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)

M16 – a teremtés oszlopai

m16-sas-kod-20130907-ttk

2013-09-07 – Felsőpakony – 70 x 44 sec light és 15 x 44 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera

Az M16 és környezete a gyönyörűségét egy fiatal nyílthalmaz és a környéken található gáz és por kölcsönhatásának köszönheti. Már viszonylag kis távcsövekkel is kitűnő célpont. Ismert még Sas-ködként is. Távolsága kb. 7000 fényév, míg az objektum méretét 70 x 55 fényévnek becslik. Ebből maga a halmaz 15 fényév. A vizuális fényességre 6 magnitúdót szoktak megadni, míg látszólagos mérete 35 ívperc. Ez az én látómezőmnek már egy kissé nagy volt, így igyekeztem “a teremtés oszlopai” néven is ismert elefántormányokra és a nyílthalmazra koncentrálni, amikor a kompozíciót beállítottam. A kidolgozásnál a köd finomságát próbáltam megtartani úgy, hogy a csillagkeletkezési régiók és a globulák mégis jól látszanak a csillagok sziporkázás közepette. A köd szerkezete mindig lenyűgöz. Az egyik személyes kedvencem a sötét területek előtt felfénylő gerjesztett ütközési zónák. Olyanok, mint valami sötét hajók orránál keletkező hullámok a csillagszél óceánján.

A 90 fokos elforgatás direkt van, mert így nekem jobban tetszett.

M45, Merope – NGC1435, Maia – NGC1432

M45-20141212-1901-sx-300s-TTK

M45 (középső tartomány)

2014-12-12 – Göd – 8 x 300 sec L

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

SXVR-H18 CCD kamera

NGC1435-Merope-20130915-TTK.JPG

Merope – NGC1435

2013-09-15 – Göd – 28 x 44 sec light és 15 x 44 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera

ngc1432-maia-20131128-ttk

Maia – NGC1432

2013-11-27 – Isaszeg környéke – 73 x 55 sec light és 15 x 55 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera

Az M45-öt mi magyarok Fiastyúkként szoktunk emlegetni, mely a csibéivel a Bika csillagkép hátán csücsül. A görögök Plejádoknak (Πλειάδες / Pleiades) nevezték, a mitológiai hét nővér után. Homérosz Odüsszeia és Iliász művében is említést tesznek a halmazról, de még a Bibliában is. A felkelő nap országában Subaru-ként ismert ez a nyílthalmaz. Igen, az a japán gépkocsi márka is innen kapta a nevét. De nemcsak az. A Japán Nemzeti Obszervatórium 8.2 méteres, az optikai és infravörös tartományban is működő távcsövét is Subaru-nak hívják. Nincs olyan kultúra, ahol ne lenne valamilyen elnevezése, vagy ne kapcsolódna hozzá valamiféle történet. Ez nem is csoda, hisz az M45 az egyik legközelebbi nyílthalmaz, és fényes csillagai már a régi időkben is magára vonták az emberek tekintetét. Nem is beszélve arról, hogy őseink fényszennyezéstől mentes égen csodálhatták a ragyogó gyémántokat.

Apropó Messier 45. Messier katalógusában ez az egyik legfurcsább objektum, hisz a katalógus célja az volt, hogy felsorolja az üstökös szerű objektumokat. A többi Messier katalógusbeli objektum azért ennél sokkal halványabb, és talán tényleg könnyebben összekeverhető volt akkoriban egy üstökössel.

Szabad szemmel látható tagjai forró, kékes fényű, nagytömegű csillagok. Színképtípusuk B2-B6. Maga az M45 nyílthalmaz körülbelül 150 millió éves, és a modellek szerint a csillagok a következő 250 millió évet még együtt fogják eltölteni, majd a környezet hatására a halmaz felbomlik. A halmaz öregebb tehát, mint civilizációnk, és remélhetőleg mi fogjuk túlélni a létezését, és nem pedig fordítva.

Az M45-ben a hosszú expozíciós felvételeken reflexiós ködök is megfigyelhetőek. Kezdetben azt gondolták, hogy ez még a csillagok keletkezése után maradt hátra. Azonban az újabb modellek alapján a halmaz túl idős ahhoz, hogy ezek a születés után hátra maradt ködfoszlányok még egyben maradhassanak. A kék forró csillagok sugárzása ezt már rég elfújta volna. Sokkal valószínűbb az a magyarázat, hogy a nyílthalmaz éppen egy ködös területen halad keresztül, mely visszaveri a tagok fényét így gyönyörködtetve az észlelőt.

A halmazban kicsit több mint ezer csillagot azonosítottak tagként sztellárstatisztikai módszerekkel, a halmaz tagjai ugyanis egy irányba mozognak. Persze az azonosított tagok között bőven akadhatnak még fel nem bontott kettősök is. A tömegét 800 naptömegre, míg méretét körülbelül 45 fényévre becsülik a jelenleg elfogadott távolság alapján. Bár éppen a távolság tekintetében pár hónapja izgalmas új eredmények láttak napvilágot. Hogy miért is érdekes ez annyira? Röviden hadd meséljek most erről.

A Hertzsprung-Russell diagramját (szín-fényesség diagram) felrajzolva egy csillaghalmaznak, annak kora megbecsülhető. Egy nyílthalmaz csillagai, mind egyszerre keletkeznek a galaxis por és gázok alkotta ködjeiben. Azonban tömegük különböző, és éppen emiatt eltérő életpályát futnak be. A harmincszoros vagy annál nagyobb tömegűek gyorsan elhasználják hidrogén készletüket, mindössze pár millió évet töltenek csak a fősorozaton, majd elhagyják azt. Az ezeknél valamivel kisebb tömegű, vagyis a tízszeres naptömeg körüli csillagok esetében, a fősorozaton töltött idő már tízmillió években mérhető. A Napnál háromszor nagyobb tömegű esetén több százmillió évről, a kétszer nagyobb tömegűek esetében pedig már pár milliárd évről van szó. Egy, a Naphoz hasonló csillag nagyjából 10 milliárd évet tölt a fősorozaton.  Vagyis, ahogy a halmaz egyre idősebb lesz, már csak a kisebb tömegű, és kevésbé fényes csillagok maradnak a fősorozaton. Minél idősebb egy halmaz, annál lejjebb tolódik az elkanyarodási pont (Turnoff point) a fősorozaton, ahol a csillagok elvándorolnak az óriás ág felé.

csillaghalmazok_kora

Felrajzolva a HRD-t, a lefordulási pontnak (turnoff point) a meghatározásával, felhasználva a csillagfejlődési elméleteket, megbecsülhető a halmaz kora. Az animáción látszik, ahogy a halmaz öregszik, a csillagok sorra elhagyják a fősorozatot.  Az Myr millió évet, a Gyr milliárd éveket jelent. (Forrás: http://astro.berkeley.edu/~dperley/univage/univage.html)

A  nyílthalmazok kitűnő terepet szolgáltatnak a csillagfejlődési elméletek kidolgozásának és ellenőrzésének, amennyiben távolságuk pontosan ismert. A távolság roppant fontos, hogy a Hertzsprung-Russell diagramon a luminozitás értékét (függőleges tengely) pontosan megadhassuk.

Több módszer is létezik a távolság meghatározására, azonban a csillagászatban egyik legalapvetőbb távolságmérési módszer a trigonometrikus parallaxis. Többször megmérve egy viszonylag közeli csillag pozícióját egy év folyamán azt tapasztaljuk, hogy az megváltozik. A csillag elmozdulni látszik a távolikhoz képest. Az elmozdulás ciklusa pedig pontosan egy év, ami alatt a Föld egyszer megkerüli a Napot. A Föld ugyanis egy nagyjából 300 millió kilométeres nagytengelyű ellipszis pályán mozog, és kissé más irányból nézünk a csillagot a pálya különböző pontjain. Az égi látszólagos elmozdulás szögét megmérve, a Nap és Föld távolságot ismerve, kiszámolható a csillag távolsága trigonometrikus alapismeretek birtokában.

parallaxis

Az évi parallaxis jelensége. Az ábra csak szemléltetés, ugyanis a valóságban mivel maguk a csillagok is mozognak a látóirányunkra merőlegesen (sajátmozgás) egy év alatt, így nem pontosan magába záródó ellipszisgörbén látjuk elmozdulni a csillagot.

A csillagászatban a fényév helyett éppen ezért vezették be a parszek (pc) távolsági egységet. 1 parszek 3.26 fényév. Egy parszek (pc) távolságra van tőlünk az az objektum, melyből merőleges rálátás esetén a földpálya sugara éppen 1 ívmásodperc szög alatt látszik.

A módszernek az szab határt, hogy mekkora a legkisebb szög, amit még ki tudunk mérni. A Földön a légkör is akadályt gördít elénk, így 1989-ben pályára állították a Hipparcos űreszközt mely 120000 csillag parallaxisát mérte meg nagy pontossággal, és még további egymillió csillagról gyűjtött adatokat. A Hipparcos 0.001 ívmásodperc pontossággal tudott mérni. A program keretében az M45 távolságának meghatározására is sorkerült. A műhold első parallaxis mérései hibákkal voltak terhelve, így később felülvizsgálták a kapott eredményeket. Hosszas viták és elemzések után 120.2 pc, azaz 392 fényéves eredményt kaptak a távolságra 1% hibahatáron belül. Ez azonban egyáltalán nem volt összhangban a különböző földi módszerekkel meghatározott távolságokkal, melyek inkább a 133 pc, vagyis 435 fényéves távolságot valószínűsítették.

A két érték között durván 10% a különbség. Amennyiben a halmaz közelebb van a korábban feltételezettnél, akkor a csillagok abszolút fényességére (luminozitására) kisebb érték adódik. Kisebb annál, melyet a csillagfejlődési modellek megjósolnak. Vagy a 435 fényév körüli távolság, és a csillagfejlődési elméletek a helyesek, vagy a Hipprcos mérései alapján kapott 392 fényév. Ez utóbbi esetben, a modellek felülvizsgálatra szorulnak. Ezt az ellentmondást nevezik a csillagászatban Plejádok távolság problémának. A vita hosszú ideje dúl már, és egészen a közelmúltig nem történt igazi előrelépés az ügyben.

2014 augusztusának végén megjelent egy publikáció, melyben Carl Melis és munkatársai VLBI alapú méréseikkel, állításuk szerint, feloldották a problémát. A VLBI (Very-long-baseline interferometry), egy hosszú bázisvonalú interferometrikus módszer, mely a rádiócsillagászatban használatos. A módszer lényege, hogy a Föld távoli pontjain elhelyezkedő rádióteleszkópokat használnak fel. Az egyes teleszkópokra különböző időkben esik be egyazon rádióforrás jele. A teleszkópok távolságát és az időbeli differenciát felhasználva a rendszer úgy működik, mintha a megfigyeléseket egy akkora rádiótávcsővel végeznék, melynek mérete megegyezik a komponensek közötti legnagyobb távolsággal. Ezzel a felbontás megsokszorozódik. Melis csapata alapvetően másféléves programjuk során szintén a parallaxis jelenség segítségével határozták meg az M45 távolságát, melyre 444 fényév (136.2 pc) adódott 1% pontosságon belül.

Úgy tűnik a csillagfejlődési modellek mégis helytállóak. Nem ez azonban az egyetlen érdekessége ennek a tanulmánynak. Pár fontos kérdést jó lenne még tisztázni. Vajon mi okozta a Hipprcos megfigyelési hibáit? A mérések milyen hibákkal terheltek? Mit nem vettek figyelembe a kutatók? Szisztematikus hibáról van-e szó?

Miért fontos kérdések ezek? Egyfelől lehet, hogy ez a Hipprcos összes mérése érintett. Másfelől, 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 lesz a feladata. A pontossága 0.000001 ívmásodperc. Ezerszer nagyobb, mint a Hipparcos szondáé volt. Pár éven belül rengeteg pontos távolság adat birtokában lehetünk a Tejútrendszerben található csillagok esetében. A Gaia tervezése nagyon hasonló elődjéhez, így már csak ezért is megnyugtató lenne tisztázni a fentebb feltett kérdéseket.

A felvételek

2013. szeptember 15. – Merope NGC1435 – ASI 120MM kamera

NGC1435-Merope - 20130915 - ttkAz M45 az ASI 120MM kamerám biztosított látómezőhöz képest túlságosan nagy objektum. Mégis ezek a fentebb említett reflexiós ködök valahogy vonzottak. A tervem az volt, hogy elkészítem a magam monokróm felvételeit a Merope és a Maia környékéről. Első célpontnak a Merope-t választottam és az azt körülvevő reflexiós ködöt, az NGC1435-öt. Ezt az NGC objektumot gyakran szokták emlegetni Merope ködként. Ismert még Tempel ködeként is, felfedezője, Wilhelm Tempel után, aki 1859-ben akadt rá.

Az éjszaka első felében az M33-ról készítettem felvételeket B szűrőn keresztül. Miután ezzel végeztem, még nem akartam összepakolni, és lefeküdni. Ekkora a körülmények már egyáltalán nem voltak ideálisnak mondhatóak, ugyanis átúszó felhők jelentek meg, és a párásodás is egyre jelentősebbé vált. Ennek ellenére a Merope (23 Tau) körüli területről készítettem pár próba expozíciót. Tudtam, hogy sok felvételt már nem tudok majd rögzíteni, de érdekelt „élesben” milyen értékekkel kellene dolgoznom majd. Végül teljesen befelhősödött, így nekiálltam a dark-ok készítésnek, és a pakolásnak. Az észlelő asztalomon addigra már szinte vízben állt a notebook. Nem is gondoltam, hogy egyszer még hasonlóan mostoha körülmények között ismét fotózni fogom ezt a területet, igaz akkor teljesen más célból.

Napokig nem vettem elő a nyersanyagot, mert sok jóra nem számítottam. Miután kidobtam a felhős képeket összesen 28 kockám maradt, melyből végül elkészítettem a felvételt. A monokróm felvétel majdnem olyan lett, amilyet szerettem volna.

2013. november 27/28. éjszaka – Maia és az NGC1432 – ASI 120MM kamera

NGC1432-maia-20131128-ttkHosszú borult és észlelésre alkalmatlan novemberi időszak után 2013. november 27/28. éjszakára végre derült eget jósoltak. Nem hagyhattam ki a lehetőséget. Nagy Tibivel egész nap arra készültünk, hogy végre észlelünk majd este. Még mielőtt a Nap a horizont alá bukott volna, már autóban ültünk, felszerelésünk pedig a csomagtartóban pihenve várta a bevetést. A napközbeni hosszas tanakodás után egy Isaszeg környéki dombocskára esett a választásunk. Az autóból kiszállva barátságtalan 0 fok várt minket, melyből később -6 lett. A valószínűleg nemrég megművelt föld kemény rögein egyensúlyozva megkezdtük a kipakolást. A délnyugati horizonton a Vénusz vakítóan ragyogott a csupasz erdősáv fáinak ágai között, míg az égen a fényesebb csillagok már feltűntek. Valamikor 18 óra környékén már halkan zümmögtek az óragépek, miközben rövid pihenő gyanánt megpróbálkoztunk a C2013/R1 Lovejoy megpillantásával. Sajnos a horizont közelében valamiféle furcsa páraréteg helyezkedett el, így szabad szemmel hiába próbáltuk megpillantani. Binokulárral és távcsővel azonban könnyű volt ráakadni. A Göncöl rúdja pontosan megmutatta az irányt az égi vándor felé. Ez után a kis vizuális élmény után nekiláttam felszerelni a kamerát és egy kellemeset birkóztam a vezetéssel is. A guider nem akarta az igazságot, és nem vett tudomást arról, hogy őt bizony már a kamerához kapcsoltam. Végül a technika ördögén sikerült felülkerekedni, miután az eloxidálódott UTP kábel csatlakozóját egy kissé megcsiszoltam. A kitelepülésnek mindig van egy apró mellékzöngéje, valamivel mindig meg kell küzdeni, mielőtt elmerülhetne az ember az égbolt csodáiban. Van, hogy a terep gördít akadályt az ember elé, néha a zord idő tesz próbára, míg máskor a felszerelésünk tréfál meg minket. De utólag az ég alatt szerzett élmények, ezt mind feledtetik, és csak a későbbi anekdotázásokban emlékezünk meg ezekről. Az eset óta mindig van nálam tartalék kábel (is).

Az egyik előre kiszemelt célpont a Maia (20 Tau) és az NGC1432 volt az NGC1514 planetáris köd mellett. A Fiastyúk ezen területe az, amit még feltétlenül meg szerettem volna örökíteni. Mivel a Merope környékéről már korábban készítettem felvételt, így annak tapasztalatai alapján állítottam be a távcsövet és az expozíciós időket.

Máig nem tudom eldönteni, hogy az M45 Merope vagy Maia körüli régiója tetszik-e jobban. A maga nemében mind a kettő lenyűgöző, és itt nem a saját felvételemről beszélek, mely csak másolata az égiek/természet alkotta festménynek.

2014. december 12/13. éjszaka – M45 teszt fotó – SXVR-H18 kamera

M45-20141212-1901-sx-300s-TTKMár több mint egy éve nézegettem az internetes áruházak kirakatait, keresve az ASI kamerám utódját. Mindenképpen CCD irányba szerettem volna továbblépni. Az igazat megvallva már az ASI megvásárlásakor CCD-t szerettem volna, de akkor még nem tudtam, hogy mennyire fog érdekelni az asztrofotózás. Egy kisebb kóstoló után azonban már kétségtelen volt a számomra, hogy szórakoztat ez a hobbi, és hosszabb távon is leköt. Sok jelöltet végignéztem, sokat olvastam, és rengeteget konzultáltam Szeri Lászlóval a témában. A CCD utáni vágyamat csak erősített az iTelescope.net hálózatának használata.

Egyszer aztán szembejött egy kihagyhatatlan lehetőség, és szert tettem egy SXVR-H18-as kamerára. Gyermeki izgalommal vártam a futár érkezését a csomaggal. Amíg a kamera utazott, elolvastam a kézikönyvét, más tulajdonosok leírásait böngészgettem az interneten. Később kiderült, hogy vár rám még egy ennél is hosszabb várakozás.

Valahogy mindig úgy járok egy csillagászati kütyü beszerzésekor, hogy az ég csak azért sem akar kiderülni.  Most sem volt másképp. Heteken át figyeltem az időjárás jelentést, és bíztam benne, hogy csak elmennek a felhők, vagy végre egyszer a javamra tévednek a meteorológusok. Végül egy pénteki napon enyhülni látszott a felhők szorítása. Azonban, mire hazaértem a munkából a helyzet már közel sem volt olyan rózsás. Az eget cirrus felhők lepték el, és párássá vált. Mivel csillagok így is látszottak, kipakoltam, hogy végre csillagokat is mutathassak a kamrának, és elvégezzek jó pár tesztet.

Sok minden várt rám ezen az éjszakán. A CCD-nek köszönhetően a már bejáratott szokásaimon, és összeállításon is változtatni kellet. Az egész távcsövet teljesen máshogyan kellett kiegyensúlyozni a jelentős plusz tömegnek köszönhetően. A tubust feljebb kellett tolnom, és az ellensúlyok új ideális pozícióját is meg kellet találnom. Ezután következett a fókuszálás. Ebben nagy segítségemre volt maga a kamera egy beépített képessége, mely a fókuszálást segíti. Nem volt más hátra, mint választani egy célpontot. Az M45 több szempontból is ideálisnak tűnt. Egyfelől a pocsék átlátszóság mellet is bíztam abban, hogy vezetőcsillagok garmadáját biztosítja majd a nyílthalmaz. Továbbá nagyszerűen használható a látómező megmérésére. Ezt korábban kiszámoltam természetesen, de látni akartam a saját, illetve a kamera szemével is.

Ideje volt nekilátni a felvételek készítésének, illetve a vezetés tesztelésének. Az ASI kamerával sosem kellett 2 percnél többet vezetni. Tudtam, hogy erre képes a mechanika. Terveimben az szerepelt, hogy a jövőben minimum 5, de inkább 10 perces expozíciókat szeretnék majd készíteni. Következett hát az 5 perces felvételek tesztelése. -20 °C-ra hűtöttem a kamerát, és elindítottam a vezetést, majd a felvételt. Lélegzetvisszafojtva vártam, hogy az első kép elkészüljön. Igaz, hogy az MGEN pislákolásából is látszott, hogy nincs gond a vezetéssel, de ezt igazán az első felvétel mutatta meg, ami alapján nekem jónak tűnt a vezetés. Elindítottam egy 10 képes szériát. Közben egyre párásabb lett az ég, és a felhők kezdtek összeállni. A nyolcadik kép közepén el is veszítettem a vezető csillagot.

Ezzel azonban még nem ért véget az éjszaka. El kellett készítenem a bias, flat, és dark fotókat. Igazából ezek közül a flat kép jelentett csak némi kihívást. Ezzel elbíbelődtem egy darabig. A flat box-ot felraktam a távcsőre, és elkezdtem keresni azt az expozíciós időt, ahol a kép legfényesebb (középső) részén 25000 ADU értéket mutat a szoftver. Majd elkészítettem a flat képeket. A bias és dark felvételek már a távcsőről leszerelt kamerával készültek, miközben pakoltam befelé.

Igazából nem azt sajnáltam, hogy csak 8 felvételt tudtam készíteni, hanem inkább azt, hogy miért nem rögtön a 10 perces fotókkal kezdtem. Akkor azt is tudhatnám már, hogy a 10 perces felvételekkel sem lesz gond.

Csak 8 expozíció, csak egyenként 5 percesek, cirrus felhők, párás ég. Nem vártam, hogy a feldolgozást követően egy remek képet kapok majd. A kép egy kicsit talán „érdes”, de szerintem illeszkedik a korábban az ASI kamerával készült M45 részletek sorához. Sok mindent kitapasztaltam az ég alatt azon az éjszakán, és később a feldolgozás közben is. Ebben pedig az M45 nagy segítségemre volt. Ezt köszönöm is az égieknek. Tényleg.