Vår första inblick i förvirringarna av Centaurus A var den stora bilden. En av de mest uppenbara av alla funktioner är den centrala dammkörfältet som positivt fotograferar i ögat. Låt oss vara medvetna om strålningen och komma bara lite närmare ...
I varje visuell representation av Centaurus A är en av de mest dramatiska av alla funktioner den centrala dammfältet. För det mänskliga ögat är dammet en hindring - som blockerar stjärnljuset och vad som låg bortom. Men till kameran, genom att växla till rödare våglängder kan vi få en glimt av vad som låg bortom. Genom noggrant kontrollerad exponering och filtrering uppträder röda utsläpp från joniserad gas vid H-alfa-linjen, och blå regioner av stjärnbildning längs dammbanan växer till liv - där blå jätte stjärnor bildas. Enligt 2000-undersökning gjord av Wild och Eckart; ”Det interstellära mediet i Centaurus A (NGC 5128) har studerats omfattande under de senaste åren, med mestadels molekylära linjer som spårar låg till medel densitet. Mängden och fördelningen av den täta molekylära gasen var i stort sett okänd. Här presenterar vi nya millimeterdata om rotationsövergångarna och erhållit spektra för emissionen som spårar tät molekylgas i mitten och längs den framträdande dammbanan i offsetpositioner. Vi finner att Centaurus A och Vintergatan är jämförbara i deras linjeljusthet. Mot kärnan är emellertid fraktionen av tät molekylgas uppmätt via linjeluminitetsförhållandet, liksom stjärnbildningseffektiviteten, jämförbar med ultraluminösa infraröda galaxer (ULIRG). Inom dammbanan utanför kärnkraften och för Centaurus A som helhet är dessa mängder mellan ULIRG: s och normala och infraröda lysande galaxer. Detta antyder att det mesta av FIR-ljusstyrkan i Centaurus A härstammar från regioner med mycket tät molekylär gas och hög stjärnbildningseffektivitet. ”
En mycket effektiv stjärnbildande region ... Ja, verkligen. De lysande blå regionerna du ser längs kanterna är helt nya stjärnkluster. Fusion inducerad stjärnbildning ...
Ser du nu varför dammfältet i Centaurus A verkar skrika? Stjärnbildning bildas normalt i de täta delarna av molekylära moln ... kollapsar sig in i en plasmakula för att bilda en stjärna. Men enligt Martig och Bournauds arbete; ”Stjärnbildning i galaxer är för en del drivet av galaxfusioner. Vid låg rödskiftning är stjärnbildningsaktiviteten låg i miljöer med hög densitet som grupper och kluster, och stjärnbildningsaktiviteten för galaxer ökar med deras isolering. Detta stjärnbildnings-täthetsförhållande observeras reverseras vid z ~ 1, vilket hittills inte förklaras av teoretiska modeller. Vi studerar påverkan av tidvattensfältet i en galaxgrupp eller ett kluster på stjärnbildningsaktiviteten för sammanslagna galaxer, med hjälp av N-kroppssimuleringar inklusive gasdynamik och stjärnbildning. Vi finner att den sammanslagningsdrivna stjärnbildningen är betydligt mer aktiv i närheten av sådana kosmologiska strukturer jämfört med sammanslagningar i fältet. Det storskaliga tidvattenfältet kan därmed öka galaxernas aktivitet i täta kosmiska strukturer och bör vara särskilt effektiv vid hög rödskift innan kylningsprocesser träder i kraft i de tätaste regionerna. ”
Men ... Men vad händer om du har en galax som råkar bli tidigt utlösad till stjärnbildning och sedan råkar den bara smälta samman med en annan galax samtidigt? Aaaaah .... Du börjar se ljuset eller inte? Galaxen som slogs samman med NGC 5128 utlöste till en bristning av stjärnbildning, sedan kombinerades den med Centaurus A och en helt ny sak hände. Låt oss titta på Peng och Fords arbete: ”Stjärnströmmar i galaxhalor är den naturliga konsekvensen av en historia om sammanslagning och tillträde. Vi presenterar bevis för en blå tidvattenström av unga stjärnor i den närmaste jätte elliptiska galaxen, NGC 5128 (Centaurus A). Med hjälp av optiska UBVR-färgkartor, oskarpa maskering och adaptiv histogramutjämning upptäcker vi en blå båge i den nordvästra delen av galaxen som spårar en partiell ellips med en apocenter på 8 kpc. Vi rapporterar också om upptäckten av många unga stjärnkluster som är förknippade med bågen. Det ljusaste av dessa kluster bekräftas spektroskopiskt, har en ålder av 350 Myr och kan vara ett protoglobulärt kluster. Det är troligt att denna båge, som skiljer sig från det omgivande skalsystemet och de unga jetrelaterade stjärnorna i nordost, är en tidvis störd stjärnström som kretsar kring galaxen. Både åldern härrörande från de integrerade optiska färgerna i strömmen och dess dynamiska störningstider har värden 200-400 Myr. Vi föreslår att denna ström av unga stjärnor bildades när en dvärg oregelbunden galax, eller ett liknande gasfragment av liknande storlek, genomgick en tidigt utlöst stjärntillverkning när den föll in i NGC 5128 och stördes för 300 Myr sedan. Stjärnorna och stjärnklyngarna i denna ström kommer så småningom att spridas och bli en del av huvuddelen av NGC 5128, vilket tyder på att infall av gasrika dvärgar spelar en roll i byggandet av stjärnhalor och globulära klustrsystem. "
Naturligtvis är utvecklingen i Centaurus A lite chockerande, eller hur? Och chockad gas är vad det handlar om. Säger John Graham; ”Observationsbevis för chockinducerad stjärnbildning återfinns i den nordöstra radioloben i den närliggande radiogalaxen Centaurus A (NGC 5128). Ett gasmoln, som nyligen har upptäckts i H i, påverkas av den intilliggande radiostrålen i den utsträckning som moln kollaps utlöses och lösa kedjor av blå supergigantiska stjärnor bildas. Diffusa moln och filament av joniserad gas har observerats nära gränssnittet mellan H i-molnet och radiostrålen. Dessa visar hastigheter som täcker mer än 550 km sâ''1. Linjeintensiteter i deras spektra är karakteristiska för ett chockrelaterat ursprung med starka [N ii] och [S ii] relativt HÎ ±. Linjen förhållande [O iii] / HÎ ± indikerar ett stort område i excitation som inte är korrelerad med hastighet. Särskilt från denna komponent är en grupp av fyra uppenbarligen normala H ii-regioner som är upphetsade av inbäddade unga stjärnor och vars hastigheter är mycket nära H i-molnet. Stjärnbildningen kommer att fortsätta så länge gasmoln förblir nära radiostrålen. De lösa kedjorna med blå stjärnor i området löses bara för att NGC 5128 är så nära. De rapporterade svaga blå förlängningarna och plommon i mer avlägsna analoger har förmodligen liknande ursprung. ”
Så nu har vi alla slags saker vi har lärt oss djupt inne i denna jätten. Finns det något annat vi borde veta innan vi lämnar den här delen och fortsätter? Åh, du vet det ... Ett supermassivt svart hål 200 miljoner gånger massan av vår egen sol.
Med hjälp av den infraröda visionen från Hubble kan astronomer nu se en varm gasskiva lutas i en annan riktning än riktningen för jetstrålen - indikatorn för det svarta hålet. Det tros att det kan bero på att sammanslagningen är så nyligen och disken ännu inte har anpassats till snurret, eller galaxerna kanske fortfarande spelar dragkamp. Enligt Ethan Schrier från STSCI: ”Detta svarta hål gör sin egen sak. Bortsett från att ta emot färskt bränsle från en upptörd galax, kan det vara glömskt åt resten av galaxen och kollisionen. Vi har hittat en komplicerad situation på en disk inom en disk inom en disk, allt pekande i olika riktningar. ” Den mest häpnadsväckande delen av allt är det svarta hålet i sig kan vara en sammanslagning av två oberoende svarta hål! Är det därför som det finns kärndominerade radiohöga kvasarer här också? Som en radiogalax frisätter den 1000 gånger mjölkens radioenergi i form av stora tvåriktade radiolober som sträcker sig ungefär 800 000 ljusår in i intergalaktiskt rymd. Tja, gissa vad ... Det finns teorier om det också.
Enligt Saxton, Sutherland och Bicknell kan den radiokällan bara vara en plasmabubbla: ”Vi modellerar den nordliga mellersta radioloben i Centaurus A (NGC 5128) som en flytande bubbla av plasma avsatt av en intermittent aktiv jet. Omfattningen av bubblans uppgång och dess morfologi innebär att förhållandet mellan dess täthet och det för den omgivande ISM är mindre än 10 ^ {- 2}, i överensstämmelse med vår kunskap om extragalaktiska jetflyg och minimal fasthållning i föregångsradioloben. Med hjälp av lobens morfologi hittills början av dess stigning genom atmosfären i Centaurus A, drar vi slutsatsen att bubblan har stigit i ungefär 140 mil. Denna tidsskala överensstämmer med den som föreslagits av Quillen et al. (1993) för sedimentering av efterfusionsgas i den för närvarande observerade storskaliga skivan i NGC 5128, vilket antyder en stark koppling mellan den försenade återupprättandet av radioutsläpp och sammanslagningen av NGC 5128 med en liten gasrik galax. Detta antyder en koppling, för radiogalaxer i allmänhet, mellan sammanslagningar och det försenade början av radioutsläpp. I vår modell upptäckte den långsträckta röntgenutsläppsregionen upptäckts av Feigelson et al. (1981), varav en del sammanfaller med den nordliga mellanloben, är termisk gas som härstammar från ISM under bubblan och som har lyfts upp och komprimeras. "Storskalig jet" som visas i radiobilderna från Morganti et al. (1999) kan vara resultatet av samma tryckgradienter som orsakar upphöjningen av den termiska gasen, som verkar på mycket lättare plasma, eller kan representera en stråle som inte stängdes helt av när den norra mellandubben började stiga upp. Vi föreslår att de angränsande utsläppslinjorna (de "yttre filamenten") och stjärnbildande regioner är resultatet av störningen, särskilt den termiska stammen, orsakad av bubblan som rör sig genom den utsträckta atmosfären i NGC 5128. "
Och nu vet du bara lite mer om vad som är djupt inne i en jätte ...
Tack till AORAIA-medlem Mike “Strongman” Sidonio för användningen av denna otroliga bild.
