”Yön nopea lohikäärme leikkaa pilvet täydellisesti nopeasti, ja yonder paistaa…” Toinen galaktinen pari? Friedrich Wilhelm Herschelin vuonna 1787 löytämä, tämä erityinen Arp 23 -niminen galaktinen pariliitos löytää kotinsa Canes Veneticissa, ja duolla on varmasti värikäs historia. Parista pienempi - NGC 4625 on vääristynyt kääpiögalaksi, joka muodollisesti luokitellaan Sm: ksi, rakenne, joka muistuttaa spiraaligalakseja - etenkin Magellanin pilviä. Joten mitä yhden käsivarren galaksilla on sanottavaa itselleen?
On ajateltu, että epäsymmetrinen rakenne voi olla seuraus gravitaatiokysymyksestä NGC 4618: n kanssa - tämän kuvan suurempiin, interaktiivisiin jäseniin. Kyllä, epäsymmetrinen rakenne ei ole uusi, kun kyse on vuorovaikutuksessa olevista galakseista, mutta hanka on vain osa neutraalista vetykaasusta NGC 4618: n optisen levyn ulkopuolella. Mitä tämä tarkoittaa? Todennäköisesti, että galaksin yhden varren muoto ei ole vuorovaikutuksen tuote - vaan luonnollinen galaksin omista, ainutlaatuisia ominaisuuksia varten.
Bushin (et al.) Vuoteen 2004 mennessä tekemissä lukututkimuksissa ”Epäsymmetria on spiraalien galakseissa yleinen piirre, ja se on erityisen yleinen Magellanic-spiraalien keskuudessa. Jotta voitaisiin selvittää, miten seuraavat galaksit vaikuttavat morfologiseen ja kinemaattiseen epäsymmetriaan, analysoimme vuorovaikutuksessa olevien Magellanic-spiraalien NGC 4618 ja NGC 4625 neutraaleja vetyhavaintoja. HI-jakauman analyysi paljastaa, että noin 10% NGC 4618: n kokonais HI-massasta on Looping-vuorovesirakenne, joka näyttää kiertyvän galaksin ympäri. Johdettuihin H I-profiileihin perustuvien laskelmien avulla osoitamme, että NGC 4618 ja NGC 4625 eivät ole epäsymmetrisempiä kuin ei-vuorovaikutteiset Magellanic-spiraalit, joita Wilcots & Prescott on äskettäin analysoinut. Johdamme myös kiertokäyrät kunkin galaksin lähestyvälle ja taantuvalle puolelle. Sovittamalla keskimääräiset käyrät isotermisellä halogeenimallilla lasketaan dynaamiset massat 4,7 - 109 ja 9,8 - 109 Msolaria 6,7 kpc: ksi NGC 4618: lle ja NGC 4625: lle. Vaikka rotaatiokäyrillä oli systemaattisesti suuremmat nopeudet kunkin galaksin takaosan puolella, vaikutus ei ollut selvempi kuin ei-vuorovaikutteisten spiraalien tutkimuksissa. Vuorovaikutteisen asymmetrian aste molemmissa galakseissa ei ole erotettavissa kaltevien galaksien luontaisesta epäsymmetriaasteesta. "
Vuonna 1985 A. V. Filippenko löysi jotain epätavallista NGC 4618: n spektristä: “Kohde on melkein varmasti supernova pitkälle edenneessä vaiheessa, vaikka sen spektri ei vastaa julkaistuja supernova-spektrejä. Nykyisen kirkkauden ja NGC 4618: n etäisyysmoduulin perusteella arvioidaan, että esine saavutti maksimiarvonsa noin 160 päivää sitten ja on haalistunut 5–6 mag, jos se oli alun perin normaali tyypin I tai tyypin II supernova. On huomionarvoista, että Minkowski (1939, patenttijulkaisu 89, 156) havaitsi [OI] 630,0 / 636,4-nm-dubletin olevan vahva 184 päivän kuluttua maksimipisteestä tyypin I supernovan 1937C spektrissä IC 4182: ssa. Ominaisuus ei ollut läsnä SN 1972E: n spektrissä NGC 5253: ssa noin 400 päivää maksimiarvon jälkeen (Kirshner ja Oke 1975, Ap.J. 200, 574). Ennakkotutkimus kohteen kirkkaudesta ja tulevaisuuden havainnot sen spektrin kehityksestä olisivat erittäin kiinnostavia. ”
Myöhemmin samana vuonna: ”Kirkkaan tähtiesineen optiset spektrit, jotka sijaitsevat spiraaligalaksian NGC 4618 ytimen lähellä, paljastavat vahvat, erittäin leveät emissioviivat, jotka ovat samanlaisia kuin kvaasarien ytimet, mutta joilla on väärät suhteelliset aallonpituudet. Vaikka vety- ja heliumlinjoja ei ole, näkyvimpiä piirteitä voidaan pitää happea, natriumia ja magnesiumia neutraalien atomien kanssa NGC 4618: n punaisella siirtymisellä. Kohde on melkein varmasti supernoova, jonka erittäin epätavallinen spektri voi olla merkki pohjimmiltaan. uusi alaluokka. ” Vuoteen 1986 mennessä tutkimukset olivat laajentuneet; "SN 1985f: n spektri ei muistuta mitään aiemmin julkaistuja supernoovien spektriä, ja oletetaan, että sen esi-ikä oli massiivinen Wolf-Rayet-tähti, joka karkotti H: n ja Hänen ulkoilmansa ennen supernovan räjähdystä."
Kuvan todellinen kauneus on kuitenkin se, mikä näyttää olevan kuohuviiniä muodostavia alueita. Elmegreenien tekemien tutkimusten mukaan; "On ehdotettu, että näkyviä tähtiä muodostavia alueita tapahtuu lähellä Magellanic-spiraalien ja epäsäännöllisten kehien reuna-alueita, koska galakseissa tapahtuu kaasudynamiikkaa, joka on samanlainen kuin massiivisten estettyjen spiraalien sisäreuna-alueilla." Mutta… onko näiden kahden välisen vuorovaikutuksen aiheuttajana nämä ulkopuoliset tähdet muodostavat alueet? Tiede ei näytä ajattelevan niin. Sanoo Zaritsky; "Monien spiraaligalaksioiden tähtilevyt ovat kaksi kertaa suurempia kuin yleisesti ajatellaan (ja) matalan tason tähtiä muodostuva ilmiö hyvin levyjen näkyvien optisten reunojen ulkopuolella on yleinen ja kestävä."
Tätä tukevat edelleen Gil de Pazin (et ai.) Tutkimukset. “Läheiset galaktit NGC 4625: n viimeaikaiset kauas UV- (FUV) ja lähes UV-säteilyn (NUV) havainnot, jotka on tehnyt Galaxy Evolution Explorer (GALEX), osoittavat, että läsnä on laajennettu UV-levy, joka on 4-kertainen galaksin optiseen säteeseen. UV-optiset värit viittaavat siihen, että suurin osa tähtiä NGC 4625 -levyllä on parhaillaan muodostumassa, mikä tarjoaa ainutlaatuisen mahdollisuuden tutkia tähtien muodostumisen fysiikkaa samanlaisissa olosuhteissa kuin tilanteissa, joissa spiraaligalaksioiden normaalit levyt kuten Linnunrata muodostui ensin. NGC 4625: n tapauksessa tähtien muodostuminen laajennetussa levyssä laukaistaan todennäköisesti vuorovaikutuksella NGC 4618: n ja mahdollisesti myös hiljattain löydetyn galaksin NGC 4625A: n kanssa. "
Tähtien muodostuminen ei kuitenkaan ole muuta kuin mitä täällä tapahtuu. NGC 4618: ta ja NGC 4625: tä on tutkittu myös kehruuta varten, ja on olemassa suuri mahdollisuus, että vuorovesivuorovaikutus voi vaikuttaa siihen. Heloun tekemien tutkimusten mukaan. ”Vihjeet galaksin spinin alkuperään ovat myös suoraan vihjeitä galaksien muodostumismekanismille. Tähänastiset todisteet ovat selvästi vastoin yksinkertaista kuvaa, jossa pyörimisen lähde on alkuturbulenssi. Tiedot ovat kuitenkin johdonmukaisia hypoteesin kanssa, jonka mukaan pyörähdykset on saatu vuoroveden torkinnalla; annetaan yksityiskohtainen keskustelu, jossa käsitellään erikseen mahdollisuutta, että vaikutus on ensisijainen, ja mahdollisuutta, että se on evoluution seurausta. Nyt on saatavana tarpeeksi tietoa, että tarvitaan erityisiä laskelmia spinien tilastollisen käyttäytymisen ennusteiden terävöittämiseksi, erityisesti binääritiedoissa. "
Onko parilla vielä enemmän kuin silmällistä? Varmasti. Tätä paria on tutkittu myös Seyfert-ytimien suhteen - loistava, kompakti ydinalue, jolla voi olla monenlaisia muotoja, mahdollisesti kantaa vihjeitä keskusmoottorin syöttämiseen tai laukaisuun. Tutkimukset osoittavat, että Seyfert-ytimiä voi esiintyä useammin vuorovaikutuksessa olevien spiraalien keskuudessa - mutta enemmän sellaisten, jotka toimivat vain voimakkaasti vuorovaikutuksessa eikä äärimmäisen vuorovesivääristymisen sijasta. Kiehtovan työn teki alun perin Bill Keel, ja hänen havaintonsa tukivat myöhemmissä tutkimuksissa. On myös erittäin mahdollista, että tämä ilmiö esiintyy yksinkertaisesti luonnollisena prosessina, ja myös Wolf-Rayet-tähtien spektrit on havaittu. Niin monia eri tekijöitä voi tulla peliin!
Riippumatta siitä, mitä tapahtuu tässä epätavallisessa "sisäpuolelta" muodostavassa parissa - olipa kyse mustan aukon havaitsemisesta tai vain pitkäkestoisesta gammasäteen purskeesta - ne tekevät kiehtovasta tutkimuksesta ja todella kauniista kuvasta. ”Jos varjot olemme loukanneet, ajatelkaa tätä, ja kaikki korjataan, että olette täällä vain unenneet, kun nämä visiat ilmestyivät. Ja tämä heikko ja tyhjäkäynnillä oleva teema, ei enää antoisaa, vaan unelma, lempeät, älä tuomitse; Jos anteeksi, me korjaamme. ”
AORAIA: n jäsen Martin Winder keräsi valon tälle mahtavalle kuvalle noin 7,5 tunnin aikana ja käsitteli sitten jäsen tohtori Dietmar Hager. Kiitämme heitä molemmista ainutlaatuisesta katsauksesta tähän kauniiseen galaksiduoon.
