El quinteto de Stephan es una agrupación visual de cinco galaxias ubicadas en la constelación de Pegasus. Juntos, también se conocen como Hickson Compact Group 92 (HCG 92). Aunque se llama un "quinteto", solo cuatro de las galaxias están realmente juntas y atrapadas en un baile cósmico. La quinta y izquierda galaxia, llamada NGC 7320, está bien en primer plano en comparación con los otros cuatro.
Los grupos ajustados como este pueden haber sido más comunes en el universo temprano cuando su material sobrecalentado e infallado puede haber alimentado agujeros negros muy enérgicos llamados quásares. Incluso hoy, la galaxia más alta en el grupo-NGC 7319-Harbors y núcleo galáctico activo , un holguero supermasivo las 24 millones de veces la masa de la masa de la masa de la masa sune. Está acumulando activamente material y presenta energía de la luz equivalente a 40 mil millones de soles.
Los científicos que usan el telescopio espacial James Webb de la NASA estudiaron el núcleo galáctico activo con gran detalle con el espectrómetro de resolución media (MRS), que es parte de Instrumento de infrarrojo medio (Miri). Las características del espectrómetro unidades de campo integral (ifus)-una combinación de una cámara y spechrogher . Estos IFU proporcionaron al equipo Webb un "cubo de datos" o una colección de imágenes de las características espectrales del Core Galactic.
Usando IFUS, los científicos pueden medir estructuras espaciales, determinar la velocidad de esas estructuras y obtener una gama completa de datos espectrales. Al igual que las imágenes de resonancia magnética médica (MRI), los IFU permiten a los científicos "cortar y cortar" la información en muchas imágenes para un estudio detallado.
La Sra. Miri atravesó la cubierta de polvo cerca del núcleo galáctico activo para medir la emisión brillante del gas caliente que se ioniza por poderosos vientos y radiación del agujero negro. El instrumento vio el gas cerca del agujero negro supermasivo en longitudes de onda nunca antes se estudió con tanto detalle, y pudo determinar su velocidad.
Algunas de estas características de emisión clave se muestran en esta imagen. En cada caso, las regiones de color azul indican el movimiento hacia el espectador y las regiones de color naranja representan el movimiento lejos del espectador. Las líneas de argón y neón provienen de puntos calientes de gas super calentido que está altamente ionizado por la potente radiación y los vientos del agujero negro supermasivo. La línea de hidrógeno molecular es de gas denso más frío en las regiones centrales de la galaxia y arrastrada en el viento de salida. Las velocidades se miden mediante cambios en las longitudes de onda de una característica de línea de emisión dada.
Miri fue contribuido por la ESA y la NASA, con el instrumento diseñado y construido por un consorcio de instituciones europeas financiadas a nivel nacional (el consorcio europeo de Miri) en asociación con JPL y la universidad de Arizona.
para una transferencia completa de las imágenes de la web de WebB) en la actualidad de la Universidad de Arizona. Incluyendo archivos descargables, visite: https://webbtelescope.org/news/first-images
