„Dragii rapizi ai nopții taie norii complet repede, iar mai apoi strălucește ...” O altă pereche galactică? Descoperită de Friedrich Wilhelm Herschel în 1787, această împerechere galactică specială cunoscută sub numele de Arp 23 își găsește casa în Canes Venetici, iar duo are cu siguranță o istorie plină de culoare. Cea mai mică dintre pereche - NGC 4625 este o galaxie pitică distorsionată clasificată formal ca Sm, o structură care seamănă cu galaxiile spiralate - în special norii Magellanici. Deci, ce are de spus o singură galaxie cu braț?
S-a teoretizat că structura asimetrică ar putea fi rezultatul unei interacțiuni gravitaționale cu NGC 4618 - membrul său mai mare și interactiv din această imagine. Da, structura asimetrică nu este nouă atunci când vine vorba de galaxii care interacționează, dar frecarea este doar o parte din gazul de hidrogen neutru din afara discului optic al NGC 4618. Ce înseamnă asta? Probabil că forma unică a brațului galaxiei nu este un produs al interacțiunii - ci este naturală pentru proprietățile unice ale galaxiei.
În citirea studiilor făcute în 2004 de Bush (și colab.), „Asimetria este o trăsătură comună în galaxiile spiralate și este deosebit de frecventă în rândul spiralelor Magellanice. Pentru a explora modul în care asimetria morfologică și cinematică sunt afectate de galaxiile de companie, analizăm observațiile neutre de hidrogen ale spiralelor Magellanice care interacționează NGC 4618 și NGC 4625. Analiza distribuției HI relevă că aproximativ 10% din masa totală de HI a NGC 4618 se află în o structură de maree în buclă care pare să se înfășoare pe tot parcursul galaxiei. Prin calculele bazate pe profilurile H I derivate, arătăm că NGC 4618 și NGC 4625 nu sunt mai asimetrice decât spiralele Magellanice neinteractive analizate recent de Wilcots & Prescott. De asemenea, derivăm curbe de rotație pentru apropierea și retragerea laturilor fiecărei galaxii. Prin potrivirea curbelor medii cu un model halo izoterm, calculăm mase dinamice de 4,7 - 109 și 9,8 - 109 Msolar, până la 6,7 kpc pentru NGC 4618 și, respectiv, NGC 4625. În timp ce curbele de rotație aveau viteze sistematic mai mari pe partea de retragere a fiecărei galaxii, efectul nu a fost mai pronunțat decât în studiile spiralelor neinteractive. Gradul de asimetrie determinat de interacțiune în ambele galaxii este nedistinguibil de gradul intrinsec de asimetrie al galaxiilor noptice. "
În 1985, A. V. Filippenko a descoperit ceva neobișnuit în spectrul NGC 4618: „Obiectul este aproape sigur o supernovă într-o etapă avansată, deși spectrul său nu se conformează spectrelor de supernove publicate. Pe baza luminozității actuale și a modulului de distanță de NGC 4618, se estimează că obiectul a atins maxim aproximativ 160 de zile în urmă și s-a stins cu 5 până la 6 mag, dacă inițial era o supernovă normală de tip I sau de tip II. De remarcat este faptul că Minkowski (1939, Ap.J. 89, 156) a observat că [OI] 630.0 / 636.4-nm dubletul a fost puternic după 184 zile trecute maxim în spectrul supernovei de tip I 1937C în IC 4182. Caracteristica nu a fost prezent în spectrul SN 1972E în NGC 5253 la aproximativ 400 de zile după maxim (Kirshner și Oke 1975, Ap.J. 200, 574). Datele de predescoperire privind luminozitatea obiectului și observațiile viitoare ale evoluției spectrului său ar fi de mare interes. ”
Mai târziu în acel an: „Spectre optice ale unui obiect stelar strălucitor în apropierea nucleului galaxiei spirale NGC 4618 dezvăluie linii de emisie puternice, foarte largi, similare cu cele din quasari, dar care au lungimi de undă relative greșite. Deși liniile de hidrogen și heliu sunt absente, cele mai proeminente caracteristici pot fi atribuite atomilor neutri de oxigen, sodiu și magneziu la redshift de NGC 4618. Obiectul este aproape sigur o supernova al cărui spectru extrem de neobișnuit poate fi indicat în mod fundamental subclasa nouă. ” Până în 1986, studiile s-au extins și; "Spectrul SN 1985f nu seamănă cu niciun spectru de supernove publicate anterior și se postulează că progenitorul său a fost o stea masivă Wolf-Rayet care a expulzat atmosfera exterioară a lui H și El înainte de explozia supernovei."
Cu toate acestea, adevărata frumusețe a acestei imagini este ceea ce pare a fi regiuni formatoare de stele strălucitoare. Conform studiilor făcute de Elmegreens; „Se sugerează că regiunile proeminente de formare a stelelor apar în apropierea periferiilor spiralelor magellanice și neregulate, deoarece galaxiile experimentează dinamici de gaz similare cu cele din regiunile interzise în interiorul spiralelor cu bariere masive.” Dar ... Interacțiunea dintre cei doi provoacă aceste regiuni exterioare de formare a stelelor? Știința nu pare să creadă așa. Zaritsky spune; „Discurile stelare ale multor galaxii în spirală sunt de două ori mai mari decât se crede în general (și) fenomenul formării stelelor la nivel scăzut, în afara marginilor optice aparente ale discurilor, este comun și de lungă durată.”
Acest lucru este susținut în continuare de studiile făcute de Gil de Paz (și colab.). „Observațiile recente de la ultraviolete (FUV) și aproape UV (NUV) ale galaxiei NGC 4625 din apropiere realizate de Galaxy Evolution Explorer (GALEX) arată prezența unui disc UV extins care atinge de 4 ori raza optică a galaxiei. Culorile UV până la optică sugerează că cea mai mare parte a stelelor de pe discul NGC 4625 sunt în prezent formate, oferind o oportunitate unică de a studia astăzi fizica formării stelelor în condiții similare cu cele când discurile normale ale galaxiilor spirală ca Calea Lactee s-a format mai întâi. În cazul NGC 4625, este posibil ca formarea de stele din discul extins să fie declanșată prin interacțiunea cu NGC 4618 și, eventual, și cu galaxia recent descoperită NGC 4625A. "
Cu toate acestea, formarea stelelor nu este tot ceea ce se întâmplă aici. NGC 4618 și NGC 4625 au fost, de asemenea, studiate pentru spin și există o posibilitate puternică ca interacțiunea mareei să o poată afecta. Conform studiilor făcute de Helou. „Indiciile la originea spinului în galaxii sunt, de asemenea, indicii directe ale mecanismului de formare a galaxiilor. Dovada de până acum este în mod clar împotriva unei simple imagini în care turbulența primordială este sursa spinului. Dar datele sunt în concordanță cu și sugerează ipoteza conform căreia rotirile au fost obținute prin cuplarea mareei; se oferă o discuție detaliată, tratând separat posibilitatea ca efectul să fie primordial și posibilitatea ca acesta să fie un rezultat al evoluției. Sunt acum disponibile date suficiente, încât sunt necesare calcule specifice pentru a accentua predicțiile pentru comportamentul statistic al rotirilor, în special în binare. "
Există încă această pereche mai mult decât întâlnește ochiul? Cu siguranță. Această pereche a fost, de asemenea, studiată pentru nucleele Seyfert - o regiune de miez strălucitoare, compactă, care poate adopta o varietate de forme, purtând poate indicii despre modul în care motorul central este alimentat sau declanșat. Studiile arată că nucleele Seyfert se pot întâmpla mai frecvent între spiralele care interacționează - dar mai mult decât cele care interacționează puternic, mai degrabă decât cu denaturarea mareelor extreme. Lucrarea fascinantă a fost făcută inițial de Bill Keel, iar descoperirile sale au fost susținute de studii ulterioare. Este foarte posibil ca acest fenomen să se producă pur și simplu ca un proces natural, iar caracteristicile spectrale ale stelelor Wolf-Rayet au fost, de asemenea, detectate. Atât de mulți factori pot intra în joc!
Indiferent de ceea ce se întâmplă în această pereche neobișnuită de formare a „interiorului” - fie că este vorba de o detectare a unei găuri negre sau doar de o rafală de rază gamma de lungă durată - ele fac pentru un studiu fascinant și o imagine cu adevărat frumoasă. „Dacă ne-am jignit umbrele, gândește-te, dar asta, și totul se remediază, că ai, dar te-ai adormit aici În timp ce aceste viziuni au apărut. Și această temă slabă și inactivă, Nu mai cedează, ci un vis, neamurilor, nu o repreface; Dacă iertați, ne vom repara. ”
Lumina pentru această imagine minunată a fost adunată pe o perioadă de aproximativ 7,5 ore de către membrul AORAIA, Martin Winder, și apoi procesată de membru Dr. Dietmar Hager. Le mulțumim amândurora pentru aspectul exclusiv al acestui frumos duo de galaxii.
