Az első pillantás a Centaurus A bonyolult dolgaira a nagy kép volt. Az összes jellemző közül az egyik legnyilvánvalóbb a központi porzsáv, amely pozitívan megreped a szemnek fotográfiai szempontból. Vigyázzunk a sugárzásra, és csak közelebb kerüljünk egy kicsit ...
A Centaurus A vizuális ábrázolásában az egyik legdrámaibb jellemző a központi poroszlop. Az emberi szem számára a por akadályt jelent - blokkolja a csillagfényt és azt, ami túlmutat. De a kamera felé való váltás a vöröses hullámhosszra való áttekintésével bepillantást engedünk ahhoz, ami túlmutat. A gondosan ellenőrzött expozíción és a szűrésen keresztül megjelenik az ionizált gáz vörös emissziója a H-alfa-vonalon, és a csillagképződés kék területei a poros sáv mentén életre kelnek - ahol kék óriás csillagok képződnek. A Wild és az Eckart által készített 2000 tanulmány szerint; A Centaurus A csillagközi közeget (NGC 5128) az utóbbi években alaposan tanulmányozták, elsősorban az alacsony és közepes sűrűségű gázt nyomon követő molekuláris vonalak felhasználásával. A sűrű molekuláris gáz mennyisége és eloszlása nagyrészt ismeretlen volt. Itt a forgási átmenetek új milliméteres adatait mutatjuk be, és olyan emissziós spektrumokat kapunk, amelyek sűrű molekuláris gázt nyomon követnek a közepén és a kiemelkedő porosáv mentén az eltolt helyzetben. Megállapítottuk, hogy a Centaurus A és a Tejút vonal fényereje összehasonlítható. A sejtmag felé viszont a sűrű molekuláris gáz frakciója, a vonal fényességi arányán, valamint a csillagképződés hatékonyságán mérve összehasonlítható az ultravilágító infravörös galaxisokkal (ULIRG). A nukleáris por nélküli sávban és a Centaurus A egészében ezek a mennyiségek az ULIRG és a normál és infravörös világító galaxisok között vannak. Ez azt sugallja, hogy a Centaurus A FIR fényerejének nagy része a nagyon sűrű molekuláris gáz és a csillagképződés magas hatékonyságú régióiból származik. ”
Nagyon hatékony csillagképző régió… Igen, valóban. Azok a ragyogó kék régiók, amelyeket a szélek mentén látsz, vadonatúj csillagfürtök. Összefonódás váltott ki csillagképződés ...
Látja most, hogy miért sikoltozhat a Centaurus A porzsákja? A csillagképződés általában a molekuláris felhők sűrű részein fordul elő, és plazmagolyóvá összecsukva csillagot képeznek. De Martig és Bournaud munkája szerint; „A csillagképződést a galaxisokban egyrészt a galaxisok összeolvadása vezérli. Alacsony vöröseltolódás esetén a csillagképződés aktivitása alacsony a nagy sűrűségű környezetben, például csoportokban és klaszterekben, és a galaxisok csillagképző aktivitása növekszik azok elszigeteltségével. Ez a csillag-képződési sűrűség viszony megfigyelhető, hogy z ~ 1-nél megfordul, amit az elméleti modellek eddig nem magyaráztak. Tanulmányozzuk egy galaxiscsoport vagy klaszter árapálymezőjének hatását az összeolvadó galaxisok csillagképződésének aktivitására, N-test szimulációk felhasználásával, beleértve a gázdinamikát és a csillagképződést. Megállapítottuk, hogy az összefonódásvezérelt csillagképződés lényegesen aktívabb az ilyen kozmológiai struktúrák közelében, mint a terepi egyesülések. A nagyszabású árapálymező tehát fokozhatja a galaxisok aktivitását sűrű kozmikus struktúrákban, és különösen hatékony legyen nagy vöröseltolódásnál, mielőtt az oltási folyamatok a sűrűbb régiókban életbe lépnek. ”
De ... De mi történik, ha van egy olyan galaxisod, amely véletlenül csillagképződést vált ki, és egyszerre csak egy másik galaxissal egyesül? Aaaaah .... Már látod, hogy a fény nem igaz? Az NGC 5128-tal egyesült galaxist csillagképződés váltja ki, majd a Centaurus A-val kombinálva egy teljesen új dolog történt. Vessen egy pillantást Peng és Ford munkájára: „A galaxis-haloszlopokban lévő csillagáramok az összeolvadás és az akkreditáció történetének természetes következményei. Bizonyítunk egy fiatal csillag kék árapályáramát a legközelebbi óriás elliptikus galaxisban, az NGC 5128-ban (Centaurus A). Az optikai UBVR színtérképek, az elmosódott maszkolás és az adaptív hisztogram kiegyenlítés segítségével a galaxis északnyugati részén egy kék ívot észlelünk, amely egy részleges ellipszist nyomon követ, 8 kpc apocenterrel. Jelentjük továbbá számos, az ívhez kapcsolódó fiatal csillagfürt felfedezését. Ezeknek a klasztereknek a legfényesebbje spektroszkópiásan igazolódik, életkoruk 350 Myr, és lehet, hogy protoglobuláris klaszter. Valószínű, hogy ez az ív, amely különbözik a környező héjrendszertől és az északkeleti fiatal sugárhajtású csillagoktól, egy galaxist keringő árapályos zavart csillagfolyam. Mind a patak integrált optikai színéből származó életkor, mind a dinamikus zavarodási időtartam értéke 200-400 Myr. Azt javasoljuk, hogy ez a fiatal csillagok áramlása akkor alakuljon ki, amikor egy törpe szabálytalan galaxis, vagy hasonló méretű gázrészlet áradás közben kiváltotta a csillagképződést, amikor az az NGC 5128-ba esett, és 300 Myr ezelőtt megszakadt. Az ebben a patakban lévő csillagok és csillagfürtök végül szétszóródnak és az NGC 5128 fő testének részévé válnak, ami arra utal, hogy a gázban gazdag törpék beáramlása szerepet játszik a csillaghalók és a gömbös klaszterrendszerek felépítésében. ”
Mondanom sem kell, hogy az A-Centaurus fejleményei kissé sokkolóak, nem igaz? És a sokkolt gázról van szó. Mondja John Graham; „A sokk által kiváltott csillagképződés megfigyelési bizonyítékait a közeli Centaurus A rádiós galaxis (NGC 5128) északkeleti rádiólyalábjában találják meg. A közelmúltban a H i-ben észlelt gázfelhőt olyan mértékben érinti a szomszédos rádiósugár, hogy felhő összeomlása kiváltódik és kék szupergáli csillagok laza láncai képződnek. A diffúz felhőket és ionizált gázszálakat megfigyelték a H i felhő és a rádió sugárzás felülete közelében. Ezek olyan sebességeket mutatnak, amelyek több mint 550 km-es sávot fednek le. A vonalintenzitások spektrumukban a sokkkal kapcsolatos eredetre jellemzőek, erős [N ii] és [S ii] H] ± értékhez viszonyítva. Az [O iii] / HÎ ± vonal arány nagy gerjesztési tartományt mutat, amely nincs összefüggésben a sebességgel. Ez a komponens különbözik egy négy látszólag normális H ii régióból álló csoportból, amelyeket beágyazott fiatal csillagok gerjesztnek, és amelyek sebessége nagyon közel áll a H i felhő sebességéhez. A csillagképződés mindaddig folytatódik, amíg a gázfelhő a rádióhullám közelében marad. A környéken lévő kék csillagok laza lánca csak azért oldódik meg, mert az NGC 5128 annyira közel van. A távoli analógokban jelentett halványkék kiterjesztések és tollak valószínűleg hasonló eredetűek. ”
Tehát most már mindenféle dolog van, amit mélyen megtanultunk ezen az óriáson belül. Van még valamit, amit tudnunk kell, mielőtt elhagynánk ezt a részt és folytatnánk? Ó, tudod ... Szupermasszív fekete lyuk a saját Napunk tömegének 200 millió-szorosa.
A Hubble infravörös látását használva a csillagászok most láthatják, hogy a forró gázkorong eltérő irányban van megdöntve, mint a sugárhajtól - a fekete lyuk jelzője. Úgy gondolják, hogy ennek oka az lehet, hogy az egyesülés még nemrégiben történt, és a lemez még nem igazodott a spinhez, vagy a galaxisok továbbra is háborús vontatóját játszhatják. Ethan Schrier, a STSCI szerint: „Ez a fekete lyuk a saját dolgait csinálja. Eltekintve attól, hogy friss üzemanyagot kap egy felfalott galaxisból, elfelejtheti a galaxis többi részét és az ütközést. Összetett helyzetet találtunk egy lemezen belüli lemezen belül, mind eltérő irányba mutatva. " A legmegdöbbentőbb rész az, hogy maga a fekete lyuk két független fekete lyuk egyesülése lehet! Ez az oka annak, hogy itt vannak a magban uralkodó rádiós hangos kvazárok? Rádiós galaxisként a Tejút rádióenergiáját 1000-szerese engedi nagy, kétirányú rádióhullámok formájában, amelyek körülbelül 800 000 fényévvel kiterjednek a galaktikus térbe. Nos, hiszem mi ... Erről is vannak elméletek.
Saxton, Sutherland és Bicknell szerint ez a rádióforrás egyszerűen csak plazmabuborék lehet: „A Centaurus A (NGC 5128) északi középső rádiólebenyét mint időnként aktív sugárhajtómű lerakódott hullámzó plazmabuborékát modellezzük. A buborék emelkedésének mértéke és morfológiája arra utal, hogy sűrűségének és a környező ISM-hez viszonyított aránya kevesebb, mint 10 ^ {- 2}, összhangban áll a tudásunkkal az extragalaktikus fúvókákról és a minimális bejutásról az prekurzor rádiólebenybe. A lebeny morfológiájának felhasználásával, a mai Kentaur A légkörén keresztüli emelkedésének kezdetével, arra következtethetünk, hogy a buborék körülbelül 140Myr-ig emelkedik. Ez az időtartam megegyezik a Quillen és mtsai által javasoltakkal. (1993) szerint az összefonódás utáni gáznak a jelenleg megfigyelt nagyméretű korongba történő beépítésére az NGC 5128-ban, ami arra utal, hogy szoros kapcsolat van a rádiókibocsátás késleltetett helyreállítása és az NGC 5128 összeolvadása között egy kis gázban gazdag galaxissal. Ez azt sugallja, hogy a rádió galaxisokhoz általában kapcsolódik az egyesülések és a rádiókibocsátás késleltetett megjelenése. Modellünkben a hosszúkás röntgenkibocsátási régiót fedezték fel Feigelson et al. (1981), amelynek egy része egybeesik az északi középső lebennyel, olyan termikus gáz, amely az ISM-ből származik a buborék alatt, és amelyet felemeltek és összenyomtak. A „nagyméretű sugárhajtómű”, amely Morganti és mtsai rádióképeiben jelenik meg. (1999) ugyanazon nyomásgradiensek eredményei lehetnek, amelyek a termikus gáz felemelkedését okozzák, sokkal könnyebb plazmára hatnak, vagy reprezentálhatnak egy olyan sugárhajtóműt, amely nem kapcsolta ki teljesen, amikor az északi középső lebeny felindult. Javasoljuk, hogy a szomszédos emissziós vonal csomói (a „külső szálak”) és a csillagképző régiók zavarok, különösen a hőszivattyú által okozott zavarok eredményeként alakuljanak ki az buborék, amely az NGC 5128 kiterjesztett légkörén mozog.
És most már csak egy kicsit többet tudsz arról, hogy mi van egy óriás mélyén ...
Nagyon köszönöm az AORAIA tagjának, Mike “Strongman” Sidonio-nak ezt a hihetetlen képet.
