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

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

A Hickson68 kompakt galaxiscsoport a Vadászebek csillagképben

2017-03-26, 2017-03-28 – Göd

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

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

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

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

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

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

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

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

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

Hickson68-map1

A Hickson68 elhelyezkedése az égen.

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

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

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

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

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

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

Sersic_models

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

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

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

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

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

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

agn_tipusok

Aktív galaxismag sematikus vázlata.

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

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

NGC5353-NGC5354-radio_core01-cut1

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

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

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

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

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

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

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

Paul Hickson interjú

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

Paul Hickson

Paul Hickson – Fotó: Oscar Saa, CTIO

Először is köszönöm, hogy elfogadta a felkérést!

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

P.H.: „Szép fénykép!”

Köszönöm!

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

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

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

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

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

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

Mik a tudományos tervei a jövőre nézve?

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

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

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

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

 

Felhasznált irodalom:

P. Hickson: Systematic properties of compact groups of galaxies

P. Hickson: Compact groups of galaxies

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Adatok: NED és SIMBAD adatbázisok

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

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

NGC7582, NGC7590, NGC7599

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

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

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

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

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

A Daru csillagkép

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

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

Grus-Bayer-Uraniometria

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

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

Grus-map6

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

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

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

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

Grus-map5

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

Kinek kvartett, kinek trió

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

Grus-map3b-m1

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

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

grus-kvartett_snt_25t_163x

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

Az NGC7582

NGC7582-fn-cut1

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

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

PR1-galaxy

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

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

Barred_galaxy_High_Pattern_Speed_Evo

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

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

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

NGC7582-core02

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

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

Az NGC7590 és az NGC7599

NGC7590-99-fn-cut1

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

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

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

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

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

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

Seyfert_uniform

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

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

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

Galaxisok a háttérben

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Felhasznált irodalom:

Ian Ridpath: Star Tales (Grus)

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

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

John Kormendy: Secular Evolution in Disk Galaxies

Ronald J. Buta: Galaxy Morphology

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

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

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

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

H. Netzter: AGN EMISSION LINES

NGC4945

NGC4945-LRGB-20150216-T30-300s-TTK

NGC4945

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

2015-02-16, 2015-02-17, 2015-04-15, 2015-04-16– Siding Spring Observatory – 25 x 300 sec L, 8 x 300 sec R,G,B

Az NGC1316-ról (Fornax A) készült fotó befejezése után hosszasan töprengtem, hogy melyik déli galaxis legyen a következő célpontom. Az M97 és M108 párosról még készülőben volt a fotó, amikor megszületett az elhatározás: az NGC4945 galaxis lesz a következő távészleléssel megörökítendő csillagváros. Az utóbbi időben párhuzamosan használom kis műszeremet a kertből, és az iTelescope.net Ausztráliában (Siding Spring Observatory) található egy-egy távcsövét. Hogy mi a kapocs a kettő között? Ez esetben az M108 megjelenése nagyban inspirált, hogy nagyobb távcsővel „lencsevégre kapjak” egy kusza porsávokkal tarkított, (majdnem) éléről látszó galaxist. (Előtte még tettem egy kis kitérőt a Wolf-Rayet csillagok körül található különös ködök világába.) Hamarosan látni fogjuk azonban, hogy ennek a galaxisnak az asztrofizikája legalább olyan izgalmas, mint megjelenése.

Az NGC4945 a Centaurus csillagkép déli területén található, így sosem emelkedik lakhelyem horizontja fölé. Bár hazánk égboltján is sok az érdekes csillagváros, mégis irigylem azokat, akik tőlünk délebbre, saját maguk is megfigyelhetik ezt a 20ˊ x 3.8ˊ látszólagos méretű 9.3 magnitúdós galaxist. Valószínűleg a déli féltekén élő amatőrcsillagászok is hasonlóan éreznek pár nagyszerű északi objektum említése esetén. Talán ezekben a percekben valaki éppen elhatározza, hogy északra utazva végre megcsodálja, lefotózza az Örvény-ködöt (M51), vagy távcsőidőt bérel egy északi félteken lévő csillagvizsgálóban.

NGC4945-map1.PNG

Az NGC4945 a Centaurus csillagkép déli területén található. A kép az első expozíciók készítésekor, az ausztráliai (Siding Spring Observatory) égbolt állapotát mutatja. Kelet-északkelet felé (a baloldalon) a hazánkból is megfigyelhető csillagképek láthatóak fejjel lefelé.

De hol helyezkedik el a kozmoszban?  Távolságát csak az elmúlt egy évtizedben többször is meghatározták. Alapvetően két módszert használtak a csillagászok: a Tully-Fisher relációt, és a galaxisban lévő vörös óriásokat.

A Tully-Fisher relációról már korábban is írtam. Azoknak, akik ezeket a cikkeket nem olvasták:

A Tully-Fisher reláció (elliptikus galaxisok esetén nem használható, csak spirális és lentikuláris galaxisoknál) egy tapasztalati összefüggés a galaxisok tömege vagy luminozitása és emissziós vonalainak szélessége, vagyis a galaxison belüli szögsebességek között. A részletekbe nem nagyon elmerülve, arról van szó, hogy a galaxison belüli sebességekből meghatározható a galaxis luminozitása, és ebből pedig távolsága. Ugyanis, a galaxis csillagainak dinamikáját a galaxis tömege határozza meg, mely pedig összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva a látszólagos fényesség ismeretében a távolság már meghatározható.

Ezzel a módszerrel maga Tully és kutatótársai, továbbá Nasonova és csapata is meghatározta az NGC4945 távolságát. Az első esetben 3.55 Mpc, míg a másodikban 4.5 Mpc adódott a galaxis távolságára.

A vörös óriás csillagok földi távcsövek esetén 3 Mpc távolságon belül kitűnően használhatóak a galaxisok távolságának meghatározására. A Hubble űrtávcsővel ez a távolság még a négyszeresére kiterjeszthető, ugyanis ilyen távolságig képesek vele a kutatók csillagokra bontani a galaxisokat. Egészen pontosan a fényesebb csillagok, így a vörös óriások is, ekkora távolságban még detektálhatóak. A módszer megértéséhez nézzük meg a Napunk tömegével rendelkező csillagok fejlődését egy olyan diagramon, ahol a vízszintes tengelyen a csillag effektív hőmérsékletének logaritmusa, míg a függőleges tengelyen a Naphoz viszonyított luminozitásának logaritmusa található. A csillag fejlődése során jellegzetes görbe mentén mozog. Nem célom bemutatni a teljese életpályát, csupán a módszer megértéséhez szüksége fogalmakat szeretném tisztázni.

HRD-TRGB.PNG

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

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

A vörös óriások eloszlását felrajzolva egy szín-fényesség diagramon, ahol a szín a vizuális és a közeli infravörös tartományban megfigyelt fényességek különbsége (V-I), míg a fényesség a közeli infravörös tartományban látszó fényesség (I), azok eloszlása egyszerű hatványtörvényt követ. Ezt a csillagfejlődési elméletek és a megfigyelések egyaránt alátámasztják. Megfelelő matematikai apparátus birtokában meghatározható a TRGB látszólagos közeli infravörös fényessége.

NGC4945-TRGB-2.JPG

A vörös óriások eloszlása az NGC4945 galaxis szín (V-I) és közeli infravörös fényesség diagramján. Forrás: M. Mouhcine, H.C. Ferguson, R.M. Rich, T.M. Brown, T.E. Smith

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

Adott vörös óriások csoportja esetén, megfelelő csillagászati és matematikai ismeretek birtokában a TRGB meghatározható. Ennek a pontnak a közeli infravörös tartományban látszó fényességéből, illetve az abszolút fényessége birtokában már kiszámítható a galaxisok távolsága.

Ez elsőre igen jól hangzik, és ígéretessé teszi ezt a távolság meghatározási eljárást. Természetesen, több nehézség is felmerül a pusztán matematikai „kihívások” mellett. Megfelelő csillagjelölteket kell választani, és a látszólagos fényesség esetén több korrekciós tényezőt is figyelembe kell venni. Egy ilyen például, hogy az NGC4945 viszonylag közel látszik a saját galaxisunk síkjához, így az intersztelláris médium némi vörösödést okoz a megfigyelt objektumok fényében, illetve tompítja azt. Magában a távoli galaxisban található por és gáz szintén hatással lehet a megfigyelt színre és fényességre. Mint az hamarosan látni fogjuk, ez a hatás nagyban csökkenthető, ha megfelelő helyről választjuk a vörös óriásokat.

Végezetül a TRGB abszolút fényességét is be kell kalibrálni. A kalibrációkat olyan gömbhalmazokon és csillagpopulációkon végezték el, ahol más távolság meghatározási módszerek is rendelkezésre álltak.

Mouhcine, H.C. Ferguson, R.M. Rich, T.M. Brown, T.E. Smith az NGC4945 halójából választott célpontokat, ahol az idősebb csillagpopulációk találhatóak, viszonylag könnyen azonosíthatóak, illetve a por által okozott vörösödés kevésbé számottevő. A TRGB meghatározásával kiszámították a galaxis távolságát, mely szerintük 3.36 Mpc.

NGC4945-TRGB-halo.PNG

A bekeretezett területeken fésülték át a kutatók az NGC4945 halóját megfelelő vörös óriások után kutatva.

Jeremy Mould és Shoko Sakai az előbb vázolt módszert is felhasználva 3.8 Mpc-et kapott a csillagváros távolságára. Céljuk azonban egy kissé más volt, mint Mouhcine csapatának, ugyanis különböző távolságmérési módszereket hasonlítottak össze tanulmányukban.

Anélkül, hogy felsoroltam volna az összes távolsággal kapcsolatos kutatást, az értékek láthatóan eltérnek valamelyest. Amennyiben a témával kapcsolatban fellelhető publikációk eredményeinek középértékét fogadjuk el, az NGC4945 távolsága 3.8 Mpc. Ha az átlagot vesszük, akkor pedig 4.1 Mpc jön ki. Valószínűleg nem tévedünk nagyot, ha azt mondjuk: az NGC4945 távolsága 12-13 millió fényév. Ez jól összeegyeztethető a Centaurus galaxis csoport (súlypontjának) távolságával, melynek az NGC4945 az egyik a legfényesebb tagja.

Tudva, hogy milyen messze van, illetve ismerve az égen a látszólagos méretét, az NGC4945 átmérője nem sokkal marad el a Tejútrendszerünké mögött: nagyjából 70000-75000 fényév (12-13 millió fényéves távolság és 20ˊ látszólagos átmérő esetén). Az Androméda galaxis után a második legközelebbi nagyméretű spirál galaxis.

A felvételre pillantva jól látható, hogy a galaxis hemzseg a csillagkeletkezési területektől. Fiatal, forró csillagok halmaza festi helyenként kékre a csillagvárost, míg a vöröses szín e csillagok által gerjesztett, ionizált hatalmas hidrogénfelhőktől származnak. A csillagok keletkezési üteme felülmúlja Tejútrendszerünkét, így az NGC4945-öt a csillagontó galaxisok közé sorolják.

A csillagok ragyogása, a világító hidrogénfelhők, a sötét kanyargó porfelhők igazán impozánssá teszik ezt a majdnem éléről látszó galaxist. Ám ami nekem a szépséget jelenti, az a csillagászoknak a nehézséget. Egy nagyjából 78° inklinációval rendelkező spirál galaxisra „rápillantva” roppant nehéz megmondani a pontos morfológiai felépítését. Hogyan helyezkednek el a karok? Mennyire szorosan csavarodnak a galaxis köré? Küllős-e a spirál galaxis? Van központi dudor? Mi történik a magban?

Természetesen vannak árulkodó nyomok már az optikai tartományban is. A látható spektruma alapján, az NGC4945 Seyfert II típusú galaxis, vagy aktív galaxis maggal rendelkezik (Active Galactic Nucleus – AGN). A mag által kisugárzott nagymennyiségű energia az ott elhelyezkedő szupermasszív fekete lyuk jelenlétével magyarázható. Az egész jelenséget azonban por és molekula felhők takarásából kell szemlélnünk. Találóan kijelenthető, hogy az NGC4945 titkai jórészt ködbe burkolóznak. Hagyjuk hát el a vizuális tartományt, és pillantsunk a dolgok mélyére.

Preserving the Legacy of the X-ray Universe

Az NGC4945 magjának optikai tartományban és röntgen tartományban (kék és rózsaszín) készült kompozit képe.  – Röntgen tartomány: NASA/CXC/Univ degli Studi Roma Tre/A.Marinucci és mások, optikai tartomány: ESO/VLT & NASA/STScI

ngc4945-Xray-cut.JPG

Az NGC4945 1ˊx1ˊ központi régiója a röntgen tartományban (vörös:0.3-2 keV, zöld: 2-10 keV) – Forrás: NASA/CXC/Univ degli Studi Roma Tre/A.Marinucci és mások

Amíg az optikai spektrum csak „sejtetni engedi”, hogy a magban nagyenergiájú folyamatok zajlanak, megfigyelve az NGC4945 által kibocsájtott röntgensugárzást ez teljesen nyilvánvalóvá válik. A 10 keV (kemény) röntgen tartományban direkt emissziót láthatunk, míg a 0.3-2 KeV (lágy) nem kibocsájtó közeg, csupán szóródik rajta a sugárzás. Ez az utóbbi jelenség az úgynevezett Compton-szórás. Nagyon leegyszerűsítve: amikor egy nagyenergiájú röntgen foton atomos anyaggal ütközik, akkor energiájának csak egy részét adja át a „kibillentett” elektronnak, majd kisebb energiájú (lágyul a sugárzás), megváltozott irányú fotonként folytatja az útját („mintegy szóródik az atomon”).

A röntgensugárzás keletkezésének egyik oka a galaxis magjában található szupermasszív, 1-1.5 millió naptömegű fekete lyuk. A fekete lyuk megpróbálja elnyelni a környezetében található anyagot, mely akkréciós korongot formál körülötte. Ezt pedig kívülről sűrűbb, lassabban keringő gázfelhők veszik körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog és felhevül. Mozgási energiájának egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Míg a felszabaduló energiája másik része biztosítja a töltött részecskék relativisztikus (közel fénysebességre) történő gyorsítását. A fekete lyuknál az akkréciós korongra merőleges, a forgástengellyel párhuzamosan plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyben az említett részecskék kifelé haladva spiráloznak a mágneses térben, miközben szinkrotonsugárzást bocsájtanak ki.

De vannak csillagászok, akik vitatják, hogy egyedül a fekete lyuk lenne felelős a megfigyelt sugárzásért, illetve a magot körülvevő intersztelláris anyag felfűtéséért. Az NGC4945 centruma körül más viharos események is zajlanak.

A csillagászok rádiótávcsöveikkel feltérképezték a molekuláris gázfelhők eloszlását és azok dinamikáját az NGC4945-ben. Ehhez az atomos hidrogén és az a CO (karbon-monoxid) által kibocsájtott rádiósugárzást vizsgálták. Az intenzitás térkép mellett felrajzolták a felhők pozíció-sebesség diagramját is. Így a molekuláris felhők eloszlása és sűrűsége mellett, a galaxison belüli sebességükre és mozgásuk irányára is fény derült. A megfigyelések igazolták, hogy az NGC4945 valóban küllős spirál galaxis. A küllő mentén pedig gáz áramlik a galaxis középpontja felé. Igen valószínű, hogy ennek a folyamatnak köszönhető az, hogy a csillagváros centrumát hatalmas, nagyjából 200 pc (652 fényév) átmérőjű gyűrű alakú molekuláris gázfelhőkből álló képződmény veszi körül. Az ennek mélyén elhelyezkedő tórusz alakú régióban pedig robbanásszerű csillagkeletkezés zajlik, melynek nyomai a rádió és infravörös tartományban egyaránt megfigyelhetőek.

NGC4945-Pa_emission-a.JPG

Az NGC4945 Paschen alfa (Pa-α) emissziós térképén jól látszik a tórusz alakú csillagkeletkezési régió a centrum körül. Az 1875 nm-es infravörös Pa-α sugárzás a gerjesztet hidrogén atom n=4-ről n=3 energiaszintre történő átmenete során keletkezik. Kép forrása: Marconi és mások.

Ebben a régióban igen jelentős mennyiségben keletkeznek a Napnál jóval nagyobb tömegű csillagok, melyek intenzív UV sugárzásukkal gerjesztik, ionizálják a körülöttük lévő intersztelláris anyagot. Ezek a forró, kék csillagok hatalmas üregeket fújnak azokba a ködökbe, melyben korábban megszülettek. A tovaterjedő ionizációs frontok felfűtik a csillagközi anyagot. A fényes behemótok tömegtől függően pár millió, vagy pár tízmillió év alatt leélik életüket, és szupernóvaként lángolnak fel. A robbanás keltette lökéshullámok újabb sokkhatást hoznak létre az intersztelláris médiumban, még tovább fűtve azt. A több millió fokosra hevült gáz sugározni kezd a röntgen tartományban. (Ez a gáz roppant ritka, így ha űrhajósként ellátogatnánk ebbe a környezetbe, sokkal jobban kéne aggódnunk a nagyenergiájú fotonok és a csillagszél töltött részecskéi okozta káros hatások miatt, mint hogy „megsülünk” a több millió fokos gázban.) A fiatal csillagok erős csillagszelének és a szupernóva-robbanásoknak köszönhetően, a felhevült gáz nagy sebességgel áramlik kifelé a galaxis magjából. A szakirodalomban ezt a jelenséget nevezik galaktikus szuperszélnek (superwind). Két ellentétes hatás dolgozik tehát ebben a galaxisban. A befelé áramló gáz újabb csillagok keletkezéséhez biztosít nyersanyagot, míg a galaktikus szuperszél kisöpri azt. A megfigyelések szerint egyelőre az első folyamat áll nyerésre, a robbanásszerű csillagkeletkezés még nem érte el a csúcsát az NGC4945-ben.

Miközben rátekintünk az NGC4945 fotójára, vagy miközben a szerencsésebbek az okuláron keresztül szemlélik a látványt, érdemes azon elgondolkodni, hogy kizárólag az optikai megfigyelésekre támaszkodva viszonylag keveset tudnánk erről a galaxisról. Ahhoz, hogy egy csillagászati objektum természetét teljesen megérthessék, a kutatóknak több hullámhosszon is vizsgálniuk kell azt. Ez a tény azonban ne tántorítson el minket az égbolt látnivalóinak élvezetétől. Derült éjszakákon pillantsunk fel az égre, ragadjunk távcsövet. Hagyjuk, hogy lelkünk szárnyaljon! Tapasztalni fogjuk, hogy a racionális és kíváncsi tudományon túl, van az ég dolgainak megfigyelésében valami spirituális. Valami, ami a léleknek szól. Én így hiszem.

Felhasznált irodalom:

M. Salaris, S. Cassisi: The ‘Tip’ of the Red Giant Branch as a distance indicator: results from evolutionary models

Mouhcine, H.C. Ferguson, R.M. Rich, T.M. Brown, T.E. Smith: Halos of Spiral Galaxies. I. The Tip of the Red Giant Branch as a Distance Indicator

Jeremy Mould és Shoko Sakai: The Extragalactic Distance Scale without Cepheids

Ott, J.B. Whiteoak, C. Henkel, R. Wielebinski: Atomic and Molecular Gas in the Starburst Galaxy NGC4945

Richard C. Y. Chou, A. B. Peck, J. Lim, S. Matsushita, S. Muller, S. Sawada-Satoh, Dinh-V-Trung, F. Boone, C. Henkel: The Circumnuclear Molecular Gas in the Seyfert Galaxy NGC4945

A. Marconi, E. Oliva, P.P. van der Werf, R. Maiolino, E.J. Schreier, F. Macchetto, A.F.M. Moorwood: The Elusive Active Nucleus of NGC 4945

A. Marinucci, G. Risaliti, Junfeng Wang, E. Nardini, M. Elvis, G. Fabbiano, S. Bianchi, G. Matt: The X-ray reflector in NGC 4945: a time and space resolved portrait

NGC1808

NGC1808-LRGB-20140424-TTK

2014-04-21, 2014-04-24, 2014-05-01 – Siding Spring Observatory – 30 x 120 sec L,  10 x 120 sec R,G,B

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

Amikor még csak a csillagképekkel való ismerkedésénél tartottam, idestova majdnem három évtizede, először azokkal kezdtem, melyek viszonylag magasan rótták útjukat az égen. Azok a csillagképek, melyek nem emelkedtem legalább 20 fok magasra deleléskor, részben vagy teljes egészében kimaradtak az életemből egészen addig, míg a nyolcvanas évek végén elkezdtem Ráktanyára járni.

A téli égbolton a jól ismert Orion csillagképtől délre helyezkedik el a Nyúl (Lepus) csillagkép. A Nyúltól folytatva az irányt délnek megérkezünk a Galamb (Columba) csillagképhez. Ez már csak alig emelkedik hazánkban deleléskor a látóhatár felé. Ez is egy olyan csillagkép, ami évekig ismeretlen volt a számomra. Modernkori csillagképről van szó, ugyanis Petrus Plancius a déli eget is ábrázoló térképén tűnik fel először 1592-ben. Plancius teológus volt, és a csillagképpel Noé a szárazföld felkutatására kiküldött galambjának kívánt emléket állítani az égbolton.

Columba_Petrus_Plancius

Petrus Plancius az akkor ismert világot ábrázoló térképének, a déli eget bemutató részletén a Galamb csillagkép, melyet a hazánkból is látható Orion, a Hydra és a Nagy Kutya csillagképek fognak közre.

Ez a csillagkép rejt egy igen izgalmas galaxist, az NGC1808-at. Érdekes módon az amatőrcsillagászok viszonylag ritkán észlelik. A hosszú ideje tevékenykedő általam ismert asztrofotósok repertoárjából teljesen hiányzik. Itt természetesen csakis a külföldiekre gondolok, mert hazánkban még 5 fok magasságba sem emelkedik deleléskor ez a galaxis. Megfigyelése itthonról bár nem lehetetlen, de igazi kihívás.

Az égen egy nagyjából 6.5 ívperc kiterjedésű és körülbelül 10 magnitúdós objektumról van szó. Fényességéhez a spirál karok csak alig járulnak hozzá, melyek hihetetlenül halványak a központi régiókhoz képest. A felvételemen is csak finom pára benyomását keltik, melyek egyedül a lencseformájú porsávokkal szabdalt küllők átellenes végeinél hangsúlyosabbak.

A galaxis morfológiai besorolása (R)SAB(s)a. Haladjunk végig az egyes betűkön. Az (R) arra utal, hogy a galaxist kívülről egy gyűrűs szerkezet veszi körül. Vagyis, a szorosan felcsavarodott karok gyűrűszerűen veszik körbe a galaxist. Az SAB besorolást olyan spirál galaxisok kapják, amelyek átmenetet képeznek a normál és a küllős spirál galaxisok között. Az (s) jelölés a küllős spirál galaxisoknál azt jelzi, hogy a karok a küllők végéből indulnak ki. A végén az a arra utal, hogy a karok igen szorosan csavarodnak a galaxis körül és a központi régió mérete igen nagy a karokhoz képest.

A 40 millió fényévre lévő NGC1808 35000 fényéves átmérőjével viszonylag kisméretű a Tejútrendszerhez képest, aminek az átmérője 100000 fényév. Ha méretével nem is, de két egyéb tulajdonságával azonban túltesz saját csillagvárosunkon.

Már a felvételt megnézve is árulkodó lehet a roppant fényes mag. A galaxis sugárzásának jelentős része egy viszonylag kis területről származik. A galaxis igazi természetét azonban a spektruma árulja el. A felvételen egy Seyfert II típusú galaxissal nézünk farkasszemet.

Itt most csak nagyon röviden foglalnám össze, amit a Seyfert galaxisokról tudni érdemes. Ugyanis, a Carl Seyfert által megalkotott, és róla elnevezett galaxis osztályról, illetve az aktív galaxis magokról (Active Galactic Nucleus – AGN) már többször is írtam. Akit a részletek is érdekelnek, azoknak ajánlom az M108, kvazárok és távoli aktív galaxis magok, továbbá az NGC613 és NGC1097 – Seyfert galaxisok Ausztrália egén című cikkeim elolvasását.

A Seyfert galaxisok magjában egy szupermasszív központi fekete lyuk található, melynek tömege a pár milliótól több milliárd naptömegig terjedhet. Ezek a fekete lyukak próbálják elfogyasztani a környezetükben található anyagot. Az étekként szolgáló anyag akkréciós korongot formál, melyet kívülről sűrűbb lassabban keringő gázfelhők vesznek körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog, és felhevül. A mozgási energiájának pedig egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Továbbá a mozgási energia egy része biztosítja a töltött részecskék relativisztikus (közel fénysebességre) történő gyorsítását. Az akkréciós korongra merőleges, a forgástengellyel párhuzamosan plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyben az említett részecskék kifelé haladva spiráloznak, miközben szinkrotonsugárzást bocsájtanak ki.

A fenti folyamatnak köszönhető az NGC1808 magjának aktivitása az elektromágneses sugárzás különböző hullámhosszain. Bár a Tejútrendszerünk is bizonyítottan tartalmaz egy szupermasszív központi fekete lyukat, ellentétben az NGC1808-cal a mi szörnyetegünk éppen ebéd utáni sziesztáját tölti, békésen hortyog és nem igazán aktív.

A másik tulajdonság, amiben ez a galaxis túltesz a miénken, az a csillagok keletkezésének heves üteme. Az NGC1808 úgynevezett csillagontó galaxis. Ennek kiváltó oka vélhetőleg egy másik galaxis. Az NGC1792 a felvételemen nem látható, ugyanis a látómező ehhez nem volt elég nagy. A két galaxis kölcsönhatásba áll egymással, és az NGC1792 árapály keltő gravitációs hatása lehetett az, ami beindította az NGC1808 molekuláris gázfelhőiben a csillagok heves keletkezését immáron mintegy 50-100 millió éve. Az alapelképzelés még 1978-ból származik, amikor is a kutatók (Larson, Tinsley, van den Bergh) felfigyeltek arra, hogy az NGC1808 torzult, és morfológiája sok hasonlóságot mutat az M82 galaxiséval. Az M82 deformációját az M81-nek köszönheti, akárcsak az NGC1808 az NGC1792-nek, és az M82 szintén egy csillagontó galaxis. Úgy vélték, hogy akár csak abban az esetben itt is a társ a tettes, vagyis a felelős a heves csillagkeletkezési hullámért.

A leghevesebb születési hullám a központi régióban és a küllőkben zajlik. Ez nagyszerűen megfigyelhető a Hubble űrtávcső felvételén.

Az NGC1808 korongja és központi régiója a Hubble űrtávcső felvételén. A kék területek a fényüket a fényes fiatal és nagytömegű kékszínű csillagoknak köszönheti.

A sárgás fényű területeken az idősebb kisebb tömegű csillagok találhatóak, míg a kékes területeket fiatal igen nagytömegű kék színű csillagok népesítik be. Érdemes megfigyelni, hogy mennyi por és gáz található a központ környékén.

Bár jellemzően egy galaxis csillagpopulációját 70%-ban M típusú, kistömegű vörös törpe csillagok alkotják, azonban a csillagok igen nagyszámban keletkeznek, és ezért igen sok a nagytömegű csillag a galaxis magjának a környékén és a küllőkben. Ha nem lenne folyamatos az utánpótlásuk, akkor életüket leélve hamar eltűnnének. A nagytömegű csillagok csillagászati értelemben korai és látványos halált halnak, méghozzá szupernóva robbanások keretében. Ezek egyfelől újabb születési hullámot indítanak be, másfelől gázt és port pumpálnak kifelé a galaxis halójába. Így szupernóvák az új generációk genezise szempontjából egyik kezükkel adnak, míg a másikkal elvesznek.

Az NGC1808 arcán viseli mozgalmas életének jegyeit. A sávok szabdalta belső régiók, a furcsa megjelenésű belső karok, és a külső diffúz gyűrűszerű struktúra az, ami igazán figyelemreméltóvá tette számomra ezt a galaxist, illetve amiért kiválasztottam célpontnak.

Egy felvétel azonban gyakran tartogat meglepetéseket az ember számára. Ez esetben is így volt ez. Csak Luminance felvétel feldolgozás közben döbbentem rá, hogy mennyire gazdag ez az égterület apró galaxisokban. Természetesen az apró szó itt csak a kicsinek látszó értelemben helytálló. Nem számoltam meg, de azaz érzése az embernek, hogy a háttér galaxisok száma szinte összemérhető az előtérben látszó, és a Tejútrendszerhez tartozó csillagok számával.

NGC1808-20140421-TTK

2014-04-21 – Siding Spring Observatory – 30 x 120 sec L

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

Van köztük több igazán érdekesnek látszó is. Ilyen például az alábbi képen kiemelt PGC16801 katalógus számú galaxis, és a valószínűleg hozzá tartozó hosszú ív. Sajnos a mai napig nem találtam semmiféle információt a galaxisról, illetve az ívről. Először hibának véltem a felvételen, de később kiderítettem, hogy a különböző égboltfelmérések keretében készített felvételeken is megtalálható a galaxis és az ív is.  Lehetséges, hogy még senki nem foglalkozott a szóban forgó objektummal? Könnyen előfordulhat. Lehet, hogy a kiemelt galaxis, vagyis a PGC16801 és a társa, vagyis a PGC16804 egy kölcsönható páros? Ki tudja?

PGC16801-PGC16804-B

Alul a PGC16801 a különös ívvel, felül a PGC16804

Annyit sikerült csak kiderítenem, hogy a NED (NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE) ESO 305-IG 010 NED01, illetve 2MASX J05082627-3739292 néven ismeri a PGC16801-et, míg ESO 305-IG 010 NED02, illetve 2MASX J05082812-3739232 néven ismeri a PGC16804-et. Sajnos vörös eltolódást csak eme utóbbi esetében mértek. Erre a galaxisra z=0.052179 +/- 0.000093, ami azt jelenti, hogy a fény nagyjából 675 millió évet utazott bolygónkig.

Sajnos így a fenti kérdéseimre egyelőre nem tudtam meg a választ. Bármi is legyen az ott a felvételen, megfogott, elgondolkodtatott és kutakodásra késztetett. Az ilyen és ehhez hasonló dolgok miatt is érdemes művelni az amatőrcsillagászatot.

Talán még egyszer visszatérek ez égnek erre a területére, de nem hamarabb, mint a következő kedvező láthatóságkor. Most egyelőre hagyom, hogy a nappali égre költözve láthatatlanná váljon egy félévre.

M51 (Örvény-köd) és az NGC5195

 m51-20140327-ttk

M51 (Örvény-köd) és az NGC5195

2014-03-27 – Göd – 90 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

M51-LRGB-20140427-TTK

M51 (Örvény-köd) és az NGC5195

2013-03-27 – Göd – 90 x 55 sec light és 15 x 55 sec dark

és

2014-04-27 – Göd – 62 x 55 sec R, 63 x 55 sec G, 54 x 55 sec 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

Ritkán szoktam ilyen kifejezéssel élni egy égi objektum esetén, de az M51 (NGC5194) az égbolt egyik ikonikus galaxisa. Egyszer érdemes lenne egy felmérést végezni, hogy a csillagászati könyvek mekkora százalékában szerepel a fotója. Amennyiben lesz egyszer időm, akkor végignézem a polcomon sorakozó nagymennyiségű könyvet, és elkészítem a saját statisztikámat. Nagy összegben mernék fogadni, hogy jelentős százalékról lehet szó. Arra is nagyobb összeget mernék tenni, hogy a nem kimondottan csillagászati érdeklődésű, de azért a tudomány iránt fogékony emberek közül a legtöbben már látták a fotóját. A galaxis bizonyosan igen előkelő helyet foglal el az amatőrcsillagász bakancslistán is. Egy objektum, ami a legtöbbünknél a látni kell, észlelni kell kategóriába tartozik. E fotó elkészítésének egyik fő mozgatórugója is ez volt. De azért volt ott más is.

A tavasz közeledtével a Nagy Medve (Ursa Major) csillagkép, és ennek részeként, a Göncölszekér egyre magasabbra emelkedik az esti égen. Kitűnő lehetőséget biztosítva, hogy megfigyelhessük azt a sok égi csodát, ami ebben és a környező csillagképekben található. Azért hangsúlyoztam ki a környező csillagképeket, mert az M51 nem a Nagy Medve csillagkép, hanem a Vadászebek (Canes Venatici) területén helyezkedik el. Azonban én mindig a Göncölszekér rúdjának a végétől (Éta UMA), arab nevén az Alkaid nevű csillagtól szoktam elindulni, a Vadászebek legfényesebb csillagának, a Cor Caroli-nak az irányába. Innen ugyanis alig 3.5 fokra található nagyjából az előbb említett egyenes mentén. Könnyen ráakadhatunk, mert már a 9×50-es keresőtávcsövemben is látható a 8.4 magnitúdós galaxis sejtelmes halvány pacaként. Tehát akár binokulárral is felkereshetjük megfelelően sötét ég alatt, de arra ne számítsunk, hogy már egy ekkora távcsővel is megcsodálhatjuk a spirálkarokat. Inkább kisebb halvány ködösség formájában fog megjelenni. Vizuálisan az én 10 cm-es távcsövemmel már látszik ködös kiterjedése. Az alakja határozott, de pereme beleolvad az égi háttérbe. Régebben sokat észleltem Ráktanyán egy 44.5 cm-es Dobson távcsővel, melyet Szitkay Gábor jólelkűségének köszönhetően használhattunk a hegyen. Ej, mennyi különleges mély-ég csodát megmutatott ott Bakos Gáspár nekem, miközben én változócsillagokat észleltem. De visszatérve az eredeti témához, emlékszem, hogy a sötét égen ebben műszerben miként pompáztak az M51 varázslatos spirálkarjai, és hogy látszott az egyértelmű összeköttetés a galaxis és társa között. Rendelkezzünk akármekkora műszerrel, könnyű azonosíthatósága miatt bátran ajánlom az égbolttal csak most ismerkedőknek a felkeresést, mert az önmagunknak való felfedezés örömét élhetjük át, még akkor is, ha nem mi vagyunk az elsők.

A galaxis felfedezője Charles Messier, akinek katalógusában az 51-es sorszámot kapta. Messier saját maga 1773. október 13-án talált rá az égbolton. Az NGC5195-re, az M51 társára, azonban csak évekkel később (1781) akadt rá Pierre Méchain. Ő Messier-vel közösen végezte az égbolt átfésülését üstökösök után kutatva, és katalogizálva azokat a mély-ég objektumokat, melyek összetéveszthetőek voltak a csóvás vándorokkal. Az ő műszereik még nem mutatták meg az objektum igazi arcát. Az csupán ködös foltokként jelent meg a távcsőben. William Parsons, ismertebb nevén Lord Rosse volt, aki felismerte spirális szerkezetét a XIX. század derekán. Ez az objektum volt a spirális ködök csoportjának elsőként megtalált képviselője.

m51-lord_rosse

Lord Rosse (William Parsons) rajza az M51-ről.

A XIX. században egészen a XX. század elejéig vita tárgyát képezte, hogy mik is pontosan ezek az objektumok és hol helyezkednek el. A kérdést végül 1926-ban Edwin Hubble döntötte el, amikor Cepheida változókat sikerült azonosítani eme spirális ködökben. Az említett változók periódus és fényesség relációját felhasználva megállapította, hogy bizony ezek a Tejútrendszeren kívül elhelyezkedő önálló távoli csillagvárosok, galaxisok.

Egy pillanatra álljunk itt meg. Kisfiam tett fel egyszer egy érdekes kérdést: Apa, meddig látunk el a távcsöveddel? Őszinte gyermeki kérdés, és nem tudtam egyetlen mondatban válaszolni. Megint az attól függ kezdetű mondattal láttam neki a magyarázatnak és igyekeztem rövidre és érthetőre fogni. Ez többé-kevésbé sikerült csak. Tényleg, milyen messze tekintünk akkor, amikor az M51-et beállítjuk a távcsőben?

Gondolhatnánk, hogy erre a tudomány egzakt választ ad napjainkban, amikor már közel 100 éve Hubble megállapította, hogy a galaxisok túl vannak a Tejútrendszer határain. Hiába vannak gyakran egymásra épülő távolság meghatározási módszerek a csillagászok kezében, erre nem tudunk tökéletesen pontos választ adni még ma sem. Az egyes módszerek némileg eltérő eredményeket adnak. Ezen módszerek tökéletesítése és azok kalibrációja folyamatos munkát ad a csillagászoknak, és a szakemberek meg is tesznek mindent, hogy megalkothassák a „kozmikus méterrudat”.

Valójában különböző távolságmérő rudak sokaságáról kell beszélni. Különböző távolságskálán más és más módszer használható. Szerencsés esetben kettő vagy több módszer átfed egy adott távolságot lehetőséget adva a módszerek, illetve távolságindikátorok pontosítására, kalibrációjára. Az egyik legalapvetőbb mérési eljárás 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.

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. 2013 decemberében sikeresen felbocsájtották a Gaia űrszondát. Ennek az eszköznek 1 milliárd csillag pozíciójának 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 leszünk a Tejútrendszerben található csillagok esetében. A mérési módszerek „Szent Grálja” ez, ugyanis pusztán szögmérés, és nem egyéb asztrofizikai összefüggéseken, relációkon illetve tapasztalati összefüggéseken alapszik.

Ahhoz, hogy galaxisok távolságát megmondhassuk, további módszereken keresztül vezet az út. A teljesség igénye nélkül megemlítenék párat.

Itt van például a már fentebb is említett Cepheida változók periódus és abszolút fényesség relációja. A periódusból megkapható az abszolút fényesség. Ennek és a mért látszólagos fényesség birtokában a távolság megmondható. Ehhez csak ilyen változókat kell találnunk egy távoli galaxisban. Még a mai műszerekkel sem egyszerű csillagokra bontani a távolabbi galaxisokat. Van a Cepheida pulzáló változókkal egy másik probléma is. Ezek nagytömegű, és ezért rövid életű csillagok egyik fejlődési fázisát képviselik. Így csak olyan galaxisokban találhatunk ilyeneket, melyekben még ma is aktív csillagkeletkezés zajlik. Ezért például elliptikus galaxisokban erre nem sok esélyünk van. Itt más módszerhez kell folyamodnunk. Ebben az esetben a Cepheida változóknál kisebb tömegű, és ezért hosszabb életű csillagok egy késői fejlődési stádiumát jelentő RR Lyrea változócsillagok után kell kutatnunk. Az RR Lyrae váltózó csillagok a magjában már javában folyik a hélium szénné alakítása. Pulzációs periódusuk és abszolút fényességük között pedig reláció áll fent, így tökéletesek távolság meghatározására, akár csak a Cepheida változók. Az RR Lyrae típusú csillagok nem olyan fényesek, mint a Cepheida típusúak, így nehezebb azonosításuk, csak közelebbi elliptikus galaxisok esetén használhatóak.

A szupernóvák azonban roppant fényesek és messzire ellátszanak, és az Ia típusúak abszolút fényessége az őket létrehozó fizikai folyamatoknak köszönhetően állandó. Leegyszerűsítve nincs más hátra, mint a látszólagos fényességet megmérni, és már meg is tudtuk a távolságot. Ehhez azonban el kell csípnünk egy ilyen robbanást. Ezért (is) örülnek a csillagászok minden egyes extragalaktikus szupernóvának. Ezek ugyanis nagyban hozzájárulhatnak egy galaxis távolságának pontosításához.

Egy másik módszer a Tully-Fisher reláció használata (elliptikus galaxisok esetén nem használható, csak spirális és lentikuláris galaxisoknál), mely egy tapasztalati összefüggés a galaxisok luminozitása és a galaxis rotációs görbéjének amplitúdója között. A részletekbe nem nagyon elmerülve, arról van szó, hogy a viszonylag könnyen mérhető galaxison belüli sebességekből meghatározható a galaxis luminozitása, és ebből pedig távolsága. Ugyanis, a galaxis csillagainak dinamikáját a galaxis tömege határozza meg, mely pedig összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva a látszólagos fényesség ismeretében a távolság már meghatározható.

Elliptikus galaxisok esetén is van azonban egy tapasztalati törvény, melyet Faber-Jackson relációnak neveznek. Itt is az a lényeg, hogy valami viszonylag könnyen mérhető tulajdonságból következtetünk a galaxis távolságára. Az elliptikus galaxisok központi csillagainak látóirányú sebesség diszperziója spektroszkópiai módszerekkel (Doppler-effektus) meghatározható. Majd a Faber-Jackson tapasztalati relációt felhasználva megkapjuk a galaxis abszolút fényességét. Ebből és a látszólagos fényességből már meghatározható az elliptikus galaxis távolsága.

A felsorolásom közel sem teljes, és valójában csak egy rövid betekintést szerettem volna nyújtani a módszerek tárházába. Léteznek még további megfigyeléseken alapuló tapasztalati összefüggések is, illetve műszereink működéséből fakadó módszerek, például a felületi fényesség fluktuáció módszere, melyek felhasználhatóak a távolság meghatározására bizonyos esetekben. A téma iránt érdeklődök, bőséges szakirodalmat találhatnak az interneten, akár magyar nyelven is.

Ha több módszer is van, és ebből pár átfed közös tartományokat, akkor mégis mire fel a bizonytalanság? A legtöbb módszernek magának is van egyfajta bizonytalansága, hibája. A Cepheida változók esetén ez 7-15% attól függően, hogy milyen messze van a galaxis. Az Ia szupernóvák módszere az egyik legpontosabb, de itt is 5%-os hibával kell számolni. Mivel a legtávolabbi mérésekre használható módszerek a közelebbi távolságokra működőkre épülnek, azokhoz kalibráltak, így a statisztikai és szisztematikus hibák egymásra rakódnak. Nem kell hát csodálkozni azon, hogy a csillagászatban ritkán érhető el az a pontosság, mint a tudomány más területein.

Mielőtt a távolság kérdését lezárnám, büszkeséggel had említsek meg egy tanulmányt, mely sok magyar kutató nevével jegyzett: J. Vinko, K. Takats, T. Szalai, G. H. Marion, J. C. Wheeler, K. Sarneczky, P. M. Garnavich, J. Kelemen, P. Klagyivik, A. Pal, N. Szalai, K. Vida: Improved distance determination to M51 from supernovae 2011dh and 2005cs.

A szerzők az M51-ben történt két szupernóva robbanás alapján határozták meg a galaxis távolságát. Az egyik szupernóva 2005-ben (SN 2005cs) míg a másik 2011-ben (SN 2011dh) tűnt fel ebben a csillagvárosban. Ők eredményül 8.4 +/- 0.7 Mpc, vagyis 27.4 millió +/- 2.3 millió fényév értéket kaptak. Ez elég jól egyezik más módszerekből kapott távolságadatokkal. Meg kell jegyeznem azonban újfent, hogy más és korábbi módszerek eredményei ehhez az értékhez képest +/- 10 millió fényéves tartományban szórnak. Az M51 példáján keresztül is látszik, hogy a távolság meghatározása keményebb dió a csillagászatban, mint az ember azt elsőre gondolná.

Visszatérve az eredeti kérdésre, fiamnak ebben az esetben azt mondanám, kerülve a fenti hosszas eszmefuttatásokat, hogy az M51 nagyon durván 27 millió fényévre van. Ily messzire tekintettem aznap hajnali egy előtt nem sokkal. Ez irdatlan nagy távolság, azonban közelinek számít a látható világegyetem méreteihez képest. Szinte csak a nem túl távoli kozmikus szomszédhoz kukkantottam át.

A „szomszédban” pedig két ütköző galaxis, az M51 (NGC5194) és az NGC5195 látvány fogadja az észlelőt. Az M51-et találó néven Örvény-ködnek vagy Örvény-galaxisnak is nevezik. Mérete, a távolság adatok függvényében, valahol 50 és 75 ezer fényév körül lehet. Tömegét 160 milliárd naptömegre becslik. A két roppant határozott markáns spirálkar a központi régióból indul ki. Felépítése miatt a grand design spiral galaxy csoportba sorolják. (Igazán jó magyar fordítást még mindig nem találtam.) Ha alaposan szemügyre vesszük ezeket a karokat, akkor látható, hogy helyenként kissé torzultak, és igen aktív csillagkeletkezés zajlik bennük. Ezek a kisebb, és a találkozásnak köszönhetően rendkívül deformált NGC5195 gravitációs hatásának köszönhetőek. A két galaxis deformitásának mértéke alapján arra lehet következtetni, hogy az M51 jóval nagyobb tömegű a partnerénél. Az ütközés körülbelül fél milliárd éve kezdődött meg. A kisebb galaxis éppen távolodik tőlünk, miután keresztülhatolt az M51 látóirányunkra merőleges korongján. A gravitációs kapocsnak köszönhetően még visszatér majd, és megpróbál újra átkelni az M51 galaktikus síkján. Néhány 100 millió év múlva, és pár ilyen keringővel később az összeolvadás befejeződik majd.

De vizsgáljuk meg egy kicsit alaposabban mi is zajlik ebben a két galaxisban. Korábbi cikkeimhez hasonlóan itt is az elektromágneses spektrum különböző tartományaiban készült felvételeket hívom segítségül.

m51_xray

Az M51 (NGC5194) és az NGC5195 a röntgen tartományban – Chandra űrtávcső

A Chandra űrtávcső felvételén megfigyelhetőek a fekete lyukkal rendelkező kettős rendszerek (apróbb pöttyök), illetve a galaxisok magjában található nagytömegű központi fekete lyukak által kibocsájtott röntgensugárzás (két nagy fehér folt). Az, hogy az M51 magjában egy szupermasszív fekete lyuknak kell lennie, már az optikai tartományban készült felvételek alapján is sejthető. A mag roppant fényes. A saját felvételem készítésekor is úgy igyekeztem beállítani a kamera paramétereit, hogy a mag ne égjen be durván. Egy Seyfert II típusú galaxisról van szó, mely aktív galaxis maggal (Active Galactic Nucleus – AGN) rendelkezik. Ezen magok által kisugárzott nagymennyiségű energia, pedig egy ott elhelyezkedő szupermasszív fekete lyuk jelenlétével magyarázható. A képen látható halványabb kiterjedt foltok pedig felhevült gázfelhők, melyek a lágy röntgentartományban sugároznak.

m51-uv

Az M51 (NGC5194) és az NGC5195 ultraibolya tartományban – GALEX felvétele

Az ultraibolya tartományban készült felvételen jól látszik a spirális galaxisban nemrég megszületett nagytömegű forró kék csillagok sugárzása. Csillagászati értelemben ezek igen rövid ideig, mindössze pár millió évig élnek. Létezésük a most is zajló igen intenzív csillagkeletkezésnek a biztos jele. Ahogy fentebb is írtam, az M51-ben a heves csillagkeletkezés az NGC5195 gravitációs hatásának köszönhető. Érdemes megfigyelni, hogy az NGC5195 csak egy halvány vöröses foltocska. Szinte alig látszik. Ebben a galaxisban nem zajlik csillagkeletkezés. Ennek oka, az ehhez szükséges anyag hiánya, melyre két magyarázat kínálkozik. Valaha formás elliptikus galaxis volt, s mint az ilyenekben a csillagok gyártása már régen leállt. A másik lehetséges magyarázat, hogy az ütközésben elvesztette az ehhez szükséges készleteit.

m51-infra

Az M51 (NGC5194) és az NGC5195 az infravörös tartományban – Spitzer űrtávcső

Végezetül vessünk egy pillantást a Spitzer űrtávcső infravörös tartományban készült felvételére. A kék szín az idősebb hidegebb csillagok infravörös sugárzását jelöli. Míg a vörös a csillagászati értelemben meleg csillagközi por sugárzását jelöli. Így a vörös területek reprezentálják azokat a területeket, ahol a csillagok következő generációja fog megszületni az M51-ben. Itt is jól látható, hogy az NGC5195-ben már nincsenek csillagok keletkezésére alkalmas környezetek.

Ha nekem is szabad egy hasonlattal élnem, akkor az M51 és az NGC5195 olyan, mint Stan és Pan. Meglepően különböző karakterek, de együtt igen látványosat alakítanak.

2014. március 26/27. éjszaka

Már hetek óta vártam a megfelelő derültet, mígnem 2014. március 26-án 21 óra környékén kiderült. A felhők elvonultak végre, és csillagos eget hagytak maguk mögött. Villámgyorsasággal és hatalmas lelkesedéssel pakoltam ki a távcsövemet. Mire mindent beállítottam, és a távcső már csak a bevetésre várt, a semmiből megint felhők jelentek meg. Olyan érzésem volt, hogy mind a négy égtáj felől támadnak, majd a fejem felett összezáródott a felhőpaplan. Csalódottságom határtalan volt, ugyanis ezen a héten nem ez volt az első alkalom. Pár nappal korábban már alkalmam volt összerakni, majd 20 perccel később szétszedni a felszerelést. Aznap viszont nem így tettem. A házba beballagva hosszasan szemléltem a műholdfelvételeket. Elhatároztam, hogy várok. Bár egy roppant hosszú és fárasztó munkanap volt mögöttem, de nem adtam fel. Olvasással ütöttem el az órákat, miközben néha kikandikáltam. Éjfél után a felhők, ahogy jöttek, el is mentek. Az ég már közel sem volt olyan nagyszerű, volt valami furcsa opálossága. Vakargattam a fejem, mert az előre eltervezett célpont fotózása már kútba esett. Túl halvány volt ahhoz, hogy ilyen égen megpróbálkozzam vele. A Göncölszekér éppen a zenit közelében tartózkodott. Jött hát az elhatározás. Egyszer úgyis szerettem volna egy elfogadható fotót készíteni az M51-ről. Ott volt az a bizonyos amatőrcsillagász, vagy asztrofotós bakancslista. Az Örvény-köd egy látványos, viszonylag fényes és asztrofizikai szempontból is érdekes objektum. Most pedig a zenit közelében szinte kínálta magát hívogatóan. Ráfordítottam hát a távcsövet, készítettem pár próbafelvételt. Az ég nem volt igazán jó, ez a képeken is látszott, de hajlandó voltam kompromisszumot kötni a cél érdekében, és egy kicsit visszavettem az expozíciós időből. Megkezdtem a felvételek készítését, miközben azon töprengtem, mit is kellene majd írni erről a nagyszerű galaxisról és társáról. 90 darab nyers kép elkészítését adta nekem a sors, mert azután lehelet finom fátyolfelhők úsztak be az egemre.

Úgy érzem mégsem volt hiábavaló a virrasztás, mert jutalmam egy újabb megörökített nagyszerű objektum lett. Saját Messier katalógusom újabb taggal gyarapodott. Ez a kép közel sem biztos, hogy a végső változat. Talán exponálok még hozzá hosszabban is, talán készítek LRGB változatot. De annyi más érdekes látványt tartogat még az égbolt, így lehet, csak később térek vissza rá. Meglátjuk. Talán jöhetne a következő pont a bakancslistán.

2014. április 27/28. éjszaka

20 nap telt el úgy, hogy egyáltalán észlelésre alkalmas lett volna az éjszakai égbolt lakóhelyemen. Ezen a vasárnapon viszont végre szép volt az idő. Kellemesen sütött a nap, lehetett kertészkedni és a gyerekekkel játszani a kertben. A szél elég intenzíven fújt. Mókás volt, ahogy kislányom haját kócolta, de azért titkon reménykedtem, hogy napnyugtára elcsendesedik, az ég pedig derült marad.

Mivel már nem sötétedik korán, így nyugodtan csináltam végig az esti szertartást a három gyermekkel. Miután mindenki ágy közeli helyzetbe került, kipakoltam. Ujjongtam, mert derült maradt, és a szél is elállt. Mire azonban teljesen besötétedett, az átlátszóság durván leromlott. A nyugodtság korábban sem volt valami fergeteges. Nem volt más választásom, mint a pocsékká vált égen keresni egy célpontot megfelelő magasságban, és reménykedni benne, hogy a helyzet nem lesz rosszabb. Ekkor ötlött a fejembe, hogy talán itt lenne az ideje színeket adni az egy hónappal korábban készült M51 felvételemhez. Bármely más esetben, ha csak úgy este 11 körül kitekintettem volna az égre, akkor talán a felszerelést sem pakolom ki. Az ínséges idők után viszont igen elszánt voltam. Végül 62 darab R szűrős, 63 darab G szűrős és 53 darab B szűrős felvételt készítettem. Mindegyik expozíció 55 másodperces volt.

Az éjszakának több tanulsága is volt:

  • Végre nem kellet masszívan felöltözni. A 10 fok körüli hőmérsékletet szinte melegnek éreztem a korábbi hónapok éjszakáihoz képest.
  • Sose feledd megjelölni, és felírni a kamera állását egy felvétel után! Ez korábban elmaradt, és a végső képet nagyon meg kellett vágnom, mert az RGB felvételek elforogtak az L-hez képest. Erre mostmár valami alkalmatosságot is fogok eszkábálni.
  • A harmatsapka sem véd a végtelenségig. Hajnalra minden úszott, és a távcső objektívje elkezdett párásodni. Ezért készült összesen csak 53 darab B szűrős felvétel.
  • 2 óra alvás után nem túl vidám végigdolgozni egy napot.

Tanulságok ide, tanulságok oda. Körülmények ide, körülmények oda. Most azt gondolom, hogy megérte az élmény. E sorok írása közben már kipihentem egy kissé magam, így megint izgatottan várom az újabb derült eget.

Kívánok derült eget nektek is!

NGC1365

ngc1365-lrgb-20140131-t30-ttk

2014-01-27 – Siding Spring Observatory – 20 x 120 sec, 10 x 60 sec és 10 x 30 sec L

és

2014-01-30, 2014-01-31 – Siding Spring Observatory – 10 x 120 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 Fornax (Kemence) déli csillagkép, egyike a ma is használatos modern csillagképeknek, ugyanis csak 1756-ban kapott nevet Nicolas Louis de Lacaille francia csillagász révén. Véleményem szerint egy igen jellegtelen halvány csillagokból álló csillagkép ez, melynek legfényesebb csillaga is csak 3.9 magnitúdó. Ám mégis hiba lenne az égnek e területét becsmérelni, mert javarészt ennek a csillagképnek a területén találhatóak a Fornax galaxishalmaz tagjai. A halmaz a második legnépesebb halmaz a Virgo halmaz után 100 millió fényéven belül.

fornaxcluster

A Fornax galaxishalmaz

A Fornax halmaz egyik érdekessége a NASA’s Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) felvételén bontakozik ki a legjobban. Az öreg csillagok fénye a rövidebb infravörös tartományban szinte betölti a felvételt, melyet a kék szín jelöl. A fiatal csillagok által felfűtött por viszont a hosszú infravörös tartományban látszik kitűnően, melyet a felvételen a vörös szín jelöl.

WISE Infrared View of the Fornax Cluster

A Fornax halmaz a NASA’s Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) felvételén – NASA/JPL-Caltech/UCLA

Infravörös hullámhosszak: 3.4-4.6 mikron kék, 12 mikron zöld és 22 mikron vörös.

A képen is látható, hogy az NGC1365 azon kevés galaxisok egyike a halmazban, melyben igen aktív csillagkeletkezés zajlik.

A Fornax galaxishalmaz szerintem egyébként is egyik legimpozánsabb tagja az NGC1365, mely tőlünk nagyjából 56-60 millió fényévre található küllős spirál galaxis. Mérete az égbolton 11.2 x 6.2 ívmásodperc és 9.6 (V) magnitúdó a látszólagos fényessége. Megkapó szépsége miatt több szakirodalomban is Nagy Küllős Spirál Galaxisként (Great Barred Spiral Galaxy) hivatkoznak rá, és 200000 fényéves átmérőjével valóban a nagyok közé tartozik. De nemcsak hatalmas méretével tűnik ki a spirális galaxisok közül. Abszolút fényessége is igen nagy. Fényesebb az M81-nél, de az M31-nél (Androméda-galaxis) is. Gondolatban helyezzük a 44 fokos dőlésszögű, és gyönyörű karokkal rendelkező csillagvárost önző északi félteken lakóként az Androméda-galaxis helyére, és ábrándozzunk egy kicsit, milyen nagyszerű látvány is lenne az égen kétszer akkora méretével és nagyobb fényességével.

Ez a galaxis egyik kedvelt célpontja a kutatóknak, ugyanis a küllős spirál galaxisok a csillagvárosok fejlődésének egy állomását képezik. A mai univerzumban a spirál galaxisok körülbelül kétharmada rendelkezik küllős szerkezettel. A masszív és hatalmas küllők gravitációs hatásának köszönhetően a gáz összegyűlik és összenyomódik az NGC1365 bizonyos pontjain, így indukálva intenzív csillagkeletkezést. A felvételen is nagyszerűen látszik, hogy a fő spirálkarokban rengeteg, 10 millió évesnél fiatalabb csillag található. Természetesen a galaxis túl messze van, hogy csillagokra bonthattam volna ezzel a műszerrel. A fényes pontok valójában nem önálló, hanem fiatal csillagok halmaza. Ezek a halmazok óriásiak és roppant népesek, akár 100000 csillagot is számlálhatnak egyenként. Az öreg csillagok alkotta küllő így teremt hát új életet, azonban nemcsak a spirálkarokban. A mag irányába is nagy mennyiségű gázt és port juttat el, így ott is számtalan fényes csillag ragyogott fel az elmúlt pár millió évben. A magba érkező anyag egyben táplálékul is szolgál a központban rejtőző fekete lyuknak.

Az NGC1365 I. típusú Seyfert galaxis, vagyis aktív galaxis maggal (Active Galactic Nucleus: AGN) rendelkezik. Az AGN-ről színképelemzés révén szerezhetünk információkat. E galaxis esetén a röntgen tartományban a vas széles és torzult emissziós vonalai figyelhetőek meg. Rögtön két magyarázat is van arra, hogy mi lehet ennek az oka. Az egyik elképzelés szerint relativisztikus reflexió az oka, vagyis a széles és torzult emissziós vonalért a fekete lyuk körüli akkréciós korong belső, relativisztikus sebességgel mozgó része a felelős. A korong anyagának gyors mozgása pedig a fekete lyuk gyors forgására utal. A második teória azonban azt állítja, hogy köztünk és a fekete lyuk közötti úton egyszerűen csak az NGC1365-ben található gázfelhőn halad keresztül a sugárzás. A gond az, hogy mind a kettő lehet jó magyarázat, és nem egyszerű eldönteni, hogy melyik is valójában a helyes.

Guido Risaliti egy 2013-ban megjelent tanulmányában megpróbálta eldönteni a kérdést. Ehhez a X-ray Multi-Mirror Mission (XMM-Newton) és a Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) által felvett spektrumokra próbált modelleket illeszteni. Tanulmányában, az egyes modellben relativisztikus reflexiót és elnyelést okozó gázt is használt. A második modell esetén csak gázköddel számolt. Csak az XMM-Newton méréseire támaszkodva nem tudta eldönteni, hogy melyik modell a helyes. Azonban a NuSTAR méréseinek eredményét a második modellel egyáltalán nem sikerült reprodukálnia. Igaz, hogy az első modell sem passzolt pontosan. Ekkor a második modellt úgy módosította, hogy nem egy köddel, hanem hárommal számolt. Ekkor a két modell között már nem volt jelentős a különbség. A módosított második modell viszont inkonzisztensnek mutatkozott az optikai és az infravörös megfigyelések eredményeivel. Így a szerző végül arra a következtetésre jutott, hogy a relativisztikus reflexió biztosan szerepet játszik a megfigyelt spektrum létrejöttében. Így tehát az NGC1365 egy igen gyorsan forgó központi fekete lyukkal rendelkezik. Akit mélyebben érdekel a téma, az a következő oldalon keresztül érheti el a tanulmányt: http://arxiv.org/abs/1302.7002

Bevallom, hogy én is a lebilincselően szép formája miatt választottam ki ezt a a galaxist. Olyan kompozíciót képzeltem el, ahol a galaxison van a fő hangsúly, azonnal megragadva a szemlélőt, de a látómező nagysága legyen akkora, hogy a környezet is szerves része lehessen a látványnak. Szerettem volna ugyanis megörökíteni több halvány, ebbe az irányba látszó galaxist is. Ezért esett a választásom az iTelescope hálózat T30-as távcsövére. Ez egy Planewave 20″ (51 cm) Corrected Dall-Kirkham Astrograph, melynek a fényereje f/4.5 (fókusz reduktorral). A felvételek készítéséhez egy FLI-PL6303E CCD kamera áll rendelkezésre. A látómező 27.8 x 41.6 ívperc, mely tökéletesen megfelelt az elvárásaimnak.

Kezdetben egy monokróm kép elkészítését tűztem ki célul, akkor még nem is gondoltam másra. 2014. január 27-én 20 x 2 perces, 10 x 1 perces és 10 x 30 másodperces felvételeket készítettem, és ezekből alkottam meg a képet. Azért dolgoztam ezzel a hármassal, hogy a halvány és fényes területek egyaránt érvényesülni tudjanak a monokróm L (Luminance) rétegen. A galaxis magja oly fényes, hogy 2 perces expozícióval már csúnyán beég. Miután feldolgoztam a felvételeket láttam, hogy a kapott eredmény igen ígéretes alapot szolgáltathat egy LRGB felvétel számára.

ngc1365-20140127-t30-ttk

2014-01-27 – Siding Spring Observatory – 20 x 120 sec, 10 x 60 sec és 10 x 30 sec L

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

Azonban hiába szerettem volna RGB szűrővel is felvételeket készíteni később, a technika ördöge mindig közbeszólt. Két ausztráliai éjszaka is próbálkoztam, de az automata távcső képtelen volt ráállni a galaxisra. Ugyan visszakaptam a felhasznált pontjaimat, de az eredménytelenség lehangoló volt. Felvettem a kapcsolatot a támogató személyzettel, és értesítettem őket a problémáról. Nem kellett a beígért 24 órás várakozási időnek sem eltelnie, és a műszerek működése közben keletkező naplóállományok (log file-ok) alapján megtalálták a problémát. A hibát kijavították, és kértek, hogy futassam újra a programjaimat. Erre 2014. január 30. és január 31. adódott lehetőség. Ekkor volt ugyanis szabad időpont, és ekkor állt a galaxis elfogadható pozícióban az égen.  A szűrönként 10 x 2 perces felvételek sikerültek. A korábban tapasztalt problémát megoldották, így visszajelezésem után a hibajegyet lezárták. Már csak a feldolgozás hosszadalmas órái voltak hátra. De ezek mindig élvezettel telnek, mert izgalmas látni, ahogy az ember kezében folyamatosan alakul a téma, és lassan összeáll a felvétel.

Seyfert galaxisok Ausztrália egén

Péntek

Egy kissé már elnehezülten a Mikulás által hozott édességet majszolva dolgoztam, miközben kint a szél üvöltve bucskázott át az iroda tetőtere felett. Igazi pénteki volt a hangulat. Aznapi feladatom ritmusát az adta, hogy körülbelül 10 percnyi igen aktív munkavégzést 20-25 perc várakozás követte, míg a számítógépes rendszerek és a tárolók tették a dolgukat. Alkotó volt a tevékenység, de jelentős szünetekkel. Beborult, és az égből picike hógolyóra emlékeztető valami kezdett hullani. Már sok évet megéltem, de ilyet még egyáltalán nem pipáltam. Az édesség elfogyott, és nem is kívántam már többet. Azon kezdtem töprengeni, hogy mit csináljak ezekben a várakozással teli percekben. Az idő délkörül járt, de valahogy még nem akaródzott elkölteni az ebédet.

Ekkor jutott eszembe, hogy kellene egy próbát tenni az interneten elérhető távcsövekkel. Már hetekkel korábban regisztráltam az itelescope.net hálózatán, de semmi komolyra nem használtam még. A videókat megnéztem, és egyetlen színes képkockát rögzítettem a demó előfizetéssel, de nem voltam túlságosan elégedett az eredménnyel. Nem is nagyon foglalkoztatott tovább a dolog. Ezen a pénteken viszont újra feltámadt bennem a kíváncsiság. Milyen nagyszerűen eltölthetném így a várakozással teli perceket! Csak be kell állítanom, hogy mit szeretnék, és a távcső teszi a dolgát. Később kiderült, hogy azért a dolog nem ilyen egyszerű, de ne rohanjunk ennyire előre a történetben.

Bejelentkeztem az oldalon, és megnéztem van-e szabad távcső. Kimondottan olyan objektumot szerettem volna célpontnak, ami vagy teljes mértékben esélytelen hazánkból, vagy nagyon határeset. Volt is 5-6 jelöltem. Az Ausztráliában lévő obszervatóriumban (Siding Spring Observatory, Coonabarabran, NSW, Australia) éppen szabad volt a T17-es távcső, és nem is volt rá foglalás. A célom monokróm felvételek készítése volt. Gyorsan számoltam, és átutaltam annyi pénzt, melyből úgy 80-90 perc távcső idő kijöhet. Ez természetesen függ az adott műszertől, mert a pénzünkért pontokat kapunk, melyet a rendszer levon tőlünk a használati idő után.

t17-itelescope-net

Megvolt hát a keret, és a távcsövet még mindig senki sem használta. A T17 egy 43 cm-es f/6.8 Ritchey-Chretien tükrös teleszkóp, melynek egy FLI ProLine PL4710 a képrögzítő berendezése. 1024 x 1024 pixel található ezen a CCD-n, így a képméret és a látómező hasonló az én otthoni felszerelésemhez.

A hálózat üzemeltetői szerint ezzel a távcsővel készült az a kép is, melyen valaha amatőr csillagászok által lefotózott legtávolabbi objektum, egy bizonyos kvazár is látható. Nekem egyáltalán nem voltak ilyen ambícióim. Valami látómezőnek megfelelő extra galaktikus objektumot szerettem volna, amire ezekkel a paraméterekkel rendelkező felszereléssel 45 vagy 60 másodperc elég kockánként, és itthonról semmi esélyem sem lenne a megfigyelésükre. Így esett a választásom először a Fornax (Kemence) csillagképben található NGC1365-re. Mielőtt azonban elkezdtem volna a sorozatot, szerettem volna pár próba felvételt készíteni, melyen az expozíciós időt szerettem volna belőni, továbbá kíváncsi voltam hogyan is fest a látómezőmben. Ekkor jött az első kellemetlen meglepetés. A távcső úgy állította be az objektumot, hogy a galaxis karja éppen érintette a látómezőt. Azt láttam, hogy a becsült expozíciós időn egy kissé emelni kell. Az új beállításokkal készült képen már csak a galaxis fele volt látható. Ilyenkor milyen jó lenne egy lehetőség, amivel a megfelelő kompozícióhoz a megfelelő helyre noszogathatnám a galaxist, ahogyan ezt otthon már megszokhattam. Az itelescope.net viszont erre nem ad lehetőséget. Vagy legalábbis én nem tudok róla. Kissé csalódottan vettem tudomásul, hogy erről a szépséges galaxisról ma már nem lesz fotó. Visszaigényeltem a pontokat, amiket elhasználtam. Ezt később vissza is kaptam. Egy galaxist hát lehúztam a listámról. Abban bíztam, hogy az ég egy másik területén talán nagyobb sikerrel járok. A Stellarium programmal gyorsan egy pillantást vetettem az égre, és megállapítottam, hogy az NGC613 a Sculptor (Szobrász) csillagképpen éppen megfelelő magasságban van az ausztrál égen. Azt már tudtam, hogy a kép kompozíciójába semmi beleszólásom nem lesz, sőt örülhetek, ha a galaxis nem lóg le. A próbafelvételen látszott, hogy itt is csak elégségesnek mondható, ahogyan az objektumra ráállt a távcső. Belenyugodtam az eredménybe, mert képeket szerettem volna már rögzíteni, és kiadtam az utasítást a távcsőnek. Majd folytattam aznapi munkám.

NGC613

NGC613-20131206-ttk

2013-12-06 – Siding Spring Observatory – 20 x 45 sec light

iTelescope.net T17 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph – 43 cm,  f/6.8 Ritchey-Chretien tükrös teleszkóp – FLI ProLine PL4710 CCD kamera

A galaxisról részletes leírás itt olvasható.

Az NGC613-ról csak 20 x 45 másodperces felvételt készítettem. Ennyire adtam csak ki az utasítást ugyanis a távcsőnek. A felvételek elindítása után annyira lefoglalt a munka, hogy csak órákkal később döbbentem rá, a program már régen lefutott. Letöltöttem a nyers képeket, és hazaindultam. Az estét családom társságában töltöttem el, és lefekvés előtt még kimentem, hogy rápillantsak az égre. Ahogyan ezt jósolták is, észlelésre egyáltalán nem volt alkalmas. Miközben a kabátomat fejtettem le magamról elfogott a kíváncsiság a 20 felvétellel kapcsolatban. Leültem hát, hogy feldolgozzam. Órákat töltöttem még a monitor előtt, és éjfélig simogattam az anyagot. Ekkor éreztem először, hogy kihoztam belőle azt, amit kitudok. A monitoromról visszanézett az NGC613 megmutatva szépségéből annyit, melyet a rászánt idő és a műszerek képessége megengedett. A képet sajnos meg kellett vágnom, ugyanis a galaxis nagyon a szélére sikerült. Utólag kellett keresnem egy kompozíciót, mely nekem is tetszett. Lassan ideje volt már lefeküdni, mert másnap munkanap volt megint. Nincs is kegyetlenebb egy hat napos hétnél! Miközben lassan elmerültem az álmok birodalmában, még azon töprenget mit is tegyek a maradék pontjaimmal. Még hajtott a furcsa izgalom, és elhatároztam a következő célpont egy másik különleges galaxis lesz, de immáron egy másik műszerrel.

Szombat

t9-itelescope-net

Nem túl barátságos dolog, amikor az ember szombaton egy csörgő vekker hangjára ébred. Ez azonban nem volt szokásosnak mondható szombat. Egyfelől egy újabb munkanap várt rám, másrészt annak ígérete, hogy amennyiben az ég engedi egy újabb Seyfert típusú galaxis kerül távcsővégre. Indulás előtt még megnéztem az előrejelzéseket, és ígéretesnek tűnt. A Siding Spring obszervatórium környékére derültet ígértek. Az utazás a munkahelyig eseménytelen volt, és gyors. Az emberek nagy része, ahogyan ez normális is egy szombati napon, egyáltalán nem sietett munkába, ha egyáltalán ment. Elmerültem aznapi feladatomban, és ez nagyban segített abban, hogy ne a közelgő fotózáson járjon az eszem. Azért egy böngészőben nyitva tartottam az itelescope.net oldalát, és néha ellenőriztem az időjárási viszonyokat.

Végre besötétedett, és még mindig derült volt az ég. 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 fókusz reduktorral van ellátva. A képek rögzítésére egy SBIG ST8 XME CCD kamerát szereltek rá, mellyel 1530 x 1024 pixeles képeket készít.

Gyorsan számoltam, és a megmaradó pontjaimmal nagyjából 50 perc állt már csak a rendelkezésemre ezzel a műszerrel. Kiadtam hát az utasítást 50 darab 1 perces felvétel elkészítésére az NGC1097-ről. Az első képeket megnézve megállapítottam, hogy ennek a berendezésnek sem sikerült tökéletes pontossággal ráállni a galaxisra. Azonban használhatónak ítéltem meg a nyersanyagot, így hagytam hát, hogy elkészítse az 50 felvételt a rendszer. Közben folytattam napi munkámat.

NGC1097

NGC1097-20131206-ttk

2013-12-07 – Siding Spring Observatory – 50 x 60 sec light

iTelescope.net T9 – 32  cm f/9.3 (f/7.4 fókusz reduktorral) Ritchey-Chretien tükrös távcső – SBIG ST8 XME CCD

Az NGC1097 (Arp 77) küllős spirál galaxis a Fornax (Kemence) csillagképben található tőlünk 45 millió fényévre. A fényessége 10.2 magnitúdó, míg legnagyobb látszólagos kiterjedése 9.3 ívperc az égen. Úgynevezett aktív galaxis maggal (Active Galactic Nucleus – AGN) rendelkezik. Az NGC1097 a spirál galaxisok 1 százaléknyi kissebségét alkotó a Seyfert galaxisok közé tartozik. Magjában egy becslések szerint 100 millió naptömeggel rendelkező fekete-lyuk felelős az aktivitásért. Összehasonlításképpen a Tejút csak egy szerény mindössze néhány millió naptömegű fekete-lyukkal rendelkezik. Akárcsak az NGC613-nál, a magot itt is egy gyűrű alakú igen aktív csillagkeletkezési terület veszi körbe, melynek mérete nagyjából 1000 pc. Érdemes egy pillantást vetni a HST felvételére, melyen nagyszerűen látszik ez a formáció.

ngc1097-hubble-mag_kornyeke_mini

Gyűrű alakú csillagkeletkezési régió a HST felvételén az NGC1097 magja körül

Igen erőteljes a küllők felépítése, és markáns a magnál 90 fokban elcsavarodó porsávok szelik keresztül ezt a rögbi labda alakú területet annak hosszanti tengelye mentén. Kevésbé hangsúlyos sötét sávok is megfigyelhetőek ezen a területen, melyek megkevert levesben kifelé spirálozó cérnametéltként ölelik körbe a magot. A küllők végén induló karok igen cingárak a galaxis egészéhez képest, melyeket néhol fényesebb régiók pöttyöznek. Az arányok engem a csiborra emlékeztetnek, ahol a masszív felépítésű testhez képest az ízelt lábak igen csak vékonykák.

Ennek a csillagvárosnak két szatellit galaxisa is van. Ebből az egyik, a felvételen is nagyszerűen látszó, tőle 42000 fényévre lévő NGC1097A jelű törpe elliptikus galaxis. A két galaxis között igen intenzív kölcsönhatás zajlik, és éppen megfigyelhetjük azok összeolvadását. A nagyobb fél alakját eltorzítja a kisebb partner, miközben feláldozza magát. Nem egy békésen randevúzó párt láthatunk a kozmikus étteremben, mert ezen a vacsorán a kísérő a főfogás. Az NGC1097 másik társa, az NGC1097B a felvételemen nem látható. Egy roppant halvány irreguláris galaxisról van ugyanis szó, amit az NGC1097 HI emissziós vizsgálatakor vettek észre. Nagyon hosszú expozíciós felvételeken felfedezhetőek a magból kiinduló jet-ek is, szám szerint négy.

ngc1097-jets

Jet-ek az NGC1097 körül – Robert Gendler felvétele

Ezeket csillagok alkotják a különböző tartományokban felvett színképek tanúsága szerint. Továbbá nem sikerült atomos hidrogént sem kimutatni bennük. Ez utóbbi miatt valószínűtlen, hogy az NGC1097 korongjából származna az anyag, melyet az árapály erők szakítottak ki. A legvalószínűbb, hogy ez egy olyan törpe galaxis maradványa, amit darabokra szaggatott az NGC1097 néhány milliárd éve. Az alakzat szimulációk szerint úgy jöhetett létre, hogy az áldozat keresztül haladt a nagy galaxis korongján.

Ebben az esetben is csak a nap végén töltöttem le a képeket a munkám végeztével, de még átfutottam a képeket mielőtt hazaindultam, hogy megkezdjem az igen csak rövid hétvégét. Meglepődtem, hogy mennyi felvételen látható kis fényes csíkocska, vagy pont, melyet valószínűleg kozmikus sugárzás keltett. Szerencsére ezek az összegzés folyamán eltűntek, de az első futtatás után már látszott két dolog: egyfajta finom furcsa zaj terhelte a képet, továbbá itt is vágnom kell majd a megfelelő kompozíció előállításához. Hagytam pihenni az anyagot, és csak vasárnap éjszaka, illetve hétfő éjszaka dolgoztam fel a felvételeket.

Pár gondolat a végére

Összességében elmondható, hogy nagyszerű kaland volt ezekkel a távirányítású műszerekkel felvételeket készíteni. Mondom ezt azért, mert ezek az eszközök igen komoly teljesítménnyel rendelkeznek a sajátoméhoz képest. Már viszonylag rövid expozíciós időkkel meglepően sok fényt gyűjtenek össze. Azt azért hozzá kell tennem, hogy amennyiben még egyszer fotóznám a két galaxist, akkor készítenék ennél rövidebb, és hosszabb felvételeket is, hogy a kettőt kombinálva még több részletét előcsalogathassak. Ezek az eszközök több lehetőséggel rendelkeznek, mint amiket én ki tudtam aknázni. De végül is, ez csak első próbálkozásom volt. Nagyszerű volt a kaland azért is, mert tőlünk egyáltalán nem, vagy nehezen észlelhető számomra érdekes objektumokat örökíthettem meg.

Nem éreztem azonban a közvetlenséget, és nem éreztem, hogy teljesen a kezemben lenne az irányítás. Hiányzott egyfajta kapocs. Nem voltam ott az ég alatt, és nem emelhettem pillantásom a mindenség felé. Valami nem volt meg, ami kell a lelkemnek.

Fogom-e még használni ezeket a távcsöveket? Valószínűleg, mert nagyszerű lehetőségek rejlenek bennük. Csak biztatni tudok másokat is, hogy amennyiben módja van rá, tegyen egy próbát velük. Ami azonban biztos, hogy nem fogom hagyni a sarokban porosodni saját távcsövemet, és megyek az ég alá, amikor csak tehetem.