גלקסיית הפסל
 | |
| גלקסיית הפסל בתמונה של מצפה הכוכבים בהר למון. ניתן להבחין במבנה המורכב של פסי אבק. | |
| נתוני תצפית | |
|---|---|
| קבוצת כוכבים | פסל |
| שמות נוספים | NGH 253, גלקסיית המטבע |
| מגלה | קרוליין הרשל |
| תאריך גילוי | 1783 |
| סוג | Sc, גלקסייה במצב ביניים בין גלקסיית מוט ספירלית לגלקסיה ספירלית |
| בהירות נראית | 7.1[1] |
| סיווג מורפולוגי | SAB(s)c[1] |
| עלייה ישרה | 00ʰ 47ᵐ 33ˢ |
| נטייה | 18″ 17′ 25°- |
| מאפיינים פיזיים | |
| בהירות מוחלטת | 20- |
| מרחק[1] |
700,000 ± 10,400,000 שנות אור 214,618.59±3,188,619.08 פארסק |
| קוטר | 83,000[1][2] שנות אור |
| מסה | 1.51×1012[3] ☉M |
| הסחה לאדום | 0.000811 ק"מ/שנייה |
גלקסיית הַפַּסָּל, ידועה גם בתור NGC 253 או גלקסיית מטבע הדולר, היא גלקסייה ספירלית בקבוצת הכוכבים פסל. גלקסיית הפסל עוברת שלב אינטנסיבי של יצירת כוכבים חדשים, בקצב גבוה בהרבה מהממוצע בגלקסייות ספירליות. גלקסיית הפסל מהווה מטרה פופולרית בקרב אסטרונומים חובבים, בשל הקלות בה ניתן להבחין בענני האבק שבה.
היסטוריית הגילוי ותצפיות נוספות
התגלית הרשומה הראשונה היא של קרוליין הרשל[4][5], אחותו של האסטרונום המפורסם ויליאם הרשל, בשנת 1783. ויליאם הרשל צפה בה כחמישים שנים מאוחר יותר ותיאר אותה כ"אובייקט יפיפה". ב-1961 תיאר אותה אלן סנדייג' כך: "זהו המגדיר של סוג Sc, סוג מיוחד של גלקסיות, שמתאפיין במבנה של פסי אבק. פסים ועננים מורכבים של אבק פזורים לכל השטח שנראה בצילומים. קשה להבחין בזרועות הספירליות... הזרועות ניתנות להבחנה במעקב אחרי פסי האבק לא פחות מאשר המבנה הספירלי"[6]. ב-1978 גילה ברנרד י. מיילס שגלקסיית הפסל היא מקור חזק של קרינת רדיו.
תצפיות חובבים
גלקסיית הפסל היא אובייקט פופולרי בשל היותה בהירה וקלה לאיתור, שנייה בכך רק לגלקסיית אנדרומדה. כבר במשקפת ניתן להבחין בה בקלות, אך לא מתגלה מבנה מוגדר. טלסקופים בינוניים (מעל ל-20 ס"מ קוטר) מראים מבנה ברור בתנאי תצפית טובים. בפס האבק המרכזי ניתן להבחין בטלסקופים של 25 ס"מ ומעלה.
איתור הגלקסייה קל בזכות היותה כ-7.3 מעלות מדרום לכוכב הבולט דנב קאיטוס.
יצירת כוכבים אינטנסיבית
יצירת הכוכבים האינטנסיבית יצרה כמה צבירי כוכבים ענקיים. הגדול שבהם מכיל מאסה של יותר מ-10 מיליון מסות שמש, ובו ריכוז גדול של כוכבי וולף-ראייה. צביר נוסף ליד מרכז הגלקסיה בעל מאסה של למעלה ממליון מסות שמש, ושניים שמסתם לפחות 50,000 מסות שמש.
בפינה הצפון-מזרחית של הגלקסייה הובחן ענן מימן מולקולרי ומספר גדול של כוכבים חדשים, מה שמרמז שארעה שם התנגשות גלקסיות(אנ') עם גלקסייה ננסית, שחוללה את יצירת כוכבים בהתנגשות ענני מימן מולקולרי.
כמו בגלקסיות נוספות שבהן מתחוללת יצירה אינטנסיבית של כוכבים, רוחות קרינה מהכוכבים החדשים בצרוף אירועי סופרנובה תדירים גרמה לפיזור אבק וגז מהגלקסייה עצמה להילה הסובבת אותה. אובדן חומר זה צפוי לגרום לירידה חדה בקצב יצירת כוכבים.
מאפיינים נוספים
מסתה הנראית של גלקסיית הפסל היא כ-1.1×1011 מסות שמש, אך מתנועה הגלקסיות האחרות בקבוצה מסביבה, ניתן להעריך שמסתה המלאה היא בערך פי 15 מכך.[3] אורכה הזוויתי הוא כ-27.5 דקות קשת שממרחק של כ-10.5 מיליון שנות אור, שקול לקוטר של כ-83,000 שנות אור. מתנועה החומר סביב הליבה של גלקסיית הפסל, נראה שקיים בתוכה חור שחור על-מאסיבי שמסתו ככל הנראה כ-5 מיליון מסות שמש. גלקסייה ננסית שקוטלגה NGC 253-dw2 הובחנה בסמוך, וככל הנראה תתנגש בעתיד ותסופח לגלקסיית הפסל.
גלקסיית הפסל היא אחת מתוך 12 גלקסיות גדולות אשר מקיפות את הקבוצה המקומית ומכונות "מועצת הענקים", בהן גם בהן גם גלקסיית המחוגה, M64, M81, M82, M83, M94 וקנטאור A.[7]
קישורים חיצוניים
הערות שוליים
- ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 NED: NGC 253
- ^ במקור נתון קוטר זוויתי בדקות קשת. המרה לשנות אור מתבצעת על ידי מעבר לרדיאנים והכפלה במרחק.
- ^ 3.0 3.1 I. D. Karachentsev & Y. N. Kudrya: Orbital masses of nearby luminous galaxies, The Astronomical Journal, Vol. 148, Iss. 3, article id. 50, p. 28 (2014)
- ^ Dreyer,, J. L. E. (1888). "A New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars, being the Catalogue of the late Sir John F.W. Herschel, Bart., revised, corrected, and enlarged". Memoirs of the Royal Astronomical Society. 49: 1–237.
{{cite journal}}: תחזוקה - ציטוט: extra punctuation (link) - ^ Burnham, Robert (1978). Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System. Courier Corporation. ISBN 978-0-486-23673-5.
- ^ The Hubble atlas of galaxies, Carnegie Institution, 1961, מסת"ב 0-486-24065-7
- ^ Marshall L. McCall - A Council of Giants, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, March 2014, p. 405