Náš první pohled do složitosti Centaurus A byl velkým obrazem. Jedním z nejviditelnějších rysů je centrální prachový pruh, který fotograficky praskne do oka. Vezměte na vědomí záření a trochu se přibližte….
V každé vizuální reprezentaci Centaurus A je jedním z nejdramatičtějších rysů centrální prachovník. Pro lidské oko je prach překážkou - blokuje hvězdné světlo a to, co leží za ním. Ale na kameru, přechod na červenější vlnové délky nám umožňuje nahlédnout do toho, co leží dál. Pečlivě kontrolovanými expozicemi a filtrací se objevuje červená emise z ionizovaného plynu v linii H-alfa a modré oblasti tvorby hvězd podél pružiny prachového pruhu k životu - kde se vytvářejí modré obří hvězdy. Podle 2000 studie provedené Wildem a Eckartem; „Mezihvězdné médium Centaurus A (NGC 5128) bylo v posledních letech rozsáhle studováno za použití převážně molekulárních linií, které sledují plyn s nízkou až střední hustotou. Množství a distribuce hustého molekulárního plynu bylo do značné míry neznámé. Zde uvádíme nová milimetrová data o rotačních přechodech a získaná spektra emise, která sleduje hustý molekulární plyn ve středu a podél prominentního prachového pruhu v ofsetových polohách. Zjistili jsme, že Centaurus A a Mléčná dráha jsou ve své liniové svítivosti srovnatelné. Avšak směrem k jádru je frakce hustého molekulárního plynu měřená pomocí poměru luminosity v linii, stejně jako účinnost tvorby hvězd, srovnatelná s ultra-světelnými infračervenými galaxiemi (ULIRG). V pásmu mimo jaderný prach a pro Centaurus A jako celek jsou tato množství mezi množstvím ULIRG a normálními a infračervenými světelnými galaxiemi. To naznačuje, že většina FIR svítivosti Centaurus A pochází z oblastí s velmi hustým molekulárním plynem a vysokou účinností tvorby hvězd. “
Vysoce efektivní oblast vytvářející hvězdy ... Ano, opravdu. Tyto brilantní modré oblasti, které vidíte podél okrajů, jsou zbrusu nové hvězdokupy. Fúze vyvolaná hvězdná formace ...
Vidíš teď, proč se zdá, že popelník v Centaurus A křičí? Normálně dochází k tvorbě hvězd v hustých částech molekulárních mraků ... zhroutí se do plazmatické koule a vytvoří hvězdu. Ale podle práce Martiga a Bournauda; "Formování hvězd v galaxiích je z části řízeno fúzemi galaxií." Při nízkém červeném posunu je aktivita tvorby hvězd nízká v prostředí s vysokou hustotou, jako jsou skupiny a klastry, a aktivita vytváření hvězd v galaxiích se zvyšuje s jejich izolací. Tento vztah formace a hustoty hvězd je pozorován jako obrácený při z ~ 1, což dosud teoretické modely nevysvětlují. Studujeme vliv přílivového pole galaxiové skupiny nebo klastru na aktivitu hvězd vznikajících spojením galaxií pomocí simulací N-těla včetně dynamiky plynu a tvorby hvězd. Zjistili jsme, že formace hvězd řízená fúzí je podstatně aktivnější v blízkosti takových kosmologických struktur ve srovnání s fúzemi v terénu. Velké přílivové pole tak může zvýšit aktivitu galaxií v hustých kosmických strukturách a mělo by být zvláště účinné při vysokém červeném posunu, než se procesy zhášení projeví v nejhustších oblastech. “
Ale ... Ale co se stane, když máte galaxii, která se náhodně spouští do formování hvězd, a pak se prostě stane sloučení s jinou galaxií současně? Aaaaah…. Začínáte vidět světlo, že? Galaxie, která se spojila s NGC 5128, byla spuštěna do výbuchu hvězdné formace, poté se spojila s Centaurusem A a stala se úplně nová věc. Podívejme se na práci Penga a Forda: „Hvězdné proudy v haloch galaxie jsou přirozeným důsledkem historie sloučení a narůstání. Předkládáme důkazy o modrém přílivu mladých hvězd v nejbližší obrovské eliptické galaxii NGC 5128 (Centaurus A). Pomocí optických barevných map UBVR, neostrého maskování a adaptivního vyrovnávání histogramu detekujeme modrý oblouk v severozápadní části galaxie, který sleduje částečnou elipsu s apocentrem 8 kpc. Rovněž hlásíme objev četných mladých hvězdokup, které jsou spojeny s obloukem. Nejjasnější z těchto shluků je spektroskopicky potvrzen, má věk 350 Myr a může být protoglobulární klastr. Je pravděpodobné, že tento oblouk, který je odlišný od okolního skořápkového systému a mladých hvězd souvisejících s tryskami na severovýchodě, je přílivově narušeným hvězdným proudem obíhajícím galaxii. Jak věk odvozený z integrovaných optických barev proudu, tak jeho časový rozvrh dynamického přerušení mají hodnoty 200-400 Myr. Navrhujeme, aby se tento proud mladých hvězd vytvořil, když trpasličí nepravidelná galaxie nebo fragment plynu podobné velikosti podstoupil útržkovitě spuštěný výbuch formace hvězd, když spadl do NGC 5128 a byl přerušen před 300 lety. Hvězdy a hvězdokupy v tomto proudu se nakonec rozptýlí a stanou se součástí hlavního těla NGC 5128, což naznačuje, že příliv trpaslíků bohatých na plyn hraje roli při budování hvězdných halo a globulárních shlukových systémů. “
Není třeba říkat, že vývoj v kentauru A je trochu šokující, že? A šokovaný plyn je to, o co jde. Říká John Graham; „Pozorovací důkazy pro tvorbu hvězd vyvolaných šokem se nacházejí v severovýchodním rádiovém laloku blízké radio galaxie Centaurus A (NGC 5128). Plynný oblak, nedávno detekovaný v Hj, je ovlivněn sousedním rádiovým paprskem do té míry, že dojde ke zhroucení oblaku a vznikají volné řetězce modrých supergiantních hvězd. V blízkosti rozhraní Hi cloudu a radiové trysky byly pozorovány difúzní mraky a vlákna ionizovaného plynu. Tyto ukazují rychlosti, které pokrývají dosah více než 550 km s1. Intenzita linií v jejich spektrech je charakteristická pro vznik šokového původu se silnými [N ii] a [S ii] vzhledem k HÎ ±. Poměr [O iii] / HÎ ± označuje velký rozsah excitace, který není korelován s rychlostí. Od této komponenty se liší skupina čtyř zjevně normálních oblastí H ii, které jsou vzrušeny vloženými mladými hvězdami a jejichž rychlosti jsou velmi blízké rychlosti cloudu H i. Tvorba hvězd bude pokračovat tak dlouho, dokud oblak plynu zůstane blízko radiové trysky. Volné řetězce modrých hvězd v oblasti jsou vyřešeny pouze proto, že NGC 5128 je tak blízko. Hlášené slabé modré rozšíření a oblaky u vzdálenějších analogů mají pravděpodobně podobný původ. “
Takže teď máme všechny druhy věcí, které jsme se naučili hluboko uvnitř tohoto obra. Je ještě něco, co bychom měli vědět, než opustíme tuto část a pokračujeme? Oh, to víš ... supermasivní černá díra 200 milionůkrát větší než naše vlastní Slunce.
Pomocí infračerveného vidění Hubblova astronomové nyní vidí, jak je horký plynový disk nakloněn jiným směrem než je orientace paprsku - indikátor černé díry. Předpokládá se, že to může být proto, že sloučení je tak nedávné a disk se ještě nespojil s rotací, nebo mohou galaxie stále hrát přetahovanou válku. Podle Ethan Schrier z STSCI: „Tato černá díra dělá svou vlastní věc. Kromě přijímání čerstvého paliva z pohlcené galaxie, může to být nevhodné pro zbytek galaxie a kolizi. Zjistili jsme složitou situaci disku na disku uvnitř disku, vše směřovalo různými směry. “ Nejúžasnější částí ze všech je černá díra sama o sobě může být sloučení dvou nezávislých černých děr! Z tohoto důvodu jsou zde také radio-hlasité kvasary ovládané jádrem? Jako rozhlasová galaxie uvolňuje 1000krát rádiovou energii Mléčné dráhy ve formě velkých obousměrných rádiových laloků, které se prodlužují asi 800 000 světelných let do mezigalaktického prostoru. Hádejte, co… Na tom jsou také teorie.
Podle Saxtona, Sutherlanda a Bicknella může být tímto rádiovým zdrojem jen plazmatická bublina: „Modelujeme severní střední rádiový lalok Centaurus A (NGC 5128) jako vznášející se bublinu plazmy uloženou přerušovaně aktivním paprskem. Rozsah vzestupu bubliny a její morfologie znamenají, že poměr její hustoty k hustotě okolního ISM je menší než 10 ^ {- 2}, což je v souladu s našimi znalostmi extragalaktických trysek a minimálním strháváním do prekurzorového rádiového laloku. Použitím morfologie laloku k datu začátku jeho vzestupu atmosférou Centaurus A jsme dospěli k závěru, že bublina stoupá přibližně 140 Myr. Tato časová stupnice je shodná s časovou škálou navrženou Quillenem et al. (1993) pro vypořádání plynu po fúzi do dosud pozorovaného velkoplošného disku v NGC 5128, což naznačuje silné spojení mezi zpožděným obnovením radiační emise a sloučením NGC 5128 s malou galaxií bohatou na plyn. Toto naznačuje spojení, pro radiové galaxie obecně, mezi sloučením a opožděným nástupem radiové emise. V našem modelu byla prodloužená oblast rentgenové emise objevená Feigelsonem et al. (1981), jehož část se kryje se severním středním lalůčkem, je tepelný plyn, který pochází z ISM pod bublinou a který byl povznesen a stlačen. „Rozsáhlý paprsek“ objevující se v rádiových snímcích Morganti et al. (1999) mohou být výsledkem stejných tlakových gradientů, které způsobují vzestup tepelného plynu působícího na mnohem lehčí plazmu, nebo mohou představovat proud, který se úplně nevypnul, když se severní střední lalok začal vznášet. Navrhujeme, aby sousední emisní linie uzlů („vnější vlákna“) a oblasti vytvářející hvězdy byly způsobeny rušením, zejména tepelným kmenem, způsobeným bublinou pohybující se v rozšířené atmosféře NGC 5128. “
A teď už víte něco víc o tom, co je hluboko uvnitř obra ...
Mnohokrát děkuji členovi AORAIA, Mikeovi „Strongmanovi“ Sidonioovi za použití tohoto neuvěřitelného obrazu.
