Els astrònoms troben restes de galàxies devorades per la Via Làctia

Clic per engrandir. La Via Làctia es va formar a través de nombroses col·lisions amb altres galàxies més petites. Un equip internacional afegeix avui una sisena d'aquestes col·lisions a la llista ja coneguda. S'hauria produït fa entre 8 i 10 mil milions d'anys. Aquí, una imatge artística il·lustrativa. Crèdit: ordus, Adobe Stock

La història de la Via Làctia està feta de col·lisions. Els astrònoms ho saben. I avui, un equip internacional explica com va aprofitar dades d'extrema precisió i el poder dels algorismes per dibuixar amb alguns detalls addicionals, l'arbre genealògic de la nostra galàxia.

En vídeo: la col·lisió de la Via Làctia amb la galàxia d'Andròmeda. La galàxia d'Andròmeda (M31) i la Via Làctia s'apropen. Descobriu en vídeo què passarà durant els propers mil milions d'anys i com serà la col·lisió d'aquestes dues grans galàxies.

La Via Làctia es va formar fa uns 12.000 milions d'anys. Des de llavors, com les altres galàxies que poblen l'Univers, va créixer en massa i en grandària, gràcies a nombroses col·lisions. Amb el temps, ha atret galàxies més petites o cúmuls d'estrelles, que ha absorbit literalment. Integrant a les seves files, aquestes estrelles estrangeres. I per entendre com es formen les galàxies, als astrònoms els hi cal saber més sobre aquestes col·lisions.

Busquen incansablement les empremtes deixades a la Via Làctia per aquests esdeveniments de fusió. En les dades retornades per la missió GAIA, per exemple. Perquè pretén mesurar amb precisió la posició, la distància i moviment d'estrelles de la Via Làctia. Així és com un equip internacional va aconseguir dibuixar una mica més clarament l'arbre genealògic de la nostra galàxia.

Tot es juga a l'halo de la Via Làctia. Una regió que s'estén molt més enllà de la part principal de la nostra galàxia. Aquí és on trobem el que els astrònoms anomenen corrents estel·lars. Es formen a partir d'estrelles de galàxies petites que xoquen relativament lentament amb la Via Làctia. Quan la col·lisió és més brutal, les estrelles, però també els cúmuls globulars en particular, les galàxies petites es troben disperses de manera aleatòria al nostre halo.

Clic per engrandir. En aquest mapa, els 257 objectes estudiats pels investigadors: cúmuls globulars simbolitzats per estrelles, corrents estel·lars simbolitzats per punts i galàxies satèl·lit simbolitzats per quadrats. En blau, els objectes més propers al nostre Sol i en vermell, els més llunyans. Crèdit: Universitat d'Estrasburg.

Cinc col·lisions... més una

Els astrònoms han estudiat aquesta vegada uns 170 cúmuls globulars, 41 corrents estel·lars i 46 galàxies satèl·lits de la Via Làctia. I analitzant les seves trajectòries i totes les dades cinemàtiques de què disposen mitjançant algorismes ultra-poderosos, demostren que el 25% d'ells es divideixen en sis grans grups. Sis grans grups, cadascun corresponent a una col·lisió passada.

Clic per engrandir. Aquí, la Via Làctia vista per Gaia. Els punts i els quadrats de color violeta corresponen a objectes introduïts a la Via Làctia pel recentment descobert esdeveniment de fusió Pontus. Crèdit: ESA/Gaia/DPAC, CC BY-SA 3.0 IGO

La majoria de les fusions galàctiques identificades ja eren conegudes pels investigadors. Però aquest treball permet especificar les galàxies pares de diferents cúmuls globulars, corrents estel·lars o galàxies satèl·lit. Així els corrents deficients en metalls C-19, Sylgr i fènix vindria de la fusió amb la galàxia LMS-1/Wukong. N'hi ha prou per considerar-la com una galàxia que s'hauria format molt poc després del Big Bang.

Aquesta col·lisió amb LMS-1/Wukong, que els astrònoms ja coneixien, igual que els de les galàxies Balena, Botifarra-Gaia o Enceladus o Arjuna/Sequoia/I'itoi, es va produir fa d'uns vuit a deu mil milions d'anys. La col·lisió amb Sagitari, també ja identificada en el passat, sembla més recent. Podria datar de "només" de 5 a 6 mil milions d'anys. Perquè segueix sent molt "actiu".

També va aparèixer una sisena col·lisió fins ara desconeguda als ulls dels investigadors. El van anomenar Pontus, que significa "mar", com un dels primers fills de Gaia, la deessa grega de la Terra. Aquest esdeveniment també s'ha d'haver produït fa entre 8 i 10 mil milions d'anys. I ja hi ha rumors que una setena fusió encara podria estar amagada a les dades.

Ho he vist aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C62

Clic per engrandir. Caldwell C62. Crèdit: ESA/Hubble i NASA

Hem presentat la galàxia de l'Agulla (Caldwell 38) i la galàxia de l'Agulla de Plata (Caldwell 26), ara coneguda com la galàxia de l'Ull de l'Agulla. Caldwell 62 (també coneguda com a GC 247) és una galàxia espiral nana situada a uns 11 milions d'anys llum al Grup de l'Escultor, el grup de galàxies més proper al nostre (el Grup Local). La galàxia va rebre el sobrenom perquè en un dels seus extrems hi ha un estrany buit d'estrelles (que no es veu en aquest primer pla del Hubble del centre estel·lar de la galàxia).

El “forat” de Caldwell 62 és un gran misteri. Hi ha una escassetat de gas en aquesta part de la galàxia, cosa que significa que no hi ha gaire material a partir del qual es puguin formar noves estrelles. Com que la formació d'estrelles s'ha aturat en aquesta zona, les estrelles velles i febles poblen el buit. Els científics encara no saben com es va formar aquesta estranya característica, però els estudis apunten que hi va haver interaccions gravitatòries amb una altra galàxia.

Clic per engrandir. Una imatge terrestre de l'Observatori Europeu del Sud (ESO) a la part inferior esquerra mostra la galàxia Caldwell 62 (NGC 247). Un requadre blanc en aquesta imatge mostra la regió on apunta l'Advanced Camera for Surveys (ACS-Càmera avançada de sondejos) del Hubble. Crèdits: Imatge terrestre: ESO; imatge del Hubble: ESA/Hubble i NASA.

Caldwell 62 també acull un objecte conegut com a font ultralluminosa de raigs X. Els científics han debatut durant molt de temps la naturalesa d'aquestes fonts de raigs X super-brillants. Són forats negres de massa estel·lar que s'alimenten de quantitats inusualment grans de gas? O es tracta de forats negres de massa intermèdia, desenes de vegades més massius que els seus homòlegs estel·lars, però més petits que els monstruosos forats negres del centre de la majoria de les galàxies? En estudiar Caldwell 62 en múltiples formes de llum (visible i infraroja amb el Hubble, i en raigs X amb l'Observatori de Raigs X Chandra), els astrònoms han trobat indicis que els raigs X procedeixen d'un disc al voltant d'un forat negre de massa intermèdia.

Aquesta imatge del Hubble, obtinguda amb l'Advanced Camera for Surveys (ACS-Càmera avançada de sondejos), enfoca el cor de la galàxia, que apareix com una zona brillant i blanquinosa a la part inferior dreta del centre de la imatge. Les taques fosques i els filaments de pols es perfilen contra les concentracions d'estrelles de la regió.

Clic per engrandir. Aquesta imatge ultraviolada, presa per la nau espacial Galaxy Evolution Explorer (GALEX) de la NASA, mostra el "forat" de Caldwell 62 juntament amb una cadena de galàxies de fons (a la part superior esquerra), coneguda com la Cadena de Burbidge (a dalt esquerra. Les galàxies de la Cadena de Burbidge són a uns 300 milions d'anys llum de distància. La imatge profunda revela fins i tot que les dues galàxies de dalt a la cadena estan aparentment interactuant, unides per un feble pont de matèria.) Crèdits: NASA/JPL/Califòrnia Institute of Technology.

Descobert per l'astrònom William Herschel el 1784, Caldwell 62 es troba a la constel·lació de la Balena i es veu millor a la primavera des de l'hemisferi sud. Apareix baix al sud al cel de tardor des de l'hemisferi nord. La seva magnitud de 9,2 el converteix en un objectiu una mica difícil, però la seva estranya aparença d'ull d'agulla fa que valgui la pena l'esforç. Com passa amb la majoria dels objectes còsmics, com més gran sigui el telescopi amb què el vegis, millor es veurà Caldwell 62.

Per accedir a més informació de les observacions del Hubble de Caldwell 62 feu un clic aquí.

Caldwell 62 al web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del blog

Webb explora a un parell de Galàxies fusionant-se

Clic per engrandir. Imatge d'IC 1623. Crèdit: NASA/ESA/CSA

Aquesta imatge del telescopi espacial James Webb de la NASA/ESA/CSA mostra IC 1623, un parell de galàxies entrellaçades que interactuen i que es troben a uns 270 milions d'anys llum de la Terra a la constel·lació de la Balena. Les dues galàxies d'IC 1623 s'estan precipitant l'una contra l'altra en un procés conegut com a fusió de galàxies. La seva col·lisió ha desencadenat una frenètica onada de formació estel·lar coneguda com a brot estel·lar, creant noves estrelles a un ritme més de vint vegades superior al de la Via Làctia.

Aquest sistema de galàxies en interacció és especialment brillant en longituds d'ona infraroges, cosa que el converteix en un camp de proves perfecte per a la capacitat de Webb d'estudiar galàxies lluminoses. Un equip d'astrònoms va captar IC 1623 a les porcions infraroges de l'espectre electromagnètic utilitzant un trio d'instruments científics d'avantguarda del Webb: MIRI, NIRSpec i NIRCam. En fer-ho, van proporcionar una gran quantitat de dades que permetran a la comunitat astronòmica en general, explorar plenament com les capacitats sense precedents de Webb ajudaran a desentranyar les complexes interaccions als ecosistemes galàctics. Aquestes observacions també estan acompanyades de dades d'altres observatoris, inclòs el telescopi espacial Hubble de la NASA/ESA, i ajudaran a preparar el terreny per a futures observacions de sistemes galàctics amb Webb.

La fusió d'aquestes dues galàxies fa molt de temps que interessa als astrònoms, i ja ha estat observada pel Hubble i per altres telescopis espacials. L'esclat estel·lar que es produeix provoca una intensa emissió infraroja, i les galàxies fusionades podrien estar en procés de formació d'un forat negre supermassiu. Una banda gruixuda de pols ha bloquejat aquestes valuoses dades de la vista de telescopis com el Hubble. Tot i això, la sensibilitat infraroja de Webb i la seva impressionant resolució en aquestes longituds d'ona li permet veure més enllà de la pols i ha donat com a resultat l'espectacular imatge de dalt, una combinació d'imatges MIRI i NIRCam.

Clic per engrandir. Una imatge del telescopi Webb del parell galàctic IC 1623. Les dues galàxies semblen arremolinar-se en una bola blava i rosa al centre del quadre. Llargs braços espirals blaus s'estenen verticalment, tènues a les vores. Sobre els braços blaus s'estenen horitzontalment circells de gas calent, principalment de color rosa coral·lí brillant amb moltes petites taques daurades de formació estel·lar. El centre mateix d'aquesta bola de galàxies en fusió és extremadament brillant, irradiant vuit grans puntes de difracció daurades. El fons és negre, amb moltes galàxies diminutes en taronja i blau.

Clic per engrandir. Una imatge del Hubble etiquetada del mateix parell de galàxies. El nucli d'una galàxia està per sobre i lleugerament a l'esquerra de l'altra. Uns braços espirals molt fins s'estan fusionant entre i al voltant dels nuclis de color blau pàl·lid. A la part superior del centre d'aquesta fusió, hi ha moltes petites regions de formació d'estrelles que brillen de color porpra rosat, així com una banda de pols de color òxid. El fons és negre amb galàxies febles.

El nucli lluminós de la fusió de galàxies és molt brillant i molt compacte, tant que els pics de difracció de Webb apareixen sobre la galàxia en aquesta imatge. Els pics de difracció de 8 puntes, similars als flocs de neu, es creen per la interacció de la llum de les estrelles amb l'estructura física del telescopi. La qualitat dels pics de les observacions de Webb és particularment notable a les imatges que contenen estrelles brillants, com la primera imatge de camp profund de Webb.

MIRI va ser aportat per l'ESA i la NASA, i l'instrument va ser dissenyat i construït per un consorci d'institut europeu finançat a nivell nacional (The MIRI European Consortium) en col·laboració amb el JPL i la Universitat d'Arizona.

NIRSpec va ser construït per a l'Agència Espacial Europea (ESA) per un consorci d'empreses europees liderades per Airbus Defence and Space (ADS), mentre que el Centre de Vol Espacial Goddard de la NASA va proporcionar els subsistemes de detectors i microdisparadors.

Els resultats basats en aquesta observació d'IC 623 s'han publicat a l'Astrophysical Journal.

Crèdit imatges: ESA/Webb, NASA & CSA, L. Armus & A. Evans. Agraïments: R. Colombari.

 

Ho he vist aquí i aquí.

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C56

Clic per engrandir. Crèdits: NASA, ESA, J. Westphal (California Institute of Technology), i K. Werner (Eberhard Karls Universitat); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

Aquesta vista serena capta una part de la nebulosa planetària NGC 246, també coneguda com Caldwell 56. Les nebuloses planetàries reben aquest nom perquè, quan es van observar per primera vegada a través dels primers telescopis, semblaven planetes. Tot i això, una nebulosa planetària és en realitat l'etapa final de l'evolució d'una estrella similar al nostre Sol. Quan l'estrella arriba al final de la seva vida, les pulsacions i els forts vents estel·lars expulsen els embolcalls de gas de l'estrella. El nucli calent i compacte de l'estrella emet una radiació intensa, fent que el gas brilli durant unes desenes de milers d'anys abans que la nebulosa es dissolgui, deixant enrere una nana blanca com la que es troba al centre de Caldwell 56.

La imatge que encapçala aquesta entrada al blog, va ser capturada per la Càmera Planetària i de Camp Ampli 2 del Hubble. Ofereix una visió detallada de l'estructura de Caldwell 56 i el seu estel central. Aquestes observacions, i d'altres posteriors, es van fer per comprendre millor com canvien amb el temps els filaments difusos d'una nebulosa planetària.

Clic per engrandir. La imatge terrestre de Caldwell 56 (NGC 246) del Digitized Sky Survey (DSS), a la part inferior dreta, mostra la part de la nebulosa planetària observada per la Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) del Hubble a la imatge de la esquerra. Crèdits: Imatge terrestre: Digitized Sky Survey; imatge del Hubble: NASA, ESA, J. Westphal (Califòrnia Institute of Technology) i K. Werner (Eberhard Karls Universitat); Processament: Gladys Kober (NASA/Universitat Catòlica d'Amèrica)

Caldwell 56 es troba a uns 1.600 anys llum de distància a la constel·lació de la Balena. Té una magnitud aparent de 8 i apareix com una tènue resplendor circular a través de telescopis de mida moderada. Algunes estrelles apareixen superposades a la nebulosa. La millor època per observar Caldwell 56 és durant la tardor de l'hemisferi nord i la primavera de l'hemisferi sud. Va ser descoberta per l'astrònom anglès William Herschel el 1785.

C56 al web de la NASA.

Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del blog.

 

 

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C51

Clic per engrandir. Caldwell 51. Crèdit: NASA, ESA, i J. Holtzman (New Mexico State University); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

Caldwell 51, també coneguda com a IC 1613, és una galàxia nana irregular ubicada a la constel·lació de la Balena. Aquest membre del nostre Grup Local de galàxies és a només 2,3 milions d'anys llum de la Terra i té una magnitud aparent de 9,9. Tot i la seva relativa proximitat, Caldwell 51 és molt difícil de detectar i és un dels objectes més esmunyedissos del Caldwell. Apareix com una taca difusa i extremadament tènue al cel, fins i tot quan es veu a través de telescopis de mida moderada. La galàxia és visible des de l'hemisferi nord a la tardor i des de les regions del nord de l'hemisferi sud a la primavera. Va ser descobert el 1906 per l'astrofotògraf alemany Max Wolf, que també va trobar molts altres objectes astronòmics al llarg de la seva vida, incloent estels, supernoves i asteroides.

Caldwell 51 és notable pel seu paper en la millora dels mesuraments de distància a objectes més remots. A diferència de moltes galàxies, Caldwell 51 està en gran part lliure de pols, i la nostra visió relativament clara de les estrelles variables RR Lyrae que alberga permet als astrònoms fer mesuraments de distància precises. Les variables RR Lyrae són estrelles polsants que tenen períodes de pulsació directament relacionats amb la lluminositat. Per tant, la rapidesa amb que polsen indica als astrònoms la lluminositat real de les estrelles; llavors, com de brillants realment apareixen les estrelles els hi diu als astrònoms com de lluny han d'estar. Aquesta relació permet que les estrelles actuïn com a "espelmes estàndard" que es poden fer servir per determinar les distàncies a objectes dins del nostre Grup Local de galàxies.

Clic per engrandir. Aquesta imatge infraroja d´una regió exterior de Caldwell 51 inclou algunes galàxies de fons encara més distants. Va ser captada per la Wide Field Camera 3 (Càmera de camp ample) del Hubble.Crèdits: NASA, ESA, i M. Malkan (UCLA); Processament: Gladys Kober (NASA/Catholic University of America)

La imatge que encapçala el post és d´una regió propera al centre de Caldwell 51 és una composició d´observacions en ultraviolada, infraroig i llum visible realitzades per la Cambra de Camp Ampli 3 del Hubble. Les observacions es van fer per determinar la composició química de la galàxia. Atès que la majoria dels elements de l'univers es formen a les estrelles i es distribueixen a la seva galàxia quan moren, aquesta informació pot ajudar els investigadors a conèixer millor l'evolució de la galàxia i la seva història de formació estel·lar.

 Clic per engrandir. Aquesta imatge de context mostra dues regions de Caldwell 51 (IC 1613) captades per la Wide Field Camera 3 (WFC3) del Hubble. La imatge de camp més ampli de tota la galàxia a la part inferior dreta va ser presa pel telescopi de sondeig del Very Large Telescope (VLT) a l'Observatori Europeu Austral (ESO). El requadre taronja mostra la ubicació de les observacions infraroges del Hubble a les afores de la galàxia (mostrades a l'esquerra), mentre que el requadre blau mostra les observacions del centre de la galàxia (a dalt a la dreta).

C51 al web de la NASA
Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del blog

Catàleg Caldwell del Hubble. Objecte C32

Clic per engrandir. Crèdit: NASA, ESA

Aquest corrent d'estrelles incrustades en núvols còsmics forma part de Caldwell 32, també catalogada com NGC 4631 i comunament anomenada la galàxia de la Balena. La nostra vista de vora d'aquesta galàxia emmascara els braços espirals que s'estenen cap a l'espai, cada un d'ells ple d'estrelles rutilants. El "ventre" de la balena (a la banda esquerra de la imatge) és el centre galàctic, que està il·luminat per estrelles que cobren vida juntament amb el gas que s'ha escalfat per les explosions de supernoves. Aquesta llum brillant dibuixa la silueta de bandes de material dens i més fosc que es troben entre nosaltres i el brillant nucli de la galàxia Balena.

A la "cua" de la galàxia de la Balena (a la part dreta de la imatge) hi ha menys pols, però encara hi ha zones de formació estel·lar de color blau brillant, impulsades per les interaccions amb les galàxies veïnes. Quan el gas i la pols de diferents galàxies es troben en l'espai, es creen zones més denses que la gravetat compacta en noves estrelles. Aquesta imatge del Hubble, presa amb la Advanced Camera for Surveys (Càmera avançada de sondejos), mostra una àrea d'uns 140.000 anys-llum de diàmetre. Les observacions del Hubble ofereixen l'oportunitat d'explorar aquesta galàxia en llum visible i infraroig proper, el que combinat amb les observacions de raigs X d'altres telescopis, permet als científics desenvolupar una imatge més completa dels processos galàctics en curs.

De mida semblant a la Via Làctia, la galàxia de la Balena es troba a uns 25 milions d'anys llum en la constel·lació dels Llebrers. És un dels molts objectes Caldwell descoberts per l'astrònom William Herschel. Té una magnitud de 9,2, de manera que és necessari utilitzar prismàtics grans o un telescopi per veure-ho. Al ser una de les galàxies Caldwell més brillants, és una de les favorites dels observadors. El cel de finals de la primavera a l'hemisferi nord (o tardor en l'hemisferi sud) proporcionaran una visió òptima de la galàxia de la Balena.

Per a més informació sobre les observacions de Caldwell 32 realitzades pel Hubble, feu un clic aquí.

 

C32 al web de la NASA

Índex del Catàleg Caldwell del Hubble del blog

 

 

La imatge del Hubble d'un enlluernador dúo

 Clic per engrandir.  Crèdit imatge: ESA/Hubble & NASA, R. Chandar

Una col·lisió còsmica cataclísmica és la protagonista d'aquesta imatge feta amb el telescopi espacial Hubble espacial de la NASA/ESA. La imatge mostra la parella de galàxies en interacció IC 1623, que es troba a uns 275 milions d’anys llum de distància a la constel·lació de la Balena. Les dues galàxies es troben a la fase final de la seva fusió i els astrònoms esperen que un potent flux de gas provoqui un esclat frenètic de formació estel·lar a la compacta galàxia resultant.

Aquest parell de galàxies que interactuen és una vista familiar; el Hubble va capturar IC 1623 al 2008 utilitzant dos filtres en longituds d'ona òptiques i infraroges amb la Càmera Avançada de Sondejos. Aquesta imatge incorpora dades de la Càmera Gran Angular 3, i combina observacions preses en vuit filtres que abasten des de l'infraroig fins a l'ultraviolat per revelar els detalls més fins de IC 1623. Les futures observacions del parell de galàxies amb el telescopi espacial James Webb de la NASA/ESA/CSA posaran més llum sobre els processos que impulsen la formació estel·lar extrema en entorns com IC 1623.

Aquesta imatge va ser considerada per la NASA el 25 de juny del 2021 com la seva imatge del dia. 

Ho he vist aquí.

Catàleg Charles Mesier. Objecte M77

Clic per engrandir. Crèdit: Hubble NASA/ESO

Descoberta per Pierre Méchain el 1780.

Quan Pierre Méchain va descobrir aquest objecte el 29 d'octubre de 1780, el va descriure com una nebulosa. Charles Messier el va incloure amb el Nº 77 en el seu catàleg el 17 de Desembre de 1780, i erròniament el va classificar com un cúmul amb nebulositat, potser per la presència d'estrelles en primer pla, o possiblement confonent alguns dels seus nòduls amb estrelles tènues. M77 és una de les primeres galàxies espirals en ser reconegudes, i registrada per Lord Rosse com una de les 14 "nebuloses espirals" descobertes fins al 1850.

Aquesta magnífica galàxia és una de les més grans del Catàleg de Messier, la seva part brillant abasta uns 120.000 anys llum, però les seves extensions més tènues (visibles per exemple en la imatge DSSM) arriben potser fins a prop dels 170.000 anys llum. La seva aparença és la d'una magnífica espiral amb amplis braços estructurats, que a la regió interna mostren una població estel·lar certament
jove, però a l'allunyar-se del centre són dominats pel color groguenc llis d'una població estel·lar vella.

M77 està a uns 60 milions d'anys llum de distància, aproximadament la mateixa distància però en una altra direcció que el Raïm de Verge, i s'allunya de nosaltres a uns 1.100 km/s, com va ser mesurat en primer lloc per Vesto M. Slipher de l'Observatori Lowell al 1914; va ser la segona galàxia amb un corriment al vermell considerable després de la galàxia Barret, M104 (El Catàleg de Galàxies properes de R. Brent Tully dóna un valor menor per la distància, 47 milions d'anys llum, i els valors en altres fonts s'estenen amunt i avall del valor per al Raïm de la Verge, els valors més elevats poden fer de M77 l'objecte Messier més llunyà).

En les seves investigacions sobre les velocitats rotacionals del disc intern, EM Burbidge, GR Burbidge i KH Prendergast (1959) van trobar que el disc intern de M77 està inclinat 51 graus sobre la línia de visió. Ells van estimar la massa del disc intern en 27 mil milions de masses solars, mentre que la massa total de la galàxia ha de ser de l'ordre d'un bilió de masses solars.

Aquesta galàxia és única i peculiar per diverses raons. Primer, el seu espectre mostra trets peculiars en forma d'àmplies línies d'emissió, indicant que els núvols gegants de gas es mouen ràpidament fora del nucli galàctic, a uns 100 km/seg. Aquest tret va ser descobert primer per Edward A. Fath de l'Observatori Lick el 1908, qui va identificar sis línies d'emissió del "tipus Nebulosa Planetària" (H Beta, [O II] 3727, [N III] 3869, [O III ] 4363, 4959, 5007), confirmades per Vesto M. Slipher a l'Observatori Lowell en un espectre molt millor de 1917, i particularment esmentada per Edwin P. Hubble en el seu històric article sobre "nebuloses extragalàctiques" de 1926. Això classifica a M77 com una galàxia Seyfert de tipus II (les galàxies Seyfert del tipus I exhibeixen totes una gran velocitat d'expansió de diversos milers de km/seg); es tracta del representant d'aquesta classe de galàxies actives més propera i brillant. Aquesta classe destacable de galàxies s'anomenen pel seu descobridor, Carl K. Seyfert, que va ser el primer a descriure-les el 1943.

Aquesta imatge ultravioleta del Hubble sondeja el brillant i actiu nucli de M77.

Les fluctuacions de brillantor en aquesta regió impliquen que una enorme
quantitat d'energia està sent alliberada des d'una font oculta al nucli de la
galàxia. El candidat més probable és un forat negre supermassiu. Crèdit: NASA, ESA

Es requereix una enorme font d'energia per a generar aquesta velocitat, que ha d'estar en el nucli de la galàxia. Aquest ha resultat ser una font intensa de ràdio, com va descobrir Berbard Yarnton Mills el 1952 i la va designar com Cetus A, llistant-la com 3C 71 al Third Cambridge Catalogue of Radio Sources. S'ha investigat òpticament amb el Telescopi Espacial Hubble. Investigacions en infraroig amb el telescopi de 10 metres de Keeck efectuades per astrònoms de Caltech han revelat una font intensa d'aparença puntual, amb menys de 12 anys llum de diàmetre, i envoltada per una estructura allargada de 100 anys llum d'extensió (una concentració de estrelles o de matèria interestel·lar); aquestes estructures no són aparents en les imatges del Hubble en llum visible. D'un temps ençà s'ha sabut que M77, igual que altres galàxies Seyfert, és una font brillant en l'espectre infraroig.

Van ser Donald E. Osterbrook i RAR Parker el 1965 els que van oferir la hipòtesi que els nuclis actius de les galàxies Seyfert podrien considerar quàsars (fonts de ràdio quasi-estel·lars) en miniatura, d'acord amb Burnham. Aquest punt de vista ha quedat confirmat per la investigació durant més d'una dècada: probablement tots els tipus de galàxies de nuclis actius (AGNs sigles en anglès), incloent les de nucli Seyfert, ràdio galàxies, quàsars, objectes BL Lacertae, i altres, tenen la mateixa causa física, un objecte central supermassiu que acumula matèria gasosa del seu entorn. La varietat de fenòmens observats és simplement conseqüència de diferents angles de visió i diferents velocitats del subministrament de material que cau en els objectes.

En el cas de M77, s'ha trobat que l'objecte central responsable de l'activitat Seyfert té una massa de prop de 10 milions de masses solars, mitjançant observacions d'IR des de Caltech. Radioastrònoms de l'Observatori Nacional d'Astronomia de Ràdio (NRAO) i el radiotelescopi de 100 metres de diàmetre de l'Institut Max Planck per a la Radioastronomia de Effelsberg, Alemanya van trobar un disc gegant d'uns 5 anys llum de diàmetre que orbita aquest objecte, el qual conté molècules d'aigua. 

En el disc intern de M77 que envolta el nucli actiu, a prop de el centre actiu, MF Walker ha trobat emissió nebular amb velocitats d'expansió considerables. S'ha trobat intensa activitat de formació estel·lar en una barra interior, com s'ha vist mitjançant el Telescopi d'Imatges Ultraviolada durant la missió Astro-1 de la Llançadora Espacial. Aquestes regions de formació estel·lar estan entre les més brillants conegudes, i potser es tracti de les més lluminoses dins d'una distància de 100 milions d'anys llum de nosaltres.

M77 és el membre dominant d'un petit grup físic de galàxies, que inclou les NGC 1055 (tipus Sb) i 1073 (tipus SABC), així com les UGC 2161 (DDO 27, tipus Im), 2275 (DDO 28, tipus Sm - designant un tipus morfològic comprès entre espirals i irregulars, i 2302 (DDO 29, tipus Sm), i la galàxia irregular UGCA 44 i l'espiral barrada Markarian 600. Les NGC 1087 (Sc), 1090 (S-), i 1094 (OS -) són galàxies de fons properes en aparença, com indica el seu desplaçament al vermell molt més gran (Informació de Burnham, Tully, i el Sky Catalogue 2000.0).

M77 pot trobar-se fàcilment a 0,7 graus ESE de l'estrella de 4a magnitud Delta Ceti. La seva part central de 2 minuts d'arc domina la vista d'aquesta galàxia espiral gairebé de front, en qualsevol telescopi d'afeccionat, i mostra detalls destacables amb altes ampliacions en instruments grans. NGC 1055 se situa a uns 0,5 graus NNO de M77, i és visible com un fus de 3' de llarg, alineat aquest a oest, i magnitud prop de 10,6. La NGC 1073 de 11a magnitud està a prop d'1º NNE de M77, un disc de front de 5' de diàmetre, amb una barra prominent de 2x1' estesa en una posició d'uns 60 graus.

M77 al web del SEDS

Índex del Catàleg Messier del blog