Nome oggetto: Messier 99
Denominazioni alternative: M99, NGC 4254, Galassia Girandola
Tipo di oggetto: Tipo Sc Spirale Galassia
Costellazione: Coma Berenices
Ascensione Retta: 12 : 18,8 (h:m)
Declinazione: +14: 25 (gradi: m)
Distanza: 60000 (kly)
Luminosità visiva: 9,9 (mag)
Dimensione apparente: 5,4 x 4,8 (arco min)
Localizzare Messier 99: Come parte dell'ammasso di galassie della Vergine, M98 si trova meglio tornando ai nostri modi di 'saltellare le galassie' che abbiamo imparato. Inizia con la brillante coppia M84/84 situata nel nucleo interno densamente popolato dell'ammasso di galassie della Vergine a circa metà strada tra Epsilon Virginis e Beta Leonis. Una volta identificato, rimani nell'oculare e sposta il telescopio a nord fino a individuare M99. Questa presentazione frontale sembrerà una macchia tonda e nebbiosa a piccole ottiche e inizierà a rivelare il suo modello di braccio a spirale con telescopi di medie dimensioni sotto cieli bui.
Cosa stai guardando: Cosa c'è in una designazione Sc quando si tratta di una galassia a spirale? Significa che ruota in senso antiorario. Anche se sembra molto normale, noterai anche che la massa di M99 sembra essere solo un po' 'fuori centro'. Cosa sta succedendo qui? Passiamo alla ricerca di Victor P. Debattista e JA Sellwood: “Mostriamo che le barre nei modelli di galassie con aloni di moderata densità e una varietà di distribuzioni di velocità subiscono tutte una forte resistenza dall'attrito dinamico a meno che l'alone non abbia un grande momento angolare nel stesso senso del disco. La resistenza per attrito diminuisce la velocità del modello della barra, portando il punto di co-rotazione a distanze ben superiori a quelle stimate nelle galassie barrate. Il momento angolare dell'alone richiesto per evitare una forte frenata è irrealisticamente grande, anche quando la rotazione è limitata solo all'alone interno. Concludiamo, quindi, che le barre sono in grado di mantenere le elevate velocità di pattern osservate solo se l'alone ha una densità centrale sufficientemente bassa da consentire al disco di fornire la maggior parte dell'attrazione centrale nella galassia interna. Presentiamo le prove che questa conclusione vale per tutte le galassie luminose”.
E se non fosse solo la galassia stessa, ma una fusione casuale? “Vi presentiamo H I e H ad alta risoluzione? osservazioni della galassia a spirale NGC 4254. Le osservazioni sono state ottenute rispettivamente con la VLA e la camera Maryland-Caltech Fabry-Perot. NGC 4254 è insolito nell'avere una struttura a spirale di grande disegno con una forte componente m = 1 per la quale non c'è una causa ovvia nelle immagini ottiche. Le nostre osservazioni rivelano che, oltre alla consueta componente del disco galattico, vi sono nubi H I sovrapposte e oltre il disco H I, a velocità fino a 150 km s^-1^ da quelle stabilite per il disco. La massa in queste nuvole è ~2,3 x 10^8^ M_sole_, e potrebbero essere i resti di un'entità che è stata disgregata dalle maree da NGC 4254 e che ora si sta fondendo con essa. Gli effetti diretti dell'interazione tra il gas della nube e la galassia sono limitati alla regione in cui il gas sembra fondersi con il disco, dove potrebbe causare una deformazione'. dice Yuichi Terashima (et al).
“Ma gli effetti indiretti del gas in caduta sembrano profondi: è la causa più probabile dell'insolita struttura a spirale di NGC 4254. Se è così, la struttura a spirale m = 1 di NGC 4254 è recente e un meccanismo di amplificazione interna come l'oscillazione l'amplificazione ha giocato un ruolo importante nella sua evoluzione. Poiché NGC 4254 non sembra essere eccezionalmente carente di materia oscura ed è apparentemente una normale galassia Sc, la natura dell'interazione appare importante nel determinare la suscettibilità del disco a vari modi a spirale (in particolare m = 1,3, e 5 modalità di NGC 4254).”
Modalità a spirale, eh? T. Kranz (et al) ne sa molto, e prima che ci possano essere stelle ci deve essere il materiale per realizzarle: il gas. “Come progetto pilota, abbiamo analizzato i dati di NGC 4254 (M99). Assumendo un rapporto tra massa stellare e luce costante, il potenziale gravitazionale dovuto alla frazione di massa stellare è stato calcolato mediante integrazione diretta sull'intera distribuzione di massa presa dall'immagine NIR. Il rapporto massa/luce per il contributo massimo del disco è stato scalato dalla curva di rotazione misurata. Per il contributo di materia oscura abbiamo ipotizzato un alone isotermico con un nucleo. Per combinare i due componenti abbiamo scelto una frazione di massa stellare e abbiamo aggiunto l'alone con i parametri variabili regolati per adattarsi al meglio alla curva di rotazione. afferma Kranz, “Abbiamo utilizzato questo potenziale come input per le simulazioni idrodinamiche del gas. La Figura 2 presenta i risultati per la densità superficiale del gas risultante, mentre si deposita nel potenziale. La morfologia della distribuzione del gas è molto sensibile alla velocità con cui ruota il modello a spirale della galassia (velocità del modello).”
“La determinazione delle singole frazioni di massa della materia luminosa e oscura non è un compito semplice. La curva di rotazione di una galassia a disco è sensibile solo alla quantità totale di materia gravitante, ma non consente di distinguere i due profili di densità di massa', continua Kranz. “Qui vorremmo sfruttare il fatto che la massa stellare nelle galassie a disco è spesso organizzata in bracci a spirale, quindi in strutture chiaramente non assialsimmetriche”.
“D'altra parte, nella maggior parte degli scenari proposti, la materia oscura è non collisionale e dominata da movimenti casuali. Non è suscettibile di strutture a spirale e distribuita come le stelle nelle galassie ellittiche. Se la massa stellare domina, i bracci potrebbero indurre notevoli movimenti non circolari nel gas, che dovrebbero diventare visibili come oscillazioni di velocità nella cinematica del gas osservata. Utilizzando simulazioni idrodinamiche del gas siamo in grado di prevedere queste oscillazioni di velocità e confrontarle con le osservazioni. Quindi il contributo delle forze perturbative rispetto alle forze totali può essere determinato quantitativamente e può essere utilizzato per vincolare il rapporto tra il disco e la massa dell'alone”.
Storia: M99 fu scoperto il 15 marzo 1781 dal collega e amico di Messier, Pierre Mechain, insieme ai vicini situati M98 e M100. Charles Messier ne misurò la posizione e la incluse nel suo catalogo il 13 aprile 1781. Nei suoi appunti scrive: “Nebulosa senza stella, di una luce molto pallida, tuttavia un po' più chiara della precedente [M98], situata sull'ala settentrionale della Vergine, e vicino alla stessa stella, la n. 6, di Comae Berenice. La nebulosa si trova tra due stelle di settima e ottava magnitudine. Il signor Mechain l'ha visto il 15 marzo 1781».
Mentre M99 sarebbe stato osservato sia da William che da John Herschel, sarebbe stato Lord Rosse a portarlo alla luce. Anche se non capiva veramente la natura di ciò che stava guardando, era affascinato dal sapere che aveva una struttura a spirale e M99 divenne la sua seconda 'uccisione confermata'. Nei suoi appunti scrive: “Nella primavera successiva [del 1846] una disposizione, anch'essa a spirale ma di carattere diverso [rispetto a M51], fu rilevata in 99 Messier, tavola XXXV. fig 2. Anche questo oggetto è facilmente visibile, e probabilmente uno strumento più piccolo, in circostanze favorevoli, mostrerebbe tutto nello schizzo”.
Credito immagine M99 in alto, Osservatorio Palomar per gentile concessione di Caltech, immagine M99 2MASS, M99 di Hunter Wilson, immagini M99 Spitzer, M99 per gentile concessione di Ole Nielsen, schizzo storico M99 di Rosse e immagine M99 per gentile concessione di NOAO/AURA/NSF.