"Los veloces dragones de la noche cortan las nubes a toda velocidad, y allí brilla ..." ¿Otra pareja galáctica? Descubierto por Friedrich Wilhelm Herschel en 1787, este emparejamiento galáctico particular conocido como Arp 23 encuentra su hogar en Canes Venetici, y el dúo sin duda tiene una historia colorida. El más pequeño del par, NGC 4625, es una galaxia enana distorsionada clasificada formalmente como Sm, una estructura que se asemeja a galaxias espirales, especialmente las nubes de Magallanes. Entonces, ¿qué tiene que decir una galaxia de un solo brazo por sí misma?
Se ha teorizado que la estructura asimétrica podría ser el resultado de una interacción gravitacional con NGC 4618, su miembro más grande e interactivo en esta imagen. Sí, la estructura asimétrica no es nueva cuando se trata de galaxias interactuantes, pero el roce es solo parte del gas de hidrógeno neutro fuera del disco óptico de NGC 4618. ¿Qué significa eso? Es muy probable que la forma de un solo brazo de la galaxia no sea producto de la interacción, sino natural de las propiedades únicas de la galaxia.
En estudios de lectura realizados en 2004 por Bush (et al), “la asimetría es un rasgo común en las galaxias espirales y es particularmente frecuente entre las espirales magallánicas. Para explorar cómo la asimetría morfológica y cinemática se ve afectada por las galaxias compañeras, analizamos las observaciones neutras de hidrógeno de las espirales de Magallanes en interacción NGC 4618 y NGC 4625. El análisis de la distribución de HI revela que aproximadamente el 10% de la masa total de HI de NGC 4618 reside en una estructura de marea en bucle que parece envolverse alrededor de la galaxia. A través de cálculos basados en perfiles H I derivados, mostramos que NGC 4618 y NGC 4625 no son más asimétricos que las espirales magallánicas no interactivas analizadas recientemente por Wilcots & Prescott. También derivamos curvas de rotación para los lados que se acercan y retroceden de cada galaxia. Al ajustar las curvas medias con un modelo de halo isotérmico, calculamos masas dinámicas de 4.7 × 109 y 9.8 × 109 Msolar a 6.7 kpc para NGC 4618 y NGC 4625, respectivamente. Si bien las curvas de rotación tenían velocidades sistemáticamente más altas en el lado de retroceso de cada galaxia, el efecto no fue más pronunciado que en los estudios de espirales sin interacción. El grado de asimetría impulsada por la interacción en ambas galaxias es indistinguible del grado intrínseco de asimetría de las galaxias asimétricas ".
En 1985, A. V. Filippenko descubrió algo inusual en el espectro de NGC 4618: “El objeto es casi seguro una supernova en una etapa avanzada, aunque su espectro no se ajusta a los espectros de supernova publicados. Basado en el brillo actual y en el módulo de distancia de NGC 4618, se estima que el objeto alcanzó el máximo hace aproximadamente 160 días y se ha desvanecido en 5 a 6 mag, si inicialmente era una supernova Tipo I o Tipo II normal. Es digno de mención que Minkowski (1939, Ap. J. 89, 156) observó que el doblete [OI] 630.0 / 636.4-nm era fuerte después de 184 días después del máximo en el espectro de la supernova Tipo I 1937C en IC 4182. La característica no estaba presente en el espectro de SN 1972E en NGC 5253 unos 400 días después del máximo (Kirshner y Oke 1975, Ap. J. 200, 574). Los datos de predescubrimiento sobre el brillo del objeto y las futuras observaciones de la evolución de su espectro serían de gran interés ".
Más tarde ese año: “Los espectros ópticos de un objeto estelar brillante cerca del núcleo de la galaxia espiral NGC 4618 revelan líneas de emisión fuertes y muy amplias similares a las de los quásares pero que tienen las longitudes de onda relativas incorrectas. Aunque las líneas de hidrógeno y helio están ausentes, las características más prominentes se pueden atribuir a átomos neutros de oxígeno, sodio y magnesio en el desplazamiento al rojo de NGC 4618. El objeto es casi seguro una supernova cuyo espectro altamente inusual puede ser indicativo de un fundamental nueva subclase ". Para 1986 los estudios se habían ampliado y; "El espectro de SN 1985f no se parece a ningún espectro de supernovas publicado anteriormente, y se postula que su progenitor era una estrella masiva de Wolf-Rayet que expulsó su atmósfera exterior de H y He antes de la explosión de supernova".
Sin embargo, la verdadera belleza de esta imagen es lo que parecen ser regiones brillantes que forman estrellas. Según los estudios realizados por los Elmegreens; "Se sugiere que las regiones prominentes de formación estelar ocurran cerca de las periferias de espirales magallánicas barradas e irregulares porque las galaxias experimentan dinámicas de gas similares a las de las regiones barradas internas de espirales barradas masivas". Pero ... ¿Es la interacción entre los dos lo que está causando estas regiones de formación estelar exteriores? La ciencia no parece pensar eso. Dice Zaritsky; "Los discos estelares de muchas galaxias espirales son dos veces más grandes de lo que generalmente se piensa (y) el fenómeno de la formación de estrellas de bajo nivel fuera de los bordes ópticos aparentes de los discos es común y duradero".
Esto está respaldado por estudios realizados por Gil de Paz (et al). “Las observaciones recientes de UV-lejano (FUV) y casi-UV (NUV) de la galaxia cercana NGC 4625 realizadas por Galaxy Evolution Explorer (GALEX) muestran la presencia de un disco UV extendido que alcanza hasta 4 veces el radio óptico de la galaxia. Los colores UV a ópticos sugieren que la mayor parte de las estrellas en el disco de NGC 4625 se están formando actualmente, brindando una oportunidad única para estudiar hoy la física de la formación de estrellas en condiciones similares a las de los discos normales de galaxias espirales. la Vía Láctea se formó por primera vez. En el caso de NGC 4625, es probable que la formación de estrellas en el disco extendido sea provocada por la interacción con NGC 4618 y posiblemente también con la galaxia recién descubierta NGC 4625A ".
Sin embargo, la formación de estrellas no es todo lo que está sucediendo aquí. NGC 4618 y NGC 4625 también se han estudiado para el giro, y existe una gran posibilidad de que la interacción de las mareas pueda afectarlo. Según estudios realizados por Helou. “Las pistas sobre el origen del giro en las galaxias también son pistas directas sobre el mecanismo de formación de galaxias. La evidencia hasta ahora está claramente en contra de una imagen simple donde la turbulencia primitiva es la fuente de giro. Pero los datos son consistentes y sugestivos de la hipótesis de que los giros se adquirieron mediante torsión de marea; Se da una discusión detallada, tratando por separado la posibilidad de que el efecto sea primordial y la posibilidad de que sea el resultado de la evolución. Ahora hay suficientes datos disponibles que requieren cálculos específicos para agudizar las predicciones del comportamiento estadístico de los giros, especialmente en binarios ".
¿Hay aún más en este par de lo que parece? Ciertamente. Este par también se ha estudiado para los núcleos de Seyfert, una región central brillante y compacta que puede tomar una variedad de formas, tal vez llevando pistas sobre cómo se alimenta o dispara el motor central. Los estudios muestran que los núcleos de Seyfert pueden ocurrir con mayor frecuencia entre espirales que interactúan, pero más aún en aquellos que solo interactúan fuertemente, en lugar de con una distorsión de marea extrema. El trabajo fascinante fue hecho originalmente por Bill Keel y sus hallazgos respaldados por estudios posteriores. También es muy posible que este fenómeno simplemente ocurra como un proceso natural, y también se han detectado las características espectrales de las estrellas Wolf-Rayet. ¡Muchos factores diferentes pueden entrar en juego!
No importa lo que suceda en este par de formación inusual "de adentro hacia afuera", ya sea la detección de un agujero negro o simplemente una explosión de rayos gamma de larga duración, son un estudio fascinante y una imagen realmente hermosa. "Si las sombras hemos ofendido, piensa pero esto, y todo está reparado, que has dormido aquí mientras aparecieron estas visiones. Y este tema débil e inactivo, no más ceder, sino un sueño, Gentles, no lo reprende; Si me disculpa, lo repararemos.
El miembro de AORAIA, Martin Winder, reunió la luz para esta increíble imagen durante un período de aproximadamente 7,5 horas y luego la procesó el miembro, el Dr. Dietmar Hager. Les agradecemos a ambos por la mirada exclusiva a este hermoso dúo de galaxias.
