NGC1316 (Fornax A)

NGC1316-LRGB-20150115-T32-TTK

NGC1316

2014-11-18, 2014-11-19, 2014-11-20, 2015-01-15, 2015-01-16, 2015-01-17, 2015-01-18 – Siding Spring Observatory – 3 x 300 sec és 10 x 600 sec L, 8 x 600 sec R,G,B

iTelescope.net T32 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 17″ – 43 cm, f/6.8  – FLI Proline 16803 CCD kamera

(A keleti irány felül, az északi jobbra van.)

Az NGC1316 a Fornax halmaz óriás rádiógalaxisa. Majdnem pont egy éve látogattam meg az iTelescope hálózat távcsövét használva, a szintén ehhez a halmazhoz tartozó NGC1365 küllős spirál galaxist. Már akkor elterveztem, hogy egy év múlva visszatérek, és „lencsevégre kapom”, ezt a tőlünk nagyjából 62 millió fényévre lévő, páratlan formavilágú galaxist.

Az NGC1316 morfológiai besorolása SAB(s)00 pec, vagyis úgynevezett lentikuláris galaxis. A „pec” (peculiar) tag pedig arra utal, hogy szerkezetükben van valamiféle különleges, egyéni sajátosság, szabálytalanság. (Megjegyzem, hogy több helyen elliptikus galaxisként is hivatkoznak rá, azonban átnézve az utóbbi évek tudományos publikációit, személy szerint a lentikuláris besorolást tekintem elfogadhatónak.) Természetesen tipikus lentikuláris galaxis nem létezik, az NGC1316 pláne nem az, azonban érdemesnek tartom röviden áttekinteni, hogy milyen jellemzőkkel bírnak általában ezek a galaxisok.

A típus átmenetet képez a spirál és az elliptikus galaxisok között. A lentikuláris galaxisok alapvetően diszk alakúak akárcsak a spirál galaxisok. Nincsenek azonban spirálkarjaik, a korongban nem figyelhetőek meg határozott struktúrák. Jellemző rájuk, hogy a központi dudor a galaxis korongjához képest viszonylag nagyméretű, és meghatározó a galaxis felépítése szempontjából.

Van egy másik jelentős különbség is a spirál galaxisokhoz képest. Interszteláris anyaguk jelentős részét elveszítették, hiányzik belőlük a csillagok kialakuláshoz szükséges gázanyag. Honnan tudják mindezt a csillagászok? Mint a legtöbb esetben, most is az objektum elektromágneses sugárzása az, ami erről árulkodik.

Elsőként nézzük meg, miként bocsájtanak ki sugárzást a csillagközi gázfelhők a Hα (Hidrogén alfa) 656.81 nm-es hullámhosszon. Az atomban meghatározott, diszkrét energiaszintek tartoznak az elektronhoz. Az elektron mindig igyekszik elfoglalni a legalacsonyabb, n=1 energiaszintet. A fényes, fiatal, kék csillagok által kibocsátott nagyenergiájú fotonok gerjesztik, ionizálják a közelükben lévő gázfelhők hidrogén atomjait, vagyis az elektront egy magasabb energiaszintre „lökik”, vagy akár le is szakítják magáról a hidrogén atomról. Az előbbi a gerjesztés, az utóbbi az ionizáció jelensége. Annak a valószínűsége, hogy az n=3-as energiaszintre kerüljön az elektron anélkül, hogy leszakadna a hidrogén atomról, roppant kicsi. Vagyis, ha akkora energiát „közlünk” az elektronnal, ami az n=3 szintre juttatná, a hidrogén atom ionizálódik. A szabad elektron hamar találkozik egy elektron nélküli csupasz hidrogén atommaggal, egy protonnal, és új hidrogén atom jön létre (rekombináció). Ebben a folyamatban az elektron bármilyen energiaállapotot felvehet, de végül kaszkád folyamatban visszatér az alapszintre (n=1). A „lefelé lépéskor” a szintek különbségével megegyező energiájú foton sugárzódik ki. Nagyjából az átmenetek felét képezi az n=3 szintről az n=2 szintre történő átmenet, amikor is a 656.81 nm-es sugárzás keletkezik. Végső soron a Hα emisszió annak köszönhető, hogy az atomos hidrogén korábban ionizálódott. A csillagászok ezen a hullámhosszon tudják a legkönnyebben feltérképezni a gázfelhők hidrogénjét az optikai tartományban. Pontosabban, az úgynevezett HII régiókat, vagyis az ionizált hidrogént tartalmazó területeket.

A 21 cm-es rádiósugárzást pedig az úgynevezett HI régiók bocsájtják ki. A HI régiók olyan intersztelláris felhők, melyeket javarészt atomos hidrogén alkot (a területek ionizációs foka jellemzően igen alacsony: 1:10000) némi héliummal, és a héliumnál nehezebb elemekkel szennyezve. A HI területek 21 cm-es rádió tartományban sugároznak, a hidrogén hiperfinom szerkezetében nagyon kis spontán valószínűséggel (A=2.88×10−15 s−1 ≈ 1/107 év) végbemenő átmenetnek köszönhetően. Nagyon leegyszerűsítve, tekintsük a hidrogén atom protonjának és elektronjának spinjét kvantummechanikai impulzusmomentumnak. Egy adott spin állapot hiperfinom állapotokra bomlik a proton és az elektron spinjei szerint. Nagyobb energiájú állapotról van szó, amikor a proton és az elektron spinje megegyezik, azzal szemben, amikor éppen ellentétes. A két energiaállapot közötti hiperfinom átmenetkor keletkezik a 21 cm-es elektromágneses sugárzás.  Mivel ez a jelenség roppant kisvalószínűséggel következik csak be, így jelentős mennyiségű atomos hidrogéngáznak kell jelen lennie ahhoz, hogy ezen a hullámhosszon a csillagászok megfigyelhessék sugárzásukat, és így felmérés készülhessen a HI régiókról.

21cm-es_sugarzas

A hiperfinom átmenet keltette 21 cm-es sugárzás. Ne feledjük, hogy a spin, mint kvantummechanikai impulzusmomentum csak egy analógia, de segít megérteni a jelenséget.

Mivel a lentikuláris galaxisok színképében jellemzően nincs domináns Hα emissziós vonal, illetve a 21 cm-es rádió tartományban sem bocsátanak ki szignifikáns sugárzást, így nincs nekik jelentős mennyiségű atomos, illetve ionizált hidrogénkészletük.

Kellő mennyiségű gázanyag híján ma már nem, vagy csak alig keletkeznek csillagok a lentikuláris galaxisokban, ezért az ilyen galaxisokat az idősebb csillagok populációi uralják. Mivel teljesen hiányoznak belőlük a kékszínű, fényes, nagytömegű, ez utóbbi okán rövid életű csillagok, így e galaxisok színe inkább vörösesbe hajló.

Érdekes, hogy bár a csillagközi gáz szinte teljesen hiányzik ebből a típusú galaxisokból, azonban számottevő bennük a csillagközi por mennyisége. Ez az egyik jelentős különbség az elliptikus galaxisokhoz képest, melyek csak igen minimális mennyiségű port és gázt tartalmaznak.

Az elliptikus galaxisokat és a lentikuláris galaxisokat gyakran nem is olyan könnyű megkülönböztetni egymástól. Igen gyakran a csillagászok a felületi fényesség profil alapján szokták eldönteni a galaxisról, hogy az melyik típusba tartozik. Ez a profil leírja, hogy miként változik a galaxis fényessége a centrumtól távolodva. A spirál galaxisok, illetve a lentikuláris galaxisok korongjának profilja tipikusan lapos, míg az elliptikusak szférikus része, illetve a lentikulárisok központi dudorának profilja meredek esésű. A gyakorlat azonban sosem ennyire egyszerű, ugyanis lentikuláris galaxisok esetén a központi dudor jellemzően dominánsabb a koronghoz képest. Tipikusan akkor kap a galaxis lentikuláris, és nem elliptikus besorolást, ha felületi fényesség profilja nem írható le egyetlen indexszel (Sérsic index). Vagyis, csak több, különböző meredekségű görbével írható le.

Sersic_models

Felületi fényesség profilok különböző Sérsic index-ek esetén. A vízszintes tengelyen található a centrumtól mért távolság logaritmusa, míg a függőleges tengelyen a felszíni fényesség logaritmusa. Az n=1 a spirál galaxisokat és a lentikuláris, az n=4 az elliptikus galaxisokat írja le jól.

Máig bizonytalanság övezi a lentikuláris galaxisok kialakulásának körülményeit. Manapság két elképzelése versenyez egymással.

Az első szerint a lentikuláris galaxisok valaha spirál galaxisok voltak, melyek az idők folyamán felélték csillagkeletkezés révén gázkészletüket, és így elvesztették spirális struktúrájukat is. A csillagkeletkezési folyamatokat több hatás is felgyorsíthatta, melyek közül az egyik legvalószínűbb a másik galaxissal történt kölcsönhatás.

Ezt az első elképzelést alátámasztja a lentikuláris galaxisok diszkszerű felépítése, illetve hogy eltolva rájuk is érvényes az úgynevezett Trully-Fisher reláció. A Tully-Fisher reláció, mely elliptikus galaxisok esetén nem használható csak spirális és lentikuláris galaxisoknál, egy tapasztalati összefüggés a galaxisok tömege vagy luminozitása és emissziós vonalainak szélessége, vagyis a galaxison belüli szögsebességek között. A reláció felhasználásával a csillagvárosok távolsága kiszámítható. A módszer lényege röviden az, hogy a galaxison belüli sebességekből meghatározható a galaxis luminozitása, és ebből pedig távolsága. Ugyanis, a galaxis csillagainak dinamikáját a galaxis tömege határozza meg, mely pedig összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva, a látszólagos fényesség ismeretében a távolság már kiszámolható.

A lentikuláris galaxisoknak jellemzően nagyobb a felületi fényessége, mint a spirál galaxisoknak. Ez pedig nehezen egyeztethető össze azzal az előbb felvázolt elmélettel, miszerint ezek gázkészletüket felélt, „elhalványult” spirál galaxisok, melyekben manapság már alig keletkeznek csillagok. A másik ellenérv, amit már fentebb is említettem, hogy a lentikuláris csillagvárosok esetében az úgynevezett központi dudor és korong luminozitási arányszám nagyobb, mint a spirál galaxisok esetében. E két ellenérv a második elmélet támogatóinak a malmára hajtja a vizet, akik szerint a lentikuláris galaxisok spirál galaxisok összeolvadásával jönnek létre. Ezzel az előbb említett tulajdonságok megmagyarázhatóak, továbbá az is, hogy az ilyen galaxisok körül nagyobb számban fordulnak elő gömbhalmazok. Sajnos azonban az ütközések szimulációi nem eredményeznek kellően nagyméretű központi dudort, továbbá ez az elmélet a spirál galaxisokhoz képest eltolt Trully-Fisher relációval sem tud elszámolni, hacsak a múltban nem voltak mások a spirál galaxisok tulajdonságai ahhoz képest, mint amit manapság látunk.

A lentikuláris galaxisok általános áttekintése után térjünk vissza kimondottan az NGC1316-hoz.

Elég csak ránézni a felvételre, hogy az ember meggyőződjön róla, az NGC1316 galaxis múltja közel sem volt békés. A központi fényesebb részen héjak, fodrozódások figyelhetőek meg, mintha csak valaki kavicsokat dobott volna a tóba. A mag körüli részt porsávok ölelik körül. A látványt megkoronázva, nagyon halvány, de kiterjedt árapálycsóva veszi körül az egész galaxist. Szinte kínálja magát, hogy a közelében elhelyezkedő NGC1317-es küllős spirál galaxist gyanúsítsa meg az ember. Ennek valóban van némi valóságalapja, ugyanis a két galaxis kölcsönhatása kétségtelen, azonban a vizsgálatok szerint az NGC1317 tömege nem elég nagy ahhoz, hogy ennyire összekuszálja az NGC1316-ot. Itt valami egészen más áll a dolgok hátterében.

A kutatók olyan felvételeket készítettek, melyeken megpillanthatóak akár az NGC1316 csillaghalmazai is. Kiválasztottak 37 jelöltet. Ebből voltak olyanok, melyekről kiderült, hogy csak előtér csillag. Végül 24-en maradtak versenyben, vagyis ennyi bizonyult a későbbiekben valós csillaghalmaznak. Ezeknek a vizsgálatával több tulajdonságát is felderítették a galaxisnak. A halmazok mozgásából meghatározták, hogy a galaxis mekkora tömeget tartalmaz 24 kpc sugáron belül. Erre (6.6±1.7) x 1011 naptömeget kaptak (2 faktoros bizonytalansággal). A halmazok közül 4 roppant fényesnek bizonyult. Fényesebbnek, mint bármelyik halmaz a Tejútrendszerben, vagy az Androméda galaxisban. Ennek hála ilyen távolságból is nagyon jó jel/zaj viszonnyal sikerült spektrumokat felvenni, melyből további részletekre derült fény. A vizsgált halmazokról kiderült, hogy középkorú gömbhalmazok, vagyis 3.0±0.5 milliárd évesek, és fémtartalmuk a Napéhoz hasonló. Kialakulásuk két galaxis összeolvadásának köszönhető, amikor is az ütközéskor fellépő gravitációs hatások beindították a robbanásszerű csillagkeletkezést a galaxisok gázfelhőiben. A megfigyelések nemcsak arra adtak bizonyítékot, hogy galaxisok ütközésekor gömbhalmazok alakulhatnak ki, de arra is, hogy ezek a halmazok képesek túlélni az ekkor fellépő árapály erők pusztító hatását, vagyis a halmazok nem „szakadnak szét”.

NGC1316-LRGB-20150115-T32-gc1

Az NGC1316 két gömbhalmaza a saját felvételemen is felfedezhető

A csillagászok sikeresen tetten érték a körülbelül 3 milliárd évvel ezelőtti ütközést az NGC1316 azon gömbhalmazainak hála, melyek a Tejútrendszer saját halmazait is túlragyogják. Azonban nemcsak gömbhalmazokban keletkeztek csillagok az ütközéskor. A csillagváros belső 3˝ területén, egy durván 2 milliárd éves csillagpopuláció található, melyet színképfelvételek segítségével azonosítottak. Ezek a csillagok az összeolvadás után keletkeztek azokból a molekuláris felhőkből, melyek a másik galaxis bekebelezése után az NGC1316 központja felé zuhantak.

Az NGC1316-nak a 3 milliárd évvel ezelőtti viharos esemény után jött csak meg igazán az étvágya. Valamivel kevesebb, mint 1 milliárd évvel ezelőtt egy kisebb, de gázban igen gazdag galaxist kebelezhetett be, melynek maradványa a nyugati és délnyugati oldalon végighúzódó lebeny. A régiót (a szakirodalomban L1 loop) megvizsgálták az optikai, rádió és röntgentartományban is. Az ottani forró interszteláris gáz megfigyelt tulajdonságai alapján a kis galaxis „becsapódása” igen nagy sebességű volt, a számítások szerint 380 Km/s. Az NGC1316 fényes központi részét körülvevő halványabb struktúrák közül ez a képződmény a legfiatalabb, és legfényesebb. A többi igen valószínű, hogy a korábbi 3 milliárd évvel ezelőtti összeolvadás maradványa.

Végezetül ott van a por az NGC1316-ban, mely esetében több jel is arra mutat, hogy az a galaxison kívülről származik. A galaxisokban található csillagközi por egy részét a késői fejlődési stádiumban lévő csillagok termelik, miközben anyagot veszítenek, illetve a szupernóvák is jelentős szerepet játszanak ebben. A csillagpopulációk feltérképezésével megbecsülhető, hogy mennyi por jelenlétét várhatjuk a galaxisban. Az NGC1316-ban túl sok a megfigyelt por, ennyit maguk a galaxis csillagai nem állíthattak elő. Ha a csillagfejlődési modellek hibásak is lennének, vagyis a valóságban máshogy és más mennyiségben keletkezne a por, érvként még mindig ott van a por eloszlása.

A felvételemen is jól látszik, hogy mennyire furcsa az alakja, az elrendeződése a porsávoknak. A Spitzer infravörös űrteleszkóp felvételén ez még sokkal szembetűnőbb.

NGC1316-spitzer-01

Az NGC1316 porsávjainak különös struktúrája a Spitzer infravörös űrtávcső felvételén. – NASA JPL Caltech

Amennyiben a por a galaxison belülről származna, akkor sokkal egyenletesebben oszlana el, például korongszerűen vagy sávosan, illetve kinematikája egyezést mutatnak az azt termelő csillagokéval.  A helyzet viszont egyáltalán nem ez. Az előbbiek értelmében nagy bizonyossággal kijelenthető, hogy a por az NGC1316-on kívülről, felfalt galaxisokból származik.

Láthattuk a sok megfigyelési eredményt, mely mind arra utal, hogy az NGC1316 igen sikeres nagyragadozó. Mindent elfogyaszt, ami csak a közelébe kerül. Vajon ki lesz a következő áldozat? Az NGC1317 küllős spirál galaxis a közelében, vagy az NGC1310 nyugatra (a felvételemen alul)?

Az NGC1316 a Fornax csillagkép legerősebb rádióforrása, ezért a rádiócsillagászat hőskorában használt nevezéktannak megfelelően, a Fornax A elnevezést kapta. Nem kell akkor sem szégyenkeznie, ha az égbolton megfigyelhető összes rádióforrással kell „megküzdenie” az 1.4 Ghz frekvencián. A negyedik helyezést akkor is kiérdemli. Két hatalmas rádiólebeny keretezi a galaxist, melyek egyenként 600 000 fényév kiterjedésűek. A saját csillagvárosunk majdnem hatszor elférne csak az egyikben.

NGC1316_NRAO-rot

A Fornax A (NGC1316) hatalmas rádió lebenyeivel. A kép az optikai és a rádiótartományban készült felvételek összemontírozása. Forrás: NRAO/AUI – J. M. Uson

De hogyan jön létre a rádiógalaxisok sugárzása? Magjukban szupermasszív központi fekete lyuk található, melynek tömege a pár milliótól több milliárd naptömegig terjedhet. Az NGC1316 130-150 millió naptömegűvel büszkélkedhet. Ezek a fekete lyukak próbálják elfogyasztani a környezetükben található anyagot, mely ebben az esetben javarészt a pórul járt galaxisokból származó intersztelláris médium. Az étekként szolgáló anyag akkréciós korongot formál, melyet kívülről sűrűbb, lassabban keringő gázfelhők vesznek körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog, és felhevül. A mozgási energiájának pedig egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Továbbá a mozgási energia egy része biztosítja a töltött részecskék relativisztikus (közel fénysebességre) történő gyorsítását. Az akkréciós korongra merőleges, a forgástengellyel párhuzamosan plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyben az említett részecskék kifelé haladva spiráloznak a mágneses térben, miközben szinkrotonsugárzást bocsájtanak ki. A jet-ek mérete hatalmas is lehet, elérhetik akár a több millió fényévet. Ehhez képest maga a belső szerkezet, vagyis a korong és az azt körülvevő gázfelhők a fényéves nagyságrendbe esnek. Az idők folyamán lassan változik a sugárzás intenzitása, iránya, a mágneses tér. A galaxist körülvevő ritka anyag eloszlása, amibe a jet-ek beleütköznek, szintén változik. Ezeknek köszönhetően az NGC1316 körül festői szépségű mintázat rajzolódott ki évmilliók alatt a rádiótartományban.

Az NGC1316 sok titka legalább olyan izgalmas, mint a megjelenése. Bár nem vagyok kutató, az univerzum szépségének és az ismereteknek a befogadása mindig nagy öröm számomra. Csak remélni merem, hogy ebből sikerült átadnom valamennyit a kedves olvasónak.

Felhasznált irodalom:

 

Paul Goudfrooij, Jennifer Mack, Markus Kissler-Patig, Georges Meylan, Dante Minniti: Kinematics, ages and metallicities of star clusters in NGC 1316: a 3-Gyr-old merger remnant

 

Swati Pralhadrao Deshmukh, Bhagorao Tukaram Tate, Nilkanth Dattatray Vagshette, Sheo Kumar Pandey, Madhav Khushalrao Patil: A multiwavelength view of the ISM in the merger remnant galaxy Fornax A

 

Horellou, J.H. Black, J.H. van Gorkom, F. Combes, J.M. van der Hulst, V. Charmandaris: Atomic and molecular gas in the merger galaxy NGC 1316 (Fornax A) and its environment

 

Mackie, G. Fabbiano: Evolution of gas and stars in the merger galaxy NGC 1316 (FORNAX A)

 

Alister W. Graham, Simon P. Driver: A concise reference to (projected) Sersic R^{1/n} quantities, including Concentration, Profile Slopes, Petrosian indices, and Kron Magnitudes

Az oldal címkéi: , , , , , , , , ,