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

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

Az NGC6503 galaxis a Sárkány csillagképben.

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

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

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

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

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

Lokális Ritkulás

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

cosmic_web2_s

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Local_Group_and_its_immediate_vicinity.jpg

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

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

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

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

Laniakea-Local_Void1

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

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

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

NGC6503

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

ESO 461-36 - NGC6503 - 15 ivpec - 2

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

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

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

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

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

NGC6503-map1

Az NGC6503 a Sárkány csillagképben.

NGC6503-map2

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

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

NGC6503 2015-06-10 HST

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

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

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

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

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

NGC6503-nuclear-spiral

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

NGC6305-bar-spiral-NIR

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

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

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

NGC6503 Ha-NIR

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

A csillagászokat azonban nemcsak az ionizált hidrogén, hanem a galaxis teljes hidrogénkészletének mennyisége, illetve eloszlása is érdekelte. Hogy a HI régiókról képet kaphassanak a csillagászok, a VLA (Very Large Array) rádiótávcső rendszerrel a 21 cm-es hullámhosszon figyelték meg az NGC6503-at. A HI régiók olyan intersztelláris felhők, melyeket javarészt atomos hidrogén alkot (a területek ionizációs foka jellemzően igen alacsony: 1:10000) némi héliummal, és a héliumnál nehezebb elemekkel szennyezve. A 21 cm-es rádiósugárzás a hidrogén hiperfinom szerkezetében nagyon kis spontán valószínűséggel (A=2.88×10−15 s−1 ≈ 1/107 év) végbemenő átmenetnek köszönhetően keletkezik. Nagyon leegyszerűsítve, tekintsük a hidrogén atom protonjának és elektronjának spinjét kvantummechanikai impulzusmomentumnak. Egy adott spin állapot hiperfinom állapotokra bomlik a proton és az elektron spinjei szerint. Nagyobb energiájú állapotról van szó, amikor a proton és az elektron spinje megegyezik, azzal szemben, amikor éppen ellentétes. A két energiaállapot közötti hiperfinom átmenetkor keletkezik az említett sugárzás.  Mivel ez a jelenség csak roppant kis valószínűséggel következik be, így jelentős mennyiségű atomos hidrogéngáznak kell jelen lennie ahhoz, hogy ezen a hullámhosszon a csillagászok megfigyelhessék a sugárzásukat.

21cm-es_sugarzas

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

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

NGC6503-HI

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

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

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

NGC6503-LEGUS-comp1cl1

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

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

NGC6503-LEGUS-Blue-Red

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

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

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

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

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

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

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

NGC6503-d1

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

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

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

Forrás: J. Koda és mások

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

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

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

M106-NGC4254-TRGB-example

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

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

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

Felhasznált irodalom:

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

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

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

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

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

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

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

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

CLUES (Constrained Local UniversE Simulations) projekt

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

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

A Hickson68 kompakt galaxiscsoport a Vadászebek csillagképben

2017-03-26, 2017-03-28 – Göd

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

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

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

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

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

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

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

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

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

Hickson68-map1

A Hickson68 elhelyezkedése az égen.

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

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

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

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

A „kvintettnek”, az égbolton egymáshoz igen közel látszó két galaxisa az NGC5353 és az NGC5354. Mind a kettő úgynevezett lentikuláris galaxis. Ez a típus átmenetet képez a spirál és az elliptikus galaxisok között. A lentikuláris galaxisok alapvetően diszk alakúak akárcsak a spirál galaxisok. Nincsenek azonban spirálkarjaik, a korongban nem figyelhetők meg határozott struktúrák. Jellemző rájuk, hogy a központi dudor a galaxis korongjához képest viszonylag nagyméretű, és meghatározó a galaxis felépítése szempontjából.

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

Sersic_models

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

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

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

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

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

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

agn_tipusok

Aktív galaxismag sematikus vázlata.

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

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

NGC5353-NGC5354-radio_core01-cut1

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

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

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

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

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

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

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

Paul Hickson interjú

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

Paul Hickson

Paul Hickson – Fotó: Oscar Saa, CTIO

Először is köszönöm, hogy elfogadta a felkérést!

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

P.H.: „Szép fénykép!”

Köszönöm!

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

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

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

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

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

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

Mik a tudományos tervei a jövőre nézve?

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

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

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

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

 

Felhasznált irodalom:

P. Hickson: Systematic properties of compact groups of galaxies

P. Hickson: Compact groups of galaxies

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Adatok: NED és SIMBAD adatbázisok

NGC2808 – Csillagok generációi a gömbhalmazokban

NGC2808-LRGB-20170220-T32-180s-TTK

Az NGC2808 gömbhalmaz

2017-02-20, 2017-02-21 – Siding Spring Observatory

21 x 180 sec L, 8 x 180 sec R, 8 x 180 sec G, 8 x 180 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.

A gömbhalmazokról írt összefoglaló cikkem írásakor merült fel bennem először, hogy felvételt készítsek az NGC2808-ról. A déli Hajógerinc (Carina) csillagképben található, ezért nálunk sosem emelkedik a horizont fölé. A megfigyeléséhez vagy délre kell utazunk, vagy távcsőidőt kell bérelnünk ott. Én eme utóbbi megoldást választottam.

NGC2808-map1

Az NGC2808 a déli Hajógerinc (Carina) csillagképben.

Az NGC2808 a Tejútrendszer ősi csillaghalmazai között is igazi óriásnak számít. Ugyan van nála nagyobb, és masszívabb is akad, de 130 fényéves átmérője és tömege, ami 1.42 milliószorosa Napunkénak, így is messze kimagaslónak számít a gömbhalmazok mezőnyében. Csillagai extrém koncentrációt mutatnak a mag felé. A 12 fokozatú Shapley-Sawyer féle osztályozás szerint, mely a gömbhalmazok előbb említett tulajdonságon alapszik, az I. osztályba tartozik. Nem sok riválisa akad. Csak a hazánkból is megfigyelhető M75 (Nyilas csillagkép), és az NGC7006 (Delfin csillagkép) esetében tapasztalhatunk hasonlót. Ezek viszont fényességben és méretben is elmaradnak tőle. Megjegyzem, hogy talán éppen a csillagok koncentrációja, és a mag döbbenetes fényessége jelentette a legnagyobb nehézséget a kép kidolgozása során. Ennek részleteivel azonban nem untatnám az olvasót.

NGC2808-Tejutrendszer2

Az NGC2808 elhelyezkedése a Tejútrendszerben. Napunkat a kis sárga pöttyjelöli.

Talán már magában az NGC2808 impozáns paraméterei, illetve az ennek köszönhető látványa is izgalmassá tenné a 31300 fényévre (9.1 kpc) lévő, 6.2 magnitúdós gömbhalmazt. Én elsősorban mégsem ezért választottam ki. A gömbhalmazok megismerésében játszott kulcsfontosságú szerepe volt az, ami számomra különösen érdekessé tette.

Sokáig úgy gondolták a csillagászok, hogy a gömbhalmazok csillagjai egyszerre keletkeztek. Kémiai összetételük éppen ezért teljesen homogén. A gömbhalmazok korát, azok Hertzsprung-Russel diagramja (HRD) alapján határozták meg, élve az előbbi feltételezéssel. Az egyszerre született, azonos fémtartalmú csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ.

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. Az újabb és újabb csillaggenerációk egyre több fémet tartalmaztak, így minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag a Naphoz képest, annál ősibb objektum. Kezdetben csak a vas és a hidrogén arányát vizsgálták, és ez alapján vontak le következtetéseket. Később azonban más elemek hidrogénhez viszonyított arányát is elkezdték vizsgálni, amikor arra voltak kíváncsiak, hogy eltérő-e két csillag kémiai összetétele. Mint ezt később látni fogjuk, csak a vas relatív mennyisége nem mindig árulkodó.

A nagyobb tömegű fényesebb és forróbb csillagok hamarabb elhasználják hidrogén készleteiket, és elhagyják a fősorozatot. Az idő előrehaladtával már csak a kisebb tömegű, és kevésbé fényes csillagok maradnak a fősorozaton.

M55HRD-label

Nincs „tipikus” gömbhalmaz, de az M55 Hertzsprung-Russel diagramja jól szemlélteti a szövegben foglaltakat. Main sequence – Fősorozat, Red giant branch – Vörös óriás ág, Horizontal Branch – Horizontális ág, AGB (Asymptotic Branch) – Aszimptotikus óriás ág, Blue stragglers – Kék vándorok, White dwarfs – Fehér törpék

Az ábra forrása: Australia Telescope National Facility (ATNF)

Megnézve egy gömbhalmaz Hertzsprung-Russel diagramját rögtön szembetűnő, hogy a valaha legfényesebb, a Nap tömegét több mint nyolcszorosan meghaladó csillagok mind hiányoznak a fősorozatról. Ezek réges-régen „kihunytak”, miután szupernóvaként lángoltak fel. De a közepes tömegűeket, vagyis a Nap tömegét nagyjából kétszeresen, de maximum nyolcszorosan meghaladó csillagokat sem találjuk már ott. Bennük is leálltak a fúziós energiatermelő folyamatok, ma a gömbhalmazok fehér törpe populációját gyarapítják, hogy aztán sok-sok évmilliárd év alatt nagyon lassan kihűljenek. 10 milliárd év után a gömbhalmazokban – márpedig a Tejútrendszer gömbhalmazai jellemzően ennél is idősebbek -, már csak a Nap tömegével összemérhető, illetve a Nap tömegénél kisebb tömegű csillagok belsejében folyik energiatermelés. Azonban, ezekből is a nagyobb tömegűek magjában már kifogytak a hidrogénkészletek, és így el is hagyták a fősorozatot. Miután a csillag fejlődése során a magban elfogy a hidrogén, ennek héliummá történő átalakítása a magot körülvevő külső héjba tevődik át, és a csillag felfúvódva a vörös óriás állapotba jut. A horizontális ág tagjai a magjukban már héliumból szenet hoznak létre. (Elméleti megfontolások szerint, ehhez legalább nagyjából 0.5 naptömeg szükséges.) Ennek az ágnak a csillagai kis fémtartalmú ősi, kisebb tömegű csillagok. A Naphoz hasonló, vagy csak valamivel kisebb fémtartalmú, és tömegű csillagok nem „foglalják el” a horizontális ágat, csak némileg válnak forróbbá, miközben luminozitásuk csökken (Red Clump). Miután a hélium is elfogy az addigra szénben és oxigénben gazdag magban, a fúzió az azt körülvevő külső héjba tevődik át. Az energia nagy része azonban nem itt keletkezik, hanem a külsőbb hidrogén héjban. A csillag külső rétegei ismét felfúvódnak és lehűlnek. Ennek köszönhetően a csillag fényessége ismét megnő, túlszárnyalva a korábbi vörös óriás fázist, színe pedig ismét a vörös felé tolódik. A csillag elfoglalja helyét az aszimptotikus óriás ágon (AGB fázis). Innen, ezeknek a csillagoknak útja is a fehér törpe állapot felé vezet, ugyanis már a Napunk tömege is kevés ahhoz, hogy valaha is beinduljon a magjában a szén vagy az oxigén fúziója, nem is beszélve a nála kisebb tömegű csillagokról.

Evolutionary_track_1m.svg

Nagyjából 1 naptömegű csillag fejlődési útvonala a fősorozat után a Hertzsprung-Russel diagramon. A gömbhalmazok ma megfigyelhető, a fősorozatról korábban eltávozott csillagjai is nagyjából hasonló utat járnak be. Jelenleg, tömegüktől függően, a görbe valamelyik pontjának közelében tartózkodnak. A pontos útvonal azonban függ a csillag kémiai összetételétől is.

Ábra forrása: Wikipedia.org

Minél idősebb egy halmaz, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” a vörös óriás ág felé. Felrajzolva a HRD-t egy adott halmazra, az előbb említett pontnak a meghatározásával, továbbá felhasználva a csillagfejlődési elméleteket, izokron illesztésével megbecsülhető a halmaz kora. Az izokron a csillagfejlődésben használt kifejezés, mely a HRD-n az azonos korú csillagokat összekötő görbét jelöli. Évtizedeken keresztül alkalmazták a módszert a csillagászok, és végig egyetlen csillaggenerációt feltételezve, keresték azt „az egyetlen” görbét, mely a legjobban illeszkedik az adott halmaz Hertzsprung-Russel diagramjára. A gömbhalmazokat a csillagfejlődési elméletek tökéletesítésére, tesztelésére, kalibrálására használták, és természetesen használják még a mai napig is. De e halmazok révén a Tejútrendszer és más galaxisok kialakulásával, evolúciójával kapcsolatos elméletek is ellenőrizhetők. Fontos tehát, hogy a csillagászok alaposan ismerjék felépítésüket, tulajdonságaikat.

Mindig is volt azonban egy bizonyos probléma a gömbhalmazok Hertzsprung-Russel diagramjával kapcsolatban, ami nagyon zavarta a csillagászokat, és a múlt század hatvanas éveitől kezdve évtizedeken át nem lelték a megoldását.

Azt viszonylag hamar felismerték (ezt korábban már említettem is), hogy a csillagok „működése”, fejlődése nagyban függ a fémtartalomtól. Némileg más utat jár be a fémekben szegény csillag a HRD-n, mint a fémekben gazdagabb. A fémtartalom a csillag színhőmérsékletére is kihat. A fémekben szegények kékebbek, mint a fémekben gazdagabbak. Éppen ezért a fémekben gazdagabb gömbhalmazoknak általában vörösebbek a horizontális ágon tartózkodó csillagjai. Találtak tehát egy paramétert, amivel a horizontális ágak morfológiájának különbségét magyarázni lehetett. A halmazok horizontális ágán lévő csillagok színeloszlása azonban még így is furcsa devianciát mutatott bizonyos esetekben.

GC_masodik_parameter1-m

Az ábrán fémekben gazdagabb négy halmaz szín-fényesség diagramja (HRD) látható. A vízszintes tengelyen B és V szűrővel mért fényesség értékek különbsége van feltüntetve (ez tekinthető a csillagok színének) a színképosztály helyett. A függőleges tengelyen pedig V színszűrővel felvett fényességérték szerepel. Figyeljük meg, hogy míg a felső kettő horizontális ága csak egy „vörös csonkból” áll, vagyis vöröses árnyalatú csillagok alkotják, addig az alsó kettő horizontális ága, a vörös csillagokat követő résen túl (balra), kékes csillagokban is bővelkedik. Hasonló a fémtartalom, pontosabban a vas hidrogénhez viszonyított aránya, de mégis eltérő a horizontális ág morfológiája. Ábra forrása: C. Sosin és mások.

A csillagászok találtak olyan nagyjából hasonló fémtartalmú, hasonló vas/hidrogén arányú gömbhalmazokat, melyek horizontális ágai meglepően más képet mutattak. Egyeseké vörösebb, másoké inkább kékes árnyalatú volt, de akadtak a kettő között átmenetet képezők is. Mintha ezek nem akarták volna betartani az előbb felvázolt „szabályt”. A kutatók lázasan keresték, hogy a fémtartalom mellett a halmazok milyen más paramétere lehet hatással a horizontális brancs eloszlására. Innen származik a szakirodalomban használt elnevezés is: a második paraméter problémája.

Ennek egy példája látható a fenti ábrán is. A fémekben gazdagabb gömbhalmazok horizontális ágának vörös csillagait tökéletesen le lehetett írni a korabeli csillagfejlődési elméletekkel, melyek már a fémtartalommal is számoltak. A kékes csillagok előtt viszont némileg értetlenül álltak a csillagászok. Ezeknek nem kellett volna ott lenniük, csakis a fémszegény halmazokban tudták értelmezni a jelenlétüket.

A második paraméterre az idők folyamán több jelölt született. Ezek közül nagyon röviden megemlítenék néhányat. Volt, amelyik a fémtartalom mellett, a halmazok korkülönbségét nevezte meg második paraméterként. Sokáig talán ez volt a legnépszerűbb elképzelés. Mások lokális okokra hivatkoztak. Az egyik ilyen szerint a halmazokon belül a csillagok sűrűsége fontos tényező, ez ugyanis indirekt módon kihatással bír a csillagok késői fejlődési állapotában történő tömegvesztésre, amivel pedig megmagyarázható, hogy miért is különbözőek az azonos fémtartalmú halmazok horizontális ágai. Olyan elképzelés is akadt, mely az eltérő szén-nitrogén-oxigén (CNO) tartalmat tette felelőssé. A horizontális ág csillagainak magjában hélium fúzió zajlik, míg az azt körülvevő héjban pedig hidrogén fúzió. Eme utóbbira pedig nagy hatással van, hogy mekkora a szén-nitrogén-oxigén aránya a csillagban (CNO-ciklus). Mivel a szén-nitrogén-oxigén mennyisége a csillagban befolyásolja annak energiatermelését, így nagyban meghatározza, hogy az hol foglal helyet a Hertzsprung-Russel diagram horizontális ágán. Önmagában végül egyik elképzelés sem volt képes megoldani a problémát.

Az NGC2808 szintén a problémás esetek közé tartozott. Már a múlt század hetvenes éveiben ismert volt a tény, hogy horizontális ágát vörös és kék csillagok alkotják, melyeket tekintélyes rés választ el egymástól. A két csoport között teljesen hiányoztak a „köztes színű” csillagok.

A Hubble űrtávcső teljesen új fejezetet nyitott a csillagászatban, így a gömbhalmazok kutatásában is. A Hubble és kamrája (WPFC2 – Wide Field and Planetary Camera 2) olyan jellegű fotometriai vizsgálatokat tett lehetővé, amiről korábban a kutatók még csak nem is álmodhattak. A rendkívül zsúfolt gömbhalmazok fotometriája az akkori földi műszerekkel igencsak nehézkes volt. Pár példány esetében a Hubble-re volt ahhoz szükség, hogy egyáltalán azonosítani lehessen a horizontális ágon a csillagait. Nagy lendülettel vetették tehát bele magukat a csillagászok a munkába, mely az NGC2808 esetében is izgalmas új részleteket tárt fel. Kiderült, hogy a horizontális ág kék oldala kiterjedtebb, mint az korábban gondolták. Az kezdetben vízszintesen indult, majd hosszan lefelé hajlott a HRD-n. Első alkalommal sikerült nyomon követni a horizontális ág kék csillagait egészen 21 (V) magnitúdóig. Ráadásul, a Hubble ultraibolya szűrőjével (F218W, λeff = 2189Å) készült szín-fényesség diagramján a horizontális ág kék része csomósodásokat mutatott. Ebből kettő teljesen egyértelmű volt, míg egy harmadik jelenléte is gyanítható volt az extrém kék végén. Semmilyen mechanizmus nem volt ismert, mely megmagyarázhatta volna ezeknek a csomóknak a létét. Összefoglalva tehát, 1997-re világossá vált, hogy az NGC2808 horizontális ága három elkülöníthető, egy vörös és két kék csoportból áll. Azonban egy negyedik kék csoport létezése sem volt teljesen kizárt. Lassan gyűltek a jelei annak, hogy a gömbhalmazok talán mégsem egyetlen csillaggenerációból állnak. De az igazi áttörésre még várni kellett.

 NGC2808-HST-CMD-97Sosin-m

Balra az NGC2808 szín-fényesség diagramja (HRD) látható. A vízszintes tengelyen B és V szűrővel mért fényesség értékek különbsége van feltüntetve (ez tekinthető a csillagok színének) a színképosztály helyett. A függőleges tengelyen pedig V színszűrővel felvett fényességérték szerepel.

A jobb alsó ábrán külön kiemelésre került az NGC2808 horizontális ágának szín-fényesség diagramja (HRD). A vízszintes tengelyen FUV (ultraibolya) és B (kék) szűrővel mért fényesség értékek különbsége van feltüntetve. A függőleges tengelyen pedig B színszűrővel felvett fényességérték szerepel. A vörös része a horizontális ágnak itt nem látható, ugyanis azok a csillagok túlságosan halványak az FUV szűrős felvételeken. Jobb felső diagramon a horizontális ág kék csillagainak szín szerinti eloszlása látható. Figyeljük meg a csomósodásokat!

Ábra forrása: C. Sosin és mások.

A következő jelentős felfedezésre csak pár évet kellett várni. 2004-ben annak felismerése keltett nagy izgalmat, hogy az ω Centauri (NGC5139) gömbhalmaz fősorozatán, a Hubble űrtávcsőnek hála, sikerült elkülöníteni két különálló csillagcsoportot. Az ezt követő spektroszkópiai analízis is megerősítette azt a tényt, hogy ezek bizony különböző csillaggenerációk. A két csoport fémtartalma különböző volt. Egészen pontosan a második generációra csak olyan izokron illeszkedett, amiben a csillagok héliumban jelentősen gazdagabbak voltak a domináns öregebb populációhoz képest. Ehhez a bravúrhoz egyértelműen az űrtávcsőre volt szükség! Nemsokkal később már legalább három generáció jelenlétét sikerült igazolni a fősorozaton, mely a szubóriás ágon négy különböző brancsra bomlott kora és fémtartalma alapján. Ezek a felismerések megerősítették a gyanút, hogy az ω Centauri talán nem is gömbhalmaz, hanem egy törpe galaxis maradványa.

Kampány indult annak kiderítésére, hogy vajon a Tejútrendszer más gömbhalmazát is több csillaggeneráció alkotja-e. Éppen tíz évvel ezelőtt, 2007-ben jelent meg a tanulmány, aminek a szerzői (G. Piotto és mások) bejelentették, hogy elsőként az NGC2808 esetében siker koronázta próbálkozásukat. Már korábban, 2005-ben megszületett az a felismerés (D’Antona és mások), miszerint a halmaz fősorozata anomális kiterjedést mutat a kék szín irányába. Ebben a fősorozat csillagainak nagyjából 20%-ka volt érintett, így kimondottan ennek a jelenségnek a vizsgálata volt az egyik fő cél. A csillagászok biztosak szerettek volna lenni abban, hogy a vizsgálatuk tárgyát képező csillagok tényleg a halmazhoz tartoznak, és nem előtér vagy háttér csillagok csupán. Éppen ezért, a megfigyeléseiket 18 hónapra nyújtották el, és azt 3 különböző időpontban végezték el. Ez már elég volt ahhoz, hogy a csillagok sajátmozgását figyelembe vegyék. Az elmozdulásuk alapján így el lehetett dönteni, hogy a vizsgált csillag halmaztag-e, vagy sem. Megállapították, hogy az NGC2808 fősorozata egyértelműen 3 különböző csillagpopulációból áll. Ugyanakkor, ezek fémtartalma, pontosabban a vas és a hidrogén aránya nem tér el számottevően, ahogy ezt például az ω Centauri esetében megfigyelték. Jelentősen különbözik azonban az egyes csoportok hélium tartalma.

NGC2808-iso

Az NGC2808 gömbhalmaz fősorozata, amelyben 3 csillagpopuláció is elkülöníthető Piotto és kutatótársainak 2007-es tanulmánya szerint. Az ábrán látható, hogy a fősorozat több izokronnal írható csak le. Ezek az izokronok a csillagok kémiai összetételben (hélium tartalmában) térnek el egymástól. Ábra forrása: G. Piotto és mások

Pár évvel korábban más kutatók (E. Carretta és mások) spektroszkópiai vizsgálatoknak vetették alá az NGC2808 vörös óriás ágát. A nátrium/vas és oxigén/vas arányát vizsgálták és szignifikáns oxigén-nátrium antikorrelációt találtak. A vörös óriás csillagok túlnyomó többségének oxigéntartalma a galaktikus halóra jellemző értéket mutatott. Azonban, kimutatható volt még két másik csoport is: egy oxigénben szegény, és egy oxigénben kimondottan szegény. E mellett marginális eltérést is megállapítottak a vas és a hidrogén arányában az egyes csoportok között. Az oxigénben nagyon szegényekben némileg több volt a vas aránya a hidrogénhez képest, mint a normál mennyiségű oxigént tartalmazókban. Ezt az eltérő héliumtartalomra vezették vissza, ugyanis a héliumtöbblet, erősebbé teszi a fémek vonalait.

Végső konklúzióként az született 2007-ben (G. Piotto és mások), hogy a horizontális ág megfigyelt morfológiája, a fősorozat felépítése, a vörös óriás ág kémiai összetételében tapasztalható különbségek csakis egy módon értelmezhetők: az NGC2808 legalább három, különböző korú csillagok generációjából áll. Az első generációt követő újabbak, már az korábbiak által beszennyezett gázból formálódtak.

Az NGC2808 vizsgálata nem ért véget 10 évvel ezelőtt. A folytatáshoz nagyban hozzájárult a Hubble űrtávcső negyedik szervizmissziója 2009 májusában. Újra használhatóvá vált a WFC/ACS műszer (Wide Field Channel of the Advanced Camera for Surveys), továbbá ekkor helyezték üzembe az új UVIS/WFC3 (Ultraviolet and Visual Channel of the Wide Field Camera 3) eszközt. Az utóbbinak köszönhetően a kutatók nagyobb hangsúlyt fektetettek az NGC2808 csillaggenerációinak ultraibolya tartománybéli megfigyelésére (Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic GCs). Az elektromágneses spektrum ultraibolya régiója kiváló lehetőségeket nyújt az eltérő kémiai összetételű csillagpopulációk tanulmányozására. Azoknak a molekuláknak a sávjai (OH, NH, CH, CN), amelyekből következtetni lehet a csillagok szén (C), nitrogén (N) és oxigén (O) tartalmára az ultraibolya tartományba esnek. A több hullámhosszon elvégzett fotometriai vizsgálatokra, eltérő kémiai összetételt feltételező szintetikus spektrumokra, és nagy felbontású spektroszkópiára épülő eredményeket taglaló cikk 2015-ben jelent meg (A. P. Milone és mások).

NGC2808-HST-CMD-15Milone-1

Az NGC2808 gömbhalmaz szín-fényesség diagramja (HRD). A belső ábrákon a vízszintes és függőleges tengelyeken, a nagy ábrától eltérő, az egyes vizsgálatok szempontjából „legpraktikusabb” hullámhosszokból konstruált szín-fényesség diagrammok láthatók. Balra alul: vörös óriás ág. Jobbra alul: fősorozat. Jobbra felül: szubóriás ág. Már szemmel is látható a többszörös szekvencia jelenléte. Az alapos analízis 5 csillaggeneráció jelenlétét mutatta ki.

Ábra források: A. P. Milone és mások

Kiderült, hogy az NGC2808 felépítése még komplexebb, mint azt korábban gondolták. A vörös óriás ágon 5 populációt sikerült elkülöníteni. Bár a fősorozaton már nem volt ennyire egyértelmű a helyzet, de végül ott is 5 külön populációt találtak. A 2007-es tanulmányban (G. Piotto és mások) kimutatott két kékebb csoport mellett, a fősorozat többséget alkotó vörös csoportot is három részre tudták bontani. Újra megerősítést nyert az is, hogy a horizontális ág kék része 3 populációból áll. Továbbá, konfirmálták más csillagászok 2014-ben publikált (Marino és mások) felismerését, hogy a horizontális ág vörös részét valójában két eltérő kémiai összetételű csillagcsoport lakja (nátriumban gazdag, és nátriumban szegény). De még az aszimptotikus óriás ágon is egyértelműen elkülöníthető volt három populáció.

Összességében tehát elmondható, hogy az NGC2808-ban ma 5 csillaggenerációról van tudomásunk, melyek kémiai összetétele eltérő, vagyis változik populációról, populációra. Azt, hogy az eltérések kimondottan diszkrétek, nem lehet figyelmen kívül hagyni. Az egyes generációk születése is diszkrét kellett, hogy legyen. Az adott generáció csillagai szinte tökéletesen egyszerre keletkeztek. A legelső az ősi gázfelhőből, így annak kémiai összetételét örökölte. Az azt követők pedig már a megelőzők által beszennyezett gázból. Az is tény, hogy a körülbelül 12.5 milliárd éves gömbhalmazban alig néhány 100 millió éve alatt le is játszódtak az epizodikus születési hullámok. Az NGC2808 példája is azt mutatja, hogy a masszív gömbhalmazokban mégis csak maradhat elég gáz az első heves csillagkeletkezés után ahhoz, hogy abból további nemzedékek születhessenek. És nem csak az NGC2808 az egyetlen példa erre.

Sőt, ma már ismerünk olyan gömbhalmazokat is, ahol több generáció él együtt, noha az nem is tartozik az igazán masszívak közé. Ilyen például az M4 és az NGC3201 is. Hogy miképpen lehetséges ez? Hogyan születnek egymást követően az egyes nemzedékek? Ez elég komplex probléma, és még ma is vita tárgyát képezi. Erről egy lehetséges „forgatókönyv” vázlatosan olvasható a gömbhalmazokról írt összefoglaló cikkemben.

Felhasznált irodalom:

Young-Wook Lee, Pierre Demarque, Robert Zinn: The horizontal-branch stars in globular clusters. 2: The second parameter phenomenon

C. Sosin, G. Piotto, S.G. Djorgovski, I.R. King, R.M. Rich, B. Dorman, S. Phinney, J. Liebert, A. Renzini: Globular Clusters Color-Magnitude Diagrams with HST

Craig Sosin, Ben Dorman, S. George Djorgovski, Giampaolo Piotto, R. Michael Rich, Ivan R. King, James Liebert, E. Sterl Phinney, Alvio Renzini: Peculiar Multimodality on the Horizontal Branch of the Globular Cluster NGC 2808

Alistair R. Walker: CCD Photometry of Galactic Globular Clusters V. NGC 2808

E. Carretta, A. Bragaglia, R.G. Gratton, F. Leone, A. Recio-Blanco, S. Lucatello: Na-O Anticorrelation And HB I. The Na-O anticorrelation in NGC 2808

G. Piotto, L. R. Bedin, J. Anderson, I. R. King, S. Cassisi, A. P. Milone, S. Villanova, A. Pietrinferni, A. Renzini: A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808

Jason Boyles, Duncan R. Lorimer, Phil J. Turk, Robert Mnatsakanov, Ryan S. Lynch, Scott M. Ransom, Paulo C. Freire, Khris Belczynski: Young Radio Pulsars in Galactic Globular Clusters

A. P. Milone, A. F. Marino, G. Piotto, A. Renzini, L. R. Bedin, J. Anderson, S. Cassisi, F. D’Antona, A. Bellini, H. Jerjen, A. Pietrinferni, P. Ventura: The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. III. A quintuple stellar population in NGC2808

NGC1514 plantáris köd

NGC1514-LRGB-20161104-0039-sx-bin2-360s-TTK

NGC1514 – planetáris köd a Bikában

2016-11-04, 2016-11-22 – Göd

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

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

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

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

Az NGC1514 is egy azon objektumok közül, melyet kisebb lencsés távcsővel, ASI 120mm kamerával korábban már lefényképeztem. Anno csak luminance felvételeket készítettem, vagyis monokróm fotó született. A dolog akkoron félbe is maradt, színeket már nem rögzítettem hozzá. Elraktam a dolgot későbbre. Végül sosem fejeztem be. A kis ködösség az égen arra várt, hogy nagyobb átmérőjű, hosszabb fókuszú műszerrel egyszer majd jobban „szétcincáljam”. 2016 őszén néhány vele kapcsolatos cikk került a kezembe, mely újra felé fordította a figyelmem.

A felvételek feldolgozása közben rá kellett döbbennem, hogy van még tartalék a célpontban és a környező látómezőben. Ezt azonban kisvárosi ég alól (LRGB technikával) már nehezen fogom tudni kiaknázni. A nagyon halvány részek a nyers felvételeken már csak alig-alig váltak el az égi háttértől. De sebaj! Az éppen felsejlő, az egész területen ólálkodó csillagközi anyagot, port, majd egy másik alkalommal leplezem le. Most csak ott bujkál, kissé fátyolossá téve a hátteret, a csillagok fényét tompítva, s narancsos árnyalatot kölcsönözve nekik. Mindez a fizika játéka. A por okozta extinkció effektívebb a rövidebb hullámhosszakon. S minthogy a rövidebb hullámhosszú fény intenzitása jobban csökken, a csillagok fénye a vörös felé mozdul (szín-excesszus). El lehetne még azon is mélázni, hogy jó pár nagyon távoli galaxis is megbújik a háttérben, de most még csak nem is róluk lesz szó. Mindössze a látómező nagyjából 3 ívperces központi területére fogok koncentrálni. Több ott a megfejtetlen titok, mintsem elsőre gondolnánk! Az NGC1514 pontos mibenléte fogós feladvány.

„Egyedülálló jelenség! Egy nagyjából 8 magnitúdós csillag halványan fénylő légkörrel, melynek körkörös az alakja és 3 ívperc az átmérője. A csillag pontosan középen van és a ködösség körülötte nagyon halvány és olyannyira egyenletes, hogy úgy vélem nem is csillagok alkotják. Nem lehet kétséges a kapcsolat a csillag és a légkör között.” Ezekkel a szavakkal jellemezte William Herschel, a ζ Persei-től nem egészen 3.5 fokra található planetáris ködöt, ami valójában már a Bika csillagkép területén található.

Akkoriban általánosan elfogadott vélekedés volt, hogy minden köd csillagokra bontható, és ez csak távcső kérdése. Azonban Herschel-t pár planetáris köd megjelenése ebben elbizonytalanította, és közéjük tartozott az NGC1514 is. Szintén Herschel volt az a személy, aki először használta a planetáris köd kifejezést a Macskaszem-köd, hivatalos nevén az NGC6543 esetében, melynek megjelenése szerinte az Uránuszra hajazott. Az elnevezést aztán a többi csillagász is átvette. Annyira megragadt a szaknyelvben, hogy még akkor sem változtatták meg, amikor már biztosan tudható volt, hogy a planetáris ködök és a bolygók között semmiféle kapcsolat sincsen. A planetáris ködök létezése, az életük végéhez közelítő közepes tömegű csillagoknak köszönhető. Közepes tömeg alatt a 0.8 és 8 naptömeg közötti tartomány értendő. A továbbiakban csakis ezekkel foglalkozom majd, és nem térek ki sem a kisebb, sem a nagyobb tömegűekre.

Evolutionary_track_1m-5m

Közepes tömegű csillagok fejlődési útvonala a Hertzsprung-Russel diagramon. Main Sequence – Fősorozat, Subgiant Branch – Szubóriás ág, Giant Branch – Óriás ág, Horizontal Branch – Horizontális ág, Asymptotic Giant Branch – Aszimptotikus óriás ág, Instabilty Strip – Instabilitási sáv

Ábrák forrása: Wikipedia.org

A csillagok életük jelentős részét a Hertzsprung-Russel diagram úgynevezett fősorozatán töltik, miközben magjukban a hidrogén héliummá fúziónál. E folyamatban keletkező energiának köszönhetően képes dacolni a gravitációval. Leegyszerűsítve, a kifelé ható sugárnyomás akadályozza meg, hogy saját gravitációja összeroppantsa a csillagot. Ez a harc születésüktől fogva zajlik, s egészen halálukig, az energiatermelő termonukleáris folyamatok megszűnéséig tart. A hidrogénkészletek azonban nem tartanak örökké. Szerencséjükre a magban zajló hidrogén fúziója nem túlélésük egyetlen kulcsa. Sorsuk azonban így is beteljesül.

A Nap tömegének nagyságrendjébe eső, a fősorozatot elhagyó csillag esetén a hidrogén fúzió már régen nem a magban zajlik. Ekkora, a hidrogén héliummá történő átalakítása már a magot körülvevő külső héjba tevődik át, melynek következtében a csillag felfúvódik, és külső része lehűl, így jut el a vörös óriás fázisba. Majd miután a magban a hőmérséklet eléri a 100 millió fokos nagyságrendet, beindul a hélium fúziója. Ez a folyamat a kék szín irányába tolja a csillag fényét. Hogy mennyire, ez nagy részben a fémtartalomtól függ. (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. Az újabb és újabb csillaggenerációk egyre több fémet tartalmaztak, így minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag a Naphoz képest, annál ősibb objektum.) A horizontális ág tagjai a magjukban már héliumból szenet hoznak létre. Ennek az ágnak a csillagai kis fémtartalmú ősi, kisebb tömegű csillagok. A Naphoz hasonló fémtartalmú, 1-2 naptömegű csillagok nem „foglalják el” a horizontális ágat, csak némileg válnak forróbbá, miközben luminozitásuk csökken (Red Clump a fenti ábrán). A 2-8 naptömegűek viszont kissé nagyobb kitérőt tesznek a kék szín irányába, felszíni hőmérsékletük jobban megemelkedik (Blue Loop a fenti ábrán). Ez utóbbiak életében ez mindössze egy rövidke epizód.

Miután a hélium is elfogy az addigra szénben és oxigénben gazdag magban, a fúzió az azt körülvevő külső héjba tevődik át. Az energia nagy része azonban nem itt keletkezik, hanem a külsőbb hidrogén héjban. A csillag külső rétegei ismét felfúvódnak és lehűlnek. Ennek köszönhetően a csillag fényessége ismét megnő, túlszárnyalva a korábbi vörös óriás fázist, színe pedig ismét a vörös felé tolódik. A csillag elfoglalja helyét az aszimptotikus óriás ágon (AGB fázis). Ugyan a valamivel nagyobb tömegű (2-8 naptömeg közötti) csillagok némiképp más utat járnak be, de nagy vonalakban hasonló folyamatok zajlanak le azoknál is.

Az AGB fázisban a csillagok jelentős mennyiségű tömeget veszítenek a magból a felszínre emelkedett szén, oxigén és egyéb nehéz elemeknek köszönhetően porban gazdag, 10-15 km/s sebességű, sűrű csillagszél révén. Ez évente mintegy 10-7 naptömeget jelent. Ezt egy rövid ideig tartó, hirtelen felgyorsuló, intenzív anyagkiáramlás, az úgynevezett szuperszél követi. Ennek a folyamatnak a végére már szinte csak a lecsupaszított, szénben és oxigénben feldúsult forró mag marad hátra. A csillagot körbevevő anyagfelhőt ebben az állapotban protoplanetáris ködnek nevezik, ugyanis még csak visszaveri szülőcsillagának fényét (nincs még gerjesztés, mint a későbbi planetáris köd fázisban).

A magot vékony hidrogénburok veszi körül, amiben még mindig zajlik a hidrogén fúziója héliummá. A csillag így egyre forróbb, és forróbb lesz. (Balra mozogva a Hertzsprung-Russel diagramon.) A tömegvesztés lelassul évi 10-8 naptömegre. A lassú és sűrű csillagszelet 200-2000 km/s-os gyors, de kis sűrűségű csillagszél váltja fel, mely beleütközik a korábban ledobott, főleg a szuperszél időszakából származó csillagkörüli anyagba. A gyors csillagszél mintegy maga előtt tolva azt, képes sűrű héjat formálni belőle.

Mikor a csillag felszíni hőmérséklete átlépi a 30000 K-t intenzív UV sugárzásával gerjeszteni kezdi a körülötte lévő gázt. A köd többé már nem a csillag fényét veri vissza, hanem „világítani” kezd. Színképét ettől fogva a hidrogén rekombinációs vonalai, és az úgynevezett ütközéssel gerjesztett tiltott vonalak uralják. (Eme utóbbiak csak roppant ritka csillagközi gázban jöhetnek létre, ezért hívják tiltott vonalaknak. Ilyen például az OIII színképvonala is.) Ettől a ponttól beszélünk planetáris ködről.

Alapvetően, az előbb említett különböző típusú anyagkiáramlások bonyolult kölcsönhatása az, mely meghatározza a planetáris köd felépítését, szerkezetét. Hihetetlen tűnik, de kezdeti tömegüknek akár több mint a felét is elveszíthetik a csillagok késői fejlődési fázisukban. Illetve, az esetenként akár 100000 K-nál is nagyobb felszíni hőmérsékletű központi csillag intenzív UV sugárzása teszi a ködöt „láthatóvá”.

Azt mindenképpen ki szeretném emelni, hogy az AGB fázisban történő anyag kibocsájtás, tömegvesztés pontos megértése még várat magára. Sok minden nem teljesen világos még a csillagászok előtt.

A planetáris ködök csillagászati időskálán mérve roppant gyorsan jönnek létre. Az AGB fázis végén ehhez elég mindössze néhány évszázad. Létezésük pedig alig pár tízezer év. A planetáris ködök szülőcsillagai nem elég nagytömegűek, hogy magjukban beinduljon a szén és az oxigén fúziója. Idővel a nukleáris fúzió a külső rétegekben is leáll. A csillagszél megszűnik, és lassan a fehér törpe állapotba jut a csillag. Mire ez a folyamat teljesen befejeződik, a planetáris köd elenyészik az űr sötétjében, láthatatlanná válik.

A fehér törpék esetében az úgynevezett elfajult elektrongáz nyomása dacol gravitációval. Ez a kvantummechanikai eredetű nyomás csakis a sűrűségtől függ, a hőmérséklettől egyáltalán nem – ellentétben az ideális gázokkal -, s egészen 1.44 naptömegig (Chandrasekhar-határ) képes egyensúlyban tartani a csillagot.

A fentebb ismertetett, úgynevezett kölcsönható csillagszél modellel tehát nagyszerűen megmagyarázható, hogy miként keletkeznek a sűrűbb héjak a lassan haldokló csillag körül. Azonban a legtöbb planetáris köd egyáltalán nem gömbszimmetrikus. Tekintélyes hányadukra például sokkal inkább jellemző valamiféle tengelyes szimmetria (bipolárisak, esetleg multipolárisak). Csak hogy két példát említsek azok közül, melyeket korábban már megörökítettem, sem az NGC6302, de még csak M57 sem gömbszimmetrikus.

ngc6302-lrgb-20140414-ttk-1

NGC6302 planetáris ködről már elsőre látszik, hogy sokkal inkább valamiféle tengelyes szimmetria jellemző rá, még ha az nem is oly tökéletes. Bíbor csápjait messzire nyújtja az űrben. A központi részen két fénykaréj fordít egymásnak hátat, így téve még hangsúlyosabbá a homokóraformáját az objektumnak. A bipoláris planetáris ködök gyönyörű példánya. (A szerző saját felvétele.)

M57-LRGB-20140505-TTK

Az M57 felépítése is valami mást takar. (A szerző saját felvétele.)

Hogyan értelmezhető e planetáris ködök szerkezete? Egyes elképzelések szerint, már az AGB fázisban, a forgó csillagról kiáramló lassú csillagszél sem gömbszimmetrikus, az a csillag egyenlítőjénél sűrűbb, míg a pólusok irányában ritkább. A csillag körül, annak egyenlítőjének a síkjában, tórusz alakú sűrűsödés alakul ki. A későbbi fejlődési állapotban meginduló gyors csillagszél, így könnyebben el tud szökni a pólusok irányába, és ott messzebbre jutva, létrehozza a bipoláris planetáris ködökre jellemző homokóraformát (pillangóformát). Az, hogy milyennek látjuk ezeket a ködöket, az nagyban függ attól, hogy milyen irányból tekintünk rájuk, ahogy ez a lenti ábra is szemlélteti.

planetaris-kodok-persp

Az, hogy a bipoláris planetáris köd megjelenése gyűrűre, vagy inkább homokórára emlékeztet, az attól függ, hogy milyen irányból tekintünk rá. Forrás: http://astro.u-szeged.hu/oktatas/galaktikus/34planetaris_nezet.html

Csakhogy, az elméleti megfontolások arra engednek következtetni, hogy az AGB fázisban a csillag forgása ahhoz nem elég gyors, és a mágneses mezeje sem elég erős, hogy működhessen a modell.  Ráadásul a planetáris ködök formavilága roppant változatos. Van, ami bár közel gömb alakú, de belsejében furcsa struktúrák figyelhetőek meg. Van ahol több héjból áll a köd. Egyeseknél jet-ek (kilövellések) láthatóak. Olyan planetáris ködök is vannak, ahol csak úgy értelmezhető a megfigyelhető látvány, hogy a csillag „imbolygott” (precesszió) az anyagkibocsájtás közben.

A világegyetemben a csillagok nagyjából fele nem magányos. Körülbelül 50 ± 10 % egyedüli, 38 ± 10 % kettős, 8 ± 3 % hármas, 3 ± 1 % többes rendszer tagja. A csillagászok joggal feltételezték, hogy a planetáris ködök szülőcsillagainál sincs ez másképpen.

The Frosty Leo Nebula

Az IRAS 09371+1212 planetáris köd (Frosty Leo Nebula) szerkezete arról árulkodik, hogy szülőcsillaga nem magányos. Forrás: ESA/Hubble – NASA

És valóban! Az esetek felében – ahol sikerült megfigyelni a központi csillagot -, azt találták a csillagászok, hogy az nem magányos. Alapvetően tehát szülőcsillaguk UV sugárzása a felelős e ködök fényéért, azonban a szerkezetük kialakításában kulcsszerep jutott a társcsillagnak. Hogyan?

Két mágnesezett és egymás körül keringő csillag egymásra gyakorolt hatását egyelőre nem lehet egzakt módon kiszámítani, mindössze kvalitatív képe van csak a csillagászoknak a dologról. Úgy látszik azonban, hogy a kísérőcsillag segít a mágneses mező fenntartásában. Továbbá, a keringésből származó perdület egy részét a gerjesztő csillagra juttatva felgyorsíthatja annak forgását. Mégis csak lehetséges tehát, amennyiben kettőscsillagról van szó, hogy már eleve az AGB fázisban sérül a gömbszimmetria. A kettősségnek köszönhetően mégiscsak működhet az elképzelés, miszerint a csillag egyenlítőjénél sűrűbb, míg a pólusok irányában ritkább a lassú csillagszél, illetve a szuperszél.

Másfelől, mivel a kettős rendszer tagjai a közös tömegközéppont körül keringenek, így a kiáramló csillagszél „megkavarodik”. A ledobott héjak összenyomódnak a keringés irányában, az anyag a vezető oldalon jobban összesűrűsödik, majd a köd tágulásával a „mintázat” felfúvódik. Ez a jelenség megmagyarázza, hogy miért látunk több planetáris ködben is spirális mintázatot.

R_Sculptoris_ALMA_data_visualisation

Az ALMA (Atacama Large Millimeter Array) milliméteres/szubmilliméteres tartományban működő rádiótávcsövek hálózatából álló rendszer felvétele az R Sculptoris félszabályos változócsillagról, mely egy AGB fázisban lévő vörös óriás csillag. A csillakörüli anyag különös mintázatát valószínűleg a „láthatatlan” kísérőjének köszönhető. Az R Sculptoris pályája különböző pontjain „pöfögte le” magáról külső rétegeket, miközben a kettős rendszer a közös tömegközéppont körül keringett.  Forrás: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Kettőscsillag alkotta rendszerekben más egyéb folyamatok is alakíthatják a planetáris köd szerkezetét. Talán a legkülönösebb mintázatokat az egymáshoz viszonylag közel keringő kölcsönható kettősök hozzák létre.

Mindkét tag esetén megvan az a térrész, amit az adott égitest gravitációja ural. Ezt Roche-térfogatnak nevezik. Ami azon kívül kerül az akár el is hagyhatja a rendszert, vagy a páros körüli pályára állhat. A belső (L1) Langrange-ponton keresztül azonban anyag áramolhat át az egyik Roche-térfogatból a másikba. Amennyiben az egyik csillag társa fejlődése során felfúvódik, és kitölti saját Roche-térfogatát, vagy csak intenzív csillagszele révén az AGB fázisban sok anyagot veszít, és ez tölti ki az említett térfogatot, akkor megindul az anyag átáramlása a társra.

Roche-lobes-corrected

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

Bizonyos esetben azonban nem jut el az AGB társ összes anyaga a kísérőjére, hanem gázfelhő formájában veszi körül a párost. Közös gázburokkal körülvett kettőscsillagoknak (common envelope binary systems) nevezik az ilyen rendszereket. (Megjegyzés: A gázburok más ütemben rotál, mint a benne található kettőscsillagok. Ez különbözteti meg ezeket a kettősöket az érintkező kettős rendszerektől.)

Közös gázburok olyankor alakul ki kettőscsillagok körül, ha az egyik komponens valamilyen okból nagyon gyorsan fúvódik fel, vagy a két csillag közötti szeparáció nagyon gyorsan ütemben csökken. Ezeknél a párosoknál is, amikor a felfúvódó donor kitölti a Roche-térfogatot, megindul az anyagátadás. Tömege csökken, a Roche-térfogata zsugorodik. Így még jobban kitölti a térfogatot. Gyorsul az anyagátadás üteme, gyorsul a Roche-térfogat kitöltése (az folyamatosan megy össze), és így tovább. Egy megszaladó dinamikusan instabil anyagátadás valósul meg a kettős rendszerben. Adott esetben a „fogadó” oldali csillag már nem is tudja begyűjteni az összes gázt, és ezért közös gázburok alakul ki a páros körül. A gázburok fékező hatást fejt ki a kettős rendszerre. A csillagok energiát veszítenek, és közelebb kerülnek egymáshoz, ami szintén maga után vonja a Roche-térfogat zsugorodását, s így az anyagátadás fokozódását. A keringésből származó „lopott” energia felfűti és kitágítja a közös burkot. Idővel a donor felfúvódása abbamarad, a közös burok pedig tágulva elhagyja a rendszert. (Az is előfordulhat, hogy a kettős tagjai végül összeolvadnak, de e helyütt ezzel most nem foglalkozom.)

Akár közös burok veszi körül a párost, akár sem, amikor a Roche-térfogat kitöltésekor az anyagátadás megvalósul, akkor a gáz nem közvetlenül zuhan a második csillagra, hanem úgynevezett akkréciós korongot formál körülötte, s így befelé spirálozva éri el a csillag felszínét. Az ilyen akkréciós korongok gyakori sajátossága a forgástengellyel párhuzamos kifújások (jet) a csillagnál. Amennyiben a korong még precessziós mozgást is végez (imbolyog), az epizodikus kifújások dugóhúzó, vagy S mintázatot rajzolnak a térben. Ennek a jelenségnek egy nagyszerű példája a Fleming 1 planetáris köd.

The planetary nebula Fleming 1 seen with ESO’s Very Large Telescope

A Fleming 1 planetáris köd közepén nem is egy, hanem két degenerált (post-AGB fázisú, ifjú fehér törpe) csillag is található. A kiinduláskor a két csillag tömege igen közel lehetett egymáshoz. Az árnyalatnyival nagyobb tömegű komponens, csillagászati értelemben csak alig valamivel hamarabb érte el a planetáris ködöt létrehozó fejlődési állapot. Nem sokkal később a társa is követte. A különös S mintázatot az AGB csillagról a fehér törpére átáramló anyag formálta akkréciós korong jet-jei alakították ki.  Forrás: ESO (VLT)

A Fleming 1 S alakú mintázatának kialakulását szemléltető video.

Egyre elfogadottabb tehát az a nézet, hogy a gömbszimmetriától való eltérés magyarázata, a központi csillag kettőssége.  A planetáris ködök központi csillagainak hatoda ráadásul nem is kettős, de hármas rendszer tagja. Ilyen esetekben még a tengelyes szimmetria sem teljesül. De mi a helyzet azokkal a ködökkel, amelyek középpontjában magányosnak tűnő csillag csücsül, és mégsem gömbszimmetrikusok? Az elméleti megfontolások szerint nincs szükség feltétlenül csillagkísérőre, hogy működjenek a fentebb vázolt mechanizmusok. Már egy barna törpe társ, vagy akár a csillag bolygórendszere is képes „tönkretenni” a szabályos gömbformát. Napjainkban már több ezer exobolygóról van tudomásunk, s azt is tudjuk, hogy a bolygórendszerek igen gyakoriak a csillagok körül. Mondhatni, szinte nincs is valójában magányos csillag, csupán olyan, melynek nincs csillagtársa.

Röviden áttekintettem a megfigyelések, következtetések, elméleti megfontolások azon láncolatát, melyek Herschel „planetáris köd definíciójától” a mai, modern képig elvezettek. Igaz, e helyütt csak kialakulásukkal, felépítésükkel foglalkoztam. Azzal is csak vázlatosan. Akit a téma részletesebben is érdekel, annak ajánlom figyelmébe a felhasznált irodalmak listájából Szabados László cikkét. Évtizedek óta nem jelent meg magyar nyelven ahhoz hasonló összefoglaló cikk a planetáris ködökről! Ráadásul (teljesen természetes módon), azokban sok információ mára elavult.

Lépjünk tovább, és vegyük alaposabban szemügyre az NGC1514-et! A planetáris ködöt William Herschel fedezte fel 1790-ben, és tőle származik az objektum első vizuális jellemzés is. Elmondható, hogy a következő fontos lépést Kohoutek teszi meg 1968-ban az NGC1514 morfológiájának értelmezése felé. Tanulmányában megemlíti, hogy a köd kettős szerkezetet mutat. Az, egy ∼136ʺ méretű belső héjból, és egy ∼206ʺ szferikus, homogén külső héjból áll. A belső héj tengelyes szimmetriájára is felhívja a figyelmet (P. A. 35°), de ő még azt toroid alakú kondenzációként értelmezi. A múlt század katalógusaiban tipikusan kör alakúként, vagy kissé elnyúlt, elliptikus planetárisként írták le. Napjainkban sincs ez jelentősen másként. Az egyik legutóbbi osztályozási rendszerben, amit Quentin Parker és munkatársai publikáltak (2006), és amelyet David Frew egészített ki (2008), az „Es” címkét kapta meg. Az E jelentése: elliptikus. Az s jelentése: kivehető a belső szerkezete (s: structure).

Ugyan a századforduló előtti két évtizedben többen is alaposan elemezték a ködöt, és lassan világossá kezdett válni annak felépítése, azonban az egyik máig legpontosabb vizsgálatnak Muthu és Anandarao vetette alá 2003-ban. Legalábbis az optikai tartományban. Bár korábban már készültek nagy mélységű, részletes fotók az 5007 Å (OIII) hullámhosszon, azonban ők a ködön belüli mozgásokat is alaposan feltérképezték. Az általuk használt Fabry-Pérot spektrométernek, és a kutatók kitartó munkájának köszönhetően, addig soha nem látott részletességű és pontosságú (relatív) sebességtérkép készült az NGC1514-ről. Modelleket illesztve a különböző pontokban kapott sebességprofilokra, konklúzió született a köd felépítését illetően.

NGC1514-felepitese-cut1Az NGC1514 alapvetően 3 fő komponensből épül fel. Egyrészt a halvány külső héjból. Másodrészt a nézőpontunkhoz képest dőlt tengelyű ellipszoid alakú belső héjból. Harmadrészt pedig, a belső héjban elhelyezkedő fényes anyagbuborékokból (blobs). Ezek majdnem teljesen szimmetrikusak, és az általuk kijelölt tengely, nagyjából párhuzamos az égbolt síkjával. De csak nagyjából. A délkeleti buborék enyhe kék, míg az északnyugati enyhe vörös eltolódást mutat. Vagyis, míg az elsőben az anyag közelít, a másodikban távolodik tőlünk. Azonban az NGC1514 mégsem „tipikus” esete a bipolaritást mutató planetáris ködöknek. Ezek a buborékok bár ellentétes irányba mutatnak, de jelentős bennük a sebesség diszperzió (velocity dispersion). Vagyis, a buborékokban az áramlás nem elég kollimált, nem egy jól összefogott nyaláb mentén történik. Ahogy ezt már korábban is említettem, a bipolaritás egyik feltételezett oka a központi csillag kettőssége, illetve a planetáris köd szülőcsillagát körülvevő, annak egyenlítői síkjában elhelyezkedő tórusz, vagy korong alakú sűrű anyagfelhő. Ez az, ami a csillag pólusainak iránya mentén, az AGB fázist követően meginduló gyors csillagszelet nyalábba tereli. Az NGC1514 központi csillaga esetében – Muthu és Anandarao vélekedése szerint -, az említett anyagfelhő vagy túlságosan nagy kiterjedésű, vagy egyáltalán nem is létezik, így nincs ami effektíven kollimálja a kiáramlást. A két csillagász diszkussziója szerint, mely a planetáris köd kinematikája mellett annak kémiai összetételére is erősen épít, a közös gázburokkal körülvett kettőscsillag (common envelope binary systems) modell, és az akkréciós korongoknál keletkező epizodikus kifúvások (jet-ek) adják a legkézenfekvőbb magyarázatot az NGC1514 felépítésre.

Már az optikai tartományban is magával ragadó az NGC1514 szerkezete, de 2010-ben a NASA WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) nevű űrtávcsöve bebizonyította, hogy 220 évvel felfedezése után még mindig meg tud hökkenteni minket az NGC1514. Az infravörös tartományban készült felvételen a köd új arca tárult fel a csillagászok előtt.

ngc1514-infra

Az NGC1514 a WISE infravörös felvételén. Forrás: NASA/JPL-Caltech/UCLA

Az NGC1514-et tengelyesen szimmetrikus, porban gazdag gyűrűk ölelik körül. Más kutatókhoz hasonlóan Ressler és munkatársai is megpróbálták értelmezni a látottakat.  Mivel az infravörös megfigyelésekhez nem álltak rendelkezésükre kinematikai eredmények, így akárcsak e planetáris köd első optikai felméréseinél, a struktúrák elemzésével és hasonló esetek tanulmányozásával próbálták a következtetéseket levonni.

Szerencsére az NGC1514 a gyűrűivel nincs egyedül, más planetáris ködöknél is megfigyelhetőek hasonló struktúrák. Ennek egyik legszebb példája a MyCn18 (Homokóra-köd), melyről a Hubble űrtávcső készített anno egy mára ikonikussá vált felvételt. A többi csillagász korábban már behatóan foglalkozott az NGC1514 „testvéreinek” modellezésével, és azok homokórára emlékeztető alakját, de legfőképpen a gyűrűiket sikerült is megmagyarázniuk a kettőscsillag rendszerekben munkáló kölcsönható csillagszél modellel. Ressler és munkatársai elővéve ezeket a munkákat, rámutattak, hogy részben az NGC1514 gyűrűi is leírhatóak ezekkel, amennyiben azok különösen nagy tömegvesztés keretében születtek. Sőt, kimondottan ennek kellett a legnagyobb anyagkidobódásnak lennie a központi csillag életében, mely még valószínűleg az AGB fázis legelején történhetett. Ezzel a feltételezéssel azért kellett élniük, mert az NGC1514 hasonszőrű társai esetében több gyűrű helyezkedik el egy tengely mentén, míg ennél a planetáris ködnél csak egy-egy gyűrűt sikerült kimutatni. Elképzelhető persze, hogy nagyobb érzékenységgel felvett felvételeken a köd kiterjedtebb lenne, és több, halványabb gyűrűt is sikerülne kimutatni, de ez a jövőbeni infravörös megfigyelésekre vár.

hourglass-1996-07

MyCn18 (Homokóra-köd) a Hubble űrtávcső felvételén.

A többi homokóra alakú köd esetében azonban az optikai tartományban is remekül látszanak a gyűrűk, míg az NGC1514-nél ezeknek semmi nyoma nincs a látható fényben. Ennek egyik oka lehet, hogy anyaga ehhez nem elég meleg. Az infravörös megfigyelések szerint ∼160 K a por hőmérséklete. Az is elképzelhető azonban, hogy fénye egyszerűen csak belevész a halvány külső halóéba.

A WISE felvételei, és a ráépülő kutatásoknak köszönhetően addig ismeretlen struktúrák létezésére derült fény, így a szülőcsillag tömegvesztésének hosszabb időszakáról van ma már lenyomatunk. Ez is megerősítni látszik azt a tényt, hogy az NGC1514 belsejében kettőscsillag lakik.

Közvetve, a planetáris köd szerkezetének tárgyalásakor már többször hivatkoztam az NGC1514 központi kettőscsillagára. Vizsgáljuk meg alaposabban, hogy mit sikerült kideríteni róla a csillagászoknak!

A felvételemen köd középpontjában ragyogó fehéres, kékes-fehér színű különös csillag (BD+30°623) furcsaságai nagyon régóta ismertek voltak a csillagászok előtt. A különös szót nem véletlenül használtam, bár írhattam volna sajátost, ha úgy tetszik. A BD+30°623 csillag a planetáris ködök központi csillagainak speciális csoportját képviseli, melyre az angol szakirodalomban a „peculiar central stars” kifejezést használják. Azokat sorolják ide, melyek nem elég forróak ahhoz, hogy ionizálják az őket körülvevő planetáris ködöket. Több olyan példa is akad, ahol A-K színképosztályú csillag látható a planetáris köd középpontjában. Az NGC1514 is ilyen eset. Még Lutz (1977) vetette fel az ötletet, miszerint ezeknek kell, hogy legyen egy halvány, de forró társuk. Valójában ez a gerjesztő csillag, és nem a hűvösebb, de fényesebb komponens.

Amennyiben ez tényleg így van, bár egyetlen csillagot látunk, de két színkép rakódik egymásra. Így, bár nem kevés munkával, de különválasztható a két csillag, és külön-külön meghatározhatóak a paramétereik. Hogy ez mennyire nem is egyszerű feladat, az bizonyítja, hogy az évtizedek alatt többször is nekifutottak a különböző szakemberek a problémának. Bár Kohoutek (1967) elsőként hívta fel a figyelmet a színképelemzés alapján a BD+30°623 kettősségére, e cikkben most csak a legutolsó, és (talán) a legpontosabb eredményekre hivatkoznék.

Aller és kutatótársai egyfelől az optikai tartományban, földi távcsővel (Calar Alto obszervatórium, 2.2 méteres távcső, Calar Alto Faint Object Spectrograph) felvett színkép elemzésével próbáltak fogást találni a problémán. Másfelől pedig az IUE (International Ultraviolet Explorer) űrtávcső, az ultraibolya tartományban, 1978-1989 között a csillagról rögzített archív spektrumait használták fel. Eme utóbbiak azért voltak roppant fontosak, mivel az NGC1514 He II emissziós vonalai alapján a forró társ hőmérsékletére legalább 60000 K fokot feltételeztek. Az ilyen forró csillagok sugárzásuk jelentős részét már az ultraibolya tartományban bocsájtják ki, így itt a legkönnyebb karakterizálni őket.

A valós színképeket szintetikus színképekkel modellezték. Alapvetően olyan felszíni hőmérsékletű, felszíni gravitációs gyorsulású, fémtartalmú (kémiai összetételű) modellcsillagokat kerestek, melyek szintetikus spektruma a legjobban illeszkedett az igazi spektrumhoz. A lehetséges megoldásokhoz több iterációval jutottak el.

Az elméleti csillagfejlődési modellek szerint, adott fémtartalmú (kémiai összetételű), és adott tömegű csillaghoz, meghatározott fejlődési görbe tartozik a Hertzsprung-Russel diagramon, amennyiben a diagram vízszintes tengelyén az effektív hőmérséklet, függőleges tengelyén pedig a felszíni gravitációs gyorsulás logaritmusát ábrázoljuk. A kutatók a színképelemzésből kapott lehetséges felszíni hőmérséklettel és a lehetséges felszíni gyorsulással a kezükben, az elméleti csillagfejlődési modelleket felhasználva, megkeresték a csillagokra legjobban illeszkedő fejlődési útvonalat, így meghatározva a csillagok tömegét. Mivel a fejlődési modellek azt is megmondják, hogy milyen fejlődési görbe tartozik a választott tömeghez a Hertzsprung-Russel diagramon, amikor annak vízszintes tengelyén az effektív hőmérséklet, függőleges tengelyén pedig a csillag a Naphoz viszonyított luminozitásának logaritmusát ábrázoljuk, így a csillagok további paraméterei is meghatározhatóak. Végső soron levezethető a csillag tömege, sugara, luminozitása, és távolsága. A távolság meghatározásához igyekeztek megbecsülni, és figyelembe venni, az intersztelláris anyag okozta, az NGC1514 irányában igen számottevő extinkciót (fényelnyelést), és szín-excesszust (vörösítő hatást).

Több kritériumnak is meg kellett felelnie azonban az egyes levezetett csillagparamétereknek. Az abszolút és a megfigyelt látszólagos fényességből kiszámított távolságnak elég jól kellett egyeznie a két csillagra, hiszen kettőscsillagról van szó, egymás közelében vannak. A távolságadatoknak ráadásul összhangban kellett lennie az egyéb független módszerekkel kapott mérésekkel. Bár a köd távolsága elég pontatlanul ismert, 200-300 pc távolság tűnik a legelfogadhatóbbnak. A csillagok korának is megfelelő egyezést kellett mutatnia. De nemcsak egymással, hanem a fejlődési modellekkel is.

Ennek fényében döntöttek úgy, hogy a hűvös, fényesebb komponensre illeszkedő két lehetséges megoldás közül csak az egyik lehetőséget tartják meg. Azt az a megoldást elvetették a kettősségi kritérium alapján, hogy a hűvösebb társ egy nagyobb tömegű, a fősorozatról elfejlődő csillag lenne. Ebben az esetben ugyanis jóval fiatalabb lenne a gerjesztő csillagnál. Ráadásul, akkor jóval távolabb is lenne, így semmiképpen sem alkothatna a két csillag egyetlen párt. Az a megoldás illett csak a képbe, hogy a hűvös társ alacsony fémtartalmú és éppen a horizontális ágon tartózkodik.

NGC1514-bs-evotrack

Fejlődési útvonalak a csillagfejlődési elméletek alapján.

Balra a halvány, forró komponens fejlődési útvonalai. Kékkel jelölve a lehetséges paraméterű területet.

Jobbra a fényes, hűvös komponens fejlődési útvonalai. Szürkével az óriás ági fejlődési útvonalak, melyek elvetésre kerültek az ezekből származtatott kor és távolság miatt. Ezek a „megoldások” túl fiatal kort, és túl nagy távolságot eredményeztek a forró csillaghoz képest. Kékkel jelölve a lehetséges paraméterű pont, vörössel a hozzá tartozó horizontális ági fejlődési útvonal.

Részletek a szövegben. Forrás: A. Aller és mások

Mindezek után, Aller és szerzőtársai megalkották a diszkussziót. (Az összes adat a felhasznált irodalomnál megjelölt cikkben érhető el). A fényesebb, hideg komponens 9850±150 K felszíni hőmérsékletű, a HRD horizontális ágán tartózkodó, A0 színképosztályú óriáscsillag. A Napnál nagyjából kétszer nagyobb sugarú (2.1±0.6 R), és fele akkora tömegű (0.55 ± 0.02 M). A fejlődési modellek szerint, fémtartalomtól függően kezdetben 0.8-0.9 naptömegű lehetett. A forró, halvány gerjesztő csillag nagy valószínűséggel O színképosztályú szubtörpe csillag (sdO), de ezt egészen biztosan csak nagyobb felbontású UV spektrum elkészítése, és elemzése után lehetne kijelenteni. Felszíni hőmérséklete 80000-95000 K közötti. Sugara a Napénak mindössze kéttizede (0.22±0.03 R), és körülbelül hasonló, vagy talán alig valamivel nagyobb tömegű (0.56 ± 0.03 M), mint a társa. Viszont kezdetben Napunkhoz nagyon hasonló lehetett a tömege. A páros tagjai 8-12 milliárd évesek. Távolságukra pedig a hűvösebb csillag paraméterei alapján 294±69 pc, a forró komponens paraméterei alapján pedig 253±88 pc adódott.

A diszkussziójukban a kutatók helyt adtak egy „apró”, de mégiscsak fontos megjegyzésnek. Tény, hogy a megfigyeléseikből kikövetkeztették a páros paramétereit. Továbbá a kettősség mellett szól az NGC1514 komplex, buborékos, tengelyszimmetrikus felépítése, amit magányos szülőcsillaggal nem lehet megmagyarázni. Azonban, a duó nem mutatja a kettőscsillagok egyéb jellegzetességeit. Mindmáig nem sikerült változásokat kimutatni a BD+30°623 radiális (látóiránybeli) sebességében. Egy kettőscsillag tagjainak mutatni kellene némi „előre-hátra” irányuló mozgást, miközben a közös tömegközéppont körül keringenek. Ez pedig a Doppler-effektusnak köszönhetően detektálható, kimérhető lenne a színképből. A megfigyelt színképe ilyen jellegű változásokat azonban hosszú időskálán sem mutatott. A BD+30°623 egyszerűen „nem akar” tipikus spektroszkópiai kettőscsillagként viselkedni. A csillag fényességbeli változásokat sem produkál. Tagjai tehát keringés közben nem fedik el egymást. A BD+30°623 nem fedési kettőscsillag. Miért nem látjuk az említett jelenségeket? A szerzők ezt azzal magyarázzák, hogy valószínűleg nagyon szorosan helyezkedik el a két csillag. Talán közös gázburok öleli őket körül. Vagy éppen a pólusaik felől látunk rá a kettősre. Ez az elképzelés egybevág a vonalak keskenységével a hűvös komponens színképében, amit a csillag forgásának ki kellene szélesítenie amúgy (Doppler-effektus). Az is lehet magyarázat, hogy tág rendszerről van szó. Akkor viszont a csillagpályáknak speciálisaknak kell lenniük, amely egyéb problémákat vet fel. Hosszú periódusú, elnyúlt pályával ugyan megmagyarázható lenne az említett jegyek hiánya, de ez nagyban megnehezíteni a köd komplex struktúrájának értelmezését. Nem kizárható, hogy a hűvös, fényes csillag, csak a véletlennek köszönhetően látszik a köd középpontjában.

Ezt a kérdést feszegette Méndez és Kudritzki is. Vajon a két csillag tényleg összetartozó, ahogy ezt mindig is feltételezték a különös színkép alapján? Radiális sebesség vizsgálatuk, melyet a CHFT-vel (France-Hawaii Telescope – Mauna Kea), és az Espandos nagy felbontású spektrográffal végeztek el, ezt erősen megkérdőjelezi. A két csillag radiális sebességében 13±2 km/s sebesség eltérést találtak, de ami még ennél is fontosabb, ez nem mutatott változást a közel 500 nap alatt.

Továbbá meghatározták a hűvös, fényes csillag fémtartalmát is, amire nagyobb értéket kaptak annál, mint ami a horizontális ág tagjaira jellemző. Az A0 színképosztályú csillag tehát jóval fiatalabb a forróbb gerjesztő csillagnál. A csillagfejlődési modellek szerint inkább 3 naptömegű, és fényesebb is, tehát legalább 400 pc a távolsága. Így a két csillag nem lehet egymás társa (253±88 pc a legalább 400 pc ellenében). Aller-nek és társainak korábbi két alternatívája közül Méndez és Kudritzki megfigyeléseinek eredménye, mégiscsak a fősorozatot elhagyó, nagyobb tömegű csillag elképzelést támasztják alá. Ne feledjük el, hogy Aller-ék ezt csak a kettősségen alapuló előfeltevés miatt dobták el!

De térjünk vissza a radiális sebességekre! A forró csillagnál 57±1 km/s, míg a hűvös csillagnál 44±2 km/s sebességet kaptak átlagosan, mely szignifikánsan nem változott a mérés hosszú időtartama alatt. Ha mégis csak feltesszük, hogy összetartozik a két csillag, akkor a sebességek különbsége kizárja azt, hogy a pólusok felől lássuk a közös tömegközéppont körüli keringésüket. Illetve, a radiális sebességek állandósága, hosszú periódust feltételez a keringésre. Akkor viszont, ahogy erre már korábban is utaltam, a hűvös csillagnak nem sok szerepe lehetett a köd struktúrájának felépítésében.

Harmadik érvként az hozható a fel a kettősség ellen, hogy magának az NGC1514-nek a radiális sebessége csak a forró csillag radiális sebességével kompatibilis. Vagyis csak a forró gerjesztő csillag lehet a köd középpontjában. Természetesen nem zárható ki, hogy a planetáris köd eddigi radiális sebességének meghatározására irányuló mérések egytől-egyig szisztematikus hibát tartalmaznak. Amennyiben ez még sincs így, illetve Méndez és Kudritzki mérései sem hibákkal terheltek, akkor a fényes csillag nem a planetáris ködben található.

Összességében tehát Méndez és Kudritzki tanulmánya elveti azt a feltevést, amiből sok korábbi tanulmány kiindult. Vagyis, hogy fizikailag is összetartozó az a két csillag, amit egynek látunk, ha az NGC1514 középpontjára tekintünk. A csillagok a köd közepén talán csak a szerencsés véletlennek köszönhetően látszanak azonos irányba. Ennek a valószínűsége bár nem kizárható, de mindenképpen kicsi. Kimondottan annak tükrében, hogy a Hubble űrtávcsővel sem sikerült felbontani a BD+30°623-at két csillagra (Ciardullo és mások – 1999). Nem vethető el az a lehetőség sem a tanulmányuk alapján, hogy valamiféle kis amplitúdójú sebességváltozás mégiscsak jelen van a csillagok mozgásában. Mind a két csillagnak lehet bolygórendszere, vagy kicsiny tömegű társa. Ezt viszont már csak a jövőbeli pontosabb mérések dönthetik el.

Pár éve, a több mint 3000 ismert galaktikus planetáris köd központi csillagainak csak durván 13%-ról volt spektroszkópiai információnk. Illetve, körülbelül háromtucatnyi alaposan vizsgált központi csillagot katalogizáltak kettőscsillagként. Ezek a számok a cikk írásáig sem emelkedtek meredeken. Továbbiak megfigyelésekre van szükség! Mindenesetre, ha valami végső konklúziót szeretnék levonni az NGC1514-gyel, és úgy általában a planetáris ködökkel kapcsolatban, akkor talán az az lenne, hogy a gömbtől eltérők, változatos alakjának kulcsa a rendszerek kettősségében rejlik. Legyen a társ másik csillag, vagy kisebb tömegű égitest, mint például egy barna törpe, vagy bolygórendszer.

Ahogy az elején is mondtam: az NGC1514 több titkot rejt, mintsem elsőre azt az olvasó sejtené. Még akkor is, ha néhányra időközben már fényderült.

Külön köszönettel tartozom Szabados Lászlónak az általános rész írásakor nyújtott konzultációs lehetőségért!

Felhasznált irodalom:

C. Muthu, B. G. Anandarao: A Spatiokinematic Study of the Planetary Nebula NGC 1514

Michael E. Ressler, Martin Cohen, Stefanie Wachter, D. W. Hoard, Amy K. Mainzer, and Edward L. Wright: The Discovery of Infrared Rings in the Planetary Nebula NGC 1514 During the WISE All-Sky Survey

B. Aryal, C. Rajbahak, R. Weinberger: A giant dusty bipolar structure around the planetary nebula NGC 1514

Henri M. J. Boffin, Brent Miszalski, Thomas Rauch, David Jones, Romano L. M. Corradi, Ralf Napiwotzki, Avril C. Day-Jones, Joachim Koeppen: An Interacting Binary System Powers Precessing Outflows of an Evolved Star

A. Aller, B. Montesinos, L. F. Miranda, E. Solano, A. Ulla: Spectral analysis of BD+30°623, the peculiar binary central star of the planetary nebula NGC 1514

R.H. Mendez, R.P. Kudritzki, M.A. Urbaneja: The two central stars of NGC 1514: can they actually be related?

Szabados László: Planetáris ködök (Meteor csillagászati évkönyv 2017)

 

NGC7331

NGC7331-LRGB-20160707-0135-sx-bin2-360s-TTK

NGC7331 / Deer Lick csoport

2016-07-07, 2016-08-05, 2016-08-26 – Göd

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

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

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

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

Pegazus (vagy Pégaszosz) a görög mitológia szárnyas lova, aki Poszeidón és Medúza „nászából” fogant. Annak előtte Medúza még szépséges szűz volt, és Pallasz Athéné kísérője. Büntetésül maga Athéné Istennő változtatta szörnyű teremtménnyé, miután (egyes változatok szerint) Poszeidón erőszakot tett rajta, ártatlanságát elvesztette. Medúza fejéről kígyók tekeregtek alá, s pillantásával a halandókat kővé változtatta. Életének végül Perszeusz vetett véget, mikor az Athénétől(!) kapott pajzzsal és egy sarlóval felszerelkezve levágta annak fejét. Pegazus és Khrüszaór gigász ekkor pattant elő teljes életnagyságban anyja testéből. Pegazus további sorsát illetően már az ókorban többféle elbeszélés létezett. A reneszánsz során ezek a történetek kissé át is alakultak. Például több szerepet kapott Perszeusz történetében. A klasszikus görög mítoszokban még a Hermésztől kapott mágikus sarkantyút használta Perszeusz a sziklához kötözött Androméda megmentésekor. Azonban, a XV-XVI században már úgy mesélték, illetve ábrázolták, hogy Perszeusz Pegazus hátán érkezett, hogy a Cettől a királylányt megmentse.

Pegazus kulcsszerepet játszott Bellerophontész mítoszában is. A hős segítségével győzte le Khimairat, az oroszlántestű nőstényszörnyet, melynek hátán kecskefej meredezett, és farka kígyófejben végződött. Az amazonok ellen vívott harcban, hősünk szintén kihasználta Pegazus nyújtotta magaslati előnyét. Bellerophontészt végül sikerei olyannyira elvakították, hogy Pegazus hátán egyenesen az Olimposzra lovagolt, mert úgy gondolta, hogy magának is az istenek között a helye. Zeuszt feldühítette az arcátlanság, és böglyöt küldött, mely megcsípte Pegazust. A ló levetette hátáról Bellerophontészt, aki visszazuhant a földre. Új gazdája maga Zeusz lett. S mivel Pegazus hűen szolgálta őt, hordta villámait, Zeusz tiszteletből csillagképpé változtatta.

Ez hát Pegazus mítosza. Az viszont maga a valóság, hogy a Pegazus egyike annak a 48, Ptolemaiosz által felsorolt csillagképnek (Almageszt), melyet a mai napig használunk. Ma összesen 88 csillagkép létezik, melyeket a Nemzetközi Csillagászati Unió (International Astronomical Union, IAU) 1922-ben fogadott el.

Pegasus_IAU.svg

A Pegazus csillagkép, és a hozzá tartozó területek. A Pegazus-négyszög igen jellegzetes alakzat, noha annak „bal felső” csillaga (α Andromedae) már az Androméda csillagképhez tartozik. 

A Pegazus vidéke hemzseg a látnivalóktól. Kimondottan, ha valaki galaxisokra vadászik. Igaz, legtöbbjük olyan apró és halvány, hogy nagyobb méretű amatőrtávcsőre van szükség a megpillantásukhoz, illetve lefényképezésükhöz. Akad azonban könnyebb célpont is. Az NGC7331 katalógus számú galaxis a Pegazus csillagkép legfényesebb, és talán legismertebb galaxisa. A Matar (η Peg) nevű csillagától nem egészen 4.5 fokra, észak-északnyugatra, nem is nehéz ráakadni erre a 9.5 (V) magnitúdós és 10.5 x 3.7 ívperc látszólagos kiterjedésű csillagvárosra.

A csillagrendszert William Herschel fedezte fel 1784-ben. Érdekes, hogy Charles Messier több hasonló paraméterrel rendelkező mély-ég objektumot katalogizált, véleményem szerint ennél nehezebben megpillanthatóakat is, de ez a galaxis valamiért mégis kimaradt gyűjteményéből. Természetesen, ez mit sem von le Messier érdemeiből.

NGC7331-Pegazus-02

Az NGC7331 nem egészen 4.5 fokra, észak-északnyugatra található a Pegazus csillagkép Matar (η Peg) nevű csillagától.

Ha már megemlítettem Messier nevét, akkor megjegyzem, hogy az általa felsorolt 110 objektum megfigyelése szerintem egy nagyszerű program kezdő mély-ég észlelők számára. Gyakorlott megfigyelőknek pedig a Messier-maraton kitűnő szórakozás, melynek során egyetlen éjszaka alatt kell a lehető legtöbb Messier objektumot teljesíteni. Erre az egyik legkitűnőbb alkalom április elejének környéke. Hazánkból már többen is teljesítették a kihívást, eljutva egészen 109 objektumig (az M30 megfigyelése hazánkból lehetetlen ebben az időpontban).

Az idők folyamán azonban több katalógus, pontosabban szólva gyűjtemény is napvilágot látott, mely egyfajta további észlelési programot ad azok kezébe, akik már felkeresték az összes Messier objektumot, és a távoli világűr további szépségére is kíváncsiak. Úgy gondolom, minden lelkes mély-ég észlelő életében eljön ez a pillanat. A Messier katalógus közel sem tartalmazza az égbolt fényesebb mély-ég objektumainak teljes listáját. Nem is ezzel a céllal született. Sir Patrick Alfred Caldwell-Moore viszont azon a véleményen volt, hogy szükség lenne egy kiegészítésre, kimondottan amatőrcsillagászoknak. Ezzel az indíttatással állította össze, és publikálta saját katalógusát 1995-ben, mely Caldwell katalógusként lett ismert.

CaldwellStarChart-2000px

Caldwell objektumok az égbolton.

Ezek nem az ő önálló felfedezései, csupán összegyűjtötte az égbolt izgalmas, és viszonylag fényes mély-ég objektumait, melyeket mások figyelmébe szeretett volna ajánlani, és melyek hiányoztak a Messier katalógusból. A Caldwell katalógusban az objektumok deklinációjuk szerint következnek sorba. Továbbá az égbolt déli féltekének gyönyörűségeiből is tartalmaz egy jókora merítést. Az NGC7331 éppen a harmincadik objektum a Caldwell katalógusban, így amatőrcsillagász körökben gyakran C30-ként is szoktak rá hivatkozni.

NGC7331-LRGB-20160707-0135-sx-bin2-360s-TTK-label

A felvételen elsőként a négy apró galaxisokkal körülvett NGC7331 spirál galaxis vonja magára a szemlélő figyelmét, és természetesen ott van a csillagokkal telehintett látómező. A csillagok mind a Tejútrendszerünkhöz tartoznak. De mi a helyzet a galaxisokkal? Vajon van fizikai kapcsolat a Deer Lick csoport tagjai, vagyis az NGC7331, az NGC7336, az NGC7335, az NGC7340 és az NGC7337 között?

Az NGC7331 távolságát az elmúlt évtizedekben több módszerrel is megpróbálták meghatározni. A spirál galaxis felépítése és nagy inklinációja (kb. 73°) ideális körülményeket biztosított az úgynevezett Tully-Fisher reláció használatára. A Tully-Fisher reláció (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 részletekbe nem nagyon elmerülve, arról van szó, 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 meghatározható. Ezzel a módszerrel a kilencvenes évek elején végzett alapos vizsgálatok után 12Mpc (kb. 39 millió fényév) távolságot kaptak a csillagászok.

Ezt követően nem sokkal, a kilencvenes évek közepén indult egy projekt (The Hubble Space Telescope Extragalactic Distance Scale Key Project), melyben a Hubble űrtávcsővel kívánták meghatározni 20 Mpc-en belül 18 galaxis távolságát a benne található Cepheida típusú változócsillagok segítségével.

A Cepheida változócsillagok radiálisan pulzálnak. Az átmérőjükben és hőmérsékletükben bekövetkező változás az oka, hogy fényességük meghatározott, stabil periódus szerint változik.

Henrietta Swan Leavitt még 1912-ben felfedezte fel a Cepheida-k fényváltozási periódusa és abszolút fényessége között fennálló kapcsolatot, miután a Nagy Magellán-felhő Cepheida változóiról készült több száznyi fotólemezt áttanulmányozta. E csillagok úgynevezett standard gyertyaként használhatók az őket tartalmazó halmazok, galaxisok távolságának meghatározására. A Cepheida periódusából adódik, annak abszolút fényessége. Ennek, és a mért látszólagos fényességnek a birtokában a távolság pedig már meghatározható.

Maga Edwin Hubble is Cepheida típusú változócsillagokat használt az Androméda galaxis távolságának meghatározásához. Sikeresen azonosította őket, majd a periódus-fényesség relációjuk felhasználásával bizonyította 1926-ban, hogy az Androméda galaxis a Tejútrendszeren kívül elhelyezkedő önálló csillagváros.

Hubble_V1

Edwin Hubble egyik felvétele, rajta az Androméda galaxisban azonosított Cepheida változókkal.

Ezúttal a Hubble-ről elnevezett űrtávcsőn volt a sor, hogy megismételje azt a bravúrt, amit a Hooker távcső itt a Földön közel 70 évvel ezelőtt. A kitűzött távolság azonban ebben az esetben 25-ször nagyobb volt. Végül a kutatók 13 Cepheida változót azonosítottak biztosan az NGC7331-ben, és ezeket használták fel a galaxis távolságának meghatározására.

NGC7331-Ceph-HST

Cepheida típusú változócsillagok az NGC7331-ben a Hubble űrtávcső felvételén.

Az 1998-ban publikált eredmények szerint a galaxis távolsága 15.1 (+1.0/-0.9) Mpc, vagyis nagyjából 49 millió fényév.

A csillagászok a „kis” galaxisok távolságát is meghatározták. Ezek jóval távolabb vannak, mint az NGC7331. Olyannyira, hogy még a Hubble űrtávcső is képtelen megpillantani bennük az amúgy igen fényes Cepheida változócsillagokat. E négy galaxis esetében egészen más módszert is használtak.

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. Megmérve a vöröseltolódást kiszámítható a távolodás sebessége, ebből pedig a Hubble-törvény alkalmazásával már következik a galaxis távolsága.

Az NGC7335, NGC7337, és az NGC7340 hasonló távolságra vannak, de jóval az NGC7331-en túl. Szám szerint, 264 millió fényévre, 275 millió fényévre, 268 millió fényévre. Az NGC7336 a maga 371 millió fényéves távolságával azonban, még rajtuk is túltesz.

A fentebb feltett kérdésre válaszolva: a Deer Lick csoport tagjai, bár pompásan mutatnak így együtt, három jelentősen eltérő távolságban vannak. A csoportosulás mindössze látszólagos.

Az NGC7331 valójában tényleg része egy galaxis csoportnak. Ez nem túlságosan sűrű, és tagjai az égbolt viszonylag nagy területén, szétszórtan helyezkednek el. Elég nagy területen ahhoz, hogy az én látómezőmbe már ne férjenek bele. E csoport fényesebb tagjai: az NGC7217 (kb. 6° távolságra az NGC7331-től, ez a második legfényesebb), az NGC7320, az NGC7292, az NGC7457 (a harmadik legfényesebb), az UGC12060, az UGC12082, az UGC12212, az UGC12311, és az UGC 12404. Talán az NGC7320 a leginkább ismert közülük, a Stephan´s Quintett révén. Igaz, nincs fizikai kapcsolatban az ötös másik négy galaxisával. Megint csak egy véletlen egybeesés!

Gyakran beszélnek, vagy éppen írnak az NGC7331-ről, mint galaxisunk ikertestvéréről. Ez azonban csak félig-meddig igaz.

A 49 millió fényév körüli távolságot elfogadva, a galaxis átmérője nagyjából 100000 fényév, vagyis Tejútrendszerünk és az NGC7331 hasonló méretű spirál galaxis. Szintén, a Cepheida változócsillagokra alapozott távolságát alapul véve, látszólagos fényességéből már következik a valódi fényessége (luminozitása). Ez utóbbi és a galaxis kinematikai vizsgálatainak eredménye alapján tömege 4.6 x 1011 naptömeg (Tully-Fisher reláció). Kijelenthető tehát, hogy az NGC7331 a saját galaxisunkkal egy „súlycsoportjába” tartozik. Morfológiai típusa SA(s)b D. Ellentétben saját Tejútrendszerünkkel, ez a spirális csillagrendszer nem küllős, vagyis a galaxis karjai közvetlenül a magból indulnak. Ha már mindenképpen az NGC7331 ikertestvérét keressük „a közelben”, akkor morfológiáját tekintve, az az Androméda-galaxis (M31).

 Hubble_-_de_Vaucouleurs_Galaxy_Morphology_Diagram-mini

A Hubble – de Vaucouleurs galaxis morfológiai diagram.

Bár a korai elképzelések miatt, ma is használják a korai típusú (elliptikus, lentikuláris galaxisok), és a késői típusú galaxis elnevezést (spirál galaxisok, irreguláris galaxisok), ma már tudjuk, hogy valójában a galaxisok fejlődése nem a balról jobbra irányt követi az ábrán. Most csak a spirál galaxisokra koncentrálva, ezek három osztályba sorolhatóak. Normál spirál galaxisok (felül), átmeneti spirál galaxisok (középen), küllős spirál galaxisok. Figyeljük meg, hogy ez utóbbi esetben a küllőből indul a spirálkar. A Hubble Űrtávcső 2000 galaxist magában foglaló felmérése, a Cosmic Evolution Survey (COSMOS) eredményei szerint a múltban kisebb volt a küllős galaxisok aránya a spirális galaxisok között. A mai univerzumban a spirál galaxisok körülbelül 65% rendelkezik küllős szerkezettel, míg a múltban ez az arány, mindössze 20% volt. 7 milliárd év alatt megháromszorozódott a számuk. Az is kiderült, hogy a galaxis tömege is fontos szerepet játszik abban, hogy mikor válik egy spirális galaxis küllőssé, vagyis mikor éri el a fejlettség/érettség eme szintjét. A nagytömegűek gyorsan legyártják csillagaikat, miközben felélik intersztelláris gázkészletük jelentős részét. A rövidéletű forró kék csillagok kihalásával, az újabb populációk utánpótlásának hiányában, vörös korongokká válnak az űrben. A kisebb tömegű galaxisok azonban nem fejlődnek olyan gyorsan. Náluk később alakul ki a küllős struktúra. A csillagászok ma úgy vélik, hogy a küllős szerkezet létrejötte a spirál galaxisok fejlődésének egyik állomása.

Első ránézésre az NGC7331 átlagos spirál galaxis benyomását kelti. A kilencvenes években azonban furcsa felfedezést tett csillagászok egy csoportja, miközben a Kanári-szigeteken (La Palma) lévő 4.2 méter tükörátmérőjű William Herschel Távcsővel megvizsgálták a galaxist a közeli infravörös tartományban. Felvételeket készítettek, illetve spektroszkópiai méréseket végeztek. A galaxis felépítését, szerkezetét, a galaxison belüli sebesség eloszlásokat igyekeztek feltérképezni. Megfigyeléseik igen meghökkentő eredménnyel zárultak. Megállapították, hogy a galaxis központi régiója lassú ellentétes irányú forgást végez a gyorsan forgó koronghoz képest. De mi lehet ez a furcsa háromtengelyű képződmény a belső 5ʺ sugarú területen? Erre két lehetséges magyarázattal is szolgáltak a felfedezők. Az első szerint elképzelhető, hogy mégis küllős galaxis az NGC7331, és a küllő éppen a végével fordul felénk. A második lehetőség azonban a sokkal valószínűbb, miszerint ez külső eredetű, és egy korábbi nagyobb méretű, galaxisok közötti összeolvadás eredménye. Az ellentétes irányba forgó rendszer nem más, mint a másik galaxis maradványa. Amennyiben, ez valahogy mégiscsak belső eredetű lenne, az nagyon feladná a leckét a csillagrendszerek kialakulásával foglalkozó kutatóknak és elméleteiknek.

Infravörös tartományban azonban nemcsak a Föld felszínéről vizsgálták az NGC7331-et, hanem a NASA Spitzer űrtávcsövével is. Ez az objektum is része volt annak a programnak (Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey), melyben 75 viszonylag közeli galaxis infravörös tartományban történő feltérképezését tűzték ki célul. A Spitzer olyan dolgokat is képes volt meglátni, ami a látható fény tartományban többnyire rejtve marad előlünk.

NGC7331-PIA06322-rot

Az NGC7331 az infravörös tartományban a Spitzer űrtávcsővel készült felvételen.

A fényképen négy szín jelöli a különböző hullámhosszú infravörös sugárzást: 3.6 mikron a kék, 4.5 mikron a zöld, 5.8 mikron a sárga és végül 8.0 mikron a vörös szín. A rövidebb hullámhosszú sugárzás (kék és zöld szín) az idősebb hidegebb csillagoktól származik, főleg ezek sugárzása uralja ezt a tartományt. A hosszabb hullámhosszakon (sárga és vörös szín) a csillagok már kevésbé sugároznak, ott a porfelhők válnak hangsúlyossá.  Egészen pontosan az úgynevezett policiklusos aromás szénhidrogének (PAH – Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) sugárzását láthatjuk ezeken a hullámhosszakon.

A csillagok sugárzása által felmelegített por emissziója folytonos az infravörös tartományban. Ezt a folytonos spektrumot szilikát elnyelési vonalak (vagy sávok), illetve a policiklusos aromás szénhidrogének emissziós vonalai (vagy sávjai) tarkítják. A Spitzer teleszkóp infravörös kameráját pedig kimondottan úgy tervezték, hogy eme utóbbi megfigyelésére (is) alkalmas legyen. A csillagászok korábban azt tapasztalták, hogy ahol előfordul a csillagközi por, ott a policiklusos aromás szénhidrogének is előfordulnak. A csillagok sötét helyeken, sűrűs gáz- és porfelhők mélyén keletkeznek, ahová optikai tartományban vajmi kevés esélyünk van bepillantani. Az 5.8 és 8.0 mikronos emisszió azonban elárulja e fészkek helyét. Nemcsak elárulja, de egyben fel is tárja a részletek. Amíg a csillagkeletkező régióknak csak sziluettjét látjuk mindössze az optikai tartományában, addig a policiklusos aromás szénhidrogének szépen kirajzolják a ködök struktúráját.

A felvételen tisztán látszik, hogy a központi rész szinte csak öreg csillagokat tartalmaz, míg a karok bővelkednek porban és gázban, de nemcsak a karok. A galaxis centrumát egy 20000 fényév sugarú gyűrű alakú aktív csillagkeletkezési terület veszi körül. A Spitzer adatai alapján nagyjából még 4 milliárd Naphoz hasonló tömegű csillag keletkezéséhez elég gáz lehet ebben a hatalmas gyűrűben. E roppant méretű struktúra a rádió és infravörös megfigyelések előtt teljes mértékben ismeretlen volt. Ez az optikai tartományban, így az én felvételemen sem látható. Ez is azt mutatja, hogy mennyire fontos a világegyetem folyamatainak megértése szempontjából a teljes elektromágneses spektrumot lefedő kutatás. Ezt azonban a csillagászokra hagyom, én amatőrcsillagászként (egyelőre) maradok az optikai tartományban történő észlelésnél, saját kedvtelésre.

A felvételről dióhéjban

Pár éve már készítettem felvételt az NGC7331-ről. Akkori főműszerem egy UMA-GPU APO Triplet 102/635 volt, melyhez ASI 120MM monokróm kamerát használtam. Mindig is dédelgettem a tervet, hogy egyszer majd egy nagyobb távcsővel és jobb dinamikával rendelkező kamerával visszatérek erre a galaxisra, vagy legalább újra feldolgozom a képet. Nem voltam sosem teljesen elégedett az eredménnyel, de akkor ennyit tudtam. Természetesen ma sem tartom magam nagy mágusnak. 🙂

Ennek a fotónak az L (Luminance) komponenseit mégsem azzal a céllal készítettem, hogy valóra váltsam az említett tervet. Egészen más témát fotóztam, és nem voltam tökéletesen elégedett a vezetéssel. Nem volt rossz, de mintha bolyongott volna kissé a mechanika. Kíváncsi voltam, hogy a jelenség függ-e attól, hogy milyen irányban néz, és milyen magasan áll a távcső. Ehhez az egyik tesztobjektum az NGC7331 volt. Kiderült, valóban a mechanikán kellett állítani, de erre nem azon az éjszakán került sor. A teszt közben készült felvételeket először ki akartam dobni, de külső unszolásra végül mégsem tettem. Augusztusban felvettem a színszűrős felvételeket is. Közel másfél hónap után pedig végre arra is lett időm, hogy kidolgozzam a képet, és felújítsam a korábbi cikket. Megérdemelne még a téma némi törődést (több L kép, alaposabb kidolgozás), de most ennyi fért bele.

Felhasznált irodalom:

F. Prada, C. Gutierrez, R.F. Peletier, C.D. McKeith: A Counter-rotating Bulge in the Sb Galaxy NGC 7331

Hughes, Shaun M. G.; Han, Mingsheng; Hoessel, John; Freedman, Wendy L.; Kennicutt, Robert C., Jr.; Mould, Jeremy R.; Saha, Abhijit; Stetson, Peter B.; Madore, Barry F.; Silbermann, Nancy A.; Harding, Paul; Ferrarese, Laura; Ford, Holland; Gibson, Brad K.; Graham, John A.; Hill, Robert; Huchra, John; Illingworth, Garth D.; Phelps, Randy; Sakai, Shoko: The Hubble Space Telescope Extragalactic Distance Scale Key Project. X. The Cepheid Distance to NGC 7331

Kartik Sheth, Debra Meloy Elmegreen, Bruce G. Elmegreen, Peter Capak, Roberto G. Abraham, E. Athanassoula, Richard S. Ellis, Bahram Mobasher, Mara Salvato, Eva Schinnerer, Nicholas Z. Scoville, Lori Spalsbury, Linda Strubbe, Marcella Carollo, Michael Rich, Andrew A. West: Evolution of the Bar Fraction in COSMOS: Quantifying the Assembly of the Hubble Sequence

Johannes Ludwig, Anna Pasquali, Eva K. Grebel, John S. Gallagher III: Giant Galaxies, Dwarfs, and Debris Survey. I. Dwarf Galaxies and Tidal Features Around NGC 7331

Joshua Davidson, Sanjoy K. Sarker, Allen Stern: Possible Evidence of Thermodynamic Equilibrium in Dark Matter Haloes

Guillermo A. Blanc, Tim Weinzirl, Mimi Song, Amanda Heiderman, Karl Gebhardt, Shardha Jogee, Neal J. Evans II, Remco C. E. van den Bosch, Rongxin Luo, Niv Drory, Maximilian Fabricius, David Fisher, Lei Hao, Kyle Kaplan, Irina Marinova, Nalin Vutisalchavakul, Peter Yoachim: The VIRUS-P Exploration of Nearby Galaxies (VENGA): Survey Design, Data Processing, and Spectral Analysis Methods

NGC6015 – Első bevetésen a 300/1200-as Newton távcső

NGC6015-LRGB-20160429-2259-sx-bin2-360s-TTK

Az NGC6015 spirál galaxis a Sárkány csillagképben

2016-04-29, 2016-05-30, 2016-05-31 – Göd

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

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

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

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

Ez a cikk most kicsit más lesz, mint amiket az elmúlt években egy-egy fotóm kapcsán publikáltam. A tőlem talán már megszokott, nagyobb lélegzetvételű ismertető helyett, ezúttal csak rövidebb személyleírást adnék magáról az objektumról, és sokkal inkább az elmúlt hónapok azon történéseire és élményeire koncentrálnék, melyek aztán egészen az NGC6015 spirál galaxisról készült fotóig vezettek.

Az NGC6015-ről dióhéjban

Az NGC6015 a Sárkány csillagkép területén található, véleményem szerint igen szép csillagkörnyezetben. Fényessége 11.14 (V) magnitúdó, látszólagos mérete az égen 5.4ˊ x 2.1ˊ. A fényes, a spirálkarokat is tartalmazó ovális rész legnagyobb kiterjedése azonban mindössze nagyjából 3.5ˊ.

NGC6015-map2

Az NGC6015 pozícióját a Sárkány (Draco) csillagképben a kis négyzet jelöli.

Távolsága csak igen pontatlanul ismert. Viszonylag közel van ahhoz, hogy a színképvonalainak vörös eltolódását megmérve, és a Hubble-törvényt felhasználva, megbízható távolságértéket kapjunk. A csillagászok inkább a Tully-Fisher relációt használták fel ahhoz, hogy valahogy képet alkossanak arról, hogy milyen távolságban is van valójában. A mérést az elmúlt évtizedekben többen is elvégezték, és igen csak különböző eredményeket kaptak. Az értékek 10.4 Mpc (bár ez kiugróan alacsony a többihez képest) és 20.2 Mpc között szóródnak. Ezek középértékét véve a galaxis távolsága 17.1 Mpc (55.7 millió fényév), míg átlagot tekintve 16.2 Mpc (52.8 millió fényév).

A Tully-Fisher reláció (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 részletekbe nem nagyon elmerülve, arról van szó, 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 meghatározható.

A távolságadatokból és az égen látszó méretéből az következik, hogy a galaxis valós mérete durván csak a fele a Tejútrendszerünknek, legalábbis ha csak az optikai tartományban készült csillagászati felvételeket vesszük alapul. A 21 cm-es rádió hullámhosszon végzett megfigyelések ugyanis azt mutatják, hogy az NGC6015 kétszer kiterjedtebb. A 21 cm-es sugárzást 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 galaxist tehát atomos hidrogént tartalmazó felhők ritka leple veszi körül. Ráadásul a HI területek eloszlása, illetve a galaxison belüli sebességek vizsgálata is arra utal, hogy a galaxis korongja 170ʺ sugáron túl deformált.

NGC6015-radio-HI

Baloldalon a galaxis rádiókontúrja látható, míg jobboldalon a B szűrővel felvett képe. A HI régiók jóval kiterjedtebbek, mint a galaxis optikai tartományban megfigyelhető képe. Az is megfigyelhető, hogy az atomos hidrogén felhők eloszlása aszimmetrikus a koronghoz képest – Forrás: L. Verdes-Montenegroa és mások

Az NGC6015-öt halvány álgyűrű (pseudo-ring) veszi körül, mely kissé kékes árnyalatú, kék színtöbblettel rendelkezik. Ennek egyik lehetséges magyarázata, hogy az ott összegyűlt hideg gáz remek környezetet nyújt a csillagok kialakulásához. A fiatal nagytömegű, és ezért kék csillagok pedig jelentősen túlragyogják kisebb testvéreiket, melyek halványabbak és sárgás, illetve vöröses színűek. Innen a gyűrű kékes árnyalata. Mindenesetre annyi bizonyos, hogy a csillagbölcsőkhöz szükséges anyag bőségesen rendelkezésre áll, a vizsgálatok szerint a galaxis teljes atomos hidrogénkészletének 43%-át ez a régió tartalmazza, mintegy 1.5 x 109 naptömegnyit.

Az NGC6015 úgynevezett pelyhes galaxis (flocculent galaxy). Ezeknél a karok nehezen kivehetőek, szakadozottak, kissé „szedett-vedett”, kaotikus a korong. A két kar a centrum környékékéről indul. 1ˊ-re a centrumtól kezdődően a galaxis struktúrája pelyhessé válik, majd 1.5ˊ-nél indulnak az úgynevezett álkarok (pseudoarms), melyek külső részei egészen az álgyűrűig érnek. A karokat kékes és vöröses pöttyök tarkítják mindenfelé, melyek valójában hatalmas kékes fényű csillaghalmazok, illetve vöröses színben pompázó ionizált gázfelhők. Ezek mind a folyamatosan zajló csillagkeletkezésnek az egyértelmű jelei, melyet a spirális szerkezet kialakulásáért felelős, a galaxison belül jelenlévő sűrűséghullámok indítottak be. A fiatal nagytömegű csillagok intenzív sugárzása és az ionizált gázfelhők, vagyis az úgynevezett HII régiók életre keltik a spirálkarokat, vagyis e struktúrák főként ezeknek köszönhetik „kivilágításukat”.

Mivel a galaxisra eléggé ferdeszögből látunk rá (inklinációja 63°), így nem könnyű állást foglalni az ügyben, hogy van-e egyáltalán központi dudora (bulge). A megfigyelések szerint, ha van is neki, az egyáltalán nem számottevő. Az a galaxis egészéhez képest csak kis kiterjedésű, és igen kis tömegű.

Egy másik kérdés, ami már évtizedek óta foglalkoztatja a kutatókat, hogy vajon van-e ennek a galaxisnak küllője (bar). Az NGC6015-ről a közeli infravörös tartományban, különböző hullámhosszakon (JHK bands) rögzített, majd e felvételekből készült kompozit képeken, a centrum környékén elnyúlt struktúra fedezhető fel, mely küllőre emlékeztet. Szintén a közeli infravörös tartományban elvégzett (I, JHK bands) fotometriai vizsgálatok viszont csak igen gyenge bizonyítékot szolgáltattak a küllő létezésére. Éppen ezért bizonyos publikációkban a galaxis morfológiai besorolása SA(s)cd, míg másutt az SB(s)cd besorolással lehet találkozni. Az „SA” a nem küllős spirál galaxist, az „SB” a küllős spirál galaxist jelenti. Az „(s)” tag jelentése, hogy a mag környékén nem figyelhető meg gyűrűs struktúra (pure spiral). A cd tag pedig arra utal, hogy a karok csak lazán tekerednek körbe.

Csak a távolságát és felépítését tekintve is igen sok még a bizonytalanság ezen objektum körül. Pedig fontos lenne ezeket pontosabban is ismerni, ugyanis az NGC6015 izolált galaxis. Ez annyit jelent, hogy a galaxis nem áll kölcsönhatásban más galaxissal, illetve halmaztagok sem fejtenek ki rá hatást szinte a világegyetem keletkezése óta, de legalább azóta, hogy tömegének a felét összegyűjtötte. Az ilyen típusú csillagvárosok ideálisak, hogy a csillagászok ellenőrizzék a galaxisok evolúciójával kapcsolatos elméleteiket. Továbbá fontos a szerepük abban, hogy jobban megérthessék a környezeti hatásokat a népes galaxis halmazokon belül, és megválaszolhassák, e hatások miként befolyásolják egy-egy galaxis, illetve a halmaz egészének fejlődését.

Az NGC6015 tehát nemcsak egyszerűen szép és mutatós, de egyben különleges is a maga nemében. Az itt megkezdett gondolatsort még folytatni kívánom a jövőben, egy másik cikk keretében. Most azonban, ígéretemhez híven, had meséljem el e felvétel történetét, mely nem 2016. április 29/30. éjszkáján kezdődött. Az előzmények jóval korábbiak.

Az első felvételig vezető út

Több távcsövem is volt az elmúlt évtizedekben, melyekkel sokat észleltem vizuálisan. Mindegyikhez szép emlékek fűznek, noha a legtöbbet mára már vagy eladtam, vagy elajándékoztam. Valamivel több, mint három éve hűséges társam egy UMA-GPU APO Triplet 102/635 távcső. Rengeteg vizuális és fotografikus élménnyel ajándékozott meg a csillagos égbolt alatt. Optikai minőségben és hordozhatóságban ez a kis lencsés távcső messze túlszárnyalta a korábbi műszereimet.

Azt mondják az első mindig felejthetetlen. Nos, valóban így van ez. Sosem felejtem el azt az élményt, amikor elkészítettem vele az első felvételeimet, majd másnap a notebook előtt ülve kezdett lassan összeállni az első kép. Ezt újabb, és újabb próbálkozások sora követte. Messze nem voltak tökéletesek ezek az asztrofotók, mai szememmel nézve ezer sebből vérzett mind. De hé! Mégiscsak megörökítettem a világűr távoli szegletének darabkáját. Én magam! Ott volt az áhított objektum a képen. Ugyanazt az ujjongást éreztem, mint amikor korábban, és az óta is, valami izgalmasat, valami lenyűgözőt sikerült megpillantani az okuláron keresztül.

Ma úgy gondolom, hogy addig nem hagyok fel az asztrofotózással, míg egy-egy felvételsorozat zajtengeréből kiemelve az engem érdeklő célpontot, sikerül átélnem újra, meg újra ezt az érzést. Az amatőrcsillagászattal pedig addig nem hagyok fel, míg a világegyetem csodáinak befogadás megadja számomra azt a különös euforikus érzést. Legyen akár az érdeklődésem tárgya asztrofizikai értelemben izgalmas, vagy csak egyszerűen a maga nemében gyönyörű. Szétválasztható ez egyáltalán?

Miért is osztom meg a felvételeimet, a cikkeimet, a mondandómat másokkal? Miért is tartok távcsöves csillagászati bemutatókat embereknek? Miért népszerűsítem a csillagászat tudományát a magam módján? A válasz talán az lehet, hogy szeretném a megélt élményeimet átadni másoknak. Sőt, szeretném, ha ők is átélnék azt! Mindig jó látni az emberek csodálkozó arcát, az átszellemülést, amikor távcsőbe pillantanak, mikor felnéznek az égre, vagy megnéznek egy fotót, s ha ez nem is változtatja meg az életüket, de mégis valahol gazdagabbak lesznek egy élménnyel. Valamit hazavisznek, és ha csak apró darabként is, de részükké válik. Ennél talán nem is kell több.

A fentebb felsorolt dolgokból a kis APO-nak (is) köszönhetően volt részem bőven. Szerencsésnek érzem magam, hogy összehozott minket a sors.

Amennyiben az olvasó ellátogat az oldalamra, és megnézi, hogy mely csillagászati objektumok keltették fel az érdeklődésemet, és melyeket fotóztam le az elmúlt években, akkor maga is rájöhet arra, hogy ezek többnyire látszólagosan kisebb kiterjedésű célpontok voltak. Bár kétségtelen, hogy egy részük kisebb távcsövekkel is fotózható, de az alkalmanként Ausztráliában bérelt távcsövek mutatták meg nekem azt igazán, hogy a nagyobb apertúra és a hosszabb fókusz az, ami igazán feltárja a részleteket ezek esetében. 2015 őszén kezdett munkálni bennem a gondolat, hogy ha nem is 40-50 cm-es, de az APO-nál nagyobb távcsövet be kellene szereznem magamnak.

Innentől hosszú vívódások sora vette ezzel kezdetét. Az UMA GPU egyik legfőbb előnye volt a hordozhatósága, és hogy egyedül is könnyen össze tudtam szerelni. Anno a kiválasztásakor ezek is fontos szempontok voltak. Célom volt tehát, hogy az új műszert egyedül is munkára tudjam bírni az éjszakában.

Régi Netwon távcsöveim viszonylag gyakran szorultak kollimálásra. Igaz, hogy viszonylag sokat mozgattam, szállítottam őket. Így utólag talán nem is voltak kifogástalan konstrukciók. Ehhez képest a kis APO-t csak feldobtam az állványra, és miután felvette a környezet hőmérsékletét, máris bevetésre készen állt. Régi emlékeim alapján, semmi kedvem nem volt a kollimáció ellenőrzésével kezdeni egy-egy éjszakát. Éppen ezért, szinte csak APO távcsöveket nézegettem kezdetben. Két dilemma azonban így is akadt. Az első, hogy a hőn áhított 15 cm-es apertúrával rendelkező APO-k már igencsak borsos áron voltak kaphatóak. Nem vonom kétségbe, főleg a sajátommal szerzett tapasztalatok alapján, hogy bizony ezek a lencsék valóban remekül teljesítenek. Továbbá azzal is tisztában vagyok, hogy a távcsőpiacon (is) mindennek annyi az ára, amiért még van megfelelő kereslet. De e távcsőtípus egyik kétségtelen hátránya a magas ár.

A másik dilemmám az volt, hogy bizony ezek a távcsövek már tekintélyes tömeggel rendelkeztek, túllépve a SkyWatcher HEQ5-Pro mechanikám gyártó szerinti teherbírását. Megjegyzem, hogy mivel a puding próbája az evés, így a meglévő mechanikám csakis akkor szándékoztam volna lecserélni, ha használat közben kiderül, hogy nem bírja el a terhelést. Nem vagyok szívbajos, ha egy kicsit túl kell terhelni a mechanikát. Félreértés ne essék, nem tanácsolom ezt senkinek. Szóval, mindenki csak saját felelősségére tegyen ilyet!

Hosszas pénzügyi mérlegelés, és sok teszt elolvasása után a SkyWatcher 150/1050-es ESPRIT modellje tűnt csábítónak az „olcsóbb” alternatívák közül. Olyannyira, hogy nagy levegőt vettem, igen nagyot, és felvettem a kapcsolatot az egyik távcsőforgalmazóval. Sajnos az utolsó példányokat éppen az orrom elől halászták el. Nem estem nagyon kétségbe. Gondoltam, hogy megvárom a pár hónap múlva érkező következő szállítmányt. Van távcsövem úgyis, és nem kergetett a tatár. Eljött a várva várt időpont, azonban a gyártó újabb két hónapos kését prognosztizált a szállítás ügyében. Kissé csalódott voltam, így újra keresgélni kezdtem.

Szeri László barátommal igen gyakran beszélgetünk, és végül ő vezetett rá arra, amit mindig is valahol sejtettem, csak nem akartam elfogadni. Pedig igencsak adta magát a dolog. Mit szerettem volna fotózni? Kisebb galaxisokat, kisebb planetáris ködöket, és egyéb apróbb témákat. Mi kell ehhez? Jóval nagyobb átmérő, és hosszú fókusz. Mi a megfizethetőbb alternatíva? Egy Newton rendszerű tükrös távcső.

Amiben biztos voltam, hogy saját kezűleg, teljesen egyedül nem fogok összerakni egy ilyen távcsövet. Nem vagyok ügyes kezű barkácsoló, nincsenek megfelelő eszközeim, és túl sok türelmem sincs bíbelődni távcsövek építésével. Több gyártó termékét is átnéztem, majd elolvastam az interneten fellelhető értékeléseket ezekről, továbbá több külföldi fórumot is átböngésztem. Ennek csak az lett az eredménye, hogy teljesen elbizonytalanodtam. Kiderült, hogy a megfizethetőbbek közül bizony utólagosan át kellene építenem a legtöbbet, hogy megfeleljenek az igényeimnek. A minőséginek tűnő, speciálisan asztrofotós célokra tervezett darabokért pedig csillagászati árakat kértek. Eme utóbbiak esetében a gyártók teljesen természetes módon az egekbe dicsérik a portékájukat, azonban az interneten igen kevés gyakorlati információt találtam róluk. Ez valószínűleg összefügg azzal, hogy igen kevesen birtokolnak ilyen műszereket, illetve nem sokaknak adatott meg, hogy kipróbálják őket az ég alatt. Egyre távolibbnak tűnt, hogy találok valami olyat, amit csak megrendelek, beállítom, és már mehet is a fotózás. Hónapok után ott tartottam, hogy inkább nem váltok műszert, hagyom az egészet, és inkább asztrofotózok tovább a meglévő UMA-GPU APO Triplet 102/635 távcsővel.

Ekkor kínálta fel nekem Szeri László, hogy vegyem meg tőle az időközben szétszedésre került „trinokli” (3 darab 300/1200-as távcső párhuzamosan szerelve) egyik darabját. Tetszett az ötlet. Nagyon is! Ez a Newton már bizonyított az ég alatt. Mondhatni, alaposan „be lett járatva”. Azonnal belelkesültem, de mint mindig, most is aludtam rá, és nem is egyet.

Sokat vacilláltam a dolgon. Már tudtam, hogy nem szabad kihagynom ezt a remek lehetőséget, de még mindig kétségeim voltak. Kell-e nekem a nagy távcsővel járó macera? Hogyan fogom például szállítani, ha kitelepülnék? Fontos ez? Hányszor is tettem ilyet az elmúlt három évben? Négyszer. Plusz elvittem három alkalommal az MTT-re, ahol az ég nem sokkal jobb, mint Gödön. Ez bizony nem sok, és a jövőben sem tűnik úgy, hogy jelentősen szaporítanám az ilyen eseményeket. Egy kérdés tehát eldőlt: a távcsövet szinte biztosan csak a kertemből fogom használni. Az élet csupa kompromisszum.

Hol tárolom majd? Honnan fogom használni? Azt a lehetőséget gyorsan kizárta a családom, hogy külön kis építményt kapjon, illetve megbontsam a kertben álló kis faház tetejét. Bár ezért a projektért még lobbizom. Maradt tehát az a lehetőség, hogy minden éjszaka összerakom, majd szétszedem a konfigurációt, ahogy ezt az eddigi kis APO esetén is tettem. Csakhogy itt nem egy könnyű távcsőről van szó! Nagyon nem volt kedvem birkózni vele minden alkalommal. Higgye el az olvasó, hogy nem egy leányálom (ha nem is lehetetlen) egy ekkora, cirka 18 kg-os tubust egyedül felegyensúlyozni egy állványra. Az időigényről akkor még nem is beszéltem. Mi lenne, ha valami mobil, „tologatható” megoldást alkalmaznék? Igen, ez lesz az! Nem hezitáltam tovább, és 2016. március 15-én el is küldtem Lászlónak a „Alea iacta est” tárgyú E-mail-emet. Döntöttem. A kocka el van vetve. Végre! A SkyWatcher 150/1050-es ESPRIT megrendelésemet pedig lemondtam. Innen már nem volt visszaút, sem bármiféle kétség bennem.

Lászlóra igazán lehet számítani, így azt is felkínálta, hogy segít nekem összerakni a kívánt kialakítást. De nemcsak tőle kaptam időközben sok segítséget, hanem Nagy Tibor régi kollégámtól és amatőrcsillagásztól is, akivel szintén sokat töprengtünk azon például, hogy milyen lenne az ideális „kiskocsi”, amivel hordozhatnám a távcsövet. Sőt, az otthon elfekvőben lévő anyagokból is felkínált nekem, melyek igen csak jól jött később, amikor össze kellett építeni a „guruló alkotmányt”. Tibor a távcsőhöz való flat box megépítését is szinte teljesen magára vállalta. Nekem csak meg kellett álmodnom, és az anyagokat beszerezni hozzá. De erről majd egy kicsit később!

Közben az is eldőlt, hogy egy „klasszikus” SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika fej fog szolgálatot teljesíteni a tubus alatt, melyet Laci alig párszor használt mindössze. Meg kellett azonban oldani a fej rögzítését a kocsi tartóoszlopához. Ehhez az interneten fellelt NEQ-6 metszetrajz jelentett nagy segítséget, melyet átadtam Bujáki Krisztián barátomnak, aki igen ügyesen esztergál, és a C45-ös fémpogácsába elkészítette a vájatokat, illetve a megfelelő furatokat.

Eljött 2016 márciusának utolsó szombatja, mikor is „a vasakkal”, egyéb alkatrészekkel, és Húsvéthoz közeledvén, csoki nyuszikkal megérkeztem Kiskunfélegyházára. Eme utóbbinak nagyon örült a gyerek sereg. Végre lehetőségem volt megismerni személyen Laci családját. Igazán szívélyes vendéglátásban részesültem. Volt kedvesség, volt finom sonka, remek sütemények, és még sorolhatnám.

Aztán kezdetét vette a munka, ahol Laci mellett szorgalmas segédmunkásként igyekeztem helytállni a kocsi összerakásakor. Persze, hogy a fő tartóoszlopot Gödön hagytam. Isteni szerencse, hogy akadt egy korábban más célokra használt, és éppen megfelelő vascső. 3 órás autókázástól menekültem meg így! Kezdetét vette a méricskélés, a fúrás, a flexelés, a hegesztés, csiszolás. Közben meg-megálltunk egy cigi szünetre. (Figyelem, a dohányzás halált okozhat!) Sok paramétert figyelembe kellett venni. A tubus hosszát, annak az ajtónak a méretét, amin majd keresztül kell tolnom otthon a távcsövet. A terepet, ahol a kocsi majd az igen masszív tömeggel közlekedik. A szintkülönbségek, hepehupák, és a küszöbök miatt például direkt nem tömör kereket választottam, hanem egy szélesebb, „traktoros mintázatú” felfújhatót. De még a saját termetem is fontos szerepet játszott, hiszen fontos volt, hogy megfelelő testtartás mellett tudjam húzni-vonni a műszert. Már javában sötétedett, mire lassan elkészültünk. A felületek csiszoláskor már reflektorfényben szállt a fémpor az udvaron.

Magammal vittem az SXVR-H18-as kamerámat is, mert tudtam róla, hogy annak kollimációja nem teljesen tökéletes. Az APO kihuzata szerencsére lehetővé tette ennek korrigálását, a nagy Newton viszont már nem adta volna meg ezt a játékteret. Mivel ez a kamera szerencsére csavarokkal kollimálható, így egy 2ʺ-os toldatot satuba fogva, abba bedugva a kamerát, egy fehér ernyő és zöld lézer segítségével a rögtönzött optikai padon megtörtént a kamera beállítása is.

Kis lyuk támadt a felhőzeten, így pihenés képen segítettem Laci új 458 mm-es főműszerének vezetőtávcsövét beállítani. Ő odafent a magasban tornászva állított az Off-Axis Guider-en, míg én lent a monitort figyeltem ennek következményét. A jól végzett munka jutalma újabb adag remek sonka volt.

Majd következett a tubussal való „ismerkedés”. A tükrök a német Teleskop Service-től kerültek beszerzésre. A fűtükör 300/1200-as, a segédtükör 88mm-es GSO gyártmány. Elsőre semmi különös, azonban a rendszer optikai minőségére legyen elég az, hogy a korábban párhuzamosan szerelt λ/10-es 300/1200-as Orion Optics főtükrű, és 88mm-es λ/20-as Antares segédtükörrel szerelt távcsővel megegyező minőséget adott mély-ég fotózásra. Mivel anno három távcsövet használt párhuzamosan Laci (a „trinokli” idejében), ezért ez a két távcső folyamatosan együtt dolgozott. Ráadásul ezzel a műszerrel készültek a B színszűrős képek, illetve keskenysáv esetén az SII szűrős képek, így bármiféle optikai hiba azonnal kiugrott volna. Ezek a tartományok igen érzékenyek a minőségi problémákra! A nyers képek, és az abból készült fotók is, abszolút egyezőséget mutattak minőségben a fent említett „pöpec” Orion Optics optikai rendszerrel. Ugye még emlékszik az olvasó, hogy a magukat felső kategóriás gyártóknak hirdető cégek termékeivel kapcsolatban volt némi kétségem. Tényleg valóban annyival jobbak-e a produktumaik, mint amit a feláruk tükröz?

A cső anyaga természetesen karbon kompozit, mivel a minimális hőtágulás, s így fix fókuszpozíció volt a cél. Ennek a célnak a kompozitok a legalkalmasabbak. A karbon kompozit csövet Takács András gyártotta. A fűtükörtartót a régebbi Orion Optics távcsövének mintájára, kis módosítással, László saját magam készítette 20 x 20 mm-es acél zártszelvényekből. A főtükör összesen hat ponton támaszkodik fel, oldal irányban állítható távolságú L-alakú acél elemek tartják középen, az elfordulást három, a főtükörre ragasztott tengely gátolja meg. A főtükör így abszolút feszültségmentes, nincs semmi karom, vagy hátsó feszítés. Észlelési helyzetekben akár 5-10 mm-t is lehet rajta emelni, minden irányból direkt eltúlzottan laza illesztésű, de pontos a tartó. Ami viszont nagyon fix, az a főtükröt tartó 6 db „tüske”, illetve az oldalmozgást gátló L-alakú elemek. A segédtükör tartó középrésze Papp Andrástól származik, egy régebbi rendelésből maradt ki neki egy „klasszikus csavarodás mentes dizájnú” darab. A segédtükör tartó lábait 2mm-es acélból készültek, több mint szükséges merevséget adnak a segédtükör tartónak. A segédtükör, az eltolás kimérés után FBS-el került felragasztásra három ponton, illetve a még precízebb pozíció megtartása végett még három ponton a külső peremen kétkomponensű fémgyantával került rögzítésre. Mivel az FBS egy alapvetően rugalmas anyag, így ezek a gyurmák totális szilárdságot adnak, feszmentesen, hőmérsékleti alakváltozástól mentesen. A kihuzat egy 2ʺ-os Moonlite típus, nagyon finoman kidolgozott gyártmány, az összes illesztés precíz. A Moonlite gyártmányok igen szívós alumínium ötvözetből készülnek. Lacinak volt alkalma egy másikat fűrészelni, ez közel – vagy teljesen – acél minőség. A nyers darabot vastag és kemény felületkezeléssel látták el. A fókuszálást SkyWatcher fókuszmotor könnyíti meg. Az ember nem is gondolná az ára alapján, hogy milyen remek ez a fókuszírózó. Köröket ver pár drágább riválisra is.

A főtükör tartót kültéri, vízálló, bükk. 40 mm vastag rétegelt lemez közdarabbal lett rögzítve a tubushoz. Az anyag előnye, hogy nagy a szilárdsága ilyen keresztmetszetben, könnyű, hőmérsékletváltozásra nagyságrenddel kisebb a méretváltozása, mint például az alumíniumé. Ugyanilyen anyagból készült a cső elején a segédtükör tartó lábakat pozicionáló karika is. A cső belülről öntapadó matt fekete tapétával lett bevonva. László külön ügyelt minden egyes elemre, mely reflexiót okozhat. Az összes csavar, mely a távcsőben van, mind méretre van vágva, nincsenek kinyúló részek. A csavarok végei mind a tükrök, mind a kihuzat körül matt fekete akril festékkel mattítva vannak. Ugyanígy a segédtükör széle is, nem alkoholos filccel lett megfestve (az László szerint nem eléggé matt), hanem a velúr tapéta anyagból került rá egy réteg.

A BK7 anyagú főtükör tapasztalat szerint kissé nagyobb méretváltozással reagál a hőmérsékletváltozásra, mint például a Pyrex. Míg az Orion Optics távcsőben lévő Pyrex anyagú főtükör szinte nem is mutat optikailag semmi eltérést az észlelés előtt, a BK7-nek azonban kell kb. fél óra, ameddig felveszi a közel környezeti hőmérsékletet. Ennek meggyorsítása érdekében kerültek beépítésre a teljes csövet átszellőztető ventilátorok. A távcsőben négy darab, gyors fordulatú axiális ventilátor csinálja a „huzatot”, a tubus alja felé szívva a levegőt. A ventilátorok egy 3 mm-es farost lemezre vannak felfogatva. Ezt a lemezt a távcsőhöz átmenetként puha, rugalmas, de kellően tartós Armalok szigetelőből készült sapka fogja fel. A ventilátorok lemeze így kézzel is billegtethető, a ventilátorokból érkező nagyobb frekvenciás rezgéseket pedig ez az anyag jól elnyeli, s így észlelés közben is használhatóak, bekapcsolás után semmiféle „csillagméret” növekedést nem tapasztaltam.

A távcső véleményem szerinti legnagyobb erénye, a kialakításnak és a felhasznált anyagoknak köszönhetően, hogy mechanikai rezgések, rázkódások után is pontosan megtartja a kollimációt. Ezt oly mértékben sikerült elérni, hogy a cipeléshez használt kocsin, fűben, és küszöbökön döcögtetés során is majd csak akkor kell kollimálni, mikor a tükrök egyébként is már tisztításra szorulnak. Ez lehet akár fél év, vagy egy év is.

Miután a csővel közelebbről is összebarátkoztam, következett a dolgok szétbontása, és a Kombi Opel Astra-ba való bepakolás. Ugye mondtam, hogy sok paramétert figyelembe kellett venni a szerelésekkor? Azt viszont elfelejtettem, hogy az autó befogadóképességét is felmérjem. A csomagteret az alsó lemezig kellett bontani, hogy beemeljük a fémszerkezetet. Még szerencse, hogy volt nálam régi szakadt lepedő bőven, hogy a fém a fémet ne bántsa. Az is fontos tapasztalat, hogy nem szabad emelés közben kínunkban nevetni. Az autó megtelt a távcső tartozékaival. A nehéz tubusnak már csak az anyósülésen jutott hely. Bőkezűen bántunk a gumipókokkal, mert nem szerettem volna, ha egy kanyarban fejbe kólint a cső. Azért volt pár alkalom, amikor a hazavezető úton fenyegetően így is megindult felém, de a rövid póráz megakadályozta abban, hogy belém harapjon.

Hosszú, de élményekkel teli, remek szombati nap volt ez, mely igencsak belenyúlt a vasárnapba is. Ráadásul óraátalítás is volt, így a végső kézfogást követően „látszólag” csak valamivel több, mint egy órával később hagytam magam mögött a Kiskunfélegyháza határát jelző táblát. Azért örültem, hogy nem állított meg hazafelé a rend őre, mert hosszasan kellett volna magyarázkodnom, hogy mit, hogyan és hová is viszek. Otthon egyszerűen csak kivánszorogtam a kocsiból, és arccal előre bevágódtam az ágyba.

Másnap felébredve, a szokásos reggeli rutin, és a gyors reggeli után tele voltam izgalommal. Nekiálltam összeszerelni a dolgokat. Ebben nagy segítségemre volt feleségem: Kati. Nélküle csak igen nehezen tudtam volna mindent megcsinálni. A kocsi hamar összeállt, mert csak alig pár elemet kellett a helyére illeszteni. Következett a mechanika fej, melyet az oszlopon előzőleg az oszlopon vágott kis ablakon benyúlva rögzítettem. A furatok és az egész konstrukció igen pontosra sikerült. Az ellensúlyokat tartó rúd kapott egy hosszabbító, majd felkerültek az ellensúlyok. A távcsövet felemeltem a fejre, majd Kati segítségével rögzítettem. A végső kiegyensúlyozást csak akkor végeztem el, amikor már minden a tubuson volt. Itt is elkelt bőven asszonykám segítsége.

300_1200_1-s1

A távcső összeszerelés az új otthonában. Nemcsak apunak van kiskocsija. 🙂

A kihuzatba Paracorr Type2 kóma korrektor került, aminek egyik számomra áldásos mellékhatása, hogy az eredetileg 1200 mm-es fókuszt, 1380 mm-re nyújtja. Ez jól jön az apró objektumok esetén. A távcső fényereje viszont még így is f/4.5 marad. Apropó hosszú fókusz. Egy ilyen 1 métert már jelentősen meghaladó érték esetén még csak eszembe sem jutott, hogy külső vezetést alkalmazzak a fotózás során. Így, a Teleskop Service keskeny Off-Axis Guider adaptere követte a fényútban a kóma korrektort. Vezetésre a meglévő MGEN-emet használom. Egyelőre legalábbis. Rá kellett, hogy jöjjek az első tesztek során, hogy bár az MGEN szoftveresen egy remek eszköz, a kamerája egy ilyen felállásban már igen csak vaksi! A piacon ennél sokkal érzékenyebb vezető kamerák is kaphatóak ma már. Az Off-Axis Guider-hez kapcsolódik, az évek óta használt Lacerta szűrőváltóm, amit a jövőben majd szintén le fogok cserélni. Egyrészt automatizálni szeretném a szűrőváltást, másrészt az 1.25-ös szűrők már nem ideálisak ehhez a konfigurációhoz. Jelentős, bár még nem durva vignettázást okoznak. A harmadik ok pedig az, hogy vastag. Sajnos a Paracorr Type2 mögött igen csak limitált a fényút hossza a kamera szenzoráig. Most pár milliméterrel túl is lógok ezen. Igaz, ennek esetleges következménye eddig semmi hátrányt nem okozott. Végül az egész „szerelvényt” az SXVR-H18 CCD zárja le.

Pár kiegészítő még mindig hiányzott azonban, amit be kellett szereznem, vagy meg kellett építeni. Most csak az igazán fontosakat említeném meg.

A fókuszáláshoz a Bahtinov-maszkot az egyik hazai kereskedőnél rendeltem meg, melyet a 36 cm-es tubusátmérő miatt külön kellett legyártani. Igen kevés ingerenciát éreztem arra, hogy ekkora méretben saját magam készítsek egy ilyet.

A flat box saját tervek alapján készült. A doboz anyagának kartonplasztot választottam, mely könnyű, és viszonylag egyszerű vele dolgozni. Egy óbudai kreatív boltban vásároltam meg a 2 m x 1 m-es fehér táblát Csoknyai Attila tanácsára, akitől egyébként a kartonplaszt ötlete is származott. Kivitelezője azonban Nagy Tibor volt, aki a szerelés mellett még rengeteg jó ötlettel egészítette ki az eredeti tervet. Gyakorlatilag csak egyetlen kartonplaszt anyaga került felhasználásra. A merevítésről a levágott, és behajtogatott részek gondoskodtak. A megvilágításról LED-ek gondoskodnak, melyek fényereje villogás nélkül szabályozható. Ennek titka mindössze annyi, hogy PWM (Pulse-width modulation) LED Dimmer-t használok a szabályozására. A fény homogenitásáról két darab 50 cm x 50 cm-es 3 mm-es tejplexi gondoskodik. A LED panel és a két plexi egymástól nagyjából 10-10-10 cm-re helyezkedik el.

Flat_Box_01-s1

A flat box kivágva a kartonplaszt anyagból. Láthatóak a bemetszések is a tejplexik számára. Kezdődhet a hajtogatás!

Flat_Box_02-s1

A flat box összehajtva, és már megragasztva. Alul pedig kivágva, hogy azt a tubusra lehessen húzni.

Flat_Box_03-s1

A flat box oldalnézetben. Látszanak a plexi lapok is. A doboz úgy lett kialakítva, hogy a világítás felőli rész záruljon utoljára. Innen lehet szerelni az elektronikát, ha esetleg valami meghibásodna. A teljes megvilágító modul egy az egyben kicserélhetőre készült. Így az esetleges meghibásodás mellett felkészültem arra is, hogy a tesztek esetleg nem hozzák a kívánt eredményt. Vagyis esetleg nem lesz kellően homogén a megvilágítás.

Flat_Box_04-s1

A világításért felelős modul, mely a tubus számára kivágott nyílás korongjából készült. Nem magára a doboz fedélre lett rögzítve, hanem egy a kivágásból hátra maradt darabra. Teljesen önálló, és az alkalmazott ügyes hajtogatásnak köszönhetően szorul meg teljesen magától és párhuzamosan a plexi lapokkal, vagyis egyáltalán nem is kellett beragasztani.

Minden együtt volt hát, már csak a derült égre kellett várnom. Az első éjszakán még magasan járt, és fényesen világított a Hold, de nem hagyhattam ki, hogy az első teszteket elvégezzem. Minden flottul ment, azonban a kollimáció nem volt tökéletes. Értetlenül álltam a dolog előtt, mert sötétedéskor még mindent jónak láttam. Mivel Szeri Laci is ébren volt még, éppen saját felvételeit készítette, így rácsörögtem. Majd egy órán keresztül próbálkoztam beállítani a tükröket Laci távoli tanácsai alapján, majd tesztfelvételekkel ellenőrizni a kollimációt, de mind hiába!  Nem tudtam elérni a kívánt eredményt. Nem egy olyan nagy varázslat a dolog, de mégsem ment. Miért? Nem találtam semmi műszaki okát. Nagyon felbosszantott a dolog, és visszatoltam a távcsövet a helyére. Később még egy holdas éjszakát elszúrtam, de csak nem akart tökéletes lenni a kép. Végül Laci ellátogatott hozzám az egyik nap, mert ő sem értette, hogy mi lehet a baj. Hagytam, hogy ő végezze el a beállításokat. Majd annál a pontnál, amikor a lézerpöttyöt a főtükör karikájának közepébe kell rakni, kibújt a szög a zsákból! Mutatta, hogy most van középen. Szerintem meg nem volt ott. Feleségem is kijött, hogy megnézze. Szerinte is középen volt. Ekkor belenéztem újra a tubusba, és egy kicsit elmozgattam a fejemet. A pont is elmozdult. Ahogy óvatosan forgattam a fejem a pont körbetáncolt. Ó! Istenem! Pár héttel korábban váltottam multifokális szemüvegre, mert az olvasáshoz már külön szemüvegre lenne szükségem, és nem akartam kettőt is magamnál hordani. A szemüvegemnek nincs egyetlen egzakt fókuszpontja. A dioptria a felületen egy mintázat szerint folyamatosan változik. Ez pedig a lézerpötty vándorlását okozza attól függően, hogy éppen hogy tartottam a fejem. A mindennapi életben ez nem jelent problémát, de a kollimációnál bizony igen! Miután végül a kollimációm már rendben volt, Laci még ragaszkodott hozzá, hogy több kört menjek a kertben a kiskocsival, méghozzá nem csak úgy óvatosan. Hadd dolgozzanak csak a buckák, és a fűcsomók! Újra ellenőriztük a beállításokat. A tükrök nem mozdultak el a kerti rally hatására. Még pár kört tettem. Még mindig rendben volt a dolog, és lekopogom, ez azóta is így van.

A harmadik derült, de teliholdas éjszakán végül megfelelően kollimált távcsővel láttam neki a teszteknek. Beállítottam a vezetést, objektumonként 4-6 felvételt vettem fel, más-más expozíciós idővel, bin1 és bin2 alkalmazásával. A mechanika és a vezetés tesztelése céljából az ég különböző pontjairól választottam célpontot. Az optika, a mechanika, a vezetés tette a dolgát. A végén, a kihuzatból nem is vettem ki a fotózásra használt „szerelvényt”. Elégedetten toltam a helyére a távcsövet, és végre igazán nyugodtan aludtam.

Másnap a véglegesítettem a kábelezést, felkerült a 100 W-os külön tápegység, ami biztosítja a 12 V-os ellátást a mechanikának, a vezetésnek, a ventilátoroknak. Egyedül a CCD-t hajtom meg a saját gyári tápegységéről biztos, ami biztos alapon. Innentől kezdve már csak ki kell tolnom a távcsövet, elindítani a ventilátorokat, és az előbb említett fél óra bőven elég az egyéb előkészületekhez. Vagyis, az asztalka, az észlelő/horgászszék és a notebook kicipelésére. Továbbá, a pólusra álláshoz, és a mechanika betanításához. Ennél már csak a saját csillagvizsgáló kinyitása lenne gyorsabb, de az már a jövő zenéje. Talán. Egyszer.

Az első éles bevetésre végül 2016. április 29-én került végül sor. Ekkor már azzal a tudattal mentem ki az ég alá, hogy működik a rendszer, és NGC6015-öt fogom végre lefotózni. Legalábbis bíztam benne, és így is lett. Sokat vártam erre! Kicsit sem zavart, hogy aznap éjjel az égbolt minősége még átlagosnak sem volt mondható gödi viszonylatban.

Külön köszönöm feleségemnek, hogy képes volt elviselni az elmúlt hónapokban (is)!

300_1200_wip-crv3-s1

Készül a kertben az NGC6015-ről a felvétel.

(A fotót természetesen a felvételek közötti bolygatás pillanataiban lőttem mobiltelefonnal. 😉 )

Felhasznált irodalom:

L. Verdes-Montenegroa, A. Bosma, and E. Athanassoula: The ringed, warped and isolated galaxy NGC 6015

H. M. Hernández-Toledo, J. Zendejas-Domínguez, and V. Avila-Reese: BVRI Surface Photometry of Isolated Spiral Galaxies

John Kormendy: Secular Evolution in Disk Galaxies

Ronald J. Buta: Galaxy Morphology

NGC3201 (Caldwell 79/Dunlop 445/Mel 99)

NGC3201-LRGB-20160208-T30-180s-TTK

NGC3201 (Caldwell 79/Dunlop 445/Mel 99)

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

2016-02-08, 2016-02-09, 2016-02-12 – Siding Spring Observatory – 20 x 180 sec L, 8 x 180 sec R,G,B

Elöljáróban felhívnám az olvasó figyelmét a gömbhalmazokról korábban írt általános összefoglaló cikkemre, melyben részletesebben is bemutatom ezen égi objektumokat. A bejegyzés elkészítésekor mindenesetre szem előtt tartottam, hogy az említett cikk olvasása nélkül is érthető legyen. Bízom benne, hogy ez sikerült.

A gömbhalmazok több tízezernyi, több százezernyi, sőt akár milliónyi csillag (nagyjából) szférikus halmaza. A legnagyobbak átmérője, vagyis az a térrész ahol a gömbhalmaz gravitációs dominanciája még együtt tartja a csillagokat, akár a 200 fényévet is meghaladhatja. A Tejútrendszer halójának igen ősi objektumai, a legfiatalabbak is legalább 8-10 milliárd évesek. Csillagaik már akkor ragyogtak, mikor Naprendszerünk, és vele együtt bolygónk még csak nem is létezett.

A William Herschel által gömbhalmaznak keresztelt mély-ég objektumok fényesebb példányai a csillagászati bemutatók alkalmával is mindig osztatlan sikert aratnak. Kétségtelenül van valami varázslatos a látványukban. Népszerűségük titka talán az is, hogy az észlelési gyakorlattal egyáltalán nem rendelkezők számára is könnyen értelmezhető a megjelenésük a távcsőben. Itt természetesen csak a fényesebb, és nagyobb látszó mérettel rendelkező gömbhalmazokról van szó. Galaxisunk nagyjából 150 ismert gömbhalmaza között akadnak szép számmal olyanok, melyek megpillantása vagy éppen fotózása igazán komoly kihívást jelent (lásd Szabó Sándor: Az NGC-n túl: Terzan-gömbhalmazok, Meteor 2016/2. 58. oldal). Az NGC3201 azonban nem tartozik ezek közé, viszonylag könnyű célpontnak számít. Olyannyira, hogy Sir Patrick Alfred Caldwell-Moore saját katalógusában, vagy ahogyan 1995-ös publikációja után ismertté vált, a Caldwell katalógusban is szerepel. Ezek nem a szerző önálló felfedezései. Célja az volt, hogy összegyűjtse a Messier katalógusból hiányzó izgalmas, és viszonylag fényes mély-ég objektumokat, s ezeket mások figyelmébe ajánlja. A Caldwell katalógusban az objektumok deklinációjuk szerint következnek sorba. Továbbá az égbolt déli féltekének látnivalóiból is tartalmaz egy jókora merítést. Az NGC3201 éppen a hetvenkilencedik objektum a Caldwell katalógusban, így amatőrcsillagász körökben gyakran C79-ként is hivatkoznak rá. Nem csodálkozom, hogy Sir Patrick Alfred Caldwell-Moore beválogatta a déli égbolt eme szépségét, valóban figyelemreméltó objektum.

A Vela (Vitorla) csillagkép területén található gömbhalmaz hazánkban egyáltalán nem emelkedik a horizont fölé. Saját tapasztalatom szerint, azonban Gran Canaria-ról és Krétáról már kitűnően látható. Igaz, itt is viszonylag alacsonyan delel. Amennyiben lehetőségünk adódik, érdemes tehát még ennél is délebbre utaznunk a megfigyeléséhez.

NGC3201-Vela-map02

A Vela (Vitorla) csillagkép Ausztrália égboltján (Siding Spring 2016. 02. 08. 14:22 UT). Az NGC3201 a megjelölt pozícióban található.

NGC3201-Vela-map03b

Az NGC3201 gömbhalmaz a Vela (Vitorla) csillagképben.

A gömbhalmazt még a XIX. században fedezte fel a skót származású James Dunlop Ausztráliából. 1826. május 1-én a következőket írta a halmazról:

„Szép nagy kerek köd, 4ˊ-5ˊ átmérővel. Közepe felé fokozatosan sűrűsödik, és könnyen csillagokra bontható. Alakja meglehetősen szabálytalan, a csillagok szétszórtabbak a délnyugati oldalon. Némileg vegyes fényességű csillagok alkotják.”

Szerintem elég pontosan leírja a halmaz vizuális megjelenését. Sőt az említett jegyek a fotón is felfedezhetőek. Dunlop neve leginkább a déli égbolt felméréséről vált ismertté 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 déli égbolton folytatott munkásságának eredményeit. Amikor Herschel 1834-ben megérkezett Dél-Afrikába, azonnal nekilátott Dunlop megfigyeléseinek tüzetes ellenőrzéséhez. Herschel a következőket írta az NGC3201-ről:

„Gömbhalmaz szabálytalan köralakkal. Közepe felé fokozatosan fényesedik, nem igazán sűrű. Mérete 6ˊ. 13-15 magnitúdós csillagokra bontható.”

Herschel Dunlop megfigyeléseivel kapcsolatban több pontatlanságra is fényt derített. Ennek köszönhetően az addig a Brit csillagászok körében ünnepelt Dunlop népszerűsége ugyan jelentősen csökkent, de ez mit sem változtat azon a tényen, hogy több déli mély-ég objektumnak is ő a felfedezője, többek között az NGC3201-nek is. Továbbá, kettőscsillag katalógusokban igen gyakran találkozhatunk a DUN előtaggal. Nevét vitathatatlanul beírta a csillagászat történetébe. Nem ez az első, és remélhetőleg nem is az utolsó, hogy nevét meg kell említsem.

Ez a 8.24 (V) magnitúdó fényességű gömbhalmaz több olyan tulajdonsággal is rendelkezik, mellyel felhívja magára a figyelmet. Más gömbhalmazokkal összehasonlítva rögtön igen szembetűnő, ahogyan Dunlop és Herschel is leírta, hogy szerkezete laza, csillagaik a mag felé kevéssé koncentráltak. A Shapley–Sawyer 12. fokozatú osztályozás szerint a besorolása: X. Ezen a skálán római számokkal jelölik a koncentráció mértékét. Az I. osztályúak a legkoncentráltabbak, míg a XII. osztályba tartoznak a leglazább halmazok.

Az NGC3201 látszólagos mérete 18.2ˊ, nemcsak igen laza a felépítése, de igen kiterjedt is. Minthogy 10°-nál alacsonyabb galaktikus szélességen helyezkedik el (l=277.2°, b=8.6°), így Tejútrendszerünk viszonylag sűrű csillagmezején keresztül látunk rá. A felvételen is mindössze egy 8ˊ-10ˊ átmérőjű, kissé aszimmetrikus terület az, ami elsőre megragadja a tekintetet. Hosszabban szemlélve a képet, azonban összeáll a látvány, és az ember rádöbben, hogy a külső régiók halványabb csillagai szinte mindenütt ott vannak a látómezőben. (Az említet látszó méretek érzékeltetése végett megjegyzem, hogy a kép jobb felső részében található két fényes, kékes színű előtércsillagot nagyjából 5.5ˊ választja el egymástól.) Természetesen a csillagászok nem a látványra hagyatkoznak, amikor halmaztagokra „vadásznak” a látómezőben. Könnyen előfordulhat, hogy a magvidéken látható fényes csillag valójában közelebb van hozzánk, míg a képen a magtól távolabb lévő csillag nem is előtércsillag.

Tekintve, hogy a halmaz csillagai gravitációsan kötődnek egymáshoz, így együtt mozognak a térben. Amennyiben a halmaz közeledik, vagy távolodik tőlünk, akkor a Doppler-effektusnak köszönhetően csillagainak színképvonalai eltolódnak a kék, illetve a vörös irányba. Ennek mértékéből kiszámolható a csillagok radiális sebessége (látóirányú sebessége). Ebből pedig következtetni lehet a csillagok hovatartozására, ugyanis a tagok, egy az egész halmazra jellemző radiális sebesség értékhez közel mutatnak szórást. A csillagok sajátmozgása (látóirányunkra merőleges mozgása), akár csak a radiális sebessége, szintén segíthet eldönteni azt a kérdést, hogy azok a halmazhoz tartoznak-e, vagy sem. A gömbhalmazok nagy távolsága miatt a sajátmozgás kimérése már sokkal nehezebb feladat, azonban közel sem lehetetlen. Vagyis a spektroszkópián alapuló eljárásokkal, illetve a csillagok sok év alatt történő elmozdulását felhasználva, megfelelő matematikai módszerekkel kiválogathatóak a gömbhalmazhoz tartozó csillagok.

Az NGC3201 esetében a színképvonalak, a Doppler-effektusból származó kék eltolódása arról tanúskodik, hogy a gömbhalmaznak 494 km/s a radiális sebessége, vagyis őrült tempóban közeledik felénk. Ezzel ő tartja a pozitív radiális sebességrekordot a gömbhalmazok között (az NGC6934 negatív rekorder is „csak” 411 km/s-mal távolodik tőlünk). Ennek a kiugróan magas értéknek köszönhetően e halmaz csillagai jól elkülönülnek a látómező többi csillagától. De honnan ez a hatalmas radiális sebesség? Valójában mi is egy „száguldó vonaton ülünk”, ugyanis a Nap a galaxisunk centruma körüli keringési sebessége igen tekintélyes: nagyjából 230 km/s. A vizsgálatok tanulsága szerint az NGC3201 a galaxis centruma körül igen elnyúlt (nagy excentricitású), a galaxis síkjával jelentős (18°) szöget bezáró pályán, durván 250 km/s-os sebességgel kering a Napunkkal és a galaxis korongjának csillagaival ellentétes irányba. Mozgása tehát retrográd, és éppen ennek köszönhetően látjuk hatalmas sebességgel közeledni felénk. Az extrém sebességű retrográd pályára a legkézenfekvőbb magyarázat az lenne, hogy az NGC3201 nem a Tejútrendszerünkben született. Amennyiben egy befogott, majd később szétszaggatott galaxisban keletkezett volna, vagy éppen egy néhai törpe galaxis magja lenne, akkor annak összetételében meg kellene mutatkoznia. Mindezidáig azonban a spektroszkópiai alapú kémiai vizsgálatoknak ezt nem sikerült igazolnia. Bár a kinematikája alapján valószínűnek tűnik extragalaktikus eredete, azonban kémiai evolúciója nagyban hasonlít a többi, feltehetőleg „őshonos” galaktikus gömbhalmazéhoz.

Nincs is túlságosan messze tőlünk, sőt a legközelebbi gömbhalmazok egyike. De honnan tudjuk mindezt? A gömbhalmazok bővelkednek RR Lyrae típusú pulzáló változócsillagokban. Ezen halmazváltozóknak is nevezett csillagok fényességváltozásának periódusa és abszolút fényessége között reláció áll fenn, így tökéletesek távolság meghatározásra. Elég megmérni a periódusukat, amiből meghatározható abszolút fényességük, vagyis milyen fényesek lennének, ha 10 pc távolságba lennének tőlünk. Az látszó fényesség és a számított abszolút fényességből a távolság már meghatározható. Az NGC3201 esetében csak a mag durván 1/2° sugarú környezetében 86 RR Lyrae csillag található, melyek közül az elsőket még 1919-ben fedezték fel. Van tehát bőven miből válogatni, nagyszámú minta áll a csillagászok rendelkezésére. A kutatóknak azonban egy jelentős nehezítő körülménnyel is meg kellett küzdeniük. Ahogy fentebb is említettem az NGC3201 nem sokkal a galaxis síkja fölött látszik, és bizony erre nemcsak sok előtércsillag, de tekintélyes mennyiségű por is található. A por pedig vörösíti a csillagok fényét, illetve a látszó fényességükre is hatással van. Hogy a dolog még több kihívással legyen teli, ez a hatás változó a gömbhalmaz különböző területein. A csillagászok azonban előbb utóbb mindig kitalálnak valamit, hogy a fizika az ő kezükre játsszon. Már a múlt század hatvanas éveiben észrevették, hogy ezen változó csillagok „színe” közel hasonló minimum környékén. Tudományosabban megfogalmazva a B és V szűrőkkel felvett minimumbeli fényességek különbsége (kis korrekciók után) nagyon hasonló. Így az előtér okozta vörösödés már meghatározható. A kétezres évek elején kiderült, hogy a V és I szűrőkkel felvett minimumbeli fényességek különbsége még jobb indikátor. Mindenesetre a csillagászok kezében mára megvannak a megfelelő eszközök, hogy az RR Lyrae csillagokat felhasználva, és a vörösödést csillagonként figyelembe véve viszonylag nagy pontossággal meghatározzák az NGC3201 távolságát.  Egy 2014-es vizsgálat tanulsága szerint a gömbhalmaz távolsága 5 kpc (kb. 16300 fényév) ± 0.001 kpc (statisztikai hiba) ± 0.220 (szisztematikus hiba).

NGC3201-TTK-animvar2

Változócsillagok az NGC3201-ben. A könnyebb azonosítás végett párat külön megjelöltem.  A „pislákoló”, fényüket változtató csillagok többsége RR Lyrae típusú. Az animáció egy-egy nyers kép felhasználásával készült. A két felvétel között közel 22.5 óra telt el. (Az apró fel, majd eltűnő pixelek nem csillagok, azok a kamera műtermékei.)

Nem az RR Lyrae típusú változócsillagok az egyedüliek a gömbhalmazokban melyek felhasználhatóak a távolság meghatározására. Az SX Phoenicis (SX Phe) gyors pulzációt (0.7-1.9 óra) mutató csillagok fényváltozása és fényessége között is van reláció. Az előbb említett tanulmány szerzői e független módszer segítségével is meghatározták az NGC3201 távolságát és szintén 5 kpc távolságot kaptak eredményül.

NGC3201-f01

Az NGC3201 elhelyezkedése Napunkhoz és a galaxis centrumához képest a Tejútrendszer északi pólusa felől nézve.

NGC3201-o01

Az NGC3201 elhelyezkedése Napunkhoz és a galaxis centrumához képest a Tejútrendszer síkjával párhuzamos nézetből. Napunk 8 kpc távolságban van a centrumtól. Az 5 kpc-re lévő NGC3201 gömbhalmaz pozíciója a galaktikus koordinátarendszerben szintén ismert. Így elmondható, hogy a gömbhalmaz 0.8 kpc távolságban van a Tejútrendszer síkjától, illetve 8.94 pc-re a galaxis magjától.

A távolság ismeretében az égen látszó méretek átszámolhatóak valós méretekké. Az NGC3201 csillagai közel 43 fényéves sugarú szférikus tartományát tölti ki a világűrnek (18.2ˊ látszó méret és 16300 fényéves távolság esetén). Méreteit tekintve nem számít nagy gömbhalmaznak a Tejútrendszerben, csak nagyjából fele akkora, mint például az M3. A mag sugara, vagyis az a távolsága, ahol a halmaz centrumától fokozatosan csökkenő luminozitás a felére esik vissza 6.2 fényév (r. A gömbhalmaz fényének 50%-ka pedig mindössze 14.7 fényév sugarú tartományból származik (rh=3.1ˊ).

ngc3201-BV-VI-V-CMD

Az NGC3201 szín-fényesség diagramja.

A gömbhalmaz B-V színindexe 0.94, vagyis csillagait „összemosva” sárgás színt kapnánk, némi narancsos árnyalattal. Ebben igen nagy szerepe van a fentebb említett galaktikus por vörösítő hatásának, azonban sokkal fontosabb, hogy miféle csillagok alkotják, és milyen mértékben járulnak hozzá a fényéhez.

Ahogy az idő múlásával én is lassan ráncosodom, hajam ritkább és őszebb lesz, úgy a gömbhalmazok fölött is eljár az idő. Születése óta eltelt durván 11.5 milliárd év nem múlt el nyomtalanul.

Egy csillaghalmazról sok mindent elmond a szín-fényesség diagramja, mely tulajdonképpen a klasszikus Hertzsprung-Russel diagram modern, „gyakorlatias” változata. A vízszintes tengelyen két különböző szűrővel mért fényesség értékek különbsége (ebben az esetben B-V és V-I) van feltüntetve a színképosztály helyett. A függőleges tengelyen pedig az egyik színszűrővel (V szűrő) felvett fényességérték szerepel.

Megnézve az NGC3201 felül látható szín-fényesség diagramját rögtön szembetűnő, hogy a jelentősebb fényességű, a Nap tömegét jelentősen meghaladó nagytömegű csillagok már mind hiányoznak a fősorozatról, sőt már ki is hunytak, miután szupernóvaként lángoltak fel. A nagyobb tömegű csillagok gyorsabban leélik az életüket. Mára csak a közepes tömegű (0.5-10 naptömeg) csillagok alsó tartományának képviselői maradtak meg a halmazban.

csillaghalmazok_kora

A sematikus animáción látható, hogy a csillaghalmazok szín-fényesség diagramja az idők folyamán megváltozik. A nagyjából azonos időben keletkezett csillagok közül először a nagyobb tömegűek vándorolnak el a fősorozatról, miután magjukban felhasználták a hidrogén fúzióhoz szükséges készleteiket. Mivel nagyobb tömegűek, így ezek a csillagok forróbbak is, s éppen ezért kékebbek. Az elvándorlás folytatódik, ahogy telik az idő, méghozzá a kisebb tömegű, ezért hűvösebb, vörösebb csillagok irányába. Az Myr millió évet, a Gyr milliárd éveket jelent. (Forrás: http://astro.berkeley.edu/~dperley/univage/univage.html)

A Nap tömegének nagyságrendjébe eső, a fősorozatot elhagyó csillag esetén a hidrogén fúzió már régen nem a magban zajlik. Ekkorra, a hidrogén héliummá történő átalakítása már a magot körülvevő külső héjba tevődik át, melynek következtében a csillag felfúvódik, és külső része lehűl, így jut el a vörös óriás fázisba. A horizontális ág tagjai pedig a magjukban már héliumból szenet hoznak létre. Ez a folyamat a kék szín irányába tolja a csillag fényét. Az óriások és a horizontális ág közötti rés baloldalán találhatóak a már korábban említett RR Lyrae csillagok. Azért van ott a rés, mert csillagászati értelemben, a két fejlődési állapot közötti utat a csillagok hamar bejárják. Az RR Lyrae váltózó csillagok magjában már javában folyik a hélium szénné alakítása. Miután a hélium is elfogy az addigra szénben és oxigénben gazdag magban, a fúzió az azt körülvevő külső héjba tevődik át. Az energia nagy része azonban nem itt keletkezik, hanem a külsőbb hidrogén héjban. A csillag külső rétegei ismét felfúvódnak és lehűlnek. Ennek köszönhetően a csillag fényessége ismét megnő túlszárnyalva a korábbi vörös óriás fázist, színe pedig ismét a vörös felé tolódik. A csillag elfoglalja helyét az aszimptotikus óriás ágon. Ezen csillagok tömege már nem elég nagy, hogy a héliumnál nehezebb elemek fúziója beinduljon. A héjakban is idővel elfogynak a tartalékok, leáll a fúzió. A csillag külső rétegeit a világűrbe pöfékelve megindulnak a fehér törpévé válás útján.

NGC3201-CMD-var-bs-02

Az NGC3201-ről készült felvételemen is az aszimptotikus óriáság ág, és a korábban említett vörös óriások narancsos, vöröses színű csillagai uralják a látványt. Ehhez társulnak, az NGC3201 más gömbhalmazokhoz képest viszonylag népes horizontális ágán lévő csillagainak sárgás, sárgásfehér, kékesfehér színű csillagai.

Nem minden kékesfehér csillag tartozik azonban a horizontális ághoz. Amennyiben a kedves olvasó még egyszer alaposan megnézi a fenti ábrán a HRD-t feltűnhet neki valami furcsaság, hacsak eddig nem tűnt már fel. A fősorozatot meghosszabbítva ott, ahol az az óriás ág felé elkanyarodik (Turn Off Point), csillagokkal találkozunk a diagramon. (A piros szaggatott vonallal határolt területről van szó). Ezek a csillagok nagyon nem illenek bele abba a képbe, amit éppen az imént vázoltam fel. A fősorozat közelében abban a tartományban találhatóak, ahonnan korábban a nagytömegű kékes csillagok már régen elfejlődtek. Mit keresnek mégis ott, ezek a kék vándoroknak nevezett égitestek?

Létezésükre a ma elfogadott egyik magyarázat, hogy halmaztagok összeolvadásával jönnek létre. Az így keletkező csillag potenciálisan nagyobb tömegű, mint a fősorozaton tartózkodó társaik. A nagyobb tömegű csillagok pedig forróbbak és így kékebbek is. Az ellentmondás ezek fényében mindössze csak látszólagos. Az összeolvadást látszik megerősíteni, hogy jellemzően a gömbhalmaz sűrűbb régiói környékén fordulnak elő. Illetve, sokuk igen gyorsan forog. A leggyorsabban forgók pedig a centrum körül figyelhetőek meg, melyek közül ráadásul néhány igen gyorsan, hiperbola pályán mozog. Ezek sorsa már megpecsételődött, úton vannak, hogy végleg elhagyják a halmazt. A másik favorizált elmélet szerint e csillagokat a kezdetben nagyobb tömegű párjuk hizlalta fel. Mivel a társ nagyobb tömegű volt, így gyorsabban fejlődött. A fősorozatot elhagyva felfúvódott és kitöltötte a Roche-térfogatát, így a ma a kék vándorok jellegzetességeit mutató komponens megszerezhette annak anyagát. Ezt az elméletet látszik alátámasztani, hogy bizonyos kék vándorok felszínének szén és oxigén tartalma jóval kevesebb, mint az szokásos. Ez pedig anyagátadásra utal.

Egyes kutatások arra engednek következtetni, hogy a két mechanizmus akár egyszerre is jelen lehet a gömbhalmazokban. Míg az anyagátadásos „megfiatalodás” inkább a külső régiókra, addig az ütközéses/összeolvadásos keletkezés inkább a halmaz magja környékén lehet jellemző. Az igazság az, hogy nehéz eldönteni, hogy melyik elmélet a helyes. Könnyen lehet, hogy ez a kérdés nem is a gömbhalmazokban dől majd el.

Kék vándorok nyílthalmazokban is előfordulnak. Csillagászok a Hubble Űrteleszkóppal megvizsgálták az NGC188 21 kék vándorát. Miért éppen nyílthalmaz volt a célpont? Mert a gömbhalmazokkal ellentétben nem zsúfolt csillagkörnyezetben kellett elvégezni a megfigyeléseket. Azért választották ezt a nyílthalmazt, mert 7 milliárd éves korával az egyik legöregebb a Tejútrendszerben, s így a kék vándoraik sem annyira „kékek”, megkönnyítve a kísérők kimutatását. Több jelöltről már eleve tudható volt, hogy kettős rendszer része. Az egymáskörül „táncoló” tagok vagy közelednek felénk, vagy távolodnak tőlünk. A spektrumukban pedig mindez megmutatkozik (Doppler-effektus). A kettősség másik jele, hogy a főkomponens spektrumára rárakódik a második tag színképe. Vagyis valójában nem egy, hanem két csillag spektrumát látjuk. Ezek a spektroszkópiai kettőscsillagok. Az izgalmas kérdés a kísérő mibenléte volt. A kék vándorok emissziójában kerestek olyan UV többletet, melyet csak egy fehér törpe társ okozhat, és 7 csillag esetében találtak is ilyet.

A közvetett bizonyítékok mellett, így közvetlen bizonyíték is van már arra, hogy a kék vándoroknak a fejlődésben előrehaladott kísérőik vannak. Ezek a fehér törpék a Nap tömegével nagyjából megegyező, illetve nem sokkal nagyobb tömegű csillagoknak a felfúvódást követő végstádiumai. A fúziós folyamatok már megszűntek bennük, így szép lassan kihűlnek. 7 csillag esetén meglett tehát a társ, akitől korábban a ma kék vándorok „gúnyáját” viselő csillagok anyagot szereztek. A vizsgálati módszer limitációjának köszönhetően az öregebb, 11000 K alá hűlt fehér törpék már nem ragyognak elég fényesen az UV tartományban, így a Hubble-el azokat már nem lehet detektálni. Vagyis, csak az utóbbi 250 millió évben kialakult fehér törpék megfigyelésére volt csupán mód. Mindazonáltal további 7 csillag színképe, és kísérőjének kikövetkeztetett tömege alapján arra gyanakodnak a kutatók, hogy azok körül is fehér törpe kísérő keringhet. Nagyon óvatosan fogalmazva, a következő a konklúziója a publikációnak: a tömegátadásos folyamatok alsó limitje 33% körüli, vagyis legalább a kék vándorok egyharmada köszönheti ennek a létét. Jóval kisebb valószínűséggel ugyan, de ez a limit akár 67% is lehet. Mindenesetre az NGC 188 21 csillagának kutatását még nem zárta le a csapat, és tervezik folytatni a munkát.

NGC3201-LRGB-20160208-T30-180s-TTK-blue_stragglers1

Az NGC3201-ről készült felvételemen külön megjelöltem két kék vándort, melyek egyben az SX Phe változócsillagok családjába is tartoznak. Az SX Phe változócsillagok ismert gömbhalmazbeli példányai egytől egyig kék vándorok.

Az NGC3201 különlegessége, hogy ő a második olyan gömbhalmaz (az M4 után), ami annak ellenére, hogy nem tartozik a masszív halmazok közé, mégis kimutathatóan inhomogén csillagpopulációval rendelkezik.

A gömbhalmazokat sokáig úgy kezelték, amiben minden csillag egyszerre keletkezett. A kutatók azonban felfedezték, hogy bizonyos gömbhalmazok nem is egy nemzedék csillagaiból állnak. Van olyan példánya ezen objektumoknak, melyeknél az első nemzedék után 100 millió évvel alakult ki a következő. De olyan is akad, ahol 3 különböző generációt sikerült kimutatni. Minderre a gömbhalmazok utóbbi időben elvégzett spektroszkópiai és fotometriai elemzése világított rá.

A különböző brancsoknak más a hélium és fémtartalma, melynek oka az eltérő életkoruk. Ugyanis, a később született csillagok már tartalmazták a korábbi generációk által legyártott elemeket, melyeket azok késői fejlődési fázisukban kibocsájtott csillagszél, illetve a nagyobb tömegűek halálakor bekövetkező szupernóva-robbanások révén juttattak az akkor még a gömbhalmazokban jelenlévő intersztelláris gázba. Éppen ezért, az ebből a szennyezett gázból születő újabb populációk már héliumban és fémekben jóval gazdagabbak lettek.

Ha veszünk két azonos tömegű, de eltérő kémiai összetételű csillagot, majd megvizsgáljuk, milyen életpályát futnak be a szín-fényesség diagramon, akkor azt fogjuk tapasztalni, hogy kissé különböző görbéket fognak majd követni. Ugyanabban az életszakaszban az egyik kissé kékebb vagy éppen fényesebb lesz, mint a másik. Fotometriai vizsgálatokkal a csillagászoknak sikerült összefüggést feltárni az NGC3201-ben a csillagok színe, fényessége és a halmazon belüli eloszlása között, vagyis az előbbiek alapján, különböző csillagpopulációk jelenlétére bukkantak.

Ehhez a szubóriás és óriás ág csillagait vették górcső alá. Leegyszerűsítve, a szín-fényesség diagram e két sávját felszeletelték kékebb és vörösebb, illetve fényesebb és halványabb részekre, majd vizsgálták ezek eloszlását a gömbhalmazon belül a centrumtól mért távolság függvényében. Azt tapasztalták, hogy a szubóriás ág U szűrővel fényesebbnek mutatkozó tagjai kevésbé koncentráltak a mag felé, mint a halványabb társaik. Hasonlóan, távolodva a centrumtól, növekszik az óriás ág kékebb tagjainak aránya. Ezt a kutatást követte egy külön spektroszkópiai elemzése a halmaznak, mely megerősítette a fotometriával kapott eredményt. Az NGC3201 óriáságának kémiai összetétele alapján megállapították, hogy a második generáció óriáscsillagai nagyobb koncentrációt mutatnak a halmaz centruma felé, mint a korábban születettek. Ez jó összhangban van a gömbhalmazok kialakulásával és fejlődésével kapcsolatos multi populációs elméletekkel.

Ugyan még sok részlete nem tisztázott annak, hogy miként is születtek a csillagok különböző generációi a gömbhalmazokban. Nem teljesen világos az sem, hogy pontosan milyen mechanizmusok révén szennyezték be az elsők a következő nemzedék bölcsőjéül szolgáló por és gázfelhőket. Az NGC3201 mindenesetre fontos darabja a kozmikus „kirakós játéknak”. Rajta keresztül (is) talán egyszer még ennél is pontosabban megértjük majd a gömbhalmazokat, s így a Tejútrendszerünk kialakulását és fejlődését. Az azonban látszik, hogy a csillagászoknak addig is akad még bőven teendőjük.

Végére egy személyes megjegyzés. Sok éven keresztül követtem vizuális megfigyelőként, amatőrcsillagászként csillagok fényességváltozását. Éppen ezért, mióta elkezdtem asztrofotózással foglalkozni dédelgettem a tervet, hogy egyszer magam készítette felvételek segítségével mutathassam meg egy gömbhalmaz változócsillagait. Talán meglepi az olvasót, de nekem a monokróm felvételen pislogó csillagok nagyobb élményt jelentettek, mint a végső színes kép. Noha tagadhatatlan, hogy a csillagok színes kavalkádja is nagyszerű látvány.

Felhasznált irodalom:

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

Guillermo Gonzalez, George Wallerstein: Elemental abundances in giants in NGC 3201, A globular cluster with a retrograde orbit

D. I. Casetti-Dinescu, T. M. Girard, D. Herrera, W. F. van Altena, C. E. López, D. J. Castillo: Space Velocities of Southern Globular Clusters. V. A Low Galactic Latitude Sample

V. Kravtsov, G. Alcaíno, G. Marconi, F. Alvarado: Multi-color photometry in wide field of the Galactic globular cluster NGC 3201

Paust, Nathaniel E. Q.; Reid, I. Neill; Piotto, Giampaolo; Aparicio, Antonio; Anderson, Jay; Sarajedini, Ata; Bedin, Luigi R.; Chaboyer, Brian; Dotter, Aaron; Hempel, Maren; Majewski, Steven; Marín-Franch, A.; Milone, Antonino; Rosenberg, Alfred; Siegel, Michael: The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. VIII. Effects of Environment on Globular Cluster Global Mass Functions

V. Kravtsov, G. Alcaino, G. Marconi, F. Alvarado: Evidence of the inhomogeneity of the stellar population in the differentially reddened globular cluster NGC 3201

C. Muñoz, D. Geisler, S. Villanova: The Origin and Chemical Evolution of the Exotic Globular Cluster NGC3201

Mirko Simunovic, Thomas H. Puzia: Blue Straggler Star Populations in Globular Clusters: I. Dynamical Properties of Blue Straggler Stars in NGC 3201, NGC 6218 and ω Centauri

A. Arellano Ferro, J.A. Ahumada, J.H. Calderón, N. Kains: Fourier Decomposition of RR Lyrae light curves and the SX Phe population in the central region of NGC 3201

Natalie M. Gosnell, Robert D. Mathieu, Aaron M. Geller, Alison Sills, Nathan Leigh, Christian Knigge: Implications for the Formation of Blue Straggler Stars from HST Ultraviolet Observations of NGC 188

 

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

NGC7793

NGC7793-LRGB-20150907-T30-300s-TTK

NGC7793

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

2015-09-07, 2015-09-10, 2015-09-13 – Siding Spring Observatory – 20 x 300 sec L, 8 x 300 sec R,G,B

Az augusztusi késő éjszakában, a Balaton parton álldogálva néztem, ahogy a Fomalhaut bágyadtan pislákolva már ott csücsül a horizont fölött. Fénye próbált áttörni a vízparti párán. A Déli Hal (Piscis Austrinus) csillagkép mindössze 25 fényévre lévő csillaga gondolatokat indított el bennem. Azon töprengtem, hogy lassan megfelelő pozícióba kerülnek a Déli Hal keleti szomszédságában lévő Szobrász (Sculptor) csillagkép galaxisai Ausztrália egén, és ideje lenne 3-4 órányi távcsőidőt foglalni a Siding Spring-ben lévő, az iTelescope hálózatához tartozó csillagvizsgálóban.

Augusztus közepe, az MTT2015 után a családé lett, a hónap maradék pár derült éjszakáján pedig szerettem volna bemutatóként részt venni a Polaris Csillagvizsgáló esti nyitva tartásain. Továbbá, a szeptember asztrofotózásra alkalmasnak látszó hétvégéjét inkább a családdal, és mellesleg egy kis pecázással kívántam tölteni. Ez utóbbi elhatározást nem a Déli Hal csillagkép látványa ihlette. Mivel az előbbiek miatt nem sok esélyét láttam, hogy októberig saját távcsövemet használjam az égbolt fotózására, nem hezitáltam sokat. Még ott álldogálva kigondoltam a célpontot, ami végül az NGC7793 lett. Nem volt könnyű a választás, mert sok szép és izgalmas galaxis található ebben a régióban. Végül a kérdést az döntötte el, hogy egy bizonyos típusú spirál galaxis még hiányzott a gyűjteményemből, illetve van az NGC7793-nak (legalább) két különös lakója, akikről talán szintén írhatnék pár sort. Megvolt a cikk alapötlete, már csak az illusztrációt kellett elkészíteni.

Másnap le is foglaltam az időpontokat. Bíztam abban, hogy hetekkel később kegyes lesz majd az időjárás, de nincs ez nagyon másként egy észlelő hétvége esetén sem. Nem teljesen úgy alakultak a dolgok, ahogy terveztem. Sem a légkör nyugodtsága, sem az az átlátszóság nem volt igazán ideális. Háromszor is nekifutottam a felvételnek, bízva abban, hogy talán majd a következő éjszakán kristálytiszta lesz az ég, és nyugodt a légkör. Nem lett. Több távcsőidőt már nem akartam elpazarolni, ezúttal ennyi adatott. Nem vagyok az a típus, akit az ilyen dolgok összetörnek, így ahelyett hogy búnak adtam volna fejem, inkább nekiláttam a feldolgozásnak. Amúgy is bőven volt még mit tanulni (és van is még!) a PixInsight programmal kapcsolatban, és a cikket is nyélbe szerettem volna ütni végre.

Szomszédok és lakótársak

A Szobrász csillagkép területén több fényes és nagy látszólagos kiterjedésű galaxis is található. Ezek közé tartozik az NGC7793 is. A térben különböző távolságban szétszórt magányos vándorokról van szó, akik véletlenül látszanak csak egy irányba, vagy van kapcsolat közöttük? Ezt a kérdést már a múlt század első felében megfogalmazták a csillagászok. Nem sokkal az után, hogy felismerték, egy galaxisokkal benépesített, táguló világegyetemben élünk.

Sculptor-map1

A Szobrász (Sculptor) csillagkép Siding Spring (Ausztrália) egén 2015. szeptember 7-én, helyi idő szerint 21:45-kor. Az északi égboltot ismerők számára ismerős csillagképek a keleti, északkeleti részen (a jobboldalon) láthatóak. Felfedezhető a Cet feje (Cetus), a Halak (Pisces), a Vízöntő (Aquarius), a Pegazus (Pegasus) négyszöge, hogy csak egy párat említsek.

Sculptor-map2

A Szobrász csillagkép területén több fényesebb galaxis is található. A méretek érzékeltetése végett megjelöltem 20° távolságot az égen. Ez magunk elé kinyújtott karokkal nagyjából kétarasznyi „hosszúság”.

A Szobrász csillagkép irányában látszó galaxisok távolságát az idők folyamán, többféle módon is meghatározták. Egyáltalán nem szokatlan ez a csillagászatban. A technológia folyamatosan fejlődik, és újabb és újabb tudományos eredmények látnak napvilágot. Tekintsük át röviden milyen módszereket vetettek be a különböző kutatók!

A spirál galaxisok és a lentikuláris galaxisok esetén használható az úgynevezett Tully-Fisher reláció, a galaxisok tömege vagy luminozitása és emissziós vonalainak szélessége, vagyis a galaxison belüli szögsebességek között. Nagyon leegyszerűsítve, 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 könnyen kiszámítható. A módszer előnye, hogy akkor is alkalmazható, ha az adott galaxist nem lehet csillagokra bontani.

A következő módszer a galaxis felületi fényesség fluktuációjának (SBF: Surface Brightness Fluctuations) meghatározásán alapul. Ehhez sincs szükség arra, hogy a galaxist csillagokra bontsuk. Sőt! A módszer megértéséhez tekintsünk a következő ábrára.

sbfluc

Az ábrán egy közeli galaxisról (nearby galaxy) és távoli galaxisról (distant galaxy) készült CCD felvétel modellje látható. Az ábrán minden egyes kis négyzet, egy CCD pixelt reprezentál. Látható, hogy a galaxisokat nem tudjuk csillagokra bontani. A távoli galaxis esetén sokkal „simább” képet kapunk, a csillagok halványabbak, de többen is vannak. Az ábra forrása: Stéphane Courteau

Egy galaxisból érkező fluxus fordítottan arányos a távolság négyzetével.  Az egy pixelre eső csillagok száma ellenben a távolság négyzetével arányos. Így az egy pixelre jutó fluxus, mely az egy csillagra eső fluxus és a csillagszám szorzata, nem függ a galaxis távolságától. Azonban, mint az a fenti ábrán is látható, azonos távcső és detektor páros mellett a közeli és a távoli galaxis esetében a felbontás eltérő. A távolabbi galaxis képe „simább” lesz, így ebben az esetben kisebb felületi fényesség fluktuációt fogunk mérni. Mondhatjuk úgyis, hogy a kétszer távolabbi galaxis képe, kétszer „simább”.

A módszer hatalmas távolságokra, vagyis akár 100 Mpc-en túl is működik. Vannak azonban gyengeségei. Először is körültekintően meg kell tisztítani a mintát, vagyis el kell távolítani például a csillagokat és más galaxisokat. Ténylegesen csak a mérni kívánt galaxis SBF-jére vagyunk ugyanis kíváncsiak. Továbbá, az eljárás nagy csillagsűrűséget feltételezve működik csak. Vagyis csak elliptikus galaxisokon, illetve nagy központi dudorral (bulge) rendelkező spirál galaxisok esetén használható. Mivel az SBF egy másodlagos távolság indikátor, így kalibrálni kell, ami nem egyszerű feladat. Ez Cepheida változócsillagok (lásd alább) segítségével például igen problematikus, mert azok jellemzően spirál galaxisokban fordulnak elő. Éppen ezért gyakorta galaxishalmazokon végzik el a kalibrációt, ahol egy ismert távolságú spirál galaxis közelében látszó elliptikusról feltételezik, hogy annak távolsága szintén hasonló.

A Scupltor galaxisainak viszonylagos közelsége lehetővé tette, hogy bizonyos tagok esetén modern földi távcsövekkel Cepheida típusú változócsillagokat keressenek bennük a csillagászok, és így ezek segítségével meghatározzák azok távolságát. A fényes, így nagy távolságból is megfigyelhető Cepheida változók fényváltozási periódusa és abszolút fényessége közötti reláció egy kitűnő távolság meghatározási módszer. A csillag periódusából származtatott abszolút fényességéből, és a mért látszólagos fényességből, pedig már egyszerűen következik az objektum távolsága.

A Hubble űrtávcsőnek köszönhetően egy merőben új korszak köszöntött be a csillagászatban. Hirtelen megnyílt az út még több csillagváros egyedi csillagainak vizsgálata felé. Így még több galaxisban vált lehetővé a Cepheida típusú változócsillagok detektálása, továbbá a kellő számú vörös óriás csillag minta mellett egy újabb távolságmérési eljárást vethettek be a csillagászok.

HRD-TRGB.PNG

A naptömegű csillagok életpályája. A vízszintes tengelyen a csillag effektív hőmérsékletének logaritmusa, míg a függőleges tengelyen a Naphoz viszonyított luminozitásának logaritmusa található.

A vörös óriás fázis a Naphoz hasonló tömegű csillagok életében akkor következik be, amikor a magban a hidrogén készletek már fogytán vannak. A hidrogén fúzió a magot körülvevő külső héjba tevődik át, miközben a csillag külső részei ennek hatására kitágulnak, míg felszíni hőmérséklete lecsökken. A csillag elhagyja a fősorozatot, és a görbén elvándorol egészen az F pontig. Jól látható, hogy ebben a luminozitás csúcspontban valami drasztikus történik, és jelentős fordulat következik be a naptömeg körüli csillagok életében: robbanásszerűen beindul a hélium fúziója a degenerált héliumból álló magban, és ez után a csillag luminozitása jelentősen lecsökken. Ezt a pontot az első vörösóriás ág tetejének nevezik. A pont neve az angol nyelvű szakirodalomban: Tip of the Red Giant Branch (TRGB).

A vörös óriások eloszlását felrajzolva egy szín-fényesség diagramon, ahol a szín a vizuális és a közeli infravörös tartományban megfigyelt fényességek különbsége (g’-i’), míg a fényesség a közeli infravörös tartományban látszó fényesség (i’), azok eloszlása egyszerű hatványtörvényt követ. Ezt a csillagfejlődési elméletek és a megfigyelések egyaránt alátámasztják. Megfelelő matematikai apparátus, és csillagászati ismeretek birtokában meghatározható az első vörösóriás-ág tetejének (TRGB: Tip of the Red Giant Branch) látszólagos közeli infravörös fényessége.

NGC7793-lr

Az NGC7793 galaxis vizsgált területeinek szín-fényesség diagramja, melynek vízszintes tengelyén a csillag vizuális és közeli infravörös fényesség különbsége, míg a függőleges tengelyén a közeli infravörös fényessége szerepel. MS: fősorozat, RGB: vörös óriás ág, AGB: aszimptotikus ág. Forrás: Marija Vlajić, Joss Bland-Hawthorn, Kenneth C. Freeman

Az idős (több milliárd éves) vörös óriás csillagok esetén, melyek fémtartalma kicsi ([Fe/H] ≤ -0.7), a közeli infravörös tartományban a TRGB pont abszolút fényessége független azok fémtartalmától. Ez már nem teljesen igaz a fiatalabb, így nagyobb fémtartalmú csillagokra. A csillagászok minden olyan elemet, ami nem hidrogén vagy hélium, fémnek neveznek. A csillagok fémtartalma fontos szerepet játszik fejlődésükben, és ennek köszönhetően kissé más utat járnak be. A nagyobb fémtartalmú vörös óriások életpályája a diagramon kissé a kékes tartomány felé tolódik. A módszer egyik lényeges sarokköve tehát, hogy a csillagok fémtartalma, vagyis kora egy tág intervallumban (>2 milliárd év) nem befolyásolja szignifikánsan a távolság meghatározás pontosságát. Ráadásul idősebb csillagpopulációk minden galaxisban akadnak, míg a fiatalabbak, a csillagkeletkezés hiányában szinte teljesen hiányoznak például az elliptikus galaxisokból.

A kutatók a TRGB abszolút fényesség kalibrációját olyan a Tejútrendszerhez tartozó gömbhalmazokon és csillagpopulációkon végezték el, ahol más távolság meghatározási módszerek is rendelkezésre álltak. Ez után a TRGB abszolút fényességének ismeretében, és a látszólagos fényességének birtokában a csillagászok már ki tudták számítani a galaxisok távolságát.

Természetesen, több nehézség is felmerül a pusztán matematikai „kihívások” mellett. Megfelelő csillagjelölteket kell választani, és a látszólagos fényesség esetén több korrekciós tényezőt is figyelembe kell venni. Ilyen például, hogy a saját galaxisunkban lévő intersztelláris médium némi vörösödést okozhat a megfigyelt objektumok fényében, illetve tompíthatja azt. Magában a távoli galaxisban található por és gáz szintén hatással lehet a megfigyelt csillagok színére és fényességére.

E rövid áttekintés után nézzük meg, hogy a galaxisok távolságának és radiális sebességének meghatározása után milyen következtetésre jutottak a csillagászok!

Eredetileg a Szobrász csillagkép irányában látszó öt, viszonylag fényes galaxisról, vagyis az NGC55, az NGC247, az NGC253, az NGC300 és az NGC7793 asszociációjáról gondolták azt, hogy ezek egy csoportosuláshoz tartoznak, vagyis kezdetben ezeket tekintették a Sculptor csoport tagjainak. Az elmúlt évtizedekben aztán, a különböző felmérésekben sorra fedezték fel az ég e területén a törpe galaxisokat. Azonban, az ezredforduló környékén sokukról kiderült, hogy csupán ebbe az irányban látszó háttér galaxisok.

Mai ismereteink szerint a következők mondhatóak el a világűr eme szegletéről. A Sculptor csoport alakja leginkább egy 1 x 6 Mpc kiterjedésű szivarra emlékeztet, mely hosszan nyúlik el látóirányunk mentén. Nem is klasszikus értelemben vett csoportról van szó, inkább galaxisok ritka felhőjének nevezhető, ugyanis „a szivar” közeli és távoli vége között úgy tűnik, nincs gravitációs kapcsolat. A Sculptor komplexumnak nincs határozott központja, sem éles határa.

Sculptor-gxs01

A közeli galaxisok eloszlása az égbolton a Sculptor csoport irányába, mely leginkább kis galaxis rendszerek felhőjének tekinthető. A sötét négyzetek a domináns, fényes galaxisokat reprezentálják. A fekete körök a szabálytalan törpe galaxisokat, míg az üres körök a szferoidális törpe galaxisokat jelölik. (Az NGC55 valójában a Nagy Magellán felhőhöz hasonlóan úgynevezett Magellán típusú küllős törpe spirál galaxis.) Az egyenes vonalak a főbb galaxisokat és kísérőiket kötik össze. A kis számok az egyes galaxisok radiális (látóirányunkban eső) sebességét (Km/s) mutatja. Forrás: I. D. Karachentsev és mások.

Az előtérben, hozzánk legközelebb az NGC300, az NGC55, az ESO410–05 és ESO294–10 kvartettje helyezkedik el a maga 1.95 Mpc (6.4 millió fényéves) átlagos távolságával.

Az NGC253 luminozitása a többi galaxisét jelentősen túlszárnyalja, ezért a csillagászok úgy vélik, hogy ez a nagyjából 3.94 Mpc (12.8 millió fényév) távolságra lévő galaxis lehet a kísérőivel együtt, tehát a NGC247-tel, a DDO 6-tal, Sc 22-vel, KDG 2-vel és a FG 24-gyel a komplexum dinamikai központja.

A vidék egy másik meghatározó csoportosulását a 3.91 Mpc-re (12.7 milló fényévre) található NGC7793, az UGCA 442, és az ESO 349–031 hármasa képviseli. Érdekes, hogy mérési hibahatáron belül az NGC253 és az NGC7793 látóirányú távolsága szinte teljesen azonos.

Az NGC625 és ESO245-005 bár látszólag közel helyezkednek el egymáshoz az égen, illetve radiális sebességükben sincs hatalmas különbség, mégis szeparációjuk a térben majdnem 2 Mpc. Meg kell jegyeznem azonban, hogy az NGC625 2.7 Mpc-es, és az ESO245-005 4.4 Mpc-es távolság értéke igen jelentős bizonytalanságot hordoz magában.

A fenti ábrán is feltüntetett galaxisok közül többeknél is felmerült a gyanú, a csoport egészéhez képest kiugróan magas a radiális sebességük miatt, hogy azok csupán háttér galaxisok. Így például igen valószínű, hogy az ESO 149-03, az NGC59, és a DDO 226 is az.

A távolság és dinamikai vizsgálatok másra is rávilágítottak. A 6 Mpc hosszú, a Szobrász csillagkép irányába látszódó galaxis felhő a Lokális Csoporttal (Tejútrendszerünk ennek a része), és a Canes Venatici I galaxis felhővel együtt egy nagyjából 10 Mpc hosszan elnyúló amorf szálnak a része. Bár hatalmas méretű ez a kozmikus képződmény, azonban még így is csak kis szigete a nagyjából 150 Mpc kiterjedésű Laniakea szuperhalmaznak.

NGC7793, avagy a káosz és a rend

Az NGC7793, ahogy már fentebb is említettem, 3.91 Mpc-re (12.7 milló fényévre) található és látszólagos mérete az égen 9.3ˊ × 6.3ˊ. Átmérője nagyjából 35 ezer fényév körül lehet, így nagyságát tekintve csak harmad akkora, mint Tejútrendszerünk. A katalógusokban rákeresve az NGC7793-ra, általában 9 és 10 magnitúdó közötti fényességértékeket találunk, ami könnyen megtéveszthető lehet annak, aki vizuálisan szeretné felkeresni, ugyanis az NGC7793 kis felületi fényességű galaxis.

A spirál galaxis kifejezés hallatán az olvasók többségének valószínűleg nem a fotómhoz hasonlatos kép fog megjelenni a fejében. Sokkal inkább valami olyasmi, mint amilyen mondjuk az M51 (a társától most egy pillanatra tekintsünk el), ahol két szabályos kar spirálozva tekeredik a mag körül.

NGC7793-M51-01-cut1

Balra az NGC7793-ról, jobbra az M51-ről készült felvételem látható. Figyeljük meg, hogy mennyire más a két galaxisban a spirálkarok felépítése.

A spirál galaxisokat a karok megjelenési formája szerint a csillagászok három fő csoportba sorolják. Az első csoportba a szabályos spirál galaxisok (grand design galaxy) tartoznak. Fő jellemzőjük a két szimmetrikus, egybefüggő és határozott spirálkar. Igen, a legtöbbünkben ez a kép él a tipikus spirál galaxisról, annak ellenére, hogy mindössze csak a 10%-uk ilyen. A második csoportot az úgynevezett pelyhes galaxisok (flocculent galaxy) alkotják. Ezeknél a karok nehezen kivehetőek, szakadozottak, kissé „szedett-vedett”, kaotikus a korong. Az NGC7793 is ide sorolható, akárcsak a spirál galaxisok 30%-a. Végül a harmadik csoportot a sok-karú (multiple arm) galaxisok képviselik, melyekre az erősebb belső karok és a kaotikus külső a jellemző. Ezek képviselik 60%-kal a spirál galaxisok túlnyomó többséget. Megjegyzem, hogy a kutatók egy része egy csoportként tekint a pelyhes és a sok-karú galaxisokra.

De hogyan jönnek egyáltalán létre a spirál karok? Miért is látunk spirális struktúrákat egyes galaxisokban?

A klasszikus Lin-Shu elmélet szerint nagyon tömören a válasz az, hogy sűrűséghullám forog körbe a korongon merev testként. Ne ijedjen meg a kedves olvasó, mert máris elmagyarázom anélkül, hogy nagyon el kellene mélyedni a matematika és a fizika rejtelmeiben.

Először is mi is az a sűrűséghullám? Ennek könnyebb megértéséhez előveszem, az ilyenkor szinte kötelezően elhangzó analógiát. Bizonyára már mindenki utazott autóval, így elmondhatja magáról, hogy közelről látott már sűrűséghullámot, és részt is vett benne. Tegyük fel, hogy egy soksávos autópályán haladunk mondjuk a megengedett 130 Km/h sebességgel. Vidámak vagyunk, megfelelő a tempó, semmi sem akadályoz minket. Előttünk azonban pár kilométerrel valakik lassabban vezetnek, mondjuk csak 90 Km/h sebességgel. Ide mindenki helyettesítse be a kedvenc szereplőjét, én egymás előzgető kamionok sorára fogok gondolni, ami tökéletes ehhez a példához. Előbb utóbb a többiekkel utolérjük őket, és lassítanunk kell nekünk is 90 Km/h-ra, hogy biztonságosan átjussunk a dugón. Miután a lassabb járműveken keresztül verekedtük magunkat, ismét szabad az út és visszagyorsítunk 130 Km/h-ra, akár csak a többiek. A forgalmi akadály (a sok kamion) 90 Km/h-val „közlekedik”, míg a személyautók számára a tipikus (megengedett) sebesség 130 Km/h. Ez a szituáció egy jó példája a sűrűséghullámnak, és az általa okozott zavarnak.

Ültessük most át az előzőeket a galaxisokra. Itt a forgalmi dugókat a Lin-Shu teória szerint a spirál galaxisokban jelenlévő sűrűséghullámok jelentik. A hullámokban a tömegsűrűség nagyobb, mint a korong más részein. Nagyon egyszerűen fogalmazva: az anyag egy ilyen hullámban „szorosabban tömörödik”. Tudományosabban: itt a tömegsűrűség relatív fluktuációja 10-20%. A spirál alakú hullámok a galaxis anyagától függetlenül merev testként rotálnak, és több rotációs perióduson keresztül képesek állandó állapotban fennmaradni, ami sok-sok 100 millió évet jelent. A csillagok, a gáz- és a porfelhők azonban annál gyorsabban kerülik meg a galaxis centrumát, minél közelebb vannak hozzá. Így a belső vidékeken ezek utolérik a sűrűséghullámokat, míg a külső régiókban a sűrűséghullám éri be őket. Amikor egy csillag közel kerül a hullámhoz, a nagyobb tömegsűrűsége „behúzza” a csillagokat, és „visszafogja” egy darabig. Idővel azonban a csillag keresztüljut a sűrűséghullámon. Hasonló történik a gázfelhőkkel és a porfelhőkkel is. A különbség az, hogy ezek összenyomódnak a magasabb tömegsűrűség miatt. Ha egy gázfelhő kellően sűrűvé válik (Jeans-kritérium) elkezd összehúzódni, és megkezdődik benne a csillagok kialakulása. A hideg molekuláris gázfelhőkben születő csillagoknak időre van szüksége, hogy kellően összesűrűsödve, magjukban beinduljon a hidrogén fúziója. Egy nagytömegű csillag esetén ehhez nagyjából 100 ezer év szükséges, míg a kisebb tömegűeknél ez akár több 10 millió évig is eltarthat. Mindeközben a sűrűséghullám továbbhalad, de mire az újszülött csillagok bölcsője eléri a hullám peremét, már felragyognak a nagytömegű csillagok. Ezek az O és B típusú csillagok erős UV sugárzásukkal nagy területen ionizálják az őket körülvevő gázfelhőket, melyek ennek köszönhetően szintén világítani kezdenek. A fiatal nagytömegű csillagok és az ionizált gázfelhők, vagyis az úgynevezett HII régiók keltik életre a spirálkarokat, az ezeknek köszönhetően válik láthatóvá. A hatalmas tömeggel rendelkező csillagok azonban nem élnek sokáig. Alig 5-10 millió év alatt leélik életüket. E rövid idő alatt galaktikus keringésük során nem jutnak messzire a születési helyüktől, vagyis mindig a sűrűséghullám peremén figyelhetőek meg. A kisebb tömegű társaik azonban megkezdik számtalan cikluson át tartó keringésüket, benépesítve a korongot. A karok nem is tömegük, hanem a bennük zajló csillagkeletkezés miatt fényesebbek a közöttük lévő térnél.

C.C. Lin és F. Shu az 1960-as évek derekán dolgozták ki elméletüket, amit az óta többen továbbfejlesztettek. Ők még egyáltalán nem foglalkoztak magának a sűrűséghullámnak a kialakulásával. Ezt a kérdést egyébként a mai napig sem sikerült megnyugtatóan tisztázni.

Egyes tanulmányok szerint a galaxison belüli bármilyen kis instabilitás felelőssé tehető a sűrűséghullámok kialakulásáért. Indukálhatták ezeket akár a galaxis korongjának keletkezésekor, az abban létrejött sűrűsödések is.

A videóban a Tejútrendszer kialakulásának szimulációja látható. Figyeljük meg, a spirális struktúra kialakulását!

De egy másik galaxissal történő kölcsönhatás ugyanúgy kiválthatja a sűrűséghullámokat. Talán a fentebb említett M51 esetén is erről van szó. Érdekességképpen megjegyzem, hogy a legpompásabb karokkal rendelkező spirál galaxisok közül igen soknak van kísérője.

Léteznek azonban más sűrűséghullámon alapuló elméletek is, melyek közül a kaotikus spirálkar elméletet emelném ki, és annak is csak az egyik legegyszerűbb változatát mutatnám be. Ahogy a nevéből is sejthető, ez inkább a kaotikus, töredezett karokkal rendelkező spirál galaxisokra koncentrál, mint amilyen például a pelyhes NGC7793 galaxis. Ne feledjük el, hogy ezek a galaxisok jelentősen nagyobb számban fordulnak elő, mint a szabályos, szimmetrikus, egybefüggő karokkal rendelkező társaik. Ellentétben a Lin-Shu elmélettel itt a karok egyáltalán nem hosszú életűek, folyamatosan születnek és meghalnak, ám itt is kapcsolatban állnak a csillagkeletkezéssel. A karok kialakulása azzal kezdődik, hogy a gázban igen gazdag galaxis bizonyos régióiban lokális gravitációs instabilitás lép fel az intersztelláris gázfelhőkben, melynek hatására beindul a tömeges csillagkeletkezés. Mivel a galaxis differenciális rotációt végez, vagyis a centrumhoz közelebbi égitestek keringési sebessége nagyobb, így az előző folyamatban született csillagok lassan spirális mintázatot rajzolnak ki. Létrejön a kar, vagy kartöredék teletűzdelve kékes fényű csillaghalmazokkal és vöröses színben pompázó HII régiókkal. Az idő előrehaladtával a nagyobb tömegű, fényesebb csillagok elpusztulnak, így a kar (a kartöredék) „kivilágítása” megszűnik, a struktúra lassan elenyészik. Mindez a galaxis több pontján, az időben eltolva zajlik. Karok alakulnak ki itt, és tűnnek el ott.

Mint a fentiekből is látható, bár nem törekedtem a teljességre, nem csak egyetlen elmélet létezik, amely megpróbálja megmagyarázni, hogy miért is látunk spirál galaxisokat az világegyetemben. Az utóbbi időkben egyre többen adnak hangot annak, hogy talán más folyamatok alakíthatták ki a szabályos, szimmetrikus karokkal rendelkező galaxisok, mint például a pelyhes galaxisok korongbeli struktúráit. Előtérbe került annak vizsgálata, hogy miként lépnek fel az instabilitások a gázban, a csillagok mozgásában, mikor viselkednek állóhullámként a sűrűséghullámok, illetve mikor nem. A spirál galaxisokat pedig ennek megfelelően kezdték inkább osztályozni.

És akkor még nem is említettem, hogy a technika fejlődésének köszönhetően ma sokkal messzebbre tekinthetünk az univerzumban, így láthatjuk a galaxisok igen korai fejlődési állapotát. Ez a lehetőség a múltszázad közepén még nem állt a kutatók rendelkezésére.

Ma már tudjuk, hogy a korai világegyetemben egyáltalán nem voltak még spirál galaxisok. Ezek elődjei csak a korongból álltak, és fényes, masszív csillagkeletkezési csomókból. Alig volt még bennük rendezett struktúra. Milliárd évek teltek el, míg a dolgok lassan rendeződni kezdtek. A hatalmas csomók többnyire eltűntek, és lassan megjelent a központi dudor. A kisebb csomók elkezdték kirajzolni, az akkor még igencsak elmosódott, határozatlan spirálkarokat. Az első határozott karokkal rendelkező galaxisok akkor jelentek meg, amikor a világegyetem már nagyjából 3.6 milliárd éves volt. Erre a korszakra a spirálisok két típusa volt a jellemző. A „kétkarúak” és a vastag szabálytalan karokkal rendelkezők, melyek még mindig tartalmaztak csomókat. Az olyan négykarú galaxisokra, mint a mi Tejútrendszerünk vagy az Androméda galaxis 8 milliárd évet kellett várni az ősrobbanástól számítva.

Térjünk még vissza egy picit a felvételem célpontjához, vegyük szemügyre alaposabban. Az optikai tartományban készült felvételemen is nagyszerűen látszik, hogy az NGC7793 galaxis bővelkedik a csillagkeletkezési régiókban. Mindenfelé vöröses, némileg rózsaszínben hajló HII régiók tarkítják a korongját. A látványhoz pedig hozzáadódik a 100-150 pc (kb. 300-500 fényév) méretű OB csillagasszociációk csoportjának kék fénye. Az asszociációk tagjai, a nyílthalmazokkal ellentétben, nem kötődnek egymáshoz gravitációsan. Kiterjedésük pedig sokszorosa lehet a nyílthalmazokénak. Gázfelhők közelében, vagy abba ágyazódva akadhatunk rájuk. A felvételen a legnagyobb kék foltok mérete a 300 pc-et (közel 1000 fényév) is eléri. Bár ebben az esetben már inkább csillagkomplexumokról van szó, vagyis asszociációk csoportjáról.

Az NGC7793 karjainak struktúráját igazán azonban a róla készült infravörös felvételek teszik láthatóvá. A Spitzer űrtávcső könnyedén keresztüllát a sűrű gázfelhőkön és a poron.

NGC 7793 Spitzer

A Spitzer infravörös tartományban készült felvétele az NGC7793-ról. A kék a 3.6 mikronos, a zöld a 4.5 mikronos, a vörös szín az 5.8 és 8.0 mikronos infravörös emissziónak felel meg. Mivel a 3.6 mikronos sugárzáshoz erősen hozzájárulnak a csillagok is, így azt a képen erősen csökkentették. Ennek a levonásnak köszönhetően, a poros régiók jobban láthatóvá váltak. Kép forrása: NASA/JPL-Caltech/R. Kennicutt (University of Arizona) – SINGS (Spitzer Infrared Nearby Galaxy Survey) projekt

A kék és zöld szín az idősebb hidegebb csillagoktól származik, főleg ezek sugárzása uralja a 3.6 mikronos és 4.5 mikronos tartományt. 5.8 és 8.0 mikronos hullámhosszon a csillagok infravörös fénye azonban már elhalványul. Ebben a tartományban feltűnik a por szerkezete a galaxison belül. Egészen pontosan az úgynevezett policiklusos aromás szénhidrogének (PAH – Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) sugárzását láthatjuk ezeken a hullámhosszakon.

A csillagok sugárzása által felmelegített por emissziója folytonos az infravörös tartományban. Ezt a folytonos spektrumot szilikát elnyelési vonalak (vagy sávok), illetve a policiklusos aromás szénhidrogének emissziós vonalai (vagy sávjai) tarkítják. A Spitzer teleszkóp infravörös kameráját pedig kimondottan úgy tervezték, hogy eme utóbbi megfigyelésére (is) alkalmas legyen. A csillagászok korábban azt tapasztalták, hogy ahol előfordul a csillagközi por, ott a policiklusos aromás szénhidrogének is előfordulnak. A csillagok sötét helyeken, sűrűs gáz- és porfelhők mélyén keletkeznek, ahová optikai tartományban vajmi kevés esélyünk van bepillantani. Az 5.8 és 8.0 mikronos emisszió azonban elárulja e fészkek helyét. Nemcsak elárulja, de egyben fel is tárja a részletek. Amíg a csillagkeletkező régióknak csak sziluettjét látjuk mindössze az optikai tartományában, addig a policiklusos aromás szénhidrogének szépen kirajzolják a ködök struktúráját.

Az előbbiek értelmében, így a vörös szín reprezentálja az NGC7793-ról készült felvételen azokat a területeket, ahol a csillagok következő generációja születik majd. Infravörös hullámhosszon még sokkal szembetűnőbb, hogy mennyire kaotikus az NGC7793 felépítése. A spirálkarok inkább csak töredezett ívek, és nem oly fenségesen csavarodnak, mint az M51 esetében, ahogy az a lenti, szintén a Spitzer űrtávcsővel készült képen látható. Zavaros szépségében mégis van számomra valami magával ragadó.

m51-infra

Az M51 (NGC5194) és az NGC5195 az infravörös tartományban a Spitzer űrtávcső felvételén. A színekre itt a fentebb leírtak érvényesek. Kép forrása: NASA/JPL-Caltech/R. Kennicutt (University of Arizona) – SINGS (Spitzer Infrared Nearby Galaxy Survey) projekt

Mikrokvazár és fekete lyukak az NGC7793-ban

NGC7793-P13-S26-01

Az NGC7793-ról készült felvételem részletének negatív változata. Két vonal fogja közre a P13 elnevezésű ultrafényes röntgenforrás (ULX) optikai tartományban is látható komponensét. A vörös kör azt a régiót jelöli, ahol az S26 nevű mikrokvazár lakik.

Mielőtt mesélnék az NGC7793 két furcsa lakójáról általánosságban is ismerkedjünk meg a csillagászati objektumok egy bizonyos csoportjával.

A világegyetemben előforduló fekete lyukak tömege igen széles tartományban változik. A galaxisok magjában tanyázó, központi szupermasszív fekete lyukak (SMBH: supermassive black hole) tömege pár milliótól több milliárd naptömegig is terjedhet. A skála másik oldalán a Napnál 5-30-szor nagyobb tömegűek helyezkednek el, melyek a nagyon nagytömegű csillagok életét lezáró szupernóva-robbanását követően keletkeznek. A szakirodalom ezeket csak csillag tömegű fekete lyukaknak (stellar black hole, stellar-mass black hole) nevezi. A hipotézisek szerint, a két véglet között foglalnak helyet a köztes tömegű fekete lyukak (IMBH: intermediate-mass black hole), melyekre egyelőre csak viszonylag kevés jelölt akadt. A fekete lyukak, ahogy ez a nevükből is sejthető a környezetükre gyakorolt hatásuk révén figyelhetőek csak meg, vegyük sorra miként állnak elénk az univerzum porondján.

A kvazárok több milliárd fényéves távolságban lévő aktív galaxis magok (Active Galactic Nucleus – AGN). A ma elfogadott modellek szerint a kvazárok magjában szupermasszív központi fekete lyuk található. Ezek a fekete lyukak 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 felelősek az úgynevezett szinkrotronsugárzásért.

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. A jet-ek, kilövellések hatalmasak is lehetnek, hosszuk nemritkán eléri akár a több millió fényévet. Ehhez képest maga a belső szerkezet, vagyis a korong és az azt körülvevő gázfelhők a fényéves nagyságrendbe esnek. Emlékeztetőül a Tejútrendszer átmérője 100000 fényév. A kvazárok óriási mennyiségű energiát sugároznak ki, méghozzá csillagászati értelemben véve roppant kis területről.

agn_tipusok

Az, hogy a galaxis aktív magját miként látjuk az égen, milyen objektumként soroljuk be, attól függ csak, hogy a jet milyen irányba mutat. Leegyszerűsítve, ha pontosan felénk mutat az egyik jet, akkor blazárként jelenik meg az objektum. Ha a jet szöge egy kisebb szöget zár be a látóirányunkkal, akkor kvazár vagy Seyfert I típusú galaxis figyelhető meg.  Amennyiben oldalról látjuk a jet-et, akkor rádió galaxisként, vagy Seyfer II típusú galaxisként észleljük. A dolog hátterében álló mechanizmus azonban minden esetben ugyanaz.

A köztes tömegű fekete lyukaknál teljesen hasonló akkréciós mechanizmusok működnek. Ebben az esetben is a környező por és gáz a napi menü. Leggyakrabban az ultrafényes röntgenforrásokkal (ULX: ultra-luminous X ray source) hozzák őket kapcsolatba.

A csillagok tömegének nagyságrendjébe esők, akkor válnak láthatóvá, ha van egy kísérőjük, akitől csillaganyagot tudnak zsákmányolni. 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, ha a fekete lyuk társa fejlődése során felfúvódik és kitölti a saját Roche-térfogatát. Az átáramló csillaganyag a fekete lyuk körül akkréciós korongot hoz létre, és beindul a kvazároknál már ismertetett folyamat, csak éppen „kicsiben”. Ennek köszönhetően intenzív röntgensugárzás keletkezik, és így a „láthatatlan” láthatóvá válik a Föld körül keringő röntgen távcsövek felvételein.

Roche-lobes-corrected

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

A hosszú évtizedek kutatásai azt a képet formálták a fekete lyukakról a kutatók fejében, hogy minél nagyobb egy ilyen égitest tömege, annál gyorsabban képes habzsolni a gázt, és így annál intenzívebb a megfigyelhető elektromágneses sugárzás.

Ebből a képből lóg ki az NGC7793-ban a P13 ultrafényes röntgenforrás (ULX: ultra-luminous X-ray source). A röntgentartománybeli kiugró fényességével azonnal felkeltette a kutatók figyelmét. Érthető volt az izgatottságuk, mert úgy tűnt, egy újabb köztes tömegű fekete lyuk akadhatott horogra. Nekiláttak, hogy meghatározzák a fizikai paramétereket. A csillagászok szerencsés helyzetben voltak, ugyanis sikerült azonosítani a fekete lyuk kísérőjét az optikai tartományban. A körülbelül 20.5 (V) magnitúdós csillag az én felvételemen is látszik. B8I színképtípusa alapján, egy késői típusú kék szuperóriásról van szó. Luminozitásából és színképéből pedig következtetni lehetett a kísérő tömegére és sugarára. A kapott értékek szerint, a csillag tömege valahol 10 és 20 naptömeg között lehet, sugara pedig 40-60-szorosa központi csillagunkénak. A csillag fejlődése során kitöltötte Roche-térfogatát, és éppen anyagot ad át a fekete lyuknak. A csillagászok észrevették, hogy a színképben megfigyelhető abszorpciós és emissziós színképvonalak radiális sebességgörbéje éppen ellentétes fázisú. Ez a viselkedés a spektroszkópikus kettőscsillagok színképének egyik jellegzetessége, vagyis az olyan párosoké, ahol a komponensek szeparációja távcsővel lehetetlen, csak a színkép árulkodik arról, hogy ketten vannak. A közös tömegközéppont körüli keringésük során hol az egyik közelít felénk, a másik meg távolodik, hol pedig éppen fordítva. A változó radiális (látóirányú) sebesség miatt a színképvonalak hol a kék, hol a vörös felé tolódnak (Doppler-effektus). Mivel a P13 abszorpciós és emissziós színképvonalainak radiális sebesség görbéjének amplitúdója közel azonos, így ebből következően a csillag és a fekete lyuk tömegének is közel azonosnak kell lennie. A fekete lyuk tömegére így 10-20 naptömeget kaptak „mindössze”, vagyis az „csak” egy csillag tömegű fekete lyuk.

A fenti eredményeket taglaló publikáció még 2010-ben jelent meg. Már itt megjegyezték a szerzők, hogy még több mérésre van szükség a dolgok tisztázásához. A kutatócsapat tehát ezután sem pihent, és folytatták a vizsgálatokat, immáron több évnyi mintával a tarsolyukban újabb, pontosabb következtetéseket tudtak levonni.

A kísérő színképtípusát pontosították B9Ia-ra, és tömegére is kissé más értéket kaptak, azonban ez nagyságrendileg nem tért el a korábbi publikációtól. A csillag eredeti tömege anno 20-25 naptömeg lehetett, de mára már csak 18-23 naptömegű. A kék szuperóriás 8 évnyi fénygörbéjét (UV, V) tanulmányozva sikerült kimutatni, hogy a keletkező röntgensugárzás a kísérő fekete lyuk felé tekintő oldalát felfűti. A fűtött terület révén lehetőség adódott, hogy meghatározzák a keringési periódusát, melyre 64 napot kaptak, és a pálya excentricitását (elnyúltságát).

NGC7793-P13-artp

A P13-as ULX fantáziarajza. A fekete lyuk felöli oldalt felfűti az akkréciós korong röntgensugárzása. A rajzon az is látszik, ahogy a korong leárnyékolja a sugárzás egy részét. Kép forrása: International Centre for Radio Astronomy Research

A csillagászok kezükben a fekete lyuk társának paramétereivel, vagyis tömegével, keringési periódusával, a pálya alakjával, stb., illetve a megfigyelt luminozitás görbékkel, nekiláttak a rendszert modellezni. Eredményül azt kapták, hogy a fekete lyuk tömege nem lehet nagyobb 15 naptömegnél. Ellenkező esetben a Roche-térfogat túl kicsi lenne, amikor a B9Ia óriáscsillag a legközelebb kerül a fekete lyukhoz.

A modellek azt is megmutatták, hogy a röntgenforrás nagy fényessége, a 15 naptömegnél kisebb tömegű fekete lyuk esetében, az úgynevezett szuperkritikus akkrécióval (supercritical accretion) magyarázható. De mit is jelent ez? Ahogy fentebb is utaltam rá, a kibocsájtott sugárzás intenzitása függ a fekete lyuk tömegétől. Szférikus anyagbeáramlás esetén az objektum nem lehet fényesebb az úgynevezett Eddington luminozitásnál. A beáramló gázzal szemben áll ugyanis a sugárnyomás, így van egy limit, amit nem léphet át a sugárzás erőssége, különben az „elfújja” a beáramló anyagot. Amennyiben viszont egy vékony korongban spirálozik befelé a gáz, akkor a sugárzás anizotrópiája miatt a sugárzás túllépheti az Eddington határt, a korongot nem „fújja el” a sugárzás. Az, hogy milyen nagy luminozitást látunk, mennyivel lépi túl a sugárzás erőssége a küszöböt, nagyban függ a betekintési szögtől. Természetesen ebben az esetben is létezik egy elméleti maximum, de ennek tárgyalásától most eltekintek.

Eddington_Limit-c02

Az Eddington luminozitást, és a szuperkrikitus akkréciót szemléltető ábra. Részletek a fenti szövegben. Az eredeti ábrák forrása: Shin Mineshige és mások

Az előzetes várakozásokkal ellentétben a P13 ultrafényes röntgenforrás tehát nem egy köztes tömegű fekete lyukat tartalmaz, mindössze egy masszív csillag tömegű fekete lyukat, ami kicsi tömege ellenére meglepően „nagyétvágyú”.

Végezetül ejtenék pár szót az az NGC7793 egy másik különös lakójáról. Ez az NGC7793-S26 (a továbbiakban csak S26) jelű HII régióban található mikrokvazárról.

Az NGC7793-ról készült kompozit képen A képen megjelölt NGC7793-S26 HII régió egy mikrokvazárt rejt magában. A Chandra űrtávcső felvételéről származik, és a különböző energiájú röntgensugárzást jelöli a vörös, a zöld és a kék szín. A világoskék az optikai tartománynak felel meg (luminance kép). Ez az utóbbi felvétel a VLT (Very Large Telescope array) egyenként 8.2 méteres átmérőjű tükrökkel rendelkező távcsőrendszerével készült. Az aranyszínű régiók pedig a CTIO 1.5 méteres távcsővel felvett Hα keskenysávú felvételről származnak.

Kép forrása: http://chandra.harvard.edu – Röntgentartomány (NASA/CXC/Univ of Strasbourg/M. Pakull és mások); Látható fény (ESO/VLT/Univ of Strasbourg/M. Pakull és mások); H-alfa (NOAO/AURA/NSF/CTIO 1.5m)

Ahogy fentebb is írtam, a kvazárok és az aktív galaxisok „védjegye” a két hatalmas jet. Ritkán, eddig nem teljesen tisztázott okokból, azonban a csillag tömegű fekete lyukak esetében is keletkeznek jet-ek, melyek a rádiótartományban két lebenyként figyelhetőek meg. Mivel ezen kilövellések mérete eltörpül a galaxisok magjából kiindulókéhoz képest, ezért gyakran nevezik az ilyen fekete lyuk és egy csillag alkotta rendszereket mikrokvazároknak.

A Tejútrendszerünkben ennek az égitest típusnak az egyik prominens képviselője az SS443, de az NGC7793 mikrokvazárjának jet-jei messze lekőrözik azét. Eme utóbbinak a mérete kétszer akkora, energiája pedig tízszerese az SS443-énak. Az S26 a világegyetem általunk ismert „legfényesebb” ilyen objektuma. A fenti képen, a bal felső kinagyított kis képkockán (röntgentartomány) jól látszik a fekete lyuknak a környező gázra gyakorolt hatása. Középen a kékes-zöld röntgenfolt jelöli a fekete lyuknak és társának a „búvóhelyét”. Az idők folyamán a kilövellések, a környező intersztelláris anyagba 1000 fényév kiterjedésű forró gázbuborékot fújtak. Egymással szemben, a mikrokvazár két ellentétes oldalán pedig az figyelhető meg, ahogy a jet-ek az intersztelláris gázba ütköznek, és felfűtik azt.

Miért érdekli annyira a csillagászokat a kvazárok és rádió galaxisok kistestvérei? Miért ölnek annyi energiát az NGC7793 különös objektumainak tanulmányozásába? A válasz roppant egyszerű: közel vannak, így rajtuk keresztül megérthetjük a távoli nagyok működését. Segítségükkel bepillantást nyerhetnek az akkréciós folyamatok rejtelmeibe. Láthatják kicsiben és közelről, milyen hatása van a jet-eknek, illetve az akkréciós korongban és a fekete lyuk közelében keletkező sugárzásnak a környezetre. Így arra is meglelhetik a választ, hogy az aktív galaxis magok miként befolyásolták a galaxis fejlődését az univerzum hajnalán.

Zárszó

Messzire kalandoztam a Balatontól úgy hiszem. Nem volt nehéz, mert a csillagászok több nemzedéke által kemény munkával kitaposott, néha tévutakkal tarkított ösvényen kellet csupán végiggyalogolnom. Bízom benne, hogy e galaxis szépségén túl sikerült, a számomra gyakorta többet jelentő mögöttes dolgokból is átadnom valamelyest az olvasónak. Miért? Hogyan? Felnőve se féljünk feltenni e kérdéseket, és keresni a válaszokat.

Felhasznált irodalom:

I. D. Karachentsev, E. K. Grebel, M. E. Sharina, A. E. Dolphin, D. Geisler, P. Guhathakurta, P.W. Hodge, V. E. Karachentseva, A. Sarajedini, P. Seitzer: Distances to Nearby Galaxies in Sculptor

W. Gieren, G. Pietrzynski, A. Walker, F. Bresolin, D. Minniti, R.P. Kudritzki, A. Udalski, I. Soszynski, P. Fouque, J. Storm, G. Bono: The Araucaria Project. An improved distance to the Sculptor spiral galaxy NGC 300 from its Cepheid variables

Marija Vlajić, Joss Bland-Hawthorn, Kenneth C. Freeman: The Structure and Metallicity Gradient in the Extreme Outer Disk of NGC 7793

Elmegreen, Debra Meloy; Elmegreen, Bruce G.: Arm classifications for spiral galaxies

Bruce G. Elmegreen: Star Formation in Spiral Arms

Pietrzyński, G.; Ulaczyk, K.; Gieren, W.; Bresolin, F.; Kudritzki, R. P.: A survey for OB associations in the Sculptor Group spiral galaxy NGC 7793

C. Motch, M.W. Pakull, F. Grisé, R. Soria: The supergiant optical counterpart of ULX P13 in NGC7793

C. Motch, M. W. Pakull, R. Soria, F. Grisé , G. Pietrzyński: A mass of less than 15 solar masses for the black hole in an ultraluminous X-ray source

M. A. Dopita, J. L. Payne, M. D. Filipović, T. G. Pannuti: The Physical Parameters of the Micro-quasar S26 in the Sculptor Group Galaxy NGC 7793

 

NGC6910, IC1318 részlet (IC1318a, IC1318b), Sadr

NGC6910-IC1318-LRGB-20150710-2344-sx-600s-TTK

Sadr – NGC6910 – IC1318 részlet (IC1318a, IC1318b)

2015-07-10, 2015-07-17, 2015-07-20, 2015-07-21 – Göd

15 x 600 sec L, 10 x 600 sec R, 10 x 600 sec G, 15 x 600 sec B

UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel

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

2015. július 9-én 19 óra körül lelkes amatőrcsillagászok kis csoportja gyűlt össze a Polaris Csillagvizsgálóban. Összejövetelük célja nem volt más, mint megmutatni az égbolt sok csodáját az odalátogatóknak. Így megy ez már hosszú évek óta, legyen szó az év bármelyik keddjéről, csütörtökjéről, vagy éppen szombatjáról. Jómagam, csak a közelmúltban csatlakoztam ismét ehhez a kis társasághoz. Nem egyszerű három gyermek mellől elszabadulni, így feleségemnek külön hálás vagyok azért, hogy alkalmanként mégis részt tudok venni egy-egy bemutatáson.

Aki tartott már bemutatót érdeklődőknek, bizonyosan osztja véleményemet, hogy látni, hallani a rácsodálkozás örömét felemelő érzés. Belsőnkből, hobbinkból ilyenkor átadunk egy darabot. Csak remélni merem, főleg az ifjak esetében (!), hogy az elültetett mag kihajt, és szárba szökken. A dolgok beépülnek gondolataikba, és így talán a világkép nevű „nagy kirakós játékhoz” én is hozzáadhattam egy keveset.

Ezen a nyári csütörtökön némi szél keretében hidegfront volt levonulóban. Tépett felhőzetét fürgén vonszolta maga után, így amikor elért „a riadólánc” 10 éves fiamat a hónom alá csaptam, és együtt indultunk Óbudára. Miközben a kupolában a nagytávcsőnél Kárpáti Ádám sürgölődött, én kicipeltem a teraszra a 20 cm-es Dobson távcsövet. A korán, sötétedés előtt érkezők jutalma, a fák lombjainak közelében bóklászó Jupiter és Vénusz volt. Ugyan már nem alkottak szoros párt, mint egy héttel korábban, de látványuk külön-külön is rabul ejtette a szemlélődőket. Sokszor vagyok úgy, hogy amit még nem próbáltam, azt elsőre valahogy varázslatnak, ördöngösségnek tartom. Így vannak ezzel a bemutatásokon résztvevők is. Hagytam hát, az alapvető játékszabályok lefektetése után, hogy a gyerekek maguk birkózzanak a nagy csővel, és beállítsák az alacsonyan járó Szaturnuszt, illetve pár fényesebb kettőscsillagot. Boldogság sugárzott arcukon, midőn megjelent a „személyes égitestük” az okulár látómezejében. Tényleg maguk fedezhették fel őket. Közben belegondoltam, hogy pont azt a szó szoros értelemben vett gyermeki örömöt élték át, amit én is szoktam, amikor a távcsővel egy-egy nehezebb objektumot sikerül végre becserkészni, megpillantani, lefotózni. Sosem növök fel!

Bár a bemutatott csillagászati objektumokat sokszor láttam már, mindig újra magukkal ragadnak. Az általam elmondottakat pedig gyakran továbbgondolom. Működik egyfajta visszacsatolás, engem is érnek inspirációk, melyek kihatnak amatőrcsillagász tevékenységemre. Ezen az estén sem volt ez másként. Amíg a vendégek a kupolában voltak, amatőrcsillagász társam, Török Tünde felvetette, hogy beállítanám-e azt a nyílthalmazt, amit múltkor a Hattyú csillagképben látott. A katalógus számára nem emlékezett, de nem is volt rá szükség. Olyan benyomást tett rá a korábbi látvány, úgy élt még emlékezetében, hogy szavai alapján szinte rögtön beugrott: ez bizony csak az NGC6910 lehet. Ennek az apró, nagyjából 7ˊ-10ˊ kiterjedésű nyílthalmaznak a beállítása egyáltalán nem nehéz, így pár pillanattal később már meg is lehetett csodálni a 20 cm-es Dobson-ban. Ha csak egyetlen mondattal lehetne jellemezni az első benyomást, akkor ezt mondanám: filigrán csillagív, melyet két sárgás színű csillag zárt le.

Ezen az estén határoztam el, hogy megörökítem a halmazt, illetve a környékét otthonról. Már akkor tudtam, hogy a fényképen egészen másként fest majd, hisz műszerem kisebb a Polaris teraszán használt Dobson-nál, egészen más lesz a látómező, a kamera érzékenységével pedig szemem nem veheti fel a versenyt. Eredetileg több időt szerettem volna szánni a felvételre, de a nyár nemcsak az enyém, hanem a családé is. Eddig 7.5 órát töltöttem a régió fotózásával, s mivel idén talán már nem tudom folytatni, így elérkezettnek láttam az időt, hogy feldolgozzam a nyersanyagot, és leüljek mesélni egy kicsit a képen látható régióról.

Amennyiben magunk szeretnénk felkeresni az NGC6910-et tudnunk kell, hogy merre is induljunk. Ígérem, ahogy fentebb is említettem, nem lesz nehéz a dolgunk. Júliusban, sötétedéskor már a Hattyú (Cygnus), a Lant (Lyra) és a Sas (Aquila) triumvirátusa uralja az égboltot a meridiántól keletre. Ezeket a csillagképeket az olvasó is könnyűszerrel azonosíthatja, még némileg fényszennyezett nyári égbolton is, ugyanis viszonylag fényes csillagokból állnak.

NGC6910-map1

A Hattyú (Cygnus), a Lant (Lyra) és a Sas (Aquila) csillagképek égi helyzete Gödről nézve 2015. július 10-én az első felvétel megkezdésének időpontjában (21:44 UT). (E: Kelet, S: Dél)

Amennyiben ráakadtunk a Hattyú jellegzetes keresztjére, a szárak metszéspontjában a γ Cygni nevű csillagot kell megcéloznunk.

NGC6910-map2

A Hattyú jellegzetes keresztje. A szárak metszéspontjában található a γ Cygni (Sadr).

Sikerült beállítani a távcsőben? Helyes! Itt álljunk is meg egy pillanatra.

A γ Cygni, vagy arab nevén a Sadr a felvételem bal alsó sarkában (délkeleti részén) látható fényes csillag. A Sadr távolsága, ugyan a Hipparcos űrszonda is megmérte azt, meglehetősen pontatlanul ismert: 1830±280 fényév.  Már a világűrben tartózkodik a Hipparcos utódja, a Gaia űrszonda, melyet 2013 decemberében bocsájtottak fel. Ennek az eszköznek 1 milliárd csillag pozíciójának a megmérése és elmozdulásának detektálása a feladata. A várt pontossága 0.000001 ívmásodperc. Ezerszer nagyobb, mint a Hipparcos szondáé volt. Remélhetőleg a Sadr távolságát illetően is pontosabb érték birtokában leszünk hamarosan. Annyi azonban már a Hipparcos mérései alapján is bizonyos, hogy a csillag közelebb van hozzánk, mint az NGC6910, illetve a felvételen vörösen derengő IC1318 ködössége. Bár gyakran emlegetik az égbolt eme területét Sadr régióként, a γ Cygni csupán előtércsillag.

Ez a csillag a maga nemében is roppant különös. Színképtípusa F8Iab, vagyis a szuperóriás csillagok egy viszonylag ritka, különleges osztályába tartozik. A legtöbb ismert szuperóriás csillag vagy vöröses árnyalatú, mint a Skorpió csillagkép legfényesebb csillaga az Antares, vagy az Orionban a Betelgeuse, vagy inkább kékes árnyalatú, mint az Orionban a Rigel, vagy a szintén a Hattyúban található Deneb. Felszíni hőmérsékletük így vagy a skála alján, 3000-3500 K körül (vörös árnyalat) található, vagy éppen annak tetején a 10000 K nagyságrend körül (kékes árnyalatúak).  Viszonylag kevés ismert szuperóriás sárgás-fehér színű, a Sadr pedig éppen ilyen, köszönhetően 5790 K felszíni hőmérsékletének. Sárgás-fehér árnyalatát azonban nemcsak egyedül ennek köszönheti. A Sadr fényét intersztelláris porfelhő(k) is vörösítik, illetve közel fél magnitúdóval tompítják látszólagos fényességét.

Ugyan felszíni hőmérséklete hasonló Napunkéhoz, azonban sugara 150±80-szorosa központi égitestünkének. Összehasonlításként: a Föld átlagos távolsága a Naptól csillagunk sugarának nagyjából 215-szöröse, a Vénusz átlagos távolsága a Naptól csillagunk sugarának nagyjából 155-szöröse, a Merkúr átlagos távolsága a Naptól csillagunk sugarának nagyjából 83-szorosa.

Nemcsak hatalmas, de tömege is igen tekintélyes, mely becslések szerint 14.5±1.1 naptömeg. A nagytömegű csillagokra jellemzően két végén égeti a gyertyát. Az ebbe a tömegtartományba eső csillagok gyorsan, 10 millió éves időnagyságrendben felhasználják magjukban a hidrogén készleteiket, és elhagyják a fősorozatot a Hertzsprung-Russell diagramon (HRD-n). A hidrogén fúziója külső héjba tevődik át, ahonnan folyamatosan lefelé, a mag irányába szivárog a hélium, így az ott egyre dúsul. A csillag elindul a HRD vörös oldala felé, felszíni hőmérséklete lecsökken és felfúvódva vörös szuperóriás csillaggá válik. Idővel beindul a magban a hélium fúziója, a hidrogén fúziója pedig a külső rétegben továbbfolytatódik. A hélium fúzióját a szén, az oxigén, és egyre nehezebb elemek váltják a magban egészen a vasig bezárólag. A csillag tömeget veszít az intenzív csillagszél révén, ledobja külső burkát. Ha kellően nagy a tömege, akkor mindeközben a HRD kék tartománya felé kezd mozogni. Adott esetben sárga szuperóriássá válik, sőt megfelelő nagy tömeg esetén elmozog egészen a kék szuperóriás állapotig. Minden egyes újabb fúziós ciklus egyre rövidebb ideig tart. A csillag belső szerkezet lassan egy hagymáéra kezd emlékeztetni. A héjakban befelé haladva a magig egyre nehezebb elemek fúziója zajlik. A vasnál nehezebb elemek azonban már nem jöhetnek létre fúzió révén, így a csillag összeomlik, és szupernóvaként fejezi be az életét szétszórva anyagát a világűrben. A központban pedig 10-20 Km átmérőjű, gyorsan pörgő, roppant sűrűségű neutron csillag marad hátra. (A fekete lyuk létrejöttéhez ennél nagyobb kiindulási tömeg szükséges.) Megoszlanak a vélemények arról, hogy a Sadr pontosan melyik fejlődési állapotot képviseli, pontosan hol is tart a fentebb vázolt folyamatban, milyen utat jár is be majd haláláig a HRD-n. A bizonytalanság ellenére a csillagfejlődési modellek szerint kora nagyjából 12 millió évre tehető. Az életét lezáró szupernóva robbanásig pedig valószínűleg már ennél is kevesebb ideje van hátra.

NGC6910-IC1318-LRGB-20150710-2344-sx-600s-TTK-cut1

A γ Cygni és az NGC6910.

Amennyiben korábban sikeresen beállítottuk a γ Cygni-t távcsövünkbe, és 1-2° körüli a látómezőnk, máris megpillanthatjuk az NGC6910-es nyílthalmazt, melynek távolsága az előbb említett csillagtól mindössze 33ˊ észak-északkeletre. Bár az égen közel látszanak egymáshoz, de ahogy korábban is említettem, az NGC6910 távolabb, durván 1500 pc-re, vagyis majdnem 5000 fényévre (1500 pc 4890 fényévnek felel meg) van tőlünk. Az Orion spirálkarban helyezkedik el, akárcsak Napunk, túl azokon a porban gazdag sötét molekuláris felhőkön, melyek hasadékot rajzolnak a Tejútba a Hattyú csillagkép farkától egészen a Nyilasig.

NGC6910-sadr-01

A Nap (Sun), a Sadr (távolsága nagyjából 1830 fényév) és az NGC6910 (távolsága nagyjából 4890 fényév) elhelyezkedése a Tejútrendszerben.

A halmaz ráadásul mélyen beágyazódott az IC1318-ba, tehát lokálisan is por és molekuláris felhők, valamint emissziós gázködök veszik körül. A felsorolt intersztelláris médiumok a halmaztagok fényét átlagosan 1 magnitúdóval csökkentik, színüket pedig jelentősen a vörös felé tolja. Ha nem lenne ez az effektus, akkor az NGC6910 olyan fényesen ragyogna, mint az Orion-köd híres Trapéziuma, vagy a Rák csillagképben található M44-es nyílthalmaz. A legnagyszerűbb, hogy a vörösödés jelenséget a figyelmes szemlélő saját maga is láthatja! Ugye még emlékszik a kedves olvasó, hogy az elején említettem, hogy pár fényesebb csillagnak feltűnően sárgás a színe a távcsőben? A vörösödés a legjobban a V2118 Cyg változócsillag (HD 194279, NGC 6910 2) esetén érhető tetten, melyet B1.5Ia színképtípusa alapján kékes színűnek kellene látnunk. Ez a szuperóriás mégis határozott sárgás árnyalatot mutat már egy 20-30 cm-es távcsőben is nagyobb nagyításon. Ez nem is csoda, mert B-V színindexe 0.85. Ráadásul az intersztelláris anyag hatása halmaztagról halmaztagra változik, játékot űzve velünk, akadályt gördítve a csillagászok elé megfigyeléseik feldolgozása közben. Természetesen ezek nem leküzdhetetlenek.

NGC6910-stars3-cut1

A cikkben külön megemlített csillagok a felvételemen.

NGC6910-vorosodes

A vörösödés mértékének változása az NGC6910 bizonyos területein. A sötétebb területeken erősebb az effektus. Forrás: Kolaczkowski és mások

Rengeteg a háttér és előtércsillag, így nem egyszerű feladat kiválogatni, hogy melyik égitest tartozik a halmazhoz. A nyílthalmazok csillagai születésük óta együtt mozognak a térben. Színképükben az egyes vonalak eltolódásából, melyet a Doppler-effektus okoz, meghatározható a radiális sebességük.  Hasonlóan megmérhető az IC1318 komplexum, a vizsgált csillag közelében elhelyezkedő részének radiális sebessége. Ezen információ birtokában már eldönthető, hogy ki a csapattag, és ki nem. Egy másik módszer, ami ebben az esetben használható, hogy a csillagok színképére „rárakódik” az intersztelláris anyag fényelnyelő hatása (Diffuse Interstellar Bands), miközben fényük eljut hozzánk. A halmaztagok színképében hasonlóak az abszorpciós vonalak mintázata és azok intenzitása. E két módszer alapján a korábban is említett V2118 Cyg változócsillag (HD 194279, NGC 6910 2) biztosan halmaztag, míg például a V1973 Cyg (HD 229189, NGC 6910 6) biztosan nem az NGC6910 része, csak egy előtércsillag. Van azonban jó pár fényesebb jelölt, aminek a státusza máig nem teljesen tisztázott. A V2245 Cyg (HD 229196, NGC 6910 4) halmaztagsága például nem teljesen bizonyos. Ez az O típusú spektroszkópikus kettőscsillag, melynek színét szinté erősen vörös irányba tolja a por és a gáz, talán csak háttércsillag. Az előzőekből következik, hogy nehéz megmondani pontosan az NGC6910 méretét, ezért is írtam a bevezetőmben, hogy az égen nagyjából 7ˊ-10ˊ a látszólagos mérete. Elfogadva a közel 5000 fényéves távolságot, valóságos kiterjedése durván 15 fényév lehet.

Egy nyílthalmaz kora több módszerrel is meghatározható. A 30 millió évnél idősebbek esetén használatos a gömbhalmazoknál már ismertetett módszer. A halmaz Hertzsprung-Russel diagramja (HRD) árulkodik annak koráról. Az egyszerre született (azonos fémtartalmú) csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ. A nagyobb tömegű fényesebb és forróbb csillagok hamarabb elhasználják hidrogén készleteiket, és elhagyják a fősorozatot. Az idő előrehaladtával már csak a kisebb tömegű, és kevésbé fényes csillagok maradnak a fősorozaton. Minél idősebb egy halmaz, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” az óriás ág felé. Felrajzolva a HRD-t egy adott halmazra, az előbb említett pontnak a meghatározásával, továbbá felhasználva a csillagfejlődési elméleteket, izokron illesztésével megbecsülhető a halmaz kora. Az izokron a csillagfejlődésben használt kifejezés, mely a HRD-n az azonos korú csillagokat összekötő görbét jelöli.

nyilthalmaz-HRD1

Különböző korú nyílthalmazok Hertzsprung-Russel diagramja. Kép forrása: Australia Telescope Outreach and Education

Az NGC6910 azonban nagyon fiatal nyílthalmaz, így itt egy kissé más módszer a célravezetőbb, bár ez is a halmaz Hertzsprung-Russel diagramján alapszik, és az azonos korú, azonban eltérő tömegű csillagok fejlődési sebességén, mely már „csecsemőkorukban” is megmutatkozik. A hideg molekuláris gázfelhőkben születő csillagoknak időre van szüksége, hogy kellően összesűrűsödve, magjukban beinduljon a hidrogén fúziója. Egy nagytömegű csillag esetén ehhez nagyjából 100 ezer év szükséges, míg a kisebb tömegűeknél akár több 10 millió évig is eltarthat, míg elérik a fősorozatot. A nagyon fiatal halmazokban így úgynevezett fősorozat előtti csillagokat kell keresnünk. Majd felrajzolva a halmaz Hertzsprung-Russel diagramját, a csillagfejlődési elméletekből származó izokron illesztésével meghatározható a halmaz kora.

A fiatal halmazoknál, mivel még tartalmaznak fősorozat előtti csillagokat, meghatározható az is, hogy milyen időintervallumban születtek a csillagok a gázfelhőből. Alapvetően ez a legidősebb és a legfiatalabb csillag korkülönbsége. A módszer lényege leegyszerűsítve az, hogy a halmaz legidősebb csillagának tekintjük azt a csillagot, amelyik éppen elhagyja a fősorozatot (turn-off age), továbbá megkeressük a legfiatalabb fősorozat előtti csillagot (turn-on age). A kettő különbsége pedig jó közelítéssel megadja, hogy mennyi ideig folyt csillagkeletkezés a halmazban.

NGC6910-preMS-isoch

Az NGC6910 Hertzsprung-Russel diagramja, melyre a csillagászok különböző izokronokat illesztettek.

A fenti vizsgálatokat kutatók több csoportja is elvégezte, és bár az értékek kissé eltérnek, mégis jól közelítenek egymáshoz. A halmaz életkora nagyjából 7 millió év, a tagok jelentős része pedig az első 3 millió éves időintervallumban született. Bár a keletkezés üteme később lassult, de még fél millió évvel ezelőtt is keletkeztek csillagok.

De miért érdekli ennyire ez a nem túl népes nyílthalmaz a csillagászokat? Miért vizsgálják fiatal csillagait ekkora alapossággal? Miért érdekes kora, a csillagkeletkezés üteme? Az ok nagyon röviden: megismerni galaxisunk egyik legnagyobb csillaggyárát a durván 650 fényév kiterjedésű Cygnus X komplexumot, vagy más néven a Cygnus csillagkeletkezési régiót, amely mellett még az Orion komplexum (ennek része az Orion-köd) is eltörpül. Míg ez utóbbira viszonylag szabad rálátásunk van, addig a Cygnus X porfelhőkbe burkolódzik. Elég csak a fotóra tekinteni, hogy lássuk, az ehhez a csillagközi felhőhöz tartozó IC1318 (melynek csak egy részét örökítettem meg) is erősen porsávokkal szabdalt. Illetve emlékezzünk vissza a fentebb leírtakra a csillagok fényességével és vörösödésével kapcsolatban.

A misztikusnak tűnő Cygnus X elnevezés, még a múltszázad közepéről származik, amikor megkezdődött az égbolt feltérképezése a rádiótartományban. Ekkor derült ugyanis ki, hogy a Sadr irányába egy kiterjedt, diffúz rádióforrás található. A Cygnus X nem tévesztendő össze a Cygnus X-1-gyel, mely egy csillag és egy fekete-lyuk párosa, és egyben az egyik legintenzívebb röntgenforrás az égbolton.

Az itt található molekula felhő tömege óriási, 2-3 millió naptömeg. Területén legalább öt fiatal és igen népes O és B típusú csillagok alkotta, úgynevezett OB asszociáció található. Az asszociációk tagjai, a nyílthalmazokkal ellentétben, nem kötődnek egymáshoz gravitációsan. Gázfelhők közelében, vagy abba ágyazódva akadhatunk rájuk. Kiterjedésük pedig sokszorosa lehet a nyílthalmazokénak, elérheti akár 200-300 fényévet is. A Cygnus X-ben az egyik jelentősebb asszociáció, az OB9 magját az NGC6910 alkotja, így már talán érthető, miért övezi nagy érdeklődés ezt a nyílthalmazt. Az OB2, még az OB9-nél is masszívabb. Azért, hogy az előtérbe lévő intersztelláris médium extinkcióját redukálják, az asszociációt közeli infravörös tartományban vizsgálták meg a csillagászok. Kiderült, hogy az OB2 körülbelül 2600 O és B típusú fiatal csillagot foglal magában, melyből nagyságrendileg 100 különösen nagytömegű és forró O típusú csillag. Az OB2 teljes tömege becslések szerint 30000 naptömeg, de egyesek szerint akár 100000 naptömeget is elérheti, így egyike galaxisunk legnagyobb ismert csillagtársulásainak. Tömege majdnem felveszi a versenyt pár gömbhalmazéval. Éppen ezért akadt pár csillagász, aki tanulmányában születő félben lévő gömbhalmaznak aposztrofálta, azonban a szakemberek nagytöbbsége, a tagok közötti szoros gravitációs kapcsolat hiányában, továbbra is „csak” nagytömegű asszociációként tekint rá. Csillagainak kialakulása, hasonlóan az NGC6910 csillagaihoz, nagyságrendileg 10 millió évvel ezelőtt vette kezdetét, de a „Cygnus csillaggyár” még napjainkban is aktív. A nagytömegű O csillagok intenzív UV sugárzásukkal gerjesztik, ionizálják a körülöttük lévő intersztelláris anyagot. A közelükben lévő hidrogén felhők ennek köszönhetően „világítani” kezdenek. Az IC1318 is egy O9 típusú nagytömegű csillagnak köszönheti a fényét, melyet az optikai tartományban porfelhők fednek el a szemünk elől. Erős sugárzásuk nemcsak életet lehel ezekbe a felhőkbe, de azonnal erodálni is kezdi azokat. Ezek a forró, kék csillagok hatalmas, látványos üregeket fújnak azokba a ködökbe, melyben korábban megszülettek. A tovaterjedő ionizációs frontok pedig szemet gyönyörködtető formákat hoznak létre, miközben beleütköznek a nagyobb sűrűségű csillagközi anyagba, vagy éppen felgyorsulnak ott, ahol a sűrűség kisebb. A kibocsájtott nagyenergiájú fotonok mellett, a kisebb csillagokhoz képest erős csillagszelük, vagyis a belőlük kiáramló anyag is fontos szerepet játszik a környező világűr alakításában. Mindez azonban a Cygnus csillagkeletkezési régió esetén szinte teljesen rejtve marad előlünk az optikai tartományban. Igazi titkait csak a rádió, infravörös és gamma tartományban fedi fel.

cygnusX-infra

Ezen a 8nm-es hullámhosszon készült infravörös felvételen jól látszanak az O típusú csillagok által a por és gáz komplexumba fújt hatalmas üregek, melyeket forró és ritka gáz tölti ki, a taréjok pedig az üregek falai. A fényes fehér csomók és ívek (a taréjoknál) azok a területek, ahol jelenleg is csillagkeletkezés zajlik. Kép forrása: NASA/IPAC/MSX

A Cygnus X egy tökéletes laboratórium a csillagászoknak, ahol tanulmányozhatják azokat a folyamatokat, melyek a csillagok keletkezését kiváltják, tanúi lehetnek csillagok születésének, ráakadhatnak a különböző fejlődési fázisokra, hogy aztán az egészet egy láncba fűzzék. Megfigyelhetnek végnapjaikat élő gyorsan fejlődő nagytömegű csillagokat, és olyan titkok kulcsát is megtalálhatják itt, melyeket már régóta keresnek.

Az egyik ilyen titok, hogy pontosan honnan is származik a kozmikus sugárzás, mely javarészt (90%-ban) közel fénysebességgel, a galaxisunkon átszáguldó protonokból áll. Nem egyszerű azonban ezek forrását megtalálni, ugyanis a galaktikus mágneses tér eltéríti a töltött részecskéket. Lehetetlen visszakövetni őket forrásukig. Amennyiben azonban a kozmikus sugárzás intersztelláris gázzal ütközik, nagyenergiájú gammasugárzás jön létre. Ezek a fotonok pedig már egyenes úton jutnak el hozzánk, így felfedve a sugárzás születésének a helyét.

Az elméletek szerint a kozmikus sugárzás legjelentősebb forrásai azok a gyorsan táguló ionizált gázhéjak, illetve erős mágneses terek, melyek a szupernóvákhoz kapcsolódnak. A teóriákat azonban megfigyelésekkel is kell bizonytani. A Cygnus X és környezete több okból is megfelelőnek látszott az elmélet ellenőrzése céljából. Ahogy fentebb is írtam, itt viszonylag gyakoriak a különösen nagytömegű csillagok, melyek rövid 5-10 millió éves életük végén szupernóvaként robbannak fel, így a környéknek tartalmaznia kell természetes részecskegyorsítóként működő maradványokat. A rádiócsillagászati megfigyelésekből már eleve ismert volt a γ Cygni irányába, egy becslések szerint 7000 éves szupernóva-maradvány, mely 1000 fényévvel a Cygnus X mögött található.

A csillagászoknak sikerült is megfigyelni a Fermi űrtávcsővel, a masszív csillagok által vájt, forró gázzal telített üregekben a keresett gamma-sugárzást.

Gamma_Cyg_X_Fermi_LAT226

A Fermi űrtávcsővel detektált gamma-sugárzás a Cygnus X-ben. Kép forrása: NASA/DOE/Fermi LAT – I. A. Grenier és L. Tibaldo

Alapos vizsgálatok után a Fermi csapata arra a következtetésre jutott, hogy a megfigyelt gamma-sugárzásért nagy valószínűséggel valóban a szupernóva-maradvány(ok) által kibocsájtott kozmikus sugárzás és a Cygnus X anyagának kölcsönhatása a felelős. Az OB asszociációk nagytömegű szörnyetegeinek sugárzása okozta sokkhatás felkeveri a gázt, a környező mágneses teret pedig összekuszálja, így a frissen keletkezett kozmikus sugarak csapdába esnek, miközben megpróbálnak áthatolni a régión. Nem zárták ki azonban azt a lehetőséget sem, hogy a részecskéket helyi folyamatok, vagyis az intenzív csillagszél okozta lökéshullámok gyorsítják fel. Nagyon úgy néz ki, hogy akik a szupernóvákra fogadtak, mint a kozmikus sugárzás egyik lehetséges fő forrásaira, végre megfigyelési bizonyítékokkal is rendelkeznek.

Remélem, hogy ezzel a rövid cikkel sikerült kedvet csinálnom az olvasónak ahhoz, hogy egy kellemes nyári vagy kora őszi éjszakán maga is felkeresse a Tejút eme izgalmas és szép vidékét. És talán ahhoz is, hogy ezt másnak is megmutassa, és meséljen róla. Páratlan élmény lesz!

Felhasznált irodalom:

Leonid S. Lyubimkov, David L. Lambert, Sergey I. Rostopchin, Tamara M. Rachkovskaya, Dmitry B. Poklad: Accurate Fundamental Parameters or A, F, and G-type Supergiants in the Solar Neighbourhood

Markus M. Hohle, Ralph Neuhaeuser, Bernard F. Schutz: Masses and Luminosities of O and B – type stars and red super giants

L.E. Pasinetti Fracassini, L. Pastori, S. Covino, A. Pozzi: Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) – Third Edition – Comments and Statistics

David F. Gray: Photospheric variations of the supergiant γ Cyg

Bhavya B, Blesson Mathew, Annapurni Subramaniam: Pre-main sequence stars, emission stars and recent star formation in the Cygnus Region

Kolaczkowski, Z.; Pigulski, A.; Kopacki, G.; Michalska, G.: A CCD Search for Variable Stars of Spectral Type B in the Northern Hemisphere Open Clusters. VI. NGC 6910

J. Kubat, D. Korcakova, A. Kawka, A. Pigulski, M. Slechta, P. Skoda: The H-alpha stellar and interstellar emission in the open cluster NGC 6910

Science Journals: A Cocoon of Freshly Accelerated Cosmic Rays Detected by Fermi in the Cygnus Superbubble – (a szerzőket lásd az oldalon)