NGC 5216とコンパニオンギャラクシーNGC 5218のこの画像を非常によく見ると、これら2つの孤立した銀河を結合する銀河系の物質の橋が見えます。おおぐま座（RA 12 30 30 Dec +62 59）の星座に位置する、キーナンのシステムと呼ばれるこの潮汐でつながったペアはよく研究されていますが、ほとんどイメージされていません。
1790年にフリードリッヒウィルヘルムハーシェルによって最初に発見され、その後1926年にエドウィンハッブルによって銀河間星雲として研究されました。PCキーナンがこの二重の銀河の謎が「明るい残骸」によって接続されているように見えるまで、1935年になってからでした。年。キーナンは彼の論文で特異な構造に言及したが、物質の橋が「銀河の相互作用とその腕の性質、フィラメントと尾をまたぐ」でリックとパロマー天文台のオブザーバーによって「再発見」される1958年になるだろう。
1966年までに、特異なタイプの渦巻NGC 5216と球状銀河NGC 5218は、Arp 104としてハルトンアープの特異な銀河カタログに含まれ、1730万光年離れたペアは、彼らが値する注目を集め始めていました。相互作用している銀河と極度の潮汐歪みを伴う銀河間の活動銀河核についての研究が行われ、科学がこれらの2つの銀河が衝突したことに気づくまでに時間がかかりませんでした。相互作用が発生すると、それらの間の橋は「新しい軌道と摂動軌道にある星」で満たされます。
Bushouse（et al）が行った赤外線の研究では、銀河と銀河の衝突により、より高い赤外線放射が発生する可能性があることがわかったため、さらに魅力的な詳細が明らかになりました。 「サンプルで最も強く相互作用するシステムのみが極端な値の赤外線超過を示します。これは、赤外線放射を極端なレベルに駆動するために、深い相互侵入衝突が必要であることを示唆しています。星形成の光学的指標との比較は、赤外線の過剰温度と色温度が、相互作用している銀河における星形成活動のレベルと相関していることを示しています。私たちのサンプルで相互作用しているすべての銀河は、赤外線が過剰であり、通常の色温度よりも高く、星形成のレベルが高いことを示す光学的指標も持っています。相互作用しているこの銀河のサンプルで強化された赤外光度を説明するために、星形成以外のプロセスを呼び出す必要はありません。」
ペアの間で起こっていることは、おそらくガスの共有から、スターバースト活動を引き起こしています。カサオラ（et al）によると、 「データから、相互作用している銀河は、通常の銀河よりもガス含有量が高いようです。楕円銀河に分類される銀河は、通常よりも1桁高い塵とガスの両方の含有量を持っています。スパイラルの大部分は通常のダストとHIの含有量を持っていますが、より高い分子ガス質量を持っています。また、X線の明度は、AGNを含む、または除外する、同じ形態タイプの通常の銀河よりも高く見えます。分子ガス過剰が周囲の領域からガスの流入を引き起こす潮汐トルクの存在に由来する可能性があるという別の可能性を検討しました…相互作用する銀河は通常の銀河よりも分子量が大きいが、同様の星形成効率を持つようです。」
ただし、最も興味深い点は、NGC 5216とコンパニオンギャラクシーNGC 5218を接続する驚くべきフィラメントです。「2つのシステムと指状のエクステンション、つまりカウンタータイドを接続する、集中した紐状の形成物で、球状星団NGC 518から突き出て、相互接続フィラメントと同じ接線。」 Spitzer赤外線、Galaxy Evolution Explorer UV、Sloan Digitized Sky Survey、Southeastern Association for Research for Astronomyでのビバリースミス（他）の非常に最近の研究であるこの非常に一連の資料でした。彼らの研究は、これらの「ひもの上のビーズ」、つまり一連の星形成複合体を明らかにするのに役立ちました。彼らの調査結果によると、 「私たちのモデルは、コンパニオンの可能性に陥る橋の材料がコンパニオンをオーバーシュートすることを示唆しています。その後、ガスはアポギャラクティコンで堆積し、その後、コンパニオンに戻り、星の形成がその堆積で起こります。」
この素晴らしい画像のライトデータは、AORAIAメンバーのマーティンウィンダーによって収集され、ディートマーヘイガー博士によって処理されました。この特定の画像は、約10時間の露光時間と、これまでにないほどの処理時間をかけて、ここに見られる美しい、研究グレードの写真に変えました。この特別な写真を共有してくれたWinder氏とHager博士に感謝します。
