Tej nocy - 6 października - w 1784 r. Sir William Herschel był zajęty okularem swojego teleskopu z nową galaktyką, którą właśnie odkrył. Herschel zaznaczył to w swoim piątym katalogu jako odkrycie 19, ale kiedy był podekscytowany opowiadaniem o odkryciach swojej siostry Caroline, popełnił błąd. Nauczmy się ...
Chociaż później William Herschel pomylił NGC 891 z niezależnym odkryciem Caroline przez NGC 205 (M110), możesz zrozumieć, w jaki sposób brat / siostra zespół astronomiczny mógł popełnić błąd. Według słów Caroline Herschel; „Niewiele wiedziałem o prawdziwych niebiosach, aby móc wskazać każdy obiekt, aby znaleźć go ponownie, nie tracąc zbyt wiele czasu, konsultując się z Atlasem. Ale wszystkie te problemy zostały usunięte, gdy wiedziałem, że mój brat nie znajduje się w dużej odległości, dokonując obserwacji swoimi różnymi instrumentami na podwójnych gwiazdach, planetach itp., I mogłem mu pomóc natychmiast po znalezieniu mgławicy lub gromady gwiazd, z których zamierzałem podać katalog; ale pod koniec 1783 r. oznaczyłem zaledwie czternaście lat, kiedy moje zamiatanie zostało przerwane przez to, że zostałem zatrudniony do spisania obserwacji mojego brata dwadzieścia stóp ”.
Co dziwne, błąd Herschela został utrwalony przez admirała Williama Henry'ego Smytha - który po przejściu na emeryturę z Royal Navy spędził czas w swoim prywatnym obserwatorium wyposażonym w 6-calowy refraktor. Tam obserwował różne obiekty głębokiego nieba, w tym podwójne gwiazdy, gromady i mgławice, i prowadził staranne zapisy swoich obserwacji, publikując swoją pracę jako „Cykl obiektów niebieskich” - w tym błąd Herschela. Ale w końcu, czy to naprawdę ma znaczenie, który Herschel to odkrył? Liczy się to, co tam jest…
Położona w odległości około trzydziestu milionów lat świetlnych w lokalnym super gromadzie, NGC 891 jest owinięta zimnym, gazowym halo. Według Toma Oosterloo (i in.); „Obserwacje HI należą do najgłębszych kiedykolwiek przeprowadzonych na zewnętrznej galaktyce. Odsłaniają ogromną gazową aureolę, znacznie bardziej rozciągniętą niż poprzednio i zawierającą prawie 30% HI. Ta halo HI pokazuje struktury w różnych skalach. Po jednej stronie znajduje się włókno rozciągające się (w rzucie) do 22 kpc pionowo od dysku. Wykryto także małe chmury halo, niektóre o zabronionych (pozornie przeciwnych) prędkościach. Ogólna kinematyka halo gazu charakteryzuje się różnicowym opóźnieniem rotacji w stosunku do tarczy. Opóźnienie, bardziej wyraźne przy małych promieniach, rośnie wraz z wysokością od płaszczyzny. Istnieją dowody, że znaczna część halo jest spowodowana galaktyczną fontanną. Akrecja z przestrzeni międzygalaktycznej może również odgrywać rolę w budowaniu halo i dostarczaniu materiału o niskim momencie pędu potrzebnym do uwzględnienia obserwowanego opóźnienia obrotu. Długie włókno HI i przeciwnie wirujące chmury mogą być bezpośrednim dowodem takiej akrecji. ”
Przyrost? Skąd się wziął? Czy NGC 891 zbiera materiał skądinąd? Najwyraźniej tak. Według pracy Mapelli (i in.): „Od dawna wiadomo, że duża część galaktyk dyskowych jest skośna. Symulujemy trzy różne mechanizmy, które mogą wywoływać koślawość: interakcje przelotu, akrecję gazu z kosmicznych włókien i ciśnienie tłoka z ośrodka międzygalaktycznego. Porównując morfologię, widmo HI, kinematy mi = 1 składowe Fouriera, okazuje się, że wszystkie te mechanizmy mogą indukować koślawość galaktyk, chociaż w różnych stopniach i z możliwymi do zaobserwowania konsekwencjami. Skala czasu, w której utrzymuje się koślawość, sugeruje, że muchy mogą przyczyniać się do ~ 20 procent krzywych galaktyk. W szczegółowym porównaniu skupiamy się na przypadku NGC 891, krzywej galaktyki na krawędzi z pobliskim towarzyszem (UGC 1807). Stwierdzamy, że główne właściwości NGC 891 (morfologia, widmo HI, krzywa rotacji, istnienie gazowego filamentu skierowanego w kierunku UGC 1807) sprzyjają zdarzeniu przelotowemu ze względu na powstanie krzywizny w tej galaktyce. ”
Ach, ha! Mamy pobliską galaktykę towarzyszącą. Niedawno dowiedzieliśmy się, że łączenie galaktyk powoduje aktywność wybuchu gwiazdy, a podobnie jest w przypadku NGC 891. Badania przeprowadzone niedawno w czerwcu 2008 r. Wskazują na aktywność gwiezdnego popiersia w oparciu o siłę cech wielopierścieniowego węglowodoru aromatycznego (PAH). A gdzie są te WWA? Oczywiście w aureoli. Zgodnie z pracą Rand (i in.): „Prezentujemy spektroskopię w podczerwieni z kosmicznego teleskopu Spitzer przy jednej pozycji dysku i dwóch pozycjach na wysokości 1 kpc od dysku w spiralnej krawędzi NGC 891, z głównym celem badania jonizacji halo. Naszym głównym rezultatem jest to, że stosunek [Ne III] / [Ne II], który zapewnia miarę twardości widma jonizującego wolną od głównych problemów związanych z proporcjami linii optycznych, jest zwiększony w pozaplanarnych punktach w stosunku do wskazywania dysku. Używając opartego na Monte Carlo kodu 2D do fotoionizacji, który uwzględnia skutki hartowania w polu promieniowania, stwierdzamy, że trend ten nie może być odtworzony przez żaden prawdopodobny model fotoionizacji i dlatego wtórne źródło jonizacji musi działać w gazowych aureolach. Prezentujemy także pierwsze detekcje spektroskopowe pozaplanarnych cech PAH w zewnętrznej normalnej galaktyce. Jeśli są w warstwie wykładniczej, sugeruje się, że dla różnych funkcji mają bardzo szorstkie wysokości skali emisji wynoszące 330-530 szt. Wyginięcie może być nie bez znaczenia na płaszczyźnie środkowej i znacznie obniżyć te wysokości skali. Nie ma znaczących różnic we względnej emisji z różnych cech środowiska dyskowego i pozaplanarnego. Tylko funkcja 17,4? M jest znacznie ulepszona w gazie pozaplanarnym w porównaniu z innymi cechami, prawdopodobnie wskazując na preferencję dla większych WWA w halo. ”
Gdzie to wszystko zmierza? Obecne badania pokazują korelację między obfitością PAH a wiekiem galaktycznym. Kiedy asymptotyczna gałąź olbrzyma kaszle pył węglowy z powrotem do ośrodka międzygwiezdnego pod koniec ich ewolucji, stają się głównym źródłem PAHS i pyłu węglowego w galaktykach. Jak wiemy, galaktyka jest jedną wielką instalacją do recyklingu, a ejecta wraca z powrotem do ośrodka międzygwiezdnego po kilkuset milionach lat wzdłuż linii ewolucji głównej sekwencji. Ale wzór włókienkowy rozciągający się od dysku galaktycznego NGC 891 może bardzo dobrze wskazywać na wybuchy gwiazd supernowych. Z kolei te ogromne, masywne gwiazdy, które kończą jako supernowe typu II, to te, które wybuchają pyłem i metalami wszędzie tam, gdzie się tworzą.
Czy to wynik starej - czy nowej - działalności? Według Popescu (i in.): „Opisujemy nowe narzędzie do analizy promieniowania UV do submilimetrowego (sub-mm) spektralnego rozkładu energii (SED) galaktyk spiralnych. Stosujemy konsekwentne traktowanie podgrzewania i emisji ziarna, rozwiązujemy problem przenoszenia promieniowania dla skończonego dysku i wybrzuszenia oraz samodzielnie konsekwentnie obliczamy stochastyczne nagrzewanie ziaren umieszczonych w wynikowym polu promieniowania. Używamy tego narzędzia do analizy dobrze zbadanej pobliskiej galaktyki spiralnej na krawędzi NGC 891. Najpierw sprawdzamy, czy stara populacja gwiazd w NGC 891, wraz z rozsądnym założeniem o młodej populacji gwiazd, może przyczynić się do nagrzania pyłu oraz obserwowana emisja w dalekiej podczerwieni i sub-mm. Rozkład pyłu pochodzi z modelu Xilouris i in. (1999), który użył tylko obserwacji optycznych i bliskiej podczerwieni, aby to ustalić. Odkryliśmy, że tak prosty model nie może odtworzyć SED z NGC 891, szczególnie w zakresie poniżej mm. Nie docenia współczynnika 2-4 obserwowanego strumienia poniżej mm. Istnieje wiele możliwych wyjaśnień brakującego strumienia poniżej mm. Badamy kilka z nich i wykazujemy, że można całkiem dobrze odtworzyć zaobserwowany SED w dalekiej podczerwieni i sub-mm, a także zaobserwowany profil promieniowy przy 850 µm. Dla obliczonych modeli podajemy względną proporcję promieniowania pyłu zasilanego przez starą i młodą populację gwiezdną w funkcji długości fali FIR / sub-mm. We wszystkich modelach stwierdzamy, że pył jest głównie podgrzewany przez młode populacje gwiazd. ”
Chociaż mogło być kiedyś zajęte, NGC 891 jest teraz cichy. Według Rowan Temple: „Korzystając z próbki innych lokalnych galaktyk, porównujemy właściwości rentgenowskie i podczerwone NGC 891 z właściwościami„ normalnych ”i galaktyk spiralnych z gwiazdą i stwierdzamy, że NGC 891 jest najprawdopodobniej galaktyką gwiazdową stan spoczynku. ” Więc spójrz, kiedy będziesz mieć czas. To piękno o wielkości 10 znajduje się w (RA 2: 22,6 grudnia +42: 21) w często uważane jest za jeden z najlepszych obiektów głębokiego nieba, których Messier nigdy nie skatalogował.
Bez względu na to, który Herchel to odkrył.
Ogromne podziękowania dla członka AORAIA Kena Crawforda za wykorzystanie jego wspaniałego wizerunku!
