Un viatge (inter)galàctic a través del catàleg de Charles Messier: M77, una galàxia activa

Haurem de fer ara una passejada intergalàctica, per tal d’arribar-nos a l’M77, o Cetus A, una galàxia espiral amb un nucli actiu. Aquesta galàxia de tipus Seyfert és la més gran del Grup de Galàxies M77. Per anar a l’M77, des de l’M76, haurem de fer una trajectòria de 47 milions d’anys-llum (14 megaparsecs; 4,4•1023 m). Per començar haurem de creuar el disc galàctic de la Via Làctia, i abandonar-lo per la cara sud, amb un angle aproximat de 40º, deixant el bulb galàctic a les 4 (a un angle d’aproximadament 130º). Anem en direcció a la perifèria del Supercúmul Local o Supercúmul de Virgo, i alhora, ens separem del pla general del Supercúmul per desviar-nos cap al sud. De fet, la distribució de masses del Supercúmul de Virgo és la responsable d’aquesta desviació, ja que permet la connexió amb els Cúmuls d’Eridanus i de Fòrnax, que constitueixen la segona gran massa galàctica del Supercúmul (la primera, de llarg, és el propi Cúmul de Virgo). El nostre destí, l’M77, es troba a 96 milions d’anys-llum del centre del Supercúmul de Virgo (la Via Làctia s’hi troba a 54 milions d’anys-llum). Quedem a una mica més d’una desena de milions d’anys-llum del Cúmul d’Eridanus. Aquest llarg viatge nostre en l’espai tridimensional es correspon a un desplaçament en l’esfera celeste des de la constel•lació d’en Perseu a la de la seva antagonista més cèlebre, la Balena (tot passant pel Triangle i el Carner).

Descoberta i coneixement de l’M77

La primera referència coneguda d’aquest objecte la trobem en Pierre Méchain, que la descriu com una nebulosa el 29 d’octubre del 1780, amb una coordenades de 37º52’58’’ d’ascensió recta i de 0º57’44’’ de declinació sud. Méchain comunicà aquesta troballa a Messier qui, el 17 de desembre del 1780, en fa la corresponent observació:

És un cúmul d’estels petits, que conté una certa nebulositat. És a la constel•lació de la Balena, i en paral•lel de l’estel Delta Ceti (estel de magnitud reportada de +3, però que en la nit de l’observació amb prou feines arribava a +5). Les coordenades són 37º52’33’’ d’ascensió recta i de 0º57’43’’ de declinació sud”.

La constel•lació de la Balena. L’M77 es troba prop de Delta Ceti, en la línia mateixa de l’equador celeste.

Com en el cas de l’M76, ço que Méchain percep com a “nebulosa sense estel” és esmentat per Messier com a “cúmul estel•lar amb nebulositat”.

En telescopis de potència baixa o mitjana, l’M77 apareix com una nebulosa. No obstant, la distribució de la lluminositat no és uniforme, de manera que s’explica que Charles Messier el considerés “un cúmul estel•lar amb certa nebulositat”, en interpretar alguna congregació lluminosa com un estel individual. També és possible que Messier s’hi referís a alguns dels estels del camp que envolten la nebulosa

En el 1783, amb el telescopi de 7 peus, William Herschel observa aquest “77è objecte de la Connoissance”, i el descriu com “un estel poc definit, envoltat de nebulositat”. Amb el telescopi de 20 peus, parla d’un objecte “molt brillant, consistent en un nucli estès irregular amb una cabellera lletosa, amb una llargada de 3-4 minuts d’arc i una amplada de 3 minuts d’arc”.

En el 1801, amb el telescopi mitjà de 10 peus, William Herschel afirma que l’objecte “té gairebé l’aparença d’una gran nebulosa estel•lar”. Amb el telescopi gros de 10 peus, amb un poder de resolució de 75,82, el descriu com “un cúmul estel•lar, amb alguns estels brillants en el centre”. A un augment de x171, avalua el diàmetre aparent en 1 minut i 17 segons d’arc, i amb un augment de x220, en 1 minuts i 36 segons d’arc. Aquesta discrepància indica que l’objecte no té unes vores definides, a diferència del que sol ésser el cas de les nebuloses unistel•lars. Herschel tingué la sensació que, si més no la part central de l’objecte, era resoluble en estels. Aquesta regió, en teoria la més propera, havia de tindre, a jutjar pel poder de resolució del telescopi, una profunditat d’un ordre no pas inferior de 910. Herschel realitzà diverses observacions d’aquest objecte entre el 1805 i el 1810, sense rectificar en l’essencial en aquesta descripció, publicada finalment en el 1818.

El fill de William Herschel, John, va observar aquest objecte el 24 de novembre del 1827. En va determinar com a coordenades una ascensió recta de 2h33m58,2s i una distància al pol nord de 90º43’43’’. El descriu com un objecte “molt brillant, no molt gros; rodó; força sobtadament més brillant cap al centre; té un estel a 2 minuts d’arc en un angle de posició de 40º SE”. A partir d’aquesta descripció l’M77 entra en el catàleg de Herschel del 1833 en l’entrada 262.

William Henry Smyth col•loca l’M77 en l’entrada 110 del catàleg de Bedford, adscrit a la constel•lació de la Balena, i amb unes coordenades d’ascensió recta de 2h34m30s i una declinació sud de 0º41’12’’. Observat l’M77 pels volts de l’octubre del 1836, aquesta n’és la descripció:

És una nebulosa estel•lar rodona, prop de Delta Ceti, en la mandíbula inferior de la Balena, i a uns 2,5º de Gamma Ceti en la línia cap a Èpsilon Ceti, és a dir en direcció SO. Messier la classificà en el 1780 com una massa d’estels que contenien nebulositat. És petita i brillant, i forma una línia exacta amb tres estels petits, un a ponent i dos a llevant, del qual el més proper i més gran és un estel de magnitud +9 que hi ha al SE. Hi ha altres companys menuts en el camp; i la localització es diferencia a partir de Gamma Ceti. Aquest objecte és meravellosament distant i aïllant, amb indicis presumptius d’una densitat intrínseca en la seva agregació; i tot sembla indicar l’existència d’una força central que resideix bé en un cos central o en el centre de gravetat de tot el sistema. Sir William Herschel estimà que la part més propera de l’objecte és 910 vegades més lluny que els estels de magnitud +1!

Aquesta sensació d’abisme que experimenta Smyth davant l’estimació de Herschel també la trobem en Thomas William Webb. I això que l’estimació de William Herschel és certament modesta en comparació amb la realitat! Webb descriu l’M77 d’aquesta manera:

Es troba a un 1 grau a l’est, i una mica al sud, de Delta Ceti. És un objecte petit i feble, situat molt a prop d’un estel de magnitud +9.”.

William Lassell, en un article publicat en el volum 36 de les Memoirs of the Royal Astronomical Society, adjunta un dibuix d’aquest objecte, que és presentat com una nebulosa irregular.

En el 1850, William Parsons, lord Rosse, publicà una llista de 14 nebuloses espirals, entre les quals hi havia l’M77. Amb els anys Lord Rosse publicaria diversos dibuixos telescòpics de l’M77 dels quals destacà un del 1861.

En aquesta astrofotografia de Hunter Wilson podem apreciar la figura espiral de l’M77. El primer en identificar la morfologia espiral de l’M77 fou Lord Rosse, abans del 1850.

En el Catàleg General de John Herschel, l’M77 apareix en l’entrada 600. En la descripció, basada en les observacions del seu pare i d’ell mateix, diu que és un objecte “molt brillant; força gros; irregularment rodó; sobtadament més brillant cap al centre on hi ha un nucli parcialment resolt, en el qual s’hi veuen diversos estels; té un estel a 2 minuts d’arc de distància amb un angle de posició de 130º”. Herschel, en aquesta entrada, fa referència al dibuix de Lord Rosse del 1861. En la reedició del 1877, John Dreyer també fa referència al dibuix de Lassell.

En el Nou Catàleg General, John Dreyer manté la mateixa descripció, per bé que en l’entrada 1068, i amb l’afegit d’un altre dibuix de Lord Rosse.

El 3 de desembre del 1899, James Edward Keeler fotografià l’M77 amb un temps d’exposició de 3h. Descriu l’objecte com la “Nebulosa Espiral M77 de la Balena”.

Heber Curtis, que també fotografià l’M77, el descrigué com una “nebulosa espiral molt brillant i bella de 2,5×1,7 minuts d’arc amb un angle de posició de 20º; hi ha condensació gairebé estel•lars en la perifèria de les porcions centrals més brillant, prop del nucli brillant, que aparentment no és estel•lar; els braços espirals es disposen de forma compacta”.

En les darreres dècades del segle XIX comencen a fer-se les primeres fotografies de nebuloses espirals com l’M77. Deixant de banda l’estel que apareix en la part inferior dreta de la imatge (un estel interposat o acompanyat), la natura de la nebulosa no era gens clara. Alguns autors creien que l’objecte era en realitat un eixam d’estels massa llunyà com per resoldre’n els estels individuals. D’altres, consideren l’objecte com una autèntica nebulosa, una congregació informe de pols i de gas.

En el 1908, Edward A. Faith treballava en la seva tesi doctoral, defensada l’any següent a la Universitat de Califònia a Berkeley (titulada “Els espectres d’algunes nebuloses espirals i cúmul estel•lars globulars”), quan obtingué l’espectre de l’M77, en el qual identificà sis línies d’emissió del tipus de nebulosa planetària (H Beta, 3727, 3869, 4363, 4959 i 5007). Aquestes línies d’emissió àmplia eren un indici de la presència de núvols de gas gegant en moviment en el nucli galàctic.

En el 1914, Vesto M. Slipher, des de l’Observatori Lowell de Flagstaff, Arizona, determinà el desplaçament de les línies espectrals de l’M77. D’acord amb l’efecte Doppler, el desplaçament de la línies espectrals cap al vermell indicava una velocitat radial d’allunyament de l’M77 de 1100 km•s-1.

En el 1917, Slipher obtenia un especte més acurat de l’M77, que confirmava les observacions prèvies de Faith i d’ell mateix.

En la dècada dels anys 1920, hom assumí que les nebuloses espirals no eren tan sols nebuloses extragalàctiques, és a dir exteriors a la Via Làctia, sinó que elles mateixes eren “galàxies” comparables a la pròpia galàxia de la Via Làctia. L’espectre de Slipher de l’M77 fou una de les bases dels treballs d’Edwin Hubble en aquest sentit (Hubble, 1926). Hubble descrivia un univers de galàxies en expansió (per això la majoria de galàxies mostraven, com l’M77, forts desplaçament espectrals al vermell), que a més s’adeia a les prediccions cosmològiques de la teoria general de la relativitat d’Einstein.

En el 1943, Carl K. Seyfert publicà a l’Astrophysical Journal un article seminal sobre línies d’emissió nuclear d’alta excitació procedents de diverses “nebuloses extragalàctiques”, entre les quals l’M77. Es definien així les “galàxies actives” (també conegudes com a “galàxies de Seyfert”), caracteritzades per un “nucli galàctic actiu”. L’M77, d’acord amb les velocitats d’ejecció de núvols de gas gegant (de l’ordre de 100 km•s-1) pertanyia al tipus II de Seyfert, d’activitat més moderada que no pas el tipus I.

En el 1952, Berbard Yarnton Mills descobrí una potent font de radioones en el nucli de l’M77. Aquesta font d’emissió, catalogada com a Cetus A, o com a 3C 71 (objecte 71 del “Third Cambridge Catalogue of Radio Sources”) es devia associar a la font energètica necessària per a explicar l’activitat del nucli galàctic de l’M77.

En el 1959, en un article a l’Astrophysical Journal, E. Margaret Burbridge, G. R. Burbridge i K. H. Prendergast estimaven la distribució de masses i les condicions físiques de la regió interior de l’M77. Prengueren els espectres de dues franges de 25 segons d’arc a comptar des del centre galàctic, amb angles de posició de 87º i 55º. Mitjançant la comparació diferencial podien estimar la velocitat rotacional de l’espiral fins a un radi de 7000 anys-llum. Estimaren la massa del disc interior galàctic en 2,7•1010 masses solars. També estimaren que el pla de l’M77 té una inclinació de 51º respecte del nostre pla de visió.

En el 1965, Donald E. Osterbrook i R. A. R. Parker postularen que els nuclis actius de les galàxies de tipus Seyfert, com l’M77, devien ésser d’una natura similar als quàsars (fonts de radioones quasi-estel•lars, descobertes uns anys abans per Allan Sandage i d’altres), per bé que menys actius. Aquesta hipòtesi podia semblar poc aclaridora, en tant que la natura dels quàsars també era font de controvèrsia. En tot cas, en els anys següents, hom va poder tractar com a relacionades tota una sèrie de categories astrofísiques que havien proliferat: els nuclis de Seyfert, les radiogalàxies, els quàsars, els objectes de tipus BL Lacertae, etc. Hom ha postulat com a denominació comuna la de “nuclis galàctics actius” (AGN) i, a partir dels anys 1990, hom ha assumit que consisteixen en l’efecte d’un objecte supermassiu central que acumula matèria gasosa del seu entorn.

En el Catàleg de Galàxies Peculiars de Halton Arp del 1966, l’M77 apareix en l’entrada 37, sota la descripció de “galàxia espiral amb un company de baixa lluminositat superficial en el braç”.

En el Catàleg del 1984 de fonts de raigs X detectades pel satèl•lit HEAO 1 durant el mostreig NRL LASS, amb 842 entrades, la font 1H 0244+001 s’associa a l’M77.

La font de radioones Cetus A ha estat investigada recentment pels telescopis orbitals i superficials més potents. El telescopi orbital Hubble, de llum visible, no ha detectat cap estructura associada al Cetus A. En canvi, el telescopi superficial d’infraroig Keck va servir per detectar una estructura de no pas més de 12 anys-llum, envoltada per una concentració elongada de materials i d’estels de 100 anys-llum d’extensió. En el 2000, un comunicat de la NRAO estimava la massa de l’objecte central de Cetus A en 10 milions de masses solars (2•1037 kg). Al voltant d’aquest objecte (un forat negre supermassiu) s’hi disposa un disc de 5 anys-llum de diàmetre, el contingut d’aigua del qual actua com un amplificador de radioones.

L’M77 de prop

Ens acostem a l’M77 amb un angle de 50º respecte del pla galàctic. Es tracta d’una galàxia imposant. És d’una mida una mica superior al de la nostra Via Làctia, amb 120.000 anys-llum de diàmetre si comptem la part més fàcilment visible (o de 170.000 anys-llum si comptem la part més perifèrica i prima del disc). Els braços espirals són amples i ben estructurats, sense una compactació que els esborri (la figura pròpia d’una galàxia de tipus Sb).

Les regions interiors de l’M77 i, particularment, la barra central, acullen regions astrogèniques d’elevada magnitud absoluta (potser són les regions astrogèniques més lluminoses en termes absoluts de tot el Supercúmul Local). Globalment, la població estel•lar de la regió interior del disc és força jove. És en la regió més perifèrica, on comencen a dominar els grocs propis de poblacions estel•lars més madures.

Imatge integrada de l’M77 amb informació sobre emissions de raigs X, llum visible i radioones

Vista de prop, l’activitat de nucli de l’M77 és detectable fins i tot a la llum visible (els telescopis de la Terra, tant els superficials com els orbitals veuen l’M77 filtrada per la pols de la nostra pròpia galàxia).

La massa global de l’M77 seria de 2•1042 kg, més d’un 50% superior, doncs, a la de la nostra pròpia galàxia.

El Grup de Galàxies de l’M77

Mapa del Supercúmul de Virgo, amb coordenades centrades en la Via Làctia. De tot el Supercúmul, únicament tres agregacions galàctiques mereixen el nom de “Cúmul” (=Cluster), el de Virgo, el de Fòrnax i el d’Eridanus. Els Cúmuls de Fòrnax i Eridanus, fins i tot plegats, són menys massius que el Cúmul de Virgo. El Grup de l’M77 es troba associat a Fòrnax-Eridanus, com també ho fa el Grup del Dorado i altres grups galàctics.

El Grup de Galàxies de l’M77 és un company relativament menor dels Cúmuls de Fòrnax o d’Eridanus. Se situa doncs en el pla secundari del Supercúmul Local o de Virgo (el pla principal el determina el Cúmul de Virgo i els grups que l’envolten, inclòs el nostre Grup Local). L’M77 és, de lluny, la galàxia més gran del Grup, però també hi ha tres altres galàxies espirals, l’NGC 1055, l’NGC 1073 i Markarian 600 (una galàxia espiral barrada). A mig camí entre galàxia espiral i galàxia irregular, trobem l’UGC 2275 i l’UGC 2302. Completen el grup les galàxies irregulars UGC 2161 i UGCA 44, a banda d’altres components menors.

En aquesta astrofotografia de François Bernier observem el camp de galàxies de l’M77 (a l’esquerre) i de l’NGC 1055. Algunes de les galàxies del camp formen part del Grup de l’M77 (NGC 1055, NGC 1073, UGC 2161, UGC 2275, UGC 2302, UGCA 44, Markarian 600), mentre que d’altres són objectes més allunyats, potser externs fins i tot al Supercúmul Local (NGC 1087, NGC 1090, NGC 1094).

Tagged with: ,
Arxivat a Ciència i Tecnologia
%d bloggers like this: