Centaur A

NGC5128
Obraz poglądowy artykułu Centaurus A
Galaktyka soczewkowata Centaurus A (NGC 5128).
Dane z obserwacji
( Epoka J2000.0 )
Konstelacja Centaur
Rektascencja (α) 13 godz.  25 m  27,6 s 
Deklinacja (δ) −43 ° 01 ′ 09 ″  
Pozorna wielkość (V) 6,8 
7,8 w paśmie B
Połysk powierzchni 13,58  mag / rano 2 
Pozorne wymiary (V) 25.7 " x 20.0 " 
przesunięcie ku czerwieni 0,001825 ± 0,000017 
Kąt pozycji 35 ° 

Lokalizacja w konstelacji: Centaur

(Zobacz sytuację w konstelacji: Centaur) Centaurus IAU.svg
Astrometria
Prędkość promieniowa 547 ± 5  km / s  
Dystans 3,812 ± 0,834  Mpc (∼12,4  mln Al )
Charakterystyka fizyczna
Rodzaj obiektu Galaktyka soczewkowata
Typ galaktyki S0 pec S0
Wymiary 93000 al 
Odkrycie
Odkrywca (e) James Dunlop 
Przestarzały 29 kwietnia 1826 r. 
Oznaczenie (e) PGC 46957
ESO 270-9
MCG -7-28-1
Arp 153
IRAS 13225-244
ChRL C-45 
Lista galaktyk soczewkowatych

Centaurus A (znana również jako NGC 5128 i Caldwell 77 ) jest soczewkowy galaktyka znajduje się około miliona 12.4 lat świetlnych od Drogi Mlecznej w gwiazdozbiorze z Centaura . NGC 5128 została odkryta przez szkockiego astronoma Jamesa Dunlopa w 1826 roku .

Jest to jedna z najbliższych Ziemi radiogalaktyk , dlatego jej aktywne jądro galaktyczne było szczególnie badane przez zawodowych astronomów. Aktywność jej jądra jest typu Seyfert 2, a także typu BL Lacertae (BLLAC).

W swoim największym wymiarze, pozorna średnica światła widzialnego Centaura wynosi 25,7 ′ . Jest to również piąta najjaśniejsza galaktyka na niebie, co czyni ją idealnym celem dla astronomów amatorów, chociaż jest widoczna tylko z niskich szerokości północnych i z półkuli południowej. W falach radiowych Centaurus A jest jednym z najjaśniejszych i największych obiektów na niebie, rozciągającym się prawie 20 razy większą od średnicy Księżyca.

Relatywistyczna strumień , który pobiera energię z czarnej dziury w środku galaktyce jest odpowiedzialny za emisję w dziedzinie promieniowania rentgenowskiego i strumienia obserwowanego dla radia . Analizując obserwacje radiowe dżetu na przestrzeni dekady, astronomowie obliczyli, że wewnętrzne obszary dżetu poruszają się z prędkością około połowy prędkości światła . Promienie rentgenowskie są wytwarzane dalej, gdy dżet uderza w otaczający gaz, wytwarzając cząstki o wysokiej energii. Strumień rentgenowski Centaura A mierzy tysiące lat świetlnych, podczas gdy strumień fal radiowych mierzy ponad milion lat świetlnych.

Jak zaobserwowano w innych galaktykach , w których wybuchają gwiazdy , kolizja jest odpowiedzialna za intensywną falę formowania się gwiazd. Korzystając z Kosmicznego Teleskopu Spitzera astronomowie wykazali, że Centaurus A znajduje się w galaktycznej fazie zderzenia, połykając galaktykę spiralną.

Morfologia

Centaurus A jest opisany jako posiadający szczególną morfologię . Galaktyka widziana z Ziemi wygląda jak galaktyka soczewkowata lub eliptyczna z nałożonym pasmem pyłu. Osobliwością tej galaktyce został zauważony po raz pierwszy w 1847 roku przez Johna Herschela i została ujęta w atlas osobliwych galaktyk z Halton Arp (opublikowany w 1966) jako jeden z najlepszych przykładów galaktyce „zakłócony zasłonięte przez bandę pył. Niezwykłą morfologię galaktyki ogólnie tłumaczy się jako wynik połączenia dwóch mniejszych galaktyk.

Żarówka tej galaktyki składa się głównie ze starych czerwonych gwiazd. Jednak dysk pyłowy jest miejscem niedawnego formowania się gwiazd ; W dysku zidentyfikowano ponad 100 obszarów powstawania gwiazd.

Odległość od NGC 5128

Dla Centaurusa A szacowana odległość Hubble'a od przesunięcia ku czerwieni daje wartość 7,64 ± 0,59  Mpc (∼24,9  miliona al ), co jest poza średnią wartością uzyskaną przez próbkę ponad 50 pomiarów niezależnych od przesunięcia. Średnia wartość tej dużej próbki zgłoszona w bazie danych NASA/IPAC daje wartość około 12,4 miliona lat świetlnych . Ponieważ Centaurus A znajduje się stosunkowo blisko Drogi Mlecznej, odległość Hubble'a jest mniej wiarygodna, a odległość 12,4 miliona lat świetlnych jest powszechnie uznawana przez astronomów. Na tej odległości średnica Centaura A to nieco ponad 90 tys.

Odkrycie, Chronologia

Źródło, pierwsza obserwacja optyczna i radiowa Centaura A

Struktura

Przy szacowanej odległości 12,4 miliona lat świetlnych i maksymalnym rozmiarze światła widzialnego 25,7 ′ średnicę Centaura A można obliczyć na ponad 90 000 lat świetlnych. Ta galaktyka zawiera aktywne jądro ze względu na obecność supermasywnej czarnej dziury, z której emanują dwa przeciwstawne strumienie materii. Centralny obszar składa się głównie ze starych czerwonych gwiazd. Obszar ten przecina mocno zakrzywiony dysk pyłowy, który zawiera również gazy atomowe i molekularne. W pobliżu dysku pojawiły się ostatnio nowe gwiazdy. Obserwacje w podczerwieni wykazały, że wewnątrz dysku rodzi się kilka gwiazd. Obrazy w innych obszarach widma elektromagnetycznego ujawniły inne struktury, takie jak słabo widoczne rozszerzenie wzdłuż głównej osi galaktyki i system włókien. Zdjęcia z długim czasem naświetlania ujawniły również struktury w kształcie muszli.

Wielka czarna dziura

Według badań 76 galaktyk wykonanych przez Alistera Grahama w 2008 roku centralna bańka NGC 5128 zawiera supermasywną czarną dziurę o masie szacowanej na 4,9.1,8
-1,1x 10 7 .

Badanie Centaura A w falach radiowych pokazuje również obecność supermasywnej czarnej dziury, której masa jest szacowana na 55 milionów mas Słońca.

Region centralny

Jądro Centaura jest bardzo zwarte i wykazuje niezwykłą zmienność intensywności fal radiowych i promieniowania X. W pobliżu jądra linie absorpcji wodoru pokazują, że większość materii opada na to. Po obu stronach jądra znajdują się liniowe dżety, których materia osiąga niemal relatywistyczne prędkości . Oprócz światła widzialnego dżety te emitują fale radiowe i promienie X. W odległości około 5 kiloparseków dżety rozszerzają się na kształt grzyba. Chmury radiowe na końcach dżetów rozciągają się na odległość 250 kiloparseków.

Płyta kompaktowa z centralną wnęką otacza rdzeń. Płaszczyzna tego dysku jest prostopadła do kierunku wewnętrznych dżetów, podczas gdy sama jest nachylona względem małej osi galaktyki. Mechanizm, który skupia strumień, jest prawdopodobnie związany z dyskiem otaczającym jądro. Wydaje się poprzedzać okresy około 10 7 lat. Centralnym obiektem jest supermasywna czarna dziura o średniej masie. Nie jest jasne, czy ta czarna dziura zawsze znajdowała się w Centaurusie A, czy też powstała z połączenia z galaktyką spiralną z możliwym spotkaniem z czarną dziurą tej ostatniej.

Taśma przeciwpyłowa

Pas pyłu biegnący przez galaktykę jest w rzeczywistości dyskiem widzianym z boku. Składa się z populacji bogatych w metale gwiazd , mgławic i obłoków pyłu. Jego metaliczność jest zbliżona do Słońca.

W tym regionie wybuch formowania się gwiazd rozpoczął się około 50 milionów lat temu. Co najmniej sto regionów HII zostało stworzonych i zintegrowanych z dyskiem. W pobliżu północno-wschodniej i południowo-wschodniej części ciemnego pasma można zaobserwować asocjacje OB , tj. grupy młodych niebieskich gwiazd . Tempo formowania się gwiazd w tym regionie wydaje się być 10 razy wyższe niż w Drodze Mlecznej.

Średnica dysku wynosi około 8000 parseków, a jego grubość sięga około 200 parseków. Zdjęcia z długim czasem naświetlania pokazują, że dysk jest w całości zawarty w galaktyce. Szacuje się, że całkowita masa gazu zawartego w dysku wynosi od 1,3 do 1,9 miliarda mas Słońca.

Kompaktowy dysk jądrowy

Analiza rozkładu tlenku węgla (CO) ujawniła dysk wokół jądra. Masa gazu tej płyty wynosi 8.4 x 10 7 , a jego średnica wynosi około 400 parsekach. Dyski tego rozmiaru wydają się być wspólne dla aktywnych galaktyk. Główna oś tej tarczy jest nachylona pod kątem 140° do 145°. Odbiega od tego kąta w paśmie pyłu, ale jest prostopadły do ​​orientacji strumienia. To sugeruje pewną interakcję między tym dyskiem a dżetem.

Obserwacje w podczerwieni i mikrofalach sugerują, że wzdłuż dysku występuje spadek temperatury. Jest to oczekiwane, jeśli wzbudzenie obręczy tarczy pochodzi głównie z promieniowania o wysokiej energii z obszaru centralnego.

Dysk z gorącym gazem

Kolejny mniejszy dysk gorącego gazu został odkryty dzięki Teleskopowi Hubble'a. Przy średnicy 40 parseków jest znacznie mniejsza niż dyski gazowe spotykane w innych galaktykach. Może to być zewnętrzna część dysku akrecyjnego czarnej dziury. Powstanie tego dysku, który zasila czarną dziurę, może być tak niedawne, że nie jest jeszcze wyrównane z płaszczyzną dysku galaktycznego, a jego kąt wynosi około 33°. Uważa się, że ten dysk jest bardziej podatny na grawitację galaktyki niż czarna dziura.

NS

Ogromna produkcja energii Centaura A pochodzi z gazu wpadającego do centralnej czarnej dziury. Część tego materiału jest ponownie wyrzucana w dwóch przeciwnych dżetach ze znaczną częścią prędkości światła. Szczegóły tego procesu są nadal niejasne. Dżety oddziałują z otaczającym gazem i prawdopodobnie wpływają na tempo formowania się gwiazd w galaktyce.

Jeśli obserwujesz tylko obszar centralny, jasny liniowy strumień można śledzić ze środka obszaru radiowego w (rzutowanej) odległości 1 pc i przy kącie położenia 51 °. Obserwacje VLBI pokazują słaby przeciwodrzutowiec. Sam strumień zawiera struktury sferoidalne. Kilkuletnie obserwacje VLBI wskazują na istotne zmiany strukturalne w węzłach. Ponadto zaobserwowano ruch do jednej dziesiątej prędkości światła. Ten obserwowany ruch nakłada się na relatywistyczny ruch dżetu.

Wydaje się, że dwa składniki dżetu ewoluują powoli. Inny komponent istnieje bardzo blisko jądra, ale wydaje się być nieruchomy. Sugeruje to, że węzły stacjonarne pojawiają się, gdy gwiazdy lub obłoki gazu w galaktyce przechodzą przez dżet, powodując fale uderzeniowe. Ponieważ większość dżetu znajduje się w głównym ciele galaktyki, oczekuje się takiej interakcji.

Przeciwny dżet jest znacznie mniej widoczny niż dżet północno-wschodni. Strumień północny jest bardzo wyraźny i zawiera kilka struktur węzłowych, podczas gdy przeciwny strumień południowy został rozpoznany tylko po odkryciu kilku słabo widocznych węzłów. Tę dużą różnicę jasności można wytłumaczyć relatywistycznym promieniowaniem Dopplera , w którym promieniowanie skierowane w naszą stronę jest wzmacniane. Wydaje się, że północno-wschodni dżet jest skierowany w naszą stronę pod kątem od 50° do 80° do linii wzroku, a jego prędkość osiąga 45% prędkości światła.

Przejście od strumienia do chmury grzybkowej odbywa się w miejscu najbardziej wewnętrznej struktury powłoki optycznej. To przejście jest interpretowane jako fala uderzeniowa dżetu na granicy międzygwiazdowego i międzygalaktycznego gazu w galaktyce. Całkowita długość dżetu w zakresie fal radiowych wynosi 10 minut kątowych na niebie, czyli około 30 000 lat świetlnych.

Gromada kulista

Szacuje się, że ponad 1500 gromad kulistych otacza NGC 5128. Badanie populacji gromad gwiazd wskazuje na ewolucję galaktyki.

Podczas badania 605 gromad gwiazd z NGC 5128, 268 okazało się być ubogie w metale (pierwiastki cięższe od helu), a 271 okazało się bogate w metale. Gromady kuliste bogate w metale wykazywały ruch obrotowy wokół głównej osi galaktyki, podczas gdy gromady ubogie w metale praktycznie nie wykazywały oznak rotacji. Bimodalny rozkład populacji gromad kulistych jest znaczący w porównaniu z rzekomą historią fuzji galaktyki z galaktyką spiralną. Ten rozkład metaliczności zaobserwowano również w innych fuzjach galaktycznych. Inna próbka wykazała, że ​​68% gromad gwiazd miało ponad 8 miliardów lat, a niewielka część miała mniej niż 5 miliardów lat. Wynik ten sugeruje, że w galaktyce istniało kilka epok formowania się gwiazd, z których każda przyczyniła się do powstania części dzisiejszej populacji gwiazd.

Rozkład jasności gromad bardzo dobrze odpowiada znanej funkcji rozkładu klasy dużych galaktyk. Ponadto rozmiar i eliptyczny rozkład gromad kulistych odpowiada tym znalezionym w systemie Drogi Mlecznej.

Podczas badania 125 gromad kulistych za pomocą VLT podjęto próbę określenia masy każdej gromady i skorelowania jej z jej jasnością. W przypadku większości gromad gwiazd, zgodnie z oczekiwaniami, najjaśniejsze obiekty były jednocześnie najmasywniejszymi obiektami. Jednak niektóre gromady okazały się znacznie masywniejsze, niż sugeruje ich jasność. Im masywniejsze są te gromady kuliste, tym większy udział ciemnej materii . Te „ciemne” gromady kuliste mogą nadal zawierać nieoczekiwaną ilość skoncentrowanej ciemnej materii lub masywną centralną czarną dziurę.

Obserwacje

Fala radiowa

W Centaurus A występują dwa obszary emisji radiowej. Zewnętrzne źródło znajduje się pod kątem 40 stopni do strefy wewnętrznej. Średnica zewnętrznego źródła wynosi około 1,7 miliona lat świetlnych, jeden z największych obiektów na niebie. Jego pozorna średnica jest równa 8 °, czyli szesnaście razy większa od średnicy księżyca w pełni. Pomimo ogromnych obszarów, promieniowanie radiowe Centaura A ma bardzo niską intensywność, 1000 razy silniejszą niż galaktyki spiralnej, ale tylko jedną tysięczną intensywności optycznej jej gwiazd. Chociaż trudno jest na dużą skalę zaobserwować struktury stref radiowych Centaura A o niskim natężeniu, ma to ogromne znaczenie, ponieważ żadna radiogalaktyka nie pozwala na to tak szczegółowo. Natężenie radiowe stref położonych na północ i południe wykazuje bardzo dużą asymetrię.

Chmury radiowe prawdopodobnie składają się z gorącego gazu wyrzuconego z jądra. Promieniowanie radiowe jest wytwarzane przez promieniowanie synchrotronowe z szybko poruszających się swobodnych elektronów w polach magnetycznych obszarów emisji. Elektrony w zewnętrznych obszarach obłoków radiowych zostałyby wyrzucone z jądra galaktyki około 100 milionów lat temu. Od czasu ich wyrzucenia kierunek wyrzutów obrócił się o 40 ° w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara i zmieniła się siła promieniowania.

Najjaśniejszej części płata północnego nadano nazwę płata północnego środkowego i nie ma odpowiednika dla płata południowego. W 5 GHz Zakres częstotliwości radiowej The northern połowy płata odpowiada za 45% wszystkich emisji radiowych. Płat ten jest również związany z emisją promieniowania rentgenowskiego o niskiej energii (miękkie promieniowanie rentgenowskie).

Od środka Centaura A obszar wewnętrzny rozciąga się symetrycznie przez około 16 000 lat świetlnych. Wewnętrzne fale radiowe odpowiadają za około 30% emisji radiowych w zakresie 5 GHz. Transmisja radiowa z północnej części regionu jest o ok. 40% silniejsza niż z południowej. Polaryzacji wewnętrznych płatów jest zupełnie inny od tego średniego i zewnętrznych płatów.

Technika VLBI umożliwia znaczne zwiększenie rozdzielczości fal radiowych w porównaniu z rozdzielczością radioteleskopów . Łącząc tę ​​technikę z macierzą radioteleskopów o bardzo długiej linii bazowej (VLBA), szczegółowo opisaliśmy strukturę dżetu NGC 5128 z lat 1992-2000. W dżecie i odkryto dwa kompasy (C1 i C2). poruszają się one z prędkością około 12% prędkości światła . Zaobserwowano również stacjonarny składnik C3 bliżej jądra.

kuchenka mikrofalowa

W 2012 roku przeprowadzono badanie Centaurus A w domenie fal milimetrowych i submilimetrowych przy użyciu macierzy radioteleskopów ALMA . Promieniowanie 1,3 mm uchwycone w celu skonstruowania obrazu NGC 5128 jest emitowane przez atomy tlenku węgla. Fale emitowane przez gaz poruszający się w tej galaktyce zmieniają nieco długość fali z powodu efektu Dopplera . Na obrazie można więc zakodować ruch tlenku węgla: zielone strefy zbliżają się do nas, a pomarańczowe oddalają się.

Na złożonym obrazie (submilimetr, promieniowanie rentgenowskie i światło widzialne) dane submilimetrowe przy długości fali 870 mikrometrów z instrumentu LABOCA zainstalowanego na radioteleskopie APEX ( Atacama Pathfinder Experiment ) są wyświetlane w kolorze pomarańczowym. Przy tej długości fali widoczne jest nie tylko promieniowanie cieplne z centralnego dysku pyłowego, ale także promieniowanie z centralnego źródła radiowego oraz z wewnętrznych dżetów na północ i południe od dysku pyłowego. To promieniowanie submilimetrowe, podobnie jak promieniowanie fal radiowych, pochodzi z szybkiego spiralnego ruchu elektronów wokół linii pola magnetycznego. Analiza pokazuje, że materiał w dżetach jest wyrzucany z prawie połową prędkości światła. Badanie tego samego promieniowania umożliwiło również określenie temperatury dysku pyłowego, czyli między 17 a 20 kelwinów . Ta temperatura jest porównywalna z temperaturą dysku Drogi Mlecznej. Całkowitą masę gazu można również oszacować na wartość 2,8 x 10 9 .

Podczerwień

W świetle widzialnym środek Centaura A jest ukryty przed nami przez pasmo kurzu. Na szczęście fale podczerwone mogą przenikać obłoki pyłowe i tym samym ujawniać nam strukturę centrum tej galaktyki. Długość fali użyta do skonstruowania obrazu z Teleskopu Nowej Technologii (NTT) jest czterokrotnie dłuższa niż fal światła widzialnego . Jak można się spodziewać po galaktyce soczewkowatej, gęstość gwiazd stale rośnie w kierunku centrum. Jednak w tych galaktykach jest mniej pasm pyłu. W najgęstszych obszarach pasma pyłu rodzą się nowe gwiazdy. Obszary te można zidentyfikować na obrazach optycznych (takich jak zdjęcie wykonane przez Hubble'a) na krawędzi pasa pyłowego.

We wspomnianym wcześniej zderzeniu gwiazdy galaktyki spiralnej były rozrzucone po całej galaktyce, podczas gdy część jej obłoków pyłu i gazu została odchylona w kierunku centrum galaktyki soczewkowatej. Następnie utworzyli dysk akrecyjny wokół centralnej supermasywnej czarnej dziury. Uwolniona energia była następnie emitowana w falach o wysokiej energii. Obserwacje za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera ujawniły strukturę podobną do równoległoboku w centralnym paśmie pyłowym. Ten dziwny kształt pochodziłby z połączenia Centaura A z małą galaktyką spiralną. Mówi się, że dysk powstałej galaktyki został wygięty i skręcony podczas połączenia dwóch galaktyk.

W 2006 roku, dzięki obserwacjom za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera, wokół jądra galaktyki odkryto powłokę o promieniu około 500 parseków . W domenie średniej podczerwieni była to pierwsza struktura powłokowa odkryta wokół jądra galaktyki. Ta powłoka jest niewidoczna w domenie optycznej. Kadłub jest ustawiony prostopadle do dysku gazu i pyłu, a nie wzdłuż strumienia radiowego. Szacuje się, że ta powłoka ma kilka milionów lat, a jej masa wynosi około miliona mas Słońca. Powłoka ta może pochodzić z wybuchu formowania się gwiazd, podczas którego narodziły się gwiazdy o łącznej masie kilku tysięcy mas Słońca. Inna hipoteza mówi, że intensywność promieniowania aktywnego jądra dostarcza energii do otoczki.

W latach 1999-2002 wykonano 20 zdjęć w dwóch polach bliskiej podczerwieni za pomocą instrumentu ISAAC zainstalowanego na VLT w celu znalezienia gwiazd zmiennych. Znaleziono ponad 1000, większość z nich to Mira . Te stare gwiazdy widzą, jak ich jasność zmienia się przez długi czas i są bardzo przydatne w określaniu odległości galaktyk.

Widzialne światło

Używając Teleskopu Hubble'a, w pobliżu dysku pyłowego zaobserwowano młode, otwarte gromady gwiazd. Zwykłe fotografie optyczne pokazują tylko obszar nie zasłonięty przez ten dysk. Astronom i astrofotograf Britanico - Australijczyk David Malin  (w) był w stanie dokładniej zbadać peryferyjne regiony galaktyki za pomocą specjalnej techniki. Wykonane zdjęcia pokazują ogromne rozmiary Centaura A oraz budowę kilku muszli. Powłoki te również pochodziłyby ze zderzenia NGC 5128 z mniejszą galaktyką spiralną.

Ultrafioletowy

Ponieważ atmosfera ziemska prawie całkowicie blokuje promieniowanie UV , do badania Centaura A w dziedzinie widma elektromagnetycznego należy użyć teleskopu kosmicznego . Kosmiczne obserwatorium zajmujące się ultrafioletem, takie jak GALEX, umożliwia również badanie bardzo młodych olbrzymów świecących w promieniowaniu UV.

Dzięki obserwatorium GALEX odkryliśmy strukturę pasm, które meandrują ponad 35 parseków na północnym wschodzie galaktyki. Pasma te są związane ze strukturami guzkowatymi, które zaobserwowano w polach fal radiowych i promieni X. Na zdjęciu GALEX po prawej stronie pokazujemy pasma emisji UV na niebiesko, a promieniowania X na niebiesko . Strefy emisji radiowej mają kolor żółty.

Widać również, że centralne pasmo pyłowe NGC 5128 jest silnym źródłem promieniowania UV (u dołu po prawej). Instrumenty GALEX są skonfigurowane tak, aby były szczególnie wrażliwe na promieniowanie z gwiazd O i B , które znajdują się w regionach, w których rodzą się gwiazdy . Emisje te mogą pochodzić z gwałtownego formowania się gwiazd, którego tempo powstawania jest bliskie 2 masom Słońca na rok i które trwało od 50 do 100 milionów lat.

Jest prawdopodobne, że aktywne jądro galaktyki przyczyniło się do powstania gwiazd podczas Burst. Napędzany galaktyczny wiatr gwiazdowy emitowany z regionu centralnego mógł również wpłynąć na północny region przejściowy. Doprowadziłoby to do powstania gwiazd w gęstym gazie tego regionu.

promień rentgenowski

Obserwacje rentgenowskie wykonane teleskopem Chandra ujawniły strumień emisyjny znajdujący się 30 000 lat świetlnych od serca galaktyki. Jasność jądra w promieniowaniu rentgenowskim może się zmienić w ciągu kilku dni, co oznacza, że ​​źródło ma nie więcej niż jedną setną roku świetlnego. Promieniowanie X prawdopodobnie pochodzi z dysku akrecyjnego wokół supermasywnej czarnej dziury w centrum Centaura A. W dolnej części dżetu widzimy odbicie fali uderzeniowej, prawdopodobnie generowanej przez zderzenie wyrzuconej materii. gaz już tam obecny.

W 2013 roku astronomowie wykorzystali Chandrę również do zlokalizowania punktowych źródeł promieniowania rentgenowskiego w galaktyce. Większość z tych źródeł były zwarte obiekty, zarówno gwiezdne czarne dziury czy gwiazdy neutronowe , które połknięciu sprawa z ich towarzysz gwiazdy.

Wyniki pokazały, że masy zwartych obiektów można podzielić na dwie kategorie, do dwóch lub ponad pięć razy masywniejsze niż Słońce. Te dwie grupy odpowiadają gwiazdom neutronowym i czarnym dziurom. Ta różnica mas między tymi dwiema kategoriami wskazuje, w jaki sposób gwiazdy eksplodują. Ponieważ masy gwiazd są rozłożone w ciągłym zakresie, normalnie można by oczekiwać, że zakres mas czarnych dziur zaczyna się tam, gdzie kończy się zakres gwiazd neutronowych, lub od około 2 mas Słońca. Ten nierównomierny rozkład masy został już odkryty w Drodze Mlecznej. Obserwacje potwierdzają również tę różnicę mas także w bardziej odległych galaktykach.

Promieniowanie gamma

Promieniowanie gamma można obserwować za pomocą teleskopu kosmicznego lub pośrednio, wychwytując krótkie błyski światła wytwarzanego w atmosferze Ziemi, gdy promienie gamma uderzają w warstwę powietrza Ziemi. Teleskopowa matryca HESS ( High Energy Stereoscopic System ) do obrazowania atmosfery Czerenkowa w Namibii została zaprojektowana do przechwytywania tych błysków światła.

W latach 2004-2008, w ciągu 115 godzin obserwacji, wiązka teleskopu była w stanie wykryć słaby sygnał pochodzący ze środka Centaura A. Natężenie promieniowania osiągnęło około 0,8% natężenia promieniowania mgławicy Krab . W obserwacjach HESS nie wykryto zmiany promieniowania. Ponieważ Centaurus A jest bardzo pobliską aktywną galaktyką, jest bardzo możliwe, że teleskopy Czerenkowa, takie jak HESS, pewnego dnia będą również w stanie szczegółowo rozdzielić wewnętrzny dżet galaktyki.

Promieniowanie gamma pochodzące z bąbelków radiowych odkrytych przez instrument Fermi LAT jest generowane przez rozpraszanie Comptona przez cząstki, które są przyspieszane przez zderzenia z kosmicznym dyfuzyjnym tłem o energiach rzędu 10 12 eV . Analiza pomiarów wykonanych przez LAT w zakresie energii powyżej 100 MeV trwała 10 miesięcy i ujawniła źródło punktowe w strefie centralnej. Zbiega się to z położeniem jądra Centaura A. Nie zaobserwowano zmiany natężenia promieniowania. Astronomowie zakładają, że promieniowanie to emanuje z wewnętrznej krawędzi dysku gazowego otaczającego czarną dziurę. Promienie rentgenowskie są emitowane z bardziej odległych regionów.

Promieniowanie kosmiczne

Pierre Auger Obserwatorium znajduje się w Argentynie obserwuje niebo do wykrywania kolizji pomiędzy promieniowaniem kosmicznym i atmosfery ziemskiej. To promieniowanie, którego energia wynosi od 10 17 do 10 19 eV, składa się z naładowanych cząstek, głównie protonów. Te naładowane cząstki mogą zderzać się z atomami w ziemskiej atmosferze podczas podróży w kierunku Ziemi. Te zderzenia tworzą kaskadę cząstek wtórnych, którą to obserwatorium może obserwować. Jednak te wydarzenia są bardzo rzadkie. Spośród 69 wykrytych zdarzeń o energiach większych niż 55 exaelectronvolg (EeV = 10 18 ), 15 miało miejsce w regionie wokół Centaura A. Jednak Centaurus A jako źródło promieniowania kosmicznego o wysokiej energii nie został wystarczająco potwierdzony.

Neutrina

Że neutrina są cząstkami elementarnymi, które ledwie interakcję z normalnej materii. Potrafią podróżować na duże odległości bez pochłaniania ani rozpraszania, dzięki czemu są w stanie przekazać nam informacje o zdarzeniach zachodzących na dalekich krańcach obserwowalnego Wszechświata . Neutrina mogą powstawać podczas wydarzeń o bardzo wysokich energiach. Te aktywne jądra gwiazd oraz ich dysz może zatem tworzyć neutrina wysokiej energii. Prawdopodobny scenariusz obejmuje naładowane cząstki, takie jak protony, które są przyspieszane w dżecie do bardzo wysokich energii. Te protony mogą wchodzić w interakcje z kosmicznym rozproszonym tłem lub z innymi cząstkami obecnymi w dżecie, tworząc w ten sposób kaskadę lżejszych cząstek. Cząstki te mogą następnie generować neutrina o wysokiej energii podczas rozpadu.

Zaproponowano kilka scenariuszy, w których dżety w aktywnych jądrach galaktyk generują te neutrina: Naładowane cząstki, takie jak protony, są przyspieszane w dżecie do bardzo wysokich energii. Te wysokoenergetyczne protony oddziałują z kosmicznym, rozproszonym tłem lub innymi cząsteczkami w środowisku. To tworzy kaskadę lżejszych cząstek, a następnie naładowanych cząstek poprzez dalszy rozpad pionów. Podczas rozpadu generują one neutrina o wysokiej energii.

Neutrina z Centaurus A nie zostały jeszcze wyraźnie wykryte, mimo że detektor taki jak IceCube zakopany pod lodem Antarktydy mógł to zrobić. Centaurus A może zatem nie być typowym źródłem neutrin lub modele przeszacowują tempo produkcji neutrin.

Supernowe

Dwie supernowe zostały zaobserwowane w Centaurus A. Pierwsza, nazwana SN 1986G  (en) , została odkryta w ciemnym pasie pyłowym galaktyki przez australijskiego astronoma-amatora Roberta Evansa w 1986 roku. Została później sklasyfikowana jako supernowa Typ Ia , Ten typ supernowej powstaje, gdy masa białego karła rośnie na tyle, aby zainicjować fuzję węgla w jego jądrze, powodując niekontrolowaną reakcję termojądrową. Może się to zdarzyć, gdy biały karzeł, który jest członkiem jednego układu podwójnego gwiazdy, zasysa gaz z drugiej gwiazdy. SN 1986G została wykorzystana do wykazania, że ​​nie wszystkie widma supernowych typu Ia są takie same i że supernowe typu Ia mogą różnić się pod względem zmian jasności w czasie.

Drugi, 2016adj , został odkryty przez Petera Marplesa i Grega Bocka z grupy BOSS (Backyard Observatory Supernova Search). Ta supernowa była typu IIb .

Centaurus Grupa A

Według AM Garcia NGC 5128 (Centaurus A) jest częścią grupy galaktyk, która nosi jego imię. Grupa Cantaurus ma co najmniej ośmiu członków. Pozostali członkowie grupy to NGC 4945 , NGC 5206 , NGC 5237 , NGC 5408 , ESO 270-17 , ESO 324-24 i ESO 321-11 .

Centaurus A znajduje się w centrum jednej z dwóch podgrup grupy Centaurus A/M83 , pobliskiej grupy galaktyk . Messier 83 (południowa galaktyka „Pinwheel”) znajduje się w centrum drugiej podgrupy. Te dwie podgrupy są czasami uważane za jedną grupę. Jednak Garcia uważa, że ​​są to dwie odrębne grupy. Zauważ, że galaktyki otaczające Centaura A i M83 są fizycznie blisko siebie i że te dwie podgrupy nie poruszają się względem siebie.

Astronomowie amatorzy

Centaurus A znajduje się około 4 ° na północ od Omega Centauri ( gromada kulista widoczna gołym okiem). Ponieważ galaktyka ma wysoką jasność i stosunkowo duże rozmiary kątowe, jest idealnym celem do obserwacji przez astronomów amatorów. Jasna żarówka centralna i ciemne pasmo pyłu są widoczne nawet w mocnych lornetkach, a dodatkowe szczegóły można zobaczyć w większych teleskopach.

Uwagi i referencje

Uwagi

  1. Jasność powierzchniowa (S) jest obliczana z jasności pozornej (m) i powierzchni galaktyki zgodnie z równaniem
  2. uzyskana prędkość recesji galaktyki z równania v = z × c , gdzie z to przesunięcie ku czerwieni ( przesunięcie ku czerwieni ) ic prędkość światła. Względną niepewnością prędkości hemibursztynianu v / v jest równa Z uwagi na wysoką dokładność C .
  3. Otrzymujemy średnicę galaktyki jako iloczyn odległości między nami i kąta jej największego wymiaru , wyrażonego w radianach .
  4. Dostajemy dystans, który dzieli nas od galaktyki używając Prawo Hubble'a  : v = H O D , gdzie H O jest stała Hubble'a (70 ± 5 (km / s) / Mpc). Względną niepewnością Δ d / d przez odległość jest równa sumie względne niepewności prędkości i o H O .

Bibliografia

  1. (en) "  NASA / IPAC Extragalactic Database  " , Results for NGC 5128 (dostęp 21 lipca 2021 ) 
  2. "  Dane z" Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke " na stronie ProfWeb, NGC 5100 do 5199  "
  3. „  Twoje wyniki wyszukiwania NED  ” , na stronie ned.ipac.caltech.edu (dostęp 21 lipca 2021 r. )
  4. (w) „  Profesor Seligman Site C.  ” (dostęp 21 lipca 2021 )
  5. (w) „  NGC 5128 na HyperLedzie  ” (dostęp 21 lipca 2021 )
  6. F. P. Israel, „  Centaurus A - NGC 5128  ”, Przegląd Astronomii i Astrofizyki , tom.  8,1998, s.  237-278 ( DOI  10.1007 / s001590050011 , przeczytaj online )
  7. D. J. Eicher, The Universe from Your Backyard , Cambridge, Cambridge University Press,1988( ISBN  0-521-36299-7 )
  8. (w) „  Radio Telescopes Capture Best-Ever Snapshot of Black Hole Jets  ” (dostęp 21 lipca 2021 )
  9. (w) „  Astronomy Picture of the Day, Radio Centaurus Jets Rising, 13 kwietnia 2011  ” (dostęp 21 lipca 2021 )
  10. Alice C. Quillen , Mairi H. Brookes , Jocelyn Keene , Daniel Stern , Charles R. Lawrence i Michael W. Werner , „  Spitzer Obserwacje Dusty Warped dysku z Centaurus  A, ” The Astrophysical Journal , vol.  645 n O  2lipiec 2006, s.  1092-1101 ( DOI  10.1086/504418 , Bibcode  2006ApJ... 645.1092Q , przeczytaj online [PDF] )
  11. (w) A. Sandage , J. Bedke, Carnegie Atlas of Galaxies , Waszyngton, DC, Carnegie Institution of Washington,1994, 750  pkt. ( ISBN  0-87279-667-1 )
  12. H. Arp , „  Atlas Galaktyk Osobliwych  ”, dodatek do czasopisma astrofizycznego , tom.  14,1966, s.  1-20 ( DOI  10.1086/190147 , przeczytaj online )
  13. W. Baade, R. Minkowski, „  O identyfikacji źródeł radiowych  ”, „ Astrophysical Journal” , tom.  119,1954, s.  215-231 ( DOI  10.1086/145813 , przeczytaj online )
  14. PW Hodge, RC Kennicutt Jr., „  Atlas obszarów H II w 125 galaktykach  ”, Astrophysical Journal , tom.  88,1982, s.  296-328 ( DOI  10.1086 / 113318 , czytaj online )
  15. (w) „  Wczesne australijskie obserwacje optyczne i radiowe Centaura A  ” (dostęp 21 lipca 2021 )
  16. JG Bolton, GJ Stanley, OB Slee, Pozycje trzech dyskretnych źródeł promieniowania o częstotliwości radiowej Galaktyki. W czasopiśmie Natura. Zespół 164, nr 4159. Natura, 1949, S. 101–102
  17. Bowyer , Michael Lampton , John Mack i Fernando de Mendonca , „  Detekcja emisji promieniowania rentgenowskiego z 3c 273 i NGC 5128  ”, Astrophysical Journal , tom.  161,lipiec 1970, s.  L1 ( DOI  10.1086/180559 , Bibcode  1970ApJ... 161L... 1B , przeczytaj online [html] )
  18. EJ Schreier , E. Feigelson , J. Delvaille , R. Giacconi , J. Grindlay , DA Schwartz i AC Fabian , „  Einstein obserwacje struktury rentgenowskiej Centaurus A: Dowody na źródła energii radiowego płata.  », Czasopismo Astrofizyczne , tom.  234,Listopad 1979, s.  L39-L43 ( DOI  10.1086/183105 , Bibcode  1979ApJ... 234L..39S , przeczytaj online [html] )
  19. RP Kraft , JM Kregenow , WR Forman , C. Jones i SS Murray , "  Obserwacje Chandra dotyczące populacji źródła promieniowania rentgenowskiego w Centaurus A  " , The Astrophysical Journal , tom .  560 n O  2Październik 2001, s.  675-688 ( przeczytaj online [PDF] )
  20. Alice C. Quillen , Mairi H. Brookes , Jocelyn Keene , Daniel Stern , Charles R. Lawrence i Michael W. Werner , „  Spitzer Observations of the Dusty Warped Disk of Centaurus A  ” , „ The Astrophysical Journal” , tom.  645 n O  2lipiec 2006, s.  1092 - 1101 ( przeczytaj online [PDF] )
  21. Abrahamn , M. Aglietta , C. Aguirre i in. , „  Korelacja promieni kosmicznych o najwyższych energiach z pozycjami pobliskich aktywnych jąder galaktycznych  ”, Fizyka astrocząstek , tom.  29 N O  3,kwiecień 2008, s.  33 strony ( DOI  10.1016 / j.astropartphys.2008.01.002 , przeczytaj online [PDF] )
  22. F. Aharonian , AG Akhperjanian , G. Anton i in. , „  ODKRYCIE BARDZO WYSOKIEJ EMISJI PROMIENI γ OD CENTAURUSA A Z HESS  ”, The Astrophysical Journal , tom.  695 n o  1,Marzec 2009, s.  L40 - L44 ( czytaj online [PDF] )
  23. Alister W. Graham , „  Populacja dyspersji prędkości galaktyki - wykres masy supermasywnej czarnej dziury: Katalog wartości (Mbh, σ)  ”, Publikacje Australijskiego Towarzystwa Astronomicznego , tom.  25 nr 4,Listopad 2008, s.  167-175, tabela 1 strona 174 ( DOI  10.1088 / 1009-9271 / 5/4/002 , Bibcode  2005ChJAA ... 5..347A , czytaj online [PDF] )
  24. F. P. Israel , „  Centaurus A-NGC 5128  ”, The Astronomy and Astrophysics Review , tom.  8,Listopad 1998, s.  46 stron ( DOI  10.1007 / s001590050011 , przeczytaj online [PDF] )
  25. (w) "  HUBBLESITE, HUBBLE ZAPEWNIA WIELE WIDOKÓW JAK NASYWIĆ CZARNĄ DZIURĘ  " (dostęp 24 lipca 2021 )
  26. F. P. Israel , R. Güsten , R. Meijerink i et al. , „  Molekularny dysk okołojądrowy (CND) w Centaurus A, wieloprzejściowy przegląd CO i [CI] z Herschel, APEX, JCMT i SEST  ”, Astronomy & Astrophysics , tom.  562,Luty 2014, A96 ( DOI  10.1051/0004-6361/201322780 , przeczytaj online [PDF] )
  27. Ethan J. Schreier , Alessandro Marconi , David J. Axon , Nicola Caon , Duccio Macchetto , Alessandro Capetti , James H. Hough , Stuart Young i Chris Packham , "  Dowód na 20-parsekowy dysk w jądrze Centaura A *  " , Czasopismo Astrofizyczne , tom.  499 n O  2maj 1998, s.  L143-L147 ( DOI  10.1086/311363 , przeczytaj online [PDF] )
  28. S.J. Tingay , RA Preston i DL Jauncey „  Struktury Subparsec-Scale and Evolution Centaurusa A. II. Kontynuacja monitorowania macierzy bardzo długich linii bazowych  ”, DZIENNIK ASTRONOMICZNY , tom.  122 n O  4,Październik 2001, s.  1697-1706 ( przeczytaj online [PDF] )
  29. (w) "  Chandra CENTAURUS A - NGC 5128, Co nam mówią te zdjęcia?  » (Dostęp 24 lipca 2021 )
  30. William E. Harris , Gretchen LH Harris , Pauline Barmby , Dean E. McLaughlin i Duncan A. Forbes „  Structural parametry dla gromad kulistych w NGC 5128. II. Kosmiczny Teleskop Hubble'a ACS Imaging and New Clusters *  ”, The Astronomical Journal , tom.  132 n O  5,Październik 2006, s.  2187-2197 ( DOI  10.1086/507579 , przeczytaj online [PDF] )
  31. Duncan A. Frobes Nate Bastian , Mark Gieles i in. , „  Tworzenie i ewolucja gromad kulistych w kontekście kosmologicznego montażu galaktyk: pytania otwarte  ”, Proceedings of the Royal Society A , tom.  474 n O  2210luty 2018, s.  27 stron ( DOI  10.1098 / rspa.2017.0616 , przeczytaj online [PDF] )
  32. Stephen E. Zepf i Mr. Keith Ashman , „  Cluster Globular systems FORMED in Galaxy Fusions  ”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , tom.  264 n O  3,Październik 1993, s.  611-618 ( DOI  10.1093 / mnras / 264.3.611 , shorturl.at/cnwAH [PDF] )
  33. Kristin A. Woodley i Matias Gomez , „  The Globular Cluster System of NGC 5128: Ages, Metallicities, Kinemmatics and Structural Parameters. The Many Faces of Centaurus A.  ”, Publikacje Towarzystwa Astronomicznego Australii , tom.  27, n o  specjalnym wydaniu 4grudzień 2009, s.  10 stron ( DOI  10.1071 / AS09059 , przeczytaj online [PDF] )
  34. Matthew A. Taylor , Thomas H. Puzia , Matias Gomez i Kristin A. Woodley , „  DOWODY OBSERWACYJNE DLA CIEMNEJ STRONY SYSTEMU KLASTRAKWSKIEGO NGC 5128 *  ”, The Astrophysical Jounal , tom.  805 n o  1,maj 2015, s.  20 stron ( DOI  10.108 / 0004-637X / 805/1/65 , przeczytaj online [PDF] )
  35. Roopesh Pan Kadler , Pan Böck i in. , „  TANAMI: Obserwacje w rozdzielczości milisekundowej pozagalaktycznych źródeł promieniowania gamma  ”, 2009 Sympozjum Fermiego, Proceedings eConf , tom.  C09112,grudzień 2009( przeczytaj online [PDF] )
  36. (en) Nigel Henbest i Michael Marten, The New Astronomy , Cambridge University Press.,1996( ISBN  0-521-40324-3 )
  37. JO Burns , ED Feigelson i EJ Schreier , „  Wewnętrzna struktura radiowa Centaura A – wskazówki dotyczące pochodzenia dżetowej emisji rentgenowskiej  ”, Astrophysical Journal , tom.  273,Październik 1983, s.  128-153 ( DOI  10.1086/161353 , Bibcode  1983ApJ... 273..128B , przeczytaj online [html] )
  38. "  ALMA zwraca wzrok na Centaura A  " (dostęp 22 lipca 2021 )
  39. (w) „  Wypływy czarnej dziury z Centaurus A wykryte za pomocą APEX  ” (dostęp 22 lipca 2021 r. )
  40. A. Weiss , A. Kovacs , R. Guesten , KM Menten , F. Schuller , G. Siringo i E. Kreysa , „  Obserwacje LABOCA pobliskich, aktywnych galaktyk  ”, Astronomy & Astrophysics , tom.  490 n o  1,Sierpień 2008, s.  77-86 ( DOI  10.1051/0004-6361:200809909 , przeczytaj online [PDF] )
  41. Alice C. Quillen , Joss Bland-Hawthorn , Mairi H. Brookes , Michael W. Werner , JD Smith , Daniel Stern , Jocelyn Keene i Charles R. Lawrence , „  Odkrycie skorupy 500 parsek w jądrze Centaura A  ”, Czasopismo Astrofizyczne , tom.  641, N O  1,kwiecień 2006, s.  L29-L32 ( DOI  10.1086/503670 , przeczytaj online [PDF] )
  42. M. Rejkuba , D. Minniti i DR Sylva , „  Long Period Variables in NGC 5128: I. Catalog  ”, „ Astronomia and Astrophysics” , tom.  406 n o  1,maj 2003, s.  75-85 ( DOI  10.1051/0004-6361: 20030683 , przeczytaj online [PDF] )
  43. DF Malin , PJ Quinn i JA Graham , „  Struktura powłoki w NGC 5128  ”, Astrophysical Journal , tom.  272,wrzesień 1983, s.  L5-L7 ( DOI  10.1086/184106 , Bibcode  1983ApJ... 272L... 5 M , czytaj online )
  44. Susan G Neff Jean A. Eilek i Frazer N. Owen „  kompleks NORTH TRANSITION REGION Centaurusa A: GALACTIC wiatrem  ”, The Journal Astrofizycznego , obj.  802, N O  2kwiecień 2015, s.  18 stron ( DOI  10.1088/0004-637X / 802/2/88 , przeczytaj online [PDF] )
  45. (w) „  Centaurus A Jet Power and Black Hole Assortment Revealed in New Chandra Image  ” (dostęp 23 lipca 2021 )
  46. (w) „  [[APOD]], 5 lipca 2003, Centaurus A: X-Rays from an Active Galaxy  ” (dostęp 23 lipca 2021 )
  47. Mark J. Burke , Somak Raychaudhury Ralph P. Kraft , Thomas J. Maccarone , Nicola J. Brassington , Martin J. Hardcastle , Jouni Kainulainen , Kristin A. Woodley , Joanna L Goodger i Gregory R. Sivakoff "  Spectral WŁASNOŚCI RTG BINARNE W CENTAURUS A  ”, The Astrophysical Journal , tom.  766, N O  2kwiecień 2013, s.  15 stron ( DOI  10.1088/0004-637X / 766/2/88 , przeczytaj online [PDF] )
  48. (w) „  Centaurus A: Nowe spojrzenie na starego przyjaciela  ” (dostęp 23 lipca 2021 )
  49. F. Aharonian , G. Akhperjanian i G. Anton , „  ODKRYCIE EMISJI BARDZO WYSOKIEJ EMISJI PROMIENI γ OD CENTAURUSA A Z HESS  ”, The Astrophysical Journal , tom.  695 n o  1,kwiecień 2009, s.  L40-L44 ( DOI  doi: 10.1088/0004-637X/695/1/L40 , przeczytaj online [PDF] )
  50. (w) „  Promieniowanie gamma o bardzo wysokiej energii z Centaurus A  ” (dostęp 23 lipca 2021 )
  51. N. SAHAKYAN , „  O POCHODZENIA PROMIENI GAMMA WYSOKIEJ ENERGII Z OGROMNYCH PŁATÓW RADIOWYCH CENTARUS A  ”, International Journal of Modern Physic , tom.  12,2012, s.  224-228 ( DOI  10,1142 / S2010194512006411 , czytać online [EPDF])
  52. AA Abdo , M. Ackermann i M. Ajello , "  WIELKOPOWIERZCHNIOWY WIDOK TELESKOPOWY FERMI NA RDZENIE RADIOGALAKTYKI CENTAURUS A  " , Czasopismo Astrofizyczne , tom .  719 n O  2sierpień 2010, s.  1433 - 1444 ( DOI  10,1088 / 0004-637X / 719/2/1433 , czytać online [PDF] )
  53. OB Sushchov , OO Kobzar , BI Hnatyk i VV Marczenko „  Centaurus A jako wiarygodne źródło ultra wysokoenergetycznych promieni kosmicznych zarejestrowanych przez Obserwatorium Pierre Auger  ” Postępy Astronomii i Fizyki Kosmicznej , vol.  2,marzec 2012, s.  73-75 ( Kod Bibcode  2012AASP .... 2 ... 73S , przeczytaj online [PDF] )
  54. Idunn B. Jacobsen , Kinwah Wu , Alvina YL On i Curtis J. Saxton , „  Wysokoenergetyczne strumienie neutrin z populacji AGN wywnioskowane z badań rentgenowskich  ”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , tom.  451 n O  4,czerwiec 2015, s.  3649-3663 ( DOI  10.1093 / mnras / stv1196 , przeczytaj online [PDF] )
  55. Sarira Sahu i Luis Salvador Miranda , „  Niektóre możliwe źródła zdarzeń neutrinowych w IceCube TeV – PeV  ”, The European Physical Journal C , tom.  75,czerwiec 2015, s.  273 ( DOI  10.1140/epjc/s10052-015-3519-1 , Bibcode  2015EPJC... 75..273S , czytaj online [PDF] )
  56. „  Wyniki wyszukiwania rozszerzonej nazwy na Centaurus A  ” , baza danych NASA/IPAC Extragalactic (dostęp 6 lutego 2009 )
  57. R. Evans, RH McNaught, C. Humphries, „  Supernowa 1986G w NGC 5128  ”, Okólnik IAU , tom.  4208,1986( przeczytaj online )
  58. MM Phillips, AC Phillips, SR Heathcote, VM Blanco, D. Geisler, D. Hamilton, NB Suntzeff, FJ Jablonski, JE Steiner, AP Cowley, P. Schmidtke, S. Wyckoff, JB Hutchings, J. Tonry mgr Strauss, JR Thorstensen, W. Miód, J. Maza, MT Ruiz, AU Landolt, A. Uomoto, RM Rich, JE Grindlay, H. Cohn, HA Smith, JH Lutz, RJ Lavery, A. Saha „  supernowa typu 1a 1986G w NGC 5128 - Fotometria optyczna i widma  ”, Publikacje Towarzystwa Astronomicznego Pacyfiku , tom.  99,1987, s.  592-605 ( DOI  10.1086/132020 , czytaj online )
  59. (w) „  Jasne supernowe – 2016  ” (dostęp 21 lipca 2021 )
  60. (w) "  Bright PSN in NGC5128 (Centaurus A) Discovered By Backyard Observatory Supernova Search (BOSS)  " na Atel (dostęp 19 maja 2016 )
  61. (en-US) "  SN2016adj: Supernowa w Centaurusie A  " , na SALT ,10 lutego 2016(dostęp 19 maja 2016 )
  62. AM Garcia , „  Ogólne badanie członkostwa w grupie. II – Wyznaczanie grup pobliskich  ”, Seria Suplementów Astronomii i Astrofizyki , tom.  100 nr 1,lipiec 1993, s.  47-90 ( Bibcode  1993A i AS..100... 47G )
  63. ID Karachentsev, ME Sharina, AE Dolphin, EK Grebel, D. Geisler, P. Guhathakurta, PW Hodge, VE Karachetseva, A. Sarajedini, P. Seitzer, „  Nowe odległości do galaktyk w grupie Centaurusa A  ”, Astronomia i astrofizyka , tom.  385,2002, s.  21-31 ( DOI  10.1051/0004-6361: 200220042 , czytaj online )
  64. (w) RB Tully, Near Galaxies Catalog , Cambridge, Cambridge University Press,1988, 214  s. ( ISBN  0-521-35299-1 )
  65. P. Fouque, E. Gourgoulhon, P. Chamaraux, G. Paturel, „  Grupy galaktyk w promieniu 80 Mpc. II - Katalog grup i członków grup  ”, Dodatek do Astronomii i Astrofizyki , t.  93,1992, s.  211-233 ( czytaj online )
  66. ID Karachentsev, „  Grupa lokalna i inne sąsiednie grupy galaktyk  ” , „ Astronomical Journal” , tom.  129,2005, s.  178-188 ( DOI  10.1086/426368 , czytaj online )

Zobacz również

Bibliografia

Powiązane artykuły

Linki zewnętrzne