Русская Википедия:ESO 137-001
Шаблон:Галактика ESO 137—001 — спиральная галактика с перемычкой[1] в созвездии Южный Треугольник в крупном скоплении галактик Abell 3627[2][3][4]. Расположена в 280 кпк в северо-западном направлении от центра скопления[5]. Является относительно небольшой по массе — (0,5-1,4)Шаблон:EШаблон:Mo — голубой галактикой позднего типа с активным звездообразованием[6].
По мере движения к центру скопления со скоростью 7 млн км/ч[7][4][8]Шаблон:Ref+ галактика встречается со сверхнагретой (~ 100 млн градусов Кельвина) межгалактической плазмой. Со стороны межгалактического газа на частицы межзвездного газа галактики действует ударное давление, которое, превышая гравитационное притяжение галактики, как бы выдувает этот газ[4][8]. Этот процесс называется «Шаблон:Iw»[7][4]. В результате него формируются хвосты длиной до 260 тыс. св. лет[2]Шаблон:Ref+, в которых, как и в самой галактике, происходит интенсивное звездообразование[7][2][4][8]Шаблон:Ref+. Частицы пыли и звезды не так сильно подвержены давлению, поэтому общий вид галактики сохраняется[7][8].
Длинные хвосты из выброшенного газа придают галактике специфический вид: растянутые голубые волокна напоминают по форме щупальца медузы[8] или пушинки созревшего цветка одуванчика[7].
История изучения
Галактика была открыта доктором философии М. Суном на основании данных рентгеновских[прим. 1] телескопов «Чандра» и «XMM-Newton» в 2005 году[9].
При наблюдениях с Земли или околоземной орбиты галактика видна очень близко к плоскости Млечного пути, что затрудняет исследование[8].
Помимо рентгеновского диапазона, имеются также изображения в ИК-диапазоне, полученные телескопом «Спитцер», и в оптическом диапазоне, в частности, в линии H-альфа — с Шаблон:Нп5[2]. В видимом диапазоне есть и данные с телескопа «Хаббл»[10][4].
Первоначально, почти сразу после открытия галактики, был обнаружен один хвост[6], и лишь несколько лет спустя — второй[2]. Наблюдения на радиотелескопе Atacama Pathfinder Experiment выявили порядка 1Шаблон:EШаблон:Mo газа в молекулярной форме в самой галактике — как минимум вдвое меньше, чем изначально содержится в составе галактик такого типа, — и примерно (2-4)Шаблон:EMШаблон:Sub в области хвостов; это подтверждает, что газ был вытеснен из неё в результате приливного обдирания[5].
В 2014 году начались наблюдения за движением газа в хвостах также на телескопе VLT[11]/
Будущее галактики
Учёные полагают, что приливное обдирание оказывает существенное влияние на эволюцию галактики: она теряет холодный газ, в ней перестают образовываться новые звёзды[7][4], а из-за снижения темпов звездообразования изменяется структура внутренних спиральных рукавов и балджа[2]. Постепенно это приводит к быстрому старению всей галактики, так, что когда-нибудь в ней останутся только холодные красные и желтые звезды[8].
Движение газа в хвосте подвержено гравитационному взаимодействию с обычной барионной и темной материей. От распределения последней зависит форма хвоста[9].
См. также
Примечания
- Комментарии
- ↑ Из-за высокой температуры светящийся газ наблюдается в рентгеновском диапазоне.
- Источники
- ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокSIMBADне указан текст - ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 Шаблон:Cite web
- ↑ 5,0 5,1 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокJachym2014не указан текст - ↑ 6,0 6,1 Шаблон:Статья
- ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 7,5 Шаблон:Cite web
- ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 8,4 8,5 8,6 Шаблон:Cite web
- ↑ 9,0 9,1 Шаблон:Cite web
- ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокHubble2014не указан текст - ↑ 11,0 11,1 Шаблон:Cite web
