In dieser Nacht - dem 6. Oktober - 1784 war Sir William Herschel am Okular seines Teleskops mit einer neuen Galaxie beschäftigt, die er gerade entdeckt hatte. Herschel hat es in seinem fünften Katalog als Entdeckung 19 markiert, aber als er aufgeregt über die Entdeckungen seiner Schwester Caroline sprach, machte er einen Fehler. Lass uns lernen…
Obwohl William Herschel später NGC 891 mit Carolines unabhängiger Entdeckung von NGC 205 (M110) verwechselte, können Sie verstehen, wie das Astronomie-Team von Bruder und Schwester ehrlich einen Fehler machen konnte. In den Worten von Caroline Herschel; „Ich wusste zu wenig über den wahren Himmel, um auf jedes Objekt hinweisen zu können, um es wiederzufinden, ohne zu viel Zeit zu verlieren, indem ich den Atlas konsultiere. Aber all diese Probleme wurden beseitigt, als ich wusste, dass mein Bruder mit seinen verschiedenen Instrumenten auf Doppelsternen, Planeten usw. nicht weit entfernt Beobachtungen machte, und ich konnte seine Hilfe sofort erhalten, wenn ich einen Nebel oder eine Gruppe von Sternen fand. von denen ich beabsichtigte, einen Katalog zu geben; aber Ende 1783 hatte ich erst vierzehn markiert, als mein Kehren unterbrochen wurde, indem ich damit beschäftigt war, die Beobachtungen meines Bruders mit dem Zwanzig Fuß aufzuschreiben. "
Seltsamerweise wurde Herschels Fehler von Admiral William Henry Smyth verewigt - der, als er sich von der Royal Navy zurückzog, seine Zeit in seinem privaten Observatorium verbrachte, das mit einem 6-Zoll-Refraktor ausgestattet war. Dort beobachtete er eine Vielzahl von Deep-Sky-Objekten, darunter Doppelsterne, Cluster und Nebel, und führte sorgfältige Aufzeichnungen über seine Beobachtungen, wobei er seine Arbeit als „Zyklus der Himmelsobjekte“ veröffentlichte - einschließlich Herschels Fehler. Aber spielt es am Ende wirklich eine Rolle, welcher Herschel es entdeckt hat? Es kommt darauf an, was da draußen ist ...
NGC 891 befindet sich etwa 30 Millionen Lichtjahre entfernt im lokalen Supercluster und ist von einem kalten, gasförmigen Lichthof umgeben. Nach Tom Oosterloo (et al.); „HI-Beobachtungen gehören zu den tiefsten, die jemals an einer externen Galaxie durchgeführt wurden. Sie zeigen einen riesigen gasförmigen Lichthof, der viel länger ist als zuvor und fast 30% des HI enthält. Dieser HI-Lichthof zeigt Strukturen auf verschiedenen Skalen. Auf einer Seite befindet sich ein Filament (in Projektion), das sich vertikal von der Scheibe bis zu 22 kpc erstreckt. Es werden auch kleine Halowolken erkannt, von denen einige verbotene (scheinbar gegenläufige) Geschwindigkeiten aufweisen. Die Gesamtkinematik des Halogases ist durch eine gegenüber der Scheibe verzögerte Differenzialrotation gekennzeichnet. Die Verzögerung, die bei kleinen Radien stärker ausgeprägt ist, nimmt mit der Höhe von der Ebene zu. Es gibt Hinweise darauf, dass ein erheblicher Teil des Halos auf einen galaktischen Brunnen zurückzuführen ist. Die Akkretion aus dem intergalaktischen Raum kann auch eine Rolle beim Aufbau des Halos und bei der Bereitstellung von Material mit geringem Drehimpuls spielen, das zur Berücksichtigung der beobachteten Rotationsverzögerung erforderlich ist. Das lange HI-Filament und die gegenläufigen Wolken können ein direkter Beweis für eine solche Akkretion sein. “
Akkretion? Akkretion von wo? Sammelt NGC 891 Material von woanders? Scheinbar so. Laut Arbeit von Mapelli (et al.): „Es ist seit langem bekannt, dass ein großer Teil der Scheibengalaxien schief ist. Wir simulieren drei verschiedene Mechanismen, die zu Einseitigkeit führen können: Vorbeiflug-Wechselwirkungen, Gasakkretion aus kosmologischen Filamenten und Staudruck aus dem intergalaktischen Medium. Beim Vergleich der Morphologien, des HI-Spektrums, der Kinematik und der m = 1-Fourier-Komponenten stellen wir fest, dass alle diese Mechanismen in Galaxien einseitig sein können, wenn auch in unterschiedlichem Ausmaß und mit beobachtbaren Konsequenzen. Die Zeitskala, über die die Einseitigkeit anhält, legt nahe, dass Vorbeiflüge zu ~ 20 Prozent der einseitigen Galaxien beitragen können. Wir konzentrieren unseren detaillierten Vergleich auf den Fall von NGC 891, einer einseitigen Randgalaxie mit einem nahe gelegenen Begleiter (UGC 1807). Wir stellen fest, dass die Haupteigenschaften von NGC 891 (Morphologie, HI-Spektrum, Rotationskurve, Existenz eines gasförmigen Filaments in Richtung UGC 1807) ein Vorbeiflugereignis für den Ursprung der Einseitigkeit in dieser Galaxie begünstigen. “
Ah, ha! Wir haben also eine Begleitgalaxie in der Nähe. Wir haben kürzlich erfahren, dass das Kombinieren von Galaxien Starburst-Aktivität erzeugt, und der Fall gilt auch für NGC 891. Studien, die erst im Juni 2008 durchgeführt wurden, weisen auf eine Starust-Aktivität hin, die auf der Stärke der Merkmale des polycyclischen aromatischen Kohlenwasserstoffs (PAK) basiert. Und wo sind diese PAK? Warum natürlich im Heiligenschein? Rand (et al.): „Wir präsentieren Infrarotspektroskopie vom Spitzer-Weltraumteleskop an einer Scheibenposition und zwei Positionen in einer Höhe von 1 kpc von der Scheibe in der Randspirale NGC 891 mit dem primären Ziel der Halo-Ionisation zu studieren. Unser Hauptergebnis ist, dass das [Ne III] / [Ne II] -Verhältnis, das ein Maß für die Härte des ionisierenden Spektrums liefert, das frei von den Hauptproblemen ist, die die optischen Linienverhältnisse belasten, in den extraplanaren Ausrichtungen relativ zur Scheibenausrichtung verbessert wird. Unter Verwendung eines 2D-Monte-Carlo-basierten Photoionisationscodes, der die Auswirkungen der Strahlungsfeldhärtung berücksichtigt, stellen wir fest, dass dieser Trend von keinem plausiblen Photoionisationsmodell reproduziert werden kann und dass eine sekundäre Ionisationsquelle daher in gasförmigen Halos arbeiten muss. Wir präsentieren auch die ersten spektroskopischen Nachweise von extraplanaren PAK-Merkmalen in einer externen normalen Galaxie. Wenn sie sich in einer exponentiellen Schicht befinden, werden für die verschiedenen Merkmale sehr grobe Emissionsskalenhöhen von 330-530 pc impliziert. Das Aussterben kann in der Mittelebene nicht zu vernachlässigen sein und diese Skalenhöhen erheblich reduzieren. Die relative Emission der verschiedenen Merkmale zwischen Platte und extraplanarer Umgebung variiert kaum signifikant. Nur das 17,4 & mgr; m-Merkmal ist im extraplanaren Gas im Vergleich zu den anderen Merkmalen signifikant verbessert, was möglicherweise auf eine Präferenz für größere PAK im Halo hinweist. “
Wohin geht das alles? Aktuelle Forschungsergebnisse zeigen eine Korrelation zwischen der PAK-Häufigkeit und dem galaktischen Alter. Wenn asymptotische Riesenäste am Ende ihrer Entwicklung ihren Kohlenstoffstaub zurück in das interstellare Medium husten, werden sie zur Hauptquelle für PAHS und Kohlenstoffstaub in Galaxien. Wie wir wissen, ist eine Galaxie eine große Recyclinganlage, und die Ejekta wird nach einigen hundert Millionen Jahren entlang der Hauptsequenzentwicklung wieder in das interstellare Medium zurückgeführt. Das Filamentmuster, das sich von der galaktischen Scheibe von NGC 891 weg erstreckt, kann jedoch sehr gut auf Stern-Supernova-Explosionen hinweisen. Im Gegensatz dazu sind diese riesigen, massiven Sterne, die als Typ-II-Supernovae enden, diejenigen, die überall Staub und Metalle sprengen, sobald sie sich bilden.
Ist dies also das Ergebnis alter oder neuer Aktivitäten? Popescu (et al.): „Wir beschreiben ein neues Werkzeug zur Analyse der UV-Strahlung auf die spektrale Energieverteilung (SED) von Spiralgalaxien im Submillimeterbereich (Submillimeter). Wir verwenden eine konsistente Behandlung der Kornerwärmung und -emission, lösen das Strahlungsübertragungsproblem für eine endliche Scheibe und Ausbuchtung und berechnen die stochastische Erwärmung der im resultierenden Strahlungsfeld platzierten Körner selbstkonsistent. Mit diesem Tool analysieren wir die gut untersuchte nahegelegene Randspiralgalaxie NGC 891. Zunächst untersuchen wir, ob die alte Sternpopulation in NGC 891 zusammen mit einer vernünftigen Annahme über die junge Sternpopulation die Erwärmung des Staubes erklären kann und die beobachtete Ferninfrarot- und Sub-mm-Emission. Die Staubverteilung ist dem Modell von Xilouris et al. (1999), der nur optische Beobachtungen und Beobachtungen im nahen Infrarot verwendete, um dies zu bestimmen. Wir haben festgestellt, dass ein so einfaches Modell die SED von NGC 891 nicht reproduzieren kann, insbesondere im Sub-mm-Bereich. Der beobachtete Sub-mm-Fluss wird um den Faktor 2-4 unterschätzt. Es gibt eine Reihe möglicher Erklärungen für den fehlenden Sub-mm-Fluss. Wir untersuchen einige von ihnen und zeigen, dass man die beobachtete SED im fernen Infrarot und im Sub-mm-Bereich sowie das beobachtete radiale Profil bei 850 um ziemlich gut reproduzieren kann. Für die berechneten Modelle geben wir den relativen Anteil der Staubstrahlung an, die von den alten und jungen Sternpopulationen als Funktion der FIR / Sub-mm-Wellenlänge erzeugt wird. In allen Modellen stellen wir fest, dass der Staub überwiegend von der jungen Sternpopulation erwärmt wird. “
Obwohl es vielleicht einmal beschäftigt war, ist NGC 891 jetzt leise. Rowan Temple: „Anhand einer Stichprobe anderer lokaler Galaxien vergleichen wir die Röntgen- und Infraroteigenschaften von NGC 891 mit denen von" normalen "und Starburst-Spiralgalaxien und schließen daraus, dass NGC 891 höchstwahrscheinlich eine Starburst-Galaxie in a ist Ruhezustand. " Schauen Sie also mal rein, wenn Sie Zeit haben. Diese Schönheit der Stärke 10 befindet sich in (RA 2: 22.6 Dec +42: 21) und wird oft als eines der schönsten Deep-Sky-Objekte angesehen, die Messier nie katalogisiert hat.
Egal welcher Herchel es entdeckte.
Vielen Dank an AORAIA-Mitglied Ken Crawford für die Verwendung seines hervorragenden Images!
