NGC7469

NGC 7469
NGC 7469 (na dole po lewej) i IC 5283 (na górze po prawej) Teleskopu Kosmicznego Hubble'a (
dane obserwacyjne epoka J2000 )
Konstelacja	Pegaz
Rektascensja	23 godz. 03 min 15,6 sek
Deklinacja	+08° 42′ 26″
Przesunięcie ku czerwieni	0,016317 ± 0,000007
Prędkość radialna Helio	4892 ± 2 km/s
Dystans	195 ± 65,6 mln lat (60,0 ± 20,1 MPc )
Pozorna wielkość (V)	12.3
Charakterystyka
Typ	(R')SAB(rs)a
Rozmiar pozorny (V)	1′.5 × 1′.1
Godne uwagi funkcje	Galaktyka Seyferta
Inne oznaczenia
UGC 12332, Arp 298, Mrk 1514, MCG +01-58-025, PGC 70348

NGC 7469 to pośrednia galaktyka spiralna w gwiazdozbiorze Pegaza . NGC 7469 znajduje się około 200 milionów lat świetlnych od Ziemi, co oznacza, biorąc pod uwagę jej pozorne wymiary, że NGC 7469 ma około 90 000 lat świetlnych średnicy. Została odkryta 12 listopada 1784 roku przez Williama Herschela .

galaktyka Seyferta typu I , charakteryzująca się jasnym jądrem. Jest to również jasne źródło podczerwieni z potężnym rozbłyskiem osadzonym w obszarze okołojądrowym. Współistnienie okołojądrowego pierścienia gwiazdotwórczego i aktywnego jądra galaktycznego sprawiło, że NGC 7469 stała się kluczowym celem do badania ich relacji. NGC 7469 oddziałuje ze swoim mniejszym towarzyszem IC 5283, tworząc parę znaną w Atlasie osobliwych galaktyk jako Arp 298. NGC 7469 będzie jedną z pierwszych galaktyk obserwowanych przez Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba .

Charakterystyka

Aktywne jądro galaktyki

NGC 7469 sfotografowana przez Teleskop Jamesa Webba . Jasne jądro spowodowało skok dyfrakcyjny , który wygląda jak sześcioramienna gwiazda.

NGC 7469 to galaktyka Seyferta typu 1.2 i jedna z najlepiej zbadanych galaktyk Seyferta. W 1943 roku galaktyka ta była jedną z sześciu mgławic wymienionych przez amerykańskiego astronoma Carla K. Seyferta , które wykazywały szerokie linie emisyjne w swoich jądrach . Członkowie tej klasy obiektów stali się znani jako galaktyki Seyferta i zauważono, że mają wyższą niż normalna jasność powierzchniowa w swoich jądrach. Zauważono również, że NGC 7469 ma bardzo szerokie linie wodorowe. Galaktyki Seyferta typu 1 są identyfikowane jako posiadające szerokie linie emisyjne i ciche radiowo aktywne jądra galaktyczne (AGN) w ujednoliconym schemacie zaproponowanym w latach 90.

Najbardziej akceptowaną teorią źródła energii AGN jest obecność dysku akrecyjnego wokół supermasywnej czarnej dziury . W przypadku NGC 7469 masa okołojądrowego dysku gazowego jest prawie równa masie dysku akrecyjnego. Uważa się, że NGC 7469 zawiera supermasywną czarną dziurę, której masę szacuje się na (12,2 ± 1,4) × 10 ⁶ M _☉ na podstawie mapowania pogłosu szerokiej linii emisyjnej 6 460 000 M _☉ lub zmierzoną na podstawie dyspersja prędkości . Wokół czarnej dziury znajduje się torus pyłu leżący w odległości 65-87 dni świetlnych, biorąc pod uwagę czasy opóźnienia w paśmie K.

Krzywe jasności NGC 7469 charakteryzują się zmiennością, zjawiskiem powszechnym wśród galaktyk Seyferta, ze znaczną zmiennością wzdłuż jej widma . Różne badania monitorowały jego widmo rentgenowskie , UV i optyczne przez kilka miesięcy. Bardziej długoterminowe badanie zmienności zostało opublikowane w 2017 r., po monitorowaniu widma optycznego NGC 7469 w latach 1996-2015. Maksymalną aktywność zaobserwowano w 1998 r., podczas gdy miało miejsce również kilka zdarzeń podobnych do rozbłysków, które trwały od 1 do 5 dni. Zmienność widma wydaje się mieć dwa okresy około 1200 i 2600 dni. Zaobserwowano również opóźnienia czasowe, które wyniosły prawie 21 dni dla Hβ, 3 dni dla Ha i 3 dni dla HeII.

W promieniach rentgenowskich i ultrafiolecie zaobserwowano wypływ zjonizowanego gazu z okolic jądra. Całkowity odpływ szacuje się na 0,06 mln _☉ rocznie. Na podstawie widma odpływu składa się z dwóch elementów, jednego o prędkości 580-720 km/s i wysokiej jonizacji oraz drugiego o prędkości 2300 km/s i niższej jonizacji. Lokalizacja szybszego gazu znajduje się w przestrzeni między supermasywną czarną dziurą a wewnętrzną częścią torusa i może to być wiatr powstały z torusa. Gaz o niskiej prędkości jest silnie zjonizowanym absorberem o dużej gęstości, znajdującym się w pobliżu obszaru szerokiej linii emisyjnej. Obliczono, że całkowita gęstość kolumn wynosi ¹⁰²⁰ na centymetr kwadratowy.

Genzela i in. wykrył 1,5 sekundy kątowej grzbiet przesuniętego ku błękitowi, promieniście płynącego gazu emanującego na południe od jądra, który można również dostrzec na falach radiowych. Może to być gaz wypływający z jądra lub materiał kierowany z pierścienia do jądra. Lonsdale i wsp. zaobserwowali również mały stożek radiowy. Zaobserwowali trzy bliskie przestrzennie źródła w jądrze, które można wyjaśnić jako jądro z dwoma dżetami radiowymi po obu stronach, wychodzące z dysku średniej podczerwieni.

Pierścionek z gwiazdą

Okołojądrowy pierścień gwiazdotwórczy z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a.

Wokół jądra zaobserwowano pierścień intensywnego formowania się gwiazd . Jego emisja została po raz pierwszy wykryta w falach radiowych przez Ulvestad et al. w 1981 roku, a następnie zaobserwowano w podczerwieni i długości fal optycznych. Pierścień odpowiada za dwie trzecie bolometrycznej jasności galaktyki (   3 × 10 ¹¹ L _☉ ). Pierścień ma promień 1,5 cala od jądra (500 szt.). Intensywne formowanie się gwiazd w NGC 7469 może być wynikiem interakcji z IC 5283 i obecności małej poprzeczki, jednak jest to spowodowane lokalną grawitacją niestabilności, a nie ruchy okrężne Tempo powstawania gwiazd w galaktyce szacuje się na od 40 do 80 M _☉ /rok.

Pierścień został szczegółowo zaobserwowany przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Zaobserwowano około 30 gromad gwiazd o masach od 0,5 do ponad 10 milionów M _☉ , co odpowiada definicji gromad supergwiazd . Takie masywne gromady gwiazd zaobserwowano również w innych wybuchowych i świecących galaktykach w podczerwieni. Dalsze badanie właściwości klastrów ujawniło, że grupują się one w dwie populacje, populację w średnim wieku (∼9–20 milionów lat temu) i mniej zaciemnioną (AV ≈ 1 mag) gromady gwiazd, stanowiące 75% całej populacji, oraz populacja młodych (1–3 milionów lat temu) i wymarłych (AV ≈ 3 mag) gromad gwiazd. Młode gwiazdy odpowiadają mniej więcej za jedną drugą masy pierścienia i większość jasności w podczerwieni. Ich lokalizację wyznaczają piki średniej podczerwieni i fal radiowych, przy czym dwa najjaśniejsze pokrywają się przestrzennie z końcami pręta jądrowego gazu molekularnego. Oszacowano, że całkowita masa gwiazdowa pierścienia nie przekracza 3,5 × 10 ⁹ M _☉ .

Inne cechy

Obserwacje na falach milimetrowych dały mapę CO 2-1, która zawierała częściowy pierścień lub ramiona spiralne w promieniu 1,5–2,5 (500-800 parseków w odległości NGC 7469), z poprzeczką -jak struktura łącząca je z centralnym źródłem. W centrum galaktyki została rozdzielona w paśmie 2,3 μm C0 2-0 jądrowa gromada gwiazd o średnicy 0,15-0,25. Ma asymetryczny kształt, a jego wiek to mniej niż 60 milionów lat. Stanowi 20–30% jądrowego w paśmie K i około 10% jądrowej jasności bolometrycznej.

Oprócz okołojądrowego pierścienia gwiazdotwórczego, NGC 7469 posiada wewnętrzną strukturę spiralną o średnicy około 33 sekund kątowych i słabszy pierścień zewnętrzny o średnicy około 100 sekund kątowych. W obrazowaniu Hα zaobserwowano wiele regionów H II produkujących gwiazdy w północnym ramieniu NGC 7469, ale żadnego w południowym, najprawdopodobniej z powodu interakcji z IC 5283.

Supernowe

Dwie supernowe zostały wykryte w NGC 7469, SN 2000 stóp i SN 2008ec (typ Ia). SN 2000 stóp to pierwsza supernowa radiowa wykryta w okołojądrowym rozbłysku jasnej w podczerwieni galaktyki Seyferta 1, około 600 parseków od jej jądra. Jego ewolucja zawiera cechy supernowych radiowych zidentyfikowanych jako supernowe typu II . Wizualny odpowiednik został wykryty na zdjęciach z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a wykonanych 13 maja 2000 r. Przy jasności wizualnej 19,2 magnitudo. Na podstawie tempa aktywności gwiazdotwórczej w NGC 7469 obliczono, że tempo zapadania się jądra supernowej powinno wynosić 0,8 supernowej rocznie. Jednak obserwacje pierścienia okołojądrowego galaktyki na falach radiowych nie pozwoliły zaobserwować innej supernowej radiowej w latach 1998-2006, innej niż SN 2000 stóp. Możliwą przyczyną jest to, że większość supernowych zapadających się jądra jest cicha w radiu i nie można ich wykryć na tle galaktycznej emisji tła (SN 2000 ft miał silną emisję fal radiowych).

Pobliskie galaktyki

NGC 7469 tworzy parę ze swoim mniejszym towarzyszem IC 5283, galaktyką spiralną bez aktywności jądrowej w odległości 1,4 metra. Oddziaływanie pływowe między dwiema galaktykami stworzyło wyraźny warkocz na północnym wschodzie i wzmocniło formowanie się gwiazd po wschodniej stronie, co widać na obrazowaniu Hα IC 5283 i jest prawdopodobnie przyczyną formowania się gwiazd w NGC 7469. Wykryto mostek gazowy między dwiema galaktykami w obrazowaniu HI i istnieją dowody na to, że NGC 7469 pobiera gaz z dysku IC 5283. Para galaktyk jest odizolowana.

Zasugerowano, że para ta jest odległym członkiem gromady galaktyk Pegaz I , której najważniejszymi członkami są galaktyki eliptyczne NGC 7619 i NGC 7626. Jednak na podstawie przesunięcia ku czerwieni należą do grupy galaktyk leżącej za gromadą. Inni członkowie tej grupy to galaktyki dyskowe NGC 7511, NGC 7515, NGC 7529, NGC 7535, NGC 7536, NGC 7570, NGC 7580 i NGC 7591. Grupa może być powiązana z supergromadą w Perseuszu- Rybach .

Linki zewnętrzne

• NGC 7469 na WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Wodór α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , Artykuły i obrazy
• NGC 7469 na SIMBAD