2013-07-04 – Göd – 90 x 14 sec light és 15 x 14 sec dark
UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel
ASI 120MM monokróm kamera
Pontosan azonos beállításokkal készítettem a felvételt, mint az M13 esetén. Kíváncsi voltam, hogy milyen a fizimiskája az M13-hoz képest egy felvételen. Egészen más.
2013-07-13 – Göd – 27 x 86 sec light és 15 x 86 sec dark
UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel
ASI 120MM monokróm kamera
Már csak kb. erős 1 óra volt hátra pirkadatig, de gondoltam pár kockát lövök erre a furcsán aszimmetrikus spirális galaxisra. Sajnos kevesebb időm maradt, mint gondoltam. Csak 27 light készült.
A képen látható az SN2013bu II típusú szupernóva is, melyet Koichi Itagaki fedezett fel, még 2013. áprilisában. Külön köszönettel tartozom Tóth Gábornak (gatoth), aki felhívta a figyelmem a szupernóvára.
Galaxis trió a Draco-ban – NGC5985, NGC5982, NGC5981
2015-04-19, 2015-04-22 – Göd
15 x 480 sec L
UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel
SXVR-H18 CCD kamera, Hutech IDAS P2 LPS filter
Az égen tekergőző Sárkány (Draco) rengeted érdekes mély-ég csodát rejt. Ebből esett a választásom (a képen fentről lefelé) az NGC5985, NGC5982, NGC5981 galaxisok triójára. Gyakran emlegetik őket Sárkány trióként (Draco Trio). Megtalálásuk igen egyszerű. Az Edasich-tól, vagy más néven ióta Draconis-tól alig 1.5 fokra helyezkedik el. Ha ekvatoriális mechanikával rendelkezünk, akkor a kereső távcsővel állítsuk be az ióta Draconis-t, majd elég csak egy tengely mentén mozgatni a távcsövet, mert közel azonos a deklinációja a csillagnak és a triónak. Tekintve, hogy 5 fok a látómezeje a keresőmnek, illetve 2 fokos látómezővel rendelkezem a legkisebb nagyításon pillanatok alatt ráakadtam a galaxisok környezetére. Mivel manapság nagy sláger az Naprendszeren kívüli bolygók témája, így megemlítem, hogy 2002-ben felfedeztek egy bolygót az ióta Draconis körül. A felfedezés egyik különlegessége, hogy az első bolygó, melyet óriás csillag körül találtak. De térjünk vissza a galaxisokhoz.
A kis csoport megjelenése számomra roppantul tetszetős. Igazán kellemes téma egy asztrofotóhoz, ahogy a két küllős spirál galaxis közrefogja az elliptikust. Ráadásul más-más a rálátási szögünk. Míg az NGC5985-nek megcsodálhatjuk a spirális szerkezetét, addig az NGC5981-re éléről látunk rá. Mind a három galaxis nagyjából 100 millió fényévnyire van tőlünk. Tehát nemcsak egy irányba látszanak, de távolságuk is közel azonos. Ettől függetlenül hivatalosan még nem sorolták őket egyetlen kompakt galaxis csoportosulásba. Bár van egy kutatócsapat, akik egy csoport tagjainak tekintik a hármast. Ez a CLoGS (The Complete Local-Volume Groups Sample) projekt. Ők a zászlajukra tűzték, hogy felmérik a közeli világegyetem (<80 Mpc) galaxis csoportosulásait, a röntgen, optikai és rádió tartományban. Szerintük csak a három tartomány együttes vizsgálatával lehet megtalálni a választ a galaxisok, és így a világegyetem evolúciós kérdéseire. E három galaxist is tartalmazó csoportnak ők az LGG 402 jelölést adták, és szerintük az NGC5982 elliptikus galaxis a csoportosulás központja.
Az NGC5985 színképében látható emissziós vonalak alapján a Seyfert-galaxisok csoportjába sorolják. Úgynevezett aktív galaxis maggal rendelkezik (AGN: Active galactic nucleus), ahol az aktivitás hajtómotorja a magban csücsülő szupermasszív fekete-lyuk. Magának a magnak a látható fényben kibocsájtott sugárzása összemérhető a galaxis csillagainak szintén ebbe a tartományba eső sugárzásával.
A másik két galaxisnak sem kell azonban szégyenkeznie. A rádió tartományban végzett megfigyelésekkel kimutatták, hogy ezek is tartalmaznak AGN-t. A rádió emisszióért a két spirális galaxis esetében azonban az éppen folyamatban lévő csillagkeletkezések is felelősek. Érdemes megnézni, az optikai és a 610 MHz-es rádió tartományból kombinált képeket a három galaxisról:
A galaxisok közötti tér sem üres azonban. A CLoGS projekt publikált egy igen érdekes képet, melyben a halmazt kitöltő forró (több 10 millió Celsius fok) intergalaktikus gáz röntgensugárzása is látható. Az optikai tartományban (The Sloan Digital Sky Survey) és a röntgen tartományban (XMM-Newton – a képen a kék szín) készült felvételeket helyezték egymásra:
Bámulatos, hogy milyen részletek és titkok tárulnak fel előttünk, ha nem korlátozzuk érzékeinket csak és kizárólag a látható fény tartományára.
Ez egy teszt kép több szempontból is. Még tavasszal beszereztem egy IDAS szűrőt, hogy felvegyem a harcot a fényszennyezéssel. Sok éjszakát eljátszottam azzal, hogy az IDAS szűrővel és az Astronomik L szűrővel felvételeket készítettem különböző objektumokról. Kíváncsi voltam, hogy meddig lehet otthonról elmenni, Illetve érdekelt, hogy mennyit kell rászámolni az expozíciós időkre. A szűrő egyáltalán nem csodaszer, de számomra egyszerűbbé teszi a kisvárosi égen készült felvételek feldolgozását. Az azonban továbbra sem kérdéses, hogy a jó minőségű sötét égnek nincsen párja.
A tesztek nagy részét kidobtam, amit utólag most már egy kicsit bánok. Egyedül az NGC5466-ból lett kép. A minap törölgettem abban a könyvtáramban, ahol a nem „kell már, de azért még nem törlöm” típusú anyagaimat tartom. Itt akadtam rá 15 felvételre a Draco galaxis trióról. A hármast egyszer már fotóztam nagyon kezdő koromban ASI kamerával. Áprilisban azért választottam az IDAS teszthez célpontnak őket, mert egy pár kilométerre lévő, állandóan kivilágított elektromos elosztó központ fényburája fölött csücsültek az égbolton. Bár 15 x 8 perc nem túl sok, mégis tegnap este nekiálltam a feldolgozásnak, ugyanis az utóbbi két hétben elkezdtem elmélyedni a PixInsight rejtelmeiben. Még nagyon kezdő vagyok a szoftverben, de egyelőre nagyon tetszik ez a mérnökies szemlélettel készített célszerszám. El is bíbelődtem vele 1 órát tegnap este, míg összeállt ez a monokróm kép. Nem tökéletes, kicsit érdes is, de örömöt okozott, amíg eljutottam idáig. Kizárólag a PixInsight-ot használtam csak, és semmi mást.
Az élet furcsasága, hogy megint előkerült ez a galaxis hármas, amikor megint zöldfülűnek érzem magamat. Ok, azért a korábban megszerzett ismeretek, és a képfeldolgozás technikai hátterének ismerete kétségtelenül előnyt jelent.
2013-07-25 – Göd – 60 x 14 sec light és 15 x 14 sec dark
UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel
ASI 120MM monokróm kamera
Próbálom összegyűjteni magamnak a Messier gömbhalmazokat. Ennek szellemében született ez a felvétel. Szerettem volna rárakni a képre a PGC59984 galaxist. A bal alsó sarokban csücsül. Vizuálisan még Ráktanyán láttam a Vörös Dobsonnal. Öregszem.
2013-08-08 – Göd – 60 x 35 sec L, R, G, B és 15 x 35 sec dark
UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel
ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett
Első LRGB próbálkozásom. Az ég borzasztó volt. Az objektumot szinte mindenki fotózta már, de kellett egy könnyű színes köd, amivel az LRGB alapjait elkezdhetem tanulni. Ráadásul a szűrőváltáskor elment az élesség egy kicsit. Rengeteget tanultam a feldolgozás folyamán. Nem tökéletes (sőt!), de végső soron ez az első LRGB felvételem. Nagyon örültem neki, amikor elkészült.
Sajnos csak hajnali három előtt jutott eszembe 2013. augusztus 9-én, hogy az M74-ben lévő szupernóvát le kellene fotózni, így csak 44 másodperccel fért bele a kívánatos képmennyiség. Az ég csapnivaló volt, de sikerült megörökítenem az M74 galaxisban felrobbant szupernóvát.
Frissítés (2016. május 5.): Hazai kutatók munkájának is köszönhető, hogy újabb eredmények láttak napvilágot az SN2013ej szupernóvával, a szupernóva-robbanásokkal, és az M74 galaxissal kapcsolatban.
„…
A Swift-űrtávcső ultraibolya adataira, valamint földfelszíni optikai színképekre és közeli-infravörös adatsorokra is épülő analízis eredményeképp kiderült, hogy az ún. II-P típusú robbanás (a II-es szám a korai színképekben lévő hidrogénvonalak, a “P” a fénygörbében lévő, hónapokig tartó konstans szakasz, az ún. plató jelenlétére utal) szülőobjektuma egy vörös szuperóriás csillag volt, amely a végzetes esemény előtt Napunknál csaknem 200-szor nagyobb sugarúra tágult ki. A magyar kontribúciót az eredményeket összefoglaló amerikai sajtóközlemény is kiemeli; ennek köszönhetően sikerült például pontosítani az M74 galaxis távolságát (29,3±1,2 millió fényév), felhasználva egy korábbi, szintén ebben a galaxisban felrobbant szupernóva, az SN 2002ap adatait is.
…”
További részletek magyar nyelven a csillagaszat.hu oldalon olvashatóak.
2013-08-09 – Göd – 60 x 44 sec light és 15 x 44 sec dark
UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel
ASI 120MM monokróm kamera
2013-08-09 – Göd – 60 x 44 sec light és 15 x 44 sec dark
UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel
ASI 120MM monokróm kamera
Három nappal később 2013. augusztus 12-én készítettem még felvételeket RGB szűrőkön keresztül.
2013-08-12 – Göd – 60 x 44 sec L, 51 x 44 sec R, G, B és 15 x 44 sec dark
UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel
ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett
2013-08-12 – Göd – 60 x 44 sec L, 51 x 44 sec R, G, B és 15 x 44 sec dark
UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel
ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett
2013-08-11 – Göd – 61 x 55 sec light és 15 x 55 sec dark
UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel
ASI 120MM monokróm kamera
2013-08-11 – Göd – 61 x 55 sec light és 15 x 55 sec dark
és
2013-08-15 – Göd – 61 x 55 sec R, G, B és 15 x 55 sec dark
UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel
ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett
Az NGC7635 (Caldwell11) emissziós köd a Cassiopeia csillagképben található. A különböző katalógus számok mellet egy igen találó elnevezést is ráragasztottak: Buborék-köd.
Tőlünk 7100-11000 fényévre található a SAO 20575 (BD +60 2522) katalógusjelű szuperóriás csillag. Tömege valahol a Napénak tízszerese és negyvenszerese között lehet. Ennek a csillagnak az intenzív csillagszele az, ami ezt a 6-10 fényév átmérőjű buborékot fújta az őt körülvevő gázkomplexumba. Arról a kékes színű csillagról van szó, amely a felvételemen a buborék középpontjából nézve majdnem kilenc óra irányban látható. Máris felmerülhet egy teljesen jogos kérdés. Hogyhogy nem az üreg középpontjában csücsül ez a behemót? Miért aszimmetrikus az elhelyezkedése? Nos, a magyarázat abban rejlik, hogy a csillagot körülvevő intersztelláris anyag, amit éppen igyekszik kitakarítani, a tér különböző irányaiban más és más sűrűségű. A kozmoszban nem ritka, hogy nagytömegű és forró csillagok üregeket „vágnak” maguknak az őket körülvevő felhőkben. Azonban ezen üregek alakja igen változatos lehet az ködök anyageloszlásának függvényében. Továbbá sok helyen nem is egy csillag, hanem csillagok halmaza végzi annak a ködnek a pusztítását, melyben korábban születtek.
A SAO 20575 (BD +60 2522) egy Wolf-Rayet csillag. Charles Wolf és Georges Rayet után nevezték el a csillagoknak e típusát. 1867-ben a Hattyú csillagképben három különös csillagot találtak, melyek színképében nagyon széles emissziós vonalak voltak megfigyelhetők. Már akkor tudták, hogy valami különösre akadtak. 1929-ben aztán értelmezést nyert a színkép. A WR csillagok igen nagy ütemben és hatalmas sebességgel veszítenek anyagot. A Napunknak is van csillagszele (napszél), melynek révén anyagot veszít. Ez évente 10^-14 naptömeget jelent. Ehhez képest egy WR csillag 10^-5 naptömeget veszít minden évben, méghozzá észveszejtő 300-2400 Km/s sebességgel. A nagysebességgel kiáramló forró anyag emissziós vonalait látjuk a csillag színképében a Doppler-effektus által kiszélesítve.
A WR csillagok kialakulása és működése körül még mindig rengeteg a kérdés. Publikációk születnek, melyet akár egy éven belül meg is cáfolnak egy mérési eredménnyel. A tudomány már csak így működik. Éppen ezért nem mennék bele a részletekbe. Lássuk csak nagyon röviden, hogy miből is lesznek a WR csillagok. A ma általánosan elfogadott vélekedés szerint, ezek igen nagytömegű csillagok életpályájának azon szakaszát jelentik, mely közvetlenül a csillag halálát jelentő szupernóva robbanást előzi meg. A 8 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok ugyanis életük végén szupernóvaként lángolnak fel. Azonban, hogy ehhez milyen út vezet, az nagyban függ a tömegüktől. A 8-15 naptömegű csillagok a fősorozatot elhagyva vörös szuperóriássá válnak. Ezt a stádiumot zárja le a szupernóva robbanás. 15-20 naptömeg között azonban nem közvetlenül a vörös szuperóriás állapot után következik be a csillag magjának összeomlása, majd a robbanás. A külső rétegek ledobása után a vörös szuperóriás állapotot elhagyva a csillagból sárga szuperóriás lesz és vagy ekkor, vagy tovább fejlődve a kék szuperóriás állapotban történik a szupernóva robbanás. A 20 naptömegnél nagyobb csillagokból azonban a fősorozatot elhagyva sosem lesz vörös szuperóriás. Ezek végig megtartják kékes árnyalatukat, és WR csillagokká válnak. Ezután következik be a szupernóva robbanás.
Tudomásom szerint a mai napig nem sikerült olyan szupernóva robbanást elcsípni, melynek progenitora egyértelműen azonosítható volt bármilyen olyan égitesttel, mely egy WR csillag jellemzőit mutatta. 2013 októberében egy rövid időre felcsillant a remény, hogy talán az NGC5806-ban feltűnt iPTF13bvn Ib típusú szupernóva egy WR csillag volt a robbanás előtt. Azonban nem kellet sokat várni, és 2014 márciusában ezt már meg is cáfolták. Bár a cáfolat két dolgot azért elismert. Először is valószínűleg az előző csapat jól azonosította azt a csillagot a korábbi felvételeken, amelyik felrobbant. Másodszor valóban Ib típusú volt a szupernóva.
A WR típusú csillagok és a szupernóvák kapcsolatának vizsgálata egy igen izgalmas forrongó kutatási terület. Az elképzelések az Ib/c és IIn típusú szupernóva robbanásokat kötik az WR típushoz, azonban a mai napig nincs igazán biztos megfigyelés a kezünkbe.
Talán a fenti rövid leírásból is kitűnik, hogy mennyire izgalmas égi objektumról van szó. Már szemeztem egy ideje ezzel a kozmikus buborékkal. Az éjszaka jónak ígérkezett, az objektum magasan állt 2013. augusztus 11/12. éjszakáján. Így készült egy monokróm felvétel, melyet pár estével később (2013. augusztus 15/16.) L komponensként használtam fel az akkor fotózott RGB komponensekkel együtt egy LRGB verzióhoz.
NGC891 – monokróm változat
2013-08-30 – Göd – 72 x 86 sec light és 15 x 86 sec dark
UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel
ASI 120MM monokróm kamera
NGC891 – LRGB változat
2013-08-30 – Göd – 72 x 86 sec light és 15 x 86 sec dark
2014-08-25, 2014-08-29, 2014-09-23 – Göd – 42 x 86 sec R, 45 x 86 sec G, 44 x 86 sec B
UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel
ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett
Az NGC891 egy éléről látszó, 10 magnitúdós és 12ˊ látszólagos méretű spirál galaxis. Amikor a sötétség beállta után, a házunk takarásából kilép az NGC891, az bizony már előrevetíti az ősz eljövetelét. Augusztus legvégén, szeptember elején, a hosszabbodó éjszakákban, az Andromeda és a Perseus csillagkép egyre magasabbra emelkedik, így egyre kedvezőbb a lehetőség az NGC891 megfigyelésére. Az Andromeda Almaak (α And) nevű csillagától a Perseus felé indulva alig 3.5 fokra található a galaxis. Ekvatoriális mechanikát használva, elég csak az egyik tengely mentén elfordítani a távcsövet, mert a deklinációja az előbb említett csillagnak és a galaxisnak csak alig pár ívperc eltérést mutat. Sötét, fényszennyezéstől mentes égen nem nehéz rátalálni. De ki volt az, aki először láthatta a történelemben?
William Herschel (1738-1822) nevéhez több csillagászati felfedezés is fűződik. Ő lelt rá az Uránuszra, de annak két holdját a Titaniat és az Oberont is ő pillantotta meg először, akárcsak a Szaturnusz Mimas és Enceladus nevű holdjait. Több éves kettőscsillag megfigyelési programja során észrevett, hogy némelyek esetében a tagok egymáshoz viszonyított pozíciója megváltozott. Az elmozdulás pedig nem volt magyarázható a Föld Napunk körüli keringéséből adódó parallaxis jelenséggel. Ő ismerte fel a kettőscsillagok azon természetét, miszerint ezeket gravitációs kapocs köti össze. Ezen kettősrendszerek komponensei, a rendszer közös tömegközéppontja körül keringenek. Herschel végezet el a csillagászattörténet első nagyszabású és szisztematikus mély-ég felmérést is, és összeállította ködöket és csillaghalmazokat tartalmazó katalógusait. Valamivel több, mint 2400 mély-ég objektum felfedezésével büszkélkedhet. Nem dolgozott azonban egyedül.
Észleléseiben Caroline húga segítette. A testvérek többször párhuzamosan folytatták megfigyeléseiket, melyhez külön műszereket használtak. Caroline saját bevallása szerint kevésbé ismeret az égboltot. A csillagtérkép tanulmányozása helyett, hogy időt nyerjen, gyakran konzultált a mellette észlelő William-mel. Jellemzően amint valami érdekeset talált, mindig hívta bátyját mielőtt feljegyezte volna. Feladata volt a bátyjának történő jegyzetelés is, így mondhatni az éjszakai munka írnoki része teljesen ráhárult. A jegyzetek áttekintésére, és az objektumok végső katalogizálására azonban csak később került sor. A testvérek munkamódszerének köszönhetően pár objektum duplán került be a korábban említett katalógusba, míg néhány elveszett, illetve összekeveredett pár tétel. Ilyen hányattatott sorsú volt azt NGC891 is, melyet William később összekevert Caroline önálló felfedezésével az NGC205-tel (M110). Bármelyikük is lelt rá először, annyi teljes mértékben bizonyos, hogy az NGC891 felfedezése a Herschel névhez köthető.
Az NGC891 viszonylag közeli galaxis a maga 30 millió fényéves távolságával. 100000 fényév az átmérője, akárcsak Tejútrendszerünké, így könnyen gondolhatnák, hogy saját csillagvárosunk ikertestvérére tekintünk rá oldalról. Morfológiailag azonban az NGC891 típusa SA(s)b. Tehát nem küllős spirál galaxisról van szó, míg galaxisunk az.
Maga a galaxis az úgynevezett NGC 1023 csoport tagja. A csoport az egyik legközelebbi formációhoz tartozik, melyre Vadászebek Felhőként (Canes Venatici Cloud) szoktak hivatkozni. Azonban, ez csupán gravitációsan csak laza kapcsolattal rendelkező galaxisok csoportosulása. Nem is olyan régen még úgy gondolták, hogy ez a felhő magának a Virgo vagy Lokális szuperhalmaznak (Virgo/Local Supercluster) a része, akárcsak a Lokális Csoport, melyben a Tejút is helyet foglal.
2014. szeptember 4-én azonban megjelent egy cikk a Nature-ben, mely Brent Tully (University of Hawaii) és kutatócsapatának 8000 galaxis mozgásának megfigyelésén alapuló kutatási eredményét közölte. Az Ősrobbanás óta táguló világegyetem globális hatását figyelembe véve korrigálták a mért eredményeket, és ebből megkapták, hogy miként hatnak pusztás a galaxisok egymásra. Egy háromdimenziós térképet alkottak, mely teljesen újradefiniálta a szuperhalmazok fogalmát.
A földrajzban is ismert vízválasztó vonalakhoz hasonló analógiával élve, galaxisok csoportjai különböző gravitációs vonzócentrumok irányába mozognak, 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 halmazai. A galaxisok mozgása alapján felfedezett, 500 millió fényévénél valamivel nagyobb képződményt Laniakea szuperhalmaznak nevezték el. 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 Laniakea szuperhalmazban a galaxisok halmazai a „Nagy Vonzó” („Great Attractor”) felé mozognak, míg például a szomszédos Perseus-Halak szuperhalmazban egy másik pont felé igyekeznek.
A Nature Youtube csatornáján publikált angol nyelvű videó, mely bemutatja a Laniakea szuperhalmazt.
A Virgo szuperhalmaz trónfosztottá vált, kiderült, hogy csak egy nyúlványa egy még „mérhetetlenebb” halmaznak, a Laniakea-nak. Ezen eredmények tükrében az NGC891 az NGC 1023 csoport tagjaival együtt és a Tejútrendszert is tartalmazó Lokális Csoport egy vonzási centrum felé igyekszik, vagyis a két csoportosulás egyazon szuperhalmaz része.
Az NGC891 a felvételemen békésen lebeg a Tejút csillagai mögött. A spirál galaxis igen fejlett, nagy központi dudorral rendelkezik. A kidudorodást a mag környékén a nagyon markáns, vastag porsáv osztja ketté. Távolodva a központi régiótól a porsáv az egyik irányba, megőrizve hangsúlyosságát, tovább folytatódik és egy határozott egyenes mentén sötét szalagként húzódik végig a galaxis korongját kettéosztva, míg a másik irányba kevésbé sötét és érszerűen szertefut a galaktikus egyenlítőtől. A porsávokból, vagyis a galaxis síkjára merőlegesen szálak indulnak „felfelé” és „lefelé”. Ezek a felvételemen is láthatóak, ha azt alaposabban szemügyre vesszük. Olyan képződményekről van itt szó, melyben por és gáz hagyja el a fősíkot a galaxis halója felé. A ma széleskörűen elfogadott elképzelések szerint, ez a „párolgás” két mechanizmusnak köszönhető, mely a csillagok születésével és halálával kapcsolatos. Az egyik mozgatórúgó az aktív csillagkeletkezésben születő fényes, forró és nagytömegű csillagok szele, mely hatalmas erővel fújja ki az anyagot. A másik hatás éppen az ilyen nagytömegű és éppen ezért gyorsan fejlődő csillagok tragikus halálát követő szupernóvák fellángolásának köszönhető. Ezek a hatalmas erejű robbanások szintén hozzájárulnak a korongból történő anyag kilökődéséhez.
A Hubble űrtávcső nagyfelbontású felvételén kitűnően látszik a kémények füstjéhez hasonlatos, a galaxis síkjából felszálló, távozó anyag.
De honnan ez a nagyfokú aktivitás? Miért keletkeznek ekkor ütemben csillagok? A korábbi tapasztalatok alapján Itt is valamiféle külső hatásra gyanakodtak a csillagászok. Ennek nyomán indultak el, és keresték a lehetséges jelölteket. A galaxis alakja, struktúrája, HI spektruma, a rotációs görbék elemzése mind arra utalt, hogy a háttérben az UGC1807 jelű galaxis áll. A kutatók az UGC1807 és az NGC891 galaxisok gravitációs kölcsönhatását teszik felelőssé azért, hogy az NGC891-ben a csillagok keletkezésének üteme felülmúlja az átlagos galaxisokét. Mivel ez a galaxis az én látómezőmön kívül esett, így nem is látható a felvételemen.
Az UGC1807 (bekeretezve) és az NGC891 – Forrás http://www.sky-map.org/
Az NGC891 röntgensugárzását és az infravörös tartományban kibocsájtott sugárzását összevetve a környezetünkben található átlagos és csillagontó galaxisokéval elmondható, hogy az NGC891 egy olyan csillagontó galaxis, ami most egy nyugodtabb és csendes időszakát éli, legalábbis más ilyen típusú galaxisokhoz képest.
Rádió tartományban vizsgálva az NGC891-et már évtizedekkel ezelőtt észrevették a csillagászok, hogy egy kiterjedt gázból álló haló veszi körül. De nemcsak a kiterjedése nagy, hanem a galaxishoz viszonyított tömege is. A galaxis HI készletének 30%-át ez a régió tartalmazza. 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, a hidrogén atom protonjának és elektronjának spinjét kvantummechanikai impulzus momentumnak tekintve, egy adott spin állapot hiperfinom állapotokra bomlik a proton és az elektron spinjei szerint, vagyis 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 gáznak kell jelen lennie ahhoz, hogy a 21 cm-es hullámhosszon megfigyelhessük sugárzásukat, és így feltérképezzük a HI régiókat.
Az NGC891 rádió térképe, melyen jól látható a galaxist körbevevő gázok alkotta haló – Forrás: Tom Oosterloo, Filippo Fraternali, Renzo Sancisi: The cold gaseous halo of NGC 891 című publikációja.
Az első rádiótartományban történt vizsgálatok óta a galaxist körülvevő gáz megfigyelésére bevetett módszerek sokat finomodott, továbbá a galaxist vizsgálták az elektromágneses spektrum több tartományában is.
Tom Oosterloo, Filippo Fraternali és Renzo Sancisi sokat foglalkoztak az NGC891-et körülvevő gáz struktúrájának, dinamikájának vizsgálatával. Én most csak pár dolgot ragadnék ki eredményeikből, anélkül, hogy a részletekbe belemennék. Ők térképezték fel először talán a legalaposabban a rádiótartományban az NGC891 hideg gáz halóját. Kutatásaik rávilágítottak, hogy sokkal kiterjedtebb képződményről van szó, mint az elsőre gondolták a csillagászok. Ahogy fentebb is említettem, a galaxis HI készletének közel egyharmadát (30%) tartalmazzák. Megvizsgálták a gázok alkotta haló szerkezetét, kiterjedését, és dinamikáját. Az egyik legérdekesebb kérdés talán, amire keresték a választ, hogy mi a forrása ezeknek a gázoknak. Ezek a felhők akár 14 kpc-re is megfigyelhetőek a korong fölött, de van ahol a 22 kpc-et is eléri a távolságuk. A dinamikai vizsgálataik eredménye megerősítette azt az elképzelést, hogy az egyik meghatározó forrás maga a korong. A korábban már említett, és a felvételemen is látható, szálakban, ívekben felfelé áramló gázok, elérik a galaxis halóját. A korongból kozmikus szökőkutakban távozik az ionizált anyag, mely aztán később lehűl, majd visszahullik. Ezt a Hα tartományban végzett vizsgálatok, továbbá a ROSAT és XMM röntgen műholdakkal végzett megfigyelések is megerősítették, mely utóbbiakkal a forró gázokat térképezték fel korábban más kutatók. Továbbá, az NGC891 különböző régiójában megfigyelhető csillagkeletkezési ütem és a gáz kiterjedése között egyértelmű kapcsolat van. A galaxis fényesebb régiói felett nagyobb magasságba „törnek fel” a HI régiók. Kijelenthető tehát, hogy egyértelműen a galaktikus szökőkút játssza a főszerepet a haló gázanyagának utánpótlásban a fiatal csillagoknak, és a szupernóváknak köszönhetően.
Azonban nem származhat egyedül a korongból az összes gáz. A három kutató véleménye szerint az intergalaktikus térből is történik kis impulzusmomentumú anyag befogása, mely ugyan csak a halóban megfigyelhető gáz mindössze 10%-ért felelős, de e nélkül, nehezen lenne értelmezhető a gázfelhők megfigyelt kinematikája. Az egyik problémás terület, egy a korongból 22 kpc-re felnyúló szál. Ennek a kinematikája, és a korongtól mért nagy távolsága nehezen magyarázható azzal, hogy forrása egyedül maga a korong. Ilyen hatalmas távolságra eljuttatni ekkora tömeget csak több százezernyi szupernóva lenne képes. Igen valószínűtlen, hogy erről lenne szó. Sokkal valószínűbb, hogy létezésének oka valamiféle külső forrás. A kutatók szerint a felhő sokkal inkább egy befelé áramlás lehet, melyet a galaxis gravitációja nyújtott hosszúra, a beáramló gáz pedig felvettek környezetének dinamikáját. Talán az anyag az intergalaktikus térből származik, esetleg a galaxist körülvevő forró gáz áramlik befelé. De lehet egy korábbi ütközés eredménye is. Ahogy már korábban említettem, az UGC1807 galaxis gravitációs hatásával magyarázzák a csillagászok a viszonylag intenzív csillagkeletkezési ütemet az NGC891-ben. Ez a különös nyúlvány pedig nagyjából az UGC1807 irányába mutat, vagyis elképzelhető hogy a két galaxis korábbi közeli interakciójának köszönheti létét. Látszik, hogy a publikációban nem sikerült minden mérési eredményt, megfigyelést megmagyarázni, azok újabb kérdéseket is felvetettek. Véleményem szerint nincs is ezzel semmi baj. Már maguk csak a vizsgálatok és eredményeik is roppant értékesek a tudomány számára.
Az NGC891-ről készült felvételemen van egy 17.8 (R) magnitúdós, kékes színű csillag. Ez valójában nem is csillag, hanem a CXOSEXSI J022224.3+422139 katalógusjelű röntgenforrás, amely egy aktív galaxis mag (active galactic nucleus: AGN), pontosabban a kvazárok egy fajtája, úgynevezett BLAGN. (Az aktív galaxis magokról és kvazárokról részletesebb leírás olvasható az M108-ról készült ismertetésemben.) Mért vöröseltolódása z=1.181, vagyis 354055 km/s sebességgel távolodik tőlünk. A z értéke alapján kiszámolható a visszatekintési idő, amennyi év alatt a fény elért hozzánk. A legközelebbi csillagról a fény 4 év alatt ér ide, azaz mondhatjuk azt, hogy távolsága 4 fényév. Hasonlóan, kiszámíthatjuk, hogy egy z vöröseltolódású galaxisból kibocsátott fény mennyi ideig utazott, ami a fényidőtávolság, vagy visszatekintési időből származó távolság definiálását teszi lehetővé. Ennek a kvazárnak az esetében 8.167 milliárd évet utazott a fény, még távcsövemig elért. Amatőrcsillagászként már magát ezt a tényt roppant izgalmasnak tartom, de legalább ilyen izgalmas, hogy mire használták fel csillagászok ennek a roppant nagy energiakibocsájtású kvazárnak a fényét.
A CXOSEXSI J022224.3+422139 katalógusjelű kvazár a felvételemen. A fény 8.167 milliárd évvel ezelőtt indult útnak, hogy miután keresztülhaladt az NGC891 gázok alkotta halóján, a kutatók elemezzék a spektrumot, és eldöntsék a haló eredetének kérdését.
Kutatók egy csoportja (Joel N. Bregman, Eric D. Miller, Patrick Seitzer, C.R. Cowley, Matthew J. Miller: Outflow vs. Infall in Spiral Galaxies: Metal Absorption in the Halo of NGC 891) a távoli CXOSEXSI J022224.3+422139 spektrumát elemezte. A galaxis síkja felett az objektum 106˝ távolságra található. Az NGC891 távolsága alapján ez azt jelenti, hogy a fény a galaktikus egyenlítő felett 5.1 kpc távolságnyira halad el. Miközben a kvazár fénye áthatolt a halón, az itt található gázok alkotta anyag elemei otthagyták újlenyomatukat a spektrumán, vagyis a kvazár spektrumának vizsgálatából meg lehet határozni a gázfelhők összetételét.
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 folyamatosan dúsult fémekkel. A csillagok folyamatosan szennyezték környezetükben a gázködöket, melyből aztán újabb csillagok születtek. Az újabb és újabb csillaggenerációk egyre több fémet tartalmaztak, így minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag a Naphoz képest, annál ősibb objektum. Ugyanez elmondható a galaxisokban található gázködökről is. A galaxisok közötti gáz azonban megőrizte ősi összetételét, és a mai napig roppant alacsony a fémtartalma.
A csillagászok arra voltak kíváncsiak, hogy mekkora a halóban található gáz fémtartalma. A kvazár spektrumát megvizsgálva, arra a következtetésre jutottak, hogy a galaxis síkja fölött 5.1 kpc magasságban, a gázok alkotta haló fémtartalma a Napunk fémtartalmához igen hasonló. Az itt lebegő gázfelhők forrása tehát nem az intergalaktikus tér, hanem magának az NGC891-nek a korongja. Ez a vizsgálat is megerősítette tehát azt az elképzelést, hogy a galaktikus szökőkutak a felelősek a hideg gázból álló haló létezéséért, legalábbis a koronghoz közelebbi tartományokban.
Az NGC891 egy nagyszerű laboratórium a csillagászok számára. Kozmikus értelemben közeli, az élével fordul felénk, és mint a kvazáros vizsgálatból is látszik, bizonyos szempontból szerencsés az elhelyezkedése. A csillagászok az elmúlt évtizedekben folyamatosan vizsgálták, az eredmények alapján elméleteket alkottak, elméleteket teszteltek rajta. Igen valószínű, hogy így lesz ez a jövőben is, mert rengeteg még a nyitott kérdés. Ha sikerül megérteni, megfejteni e galaxison keresztül a spirál galaxisok titkait, akkor saját galaxisunk, a Tejútrendszer megismeréséhez is közelebb jutunk.
Csak biztatni tudok mindenkit, hogy amennyiben ősszel kimegy az ég alá, ne feledkezzen meg erről a gyönyörű galaxisról.
Én is izgatottan vártam 2013. augusztus legutolsó napjaiban a derült és Holdtól mentes éjszakát, mely 2013. augusztus 30-án el is jött, és elkészítettem a már régóta tervezett NGC891 felvételem monokróm verzióját.
Egy évre rá 2014. augusztus 25-én, 2014. augusztus 29-én és 2014. szeptember 23-án pedig színszűrős felvételeket is készítettem, hogy összerakhassam a színes LRGB változatot.
2013-09-01 – Göd – 60 x 55 sec L, R, G, B és 15 x 55 sec dark
UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel
ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett
Ez egy 10 (fotografikusan 12) magnitúdós 4 ívperc és 36 ívmásodperc méretű planetáris köd a Perseus csillagképben. Az M76 az egyik leghalványabb objektum a Messier katalógusban. Gondoltam megpróbálkozom a fotografikus észlelésével, és amúgy sem egy gyakori téma (most már értem miért). Nem egyszerű a megörökítése sem, mert a központi rész hamar be tud égni, de a külső régióhoz hosszabb expozíció szükséges. Szóval az expozíciós idővel is játszottam egy keveset. Nagyon megizzasztott az objektum a későbbi feldolgozás során is. Rendesen kellett görbézgetni. Egyelőre úgy érzem kissé ki is fogott rajtam. Meg kell jegyeznem, hogy a pillangó szárnyai csak egy része a külső területeknek. A köd távolsága nem pontosan ismert (valahol 2000 és 15000 fényév közötti szórást mutatnak a fellelhető információk) és ennek megfelelően a mérete is bizonytalan (1 és 12 fényév). Valaha két ködnek vélték, és ezért az NGC650 és az NGC651 katalógus szám is hozzátartozik. Az úgynevezett bipoláris planetáris ködök csoportjába tartozik. Egy haldokló Napunkhoz hasonló csillag lehelete ez a világűrben.
2013-09-07 – Felsőpakony – 70 x 44 sec light és 15 x 44 sec dark
UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel
ASI 120MM monokróm kamera
Az M16 és környezete a gyönyörűségét egy fiatal nyílthalmaz és a környéken található gáz és por kölcsönhatásának köszönheti. Már viszonylag kis távcsövekkel is kitűnő célpont. Ismert még Sas-ködként is. Távolsága kb. 7000 fényév, míg az objektum méretét 70 x 55 fényévnek becslik. Ebből maga a halmaz 15 fényév. A vizuális fényességre 6 magnitúdót szoktak megadni, míg látszólagos mérete 35 ívperc. Ez az én látómezőmnek már egy kissé nagy volt, így igyekeztem „a teremtés oszlopai” néven is ismert elefántormányokra és a nyílthalmazra koncentrálni, amikor a kompozíciót beállítottam. A kidolgozásnál a köd finomságát próbáltam megtartani úgy, hogy a csillagkeletkezési régiók és a globulák mégis jól látszanak a csillagok sziporkázás közepette. A köd szerkezete mindig lenyűgöz. Az egyik személyes kedvencem a sötét területek előtt felfénylő gerjesztett ütközési zónák. Olyanok, mint valami sötét hajók orránál keletkező hullámok a csillagszél óceánján.
A 90 fokos elforgatás direkt van, mert így nekem jobban tetszett.
