Όχι. Εκείνη την εποχή κατέληξε σε απόσταση περίπου 8.000 ετών φωτός, αλλά σήμερα πιστεύεται ότι είναι τόσο μακριά όσο 8.000.000. Ποιο είναι το όνομά του? NGC 2403…
Ανακαλύφθηκε το 1788 από τον Sir William Herschel, αυτός ο ενδιάμεσος σπειροειδής γαλαξίας είναι μέρος της ομάδας M81 / M82… και όπως οι σύγχρονοί του, είναι προϊόν συγχώνευσης γαλαξιών. Ο βόρειος σπειροειδής βραχίονας του συνδέεται με το NGC 2404 - γεμίζοντας το φωτοστέφανο με νεαρά αστέρια. Σε αυτό το αριστοτεχνικό αστροφωτο που έγινε από τον Warren Keller, οι ροζ και οι κόκκινες περιοχές υποδηλώνουν ενεργό σχηματισμό αστεριών, ενώ συστάδες από ήλιους νεοφυτών συγκεντρώνονται στις μπλε ενώσεις OB. Όπως ένα λεπτό κομμάτι ιρλανδικής δαντέλας, οι σκοτεινές περιοχές εμφανίζονται σαν τρύπες όπου η σκόνη εμποδίζει το φως. Ωστόσο, το NGC 2403 δεν ακολουθεί τους κανόνες. Εδώ τα χέρια του γαλαξία περιστρέφονται με διαφορετική ταχύτητα.
«Παρουσιάζονται και συζητούνται οι παρατηρήσεις υψηλής ευαισθησίας H I του κοντινού σπειροειδούς γαλαξία NGC 2403 που λαμβάνονται με το VLA. Περιγράφονται οι ιδιότητες του εκτεταμένου, διαφορετικά περιστρεφόμενου στρώματος ΗΙ με τις οπές Η, της σπειροειδούς δομής και του εξωτερικού στημονιού. Επιπλέον, αυτά τα νέα δεδομένα αποκαλύπτουν την παρουσία ενός εξασθενημένου, εκτεταμένου και κινηματικά ανώμαλου συστατικού. Αυτό εμφανίζεται στα προφίλ γραμμής H I ως εκτεταμένα φτερά εκπομπών προς τη συστημική ταχύτητα. Στις κεντρικές περιοχές αυτά τα φτερά είναι πολύ φαρδιά (έως 150 km / s) και υποδεικνύουν μεγάλες αποκλίσεις από την κυκλική κίνηση. " λέει ο F. Fraternali (et al). «Διαχωρίσαμε το ανώμαλο συστατικό αερίου από τον ψυχρό δίσκο και έχουμε αποκτήσει ένα ξεχωριστό πεδίο ταχύτητας και μια ξεχωριστή καμπύλη περιστροφής. Η μάζα του ανώμαλου συστατικού είναι 1/10 της συνολικής μάζας Η. Η ταχύτητα περιστροφής του ανώμαλου αερίου είναι 25-50 km / s χαμηλότερη από αυτήν του δίσκου. Το πεδίο ταχύτητάς του έχει μη ορθογώνιους κύριους και δευτερεύοντες άξονες που ερμηνεύουμε ως μια συνολική κίνηση εισροής 10-20 km / s προς το κέντρο του γαλαξία. Η εικόνα που προκύπτει από αυτές τις παρατηρήσεις είναι αυτή ενός ψυχρού δίσκου ΗΙ που περιβάλλεται από ένα παχύ και αδύναμο στρώμα ΗΙ που χαρακτηρίζεται από βραδύτερη περιστροφή και κίνηση εισροής προς το κέντρο. Η προέλευση αυτού του ανώμαλου στρώματος αερίου είναι ασαφής. Ωστόσο, είναι πιθανό ότι σχετίζεται με τον υψηλό ρυθμό σχηματισμού αστεριών στο δίσκο του NGC 2403 και ότι η κινηματική του είναι το αποτέλεσμα ενός γαλαξιακού τύπου μηχανισμού κρήνης. Προτείνουμε ότι αυτά τα ανώμαλα σύμπλοκα H I μπορεί να είναι ανάλογα με ένα μέρος των σύννεφων υψηλής ταχύτητας του γαλαξία μας. "
Μήπως αυτή η διαφορετική περιστροφική καμπύλη έχει κοσμολογικές επιπτώσεις; Σύμφωνα με το έργο των E. Battaner και E. Florido: «Αναθεωρούμε το θέμα των καμπυλών περιστροφής των σπειροειδών γαλαξιών, δίνοντας έμφαση στην τυπική ερμηνεία ως απόδειξη για την ύπαρξη φωτοστέφανων της σκοτεινής ύλης. Γαλαξίες εκτός από σπείρες και νάνοι τελευταίου τύπου μπορεί επίσης να έχουν μεγάλες ποσότητες σκοτεινής ύλης, και επομένως ελλειπτικά, σπείρες νάνων, φακοί και γαλαξίες πολικού δακτυλίου. Επιπλέον, πρέπει να συμπεριληφθούν και άλλες μέθοδοι για τον προσδιορισμό της γαλαξιακής σκοτεινής ύλης, όπως αυτές που παρέχονται από δυαδικά, δορυφόρους ή σφαιρικά σμήνη. Τα ιεραρχικά μοντέλα ψυχρής σκοτεινής ύλης αποτελούν τον τυπικό τρόπο εξήγησης των καμπυλών περιστροφής, και έτσι το πρόβλημα γίνεται μόνο μια πτυχή μιας γενικότερης θεωρίας που εξηγεί τη δομή και τον σχηματισμό γαλαξιών. Περιλαμβάνονται επίσης εναλλακτικές θεωρίες. Στο μαγνητικό μοντέλο, οι καμπύλες περιστροφής θα μπορούσαν επίσης να είναι μια ιδιαίτερη πτυχή ολόκληρης της ιστορίας του κοσμικού μαγνητισμού σε διάφορες εποχές του Σύμπαντος. "
Ωστόσο, από την άλλη πλευρά, ίσως οι διαφορετικές περιστροφές προκλήθηκαν από την ίδια τη συγχώνευση - χωρίς να εμπλέκεται σκοτεινή ύλη. «Έγινε αρκετό σημείο σχετικά με τις αποκλίσεις ορισμένων γαλαξιών από καμπύλες επίπεδης περιστροφής, συγκεκριμένα για τη μειωμένη ταχύτητα στα εξωτερικά μέρη των καμπυλών. Τέτοιες περιπτώσεις μπορούν να εξηγηθούν στο μοντέλο διάχυσης λαμβάνοντας υπόψη συγκρούσεις και παλιρροιακές αλληλεπιδράσεις μεταξύ γαλαξιών. Σε αυτήν την εξήγηση, η υπερβολική βαρυτική δύναμη θεωρείται ότι προκαλείται από ένα «σύννεφο» του παράγοντα που φέρει βαρυτική δύναμη που διαχέεται πάντα ελεύθερα, αν και είναι πιο συγκεντρωμένη σε ορισμένες περιοχές από άλλες ως αποτέλεσμα του χρόνου που απαιτείται για τη διαδικασία διάχυσης και το μέγεθος των εμπλεκόμενων περιοχών. " λέει ο Roy J. Britten. «Όταν έχουν εμφανιστεί παλιρροιακές αλληλεπιδράσεις μεταξύ γαλαξιών, κάποια ορμή θα μπορούσε να μεταφερθεί μεταξύ των αστεριών, του αερίου και της σκόνης που δεν θα μοιράζονταν από τα διάχυτα σύννεφα και, ως εκ τούτου, θα προέκυπταν ασυμμετρίες στις βαρυτικές δυνάμεις. Για παράδειγμα, το νέφος και οι γαλαξίες θα μπορούσαν να διαχωριστούν εάν οι δύο γαλαξίες συγχωνευτούν επειδή οι γαλαξίες μοιράζονται την ορμή τους και τα σύννεφα θα παραμείνουν ανεξάρτητα και θα συνεχίσουν να διαχέονται. Τότε, θα δημιουργούνται αργά νέα βαρυτικά σύννεφα με διάχυση από τον συγχωνευμένο γαλαξία. "
Σκοτεινή ύλη ή καθόλου σκοτεινή ύλη, το NGC 2403 (07h 36m 51.4s, + 65 ° 36 ′ 09 ″) είναι ευχάριστο να το παρατηρήσετε. Βρίσκεται στον βόρειο αστερισμό του Camelopardalis, αυτός ο σπειροειδής γαλαξίας μεγέθους 8,4 μπορεί να εντοπιστεί υπό συνθήκες σκοτεινού ουρανού με συνηθισμένα κιάλια 10X50. Το 1954 ο Fritz Zwicky ανέφερε ένα γεγονός για σουπερνόβα και 50 χρόνια αργότερα συνέβη ξανά, κρατώντας τους αστρονόμους να αναρωτιούνται για αυτόν τον γαλαξία με τον πυρήνα Seyfert «νάνος» χαμηλής φωτεινότητας. Το SN2004 είναι το λαμπερό κίτρινο «αστέρι» σε αυτό το πορτρέτο και είναι η πιο κοντινή - και πιο φωτεινή - αστρική έκρηξη που ανακαλύφθηκε σε περισσότερο από μια δεκαετία…
Όσο πιο κοντά με το προσοφθάλμιό σας την επόμενη σκοτεινή νύχτα!
Ευχαριστώ πολύ τον Warren Keller των Billions and Billions και τον David Plesko που μοιράστηκαν την απίστευτη δουλειά τους!
