NGC7582, NGC7590, NGC7599 – A Grus Kvartett háromnegyede, s még sokan mások

NGC7582-90-99-LRGB-20151014-T30-300s-TTK

NGC7582, NGC7590, NGC7599

iTelescope.net T30 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI-PL6303E CCD kamera

2015-10-14, 2015-10-16 – Siding Spring Observatory – 25 x 300 sec L, 8 x 300 sec R,G,B

Régi vágyam volt, amatőrcsillagászati léptékben nagy átmérőjű távcsővel egy olyan felvételt készíteni, ahol több galaxis „játssza a főszerepet”, miközben a háttérben távoli galaxisok sokasága látható. Vagyis, ezek száma összemérhető a Tejútrendszerünkhöz tartozó előtércsillagokéval. Illetve terveim között szerepelt (szerepel) távoli galaxishalmazok fotózása.

Az őszi borús, ködös estéken bújtam a déli égboltot ábrázoló csillagtérképeket (planetárium programokat használva), böngésztem a galaxishalmaz katalógusokat, miközben az adott területek SDSS (Sloan Digital Sky Survey) felvételeit nézegettem. Végül a Daru csillagképben akadtam rá valami olyasmire, amit kerestem. Már csak ki kellett szerkesztenem az elképzelt fotó közepének égi koordinátáit, hogy a távoli Ausztráliában a robot távcső a megfelelő pontot célozza meg.

Had invitáljam meg az olvasót egy rövid „tárlatvezetésre”. Ismerkedjünk meg először a galaxisokat tartalmazó csillagképpel.

A Daru csillagkép

A XVI. században az egyik legnagyobb nyereséggel kecsegtető üzletet az egzotikus fűszerekkel való kereskedelem jelentette. A Portugál Birodalom pedig monopolhelyzetben volt ezen a téren (is). A Holland kereskedők kénytelenek voltak készleteiket a Portugáloktól beszerezni, akik így lefölözték a haszon jelentős részét. A század utolsó évtizedében a Spanyolok és Hollandok között kiéleződött a helyzet, mely háborúskodássá fajult. Mivel Portugália ebben az időben dinasztikus unióban állt Spanyolországgal, így a Hollandok számára a fűszerbeszerzések forrása teljesen elapadt. Tenniük kellett valamit. Kézenfekvőnek látszott, hogy saját maguk szerezzék be az értékes portékát, és megdöntsék végre a Portugál hegemóniát. Egyetlen bökkenő akadt csak, hogy a Portugálok titokban tartották az útvonalat mely Indonéziába vezetett. 1592-ben Petrus Plancius német térképész és csillagász végül publikálta azokat a térképeket, mely a Hollandok előtt megnyitotta a fűszerekhez vezető utat. Biztos, ami biztos, a holland kereskedők Portugáliában, a beépített embereikkel még ellenőriztették a térképet, és további információkat szereztek. Megfelelő itiner birtokában 1595-ben elindították expedíciójukat Indonézia felé. A küldetés két évig tartott, és közel sem volt problémamenetes. Hol a szél, hol a hajón kitört betegségek miatt kellett vesztegelniük. Rengeteg embert veszítettek, de végül a vállalkozás elérte a célját. A holland kereskedők számára busásan megtérült az anyagi befektetés és a sok vállalt kockázat.

Pieter Dirkszoon Keyser és Frederick de Houtman szintén résztvevői voltak az első Hollandok indította kereskedelmi expedíciónak Indonéziába. A tengeri navigációhoz elengedhetetlen volt az égbolt ismerete. Nemcsak jó minőségű földi, de megfelelő égi térképre is nagy szükség volt, főleg a jövőben indítandó kereskedelmi hajózáshoz. A két úriember a nevét, a déli égbolt feltérképezésével írta be magát a történelembe. Megfigyeléseiket az elsők között, a már korábban is említett Petrus Plancius használta fel, aki ennek nyomán 12 új déli csillagképet konstruált. Ezek egyike volt a Daru (Grus) csillagkép. A Daru először Petrus Plancius és Jodocus Hondius által készített éggömbön jelent meg 1598-ban. Az elnevezést Johann Bayer is átvette, és fel is tüntette az új konstellációt az 1603-ban kiadott híres Uranometria-ban. A Daru ekkor kerül először csillagtérképre. Később, egyéb alternatív elnevezések is felbukkantak például a kócsag és a flamingó, azonban Bayer munkájának népszerűsége oly nagy volt, hogy végül Plancius elnevezése győzedelmeskedett, és a XX. század első felében a Nemzetközi Csillagászati Unió is ezt fogadta el.

Grus-Bayer-Uraniometria

Johann Bayer csillagtérképének, az Uranometria-nak (1603) az úgynevezett déli madarakat ábrázoló lapja. A Daru (Grus) csillagkép a bal felső sarokban látható – Kép forrása: U.S. Navy Library

A Daru csillagkép „kialakítása” a szomszédos Déli Hal (Piscis Austrinus) rovására történt. A ma γ Gru-ként ismert, a Daru szemét jelölő kék óriás csillag, Ptolemaiosz Almagesztjében még a Déli Hal farkát alkotta. Erről a csillag Al Dhanab arab elnevezése is tanúskodik. A Dhanab szó farkat jelent, utalva a Déli Hal farkára. Bayer egyszerűen kiegyenesítette a Déli Halat, hogy az ne érintkezzen az újonnan született csillagalakzattal.

Grus-map6

A Daru (Grus) csillagkép és szomszédjai Ausztráli egén: Szobrász (Sculptor), Déli Hal (Piscis Austrinus), Mikroszkóp (Microscopium), Indián (Indus), Tukán (Tucana), Főnix (Phoenix)

Ennek, a nagy földrajzi felfedezések korában született csillagképnek, csak a legészakiabb része emelkedik hazánkban a horizont fölé. Az előbb említett γ Gru mindössze 5° magasan delel lakóhelyemről nézve. A csillagkép látnivalóinak személyes megcsodálásához délre kell utazni, bár nem feltétlenül kell elhagynunk Európát. Aki viszont a teljes konstellációt szeretné látni, annak el kell merészkednie nagyjából az északi szélesség 30°-ig. Bár még ott sem emelkedik túl magasra a horizont fölé.

A Daru (Grus) csillagkép irányába tekintve, a Tejútrendszerünk síkjától délre, attól már kellő messzeségben, pompás kilátás nyílik az igen távoli galaxisok világára. Errefelé fordítva a távcsövet, csillagvárosunkban nincs jelentős mennyiségű por, sem jelentős mennyiségű gáz, ami számottevően tompítaná a fényüket. Továbbá galaxisunk csillagainak koncentrációja is alacsonyabb, mint a korongban. Ezért is fésültem át ezt a területet is célpontok után kutatva.

Ez a régió főleg a galaxisok és kettőscsillagok kedvelőinek nyújt felejthetetlen élményeket, ám nem szabad elfeledkezni az IC5148 gyönyörű planetáris ködről sem. Aki pedig az igazán különleges csemegéket kedveli, az felkeresheti a Gliese 832-őt. Ez a 8.7 magnitúdó látszó fényességű vörös törpe csillag mindössze 16 fényévre van tőlünk. Különlegessége, hogy bolygórendszerrel rendelkezik, és a kettő ismert bolygójából az egyik, a Gliese 832c az (optimista) lakhatósági zónában kering. Ha van rajta víz, akkor elképzelhető, hogy az folyékony halmazállapotú. Ez az exobolygó a szuper-föld típusba tartozik, vagyis a Földnél csak néhányszor nagyobb tömegű.

Grus-map5

A Daru (Grus) csillagkép Ausztrália égboltján (Siding Spring 2015. 10. 14. 11:48 UT). A Tejút sávja viszonylag messze húzódik a konstellációtól.

Kinek kvartett, kinek trió

A Daru csillagkép területén található a Grus Kvartett, melyet az NGC7582, az NGC7590, az NGC7599 és a NGC7552 kölcsönható spirál galaxisok alkotnak. Az égen egymástól a legtávolabbi tagokat 42ˊ választja el egymástól. A különböző nyomtatott és internetes irodalmak gyakran hivatkoznak Grus Triplettként csak az NGC7582, az NGC7590, és az NGC7599 hármasára. Most akkor kvartett vagy trió? Mondhatni, ez csak látómező kérdése. Valójában mindegyikük egy nagyobb struktúrának, a laza IC1459 Grus galaxis csoportosulásnak a tagjai. A továbbiakban csak a képemen látható tagokkal fogok foglalkozni.

Grus-map3b-m1

Csillagtérkép a Grus Kvartetthez. A távcső látómezejébe csak az NGC7582, az NGC7590, az NGC7599 fért bele (baloldali kék kör). Az NGC7552 (jobboldali kék kör) kissé távolabb helyezkedik el az égen az előbb felsorolt három galaxishoz képest. A térkép baloldalán a Daru két csillaga, a θ Gru (4.3 magnitúdó) és az ι Gru (3.85 magnitúdó) látható.

A fotó alapján már elsőre is roppant szembetűnő, hogy a három spirál galaxis mennyire különböző. Szépségüket tekintve én még mindig nem tudtam eldönteni, hogy melyik a kedvencem. Talán nem is kell. Eltérő megjelenésük a távcső okulárján keresztül is szépen megmutatkozik, ahogy erről Sánta Gábor vizuális észlelése is tanúskodik. Gábor a megfigyelését még 2011. szeptember 27-én végezte Görögországban (Kotronas, Monastery Sotiros). 25 cm-es tükrös távcsövet és 163x nagyítást használt.

grus-kvartett_snt_25t_163x

„A 24ˊ-es LM három galaxist tartalmaz (NGC 7582, 7590, 7599), amely a kissé távolabbi (a LM-n kívül maradó) NGC 7552-vel kvartetté egészül ki. A látómező mindhárom galaxisa jókora méretű, az NGC 7582 kb. 5 x 1.5ˊ-es, centruma elliptikus, és nincs csillagszerű magja. Két folt látszik benne. Az NGC 7590 a legfényesebb, alakja háromszög (!), pereme éles. Csillagszerű magja neki sincsen, de a centrális rész 1ˊ kiterjedésű, fényes. Északi részén egy markáns spirálkar látható. Az NGC 7599 a legnagyobb és egyszersmind a leghalványabb a három objektum közül. 5 x 2ˊ-es foltja igen diffúz, centruma alig van. A keleti részén egy alacsony kontrasztú foltocska látható.”

Az NGC7582

NGC7582-fn-cut1

NGC7582 – Morfológiai besorolása: R1SB(s)ab. Távolsága (középérték): 22Mpc. Látszólagos mérete az égen: 5ˊ x 2.1ˊ. Fényessége: 11 magnitúdó

A Tejútrendszerünkhöz hasonló méretű, körülbelül 100-135 ezer fényév átmérőjű NGC7582 küllős spirál galaxis a legalaposabban tanulmányozott a hármasból. Tudományos értelemben is ő az egyik legérdekesebb. Kompakt magja a lencse alakú központi régiónál sokkalta fényesebben ragyog. A korongban, mivel a galaxis majdnem élével fordul felénk, lehetetlen spirális struktúrákat felfedezni, de így is nagyon jól látszik, hogy roppant komplex a felépítése. Itt-ott csillagkeletkezési régiók tűnnek fel, porsávok, foltok tarkítják. Ennek a zűrzavaros sokszínűségnek szöges ellentétei, a korong két átellenes pontjaiból kiinduló, kis felületi fényességű, vastag külső spirálkarok. Ezek simák, nincsenek benne igazán feltűnő struktúrák. A külső karok szinte teljesen körülölelik az NC7582-t, egy úgynevezett álgyűrűt (pseudoring) alkotnak a galaxis körül.

PR1-galaxy

Az NGC7582 így nézne ki, ha merőlegesen látnánk rá. A karok gyűrűként (pseudoring) ölelik körül a fényes, lencse alakú, küllős szerkezetű korongot. Forrás: Ronald J. Buta

Megfigyelések szerint, a küllős spirál galaxisok 10%-kának van a galaxist körülvevő külső gyűrűje, vagy álgyűrűje. Tekintve, hogy ezek felületi fényessége igen alacsony, a valóságban akár 20% is lehet a valódi arány. E képződmények általában kissé kékes árnyalatúak, jellemző rájuk némi kék színtöbblet. Létezésükre a magyarázat, a küllős spirál galaxisok belső dinamikájában keresendő. Az egyik legvalószínűbb elképzelés szerint a csillagok és a csillagközi anyag centrum körüli mozgása és a rotáló küllő közötti, úgynevezett keringési rezonancia hozza létre a gyűrű alakú struktúrákat. Amennyiben a küllő forgása során megelőzi, lehagyja a külsőbb régióban lévő csillagokat és intersztelláris gázt, azok epiciklusos galaktikus keringése során, akkor milliárd éves időskálán kialakul a külső gyűrű. A küllő képes teljesen átrendezni a spirál galaxist, miközben maga is változik, fejlődik. A álgyűrűk és külsőgyűrűk között nem mindig egyszerű különbséget tenni, ráadásul a szimulációk szerint fejlődési kapcsolat van közöttük.

Barred_galaxy_High_Pattern_Speed_Evo

A gyűrűk (ring), álgyűrűk (pseudoring) kialakulása, evolúciója olyan küllős spirál galaxisokban, ahol a küllő mintázat nagy szögsebességgel forog. Az egyes sorok különböző szögsebességre vonatkozó eseteket mutatnak be. Forrás: Byrd és mások

Lassan két évtizedes felismerés, hogy az aktív galaxis maggal rendelkező csillagrendszerek centrumának néhányszor 100 pc sugarú környezetében sokszor igen nagyszámú fiatal és középkorú csillag figyelhető meg. Ez sokkal kevésbé jellemző a nem aktív magú társaikra. De mi az oka ennek? Az aktív magú galaxisoknál a korong síkjában gáz áramlik befelé a centrumba. A masszív beáramlás heves csillagkeletkezést vált ki a centrum környékén, továbbá ellátja a mag aktvitásáért felelős központi szupermasszív fekete lyukat gázzal, kielégítve annak „határtalan étvágyát”, és így fenntartva a mag aktivitását. Egy másik elképzelése szerint a beáramló gáz többnyire csak a csillagkeletkezésért felelős, míg az így keletkező csillagok életük folyamán elszenvedett tömegvesztéséből (csillagszél, külső héjak ledobása) és a szupernóva-robbanásokból származik annak a gáznak túlnyomórésze, amit a galaxis centrumában lévő fekete lyuk elnyel. A második teória szerint, a csillagkeletkezés valamivel megelőzi a mag aktivizálódását.

A csillagászok a fentebb vázolt folyamatok tanulmányozása végett az NGC7582-őt is górcső alá vették, ugyanis az Seyfert 2 típusú, aktív magú galaxis. A vizsgálatok szerint, por takarta centrumában a szupermasszív fekete lyuk tömege 55-70 milliószorosa a Napunkénak. Több csillagkeletkezési régió is megfigyelhető a mag közelében, melyek nagyjából 190 pc sugarú gyűrű mentén helyezkednek el. Ezek a területek bővelkednek a fiatal, nagytömegű csillagokban. Sugárzásával két csillagbölcső is kiemelkedik a csillagkeletkezési gyűrűből. Fluxusuk alapján, ezek egyenként nagyságrendileg 1000 darab, 5 millió év körüli, nagytömegű O6 típusú csillagot tartalmaznak. A csillagászok megvizsgálva a molekuláris gáz mozgását, azt találták, hogy az az NGC7582 korongja mentén áramlik befelé a centrum irányába. Ez a beáramlás strukturált, úgynevezett magbéli küllő (nuclear bar) mentén történik. (Küllős spirál galaxisok esetében a magbéli küllő jóval kisebb, mint a galaxis fő küllője. Az, eme utóbbiba ágyazódva, a galaxis centrumában található. Adott esetben még az orientációjuk is eltérő lehet.) A gáz a centrumban egyenletes eloszlású. Mivel a csillagkeletkezési gyűrű mentén nem mutatható ki egyértelmű sűrűsödés, vagyis úton a fekete lyuk felé a „készletek” nem csappannak meg, a gáz képes eljutni egészen a „célig”. A csillagászok az NGC7582 esetében kiszámolták, hogy mennyi gázt kell begyűjtenie a magnak évente ahhoz, hogy a röntgentartományban megfigyelhető sugárzását fedezni tudja. A megfigyelt beáramlás ezt igen hosszútávon képes biztosítani. Meghatározták azt is, hogy a gyűrű csillagainak mekkora az éves tömegvesztesége. Ez is nagyságrendekkel több, mint ami az aktív mag sugárzásának a fenntartásához kell. Vagyis akár a csillagok szele is, évmilliók alatt eljutva a központig, képes lehet táplálni a fekete lyukat.

NGC7582-core02

Felül a baloldalon az NGC7582 központi része. Felül jobboldalon a Hubble űrtávcső WFPC2 kamerájával készült felvétel a mag vidékéről. Lent a galaxis magvidékének Brγ fluxus térképe. (A Brγ hidrogén emisszió a HII régiók, így közvetve OB csillagok jelenlétére utal.) A magenta körök a fiatal csillaghalmazokat jelölik. Forrás: Rogemar A. Riffel és mások.

Az NGC7582 esetében a kutatók egyelőre nem tudták egyértelműen eldönteni, hogy a mag aktivitása a csillagkeletkezési hullámnak köszönhető-e, vagy mind a kettőt szimplán a galaxis centrumába beáramló gáz indítja be. Mind a kettő lehet igaz. A dolgot az is nehezítette, hogy nem a most megfigyelhető csillagkeletkezési hullám volt az első ebben a galaxisban. Ezt megelőzőleg, legalább 10 millió éve is volt egy nagyobb. Így e csillagok tömegveszteségéből származó gáz mára már akár el is elérhette a fekete lyukat. A csillagok termelése pedig tovább folyik. Egyes vizsgálati eredmények arra utalnak, hogy a gyűrűn belül egy újabb születési hullám van kibontakozóban. Az NGC7582 esete is jól mutatja, hogy a spirál galaxisokban a centrum környéki heves csillagkeletkezés és az aktív galaxis mag gyakorta kéz a kézben járnak, a mögöttes pontos mechanizmusok azonban még továbbra is tisztázásra szorulnak.

Az NGC7590 és az NGC7599

NGC7590-99-fn-cut1

Felül az NGC7599 – Morfológiai besorolása: SB(s)c. Távolsága (középérték): 19.7 Mpc (elég pontatlanul ismert). Látszólagos mérete az égen: 4.4ˊ x 1.3ˊ. Fényessége: 12 magnitúdó

Alul az NGC7590 – Morfológiai besorolása: SA(rs)bc. Távolsága (középérték): 25.5 Mpc (elég pontatlanul ismert). Látszólagos mérete az égen: 2.7ˊ x 1ˊ. Fényessége: 12 magnitúdó

A két galaxis tudományos szempontból sokkal „elhanyagoltabb”, mint az NGC7582. Mivel csak igen kevés kutatás foglalkozott konkrétan velük, így én is csak nagyon röviden írnék róluk.

A távolságadatok bizonytalansága ellenére elmondható, hogy a két galaxis közül az NGC7599 a nagyobb, hozzávetőlegesen 90000 fényév az átmérője. Ugyan az NGC7590 távolsága még az előző galaxisénál is pontatlanabbul ismert, ám ha a távolságértékek közül a legnagyobbat választjuk ki, még akkor is durván 10000 fényévvel alulmarad a versenyben.

Az NGC7590-et és NGC7599-et viszonylag egyszerű spirális struktúrával áldotta meg a természet. Azonban, ez utóbbinak a karjait több csillagkeletkezési régiónak és fényes csillaghalmaznak a foltja tarkítja, és több a karokban az elágazás. Azért az NGC7590-nek sincs szégyenkeznivalója. Kompakt magja fényesen ragyog az egész galaxishoz mérten, belső diszkje domináns.

Az NGC7590 Seyfert 2 típusú galaxis. Legalábbis ezt a besorolást kapta 1999-ben az ASCA (Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics) röntgentávcsővel végzett megfigyelések alapján. Már akkor voltak olyan kutatók, akik az eszköz kis szögfelbontása miatt (∼1ˊ PSF FWHM) kétségbe vonták, hogy a sugárzás csakis a galaxis magjából ered. A kétkedőket igazolta az a 2010-es tanulmány, mely már a modernebb, így sokkal jobb szögfelbontású (∼6˝ PSF FWHM) XMM-Newton röntgentávcső megfigyeléseire támaszkodott. Kiderült, hogy a megfigyelt sugárzás túlnyomórésze egy a centrumon kívüli ultrafényes röntgenforrástól (ULX: ultra-luminous X ray source), illetve a galaxis egy kiterjedtebb részétől származik. A mag röntgensugárzása igen-igen gyenge az előzőleg felsorolt forrásokhoz képest, melynek legvalószínűbb oka, hogy a sugárzás forrását tekintélyes mennyiségű, a röntgensugárzást elnyelő anyag veszi körbe. Mivel az NGC7590-re majdnem oldalról látunk rá, a Seyfert galaxisok általános modellje szerint (lásd a lenti ábrát), a fekete lyukat körülvevő vastag portórusz felfogja a sugárzás zömét. Ez azonban csak egy lehetséges magyarázat. A tanulmány szerzői is kiemelik, hogy további megfigyelésekre van szükség ahhoz, hogy egészen biztosan kijelenthessük: az NGC7590 Seyfert 2 típúsú galaxis, közepében egy aktív maggal, annak szívében egy szupermasszív fekete lyukkal.

Seyfert_uniform

Az ábra a Seyfert galaxisok általános modelljét szemlélteti. A központi sugárzás forrását, molekula felhők tórusza veszi körül. Ezek a felhők portartalmuknak, és a szabad elektronoknak köszönhetően bizonyos betekintési szög esetén leárnyékolják a magban keletkező sugárzás zömét. A Seyfert 1 típusú galaxisoknál a pólusok felől belátunk a rendszerbe, míg a Seyfert 2 típusúak esetén legfeljebb a szórt sugárzást (electron scattering) figyelhetjük csak meg. Forrás: H. Netzter

Az NGC7590 példája is jól mutatja, hogy a műszerek fejlődésével miként változik egy adott objektumról, jelenségről, így a világegyetem működéséről alkotott kép.

Számomra különösen érdekes, hogy mind az előző pontban tárgyalt NGC7582, mind az NGC7590 (valószínűleg) aktív magú (Seyfert 2 típusú) galaxis, mégis mennyire merőben más a felépítésük. Nem irigylésre méltó a csillagászok helyzete, rendszert kell alkotniuk, és az elméleteiknek igen változatos környezetben is helyt kell állniuk.

Galaxisok a háttérben

NGC7582-90-99-LRGB-20151014-T30-300s-TTK_lab4

A háttérben több száz galaxis látható. Csak a Pixinsight beépített programja (ImageSolver script) 68 PGC katalógusbeli galaxist azonosított a látómezőben. A galaxishalmazok közül, az Abell S1111-et emelném ki, mely igen hangsúlyos szerepet játszott abban, hogy a többi jelölt helyett, inkább az égbolt e területét választottam. Érdemes a képre kattintani, és a nagyobb felbontású változatot tanulmányozni.

Az előzőekben tárgyalt három spirál galaxis „csupán” 20-25 Mpc (65-80 millió fényév) távolságban van. A fény akkor indult útnak felénk, amikor még a dinoszauruszok uralkodtak a Földön, ám ez lassan a végéhez közeledett. Vajon milyen messze van a felvételen látható többi galaxis? Távoliak, és ezért látszanak kisebbnek, vagy csupán eltörpülnek az NGC7582, az NGC7590, az NGC7599 mellet? Az apró fénypöttyök galaxisunkhoz tartozó előtér csillagok, vagy szinte felfoghatatlan messzeségben lévő extragalaktikus objektumok?

A kérdések megválaszolásához először azonosítanom kellett az objektumokat, majd a publikusan elérhető adatbázisokból (NASA/IPAC Extragalactic Database, Simbad) ki kellett keresnem a távolságukat. A kis hobbikutatás oroszlánrészét nem manuálisan, hanem számítógépes programok (Pixinsight, Astrometry) segítségével végeztem el. Meg kellett állapítanom, hogy a galaxisnak vagy kvazárnak bizonyuló objektumok nagytöbbsége esetén, a pozícióján, a látszó méretén és a fényességadatain túl szinte semmilyen információ nem nyerhető ki a fent említett adatbázisokból. Szerencsére azért akadtak szép számmal olyanok is, ahol legalább a vöröseltolódást megmérték valamikor a múltban.

A világegyetem tágulásának köszönhetően a galaxisok távolodnak tőlünk, méghozzá annál nagyobb sebességgel, minél nagyobb a távolságuk. Ez az összefüggést nevezik Hubble-törvénynek. A Doppler-effektus miatt, a távolodó égitest spektrumában a színképvonalak a sebességgel arányosan a vörös szín felé tolódnak. Tehát a mérhető vöröseltolódásból kiszámítható a távolodás sebesség, s így Hubble-törvény felhasználásával megkapható a távolság.

A kozmológiában egy vöröseltolódáshoz többfajta távolság típus tartozik. Erről Dr. Kiss László írt egy remek összefoglalót pár éve az MCSE oldalán. Én itt a fényidőtávolságot fogom használni, pontosabban azt a visszatekintési időt, amennyi év alatt a fény elér hozzánk.  A legközelebbi csillagról a fény 4 év alatt ér ide, azaz mondhatjuk azt, hogy távolsága 4 fényév. Hasonlóan kiszámítható, hogy egy z vöröseltolódású galaxisból kibocsátott fény mennyi ideig utazott, ami a fényidőtávolság, vagy a visszatekintési időből származó távolság definiálását teszi lehetővé.

Lássuk ezek után, hogy mi a megfogalmazott kérdésekre a válasz! Nem szándékozom az olvasót hosszas felsorolással untatni, így csak pár objektumot ragadnék ki.

Kezdjük rögtön egy kivétellel. A PGC 70982 nagyságrendileg az NGC7582, az NGC7590, és az NGC7599 távolságában van. A galaxisok nagytöbbsége azonban nem a méretüknek köszönhetőn látszik kisebbnek. Rögtön az Abell S1111 galaxishalmazzal kezdeném (lásd a fenti képet), melyről a fény durván 600 millió évig utazott hozzánk. Megduplázva a „tétet”, a PGC 123621 közel 1.4 milliárd fényéves távolságból ragyog ránk. Igazi óriás, a látszó mérete alapján elsőre nem gondoltam volna, hogy ennyire távoli. Az RX J231829.9-422041 röntgenforrás, és aktív magú galaxis 3.4 milliárd fényévnyi távolságban van. De az abszolút rekorder, legalábbis a képen látható, és ismert vöröseltolódású objektumok között a PKS 2315-424 katalógusjelű kvazár, mely 11 milliárd évvel ezelőtt bocsájtotta ki azokat a fotonokat, melyeket most a CCD kamera érzékelői felfogtak. Ekkora távolságból, a galaxis aktív magja, ez ugyanis maga a kvazár, mindössze egy kékes színű csillagnak látszik a felvételen.

NGC7582-90-99-LRGB-20151014-T30-300s-TTK_labs4

Az alábbi táblázat, a fenti képen megjelölt extra galaktikus objektumok vöröseltolódását, visszatekintési idejét, fényességét, és az objektum típusát tartalmazza.

Anélkül, hogy pontosan megmagyaráznám (természetesen az olvasó szabadon utánanézhet a szakirodalomban), a távolság kiszámításánál a kozmológiai korrekcióban a következő értékek kerültek felhasználásra: H = 73.00 km/sec/Mpc, Ωmatter=0.27, Ωvacuum=0.73. Az adatok forrása: NASA/IPAC Extragalactic Database (NED)

Objektum z (vöröseltolódás) visszatekintési idő fényesség (magnitúdó) típus
PGC 70982 0.005397 ± 0.000267 61 millió év 16.09 Galaxis
PGC 093936 0.054491 ± 0.000133 693 millió év 18.21 Galaxis
PGC 071043 0.054541 ± 0.000133 693 millió év 14.2 (R) Galaxis (BL Lac?)
PGC 164573 0.056656 ± 0.000150 720 millió év 16.82 Galaxis
PGC 123621 0.112621 ± 0.000163 1387 millió év 16.81 Galaxis
PGC 126608 0.141114 ± 0.000350 1708 millió év 18.28 Galaxis
RX J231829.9-422041 0.316000 3433 millió év ? Aktív Galaxis (Röntgenforrás)
PKS 2315-424 2.850000 11093 millió év 19.58 Kvazár

Végül teljesült hát a vágyam. Készítettem, amatőrcsillagászati léptékben nagy átmérőjű távcsővel egy olyan felvételt, amin az előtérben több galaxis uralja a látványt, míg a háttérben távoliak sokasága látható.

Lehet, hogy hosszabb és több expozícióval még „mélyebbre” tekinthettem volna. Talán léteznek ennél részletesebb, vagy szebb felvételek. De ez nekem mind nem számít, csak maga az élmény, melyet a terület kiválasztása, a felvételek feldolgozása, a témával való foglalkozás jelentett. Ezt pedig minden egyes alkalommal felidézhetem, mikor majd elsétálok otthon a falra akasztott kép mellett, és vetek rá egy hosszabb-rövidebb pillantást.

Felhasznált irodalom:

Ian Ridpath: Star Tales (Grus)

R.A. Wittenmyer, Mikko Tuomi, R.P. Butler, H.R.A. Jones, Guillem Anglada-Escude, Jonathan Horner, C.G. Tinney, J.P. Marshall, B.D. Carter, J. Bailey, G.S. Salter, S.J. O’Toole, D. Wright, J.D. Crane, S.A. Schectman, P. Arriagada, I. Thompson, D. Minniti, J.S. Jenkins, M. Diaz: GJ 832c: A super-earth in the habitable zone

Stephen James O’Meara: Deep-Sky Companions: Southern Gems (ISBN: 9781107015012)

John Kormendy: Secular Evolution in Disk Galaxies

Ronald J. Buta: Galaxy Morphology

J. A. Acosta-Pulido, A. M. Pérez García, M. A. Prieto, J. M. Rodríguez-Espinosa, L. M. Cairós: The MID-IR emission of seyfert galaxies: relevance for CANARICAM

Rogemar A. Riffel, Thaisa Storchi-Bergmann, Oli L. Dors Jr, Claudia Winge: AGN-Starburst connection in NGC7582: Gemini near-infrared spectrograph integral field unit observations

X. W. Shu, T. Liu, J. X. Wang: XMM Observations of the Seyfert 2 Galaxy NGC 7590: the Nature of X-ray Absorption

J. S. Farnes, D. A. Green, N. G. Kantharia: Spectropolarimetry with the Giant Metrewave Radio Telescope at 610 MHz: a case study of two Southern Compact Group fields

H. Netzter: AGN EMISSION LINES