の2つの体制（瞬間的なバーストと一定の星形成）、IMFの全範囲（勾配と質量上限）、および年齢（1ミリから100ミリまで）が含まれます。星形成領域の化学的存在量は、独立した観測から決定されました。星形成領域での年齢、体制の形成、IMFパラメータ、およびダスト吸収の検出という逆の問題の解決策は、特別な正則化偏差汎関数を使用して生成されます。発赤の推定は、星形成領域のガラクトセントリックな距離と相関しており、独立した観測から得られた化学的存在量の放射状勾配と一致しています。星形成複合体の年代もまた、化学組成の関数としての傾向を示しています。」
では、このような若い星の大きなグループは、どこでたむろしてリラックスするのでしょうか？たぶん…たぶん彼らは近所のバーを作ろうとしているのかもしれません。もちろん銀河系のバー！共同天文学センターのM. S.セイガーが2002年の研究で述べたように：
「渦巻銀河、メシエ74（NGC 628）の地上ベースのI、J、Kバンド画像を取得しました。この銀河は、CO吸収の近赤外分光法とCO放出のミリメートル未満のイメージングの両方から、星形成の核周囲リングを持っていることが示されています。星形成の環核リングは、バーポテンシャルの結果としてのみ存在すると考えられています。 M 74の中心に弱い楕円形の歪みの証拠を示します。Comves＆Gerin（1985）の結果を使用して、この弱い楕円形のポテンシャルがM 74で観察された星形成の核周囲リングの原因であることを示唆しています。
観察の歴史：
この素晴らしい渦巻銀河は、もともと1780年9月末にピエールメチェインによって発見され、1780年10月18日にチャールズメシエによって忠実に再観測され、記録されました。
「星のない星雲、1780年9月の終わりにM.メチェインによって見られた星エタピシウムの近く、そして彼は報告します：「この星雲には星が含まれていません。かなり大きく、非常に不明瞭で、観察するのが非常に困難です。晴れやかな霜のある条件では、より確実にそれを認識することができます。」 M.メシエはM.メチェインが説明しているように、それを探して見つけました。それは星のエタピシウムと直接比較されています。」
3年後、ウィリアムハーシェル卿は、自分が星団であると信じていたものを解決するために最善を尽くし、自分の機器を犠牲にしても、その後数年間は戻ってきました。
「1799年12月28日、40フィートの望遠鏡。中央は非常に明るいが、明るさが非常に小さい部分に限定されており、丸くない。明るい真ん中あたりは、かなり暗い星雲です。明るい部分は解決可能な種類のようですが、私の鏡は凝縮した蒸気によって負傷しました。」
ウィリアム卿の功績を認めるために、彼はメシエ74で見られるスターバース領域の多くの塊のいくつかを最初に解決し、彼の観察結果は後に彼の息子によって確認されました。
ジョンハーシェルもM74の構造に斑点があるのを見ますが、スパイラル構造を最初に選んだのはロッセ卿でした。繰り返しますが、当時、天文学者はこれらの凝縮が個々の星であると信じていました。観測は、メシエ74が最終的にNGCオブジェクトになったときのエミルドレイヤーの時代にまで渡りました。
メシエ74の位置：
M74は必ずしも簡単なオブジェクトではなく、暗い空といくつかのスターホップが必要です。 Alpha Arietis（Hamal）から始めて、それとBetaの間に精神的な線を引き、次にEta Pisciumに進んでください。ファインダースコープをイータの中心に置き、ビューを北東に約1.5度シフトします。必要に応じて、広い視野の低倍率の接眼レンズを見ながらこれを行うことができます。これは通常、約1度の視野を提供します。
小さな望遠鏡で最初に気付くのは、メシエ74の恒星の核です。これが、多くの場合、観測者がそれを見つけるのに苦労する理由です！信じられないかもしれませんが、動きは暗いものを見つけるのに役立つことがあります。そのため、接眼レンズを使用してそれを見つけることは、オブザーバーの「取引の裏技」として優れています。この渦巻銀河は表面の輝度が低いため、比較的良好な空を必要とします。そのため、多くの条件下で試してください。小さな望遠鏡はコア領域の周りのほこりっぽいハローを明らかにし、大きな開口部はらせん構造を明らかにします。手付かずの空の下で大型の双眼鏡を使用すると、小さなかすみが発生することがあります。
あなた自身でそれを研究してください…あなたが発見するかもしれないものを誰が知っているのですか！
オブジェクト名：メシエ74
代替指定：M74、NGC 628
オブジェクトタイプ：Scスパイラルギャラクシー
星座：うお座
昇天：01：36.7（h：m）
赤緯：+15：47（度：m）
距離：35000（kly）
視覚的な明るさ：9.4（mag）
見かけの寸法：10.2×9.5（最小弧）
Space Magazineでは、メシエオブジェクトと球状星団に関する興味深い記事を多数執筆しています。ここに、タミープロトナーのメシエ天体への紹介、M1 –カニ星雲、スポットライトの観察–メシエ71に何が起こったか？、および2013年と2014年のメシエマラソンに関するデイビッドディクソンの記事があります。
私たちの完全なメシエカタログを必ずチェックしてください。詳細については、SEDSメシエデータベースをご覧ください。
出典：
- NASA –メシエ74
- SEDS –メシエ74
- メシエオブジェクト–メシエ74：ファントムギャラクシー
- ウィキペディア–メシエ74
