Astronomie

Ist die M81-Gruppe an die lokale Gruppe gebunden?

Ist die M81-Gruppe an die lokale Gruppe gebunden?

Andromeda und die Milchstraße werden in 4 Milliarden Jahren kollidieren. Wird die Lokale Gruppe mit M81 kollidieren und was ist mit weiter entfernten Gruppen? wenn ja, wann?


Obwohl wir dazu neigen, Galaxienhaufen zu Superhaufen zusammenzufassen, sind Superhaufen interessanterweise tatsächlich nicht gravitativ gebunden. Dies deutet darauf hin, dass Galaxien in separaten Haufen aufgrund des Hubble-Flusses niemals "kollidieren". Tatsächlich kann es unmöglich sein, seinen Galaxienhaufen jemals zu verlassen.

BEARBEITEN:

In einer früheren Version dieses Beitrags habe ich erklärt, dass der Große Attraktor Grund sein könnte, eine Gravitationsbindung von Laniakea zu vermuten. In Wirklichkeit reduziert der Große Attraktor nur die erwarteten relativen Geschwindigkeiten dieser Galaxien voneinander weg um zwischen $200-400$ $mathrm{km}cdotmathrm{s}^{-1}$-ich möchte danken eshaya für den Hinweis auf meinen Fehler hier. Aufgrund der aktuellen Expansionsrate des Universums von $67,6^{+0,7}_{-0.6}$ $mathrm{km}cdotmathrm{s}^{-1}cdotmathrm{Mpc}^{- 1}$, einige Galaxien in Laniakea haben Rezessionsgeschwindigkeiten von bis zu $30000$ $mathrm{km}cdotmathrm{s}^{-1}$, wie von Tully et al. (2014) – weit größer, als jemals hoffen konnte, vom Großen Attraktor entgegengewirkt zu werden.

Es stellt sich nun die Frage, ob die M81-Gruppe gravitativ an die Lokale Gruppe gebunden ist. Angesichts des Status der M81-Gruppe als eine der lokalen Gruppe, die nur $3,6$ $mathrm{Mpc}$ entfernt ist, wäre ich nicht völlig überrascht, wenn sie es durch einen Zufall schaffen würde. Angesichts der aktuellen Schätzung der Hubble-Konstanten würde erwartet, dass die M81-Gruppe aufgrund des Hubble-Flusses bei $sim243.4$ ​​$mathrm{km}cdotmathrm{s}^{-1}$ zurückgeht. Dem müsste durch Gravitationseffekte entgegengewirkt werden, damit die beiden Gruppen gebunden werden und somit schließlich zusammenwachsen.


Ist die M81-Gruppe an die lokale Gruppe gebunden? - Astronomie

Die M81-Gruppe ist eine der nächsten Galaxiengruppen, aber ihre Eigenschaften unterscheiden sich stark von denen der Lokalen Gruppe. Es hat daher eine andere Umgebung für die Entwicklung seiner Mitgliedsgalaxien geschaffen. Wir haben eine CCD-Durchmusterung der M81-Gruppe durchgeführt, um nach Analoga zu elliptischen Zwerggalaxien (dE) der Lokalen Gruppe zu suchen. Alle zuvor in fotografischen Untersuchungen identifizierten M81-Zwerge wurden geborgen, und wir entdeckten auch mehrere neue Systeme, deren Oberflächenhelligkeit in den Bereich fällt, der für lokale Gruppe dE gefunden wurde. Wir haben Bilder der Hubble-Weltraumteleskop-Weitfeld-Planetenkamera 2 durch die Filter F555W und F814W von zwei M81 Gruppe dE, BK5N und einem neuen System mit der Bezeichnung F8D1 erhalten. Die resultierenden Farb-Helligkeits-Diagramme zeigen die oberen 2 mag des Roten Riesenzweigs. Die I-Magnituden der Zweigspitze des Roten Riesen in beiden Galaxien ergeben Entfernungen, die mit der Zugehörigkeit zur M81-Gruppe vereinbar sind. Messungen der Oberflächenhelligkeit und der Gesamthelligkeit zeigen, dass BK5N und F8D1 ähnliche zentrale Oberflächenhelligkeiten haben (24,5 bzw. 25,4 mag arcsec^-2 in V), aber die größere Längenskala von F8D1 führt dazu, dass es 3 mag heller ist als BK5N. BK5N liegt auf der Beziehung zwischen der zentralen Oberflächenhelligkeit und der absoluten Helligkeit, die durch elliptische Zwerggalaxien der Lokalen Gruppe definiert wird, F8D1 jedoch nicht. F8D1 ist aufgrund seiner zentralen Oberflächenhelligkeit leuchtender, als die Relation vorhersagt, ähnlich wie die großen Zwerggalaxien mit geringer Oberflächenhelligkeit, die beispielsweise in Jungfrau gefunden werden. Die mittlere Farbe des Riesenzweigs wird verwendet, um die mittlere Häufigkeit jeder Galaxie zu bestimmen. F8D1, die leuchtendere Galaxie, ist deutlich metallreicher ([Fe/H]

-1.7). Sowohl BK5N als auch F8D1 liegen in der Beziehung zwischen absoluter Helligkeit und Metallhäufigkeit, die durch elliptische Zwerggalaxien der Lokalen Gruppe definiert wird. Bezüglich der Beziehung zwischen der Helligkeit der zentralen Oberfläche und der Metallhäufigkeit folgt BK5N jedoch wieder den Zwergen der Lokalen Gruppe, während F8D1 deutlich von dieser Beziehung abweicht. Dies deutet darauf hin, dass die Gesamtmenge an leuchtender Materie bei der Kontrolle der Metallanreicherung grundlegender ist als die Oberflächendichte der leuchtenden Materie. Wir haben auch die Farbbreite des Riesenzweigs im Vergleich zu den photometrischen Fehlern verwendet, um Häufigkeitsbereiche in beiden Galaxien zu bestimmen, deren Größen mit denen der Lokalen Gruppe dE vergleichbar sind. Aus der Anzahl und Leuchtkraft asymptotischer Riesenzweigsterne, die heller sind als die der Roten Riesenzweigspitze, folgern wir, dass sowohl BK5N als auch F8D1 wie viele der Lokalen Gruppe dE längere Epochen der Sternentstehung hatten. F8D1 enthält Sterne so jung wie 3-4 Gyr, während in BK5N Sterne so jung wie . sind

8 Gyr sind vorhanden. Die Anteile der Bevölkerung im mittleren Alter, at

30%, sind in beiden Galaxien ähnlich. Außerdem wurde ein Kugelsternhaufen in F8D1 gefunden, aber keiner ist in BK5N vorhanden. Diese Anzahl von Clustern stimmt mit unseren Erwartungen von Zwergen der Lokalen Gruppe überein. Insgesamt stellen wir fest, dass BK5N in jeder Hinsicht den Local Group dE's ähnelt. Somit sind trotz der unterschiedlichen Umgebungen der M81-Gruppe und der Lokalen Gruppe in jeder Zwerggalaxie mit sehr ähnlichen Eigenschaften vorhanden. F8D1 hingegen hat kein Gegenstück zur Lokalen Gruppe und ist sogar in großen Galaxienhaufen selten. Unsere Untersuchung seiner Sternpopulation ist die erste für einen großen Zwerg mit geringer Oberflächenhelligkeit. Basierend auf Beobachtungen mit dem NASA/ESA Hubble-Weltraumteleskop, erhalten am Space Telescope Science Institute, das von der Association of Universities for Research in Astronomy (AURA), Inc., unter dem NASA-Vertrag NAS 5-26555 betrieben wird. Beobachtungen mit dem Burrell-Schmidt-Teleskop des Warner and Swasey Observatory der Case Western Reserve University.


Inhalt

Messier 81 wurde erstmals am 31. Dezember 1774 von Johann Elert Bode entdeckt. [7] Daher wird es manchmal als "Bode-Galaxie" bezeichnet. 1779 identifizierten Pierre Méchain und Charles Messier Bodes Objekt neu und führten es daher in den Messier-Katalog ein. [7]

Die Galaxie befindet sich etwa 10° nordwestlich von Alpha Ursae Majoris (Dubhe) zusammen mit mehreren anderen Galaxien in der Messier-81-Gruppe. [6] [8] Seine scheinbare Helligkeit aufgrund seiner Entfernung erfordert einen guten Nachthimmel und steigt nur sehr kurz und extrem niedrig an seiner südlichsten Grenze von der Erdoberfläche, etwa dem 20. Breitengrad südlich.

Messier 81 und Messier 82 gelten als ideal für die Betrachtung mit Ferngläsern und kleinen Teleskopen. [6] [8] Die beiden Objekte sind im Allgemeinen mit dem bloßen Auge nicht zu beobachten, obwohl erfahrene Amateurastronomen Messier 81 unter außergewöhnlichen Beobachtungsbedingungen mit einem sehr dunklen Himmel sehen können. [6] Teleskope mit Öffnungen von 20 cm oder größer werden benötigt, um Strukturen in der Galaxie zu unterscheiden. [8]

Der größte Teil der Emission bei infraroten Wellenlängen stammt von interstellarem Staub. [10] [11] Dieser interstellare Staub befindet sich hauptsächlich in den Spiralarmen der Galaxie und ist nachweislich mit Sternentstehungsregionen verbunden. [10] [11] Die allgemeine Erklärung ist, dass die heißen, kurzlebigen blauen Sterne, die in Sternentstehungsregionen gefunden werden, den Staub sehr effektiv erhitzen und so die Infrarot-Staubemission aus diesen Regionen verstärken.

Es wird geschätzt, dass M81 210 ± 30 Kugelsternhaufen hat. [12]

In Messier 81 wurde nur eine Supernova entdeckt. [13] Die Supernova mit dem Namen SN 1993J wurde am 28. März 1993 von F. García in Spanien entdeckt. [14] Zu dieser Zeit war es die zweithellste Supernova, die im 20. Jahrhundert beobachtet wurde [15] mit einer scheinbaren Helligkeit von 10,7. Die spektralen Eigenschaften der Supernova veränderten sich im Laufe der Zeit. Anfangs sah es eher wie eine Typ-II-Supernova (eine Supernova, die durch die Explosion eines Riesensterns gebildet wurde) mit starker Wasserstoff-Spektrallinienemission aus, aber später verblassten die Wasserstofflinien und starke Helium-Spektrallinien erschienen, wodurch die Supernova eher wie ein Typ aussieht Ib. [15] [16]

Darüber hinaus waren die Variationen der Leuchtkraft von SN 1993J im Laufe der Zeit nicht wie die Variationen, die bei anderen Typ-II-Supernovae beobachtet wurden [17] [18], sondern ähnelten den Variationen, die bei Typ-Ib-Supernovae beobachtet wurden. [19] Daher wurde die Supernova als Typ IIb klassifiziert, eine Übergangsklasse zwischen Typ II und Typ Ib. [16] Die wissenschaftlichen Ergebnisse dieser Supernova legten nahe, dass Supernovae vom Typ Ib und Ic durch Explosionen von Riesensternen durch ähnliche Prozesse wie bei Supernovae vom Typ II gebildet wurden. [16] [20] Trotz der Unsicherheiten bei der Modellierung der ungewöhnlichen Supernova wurde sie auch verwendet, um eine sehr ungefähre Entfernung von 8,5 ± 1,3 Mly (2,6 ± 0,4 Mpc) zu Messier 81 abzuschätzen. [15] Als lokale Galaxie ist die Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT) verfolgt Novae in M81 zusammen mit M31 und M33. [21]

Messier 81 ist die größte Galaxie der M81-Gruppe, einer Gruppe von 34 im Sternbild Ursa Major. [22] Ungefähr 11,7 Mly (3,6 Mpc) von der Erde entfernt, macht es diese Gruppe und die Lokale Gruppe, die die Milchstraße enthält, [22] zu relativen Nachbarn im Jungfrau-Superhaufen.

Gravitationsinteraktionen von M81 mit M82 und NGC 3077 [23] haben Wasserstoffgas von allen drei Galaxien abgestreift und gasförmige Filamentstrukturen in der Gruppe gebildet. [23] Darüber hinaus haben diese Wechselwirkungen interstellaren Gas ermöglicht, in die Zentren von M82 und NGC 3077 zu fallen, was dort zu einer starken Sternentstehung oder Starburst-Aktivität führte. [23]


Wo leben Galaxien?

Als wir Sterne untersuchten, stellten wir fest, dass sie in bestimmten Gruppierungen gefunden wurden, die man als analog dazu ansehen könnte, wie Menschen Gemeinden auf der Erde bevölkern. Wir sehen zum Beispiel Sternhaufen, die in gewisser Weise wie "Städte" mit etwa einer halben Million Sternen gefüllt sind. Wir finden auch Sterne in Gruppierungen von Milliarden von Sternen innerhalb von Galaxien, so dass man Galaxien als "Ländern" von Sternen ansehen könnte, obwohl kein Land auf der Erde 100 Milliarden Menschen hat!

Da wir jetzt Galaxien studieren, können wir uns anhand von Beobachtungen der Umgebung der Milchstraße über die Arten von Gemeinschaften informieren, in denen Galaxien vorkommen.

Die lokale Gruppe

Wenn wir das Lokaluniversum um die Milchstraße herum untersuchen, stellen wir fest, dass sich in unserer Nachbarschaft einige Dutzend Galaxien befinden. Genauer gesagt, definieren wir unsere „Gruppe“ so, dass sie die Galaxien umfasst, von denen wir glauben, dass sie durch die Schwerkraft aneinander gebunden sind. Zusammenfassend bezeichnen wir diese Gruppe von Galaxien, zu der die Milchstraße gehört, als die Lokale Gruppe von Galaxien. Die Lokale Gruppe enthält nur wenige große Galaxien, die alle Spiralgalaxien sind. Dies sind die Milchstraße, Andromeda (M31) und M33, die auch Triangulum-Galaxie genannt wird.

Die meisten anderen Mitglieder der Lokalen Gruppe sind verschiedene Arten von Zwerggalaxien. Es gibt irreguläre Galaxien wie die Große Magellansche Wolke (LMC) und die Kleine Magellansche Wolke (SMC), es gibt elliptische Zwerggalaxien wie M32, einen Satelliten von Andromeda, und es gibt kugelförmige Zwerggalaxien wie Sculptor, Fornax und Ursa Minor (benannt nach den Sternbildern, in denen sie vorkommen). Meistens sind diese Objekte jedoch alle viel kleiner und weniger massiv als die Milchstraße und Andromeda. Vergleicht man die Galaxien beispielsweise nach ihrer Leuchtkraft, so ist die Große Magellansche Wolke etwa 1/10 so hell wie die Milchstraße, was darauf hindeutet, dass sie etwa 10 % der Masse der Milchstraße besitzt. Einige der kleinsten kugelförmigen Zwerggalaxien in der Lokalen Gruppe sind so schwach wie 1/50.000 der Helligkeit der Milchstraße. Obwohl die Zwerggalaxien zahlenmäßig in der Lokalen Gruppe dominieren, dominieren die drei Spiralen die Masse der Lokalen Gruppe. Dies ist in den meisten Umgebungen üblich. Es gibt eine Reihe von Galaxiengrößen und -massen, und es gibt weniger der massereichsten Galaxien und viel mehr Zwerggalaxien.

Die Galaxien der Lokalen Gruppe sind innerhalb eines Volumens von etwa 1 Megaparsec (Mpc) im Radius verteilt. Das Volumen einer Kugel mit einem Radius von 1 Mpc beträgt etwa 4 Kubik-Mpc. Dies bedeutet, dass es in der Lokalen Gruppe etwa 10 Galaxien pro Kubik-Mpc gibt.

Wenn Sie sich von der Lokalen Gruppe nach außen bewegen, treffen Sie auf mehrere andere Gruppen, die unserer eigenen oberflächlich ähnlich sind. M81 und M82 sind zwei der größten Mitglieder ihrer Gruppe etwa 4 Mpc von uns entfernt, die auch insgesamt etwa zwei Dutzend bekannte Galaxien umfasst. Centaurus A ist ein Mitglied der M83-Gruppe, die etwa 5 Mpc entfernt ist. Die Lokale Gruppe, die M81-Gruppe und die M83-Gruppe sind Beispiele für sogenannte „lose Gruppen“, die genau das sind, wonach sie klingen: gebundene Gruppen von Galaxien, die nicht sehr dicht zusammengepackt sind.

Sie haben bereits Bilder der Milchstraße aus dem Digital Universe Atlas gesehen, in denen die Scheibe der Milchstraße als flaches Bild und der Halo aus dunkler Materie der Milchstraße mit einer Drahtgitterkugel dargestellt wurde. Unten ist ein kurzer Film, aufgenommen aus dem Digital Universe Atlas, der die Sicht eines Beobachters zeigt, der um die Milchstraße fliegt. Die grünen Punkte, die Sie sehen, repräsentieren die 3D-Positionen der Galaxien in der Lokalen Gruppe. In dieser Ansicht sehen Sie hauptsächlich die Satelliten der Milchstraße (z. B. Fornax, Leo I, Leo II, Sculptor), da Andromeda, M33 und ihre Satelliten weiter entfernt sind (tatsächlich sind sie die dichte Gruppe grüner Punkte, die Sie am Rand des Sichtfeldes des Films sehen).

Versuchen Sie es mit Sternenklare Nacht!

Für einen Großteil dieser Einheit untersuchen wir Objekte, die wir einfach nicht sehen können, indem wir den Nachthimmel beiläufig mit bloßem Auge beobachten. Es gibt jedoch eine prominente Ausnahme. Wenn Sie auf der Südhalbkugel leben oder diese besuchen, können Sie ohne Teleskop zwei Galaxien der Lokalen Gruppe sehen. Die Große und Kleine Magellansche Wolke sind als schwache, verschwommene Himmelsflecken sichtbar, die sich deutlich von der Ebene der Milchstraße unterscheiden. Wenn du benutzt Sternenklare Nacht Wenn Sie Ihren Standort in Sydney, Australien, ändern möchten, sollten Sie die Wolken am Nachthimmel finden können.

Der Jungfrau-Cluster

Ungefähr 17 Mpc von der Milchstraße entfernt befindet sich eine viel größere Gruppe von Galaxien. Diese Gruppe befindet sich im Sternbild Jungfrau und wird normalerweise als bezeichnet Jungfrau Cluster. Der Virgo-Cluster ist nicht viel größer als die Lokale Gruppe (ca. 3 Mpc im Radius), enthält aber ungefähr 2.500 Galaxien. Wenn Sie das Volumen einer Kugel von 3 Mpc im Radius berechnen, werden Sie feststellen, dass es in Jungfrau nur etwa 25 Galaxien pro Kubik-Mpc gibt. Wie die Sterne in einem Kugelsternhaufen sind die Galaxien innerhalb des Virgo-Haufens jedoch im inneren Bereich des Haufens sehr dicht gepackt, und die Dichte nimmt ab, je weiter man sich vom Zentrum entfernt. Die Bedingungen im Kern des Virgo-Clusters unterscheiden sich also stark von denen in der Lokalen Gruppe. Tatsächlich zeigen Haufen eine Reihe zentraler Konzentrationen, und Jungfrau ist hier ein ziemlich schlechtes Beispiel, da sie einer der am wenigsten konzentrierten Galaxienhaufen ist.

Die Galaxie M87 ist das dominierende Mitglied des Virgo Clusters. Es ist eine große, massereiche elliptische Galaxie und beherbergt auch ein AGN, das einen starken Jet und Strahlungskeulen erzeugt. Wenn Sie sich das Weitfeld-Bild des Jungfrau-Haufens oben ansehen, werden Sie feststellen, dass M87 mit dem Auge sehr leicht zu erkennen ist. Es ist ganz offensichtlich die größte Galaxie im Bild. Viele Haufen enthalten eine dominante, riesige elliptische Galaxie, und diese werden „cD“-Galaxien genannt. Im Allgemeinen unterscheiden sich die Galaxientypen in Haufen von denen in Gruppen. Cluster neigen dazu, einen höheren Prozentsatz an elliptischen Elementen zu enthalten, während Umgebungen mit der niedrigsten Dichte dazu neigen, mehr Spiralen zu enthalten.

Cluster wie Jungfrau sind riesige Objekte. Wenn man bedenkt, dass diese gravitativ gebundenen Gruppen normalerweise etwa 1.000 oder mehr Galaxien enthalten, bedeutet dies, dass ihre Masse etwa 10 15 Sonnenmassen beträgt! Sie gelten als die größten gravitativ gebundenen Objekte im Universum.

Durch das Studium der Geschwindigkeiten von Galaxien in Clustern wie Virgo stellen wir auch fest, dass Galaxienhaufen dunkle Materie enthalten müssen (über das hinaus, was sich in den Galaxien selbst befindet). Röntgenbeobachtungen von Galaxienhaufen zeigen, dass sie eine große Menge an sehr heißem (Millionen Kelvin) Gas enthalten, aber selbst die Addition der Masse dieses Gases zur Masse der sichtbaren Galaxien kann nicht die gesamte Masse erklären, die erforderlich ist, um diese zu erhalten Cluster gravitativ gebunden.

In der Nachbarschaft um die Milchstraße enthält das lokale Universum einige kleine Galaxiengruppen und einen Haufen. Wenn wir weiterhin von der Milchstraße aus vermessen, stellen wir fest, dass diese Arten von Strukturen im gesamten Universum verbreitet sind. Einzelne Galaxien findet man nicht in völliger Isolation, ohne Gefährten in ihrer Nachbarschaft.


Messier 81 und Messier 82

Messier 81 (Mitte), Messier 82 (rechts) und NGC3077 (links) sind ein Trio von Galaxien, die zur M81-Galaxiengruppe in Ursa Major gehören. Die beiden hellen Galaxien M81 und M82 sind eines der spektakulärsten Ziele, die man mit einem Okular mit geringer Vergrößerung am Frühlingshimmel durchschauen kann.

Die Galaxiengruppe, zu der M81 (Bode's Galaxy), M82 (Zigarrengalaxie), NGC 3077 (Garland Galaxy) und viele andere Holmberg-, IC-, NGC-, PGC- und UGC-Objekte gehören, ist die engste Galaxiegruppe unseres eigenen Lokals Galaxiengruppe, zu der auch die Milchstraße gehört. Diese Gruppe und unsere Gruppe sind zusammen Teil des Jungfrau-Superhaufens der Galaxien.

M81 ist eine Spiralgalaxie mit großem Design, die gravitativ mit M82, einer unregelmäßigen Starburst-Galaxie, interagiert. Eine große Designgalaxie bedeutet, dass sie gut definierte Spiralarme hat.

M82 durchläuft eine überdurchschnittlich hohe Sternentstehungsrate. Die hohe Sternentstehungsrate verbraucht das molekulare Gas der Galaxie mit einer Geschwindigkeit, die es selbst nicht mehr lange aufrechterhalten kann. Es wird geschätzt, dass die Kraftstoffversorgung innerhalb der nächsten paar hundert Millionen Jahre mit der aktuellen Geschwindigkeit ausfallen wird. Aufgrund der großen Sternentstehungsrate sind viele dieser Sterne massereiche Sterne und haben eine relativ kurze Lebensdauer von 10 Millionen Jahren. Diese Sterne sterben und werden zu einer Supernova in der Galaxie. Das Zentrum der Galaxie hat einige wenige Sternhaufen, die alle paar Jahrzehnte zu Supernovae werden. Die hohe Energie der Supernova bläst den Kern der Galaxie auf und das entweichende Gas verursacht einen kaminartigen Effekt, der dann das Gas aus dem Kern ausstößt.

Verarbeitungsinfo

Ich habe 210 U-Boote gemacht, die meisten davon mit 300 und ein paar andere mit jeweils 600 Sekunden. Ich habe die Frames mit 50 Dark Frames und 30 Flat und Dark Flat Frames gestapelt.

Die folgenden Prozesse wurden in PixInsight durchgeführt:

    • Kanalextraktion
    • Lineare Anpassung
    • Kanalkombination
    • Dynamisches Zuschneiden
    • Dynamische Hintergrundextraktion
    • Automatische Hintergrundextraktion
    • Hintergrundneutralisation
    • Photometrische Farbkalibrierung
    • EZ Dekon
    • EZ Denoise
    • Histogramm-Transformation
    • LRGB-Kombination
    • Kurventransformation (X2 mit einer Bereichsmaske. Invertierte Maske für den Hintergrund und dann nicht invertiert für das Ziel)
    • Farbsättigung (X2 mit einer Bereichsmaske. Invertierte Maske für den Hintergrund und dann nicht invertiert für das Ziel)
    • Kurventransformation (x3 mit mehreren Masken, die mit dem GAME-Skript erstellt wurden)
    • SCNR (Grün entfernt)
    • EZ-Sternreduktion
    • Lokale Histogramm-Entzerrung (durchgeführt mit einer Bereichsmaske)
    • HDR-Multiskalen-Transformation

    Sobald ich gefunden hatte, was mir gefiel, speicherte ich die Dateien und ging zu Photoshop. Ich habe ein bisschen mit den Pegeln, der Lebendigkeit und der Sättigung herumgespielt. Ich habe dann Topaz AI DeNoise ausgeführt.

    Hier sehen Sie den Bereich des Himmels in Ursa Major abgebildet.


    Inhalt

    In Messier 81 wurde nur eine Supernova beobachtet. [5] Die Supernova trägt den Namen SN 1993J. Es wurde am 28. März 1993 von F. Garcia in Spanien entdeckt. [6] Zu dieser Zeit war es die zweithellste Supernova, die im 20. Jahrhundert beobachtet wurde. [7]

    Messier 81 ist die größte Galaxie der M81-Gruppe. Die M81-Gruppe ist eine Gruppe von 34 Galaxien im Sternbild Ursa Major. [8] Diese Gruppe und die Lokale Gruppe, die die Milchstraße enthält, [8] liegen im Jungfrau-Superhaufen nahe beieinander.

    Messier 81 liegt etwa 10° nordwestlich von Alpha Ursae Majoris. [1] [9] Messier 81 und Messier 82 können beide leicht mit Ferngläsern und kleinen Teleskopen gesehen werden. [1]


    Galaxien lokale Gruppe

    Das ist “unser” Gruppe von Galaxien. Es wurde erstmals von Hubble erkannt, in der Zeit der ersten Entfernungsbestimmungen und Rotverschiebungsmessungen (siehe z. B. his Das Reich der Nebel).

    Unordentlichere Objekte: Das Andromeda Galaxy M31 und seine Satelliten M32 und M110 sowie das Triangulum Galaxy M33.

    Weitere Mitglieder (insgesamt über 30) sind unsere Milchstraße, die Große und die Kleine Magellansche Wolke (LMC und SMC), die vor der Erfindung des Teleskops bekannt waren, sowie mehrere kleinere Galaxien, die erst kürzlich entdeckt wurden. Diese Galaxien verteilen sich über ein Volumen von fast 10 Millionen Lichtjahren Durchmesser, das irgendwo zwischen der Milchstraße und M31 zentriert ist. Die Mitgliedschaft für alle diese Galaxien ist nicht sicher, und es gibt mögliche andere Kandidaten.

    Des Lokale Gruppe Mitgliedsgalaxien, die Milchstraße und M31 sind bei weitem die massereichsten und daher dominantesten Mitglieder. Jede dieser beiden Riesenspiralen hat ein System von Satellitengalaxien angesammelt, in denen:

    • das System der Milchstraße enthält viele (nahe) Zwerggalaxien, die über den ganzen Himmel verteilt sind, nämlich Sag DEG, LMC, SMC, den kürzlich entdeckten und weithin zerstörten Canis Major Dwarf und die Zwerggalaxien in Ursa Minor, Draco, Carina, Sextans (Zwerg), Sculptor, Fornax, Leo I, Leo II und vielleicht der Phönix-Zwerg und Leo A (der alternativ zur Untergruppe NGC 3109 gehören kann) sowie wahrscheinlich 10 oder 11 neu entdeckte bekannte kugelförmige Zwerggalaxien.
    • das System der Andromeda-Galaxie ist von außen gesehen und somit um seine Hauptgalaxie M31 in Andromeda gruppiert, die helle nahe M32 und M110 sowie schwächere und weiter entfernte NGCs 147 und 185 enthält, die sehr schwachen Systeme And I, And II, Und III und möglicherweise Und IV (aber dazu siehe Anmerkung unten), Und V, Und VI (Pegasus-Zwerg), Und VII (Cassiopeia-Zwerg), Und VIII, Und IX, und Und X, sowie wahrscheinlich die neu entdeckte Zwergsphäroide Und XI und XII und XIII und und XIV.

    Die drittgrößte Galaxie, die Triangulum-Spirale M33, kann ein gravitativ gebundener Begleiter von M31 sein oder auch nicht, hat aber selbst wahrscheinlich den Zwerg LGS 3 als Satellit. Außerdem könnte IC 1613 möglicherweise ein Mitglied der Untergruppe M31 sein, ebenso wie die zweifelhaften Mitglieder UGCA 86 und UGCA 92.

    • Es gibt eine dritte potenzielle Untergruppe um die irreguläre Galaxie NGC 3109, die Sextans A, Sextans B, den Antlia Dwarf und vielleicht Leo A enthält (aber diese kann zur Untergruppe der Milchstraße gehören).
    • Die anderen Mitglieder, meist Zwergunregelmäßige, lassen sich keiner dieser Hauptuntergruppen zuordnen und schweben ganz allein im Gravitationsfeld der Riesengruppenmitglieder. Sie neigen dazu, eine riesige Wolke zu bilden, die Local Group Cloud.

    Nur eine Zwerggalaxie, GR 8, scheint so isoliert zu sein, dass sie zu keiner dieser Unterstrukturen gehört.

    Die Unterstrukturen der Gruppe sind vermutlich nicht stabil. Beobachtungen und Berechnungen legen nahe, dass die Gruppe sehr dynamisch ist und sich in der Vergangenheit stark verändert hat: Die Galaxien um die große elliptische Maffei 1 waren wahrscheinlich einst Teil unserer Galaxiengruppe.

    Wie dies zeigt, ist die Lokale Gruppe nicht isoliert, sondern in Gravitationsinteraktion und Mitgliederaustausch mit den nächsten umliegenden Gruppen, insbesondere:

    • Die Gruppe Maffei 1, die neben der riesigen elliptischen Galaxie Maffei 1 auch die kleinere Maffei 2 enthält und mit dem nahegelegenen IC 342 und einer Reihe kleinerer Galaxien verbunden ist. In der Nähe der Äquatorialebene der Milchstraße stark von dunklem Staub verdeckt.
    • die Bildhauergruppe oder Südpolargruppe (mit Mitgliedern rund um den Südgalaktischen Pol), dominiert von NGC 253
    • die M81-Gruppe
    • die M83-Gruppe

    Die nächst weiter entfernten Galaxiengruppen, die NGC 4244-Gruppe und die CVn I-Wolke (mit M94 und M64) sind wahrscheinlich zu weit entfernt, um in der Vergangenheit signifikant mit der Lokalen Gruppe interagiert zu haben.

    Es ist von Interesse, dass von den oben erwähnten Untergruppen der Lokalen Gruppe die Gruppe NGC 3109 in die allgemeine Richtung der Gruppe Maffei 1 und die Gruppe M81 tendiert, während die lokale Gruppe Cloud in die allgemeine Richtung der Gruppe Bildhauer tendiert.

    In Zukunft wird die Interaktion zwischen den Mitgliedsgalaxien und mit der kosmischen Nachbarschaft die Lokale Gruppe weiter verändern. Einige Astronomen spekulieren, dass die beiden großen Spiralen, unsere Milchstraße und die Andromedagalaxie, möglicherweise in ferner Zukunft kollidieren und zu einer riesigen Ellipse verschmelzen (siehe Zusammenfassung eines möglichen Szenarios). Darüber hinaus gibt es Hinweise darauf, dass unsere

    Der nächste große Galaxienhaufen, der Virgo-Cluster, wird wahrscheinlich unsere kosmologische Rezession davon abhalten, die Lokale Gruppe auf sich selbst zu beschleunigen, so dass sie schließlich fallen und in diesen riesigen Galaxienhaufen verschmelzen wird.

    Es folgt eine Tabelle der derzeit bekannten Mitgliedsgalaxien der Lokalen Gruppe. Während die Positionen sehr genau bekannt sind, sind die Entfernungen bei einigen Mitgliedern nur sehr vage bekannt, und bei den prominentesten Mitgliedern wie M31 und M33 sind sich die Quellen sogar nicht einig. Schauen Sie sich bei Interesse unsere Zusammenstellung von Entfernungen aus verschiedenen Quellen an. Bitte beachten Sie, dass diese Tabelle derzeit überarbeitet wird, da neue Daten (Hipparcos-Distanzen, Entdeckung neuer Mitglieder) unser Wissen im Fluss halten.


    Titel: AUFLÖSUNG DER STELLARER UMGEBUNG VON M81: BEWEIS FÜR EINE LEICHTE, ERWEITERTE STRUKTURKOMPONENTE

    Wir präsentieren eine Großfeldzählung der aufgelösten Sternpopulationen in der nördlichen Hälfte von M81, die mit Suprime-Cam am 8-m-Subaru-Teleskop durchgeführt wurde und ein Gebiet abdeckt 0,3 Grad. Das resultierende Farb-Helligkeits-Diagramm reicht über eine Größenordnung unter die Spitze des Roten Riesenzweigs (RGB) und ermöglicht einen detaillierten Vergleich zwischen der jungen und der alten stellaren Raumverteilung. Die Oberflächendichte von Sternen mit dem Alter <100 Myr korreliert mit dem von neutralem Wasserstoff auf ähnliche Weise wie die scheibengemittelte Kennicutt-Schmidt-Beziehung. Wir führen diesen Zusammenhang auf Gasdichten von 2 x 10 cm, niedriger als normalerweise mit H . abgetastet Fluss. Sowohl diffuses Licht als auch aufgelöste RGB-Sternzählungen zeigen überzeugende Beweise für eine schwache, ausgedehnte Strukturkomponente jenseits der hellen optischen Platte mit einem viel flacheren Oberflächenhelligkeitsprofil. Die Sternzählungen ermöglichen es uns, diese Komponente auf deutlich schwächere Werte zu untersuchen, als dies mit dem diffusen Licht allein möglich ist. Aus den Farben seiner RGB-Sterne schätzen wir, dass diese Komponente eine globale Spitzenmetallizität [M/H] aufweist. -1,1 <+->0,3 bei deprojizierten Radien 32-44 kpc unter Annahme eines Alters von 10 Gyr und einer Entfernung von 3,6 Mpc. Die räumliche Verteilung seiner RGBmore »-Sterne folgt einem Potenzgesetz-Oberflächendichteprofil, I(r). r >, mit 2. Wenn diese Komponente von der Ausbuchtung und von der hellen optischen Platte getrennt wäre, dann würde sie enthalten 10-15% der gesamten V-Band-Leuchtkraft von M81. Wir diskutieren die Möglichkeit, dass dies der Halo oder die dicke Scheibe von M81 ist, und heben insbesondere ihre Ähnlichkeiten und Unterschiede mit diesen Komponenten in der Milchstraße hervor. Andere Möglichkeiten, wie zum Beispiel eine gestörte Scheibe oder die schwache Ausdehnung der Wölbung, sind seiner Natur nach nicht ganz auszuschließen, obwohl unsere Daten letzteres ablehnen. Diese Beobachtungen tragen zu den wachsenden Beweisen für schwache, komplexe ausgedehnte Strukturen jenseits der hellen Scheiben von Spiralgalaxien bei. « weniger


    Astronomie-Bild des Tages

    Entdecke den Kosmos! Jeden Tag wird ein anderes Bild oder Foto unseres faszinierenden Universums zusammen mit einer kurzen Erklärung eines professionellen Astronomen gezeigt.

    2012 März 13
    Die M81 Galaxy Group durch den integrierten Flussnebel
    Bildnachweis & Copyright: Nicol´s Villegas

    Erläuterung: Große Galaxien und schwache Nebel heben dieses Tiefenbild der Galaxiengruppe M81 hervor. An erster Stelle bei der 12-Stunden-Weitwinkelbelichtung steht die große Design-Spiralgalaxie M81, die größte im Bild sichtbare Galaxie. M81 interagiert gravitativ mit M82 direkt darunter, einer großen Galaxie mit einem ungewöhnlichen Halo aus fadenförmigem, rotglühendem Gas. Um das Bild herum sind viele andere Galaxien der M81-Galaxiengruppe zu sehen, sowie ein glückliches Satellitenflimmern, das über das Bild links streift. Zusammen mit anderen Galaxienverbünden, einschließlich unserer Lokalen Galaxiengruppe und dem Virgo-Galaxienhaufen, ist die M81-Gruppe Teil des weitläufigen Virgo-Superclusters der Galaxien. Diese ganze Galaxienmenagerie wird durch das schwache Leuchten eines Integrierten Flussnebels gesehen, einem wenig untersuchten Komplex aus diffusen Gas- und Staubwolken in unserer Milchstraße.


    Die geisterhaften Überreste von Galaxieninteraktionen, die in einer nahegelegenen Galaxiengruppe entdeckt wurden

    VIDEO: Astronomen beobachteten mit der Hyper Suprime-Cam des Subaru-Teleskops die nahe große Spiralgalaxie M81 zusammen mit ihren beiden hellsten Nachbarn. Das Team erhielt Deep- und Super-Weitwinkel-Bilder der. mehr sehen

    Diese Pressemitteilung ist auf Japanisch verfügbar.

    Astronomen haben kürzlich mit der Prime-Focus-Kamera Hyper Suprime-Cam des Subaru-Teleskops die nahe große Spiralgalaxie M81 zusammen mit ihren beiden hellsten Nachbarn M82 und NGC3077 beobachtet. Das Ergebnis ihrer Beobachtungen sind tiefe Superweitfeld-Bilder der Galaxien und ihrer Populationen junger Sterne. Im Rahmen einer Studie der Galaktischen Archäologie entdeckte das Team, dass die räumliche Verteilung der jungen Sterne um diese Galaxien sehr genau der Verteilung von neutralem Wasserstoff folgt. „Dies ist der erste Versuch außerhalb der Lokalen Gruppe von Galaxien, den hierarchischen Galaxienzusammenbauprozess auf galaktischen Skalen zu demonstrieren“, sagte Teammitglied Dr. Sakurako Okamoto (Shanghai Astronomical Observatory).

    Kosmologische archäologische Studien wie diese helfen Astronomen, ihr Verständnis der Galaxienentstehung und -entwicklung zu verbessern. Die derzeit favorisierten kosmologischen Galaxienmodelle basieren auf der Idee der hierarchischen Strukturbildung: dass sich Strukturen im Universum wie Galaxien von kleinen „Überdichten“ zu großräumigen Objekten entwickeln. Zum Beispiel bildeten sich die Milchstraße und M81 zuerst als Teil einer lokalen Überdichte in der Urmaterieverteilung – also den frühesten Ansammlungen von Materie im jungen Universum. Sie wuchsen im Laufe der Zeit durch die Anhäufung zahlreicher kleinerer Bausteine, von denen einige spätere Verschmelzungen zu heutigen Zwerg-Satellitengalaxien überlebt haben könnten. Die Feststellung des Vorhandenseins und der Natur dieser Satelliten und die Bestimmung der großräumigen Struktur und des stellaren Inhalts von Halos in Spiralgalaxien ist unerlässlich, um die Physik der hierarchischen Galaxienanordnung zu verstehen und zu erklären.

    In den letzten zehn Jahren haben Astronomen, die große photometrische Durchmusterungen durchführen (dh die Lichtintensitäten von Himmelsobjekten messen), eine Reihe neuer Satellitengalaxien, Sternströme und Überdichten rund um die Milchstraße und die Andromeda-Galaxien gefunden. Die detaillierten Eigenschaften von Sternen in diesen Systemen werden untersucht, um den stellaren Inhalt von Galaxien im Frühstadium zu rekonstruieren, das als "Galaktische Archäologie" oder "Nahfeld-Kosmologie" bezeichnet wird. Für die Studie der Galaktischen Archäologie ist es notwendig, einzelne Sterne in einer Galaxie aufzulösen und über einen guten Bruchteil des Radius der Galaxie hinweg zu beobachten.

    Until now, the outskirts of the Milky Way and Andromeda are the only places that have been surveyed to sufficiently faint depths to enable detailed tests of hierarchical galaxy assembly process across wide scales.

    The observing team started the M81 archeology study by using Hyper Suprime-Cam (HSC). M81, also known as Bode's Galaxy, is located at a distance of 11.7 million light-years, and is one of the nearest massive spiral galaxies similar to the Milky Way. The super-wide field of view of the HSC allowed the team to observe out to a projected radius of a half-million light-years from the center of M81. The field includes 18 known member galaxies of the M81 group in only seven pointings. The camera's high sensitivity enabled the team to observe vast numbers of old red giant branch (RGB) stars as well as young main-sequence (MS) stars, red supergiants, and asymptotic giant-branch stars at the distance of M81.

    The team found that bright stars are mainly located in the inner disk of M81, while most of the young stars in outlying concentrations are fainter and have similar luminosity distributions as that of the stellar stream between M81 and NGC 3077. They are between 30-160 million years old. The study indicates the ages of stars in these tidal features are synchronized to each other, and that these systems were produced by recent tidal interactions between M81, M82 and NGC 3077.

    The distribution of RGB stars shows that the extended stellar halos of the three main galaxies overlap each other, and that the outer regions of M82 and NGC 3077 are highly perturbed. This is likely a consequence of the recent gravitational encounter.

    The team also found that the RGB stars in M82's outer halo have significantly bluer colors, showing that they are more metal-poor than those in M81, the NGC 3077 halos and the inner halo of M82. The satellite galaxies, KDG 61, BK5N, and IKN cannot be seen in the maps of young stars, but appear as over-densities of old populations. This implies they are not the product of the recent interaction between M81, M82 and NGC 3077.

    The science team for this study consists of astronomers at Shanghai Astronomical Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, Hiroshima University, University of Edinburgh, and University of Cambridge. Their first results from the M81 study with Suprime-Cam on Subaru Telescope were released in March 2010 at: http://www. subarutelescope. org/ Pressrelease/ 2010/ 03/ 18/ index. html

    Team member Dr. Sakurako Okamoto commented on this program: "Our deep panoramic view of the M81 group demonstrates that the complexity long known to be present in neutral hydrogen (HI) is equally matched in the low surface brightness stellar component. Together with the Galactic Archeology study based on the HSC wide-field survey of the Subaru Strategic Program, we hope to establish the presence and nature of satellite galaxies, and determine the large-scale structure and stellar content of halos of spiral galaxies in general".

    The team members are grateful to the entire staff at Subaru Telescope and the HSC team. They acknowledge the importance of Maunakea within the indigenous Hawaiian community.

    The research paper titled "A Hyper Suprime-Cam View of the Interacting Galaxies of the M81 Group" will be published in the Astrophysical Journal Letters.

    Members of the research team:

    Sakurako Okamoto: Shanghai Astronomical Observatory, China

    Nobuo Arimoto: Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan/SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Stuties), Japan

    Yoshihiko Yamada: Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan

    Yosuke Utsumi: Hiroshima Astrophysical Science Center, Hiroshima University, Japan

    Annette Ferguson: Institute for Astronomy, University of Edinburgh, Royal Observatory, UK

    Edouard Bernard: Institute for Astronomy, University of Edinburgh, Royal Observatory, UK

    Mike Irwin: Institute of Astronomy, University of Cambridge, UK

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