NGC 5216과 동반 은하 NGC 5218의 이미지를 자세히 살펴보면이 두 개의 은하계를 연결하는 은하계의 다리가 보입니다. 큰곰 자리 (RA 12 30 30 Dec +62 59)의 별자리에 위치한 키난 시스템 (Keenan 's System)으로 알려진이 단정 한 연결 쌍은 잘 연구되었지만 거의 이미지를 얻지 못했습니다.
1790 년에 Friedrich Wilhelm Herschel에 의해 처음 발견 된 후 에드윈 허블 (Edwin Hubble)에 의해 1926 년에 은하계 성운 (Intergalactic Nebulae)으로 연구되었지만 PC Keenan은이 이중 은하 수수께끼가“발광 잔해물”에 의해 연결되어 22,000 광에 이르는 것으로 보인다는 것을 알기 전까지는 1935 년이되지 않았다. 연령. Keenan은 그의 논문에서 독특한 구조를 언급했지만 1958 년에는“은하의 상호 작용과 팔의 본질, 스패닝 필라멘트와 꼬리”에서 Lick and Palomar 관측소의 관찰자들이 물질의 다리를“재발견”하기 전인 1958 년이 될 것이다.
1966 년까지 독특한 유형의 나선형 NGC 5216과 구상 은하 NGC 5218이 Halpton Arp의 독특한 은하 카탈로그에 Arp 104로 포함되었으며 1,730 만 광년의 먼 쌍이 당당한 관심을 끌기 시작했습니다. 상호 작용하는 은하와 은하계 사이에서 활발한 조석 왜곡을 갖는 활성 은하 핵에 대한 연구가 수행되었으며 과학은이 두 은하가 충돌했음을 깨닫기까지 오래지 않았습니다. 별, 가스 및 먼지가 서로 비뚤어진 후광처럼 나타납니다. 상호 작용이 발생하면 그들 사이의 다리는“새롭고 교란 된 궤도의 별들”로 채워집니다.
Bushouse (et al)가 수행 한 적외선 연구에서 우리는 은하-은하 충돌이 더 높은 적외선 방출을 생성 할 수 있다는 것을 알게되면서 더욱 흥미로운 세부 사항이 밝혀졌습니다. “샘플에서 가장 강하게 상호 작용하는 시스템 만이 극한의 과잉 적외선 값을 보여줍니다. 이는 적외선 방출을 극한 수준으로 끌어 올리기 위해서는 깊고 상호 침투적인 충돌이 필요하다는 것을 나타냅니다. 별 형성의 광학 지표와의 비교는 적외선 과잉 및 색 온도가 상호 작용하는 은하에서의 별 형성 활동의 수준과 관련이 있음을 보여줍니다. 시료에서 적외선 과잉을 나타내고 정상 색온도보다 높은 모든 상호 작용하는 은하들은 또한 높은 수준의 별 형성을 나타내는 광학 지표를 가지고 있습니다. 이 상호 작용하는 은하의 샘플에서 향상된 적외선 광도를 설명하기 위해 별 형성 이외의 프로세스를 호출 할 필요는 없습니다.”
쌍 사이에서 일어나는 일은 아마도 가스 공유로 인해 항성 활동을 일으키는 것입니다. Casaola (et al)에 따르면; “데이터로부터 상호 작용하는 은하들은 일반적인 것보다 높은 가스 함량을 가지고있는 것으로 보인다. 타원형으로 분류 된 은하들은 먼지와 가스 함량이 정상보다 1 배 더 높다. 나선은 대부분 일반 먼지와 HI 함량을 갖지만 분자 가스 질량은 더 높습니다. X- 선 광도는 또한 AGN을 포함하거나 제외하여 동일한 형태 학적 유형의 정상적인 은하보다 높은 것으로 보인다. 우리는 분자 가스 과잉이 주변 지역으로부터 가스 유입을 유발하는 조력 토크의 존재로부터 유도 될 수있는 대안적인 가능성을 고려했다. 상호 작용하는 은하는 정상 은하보다 높은 분자 질량을 가지나 별 형성 효율은 비슷한 것으로 보인다”고 말했다.
그러나 가장 흥미로운 점은 NGC 5216과 동반 은하 NGC 5218을 연결하는 놀라운 필라멘트입니다.“두 개의 시스템과 손가락 모양의 확장을 연결하는 집중된 줄 모양의 형성 또는 구상 성단 NGC 518에서 돌출되어 반격 상호 연결 필라멘트와 동일한 접선입니다. " Spitzer 적외선, Galaxy Evolution Explorer UV, Sloan Digitalized Sky Survey 및 천문학 연구를위한 남동부 연구에서 Beverly Smith (et al)에 대한 최근의 연구가 된 것은 바로이 일련의 재료입니다. 그들의 연구는 이러한 일련의 별 형성 복합체 인 이러한“줄에 구슬”을 밝히는 데 도움이되었습니다. 그들의 발견에 따르면; “우리의 모델은 동료의 잠재력에 빠지는 교량 재료가 동료를 넘어 섭니다. 그런 다음 가스는 아포 갈락 티콘 (apogalacticon)에 쌓여 컴패니언 (companner)으로 다시 떨어지고, 쌓아 올릴 때 별이 형성된다.”
이 멋진 이미지에 대한 조명 데이터는 AORAIA 회원 Martin Winder가 수집하고 Dietmar Hager 박사가 처리했습니다. 이 특별한 이미지는 거의 10 시간의 노출 시간과 무수한 시간의 처리 시간으로 여기에서 보는 아름다운 연구 등급의 사진으로 바꿨습니다. 이 독점적 인 사진을 우리와 공유해 주신 Winder 씨와 Hager 박사에게 감사드립니다!
