Galaktické pronikání v Panně

Horké ionizované plazma je známkou aktivních procesů při galaktickém vývoji. Při přibližování galaxií, které lze také pojímat jako galaktickou srážku či galaktické slučování, je přítomnost horkého plazmatu chápáno jako příznak právě probíhajícího procesu. V mnoha eliptických galaxiích je ale zřetelně pozorovatelná také H&alpha emise. Záření Hα, spolu s rentgenovým zářením z jádra galaxie, v takové galaxii její mezihvězdnou látku evidentně ochlazuje. Eliptická galaxie M 86 se nachází poblíž jádra kupy galaxií v Panně. Tato nám nejbližší obří galaktická kupa čítá cca 160 členů velikostně srovnatelných s naší Galaxií, a v její centrální oblasti je, vyjma obřích eliptických galaxií, koncentrováno mnoho horkého mezigalaktického plynu. Předpokládáme, že vzájemným pohybem a prolínáním galaxií je z nich mezihvězdná látka vytrhována a postupně přechází do volného mezigalaktického prostoru, kde zvyšuje koncentraci látky mezi galaxiemi. Kupa je tedy tím starší, čím jsou eliptické galaxie v jejím středu větší (předpokládáme, že dorostly vzájemným slučováním menších jedinců) a čím více mezigalaktického plynu zde nalezneme.

M 86 je čočkovou eliptickou galaxií typu S0. V jádru kupy v Panně je usazena obří eliptická galaxie M 87, jeden z nejnápadnějších galaktických objektů na obloze, vůči níž se M 86 pohybuje rychlostí 1 350 km·s⁻¹. Vše, co zde dokážeme pozorovat, se ovlivňuje navzájem. Následující text popisuje jevy v mezigalaktickém prostředí probíhající mezi eliptickou galaxií M 86 a spirální galaxií NGC 4438 pozorované na rozdílných vlnových délkách.

Rodinný portrét kupy galaxií v Panně ve viditelném světle. Zdroj: National Cheng Kung University

Kupa galaxií v Panně v rentgenovém světle, které vysílá horký mezigalaktický plyn. Nejvyšší koncentrace plynu (žlutozelené oko v centru snímku) je kolem centra kupy, v němž je usazena galaxie M 87. Další dvě plynné zhuštěniny, zobrazené žlutě, jsou kolem galaxií M 86 a M 84 v horní pravé části snímku. Snímek je orientován obdobně jako výše uvedený rodinný portrét ve viditelném světle. Zdroj: ROSAT.

Mezi jednotlivými galaxiemi v kupě se podařilo velmi složitým způsobem zobrazování pomocí zařízení MOSAIC na čtyřmetrovém dalekohledu Mayall na observatoři Kitt Peak rozeznat mezihvězdný plyn v mnohem detailnějším měřítku. Zobrazené detaily zde odpovídají kupám hvězd, či hvězdných koncentrací. Z prostorového rozložení naměřených rychlostí tohoto ISM lze pak popisovat časový průběh mezigalaktických interakcí. Snímkování v širokém záběru mezi dvěma galaxiemi M 86 a NGC 4438 odhalilo komplikovanou strukturu vodíkových oblastí viditelnou v čáře Hα, která se vůči oběma členům kupy pohybuje v různých místech rozdílnými rychlostmi. Je tak možné v tomto místě přímo pozorovat, nakolik je mezihvězdné prostředí ovlivňováno blízkostí galaxií, a snad bude možné i vysledovat, jakým způsobem je vývoj struktury ISM ovlivňován gravitací.

Snímek galaxií M 86 a NGC 4438 se zobrazenými vodíkovými oblaky svítícími v čárách Hα_[N II]. Jako podklad byl použit barevný snímek pořízený při přehlídce SDSS. Velmi slabě svítící Hα emise byla zdůrazněna zvýšením kontrastu. Oblasti Hα_[N II] pohybující se malými rychlostmi (< 500 km·s−1) jsou zbarveny červeně, emise Hα_[N II] vysokých rychlostí (> 2 000 km·s−1) je zobrazena zeleně. Nízkorychlostní emise je přičítána plynu vytrženému z galaxie NGC 4438 kolidující s galaxií M 86, který je postupně ohříván. Vysokorychlostní oblaka plynu jsou pozorována poblíž NGC 4388 ve spodním pravém rohu snímku. Tento plynný most ale není protažen až k M 86 a z dosud provedených pozorování není prozatím jasné, co jej způsobuje. Zdroj: University of Chicago.

Celkový snímek oblasti M 86 a NGC 4438 v radiovém oboru včetně souřadnicové sítě (nahoře). Prostřední kompozice zobrazuje souvztažnost emise Hα_[N II] (černobílý podklad) s intenzitou RTG záření mezihvězdného prostředí zobrazeného satelitem ROSAT (červeně) a emisí H I zachycenou VLA (modré kontury). Souvztažnost intenzivního RTG a H I vyzařování je evidentní a odpovídá i emisi Hα. Na spodní kompozici jsou zobrazeny rychlosti jednotlivých vodíkových filamentů, které se podařilo rozlišit. Zdroj: University of Chicago.

Obraz morfologie Hα oblastí v M 86 je velmi ucelený. Jsou zde rozpoznatelné komplikované vláknité struktury s řadou podrobností, které jsou ale oproti očekávání chudé na H II oblasti, obdobu uzlových zhuštěnin. Očekávané H II uzlové oblasti jsou přitom obvykle zdroji FUV, a bývají identifikovány jako hvězdné líhně. Byly zde bezpečně rozpoznány čtyři velké Hα oblasti, které vyplňují zobrazovaný mezigalaktický prostor. Nejsilnější Hα emise pochází z jádra M 86 a excentricky se odtud rozpíná jižním směrem. Je rozměrově srovnatelná s centrální oblastí galaxie M 86 – úhlově jde o oblast 1´ až 2´. Druhou je, ve viditelné oblasti s ničím nekorespondující, rozšíření plynoucí z jádra NGC 4438 a pokračující západním směrem k galaxii M 86 obří smyčkou o velikosti 5´. Jde tedy o útvar velký jako celá NGC 4438 zobrazená ve viditelném světle. Tvarově však tyto oblasti, až na část poblíž jádra NGC 4438, sobě neodpovídají. Třetí oblastí je smyčka v rozsahu 2´ až 8´ (10 až 40 kpc) tryskající severozápadním směrem z jádra M 86. Tato smyčka je z jádra protažena jako velmi tenká vláknitá struktura v poměru průřezu k délce 1 : 50. Předpokladem pro vytvoření a udržení takového vlákna je minimální turbulence v této oblasti mezihvězdného prostředí. Tato smyčka odpovídá prostorově také RTG vyzařování a rádiovému záření neutrálního vodíku. Jako čtvrtá je rozeznatelná struktura táhnoucí se jako spojovací most mezi oběma galaxiemi. Velikostně jde o oblast velikou 23´ neboli 120 kpc. Tato struktura vyzařující na Hα se v různých $místech pohybuje různě rychle a je zde zřetelně čitelný rychlostní gradient mezihvězdné látky mezi oběma galaxiemi.

Z výše uvedeného pozorování lze usuzovat, že v minulosti se obě galaxie prolnuly. Méně hmotná NGC 4438 prolétla obří spirální galaxií M 86 a pozorované emise Hα jsou trosky mezihvězdné látky vytržené ze zborcené a rozkolísané galaxie NGC 4438. Hvězdný disk spirální galaxie NGC 4438 si sice podržel svoji celistvost, ale vnější spirální ramena jsou deformována slapovými silami natolik, že se dnes nacházejí evidentně mimo původní galaktickou rovinu. Mezihvězdná látka je zde oproti hvězdám z původní galaktické struktury vytržena a roztroušena a reprezentuje stopy této galaktické kolize. Je také možné, že se této kolize účastnila i galaxie NGC 4435, která se dnes nachází v těsné blízkosti galaxie NGC 4438. Pravděpodobný scénář celé události lze popsat následovně: galaxie NGC 4438 prolétla z našeho pohledu proti nám zpoza galaxie M 86. Galaktická jádra se přitom minula ve vzdálenosti ne větší než 10 kpc. Průnik obou struktur rychlostí kolem 1 000 km·s⁻¹ způsobil zpomalení galaktického plynu obou galaxií. Mezihvězdná látka postupně opouští hvězdné struktury galaxie NGC 4438 a galaktický plyn v galaxii M 86 se takto převzatou energií ohřívá a září v RTG. NGC 4438 tak mohla přijít až o 5×10⁹ M_S. Galaktická kolize se tak stala podstatným zdrojem energie pro mezihvězdnou látku obří galaxie M 86. Je také možné, že v podobných srážkách takto získaná energie bývá nakonec soustředěna v centrální oblasti a stává se zdrojem vyzařování v obřích eliptických galaxiích s aktivním jádrem (AGN).