NGC6503 – Magányos (???) galaxis a „semmi” peremén

NGC6503-LRGB-20170517-2304-sx-bin2-360s-TTK

Az NGC6503 galaxis a Sárkány csillagképben.

2017-05-17, 2017-06-19, 2017-06-20 – Göd

34 x 360 sec L (Bin2), 10 x 360 sec R (Bin2), 10 x 360 sec G (Bin2), 10 x 360 sec B (Bin2)

300/1200 Newton távcső – Paracorr Type2 kóma korrektor – eredő fókusz 1380 mm

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

SXVR-H18 CCD kamera, Hutech IDAS P2 LPS filter és Baader RGBL fotografikus szűrőszett

Lokális Ritkulás

A világegyetem nagy léptékű szerkezete leginkább egy óriási pókhálóra hasonlít. Egyes részei szinte teljesen sötétek és üresek, míg mások galaxisokkal zsúfoltak. Galaxisok, galaxis csoportosulások, galaxishalmazok, szuperhalmazok alkotják ezt a kusza „szövetet”.

cosmic_web2_s

A kozmikus pókháló – Kép forrása: Volker Springel/Max Planck Institute For Astrophysics/SPL

A galaxisok eloszlása a Lokális Univerzumban. Az animáció a Lokális Csoporttól indul (Tejútrendszer, Androméda-galaxis, stb.), és egészen a 10000 km/s vöröseltolódáshoz tartozó távolságig mutatja be a galaxisok eloszlását. Figyeljük meg, hogy a Lokális Csoport szinte a közvetlen közelében helyezkedik el a Lokális Ritkulásnak (The Local Void), melyben szinte alig találhatunk galaxisokat. Az egységnyi területre eső galaxisok száma itt igen alacsony.

Forrás: CLUES Projekt (https://www.clues-project.org/cms/observations/) – H. Courtois, D. Pomarède; SDvision

A világegyetem legnagyobb galaxisokat tömörítő struktúrái az úgynevezett szuperhalmazok. 2014. szeptember 4-én jelent meg az a cikk a Nature-ben, melyben Brent Tully (University of Hawaii) és kutatócsapatának 8000 galaxis mozgásának megfigyelésén alapuló kutatási eredményét közölte. Az Ősrobbanás óta táguló világegyetem globális hatását figyelembe véve korrigálták a mért eredményeket, és ebből megkapták, hogy miként hatnak pusztás a galaxisok egymásra. Egy háromdimenziós térképet alkottak, mely teljesen újradefiniálta a szuperhalmazok fogalmát. A földrajzban is ismert vízválasztó vonalakhoz hasonló analógiával élve, a galaxisok csoportjai különböző gravitációs vonzócentrumok irányába igyekeznek, akárcsak a víz egy vízválasztó vonal két oldalán.  Jól elhatárolható felületek vannak a világegyetemben, melyek egyik oldalán az egyik, míg a másik oldalán egy másik ilyen vonzócentrum felé mozognak a galaxisok, illetve azok csoportosulásai.

Mintegy 100 ezer társával egyetemben Tejútrendszerünk, a közel 520 millió fényév (160 Mpc) kiterjedésű Laniakea vagy más néven a Lokális szuperhalmazhoz tartozik. E szuperhalmaz összes galaxisa, legyen az magányos, vagy valamilyen kisebb csoport, esetleg népes halmaznak a tagja, mind a „Nagy Vonzó” („Great Attractor”) felé mozog. A körülbelül 10 millió fényév kiterjedésű, a Tejútrendszerrel együtt valamivel több mint 50 galaxist tömörítő Lokális Csoport is részt vesz ebben a kozmikus áramlásban.

A Laniakea szuperhalmaz. A fentebb említett kozmikus filamenteket, szálakat halványkék színnel jelölték a szerzők. A vörös és fekete galaxisok különböző áramlásokhoz tartoznak. A videóban a Tejútrendszerünk van az origóban (zöld pötty), mely a feketével jelölt áramlásban vesz részt. Mint az látható, mi az ekképpen definiált Laniake szuperhalmaz külső peremén lakunk. A Lokális szuperhalmazban pedig különböző színekkel jelölték azokat a területeket, ahol a galaxisok sűrűbb, historikus csoportosulásai találhatók. Évtizedeken keresztül a csillagászok úgy vélekedtek, hogy mi a zöld régióval jelölt szuperhalmaznak vagyunk a részei. De kiderült, hogy ez is csak „kis szelete” valami sokkal nagyobbnak. A Laniakea hawaii nyelven mérhetetlen mennyet, mérhetetlen eget jelent. Ezzel az elnevezéssel próbálták a kutatók érzékeltetni, hogy milyen hatalmas struktúráról is van szó a világegyetemben. A 2014-ben Tully és kutatótársai által bevezetett új szuperhalmaz fogalom sokkal egyértelműbbé tette, hogy hol találhatóak eme grandiózus kozmikus képződmények határvonalai.

Forrás: R. Brent Tully, Helene Courtois, Yehuda Hoffman és Daniel Pomarède (Nature, vol 513, number 7516, p71 – 4 September 2014)

Ma már tudjuk, hogy a Föld csupán harmadik bolygója a Naprendszernek. Csillagunk nagyjából 27000 fényévre kering galaxisunk centrumától. A Tejútrendszerünk „másodhegedűs” az Androméda-galaxis mellett egy nem túl népes csoportosulásban. A Lokális Csoport pedig a Laniakea szuperhalmaz külső, mondhatni félreeső részén helyezkedik el.  Nem vagyunk semminek sem a középpontjában, ahogy ezt hosszú időn keresztül gondolta az emberiség. Peremvidéki lakosok vagyunk. Ráadásul nemcsak „a valami”, hanem „a semmi” határán. Bár ahogy ezt mindjárt látni fogjuk, van ebben azért némi túlzás.

A galaxisok, galaxishalmazok, szuperhalmazok kusza rostos hálózata mellett, legalább annyira érdekesek az ezeket elválasztó hatalmas ürességek. Pontosabb azonban, ha ezeket inkább ritkulásoknak tekintjük. A továbbiakban ezt a kifejezést fogom használni az angol „Cosmic Void” magyar fordításaként. A Világegyetem ezen területei ugyanis nem teljesen üresek. Bennük is találkozhatunk galaxisokkal, galaxishalmazokkal, de szignifikánsabban kevesebbel. A legközelebbi ilyen hatalmas „üreg”, a Lokális Ritkulás (Local Void) határa éppen extragalaktikus szomszédságunkban húzódik.

Local_Group_and_its_immediate_vicinity.jpg

Az ábrán a Lokális Csoport közvetlen szomszédsága látható két különböző vetületben. A három koncentrikus kék kört nagyjából 6.5 milliló fényév (2 Mpc = 150 km/s) választja el egymástól. A felső vetületen figyelhetők meg a legjobban az egyes csoportok szeparációja. A sötét pöttyök, a szürke négyzetek, a háromszögek az egyes galaxisokat jelölik, annak megfelelően, hogy azok (sorrendben) nagyjából ebben a síkban, vagy inkább e fölött, vagy az alatt helyezkednek el. Az alsó vetületen jól látszik, hogy a galaxisok többsége közelítőleg egy síkban koncentrálódik (Local Sheet). Továbbá azt is jól szemlélteti, hogy e sík fölött mennyire üres a kozmosz. Forrás: Hélène M. Courtois, Daniel Pomarède, R. Brent Tully, Yehuda Hoffman, Denis Courtois

A Lokális Ritkulás létezését 30 évvel (1987) ezelőtt ismerte fel Brent Tully és Rick Fisher.  Tully és munkatársainak vizsgálata alapján a Lokális Csoportnál kezdőd ritkulás nagyjából 150-200 millió fényév (45-60 Mpc) kiterjedésű. Továbbá, centrumának távolsága legalább 75 millió fényévnyire (23 Mpc) van tőlünk. Meg kell jegyeznem azonban, hogy pontos kiterjedését a mai napig viszonylag nagy bizonytalanság övezi. A galaxisok által kevésbé benépesített területek pontos feltérképezése nem könnyű, mivel összességében kevés elektromágneses sugárzás érkezik onnan. Csekély számú, és a legtöbb esetben halvány galaxisok tanulmányozására nyílik csak lehetőség. Mondhatni a sötétben tapogatóznak a csillagászok. Illetve, a fényesebb, galaxisokkal benépesített régiók tulajdonságai alapján igyekeznek következtetést levonni.

Igazából nem is egyetlen nagy összefüggő térségről van szó. A Lokális Ritkulás Tully-ék szerint három elkülönülő szegmensből áll, melyeket galaxisok alkotta vékony szálak választanak el egymástól. A Lokális Csoport az úgynevezett Belső Lokális Ritkuláshoz kapcsolódik.

A Lokális Ritkulás régiói. A kék ellipszis a Belső Lokális Ritkulásnak nevezett szektort jelöli. Ennek a falához tapad a Lokális Csoport, és szűkebb környezete (Local Sheet). Az Északi kiterjesztést a szaggatott világoskék, a Déli kiterjesztést a szaggatott zöld ellipszis jelöli. Az egyes szektorokat vékony, galaxisok alkotta filament-hidak választják el egymástól. Az egyes síkokban a Lokális Ritkulástól való távolodásunk irányát, relatív sebességének nagyságát a vörös vektor (nyíl) mutatja. Forrás: R. Brent Tully, Edward J. Shaya, Igor D. Karachentsev, Helene M. Courtois, Dale D. Kocevski, Luca Rizzi, Alan Peel

Laniakea-Local_Void1

Kozmikus áramlások és sűrűsödések a Laniakea szuperhalmazban. Ebben a metszetben jól látszik, hogy a Lokális Sűrűsödés elnyúlik egészen a Virgo galaxishalmaz mögé. A galaxisok kiáramlása a ritkulásból teljesen evidens ebben a nézetben.  Forrás: Hélène M. Courtois, Daniel Pomarède, R. Brent Tully, Yehuda Hoffman, Denis Courtois

A vizsgálatok tanúsága szerint a Lokális Ritkulás tágul. A Lokális Csoport és a környező galaxisok alkotta fal (Local Sheet) távolodik a ritkulás centrumától. Úgy tűnhet, mintha az „üresség” taszítana minket. A helyzet azonban nem ez. Arról van szó, ahogy azt már fentebb említettem, hogy a galaxisok mozgásából levonva a világegyetem tágulásának hatását, azok összeáramlása, koncentrációja figyelhető meg a Világegyetemben. Mindez meghatározott vonzócentrumok irányába történik, és a jelenség a gravitációnak köszönhető. De nemcsak e masszív képződmények játszanak fontos szerepet az egészben, hanem ellenpárjaik, a ritkulások is. A korábban említett vízválasztós példánál maradva, az is fontos tényező a víz áramlása szempontjából, hogy van-e magas hegy a közelben. A ritkulások pedig magas, meredek falú hegyeknek tekinthetők, ahol gyorsabban igyekszik a víz a völgybe. Vagyis, ezek közelében a helyi csoportok gyorsabban mozognak az „alacsonyabban fekvő”, vagyis a sűrűbb régiók felé, mint azt egyébként tennék. A nettó hatást pedig úgy érzékeljük, mintha a ritkulás „eltaszítaná” magától, a vonzócentrum pedig „húzná” maga felé a galaxisokat, és ennek a kettőnek a hatás pedig a tőlük való távolság függvényében összeadódik. A Lokális Ritkulást ugyan szinte teljesen galaxisok veszik körül, de ezek eloszlás nem egyenletes. Van olyan része, ahol szinte „semmi sincs”, erről a környékről így még több anyag képes távozni. Az analógiát tovább használva, a hegyek idővel egyre nagyobbá, kiterjedtebbé nőnek, miközben a róluk lezúduló víz a völgyekben összegyűlik. Az összeáramlással a ritkulások egyre nagyobb méreteket öltenek, és pontosan ez az, ami a Lokális Ritkulással is történik.

Egy 2017-es publikáció szerint létezik egy sokkal „meghatározóbb” ritkulás is, ami mintegy „eltaszít” minket magától. Így megoldás kínálkozik a Lokális Csoportnak a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzáshoz viszonyított túlságosan nagy sebességére. Azonban, ezzel a mostani cikk keretein belül nem foglalkozom, mert nem egy átfogó kozmológiai cikk megírása volt a célom. Kizárólag a Lokális Ritkulásra koncentrálnék. Akit mégis érdekel a téma, annak Yehuda Hoffman, Daniel Pomarede, R. Brent Tully, Helene Courtois: The Dipole Repeller című cikkét ajánlom a figyelmébe, ami az arxiv.org-on szabadon elolvasható. A Nature-ben megjelent változat fizetős. Illetve, aki csak pár percet szánna rá, annak itt egy rövid kis videó.

NGC6503

Vonzott a gondolat, hogy a galaxishalmazok, kompakt galaxiscsoportok után az űr „sötétebb” tartományait is megfigyeljem. Való igaz, hogy ezek feltérképezése a hivatásos csillagászok terepe, és az eredményeiket sem pusztán egyetlenegy galaxis szimpla lefényképezésével érték el, de amatőrcsillagászként nekem nem is ez volt a szándékom. Átfutott az agyamon, hogy a Lokális Ritkulás mélyéről válasszak csillagrendszert, de végül az NGC6503 katalógusjelű galaxis mellett tettem le a voksom. Nem voltam biztos abban, hogy a gödi ég minősége, illetve műszerem, kamerám megfelelő lenne a többi jelölt megörökítéséhez. Már akkor izgatottság lett rajtam úrrá, midőn megláttam az NGC6503 első nyers „digitális lenyomatát” a laptop képernyőjén. „A semmi határán lebegő” galaxis. Az alapvetően is felfoghatatlanul üres kozmosz partját bámultam, melyen túl még nagyobb üresség kezdődik. A csillagászatban gyakran találkozunk extrém adatokkal, de a földi hétköznapokhoz szokott elménk ezekkel csak nehezen tud mit kezdeni.

ESO 461-36 - NGC6503 - 15 ivpec - 2

Jobbra: az ESO 461-36 a Lokális Ritkulásban. A felvétel középen az apró fényfolt maga a galaxis.

Balra: az NGC6503 a Lokális Ritkulás peremén. Ez a galaxis a középső régióját tekintve, viszonylag nagy felületi fényességű.

A felvételek az SDSS (The STScI Digitized Sky Survey) adatbázisból származnak, azonos módon készültek, a feldolgozás is teljesen identikus. A látómező 15 x 15 ívperc.

A Sárkány csillagképben található galaxist Georg Friedrich Julius Arthur von Auwers (1835-1897) fedezte fel 1854-ben. A később az asztrometria területén szép karriert befutó csillagász ekkor még a Göttingeni Egyetemen tanult. Minthogy Auwers saját 2.6 hüvelykes (6.6 cm) Fraunhofer refraktorával akadt rá a galaxisra, így arra gondoltam, hogy megkeresem az égen a jó öreg 20×60-as Tento binokulárommal. Addig sem unatkozom, míg a 300/1200-as Newton távcsővel készülnek a felvételek. A csillagkörnyezetre rá is akadtam, de a galaxist nem sikerült meglátnom. Ennek persze több oka is lehetett. Talán a kisvárosi égboltom aznapi minősége akadályozott meg ebben. Talán, ha lett volna állványom. Talán, ha még úgy látnék, mint régen.

Három hónappal később, a Meteor 2017 Távcsöves Találkozó második éjszakáján egy Kínából rendelt kis elektronikus egységet teszteltük Nagy Tiborral. A cél az volt, hogy a tableten futó SkySafari programmal vezéreljük a SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanikát, melyre a UMA-GPU APO Triplet 102/635 távcsövem került fel. Tibor már korábban elvégezte laptopjáról a néhány dolláros modul beállítását, de ég alatt még sosem próbáltuk ki.  Az elgondolásunk a gyakorlatban is bevált, már csak be kell majd dobozolni, hogy a nyákra szerelt LED-ek vakító fénye ne zavarja az észlelőt. Egymás után böködtük a különböző célpontokra. A mechanika tette a dolgát, mi pedig a távcsőbe pillantva élveztük az éppen beállított objektum látványát. Ekkor jutott eszembe újra az NGC6503. Tarján égboltja jobb, mint az én otthonim, és ez a távcső már bőven elég kell legyen a galaxis megpillantásához! Ha Auwers látta a 2.6 hüvelykes Fraunhofer refraktorával, akkor nekem is menni fog! Az okulárba pillantva azonnal felismertem a csillagkörnyezetet, és a 8.6 magnitúdós csillag (a fényes sárgás árnyalatú csillag a képen) mellett ott volt a galaxis orsó alakú foltja. A belső fényesebb rész inhomogenitást mutatott, de ez nem volt azonnal nyilvánvaló. A külső, halvány régió szinte teljesen simának tűnt. Azonban, a keleti-délkeleti oldalán mintha egy fényesebb foltot érzékeltem volna. Vizuális megjelenése alapján kb. 4 x 1 ívpercesnek saccoltam a galaxist. Nehéz leírni, hogy mennyire örültem annak, hogy végre a saját szememmel is láthattam.

NGC6503-map1

Az NGC6503 a Sárkány csillagképben.

NGC6503-map2

A Sárkány csillagkép NGC6503 körüli részlete. A narancs színű ellipszis jelöli a galaxis pozícióját, ami az Alahakan-tól (χ Dra, 44 Dra) 3.5° távolságra van. 

A Simbad adatbázis szerint látszó mérete az égbolton 4.7 x 1.5 ívperc, míg a NED 7.1 x 2.4 ívpercet közöl. A saját felvételem alapján én az utóbbi értéket tekintem elfogadhatóbbnak. Az elmúlt három évtizedben tucatnyi publikáció közölt értékeket a távolságával kapcsolatban, melyek 17 és 20 millió fényév között szórtak. Az utóbbi években megjelent publikációk zöme inkább a 17.2 millió fényévet (5.27 ± 0.53 Mpc) veszi alapul a számításaihoz. A továbbiakban az ennek megfelelő értékek lesznek olvashatók. Átmérője (a NED által megadott látszólagos mérete alapján) 35 ezer fényév körüli. Vagyis, kiterjedése mindössze harmada, negyed a Tejútrendszerének. Éppen ezért, sokan a törpe spirál galaxisok közé sorolják.

NGC6503 2015-06-10 HST

Az NGC6503 a Hubble űrtávcső felvételén. Forrás és szerzők: NASA, ESA, D. Calzetti (University of Massachusetts), H. Ford (Johns Hopkins University), Hubble Heritage Team

Az NGC6503 viszonylag közeli galaxis, így a Hubble űrtávcsővel és a legnagyobb földi műszerekkel nem jelent különösebb problémát a csillagokra bontása. De legalábbis, a fényesebb csillagok tanulmányozhatók általuk. A galaxist azonban nemcsak a látható fény, hanem az elektromágneses sugárzás szélesebb spektrumán is megvizsgálták a csillagászok. Minden egyes hullámhossz hozzáadott valamit felépítésének megértéséhez, illetve több esetben e részeredmények kombinációjából született meg a konklúzió.

A galaxisra majdnem az éléről látunk rá, inklinációja 75.1 (kb. ±1° a különböző publikációkban). Szerencsére a kutatóknak megvannak a megfelelő matematikai módszereik, hogy az ebben a projekcióban rögzített megfigyeléseiket olyan nézetbe transzformálják, mintha csak merőlegesen látnánk rá az NGC6503 korongjára. Továbbá, rendelkezésükre állnak speciális képfeldolgozási eljárások, melyekkel a galaxis bizonyos struktúráit ki tudják emelni. Adott esetben azonban „a látványt” önmagában nehéz lenne értelmezni alapos fotometriai és spektroszkópiai elemzések nélkül. Példának okáért, a galaxis felületi fényességének változása a centrumtól mért távolság függvényében, illetve a galaxis belső dinamikája sok mindenről árulkodik. Fontos azonban megemlíteni, hogy a csillagászok erősen támaszkodnak a korábbi megfigyelésekből kapott eredményekre, tapasztalati törvényekre. Továbbá, modellek jóslataira, szimulációkból származó eredményekre próbálják illeszteni a saját méréseikből származó adatokat. (A továbbiakban legfeljebb vázlatosan fogok ezekről említést tenni, a cikk után felsorolt felhasznált irodalomban megtalálhatóak a pontos részletek.)

A galaxis kicsiny, kompakt magja intenzíven sugároz. Az NGC6503 a LINER (Low Ionization Nuclear Emission Region) galaxisok csoportjába tartozik. A LINER-ek a nevüket magjuknak színképe alapján kapták, amiben tipikusan gyengén ionizált atomok (egyszeresen ionizált oxigén, nitrogén, kén, stb.) keskeny vonalai figyelhetők meg, míg az erősen ionizált atomok (például kétszeresen ionizált oxigén) vonalai viszonylag gyengék. Máig vitatott, hogy pontosan miért látjuk ezeket az emissziós vonalakat a LINER galaxisok színképében. Egyesek szerint az intersztelláris gázban terjedő lökéshullámok (shock waves), míg mások szerint a fotoionizáció (intenzív UV sugárzás) okozza azt. Nemcsak az ionizációs mechanizmus kérdésében oszlik meg a kutatók véleménye, de annak forrását illetőleg is. A csillagászok egyik jelentős tábora szerint, e galaxisok esetében a centrumban tanyázó szupermasszív fekete lyukak a felelősek a gáz gyenge ionizációjáért. Elképzelésük szerint a LINER-ek mindössze kis luminozitású aktív galaxismagok, vagyis a Seyfert galaxisok és a kvazárok kevésbé energetikus rokonai. Az eltérések az aktív galaxis magok, és a kis luminozitású aktív galaxismagok között a fekete lyukak tömegére, az anyagbefogás ütemére, az akkréciós korong fizikai paramétereire, illetve a fekete lyukat körbevevő galaktikus környezetre (por és gáz, azok hőmérséklete stb.) vezethetők vissza, hogy csak pár lehetséges okot említsek. Mások szerint a csillagkeletkezési régiók fiatal, masszív és egyben forró csillagai gerjesztik a gázt. Egy harmadik elképzelés szerint, az 1 milliárd évnél öregebb, előrehaladott fejlődési állapotban lévő csillagok, az aszimptotikus óriás ág elhagyása után (post AGB phase) rövid ideig elég forrók ahhoz, hogy képesek legyenek gyengén ionizálni a környező csillagközi gázokat. Az emisszió megfigyelésére pedig azért nyílik egyáltalán lehetőségünk, mert sem az aktív mag, sem a fiatal forró csillagok keltette sugárzás nem ragyogja túl azt. (Akit a LINER-ekkel kapcsolatos ismeretek mélyebben érdekelnek, annak érdemes elolvasnia a Hickson68 kompakt galaxiscsoportról írt cikkem ezen részét.)

Az NGC6503 spirál galaxis centrumában „miniatűr”, galaxismagbeli spirális struktúra (nuclear spiral structure) figyelhető meg a Hubble űrtávcső F814W szűrőjével (szélessávú közeli infravörös szűrő) készült felvételén. A magot, és a spirál alakú képződményt közvetlenül körbevevő tartomány feltérképezése viszont közel sem bizonyult már ennyire egyszerűnek. Itt a képfeldolgozási eljárások már nem sokat értek. E. Freeland és munkatársai szimulált sebesség profilokra, pozíció-sebesség profilokra, felszíni fényesség profilokra, stb. próbálták illeszteni az észlelések eredményeit. A felhasznált „teoretikus minták” egyik csoportját korábban azért alkották meg, hogy könnyeben eldönthessék a nagy inklinációjú spirál galaxisokról, hogy azok küllősök-e, vagy sem. A küllő (bar) jelenléte ugyanis, a galaxison belüli irányultsága és erőssége függvényében otthagyja kézjegyét az említett profilokon. Megint más „teoretikus minták” pedig a galaxismagot körülvevő korongok (circumnuclear disk) kimutatására alkalmasak. A látható fényben, és a közeli infravörösben egyaránt megvizsgálták a galaxis belső vidékeit. Ennek köszönhetően például a galaxison belüli intersztelláris anyag okozta extinkciót (fényelnyelést) is számításba tudták venni a felületi fényesség profiloknál. (A por okozta extinkció effektívebb a rövidebb hullámhosszokon.) Kiderült, hogy a galaxismagbeli spirális struktúra egy korongban foglal helyet. Ennek a galaxismagot körülvevő korongnak a mérete pedig durván 250-330 fényév (89 ± 13 pc). Azt is megállapították, hogy az e korongon kívüli tartomány esetében a megfigyelések csak olyan küllő jelenlétével értelmezhetőek, amire a vége felől látunk rá. A küllő méretére 2000 fényév (660 pc) adódott. Korábban nem így gondolták, de az NGC6503 (nagy valószínűséggel) küllős spirál galaxis. Megjegyzem, hogy mindebből nemcsak a saját, de a Hubble fenti felvételén sem érzékelhető semmi. A következőkben az NGC6503 olyan tulajdonságairól ejtek szót, melyek amatőrcsillagászati műszerekkel készült felvételeken is látszanak, vagy tetten érhetők.

NGC6503-nuclear-spiral

A Hubble űrtávcső felvétele a galaxis centrumáról, mely F814W (szélessávú közeli infravörös) szűrővel készült. A képet utólag képfeldolgozási eljárásokkal élesítették. A fehér ellipszis a galaxismag körüli korongot reprezentálja. Forrás: E. Freeland, L. Chomiuk, R. Keenan, T. Nelson

NGC6305-bar-spiral-NIR

Az NGC6503 központi területe a közeli infravörös hullámhosszon (1.6 μm).  A vége felől látszó küllő csak kör alakú foltnak látszik a kép közepén. A felvételen kivehetők még a küllő átellenes végén induló prominens spirálkarok is. A belső szürke ellipszis a galaxismag körüli korongot jelöli. Forrás: E. Freeland, L. Chomiuk, R. Keenan, T. Nelson – A felvétel a Kitt Peak Nemzeti Obszervatórium 3.5 méteres WIYN távcsövének infravörös kamerájával készült (WHIRC – WIYN High Resolution Infrared Camera)

A fotómra pillantva is látszik, hogy a galaxis kompakt magját porsávokkal szabdalt sárgás-vöröses terület öleli körül. A színért a kisebb tömegű, előrehaladottabb fejlődési állapotban lévő idősebb csillagok a felelősek. A centrumtól kifelé haladva, a szorosan „feltekeredett” spirál karokban egyre sűrűbben fordulnak elő a Napunknál jelentősen nagyobb tömegű, forró és fiatal csillagok. Ezek a kisebb tömegű testvéreiket kékes fényükkel könnyűszerrel túlragyogják, így az én műszeremmel elért felbontáson egyre inkább a kék szín válik dominánssá. Csillagászati értelemben ezek csak rövid ideig, mindössze néhány millió, néhány tízmillió évig léteznek. Jelenlétük annak indikátora, hogy itt a közelmúltban intenzív csillagkeletkezés zajlott, és ez valószínűleg még ma is tart. Ha nem lenne folyamatos az utánpótlás, akkor az említett időtartamon belül mind kivesznének. A masszív csillagok nemcsak beragyogják a galaxisnak ezen területeit, de gerjesztik is a környezetükben található gázködöket intenzív UV sugárzásukkal, melyek ennek hatására vöröses/rózsaszínes árnyalattal világítanak. A felvételemen e régiók közül csak azok látszanak, melyek kellőképpen nagyok és fényesek.

Már az első Hα keskenysávú szűrőkkel készült fotók azt sejtették, hogy a csillagkeletkezési régiók gyűrűt képeznek a galaxis korongjában. De pontosan miként bocsájtanak ki Hα (Hidrogén alfa) sugárzást ezek a vöröses/rózsaszínes csillagközi gázfelhők a 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.

NGC6503 Ha-NIR

Ez a speciális, felvétel a Hubble űrtávcsővel készült az NGC6503-ról. A látómező 3.3 x 1.8 ívperc. A színek nem véletlenül furcsák, ugyanis ez egy úgynevezett bicolor (hamis színes) felvétel. A vörös szín abból a 28 perces expozícióból származik, mely olyan szűrűvel készült (F658N keskenysávú szűrő), ami csak a Hα emissziót engedi át. A vörös szín tehát a HII régióktól származik, amelyek a csillagkeletkezési régiókhoz köthetők. Majd ezt, a közeli infravörös tartományban (F814W szűrő) rögzített 12 perces felvétellel kombinálták, melyet a megfelelő kontraszt kedvéért kékre színeztek. Figyeljük meg, hogy a HII területek egy széles gyűrűben foglalnak helyet. A csillagkeletkezési gyűrű más hullámhosszokon még ennél is evidensebb. Forrás és szerzők: ESA/Hubble és NASA

A csillagászokat azonban nemcsak az ionizált hidrogén, hanem a galaxis teljes hidrogénkészletének mennyisége, illetve eloszlása is érdekelte. Hogy a HI régiókról képet kaphassanak a csillagászok, a VLA (Very Large Array) rádiótávcső rendszerrel a 21 cm-es hullámhosszon figyelték meg az NGC6503-at. 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 21 cm-es rádiósugárzás a hidrogén hiperfinom szerkezetében nagyon kis spontán valószínűséggel (A=2.88×10−15 s−1 ≈ 1/107 év) végbemenő átmenetnek köszönhetően keletkezik. 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 az említett sugárzás.  Mivel ez a jelenség csak roppant kis valószínűséggel következik be, így jelentős mennyiségű atomos hidrogéngáznak kell jelen lennie ahhoz, hogy ezen a hullámhosszon a csillagászok megfigyelhessék a sugárzásukat.

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.

A galaxis rádiótérképén jól látszott, hogy a HI régiók gyűrűbe tömörülnek. A csillagászoknak az ebben található semleges hidrogénkészlet tömegét 200 millió naptömegben határozták meg (E. Greisen és mások, 2009), vagyis a gyűrű tetemes mennyiségű csillag előállításához szükséges anyagot tartalmaz. Érdekes, hogy abban a két végpontban, ahol a küllő metszi a gyűrűt csak igen kevés gáz található. Pedig, a tapasztalatok szerint, általában éppen a küllők végeinél szokott az atomos és molekuláris hidrogén felhalmozódni, továbbá a hidrodinamikai szimulációk is ezt jósolják. Talán az NGC6503 esetében egy nem is olyan rég lezajlott hevesebb csillagkeletkezés az oka ennek a devianciának. E. Freeland és munkatársainak feltételezések szerint, a HI régiók hiánya csak temporális jellegű. A csillagkeletkezés talán kimeríthette az itteni készleteket, vagy éppen az intenzív csillagszél, illetve szupernóva-robbanások söpörhették tisztára a régiót.

NGC6503-HI

A HI régiók rádió kontúrja a GALEX (Galaxy Evolution Explorer) ultraibolya (NUV) tartományban készült felvételére montírozva. Csak a legfényesebb HI régiók kerültek rá a képre, hogy a gyűrű egyértelműen látszódjon. A hidrogénfelhők kiterjedése a korongban ennél sokkal nagyobb (55-72 ezer fényév), de ezek sűrűsége több nagyságrenddel kisebb, mint a gyűrűben lévőé. Figyeljük meg, hogy az UV felvételen is mennyire szembetűnő a gyűrűs struktúra! Forrás: Forrás: E. Freeland, L. Chomiuk, R. Keenan, T. Nelson

Nem véletlen, hogy a fenti képen a GALEX (Galaxy Evolution Explorer) űrtávcső ultraibolya tartományban készült felvételére került rá a HI területek 21 cm-es rádiókontúrja. A csillagkeletkezési gyűrű ugyanis az UV hullámhosszokon igen tisztán látszik, hála a nagytömegű fiatal csillagoknak. Ezek sugárzása itt még erőteljesebb, mint a látható spektrum kék végén. A másik adaléka annak, hogy a csillagászok a két felvételt fedésbe hozták, hogy így figyelembe tudták venni a GALEX adatainak kiértékelésénél a HI régiók vörösítő hatását. A gyűrű tőlünk távolabb eső (felső) fele valamivel „vörösebb”, mint a hozzánk közelebbi (alsó) fele. Mivel a GALEX két UV hullámhossz régióban (FUV: 180-275 nm, NUV: 140-170 nm) is készített felvételeket, ezáltal külön-külön egyfajta „UV színt” is hozzá lehetett rendelni a gyűrűben található csillagkeletkezési régiókhoz. A „színből”, vagyis a két felvétel intenzitás különbségeiből, pedig meg lehet becsülni a csillagkeletkezési régiók korát. Az FUV – NUV < 1 reláció azt indikálja, hogy ezek 500 millió évnél is fiatalabbak.

Az NGC6503 vizsgálata a LEGUS (Legacy ExtraGalactic UV Survey) felmérésnek is része volt. A LEGUS projekt keretében a Hubble űrtávcsővel 50 darab, 12 Mpc-nél közelebbi galaxist fényképeztek le a WFC3 és ACS képrögzítő műszereit használva. Olyan célpontokat választottak, melyekben jelenleg is aktív csillagkeletkezés zajlik.  A célpontok közelsége miatt a galaxisokat alkotóelemeikre, vagyis csillagokra, csillaghalmazokra, asszociációkra tudták bontani. Több különböző szűrőt (WFC3/F275W, WFC3/F336W, WFC3/F438W, WFC3/F555W, WFC3/F814W, ACS/F435W, ACS/F814W, ACS/F606W) is használtak, így egyaránt lefedték a közeli infravörös, az optikai és az UV hullámhosszokat.

NGC6503-LEGUS-comp1cl1

Az NGC6503-ról a LEGUS projekt keretében készült felvételek. A felső „hibrid kép” baloldalán a galaxis optikai, a jobboldalán az UV „megjelenése” látható. Az optikai képhez használt szűrők és a hozzájuk rendelt színek: F435W (kék), F555W (zöld), és F658N (vörös). Az UV képhez használt szűrők és a hozzájuk rendelt színek: F275W (kék), F336W (zöld), és F435W (vörös). Figyeljük meg, hogy miként rajzolja ki a csillagkeletkezési gyűrűt az alsó, UV tartományban készült felvételen a masszív csillagok sokasága. Forrás:  Legacy ExtraGalactic UV Survey/STScI

A LEGUS NGC6503-mal kapcsolatos fotometriai eredményeit felhasználva D. A. Gouliermis és munkatársai úgynevezett kontúralapú térképelemzés technikát vetettek be annak érdekében, hogy a felszíni csillagsűrűség alapján következtetéseket vonhassanak le a csillagkeletkezési gyűrűről. (A cikk után, a felhasznált irodalomban megtalálhatók a pontos részletek.) Az elemzést szűrőpárok szerint válogatott minták segítségével végezték el. A használt párosítások hullámhossz (nm) szerint: F275 – F336, F336 – F438, F438 – F555, F555 – F814. Tulajdonképpen a párokkal a különböző színű csillagokat válogatták le. Az első páros a kékes árnyalatú csillagokat fedi le, míg a negyedik a vörösöket.

NGC6503-LEGUS-Blue-Red

A csillagok térbeli eloszlása az NGC6503-ban. Balra fent a „kék színű csillag” minta (F275 – F336 szűrőpár), jobbra fent a „vörös színű csillag” minta (F555 – F814). Alul ezek „felülnézetbe transzformált” képe látható, a galaxis inklinációját figyelembe véve. A kék csillagok már szemmel láthatóan is kirajzolják a csillagkeletkezési gyűrűt. A vörösök sokkal nagyobb területen oszlanak el. Mindazonáltal, eme utóbbiaknál is sejthető, hogy némileg követik a csillagkeletkezési régiókat. Fontos megjegyezni, hogy a küllő a hiányos fotometriai felmérés miatt nem jelenik meg a vörös csillagok eloszlásában. A kék csillagok hiánya a centrum környékén azonban valós. Forrás: D. A. Gouliermis és mások.

Mint az fentebb már kiderült, a kék csillagok kijelölik a csillagkeletkezési régiókat. Az NGC6503-ban ezek eloszlását vizsgálva a centrumtól mért távolság függvényében, a kutatók meghatározták a gyűrű külső és belső sugarát is. Az előbbire 1 kpc (326 fényév), míg az utóbbi 2.5 kpc (815 fényév) értéket kaptak. A gyűrű tehát a galaxis küllőjén kívül helyezkedik el.

A csillagászoknak összesen 244 kék csillagokból álló struktúrát sikerült behatárolniuk különböző bizonytalansággal. Határozottan tehát nem jelenthető ki, hogy mind a 244 struktúra valós halmaz, vagy valós asszociáció. Jelentős részük lehet, hogy csak véletlen fluktuáció az adatokban. A tudomány már csak így működik. Az elemzésük szerint, ezek 95%-a hierarchikusan, a gyűrű mentén elhelyezkedő 3 domináns szuper-struktúrához tartozik.

A gyűrűben a fiatal csillagoknak valamivel több mint a fele halmazok, asszociációk része, míg a többiek ezen komplexumok között oszlanak el. Elmondható az is, hogy inkább a legfiatalabbak (legfényesebbek) tömörülnek ilyen struktúrákba, míg a némileg idősebbek, de még mindig fiatal csillagok, inkább szerteszóródottabbak. De a struktúrák mérete és sűrűsége is mutat korrelációt a korral. A legfiatalabb csillagok inkább a kisebb és kompaktabbak lakói, míg a valamivel idősebbek, a lazább és nagyobb kiterjedésűekhez tartoznak. D. A. Gouliermis és szerzőtársai szerint, ez alátámasztja azt az elképzelést, hogy a csillagképződést a gyűrű gázfelhőiben turbulenciák szabályozzák, s melyek aztán felszabdalják azokat (turbulent fragmentation). Vagyis, a nagyobb felhők belsejében idővel kisebb felhők tömörödnek össze, azaz a hideg csillagközi anyag hierarchikus felhőkbe rendeződik (multi-fraktál). Az NGC6503 kék mintájában (F275 – F336 szűrőpár) sikerült is tetten érni a folyamatot. A vizsgált kék csillagok nagyjából 100 millió éves időskálán belül keletkeztek. A legfiatalabb körülbelül 4 millió, míg a legidősebb 110 millió éves lehet, míg maga a fragmentáció pedig nagyjából 60 millió éves időskálán zajlott le.

A turbulenciákat a gyűrűben azok a nyíróerők táplálják, melyek annak belső és külső pereme közötti jelentős forgási sebességkülönbség miatt lépnek fel. Tekintettel arra, hogy 100 millió év alatt a gyűrű belső pereme három fordulatot is végez, az NGC6503 esete azt bizonyítja, hogy ezek a „nyírómechanizmusok” sokkal inkább fenntartják a csillagkeletkezést, mintsem megakadályozzák azt. Továbbá, a LEGUS projekt eredményein alapuló, az NGC6503 kapcsolatos megfigyelések támogatják azt az elképzelést is, hogy a galaxisokban gyűrűk rezonancia jelenségek, melyeket egy forgó küllő vagy éppen valami más nem tengelyszimmetrikus korongbéli zavar hoz létre. Igaza lehet tehát azoknak, akik szerint a gyűrűk a küllős galaxisok dinamikájának természetes következményei (Buta és Combes, 1996).

Kimondottan viszonylagos közelsége, de főleg izoláltsága révén övezi különleges érdeklődés ezt a galaxist. Általánosan elmondható, hogy az izolált galaxisok nem állnak kölcsönhatásban más galaxissal, illetve halmaztagok sem fejtenek ki rá hatást. Így van ez szinte a világegyetem keletkezése óta, de legalább azóta, hogy tömegüknek a felét összegyűjtötték. Az ilyen típusú csillagvárosok ideálisak, hogy a csillagászok ellenőrizzék a galaxisok evolúciójával kapcsolatos elméleteiket. Továbbá fontos a szerepük abban, hogy jobban megérthessék a környezeti hatásokat a népes galaxis halmazokon belül, és megválaszolhassák, e hatások miként befolyásolják egy-egy galaxis, illetve a halmaz egészének fejlődését.

Azonban J. Koda és munkatársainak a közelmúltban (2015) megjelent publikáció azt sugallja, hogy az NGC6503 talán mégsem annyira magányos, mint azt korábban gondolták. A Subaru távcsővel még 2013-ban készítettek felvételeket az NGC6503-ról és környezetéről B, V, R, I, és NA656 (Hα) szűrőket használva, a Subaru extended ultraviolet disk survey program keretében. Az eredeti tudományos cél az NGC6503 optikai korongján is túlnyúló, kiterjedt UV sugárzásnak (XUV) a tanulmányozása és megértése volt. Ez viszonylag gyakori jelenség, mert a közeli galaxisok nagyjából 30%-a mutat ehhez hasonló jegyeket, de pontosan még ma sem tudják a csillagászok, hogy mi lehet ennek a sugárzásnak az oka. A Subaru ekkor készült felvételein akadtak rá a csillagászok, az utólag NGC6503-d1-nek elkeresztelt halvány törpe galaxisra.

NGC6503-d1

NGC6503-d1 törpe galaxis, mely átmenetet képez a törpe irreguláris galaxisok (dIrrs), és a törpe szferoidális galaxisok (dSph) között. Irreguláris megjelenését a néhány 100 millió éve történt csillagkeletkezésnek köszönheti. Míg a szimmetrikusabb alrendszert az idősebb, több milliárd éves csillagok alkotják. Az NGC6503-d1 igencsak „pehelysúlyú” a galaxisok között, mert összességében mindössze 4 millió naptömegű. Érdekes, hogy a becslések szerinti 3.6 milliói naptömeggel, a 8 milliárd évnél idősebb csillagok teszik ki a galaxis tömegének tetemes részét. Ehhez képest a fiatal generáció tömege csupán 280 ezer naptömeg körüli.

(a): A Subaru B, V, R szűrős felvételeiből képzett színes kép (pseudo-color), (b) DSS (Digitized Sky Survey), (c) Subaru V szűrős felvétele logaritmikus skálázással – ez kiemeli az öreg csillagok szimmetrikus alrendszerét, (d) GALEX NUV (ultraibolya) – itt a fiatalabb csillagok tűnnek elő, (e) Subaru Hα – a kis kör az egyetlen detektált HII régiót jelöli

A DSS felvétel esetén 30.2 x 12.7 ívperc a látómező, a többinél  2 x 2 ívperc.

Forrás: J. Koda és mások

Az NGC6503-d1 és az NGC6503 távolsága az égbolton 17 ívperc. A számítások szerint az NGC6503 500 ezer fényévnyi (150 kpc) területét képes „gravitációjával uralni”. Ez a távolságát figyelembe véve, 100 ívpercnyi területét jelenti az égboltnak. Így, ha a két galaxis nagyjából azonos távolságra van tőlünk, akkor az NGC6503-d1 az NGC6503 kísérője.

Az NGC6503-d1 látszólagos mérete és fényessége alapján (ezek távolságfüggő paraméterek) ennek megvan a valószínűsége. Legalábbis, a csillagászok erre a következtetésre jutottak, amikor a csillagrendszert a Lokális Csoport törpe galaxisaival hasonlították össze. Egészen pontosan a központi felületi fényesség, a fél-fényesség sugár (half-light radius – az a sugár, amiből a rendszer fényességének 50%-ka származik), és az abszolút fényesség korrelációját vizsgálták. Megállapították, hogy strukturális felépítése azokhoz a Lokális Csoportban található halvány törpe galaxisokéhoz hasonlít, melyek abszolút fényessége (MV) kb. -10.5 magnitúdó, fél-fényessége sugara (re) nagyjából 1300 fényév (400 pc), és központi felszíni fényessége (μ0,V) 25.2 magnitúdó/ívmásodperc2. Ezekből az adatokból pedig már következtetni tudtak a csillagrendszer távolságára.

Az NGC6503-d1 távolságának meghatározásához a vörös óriás ág legfényesebb csillagait is felhasználták indikátorként a csillagászok. De min alapszik ez a módszer? A vörös óriások eloszlását felrajzolva egy szín-fényesség diagramon, ahol a szín a vizuális és a közeli infravörös tartományban megfigyelt fényességek különbsége (V-I), míg a fényesség a közeli infravörös tartományban látszó fényesség (I), azok eloszlása egyszerű hatványtörvényt követ. A csillagfejlődési elméletek és a megfigyelések szerint is, a vörös óriásoknak a közeli infravörös tartományban van egy jól definiált maximális luminozitása. Ezt a pontot az első vörös óriás ág tetejének nevezik, illetve az angol nyelvű szakirodalomban ez a „Tip of the Red Giant Branch” (TRGB). Megfelelő matematikai apparátus birtokában meghatározható a TRGB látszólagos közeli infravörös fényessége. Az idős (több milliárd éves) vörös óriás csillagok esetén, melyek fémtartalma kicsi ([Fe/H] ≤ -0.7), a közeli infravörös tartományban a TRGB abszolút fényessége független azok fémtartalmától. Ez már nem teljesen igaz a fiatalabb, így nagyobb fémtartalmú csillagokra. (A csillagászok minden olyan elemet, ami nem hidrogén vagy hélium, fémnek neveznek.) A csillagok fémtartalma fontos szerepet játszik fejlődésükben, és ennek köszönhetően kissé más utat járnak be. A nagyobb fémtartalmú vörös óriások életpályája a szín-fényesség diagramon kissé a kék tartomány felé tolódik. A módszer egyik lényeges sarokköve tehát, hogy a csillagok fémtartalma, vagyis kora egy tág intervallumban (>2 milliárd év) nem befolyásolja szignifikánsan a távolság meghatározás pontosságát. Éppen ezért is, a vörös óriás ág (TRGB) tetejének fényessége, mint sztenderd gyertya, a csillagászatban előszeretettel használt távolságmérési módszer. Nem is beszélve arról, hogy nagy fényességüknek köszönhetően, ezek a vörös óriások igen messziről látszanak.

M106-NGC4254-TRGB-example

Példa szín-fényesség diagram a vörös óriások eloszlásának és a TRGB-nek a szemléltetéséhez. Nem véletlen, hogy nem az NGC6503-d1 diagramja szerepel itt. A kisszámú mintán közel sem lenne ennyire szemmellátható a dolog! (Az NGC6503-d1 esetén alkalmazott módszer leírása az eredeti publikációban megtalálható.) Az M106 (NGC4258) galaxis szín (V-I) és közeli infravörös fényesség diagramjának forrása: Barry F. Madore, Violet Mager, Wendy L. Freedman

A csillagászoknak nem volt könnyű a dolga az NGC6503-d1 esetén. Nagyjából 300 csillagot tudtak felbontani a galaxisban. Ezekből kellett a következtetéseiket levonni, illetve a TRGB fényességét is ezek alapján próbálták meghatározni. Természetesnek mondható, hogy az ilyen relatíve kisszámú minta hagy bizonytalanságot az eredményekben.

Külön-külön a fentebb leírt módszerek és megfontolások magukban még nem lennének elegendők, hogy egyértelműen kijelenthető legyen: az NGC6503-d1 az NGC6503 kísérője. Azonban, ezek kombinációja már valószínűvé teszi azt. Így, a publikáció egyik konklúziója, hogy az NGC6503-d1 távolsága nagyjából 17 millió fényév (5.25 Mpc), és valószínű, hogy az NGC6503 szatellit galaxisa. Itt az ideje elfelejteni a magányos jelzőt e galaxis esetében? J. Koda és szerzőtársai szerint: igen. Azt sem tartják kizártnak, hogy a jövőbeli felmérésekben további, az NGC6503-d1-nél halványabb kísérő törpe galaxisok nyomára bukkannak majd az NGC6503 környékén.

Felhasznált irodalom:

R. Brent Tully, Edward J. Shaya, Igor D. Karachentsev, Helene M. Courtois, Dale D. Kocevski, Luca Rizzi, Alan Peel: Our Peculiar Motion Away from the Local Void

R. Brent Tully: Our CMB Motion: The Local Void influence

E. Freeland, L. Chomiuk, R. Keenan, T. Nelson: Evidence for a Strong End-On Bar in the Ringed Sigma-Drop Galaxy NGC 6503

Hélène M. Courtois, Daniel Pomarède, R. Brent Tully, Yehuda Hoffman, Denis Courtois: Cosmography of The Local Universe

R. Brent Tully, Helene Courtois, Yehuda Hoffman, Daniel Pomarède: The Laniakea supercluster of galaxies

Jin Koda, Masafumi Yagi, Yutaka Komiyama, Samuel Boissier, Alessandro Boselli, Alexandre Y. K. Bouquin, Jennifer Donovan Meyer, Armando Gil de Paz, Masatoshi Imanishi, Barry F. Madore, David A. Thilker: Discovery of New Dwarf Galaxy near The Isolated Spiral Galaxy NGC 6503

Dimitrios A. Gouliermis, David Thilker, Bruce G. Elmegreen, Debra M. Elmegreen, Daniela Calzetti, Janice C. Lee, Angela Adamo, Alessandra Aloisi, Michele Cignoni, David O. Cook, Daniel Dale, John S. Gallagher III, Kathryn Grasha, Eva K. Grebel, Artemio Herrero Davo, Deidre A. Hunter, Kelsey E. Johnson, Hwihyun Kim, Preethi Nair, Antonella Nota, Anne Pellerin, Jenna Ryon, Elena Sabbi, Elena Sacchi, Linda J. Smith, Monica Tosi, Leonardo Ubeda, Brad Whitmore: Hierarchical Star Formation across the ring galaxy NGC 6503

Luca Rizzi, R. Brent Tully, Edward J. Shaya, Ehsan Kourkchi, Igor D. Karachentsev: Draining the Local Void

CLUES (Constrained Local UniversE Simulations) projekt

Hickson68 (NGC5350, NGC5353, NGC5354, NGC5355, NGC5358) – Paul Hickson interjú

Hickson68-LRGB-20170326-2144-sx-bin2-360s-TTK

A Hickson68 kompakt galaxiscsoport a Vadászebek csillagképben

2017-03-26, 2017-03-28 – Göd

42 x 360 sec L (Bin2), 10 x 360 sec R (Bin2), 10 x 360 sec G (Bin2), 10 x 360 sec B (Bin2)

300/1200 Newton távcső – Paracorr Type2 kóma korrektor – eredő fókusz 1380 mm

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

SXVR-H18 CCD kamera, Hutech IDAS P2 LPS filter és Baader RGBL fotografikus szűrőszett

Be kell valljam, hogy 2017. március 26-án kissé felkészületlenül álltam a hátsó udvaron sötétedés után. Több hónapja, hogy távcsövem téli álmát aludta. A tél azonban rég elmúlt, és fejem fölött már ott sötétlett a galaxisoktól hemzsegő tavaszi égbolt. Nem volt az a koromfekete és kristálytiszta, de kisvárosi éghez képest éppen megfelelő. Amúgy is régen rögzítettem felvételeket kerti magányomban az űr valamelyik távoli szegletéről. Ki tudja, mikor lesz a következő alkalom? Miközben a megszokott rutin keretében pólusra álltam, betanítottam a mechanikát, és meggyőződtem róla, hogy a műszer tényleg készen áll a fotózásra, azon töprengtem, hogy mi legyen a kiszemelt célpont. Egyáltalán nem volt semmilyen tervem. Nem készültem.

Pár nappal korábban olvastam egy cikket az arxiv.org-on, mely a galaxisok evolúciójának kérdésével foglalkozott, és amelyben Paul Hickson munkásságára is hivatkoztak. Sok amatőrcsillagász számára ismerős lehet Hickson katalógusa, kimondottan a mély-ég objektumok kedvelőinek. Hickson a Palomar Obszervatórium Égboltfelmérő Programban (Palomar Observatory Sky Survey) készült, vörös színszűrővel rögzített felvételeit fésülte át alaposan, és speciális kritériumok alapján 100 kompakt galaxiscsoportot azonosított. Célja a galaxisok felépítésének és dinamikus fejlődésének tanulmányozása volt, ezek a csoportok pedig kitűnő terepet szolgáltattak ehhez.

35 év telt el, hogy Hickson publikálta a kompakt galaxiscsoportok tulajdonságait taglaló munkáját (Systematic properties of compact groups of galaxies – Hickson, 1982). Ezt újabb felismerésekkel, és ahogy az lenni szokott, újabb kérdések feltevésével egészítette ki az évek során. De nemcsak saját maga, hanem más csillagászok is előszeretettel tanulmányozták ezeket a csoportosulásokat, illetve támaszkodtak eredményeire. Hickson talán máig az egyik legteljesebb és legjobban tanulmányozott mintát állította össze ebben a témában. Kijelenthető, hogy az ő munkásságának is jelentős szerep jutott abban, hogy a csillagászok ma már többet tudnak a galaxisokról, mint évtizedekkel korábban.

Ezekkel a gondolatokkal a fejemben elhatároztam, hogy a célpontom valamelyik Hickson kompakt galaxiscsoport lesz. Végül a Hickson68-ra esett a választásom. Éppen megfelelő pozícióban volt az égen, figyelembe véve a kertet szegélyző fákat, a szomszédok házait, és bizony a fényszennyezést is.

Az öt galaxist tömörítő Hickson68 kompakt galaxiscsoport a Vadász Ebek (Canes Ventaici) csillagkép területén, a Seginus (γ Boo), Alkaid (η UMa) és a Cor Caroli (α2 CVn) háromszög déli oldalának közelében található. Megtalálásukban nagy segítséget jelent a Seginus és a Cor Caroli között félúton lévő 6.5 magnitúdós HD121197 jelzésű csillag. (7.8 fokra a Seginus-tól). Amennyiben ezt sikerült azonosítani, máris az égbolt megfelelő szegletében járunk, ugyanis ez az a vöröses árnyalatú csillag az, ami a felvételemen is a legfényesebben tündököl.

Hickson68-map1

A Hickson68 elhelyezkedése az égen.

A világegyetem tágulásának köszönhetően a galaxisok távolodnak tőlünk, méghozzá annál nagyobb sebességgel, minél nagyobb a távolságuk. Ezt az összefüggést nevezik Hubble-törvénynek. A Doppler-effektus miatt, a távolodó égitest spektrumában a színképvonalak a sebességgel arányosan a vörös szín felé tolódnak. A vöröseltolódást megmérve tehát, kiszámítható a távolodás sebessége. Ebből pedig, az említett Hubble-törvényt felhasználva, következtetni lehet az adott galaxis távolságára. A Hickson68 galaxisainak vöröseltolódása alapján, azok 111-123 millió fényévre vannak tőlünk. Megjegyzem, hogy az egyéb, a vöröseltolódástól független távolságmeghatározási módszerekkel kapott értékek 90 és 120 millió fényév között szórnak. Ez elfogadható egyezésnek számít a csillagászatban. (Én a továbbiakban a csakis a vöröseltolódáson alapuló távolságokat fogom alapul venni.) A hangsúly nem is a pontos távolságon, sokkal inkább a közel azonos vöröseltolódáson van. Vagyis, az öt galaxis ténylegesen közel van egymáshoz, a Hickson68 mind az öt tagját gravitációs kapocs köti össze, és nemcsak véletlenül látszanak azonos irányban. Ilyen véletlenek márpedig előfordulnak. Csak két híres példát említenék: a Stephan-galaxisötös (Stephan’s Quintet), illetve a Seyfert-galaxishatos (Seyfert’s Sextet) egy-egy tagja csak látszólag az adott csoportosulás része. A valóságban hatalmas távolság választja el a többiektől. Továbbá, a Seyfert-galaxishatos hatodik objektuma nem is galaxis, sokkal inkább a galaxisok közötti kölcsönhatás eredményként létrejött úgynevezett árapálycsóva (tidal tail). A csillagászatban is előfordul, hogy nem mindez az, amink elsőre látszik. Azonban, a vöröseltolódásukat megmérve ezek az imposztorok leleplezhetők.

Hickson68-LRGB-20170326-2144-sx-bin2-360s-TTK-label

A Hickson68 mind az öt galaxisa szerepel az NGC katalógusban. A továbbiakban erre fogok hivatkozni.

A Hickson68 öt galaxisa közül az NGC5350 küllős spirál galaxis az egyik legközelebbi. Vöröseltolódása alapján távolsága 111 millió fényév. Bár látszólag csak 3.2 x 2.3 ívperces kis objektum az égen, de a távolság adatok tükrében, az átmérője a Tejútrendszer 100 ezer fényéves átmérőjével vetekszik.

A „kvintettnek”, az égbolton egymáshoz igen közel látszó két galaxisa az NGC5353 és az NGC5354. Mind a kettő úgynevezett lentikuláris galaxis. Ez 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 figyelhetők meg határozott struktúrák. Jellemző rájuk, hogy a központi dudor a galaxis korongjához képest viszonylag nagyméretű, és meghatározó a galaxis felépítése szempontjából.

Az elliptikus galaxisokat és a lentikuláris galaxisokat gyakran nem is olyan könnyű megkülönböztetni egymástól. A legtöbb esetben, 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 szferikus 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 galaxisokat, az n=4 az elliptikus galaxisokat írja le jól.

Használatos még, mivel nincs tökéletesen éles határ, ami elválasztaná az elliptikus és lentikuláris galaxisokat, az E/S0 morfológiai típus is. A Hickson68-ban lévő NGC5353 például néhány szerzőnél ilyen besorolású.

Az NGC5353 a fényesebb (ez vizuálisan is jól kiütközik) a kettőjük közül. Halvány kiterjedt halója, ami összeolvadni látszik a NGC5354 galaxiséval, inkább csak a fotókon bukkan elő. Szinte lehetetlen megmondani, hogy mekkora e két galaxis kiterjedése. Véleményem szerint, a legtöbb katalógusban e külső leplek nélküli méretek szerepelnek. Mindenesetre a SIMBAD adatbázisa az NGC5353-ra 3.6 x 1.7 ívperc, míg az NGC5354-re 2.9 x 2.4 ívperc értéket tüntet fel. De térjünk vissza az NGC5353 és az NGC5354 látszólag egymásba olvadó halvány külső részéhez. A vöröseltolódása alapján az NGC5353 111 millió fényévre, az NGC5354 123 millió fényévre van tőlünk. Amennyiben a csillagászok mérései pontosak, akkor a két galaxist nagyjából 12 millió fényév választja el egymástól. Ez összehasonlításként majdnem ötszöröse a Tejútrendszert és az Androméda-galaxist elválasztó távolságnak. Igazából az NGC5350 küllős spirál és az NGC5353 lentikuláris galaxisok nagyságrendekkel közelebb vannak egymáshoz. Ugyanakkor, egyelőre nincs igazán meggyőző bizonyíték arra nézve, hogy a galaxisok szoros kölcsönhatásban állnának egymással. Sem az NGC5350, sem az NGC5353, de még csak az NGC5354 esetében sem figyelhetők meg az interakcióban lévő galaxisokra jellemző vonások. Ilyen például a rotációs görbék két oldala közötti különbség, a csillagok mozgásában lévő „zavarok”. Vagy éppen a csillagok és az intersztelláris anyag eloszlásában mutatkozó eltérések, esetleges árapály csóvák, vagy az infravörös tartományban megfigyelhető sugárzási többlet. Eddig egyiket sem sikerült kimutatni az esetükben. A két lentikuláris galaxis halvány leplének összefonódása tehát perspektivikus hatás csupán. Ezek a csillagrendszerek azonban már önmagukban is érdekesek.

Az NGC5353 és NGC5354 számottevő aktivitást mutatnak a rádiótartományban, illetve az optikai spektrumuk is több kérdést vet fel. Mind a kettő a LINER (Low Ionization Nuclear Emission Region) galaxisok csoportjába tartozik. A LINER-ek a nevüket magjuknak színképe alapján kapták, amiben tipikusan gyengén ionizált atomok (egyszeresen ionizált oxigén, nitrogén, kén, stb.) keskeny vonalai figyelhetők meg, míg az erősen ionizált atomok (például kétszeresen ionizált oxigén) vonalai viszonylag gyengék. A LINER galaxisok közel sem olyan ritkák, mint az elsőre gondolnánk. A megfigyelések azt mutatják, hogy a környezetünkben (486 elemű, legalább 12.5 magnitúdós (BT) galaxismintát tekintve) minden ötödik-harmadik galaxis ilyen. Érdekes, hogy túlnyomórészt inkább elliptikus és lentikuláris galaxisok esetén figyelhető meg ez a jelenség, bár számottevő a spirál galaxisok mennyisége is. Az irreguláris galaxisok között viszont csak elvétve akad ilyen.

Máig vitatott, hogy pontosan miért látjuk ezeket az emissziós vonalakat a LINER galaxisok színképében. Már abban sincs egyetértés a csillagászok között, hogy egyáltalán miként jön létre maga a gerjesztés. Egyesek szerint az intersztelláris gázban terjedő lökéshullámok (shock waves), míg mások szerint a fotoionizáció (intenzív UV sugárzás) okozza azt. Nemcsak az ionizációs mechanizmus kérdésében oszlik meg a kutatók véleménye, de annak forrását illetőleg is.

A csillagászok egyik jelentős tábora szerint, e galaxisok esetében a centrumban tanyázó szupermasszív fekete lyukak a felelősek a gáz gyenge ionizációjáért. Szerintük a kis luminozitású aktív galaxismagok (Low-Luminosity Active Galactic Nuclei – LLAGN), ahová a kevésbé fényes magú Seyfert galaxisok, és a LINER-ek is tartoznak, illetve azok a galaxismagok, melyek színképe a LINER-ek és a HII régiók közt átmenetet mutat, csupán a nagyságrendekkel intenzívebben sugárzó Seyfert galaxisoknak és a kvazároknak a rokonai. Ezen utóbbiak magjában, a szupermasszív fekete lyuk felé áramló anyag akkréciós korongot formál, s miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog és felhevül. A folyamatban a mozgási energiájának egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Az akkréciós korong mindkét oldalán, a forgástengely mentén plazmából álló jet-ek jönnek létre. A jet a fekete lyukhoz közeli erős mágneses térben közel fénysebességre gyorsított, töltött szubatomikus részecskék fókuszált nyalábja. A relativisztikus sebességgel mozgó töltött részecskék a mágneses térben kifelé spirálozva felelősek az úgynevezett szinkrotronsugárzásért. A kis luminozitású aktív galaxismagok hasonlóan működnek e csillagászok vélekedése szerint, csak éppen kevésbé energikusak.  Míg például a kvazároknál a jet-ek hossza elérheti akár a millió fényéves nagyságrendet is, addig a kis luminozitású aktív galaxismagok esetében inkább csak fényéves méretekről lehet beszélni, de extrémebb esetekben is pár száz fényévről. Az eltérések az aktív galaxis magok, és a kis luminozitású aktív galaxismagok között a fekete lyukak tömegére, az anyagbefogás ütemére, az akkréciós korong fizikai paramétereire, illetve a fekete lyukat körbevevő galaktikus környezetre (por és gáz, azok hőmérséklete stb.) vezethetők vissza, hogy csak pár lehetséges okot említsek. Amennyiben tényleg rokoni szálak fűzik őket össze, akkor a LINER galaxisok alkotják az aktív magú galaxisok legnépesebb alosztályát, számuk messze lekörözi a nagyobb luminozitású Seyfert galaxisok és kvazárok számát.

agn_tipusok

Aktív galaxismag sematikus vázlata.

Black Hole – Fekete lyuk, Torus of Neutral Gas and Dust – Ionizálatlan gázok és por tórusza, Accretion Disk – Akkréciós korong, Radio Jet – Rádió Jet

A kétezres évek elején, több más kis luminozitású aktív magú, és „klasszikus” aktív magú galaxissal együtt az NGC5353-at és az NGC5354-et is vizsgálták a VLA (Very Large Array)  és a VLBA (Very Long Baseline Array) rádiótávcső rendszerekkel, hogy pontosabb képet kapjanak arról, hogy mi is történik azok centrumában. Sokuknál sikerült az ezred ívmásodperces felbontást is elérni (VLBA), ami azt jelenti, hogy szub-parszekes skálán (1 parszek körülbelül 3.26 fényév) tudták vizsgálni a galaxisok centrumából származó rádiósugárzást. Kiderült, hogy a két galaxis magja azokhoz a kis luminozitású aktív galaxismagokhoz tartozik, ahol mindössze alig néhány fényév hosszúságú, és görbült a jet. Tehát, nemcsak náluk, hanem más, a kiválasztott mintában szereplő galaxis magjánál is megfigyeltek hasonlót. A legtöbbjük pedig szintén LINER galaxis volt. Az is hozzátartozik az igazsághoz, hogy nem minden LINER esetében tudták ezt kimutatni. Ahol viszont igen, ott úgy tűnik, hogy a jet-ek nem jutnak messze a központi fekete lyuktól. Lehetséges, hogy egyik galaxis esetében sem eléggé kollimált a nyaláb. De az is elképzelhető, hogy a környező anyaggal való kölcsönhatásban egyszerűen csak hamar elveszíti energiájának tekintélyes részét. Ha ez utóbbi a helyes magyarázat, akkor a jet jelentős mennyiségű energiát ad le alig néhány fényéven belül, így lelassítja a gáz beáramlását az akkréciós korongba. Ez pedig kihat a fekete lyuk anyagbefogási ütemére is. Talán éppen ez az oka, hogy kisebb luminozitásuk ezek a magok a többi aktív galaxismaghoz képest. Csakhogy, sok LINER galaxisban aktív magnak semmi nyoma, így vannak, akik nem támogatják ezt a fentebb vázolt elképzelést, vagy kissé árnyaltabban vélekednek róla.

NGC5353-NGC5354-radio_core01-cut1

Balra: Az NGC5353 centrumának rádióképe. A görbült „megnyúlások” a feket lyuktól induló jet-ek, melyek alig pár fényévre jutnak csak el. Forrás: Nagar és mások

Jobbra: Az NGC5354 centrumának rádióképe. Itt is görbületet mutatnak a jet-ek, és hasonlóan rövidek, mint az előző esetben. Forrás: Filho és mások

Egyesek szerint a csillagkeletkezési régiók fiatal, masszív és egyben forró csillagai gerjesztik a gázt. Való igaz, hogy pár LINER galaxis esetében találtak erre utaló jeleket a közeli infravörös tartományban végzett spektroszkópiai vizsgálatok során. De a Spitzer űrtávcsővel is folytattak kampányt a csillagászok, melyben 33 LINER galaxist vetettek alá alapos spektroszkópiai vizsgálatnak a közép infravörös tartományban. Az átfogó minta elemzésével sikerült kapcsolatot kimutatni a fényes infravörös galaxisok (Luminous Infrared Galaxies – LIRGs) LINER emissziója és a csillagkeletkezési aktivitás között. Ezek olyan távoli galaxisok, amelyek főként a Világegyetem abban a korszakában léteztek, amikor a csillagkeletkezési ráta még jelentősen nagyobb volt a ma megfigyelhetőnél. A tömegével születő csillagokat egy ideig még körbevették azok a gázfelhők, amelyben keletkeztek. Az ezekben a felhőkben lévő por a csillagok fényének jelentős részét elnyelte, majd pedig visszasugározta infravörösben. Ezek az intenzív csillagkeletkezést produkáló galaxisok így nem is a látható fényben, hanem sokkal inkább infravörösben igazán fényesek. Innen származik a nevük is. Megjegyzem, hogy aktív galaxismag jelenlétét is detektálták pár esetben. Ellenben, ugyanezen vizsgálat eredményei szerint, a környező normál (nem csillagontó), az infravörösben kevésbé fényes galaxisok LINER emissziója nem a csillagkeletkezésre vezethető vissza. Nem utolsósorban az elliptikus és lentikuláris galaxisokban nem jellemző a masszív és éppen ezért forró fiatal csillagok jelenléte. Ugyanis, ezek csillagászati értelemben rövid ideig, tömegüktől függően mindössze néhány millió, néhány tízmillió évig élnek csak. Ezeknél a galaxisoknál pedig már sokkal régebben véget ért az aktív csillagkeletkezés korszaka.

Vannak olyan csillagászok, akik nem az aktív galaxismagban, vagy éppen az intenzív csillagkeletkezésben látják a megoldás kulcsát. Sőt, éppen ezek hiányával magyarázzák az egészet. Az 1 milliárd évnél öregebb, előrehaladott fejlődési állapotban lévő csillagok, az aszimptotikus óriás ág elhagyása után (post AGB phase) rövid ideig elég forrók ahhoz, hogy képesek legyenek gyengén ionizálni a környező csillagközi gázokat. Az emisszió megfigyelésére pedig azért nyílik egyáltalán lehetőségünk, mert sem az aktív mag, sem a fiatal forró csillagok keltette sugárzás nem ragyogja túl azt. Ez a magyarázat akár működőképes is lehet. Ehhez csak némi gázra és 1 milliárd évesnél öregebb csillagokra van szükség. Ez az elképzelés arra is választ adhat, hogy a LINER-ek miért főként öreg csillagok alkotta masszív galaxisok, amikben már igen kicsi a csillagkeletkezési aktivitás. Ugyanakkor azt se felejtsük el, hogy akadnak aktív magú LINER galaxisok is.

Nem könnyű eldönteni, hogy pontosan melyik teória a helyes, mert oly változatos morfológiájúak, annyira eltérő tulajdonságúak a LINER galaxisok. Könnyen lehet, és éppen e mellett teszik le a voksukat a legutóbb vázolt elmélet képviselői is, hogy az aktív magnak, a fiatal csillagok ionizációs hatásának, és a LINER tulajdonságnak a kérdését teljesen külön kell kezelni. Ez pedig jelentősen átrajzolhatja a galaxisokról alkotott képet, mivel évtizedek óta a LINER tulajdonságot az aktív mag indikátorának tekinti a kutatók jelentős része.

Míg az előző három galaxis a Tejútrendszerhez nagyjából hasonló méretű, addig a 113 millió fényévre lévő NGC5355 átmérője hozzávetőlegesen csak harmada, míg a 115 millió fényévre lévő NGC5358 átmérője valahol a fele és a harmada között van galaxisunkénak. Ezek ketten szintén lentikuláris galaxisok. Azonban, az NGC5358 esetében küllő szerkezet keresztezi a központi dudort, még ha ez így majdnem oldalnézetből nem is tűnik evidensnek elsőre. A galaxis centrumából kiinduló küllő nemcsak a spirál galaxisok „privilégiuma”, a lentikuláris galaxisok esetében is előfordul. Míg azonban az első típus esetében a küllők végéből spirálkarok indulnak ki, addig a lentikuláris galaxisoknak nincsenek karjaik. Az NGC5358 a küllős és küllő nélküli lentikulárisok közötti átmenet képviselője.

Nem tagadom, hogy a tavaszi égen szerényen megbúvó kis halmaz belopta magát a szívembe. Mondom ezt annak ellenére, hogy elég küzdelmes volt a halványabb részletek előcsalogatása, ami a Gödről készült felvételeken szinte alig vált el az égi háttértől. A kép feldolgozásának végén elmorfondíroztam azon, hogy talán 100 millió fényéven túl, valaki a hátsókertjében – ha létezik ott olyan – éppen a Lokális Halmazt vizsgálgatja. Milyen jól nézhet ki onnan tágabb otthonunk! A látványt bizonyára az Androméda-galaxis (M31, NGC 224), és a Tejútrendszer párosa uralja, amihez a Triangulum-galaxis (M33, NGC 598) asszisztál. Vajon nekik is vannak csillagképeik, és mi melyikben lehetünk? Már, ha szintén az optikai tartományban látnak, mint mi. Ha egyáltalán van ott valaki.

Paul Hickson interjú

Azon az estén azt is elhatároztam, hogy rövid interjút készítek Paul Hickson professzorral.

Paul Hickson

Paul Hickson – Fotó: Oscar Saa, CTIO

Először is köszönöm, hogy elfogadta a felkérést!

Miként kezdődött kapcsolata a csillagok világával? Mi volt az első meghatározó csillagászati élménye? Milyen hatások terelték a csillagászat felé?

P.H.: „Amióta csak az eszemet tudom, mindig is érdekelt a fizika és a matematika. Még kisgyermek voltam, mikor a szüleim megajándékoztak egy kis távcsővel. Teljesen lenyűgözött, hogy láthattam vele a Jupiter holdjait, és megfigyelhettem vele a mozgásukat. Később elhatároztam, hogy saját távcsövet készítek. Megtanultam tükröt csiszolni, és elsajátítottam annak módszerét, hogy miként ellenőrizhetem a készülőfélben lévő 8 hüvelykes parabola tükör optikai minőségét.

Az egyetemen fizikára specializálódtam, és csillagászati kurzusokat is felvettem. Szerencsésnek mondhatom magam, hogy később felvettek egy nagyon jó posztgraduális képzésre, ahol rengeteg mindent megtanultam. Az asztrofizikában is itt mélyedtem el igazán.”  

Tanulmányai befejeztével rögtön belevetette magát a galaxisok kutatásába, vagy előtte kipróbálta magát a csillagászat más területein?

P.H.: „A posztgraduális iskolában a doktori értekezésem kozmológiai témájú volt. A galaxishalmazok segítségével vizsgáltam a Világegyetem tágulási ütemének változását. Meglepetésemre az eredmények nem voltak összhangban azzal a várakozással, hogy a tágulás üteme lassul. Azok sokkal inkább támogatták a gyorsulva táguló Univerzum lehetőségét.”

A szerző megjegyzése: Ebben az időben a kozmológiai modellek a világegyetem tágulásának lassulását jósolták. S mint az látható, voltak már jelek a gyorsulva tágulás lehetősége mellett, de a Nobel-díjat érő bizonyosságig 1998-ig kellett várni.

„Mindeközben sok érdekes dolgot megtanultam Doug Richstone és Ed Turner kollégáimtól a sűrű galaxiscsoportok dinamikai problémájával kapcsolatban. Ez keltette fel érdeklődésemet a kis galaxiscsoportok iránt, ekkor vágtam bele tulajdonságaik vizsgálatába.”

Miért érdekesek a kompakt galaxiscsoportok? Mitől különlegesek? Milyen szerepet játszanak a galaxisok evolúciójában? 

P.H.: „Richstone és Turner rájöttek, hogy a galaxisok kompakt csoportjai instabilak. Mivel ezekben a csillagrendszerek igen sűrűn helyezkednek el, így a köztük fellépő erős gravitációs interakciók letépik a galaxisokat körbevevő sötét anyagot. Nagy, egybe függő tengere jön létre a sötét anyagnak. A galaxisok a pályájukon mozogva energiát veszítenek miközben keresztülvágnak ezen, és így viszonylag gyorsan a csoport centruma felé spiráloznak, ahol összeolvadnak. Az ilyen egyesülés a spirál galaxisokat elliptikus galaxisokká alakítja át. Ez az egész felvázolt folyamat a kompakt csoportokban sokkal gyorsabban játszódik le, mint bármely más galaxisok alkotta rendszerben.”

Korábban már mások is készítettek katalógusokat kompakt galaxiscsoportokról, vagy éppen a kölcsönható galaxisokról. Csak, hogy néhányat említsek: Interacting Galaxies (Vorontsov-Velyaminov 1959, 1975), Atlas of Peculiar Galaxies (Arp 1966), Shakhbazian többek közreműködésével 376 új kompakt galaxiscsoportot katalogizált a hetvenes években, és így tovább. Mi késztette arra, hogy ön is összeállítsa a saját katalógusát? Mik voltak azok a kritériumok, amik alapján kiválasztotta a kompakt csoportokat? Miért éppen azokra a kritériumokra esett a választása?

P.H.: „Való igaz, hogy már más gyűjtemények, katalógusok is megjelentek korábban a kompakt galaxiscsoportokkal kapcsolatban. Néhány ezekben szereplő csoport kimondottan híres volt, és olyan galaxisokat is tartalmazott, melyek vöröseltolódása eltért. Azonban, mivel a minták nem voltak homogének, így igazából nehéz volt belőlük bármilyen statisztikai következtetést levonni. Olyan csoportok, mint például a Stephan-galaxisötöse (Stephan’s Quintet) szokatlan természetük miatt szerepeltek a katalógusokban.”

A szerző megjegyzése: A Stephan-galaxisötös (Stephan’s Quintet), illetve a Seyfert-galaxishatos (Seyfert’s Sextet) egy-egy tagja csak látszólag az adott csoportosulás része. A valóságban hatalmas távolság választja el a többiektől. Továbbá, a Seyfert-galaxishatos hatodik objektuma nem is galaxis, sokkal inkább a galaxisok közötti kölcsönhatás eredményként létrejött úgynevezett árapálycsóva (tidal tail). A csillagászatban is előfordul, hogy nem mindez az, amink elsőre látszik. Azonban, a vöröseltolódásukat megmérve ezek az imposztorok leleplezhetők.

„Rájöttem, hogy megfelelő kiválasztási kritériumok kellenek ahhoz, hogy egy katalógus statisztikailag is hasznos legyen. A kritériumokat végül úgy választottam meg, hogy olyan rendszerekre illeszkedjenek, amelyek hasonlatosak a klasszikus kompakt csoportokhoz, mint amilyen például a Stephan-galaxisötös (Stephan’s Quintet), a Seyfert-galaxishatos (Seyfert’s Sextet), és a VV172. Az így kapott katalógus végül tényleg hasznosnak bizonyult. Különösen azért gondolom ezt, mert sok-sok későbbi kutatás célpontjává váltak ezek a csoportok, illetve azok galaxisai. A csillagászok az optikai, infravörös, rádió és röntgen hullámhosszakon is alaposan tanulmányozták őket. Ennek köszönhetően ma más sokkal jobban értjük a kompakt galaxiscsoportok fejlődését, és helyüket a galaxishalmazok általános hierarchiájában.”

Mit érdemes tudni az illusztrációként szolgáló Hickson 68-ról? Van-e valami különlegessége ennek a galaxiscsoportnak a többiekhez képest?

P.H.: „Szép fénykép!”

Köszönöm!

P.H.: „Ez a csoport szokatlan, ugyanis két fényes korai típusú (elliptikus, lentikuláris – S0) galaxis is található benne. Ezekben a csillagrendszerekben már legalább 1 milliárd éve leállt a csillagképződés, így öreg csillagokból állnak. Ezekhez hasonlókat rendszerint a nagy galaxishalmazok centrumában figyelhetünk meg, így jelenlétük egy ilyen kompakt csoportban mindenképpen figyelemfelkeltő. A valószínű magyarázat, hogy ezek valaha gázban gazdag spirál galaxisok lehettek. Azonban, a múltban lezajlott ütközések felmelegíthették a gázt annyira, hogy az kiszabaduljon a galaxisból. Illetve a másik lehetőség, hogy a szintén az ütközésnek köszönhető heves csillagkeletkezés emésztette fel gázkészleteiket.”

Tudomásom szerint ön a csillagászati műszerek területén is elismert szakember. Igazi különlegességnek számítanak a folyékony tükrű távcsövek (Liquid-Mirror Telescopes). Kérem meséljen ezek felhasználási területéről, és tapasztalatairól.

P.H.: „A földfelszíni csillagvizsgálókba és űrbeli felhasználásra tervezett folyékony tükrű teleszkópok (LMT-k) optikai felületét, a kellőképpen sima parabolikus tál tetején lévő vékony higanyréteg képzi. Jellemzően a higany vastagsága mindössze néhány milliméter. A tálat általában üvegszálból, grafitból vagy kevlárból és epoxiból készítik, és nagyon pontos ütemben forgatják a függőleges tengelye körül. A gravitációs és a centrifugális erők kombinációjának köszönhetően, a higany felülete kitűnő optikai minőségű paraboloid alakot vesz fel. Ez a technológia lehetővé teszi, hogy viszonylag alacsony költséggel építhessünk olyan nagy teljesítményű távcsöveket, amelyek mindig csak a zenitbe tekintenek. E távcsövek nagyszerűen alkalmazhatók olyan felmérésekben (surveys), ahol nem szükséges egy adott objektumokra ráállni és követni a műszerrel. A NASA közel egy évtizede működteti 3 méteres folyékony tükrű távcsövét, megfigyelve vele az űrszemetet. Egy 4 méteres folyékony tükrű csillagászati teleszkóp pedig hamarosan működésbe lép az indiai Himalájában, az International Liquid-Mirror Telescope projekt keretében. Immáron több éve annak is, hogy saját kutatócsoportom Vancouver közelében megépített egy ilyen 6 méteres példányt, melyet azóta is használunk. A Nagy Zenit Távcső (Large Zenith Telescope) ötlete a lézeres adaptív optika és a Föld mezoszferikus nátriumrétegének tanulmányozásának céljából született meg.”

A Thirty Meter Telescope már nemcsak egy álom csupán, hanem a megvalósulás útjára is lépett. Milyen potenciál van ebben a távcsőben? Milyen fontos tudományos áttörések elé nézünk ennek a műszernek köszönhetően?

P.H.: Nos, a nagy földi optikai és infravörös teleszkópok következő generációja, mint például a Giant Magellan Telescope (GMT), a Thirty Meter Telescope (TMT) és az európai Extremely Large Telescope (ELT), a közeli bolygórendszerektől kezdve egészen a legtávolabbi galaxisokig tanulmányozni fogja az Univerzumot. Szinte nem is lehet megnevezni egyetlen célt, mert annyi tudományos program kapcsolódik majd ezekhez. Átfogó információk tekintetében, érdemes azonban felkeresni ezen távcsövek weboldalait.

Egyetlen dolgot azonban ki tudnék emelni. Ezek az új távcsövek teljes mértékben az adaptív optikára támaszkodnak. Ez a technológia lehetővé teszi, hogy soha nem látott képminőséget érjenek el. Olyat, mely élességben túlszárnyalja még a jelenlegi űrtávcsöveket is. De az adaptív optika nagy lökést ad a távcsövek érzékenységének is, az adott műszer átmérőjének negyedik hatványával arányosan. Biztosra veszem, hogy számos tudományos áttörés várható, miután ezen óriások hadrendbe állnak.”

Mik a tudományos tervei a jövőre nézve?

P.H.: „Diákjaimmal és kollégáimmal folytatni szeretném a távcsövekhez, csillagászati műszerekhez és az adaptív optikákhoz kapcsolódó projekteket.”

Nekem a csillagászat a hobbim, önnek a munkája. De tudtommal, önnek is van egy különleges szenvedélye: a repülés. Hogyan kezdődött? Miként hódol a repülésnek?

P.H.: „Igen, körülbelül 30 éve vagyok pilóta. A repülést egy motoros Cessna repülőgéppel, valamint Piper Cub-bal kezdtem. Később vezettem Citabria-t és több otthon épített repülőgépet is. Jelenleg egy Zlin 142C Aerobatic Trainer-rel és egy kétmotoros Beach Baron-nal repülök. Kanada nyugati partja gyönyörű terület. A vizek felett és a hegyek között szállni igazi élvezetet nyújt. A repülés szabadságot ad.”

Köszönöm az interjút, és további sok sikert kívánok az életben!

 

Felhasznált irodalom:

P. Hickson: Systematic properties of compact groups of galaxies

P. Hickson: Compact groups of galaxies

Luis C. Ho, Alexei V. Filippenko, and Wallace L. W. Sargent: A Search for “Dwarf” Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies

M. E. Filho, F. Fraternali, S. Markoff, N. M. Nagar, P. D. Barthel, L. C. Ho, F. Yuan: Further Clues to the Nature of Composite LINER/HII Galaxies

Neil M. Nagar, Heino Falcke, Andrew S. Wilson: Radio Sources in Low-Luminosity Active Galactic Nuclei.IV. Radio Luminosity Function, Importance of Jet Power, and Radio Properties of the Complete Palomar Sample

S. Torres-Flores, C. Mendes de Oliveira, P. Amram, H. Plana, B. Epinat, C. Carignan, C. Balkowski: Kinematics of galaxies in Compact Groups. Studying the B-band Tully-Fisher relation

E. Sturm, D. Rupke, A. Contursi, D.-C. Kim, D. Lutz, H. Netzer, S. Veilleux, R. Genzel, M. Lehnert, L.J. Tacconi, D. Maoz, J. Mazzarella, S. Lord, D. Sanders, A. Sternberg: Mid-Infrared Diagnostics of LINERs

Robert L. da Silva, J. Xavier Prochaska, David Rosario, Jason Tumlinson, Todd M. Tripp: Shining Light on Merging Galaxies I: The Ongoing Merger of a Quasar with a „Green Valley” Galaxy

R. Singh, G. van de Ven, K. Jahnke, M. Lyubenova, J. Falcón-Barroso, J. Alves, R. Cid Fernandes, L. Galbany, R. García-Benito, B. Husemann, R. C. Kennicutt, R. A. Marino, I. Márquez, J. Masegosa, D. Mast, A. Pasquali, S. F. Sánchez, J. Walcher, V. Wild, L. Wisotzki, B. Ziegler, the CALIFA collaboration: The nature of LINER galaxies: Ubiquitous hot old stars and rare accreting black holes

L.H.S. Kadowaki, E.M. de Gouveia Dal Pino, Chandra B. Singh: The role of fast magnetic reconnection on the radio and gamma-ray emission from the nuclear regions of microquasars and low luminosity AGNs

H. B. Ann, Mira Seo, and D. K. Ha: A catalog of visually classified galaxies in the local (z ~ 0.01) universe

P. Marziani, M. D’Onofrio, D. Bettoni, B. M. Poggianti, A. Moretti, G. Fasano, J. Fritz, A. Cava, J. Varela, A. Omizzolo: Emission Line Galaxies and Active Galactic Nuclei in WINGS clusters

Mark Bratton: The Complete Guide to the Herschel Objects: Sir William Herschel’s Star Clusters, Nebulae and Galaxies (ISBN-13: 978-0521768924)

Adatok: NED és SIMBAD adatbázisok