Az SN2016gkg szupernóva az NGC613 spirál galaxisban

NGC613-LRGB-20161020-T32-300s-TTK-label

1. ábra. Az SN2016gkg szupernóva az NGC613 spirál galaxisban.

2016-10-20, 2016-10-23, 2016-11-01, 2016-11-21 – Siding Spring Observatory

20 x 300 sec L, 8 x 300 sec R, 8 x 300 sec G, 8 x 300 sec B

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

A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.

Azok a csillagok, melyek kiindulási tömege (MZAMS) meghaladja a 8-9 naptömeget, életük végén, mikor az energia-utánpótlásuk kimerül, szupernóvaként robbannak fel. Fényük saját galaxisukat is túlragyogja, miközben anyaguk jelentős része szétszóródik az űrben beszennyezve azt a csillagban korábban létrejött és a robbanáskor keletkezett elemekkel. Minden egyes ilyen úgynevezett kollapszus-szupernóva (core collapse supernova) megfigyelésével a csillagászok közelebb jutnak a robbanást kiváltó, és a közben lejátszódó folyamatok mechanizmusának megértéséhez. Fontos ez, mert e masszív ragyogó csillagok nemcsak életükkel, de halálukkal is jelentős hatást gyakorolnak környezetükre. A szupernóva-robbanás teremt és pusztít. A táguló maradvány a közeli por és gáz ködökben lökéshullámot keltve, beindíthatja az újabb csillagok keletkezését. Más esetekben pedig tisztára söpörve a környezetét akár véget is vethet ennek az egésznek. Fontos szerepet játszanak a galaxisok fizikai és kémiai evolúciójában. Valószínűnek látszik, hogy Naprendszerünk keletkezését is egy ilyen robbanás indította be, és hogy létezésünkben benne van a kezük. Kutatásukkal eredetünk kérdésének megválaszolásához is közelebb juthatunk.

Az SN2016gkg jelölést kapott szupernóvát Victor Buso és Sebastian Otero fedezte fel 2016. szeptember 20-án az NGC613 spirál galaxisban. Az akkor még csak 17.6 (CV) magnitúdós szupernóváról nem sokkal később kiderült, hogy különleges a maga nemében. Ez inspirált arra, hogy felvételeket készítsek róla, majd azokat kimérjem. Csábított a lehetőség, hogy annyi év után újra a TTK névkóddal ellátott észlelésekkel gyarapítsam az MCSE és az AAVSO változócsillag adatbázisát. Miért? Röviden: változócsillagokat észlelni jó! Azon kevés elfoglaltságok egyike, melynek során személyesen is meggyőződhetünk róla, hogy a Naprendszeren túl elterülő világ nem is annyira örök és statikus, mint ahogyan azt sok-sok, a világegyetem életében csak röpke szempillantásnak tűnő emberöltőn keresztül elődeink gondolták. Nem is beszélve arról, hogy ebben az esetben nem hogy a Naprendszeren túl, de egy másik galaxisban volt a megfigyelésem célpontja. Ha pedig a szorgosan gyűjtött fényességértékek még tudományos célra is használhatóak, az csak külön öröm. Egyedül azonban mindez nem sikerült volna. Tordai Tamás nagyon nagy segítségemre volt a felvételek kiértékelésében. Tamás amatőrcsillagászként magas szinten űzi a fotometriát (lásd Tordai Tamás: Hogyan észlelek változókat? – Meteor 2016/2. 46-51.). Külön kiemelném a V404 Cygni jelű fekete lyuk kettős fényváltozásával kapcsolatos megfigyeléseit, mely révén egy a Nature-ben is megjelent cikk társzerzője.

Talán meglepi az olvasót, de a digitális változócsillag észleléséhez nem is kellenek feltétlenül bitang drága műszerek. A siker kulcsát nem egyedül a költséges távcső, mechanika, és képrögzítő eszköz jelenti. Ha pedig valaki a vizuális észlelésbe szeretne belekóstolni, annak elég mindössze csak binokulárt, és az összehasonlító csillagok fényességét tartalmazó csillagtérképet ragadni. A többi már csak kitartás és az időközben szerzett rutin kérdése. Érdemes kipróbálni!

Amatőrcsillagászati szempontból szerencsés korban élünk, mert noha az NGC613 a déli Szobrász (Sculptor) csillagképben található, ki se kell mozdulnom ahhoz, hogy belevágjak frissen kitalált programomba. Több helyen is bérelhetünk távcsőidőt az interneten keresztül. Az elhatározásom után alig 20 perccel már el is készült az első nyers felvétel, és nem jelentett különösebb problémát az ezt követő időszakban se a nyomon követése. A programok automatikusan lefutottak (ha éppen derült volt az ég), miközben én éltem mindennapi életemet.

Legfőbb célom tehát a szupernóva fényességváltozásának követése volt, melyhez alkalmanként akár egyetlen darab jól sikerül nyers felvétel is elegendő, de azért nem árt, ha van pár kontroll fotó is a tarsolyunkban. A cikk elején látható LRGB kép kidolgozása másodlagos szempontként szerepelt a terveimben. Előttem már eléggé sűrűn betáblázták a távoli távcsövet, így a saját programomat már csak a megmaradt lyukakba tudtam elhelyezni. A megfigyelési ablakok kiválasztásakor még egyáltalán nem tudhattam, hogy derült lesz-e az éjszaka, és milyen lesz az ég minősége. Nem tagadhatom, hogy végül örültem annak, hogy összegyűlt kellő számú, megfelelő minőségű kontroll felvétel. Ezekből és a második napon felvett RGB szűrős képekből végül elkészíthettem a saját illusztrációs képemet, ugyanis már csak maga a galaxis is elég érdekes ahhoz, hogy szenteljünk neki némi időt.

NGC613

A galaxist William Herschel fedezte fel 18.7 hüvelykes (47.5 cm-es) f/13-as műszerével a Szobrász (Sculptor) csillagképben. Ő még nem ismerte fel valódi természetét. Erre egészen 1912-ig kellet várni, mikor is elkészült róla az első fotó. Ezen jól kirajzolódtak az „örvények, és bennük a csillag kondenzációk”, így az NGC613 a spirál köd besorolást kapta. Direkt az akkori szóhasználattal éltem. Akkoriban még vita folyat arról, hogy ezek az örvénylő ködök vajon Tejútrendszerünkhöz tartoznak, vagy éppen ellenkezőleg, maguk is távoli csillagszigetek. A kérdést végérvényesen Edwin Hubble döntötte el, aki a Lokális Csoport több galaxisát is sikeresen csillagokra bontotta. Az Androméda galaxisban azonosított Cepheida típusú változócsillagok periódus-fényesség relációját felhasználva kiszámította azok távolságát. Az így kapott távolságadatokkal bizonyította 1926-ban, hogy az a Tejútrendszeren kívül helyezkedik el. Nem volt kérdéses többé, hogy a spirál ködök távoli galaxisok. Bár az elmúlt két évtizedben többször is meghatározták, azonban az NGC613 távolsága továbbra is csak elég bizonytalanul ismert. A legutóbbi, nem a vöröseltolódáson alapuló vizsgálat szerint galaxisunktól 26.4±5.3 Mpc (Nasonova és mások – 2011), vagy másképpen 86 millió ± 17 millió fényév választja el.

A galaxis különböző régióinak fényessége nagyon nagy intenzitásbeli különbségeket mutat. (Olyannyira, hogy a képek feldolgozás során erre külön figyelmet kellett fordítanom.) A kisméretű, de roppant fényes centrális régióból indulnak ki a vastag küllők. Ezek mentén porsávok kígyóznak, míg az egyik küllőt (a felvételemen a felsőt) a mi látóirányunkból nézve szinte teljes egészében vastag porfelhők takarják. A lencseszerű központi területet is porsávok szabdalják, melyek nem túl határozottan, de spirális mintázatot rajzolnak ki. Amíg a legtöbb küllős spirál galaxis esetében mindössze egy-egy kar indul ki a küllők végéből (összesen tehát csak két karjuk van), addig az NGC613 esetében több határozott kar is megkülönböztethető. A küllők végénél, illetve az ovális részt gyűrűként körbefonó karokban, de még a külső karokban is megfigyelhető kékes csomók fiatal csillagok halmazai. Ezt a színt a legnagyobb tömegű, legfényesebb tagjaik kölcsönzik nekik. Ezek könnyűszerrel túlragyogják kisebb tömegű, hűvösebb és éppen ezért inkább sárgás és vöröses árnyalatú társaikat. A vöröses árnyalatú pamacsok pedig az ionizált hidrogént tartalmazó (HII) régiók. Az itt lévő gázfelhőket az előbb említett forró csillagok intenzív sugárzása gerjeszti. E behemót csillagok élettartama tömegüktől függően mindössze néhány millió, illetve néhányszor 10 millió év. A kékes és vöröses pöttyök sora tehát mind a folyamatosan zajló csillagkeletkezésnek az egyértelmű jelei, melyek szemmel láthatóan a küllők vége környékén a legintenzívebb. Távolodva a csillagoknak életet adó területektől, a karok fényessége ugrásszerűen csökken, és lassan belevész az űr sötétjébe.

Megnézve a felvételemet, azon is szembetűnő az NGC613 kompakt, az egész galaxishoz képest fényes magja. Ez az attribútum általában az aktív galaxis magok (AGN – Active Galactic Nucleus) jellemzője. Elsőre, a mag aktivitása azonban közel sem volt teljesen nyilvánvaló. Az optikai spektruma alapján három évtizeddel ezelőtt (1997) a kompozit objektum besorolást kapta. A centrum színképe egyfelől ugyan halványan az aktív galaxis mag jellegzetességeit mutatta – az az úgynevezett Seyfert típusú galaxisokéra hajazott -, de legfőképpen ionizált gázfelhők (HII régiók) jelenlétére utalt. Éppen ezért a legtöbb katalógusban a Seyfert/HII jelölés szerepel a csillagrendszer neve mellett. 2009-ig kellet várni, míg a Spitzer infravörös műholddal felvett színkép alapján bizonyosságot nyert az AGN létezése, később ezt a röntgen tartományban működő XMM-Newton távcsővel végzett megfigyelések is megerősítették. Vagyis, az NGC613 kompakt fényes centrumában egy szupermasszív központi fekete lyuk (SMBH: supermassive black hole) bújik meg a kíváncsi tekintet elől, fontos szerepet játszva a mag aktivitásában.

VLA_Finley3_med

2. ábra. A VLA (Very Large Array) tányérantennái Új Mexikóban (Socorro). Az első nagy felbontású rádióészlelések az NGC613-ról ezzel a rádiótávcső rendszerrel rögzítették a csillagászok. Az eredményeket 1987-ben, illetve 1992-ben publikálták. A 27 darab 25 méter átmérőjű antennával fogott jeleket kombinálva egy 36 km átmérőjű rádióantenna felbontása, és egy 130 méter átmérőjű rádióantenna érzékenysége érhető el. Kép forrása: NRAO

Valójában erre már az első nagyobb felbontású rádiófelvételek is utaltak (1987, 1992). Ezeken a rádió kontinuum képeken a galaxis centrumában egy intenzíven sugárzó, elnyúlt terület volt látható. Azt ezt követő vizsgálatok megmutatták, hogy ez a nagyságrendileg 300 pc (1000 fényév) kiterjedésű képződmény három diszkrét komponensből áll.

NGC613-SINFONI-Flux-velocitydisp-VLA

3. ábra. Az NGC613 centrumának Fe II fluxus és sebesség diszperzió térképe (VLT/SINFONI). A térképre a VLA rádió kontúrok is rákerültek, melyen jól elkülönül az egy egyenes mentén elhelyezkedő három diszkrét rádióforrás. Figyeljük meg az egybeeséseket! Forrás: J. Falcón-Barroso és mások

A rádiótávcsövekkel kapott eredményeket az optikai tartomány eredményeivel kombinálva a kutatók megállapították, hogy az elnyúlt alakzatban a középső rádiófolt, és az optikai centrum szinte tökéletes (0.1ʺ-es) egybeesése nem lehet véletlen. A galaxis magja ez a rádióforrás. Az NGC613 centrumának optikai és a közeli infravörös tartományban elvégzett spektroszkópiai elemzésből nyert galaxison belüli sebességeloszlások, illetve a rádió kontinuum morfológiája pedig arra világított rá, hogy a másik két folt a magból kiinduló energikus rádió kiáramlás következménye. E rádió jet orientációja elég közel esik az égbolt síkjához, így a galaxis síkjától sem lehet túlságosan messze, melynek inklinációja 35°.

The VLT telescopes are ready for observation at sunset

4. ábra. A VLT (Very Large Telescope) 4 darab 8.2 méteres tükörátmérőjű távcsöveinek felkészítése folyik a közelgő éjszakai megfigyeléshez (Cerro Paranal, Chile). A csillagászok a Hubble űrtávcső mellett, a VLT-t használták a közeli infravörös és a látható tartományban végzett megfigyelésekhez (VLT/SINFONI). Kép szerzője: Gerhard Huedepohl

De hogyan jönnek létre ezek a jet-ek? A galaxis középpontjában található fekete lyuk gravitációjukkal csapdába ejtve, mohón próbálják elnyelni a környezetükben található anyagot. Az étekként szolgáló intersztelláris gáz és por, mely a környező felhőkből, vagy éppen szétszaggatott csillagokból származik, akkréciós korongot formál. A korongot kívülről sűrűbb, lassabban keringő gázfelhők veszik körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog és felhevül. A folyamatban a mozgási energiájának egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Az akkréciós korong mindkét oldalán, arra merőlegesen, a forgástengely mentén plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyek a fekete lyuk közeli erős mágneses terében közel fénysebességre gyorsított, töltött szubatomikus részecskékből állnak. Ezek a töltött részecskék a mágneses térben kifelé spirálozva úgynevezett szinkrotronsugárzást hoznak létre. A jet-ek létrejöttének pontos mechanizmusa még a mai napig vita tárgyát képezi a kutatók körében. Valószínűsíthető, hogy az akkréciós korongban felcsavarodó mágneses térnek kitüntetett szerepe van abban, hogy a forgástengely mentén keskeny nyalábba terelődik a kiáramlás. Más galaxisok esetében megfigyelték már, hogy az aktív magból kiinduló rádió jet-ek képesek felgyorsítani, illetve felfűteni a környezetükben lévő molekuláris gázokat, melyek gyakran a kiáramlások tömegének jelentős részét adják. Az, hogy a két rádió tartományban megfigyelhető szélső folt ténylegesen a központi fekete lyukból kiinduló egy vonalban elhelyezkedő különálló entitások, vagy pedig a beeső sugárzás által felmelegített intersztelláris gáz buborékjai, még tisztázásra szorul.

agn_tipusok

5. ábra. Aktív galaxis mag sematikus vázlata.

A VLA rádiótávcső rendszerrel készült rádióképen a mag körül egy gyűrű alakú képződmény (nuclear ring) is felfedezhető. Ez a nagy felbontású optikai felvételeken is sejthető, de a galaxis centrumában lévő nagy mennyiségű por jórészt elfedi, és éppen ezért sokkal inkább a közeli infravörös tartományban tanulmányozható. Az infravörös megfigyelések tanulsága szerint, a gyűrű 7 különálló fényes területre bomlik. De mi ez a gyűrű, és mik ezek a csomók benne?  A galaxisban lévő intersztelláris anyag a küllők tengelye mentén áramlik be erre a területre. Olyan, mintha egy körtáncba folyamatosan emberek érkeznének két egymással szemben lévő irányból. A gáz összesűrűsödik ezeken a pontokon (ODR – Over Density Region) és beindul a csillagok rövid ideig tartó robbanásszerű keletkezése. A megszületett csillagok halmaza pedig folytatja megkezdett „körkörös táncát” a gyűrűben. De a csillagok születése csak addig zajlik, míg az első szupernóvák ki nem söprik a gázt a környezetükből. Ahogy keringése során távolodik a halmaz ezektől a sűrűsödésektől folyamatosan öregszik. Idővel újabb sűrűsödések jönnek létre a „belépési pontok” környékén, és így ott új halmaz születik. A csillagok keletkezése tehát epizodikus jellegű, a „legyártott” halmazok pedig tovahaladnak a körkörös „galaktikus futószalagon”. Így alakul ki a gyöngyökből álló nyaklánchoz hasonló formáció (pearls on a string scenario).

POS-3

6. ábra. A gyűrűn belüli folyamat sematikus ábrája. A két átellenes ponton (vastag nyilak) gáz áramlik a gyűrűbe, ahol sűrűsödések jönnek létre (ODR). A robbanásszerű, rövid ideig tartó csillagkeletkezésben kialakult halmazok pedig folytatják keringésüket a gyűrűben, miközben öregszenek. Forrás: Forrás: J. Falcón-Barroso és mások

NGC613-ring-l

7. ábra. Az NGC613 magját körbevevő gyűrű alakú képződmény (nuclear ring) a HST felvételén (F450W, F606W, F814W szűrőkkel készült kompozit kép).

NGC613-multiple-flux

8. ábra. A VLT-vel a közeli infravörös tartományban készített felvételeken még szembetűnőbbek az NGC613 „forró foltjai”, vagyis a fiatal halmazok és csillagkeletkezési régiók. A képeken speciálisan megválasztott, különböző hullámhosszakon megfigyelt emissziós fluxus látható. A fluxus térképek balról jobbra a következők: Brγ (Bracket Gamma: 2.16 μm), [Fe II] (1.64 μm), H2 (2.12 μm), kompozit színes fluxus kép. A kompozit kép színei három különböző emissziótól származnak: He I – kék, Brγ – zöld, [Fe II] – vörös,. A képek körülbelül 700 pc (kb. 2300 fényév) szélesek. Észak felül, kelet pedig balra van.

A 8. ábra fluxus térképei közül a kompozit kép illusztrálja az egész folyamatot a legjobban. Kitűnően látszik rajta a csillagkeletkezés evolúciója. A halmazban a legnagyobb tömegű csillagok a legforróbbak, de egyben a legrövidebb életűek is. Miközben a halmaz a gyűrű mentén keringve tovahalad, távolodik a sűrűsödési ponttól, ezek a csillagok pusztulnak ki a legelőször. Életük végén ezek szupernóvaként lángolnak fel. Vagyis, ha az elképzelés helyes, akkor minél távolabb van egy halmaz a sűrűsödési ponttól, annál öregebb, és így annál kevesebb benne a nagytömegű forró csillag.

A He I és Brγ emissziós vonalak létrejötte annak köszönhető, hogy a forró O és B típusú csillagok intenzív UV sugárzása fotoionizálja a környezetét. A rekombinációkor kibocsájtott foton pedig létrehozza az emissziót. Az elektron azonban közel sem biztos, hogy az alap energiaállapotra tér vissza. Gyakran gerjesztett marad, és idővel innen lép alacsonyabb energiaszintre. Ez az oka, hogy különböző színképvonal sorozatok tartoznak egy adott elemhez. A Brγ például a Brackett sorozat egyik vonala.

A He I emisszió létrejöttéhez nagyobb ionizációs energia kell, mint a Brγ-hoz, vagyis forróbb, és így nagyobb tömegű csillagra van ehhez szükség. A He I fluxus gyorsan leesik nem sokkal a robbanásszerű csillagkeletkezés után. Gyorsabban, mint a Brγ fluxus. A masszív csillagoknál ugyanis csak a még masszívabbak élik le sokkal gyorsabban az életüket. A két emisszió arányából így 0-10 millió éves időskálán meg lehet becsülni a halmaz korát. Az [Fe II] emisszió pedig a szupernóva-robbanások által felfűtött (fast shock, shock-heating) intersztelláris anyag nyomon követésére alkalmas. Az [Fe II] fluxus a tapasztalatok szerint 3-35 millió éves időskálán közel állandó marad, majd élesen letörik. E három emisszió fluxusának arányából megbecsülhető a halmazok kora 0-35 millió éves intervallumban. Mivel a gáz és a csillagok a gyűrűben körülbelül ennyi idő alatt tesznek meg egy teljes keringést, így ezzel a módszerrel ellenőrizhető, hogy a fentebb vázolt elképzelés a gyűrűvel kapcsolatban tényleg helyes-e.

Ahelyett, hogy a konkrét módszert ismertetném, győződjünk meg inkább a dologról a szemünk által. A kompozit képen látható, hogy a legnagyobb tömegű csillagok a halmazokban, a beáramlásnál kialakuló sűrűsödések közelében a leggyakoribbak. Itt a legdominánsabb a He I emisszió (kék szín) a csomókban. Kissé tovább, az óramutató járásával ellentétes irányban, a He I emisszió fluxusa jelentősen lecsökken. A kék zöldbe megy át. Majd az [Fe II] vöröse uralkodik el. A felvázolt modellt tehát ez a megfigyelés alátámasztja. Legalábbis ez a helyzet a gyűrű déli szakaszán.

De miért mutat más képet a gyűrű a „felső”, északi régióban? Ahogy a 2. ábrán is látható, a rádiótartományban intenzíven sugárzó terület hossztengelye merőleges a perspektíva miatt ellipszisnek látszó gyűrű nagytengelyére. Elfogadva, hogy a gyűrű valós alakja ténylegesen a körhöz közeli, annak inklinációja körülbelül 55°. Mint azt fentebb is említettem, a rádió jet orientációja a galaxis síkjához közeli, melynek inklinációja pedig 35°. A gyűrű e szakaszán tehát azért nem tapasztalható számottevő Brγ, [Fe II], H2, He I emisszió, mert a kúp alakú kiáramlás kisöpörte onnan a port és a gázt. Az aktív galaxis magok jelentős hatást képesek gyakorolni a galaxison belül a gázra, s mivel a jövendő csillaggenerációk számára ez jelentheti az alapanyagot, így magára a csillagkeletkezésre is.

Érdekes továbbá, hogy a gyűrűn belül a magvidéken tetemes gázkészlet található az NGC613-ban. Ehhez elég csak egy pillantást vetni a 8. ábra harmadik fluxus térképére. Nagyságrendekkel több, mint a gyűrű csillagkeletkezési csomóiban. Mégis, szinte nyoma sincs a csillagkeletkezésnek. A 8. ábra Brγ fluxus térképe a magnál szinte teljesen fekete. Elképzelhető, hogy itt is hullámokban születnek a csillagok. A legutolsó hullám körülbelül 10 millió éve történhetett, és a modellek szerint fél millió évnél hamarabb nem is várható a következő ilyen esemény. Ha egyáltalán be fog következni. Az igazat megvallva még mindig nem teljesen világos, hogy a rádió jet pontosan hogyan befolyásolja a csillagkeletkezést a magvidéken. Lehet, hogy megakadályozza? Vagy éppen segíti azt? Nem tudjuk. Az aktív galaxis magok és a csillagkeletkezés kapcsolata még mindig kevéssé ismert a csillagászok előtt.

SN2016gkg

Az SN2016gkg a felfedezését követő egy napon belül több magnitúdónyit fényesedett. Ennek, és a következő napok fényesedésének üteme, a későbbi vizsgálatok szerint tökéletesen egybevágott az ilyen típusú szupernóvákkal kapcsolatos elméleti jóslatokkal. Ezek szerint pontosan ilyen fénygörbe várható a kollapszus-szupernóvák esetében az úgynevezett hűlési fázisban, azt követően, hogy a kifelé tartó pusztító lökéshullám áttörte a csillagfelszínét (shock break-out).

SN1016gkg-AAVSO-Calendar_Date-crd

9. ábra. A szupernóva közel 2 hónapot átfedő fénygörbéje. A megfigyelések amatőrcsillagászoktól származnak, melyet akár csak én, elküldtek az AAVSO-nak. A zöld négyzetek V szűrővel, a kék csillagok B szűrővel, a sötétzöld négyzetek csillaggal a belsejükben pedig L szűrővel, vagy szűrő nélkül meghatározott fényességet jelölik. Érdemes megfigyelni, hogy a szupernóva fényessége mennyivel gyorsabban hanyatlott a maximum után B szűrővel vizsgálva, mint V szűrővel. Vagyis, a B-V színindexe (a két fényesség különbsége) miként nőtt. Látható, hogy a kezdetben inkább kékesebb árnyalata idővel hogyan vált egyre vörösebbé.

Már az első kisfelbontású spektroszkópiai vizsgálatok is arra utaltak, hogy II típusú szupernóva lángolt fel az NGC613-ban, vagyis egy nagytömegű csillag halálát nézhettük végig. A nagyfelbontású spektroszkópiával sikerült az altípust is meghatározni. Az SN2016gkg színképe, és annak időbeli változása a IIb altípus jellegzetességeit mutatta. Ezek viszonylag ritkábbak, ugyanis a II típusú szupernóvák mindössze egytizede tartozik a IIb altípusba.

Történeti okokból a színképük alapján a szupernóvákat két fő típusba, és azokon belül altípusokba sorolják. II típusúnak nevezik azokat a szupernóvákat, melyek színképében a maximum környékén (pontosabban a fotoszferikus fázisban) erős hidrogén vonalak figyelhetőek meg. E típus képviselői mind kollapszus-szupernóvák. Az egyes altípusok közti különbségek a szülőcsillagok paramétereinek eltéréséből fakad. Az I típus színképéből hiányoznak a hidrogén vonalai. Ráadásul az Ia altípus esetén a kataklizmát nem is a korosodó csillag magjának energia-utánpótlás hiányában összeomló magja okozza. Az egyik vezető elmélet szerint a robbanásra akkor kerül sor, amikor a fehér törpe kísérőjétől elég anyagot gyűjtött ahhoz, hogy tömege átlépje a kritikus Chandrasekhar-határt (1.44 naptömeg). A másik elmélet szerint két fehér törpe kering egy kettős rendszerben, egymáshoz folyamatosan közeledve. Míg végül egymásba spiráloznak, és ekkor történik az Ia típusú szupernóva-robbanás. Az I típus többi altípusa esetén (Ib/Ic), a szupernóva-robbanások minden részlete még nem teljesen tisztázott, de valószínűleg ezek is kollapszus-szupernóvák. Ennél sokkal mélyebben most nem mennék bele a témába, ennyi is elegendő a továbbiak megértéséhez. (Nyomtatásban és az interneten több alapos publikáció is fellelhető a témában. Lásd Vinkó József cikkét a felhasznált irodalmaknál.)

Az SN2016gkg spektrumában, a tipikus IIb szupernóvákra jellemzően, kezdetben P Cygni profilú hidrogénvonalak voltak megfigyelhetőek. Ezek aztán a maximum után gyorsan gyengülni kezdtek, hogy helyüket átadják a domináns hélium abszorpciós vonalaknak. Mindez azzal magyarázható, hogy a kidobódott hidrogénburok csak viszonylag vékony lehetett, és éppen ezért igen gyorsan szét is terjedt. Így rövid idő elteltével láthatóvá vált az alatta lévő héliumban gazdag csillaganyag.

p_cygni_profil

9. ábra. Az úgynevezett P Cygni profil a kidobódott, nagy sebességgel táguló gázburoknak köszönhető. A színképben a széles emissziós komponensre egy rövidebb hullámhosszak felé eltolódott abszorpciós komponens rakódik rá. Baloldalon látható a megfigyelt a spektrum intenzitása a hullámhossz függvényében. Míg a jobboldalon látható, hogy honnan származnak az emisszió egyes részei, és minek köszönhető az abszorpció. A Doppler-effetusnak miatt a felénk legnagyobb sebességgel közeledő gázburok abszorpciója erősen a kék felé tolódik. A tőlünk legnagyobb sebességgel távolodó, a gázburok túl felöli részének emissziója pedig a legnagyobb a vöröseltolódású. A vonalak kiszélesedéséből kiszámolható a tágulás sebessége. Ábra forrása: Vinkó József

De miért ilyen vékony a hidrogénburok? Mitől ennyire speciálisak a IIb szupernóvák? Ma a legvalószínűbbnek az tűnik, hogy ezek szülőcsillagai kettősrendszerek tagjai.

Egy kettős rendszerben mindkét komponens esetén megvan az a térrész, amit az adott égitest gravitációja ural. Ezt Roche-térfogatnak nevetik. Ami azon kívül kerül az akár el is hagyhatja a rendszert, vagy a páros körüli pályára áll. A belső Langrange-ponton keresztül azonban anyag áramolhat át az egyik Roche-térfogatból a másikba. Ez meg is történik akkor, mikor a nagyobb tömegű, és ezért rövidebb életű komponens késői fejlődési fázisában kitölti a saját Roche-térfogatát. A kisebb tömegű társ így elszipkázza a nagyobb külső rétegeinek anyagát. Az anyagátadás ténye megmagyarázza a hidrogénburok vékonyságát, illetve egyes IIb szupernóvák közvetlen környezetének sajátosságait. Vajon az SN2016gkg is alátámasztja ezt az elképzelést?

Roche-lobes-corrected

10. ábra. A Roche-térfogat. Az L1 a szövegben is említett belső Langrange-pont. Az eredeti ábra forrása: Wikipedia.org (az eredeti ábra hibás volt, így módosítottam)

Ahogy a bevezetőben is írtam, minden egyes kollapszus-szupernóva (core collapse supernova) megfigyelésével a csillagászok közelebb jutnak a robbanást kiváltó, és a közben lejátszódó folyamatok mechanizmusának megértéséhez. Kiváltképp szerencsés a helyzet, ha sikerül azonosítani a szupernóva szülőcsillagát (progenitor). Az 1987A, a Nagy Magellán-felhőben 1987. február 23-án feltűnt szupernóva volt az első ilyen eset. Az azonosításkor több minden is a csillagászok kezére játszott. A Nagy Magellán-felhő, a nagyjából 163 ezer fényéves távolságával a Tejútrendszerünk legközelebbi kísérő galaxisai közé tartozik. (A felrobbant csillagot mindössze 168000 fényév választotta el tőlünk a későbbi mérések szerint.) A szülőcsillag pedig elég fényes volt ahhoz, hogy ilyen távolságból is jól látszódjon a korábban készült felvételeken. Ez utóbbira számítottak is a csillagászok. Amit azonban az SN1987A pozíciójában találtak a fotókon, az mégis meglepte a csillagászokat. Az elődobjektum, a Sanduleak -69° 202 ugyanis kék szuperóriás csillag volt. Akkoriban a nagytömegű csillagok fejlődésével kapcsolatos elméletek inkább a vörös szuperóriásokat tartották potenciális szupernóva jelölteknek.

Ma az azonosított szülőcsillagok száma 20 körül van. Nem hatalmas a minta, de ahhoz elég, hogy bizonyos következtetéseket le lehessen vonni. Az egyik ilyen, hogy eltekintve pár esettől, a B-V színindexük, vagyis B szűrővel felvett fényességük és V szűrővel felvett fényességük különbsége nagyobb, mint 0.3. Ebből következően effektív felszíni hőmérsékletük 7300 K alatti. A sikeresen azonosított szülőcsillagok legtöbbje, pedig valóban vörös szuperóriás volt. Különösen érdekesek tehát az olyan szülőcsillagok, melyek színe (színindexe) és fényessége (luminozitása) eltér „a megszokottól”. Ezek próbára teszik a csillagfejlődési elméleteket, illetve a szupernóvák fizikájával kapcsolatos ismereteket.

Charles D. Kilpatrick-nek és munkatársainak sikerült a Hubble űrtávcső WFPC2 (Wide Field Planetary-Camera 2) műszerével készült korábbi felvételein ráakadnia a szülőcsillagra.

SN2016gkg-KECK-HST-F-cut1

11. ábra. A felső fotó a Keck-II 10 méteres távcsővel, a közeli infravörös tartományban (NIRC2 – Near-Infrared Camera 2), adaptív optikai eljárással készült. A megjelölt fényes objektum az SN2016gkg, míg a vörös karikával jelölt 10 darab objektum referencia csillag az asztrometriai mérésekhez. Az alsó fotó a Hubble űrteleszkóppal korábban készült felvétel. A 10 vörös kör, azokat a felső felvételen is szereplő referencia csillagokat jelöli, melyhez képest meghatározták a szülőcsillag pozícióját, s amely elég jól egybeesett a megjelölt kékes színű pontforrással. Forrás: Charles D. Kilpatrick és mások.

A szülőcsillag azonosítását követően külön-külön megmérték annak fényességét a Hubble három különböző színszűrővel készített archív felvételén, majd figyelembe véve az intersztelláris anyag hatását, a kapott magnitúdó értékeket korrigálták. Ez után megkeresték, hogy milyen típusú csillag színképe illeszkedik erre a három fényességértékre a legjobban. Eredményül azt kapták, hogy a szülőcsillag egy 9500 K felszíni hőmérsékletű, A0Ia színképosztályú, vagyis kékes-fehér színű szuperóriás volt. Ismét egy újabb eset, mikor is a várt vörös szuperóriás helyett forróbb, kékes árnyalatú szuperóriás csillagot találtak. Fontos megjegyezni, hogy nem ez az első. Korábban is akadt már példa arra, hogy a IIb szupernóvák elődobjektuma a vörös szuperóriásoknál némileg melegebb sárga szuperóriásnak, illetve kék szuperóriásnak bizonyult.

Kilpatrick és csapata nem állt meg itt. Az aktuális csillagfejlődési modellek leírják, hogy adott kiindulási tömegű (MZAMS), és fémtartalmú csillag milyen utat jár be a születésétől a haláláig a Hertzsprung-Russell diagramon. Ilyen modellszámítások kettős rendszerek esetén is léteznek, ahol a tömegátadás miatt a tagok kölcsönösen befolyásolják egymás életútját. A csillagászoknak csupán olyan kezdő tömegparamétert, kettős csillag esetén pedig kezdő tömegpárosítást kellett választaniuk (a fémtartalom ismert volt), ahol a csillag végül eljut a Hertzsprung-Russell diagram azon pontjába, ahol az SN2016gkg szülőcsillaga is tartózkodott a robbanás előtt. A modellezett csillag életútja végén tehát pont a megfigyelt fényességet (luminozitást), és a kiszámított felszíni hőmérsékletet kellett, hogy felvegye.

Először magányos csillaggal próbálkoztak, de nem találtak olyan fejlődési útvonalat, mely annak közelében ért volna véget, ahol az SN2016gkg szülőcsillaga tartózkodott. Volt azonban másik érv is a magányos csillag elképzelés ellen. Kétségtelen, hogy a nagytömegű csillagok képesek a végstádiumban, még a szupernóva-robbanás előtt ledobni szinte a teljes külső hidrogénburkukat. Pontosan ez figyelhető meg az úgynevezett Wolf-Rayet csillagoknál. Ahhoz azonban, hogy a csillagot a halála előtt kiterjedt, ám csak kicsiny tömegű hidrogénburok vegye körül, nagyon finoman hangolt tömegvesztési folyamat szükséges. Máskülönben nem jön létre a IIb szupernóváknál megfigyelhető fénygörbe, spektrum, illetve a szülőcsillag fizikai paraméterei is mások lesznek.

A kettős rendszerek csillagfejlődési modelljei között azonban több olyan életpályát is találtak, ahol a csillag a szupernóva-robbanás pillanatában az SN2016gkg szülőcsillagához elég közel tartózkodott a Hertzsprung-Russel diagramon. A kettőscsillag modellekkel már sokkal meggyőzőbb eredményre jutottak. A legjobban illeszkedő életpálya esetén a főkomponens kiindulási tömege 15 naptömeg, míg az 1000 napos keringési periódusú kisebb társ kiindulási tömege mindössze 1.5 naptömeg volt. Azonban az anyagátadást is figyelembe vevő modell szerint, közvetlenül a szupernóva-robbanást megelőzően már csak 5.2 naptömeg volt a főkomponens tömege. Ez a modell nemcsak hogy produkálta a végpontban a megfigyelthez nagyon közeli luminozitást, és felszíni hőmérsékletet, de a megmaradt hidrogénburok tömegére kapott 5 x 10-3 naptömeg is jól illett a IIb szupernóvákról alkotott képbe.

Természetesen nagy fegyvertény lenne a modellbeli másodkomponens megtalálása, mely eredendően sokkal halványabb, mint az SN2016gkg szülőcsillaga volt. Mindazonáltal, talán a jövőben lehetséges lesz a detektálása a megfelelően „mély” felvételeken, miután a szupernóva már jelentősen elhalványodott. Elfogadva a galaxis korábban említett távolságát, a Hubble űrtávcső WFPC2 detektorával, és az F300W (300 nm, U-Band) szűrő alkalmazásával egy 25.9 magnitúdós csillagot kellene keresni az adott helyen.

SN2016gkg-eletpalyak

12. ábra. Balra a magányos szülőcsillagok, jobbra a kettős rendszerbeliek életpályája látható a Hertzsprung-Russell diagramon az aktuális csillagfejlődési modellek alapján, különböző kiindulási tömeg, de adott fémtartalom mellett. Az SN2016gkg-t vörössel jelölték (a felszíni hőmérséklet, és a luminozitást csak némi bizonytalansággal sikerült meghatározni). E szupernóva mellett más IIb típusú szupernóvák szülőcsillagai is feltüntetésre kerültek. Részletekért lásd a szöveget. Forrás: Charles D. Kilpatrick és mások.

Beillesztve Kilpatrick és csillagász kollégáinak az SN2016gkg és szülőcsillagával kapcsolatos munkáját a korábbi IIb típusú szupernóvákkal kapcsolatos vizsgálatok sorába úgy tűnik, hogy bár nem elképzelhetetlen, hogy a IIb szupernóvák szülőcsillagainak kis része talán mégis csak magányosan élte le életét, de sokkal valószínűbb, hogy a nagytöbbség kettősrendszer tagjaként jutott el a szupernóva-robbanásig.

A kutatók mindenesetre folytatják a jövőben is és újabb IIb és más típusú szupernóvák szülőcsillagainak azonosítását, vizsgálatát. Ezzel párhuzamosan a csillagfejlődési modelleket is folyvást tökéletesítik. Úgy gondolom, hosszú még az út, hogy pontosan megértsük a kollapszus-szupernóvákat. Ráadásul én ebben a cikkben csak a IIb típusról tettem mindössze említést. Az olvasót e mellett csak arra tudom biztatni, hogy amennyiben módja van rá, kövesse nyomon egy-egy szupernóva fényváltozását. Remek elfoglaltság a természet jelenségeinek megfigyelése. Azt meg sosem lehet tudni, talán a beküldött adatokat egyszer tudományos céllal is felhasználják. Ez utóbbi két kijelentés amúgy szinte bármely változócsillag észlelés esetében megállja a helyét. 

Felhasznált irodalom:

Stephen James O’Meara: Deep-Sky Companions: Southern Gems (ISBN: 1-10701-501-4)

Martin Bureau and E. Athanassoula: Formation and Evolution of Galaxy Bulges (IAU S245) (Proceedings of the International Astronomical Union Symposia and Colloquia)

West, R. M.; Lauberts, A.; Schuster, H.-E.; Jorgensen, H. E.: Astrometry of SN 1987A and Sanduleak-69 202

Veron, P., Goncalves, A. C., & Veron-Cetty, M.-P.: AGNs with composite spectra

Andy D. Goulding, David M. Alexander, Bret D. Lehmer, James R. Mullaney: Towards a Complete Census of AGNs in Nearby Galaxies: The Incidence of Growing Black Holes

Olga G. Nasonova, José A. de Freitas Pacheco, Igor D. Karachentsev: Hubble flow around Fornax cluster of galaxies

Vinkó József: Rejtélyes csillagrobbanások

P. Castangia, F. Panessa, C. Henkel, M. Kadler, A. Tarchi: New Compton-thick AGN in the circumnuclear water maser hosts UGC3 789 and NGC 6264

J. Falcón-Barroso, C. Ramos Almeida, T. Böker, E. Schinnerer, J. H. Knapen, A. Lançon, S. Ryder: The circumnuclear environment of NGC613: a nuclear starburst caught in the act?

Charles D. Kilpatrick, Ryan J. Foley, Louis E. Abramson, Yen-Chen Pan, Cicero-Xinyu Lu, Peter Williams, Tommaso Treu, Matthew R. Siebert, Christopher D. Fassnacht, Claire E. Max: On the Progenitor of the Type IIb Supernova 2016gkg

L. Tartaglia, M. Fraser, D.J. Sand, S. Valenti, S. J. Smartt, C. McCully, J. P. Anderson, I. Arcavi, N. Elias-Rosa, L. Galbany, A. Gal-Yam, J.B. Haislip, G. Hosseinzadeh, D. A. Howell, C. Inserra, S. W. Jha, E. Kankare, P. Lundqvist, K. Maguire, S. Mattila, D. Reichart, K. W. Smith, M. Smith, M. Stritzinger, M. Sullivan, F. Taddia, L. Tomasella: The progenitor and early evolution of the Type IIb SN 2016gkg

 

NGC1316 (Fornax A)

NGC1316-LRGB-20150115-T32-TTK

NGC1316

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

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

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

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

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

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

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

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

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

21cm-es_sugarzas

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

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

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

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

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

Sersic_models

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

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

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

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

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

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

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

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

NGC1316-LRGB-20150115-T32-gc1

Az NGC1316 két gömbhalmaza a saját felvételemen is felfedezhető

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

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

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

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

NGC1316-spitzer-01

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

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

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

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

NGC1316_NRAO-rot

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

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

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

Felhasznált irodalom:

 

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

 

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

 

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

 

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

 

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

NGC1313 – A zűrzavaros galaxis

NGC1313-LRGB-20141028-TTK

NGC1313

2014-09-19, 2014-09-20, 2014-10-28, 2014-10-29 – Siding Spring Observatory – 20 x 300 sec L, 10 x 600 sec L, 5 x 600 sec R,G,B

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

A zűrzavar, a felfordulás olyan dolgok, melyet a legtöbb ember szeret messzire elkerülni az életben. Azonban, ha egy csillagászati objektumra mondják, hogy zűrzavaros, a helyzet máris merőben más. Ezek gyakran meghökkenthetik kinézetükkel a szemlélőt, illetve próbára teszik a tudományos elméleteket. Hamarosan látni fogjuk, hogy az NGC1313 katalógusjelű galaxis méltán érdemelte ki ezt a jelzőt, és nemcsak a kinézete miatt.

A déli égbolt egy kicsiny csillagképe a Reticulum. Nicolas Louis de Lacaille francia csillagásztól származik ez a ma is használatos elnevezés. Lacaille híres csillagtérképének összeállításában bizonyára sokat segítette okulárjának szálkeresztje, a reticulum. Elképzelhető, hogy ezért (is) keresztelte át Isaac Habrecht svájci órakészítő által, korábban csak Rombusznak nevezett déli konstellációt. Ennek a csillagképnek a területén található az NGC1313.

NGC1313-Reticulum

Az NGC1313 a Reticulum csillagképben. A csillagtérképen a baloldali ködösség a Nagy Magellán-felhő, míg a jobboldali a Kis Magellán-felhő, melyek Tejútrendszerünk kísérő galaxisai.

A skót származású James Dunlop 1826-ban, Ausztrália egén akadt rá erre a 9.2 magnitúdós, kis felületi fényességű és 9.1ˊ x 6.9ˊ látszólagos méretű csillagvárosra. Dunlop ekképpen jellemezte: halvány, egyértelmű határok nélküli, elmosódott ködösség.

Dunlop neve leginkább a déli égbolt felméréséről vált ismerté a korabeli Angliában. 7385 csillag katalogizálását végezte el, melyből igen jelentős számú volt a kettőscsillag. Szám szerint 256. Ez irányú megfigyeléseit 1829-ben publikálta (Approximate Places of Double Stars in the Southern Hemisphere, observed at Paramatta in New South Wales). Emellett feljegyezte azokat a fényesebb mély-ég objektumokat is, melyeket a katalogizált csillagok közelében észrevett. Nem is csoda, hogy John Herschel, aki szintén kiemelkedő eredményeket ért el a kettőscsillag és mély-ég objektumok felmérésben, nagy érdeklődéssel fogadta Dunlop a déli égbolton folytatott munkásságának eredményeit. Amikor Herschel 1834-ben megérkezett Dél-Afrikába, azonnal nekilátott Dunlop megfigyeléseinek tüzetes ellenőrzéséhez. Több pontatlanságra is fény derült, melynek köszönhetően, az addig a Brit csillagászok körében ünnepelt Dunlop népszerűsége jelentősen csökkent. Ez azonban mit sem változtat azon a tényen, hogy ő volt az első ember, aki megpillanthatta az NGC1313-at, illetve kettőscsillag katalógusokban igen gyakran találkozhatunk a DUN előtaggal.

Ha már Herschel szóba került, lássuk milyennek láthatta ő a galaxist. A következő jellemzőket jegyezte fel az NGC1313-ról: kiterjedt, szabálytalan körvonalú, illetve kissé elnyúlt, a közepe felé apránként fényesedő objektum. Herschel 3 ívperces átmérőt említ a feljegyzésében. Ez azt jelenti, hogy ő a 18 inch (kb. 46 cm) átmérőjű távcsövével a galaxisnak a belső fényes tartományait, illetve a karok egy részét láthatta csak. Herschel azt is feljegyezte, hogy csillagokra bontható. Legalábbis ő úgy hitte.

Hazánkból ez a galaxis nem látható, de az elmúlt években több alkalommal is ellátogattak hazánkfiai a messzi Namíbiába, hogy megcsodálják és megörökítsék a déli égbolt látványos világát. Az NGC1313 két magyar vizuális észlelésről van tudomásom. Kernya János Gábor és Sánta Gábor azzal büszkélkedhet, hogy saját szemükkel látták ezt a pompás galaxist. Megfigyelésükhöz egy 40 cm-es tükrös távcsövet használtak. A galaxisról mindketten készítettek szöveges feljegyzést és rajzot is. Hogy milyen látvány tárult a szemük elé?

Sánta Gábor erről a következőképpen írt:

„Hatalmas, foltos galaxis, amelyet egyértelműen ural a rajta keresztül húzódó markáns küllő. A mag csillagszerű, de mellette még egy igen kompakt és fényes folt is látható észak felé. A küllő déli végéből kiinduló egyik spirálkar nagyon határozott, benne több inhomogenitás érződik. A másik spirálkar nem ilyen erőteljes megjelenésű, ezt elsősorban egy fényesebb, leszakadt folt uralja a magtól ÉÉK felé. A küllő északi végénél lévő fényes előtércsillag mellett, valamint a magtól kelet felé is látszik egy-egy diffúzabb, megnyúlt folt. A kissé irreguláris galaxis spirálkar régiói elég halványak a maghoz viszonyítva.”

Kernya János Gábor rajzát megnézve pedig megtudhatjuk, hogy mit is látott ő a távcsövön keresztül.

NGC1313_KJG_40cm_220x_17ivperc

NGC1313 vizuális megjelenése egy 40 cm-es tükrös távcsőben 220x nagyítással. A látómező mérete 17ˊ. – Kernya János Gábor rajza

Az NGC1313 15 millió fényéves távolságával kozmikus értelemben viszonylag közeli galaxisnak számít. Átmérője nagyjából 50000 fényév, mintegy a fele Tejútrendszerünkének. Inklinációja 48°, így ferde rálátásból csodálhatjuk meg furcsa, kaotikus felépítését. Különös megjelenése ellenére, úgynevezett késői típusú küllős spirál galaxisként sorolták be. SB(s)d típusú a de Vaucouleurs osztályozás szerint. Az ilyen galaxisokra jellemző, hogy fényes maggal, és markáns küllős szerkezettel rendelkeznek. Továbbá, a nyitott karok a küllő végéből indulnak ki. Úgy gondolom, ha az NGC1313-ról csak ennyit mondanék el, akkor a fotón látható galaxistól merőben eltérő kép jelenne meg az olvasó fejében. Olyan ez, mintha egy illetőről csak annyit közölnének, hogy 180 cm magas, sötét hajú, sötét szemű, vékony testalkatú. Ez alapján nem biztos, hogy felismernénk az utcán. Vegyük hát szemügyre alaposabban az egyedi jegyeket, és próbáljunk a dolgok mögé látni, amennyire ez a mai ismeretek alapján lehetséges.

A küllőből kiinduló két rövid kar tele van porban és gázban gazdag csillagkeletkezési területtel. Az NGC1313 egy úgynevezett csillagontó galaxis. Míg a Tejútrendszerben nagyjából 1 naptömeg/év a csillagkeletkezés üteme, ebben a galaxisban ez az 1000 naptömeg/év nagyságrendbe esik. Hihetetlen ütemben keletkeznek a csillagok. Egy galaxis csillagpopulációját 70%-ban M típusú, kistömegű, halvány vörös törpe csillagok alkotják. Azonban hiába nagyobb a kistömegű sárgás-vöröses halvány csillagok aránya, oly nagyszámban keletkeznek a csillagok ezeken a területeken, hogy igen magas a forró nagytömegű csillagok száma. A kisebb testvéreiket pedig kékes fényükkel könnyűszerrel túlragyogják. Így végső soron, nekik köszönhetően világítanak a fiatal csillagok halmazai fényfüzérekként a galaxisban.

Ha nem lenne folyamatos az utánpótlás, akkor életüket leélve hamar eltűnnének a nagytömegű csillagok. Ezek ugyanis, csillagászati értelemben korai és látványos halált halnak, méghozzá szupernóva robbanások keretében. Ezzel egyfelől újabb születési hullámot indítanak be, másfelől gázt és port pumpálnak kifelé a galaxis halójába. Így a szupernóvák az új generációk genezise szempontjából egyik kezükkel adnak, míg a másikkal elvesznek.

A forró fiatal csillagok nemcsak beragyogják a galaxist, de gerjesztik is a környezetükben található gázködöket intenzív sugárzásukkal. Ezek a területek ennek hatására vöröses/rózsaszínes árnyalattal világítanak. A felvételemen e régiók közül azok látszanak csak, melyek kellőképpen nagyok és fényesek, hogy kiemelkedjenek a háttérből.

Csillagkeletkezési területek, és a fiatal csillagok halmazai jellemzően a karokban szoktak csak előfordulni egy spirál galaxis esettében. Azonban az NGC1313 esetében nemcsak a galaxis torzult, aszimmetrikus karjaiban figyelhetőek meg, hanem azon kívül is. Ez pedig, a galaxis deformált alakjával együtt, igencsak feladja a leckét a csillagászoknak.

A heves csillagkeletkezést a csillagontó galaxisok többsége esetén egy másik galaxissal történő kölcsönhatás váltja ki. Legyen szó ütközésről, összeolvadásról vagy csak arról, hogy megközelítik egymást, a gravitációs kölcsönhatás felkavarja, összenyomja a galaxisokban található gázt és port, ezzel elindítva a heves csillagkeletkezést. Erre rengeteg példa található az univerzumban.

Csak a saját észleléseim közül említenék meg párat, ahol a kölcsönhatás tetten érhető, és heves csillagkeletkezés zajlik legalább az egyik komponensben. Ilyen például az M51 (Örvény-köd) és az NGC5195, vagy az NGC1532 és NGC1531 párosa.

Az egyetlen probléma ezzel a magyarázattal ebben az esetben, hogy bár látjuk az intenzív csillagkeletkezést, és a meggyötört szerkezetét a galaxisnak, az NGC1313 magányos. Nincs a közelben másik olyan jelentős galaxis, mely gravitációjával eltorzíthatta volna az NGC1313-at, és felkavarhatta volna benne a port és a gázt, kiváltva ezzel a robbanásszerű csillagkeletkezést.

A galaxis pedig deformáltabb és kiterjedtebb, mint azt elsőre a fent látható LRGB szűrős felvételem alapján gondolnánk. Alaposabban megnézve a fotót, megfelelő monitor mellett feltűnhet, hogy a galaxis körüli térben valami titokzatosan gomolyog. Bár csak alig észrevehetően, ezt elismerem. Az NGC1313 külső tartományai igen messzire elnyúlnak, és a galaxis külső nagyon halvány része „füstként” tölti be a látómezőt. Sokkal hosszabb, és több expozícióval ez igen látványosan megmutatható. Az információ azonban ott van az én fotómon is, így szemléltetés céljából „túlhúztam” a Luminance szűrős felvételem negatív változatát, szemet hunyva afelett, hogy mindeközben maga a galaxis és a csillagok beégnek.

NGC1313-LRGB-20141028-TTK-neg4

Az NGC1313 egy nagyméretű, de roppant halvány „lepel” veszi körül, mely egyik jele zaklatott múltjának. (Az NGC1313-ról készült Luminance szűrős felvételem „túlhúzott” negatív változata.)

Ha látjuk fodrozódni a tó felszínét, tapasztalataink alapján joggal gondolhatjuk, hogy valószínűleg valami belesett. A vízfelszín azonban fodrozódhat más miatt is. Ugyanígy kézenfekvőnek tűnik az NGC1313 tulajdonságait korábban egy másik galaxissal történt kölcsönhatással magyarázni, azonban egyelőre ehhez nem áll minden bizonyíték a csillagászok rendelkezésére. Nincs meg a kavics.

Természetesen vannak más lehetséges magyarázatok is arra nézve, hogy mi a heves csillagkeletkezés oka, illetve miért találhatóak a galaxis karjain kívül is csillagkeletkezési régiók. A rádió tartományban történt megfigyelések egy táguló, 3.2 kpc szuperbuborék (supershell) jelenlétét mutatták ki az NGC1313-ban (Ryder, S. D., Staveley-Smith, L., Malin, D., & Walsh, W. 1995, AJ, 109, 1592). T. Suzuki és csapata alapos vizsgálatnak vetette alá ezt a galaxist. A kutatók valószínűsítik, hogy kapcsolat van a szuperbuborék és a déli kar, illetve a karon kívüli szatellit HII régiókban megfigyelhető intenzív csillagkeletkezés között (T. Suzuki, H. Kaneda, and T. Onaka – AKARI view of star formation in NGC 1313, A&A 554, A8 (2013)).

NGC1313-supershell1

Az NGC1313-ban található táguló supershell (szuperbuborék). Alul a galaxis rádió képe, míg felette az ESO 8 méteres távcsövével rögzített keskenysávú felvétel látható. – Forrás: ESO Gemini Observatory, Ryder, Suzuki

Ezeknek az angol nyelvű irodalomban csak supershell-eknek nevezett szuperbuborékoknak a vizsgálata sok évtizedes múltra tekint vissza. Még 1979-ben a Tejútrendszer HI (atomos hidrogén) területeinek a 21 cm-es hullámhosszon történt felmérése közben fedeztek fel a galaxis síkjától távolodó szálas szerkezeteket. A felmérést a Nagy Magellán-felhőben a hatvanas években talált hatalmas HI üregek miatt végezték el. Ahogy folytatták a kutatásokat a Tejútrendszerben, találtak újabb alakzatokat, melyek legtöbbször táguló üregekre, héjakra, hurkokra emlékeztettek. A 80-as évek közepétől világossá vált, hogy bizony más gázban gazdag spirál galaxis is rendelkezik ilyen, akár több 10000 fényév kiterjedésű folyamatosan táguló struktúrával. Ez a méret igen jelentős az egyes galaxisok átmérőjéhez képest. Innentől kezdve folyamatosan keresték az újabb, és újabb jelölteket. Találtak is bőven. Egyetlen probléma volt csak, és van a mai napig is, hogy pontosan megmagyarázzák mik is ezek. Az elképzeléseknek se szeri se száma. Egy biztos, hogy egy ilyen supershell tágulásukhoz hatalmas energia szükséges. Van olyan elképzelés, hogy az intergalaktikus térből beáramló gáz és a galaxis kölcsönhatása a hajtómotor. Vannak, akik heves csillagkeletkezés hatásának tudják be, melyek később nagyszámú szupernóva robbanást generálnak. Szerintük ezek fújják a hatalmas héjakat és alakítják a struktúrákat. Mások szerint az aktív galaxisokra jellemző jet a felelős ezért. Ezen elmélet szerint ez az aktivitás időszakos, periodikus. Így nem kell feltétlenül ilyen aktív jet-et tetten érnünk akkor, amikor ezeket a hatalmas héjakat megfigyeljük. Ezen elmélet kidolgozói úgy vélik, hogy ez a periodikusság a különböző buborékok korában is tetten érhető. Megjegyzem, hogy eddig az NGC1313-ban nem sikerült kimutatni masszív nagytömegű központi fekete lyuk jelenlétét, ez a csillagváros úgy tűnik, nem rendelkezik aktív galaxis maggal. Vannak, akik szerint gamma felvillanások (GRB) közben felszabaduló energia indítja el a buborékok tágulását. Mint látható, létrejöttük még évtizedek múltán sem tisztázott, de azt sejtik a kutatók, hogy a galaxisok fejlődése szempontjából nagy jelentőséggel bírnak ezek a képződmények.

A csillagászati műszerek újabb generációja talán hozzásegíti a csillagászokat a válaszok megtalálásához. T. Suzuki szerint, mivel az NGC1313 közeli galaxis, és az egyik legnagyobb ma ismert supershell található benne, ezért kitűnő célpont lehet a 2013-ban elkészült ALMA rádiótávcső-rendszer (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) számára. Az ALMA lehetőséget biztosít arra, hogy a korábbiaknál nagyságrendekkel jobb felbontásban tanulmányozhassák a kutatók ennek a hatalmas buboréknak a tulajdonságait, illetve kapcsolatát a csillagkeletkezési területekkel. Talán éppen pont ez rádiótávcső-rendszer lesz az, mely elvezeti a csillagászokat ahhoz a válaszhoz, hogy miért is annyira zűrzavaros ez a galaxis.

NGC1532 és NGC1531

NGC1532-LRGB-20140729-TTK

NGC1532 és NGC1531 – LRGB változat (72%-os kivágás)

2014-07-29, 2014-07-30, 2014-08-02, 2014-08-06 – Siding Spring Observatory – 30 x 120 sec L, 21 x 180 sec L, 10 x 180 sec R,G,B

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

A Tejútrendszeren túl, a galaxisok birodalma egy mozgalmas világ. A galaxisok közötti kölcsönhatás és ütközés teljesen hétköznapi eseménynek számít az világegyetemben, mondhatni szerves részei a galaxisok fejlődésének. A legtöbb csillagvárosról elmondható, hogy részt vett már ilyen interakcióban. Ez alól a Tejútrendszerünk sem kivétel, ugyanis több ütközést elszenvedett már, melyből eddig győztesen került ki, és ennek köszönhetően gyarapodott. A nagy halak felfalják a kisebb halakat, és így nőnek folyamatosan. De nem csak ennek köszönhetően.

Egy nem is oly rég megjelent publikációban kutatók rámutattak arra, hogy bár a kisebb galaxisok bekebelezése kétségtelenül hozzájárul a galaxisok növekedéséhez, azonban e törpék elnyelése nem fedezi a nagy spirál galaxisok világegyetemben megfigyelhető növekedési ütemét. Pontosabban fogalmazva a törpe galaxisok által tartalmazott gáz mindössze egyötöde annak, ami ezekben a nagy spirál galaxisokban megfigyelhető csillagkeletkezési ütem biztosításához szükséges. A nagyra nőtt spirál galaxisok az ütközéseken túl valahonnan máshonnan is szereznek gázt a csillagkeletkezési ütem fenntartásához. A törpe galaxisok elfogyasztása ehhez kevés. Egy lehetséges magyarázat, hogy az intergalaktikus térben található forró gázfelhők az utánpótlás forrásai. Azonban ez is felvet kérdéseket. A csillagok ennél jóval alacsonyabb hőmérsékletű gázködökben születnek. Mi hűti le a gázt? Nos, erre pillanatnyilag még nincs igazán meggyőző magyarázat. Ha a csillagászok nem is tudják pontosan a választ, miszerint honnan is van a gáz utánpótlása, egy valami vitathatatlan: a törpe galaxisok gravitációs hatásuk révén, a gázban gazdag nagy spirál galaxisokkal heves csillagkeletkezést képesek indukálni. A törpe galaxis pedig a végén sok esetben áldozatul esik, és szinte nyomtalanul olvad bele a nála jóval nagyobb tömegű galaxisba, és mindössze egy hátramaradó csillagáramlat tanúskodik csak arról, hogy ott valaha egy viharos esemény történt.

Más esetekben csupán a teljesen lecsupaszított mag marad csak megfigyelhető, amely tovább kering a nagyobb galaxis magja körül. Újabb vizsgálatok eredményei alapján a kutatók egy része azt feltételezi, hogy törpe galaxisok bizonyos fajtája (Törpe Kísérő Galaxisok – Dwarf Satellite Galaxies) és a gömbhalmazok között kapcsolat van. Hasonló a felépítésük, és köztük a határ igencsak elmosódott. Illetve olyanok a gömbhalmazok, mintha ilyen galaxisok magjai lennének. Ezen elképzelések szerint bizonyos gömbhalmazok, az ütközésben lecsupaszított és a Tejút által felfalt kicsiny galaxisok magjai. Mivel a galaxisok magjában a csillagok gravitációsan sokkal kötöttebbek, így nehezebb ennek a formációnak a szétszakítása, a csillagok sűrű raja együttmard, míg a külső lazább régiók leszakadnak. Fontosnak tartom kiemelni, hogy pontosan nem ismeretes még ma sem, hogy a galaxisok fejlődésében milyen szerepet is töltenek be a gömbhalmazok és kialakulásuk pontos körülményét is homály fedi.

Bizonyos esetekben az ütközés mementójaként létrejövő struktúrák összemérhetőek a galaxis kiterjedésével. Ezek van, hogy roppant halványak és csak nagyon hosszú expozícióval érhetőek csak tetten az optikai tartományban. Ennek egyik jó példája az NGC5907 körül megfigyelhető csillagáramlat.

bbro_ngc5907

Az NGC5907 és a galaxist körülölelő hurkok David Martınez-Delgado felvételén (BlackBird Remote Observatory). Látható, hogy maga a galaxis teljesen beég a felvételen, amire megjelennek a korábbi ütközés nyomai.

Azonban van, hogy annyira markáns az ütközés maradványa, hogy nem kell hatalmas távcső vagy éppen sok tízórányi expozíciós idő, és akár viszonylag egyszerű amatőrcsillagász felszereléssel is megfigyelhetjük, lencsevégre kaphatjuk az ütközés emlékeit, még ha nem is lesz olyan részletes és szép a felvételünk, mint a hivatásos csillagászok óriástávcsöveivel vagy űrtávcsöveivel készültek képek. Azonban már magáért a megfigyelés élményéért érdemes felkeresni például az NGC660-ot, mely egy polárgyűrűs galaxis (Polar Ring Galaxy).

NGC660 - 20131026 - ttk

Az NGC660 galaxis egy korábbi felvételemen. A galaxis körüli gyűrű halványan, de kivehető.

Ezen galaxisok körül egy csillagokból, gázból és porból álló gyűrűszerű képződmény figyelhető meg, mely jellemzően a galaxis síkjára nagyjából merőlegesen helyezkedik el. A gyűrű létrejöttére több magyarázat is létezik. A közös ezekben a teóriákban, hogy két galaxis gravitációs kölcsönhatása, pontosabban összeütközése hozza létre. Csupán a mikéntben vannak különbségek. Egyes elképzelések szerint az ütközésben résztvevő egyik tagról szaggatja le az árapályerő az anyagot a találkozó közben, mely anyag aztán létrehozza magát a gyűrűt. Míg más elképzelések szerint a két karambolozó fél nem azonos súlycsoportba tartozik. A kisebb ütközést elszenvedő galaxis pályája szinte merőleges a nagyobb tag korongjára. Ebben a találkozóban a nagyobb fél kis partnerét teljesen megsemmisíti, és annak anyagából jön létre a gyűrű alakú formáció. Maga a gyűrű – a második elmélet szerint – tehát mementója annak, hogy Dávid és Góliát harcában ezúttal nem Dávid győzedelmeskedett. A gyűrű maga a kis galaxis, legalábbis ami megmaradt belőle. Bármelyik is legyen a helytálló keletkezési elmélet, amikor az NGC660-ra tekintünk, két galaxis ütközése utáni állapotot látjuk.

Szétnézve az égen sok galaxis arcán hordozza viharos múltjának emlékét. Van azonban lehetőségünk a tettenérésre is, vagyis megfigyelhetünk kölcsönható galaxisokat. Rövid életünknek köszönhetően a kölcsönhatásnak, illetve az ütközésnek csak egy pillanatfelvételét láthatjuk, ugyanis egy ilyen esemény általában sok százmillió évig is eltarthat.  Amatőrcsillagászként roppant izgalmasnak tartom egy-egy ilyen pillanat megfigyelését, miközben elgondolkodom azokon a grandiózus dolgokon, amelyek ott munkálnak a dolgok hátterében.

Még tavaly összeállítottam egy listát a kölcsönható galaxisokról, melyeket egyszer talán majd meg is örökítek. Az NGC1097-ről és az M51-ről készült felvételem után egy olyan kölcsönható galaxis párost választottam célpontnak, mely esetében a nagyobb spirális galaxis korongjára inkább éléről látunk rá. Ennek a kritériumnak az NGC1532 és NGC1531 éppen megfelelt. A korábbi két felvételem esetében megcsodálhatjuk, ahogy a kisebb társ eltorzítja a nagyobb spirális szerkezetét, illetve megfigyelhetjük az anyaghidat, továbbá az árapály csóvát. A kisebbik galaxis egyik esetében sem a nagyobb korongjának a síkjában található, azonban ez a rálátási szögnek köszönhetően a fotóimon nehezen érzékelhető. Példának okáért, az M51 esetében a kisebb galaxis, vagyis az NGC5195, éppen távolodik tőlünk, miután keresztülhatolt az M51 látóirányunkra merőleges korongjának a síkján. A képet megnézve, azonban erről vajmi kevés árulkodik.

M51-LRGB-20140427-TTK

Az M51 és az NGC5195 kölcsönható galaxisok egy korábbi felvételemen. A kisebbik galaxis (NGC5195) valójában a nagyobb (M51) mögött helyezkedik el a térben.

Az NGC1532 és NGC1351 kiválasztása tehát korábban már megtörtént, és egyszer csak kínálkozott egy lehetőség, melyet ki is használtam. Vagy csak ügyesen megfogtak? Mindenki döntse el maga.

Még május elején felfüggesztettem a tagságomat az iTelescope hálózatán, és inkább csak a saját műszeremmel készítem felvételeket, vagy csak okuláron keresztül kémleltem vele az eget. Ez teljes mértékben ki is elégített. Azonban július végén kaptam egy levelet az iTelescope üzemeltetőitől, hogy amennyiben újra előfizetek, a befizetésemet megduplázzák. Úgy gondoltam elérkezett az idő, hogy valóra váltsam korábban megfogalmazódott tervemet, és elkészítsem a felvételemet a hőn áhított párosról. Ehhez egy eddig általam még ki nem próbált műszert választottam: a T32-es távcsövet. Nem is a távcső vonzott igazán, hanem a rajta található FLI Proline 16803 CCD kamera. Erre voltam igazán kíváncsi.

NGC1532 és NGC1531

Hazánkból nézve, az Erdidanus csillagkép égi folyója hosszasan, kanyarogva hömpölyög lefelé délre az Orion és a Cet csillagkép között, hogy aztán alábukjon a horizonton. Ahhoz, hogy teljes terjedelmében bebarangolhassuk, az égbolt eme hatodik legnagyobb csillagképét, jóval délebbre kell utaznunk. Ez a csillagkép ad otthont az NGC1532 és NGC1531 galaxis párosnak, mely lakhelyemről nézve sosem emelkedik 9.5 foknál magasabbra az égen. Hazánkból tehát igen körülményes lett volna a megörökítése.

Eridanus-NGC1532

Az NGC1532 és NGC1531 galaxisok az Eridanus csillagképben. A páros sosem emelkedik 9.5 foknál magasabbra az égen lakhelyemről nézve.

Az NGC1532 10.6 magnitúdó fényes és 12.6 x 3.3 ívperc a látszó átmérője az égen. A színképvonalakban látható vöröseltolódás alapján 1040 ± 5 km/s sebességgel távolodik tőlünk. A Hubble-törvényt felhasználva, miszerint a galaxisok távolodási sebessége arányos a távolságukkal, az NGC1532 távolságára 50 millió fényévet kapunk. Ez egészen jól egyezik a nem a vöröseltolódáson alapuló távolság meghatározási módszerek adta értékekkel, melyek 45 és 62 millió fényév között szórnak. Elfogadva az 50 millió fényéves távolsági adatot, és felhasználva a viszonylag egyszerűen mérhető látszólagos méretet az égen, kiszámolható a galaxis átmérője, melyre így 180000 fényév adódik. Egy hatalmas, a 100000 fényév átmérőjű Tejútrendszernél is nagyobb, majdnem éléről látszó küllős spirál galaxisról van tehát szó. A galaxis morfológiája a de Vaucouleurs osztályozás szerint: SB(s)b. Ez azt jelenti, hogy a galaxis küllős, a karok a küllők végéből indulnak ki, és azok „felcsavarodása” szoros és a laza közötti. Nem is olyan egyszerű egy ilyen közel éléről látszó galaxis esetén meghatározni a pontos morfológiát. Példának okáért, ebből a betekintési szögből csak alapos vizsgálatokkal lehet eldönteni, hogy a galaxis központi részén látható struktúra egy központi dudor, vagy azok a galaxis küllői.

NGC1532-LRGB-20140729-c-TTK

NGC1532 és NGC1531– LRGB változat (24%-os kivágás)

Érdemes megfigyelni az NGC1532-ben az aktív csillagkeletkezési területek sokaságát, illetve az NGC1531 és az NGC1532 között elhelyezkedő fiatal csillagok asszociációit (NGC1531-nél 7 óra irányában lévő kis kékes pamacs) és a csillagkeletkezési területeket (NGC1531-nél 4 óra irányába lévő vöröses-rózsaszínes távolabbi kis apró folt/pötty).

Az NGC1531 törpe galaxis, az NGC1532 egyik szatellit galaxisa. A törpe galaxis gravitációs hatásának köszönhetően a nagy spirál galaxisban heves csillagkeletkezés zajlik. Elég csak rátekinteni az NGC1532-re, és azonnal szembetűnnek a fényes csomók, melyek hatalmas aktív csillaggyárak. Ezek közül is kiemelkedik a felvételen, az egyik karban megfigyelhető hosszú és fényes ív, ahol szinte egymásba érnek azok a ködök, ahol a csillagok nagy ütemben keletkeznek. Ennek a területnek a fényessége szinte vetekszik a galaxis magja körüli régió fényességével. A mag körüli öreg csillagok sárgásvöröses fényével kel versenyre a karban nemrég született fiatal csillagok és az általuk gerjesztett ködök fénye.

Magának az NGC1532-nek a meggyötört szerkezete is a két galaxis kölcsönhatásának az eredménye. Az egyik hátsó kar szinte kicsavarodik a korong síkjából és ennek folytatása (valószínűleg) anyaghidat képez az NGC1532 és az NGC1531 között. Alaposabban megnézve a felvételt találhatunk rajta „kóbor” csillagkeletkezési területeket is, illetve fiatal csillagok asszociációját, melyek a NGC1532 és az NGC1531 közötti térben helyezkednek el bizonyítékául a kölcsönhatásnak.

Hogy mi lesz a történet vége? Valószínűsíthető, hogy az NGC1531-et teljesen szétszaggatja majd a nagyobb galaxis, és esetleg több százmillió év múlva, az NGC5907-hez hasonlóan, csak az NGC1532 körül megmaradó halvány ívek tanúskodnak arról, hogy valaha is létezett. Az NGC1532 pedig a kölcsönhatás folyományként létrejött új csillagok generációjával rója tovább az útját, talán éppen újabb prédára vadászva.

A nyes felvételeket szabadságom alatt egy borult éjszakán dolgoztam fel a notebook-omon. Talán nem lett a legtökéletesebb, mert a hordozható masinám kijelzője sem az. Továbbá, ekkor láttam csak meg a T32-es távcső pár hibáját. Semmi sem tökéletes azonban. Az igazi örömet így utólag az jelenti számomra, hogy a gyűjteményemet egy újabb kölcsönható galaxis párossal gyarapíthattam, illetve a magam szórakoztatására összerakott észlelési program egy újabb tételét pipálhattam ki.