Nosso primeiro vislumbre dos meandros do Centaurus A foi o quadro geral. Uma das características mais óbvias é a faixa central de poeira, que crepita positivamente no olho fotograficamente. Vamos ficar atentos à radiação e chegar um pouco mais perto ...
Em todas as representações visuais do Centaurus A, uma das características mais dramáticas é o duto central. Para o olho humano, a poeira é uma obstrução - bloqueando a luz das estrelas e o que está além. Mas, para a câmera, mudar para comprimentos de onda mais vermelhos nos permite vislumbrar o que havia além. Através de exposições e filtros cuidadosamente controlados, a emissão vermelha do gás ionizado na linha H-alfa aparece e as regiões azuis da formação de estrelas ao longo da pista de poeira ganham vida - onde estrelas gigantes azuis estão sendo formadas. De acordo com o estudo de 2000 realizado por Wild e Eckart; “O meio interestelar do Centaurus A (NGC 5128) foi estudado extensivamente nos últimos anos, usando principalmente linhas moleculares que rastreiam gases de baixa a média densidade. A quantidade e distribuição do denso gás molecular era amplamente desconhecida. Aqui, apresentamos novos dados em milímetros das transições rotacionais e obtemos espectros de emissão que traçam denso gás molecular no centro e ao longo da faixa de poeira proeminente em posições de deslocamento. Descobrimos que o Centaurus A e a Via Láctea são comparáveis em sua luminosidade de linha. No entanto, em relação ao núcleo, a fração de gás molecular denso medido pela taxa de luminosidade da linha, bem como a eficiência da formação de estrelas, é comparável às galáxias infravermelhas ultra-luminosas (ULIRGs). Dentro da faixa de poeira não nuclear e para o Centaurus A como um todo, essas quantidades estão entre as dos ULIRGs e as galáxias luminosas normais e infravermelhas. Isso sugere que a maior parte da luminosidade FIR do Centaurus A se origina em regiões com gases moleculares muito densos e alta eficiência na formação de estrelas. ”
Uma região de formação estelar altamente eficiente ... Sim, de fato. Essas regiões azuis brilhantes que você vê ao longo das bordas são novos aglomerados de estrelas. Induzida por fusão formação estelar
Você vê agora por que o cano de poeira do Centaurus A parece gritar? Normalmente a formação de estrelas ocorre nas partes densas das nuvens moleculares ... colapsando em uma bola de plasma para formar uma estrela. Mas, de acordo com o trabalho de Martig e Bournaud; “A formação de estrelas nas galáxias é, em parte, impulsionada por fusões de galáxias. No baixo desvio para o vermelho, a atividade de formação de estrelas é baixa em ambientes de alta densidade, como grupos e aglomerados, e a atividade de formação de estrelas das galáxias aumenta com o seu isolamento. Observa-se que essa relação de formação-densidade de estrelas é invertida em z ~ 1, o que não é explicado pelos modelos teóricos até agora. Estudamos a influência do campo de maré de um grupo ou aglomerado de galáxias na atividade de formação de estrelas da fusão de galáxias, usando simulações do corpo N, incluindo dinâmica de gases e formação de estrelas. Concluímos que a formação de estrelas impulsionada por fusões é significativamente mais ativa nas proximidades de estruturas cosmológicas do que em fusões no campo. O campo de maré em larga escala pode, assim, aumentar a atividade das galáxias em estruturas cósmicas densas e deve ser particularmente eficiente em alto desvio para o vermelho antes que os processos de resfriamento entrem em vigor nas regiões mais densas. ”
Mas ... Mas, o que acontece se você tem uma galáxia que é provocada por uma maré na formação de estrelas e, então, acaba se fundindo com outra galáxia ao mesmo tempo? Aaaaah…. Você está começando a ver que a luz não está? A galáxia que se fundiu com o NGC 5128 foi desencadeada por uma explosão de formação estelar, depois combinada com o Centaurus A e uma coisa totalmente nova aconteceu. Vamos dar uma olhada no trabalho de Peng e Ford: “Fluxos estelares em halos de galáxias são a consequência natural de uma história de fusão e acréscimo. Apresentamos evidências de um fluxo de maré azul de estrelas jovens na galáxia elíptica gigante mais próxima, NGC 5128 (Centaurus A). Usando mapas de cores UBVR ópticos, máscaras de nitidez e equalização de histograma adaptável, detectamos um arco azul na porção noroeste da galáxia que traça uma elipse parcial com um centro de 8 kpc. Também relatamos a descoberta de vários aglomerados de estrelas jovens associados ao arco. O mais brilhante desses clusters é confirmado espectroscopicamente, tem uma idade de 350 Myr e pode ser um cluster protoglobular. É provável que este arco, que é distinto do sistema de conchas circundante e das jovens estrelas relacionadas a jatos no nordeste, seja um fluxo estelar perturbado por marés que orbita a galáxia. Tanto a idade derivada das cores ópticas integradas do fluxo quanto sua escala de tempo de interrupção dinâmica têm valores de 200 a 400 Myr. Propomos que esse fluxo de estrelas jovens tenha se formado quando uma galáxia anã irregular, ou fragmento de gás de tamanho semelhante, sofreu uma explosão de formação estelar provocada por marés quando caiu no NGC 5128 e foi interrompida há 300 Myr. As estrelas e os aglomerados de estrelas nesse fluxo acabarão se dispersando e se tornando parte do corpo principal do NGC 5128, sugerindo que o infall de anões ricos em gás desempenha um papel na construção de halos estelares e sistemas de aglomerados globulares. ”
Escusado será dizer que os desenvolvimentos no Centaurus A são um pouco chocantes, não são? E o gás chocado é o que importa. Diz John Graham; “Evidências observacionais para a formação de estrelas induzidas por choque são encontradas no lóbulo de rádio nordeste da próxima galáxia de rádio Centaurus A (NGC 5128). Uma nuvem de gás, recentemente detectada em Hi, é impactada pelo jato de rádio adjacente, na medida em que o colapso da nuvem é acionado e cadeias soltas de estrelas supergigantes azuis são formadas. Nuvens difusas e filamentos de gás ionizado foram observados perto da interface da nuvem Hi e do jato de rádio. Eles mostram velocidades que cobrem uma faixa de mais de 550 km s1. As intensidades de linha em seus espectros são características de uma origem relacionada ao choque com [N ii] e [S ii] fortes em relação a Ha. A razão da linha [O iii] / Ha indica uma grande faixa de excitação que não está correlacionada com a velocidade. Distinto desse componente está um grupo de quatro regiões HII aparentemente normais, excitadas por estrelas jovens incorporadas e cujas velocidades são muito próximas às da nuvem Hi. A formação de estrelas continuará enquanto a nuvem de gás permanecer próxima ao jato de rádio. As cadeias soltas de estrelas azuis na área são resolvidas apenas porque o NGC 5128 está muito próximo. As extensões e plumas azuis fracas relatadas em análogos mais distantes provavelmente têm origens semelhantes. ”
Então agora temos todo tipo de coisas que aprendemos profundamente dentro deste gigante. Há mais alguma coisa que devemos saber antes de deixarmos esta parte e continuarmos? Ah, você sabe ... Um buraco negro supermassivo 200 milhões de vezes a massa do nosso próprio Sol.
Usando a visão infravermelha do Hubble, os astrônomos agora podem ver um disco de gás quente inclinado em uma direção diferente da orientação do jato - o indicador do buraco negro. Acredita-se que isso ocorra porque a fusão é muito recente e o disco ainda não está alinhado com a rotação, ou as galáxias ainda podem estar jogando cabo de guerra. Segundo Ethan Schrier, da STSCI, “este buraco negro está fazendo suas próprias coisas. Além de receber combustível fresco de uma galáxia devorada, pode ser alheio ao resto da galáxia e à colisão. Descobrimos uma situação complicada de um disco dentro de um disco, apontando para direções diferentes. ” A parte mais surpreendente de tudo é que o próprio buraco negro pode ser uma fusão de dois buracos negros independentes! É por isso que também existem quasares radiofônicos com dominação central? Como uma galáxia de rádio, libera 1000 vezes a energia de rádio da Via Láctea na forma de grandes lóbulos de rádio bidirecionais que se estendem por cerca de 800.000 anos-luz no espaço intergalático. Bem, adivinhem ... Existem teorias sobre isso também.
Segundo Saxton, Sutherland e Bicknell, essa fonte de rádio pode ser apenas uma bolha de plasma: “Modelamos o lóbulo médio do norte do Centaurus A (NGC 5128) como uma bolha flutuante de plasma depositada por um jato intermitentemente ativo. A extensão da ascensão da bolha e sua morfologia implicam que a proporção de sua densidade com a do ISM circundante é menor que 10 ^ {- 2}, consistente com nosso conhecimento de jatos extragaláticos e com o mínimo de arrastamento para o lóbulo de rádio precursor. Utilizando a morfologia do lobo até a data do início de sua ascensão na atmosfera do Centaurus A, concluímos que a bolha está subindo por aproximadamente 140Myr. Essa escala de tempo é consistente com a proposta de Quillen et al. (1993) para a instalação do gás pós-fusão no disco de grande escala atualmente observado no NGC 5128, sugerindo uma forte conexão entre o restabelecimento tardio das emissões de rádio e a fusão do NGC 5128 com uma pequena galáxia rica em gás. Isso sugere uma conexão, para galáxias de rádio em geral, entre fusões e o início tardio da emissão de rádio. Em nosso modelo, a região de emissão de raios-X alongada descoberta por Feigelson et al. (1981), parte da qual coincide com o lobo médio do norte, é o gás térmico que se origina do ISM abaixo da bolha e que foi elevado e comprimido. O “jato de grande escala” que aparece nas imagens de rádio de Morganti et al. (1999) pode ser o resultado dos mesmos gradientes de pressão que causam a elevação do gás térmico, agindo em um plasma muito mais leve, ou pode representar um jato que não se desligou completamente quando o lobo médio do norte começou a subir de forma flutuante. Propomos que os nós da linha de emissão adjacente (os "filamentos externos") e as regiões de formação de estrelas resultem da perturbação, em particular do tronco térmico, causada pela bolha que se move através da atmosfera prolongada do NGC 5128 ".
E agora você sabe um pouco mais sobre o que há dentro de um gigante ...
Muito obrigado ao membro da AORAIA, Mike "Strongman" Sidonio, pelo uso desta imagem incrível.
