Erboğa A'nın inceliklerine ilk bakışımız büyük resimdi. Tüm özelliklerin en bariz olanlarından biri, fotoğrafa gözle olumlu bir şekilde çatlayan merkezi toz şeritidir. Radyasyona dikkat edelim ve biraz daha yaklaşalım….
Erboğa A'nın her görsel sunumunda, tüm özelliklerin en dramatiklerinden biri merkezi toz düzlemidir. İnsan gözüne göre, toz bir engeldir - yıldız ışığını ve ötesinde olanı bloke eder. Ancak, kameraya, daha kırmızı dalga boylarına geçmek, ötesinde yatan şeylere bir göz atmamızı sağlar. Dikkatle kontrol edilen pozlamalar ve filtreleme sayesinde, H-alfa hattındaki iyonize gazdan kırmızı emisyon ortaya çıkar ve toz şerit yayı boyunca yıldız oluşumunun mavi bölgeleri - mavi dev yıldızların oluştuğu yerler. Wild ve Eckart tarafından yapılan 2000 araştırmasına göre; “Erboğa A'nın yıldızlararası ortamı (NGC 5128) son yıllarda, düşük ila orta yoğunluklu gazı izleyen moleküler çizgiler kullanılarak kapsamlı bir şekilde incelenmiştir. Yoğun moleküler gazın miktarı ve dağılımı büyük ölçüde bilinmemektedir. Burada merkezde ve ofset pozisyonlarında belirgin toz şeridi boyunca yoğun moleküler gazı izleyen dönme geçişleri ve elde edilen emisyon spektrumlarının yeni milimetre verilerini sunuyoruz. Erboğa A ve Samanyolu'nun hat parlaklığında karşılaştırılabilir olduğunu görüyoruz. Bununla birlikte, çekirdeğe doğru, çizgi parlaklık oranı ile ölçülen yoğun moleküler gaz fraksiyonunun yanı sıra yıldız oluşum verimi, ultra-parlak kızılötesi gökadalarla (ULIRG'ler) karşılaştırılabilir. Nükleer olmayan toz şeridi içinde ve bir bütün olarak Erboğa A için bu miktarlar ULIRG'ler ile normal ve kızılötesi aydınlık gökadalar arasındadır. Bu, Erboğa A'nın FIR parlaklığının çoğunun çok yoğun moleküler gaz ve yüksek yıldız oluşumu verimliliği olan bölgelerden kaynaklandığını düşündürmektedir. ”
Oldukça verimli bir yıldız oluşturma bölgesi… Evet, gerçekten. Kenarlarda gördüğünüz parlak mavi bölgeler yepyeni yıldız kümeleridir. Birleşme kaynaklı yıldız oluşumu…
Şimdi Erboğa A'daki toz uçağının neden çığlık attığını görüyor musunuz? Normalde yıldız oluşumu moleküler bulutların yoğun kısımlarında meydana gelir… bir yıldız oluşturmak için kendilerini bir plazma topuna çökerler. Ancak Martig ve Bournaud'un çalışmalarına göre; “Galaksilerdeki yıldız oluşumu, kısmen galaksi birleşmeleri tarafından yönlendirilir. Düşük kırmızıya kaymada, gruplar ve kümeler gibi yüksek yoğunluklu ortamlarda yıldız oluşum aktivitesi düşüktür ve galaksilerin yıldız oluşum aktiviteleri izolasyonları ile artar. Bu yıldız oluşum-yoğunluk ilişkisinin, şimdiye kadar teorik modellerle açıklanmayan z ~ 1'de tersine döndüğü gözlenmektedir. Bir galaksi grubunun veya kümesinin gelgit alanının, gaz dinamiği ve yıldız oluşumu da dahil olmak üzere N-vücut simülasyonlarını kullanarak, birleşen gökadaların yıldız oluşum aktivitesi üzerindeki etkisini inceliyoruz. Birleşme güdümlü yıldız oluşumunun, bu tür kozmolojik yapıların yakınında, sahadaki birleşmelere kıyasla önemli ölçüde daha aktif olduğunu bulduk. Büyük ölçekli gelgit alanı bu nedenle yoğun kozmik yapılardaki gökadaların aktivitesini artırabilir ve söndürme süreçlerinin en yoğun bölgelerde yürürlüğe girmesinden önce özellikle yüksek kırmızıya kaymada etkili olmalıdır. ”
Ama… Ama, yıldız oluşumuna gelgitle tetiklenen bir galaksiniz varsa ve o zaman başka bir galaksiyle aynı anda birleşirse ne olur? Aaaaah .... Işığın olmadığını görmeye başlıyorsun değil mi? NGC 5128 ile birleşen gökada, bir yıldız oluşumu patlamasına yol açtı, daha sonra Erboğa A ile birleşti ve yepyeni bir şey oldu. Peng ve Ford'un çalışmalarına bir göz atalım: “Gökada halelerdeki yıldız akışları, birleşme ve toplanma tarihinin doğal sonucudur. En yakın dev eliptik gökada olan NGC 5128'de (Erboğa A) genç yıldızların mavi gelgit akışı için kanıt sunuyoruz. Optik UBVR renk haritaları, Keskinliği Azaltma maskelemesi ve uyarlanabilir histogram eşitlemesi kullanarak, galaksinin kuzeybatı kısmında 8 kpc'lik bir apocenter ile kısmi bir elipsi izleyen mavi bir ark tespit ediyoruz. Ayrıca yayla ilişkili çok sayıda genç yıldız kümesi bulunduğunu da rapor ediyoruz. Bu kümelerin en parlakı spektroskopik olarak doğrulanmıştır, 350 Myr yaşına sahiptir ve protoglobüler bir küme olabilir. Çevredeki kabuk sisteminden ve kuzeydoğudaki jetle ilgili genç yıldızlardan farklı olan bu yayın, galaksinin etrafında dönen gelgitle bozulan bir yıldız akışı olması muhtemeldir. Hem akışın entegre optik renklerinden türetilen yaş, hem de dinamik bozulma zaman ölçeği 200-400 Myr değerine sahiptir. Bu genç yıldız akışının, bir cüce düzensiz galaksi veya benzer büyüklükte bir gaz parçası, NGC 5128'e düştüğünde ve 300 Myr önce bozulduğunda gelgitle tetiklenen bir yıldız oluşumu patlaması geçirdiğini öneriyoruz. Bu akıştaki yıldızlar ve yıldız kümeleri sonunda NGC 5128'in ana gövdesinin dağılacak ve bir parçası olacak, bu da gaz açısından zengin cücelerin akınının yıldız haleleri ve küresel küme sistemlerinin yapımında rol oynadığını düşündürüyor. ”
Söylemeye gerek yok, Erboğa A'daki gelişmeler biraz şok edici, değil mi? Ve şok edici gaz bununla ilgili. John Graham diyor; “Şok kaynaklı yıldız oluşumu için gözlemsel kanıtlar, yakındaki radyo galaksi Erboğa A'nın (NGC 5128) kuzeydoğu radyo lobunda bulunur. Hi'de son zamanlarda tespit edilen bir gaz bulutu, bulut çöküşünün tetiklendiği ve mavi süperdev yıldızların gevşek zincirlerinin oluşma derecesine kadar bitişik radyo jetinden etkilenir. Hı bulut ve radyo jetinin ara yüzünün yakınında dağınık bulutlar ve iyonize gaz filamentleri gözlemlenmiştir. Bunlar 550 km'den daha fazla menzili kapsayan hızları göstermektedir. Spektrumlarındaki çizgi yoğunlukları, HÎ ± 'ya göre güçlü [N ii] ve [S ii] olan şokla ilgili bir kökenin karakteristiğidir. [O iii] / HÎ ± hat oranı, uyarmada hız ile ilişkili olmayan geniş bir aralığı gösterir. Bu bileşenden farklı olarak, gömülü genç yıldızlar tarafından heyecanlanan ve hızları Hı bulutununkine çok yakın olan, görünüşte normal dört H ii bölgesinden oluşan bir gruptur. Gaz bulutu radyo jetine yakın kaldığı sürece yıldız oluşumu devam edecektir. Bölgedeki mavi yıldızların gevşek zincirleri sadece NGC 5128 çok yakın olduğu için çözülür. Daha uzak analoglarda bildirilen soluk mavi uzantılar ve tüyler muhtemelen benzer kökenlere sahiptir. ”
Şimdi bu devin derinliklerinde öğrendiğimiz her türlü şeye sahibiz. Bu bölümü terk edip devam etmeden önce bilmemiz gereken başka bir şey var mı? Oh, biliyorsun… Kendi Güneşimizin kütlesinin 200 milyon katı süper kütleli bir kara delik.
Hubble'ın kızılötesi görüşünü kullanarak, gökbilimciler artık bir sıcak gaz diskinin jetin yönünden farklı bir yönde eğildiğini görebiliyorlar - kara deliğin göstergesi. Bunun, birleşmenin çok yeni olması ve diskin henüz dönmeye hizalamamış olabileceği veya galaksilerin hala savaş römorkörü oynayabileceğine inanılıyor. STSCI'dan Ethan Schrier'e göre, “Bu kara delik kendi işini yapıyor. Yutulmuş bir galaksiden taze yakıt almanın yanı sıra, galaksinin geri kalanına ve çarpışmaya açık olmayabilir. Disk içindeki bir disk içindeki, hepsi farklı yönlere işaret eden karmaşık bir durum bulduk. ” Hepsinin en şaşırtıcı kısmı kara deliğin kendisinin iki bağımsız kara deliğin birleşmesi olabilir! Bu yüzden burada çekirdek baskın radyo-sesli kuasarlar da var mı? Bir radyo galaksisi olarak Samanyolu'nun telsiz enerjisinin, 800.000 ışıkyılı galaksiler arası boşluğa genişleten büyük çift yönlü radyo lobları şeklinde 1000 katına çıkarır. Bil bakalım ne oldu… Bununla ilgili de teoriler var.
Saxton, Sutherland ve Bicknell'e göre, bu radyo kaynağı sadece bir plazma balonu olabilir: “Centaurus A'nın (NGC 5128) kuzey orta radyo lobunu aralıklı olarak aktif bir jet tarafından biriktirilmiş yüzer bir plazma balonu olarak modelliyoruz. Baloncuğun ve morfolojisinin yükselişinin derecesi, yoğunluğunun çevresindeki ISM'ye oranının, ekstragalaktik jetler ve öncü radyo lobuna minimum düzeyde girme bilgimizle tutarlı olarak 10 ^ {- 2} 'den daha az olduğunu ima eder. Erboğa A'nın atmosferi boyunca yükselişinin başlangıcına kadar lobun morfolojisini kullanarak, balonun yaklaşık 140 milyon yıl boyunca arttığı sonucuna vardık. Bu zaman ölçeği, Quillen ve ark. Birleşme sonrası gazın NGC 5128'de şu anda gözlemlenen büyük ölçekli diske yerleşmesi için, radyo emisyonunun gecikmeli yeniden kurulması ile NGC 5128'in küçük bir gaz zengini galaksi ile birleşmesi arasında güçlü bir bağlantı olduğunu düşündürmektedir. Bu, genel olarak radyo gökadaları için birleşme ve gecikmiş radyo yayılımı arasında bir bağlantı olduğunu düşündürmektedir. Modelimizde, Feigelson ve ark. Tarafından keşfedilen uzatılmış X-ışını emisyon bölgesi. (1981), bir kısmı kuzey orta lob ile çakışmaktadır, balonun altındaki ISM'den kaynaklanan ve yükseltilmiş ve sıkıştırılmış termal gazdır. Morganti ve ark. (1999) termal gazın yükselmesine neden olan, çok daha hafif plazmaya etki eden aynı basınç gradyanlarının sonucu olabilir veya kuzey orta lob yüzdürmeye başladığında tamamen kapanmayan bir jeti temsil edebilir. Bitişik emisyon hattı düğümlerinin (“dış filamentler”) ve yıldız oluşturan bölgelerin, balonun NGC 5128'in genişletilmiş atmosferi boyunca hareket etmesinin neden olduğu termal gövde nedeniyle meydana gelmesini öneriyoruz. ”
Ve şimdi bir devin derinliklerinde biraz daha fazla şey biliyorsunuz…
Bu inanılmaz görüntünün kullanımı için AORAIA üyesi Mike “Strongman” Sidonio'ya çok teşekkürler.
