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)

 

M97

M97-M108-20141224-0046-TTK

M97 és M108

2014-12-24 – Göd – 30 x 300 sec L

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

SXVR-H18 CCD kamera

M97-M108-LRGB-20150212-2124-TTK

M97 és M108

2014-12-24 – Göd – 30 x 300 sec L

2015-02-12 – Göd – 10 x 300 sec R, 10 x 300 sec G, 10 x 300 sec B

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

SXVR-H18 CCD kamera

Charles Messier katalógusa összesen négy planetáris ködöt tartalmaz, melyből az M97 az egyik. Csak szupernóva maradványból van kevesebb, melyet a Rák-köd (M1) egyedül képvisel. Az M97 felfedezője azonban nem maga Messier, hanem barátja, és egyben asszisztense: Pierre Méchain.

William Parsons, ismertebb nevén Lord Rosse az 1840-es években készített megfigyelést erről a planetáris ködről. Az általa készített rajzon az objektum egy bagoly fejére emlékeztetett. Bár egy soha többé nem észlelt, mások által meg nem erősített csillag is szerepel a rajzon (az egyik szem), az M97-en rajta ragadt a Bagoly-köd elnevezés. Olyannyira, hogy szakcsillagászok tudományos publikációkban még manapság is használják azt néha.

M97_Lord_Rosse

Lord Rosse rajza az M97-ről.

Az M97 a Nagy Medve (Ursa Major) csillagkép Marek (β UMa) nevű csillagától alig több mint 2° távolságra van. A távcsőbe pillantva több fényesebb csillag kalauzol minket egészen a 9.9 magnitúdós és 3ˊ átmérőjű planetáris ködig. Az odavezető úton szembetalálkozunk a majdnem az élével felénk forduló M108-as küllős spirál galaxissal, amely keleti-nyugati irányba megnyúlt 8.6ˊ hosszúságú „fényszivarként” dereng a távcsőben.

M97-map3

A Nagy Medve csillagkép 7 fényes csillaga alkotja a Göncölszekeret. A szekér „alatt” akadhatunk rá az M97-re.

M97-map4

A Marek-től (β UMa) alig több mint 2° távolságra található az M97, közelében pedig ott az M108.

A két Messier objektum gyönyörű párost alkot egy látómezőben. Miközben szemléljük a látványt, érdemes azon eltöprengeni, hogy valójában milyen hatalmas távolság választja el egymástól a planetáris ködöt, és a galaxist. Míg az M97 körülbelül 2600 fényévre van tőlünk (távolsága igen pontatlanul ismert), addig az M108 45 millió fényévre. A felvételen vannak ennél is nagyobb messzeségben lévő egzotikus objektumok. Amennyiben az olvasó még távolabbra szeretne utazni a térben is időben, akkor javaslom, olvassa el az M108-ról írt korábbi bejegyzésem „Kvazárok és távoli aktív galaxis magok” alcímet viselő részét.

De hogyan is jönnek létre a planetáris ködök? Miután a 0.8 és 8 naptömeg közötti csillagok magjukban felhasználták hidrogén készleteiket, felfúvódnak, és vörös óriás csillagokká válnak. Beindul a hélium fúziója, miközben a külső héjakba tevődik át a hidrogén fúzió. A csillag tehát eljut az AGB fázisba (asymptotic giant branch – aszimptotikus óriás ág a Hertzsprung–Russell diagramon). Ebben a fázisban a csillagok instabilak, és jellemző rájuk a helium flash nevű jelenség. Mire ez bekövetkezik, addigra a csillag magja javarészt már szénből és oxigénből áll. A héliumnál nehezebb elemek fúziója azonban már nem tud beindulni, mert ehhez nem elég nagy a tömegük, így a magjukban nem alakulnak ki az ehhez szükséges feltételek (nyomás, hőmérséklet). A belső, a termonukleáris fúzió szempontjából inaktív magot, egy hélium, azt pedig egy hidrogén héj veszik körbe. A fúzió javarészt a hidrogén héjban történik, miközben hélium jön létre, mely lefelé „szivárog” a hélium héj felé. Így ebben az alsó héjban a nyomás egyre nő. A hélium fúzió roppantmód nyomás és hőmérséklet érzékeny folyamat. Egyszer csak megteremtődnek a feltételek, és robbanásszerűen beindul a hélium fúziója. A kifelé irányuló erő kitágítja a hidrogén héjat, az kevésbé lesz sűrű, és leáll benne a hidrogén fúzió. Egy darabig még folyik a hélium héjban a fúzió, majd az is leáll. A hidrogén héj összehúzódik, elég sűrűvé válik, és kezdődik az egész ciklus elölről.

A helium flash jelenség többször is bekövetkezik, és minden egyes ilyen alkalommal megindul a viszonylag kis sebességű, de a magból a felszínre emelkedett szén és egyéb nehéz elemeknek köszönhetően porban gazdag, sűrű csillagszél. E nehezebb elemek alkotta por magával sodorja a felfúvódott csillag külső rétegeiből a gázt. Elsőre hihetetlennek hangzik, de ez a csillagszél elviheti a csillag tömegének 50-90%-át is. Miközben a csillag tömeget veszít, lassan teljesen leállnak a fúziós folyamatok, és fehér törpévé válik. Gyakorlatilag csak a lecsupaszított, szénben és oxigénben gazdag roppant forró mag marad hátra. Ennek felszíni hőmérséklete a 100000 K-t is meghaladhatja. A fehér törpévé válás folyamán a lassú és sűrű csillagszelet, gyors, de kis sűrűségű csillagszél váltja fel. Alapvetően a két különböző típusú anyagkiáramlás bonyolult kölcsönhatása és a központi csillag intenzív UV sugárzása az, mely meghatározza a planetáris köd felépítését, illetve láthatóvá teszi azt.

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. Nukleáris fúzió hiányában a csillagszél megszűnik, miközben lassan a fehér törpe állapotba jut a csillag. Mire ez a folyamat teljesen befejeződik, a planetáris köd elenyészik az űr sötétjében, láthatatlanná válik.

Biztosan emlékszik még az olvasó, hogy azzal kezdtem, hogy Messier katalógus 110 objektumából mindössze 4 csak a planetáris köd. Valószínű, hogy ennek egyik oka éppen ezen objektumok rövid élettartama.

Nézzük, hogy a fenti általános ismertető után milyen jellemzőkkel is bír maga az M97. A központi csillag a megfigyelések szerint roppant forró, effektív hőmérséklete 123000 K. Jelenleg 0.7 naptömegű, azonban a külső burok ledobása előtt még 1.5-2 naptömegű lehetett. Érdekes azonban, hogy a köd tömegének meghatározásakor, mindössze csak 0.15 naptömeget kaptak eredményül a kutatók.

Az M97 látszólagos méretének és távolságának ismeretében (mint azt fentebb is írtam, ez utóbbi elég pontatlanul ismert), a planetáris köd átmérője 2-3 fényévnek adódik. Ezen eredményt és tágulási sebességét felhasználva, az úgynevezett dinamikus kora 6000 év körülinek mondható.

M97-M108-LRGB-20150212-2124-M97_cut-TTK

A planetáris ködök roppant változatos morfológiájúak. Foglalkozzunk most konkrétan csak az M97-tel, ahogy ezt több kutató is tette az elmúlt évtizedekben. Egy jó modell a planetáris köd morfológiáját és dinamikáját is leírja. Azonban előtte ezeket fel kell térképezni. Ezt a munkát végezte el Martin A. Guerrero, You-Hua Chu, Arturo Manchado, Karen B. Kwitter. Eredményeikről 2003-as publikációjukban számoltak be. Ismertették mérésük metodológiáját, és modelljüket, mely minden korábbinál jobban adta vissza a műszerekkel megfigyelhető tulajdonságait ennek a planetáris ködnek.

M97-morfologia

Az M97 felépítése – A külső héj (Outer Shell) körszimmetrikus. A köd belseje (Inner Shell) pedig ellipszoid (1:1.1 az elnyúltság) alakú régió. Ebbe a belső részbe két bipoláris üreg (Central Cavity) helyezkedik el. (Forrás: Martin A. Guerrero, You-Hua Chu, Arturo Manchado, Karen B. Kwitter – Physical Structure of Planetary Nebulae. I. The Owl Nebula)

A köd külső héja körszimmetrikus. Ezen belül foglal helyet az ellipszoid alakú belső terület, melyben két nagy bipoláris üreg található. Ezeknek az üregeknek a hossztengelye 30 fokos szöget zár be a látóirányunkkal. Az üreget, az AGB fázis végén, a nagymennyiségű anyag kidobását követő gyors csillagszél vájta ki. Megnézve a felvételemet, azon is látszik, hogy a bagoly egyik szeme sötétebb. Ez az üreg néz ugyanis nagyjából a mi látóirányunkba. A központi csillag gyors szele napjainkra már rég lecsendesedett, és megkezdődött a lassú feltöltődése az üregeknek.

2014 december 23/24. éjszaka

Az M97 érdekes planetáris köde a tavaszi égboltnak. Ilyenkor, napnyugta után, a Nagy Medve (Ursa Major) csillagkép már magasan a fejünk fölött tartózkodik, így kitűnő lehetőség nyílik a megfigyelésére. Én mégsem tavasszal láttam neki a felvételem elkészítésének, hanem egy decemberi éjszakán éjfél után.

Megnézve a meteorológiai előrejelzéseket, és a műholdas képeket, 2014. december 23/24. éjszakája végre igazán derültnek ígérkezett. Miután a gyermekek lefeküdtek, kipakoltam a kertbe a távcsövet. Erősen fújt a szél, és a felhőzet is csak lassan indult oszlásnak. Egészen éjfélig reménytelennek látszott a helyzet. Ekkor a felhők eltűntek, a szél azonban megmaradt. Addigra az előre kiválasztott objektum már kedvezőtlen helyzetbe került, így más célpont után kellett néznem. Ekkor eszembe jutott régi vágyam, hogy az M97-et és az M108-at együtt örökítsem meg. Aznap el is készült 30 Luminance szűrős felvétel, melyből végül összeraktam az első monokróm verziót.

A felvételt nem tekintem befejezettnek, folytatni szeretném majd. Talán éppen egy kellemes tavaszi éjszakán.

NGC6781

NGC6781-20140626-TTK

NGC6781

2014-06-26 – Göd – 100 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

NGC6781-LRGB-20140828-TTK

NGC6781 – LRGB változat

2014-06-26 – Göd – 100 x 55 sec light és 15 x 55 sec dark

2014-07-26 – Tarján (MTT2014) – 41 x 55 sec R

2014-08-28 – Göd – 42 x 55 sec G, B

Ahogy az év telik, és egyre jobban belehaladunk a nyárba, a tavasszal magasan látható csillagképeket lassan letaszítja trónjáról a Hattyú (Cygnus), a Lant (Lyra) és a Sas (Aquila) triumvirátusa. Június végén az udvaromról belátható vastagszárú T alakú égbolt részt a meridiántól keletre ezek a csillagképek uralják.

A Hattyún és a Sason hömpölyög keresztül a nyári Tejút ezüstös sávja. Sötét fényszennyezéstől mentes égbolton, már maga ez a látvány is megkapó. Az embert arra készteti, hogy távcsövet ragadjon és felkeresse a sok csodás objektumot, melyet a galaxisunk síkja ebbe az irányba rejt. Csillaghalmazok, ködösségek, szupernóva maradványok, planetáris ködök, kettőscsillagok, változócsillagok.

2014. június 26-án azonban egészen mást forgattam a fejemben. Nem indultam hosszú éjszakai túrára az égen, hogy egyenként felkeressem az érdekes látnivalókat. Napnyugta után egy átvonuló hidegfrontot követő éjszaka vette kezdetét, és immáron harmadjára próbáltam szerencsét ebben az évben egy hőn áhított planetáris köd megörökítésével. Korábbi próbálkozásaimat az időjárás sorra meghiúsította. Mire érdemleges mennyiségű felvételt készíthettem volna, addigra mindig beborult. A hidegfront elvonult, maga mögött derült eget, de nyugtalan légkört hagyott hátra. Ezen körülmények között rögzítettem az első 100 darab 55 másodperces expozíciót Luminance szűrőn keresztül, melyből elkészítettem a fentebb látható monokróm képet.

A NGC6781 planetáris köd a Sas (Aquila) csillagképben található. Az amatőrcsillagászok által viszonylag ritkán észlelt és meglepő módon kevésbé ismert planetáris köd. Már akkor felvettem észlelési listámra, amikor elkezdtem saját kis projektemet, melyben a Gyűrűs-köd (M57) alteregóit kívántam lencsevégre kapni. Eddig csak egyetlen objektumot teljesítettem, a Déli Gyűrű-köd néven is ismert NGC3132-t. Ez a felvétel nem saját felszerelésemmel készült, hanem az Ausztráliában található Siding Spring Observatory 32 cm-es Ritchey-Chretien tükrös távcsövével, távészleléssel. A projektet mindenképpen szerettem volna folytatni, azonban most a saját távcsövemen és az északi égbolton volt a sor. Fontos megemlíteni, hogy az alteregók kiválasztásánál csak ahhoz ragaszkodtam, hogy a planetáris ködök megjelenése hasonlatos legyen az M57-hez a fényképeken. Az nem volt kizáró ok, ha a hasonlóság csak látszólagos, és a ködök szerkezete a valóságban eltérő.

Az NGC6781 otthonunktól valahol 2300 és 2900 fényév közötti távolságra van, és a galaxis centrumához közelebb helyezkedik el. Újabb vizsgálatok eredményei a 2600-2700 fényéves távolságot valószínűsítik.

NGC6781-galaxis-m2

Az NGC6781 elhelyezkedése a galaxisban. Napunkat a sárga pötty jelöli, míg a bekarikázott kék pötty az NGC6781 planetáris köd helyét jelöli.

Az NGC6781 látszólagos mérete az égen 1.8 ívperc. Alig valamivel nagyobb, mint ismertebb rokona, a Gyűrűs-köd (M57). 11.4 magnitúdós vizuális fényességével azonban elmarad mögötte.

Rátalálni nem túlságosan bonyolult. Kiindulásnak használhatjuk a δ Aquilae nevű csillagot. Innen kell még megtennünk nagyjából 3.5 fokot. Ez nem is nagy távolság.

NGC6781-map1-a

A Sas csillagképben található NGC6781-hez a δ Aquilae-től 3.5 fokra található.

A csillagtérképen az ember könnyen alkothat mindenféle alakzatot, melyeket felhasználva eljuthat a célhoz. Én is így tettem, megalkottam a saját egyszerű négyszögekből és ívekből álló mintázataimat, és végignavigáltam az NGC6781-hez a δ Aquilae-től.

NGC6781-map2-a3

Az általam konstruált alakzatok, és a lépések a δ Aql-tól az NGC6781-ig

NGC6781-map3

Az NGC6781 közvetlen környezete. Ezen a térképen is könnyen felfedezhető az előző térképen berajzolt kis négyszög alakzat.

Miért kézzel állítottam be, amikor távcsövem mechanikája GoTo megoldással felszerelt, és elég lett volna az objektum nevét megadni? Akkor éppen ehhez volt kedvem. Ma már én is ritkán állok rá manuálisan egy célpontra a fényképezésre használt műszeremmel. A gyakorlatból azonban nem jöttem ki. Az egyedül töltött éjszakáknak mindig elmaradhatatlan része, hogy 20×60-as binokulárommal pásztázzam az eget, miközben a felvételek készülnek. Nem tudok csak ott ülni magányomban, és nem törődni a felém boruló csillagos éggel. Egyszóval rendszeresen végzek „gépesítés” nélküli csillagtúrákat. Aznap este arra éreztem késztetést, hogy a régi klasszikus utat válasszam, és saját kezűleg cserkésszem be az NGC6781-et.

Amikor egy planetáris ködre pillantunk távcsövön keresztül, valójában Napunk távoli jövőjét is tanulmányozzuk. A körülbelül 0.8 és 8 kiindulási naptömeggel rendelkező csillagok életük javarészében a magfúzió révén hidrogénből héliumot hoznak létre. A Nap esetében ez a szakasz a modellek szerint körülbelül 10 milliárd év. A felszabaduló energia biztosította sugárnyomás az, ami ellensúlyozza a gravitációt. Ezen csillagok több milliárd évig ebben az egyensúlyi, stabil állapotban léteznek. Miután elfogy a hidrogén készlet, az összehúzódó magban a hőmérséklet a korábbi 15 millió fokról 100-200 millió fokra emelkedik. A hidrogén fúziója a magot körülvevő külső héjakba tevődik át, míg a magban beindul a hélium fúziója. Mindeközben a csillag felfúvódik, külső rétegei lehűlnek. Napunkból is így lesz majdan vörös óriás csillag nagyjából 5 milliárd év múlva. A csillagok életük vége felé a vörös óriás fázisában (pontosabban az AGB fázisban) a csillagszél révén történő anyagvesztés, majd a külső rétegek ledobásával hozzák létre a planetáris ködöket. A táguló gázt a hátramaradó kompakt és forró akár 100000 K felszíni hőmérsékletű központi csillag UV sugárzása gerjeszti, miközben lassan a fehér törpe állapotba jut a csillag, mivel nem elég nagy a tömege a szén és oxigén fúziójához. A fehér törpék még több 10 milliárd évig sugározzák elraktározott energiájukat az űrbe. Energiát már nem termelő Föld méretű lassan hűlő csillagtetemek. Ehhez képest a planetáris ködök kérészéletűek és mindössze pár 10000 évig létező képződmények a haldokló csillagok körül. Ez lesz hát Napunk sorsa is. Érthető hát, hogy a csillagászok nagy figyelmet szentelnek ennek az objektum csoportnak. Az NGC6781 és társai nagyszerű lehetőséget biztosítanak arra, hogy a csillagászok ellenőrizzék és pontosítsák a csillagfejlődés eme késői szakaszával kapcsolatos modelleket.

A fenti életpályát futotta be az NGC6781 központi csillaga is, melynek kiindulási tömege 1.5±0.5 naptömeg volt, mielőtt vörös óriássá fújódott volna fel, és elvesztette volna külső rétegeit. Mostani tömege 0.6±0.03 naptömeg. A központi csillag roppant forró, effektív felszíni hőmérséklete 110000 Kelvin fok. A planetáris köd kialakulása 20000-40000 éve vehette kezdetét. Valamikor akkor, amikor őseink elindultak világhódító útjukra Afrikából.

A planetáris ködök az elektromágneses spektrum széles tartományában sugároznak. A felvételemen azonban ennek csak egy kis szeletét láthatjuk, az optikai tartományt. A csillag UV sugárzása által gerjesztett régiók optikai tartományban történő megfigyelése közel sem tárja fel a köd összes titkát. Az objektumok bizonyos területei láthatatlanok maradnak. Az űrtávcsövek felbocsájtásával azonban szélesre tárult az az ablak, amin keresztül megfigyelhetjük őket. Elérhetővé vált a röntgen, és a távoli infravörös tartomány. Tanulmányok új generációja jelent meg az elmúlt évtizedben, melyek nagyban építenek az űrtávcsövekkel végzett megfigyelésekre, és melyek elvezettek a köd igazi szerkezetének megértéséhez.

A felvételemet megnézve első pillantásra az látszik, hogy egy halvány viszonylag egységes felszínű gyűrű alakú ködről van szó. Ez a megjelenése annak is köszönhető, hogy az NGC6781 egy koros planetáris köd. Alaposabban megnézve azonban feltűnik, hogy valójában nem egy gyűrűről van szó. Helyenként az ugyanis kettős. A morfo-kinematikus vizsgálatok, melyek a molekulák színképvonalainak elemzésén alapszik, továbbá a foto-ionizációs modellek mind arra mutatnak, hogy a köd alakja egy középen összeszűkölő hengerre hasonlít.

NGC6781-3D

Az NGC6781 3D-s modellje

Ennek a formának a hosszanti tengelye 23 fokos szöget zár be a látóirányunkkal. Az NGC6781 a bipoláris planetáris ködök családjába tartozik, fényes központi tórusz (fánk alakú) régióval.

Az NGC6781-gyel egy újabb taggal bővült a Gyűrűs-köd alteregó gyűjteményem. Hogy mennyire tökéletes a hasonlóság? Ennek eldöntését az olvasóra bízom. De talán nem is ez az igazán fontos, hanem inkább az, hogy az ember amatőrcsillagászként, a saját szórakoztatására, valamiféle észlelőprogramot rak össze, és e mentén végzi megfigyeléseit.

M57-alteregok05

Az M57 és alteregói. Balról jobbra: M57 (Gyűrűs-köd), NGC3132 (Déli Gyűrűs-köd), NGC6781

M57

M57-LRGB-20140505-TTK

M57 (Gyűrűs-köd)

2014-05-05 – Göd – 82 x 22 sec Luminance, 63 x 22 sec R, 63 x 22 sec G, 63 x 22 sec B és 15 x 22 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

A Gyűrűs-ködként is ismert M57 planetáris ködre könnyen ráakadhatunk a Lant csillagképben. A hangszer testét alkotó 4 fényesebb csillag egy paralelogrammát formáz. Ennek az alakzatnak a két csillaga, vagyis a Sulafat (γ Lyr) és a Sheliak (β Lyr) között helyezkedik el nem egészen félúton ez a mély-ég objektum.

Lyra01

A Lant (Lyra) csillagkép, és benne az M57.

A planetáris ködre Antoine Darquier de Pellepoix francia csillagász akadt rá 1779-ben. Majd nem sokkal később, tőle teljesen függetlenül, honfitársa Charles Messier is felfedezte 1779. január 31-én, miközben üstökösökre vadászott az égen. Messier katalógusában az 57. sorszámmal szerepel.

A felvételemen is jól látható központi csillag létezéséről először Friedrich von Hahn német csillagász számolt be 1800-ban. Ez után évtizedek teltek el úgy, hogy megerősítést nyert volna felfedezése. Honfitársunk Gothard Jenő 1886-ban egy 26 cm-es tükrös távcsövet használva, egészen pontosan egy 260/1967-es Newton-távcsővel, a világon elsőként sikeresen megörökítette a köd központi csillagát. Hogy mennyire más idők voltak ezek, mi sem bizonyítja jobban, hogy Gothard beszámolói szerint már 1885-ben is próbálkozott a 14.8 magnitúdós csillag lefényképezésével, de csak egy év múlva koronázta siker fáradozásait. A viszonylag érzékelten fotólemezek korában vitathatatlanul hatalmas eredmény volt, amit elért. Nagyságrendekkel többet kellet exponálnia, mint nekem 128 évvel később. Nálam már egyetlen 22 másodperces nyers felvételen jól látható a központi csillag. Azonban ehhez kellet az amatőrcsillagászok körében az utóbbi 10 évben elterjedt digitális technika. Bizony nem is olyan régen, még komoly kihívásnak számított Gothard Jenő eredményének a megismétlése amatőr felszerelésekkel.

De mit is takar a planetáris köd elnevezés, és honnan származik? Mielőtt erre a kérdésre válaszolnék, térjünk egy kicsit vissza a felfedezőkhöz, és a beszámolóikhoz.

Antoine Darquier de Pellepoix a következőket írta az M57-ről:

„Tudomásom szerint még senki sem akadt rá erre a ködre. Jó távcsőre van szükség a megfigyeléséhez. Semmilyen már ismert ködre nem hasonlít. Megjelenése emlékeztet a Jupiterére. Tökéletes kör az alakja és nagyon éles a pereme. A központi rész valamivel sápadtabb fényű, mint a felület többi része.”

Charles Messier pedig így számol be felfedezéséről:

„Egy halmaz a Gamma Lyrae és Béta Lyrae között, melyet akkor fedeztem fel, amikor az 1779-es üstököst kerestem, és ami ennek közelében haladt el. Kerek fényfolt benyomását kelti, amit apró csillagok alkotnak, azonban még a legjobb távcsövekkel is lehetetlen megkülönböztetni azokat. Csak gyanakodhatunk, hogy tényleg ott vannak.”

Még a XIX. században is általánosan elfogadott vélekedés volt, hogy minden köd csillagokra bontható, és ez csak távcső kérdése. Azonban Herschel-t pár planetáris köd megjelenése ebben elbizonytalanította. Herschel volt az a személy, aki először használta a planetáris köd kifejezést. Úgy vélte ezek újonnan kialakuló bolygórendszerek. Az elnevezést aztán átvettették a csillagászok. Annyira megragadt, hogy még akkor sem változtatták meg, amikor kiderült, hogy nem égitestek születéséhez, hanem éppen halálához vezető út egy állomását jelentik ezek a ködök. A körülbelül 0.8 és 8 kiindulási naptömeggel rendelkező csillagok a vörös óriás fázisában (AGB fázisban) a csillagszél révén történő anyagvesztés, majd a külső rétegek ledobásával hozzák létre a planetáris ködöket. A táguló gázt a hátramaradó kompakt és forró akár 100000 K felszíni hőmérsékletű központi csillag UV sugárzása gerjeszti, miközben lassan a fehér törpe állapotba jut a csillag, mivel nem elég nagy a tömege a szén és oxigén fúziójához. Mire ez a folyamat teljesen befejeződik, a planetáris köd elenyészik az űr sötétjében, láthatatlanná válik.

A Gyűrűs-köd tőlünk durván 2300 fényévre található. A távolsága még manapság is viszonylag pontatlanul ismert. Az égen 1.5 x 1 ívperc a látszólagos mérete, így valós mérete olyan 1.3 fényév körül lehet. Mivel már évtizedek óta rendelkezésre állnak nagyfelbontású felvételek a ködről, így megállapítható, hogy minden évszázadban körülbelül 1 ívmásodpercet tágul a köd. Nagyságrendileg 6-8 ezer éves lehet ez a képződmény.

hs-2013-13-e-web_print

Az M57 3D-s modellje

A planetáris ködök morfológiájáról már írtam korábban. Most kizárólag az M57-re koncentrálnék. Az M57 is, több planetáris ködhöz hasonlóan, bipoláris struktúrával rendelkezik. Ahogy fentebb is írtam a köd anyaga a központi fehér törpe csillag erős UV sugárzásának köszönhetően sugároz, az gerjeszti. Minden színért egy más kémiai elem a felelős. A köd főgyűrűje (main ring) jól látható az én felvételemen is. Ennek vöröses színe az ionizált nitrogénnek (N II tiltott vonalak – 654.8 nm és 658.3 nm) és a gerjesztett hidrogénnek (Balmer vonalak – 656.3 nm) köszönhető. Ez a vörös peremű fánk, vagy tórusz alakú terület, melyre majdnem merőlegesen látunk rá. Ezt a tórusz alakú területet oxigén tölti ki. Az oxigén emissziós vonalainak (495.7 nm és 500.7 nm) a zöldes szín köszönhető. A központi rész kékes színéért pedig a hélium (He II – 469 nm) emissziós vonalai tehetők felelőssé. A hélium a gyűrűre merőleges hossztengelyű lebenyben (Lobe) található, mely egy rögbi labda alakjára hasonlít. Ezek eddig mind megfigyelhetőek az én felvételemen is. A további struktúrák bemutatásához már egy a Hubble űrtávcső (Hubble Space Telescope) és a Nagy Binokuláris Távcső (Large Binocluar Telescope) felvételeinek kombinációjából kapott képre van szükség.

hs-2013-13-c-web_print

Az M57 a Hubble űrtávcső (Hubble Space Telescope) és a Nagy Binokuláris Távcső (Large Binocluar Telescope) felvételeinek kombinációjából kapott képen.

A felvételen, a gyűrű belső karimájában szabálytalan alakú sötét, sűrű anyagcsomók figyelhetőek meg. Ezek a csomók annyira sűrűk, hogy ellenállnak a központi csillag erős sugárzása okozta eróziónak. Olyan szerkezetet kölcsönöznek a ködnek, mintha bicikli küllők lennének benne. A csápok akkor alakultak ki, amikor a ledobott forró gázok nekiütköztek a korábban ledobott hidegebb gázoknak. A küllőknek a folytatása a főgyűrűn kívül is látható, mintha dárdák döfnék keresztül azt. Létezésük árnyékhatásnak köszönhető, melyben a sötét csomók árnyékolják a csillag sugárzását.

Végezetül a külső gyűrűk, melyek az én felvételemen szintén nem láthatóak, akkor jöttek létre, amikor a gyorsabban mozgó gáz beleütközött a korábban ledobott lassabban mozgóba.

Végezetül pedig érdemes megnézni az alábbi rövid kis videót, melyet a NASA publikált. Az angolul esetleg nem beszélő olvasó, a fentiek végigolvasása után is bizonyosan képet kap az M57 térbeli szerkezetéről.

2014. 05. 04/05 éjszaka

Az éjszaka első felét a Hold tanulmányozásával töltöttem. Az átlátszóság kitűnő volt, a nyugodtság azonban nem. Tipikus hidegfront átvonulást követő éjszaka vette kezdetét napnyugta után. Miután a Hold lenyugodott, az átlátszóság is romlani kezdett. Nem maradt más választásom, mint tesztfelvételek készítése. Ilyenkor sosem fejezek be egy témát, csak különböző beállításokkal készítek nagyjából 10 fotót a lehetséges jövendőbeli célpontjaimról. Azt is megpróbálom megállapítani, hogy mennyire merészkedhetek közel Budapest fénykupolájához. Ilyenkor mindig elszomorodom, hogy a déli egem szinte teljesen odavan.

Éjfél után viszont kezdtem elunni a dolgot. Ekkor jutott eszembe, hogy már május van, és bizony egy éve kezdtem el az asztrofotózást.  Az egyik első mély-ég objektum, amit megpróbáltam megörökíteni több-kevesebb sikerrel az a Gyűrűs-köd volt. Ezen az estén az ég állapota közel sem volt ideális, de ennek ellenére szerencsét próbáltam. Ezúttal a színek felvétele volt a fő cél, egy LRGB fotót szerettem volna készíteni. 22 másodperces expozíciós időt választottam, és készítettem 82 darab Luminance, 63 darab R, 63 darab G, és 63 darab B szűrős felvételt. Napokig nem vettem elő az anyagot, mert az ég miatt semmi jóra nem számítottam. Végül csak feldolgoztam.

Az M57 volt az első mély-ég objektum, amit távcsövön keresztül megmutattak nekem még az Uránia Csillagvizsgálóban, a nyolcvanas években. Az M57 ott volt az első objektumok között, amiről felvételt készítettem. Ezzel az M57 fotóval pedig asztrofotózással töltött első évemet ünnepelem. Egy torta ez, amit saját magam sütöttem, de egy szeletet szívesen megosztok bárkivel. Tudom, nem tökéletes. Sokat kell még tanulnom. De remélem ez az első év csak a kezdet, és még sokáig „rongálhatom” az eget így vagy úgy.

NGC6302

ngc6302-lrgb-20140414-ttk-1

2014-04-14 (CEST) – Siding Spring Observatory – 50 x 15 sec L és 20 x 15 sec R,G,B

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

A Skorpió csillagképben található NGC6302 (Caldwell 69) planetáris ködöt gyakran nevezik Bogár-ködnek (Bug Nebula) vagy Pillangó ködnek (Butterfly Nebula). Bár eme utóbbi elnevezést több más mély-ég objektum is bitorolja. Többek között a hazánkból is nagyszerűen megfigyelhető M76. Varázslatos formája valóban megragadja az emberi képzeletet. Ott lebeg a színes csillagok között, mintha egy hasadék lenne az űr szövetén. Fényes központját kísérteties derengés veszi körül, melyben vöröses pamacsok úsznak. 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 planetáris ködök megjelenéséről és formavilágáról már írtam egy korábbi, az NGC3132-ről készült fotómhoz kapcsolódó cikkemben. Így akit ez a téma bővebben érdekel, annak mindenképpen ajánlom e rövid ismertető elolvasását.

Az NGC6302 a Földtől 3400 fényévre (+/- 500 fényév) található. Ezt a távolságadatot felhasználva, továbbá megmérve az égen látszó méretét (3 ívperc), kiszámolható a kiterjedése, így nagyjából 1.3-1.7 fényév sugarat kapunk eredményül. A pillangó hasonlatnál maradva a szárnyak fesztávolsága így 3 fényév körül van. Továbblépve az egymásra épülő következtetések lépcsőjén, a tágulási sebességet meghatározva, az NGC6302 kora is megbecsülhető. Az aszimptotikus óriás ágon tartózkodó korosodó csillag, az energiát biztosító fúzióhoz szükséges készletekből lassan kifogyva, körülbelül 2000 éve dobhatta le külső burkát, miközben megindult a fehér törpévé válás útján. Ma a köd központjában egy 0.64 naptömeg körüli, 200000 K felszíni hőmérsékletű csillagmaradványt találhatunk. Ezzel a felszíni hőmérséklettel a rekorderek között található a galaxisunkban. A központi csillag megfigyelése azonban közel sem egyszerű feladat. A magas hőmérsékletnek köszönhetően, az optikai tartományban nem túl fényes a csillag, sugárzásának jelentős részét az ultraibolya tartományban bocsájtja ki. Ezt pedig a látható fénnyel egyetemben a köd egyenlítői tórusz alakú poros területe elnyeli.

ngc6302-3d-modell

Az NGC6302 3D-s modellje.

A központi csillagot egészen 2009-ig nem is sikerült közvetlenül megfigyelni, mígnem a Hubble űrtávcső WFC3 (Wide Field Camera 3) kamerájával, melyet az utolsó űrsiklós karbantartás keretében kapott a távcső, hat keskenysávú szűrön keresztül felvételeket készítettek a kutatók (C. Szyszka, J. R. Walsh, Albert A. Zijlstra, Y. G. Tsamis). Ezeket a felvételeket ügyesen felhasználva, feltárták a központi csillag pontos helyét.

ngc6302-central_star

Az NGC6302 központi csillaga felül, és a keskenysávú szűrővel készült felvételek alul – HST WFC3

A rejtőzködő csillag így megkerült hát, és ennek köszönhetően egész sor paraméterét sikerült meghatározni, illetve pontosítani. Például a fentebb ismertetett tömeg, hőmérséklet, és életkor adatokat. Arra azonban fel kell hívnom az olvasó figyelmét, hogy például a tömeg és a kor modellszámításokon alapszik, így ezek annyira pontosak, amennyire a felhasznált modellek.

Magának a ködnek a sugárzásáért a központi csillag által kibocsájtott intenzív ultraibolya sugárzás a felelős. Ez gerjeszti a köd anyagának atomjait. A különböző elemek gerjesztett atomjai más-más hullámhosszon sugároznak a látható tartományban, és így ajándékozzák meg a színek kavalkádjával a kép szemlélőjét. A művész a természet. Én ebben az esetben is csak megfigyelője, megörökítője vagyok a kozmosz fantasztikus jelenségeinek.

Nagyon régen szemeztem már az NGC6302 planetáris köddel annak csodálatos bipoláris szerkezete miatt. Tavaly nyáron, Súron egy kitelepülésnél majdnem el is csábított egy fotó erejéig, azonban két dolog miatt mégsem került terítékre. Bár gyönyörű és körpanorámás égboltban volt részem, de akkor még csak ismerkedtem az égbolt fotózásának alapjaival. Kevés tapasztalatom miatt egyszerűen nem volt hozzá bátorságom. A másik ok hazánk földrajzi elhelyezkedése volt. A Skorpió csillagkép farkánál található kicsiny, mindössze néhány ívperces köd delelésekor is csak alig valamivel több, mint 5 fokkal emelkedik a horizont felé. Ezzel tovább nehezítve az objektum megörökítését.

ngc6302-god

Az NGC6302 deleléskor is csak alig valamivel több, mint 5 fokkal emelkedik a horizont felé lakóhelyemről nézve.

Így végül idén úgy határoztam, hogy az Ausztráliában lévő Siding Spring obszervatórium egyik távcsövével készítek majd felvételeket a planetárisról, amikor az 60 foknál is nagyobb horizont feletti magasságba emelkedik. Már csak meg kellet várni a megfelelő alkalmat, mely el is jött helyi idő szerint 2014. április 14-én.

NGC3132 – A Déli Gyűrűs-köd

ngc3132-lrgb-20140220-t9-ttk

2014-02-20 – Siding Spring Observatory – 40 x 15 sec Light és 20 x 15 sec R, G, B
iTelescope.net T9 – 32 cm f/9.3 (f/7.4 fókusz reduktorral) Ritchey-Chretien tükrös távcső – SBIG ST8 XME CCD

A választás

Az emberi elme egyik érdekes sajátossága, hogy a dolgokban gyakran keressük a mintákat és a hasonlóságokat. Képesek vagyunk olyanok felismerésére is, melyekbe gyakran az elemző szoftvereknek is beletörik a bicskája. Nagyszerű csillagászati példa a Galaxy Zoo projekt, ahol önkéntesek, érdeklődők osztályoznak és válogatnak galaxisokat. Bizonyosan velünk született ez az képesség. Már ott van a gyermekben, aki még csak ismerkedik a világgal.

Engem is a hasonlóság keresése mozgatott, amikor a következő megörökítendő objektumon törtem a fejemet. Egészen pontosan olyan célpontot kerestem, mely kicsiny és alteregója egy másiknak. A választás végül az NGC3132-re esett. Miért éppen ez? Izgalmasnak tűnt, hogy felvételt készítsek a talán legismertebb északi planetáris ködnek, az M57-nek a déli hasonmásáról. Továbbá nagyon rég fényképeztem planetáris ködöt, a távirányítású távcsövekkel pedig még soha. Ez a projekt egyben egy másik előkészítése is volt. Kíváncsi voltam, hogy milyen részletek örökíthetőek meg ezekkel az eszközökkel, 1 ívperc alatti, ebben az esetben nagyjából 0.8 ívperc átmérőjű objektum esetén. Természetesen fotóztam már az iTelescope hálózat távcsöveivel, de ott maguk a célpontok sokkal nagyobb méretűek voltak az NGC3132-nél. Itt nem egy nagyobb, sok ívperces téma apró részleteit kellett megörökíteni, hanem egy planetáris ködöt, ami még 1 ívperc sincsen.

Be kell vallanom, hogy nagy hatással volt rám több hazai asztrofotós és amatőrcsillagász mostanában megjelent munkája is. Csak, hogy pár nevet említsek, inspirált például Fényes Lóránd Galaxis nővérek alkotása is, melyben az M33 és az NGC300 döbbenetes hasonlóságát mutatja meg. Többet olvashatunk magáról az NGC300-ról Kernya János Gábor cikkében a Meteor 2013/12. számában.

Az NGC3132 planetáris köd

Az M57 Gyűrűs-köd néven is ismert, így ikertestvérére, az NGC3132-re ráragasztották a Déli Gyűrűs-köd elnevezést. A Vela csillagkép irányába látszó objektum, nagyjából 2000 fényév távolságra van tőlünk mely alapján átmérőjét 0.4 fényév körülinek becsülik. A köd középpontjában egy kettőscsillag található, a csillagok fényessége 10 és 16 magnitúdó. Az én felvételemen a jóval fényesebb komponens ragyogásában elvész a halványabb. Pedig a ködöt alkotó anyagot, ez a halványabb, valaha nagyobb tömegű, és ezért gyorsabban fejlődő csillag dobta le magáról. A nagyjából Nap tömegű csillagoktól kezdve egészen a körülbelül nyolcszor nagyobb tömegű csillagokig bezárólag mind így végzik majd, az ezt megelőző vörös óriás állapot után. További fúziós energia termeléséhez tömegük nem elég nagy, lassan összehúzódva fehér törpévé válnak, miközben külső burkukat ledobják. Lecsupaszított feltárulkozó forró (100000 K) központi részük nagyenergiájú sugárzása révén gerjeszti a köd anyagát. Ez a gyönyörű táguló szín kavalkád azonban nem marad fenn sokáig csillagászati értelemben. Pár 10000 év, és a láthatatlanságba olvad. A Föld méretével és nagyjából a Nap tömegével rendelkező, és így roppant sűrű fehér törpe viszont még milliárd évekig sugározza szét elraktározott energiáját.

A planetáris ködök morfológiájának kutatása a csillagászat egy igen érdekes területe. A kezdeti kutatásokban feltételezték, hogy amikor egy ködre pillantunk, akkor annak fényessége sűrűségével van összefüggésben. Ebből indultak ki az első modellek még az 1900-as évek elején. Az már akkor is nyilvánvaló volt, hogy egy térbeli alakzat kétdimenziós vetületét látjuk. Nagy kérdés volt, hogy egyetlen térbeli forma létezik-e, és ennek csak különböző vetületeivel van-e dolgunk? Esetleg a ködök tényleg ennyire változatosak lennének? Csoportokba sorolhatóak az egyes formák? Ezek és hasonló kérdések foglalkoztatták a kutatókat. Egy csillag életének végstádiumáról van szó, így a csillagfejlődés elméletének egyik kulcskérdésére keresték a választ. A köd létrejöttét megelőző a csillag állapotát leíró elméletekkel is összhangban kellett lennie a teóriáknak. A kezdeti modellek ellipszoid alakú felhővel számoltak. Ezek viszonylag jól magyarázták a kisfelbontású felvételeken látható alakját a planetáris ködöknek, továbbá a köd megfigyelhető dinamikáját. Azonban az űrtávcsövekkel és az óriástávcsövekkel készült felvételekkel és mérésekkel már nem volt összhangban ez a modell. Nem tudott mindenről számot adni. Ezeket idővel felváltották a homokórára emlékeztető alakzatok, melyekre az angol nyelvű irodalmakban Diabolo model elnevezést használják.

ngc3132-surubb_regiok_3d

Az NGC3132 planetáris köd sűrűbb részeinek térbeli modellje.

H. Monteiro, C. Morisset, R. Gruenwald és S. M. Viegas egy 2000-ben kiadott tanulmányában (Morphology and kinematics of Planetary Nebulae II. – A Diabolo model for NGC 3132) ezzel a modell próbálta megmagyarázni az NGC3132 morfológiáját és dinamikáját. Tanulmányukban kimutatták, hogy mivel régebben csak kisfelbontású felvételek álltak rendelkezésre, és az akkori technológiának köszönhetően nem megfelelő minőségű spektroszkópia megfigyelések voltak elérhetőek csak, ezért hibás modellt alkottak a kutatók. Az általuk alkalmazott homokóra modellel (Diabolo model) viszont jól leírja az NGC3132 tulajdonságait, a nagyfelbontású felvételén látható felépítését, és a megfigyelhető spektrumokra is illeszkedik. Ez a modell jól használható a többi planetáris ködre, és a bipoláris struktúrákra is magyarázatot ad.

planetaris_kodok_vetulete

A homokóra modellt (Diabolo model) térben elforgatva a fenti megjelenést kölcsönzi a planetáris ködnek. Minden egyes kocka további 10 fokos elforgatás eredménye.

ngc3132-hst-diabolo

Felül a Hubble Space Telescope különböző keskenysávú szűrőkkel készült felvételei láthatóak az NGC3132-ről, míg alul a planetáris köd a kutatók homokóra modell (Diabolo model) számolt megjelenését mutatja az adott hullámhosszon.

A modell még akkor is jól működik, ha a csillag kissé elmozdul a köd geometriai középpontjából. Ez történt megfigyelések szerint az NGC3132 esetében is. Ezzel az elmozdulással magyarázható, hogy némi aszimmetria mutatkozik a köd fényes területeiben.

A fénykép

Mivel az NGC3132 1 ívperc alatti mérettel rendelkezik csak, így az iTelescope hálózatában elérhető eszköz kiválasztásánál nem volt szempont a nagy látómező. Az egy pixelre eső felbontás azonban igen. A T9-es távcső szabad volt, mely egy 32 cm-es f/9.3 Ritchey-Chretien tükrös távcső. Egészen pontosan f/7.4 a fényereje, ugyanis egy fókusz reduktorral van ellátva. A képek rögzítésére egy SBIG ST8 XME CCD kamerát szereltek rá, mellyel 1530 x 1024 pixeles képeket készít. Pár perc alatt elkészítettem a felvételhez szükséges programot (plan), és elindítottam. 40 x 15 másodperc Luminance és 20 x 15 másodperc R, G, B felvétel elkészítésére adtam ki a parancsot a rendszernek. Számításaim szerint ez volt a minimum, amivel valami struktúrát elő lehet majd csalni. Most nem szándékoztam rövidebb és hosszabb expozíciók kombinációját alkalmazni. Továbbá nem volt sok időm, mert kelt a Hold Ausztrália egén alig 60 foknyira az NGC3132-től. Ezután dolgoztam tovább, és csak este gyűjtöttem be a képeket. Roppant csalódott voltam, mert a távcső ezúttal is képtelen volt pontosan ráállni a kiszemelt objektumra. A planetáris ködöt a kép sarkába fotózta. Ennek ellenére mégis csak nekiálltam a feldolgozásnak, hogy láthassam az eredményt. Érdekelt, hogy előcsalogathatóak-e megfelelő részletek eme piciny objektumból, és miként mutat majd. A legvégén a kép kivágásával sokat szenvedtem, hála a távcső pozicionálási hibájának. A végső igazi kompozíciót még nem is találtam meg, csupán egy elfogadhatót.

Így megnézve a fotót, valóban van hasonlóság az NGC3132 és az M57 között. Nem alaptalan tehát a Déli Gyűrűs-köd elnevezés ennek az izgalmas planetáris ködnek.

Megjegyzés:

Egy nemrég újra feldolgozott Hubble Space Telescope felvétel itt érhető el az NGC3132-ről. Én ez alapján vizsgáltam a felvételem részleteit.

M57 – életem első mély-ég fotója

m57-20130529-ttk

2013-05-28 – Göd – 20 x 6 sec

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

ASI 120MM monokróm kamera

Életem legelső mély-ég felvétele. Ezért ez mindig kedves marad a szívemnek.

 

M76 – Pillangó az égen

m76-little-dumbbell-lrgb-20130901-ttk

2013-09-01 – Göd – 60 x 55 sec L, R, G, B és 15 x 55 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

Ez egy 10 (fotografikusan 12) magnitúdós 4 ívperc és 36 ívmásodperc méretű planetáris köd a Perseus csillagképben. Az M76 az egyik leghalványabb objektum a Messier katalógusban. Gondoltam megpróbálkozom a fotografikus észlelésével, és amúgy sem egy gyakori téma (most már értem miért). Nem egyszerű a megörökítése sem, mert a központi rész hamar be tud égni, de a külső régióhoz hosszabb expozíció szükséges. Szóval az expozíciós idővel is játszottam egy keveset. Nagyon megizzasztott az objektum a későbbi feldolgozás során is. Rendesen kellett görbézgetni. Egyelőre úgy érzem kissé ki is fogott rajtam. Meg kell jegyeznem, hogy a pillangó szárnyai csak egy része a külső területeknek. A köd távolsága nem pontosan ismert (valahol 2000 és 15000 fényév közötti szórást mutatnak a fellelhető információk) és ennek megfelelően a mérete is bizonytalan (1 és 12 fényév). Valaha két ködnek vélték, és ezért az NGC650 és az NGC651 katalógus szám is hozzátartozik. Az úgynevezett bipoláris planetáris ködök csoportjába tartozik. Egy haldokló Napunkhoz hasonló csillag lehelete ez a világűrben.

NGC7293 – Helix-köd

ngc7293-helix-kod-20130907-ttk

2013-09-07 – Felsőpakony – 61 x 69 sec light és 15 x 69 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera

Híres és gyönyörű planetáris-köd a Vízöntő (AQR) csillagképben. Otthonunkból a Földről kitűnő rálátás nyílik erre az objektumra. Fajtájának egyik legközelebbi képviselője, mindössze nagyjából 700 fényévnyire található tőlünk. A felvételemen csak a belső részeket örökítettem meg, így mindössze egy 3 fényév átmérőjű rész látható a fotón. A külső haló megörökítése ennél hosszabb expozíciót kíván. A köd az élete végén járó és valaha naptömegnyi anyaggal rendelkező csillag külső ledobott burka. Ez a kilökődés nagyon durván 10000 évvel ezelőtt lehetett. A központi csillag most is jól látható a köd közepén. A felvétel alapján már sejthető, hogy a ködnek érdekes geometriája van, de a valóság ennél is bonyolultabb: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/32/image/e/

Az égen a látszólagos mérete 12 ívperc és 7.6 magnitúdó a fényessége. Észlelése nem egyszerű, mert az előbb említett fényesség nagy felületen oszlik szét. Hazánk földrajzi elhelyezkedése még tovább nehezíti a megfigyelést, illetve fotózást, ugyanis még deleléskor sem emelkedik magasra (20-21 fok).

A fotó Felsőpakonyban készült. Ide autóztam el, hogy Budapestnek hátat fordítva annak fényei ne zavarjanak. A település határában egy épülő lakópark melletti réten meg is találtam az ideális helyszínt. Kitelepülés után azonban nem ezzel a köddel kezdtem, mert volt egy másik célpontom is aznap éjszaka (M16). Sajnos mire az NGC7293-ra került volna a sor már horizont fölött kb. 30 fok magassági emelkedett a pára, és kellemesen tocsogóssá vált minden. De nem adtam fel. Az látszott már a nyers fotókon, hogy nem most készítem el életem legjobb fotóját a ködről. Viszont ha mát ott voltam készítettem 61 felvételt, de a 69 másodperc azért már látszott, hogy kevés lesz.

Ez a köd egyszer meg fog érni egy LRGB változatot, mert csodás színei vannak. De akkor biztosan hosszabb expozíciós időt használok majd! Egy tesztnek viszont ez is jó volt.