Những con rồng nhanh nhẹn trong đêm có thể cắt những đám mây đầy nhanh chóng Được phát hiện bởi Friedrich Wilhelm Herschel vào năm 1787, cặp thiên hà đặc biệt này được gọi là Arp 23 tìm thấy ngôi nhà của mình ở Canes Venetici và bộ đôi này chắc chắn có một lịch sử đầy màu sắc. Nhỏ hơn của cặp - NGC 4625 là một thiên hà lùn bị biến dạng chính thức được phân loại là Sm, một cấu trúc giống như các thiên hà xoắn ốc - đặc biệt là các đám mây Magellan. Vì vậy, một thiên hà cánh tay duy nhất phải nói gì cho chính nó?
Nó đã được đưa ra giả thuyết rằng cấu trúc bất đối xứng có thể là kết quả của sự tương tác hấp dẫn với NGC 4618 - thành viên tương tác lớn hơn của nó trong bức tranh này. Đúng, cấu trúc bất đối xứng không phải là mới khi nói đến các thiên hà tương tác, nhưng chà chỉ là một số khí hydro trung tính bên ngoài đĩa quang của NGC 4618. Điều đó có nghĩa là gì? Rất có thể hình dạng cánh tay duy nhất của thiên hà là một sản phẩm của sự tương tác - nhưng tự nhiên đối với các thuộc tính độc đáo, riêng của thiên hà.
Trong các nghiên cứu đọc được thực hiện vào năm 2004 bởi Bush (et al), As Asmetmetry là một đặc điểm phổ biến trong các thiên hà xoắn ốc và đặc biệt thường xuyên trong các xoắn ốc Magellanic. Để khám phá sự bất cân xứng về hình thái và động học bị ảnh hưởng bởi các thiên hà đồng hành, chúng tôi phân tích các quan sát hydro trung tính của các xoắn ốc Magellanic tương tác NGC 4618 và NGC 4625. Phân tích phân bố HI cho thấy khoảng 10% tổng khối lượng HI của NGC 4618 nằm trong một cấu trúc thủy triều vòng lặp xuất hiện bao bọc khắp thiên hà. Thông qua các tính toán dựa trên các cấu hình H I dẫn xuất, chúng tôi cho thấy NGC 4618 và NGC 4625 không đối xứng hơn so với các xoắn ốc Magellanic không tương tác được phân tích gần đây bởi Wilcots & Prescott. Chúng tôi cũng rút ra các đường cong xoay cho các cạnh tiếp cận và rút dần của mỗi thiên hà. Bằng cách khớp các đường cong trung bình với mô hình quầng đẳng nhiệt, chúng tôi tính toán khối lượng động học của 4,7Ã 109 và 9,8Ã 109 tương ứng với 6,7 kpc cho NGC 4618 và NGC 4625, tương ứng. Mặc dù các đường cong quay có vận tốc cao hơn một cách có hệ thống ở phía bên của mỗi thiên hà, nhưng hiệu ứng này không rõ rệt hơn trong các nghiên cứu về các xoắn ốc không tương tác. Mức độ không đối xứng theo hướng tương tác trong cả hai thiên hà không thể phân biệt được với mức độ không đối xứng nội tại của các thiên hà bị lệch.
Năm 1985, A. V. Filippenko đã phát hiện ra một điều bất thường trong quang phổ NGC 4618: Hiện vật Đối tượng gần như chắc chắn là siêu tân tinh trong giai đoạn tiên tiến, mặc dù phổ của nó không phù hợp với phổ siêu tân tinh được công bố. Dựa trên độ sáng hiện tại và trên mô đun khoảng cách của NGC 4618, ước tính vật thể đạt tối đa khoảng 160 ngày trước và đã mờ dần từ 5 đến 6 mag, nếu ban đầu là siêu tân tinh loại I hoặc loại II bình thường. Đáng chú ý là Minkowski (1939, Ap.J. 89, 156) đã quan sát thấy cặp song song [OI] 630.0 / 636.4nm trở nên mạnh mẽ sau 184 ngày vượt quá mức tối đa trong phổ của siêu tân tinh loại I 1937C trong IC 4182. Tính năng này đã không có mặt trong quang phổ của SN 1972E trong NGC 5253 khoảng 400 ngày sau khi tối đa (Kirshner và Oke 1975, Ap.J. 200, 574). Dữ liệu khám phá trước về độ sáng của vật thể và các quan sát trong tương lai về sự phát triển của quang phổ của nó sẽ rất đáng quan tâm.
Cuối năm đó: Quang phổ Quang phổ của một vật thể sao sáng gần hạt nhân của thiên hà xoắn ốc NGC 4618 cho thấy các vạch phát xạ mạnh, rất rộng tương tự như các quasar nhưng có bước sóng tương đối sai. Mặc dù các dòng hydro và heli không có, các đặc điểm nổi bật nhất có thể được quy cho các nguyên tử trung tính của oxy, natri và magiê trong dịch chuyển đỏ của NGC 4618. Vật thể này gần như chắc chắn là một siêu tân tinh có phổ cực kỳ khác thường có thể là dấu hiệu của một nguyên tắc cơ bản phân lớp mới. Đến năm 1986, các nghiên cứu đã mở rộng và; Quang phổ của SN 1985f không giống với bất kỳ quang phổ siêu tân tinh nào được công bố trước đây và người ta cho rằng tổ tiên của nó là một ngôi sao Wolf-Rayet khổng lồ đã trục xuất bầu khí quyển bên ngoài của H và He trước vụ nổ siêu tân tinh.
Tuy nhiên, vẻ đẹp thực sự của bức tranh này là những gì dường như là các khu vực hình thành sao lấp lánh. Theo các nghiên cứu được thực hiện bởi Elmegreen; Một gợi ý rằng các khu vực hình thành sao nổi bật xảy ra gần các vùng ngoại vi của các vòng xoắn Magellanic và các vật bất định vì các thiên hà trải qua các động lực khí tương tự như ở các vùng cấm bên trong của các xoắn ốc có khối lượng lớn. Nhưng có phải sự tương tác giữa hai thứ mà điều này gây ra cho các khu vực hình thành sao bên ngoài này không? Khoa học không có vẻ như nghĩ như vậy. Zaritsky nói; Các đĩa sao của nhiều thiên hà xoắn ốc lớn gấp đôi so với suy nghĩ thông thường (và) hiện tượng hình thành sao ở mức độ thấp bên ngoài các cạnh quang học rõ ràng của các đĩa là phổ biến và tồn tại lâu dài.
Điều này được hỗ trợ thêm bởi các nghiên cứu được thực hiện bởi Gil de Paz (et al). Các quan sát tia cực tím (FUV) và tia cực tím (NUV) gần đây của thiên hà gần đó NGC 4625 do Galaxy Evolution Explorer (GALEX) tạo ra cho thấy sự hiện diện của một đĩa UV mở rộng đạt tới 4 lần bán kính quang học của thiên hà. Màu sắc từ tia cực tím cho thấy phần lớn các ngôi sao trong đĩa NGC 4625 hiện đang được hình thành, mang đến cơ hội duy nhất để nghiên cứu vật lý hình thành sao trong điều kiện tương tự như khi các đĩa thiên hà xoắn ốc bình thường như Dải Ngân hà hình thành đầu tiên. Trong trường hợp NGC 4625, sự hình thành sao trong đĩa mở rộng có khả năng được kích hoạt bởi sự tương tác với NGC 4618 và cũng có thể với thiên hà NGC 4625A mới được phát hiện.
Tuy nhiên, sự hình thành sao không phải là tất cả những gì diễn ra ở đây. NGC 4618 và NGC 4625 cũng đã được nghiên cứu cho spin, và có khả năng tương tác thủy triều có thể ảnh hưởng đến nó. Theo các nghiên cứu được thực hiện bởi Helou. Những manh mối về nguồn gốc của spin trong các thiên hà cũng là manh mối trực tiếp cho cơ chế hình thành thiên hà. Bằng chứng cho đến nay rõ ràng là chống lại một bức tranh đơn giản trong đó nhiễu loạn nguyên thủy là nguồn gốc của spin. Nhưng dữ liệu phù hợp với, và gợi ý về giả thuyết quay được thu được thông qua việc điều khiển thủy triều; một cuộc thảo luận chi tiết được đưa ra, xử lý riêng khả năng hiệu ứng là nguyên thủy và khả năng đó là kết quả của sự tiến hóa. Đủ dữ liệu hiện đang có sẵn mà các tính toán cụ thể được yêu cầu để làm sắc nét các dự đoán cho hành vi thống kê của các vòng quay, đặc biệt là trong các tệp nhị phân.
Vẫn còn nhiều thứ cho cặp đôi này hơn là bắt mắt? Chắc chắn rồi. Cặp này cũng đã được nghiên cứu cho hạt nhân Seyfert - một vùng lõi nhỏ gọn, rực rỡ, có thể có nhiều dạng khác nhau, có thể mang theo manh mối về cách thức động cơ trung tâm được cho ăn hoặc kích hoạt. Các nghiên cứu cho thấy hạt nhân Seyfert có thể xảy ra thường xuyên hơn giữa các xoắn ốc tương tác - nhưng nhiều hơn những hạt nhân chỉ tương tác mạnh mẽ, thay vì biến dạng thủy triều cực đoan. Công việc hấp dẫn ban đầu được thực hiện bởi Bill Keel và những phát hiện của ông được hỗ trợ bởi các nghiên cứu sau này. Cũng có khả năng hiện tượng này đơn giản xảy ra như một quá trình tự nhiên và các đặc điểm quang phổ của các ngôi sao Wolf-Rayet cũng đã được phát hiện. Vì vậy, nhiều yếu tố khác nhau có thể đi vào chơi!
Bất kể điều gì xảy ra trong cặp đôi bất thường này bên trong cặp đôi hình thành - có thể là phát hiện lỗ đen hoặc chỉ là vụ nổ tia gamma trong thời gian dài - chúng tạo nên một nghiên cứu hấp dẫn và hình ảnh thực sự đẹp. Nếu chúng ta bóng tối đã xúc phạm, hãy suy nghĩ nhưng điều này, và tất cả đã được sửa đổi, rằng bạn có nhưng ngủ gật ở đây trong khi những tầm nhìn này đã xuất hiện. Và chủ đề yếu đuối và nhàn rỗi này, Không còn năng suất nữa, nhưng một giấc mơ, Gentles, không bắt bẻ; Nếu bạn tha thứ, chúng tôi sẽ sửa chữa.
Ánh sáng cho hình ảnh tuyệt vời này được thu thập trong khoảng 7,5 giờ bởi thành viên AORAIA Martin Winder và sau đó được xử lý bởi thành viên Tiến sĩ Dietmar Hager. Chúng tôi cảm ơn cả hai vì cái nhìn độc quyền về bộ đôi thiên hà tuyệt đẹp này.
