NGC6872

NGC 6872
NGC 6872
	NGC 6872 (w środku) z IC 4970 (powyżej)
Dane obserwacyjne ( epoka J2000 )
Konstelacja	Pavo
Rektascensja	20 godz. 16 m 56,558 sek
Deklinacja	−70° 46′ 04,60″
Przesunięcie ku czerwieni	0,015 194 ± 0,0001
Prędkość radialna Helio	4555 ± 30 km/s
Prędkość galaktocentryczna	4443 ± 30 km/s
Dystans	212 milionów (65 MPc )
Pozorna wielkość (V)	10.69
Wielkość bezwzględna (V)	−23,29
Charakterystyka
Typ	SB(s)b pec
Masa	>10 11 M ☉
Rozmiar	; ; ; > 522 kly (160 kpc ) (pozorna średnica gwiazdy) 717 kly (220 kpc) (25,5 mag / sec -2 izofot pasma B)
Rozmiar pozorny (V)	6,0 ′ × 1,7 ′
Godne uwagi funkcje	Oddziałująca galaktyka z IC 4970
Inne oznaczenia
	ESO 73-32 , JB a 28-1 , LEDA 64413 , 2MASX J20165648-7046057 , 2E 2011.7-7055

NGC 6872 , znana również jako Galaktyka Kondora , jest dużą galaktyką spiralną z poprzeczką typu SB(s)b pec w konstelacji Pavo . Znajduje się 212 milionów lat świetlnych (65 Mpc ) od Ziemi. NGC 6872 oddziałuje z galaktyką soczewkowatą IC 4970 , która jest mniejsza niż jedna dwunasta jej wielkości. Galaktyka ma dwa wydłużone ramiona o gwiezdnej średnicy ponad 522 000 lat świetlnych (160 000 szt . ) i izofotalnej średnicy D _25,5 wynoszącej ponad 717 000 lat świetlnych (220 000 pc ), co czyni ją największą znaną galaktyką spiralną . Została odkryta 27 czerwca 1835 roku przez angielskiego astronoma Johna Herschela .

Tempo powstawania gwiazd

Podczas obserwacji w ultrafiolecie i średniej podczerwieni , centralny obszar i poprzeczka NGC 6872 pokazują stare gwiazdy i niskie tempo powstawania gwiazd , z tempem rosnącym wzdłuż ramion spiralnych wraz ze wzrostem odległości od jądra. Najbardziej aktywny obszar formowania się gwiazd, znajdujący się w północno-wschodnim ramieniu, wykazuje strumień gwiazdowy około 1000 razy większy niż w regionie centralnym, chociaż może na to wpływać gęstość gwiezdnego pyłu w jądrze. Wydłużone części obu ramion ukazują młodą gromadę gwiazd formacje w wieku od jednego do stu milionów lat. Tempo formowania się gwiazd w północno-wschodnim rozszerzonym ramieniu jest dwukrotnie większe niż w południowo-zachodnim rozszerzonym ramieniu i pięciokrotnie szybsze w częściach ramion bliższych regionowi centralnemu.

Interakcja z IC 4970

IC 4970 to pobliska galaktyka soczewkowata , znajdująca się zaledwie kilka sekund łuku stąd i wiadomo, że wchodzi w interakcję z NGC 6872. Horrelou i Koribalski (2007), używając symulacji komputerowej do określenia interakcji obu galaktyk, poinformowali, że IC 4970 zbliżyła się NGC 6872 prawie wzdłuż płaszczyzny jej spiralnego dysku, osiągając największe zbliżenie około 130 milionów lat temu i skutkując obecnym bardzo wydłużonym kształtem.

Badanie ultrafioletu na podczerwień przeprowadzone przez Eufrasio i in. (2013), korzystając z danych z GALEX , Spitzera i innych zasobów, stwierdzili, że interakcja między dwiema galaktykami wydaje się wyzwalać znaczące formowanie się gwiazd w północno-wschodnim ramieniu NGC 6872, rozpoczynając się około 130 tysięcy lat świetlnych (40 kpc) od jej jądra . Wydaje się, że to samo miało miejsce również w południowo-zachodnim ramieniu. Jasne źródło ultrafioletu zostało odkryte na końcu północno-wschodniego ramienia, około 290 tysięcy lat świetlnych (90 kpc) od jądra, które może być pływową galaktyką karłowatą powstał z interakcji między IC 4970 a NGC 6872 . Jasny ultrafioletowy charakter tej gromady wskazuje, że zawiera ona gwiazdy mające mniej niż 200 milionów lat, co z grubsza pokrywa się z ramami czasowymi zderzenia. Mihos i in. (1993) oraz Eufrasio i in. (2014) sugerują, że przed interakcją z IC 4970 dysk galaktyki mógł być niejednorodny z rozszerzonym rozkładem masy.

Możliwa interakcja z NGC 6876

Machaczek i in. (2005), opisali ślad rentgenowski o długości 290–330 tysięcy lat świetlnych (90–100 kpc), który istnieje między NGC 6872 a pobliską galaktyką eliptyczną NGC 6876 . NGC 6872 oddala się od NGC 6876 z prędkością 849 ± 28 km/s (528 ± 17 mil/s) mniej więcej po tej samej trajektorii, co ślad rentgenowski, co sugeruje związek między dwiema galaktykami. Podano cztery możliwości istnienia śladu: gaz usunięty z dwóch galaktyk podczas bliskiego przelotu, ośrodek międzygalaktyczny który został skupiony grawitacyjnie za NGC 6872 podczas jej ruchu, ośrodek międzygwiazdowy , który został usunięty z NGC 6872 przez ciśnienie tłoka , gdy przechodził przez najgęstszą część grupy Pavo, oraz ośrodek międzygwiazdowy usunięty z NGC 6872 przez turbulentną lepkość , gdy przechodzi przez Pavo . Każdy lub wszystkie te procesy mogą być odpowiedzialne za ślad. Jeśli NGC 6872 i NGC 6876 wchodziły w interakcję w przeszłości, ta ostatnia mogła mieć wpływ na NGC 6872 ramiona spiralne i dystrybucję gazu, jak również jego interakcję z IC 4970 .

Zobacz też

Notatki

Linki zewnętrzne

NGC 6872 na WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Wodór α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , Artykuły i zdjęcia
NGC 6872 w SIMBAD