Pirmasis mūsų žvilgsnis į Kentauro A painiavą buvo didelis vaizdas. Viena akivaizdžiausių visų savybių yra centrinė dulkių juosta, kuri fotografiškai patraukia akį. Atsiminkime radiaciją ir priartėkime šiek tiek arčiau….
Kiekviename vaizdiniame „Centaurus A“ vaizde viena iš dramatiškiausių visų savybių yra centrinė dulkių plokštė. Žmogaus akiai dulkės yra kliūtis - tai užstoja žvaigždę ir tai, kas slypi anapus. Bet, žiūrėdami į fotoaparatą, perėjimas prie raudonesnio bangos ilgio leidžia mums pažvelgti į tai, kas slypi anapus. Vykdant kruopščiai kontroliuojamą ekspoziciją ir filtruojant, susidaro raudonos jonizuotų dujų emisijos ties H-alfa linija, o mėlynos žvaigždžių susidarymo sritys išilgai dulkių juostos pereina į gyvenimą - ten, kur formuojasi mėlynos milžiniškos žvaigždės. Pagal „Wild“ ir „Eckart“ atliktus 2000 m. Tyrimus; Tarpžvaigždinė Kentauro A terpė (NGC 5128) pastaraisiais metais buvo plačiai ištirta, naudojant daugiausia molekulines linijas, žyminčias mažo ir vidutinio tankio dujas. Tankus molekulinių dujų kiekis ir pasiskirstymas iš esmės nebuvo žinomas. Čia pateikiami nauji sukimosi perėjimų milimetrų duomenys ir gauti išmetamųjų teršalų spektrai, pagal kuriuos tankios molekulinės dujos atsekia centre ir išilgai matomos dulkių juostos poslinkio vietose. Mes pastebime, kad Kentauras A ir Paukščių Takas yra panašūs savo linijos šviesumu. Tačiau branduolio atžvilgiu tankios molekulinės dujos, išmatuotos linijinio ryškumo santykiu, taip pat žvaigždės formavimo efektyvumas yra panašios į ultrašviečiančias infraraudonųjų spindulių galaktikas (ULIRG). Dujotiekio juostoje be branduolio ir visai „Kentaurui A“ šie kiekiai yra tarp ULIRG ir normalios bei infraraudonosios spinduliuotės spindinčių galaktikų. Tai rodo, kad didžioji dalis Kentauro A FIR šviesumo yra kilusi iš labai tankių molekulinių dujų ir didelių žvaigždžių formavimo efektyvumo regionų. “
Labai efektyvus žvaigždžių formavimo regionas… Taip, tikrai. Tie ryškiai mėlyni regionai, kuriuos matote palei kraštus, yra visiškai naujos žvaigždžių grupės. Susijungimas paskatino žvaigždės formavimasis…
Ar dabar matote, kodėl Kentauro A dulkių planeta rėkia? Paprastai žvaigždės susidaro tankiose molekulinių debesų dalyse ... susitraukdamos į plazmos rutulį ir sudarydamos žvaigždę. Bet pagal Martigo ir Bournaudo kūrinius; „Žvaigždžių susidarymas galaktikose yra susijęs su galaktikų susiliejimu. Esant mažam raudonojo poslinkio laipsniui, žvaigždžių susidarymo aktyvumas yra mažas didelio tankio aplinkoje, pavyzdžiui, grupėse ir klasteriuose, o galaktikų žvaigždžių formavimo aktyvumas padidėja jų izoliuojant. Pastebėta, kad šis žvaigždės formavimo tankio santykis yra atvirkštinis ties z ~ 1, o tai iki šiol nepaaiškinta teoriniais modeliais. Mes tiriame galaktikų grupės ar klasterio potvynio potvynio lauko įtaką žvaigždžių formavimo aktyvumui susijungiant galaktikoms, naudojant N-kūno modeliavimą, įskaitant dujų dinamiką ir žvaigždžių formavimąsi. Mes pastebime, kad susijungimų sąlygota žvaigždžių formacija yra žymiai aktyvesnė tokių kosmologinių struktūrų apylinkėse, palyginti su susijungimais lauke. Taigi didelio masto potvynio laukas gali sustiprinti galaktikų aktyvumą tankiose kosminėse struktūrose ir turėtų būti ypač efektyvus esant dideliam raudonojo poslinkio efektui, prieš pradedant gesinimo procesus tankiausiuose regionuose. “
Bet ... O kas atsitiks, jei turite galaktiką, kuri atsitiktinai sužadinama žvaigždžių formavimosi metu, ir tuo pačiu metu ji tiesiog susijungia su kita galaktika? Aaaaah…. Jau pradedate matyti, ar ne šviesa? Galaktika, susiliejusi su NGC 5128, buvo sužadinta kaip žvaigždžių sprogimas, tada ji sujungta su Kentauru A ir atsitiko visiškai naujas dalykas. Pažvelkime į Pengo ir Fordo darbus: „Žvaigždžių srautai galaktikų halose yra natūrali susiliejimo ir sukaupimo istorijos pasekmė. Pateikiame įrodymų, kad mėlynojo potvynio sraute jaunos žvaigždės yra artimiausioje elipsės formos galaktikoje NGC 5128 (Kentauras A). Naudodami optinius UBVR spalvų žemėlapius, nesveiką maskavimą ir adaptyvųjį histogramos išlyginimą, šiaurės vakarinėje galaktikos dalyje aptinkame mėlyną lanką, atsekiantį dalinę elipsę su 8 kpc apocentru. Mes taip pat pranešame apie daugybės jaunų žvaigždžių grupių, susijusių su lanku, atradimą. Ryškiausia iš šių klasterių yra spektroskopiškai patvirtinta, jos amžius yra 350 Myrų ir gali būti protoglobulinė klasteris. Tikėtina, kad šis lankas, kuris skiriasi nuo aplinkinių kriauklių sistemos ir jaunų su reaktyviniais lėktuvais susijusių žvaigždžių šiaurės rytuose, yra potvynio sutrikdytas žvaigždžių srautas, skriejantis aplink galaktiką. Ir amžius, atsirandantis dėl integruotų srauto optinių spalvų, ir jo dinaminio pertraukimo laikas yra 200–400 mylių. Mes siūlome, kad šis jaunų žvaigždžių srautas susiformavo, kai nykštukinės netaisyklingos galaktikos ar panašaus dydžio dujų fragmentas patyrė potvynio sukeltą žvaigždžių sprogimą, nes jis pateko į NGC 5128 ir buvo sutrikdytas prieš 300 m. Žvaigždės ir žvaigždžių sankaupos šiame sraute ilgainiui išsisklaidys ir taps pagrindinio NGC 5128 korpuso dalimi, o tai rodo, kad dujomis turtingų nykštukų iškritimas vaidina svarbų vaidmenį kuriant žvaigždžių halus ir rutulinių grupių sistemas. “
Nereikia nė sakyti, kad Kentauro A raida šiek tiek šokiruoja, ar ne? Ir tai sukrėstas dujos. Sako Johnas Grahamas; Stebimi šoko sukeltų žvaigždžių susidarymo įrodymai yra netoliese esančios radijo galaktikos „Kentauras A“ (NGC 5128) šiaurės rytuose esančioje radijo skiltyje. Dujų debesis, neseniai aptiktas H i, yra paveiktas gretimos radijo srovės tiek, kad suaktyvėja debesis ir susidaro laisvos mėlynų supergalių žvaigždžių grandinės. Netoli H i debesies ir radijo srovės paviršiaus buvo pastebėti difuziniai debesys ir jonizuotų dujų gijos. Tai rodo greitį, viršijantį daugiau nei 550 km s'1. Linijų intensyvumas jų spektruose yra būdingas su smūgiu susijusiai kilmei, turinčiai stiprią [N ii] ir [S ii] HÎ ± atžvilgiu. [O iii] / HÎ ± tiesės santykis rodo didelį sužadinimo diapazoną, kuris nėra susijęs su greičiu. Skiriamas šis komponentas yra keturių, atrodytų, normalių H ii sričių grupė, kurią jaudina įterptos jaunos žvaigždės ir kurių greitis yra labai artimas H i debesies greičiui. Žvaigždžių formavimas tęsis tol, kol dujų debesis liks arti radijo srovės. Laisvos mėlynų žvaigždžių grandinės yra išspręstos tik todėl, kad NGC 5128 yra taip arti. Tikriausiai mėlynos spalvos pailginimai ir nutolę nutolę analogai tikriausiai yra panašios kilmės “.
Taigi dabar mes turime visokių dalykų, kuriuos išmokome giliai šio milžino viduje. Ar yra dar kažkas, ką turėtume žinoti, prieš išeidami iš šios dalies ir tęsdami? O, tu tai žinai ... Puiki juodoji skylė, 200 milijonų kartų didesnė už mūsų pačių Saulės masę.
Naudodamiesi Hablo infraraudonųjų spindulių matymu, astronomai dabar gali pamatyti, kaip karštų dujų diskas pakreiptas kita kryptimi nei purkštuko orientacija - juodosios skylės indikatorius. Manoma, kad taip gali būti todėl, kad susijungimas įvyko neseniai ir diskas dar nebuvo suderintas su sukimosi juosta, arba galaktikos vis dar žaidžia karo vilkiką. Ethan Schrier iš STSCI sako: „Ši juodoji skylė daro savo dalyką. Be to, kad gausite šviežią kurą iš nuniokotos galaktikos, likusi galaktika ir susidūrimas gali būti užmiršti. Mes nustatėme, kad sudėtinga disko padėtis disko viduje, visi nukreipti į skirtingas puses. “ Labiausiai stebinanti yra pati juodoji skylė - tai dviejų nepriklausomų juodųjų skylių sujungimas! Ar todėl čia taip pat yra radijo garsų kvazarų, kuriuose dominuoja šerdis? Būdama radijo galaktika, ji 1000 kartų skleidžia Paukščių Tako radijo energiją didelių dvikrypčių radijo skilčių pavidalu, kurios siekia 800 000 šviesmečių į tarpgalaktinę erdvę. Na, atspėk ką ... Apie tai taip pat yra teorijų.
Pasak Saxtono, Sutherlando ir Bicknelio, tas radijo šaltinis gali būti tiesiog plazmos burbulas: „Mes modeliuojame Kentauro A šiaurinę vidurinę radijo juostą (NGC 5128) kaip plūduriuojantį plazmos burbulą, kurį kaupia protarpiais aktyvi srovė. Burbulo pakilimo laipsnis ir jo morfologija rodo, kad jo tankio ir aplinkinio ISM santykis yra mažesnis nei 10 ^ {- 2}, atsižvelgiant į mūsų žinias apie ekstragalaktikos reaktyvinius lėktuvus ir minimalų įsiskverbimą į pirmtako radijo skiltį. Naudodamiesi skilties morfologija iki šiol, kai ji kilo per Kentauro A atmosferą, darome išvadą, kad burbulas pakilo maždaug už 140 mln. Ši laiko skalė atitinka tą, kurią pasiūlė Quillen ir kt. (1993), skirtas nusistatyti po susijungimo esančias dujas į šiuo metu stebimą didelio masto diską NGC 5128, ir tai rodo tvirtą ryšį tarp atidėto radijo spinduliuotės atkūrimo ir NGC 5128 susijungimo su maža dujomis turtinga galaktika. Tai rodo radijo galaktikų ryšį tarp susijungimų ir atidėto radijo spinduliavimo pradžios. Mūsų modelyje pailgos rentgeno spinduliuotės sritis, kurią atrado Feigelsonas ir kt. (1981), kurios dalis sutampa su šiaurine vidurine skiltimi, yra šiluminės dujos, kilusios iš ISM po burbulu ir pakilusios bei suspaustos. „Didelio masto reaktyvas“, rodomas Morganti ir kt. Radijo vaizduose. (1999) gali būti tų pačių slėgio gradientų, kurie sukelia šiluminių dujų pakilimą, veikiant daug lengvesnei plazmai, rezultatas, arba gali būti purkštukas, kuris visiškai neišsijungė, kai šiaurinė vidurinė skilties dalis pradėjo sparčiai kilti. Mes siūlome, kad gretimi išmetamųjų teršalų linijos mazgai („išoriniai siūlai“) ir žvaigždės formavimo regionai atsirastų dėl trikdžių, ypač dėl šiluminio kamieno, kuriuos sukelia burbulas, judantis per prailgintą NGC 5128 atmosferą. “
Ir dabar jūs tik šiek tiek daugiau žinote apie tai, kas slypi milžino viduje ...
Ačiū AORAIA nariui Mike'ui „Strongman“ Sidonio už naudojimąsi šiuo neįtikėtinu įvaizdžiu.
