Nuestro primer vistazo a las complejidades de Centaurus A fue el panorama general. Una de las características más obvias es la línea central de polvo que cruje positivamente a la vista fotográficamente. Seamos conscientes de la radiación y acerquémonos un poco ...
En cada representación visual de Centaurus A, una de las características más dramáticas es la pista de polvo central. Para el ojo humano, el polvo es una obstrucción: bloquea la luz de las estrellas y lo que hay más allá. Pero, para la cámara, cambiar a longitudes de onda más rojas nos permite vislumbrar lo que hay más allá. A través de exposiciones y filtros cuidadosamente controlados, aparece la emisión roja del gas ionizado en la línea H-alfa, y las regiones azules de formación de estrellas a lo largo del camino de polvo cobran vida, donde se están formando estrellas gigantes azules. Según el estudio de 2000 realizado por Wild y Eckart; “El medio interestelar de Centaurus A (NGC 5128) se ha estudiado ampliamente en los últimos años, utilizando principalmente líneas moleculares que rastrean gas de baja a media densidad. La cantidad y distribución del gas molecular denso era en gran parte desconocido. Aquí presentamos nuevos datos milimétricos de las transiciones rotacionales y los espectros obtenidos de la emisión que traza el gas molecular denso en el centro y a lo largo del carril de polvo prominente en las posiciones de desplazamiento. Encontramos que Centaurus A y la Vía Láctea son comparables en su luminosidad lineal. Sin embargo, hacia el núcleo, la fracción de gas molecular denso medido a través de la relación de luminosidad de la línea, así como la eficiencia de formación de estrellas, es comparable a las galaxias infrarrojas ultraluminosas (ULIRG). Dentro del carril de polvo no nuclear y para Centaurus A en su conjunto, estas cantidades se encuentran entre las de ULIRG y las galaxias luminosas normales e infrarrojas. Esto sugiere que la mayor parte de la luminosidad FIR del Centaurus A se origina en regiones de gas molecular muy denso y alta eficiencia de formación estelar ".
Una región de formación estelar altamente eficiente ... Sí, de hecho. Esas regiones azules brillantes que ves a lo largo de los bordes son nuevos cúmulos estelares. Fusión inducida formación estelar ...
¿Ves ahora por qué la pista de polvo en Centaurus A parece gritar? Normalmente, la formación de estrellas ocurre en las partes densas de las nubes moleculares ... colapsándose en una bola de plasma para formar una estrella. Pero, según el trabajo de Martig y Bournaud; “La formación de estrellas en las galaxias es, en parte, impulsada por las fusiones de galaxias. Con un desplazamiento hacia el rojo bajo, la actividad de formación de estrellas es baja en entornos de alta densidad como grupos y cúmulos, y la actividad de formación de estrellas de las galaxias aumenta con su aislamiento. Se observa que esta relación de formación de estrellas y densidad se invierte en z ~ 1, lo que no se explica por los modelos teóricos hasta ahora. Estudiamos la influencia del campo de marea de un grupo o grupo de galaxias en la actividad de formación estelar de la fusión de galaxias, utilizando simulaciones de N cuerpos que incluyen dinámica de gases y formación estelar. Encontramos que la formación de estrellas impulsada por la fusión es significativamente más activa en la vecindad de tales estructuras cosmológicas en comparación con las fusiones en el campo. El campo de mareas a gran escala puede mejorar la actividad de las galaxias en estructuras cósmicas densas, y debería ser particularmente eficiente en el desplazamiento al rojo alto antes de que los procesos de enfriamiento tengan efecto en las regiones más densas ".
Pero ... Pero, ¿qué sucede si tienes una galaxia que se activa por marea en la formación de estrellas y luego se fusiona con otra galaxia al mismo tiempo? Aaaaah ... Estás comenzando a ver la luz, ¿verdad? La galaxia que se fusionó con NGC 5128 se activó en una explosión de formación estelar, luego se combinó con Centaurus A y sucedió algo completamente nuevo. Echemos un vistazo al trabajo de Peng y Ford: "Las corrientes estelares en halos de galaxias son la consecuencia natural de una historia de fusión y acreción. Presentamos evidencia de una corriente de marea azul de estrellas jóvenes en la galaxia elíptica gigante más cercana, NGC 5128 (Centaurus A). Usando mapas ópticos de color UBVR, enmascaramiento de enfoque y ecualización de histograma adaptativo, detectamos un arco azul en la porción noroeste de la galaxia que traza una elipse parcial con un apocentro de 8 kpc. También informamos sobre el descubrimiento de numerosos cúmulos de estrellas jóvenes que están asociados con el arco. El más brillante de estos grupos está confirmado espectroscópicamente, tiene una edad de 350 Myr y puede ser un grupo protoglobular. Es probable que este arco, que es distinto del sistema de caparazón circundante y de las jóvenes estrellas relacionadas con el jet en el noreste, sea una corriente estelar interrumpida por la marea que orbita la galaxia. Tanto la edad derivada de los colores ópticos integrados de la transmisión como su escala de tiempo de interrupción dinámica tienen valores de 200-400 Myr. Proponemos que esta corriente de estrellas jóvenes se formó cuando una galaxia irregular enana, o un fragmento de gas de tamaño similar, experimentó un estallido de formación estelar desencadenado por la marea cuando cayó en NGC 5128 y fue interrumpida hace 300 Myr. Las estrellas y los cúmulos estelares en esta corriente eventualmente se dispersarán y se convertirán en parte del cuerpo principal de NGC 5128, lo que sugiere que la caída de enanos ricos en gas juega un papel en la construcción de halos estelares y sistemas de cúmulos globulares ".
No hace falta decir que los desarrollos en Centaurus A son un poco impactantes, ¿no es así? Y el gas conmocionado es de lo que se trata. Dice John Graham; "La evidencia de observación de la formación estelar inducida por el choque se encuentra en el radio lóbulo noreste de la radio galaxia Centaurus A (NGC 5128). Una nube de gas, recientemente detectada en H i, es impactada por el chorro de radio adyacente en la medida en que se desencadena el colapso de la nube y se forman cadenas sueltas de estrellas supergigantes azules. Se han observado nubes difusas y filamentos de gas ionizado cerca de la interfaz de la nube H i y el chorro de radio. Estos muestran velocidades que cubren un rango de más de 550 km s−1. Las intensidades de línea en sus espectros son características de un origen relacionado con el choque con fuertes [N ii] y [S ii] en relación con Hα. La relación de línea [O iii] / Hα indica un amplio rango de excitación que no está correlacionado con la velocidad. Distinto de este componente es un grupo de cuatro regiones H ii aparentemente normales que están excitadas por estrellas jóvenes incrustadas y cuyas velocidades son muy cercanas a las de la nube H i. La formación estelar continuará mientras la nube de gas permanezca cerca del chorro de radio. Las cadenas sueltas de estrellas azules en el área se resuelven solo porque NGC 5128 está muy cerca. Las extensiones y plumas azules débiles informadas en análogos más distantes probablemente tengan orígenes similares ".
Así que ahora tenemos todo tipo de cosas que hemos aprendido en lo más profundo de este gigante. ¿Hay algo más que debamos saber antes de dejar esta parte y continuar? Oh, lo sabes ... Un agujero negro supermasivo 200 millones de veces la masa de nuestro propio Sol.
Utilizando la visión infrarroja del Hubble, los astrónomos ahora pueden ver que un disco de gas caliente está inclinado en una dirección diferente de la orientación del chorro, el indicador del agujero negro. Se cree que esto puede deberse a que la fusión es muy reciente y el disco aún no se ha alineado al giro, o las galaxias aún pueden estar jugando tira y afloja. Según Ethan Schrier de STSCI, “este agujero negro está haciendo lo suyo. Además de recibir combustible nuevo de una galaxia devorada, puede ser ajeno al resto de la galaxia y la colisión. Hemos encontrado una situación complicada de un disco dentro de un disco dentro de un disco, todos apuntando en diferentes direcciones ". ¡La parte más sorprendente de todo es que el agujero negro en sí mismo puede ser una fusión de dos agujeros negros independientes! ¿Es por eso que aquí también hay quásares de radio-alto dominados por el núcleo? Como radiogalaxia, libera 1000 veces la energía de radio de la Vía Láctea en forma de grandes lóbulos de radio bidireccionales que se extienden unos 800,000 años luz en el espacio intergaláctico. Bueno, adivina qué ... También hay teorías sobre eso.
Según Saxton, Sutherland y Bicknell, esa fuente de radio puede ser solo una burbuja de plasma: “Modelamos el lóbulo de radio medio norte del Centaurus A (NGC 5128) como una burbuja flotante de plasma depositada por un chorro intermitentemente activo. La extensión del aumento de la burbuja y su morfología implican que la proporción de su densidad con respecto a la del ISM circundante es inferior a 10 ^ {- 2}, de acuerdo con nuestro conocimiento de los chorros extragalácticos y el arrastre mínimo en el lóbulo de radio precursor. Usando la morfología del lóbulo para fechar el comienzo de su ascenso a través de la atmósfera de Centaurus A, concluimos que la burbuja ha estado aumentando durante aproximadamente 140 millones de años. Esta escala de tiempo es consistente con la propuesta por Quillen et al. (1993) para el asentamiento del gas posterior a la fusión en el disco a gran escala actualmente observado en NGC 5128, lo que sugiere una fuerte conexión entre el restablecimiento retrasado de la emisión de radio y la fusión de NGC 5128 con una pequeña galaxia rica en gas. Esto sugiere una conexión, para las radiogalaxias en general, entre las fusiones y el inicio retrasado de la emisión de radio. En nuestro modelo, la región de emisión de rayos X alargada descubierta por Feigelson et al. (1981), parte del cual coincide con el lóbulo medio norte, es gas térmico que se origina en el ISM debajo de la burbuja y que ha sido elevado y comprimido. El "jet a gran escala" que aparece en las imágenes de radio de Morganti et al. (1999) puede ser el resultado de los mismos gradientes de presión que causan la elevación del gas térmico, actuando sobre plasma mucho más ligero, o puede representar un chorro que no se apagó por completo cuando el lóbulo medio norte comenzó a elevarse flotantemente. Proponemos que los nudos de las líneas de emisión adyacentes (los "filamentos externos") y las regiones formadoras de estrellas resultan de la perturbación, en particular el tronco térmico, causado por la burbuja que se mueve a través de la atmósfera extendida de NGC 5128 ".
Y ahora sabes un poco más sobre lo que hay dentro de un gigante ...
Muchas gracias al miembro de AORAIA, Mike "Strongman" Sidonio por el uso de esta increíble imagen.
