Al voltant del Cúmul de Virgo hi ha una primera corona esferoïdal de diversos grups galàctics situats a 10-40 milions d’anys-llum. El nostre Grup Galàctic local queda en una segona corona, encara més perifèrica. L’etapa que farem avui, entre l’M63 i l’M64 ens condueix entre dos grups galàctics d’aquesta corona. L’M63 fa part del Grup Galàctic de l’M51, mentre que l’M64 és el centre d’un altre petit grup de galàxies. Per anar d’una galàxia espiral a l’altra cal creuar 8,5 milions d’anys-llum (2,6 megaparsecs; 8,1•1022 m). En la component principal d’aquesta trajectòria hi ha un apropament al centre del Supercúmul de Virgo, de manera que la distància al centre del Cúmul de Virgo disminueix en 5 milions d’anys-llum (de 36 a 31 de milions d’anys-llum). Respecte de la Via Làctia mantenim, però, una distància similar (únicament ens hi allunyem 1 milions d’anys-llum addicional, per passar-hi de 23 a 24 milions d’anys-llum de distància). Per als observadors de la Terra, fem una trajectòria tangencial reduïda, des de la constel•lació dels Gossos de Cacera a l’annexa de la Cabellera de Berenice.
La coneixença de l’M64
A Edward Pigott la vocació astronòmica li venia de casa. Nascut el 1753, son pare, Nathaniel, li introduí en les observacions astronòmiques, de primer a l’Anglaterra natal i després a Normandia. Fou des de Caen, el 3 de juny del 1769, que pare i fill observaren el trànsit de Venus. Els trànsits de Venus del 1761 i del 1769 foren els grans esdeveniments astronòmics del segle XVIII. En el segon trànsit, Edward Pigott tenia 16 anys, i ja s’havia assajat en l’observació dels satèl•lits de Júpiter.
Deu anys després, des de la seva Frampton House, a Morganwg (Cymru), Edward Pigott formava part de la corrua d’astrònoms que seguien les trajectòries del cometa co-descobert el mes de gener per Johann Elert Bode i Charles Messier. El 23 de març, Pigott trobà un objecte nebulós en la constel•lació de la Cabellera de Berenice que no era pas el cometa. Pigott consultà si l’objecte era present en els catàlegs del “Traité d’astronomie” (1764) de Jérôme Lalande o en el “Catàleg d’estels nebulosos” (1771) de Charles Messier. No hi era en cap dels dos, de manera que Pigott sospità que l’objecte havia passat prèviament desapercebut.
Pigott observà l’objecte mitjançant un telescopi acromàtic de tres peus de longitud durant diverses nits de març i d’abril, anotant-ne en cada observació la posició d’ascensió recta respecte diversos estels propers. El 20 d’abril del 1779 calculava una ascensió recta mitjana de 191º28’38’’. Pel que fa a la declinació, Pigott tenia un problema: l’objecte era d’una magnitud aparent massa feble com per veure’l amb el seu telescopi de dos peus, de manera que havia de determinar-ne la declinació amb l’instrument de trànsit. Amb un marge d’error de 2 minuts d’arc, estimava una declinació nord de 22º00m53,25s. Pel que fa al diàmetre aparent de la nebulosa, Pigott oferia una estimació de 2 minuts d’arc.
La prioritat de Pigott en la descoberta no sempre ha estat reconeguda. Per començar, Pigott no va publicar la descoberta d’aquesta nebulosa fins el 1781 (“Account of a Nebula in Coma Berenices”. Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 71, 82-83). L’article sembla haver passat desapercebut tant per a Bode com per a Messier. En canvi, en la “Bibliografia Astronòmica” de Lalande, publicada en 1803, se’n fa referència, si bé sense identificar la nebulosa de Pigott amb cap nebulosa del catàleg de Messier. Durant gairebé tot el segle XIX, la descoberta és atribuïda generalment al propi Messier. Guilhem Bigordan, en les seves recerques, topà en el 1907 amb l’article de Pigott i aconseguí demostrar que la nebulosa de Pigott del 1779 era la mateixa que Messier havia catalogat el 1780 com a M64. No obstant, no és fins l’abril del 2002, quan Bryn Jones analitzà l’article de Pigott que es corroborà la identificació proposada per Bigordan.
La galàxia M64 ocupa un lloc central en la constel•lació de la Cabellera de Berenice
Mentre Pigott feia observacions successives d’aquest objecte, de manera independent, el vespre del 4 d’abril del 1779, Johann Elert Bode feia un seguiment del seu cometa. El localitzà en el sector nord de la constel•lació de la Verge, per damunt de Vindemiatrix (Èpsilon Virginis), però tot just llavors topà amb “un estel nebulós”, situat a 1º al NE de l’estel 35 Comae Berenice, amb unes coordenades eclíptiques d’1º de Balances i una latitud de 26ºN.
Bode va incloure l’objecte en l’entrada 77 del seu catàleg.
No sembla que cap dels altres astrònoms que, pels volts del març/abril del 1779 observaven la mateixa regió del cel hagin parat esment en aquest modest objecte de magnitud aparent de +9. Ni tan sols el propi Messier el reporta en aquesta època. Serà mesos després, quan Messier repassa aquesta regió celeste mentre confegeix la carta del cometa del 1779 que repara en l’objecte. De fet, Messier l’assenyala en la Carta del Cometa del 1779 que publicarà en les Memòries de l’Acadèmia Francesa de Ciències. La inclusió de l’objecte en l’ampliació del seu catàleg de nebuloses i cúmuls estel•lars es produeix l’1 de març del 1780:
“Nebulosa descoberta a la Cabellera de Berenice, que té la meitat de lluminositat que la nebulosa que hi ha sota el cabell [l’M53, que és en realitat un cúmul estel•lar globular]”.
Encara observa l’objecte una altra vegada el 17 de març del 1781. En l’ampliació del catàleg, l’objecte apareix en l’entrada 64.
William Herschel observa el mateix objecte el 27 d’abril del 1785. Indica que “mesura no pas menys de 25 minuts d’arc i la branca austral es dissol més imperceptiblement i és molt més ampla i més difusa que la boreal”. Herschel, doncs, veu l’objecte com una nebulosa estructurada, a diferència de Pigott, Bode o Messier. Herschel compta amb un instrument més potent i, a més, “com que la nit és molt bona, la vaig observar amb gran avantatge”. A més, afegeix, “sospito que el fons celeste a l’alçada de la branca boreal es tenyeix d’una nebulositat lletosa molt feble per un espai considerable”.
Dibuix de l’M64 per Jeremy Perez. A 120x, ja és possible de veure algunes característiques estructurals, com la diferència entre el sector austral (més marcat) i el sector boreal (més difús).
El 13 de febrer del 1787, William Herschel observa l’objecte en companyia de Charles Blagden: “És un objecte molt remarcable, força elongat, ja que fa 12 minuts d’arc de llargada per 4-5 minuts d’arc d’amplada. Conté una taca lúcida d’aspecte estel•lar amb un petit arc negre a sota, tal com si fos ço que s’anomena un ull de vellut fet arran d’una baralla.”. L’analogia en l’ull de vellut fou un suggeriment del propi Blagden.
Astrofotografia de Jeppe O. Petersen i Ramus Flytkjær. Ja en el 1787, Herschel percep que el nucli més brillant de l’objecte és flanquejat per un arc negre, i fa servir descriptivament l’expressió de “black eye”, “ull de vellut” en català, per indicar la regió ocular maculada per un colp de puny. D’ací prové el nom de “nebulosa de l’ull negre” “nebulosa de l’ull de vellut”.
En el 1811, William Herschel adscriu l’M64 a la categoria d’objectes en els quals, al costat de “nebuloses reals” hom troba “nebulositats difuses”.
En el catàleg del 1833, John Herschel situa l’M64 en l’entrada 1486, a partir de quatre observacions:
– el 26 de març del 1830: “brillant, gran, estès; amb uns 5 minuts d’arc de llargada i 3 minuts d’arc d’amplada; molt sobtadament més brillant cap al mig, gairebé formant un estel, si bé a augments més elevats aquest efecte es difumina”. Indica que l’objecte és d’una llum resoluble, és a dir motejada, però sense arribar a resoldre’l en estels individuals.
– el 29 de març del 1832: “molt gran; nebulosa ovalada; amb un nucli molt petit, sobtadament brillant i vívid”. Diu que la nebulosa és molt feble, de 6 minuts d’arc de llarga i 4-5 minuts d’arc d’amplada. En aquesta observació John Herschel indica que no veu “el recer fosc” que el seu pare havia indicat en el 1787.
– l’1 de maig el 1832: “brillant; molt gran; molt estesa; molt sobtadament molt més brillant cap al centre”. En aquesta observació, l’exam de l’objecte és més profund. Herschel diu: “m’equivocaria força si el nucli de l’objecte no fos un estel doble, en la direcció general de la nebulosa”. A un augment de x320 aquesta sospita li guanya força. Pel que fa a la banda fosca, indica que “a un augment de x240 es mostra bé una vacuïtat per sota del nucli, en direcció N”. Les dimensions les estima en una llargada de 8-9 minuts d’arc i 2 minuts d’arc d’amplada.
– el 21 d’abril del 1833, John Herschel realitza un dibuix de l’objecte, en el qual verifica “l’aparença d’una vacuïtat per sota del nucli”. En el peu de figura assenyala: “La buidor semi-el•líptica fosca que envolta parcialment el nucli condensat i brillant d’aquesta nebulosa va passar desapercebuda a Messier. La va observar, però, el meu pare. El nucli és una mica elongat, i tinc la forta sospita que pot ésser un estel doble o una nebulosa doble extremadament condensada.”.
William Henry Smyth, amb observacions fetes el març del 1837, inclou l’M64 en l’entrada 467 del catàleg de Bedford:
“És una nebulosa conspícua, entre el Cabell de Berenice i el muscle esquerre de la Verge, descobert per Messier el 1780 qui, amb tot, la va veure de forma molt feble. Amb tot, és magnífica tant en mida com en lluminositat, elongada en una línia NW-SE, i fosa en un nucli. Aquest és l’objecte que sir Charles Blagden, en mostrar-li-ho William Herschel, va comparar amb un ull de vellut que, per bé que peculiar, és una comparació adient. La posició d’aquesta nebulosa, fixada a partir d’Èpsilon Virginis és d’una ascensió recta de 12h48m52s i una declinació nord de 22º33’12’’. Èpsilon Virginis queda a una distància d’11º a sud, i l’M64 es troba en una línia entre Arcturus i Delta Leonis, a uns 20º del primer estel.
Smyth hi adjunta un dibuix no tan detallat com el fet per Herschel el 1833.
En el Catàleg General de John Herschel, l’M64 apareix en l’entrada 3321, amb unes coordenades d’ascensió recta de 12h49m51,8s i una distància al pol nord de 67º33’15,8’’. En el comentari s’hi llegeix: “remarcable; molt brillant; molt gran; molt elongada en un angle de posició d’uns 120º; més brillant cap al centre on hi ha un petit nucli brillant, que podria ésser un estel doble”.
John Dreyer introdueix l’M64 en el Nou Catàleg General en l’entrada 4826. A banda de les observacions dels Herschel, consigna el dibuix publicat per Lassell en les Memoirs of the Royal Astronomical Society.
Heber Curtis, en el seu catàleg fotogràfic, indica això de l’M64:
“La porció central d’aquesta bella nebulosa és molt brillant, i hi ha un nucli brillant, gairebé estel•lar. És de 8×4 minuts d’arc de mida, amb un angle d’orientació de l’eix major de 110º. Els remolins són força compactes, i de textura molt uniforme, sense irregularitats ni condensacions. El tret més colpidor d’aquesta espiral és l’àrea d’absorció un xic irregular però molt marcada en el nord del nucli.
L’M64 és una galàxia espiral de braços relativament tancats. Això explica que el caràcter espiral de la nebulosa passés desapercebut a Lord Rosse, mentre que Lassell, dues dècades després, sí consigna aquest caràcter en els seus dibuixos. De totes formes, l’aspecte més remarcable de l’M64, la taca fosca al nord del nucli, que justifica el nom d’Ull Negre o d’Ull de Vellut, ja havia estat identificat per William Herschel en el 1787. Heber Curtis identifica correctament aquesta estructura com una nebulosa d’absorció, és a dir de material que absorbeix la llum de capes inferiors de la galàxia.
Aquest tret peculiar de l’M64 l’ha fet un objecte molt atractiu per als astrònoms aficionats. Per qui trobi poc poètic el nom suggerit per Bladgen, hi ha qui l’ha anomenada la Nebulosa de la Bella Dorment, imaginant-hi un ull cluc.
A partir dels anys 1920, es corrobora el caràcter galàctic de les nebuloses espirals. D’altra banda, en deduir que el material fosc de l’M64 és una nebulosa d’absorció, també es pot deduir la disposició tridimensional de la galàxia. Així, la banda austral de la nebulosa és també la banda proximal, i per això el material absorció enfosqueix la banda boreal, que és més distant. La qüestió pot semblar menor, però val a dir que en la majoria de galàxies amb inclinacions oblíques, no es pot saber a priori, des de la Terra, si la veiem des del cantó nord o des del cantó sud.
La particularitat de l’M64 s’ha atribuït al fet que som davant d’una galàxia activa de segona onada evolucionada (ESWAG, en l’acrònim anglès). En les galàxies espirals, l’activitat astrogènica evoluciona en una primera onada d’acord amb un gradient de densitat, de forma que apareixen creixement zones astrogèniques en regions cada vegada més perifèriques. La segona onada, però, es produeix quan un nombre creixent dels estels més massius d’una antiga regió astrogènica alliberen de nou material cap a l’espai interestel•lar (bé de manera continuada en forma de vent estel•lar o de manera més tràgica com a explosions de supernoves i similars). En l’M64, la regió de pols fosc tot just ha començat un període astrogènic de segona onada.
Una altra particularitat de l’M64 és l’existència de dos moviment simultanis regionalitzats de rotació de sentit oposat. La majoria de galàxies espirals segueixen una rotació força compacta. En l’M64 tenim una rotació interior, que afecta al bulb galàctic (fins a un radi de 300 anys-llum), i una rotació exterior que s’estén fins a uns 40.000 anys-llum de radi. La rotació de la corona exterior, respecte del nucli interior, assoleix una velocitat relativa de 300 km•s-1. Aquesta rotació diferencial potser també es troba al darrere de la “segona onada astrogènica”.
S’ha postulat com a causa d’aquesta doble rotació l’efecte d’una antiga col•lisió galàctica, produïda fa més de 1.000 milions d’anys. En aquesta col•lisió galàctica, l’M64 s’hauria trobat amb una galàxia menor del seu mateix grup. La galàxia satèl•lit ja hauria estat absorbida del tot, però el procés d’absorció hauria conduït a un canvi de rotació de la perifèria galàctica.
Com a font de radioones, l’M64 fou catalogada com a PKS 1254+21. La font d’ones de ràdio es troba en el centre galàctic, que té una activitat moderada, amb unes línies d’emissió més aviat febles. Com a galàxia activa, l’M64 se situa en el tipus Seyfert 2, amb línia d’especre estretes.
En l’M64 hom no ha detectat cap supernova. Això explica els grans dubtes que hi ha encara sobre la distància a la qual se situa aquesta galàxia respecte de la Terra.
La Galàxia de l’Ull Negre, de prop
Imatge del Telescopi Hubble que mostra la regió central de l’M64. En la regió de pols fosca que envolta el nucli galàctic trobem ací i allà nusos de color blau, indicatius de cúmuls estel•lars oberts d’origen molt recent (de centenars de milers a uns pocs milions d’anys d’antiguitat).
Vista de prop, la Galàxia de l’Ull Negre és una espiral de dimensions modestes, amb un diàmetre linial d’uns 50.000 anys-llum. La magnitud absoluta global és de -20,3.
L’M64 és el component principal d’un petit grup de galàxies. L’únic membre destacat, a banda de l’M64, és l’UGC 8204. Des de la nostra posició podem descartar un vincle entre el Grup de l’M64 i el Grup de l’M94, ja que la distància entre l’M64 i l’M94 és d’uns 10 milions d’anys-llum.
A mesura que ens apropem, ens podem fer una idea més precisa de les particularitats d’aquesta galàxia. En efecte, en les zones de material interestel•lar absortiu també trobem una gran abundor de joves cúmuls estel•lars oberts. Podem distingir encara alguns corrents estel•lars que se separen del pla galàctic i que segurament són romanalles d’una galàxia nana absorbida en una antiga col•lisió. Arran d’aquella col•lisió, l’M64 ha adquirit les seves particularitats rotacionals, i també la dinàmica que ha portat a l’acumulació de pols interestel•lar en la zona d’interfície entre el centre i la perifèria.
Si la col•lisió hagués estat amb una galàxia de dimensions més considerables, l’estructura espiral s’hauria esvaït, i ara l’M64 seria una galàxia espiral. En els nostres viatges en l’halo de la Via Làctia hem estat testimonis de col•lisions similars, potser no tan espectaculars, en les quals la Via Làctia ha engollit galàxies satèl•lits sense perdre l’estructura espiral.
Ves per on, doncs, en Charles Blagden no anava mal encaminat en comparar l’M64 amb un ull de vellut. L’ull primigeni de l’M64 va rebre un fort colp, i la banda fosca n’és una de les conseqüències. A mesura que passin els milers de milions d’anys, els processos astrogènics aniran netejant aquestes bandes fosques, i l’M64 recuperarà les dimensions normals. Ara bé, el dia que l’UGC 8204 caigués damunt de l’M64 el colp serà més dur, i no posaríem la mà en el foc per la pervivència de l’estructura espiral.
Des de la Mediterrània 