Không. Vào thời điểm đó, ông kết luận khoảng cách của nó là khoảng 8.000 năm ánh sáng, nhưng ngày nay nó được cho là xa tới 8.000.000. Cái gì tên của nó? NGC 2403
Được phát hiện vào năm 1788 bởi Sir William Herschel, thiên hà xoắn ốc trung gian này là một phần của nhóm M81 / M82 và giống như những người cùng thời với nó, là sản phẩm của sự hợp nhất thiên hà. Cánh tay xoắn ốc phía bắc của nó kết nối với NGC 2404 - đánh đố quầng sáng với những ngôi sao trẻ. Trong bức ảnh thiên văn bậc thầy này được thực hiện bởi Warren Keller, các vùng màu hồng và đỏ biểu thị sự hình thành sao hoạt động, trong khi các cụm mặt trời tân sinh tập hợp trong các hiệp hội OB màu xanh. Giống như một mảnh tốt của ren Ailen, các vùng tối xuất hiện như những lỗ hổng nơi bụi cản ánh sáng. Nhưng NGC 2403 không theo quy tắc. Ở đây, cánh tay thiên hà quay với tốc độ khác nhau.
Độ nhạy cao H Tôi quan sát thiên hà xoắn ốc NGC 2403 gần đó thu được bằng VLA được trình bày và thảo luận. Các đặc tính của lớp H I mở rộng, khác biệt với các lỗ H I, cấu trúc xoắn ốc và sợi dọc bên ngoài được mô tả. Ngoài ra, những dữ liệu mới này cho thấy sự hiện diện của một thành phần dị thường mờ nhạt, mở rộng và động học. Điều này thể hiện trong các cấu hình dòng H I dưới dạng các cánh phát xạ mở rộng về phía vận tốc hệ thống. Ở khu vực trung tâm, đôi cánh này rất rộng (lên tới 150 km / giây) và biểu thị độ lệch lớn so với chuyển động tròn. nói F. Fr Parentali (et al). Chúng tôi đã tách thành phần khí dị thường ra khỏi đĩa lạnh và thu được cho nó một trường vận tốc riêng và đường cong quay riêng. Khối lượng của thành phần dị thường bằng 1/10 tổng khối lượng H I. Tốc độ quay của khí dị thường thấp hơn 25-50 km / s so với đĩa. Trường vận tốc của nó có các trục chính và trục nhỏ không trực giao mà chúng ta giải thích là do chuyển động dòng chảy tổng thể 10-20 km / s về phía trung tâm của thiên hà. Hình ảnh nổi lên từ những quan sát này là một đĩa H I lạnh được bao quanh bởi lớp H I dày và vón cục, đặc trưng bởi chuyển động quay chậm và chuyển động về phía trung tâm. Nguồn gốc của lớp khí dị thường này không rõ ràng. Tuy nhiên, có khả năng là nó có liên quan đến tốc độ hình thành sao cao trong đĩa NGC 2403 và động học của nó là kết quả của một loại cơ chế đài phun nước thiên hà. Chúng tôi đề xuất rằng các phức H H dị thường này có thể giống với một phần của Đám mây Vận tốc Cao của Thiên hà của chúng ta.
Liệu đường cong quay khác nhau này có một ý nghĩa vũ trụ? Theo công trình của E. Battaner và E. Florido: Hồi Chúng tôi xem xét chủ đề về các đường cong xoay của các thiên hà xoắn ốc nhấn mạnh việc giải thích tiêu chuẩn là bằng chứng cho sự tồn tại của halos vật chất tối. Các thiên hà khác với các hình xoắn ốc và các sao lùn loại muộn cũng có thể sở hữu một lượng lớn vật chất tối, và do đó các hình elip, xoắn ốc lùn, thấu kính và các thiên hà vòng cực cũng được xem xét. Hơn nữa, các phương pháp khác để xác định vật chất tối thiên hà, chẳng hạn như các phương pháp được cung cấp bởi nhị phân, vệ tinh hoặc cụm cầu, phải được đưa vào. Các mô hình phân cấp vật chất tối lạnh tạo thành cách tiêu chuẩn để giải thích các đường cong xoay, và do đó, vấn đề trở thành chỉ là một khía cạnh của một lý thuyết tổng quát hơn giải thích cấu trúc và sự hình thành thiên hà. Lý thuyết thay thế cũng được bao gồm. Trong mô hình từ tính, các đường cong quay cũng có thể là một khía cạnh đặc biệt của toàn bộ lịch sử từ tính vũ trụ trong các thời đại khác nhau của Vũ trụ.
Tuy nhiên, mặt khác, có lẽ các vòng quay khác nhau là do chính sự sáp nhập - không có vật chất tối liên quan. Một điểm khá thú vị đã được thực hiện về độ lệch của một số thiên hà so với các đường cong quay phẳng, đặc biệt là vận tốc giảm ở các phần bên ngoài của các đường cong. Những trường hợp như vậy có thể được giải thích theo mô hình khuếch tán bằng cách xem xét các va chạm và tương tác thủy triều giữa các thiên hà. Trong phần giải thích này, lực hấp dẫn dư thừa được coi là do một đám mây của cộng đồng mang theo lực hấp dẫn luôn luôn khuếch tán tự do, mặc dù tập trung nhiều hơn ở một số vùng khác do thời gian cần thiết cho quá trình khuếch tán và kích thước của các khu vực liên quan. Roy J. Britten nói. Khi các tương tác thủy triều xảy ra giữa các thiên hà, một số động lượng có thể được chuyển giữa các ngôi sao, khí và bụi sẽ không được chia sẻ bởi các đám mây khuếch tán, và do đó, sự bất cân xứng trong các lực hấp dẫn sẽ xảy ra. Ví dụ, đám mây và các thiên hà có thể tách ra nếu hai thiên hà hợp nhất vì các thiên hà sẽ chia sẻ động lượng của chúng và các đám mây sẽ độc lập và tiếp tục khuếch tán. Sau đó, các đám mây hấp dẫn mới sẽ được xây dựng từ từ bằng cách khuếch tán từ thiên hà hợp nhất.
Vật chất tối hoặc không có vật chất tối, NGC 2403 (07h 36m 51,4s, + 65 ° 36 09 ″) là một niềm vui để quan sát. Nằm trong chòm sao phía bắc của Camelopardalis, thiên hà xoắn ốc có độ lớn 8.4 độ này có thể được phát hiện trong điều kiện bầu trời tối với ống nhòm 10X50 thông thường. Năm 1954, Fritz Zwicky đã báo cáo một sự kiện siêu tân tinh và 50 năm sau nó lại xảy ra, khiến các nhà thiên văn học băn khoăn về thiên hà này với hạt nhân lùn có độ sáng thấp, Sey Seyt. SN2004 là ngôi sao Vàng màu vàng sáng trong bức chân dung này và nó là vụ nổ sao gần nhất - và sáng nhất - được phát hiện trong hơn một thập kỷ
Gần như thị kính của bạn vào đêm tối tiếp theo!
Rất cám ơn Warren Keller của Billions và Billions và David Plesko đã chia sẻ công việc đáng kinh ngạc của họ!
