Meie esimene pilk Centaurus A keerukatele sündmustele oli suur pilt. Üks kõigist omadustest kõige ilmsem on keskne tolmuriba, mis mõjub silmale fotiliselt positiivselt. Mõelgem kiirgusele ja jõuame natukene lähemale ...
Centaurus A igas visuaalses kujutises on üks dramaatilisemaid omadusi keskne tolmulapp. Inimsilmale on tolm takistuseks - blokeerib tähevalgust ja seda, mis asub kaugemal. Kuid kaamera poole pöördudes punasemale lainepikkusele võimaldab meil heita pilgu sellele, mis asub kaugemal. Hoolikalt kontrollitud särituse ja filtreerimise kaudu ilmneb H-alfa joonest ioniseeritud gaasi punane emissioon ja tolmuraja ääres tekivad tähe moodustumise sinised piirkonnad - seal, kus moodustuvad sinised hiiglaslikud tähed. Vastavalt Wildi ja Eckarti 2000. aasta uuringule; Centaurus A tähtedevahelist keskkonda (NGC 5128) on viimastel aastatel põhjalikult uuritud, kasutades enamasti madala ja keskmise tihedusega gaasi molekulaarseid jooni. Tiheda molekulaarse gaasi kogus ja jaotus polnud suures osas teada. Siin tutvustame pöörde üleminekute uusi millimeetrilisi andmeid ja saadud emissiooni spektrit, mis jätab tiheda molekulaarse gaasi jälje keskele ja mööda silmatorkavat tolmuriba nihkeasendites. Leiame, et Centaurus A ja Linnutee on oma joone heleduse poolest võrreldavad. Tuuma suunas on liini heledussuhte ja tähe moodustumise efektiivsuse kaudu mõõdetud tiheda molekulaarse gaasi osa võrreldav ultrahelendavate infrapunagalaktikatega (ULIRG). Tuumavälistes tolmuradades ja kogu Centaurus A puhul on need kogused ULIRG-de ja normaalsete ning infrapunavalgustusega galaktikate vahel. See viitab sellele, et suurem osa Centaurus A FIR-i heledusest pärineb väga tiheda molekulaarse gaasi ja tähe moodustumise kõrge efektiivsusega piirkondadest. ”
Väga tõhus tähtede moodustamise piirkond… Jah, tõesti. Need säravad sinised piirkonnad, mida servade ääres näete, on täiesti uued täheparved. Ühinemine indutseeritud tähtede moodustumine ...
Kas näete nüüd, miks Kentauri A tolmurull karjub? Tavaliselt toimub tähtede moodustumine molekulaarpilvede tihedates osades ... kukkudes ise tähe moodustamiseks plasmapalliks. Kuid vastavalt Martigi ja Bournaud teosele; „Tähtede moodustumine galaktikates toimub osaliselt galaktikate ühinemiste poolt. Madala punase nihke korral on tähtede moodustumise aktiivsus madala tihedusega keskkondades, näiteks rühmades ja klastrites, madal ning galaktikate tähtede moodustumise aktiivsus suureneb nende eraldatusega. Tähtede moodustumise ja tiheduse suhe on pöördepunktis z ~ 1 vastupidine, mida teoreetiliste mudelitega seni ei seletata. Uurime galaktikarühma või klastri tõusulaine mõju tähekeste moodustumise aktiivsusele galaktikate liitmisel, kasutades N-keha simulatsioone, sealhulgas gaasi dünaamikat ja tähtede moodustumist. Leiame, et ühinemisest tingitud tähekujundus on selliste kosmoloogiliste struktuuride läheduses märkimisväärselt aktiivsem kui põllu ühinemine. Suuremahuline loodeväli võib seega suurendada galaktikate aktiivsust tihedates kosmilistes struktuurides ja see peaks olema eriti efektiivne suure punanihke korral enne, kui summutusprotsessid hakkavad toimima kõige tihedamates piirkondades. "
Kuid ... Aga mis juhtub, kui teil on galaktika, mis on tõusu ajal tõusudest tingitult moodustunud ja siis lihtsalt juhtub, et see sulandub samal ajal teise galaktikaga? Aaaaah…. Kas olete hakanud nägema, kas see pole teie? Galaktika, mis ühines NGC 5128-ga, vallandas tähekeste moodustumise, seejärel koos Centaurus A-ga ja juhtus täiesti uus asi. Vaatleme Pengi ja Fordi loomingut: “Galaktika halos esinevad tähevood on ühinemise ja süvenemise ajaloo loomulikud tagajärjed. Esitame tõendid noorte tähtede sinise loodevoo kohta lähimas hiiglaslikus elliptilises galaktikas NGC 5128 (Kentaurus A). Kasutades optilisi UBVR-värvikaarte, ebatervislikku maskeerimist ja adaptiivset histogrammi võrdsustamist, tuvastasime galaktika loodeosas sinise kaare, mis jäljendab osalist ellipsi, mille apotsenter on 8 kpc. Samuti teatame arvukate noorte kaarega seotud täheparvede avastamisest. Neist klastritest heledam on spektroskoopiliselt kinnitatud, vanus on 350 Myr ja see võib olla protoglobulaarne klaster. On tõenäoline, et see kaar, mis eristub ümbritsevast kestasüsteemist ja kirdes olevatest noortest reaktiivlennukitega seotud tähtedest, on galaktikast tiirlev tõusulaine. Nii voolu integreeritud optilistest värvidest tuleneva vanuse kui ka dünaamilise katkestuse ajakava väärtus on 200–400 Myr. Me pakume välja, et see noorte tähtede voog moodustus siis, kui kääbus ebakorrapärase galaktika või sarnase suurusega gaasifragmendi ajal tekkis loodete ajal plahvatuslikult tärnide moodustumise purunemine, kuna see kukkus NGC 5128 sisse ja oli 300 minutit tagasi häiritud. Selles voos olevad tähed ja täheparved hajuvad lõpuks ja saavad NGC 5128 põhiosast, mis viitab sellele, et gaasirikaste kääbuste juurdevool mängib rolli tähehaloogide ja globaalsete klastrisüsteemide loomisel. ”
Pole vaja öelda, et Kentauri A areng on pisut šokeeriv, kas pole? Ja see on kõigest šokeeritud gaas. Ütleb John Graham; „Vaatlusi tõketest põhjustatud tähe moodustumise kohta võib leida lähedalasuva raadiogalaktika Centaurus A (NGC 5128) kirderaadiosabadest. H i-s hiljuti avastatud gaasipilve mõjutab külgnev raadiosaade sel määral, et käivitub pilve varisemine ja moodustuvad sinised ülitähtsad tähed. H i pilve ja raadiojoa liidese lähedal on täheldatud hajunud pilvi ja ioniseeritud gaasi hõõgniite. Need näitavad kiirust, mis katab vahemikku üle 550 km s1. Joone intensiivsus nende spektrites on iseloomulik löögiga seotud päritolule tugevate [N ii] ja [S ii] suhtes HÎ ±. Joone suhe [O iii] / HÎ ± näitab suurt ergastusvahemikku, mis ei ole kiirusega korrelatsioonis. Sellest komponendist eristub rühm neljast näiliselt normaalsest H ii piirkonnast, mida erutavad varjatud noored tähed ja mille kiirused on Hi pilve kiirusele väga lähedased. Tähtede moodustumine jätkub nii kaua, kuni gaasipilv jääb raadiojoa lähedale. Selle piirkonna siniste tähtede lahtised ahelad lahendatakse ainult seetõttu, et NGC 5128 on nii lähedal. Kaugemates analoogides esinevad kahvatud sinised laiendid ja plummid on tõenäoliselt sarnase päritoluga. ”
Nüüd on meil igasuguseid asju, mida oleme selle hiiglase sees sügavalt õppinud. Kas on veel midagi, mida peaksime teadma, enne kui sellest osast lahkuda ja edasi minna? Oh, sa tead seda ... ülivõimas must auk, mis on 200 miljonit korda suurem kui meie enda Päikese mass.
Kasutades Hubble'i infrapunavaadet, näevad astronoomid nüüd, et kuuma gaasi ketas on kallutatud joa - musta augu indikaatori - suunast erinevas suunas. Arvatakse, et see võib olla tingitud sellest, et ühinemine on nii hilja ja ketas pole veel spinni joondatud või võivad galaktikad endiselt sõjapuksiiri mängida. Ethan Schrier STSCI-st ütles: “See must auk teeb oma asja. Lisaks värske kütuse vastuvõtmisele udustatud galaktikast võib see ülejäänud galaktika ja kokkupõrke jaoks unarusse jääda. Oleme leidnud ketta keeruka olukorra ketta sees, kõik osutavad eri suundades. ” Kõige hämmastavam osa kõigist on see, et must auk ise võib olla kahe sõltumatu musta augu ühinemine! Kas see on põhjus, miks siin asuvad ka tuumal domineerivad valju häälega kvaasarid? Raadiogalaktikana eraldab see Linnutee raadioenergiat 1000-kordselt suurte kahesuunaliste raadiosaadikute kujul, mis ulatuvad umbes 800 000 valgusaastaga galaktikatevahelisse ruumi. Noh, arvake mis ... Selle kohta on ka teooriaid.
Saxtoni, Sutherlandi ja Bicknelli sõnul võib see raadioallikas olla lihtsalt plasmamull: „Me modelleerime Centaurus A (NGC 5128) põhjapoolset keskmist raadiolõiku kui vahelduvalt aktiivse joaga ladestatud ujuvat plasmamulli. Mulli tõusu ulatus ja selle morfoloogia viitavad sellele, et selle tiheduse ja ümbritseva ISM tiheduse suhe on väiksem kui 10 ^ {- 2}, mis on kooskõlas meie teadmistega ekstragalaktilistest reaktiivlennukitest ja minimaalsest eellasraadiosse tungimisest. Kasutades kämbla morfoloogiat, mis on selle kentauri A atmosfääris tõusmise alguseks olnud, järeldame, et mull on tõusnud umbes 140 miljonit aastat. See ajakava on kooskõlas Quilleni jt pakutud ajakavaga. (1993) ühinemisjärgse gaasi arveldamiseks praegu vaadeldava suuremahulise kettaga NGC 5128, viidates tugevale seosele raadioemissiooni hilinenud taasloomise ja NGC 5128 ühinemise vahel väikese gaasirikka galaktikaga. See viitab raadiogalaktikate üldisele seosele ühinemiste ja raadioemissiooni hilinenud alguse vahel. Meie mudelis on Feigelsoni jt avastanud pikliku röntgenkiirguse emissioonipiirkond. (1981), mille osa langeb kokku põhjaosa keskosaga, on termiline gaas, mis pärineb ISM-ist mulli all ja mis on üles tõstetud ja kokku surutud. Morganti jt raadiopiltidelt ilmuv „suuremahuline reaktiivlennuk”. (1999) võivad olla samade rõhugradientide tagajärjed, mis põhjustavad termilise gaasi tõusu, mõjutades palju kergemat plasmat, või võivad olla joad, mis ei lülitunud täielikult välja, kui põhjaosa keskmine lohk hakkas ujuvalt tõusma. Teeme ettepaneku, et külgnevad heitmejoone sõlmed („väliskiud”) ja tähekujulised piirkonnad tulenevad häiretest, eriti termilise magistraali tõttu, mille põhjustab mull, mis liigub läbi NGC 5128 laiendatud atmosfääri. ”
Ja nüüd teate natuke rohkem sellest, mis on hiiglase sees ...
Suur tänu AORAIA liikmele, Mike “Strongman” Sidoniole selle uskumatu pildi kasutamise eest.
