Cái nhìn đầu tiên của chúng tôi về sự phức tạp của Centaurus A là bức tranh lớn. Một trong những đặc điểm rõ ràng nhất của tất cả các tính năng là làn bụi trung tâm tích cực làm nứt mắt. Hãy để tâm chú ý đến bức xạ và đến gần hơn một chút.
Trong mọi đại diện trực quan của Centaurus A, một trong những tính năng ấn tượng nhất trong tất cả các tính năng là bụi trung tâm. Đối với mắt người, bụi là một vật cản - chặn ánh sao và những gì nằm ngoài. Nhưng, đối với máy ảnh, việc chuyển sang bước sóng đỏ hơn cho phép chúng ta nhìn thoáng qua những gì nằm ngoài. Thông qua các phơi nhiễm và lọc được kiểm soát cẩn thận, phát xạ màu đỏ từ khí ion hóa ở vạch H-alpha xuất hiện và các khu vực hình thành sao màu xanh dọc theo đường bụi mùa xuân đến sự sống - nơi các ngôi sao khổng lồ màu xanh đang hình thành. Theo nghiên cứu năm 2000 được thực hiện bởi Wild và Eckart; Môi trường giữa các vì sao của Centaurus A (NGC 5128) đã được nghiên cứu rộng rãi trong những năm gần đây, sử dụng hầu hết các dòng phân tử truy tìm khí mật độ thấp đến trung bình. Số lượng và phân phối của khí phân tử dày đặc phần lớn chưa được biết. Ở đây chúng tôi trình bày dữ liệu milimet mới của các chuyển đổi quay và thu được phổ phát xạ theo dõi khí phân tử dày đặc ở trung tâm và dọc theo làn bụi nổi bật tại các vị trí bù. Chúng tôi thấy rằng Centaurus A và Dải Ngân hà có thể so sánh về độ sáng của dòng. Tuy nhiên, về phía hạt nhân, phần khí phân tử đậm đặc được đo thông qua tỷ lệ độ chói của dòng, cũng như hiệu suất hình thành sao, có thể so sánh với các thiên hà hồng ngoại siêu sáng (ULIRGs). Trong phạm vi bụi phi hạt nhân và đối với Centaurus A, toàn bộ các đại lượng này nằm giữa các thiên hà và các thiên hà phát sáng thông thường và hồng ngoại. Điều này cho thấy phần lớn độ sáng FIR của Centaurus A bắt nguồn từ các vùng khí phân tử rất đậm đặc và hiệu quả hình thành sao cao.
Một khu vực hình thành sao hiệu quả cao Có, thực sự. Những vùng màu xanh rực rỡ mà bạn nhìn thấy dọc theo các cạnh là các cụm sao hoàn toàn mới. Sáp nhập gây ra hình thành sao
Bây giờ bạn có thấy tại sao người bụi trong Centaurus A xuất hiện để hét lên không? Thông thường sự hình thành sao xảy ra trong các phần dày đặc của các đám mây phân tử, tự sụp đổ thành một quả cầu plasma để tạo thành một ngôi sao. Nhưng, theo công việc của Martig vàTHERaud; Sự hình thành sao Star trong các thiên hà là một phần do sự hợp nhất của thiên hà. Ở độ dịch chuyển thấp, hoạt động hình thành sao thấp trong môi trường mật độ cao như các nhóm và cụm và hoạt động hình thành sao của các thiên hà tăng lên cùng với sự cô lập của chúng. Mối quan hệ mật độ hình thành sao này được quan sát là đảo ngược ở z ~ 1, điều này không được giải thích bằng các mô hình lý thuyết cho đến nay. Chúng tôi nghiên cứu ảnh hưởng của trường thủy triều của một nhóm thiên hà hoặc cụm sao đối với hoạt động hình thành sao của các thiên hà hợp nhất, sử dụng mô phỏng cơ thể N bao gồm động lực khí và hình thành sao. Chúng tôi thấy rằng sự hình thành sao theo hướng sáp nhập hoạt động mạnh hơn đáng kể trong vùng lân cận của các cấu trúc vũ trụ như vậy so với các vụ sáp nhập trong lĩnh vực này. Do đó, trường thủy triều quy mô lớn có thể tăng cường hoạt động của các thiên hà trong các cấu trúc vũ trụ dày đặc và phải đặc biệt hiệu quả khi dịch chuyển đỏ cao trước khi các quá trình dập tắt có hiệu lực ở các khu vực dày đặc nhất.
Nhưng, Nhưng điều gì xảy ra nếu bạn có một thiên hà được kích hoạt theo chiều hướng thành sự hình thành sao và sau đó nó sẽ xảy ra để hợp nhất với một thiên hà khác cùng một lúc? Aaaaah đào. Bạn bắt đầu thấy ánh sáng aren bạn? Thiên hà hợp nhất với NGC 5128 đã được kích hoạt thành một đợt hình thành sao, sau đó nó kết hợp với Centaurus A và một điều hoàn toàn mới đã xảy ra. Hãy cùng nhìn vào công việc của Bành và Ford: Dòng suối Stellar trong dải ngân hà là kết quả tự nhiên của lịch sử hợp nhất và bồi đắp. Chúng tôi trình bày bằng chứng cho một dòng thủy triều màu xanh của các ngôi sao trẻ trong thiên hà hình elip khổng lồ gần nhất, NGC 5128 (Centaurus A). Sử dụng bản đồ màu UBVR quang học, mặt nạ unsharp và cân bằng biểu đồ thích ứng, chúng tôi phát hiện một vòng cung màu xanh lam ở phía tây bắc của thiên hà có hình elip một phần với một apocenter 8 kpc. Chúng tôi cũng báo cáo về việc phát hiện ra nhiều cụm sao trẻ có liên quan đến vòng cung. Điểm sáng nhất của các cụm này được xác nhận bằng phương pháp quang phổ, có tuổi 350 Lượng và có thể là cụm sao hình cầu. Có khả năng vòng cung này, khác biệt với hệ thống vỏ xung quanh và các ngôi sao trẻ liên quan đến máy bay phản lực ở phía đông bắc, là một dòng sao bị phá vỡ theo xu hướng quay quanh thiên hà. Cả độ tuổi bắt nguồn từ màu sắc quang học tích hợp của luồng và thời gian gián đoạn động của nó có giá trị 200-400 Lượng. Chúng tôi đề xuất rằng dòng sao trẻ này được hình thành khi một thiên hà không đều lùn, hoặc mảnh khí có kích thước tương tự, trải qua một đợt bùng nổ hình thành sao khi nó rơi vào NGC 5128 và bị phá vỡ 300 dặm trước. Các ngôi sao và cụm sao trong luồng này cuối cùng sẽ phân tán và trở thành một phần của cơ thể chính của NGC 5128, cho thấy rằng các sao lùn giàu khí đóng vai trò trong việc xây dựng các sao halos và hệ thống cụm sao.
Không cần phải nói, sự phát triển trong Centaurus A có hơi gây sốc, phải không? Và khí gây sốc là những gì nó tất cả về. John Graham nói; Bằng chứng quan sát cho thấy sự hình thành sao gây sốc được tìm thấy trong thùy vô tuyến phía đông bắc của thiên hà vô tuyến gần đó Centaurus A (NGC 5128). Một đám mây khí, được phát hiện gần đây ở H i, bị tác động bởi máy bay vô tuyến liền kề đến mức sự sụp đổ của đám mây được kích hoạt và các chuỗi sao siêu lỏng màu xanh lỏng lẻo được hình thành. Các đám mây khuếch tán và các sợi khí ion hóa đã được quan sát gần giao diện của đám mây H i và máy bay phản lực vô tuyến. Những vận tốc này cho thấy vận tốc bao phủ phạm vi hơn 550 km. Cường độ dòng trong quang phổ của chúng là đặc trưng của nguồn gốc liên quan đến sốc với [N ii] và [S ii] mạnh so với HÎ ±. Tỷ lệ dòng [O iii] / HÎ ± cho thấy phạm vi kích thích lớn không tương quan với vận tốc. Khác biệt với thành phần này là một nhóm gồm bốn vùng H ii rõ ràng bình thường, được kích thích bởi các ngôi sao trẻ được nhúng và vận tốc của nó rất gần với đám mây H i. Sự hình thành sao sẽ tiếp tục miễn là đám mây khí vẫn ở gần máy bay phản lực vô tuyến. Các chuỗi sao xanh lỏng lẻo trong khu vực chỉ được giải quyết vì NGC 5128 rất gần. Các phần mở rộng màu xanh mờ được báo cáo và các luồng tương tự ở xa hơn có thể có nguồn gốc tương tự.
Vì vậy, bây giờ chúng ta có tất cả những thứ mà chúng ta đã học được sâu bên trong người khổng lồ này. Có bất cứ điều gì khác chúng ta nên biết trước khi chúng ta rời khỏi phần này và tiếp tục? Ồ, bạn biết đấy, một hố đen khổng lồ gấp 200 triệu lần khối lượng Mặt trời của chúng ta.
Sử dụng tầm nhìn hồng ngoại của Hubble, các nhà thiên văn học giờ đây có thể thấy một đĩa khí nóng được nghiêng theo một hướng khác với hướng của máy bay phản lực - chỉ báo của lỗ đen. Nó tin rằng điều này có thể là do sự hợp nhất này rất gần đây và đĩa chưa được liên kết với vòng quay, hoặc các thiên hà vẫn có thể chơi trò kéo co. Theo Ethan Schrier của STSCI, Lỗ đen này đang làm việc của riêng mình. Ngoài việc nhận nhiên liệu tươi từ một thiên hà bị nuốt chửng, nó có thể bị lãng quên với phần còn lại của thiên hà và vụ va chạm. Chúng tôi đã tìm thấy một tình huống phức tạp của một đĩa trong một đĩa trong một đĩa, tất cả đều chỉ theo các hướng khác nhau. Phần đáng kinh ngạc nhất trong tất cả là lỗ đen có thể là sự hợp nhất của hai lỗ đen độc lập! Đây có phải là lý do tại sao có các quasar vô tuyến thống trị cốt lõi ở đây không? Là một thiên hà vô tuyến, nó giải phóng 1000 lần năng lượng vô tuyến của Dải Ngân hà dưới dạng các thùy vô tuyến hai chiều lớn kéo dài khoảng 800.000 năm ánh sáng vào không gian liên thiên hà. Chà, đoán xem những gì mà ở đó có những lý thuyết về vấn đề đó.
Theo Saxton, Sutherland và Bicknell, nguồn phát thanh đó có thể chỉ là một bong bóng plasma: Hồi Chúng tôi mô hình thùy vô tuyến giữa phía bắc của Centaurus A (NGC 5128) như một bong bóng plasma nổi do một máy bay phản lực hoạt động không liên tục. Mức độ gia tăng của bong bóng và hình thái của nó ngụ ý rằng tỷ lệ mật độ của nó với ISM xung quanh là ít hơn 10 ^ {- 2}, phù hợp với kiến thức của chúng ta về máy bay phản lực ngoài vũ trụ và sự xâm nhập tối thiểu vào thùy vô tuyến tiền thân. Sử dụng hình thái của thùy cho đến ngày bắt đầu tăng lên thông qua bầu khí quyển của Centaurus A, chúng tôi kết luận rằng bong bóng đã tăng lên khoảng 140Myr. Thang thời gian này phù hợp với đề xuất của Quillen et al. (1993) cho việc xử lý khí sau sáp nhập vào đĩa quy mô lớn được quan sát hiện tại trong NGC 5128, cho thấy mối liên hệ chặt chẽ giữa việc tái lập phát xạ vô tuyến bị trì hoãn và sáp nhập NGC 5128 với một thiên hà giàu khí nhỏ. Điều này cho thấy một kết nối, cho các thiên hà vô tuyến nói chung, giữa các vụ sáp nhập và sự phát xạ chậm trễ của sự phát xạ vô tuyến. Trong mô hình của chúng tôi, vùng phát xạ tia X kéo dài được phát hiện bởi Feigelson et al. (1981), một phần trùng với thùy giữa phía bắc, là khí nhiệt có nguồn gốc từ ISM bên dưới bong bóng và đã được nâng lên và nén lại. Máy bay phản lực quy mô lớn của người Viking xuất hiện trong các hình ảnh radio của Morganti et al. (1999) có thể là kết quả của các gradient áp suất tương tự gây ra sự gia tăng của khí nhiệt, hoạt động trên plasma nhẹ hơn nhiều hoặc có thể đại diện cho một máy bay phản lực không tắt hoàn toàn khi thùy giữa phía bắc bắt đầu nổi lên. Chúng tôi đề xuất rằng các nút thắt của đường phát xạ liền kề (các dây tóc bên ngoài rời ra) và các khu vực hình thành sao là do sự xáo trộn, đặc biệt là thân nhiệt, do bong bóng di chuyển qua bầu khí quyển mở rộng của NGC 5128.
Và bây giờ bạn đã biết thêm một chút về những gì sâu thẳm bên trong một con tàu khổng lồ
Rất cám ơn thành viên AORAIA, Mike xông Strongman xông Sidonio vì đã sử dụng hình ảnh đáng kinh ngạc này.
