Centaurus A의 복잡한 모습을 처음 접한 것은 큰 그림이었습니다. 모든 특징 중 가장 명백한 것 중 하나는 중앙 먼지 차선으로 사진에 눈이 닿는 것입니다. 방사선을 염두에두고 조금 더 가까워 지자…
Centaurus A의 모든 시각적 표현에서 모든 기능 중 가장 극적인 것 중 하나는 중앙 더 스트레인입니다. 육안으로 볼 때 먼지는 장애물입니다. 별빛과 그 밖의 것을 막습니다. 그러나, 카메라로, 더 붉은 파장으로 이동하면 우리는 넘어져있는 것을 엿볼 수 있습니다. 신중하게 제어 된 노출 및 필터링을 통해 H- 알파 라인에서 이온화 된 가스의 적색 방출이 나타나고 먼지 차선 스프링을 따라 별 모양의 파란색 영역이 생겨나게됩니다. Wild와 Eckart의 2000 년 연구에 따르면; “Centaurus A의 성간 매체 (NGC 5128)는 최근 저밀도에서 중간 밀도의 가스를 추적하는 분자 라인을 사용하여 광범위하게 연구되었습니다. 조밀 한 분자 가스의 양과 분포는 거의 알려지지 않았다. 여기 우리는 회전 전이의 새로운 밀리미터 데이터를 제시 하 고 오프셋 위치에서 눈에 띄는 먼지 차선을 따라 중앙에 고밀도 분자 가스를 추적하는 방출의 스펙트럼을 얻을. Centaurus A와 은하수는 선의 광도에 필적합니다. 그러나, 핵을 향하여, 선 광도 및 스타 형성 효율을 통해 측정 된 고밀도 분자 가스의 분율은 초 발적 적외선 은하 (ULIRG)와 비교 될 수있다. 핵 이외의 먼지 차선과 Centaurus A의 경우 전체적으로이 양은 ULIRG와 정상 및 적외선 발광 은하 사이에 있습니다. 이는 Centaurus A의 대부분의 FIR 광도가 매우 조밀 한 분자 가스와 높은 별 형성 효율에서 유래한다는 것을 의미합니다.”
매우 효율적인 별 형성 영역… 예, 그렇습니다. 가장자리를 따라 보이는 화려한 파란색 영역은 새로운 스타 클러스터입니다. 합병 유도 별 형성…
Centaurus A의 더 스트레인이 왜 비명을 지르는가 보입니까? 일반적으로 별 형성은 분자 구름의 밀도가 높은 부분에서 발생합니다. 그러나 Martig와 Bournaud의 연구에 따르면; “은하에서의 별 형성은 은하 합병에 의해 주도되는 부분을위한 것입니다. 낮은 적색 편이에서, 그룹 및 클러스터와 같은 고밀도 환경에서 별 형성 활동은 낮으며, 은하의 별 형성 활동은 격리와 함께 증가합니다. 이 별 형성 밀도 관계는 z ~ 1에서 역전되는 것으로 관찰되었으며, 이는 지금까지 이론적 모델에 의해 설명되지 않았다. 우리는 가스 역학 및 별 형성을 포함한 N- 바디 시뮬레이션을 사용하여 은하 합병의 별 형성 활동에 대한 은하 그룹 또는 클러스터의 조석 장의 영향을 연구합니다. 우리는 합병 주도의 별 형성이 현장의 합병에 비해 그러한 우주적 구조의 근처에서 훨씬 더 활발하다는 것을 발견했다. 따라서 대규모 조석은 밀도가 높은 우주 구조물에서 은하의 활동을 향상시킬 수 있으며, 담금질 과정이 가장 밀집된 지역에 적용되기 전에 높은 적색 편이에서 특히 효율적이어야한다”고 말했다.
그러나… 그러나, 당신이 은하계에 별이 형성되는 은하가 있고 다른 은하계와 동시에 합쳐지면 어떻게 될까요? aaaah…. 당신은 빛이 아닌 것을보기 시작하고 있습니까? NGC 5128과 합쳐진 은하계는 별의 폭발로 촉발 된 다음 Centaurus A와 결합하여 완전히 새로운 일이 일어났습니다. Peng and Ford의 연구를 살펴 보자.“은하 후광의 스텔라 스트림은 합병과 축적의 역사의 자연스러운 결과입니다. 우리는 가장 가까운 거대한 타원 은하 인 NGC 5128 (Centaurus A)에서 어린 별들의 푸른 갯벌에 대한 증거를 제시한다. 광학 UBVR 컬러 맵, 언샵 마스킹 및 적응 형 히스토그램 등화를 사용하여 은하의 북서쪽 부분에서 8kpc의 apocenter로 부분 타원을 추적하는 파란색 호를 감지합니다. 우리는 또한 호와 관련된 수많은 젊은 성단의 발견을보고합니다. 이 군집 중 가장 밝은 군집은 분 광학적으로 확인되고, 연령이 350 Myr이며, 원형 구체 군집 일 수 있습니다. 주변의 셸 시스템과 북동부의 어린 제트 관련 별 들과는 다른이 호는 은하계를 선회하는 별의 흐름을 방해합니다. 스트림의 통합 광학 색상에서 파생 된 연령과 동적 중단 시간 규모는 모두 200-400 Myr입니다. 우리는이 어린 별의 흐름이 왜소 불규칙한 은하, 또는 비슷한 크기의 가스 조각이 NGC 5128에 떨어졌고 300 Myr 전에 중단되면서 별 형성의 파열을 일으켰을 때 형성되었다고 제안한다. 이 흐름의 별과 별 무리는 결국 NGC 5128의 본체에 분산되어 일부가 될 것이며, 가스가 풍부한 왜소의 유입이 별의 후광과 구형 클러스터 시스템을 만드는 데 중요한 역할을한다고 제안했습니다.”
말할 것도없이 Centaurus A의 개발은 약간 충격적입니까? 충격 가스가 가장 중요합니다. 존 그레이엄은 말합니다. “충격으로 인한 별 형성에 대한 관측 증거는 근처의 무선 은하 Centaurus A (NGC 5128)의 북동 무선 엽에서 발견됩니다. 최근에 Hi에서 검출 된 가스 구름은 구름 붕괴가 촉발되고 푸른 초거성 별의 느슨한 사슬이 형성 될 정도로 인접 무선 제트에 의해 영향을 받는다. H i 구름과 라디오 제트의 경계면 근처에서 확산 된 구름과 이온화 된 가스의 필라멘트가 관찰되었습니다. 여기에는 550km 이상의 범위를 포괄하는 속도가 표시됩니다. 그들의 스펙트럼에서 라인 강도 Hα에 비해 강한 [N ii] 및 [S ii] 충격 관련 원산지의 특성입니다. [O iii] / Hα 라인 비율 속도와 상관되지 않는 흥분의 넓은 범위를 나타냅니다. 이 구성 요소와 구별되는 것은 별 모양의 어린 별들에 의해 흥분되고 속도가 H i 구름의 속도에 매우 가까운 4 개의 명백히 정상적인 H ii 영역의 그룹입니다. 가스 구름이 라디오 제트에 가까이있는 한 계속해서 별이 형성됩니다. NGC 5128이 너무 가까워서이 지역의 푸른 별의 느슨한 사슬이 해결됩니다. 더 먼 유사체에서 희미한 청색 확장과 깃털은 비슷한 기원을 가지고 있다고보고했다.”
이제 우리는이 거인 안에서 깊이 배운 모든 것을 얻었습니다. 이 부분을 떠나기 전에 알아야 할 다른 것이 있습니까? 아시다시피… 우리 태양의 2 억배에 달하는 초 거대 블랙홀.
허블의 적외선 비전을 사용하여 천문학 자들은 이제 뜨거운 가스 디스크가 제트 방향과 다른 방향으로 기울어 진 것을 볼 수 있습니다 (블랙홀의 지표). 합병이 최근에 이루어졌고 디스크가 아직 스핀에 맞지 않았거나 은하계가 여전히 줄다리기 때문일 수 있습니다. STSCI의 Ethan Schrier에 따르면“이 블랙홀은 자체적 인 일을하고 있습니다. 삼켜 진 은하에서 신선한 연료를받는 것 외에, 그것은 은하의 나머지 부분과 충돌에 대해 잊혀 질 수 있습니다. 우리는 디스크 내의 디스크 내에서 디스크의 복잡한 상황을 발견했습니다. 가장 놀라운 부분은 블랙홀 자체가 두 개의 독립적 인 블랙홀의 합병 일 수 있다는 것입니다! 이것이 핵심 우위 무선 시끄러운 퀘이사도 여기있는 이유입니까? 전파 은하로서 은하계의 전파 에너지를 은하계 공간으로 약 80 만 광년 연장하는 대형 양방향 전파 로브 형태로 1000 배 방출한다. 글쎄요 .. 이것에도 이론이 있습니다.
Saxton, Sutherland 및 Bicknell에 따르면이 무선 소스는 플라즈마 기포 일뿐일 수 있습니다. 기포의 상승 정도 및 형태는 주변 ISM의 밀도에 대한 밀도의 비가 10 ^ {-2}보다 적다는 것을 의미하며, 이는 은하 외 제트에 대한 우리의 지식과 전구체 무선 엽으로의 최소 혼입과 일치한다. Centaurus A의 대기를 통한 로브의 시작을 시작하기까지 로브의 형태를 사용하여 기포가 약 140Myr 동안 상승하고 있다고 결론을 내립니다. 이 시간 척도는 Quillen et al. (1993)은 NGC 5128에서 현재 관측 된 대규모 디스크에 합병 후 가스를 침전시키기 위해, 지연된 무선 방출의 재 확립과 NGC 5128의 작은 가스가 많은 은하의 합병 사이의 강한 연결을 제안한다. 이것은 일반적으로 전파 은하의 경우, 합병과 전파 방출 지연의 연결을 제안한다. 본 모델에서, Feigelson et al.에 의해 발견 된 연장 된 X- 선 방출 영역. 그 중 일부는 북 중엽과 일치하며 (1981)은 기포 아래의 ISM에서 발생하고 향상 및 압축 된 열 가스이다. Morganti 등의 무선 이미지에 나타나는 "대규모 제트기". (1999)는 열 가스의 상승을 유발하고 훨씬 더 가벼운 플라즈마에 작용하는 동일한 압력 구배의 결과 일 수 있거나, 북부 중엽이 부력 상승하기 시작했을 때 완전히 꺼지지 않은 제트를 나타낼 수 있습니다. 인접 방출 선 매듭 ( "외부 필라멘트")과 별 형성 영역은 NGC 5128의 확장 된 대기를 통해 기포가 이동하여 발생하는 교란, 특히 열 트렁크에서 발생한다고 제안합니다. "
그리고 지금 당신은 거인 안에 깊은 것에 대해 조금 더 알고 있습니다…
이 놀라운 이미지를 사용한 AORAIA 회원 인 Mike“Strongman”Sidonio에게 감사드립니다.
