jmcvietnam
29-08-2012, 11:11 AM
Cặp thiên hà M 51 & NGC 5195 tại bước sóng khả kiến và hồng ngoại
http://ipac.jpl.nasa.gov/media_images/ssc2004-19a_medium.jpg
Ảnh cặp thiên hà M 51 & NGC 5195 tại bước sóng khả kiến (trái) và tại bước sóng hồng ngoại (phải). Bức ảnh tại bước sóng khả kiến (0.4 đến 0.7 micron) do kính thiên văn 2.1m của đài thiên văn Kitt Peak chụp. Bức ảnh bên phải tổng hợp kết quả quan sát tại vùng hồng ngoại với 4 bước sóng: 3.6 micron, 4.5 micron, 5.8 micron và 8.0 micron (được biểu diễn bằng các màu lam, lục, cam và đỏ) do kính Spitzer thực hiện.
Tại bước sóng khả kiến cũng như tại vùng hồng ngoại từ 3.6 đến 4.5 micron, các kết quả quan sát thu được chủ yếu là ánh sáng phát ra từ các ngôi sao. Tại bước sóng hồng ngoại dài hơn (5.8 đến 8.0 micron), kính Spitzer cho thấy các đám bụi khí với thành phần chủ yếu là hydro carbon vòng thơm. Mặc dù chỉ quan sát được chủ yếu tia hồng ngoại phát ra từ các phân tử hydro carbon vòng thơm, tuy nhiên, sự hiện diện của các phân tử hydro carbon này luôn kèm theo những đám mây khí và bụi, vật liệu chủ yếu dùng cho quá trình tạo ra các ngôi sao.
Nằm trong chòm sao Canes Venatici, cách Trái Đất 37 triệu năm ánh sáng, M 51 là một trong những thiên thể được quan tâm nhất đối với các nhà thiên văn chuyên nghiệp cũng như nghiệp dư. Có nhiều tên khác nhau được đặt cho thiên hà này: M 51, NGC 5194, Whirlpool galaxy (thiên hà Xoáy Nước), Rosse?s Galaxy, ... M 51 được ghi nhận lần đầu tiên bởi Charles Messier vào năm 1773 khi ông đang tiến hành quan sát một ngôi sao chổi mờ. Cấu trúc xoắn ốc của M 51 được Rosse phát hiện vào năm 1845. NGC 5195, thiên hà đồng hành của M 51, được Pierre Mechain phát hiện năm 1781.
Các kết quả quan sát tại bước sóng hồng ngoại đã cho thấy hai đặc điểm nổi bật:
+ Các luồng vật chất có cấu trúc hình sợi mảnh xuất hiện dày đặc ở khu vực giữa những cánh tay xoắn ốc của M 51.
+ Sự phân bố các đám mây khí và bụi giữa M 51 & NGC 5195: M 51 chứa rất nhiều bụi khí và đang diễn ra quá trình tạo sao rất mạnh, ngược lại, NGC 5195 bao gồm chủ yếu là các ngôi sao đã già, hiện lên rất mờ nhạt tại bước sóng hồng ngoại. Quá trình đụng độ giữa hai thiên hà được cho là nguyên nhân chính gây ra cấu trúc đặc biệt cũng như quá trình tạo sao mạnh mẽ trong M 51.
Các kết quả quan sát trên là một phần trong dự án quan sát kéo dài 500 giờ của kính Spitzer đối với 75 thiên hà lân cận ? dự án Spitzer Infrared Nearby Galaxy Survey. Mục đích chính của dự án này là tìm hiểu các mối quan hệ giữa quá trình tạo sao với những đặc tính của thiên hà, góp phần tích lũy dữ liệu, làm cơ sở xây dựng các chương trình dự đoán phục vụ việc nghiên cứu về sự hình thành và phát triển thiên hà.
Perseus,
HAAC
http://ipac.jpl.nasa.gov/media_images/ssc2004-19a_medium.jpg
Ảnh cặp thiên hà M 51 & NGC 5195 tại bước sóng khả kiến (trái) và tại bước sóng hồng ngoại (phải). Bức ảnh tại bước sóng khả kiến (0.4 đến 0.7 micron) do kính thiên văn 2.1m của đài thiên văn Kitt Peak chụp. Bức ảnh bên phải tổng hợp kết quả quan sát tại vùng hồng ngoại với 4 bước sóng: 3.6 micron, 4.5 micron, 5.8 micron và 8.0 micron (được biểu diễn bằng các màu lam, lục, cam và đỏ) do kính Spitzer thực hiện.
Tại bước sóng khả kiến cũng như tại vùng hồng ngoại từ 3.6 đến 4.5 micron, các kết quả quan sát thu được chủ yếu là ánh sáng phát ra từ các ngôi sao. Tại bước sóng hồng ngoại dài hơn (5.8 đến 8.0 micron), kính Spitzer cho thấy các đám bụi khí với thành phần chủ yếu là hydro carbon vòng thơm. Mặc dù chỉ quan sát được chủ yếu tia hồng ngoại phát ra từ các phân tử hydro carbon vòng thơm, tuy nhiên, sự hiện diện của các phân tử hydro carbon này luôn kèm theo những đám mây khí và bụi, vật liệu chủ yếu dùng cho quá trình tạo ra các ngôi sao.
Nằm trong chòm sao Canes Venatici, cách Trái Đất 37 triệu năm ánh sáng, M 51 là một trong những thiên thể được quan tâm nhất đối với các nhà thiên văn chuyên nghiệp cũng như nghiệp dư. Có nhiều tên khác nhau được đặt cho thiên hà này: M 51, NGC 5194, Whirlpool galaxy (thiên hà Xoáy Nước), Rosse?s Galaxy, ... M 51 được ghi nhận lần đầu tiên bởi Charles Messier vào năm 1773 khi ông đang tiến hành quan sát một ngôi sao chổi mờ. Cấu trúc xoắn ốc của M 51 được Rosse phát hiện vào năm 1845. NGC 5195, thiên hà đồng hành của M 51, được Pierre Mechain phát hiện năm 1781.
Các kết quả quan sát tại bước sóng hồng ngoại đã cho thấy hai đặc điểm nổi bật:
+ Các luồng vật chất có cấu trúc hình sợi mảnh xuất hiện dày đặc ở khu vực giữa những cánh tay xoắn ốc của M 51.
+ Sự phân bố các đám mây khí và bụi giữa M 51 & NGC 5195: M 51 chứa rất nhiều bụi khí và đang diễn ra quá trình tạo sao rất mạnh, ngược lại, NGC 5195 bao gồm chủ yếu là các ngôi sao đã già, hiện lên rất mờ nhạt tại bước sóng hồng ngoại. Quá trình đụng độ giữa hai thiên hà được cho là nguyên nhân chính gây ra cấu trúc đặc biệt cũng như quá trình tạo sao mạnh mẽ trong M 51.
Các kết quả quan sát trên là một phần trong dự án quan sát kéo dài 500 giờ của kính Spitzer đối với 75 thiên hà lân cận ? dự án Spitzer Infrared Nearby Galaxy Survey. Mục đích chính của dự án này là tìm hiểu các mối quan hệ giữa quá trình tạo sao với những đặc tính của thiên hà, góp phần tích lũy dữ liệu, làm cơ sở xây dựng các chương trình dự đoán phục vụ việc nghiên cứu về sự hình thành và phát triển thiên hà.
Perseus,
HAAC