V tuto noc - 6. října - v roce 1784 byl sir William Herschel zaneprázdněn okulárem svého dalekohledu novou galaxií, kterou právě objevil. Herschel to označil ve svém pátém katalogu jako objev 19, ale když se nadšeně bavil o objevech své sestry Caroline, udělal chybu. Pojďmě se učit…
Přestože William Herschel později zaměňoval NGC 891 s Carolineiným nezávislým objevem NGC 205 (M110), můžete pochopit, jak by mohl tým astronomie bratr / sestra čestně udělat chybu. Podle slov Caroline Herschel; "Věděl jsem příliš málo o skutečných nebesích, abych mohl poukázat na každý objekt, abych ho našel znovu, aniž bych ztratil příliš mnoho času konzultací s Atlasem." Ale všechny tyto problémy byly odstraněny, když jsem věděl, že můj bratr není v žádné velké vzdálenosti a pozoruje jeho různé nástroje na dvojitých hvězdách, planetách atd., A mohl bych mít jeho pomoc okamžitě, když jsem našel mlhovinu nebo shluk hvězd, z toho jsem měl v úmyslu poskytnout katalog; ale na konci roku 1783 jsem měl teprve čtrnáct, když bylo zametání přerušeno tím, že jsem byl zaměstnán zapisováním pozorování mého bratra na dvacet stop. “
Kupodivu, Herschelovu chybu udržel admirál William Henry Smyth - který, když odešel z královského námořnictva, strávil svůj čas ve své soukromé observatoři vybavené 6palcovým refraktorem. Tam pozoroval celou řadu objektů hluboké oblohy, včetně dvojitých hvězd, shluků a mlhovin, a pečlivě zaznamenával svá pozorování, publikoval svou práci jako „Cyklus nebeských objektů“ - včetně Herschelovy chyby. Ale nakonec záleží na tom, kdo to Herschel objevil? To je to, co se tam počítá ...
Nachází se asi třicet miliónů světelných let v místním klastru, NGC 891 je obklopen chladným, plynným halom. Podle Toma Oosterloo (et al); "HI pozorování patří mezi nejhlubší, co kdy bylo provedeno na vnější galaxii." Odhalují obrovský plynný halo, mnohem rozšířenější, než bylo vidět dříve a obsahující téměř 30% HI. Tento HI halo ukazuje struktury na různých stupnicích. Na jedné straně je vlákno vybíhající (v projekci) až 22 kpc svisle od disku. Jsou také detekovány malé halo mraky, některé s zakázanými (zjevně protisměrnými) rychlostmi. Celková kinematika halogenového plynu je charakterizována zpožděním diferenciální rotace vzhledem k kinematice disku. Zpoždění, výraznější u malých poloměrů, roste s výškou z roviny. Existuje důkaz, že významná část halo je způsobena galaktickou fontánou. Nárůst z intergalaktického prostoru může také hrát roli při budování halou a při poskytování materiálu s nízkým úhlem hybnosti potřebného k zohlednění pozorovaného zpoždění rotace. Dlouhé vlákno HI a protiběžné mraky mohou být přímým důkazem takového nárůstu. “
Navýšení? Nárůst odkud? Shromažďuje NGC 891 materiál odkudkoli? Zjevně ano. Podle práce Mapelliho (et al): „Již dlouhou dobu je známo, že velká část diskových galaxií je nakloněna. Simulujeme tři různé mechanismy, které mohou indukovat lopsidedness: flyby interakce, plynné narůstání z kosmologických vláken a tlak beranu z intergalaktického média. Porovnáním morfologií, HI spektra, kinematiky a m = 1 Fourierových složek jsme zjistili, že všechny tyto mechanismy mohou indukovat lopsidedness v galaxiích, i když v různých stupních as pozorovatelnými důsledky. Časové měřítko, po které lopsidedness přetrvává, naznačuje, že flyby mohou přispět k ~ 20% lopsided galaxií. Naše podrobné srovnání zaměřujeme na případ NGC 891, galaxii s rozkročeným okrajem a okrajovou galaxii s blízkým společníkem (UGC 1807). Zjistili jsme, že hlavní vlastnosti NGC 891 (morfologie, HI spektrum, křivka rotace, existence plynného vlákna směřujícího k UGC 1807) upřednostňují flyletovou událost pro vznik lopsidedness v této galaxii. “
Aha, ha! Máme tedy doprovodnou doprovodnou galaxii. Nedávno jsme se dozvěděli, že kombinace galaxií produkuje aktivitu hvězdných hvězd a tento případ platí i pro NGC 891. Studie provedené teprve v červnu 2008 naznačují aktivitu hvězdného prachu založenou na síle vlastností polycyklických aromatických uhlovodíků (PAH). A kde jsou tyto PAU? Proč, samozřejmě, v halou. Podle práce Rand (et al): „Představujeme infračervenou spektroskopii ze Spitzerova kosmického dalekohledu na jedné diskové pozici a na dvou pozicích ve výšce 1 kpc od disku ve spirálové NGC 891 na okraji, s primárním cílem studia halo ionizace. Naším hlavním výsledkem je to, že poměr [Ne III] / [Ne II], který poskytuje míru tvrdosti ionizujícího spektra bez hlavních problémů sužujících poměry optických linií, je zvýšen v extraplanarovém směřování vzhledem k diskovému nasměrování. Použitím fotoionizačního kódu založeného na 2D Monte Carlu, který odpovídá za účinky zesílení radiačního pole, jsme zjistili, že tento trend nelze reprodukovat žádným věrohodným fotoionizačním modelem a že sekundární zdroj ionizace musí proto pracovat v plynných halách. Uvádíme také první spektroskopické detekce extraplanarních funkcí PAH v externí normální galaxii. Pokud jsou v exponenciální vrstvě, jsou pro různé vlastnosti předpokládány velmi hrubé výšky emisní stupnice 330 - 530 ks. Vyhynutí může být v střední rovině nezanedbatelné a tyto výšky stupnice významně snížit. Relativní emise z různých funkcí mezi diskovým a extraplanarním prostředím jsou jen velmi významné. Pouze 17,4? M funkce je významně vylepšena v extraplanarním plynu ve srovnání s ostatními vlastnostmi, což může naznačovat preferenci pro větší PAU v halo. "
Kam se to tedy děje? Současný výzkum ukazuje korelaci mezi hojností PAH a galaktickým věkem. Když asymptotické obří větve zakalí svůj uhlíkový prach zpět do mezihvězdného média na konci svého vývoje, stanou se primárním zdrojem PAHS a uhlíkového prachu v galaxiích. Jak víme, galaxie je jedna velká recyklační továrna a ejektura se po několika stovkách milionů let po linii vývoje hlavní sekvence vrací zpět do mezihvězdného média. Vláknitý vzorec, který se rozprostírá od galaktického disku NGC 891, však může velmi dobře poukazovat na exploze hvězdné supernovy. Naproti tomu ty obrovské, masivní hvězdy, které skončí jako supernovy typu II, jsou ty, které všude ve chvíli, kdy se tvoří, odstřelují prach a kovy.
Je to výsledek staré - nebo nové - aktivity? Podle Popescu (et al): „Popisujeme nový nástroj pro analýzu UV na sub milimetr (sub mm) spektrální distribuci energie (SED) spirálních galaxií. Používáme důsledné ošetření zahřívání a emise zrn, vyřešíme problém přenosu záření pro konečný disk a vydutí, a důsledně vypočítáváme stochastické zahřívání zrn umístěných ve výsledném radiačním poli. Tento nástroj používáme k analýze dobře prozkoumané spirální galaxie NGC 891 na okraji hrany. Nejprve zkoumáme, zda stará hvězdná populace v NGC 891, spolu s přiměřeným předpokladem o mladé hvězdné populaci, mohou odpovídat za zahřátí prachu. a pozorované daleko infračervené a sub-mm emise. Rozložení prachu je převzato z modelu Xilouris et al. (1999), který k určení použil pouze optická a blízká infračervená pozorování. Zjistili jsme, že takový jednoduchý model nemůže reprodukovat SED NGC 891, zejména v rozsahu sub mm. Podhodnocuje pozorovaný tok pod mm o faktor 2-4. Existuje řada možných vysvětlení pro chybějící tok pod mm. Zkoumáme několik z nich a prokážeme, že je možné docela dobře reprodukovat pozorované SED ve vzdáleném infračerveném a sub-mm, stejně jako pozorovaný radiální profil při 850 um. Pro vypočtené modely udáváme relativní podíl prachového záření poháněného starými a mladými hvězdnými populacemi jako funkci vlnové délky FIR / sub-mm. Ve všech modelech zjistíme, že prach je převážně zahříván mladou hvězdnou populací. “
Přestože to mohlo být zaneprázdněno najednou, NGC 891 je nyní tichý. Podle Rowan Temple: „Pomocí vzorku jiných lokálních galaxií porovnáme rentgenové a infračervené vlastnosti NGC 891 s vlastnostmi„ normálních “a hvězdicových spirálních galaxií a dochází k závěru, že NGC 891 je pravděpodobně hvězdnou galaxií v klidový stav. “ Podívejte se, až budete mít čas. Tato krása velikosti 10 je umístěna na (RA 2: 22,6 Dec +42: 21) na a je často považována za jeden z nejlepších objektů hluboké oblohy, které Messier nikdy katalogizoval.
Bez ohledu na to, co to Herchel objevil.
Mnohokrát děkuji členovi AORAIA Ken Crawford za použití jeho vynikající image!
