Az NGC5364 spirál galaxis (balra) és az NGC5363 lentikuláris galaxis (jobbra) párosa
(Az NGC5363 galaxis csoportról készített fotóm kivágott részlete)
iTelescope.net T11 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI ProLine PL11002M CCD camera
A felvételek 2020-05-14 és 2020-05-20 között készültek – Új-Mexikó (Mayhill közelében) – 24 x 600 sec L (bin2), 10 x 600 sec R,G,B (bin2)
A Polaris Csillagvizsgálóban pár éve vettem át a „kisszakkör” vezetését, melyet a Magyar Csillagászati egyesület a 8-12 éves korosztály számára tart. A szakköri foglalkozásokra a tanévben szerdánként került sor. A COVID-19 helyzet miatt 2020 tavaszán a csillagvizsgálót is be kellett zárnunk. A sorozatnak így végé szakadt.
A tematikában éppen a galaxisok kerültek volna terítékre. Optimistán, bízva az újranyitásban, elkezdtem frissíteni a prezentációimat. Ezt egyébként is rendszerese megteszem, mikor felkészülök a következő foglalkozásra. A csillagászatban mindig vannak új eredmények és aktualitások. Mivel a szakkörök elmaradtak, így azokat az órákat arra használtam fel, hogy több anyagomat is átírtam, átszerkesztettem.
A gyűjteményemből nagyon hiányzott egy olyan illusztráció, ami szemléletesen megmutatja a spirál galaxisok és a lentikuláris/elliptikus galaxisok közötti különbségeket. Mindezt egyetlen fotón, hogy ne kelljen a diák között oda-visszaváltani. Ekkor merült fel bennem, hogy miért ne választhatnék olyan célpontokat a következő digitális észleléshez, ami egyben megfelel ennek az elvárásnak. Miért ne készíthetnék magam is ilyen asztrofotót?
Már csak a megfelelő jelöltet kellett kiválasztanom. Ebben nagy segítségemre voltak saját jegyzeteim, melyeket a korábbi megfigyelésekhez írt cikkekhez készítettem. Nem mindig használom fel ezeket az anyagokat, de gyakran merítek belőle újabb ötleteket. Most is így történt.
Merre találhatók ezek a galaxisok? Mit érdemes tudni róluk? Ismerkedjünk meg először röviden a Kozmosz legnagyobb struktúráival, hogy el tudjuk helyezni a látottakat!
Galaxishalmazok és kozmikus ritkulások
A világegyetem nagy léptékű szerkezete leginkább kusza pókhálóra hasonlít. A galaxisok, galaxis csoportosulásokba, galaxishalmazokba, szuperhalmazokba tömörülnek e gigantikus szálak mentén.
Ezek a definíciók a halmaztagok között lévő gravitációs kapcsolaton alapulnak, melyek különböző skálán működnek. A galaxis egy gravitációsan kötött rendszer. Gáz, por és csillagok milliói vagy milliárdjai alkotják. Ezt hierarchiában a galaxiscsoportok követik, melyek általában néhány tucat tagot számlálnak. A több száz vagy ezer galaxist tartalmazó galaxishalmaz egy ennél is nagyobb gravitációsan kötött objektum, ahol a kölcsönös vonzóerő elég erős ahhoz, hogy még a kozmikus tágulás sem fogja majd eltávolítani egymástól a galaxisokat.
A legközelebbi masszív galaxishalmaz a Virgo galaxishalmaz. Távolsága 16.5±0.5 Mpc (Mei és mások – 2007), vagyis 54 millió fényév. Becslések szerint 1500-2000 tagot számlál, melyek az égbolt közel 8 fokos területén oszlanak el. A halmaz átmérője 4.4 Mpc, ami 14.3 millió fényévnek felel meg (Fouqué és mások – 2001). Ez alig valamivel nagyobb, mint a Tejútrendszerünkkel együtt nagyjából 50 galaxist magában foglaló Lokális Csoport mérete, ami körülbelül 3 Mpc (10 millió fényév). Azonban, míg eme utóbbi tömege 2.3±0.7×1012 M☉ (Peñarrubia és mások – 2014), addig a Virgo halmazé 1.2×1015 M☉ (Fouqué és mások – 2001). Nagyságrendnyi különbségről van tehát szó. Nagyjából 2 billiónyi naptömeg az 1 billiárdnyi naptömeggel szemben. A Virgo halmaznak három, egyértelműen azonosítható alcsoportja is van. Ezek középpontjában az M87, az M86 és az M49 galaxis helyezkedik el. Valószínű, hogy a halmazt még mindig a formálódása közben figyelhetjük meg.
Galaxis csoportok és galaxishalmazok a Lokális Csoport közelében.
Szerző: Andrew Z. Colvin
Az egymáshoz közeli csoportok és halmazok – melyek mindegyike gravitációs kötésben van –, egy még nagyobb struktúra gravitációs vonzásának hatása alatt állnak. Csakhogy, ott a gravitáció vonzó hatása már eltér a gravitációsan kötött rendszer csillagászati definíciójától. Ezeket hívják a csillagászok szuperhalmazoknak, melyek a világegyetem legnagyobb, galaxisokat tömörítő struktúrái.
Valójában nem is olyan egyszerű behatárolni ezeket. Évekkel ezelőtt még úgy gondolták a csillagászok, hogy a Lokális Csoport, és közel 100 másik halmaz és csoport is, a 100 millió fényév kiterjedésű Virgo Szuperhalmaz része. (Az elnevezést a legnagyobb tömegű tagja, a Virgo halmaz után kapta.) Kiderült azonban, hogy ez csak a jéghegy csúcsa. Ezek a halmazok együtt, még egy ennél is jóval nagyobb, és jól behatárolható struktúra részesei.
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 gravitációsan 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 160 Mpc (520 millió fényév) 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. Tehát, a Lokális Csoport éppúgy részt vesz ebben a kozmikus áramlásban, mint a masszív Virgo halmaz.
A Laniakea szuperhalmaz. Azokat a filamenteket (szálakat), melyek mentén a galaxisokat összegyűjtötték a szerzők, és amely mentén a galaxisok együtt mozognak, halványkék színnel lettek jelölve. 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)
A Laniakea szuperhalmaz, és az új definíción (a galaxisok konvergáló mozgásán) alapuló, a Laniakea-t körülvevő szuperhalmazok. A kék pötty a Tejútrendszer pozícióját jelöli a szuperhalmazban.
Forrás: R. Brent Tully, Helene Courtois, Yehuda Hoffman és Daniel Pomarède (Nature, vol 513, number 7516, p71 – 4 September 2014)
A galaxisok, galaxishalmazok, szuperhalmazok kusza rostos hálózata mellett, legalább annyira érdekesek az ezeket elválasztó hatalmas ürességek. Azt is mondhatjuk, hogy a Univerzum buborékos szerkezetű, melynek „falain” helyezkednek el a galaxisok, illetve a korábban említett halmazok, szuperhalmazok. Pontosabb azonban, ha ezeket az ürességeket, inkább ritkulásoknak (Cosmic Void) nevezzük. 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.
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 45-60 Mpc (150-200 millió fényév) kiterjedésű. Továbbá, centrumának távolsága legalább 23 Mpc-re (75 millió fényévnyire) van tőlünk. Meg kell jegyeznem azonban, hogy pontos kiterjedését a mai napig viszonylag nagy bizonytalanság övezi.
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.
Okkal emeltem ki külön a fentiekben a Virgo galaxishalmazt és a Lokális Ritkulást. Ezek nemcsak remek példái a Világegyetem galaxisokkal zsúfolt, illetve üresebb térségeinek, de a további mondandóm szempontjából is fontos szerepük lesz.
Galaxisok fonala a Lokális Ritkulás peremén és a Virgo galaxishalmaz között
Az elmúlt évtizedek teljes égboltra kiterjedő távcsöves felméréseinek hála, manapság már rengeteg galaxis radiális (látóirányú) sebességét és távolságát megmérték a csillagászok. Ezek a tömeges adatok, ahogy ezt fentebb is említettem, lehetőséget adnak arra, hogy a szakemberek megállapíthassák, a galaxisok látszólagos radiális mozgása (a valóságban ezt lehet csak mérni) mennyiben származik a tér tágulásából, és mennyiben egy halmazon vagy csoporton belüli lokális gravitációs hatás okozta mozgásából. A távolságok és a galaxisok pekuliáris mozgásának ismerete remek eszköz a csillagászok kezében, hogy feltérképezzék a masszív vonzócentrumokat és a ritkulásokat a Világegyetemben. (A galaxis pekuliáris sebessége alatt, az univerzum izotropikus tágulása miatti mozgáshoz viszonyított sebessége értendő, amit a Hubble áramlás ír le. Hubble áramlás pedig a tér tágulásából származó elmozdulása az anyagnak.)
Igor D. Karachentsev, Valentina E. Karachentseva és Olga G. Nasonova 2014-ben publikálták azt a cikket (Galaxy motions in the Bootes strip), melyben alaposan szemügyre vetették az általuk Bootes Sávknak (Bootes Strip) nevezett égterületet. A szerzők a Lokális Ritkulás és a Virgo halamaz között elhelyezkedő, szétszórt galaxisok alkotta Bootes Szálat (Bootes Filament) vizsgálták a galaxisok kinematikáján és elhelyezkedésükön keresztül. Tették mindezt azért, hogy következtetéseket vonhassanak le a Virgo halmaznak és a Lokális Ritkulásnak a környezetükre gyakorolt hatásáról.
Az égboltnak azon szelete, melyet Karachentsev és munkatárai átvizsgáltak. A Bootes Sáv (Bootes Strip) galaxisai, a halvány vörössel megjelölt égterületen helyezkednek el.
Olyan galaxisokat választottak ki, melyek radiális (látóirányú) sebessége 2000 km/s-nál kisebb volt. A kutatásban összesen 361 galaxist használtak fel mintaként. Megállapították, hogy ezek 56%-a nem magányos csillagrendszer, hanem csoportokat és párokat alkotnak. Egészen pontosan, 13 galaxis csoportról és 11 párról van szó. A 700 km/s és 1300 km/s radiális (látóirányú) sebességű galaxisok legtöbbje a sáv nyugati oldalán helyezkedik el, a Virgo halmaz szomszédságában. E nyugati galaxisok legtöbbje a Virgo halmaz erős gravitációs hatása alatt áll, vagyis annak középpontja felé mozog.
Az ábra a galaxisok radiális (látóirányú) sebességét mutatja a Bootes Sávban. 14h környékén látható körív rész (zero velocity surface) választja el a Virgo halmaz centruma felé mozgó galaxisokat azoktól, melyek részt vesznek a kozmosz tágulásban. Ennek a körnek a sugara 7.2 Mpc (23.5 millió fényév) vagy 25 fok az égbolton (Karachentsev és mások – 2014). Ábra forrása: Karachentsev és mások – 2014
A Bootes Sávban a galaxisok eloszlásának egyik legmeghatározóbb sűrűsödése az NGC5846 kompakt csoport. Korábbi becslések szerint körülbelül 250 darab -12 magnitúdónál (MR) is nagyobb abszolút fényességű tagja lehet (Mahdavi és mások – 2005) ennek a halmaznak. Az NGC5846 csoport két alcsoportból áll össze a röntgen tartományban végzett megfigyelések tanúsága szerint. A tagok jellemzően két meghatározó galaxis körül, vagyis az NGC5846 és az NGC5813 elliptikus galaxis körül gyülekeznek. Mindazonáltal, a kinematikai jellemzők megkülönböztetnek egy másik alcsoportot is az NGC 5846 mellett. 9 galaxist az NGC5838 lentikuláris galaxis gravitációja ural.
Az NGC5846 és az NGC5746 galaxis csoportok közeli nézete a Bootes Sáv régióban. A csoportok tagjait vonalak kötik össze a domináns galaxissal. Ábra forrása: Karachentsev és mások – 2014
A Bootes Sáv 361 galaxisából álló mintából csak 161 galaxis (45%) esetében volt ismert a távolságérték. Ezekre építve állapították meg, hogy ezek a csillagrendszerek 17 és 27 Mpc (55.4 és 88 millió fényév) között helyezkednek el. Hozzávetőleg 2/3-uk távolsága a 25 ± 5 Mpc (82 ± 16 millió fényév) tartományba esik. Fontos megjegyezni, hogy a legtöbbjüknek a távolsága a Tully-Fisher reláción alapuló érték, melynek pontossága körülbelül 20%. Ennek vonzata, hogy a látóirányú vastagsága a Bootes Szálnak összemérhető a tipikus távolságmérési hibával. Mégis, az adatokból ki tudták következtetni, hogy a Bootes Szál galaxisainak nagy része távolabb van tőlünk, mint a Virgo halmaz. Továbbá, hogy enyhén ívelt, és a csillagrendszerek távolsága folyamatosan csökken a Virgo halmaz felé. Sikerült pontosítaniuk a Virgo halmaz attribútumait is, és egyértelműen kimutatták, hogy ennek a hatalmas halmaznak a gravitációja miként vonzza maga felé a környező galaxisokat. Ugyanakkor, a Lokális Ritkulás pontos kiterjedése és centrumának pozíciója még további vizsgálatokra szorul.
A Bootes Szálnak a Virgo halmazhoz és a Lokális Ritkuláshoz képesti pozícióját mutatja az ábra. A megfigyelő a diagram bal alsó sarkában helyezkedik el (LG, Lokális Csoport). A nyilak a Virgo halmaz gravitációs vonzásának, és a Lokális Ritkulás (korábban említett) taszító hatását reprezentáló vektorok. Látható, hogy ezek eredője a Bootes Szál különböző részén más és más. A Virgo halmaz körüli körív (zero velocity surface) választja el a Virgo halmaz centruma felé mozgó galaxisokat azoktól, melyek részt vesznek a kozmosz tágulásban. Ennek a körnek a sugara 7.2 Mpc (23.5 millió fényév) vagy 25 fok az égbolton (Karachentsev és mások – 2014). Ábra forrása: Karachentsev és mások – 2014
Az NGC5363 csoport galaxisai
Az NGC5363 csoport galaxisai
iTelescope.net T11 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI ProLine PL11002M CCD camera
A felvételek 2020-05-14 és 2020-05-20 között készültek – Új-Mexikó (Mayhill közelében) – 24 x 600 sec L (bin2), 10 x 600 sec R,G,B (bin2)
Karachentsev és szerzőtársai a Bootes Sáv galaxisainak morfológiai besorolását külön is elvégezték, és nem csupán az égbolt felmérő programok keretében született katalógusok adataiból dolgoztak. Az egyes csillagrendszereket három nagy populációba osztották be: korai, köztes, és késői típus.
A Bootes Sáv galaxisainak morfológiai besorolása: korai (Early types), köztes (Intermediate types), és késői (Late types) típus. Ez az ábra volt nagy segítségemre a fotó témájául szolgáló csoport kiválasztásában. Ábra forrása: Karachentsev és mások – 2014
A korai típusú galaxisok vörös árnyalatúak, erősen koncentráltak és kerek/elliptikus alakúak. A késői típusú galaxisok ellenben kékes árnyalatúak, alacsony koncentrációjúak, és domináns a galaktikus korongjuk. A köztes típusú galaxisok, ahogy a nevük is mutatja, az átmenetet képviselik. Vöröses színűek, közepes koncentrációjúak és van galaktikus korongjuk.
Ma már tudjuk, hogy a Hubble-de Vaucouleurs galaxis morfológiai diagrammon a galaxisok fejlődése nem a balról jobbra irányt követi (elliptikus, lentikuláris, spirál galaxisok). Azonban, a korai elképzelések miatt, ma is használják a korai, köztes, késői típus kifejezéseket a csillagászok.
Felhasználva Karachentsev csapatának ábráját, átnéztem az Interneten elérhető STScI Digitized Sky Survey felvételeit az egyes csoportokról. Kimondottan olyat kerestem közöttük, ahol az égbolt viszonylag szűk területén a fent említett galaxis populációk vegyesen fordulnak elő. Alaposabban megnézve az említett ábrát, láthatóan csak kevés számú csoport vagy galaxis páros felelt meg ennek a kritériumnak. Ezek közül számomra az NGC5363 galaxis csoport volt az „első látásra szerelem”. Pontosan valami ilyesmit kerestem: prominens lentikulásris és spirál galaxis párosa egyetlen látómezőben, ahol az utóbbi korongjára ferde szögben látunk rá.
Az rögtön kiderült számomra, hogy az össze tagot nem tudom majd egyetlen képen megörökíteni. Például az NGC5363 centrális lentikuláris és a valamivel kisebb látszólagos méretű NGC5300 spirál galaxis távolsága az égen kb. 2.3 fok. A bérelni kívánt távcső látómezője pedig ennél jóval kisebb volt. Arra törekedtem, hogy a legtöbb nagyobb méretű halmaztagot „rápréselhessem” a felvételre. Ennek megfelelően kalkuláltam ki a távcsőnek megadott égi koordinátákat.
A látómező azon galaxisai, melyek az NGC5363 galaxis csoporthoz tartoznak
| Objektum | RA (2000.0) DEC | Magnitúdó (NED – Bt) | Távolság (Mpc)** | Morfológiai besorolás*** | Szerepel a felvételen? |
| NGC5300 | J134816.0+035703 | 13.6 | 21.6 tf | Sc | Nem |
| PGC1283560 | J135143.0+052647 | 16.2 | dE | Nem | |
| UGC08799 | J135319.8+054618 | 16.32 | 12.1 sbf | dE | Nem |
| NGC5348 | J135411.2+051338 | 14.18 | 19.8 tf | Sc | Igen |
| NGC5356 | J135458.4+052001 | 13.63 | 19.5 tf | Sb | Igen |
| PGC1277985 | J135502.7+050525 | 17.1 | dEn | Igen | |
| PGC1279452* | J135504.5+051122 | 17.18 | 14.8 TF | BCD | Igen |
| NGC5360 | J135538.7+045906 | 14.8 | 21.5 TF | Sm | Igen |
| NGC5363 | J135607.3+051517 | 11.1 | 16.6 TF | S0 | Igen |
| AGC232142 | J135609.4+053234 | 17.38 | 15.1 TF | Ir | Nem |
| NGC5364 | J135612.0+050052 | 11.19 | 19.5 tf | Sbc | Igen |
| SDSSJ13562 | J135621.3+051944 | 17.37 | dE | Igen | |
| UGC08857 | J135626.6+042348 | 15.26 | Sab | Nem | |
| PGC049602 | J135655.6+050907 | 15.82 | dEn | Igen | |
| PGC1266441 | J135714.1+041826 | 17.1 | Sm | Nem | |
| PGC1285591 | J135723.6+053427 | 16.3 | Sph | Nem | |
| UGC08986 | J140415.9+040644 | 15.03 | dEn | Nem |
Az NGC5363 galaxis csoport tagjai (Karachentsev és mások – 2014). Megadtam a koordinátákat, amennyiben az olvasó is meg szeretné figyelni őket. Feltüntettem továbbá az integrált (B szűrővel mért) fényességüket, nem a vörös eltolódáson alapuló távolság adatukat (amennyiben szerepelt ilyen), a morfológiai besorolásukat. Továbbá megjelöltem, hogy szerepelnek-e a felvételemen.
* Karachentsev és munkatársainál AGC232141, én a PGC-ben (Principal Galaxies Catalogue) szereplő azonosítóját tüntettem fel itt.
** Különböző távolságmeghatározási módszerekkel kapott értékek: sbf (surface brightness fluctuations) – a galaxis felületi fényesség fluktuációján alapuló módszer; tf/TF: A Tully-Fisher reláción alapuló módszer (TF: Karachentsev és szerzőtársai által elvégzett távolságmérés)
*** Karachentsev és munkatársai szerint
Az NGC5363 galaxis csoport a Bootes Szál Virgo halmazhoz közeli részén helyezkedik el. Annak gravitációs hatása alatt áll, így tulajdonképpen inkább a Virgo halmaz egyik nyúlványának tekinthető. Megnézve a fenti táblázatot szembetűnő, hogy a nagyobb halmaztagok szinte mind spirál galaxisok: NGC5364, NGC5356, NGC5348, NG5300 (nem szerepel a felvételemen). Kivételt képez az NGC5363 központi galaxis, mely a lentikuláris galaxisok egyik szép példánya. A kisebb méretűek inkább a törpe elliptikus galaxisok, vagy ahogy újabban nevezik őket törpe szferoidális galaxisok (Kormendy és Bedner felvetése alapján), illetve az irreguláris galaxisok közé sorolhatók be.
Mielőtt rátérnék a spirál galaxisok és a lentikuláris galaxisok közötti különbségek ismertetésére, vagyis amiért maga a kép illusztráció gyanánt készült, hadd emeljek ki külön két galaxist. Ez a kettő számomra két külön izgalmas csemege. Bár mind a kettő megjelenésében már elsőre is van valami különös, de talán mégsem ezeken akad meg elsőre az ember szeme a felvételen. Izgalmas mellékszereplői a csoportról készült fotónak. Az egyik ezek közül az NGC5360, melynek megjelenése ugyan irregularitást mutat, azonban Karachentsev-ék szerint ez egy spirál galaxis, melynél teljesen hiányzik az úgynevezett központi dudor (bulge). A másik személyes apró kedvencem a felvételen a PGC1279452, ami egy kék kompakt törpe galaxis (BCD – Blue Compact Dwarf). Ezeknek a szabálytalan alakú törpéknek a tömege a Tejútrendszer tömegének nagyjából a tizedét teszi ki. Masszív és forró csillagok hatalmas halmazaival teletűzdeltek, s mivel ezek magas felszíni hőmérsékletük miatt kékes árnyalatúak, így az egész galaxis kékben tündököl. Ez a helyzet a PGC1279452 esetében is. A masszív csillagok tömegüktől függően mindössze néhány millió, vagy néhány tízmillió évig léteznek. (A kisebb tömegű csillagok hosszabb ideig élnek.) Az, hogy olyan óriási számban fordulnak elő, annak a bizonyítéka, hogy csillagászati értelemben nem is olyan régen még viharos ütemű csillagkeletkezés zajlott ebben a kompakt törpében, s talán zajlik még most is. Most alatt természetesen azt a pillanatot értem, mikor is a fényük elindult felénk. Ezek a csillagrendszerek nem tartalmaznak túl sok port, sem nem túl sok fémet. A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Egy csillag fémtartalmát általában a Naphoz szokták hasonlítani a kutatók. A világegyetem története folyamán, a csillagoknak hála egyre dúsabb lett fémekben. Az újabb és újabb csillaggenerációk már egyre több fémet tartalmaztak. A fémszegény BCD galaxisok megfigyelése tehát közelebb viheti a csillagászokat ahhoz, hogy megértsék milyen folyamatokban alakultak ki a Világegyetemben a legelső csillaggenerációk.
A 16.6 Mpc-re, azaz 54 millió fényévre (Karachentsev és mások – 2014) lévő NGC5363 (a képen jobbra) lentikuláris galaxis. Ezt a típust gyakran átmenetnek szokták tekinteni 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. A Spitzer infravörös űrtávcsővel végzett megfigyelések szerint, az NGC5363 is pontosan ezt a felépítést követi: nagy méretű központi dudor és galaktikus korong.
Ugyanakkor, bizonyos lentikuláris galaxisokban, a küllős spirál galaxisokhoz hasonlóan szerkezet (az angol nyelvű irodalomban: bar) figyelhető meg. Bennük a csillagok dinamikája is nagyon hasonlatos a spirál galaxisokéhoz, ugyanis eltolva az ezek esetében érvényes Tully-Fisher reláció diagramját megkapjuk a lentikuláris galaxisokra jellemzőt.
Nem mondhatók elliptikus galaxisoknak sem, bár kétségtelenül vannak nagyon hasonlatos jegyeik. Éppen ezért, az elliptikus galaxisokat és a lentikuláris galaxisokat gyakran nem is olyan könnyű megkülönböztetni egymástól. Például, a színképük az öreg csillag populációjuknak hála alig tér el. A prominens központi dudor szintén jellemző mind a kettőre. Ezekben a csillagok mozgása véletlen eloszlást mutat. Nincs sem kitüntetett iránya, sem kitüntetett síkja a csillagok keringésének a centrum körül. Ellenben, a lentikuláris galaxisok korongjában van kitüntetett keringési irány, és a pályák is síkba rendezettek. Ez pedig, határozottan megjelenik az egész galaxis dinamikájában. Tekintve, hogy az elliptikusoknak nincs korongja, így megfigyelve a galaxison belüli mozgások jellegét, különbséget tudunk tenni a lentikuláris és az elliptikus csillagrendszerek között.
A lentikuláris galaxisokban csekély mennyiségű molekuláris gáz található, ezért alacsony bennük a csillagkeletkezési ráta. 21 cm-es rádióemissziójuk is jelentéktelen, mivel alig van bennük atomos hidrogént tartalmazó intersztelláris anyag. Az ionizált hidrogént tartalmazó HII régiók hiányában Hα sugárzásuk sem számottevő. Eme utóbbi tulajdonságok amúgy az elliptikus galaxisokra is jellemzők, azonban a lentikuláris típusúak porban viszonylag gazdagok. Röviden és általánosságban ezek mondhatók el erről a típusról. Ám nincs olyan, hogy átlagos lentikuláris galaxis, ez a példány pedig némileg ki is lóg a sorból.
Az NGC5363 csillagainak túlnyomó többsége 8.5-9 milliárd éves (az illesztett modelltől függő érték). Főként öreg sárgás és vöröses fényű fősorozati, vagy a fősorozatról mer elfejlődött csillagok alkotják. Nem véletlen, hogy ezek árnyalatok dominálnak a galaxisban. Ennek a populációnak a kérész életű masszív csillagai már réges-régen kihunytak, s velük tovatűnt a hajdani kékes ragyogásuk. A galaxis vörös és halott (az angol nyelvű szakirodalomban használatos „red and dead” után). De valóban leállt volna teljesen a csillagkeletkezés? Az UV tartományban végzett megfigyelésekkel mégiscsak sikerült fiatal csillagok sugárzását detektálni az NGC5363-ban. Bár az UV sugárzásra más magyarázat is lehetne (például post-AGB csillagok, planetáris ködök), de a galaxisban sikerült még Hα sugárzást is detektálni. Így együtt ez már elég érv amellett, hogy fiatal csillagok populációja is megtalálható ebben a galaxisban, még ha a galaxis tömegének csak néhány százalékát (kb. 2%) teszi is ki. A legvalószínűbb, hogy egy másik galaxissal történt összeolvadás, annak bekebelezése válthatta ki ezt a csillagkeletkezési aktivitást. Ekkor tehetett szert az NGC5363 arra a gázra, melyből e csillagok keletkeztek. Majd a forró fiatal csillagok sugárzása ionizálta ezt a gázt, így létrehozva a megfigyelt Hα sugárzást. E lehetséges forgatókönyv a galaxis más egyéb tulajdonságait is megmagyarázza.
Az NGC5363 megjelenését nagyban meghatározza a benne található por. Nézzük csak meg azokat a porsávokat! Bár az optikai tartományban is nyilvánvaló, de igazán az infravörös tartományban tanulmányozható alaposabban. És amit a csillagászok így találtak, az még őket is nagyon meglepte: abnormálisan sok a por az NGC5363-ban. A galaxisokban az intersztelláris port az öregedő csillagok termelik az úgynevezett AGB fázisban (Asymptotic Giant Branch – Aszimptotikus óriás ág). A csillagok életük eme késői szakaszában jelentős mennyiségű tömeget veszítenek, az időszakonként eltérő sűrűségű és intenzitású csillagszél révén. Hihetetlen tűnik, de ebben a folyamatban könnyen kezdeti tömegüknek több mint a felétől is megszabadulhatnak. Ezek a Napnál akár ezerszer is fényesebb, vöröses árnyalatú óriás csillagok szó szerint ledobják külső rétegjeiket, és ennek egy részéből kondenzálódnak ki a porszemcsék. Azonban, a megfigyelések tanúsága szerint, százszor annyi por van a galaxisban, mint amit ezek az idősödő csillagok képesek lettek volna valaha is előállítani. Honnan ez a sok por? A legvalószínűbb, hogy ez is külső eredetű, akárcsak a fiatal csillagok kialakulásoshoz szükséges gáz. De az NG5363 héjakból álló felépítése (ami jobb monitoron a fotómon is felfedezhető), illetve a csillagok mozgása a galaxisban is egy korábbi kozmikus karambolra utal.
Az NGC5363 belső vidékének R-band kontur térképe, a kontimuumból kivont Hα+[NII] képe és a B−R színindex térképe. Forrás: Finkelman és mások (2010).
Gondosan megvizsgálva az NGC5363 belső vidékének kontinuum képéből kivont Hα+[NII] képét, a HII régiók térbeli eloszlása küllős spirál szerkezetre emlékeztet. A B−R színindex térkép alapján pedig elmondható, hogy az erős takarásban lévő belső küllő egy összetettebb porszerkezet része, amely követi a spirálszerkezetet és a galaxis főtengelye mentén nyúlik tovább. Az NGC5363 azon lentikuláris galaxisok közé tartozik, melyeknek szorosan feltekeredett spirálkarja van, és ezekben csillagok keletkeznek. Nem sok ilyet ismerünk! Nagyon is kilóg a lentikuláris galaxisok sorából.
Az NGC5363 továbbá 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 okolhatók a gáz gyenge ionizációjáért. Az NGC5363 magjában is tanyázik egy ilyen szörnyeteg, melynek tömege 3.75418 x 108 naptömeg (Saikia és mások – 2015). Míg más csillagászok véleménye az, hogy a LINER galaxisok megfigyelhető tulajdonságai nem a központi fekete lyuk „munkálkodásának” eredménye. Szerintük, a csillagkeletkezési régiók fiatal, masszív és egyben forró csillagai gerjesztik a gázt. 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.
Az NGC5364 távolságadatai viszonylag nagy szórást mutatnak. Ne feledjük, hogy a Tully-Fisher reláción alapuló mérések pontossága nem éppen a legjobb! A NED (NASA/IPAC Extragalactic Database) oldalán felsorolt publikációkban található távolságok két szélsőértéke között közel 10 Mpc az eltérés. Csak az utolsó nagyjából két évtized méréseinek mediánja alapján, a galaxis távolsága 18.1 Mpc (59 millió fényév). Ehhez egészen jól illeszkedik Karachentsev és szerzőtársai által közölt 19.5 Mpc (63.6 millió fényév) távolság.
A galaxis korongjára srégen látunk rá (inklinációja 47 fok). Ebben a galaxisban szemmel láthatóan ma is aktív csillagkeletkezés zajlik. Tökéletes ellentéte az NGC5363-nak. Nem vörös és halott galaxis. Sőt! Figyeljük csak meg a karok kékes árnyalatát, és a HII régiók vöröses-rózsaszínes pöttyeit, melyek a csillagkeletkezés csalhatatlan jelei.
Az NGC5364 B szűrővel (balra) és Hα szűrővel készült felvétele. Az elsőn a csillagkeletkezési gyűrű és a spirál karok, míg az utóbbin a HII régiók eloszlása rajzolódik ki tökéletesen. Forrás: Grouchy és mások (2010)
Az NGC5364 egyik szembetűnő tulajdonsága a két szimmetrikus, egybefüggő és határozott spirálkar (grand design galaxy). A galaxis SA (r) bc morfológiai besorolású (Grouchy és mások – 2010). SA, mert nincs küllője. A karok a centrumból indulnak, én nem a küllő két végéről. A bc jelzés arra utal, hogy a karok nem szorosan ölelik körbe a centrumot. Az (r) jelzés pedig azt jelenti, hogy belső csillagkeletkezési gyűrűje is van.
A csillagkeletkezési gyűrűk jelenléte a nem küllős galaxisokban máig nagy talány. A numerikus szimulációk azt mutatják, hogy a gyűrűk létrejöttében a küllőnek (bar) esszenciális szerepe van. Annak gravitációs hatására a csillagközi gáz jól meghatározott régiókban képes felhalmozódni. Léteznek olyan elképzelések, hogy valaha ezeknek a galaxisoknak is volt küllője, de az mára feloszlott, vagy csak elhalványulva beleolvadt a galaktikus korongba. Vagy éppen ott van a küllő, csak éppen megfelelő hullámhosszon kell vizsgálni a galaxist. A XX. századba készült galaxis osztályozások (de Vaucouleurs és mások – 1991, Sandage és Tammann – 1981) egyedül a B (kék) szűrős felvételek alapján készültek. A kék színtartományban jól láthatóak a gyűrűk és a spirál karok a fiatal csillagok révén. A küllő viszont sokszor észrevehetetlen ezeken a fotókon, mivel az ezeket alkotó idősebb csillagpopulációk kevésbé sugároznak a kék tartományban. Ezek megfigyelésére sokkal alkalmasabb a közeli infravörös tartomány. Nem egy galaxisban sikerült utólag kimutatni a küllő jelenlétét az infravörös felméréseknek hála.
Az NGC5364 esetében azonban máig nincs tudomása a csillagászoknak arról, hogy lenne küllője. Pár kutató azonban meg van győződve arról, hogy kellően erős spirális sűrűséghullámok hatására is létrejöhetnek ezek a gyűrűk olyan galaxisokban, melyeknek korongjában korábban sosem alakult ki küllő (Rautiainen és Salo – 2010). A gyűrűk megfelelő körülmények között, a spirális hullámminta sebességének belső Lindblad-rezonanciájánál formálódnak az NGC5364-hez hasonló galaxisokban. Így, a sűrűséghullámok nemcsak a karok létezésért, de a csillagkeletkezési gyűrű létezéséjért is felelősek lehetnek ennél a galaxisnál.
Figyeljük meg, hogy ez a gyűrű mennyire látványosan kiugrik a galaxis belső korongjából a fotómon, és hogy a galaxisnak és a gyűrűnek a középpontja nem esik tökéletesen egybe! Ugyanígy hangsúlyos e fiatal behemót kék csillagok fénygyűrűje a fenti képen, a B (kék) szűrővel készült baloldali mozaikon is. A galaxis spirális struktúrája szintén igen markánsan megmutatja magát a kék tartományban. De a karokat határozottan követik az ionizált gáz HII régiói is. Kitűnik a Hα keskenysávban készült fotóról az is, hogy maga a gyűrű az északi oldalon sokkal intenzívebben sugároz ezen a hullámhosszon a déli oldalához képest. Ez a tendencia igaz az egész spirális szerkezetre is. Összességében, az ionizált gáz jelenléte a galaxis északnyugati oldalán sokkal dominánsabb. Hogy mi lehet mindennek az oka? Elképzelhető, hogy a tőle északra látható NGC5363 gravitációs hatása hagyott nyomot az NGC5364 morfológiáján (Grouchy és mások – 2010). És talán ennek köszönhető a galaxis nyugati és délnyugati oldalán lévő árapály képződmény is.
Végszó
Az NGC5363 galaxis csoportról készült felvételem révén hozzájutottam az általam áhított illusztrációhoz. Nem mondanám, hogy nem kötött le és nem volt szórakoztató az az 5-6 órányi pepecselés, amíg a képet feldolgoztam a Pixinsight nevű programmal. De mire elolvastam a galaxisokhoz tartozó tudományos publikációkat, már sokkal többet jelentett nekem egyetlen fotónál. Bepillanthattam a kép mögött rejlő titkokba. És azzal, hogy mindezt „papírra vetettem” megszületett a digitális észlelést lezáró szintézis is. Számomra így lett teljes az élmény. Ezzel természetesen még nem volt vége. Következő lépésként, a digitális észlelést feltöltöttem a Magyar Csillagászati Egyesület észlelési archívumába. Ott van igazán jó helyen, és nem a fiókomban, nem a saját oldalamon, nem egy közösségi médium oldalán.
Felhasznált irodalom:
M.K.Patil, S.K.Pandey, D.K.Sahu, A.K.Kembhavi: Properties of dust in early-type galaxies
Brent Tully: Our CMB Motion: The Local Void influence
