Ezen az éjszakán - október 6-án - 1784-ben Sir William Herschel teleszkópának okulárán volt elfoglalva egy új galaxissal, amelyet csak fedezett fel. Herschel az ötödik katalógusában felfedezésként jelölte meg 19, de amikor izgatottan beszélt nővére, Caroline felfedezéseiről, hibát követett el. Tanuljunk…
Annak ellenére, hogy William Herschel később összekeverte az NGC 891-et Caroline független felfedezésével, az NGC 205-tel (M110), megértheti, hogy a testvérek csillagászati csapata őszintén hibázhatott. Caroline Herschel szavaival; „Túl keveset tudtam az igazi égboltról, hogy minden tárgyat meg tudjak mutatni, hogy újra megtalálhassam, anélkül, hogy túl sok időt veszítenék az Atlasz segítségével. De ezeket a problémákat elhárítottuk, amikor tudtam, hogy a testvérem nincs nagy távolságra, és különféle műszereivel megfigyeléseket végez kettős csillagokon, bolygókon stb., És azonnal segítséget kaphattam, amikor ködöt vagy csillagcsoportot találtam, ebből katalógust kívántam készíteni; de 1783 végén mindössze tizennégy éves volt, amikor a söpörést megszakítottam azzal, hogy azért alkalmaztam, hogy a testvérem megfigyeléseit húsz lábnyomra írjam. ”
Furcsa módon Herschel hibáját William Henry Smyth admirális örökítette meg - aki a királyi haditengerészetből való távozása után a saját magán obszervatóriumában töltött egy 6 hüvelykes refraktorral. Ott megfigyelt különféle mély égbolt tárgyakat, köztük kettős csillagokat, klasztereket és ködöket, és gondos nyilvántartást veze a megfigyeléseiről, és munkáját „Égi tárgyak ciklusának” nyilvánította - beleértve Herschel hibáját. De végül, igazán számít, hogy melyik Herschel fedezte fel? Ez számít arra, ami odakint van ...
Körülbelül harminc millió fényévnyire a Helyi Super klaszterben található NGC 891-et hideg, gáz halmaz borítja. Tom Oosterloo (et al.) Szerint; A HI megfigyelések a legmélyebbek közé tartoznak, amelyeket valaha külső galaxison végeztek. Ezek egy hatalmas gáznemű halogót mutatnak, amely sokkal hosszabb, mint korábban láttuk, és csaknem 30% -a HI-t tartalmaz. Ez a HI halogén különböző skálán mutat szerkezeteket. Az egyik oldalon van egy izzószál (vetületben), amely függőlegesen 22 kpc-ig terjed a lemeztől. Kis halogénfelhőket is észlelnek, amelyek közül néhány tiltott (látszólag ellenkezőleg forgó) sebességgel rendelkezik. A halogéngáz általános kinematikáját a koronghoz képest elmaradó differenciál-forgás jellemzi. A kis sugaraknál kifejezettebben eső késés a síktól való magassággal növekszik. Bizonyítékok vannak arra, hogy a halogónusok jelentős része egy galaktikus szökőkútnak köszönhető. Az intergalaktikus térből történő kiürülés szintén szerepet játszhat a halo felépítésében és az alacsony szögleges lendület anyagának biztosításában, amely a megfigyelt forgási késés figyelembevételéhez szükséges. A hosszú HI-izzószál és az ellentétesen forgó felhők közvetlen bizonyítékok lehetnek az ilyen felszaporodásra. ”
Növekedés? Helyesbítés honnan? Az NGC 891 másutt gyűjt anyagot? Nyilvánvalóan így van. Mapelli (et al.) Munkája szerint: „Régóta ismert, hogy a korong-galaxisok nagy része ferde. Három különféle mechanizmust szimulálunk, amelyek indukálhatják az egyoldalúságot: repülés-kölcsönhatások, gázfelvétel a kozmológiai filamentumokból és a nyomás az intergalaktikus közegből. Összevetve a morfológiákat, a HI spektrumot, a kinematikát és az m = 1 Fourier komponenseket, megállapíthatjuk, hogy ezek a mechanizmusok indukálhatják a galaxisok domborúságát, bár eltérő mértékben és megfigyelhető következményekkel. Az egyidejűleg fennálló időtartam azt sugallja, hogy a légybélok hozzájárulhatnak a domború galaxisok ~ 20% -ához. Részletes összehasonlításunkat az NGC 891 esetére, egy egyoldalú, szélesebb galaxisra és egy közeli társra (UGC 1807) esettünk. Megállapítottuk, hogy az NGC 891 fő tulajdonságai (morfológia, HI spektrum, forgási görbe, az UGC 1807 felé mutató gáznemű izzó léte) elősegítik a repüléses eseményt a galaxis kialakulásának e galaxisban. ”
Ó, ha! Tehát van egy közeli társ-galaxisunk. A közelmúltban megtudtuk, hogy a galaxisok kombinálása csillagszórási aktivitást eredményez, és ez az eset igaz az NGC 891-re is. A közelmúltban, 2008. júniusában elvégzett vizsgálatok azt mutatják, hogy a policiklusos aromás szénhidrogén (PAH) tulajdonságai alapján csillagbél-aktivitás mutatkozik. És hol vannak azok a PAH-k? Miért, természetesen a haloban? Rand (et al) munkájának megfelelően: „Infravörös spektroszkópiát mutatunk be a Spitzer Űrtávcsőből egy lemezhelyzetben és két helyzetben 1 kpc magasságban a lemezről az NGC 891 él-spirál szélén, az elsődleges cél a haloionizáció tanulmányozása. Fő eredményünk az, hogy a [Ne III] / [Ne II] arány, amely az ionizáló spektrum keménységét méri az optikai vonalarányt sújtó főbb problémáktól mentesen, az extraplanáris pontokban javul a lemez mutatásával szemben. Egy olyan 2D Monte Carlo-alapú fotoionizációs kódot használva, amely a sugármező edzésének hatásait mutatja be, azt találjuk, hogy ezt a tendenciát nem lehet reprodukálni egyetlen hihető fotoionizációs modellel sem, és ezért egy másodlagos ionizációs forrásnak gáz halosokban kell működnie. Bemutatjuk az extraplanáris PAH-tulajdonságok első spektroszkópos detektálását egy külső normál galaxisban is. Ha ezek exponenciális rétegben vannak, akkor a különféle tulajdonságokra nagyon durva, 330-530 pc emissziós skálán való magasság vonatkozik. A kipusztulás elhanyagolható lehet a középsíkban, és jelentősen csökkentheti ezeket a skálamagasságokat. A lemez és az extraplanáris környezet közötti különféle tulajdonságok relatív emissziója alig mutat jelentős eltérést. Csak a 17,4 um-es tulajdonság jelentősen javul az extraplanáris gázban a többi jellemzőhez képest, ami valószínűleg azt jelzi, hogy a halogénben nagyobb PAH-kat részesítenek előnyben. ”
Szóval hol megy ez az egész? A jelenlegi kutatások összefüggést mutatnak a PAH-bőség és a galaktikus kor között. Amikor az aszimptotikus óriási ág evolúciójának végén visszaszorítja a szénport a csillagközi közegbe, a PAHS és a szénpor elsődleges forrásává válnak a galaxisokban. Mint tudjuk, a galaxis egy nagy újrahasznosító üzem, és néhány százmillió év elteltével az ejecta visszakerül a csillagközi közegbe a fő szekvencia evolúciója mentén. De az NGC 891 galaktikus korongjától távozó fonálminta nagyon jó csillagszupernóva-robbanásokra mutathat. Ezzel szemben azok a hatalmas, hatalmas csillagok, amelyek II. Típusú szupernóvává válnak, azok, amelyek a por és fémek rohanását mindenütt jelentik, amikor kialakulnak.
Szóval ez a régi - vagy új - tevékenység eredménye? Popescu (et al.) Szerint: „Új eszközt írunk le a spirális galaxisok szubmilliméter (sub-mm) spektrális energiaeloszlásának (SED) UV-elemzéséhez. A gabonamelegítés és -kibocsátás következetes kezelését alkalmazzuk, meghatározzuk a véges tárcsák és duzzadások sugárzási átviteli problémáját, és következetesen kiszámoljuk a kapott sugárzási mezőbe helyezett szemek sztochasztikus melegítését. Ezzel az eszközzel elemezzük a jól megvizsgált, az NGC 891 szélső spirálgalaxist. Először azt vizsgáljuk meg, hogy az NGC 891 régi csillagpopulációja, a fiatal csillagpopulációra vonatkozó ésszerű feltételezés mellett, képes-e figyelembe venni a por felhevülését és a megfigyelt távoli infravörös és sub-mm emissziót. A por eloszlását Xilouris et al. (1999), aki csak optikai és közeli infravörös megfigyeléseket használt a meghatározására. Megállapítottuk, hogy egy ilyen egyszerű modell nem képes reprodukálni az NGC 891 SED-jét, különösen a mm-es tartományban. 2-4-es tényezővel alábecsüli a megfigyelt sub-mm fluxust. A hiányzó sub-mm fluxusra számos lehetséges magyarázat létezik. Néhányat megvizsgáltunk és bebizonyítottuk, hogy az egyik képes megismételni a megfigyelt SED-t a távoli infravörös és a sub-mm-ben, valamint a megfigyelt sugárirányú profilt 850 um-nél. A kiszámított modellekhez megadjuk a régi és fiatal csillagpopulációk által kibocsátott por sugárzás relatív arányát a FIR / sub-mm hullámhossz függvényében. Valamennyi modellben azt találjuk, hogy a port főleg a fiatal csillagpopuláció fűti. "
Noha egy időben elfoglalt lehet, az NGC 891 csendes. Rowan Temple szerint: „Más helyi galaxisok mintájának felhasználásával összehasonlíthatjuk az NGC 891 röntgen- és infravörös tulajdonságait a„ normál ”és csillagszóró spirálgalaxisok tulajdonságaival, és arra a következtetésre juthatunk, hogy az NGC 891 valószínűleg csillagszóró galaxis egy nyugalmi állapot. ” Tehát nézd meg, ha van időd. Ezt a 10. nagyságrendű szépséget a (RA 2: 22.6 dec. +42: 21) helyen található, ahol gyakran a legmélyebb égbolt egyik objektumának tekintik, amelyet Messier soha nem katalogizált.
Nem számít, melyik Herchel fedezte fel.
Nagy köszönet az AORAIA tagjának, Ken Crawford-nak, hogy kitűnő képét felhasználta!
