Nasz pierwszy rzut oka na zawiłości Centaura A był duży. Jedną z najbardziej oczywistych wszystkich cech jest centralny pas kurzu, który fotograficznie pozytywnie pęka w oku. Uważajmy na promieniowanie i podejdźmy trochę bliżej ...
W każdej wizualnej reprezentacji Centaurusa A jedną z najbardziej dramatycznych ze wszystkich cech jest środkowa płaszczyzna pyłu. Dla ludzkiego oka pył jest przeszkodą - blokującą światło gwiazd i to, co leży za nimi. Ale dla kamery przejście na bardziej czerwone długości fali pozwala nam rzucić okiem na to, co leży dalej. Dzięki dokładnie kontrolowanym ekspozycjom i filtrowaniu pojawia się emisja czerwieni z zjonizowanego gazu na linii H-alfa, a także niebieskie obszary formowania się gwiazd wzdłuż linii pyłu sprężynują do życia - gdzie powstają niebieskie gigantyczne gwiazdy. Według badań przeprowadzonych w 2000 r. Przez Wilda i Eckarta; „Ośrodek międzygwiezdny Centaurusa A (NGC 5128) był intensywnie badany w ostatnich latach, wykorzystując głównie linie molekularne do śledzenia gazu o niskiej do średniej gęstości. Ilość i rozkład gęstego gazu cząsteczkowego były w dużej mierze nieznane. Prezentujemy tutaj nowe dane milimetrowe przejść obrotowych i uzyskane widma emisji, które śledzą gęsty gaz molekularny w centrum i wzdłuż widocznej linii pyłu w pozycjach przesunięcia. Stwierdzamy, że Centaurus A i Droga Mleczna są porównywalne pod względem jasności linii. Jednak w kierunku jądra ułamek gęstego gazu molekularnego mierzony za pomocą liniowego współczynnika jasności, a także wydajność formowania się gwiazd, jest porównywalna z ultra-świecącymi galaktykami w podczerwieni (ULIRG). W obrębie poza-nuklearnego pasa pyłu i dla Centaurusa jako całości, ilości te mieszczą się w zakresie między ULIRG a normalnymi i podczerwonymi galaktykami świetlnymi. To sugeruje, że większość jasności FIR Centaurusa A pochodzi z regionów o bardzo gęstym gazie cząsteczkowym i wysokiej wydajności formowania gwiazd. ”
Wysoce wydajny region formowania się gwiazd… Tak, rzeczywiście. Te genialne niebieskie regiony, które widzisz wzdłuż krawędzi, to zupełnie nowe gromady gwiazd. Indukowane połączenie formowanie gwiazd…
Czy rozumiesz teraz, dlaczego leci w Centaurus A wydaje się krzyczeć? Zwykle tworzenie gwiazd zachodzi w gęstych częściach chmur molekularnych… zapadających się w kulę plazmy, tworząc gwiazdę. Ale zgodnie z pracą Martiga i Bournauda; „Formowanie gwiazd w galaktykach odbywa się po części przez fuzje galaktyk. Przy niskim przesunięciu ku czerwieni aktywność formowania gwiazd jest niska w środowiskach o dużej gęstości, takich jak grupy i gromady, a aktywność galaktyk w tworzeniu gwiazd wzrasta wraz z ich izolacją. Zaobserwowano, że ta zależność formowania się gwiazdy od gęstości jest odwrócona przy z ~ 1, co do tej pory nie jest wyjaśnione w modelach teoretycznych. Badamy wpływ pola pływowego grupy lub gromady galaktyk na aktywność formowania się gwiazd przez łączące się galaktyki, stosując symulacje N-ciała, w tym dynamikę gazu i powstawanie gwiazd. Stwierdzamy, że formowanie gwiazd sterowane przez fuzję jest znacznie bardziej aktywne w pobliżu takich struktur kosmologicznych w porównaniu do fuzji w terenie. Wielkoskalowe pole pływowe może w ten sposób zwiększyć aktywność galaktyk w gęstych strukturach kosmicznych i powinno być szczególnie skuteczne przy dużym przesunięciu ku czerwieni, zanim procesy gaszenia zaczną działać w najgęstszych regionach. ”
Ale… Ale co się stanie, jeśli masz galaktykę, która przypadkowo zostaje aktywowana do formowania się gwiazd, a następnie po prostu łączy się z inną galaktyką w tym samym czasie? Aaaaah… Zaczynasz widzieć światło, prawda? Galaktyka, która połączyła się z NGC 5128, została wyzwolona w wybuch formacji gwiazd, a następnie połączyła się z Centaurusem A i wydarzyła się zupełnie nowa rzecz. Rzućmy okiem na pracę Penga i Forda: „Strumienie gwiezdne w aureolach galaktyk są naturalną konsekwencją historii łączenia się i akrecji. Prezentujemy dowody na istnienie niebieskiego strumienia pływowego młodych gwiazd w najbliższej gigantycznej galaktyce eliptycznej, NGC 5128 (Centaurus A). Stosując optyczne mapy kolorów UBVR, maskowanie wyostrzające i adaptacyjne wyrównanie histogramu, wykrywamy niebieski łuk w północno-zachodniej części galaktyki, który śledzi częściową elipsę za pomocą apocentrum 8 kpc. Informujemy również o odkryciu wielu młodych gromad gwiazd związanych z łukiem. Najjaśniejsza z tych gromad jest spektroskopowo potwierdzona, ma wiek 350 Myr i może być gromadą prototypową. Jest prawdopodobne, że ten łuk, który różni się od otaczającego układu powłokowego i młodych powiązanych z dżetem gwiazd na północnym wschodzie, jest zaburzonym pływowo gwiezdnym strumieniem krążącym wokół galaktyki. Zarówno wiek uzyskany ze zintegrowanych optycznych kolorów strumienia, jak i jego dynamiczna skala czasu zakłóceń mają wartości 200-400 Myr. Proponujemy, aby ten strumień młodych gwiazd powstał, gdy nieregularna galaktyka karłowata lub fragment gazu o podobnej wielkości przeszedł przypływ wywołany przypływem formacji gwiazdowej, gdy spadł do NGC 5128 i został zakłócony 300 Myr temu. Gwiazdy i gromady gwiazd w tym strumieniu ostatecznie rozproszą się i staną się częścią głównego korpusu NGC 5128, co sugeruje, że infalia karłów bogatych w gaz odgrywa rolę w budowie gwiezdnych aureoli i układów gromad kulistych. ”
Nie trzeba dodawać, że rozwój Centaurusa A jest trochę szokujący, prawda? I właśnie o to chodzi w szoku gazowym. Mówi John Graham; „Obserwacyjne dowody na powstawanie gwiazd wywołanych wstrząsami znaleziono w północno-wschodnim płacie radiowym pobliskiej galaktyki radiowej Centaurus A (NGC 5128). Na obłok gazu, niedawno wykryty w Hi, wpływa sąsiedni strumień radiowy do tego stopnia, że następuje zapadnięcie chmury i powstają luźne łańcuchy niebieskich gwiazd nadolbrzymów. Rozproszone chmury i włókna zjonizowanego gazu zaobserwowano w pobliżu granicy między chmurą Hi i strumieniem radiowym. Pokazują prędkości, które pokrywają zasięg ponad 550 km s1. Intensywności linii w ich widmach są charakterystyczne dla pochodzenia związanego z uderzeniem o silnym [N ii] i [S ii] w stosunku do HÎ ±. Współczynnik linii [O iii] / HÎ ± wskazuje na duży zakres wzbudzenia, który nie jest skorelowany z prędkością. Od tego komponentu odróżnia się grupa czterech pozornie normalnych regionów H ii, które są wzbudzane przez osadzone młode gwiazdy i których prędkości są bardzo zbliżone do prędkości chmur Hi. Tworzenie gwiazd będzie trwało tak długo, jak długo chmura gazu pozostanie blisko strumienia radiowego. Luźne łańcuchy niebieskich gwiazd w okolicy zostały rozwiązane tylko dlatego, że NGC 5128 jest tak blisko. Zgłoszone słabe niebieskie rozszerzenia i pióropusze w bardziej odległych analogach prawdopodobnie mają podobne pochodzenie. ”
Więc teraz mamy wiele rzeczy, których nauczyliśmy się głęboko w tym olbrzymie. Czy jest coś jeszcze, co powinniśmy wiedzieć, zanim opuścimy tę część i przejdziemy dalej? Och, wiesz o tym… Supermasywna czarna dziura 200 milionów razy większa niż masa własnego Słońca.
Korzystając z wizji Hubble'a w podczerwieni, astronomowie mogą teraz zobaczyć, że dysk z gorącym gazem jest pochylany w innym kierunku niż orientacja strumienia - wskaźnik czarnej dziury. Uważa się, że może to wynikać z faktu, że fuzja jest tak niedawna, a dysk nie jest jeszcze wyrównany do obrotu lub galaktyki mogą nadal grać w przeciąganie liny. Według Ethana Schriera z STSCI: „Ta czarna dziura robi swoje. Oprócz przyjmowania świeżego paliwa z pożartej galaktyki, może ona być nieświadoma reszty galaktyki i kolizji. Znaleźliśmy skomplikowaną sytuację dysku wewnątrz dysku wewnątrz dysku, wszystkie skierowane w różnych kierunkach. ” Najbardziej zadziwiającą częścią wszystkiego jest to, że sama czarna dziura może być połączeniem dwóch niezależnych czarnych dziur! Czy dlatego właśnie tutaj dominują radio-głośne kwazary? Jako galaktyka radiowa uwalnia 1000 razy energię radiową Drogi Mlecznej w postaci dużych dwukierunkowych płatów radiowych, które rozciągają się w przestrzeni międzygalaktycznej na około 800 000 lat świetlnych. Zgadnij, co… Teorie też są na ten temat.
Według Saxtona, Sutherlanda i Bicknella źródłem radiowym może być po prostu bańka plazmy: „Modelujemy środkowy środkowy płat radiowy Centaurusa A (NGC 5128) jako pływającą bańkę plazmy osadzoną przez przerywany strumień. Stopień wzrostu pęcherza i jego morfologia sugerują, że stosunek jego gęstości do gęstości otaczającego ISM jest mniejszy niż 10 ^ {- 2}, co jest zgodne z naszą wiedzą na temat strumieni pozagalaktycznych i minimalnego porywania do płata radiowego prekursora. Korzystając z morfologii płata do tej pory na początku jego wzrostu w atmosferze Centaura A, dochodzimy do wniosku, że bąbel wznosi się od około 140 mil. Ta skala czasowa jest zgodna z zaproponowaną przez Quillen i in. (1993) dla osadzania się gazu po fuzji w obserwowanym obecnie dysku wielkoskalowym w NGC 5128, co sugeruje silny związek między opóźnionym przywróceniem emisji radiowej a połączeniem NGC 5128 z małą galaktyką bogatą w gaz. Sugeruje to połączenie, ogólnie dla galaktyk radiowych, między połączeniami a opóźnionym początkiem emisji radiowej. W naszym modelu wydłużony region emisji rentgenowskiej odkryty przez Feigelson i in. (1981), którego część pokrywa się z północnym środkowym płatem, to gaz termiczny, który pochodzi z ISM poniżej bańki i został podniesiony i sprężony. „Duży samolot” pojawiający się na zdjęciach radiowych Morganti i in. (1999) może wynikać z tych samych gradientów ciśnienia, które powodują podniesienie gazu termicznego, działając na znacznie lżejszą plazmę, lub może reprezentować strumień, który nie wyłączył się całkowicie, gdy północny środkowy płat zaczął się gwałtownie wznosić. Proponujemy, aby sąsiednie węzły linii emisji („włókna zewnętrzne”) i obszary gwiazdotwórcze powstały w wyniku zakłóceń, w szczególności tułowia termicznego, spowodowanych przemieszczaniem się bańki w rozszerzonej atmosferze NGC 5128 ”.
A teraz wiesz trochę więcej o tym, co jest głęboko w gigantach ...
Wielkie podziękowania dla członka AORAIA, Mike'a „Strongman” Sidonio za wykorzystanie tego niesamowitego obrazu.
