아닙니다. 2 천만 광년 이상 떨어진 곳에 자리 잡은 Pisces 별자리에 위치한이 M74 그룹의 구성원은 희귀 품종 –“극성 고리”은하 – 별, 가스, 먼지 궤도의 기괴한 구성으로 거의 직각을 이루고 있습니다. 평평한 은하 디스크의 평면에. 그 원인은 무엇입니까? 읽어…
극지 고리 은하들은 공통의 과거를 공유 한 두 은하의 장대 한 충돌로 형성된 것으로 여겨진다. 이들이 합쳐지지 않았을지라도, 만남은 호스트 은하의 디스크를 둘러싸는 파편 흔적을 남길 수 있습니다. “NGC 660의 핵 영역에서 H1 및 OH 흡수의 고분해능 간섭계 데이터는 세 가지 뚜렷한 흡수 구조를 보여줍니다. 속도 구배가 큰 은하의 중심 디스크는 흡수 특성을 지배합니다. 뒤틀린 외부 디스크의 가스는 전신 속도에 가깝게 흡수되어 나타납니다. 큰 반지름에있는 날실의 바깥 고리가 핵무기 소스 앞에서 움직이고있다”고 말했다. Willema Baan (et al)은 다음과 같이 말합니다.“셋째, 전파 속도가 100km / s 인 무선 소스의 중앙에서 유출 속도가 보입니다. 이 분자의 대부분은 디스크의 내부 영역에 교란 된 나선형 구조 때문일 수 있습니다.”
그러나 NGC 660에 관해서는 설명이 간단하지 않을 수 있습니다. 우리의 시선에서 볼 때, 우리와 가장 가까운 고리의 영역은 중간에서 그 은하 평면을 가로 지르지 않고 한쪽으로 향합니다. 이것은 우리에게 반지와 원반의 회전에 대한 수수께끼의 중력 영향 – 대량의 항성 활동을 계산함으로써이 은하계의 숨겨진 암흑 물질 후광의 형태를 연구 할 수있는 독특한 기회를 제공합니다! 반지 자체에는 약 7 백만 년 된 것으로 추정되는 가장 어린 형제들과 함께 별이 지속적으로 태어나는 것으로 추정되는 500 개의 클러스터가 있습니다.
“NGC 660에는 집중적 인 중심 별 형성 ~ 2 x 1010 ~ Lsun이 포함되어 있습니다. 1.3cm 연속 이미지는 스펙트럼 지수가 상승함에 따라 10pc 미만의 밝고 컴팩트 한 소스를 보여줍니다. 우리는 이것이 수퍼 스타 성운에서 나오는 광학적으로 두꺼운 자유 프리 방출이라고 추정합니다. 성운의 크기는 10 pc 미만이며, 왜소 은하의 NGC 5253의“슈퍼 성운”과 비교할 수 있습니다. J.P. Naiman은 다음과 같이 말합니다.“우리는이 단일 어린 클러스터에 수천 개의 별이 포함되어 있다고 추정합니다. 은하의 중앙 300 파섹 내에 비슷한 크기의 약간 더 작거나 더 진화 된 군집 인 다른 약한 연속체가 많이있다”고 말했다.
그러나 이것이 NGC 660에 숨겨져있는 것은 아닙니다. 특이한 프로파일을 통해 우리는 은하 충돌시 분자 가스 밀도에 어떤 영향을 미치는지 연구 할 수 있습니다. 그것은 megamasers와 kilomasers의 신비한 현상을 엽니 다. “전통적인 지혜와 달리 IR 광도는 OHM 형성을 지시하지 않습니다. 별 형성과 OHM 활동은 은하 상호 작용을 수반하는 조석 밀도 향상의 결과이다. 항성에서 OHM 분율은 일시적인 합병 비율에 기인 한 것으로 보인다
조밀하게 구동되는 밀도 향상의 급증.” 제레미 달링이 말합니다. “OHM은 따라서 지역 우주에서 가장 강하고, 콤팩트하며, 특이한 별 형성 모드를 나타내는 표지판입니다. 미래의 고 적색 편이 OHM 측량은 이제 별 형성과 은하 진화 맥락에서 해석 될 수 있으며, 이는 은하의 병합 속도와 별 형성에 대한 파열 기여를 모두 나타냅니다.”
그러나 우리가 볼 수없는 것들은 어떻습니까? Cassiopeia A가 제공 한 것보다 전자기 스펙트럼에서 훨씬 더 강력한 것들… 컴팩트 한 라디오 소스! "스타 버스트 은하의 핵은 종종 먼지에 의해 가려져 적외선 및 라디오와 같은 비 시각 파장 영역에서 가장 잘 조사됩니다." sys A. Wiercigroch (JPL). "은하의 핵 지역에서보다 확산 된 전파 방출에 대비하여 수많은 소형 자원이 고리를 따라 놓여있는 것으로 보인다."
또 다른 크리스마스 이야기에 나쁘지 않다.…
크레딧 : 이미지 처리 Dietmar Hager 및 Immo Gerber. 타오 천문대에서 이미지 수집. 정말 감사합니다!
