M66

M66
Imagem ilustrativa do artigo M66
A galáxia espiral intermediária M66 pelo VLT do ESO .
Dados de observação
( Epoch J2000.0 )
constelação Leão
Ascensão Reta (α) 11 h  20 m  14,9 s
Declinação (δ) 12 ° 59 ′ 30 ″
Magnitude aparente (V) 8,9
9,7 na Banda B
Brilho de superfície 12,83  mag / am 2
Dimensões aparentes (V) 9,1 ′ × 4,1 ′
Mudança para o vermelho 0,002425 ± 0,000010
Ângulo de posição 173 °

Localização na constelação: Leo

(Veja a situação na constelação: Leão) Leo IAU.svg
Astrometria
Velocidade radial 727 ± 3  km / s
Distância 10,2 ± 0,7  Mpc (∼33,3  milhões de al )
Características físicas
Tipo de objeto Galáxia espiral intermediária
Tipo galáxia SAB (s) b Sb SBb
Dimensões 88.000 al
Descoberta
Descobridor (es) Charles Messier
Datado 1 ° de março de 1780
Designação (ões) NGC 3627
PGC 34695
Arp 16
Arp 317
UGC 6346
MCG 2-29-19
CGCG 67-57
VV 308
ARAK 288
Lista de galáxias espirais intermediárias

M66 ( NGC 3627 ) é uma galáxia espiral intermediária localizada na constelação de Leão a cerca de 33 milhões de anos-luz da Via Láctea . NGC 3627 foi descoberta pelo astrônomo francês Charles Messier em 1780 .

M66 (NGC 3627) foi usado por Gérard de Vaucouleurs como uma galáxia de tipo morfológico SA B (s) b em seu atlas de galáxias.

A classe de luminosidade do M66 é II e possui uma ampla linha HI . É também uma galáxia LINER , ou seja, uma galáxia cujo núcleo apresenta um espectro de emissão caracterizado por largas linhas de átomos fracamente ionizados. Além disso, é uma galáxia ativa do tipo Seyfert 2.

Quase 80 não baseado nas medidas red shift ( redshift ) produzem uma distância de 9,620 ± 1,960  Mpc (~ 31,4  milhões de al ), que está dentro das distâncias calculadas usando o valor de deslocamento.

Notas Históricas

Várias das entradas no catálogo de Charles Messier foram descobertas por seu amigo Pierre Méchain e Messier anotou essas descobertas anteriores nas várias edições de seu catálogo. Mas não encontramos nenhuma referência no caso de M66. Portanto, é quase certo que foi Messier quem descobriu M66 e não Méchain. Foi o almirante William Henry Smyth que erroneamente atribuiu a descoberta de M66, bem como as de M65 e M68, a Pierre Méchain. Esses erros foram assumidos por Kenneth Glyn Jones em seu livro Messier's Nebulae and Star Clusters e de muitas fontes mencionam erroneamente Pierre Méchain como o descobridor do M66.

Buraco negro supermassivo

Um estudo usando dados de arquivo de observações anteriores do Chandra de uma amostra de 62 galáxias próximas mostrou que 37 das galáxias, incluindo NGC 3627, contêm fontes de raios-X em seus centros. A maioria dessas fontes é provavelmente alimentada por buracos negros supermassivos centrais. O estudo, que também usou observações no infravermelho capturadas pelo Spitzer , descobriu que sete das 37 galáxias são novas candidatas a ter um buraco negro supermassivo em seu centro.

Por outro lado, de acordo com um estudo baseado na velocidade interna da galáxia medida pelo Telescópio Espacial Hubble , a massa do buraco negro supermassivo no centro da galáxia M66 seria entre 6,8 e 15 milhões .

Outro estudo baseado nas medições de brilho da banda K do infravermelho próximo do bulbo de m66, leva a um valor de 10 7,1 (13 milhões de massas solares) para o buraco negro nele.

Supernovas em M66

Entre 1973 e 2018, cinco supernovas foram observadas em M66: SN 1973R, SN 1997bs, SN 1989B, SN 2009 HD e SN 2016cok.

SN 1973R

1973 R é o tipo II .

SN 1997bs

1997bs foi a primeira supernova descoberta pelo KAIT ( Katzman Automatic Imaging Telescope  (en) ) no Lick Observatory . 1997bs foi classificado pela primeira vez como uma supernova Tipo IIn , mas de acordo com o artigo publicado por VAN Dyk et al. , pode ser que esta seja uma ejeção massiva de matéria, como aconteceu com a estrela Eta Carinae em 1843.

Um estudo usando dados do Telescópio Espacial Hubble e do Telescópio Spitzer publicado em 2015 também sugere a possibilidade de que a estrela progenitora da supernova tenha sobrevivido escondida atrás de uma espessa nuvem de poeira, mas isso é improvável. Este estudo favorece uma supernova Tipo IIn.

SN 1989B

A supernova de 1989B era do Tipo Ia . No início de 1989, a galáxia NGC 3627 era um dos objetos mais observados no céu porque está próxima e uma supernova brilhante foi descoberta lá. A evolução da supernova foi seguida por muitos observadores no planeta. Quando foi descoberto, seu brilho aumentou ainda mais. A luminosidade atingiu um patamar que durou de 2 a12 de fevereiro de 1989com uma magnitude visual de 12,0 e 12,6 na faixa azul. No entanto, a curva de luz de 1989B tem uma característica incomum. Normalmente, as supernovas termonucleares (tipo I) têm sua magnitude diminuída em 3 entre 25 e 40 dias. Para 1989B, demorou 60 dias. Não entendemos a razão desse lento declínio.

SN 2009hd

2009hd é uma supernova Tipo II-L . O tipo II-L exibe uma diminuição linear no brilho, enquanto o tipo II-P mostra um patamar de brilho constante por algum tempo. A massa inicial da estrela progenitora de 1989hd é estimada em menos de 20 .

SN 2016cok

2016cok é do tipo II-P . A massa da estrela progenitora da supernova é estimada entre 8 e 12 com um limite superior de 17 .

Grupo de NGC 3627 (M66)

De acordo com um artigo de 1993 de AM Garcia, NGC 3627 (M66) é a galáxia mais brilhante de um grupo que leva seu nome. O grupo NGC 3627 inclui quatro galáxias. As outras três galáxias são NGC 3593 , NGC 3623 ( M65 ) e NGC 3628 . Observe que as galáxias M65, M66 e NGC 3628 formam o que normalmente é chamado de Trigêmeo Leo .

As quatro galáxias mencionadas por Garcia também aparecem em um grupo indicado em um artigo publicado por Abraham Mahtessian em 1998. No entanto, o grupo descrito por Mahtessian inclui duas outras galáxias, a saber, NGC 3596 e NGC 3666 . Podemos, portanto, concluir que o Trigêmeo Leão é um subgrupo de um grupo de galáxias composto por seis membros.

Interação entre NGC 3627 e NGC 3628

Um estudo das emissões emitidas pelo NGC 3628 por moléculas de monóxido de carbono (CO) e por hidrogênio atômico neutro no campo de ondas de rádio realizado com o arranjo de radiotelescópios VLA ( Very Large Array ) forneceu informações interessantes sobre o último encontro entre NGC 3267 e NGC 3268, duas galáxias que são membros do Trigêmeo Leo . A interação gravitacional durante este encontro resultou em uma série de processos dinâmicos em NGC 3628 incluindo a formação de uma estrutura espiral dominante, uma concentração muito grande de matéria estelar e gasosa no centro da galáxia, a formação de duas ressonâncias  (em) de Lindblad amplamente separado, bem como a formação de uma barra de gás dentro da ressonância interna. A proporção de massa molecular para massa atômica também é alta em NGC 3628 devido a esse encontro. Uma região densa de hidrogênio neutro também foi detectada, que não está girando e que parece ter sido removida dos braços espirais. Esta última característica é visível nas imagens na forma de um braço espiral muito importante e atravessado por corredores de poeira.

Galeria

Notas e referências

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  3. O brilho da superfície (S) é calculado a partir da magnitude aparente (m) e da superfície da galáxia de acordo com a equação
  4. a velocidade de recessão obtida de uma galáxia usando a equação v = z × c , onde z é o desvio para o vermelho ( redshift ) ec a velocidade da luz. A incerteza relativa da velocidade Δ v / v é igual à de z dada a alta precisão de c .
  5. Nós obter a distância que separa-nos de um Galaxy usando a lei de Hubble  : v = H o d , em que H o é a constante de Hubble (70 ± 5 (km / s) / MPC). A incerteza relativa Δ d / d ao longo da distância é igual à soma das incertezas relativas da velocidade e de H o .
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  8. o diâmetro de uma galáxia pelo produto da distância entre nós e o ângulo, expresso em radianos , de sua maior dimensão.
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Veja também

Artigos relacionados

links externos