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

Az SN2016gkg szupernóva az NGC613 spirál galaxisban

NGC613-LRGB-20161020-T32-300s-TTK-label

1. ábra. Az SN2016gkg szupernóva az NGC613 spirál galaxisban.

2016-10-20, 2016-10-23, 2016-11-01, 2016-11-21 – Siding Spring Observatory

20 x 300 sec L, 8 x 300 sec R, 8 x 300 sec G, 8 x 300 sec B

iTelescope.net T32 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 17″ – 43 cm, f/6.8  – FLI Proline 16803 CCD kamera

A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.

Azok a csillagok, melyek kiindulási tömege (MZAMS) meghaladja a 8-9 naptömeget, életük végén, mikor az energia-utánpótlásuk kimerül, szupernóvaként robbannak fel. Fényük saját galaxisukat is túlragyogja, miközben anyaguk jelentős része szétszóródik az űrben beszennyezve azt a csillagban korábban létrejött és a robbanáskor keletkezett elemekkel. Minden egyes ilyen úgynevezett kollapszus-szupernóva (core collapse supernova) megfigyelésével a csillagászok közelebb jutnak a robbanást kiváltó, és a közben lejátszódó folyamatok mechanizmusának megértéséhez. Fontos ez, mert e masszív ragyogó csillagok nemcsak életükkel, de halálukkal is jelentős hatást gyakorolnak környezetükre. A szupernóva-robbanás teremt és pusztít. A táguló maradvány a közeli por és gáz ködökben lökéshullámot keltve, beindíthatja az újabb csillagok keletkezését. Más esetekben pedig tisztára söpörve a környezetét akár véget is vethet ennek az egésznek. Fontos szerepet játszanak a galaxisok fizikai és kémiai evolúciójában. Valószínűnek látszik, hogy Naprendszerünk keletkezését is egy ilyen robbanás indította be, és hogy létezésünkben benne van a kezük. Kutatásukkal eredetünk kérdésének megválaszolásához is közelebb juthatunk.

Az SN2016gkg jelölést kapott szupernóvát Victor Buso és Sebastian Otero fedezte fel 2016. szeptember 20-án az NGC613 spirál galaxisban. Az akkor még csak 17.6 (CV) magnitúdós szupernóváról nem sokkal később kiderült, hogy különleges a maga nemében. Ez inspirált arra, hogy felvételeket készítsek róla, majd azokat kimérjem. Csábított a lehetőség, hogy annyi év után újra a TTK névkóddal ellátott észlelésekkel gyarapítsam az MCSE és az AAVSO változócsillag adatbázisát. Miért? Röviden: változócsillagokat észlelni jó! Azon kevés elfoglaltságok egyike, melynek során személyesen is meggyőződhetünk róla, hogy a Naprendszeren túl elterülő világ nem is annyira örök és statikus, mint ahogyan azt sok-sok, a világegyetem életében csak röpke szempillantásnak tűnő emberöltőn keresztül elődeink gondolták. Nem is beszélve arról, hogy ebben az esetben nem hogy a Naprendszeren túl, de egy másik galaxisban volt a megfigyelésem célpontja. Ha pedig a szorgosan gyűjtött fényességértékek még tudományos célra is használhatóak, az csak külön öröm. Egyedül azonban mindez nem sikerült volna. Tordai Tamás nagyon nagy segítségemre volt a felvételek kiértékelésében. Tamás amatőrcsillagászként magas szinten űzi a fotometriát (lásd Tordai Tamás: Hogyan észlelek változókat? – Meteor 2016/2. 46-51.). Külön kiemelném a V404 Cygni jelű fekete lyuk kettős fényváltozásával kapcsolatos megfigyeléseit, mely révén egy a Nature-ben is megjelent cikk társzerzője.

Talán meglepi az olvasót, de a digitális változócsillag észleléséhez nem is kellenek feltétlenül bitang drága műszerek. A siker kulcsát nem egyedül a költséges távcső, mechanika, és képrögzítő eszköz jelenti. Ha pedig valaki a vizuális észlelésbe szeretne belekóstolni, annak elég mindössze csak binokulárt, és az összehasonlító csillagok fényességét tartalmazó csillagtérképet ragadni. A többi már csak kitartás és az időközben szerzett rutin kérdése. Érdemes kipróbálni!

Amatőrcsillagászati szempontból szerencsés korban élünk, mert noha az NGC613 a déli Szobrász (Sculptor) csillagképben található, ki se kell mozdulnom ahhoz, hogy belevágjak frissen kitalált programomba. Több helyen is bérelhetünk távcsőidőt az interneten keresztül. Az elhatározásom után alig 20 perccel már el is készült az első nyers felvétel, és nem jelentett különösebb problémát az ezt követő időszakban se a nyomon követése. A programok automatikusan lefutottak (ha éppen derült volt az ég), miközben én éltem mindennapi életemet.

Legfőbb célom tehát a szupernóva fényességváltozásának követése volt, melyhez alkalmanként akár egyetlen darab jól sikerül nyers felvétel is elegendő, de azért nem árt, ha van pár kontroll fotó is a tarsolyunkban. A cikk elején látható LRGB kép kidolgozása másodlagos szempontként szerepelt a terveimben. Előttem már eléggé sűrűn betáblázták a távoli távcsövet, így a saját programomat már csak a megmaradt lyukakba tudtam elhelyezni. A megfigyelési ablakok kiválasztásakor még egyáltalán nem tudhattam, hogy derült lesz-e az éjszaka, és milyen lesz az ég minősége. Nem tagadhatom, hogy végül örültem annak, hogy összegyűlt kellő számú, megfelelő minőségű kontroll felvétel. Ezekből és a második napon felvett RGB szűrős képekből végül elkészíthettem a saját illusztrációs képemet, ugyanis már csak maga a galaxis is elég érdekes ahhoz, hogy szenteljünk neki némi időt.

NGC613

A galaxist William Herschel fedezte fel 18.7 hüvelykes (47.5 cm-es) f/13-as műszerével a Szobrász (Sculptor) csillagképben. Ő még nem ismerte fel valódi természetét. Erre egészen 1912-ig kellet várni, mikor is elkészült róla az első fotó. Ezen jól kirajzolódtak az „örvények, és bennük a csillag kondenzációk”, így az NGC613 a spirál köd besorolást kapta. Direkt az akkori szóhasználattal éltem. Akkoriban még vita folyat arról, hogy ezek az örvénylő ködök vajon Tejútrendszerünkhöz tartoznak, vagy éppen ellenkezőleg, maguk is távoli csillagszigetek. A kérdést végérvényesen Edwin Hubble döntötte el, aki a Lokális Csoport több galaxisát is sikeresen csillagokra bontotta. Az Androméda galaxisban azonosított Cepheida típusú változócsillagok periódus-fényesség relációját felhasználva kiszámította azok távolságát. Az így kapott távolságadatokkal bizonyította 1926-ban, hogy az a Tejútrendszeren kívül helyezkedik el. Nem volt kérdéses többé, hogy a spirál ködök távoli galaxisok. Bár az elmúlt két évtizedben többször is meghatározták, azonban az NGC613 távolsága továbbra is csak elég bizonytalanul ismert. A legutóbbi, nem a vöröseltolódáson alapuló vizsgálat szerint galaxisunktól 26.4±5.3 Mpc (Nasonova és mások – 2011), vagy másképpen 86 millió ± 17 millió fényév választja el.

A galaxis különböző régióinak fényessége nagyon nagy intenzitásbeli különbségeket mutat. (Olyannyira, hogy a képek feldolgozás során erre külön figyelmet kellett fordítanom.) A kisméretű, de roppant fényes centrális régióból indulnak ki a vastag küllők. Ezek mentén porsávok kígyóznak, míg az egyik küllőt (a felvételemen a felsőt) a mi látóirányunkból nézve szinte teljes egészében vastag porfelhők takarják. A lencseszerű központi területet is porsávok szabdalják, melyek nem túl határozottan, de spirális mintázatot rajzolnak ki. Amíg a legtöbb küllős spirál galaxis esetében mindössze egy-egy kar indul ki a küllők végéből (összesen tehát csak két karjuk van), addig az NGC613 esetében több határozott kar is megkülönböztethető. A küllők végénél, illetve az ovális részt gyűrűként körbefonó karokban, de még a külső karokban is megfigyelhető kékes csomók fiatal csillagok halmazai. Ezt a színt a legnagyobb tömegű, legfényesebb tagjaik kölcsönzik nekik. Ezek könnyűszerrel túlragyogják kisebb tömegű, hűvösebb és éppen ezért inkább sárgás és vöröses árnyalatú társaikat. A vöröses árnyalatú pamacsok pedig az ionizált hidrogént tartalmazó (HII) régiók. Az itt lévő gázfelhőket az előbb említett forró csillagok intenzív sugárzása gerjeszti. E behemót csillagok élettartama tömegüktől függően mindössze néhány millió, illetve néhányszor 10 millió év. A kékes és vöröses pöttyök sora tehát mind a folyamatosan zajló csillagkeletkezésnek az egyértelmű jelei, melyek szemmel láthatóan a küllők vége környékén a legintenzívebb. Távolodva a csillagoknak életet adó területektől, a karok fényessége ugrásszerűen csökken, és lassan belevész az űr sötétjébe.

Megnézve a felvételemet, azon is szembetűnő az NGC613 kompakt, az egész galaxishoz képest fényes magja. Ez az attribútum általában az aktív galaxis magok (AGN – Active Galactic Nucleus) jellemzője. Elsőre, a mag aktivitása azonban közel sem volt teljesen nyilvánvaló. Az optikai spektruma alapján három évtizeddel ezelőtt (1997) a kompozit objektum besorolást kapta. A centrum színképe egyfelől ugyan halványan az aktív galaxis mag jellegzetességeit mutatta – az az úgynevezett Seyfert típusú galaxisokéra hajazott -, de legfőképpen ionizált gázfelhők (HII régiók) jelenlétére utalt. Éppen ezért a legtöbb katalógusban a Seyfert/HII jelölés szerepel a csillagrendszer neve mellett. 2009-ig kellet várni, míg a Spitzer infravörös műholddal felvett színkép alapján bizonyosságot nyert az AGN létezése, később ezt a röntgen tartományban működő XMM-Newton távcsővel végzett megfigyelések is megerősítették. Vagyis, az NGC613 kompakt fényes centrumában egy szupermasszív központi fekete lyuk (SMBH: supermassive black hole) bújik meg a kíváncsi tekintet elől, fontos szerepet játszva a mag aktivitásában.

VLA_Finley3_med

2. ábra. A VLA (Very Large Array) tányérantennái Új Mexikóban (Socorro). Az első nagy felbontású rádióészlelések az NGC613-ról ezzel a rádiótávcső rendszerrel rögzítették a csillagászok. Az eredményeket 1987-ben, illetve 1992-ben publikálták. A 27 darab 25 méter átmérőjű antennával fogott jeleket kombinálva egy 36 km átmérőjű rádióantenna felbontása, és egy 130 méter átmérőjű rádióantenna érzékenysége érhető el. Kép forrása: NRAO

Valójában erre már az első nagyobb felbontású rádiófelvételek is utaltak (1987, 1992). Ezeken a rádió kontinuum képeken a galaxis centrumában egy intenzíven sugárzó, elnyúlt terület volt látható. Azt ezt követő vizsgálatok megmutatták, hogy ez a nagyságrendileg 300 pc (1000 fényév) kiterjedésű képződmény három diszkrét komponensből áll.

NGC613-SINFONI-Flux-velocitydisp-VLA

3. ábra. Az NGC613 centrumának Fe II fluxus és sebesség diszperzió térképe (VLT/SINFONI). A térképre a VLA rádió kontúrok is rákerültek, melyen jól elkülönül az egy egyenes mentén elhelyezkedő három diszkrét rádióforrás. Figyeljük meg az egybeeséseket! Forrás: J. Falcón-Barroso és mások

A rádiótávcsövekkel kapott eredményeket az optikai tartomány eredményeivel kombinálva a kutatók megállapították, hogy az elnyúlt alakzatban a középső rádiófolt, és az optikai centrum szinte tökéletes (0.1ʺ-es) egybeesése nem lehet véletlen. A galaxis magja ez a rádióforrás. Az NGC613 centrumának optikai és a közeli infravörös tartományban elvégzett spektroszkópiai elemzésből nyert galaxison belüli sebességeloszlások, illetve a rádió kontinuum morfológiája pedig arra világított rá, hogy a másik két folt a magból kiinduló energikus rádió kiáramlás következménye. E rádió jet orientációja elég közel esik az égbolt síkjához, így a galaxis síkjától sem lehet túlságosan messze, melynek inklinációja 35°.

The VLT telescopes are ready for observation at sunset

4. ábra. A VLT (Very Large Telescope) 4 darab 8.2 méteres tükörátmérőjű távcsöveinek felkészítése folyik a közelgő éjszakai megfigyeléshez (Cerro Paranal, Chile). A csillagászok a Hubble űrtávcső mellett, a VLT-t használták a közeli infravörös és a látható tartományban végzett megfigyelésekhez (VLT/SINFONI). Kép szerzője: Gerhard Huedepohl

De hogyan jönnek létre ezek a jet-ek? A galaxis középpontjában található fekete lyuk gravitációjukkal csapdába ejtve, mohón próbálják elnyelni a környezetükben található anyagot. Az étekként szolgáló intersztelláris gáz és por, mely a környező felhőkből, vagy éppen szétszaggatott csillagokból származik, akkréciós korongot formál. A korongot kívülről sűrűbb, lassabban keringő gázfelhők veszik körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog és felhevül. A folyamatban a mozgási energiájának egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Az akkréciós korong mindkét oldalán, arra merőlegesen, a forgástengely mentén plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyek a fekete lyuk közeli erős mágneses terében közel fénysebességre gyorsított, töltött szubatomikus részecskékből állnak. Ezek a töltött részecskék a mágneses térben kifelé spirálozva úgynevezett szinkrotronsugárzást hoznak létre. A jet-ek létrejöttének pontos mechanizmusa még a mai napig vita tárgyát képezi a kutatók körében. Valószínűsíthető, hogy az akkréciós korongban felcsavarodó mágneses térnek kitüntetett szerepe van abban, hogy a forgástengely mentén keskeny nyalábba terelődik a kiáramlás. Más galaxisok esetében megfigyelték már, hogy az aktív magból kiinduló rádió jet-ek képesek felgyorsítani, illetve felfűteni a környezetükben lévő molekuláris gázokat, melyek gyakran a kiáramlások tömegének jelentős részét adják. Az, hogy a két rádió tartományban megfigyelhető szélső folt ténylegesen a központi fekete lyukból kiinduló egy vonalban elhelyezkedő különálló entitások, vagy pedig a beeső sugárzás által felmelegített intersztelláris gáz buborékjai, még tisztázásra szorul.

agn_tipusok

5. ábra. Aktív galaxis mag sematikus vázlata.

A VLA rádiótávcső rendszerrel készült rádióképen a mag körül egy gyűrű alakú képződmény (nuclear ring) is felfedezhető. Ez a nagy felbontású optikai felvételeken is sejthető, de a galaxis centrumában lévő nagy mennyiségű por jórészt elfedi, és éppen ezért sokkal inkább a közeli infravörös tartományban tanulmányozható. Az infravörös megfigyelések tanulsága szerint, a gyűrű 7 különálló fényes területre bomlik. De mi ez a gyűrű, és mik ezek a csomók benne?  A galaxisban lévő intersztelláris anyag a küllők tengelye mentén áramlik be erre a területre. Olyan, mintha egy körtáncba folyamatosan emberek érkeznének két egymással szemben lévő irányból. A gáz összesűrűsödik ezeken a pontokon (ODR – Over Density Region) és beindul a csillagok rövid ideig tartó robbanásszerű keletkezése. A megszületett csillagok halmaza pedig folytatja megkezdett „körkörös táncát” a gyűrűben. De a csillagok születése csak addig zajlik, míg az első szupernóvák ki nem söprik a gázt a környezetükből. Ahogy keringése során távolodik a halmaz ezektől a sűrűsödésektől folyamatosan öregszik. Idővel újabb sűrűsödések jönnek létre a „belépési pontok” környékén, és így ott új halmaz születik. A csillagok keletkezése tehát epizodikus jellegű, a „legyártott” halmazok pedig tovahaladnak a körkörös „galaktikus futószalagon”. Így alakul ki a gyöngyökből álló nyaklánchoz hasonló formáció (pearls on a string scenario).

POS-3

6. ábra. A gyűrűn belüli folyamat sematikus ábrája. A két átellenes ponton (vastag nyilak) gáz áramlik a gyűrűbe, ahol sűrűsödések jönnek létre (ODR). A robbanásszerű, rövid ideig tartó csillagkeletkezésben kialakult halmazok pedig folytatják keringésüket a gyűrűben, miközben öregszenek. Forrás: Forrás: J. Falcón-Barroso és mások

NGC613-ring-l

7. ábra. Az NGC613 magját körbevevő gyűrű alakú képződmény (nuclear ring) a HST felvételén (F450W, F606W, F814W szűrőkkel készült kompozit kép).

NGC613-multiple-flux

8. ábra. A VLT-vel a közeli infravörös tartományban készített felvételeken még szembetűnőbbek az NGC613 „forró foltjai”, vagyis a fiatal halmazok és csillagkeletkezési régiók. A képeken speciálisan megválasztott, különböző hullámhosszakon megfigyelt emissziós fluxus látható. A fluxus térképek balról jobbra a következők: Brγ (Bracket Gamma: 2.16 μm), [Fe II] (1.64 μm), H2 (2.12 μm), kompozit színes fluxus kép. A kompozit kép színei három különböző emissziótól származnak: He I – kék, Brγ – zöld, [Fe II] – vörös,. A képek körülbelül 700 pc (kb. 2300 fényév) szélesek. Észak felül, kelet pedig balra van.

A 8. ábra fluxus térképei közül a kompozit kép illusztrálja az egész folyamatot a legjobban. Kitűnően látszik rajta a csillagkeletkezés evolúciója. A halmazban a legnagyobb tömegű csillagok a legforróbbak, de egyben a legrövidebb életűek is. Miközben a halmaz a gyűrű mentén keringve tovahalad, távolodik a sűrűsödési ponttól, ezek a csillagok pusztulnak ki a legelőször. Életük végén ezek szupernóvaként lángolnak fel. Vagyis, ha az elképzelés helyes, akkor minél távolabb van egy halmaz a sűrűsödési ponttól, annál öregebb, és így annál kevesebb benne a nagytömegű forró csillag.

A He I és Brγ emissziós vonalak létrejötte annak köszönhető, hogy a forró O és B típusú csillagok intenzív UV sugárzása fotoionizálja a környezetét. A rekombinációkor kibocsájtott foton pedig létrehozza az emissziót. Az elektron azonban közel sem biztos, hogy az alap energiaállapotra tér vissza. Gyakran gerjesztett marad, és idővel innen lép alacsonyabb energiaszintre. Ez az oka, hogy különböző színképvonal sorozatok tartoznak egy adott elemhez. A Brγ például a Brackett sorozat egyik vonala.

A He I emisszió létrejöttéhez nagyobb ionizációs energia kell, mint a Brγ-hoz, vagyis forróbb, és így nagyobb tömegű csillagra van ehhez szükség. A He I fluxus gyorsan leesik nem sokkal a robbanásszerű csillagkeletkezés után. Gyorsabban, mint a Brγ fluxus. A masszív csillagoknál ugyanis csak a még masszívabbak élik le sokkal gyorsabban az életüket. A két emisszió arányából így 0-10 millió éves időskálán meg lehet becsülni a halmaz korát. Az [Fe II] emisszió pedig a szupernóva-robbanások által felfűtött (fast shock, shock-heating) intersztelláris anyag nyomon követésére alkalmas. Az [Fe II] fluxus a tapasztalatok szerint 3-35 millió éves időskálán közel állandó marad, majd élesen letörik. E három emisszió fluxusának arányából megbecsülhető a halmazok kora 0-35 millió éves intervallumban. Mivel a gáz és a csillagok a gyűrűben körülbelül ennyi idő alatt tesznek meg egy teljes keringést, így ezzel a módszerrel ellenőrizhető, hogy a fentebb vázolt elképzelés a gyűrűvel kapcsolatban tényleg helyes-e.

Ahelyett, hogy a konkrét módszert ismertetném, győződjünk meg inkább a dologról a szemünk által. A kompozit képen látható, hogy a legnagyobb tömegű csillagok a halmazokban, a beáramlásnál kialakuló sűrűsödések közelében a leggyakoribbak. Itt a legdominánsabb a He I emisszió (kék szín) a csomókban. Kissé tovább, az óramutató járásával ellentétes irányban, a He I emisszió fluxusa jelentősen lecsökken. A kék zöldbe megy át. Majd az [Fe II] vöröse uralkodik el. A felvázolt modellt tehát ez a megfigyelés alátámasztja. Legalábbis ez a helyzet a gyűrű déli szakaszán.

De miért mutat más képet a gyűrű a „felső”, északi régióban? Ahogy a 2. ábrán is látható, a rádiótartományban intenzíven sugárzó terület hossztengelye merőleges a perspektíva miatt ellipszisnek látszó gyűrű nagytengelyére. Elfogadva, hogy a gyűrű valós alakja ténylegesen a körhöz közeli, annak inklinációja körülbelül 55°. Mint azt fentebb is említettem, a rádió jet orientációja a galaxis síkjához közeli, melynek inklinációja pedig 35°. A gyűrű e szakaszán tehát azért nem tapasztalható számottevő Brγ, [Fe II], H2, He I emisszió, mert a kúp alakú kiáramlás kisöpörte onnan a port és a gázt. Az aktív galaxis magok jelentős hatást képesek gyakorolni a galaxison belül a gázra, s mivel a jövendő csillaggenerációk számára ez jelentheti az alapanyagot, így magára a csillagkeletkezésre is.

Érdekes továbbá, hogy a gyűrűn belül a magvidéken tetemes gázkészlet található az NGC613-ban. Ehhez elég csak egy pillantást vetni a 8. ábra harmadik fluxus térképére. Nagyságrendekkel több, mint a gyűrű csillagkeletkezési csomóiban. Mégis, szinte nyoma sincs a csillagkeletkezésnek. A 8. ábra Brγ fluxus térképe a magnál szinte teljesen fekete. Elképzelhető, hogy itt is hullámokban születnek a csillagok. A legutolsó hullám körülbelül 10 millió éve történhetett, és a modellek szerint fél millió évnél hamarabb nem is várható a következő ilyen esemény. Ha egyáltalán be fog következni. Az igazat megvallva még mindig nem teljesen világos, hogy a rádió jet pontosan hogyan befolyásolja a csillagkeletkezést a magvidéken. Lehet, hogy megakadályozza? Vagy éppen segíti azt? Nem tudjuk. Az aktív galaxis magok és a csillagkeletkezés kapcsolata még mindig kevéssé ismert a csillagászok előtt.

SN2016gkg

Az SN2016gkg a felfedezését követő egy napon belül több magnitúdónyit fényesedett. Ennek, és a következő napok fényesedésének üteme, a későbbi vizsgálatok szerint tökéletesen egybevágott az ilyen típusú szupernóvákkal kapcsolatos elméleti jóslatokkal. Ezek szerint pontosan ilyen fénygörbe várható a kollapszus-szupernóvák esetében az úgynevezett hűlési fázisban, azt követően, hogy a kifelé tartó pusztító lökéshullám áttörte a csillagfelszínét (shock break-out).

SN1016gkg-AAVSO-Calendar_Date-crd

9. ábra. A szupernóva közel 2 hónapot átfedő fénygörbéje. A megfigyelések amatőrcsillagászoktól származnak, melyet akár csak én, elküldtek az AAVSO-nak. A zöld négyzetek V szűrővel, a kék csillagok B szűrővel, a sötétzöld négyzetek csillaggal a belsejükben pedig L szűrővel, vagy szűrő nélkül meghatározott fényességet jelölik. Érdemes megfigyelni, hogy a szupernóva fényessége mennyivel gyorsabban hanyatlott a maximum után B szűrővel vizsgálva, mint V szűrővel. Vagyis, a B-V színindexe (a két fényesség különbsége) miként nőtt. Látható, hogy a kezdetben inkább kékesebb árnyalata idővel hogyan vált egyre vörösebbé.

Már az első kisfelbontású spektroszkópiai vizsgálatok is arra utaltak, hogy II típusú szupernóva lángolt fel az NGC613-ban, vagyis egy nagytömegű csillag halálát nézhettük végig. A nagyfelbontású spektroszkópiával sikerült az altípust is meghatározni. Az SN2016gkg színképe, és annak időbeli változása a IIb altípus jellegzetességeit mutatta. Ezek viszonylag ritkábbak, ugyanis a II típusú szupernóvák mindössze egytizede tartozik a IIb altípusba.

Történeti okokból a színképük alapján a szupernóvákat két fő típusba, és azokon belül altípusokba sorolják. II típusúnak nevezik azokat a szupernóvákat, melyek színképében a maximum környékén (pontosabban a fotoszferikus fázisban) erős hidrogén vonalak figyelhetőek meg. E típus képviselői mind kollapszus-szupernóvák. Az egyes altípusok közti különbségek a szülőcsillagok paramétereinek eltéréséből fakad. Az I típus színképéből hiányoznak a hidrogén vonalai. Ráadásul az Ia altípus esetén a kataklizmát nem is a korosodó csillag magjának energia-utánpótlás hiányában összeomló magja okozza. Az egyik vezető elmélet szerint a robbanásra akkor kerül sor, amikor a fehér törpe kísérőjétől elég anyagot gyűjtött ahhoz, hogy tömege átlépje a kritikus Chandrasekhar-határt (1.44 naptömeg). A másik elmélet szerint két fehér törpe kering egy kettős rendszerben, egymáshoz folyamatosan közeledve. Míg végül egymásba spiráloznak, és ekkor történik az Ia típusú szupernóva-robbanás. Az I típus többi altípusa esetén (Ib/Ic), a szupernóva-robbanások minden részlete még nem teljesen tisztázott, de valószínűleg ezek is kollapszus-szupernóvák. Ennél sokkal mélyebben most nem mennék bele a témába, ennyi is elegendő a továbbiak megértéséhez. (Nyomtatásban és az interneten több alapos publikáció is fellelhető a témában. Lásd Vinkó József cikkét a felhasznált irodalmaknál.)

Az SN2016gkg spektrumában, a tipikus IIb szupernóvákra jellemzően, kezdetben P Cygni profilú hidrogénvonalak voltak megfigyelhetőek. Ezek aztán a maximum után gyorsan gyengülni kezdtek, hogy helyüket átadják a domináns hélium abszorpciós vonalaknak. Mindez azzal magyarázható, hogy a kidobódott hidrogénburok csak viszonylag vékony lehetett, és éppen ezért igen gyorsan szét is terjedt. Így rövid idő elteltével láthatóvá vált az alatta lévő héliumban gazdag csillaganyag.

p_cygni_profil

9. ábra. Az úgynevezett P Cygni profil a kidobódott, nagy sebességgel táguló gázburoknak köszönhető. A színképben a széles emissziós komponensre egy rövidebb hullámhosszak felé eltolódott abszorpciós komponens rakódik rá. Baloldalon látható a megfigyelt a spektrum intenzitása a hullámhossz függvényében. Míg a jobboldalon látható, hogy honnan származnak az emisszió egyes részei, és minek köszönhető az abszorpció. A Doppler-effetusnak miatt a felénk legnagyobb sebességgel közeledő gázburok abszorpciója erősen a kék felé tolódik. A tőlünk legnagyobb sebességgel távolodó, a gázburok túl felöli részének emissziója pedig a legnagyobb a vöröseltolódású. A vonalak kiszélesedéséből kiszámolható a tágulás sebessége. Ábra forrása: Vinkó József

De miért ilyen vékony a hidrogénburok? Mitől ennyire speciálisak a IIb szupernóvák? Ma a legvalószínűbbnek az tűnik, hogy ezek szülőcsillagai kettősrendszerek tagjai.

Egy kettős rendszerben mindkét komponens esetén megvan az a térrész, amit az adott égitest gravitációja ural. Ezt Roche-térfogatnak nevetik. Ami azon kívül kerül az akár el is hagyhatja a rendszert, vagy a páros körüli pályára áll. A belső Langrange-ponton keresztül azonban anyag áramolhat át az egyik Roche-térfogatból a másikba. Ez meg is történik akkor, mikor a nagyobb tömegű, és ezért rövidebb életű komponens késői fejlődési fázisában kitölti a saját Roche-térfogatát. A kisebb tömegű társ így elszipkázza a nagyobb külső rétegeinek anyagát. Az anyagátadás ténye megmagyarázza a hidrogénburok vékonyságát, illetve egyes IIb szupernóvák közvetlen környezetének sajátosságait. Vajon az SN2016gkg is alátámasztja ezt az elképzelést?

Roche-lobes-corrected

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

Ahogy a bevezetőben is írtam, minden egyes kollapszus-szupernóva (core collapse supernova) megfigyelésével a csillagászok közelebb jutnak a robbanást kiváltó, és a közben lejátszódó folyamatok mechanizmusának megértéséhez. Kiváltképp szerencsés a helyzet, ha sikerül azonosítani a szupernóva szülőcsillagát (progenitor). Az 1987A, a Nagy Magellán-felhőben 1987. február 23-án feltűnt szupernóva volt az első ilyen eset. Az azonosításkor több minden is a csillagászok kezére játszott. A Nagy Magellán-felhő, a nagyjából 163 ezer fényéves távolságával a Tejútrendszerünk legközelebbi kísérő galaxisai közé tartozik. (A felrobbant csillagot mindössze 168000 fényév választotta el tőlünk a későbbi mérések szerint.) A szülőcsillag pedig elég fényes volt ahhoz, hogy ilyen távolságból is jól látszódjon a korábban készült felvételeken. Ez utóbbira számítottak is a csillagászok. Amit azonban az SN1987A pozíciójában találtak a fotókon, az mégis meglepte a csillagászokat. Az elődobjektum, a Sanduleak -69° 202 ugyanis kék szuperóriás csillag volt. Akkoriban a nagytömegű csillagok fejlődésével kapcsolatos elméletek inkább a vörös szuperóriásokat tartották potenciális szupernóva jelölteknek.

Ma az azonosított szülőcsillagok száma 20 körül van. Nem hatalmas a minta, de ahhoz elég, hogy bizonyos következtetéseket le lehessen vonni. Az egyik ilyen, hogy eltekintve pár esettől, a B-V színindexük, vagyis B szűrővel felvett fényességük és V szűrővel felvett fényességük különbsége nagyobb, mint 0.3. Ebből következően effektív felszíni hőmérsékletük 7300 K alatti. A sikeresen azonosított szülőcsillagok legtöbbje, pedig valóban vörös szuperóriás volt. Különösen érdekesek tehát az olyan szülőcsillagok, melyek színe (színindexe) és fényessége (luminozitása) eltér „a megszokottól”. Ezek próbára teszik a csillagfejlődési elméleteket, illetve a szupernóvák fizikájával kapcsolatos ismereteket.

Charles D. Kilpatrick-nek és munkatársainak sikerült a Hubble űrtávcső WFPC2 (Wide Field Planetary-Camera 2) műszerével készült korábbi felvételein ráakadnia a szülőcsillagra.

SN2016gkg-KECK-HST-F-cut1

11. ábra. A felső fotó a Keck-II 10 méteres távcsővel, a közeli infravörös tartományban (NIRC2 – Near-Infrared Camera 2), adaptív optikai eljárással készült. A megjelölt fényes objektum az SN2016gkg, míg a vörös karikával jelölt 10 darab objektum referencia csillag az asztrometriai mérésekhez. Az alsó fotó a Hubble űrteleszkóppal korábban készült felvétel. A 10 vörös kör, azokat a felső felvételen is szereplő referencia csillagokat jelöli, melyhez képest meghatározták a szülőcsillag pozícióját, s amely elég jól egybeesett a megjelölt kékes színű pontforrással. Forrás: Charles D. Kilpatrick és mások.

A szülőcsillag azonosítását követően külön-külön megmérték annak fényességét a Hubble három különböző színszűrővel készített archív felvételén, majd figyelembe véve az intersztelláris anyag hatását, a kapott magnitúdó értékeket korrigálták. Ez után megkeresték, hogy milyen típusú csillag színképe illeszkedik erre a három fényességértékre a legjobban. Eredményül azt kapták, hogy a szülőcsillag egy 9500 K felszíni hőmérsékletű, A0Ia színképosztályú, vagyis kékes-fehér színű szuperóriás volt. Ismét egy újabb eset, mikor is a várt vörös szuperóriás helyett forróbb, kékes árnyalatú szuperóriás csillagot találtak. Fontos megjegyezni, hogy nem ez az első. Korábban is akadt már példa arra, hogy a IIb szupernóvák elődobjektuma a vörös szuperóriásoknál némileg melegebb sárga szuperóriásnak, illetve kék szuperóriásnak bizonyult.

Kilpatrick és csapata nem állt meg itt. Az aktuális csillagfejlődési modellek leírják, hogy adott kiindulási tömegű (MZAMS), és fémtartalmú csillag milyen utat jár be a születésétől a haláláig a Hertzsprung-Russell diagramon. Ilyen modellszámítások kettős rendszerek esetén is léteznek, ahol a tömegátadás miatt a tagok kölcsönösen befolyásolják egymás életútját. A csillagászoknak csupán olyan kezdő tömegparamétert, kettős csillag esetén pedig kezdő tömegpárosítást kellett választaniuk (a fémtartalom ismert volt), ahol a csillag végül eljut a Hertzsprung-Russell diagram azon pontjába, ahol az SN2016gkg szülőcsillaga is tartózkodott a robbanás előtt. A modellezett csillag életútja végén tehát pont a megfigyelt fényességet (luminozitást), és a kiszámított felszíni hőmérsékletet kellett, hogy felvegye.

Először magányos csillaggal próbálkoztak, de nem találtak olyan fejlődési útvonalat, mely annak közelében ért volna véget, ahol az SN2016gkg szülőcsillaga tartózkodott. Volt azonban másik érv is a magányos csillag elképzelés ellen. Kétségtelen, hogy a nagytömegű csillagok képesek a végstádiumban, még a szupernóva-robbanás előtt ledobni szinte a teljes külső hidrogénburkukat. Pontosan ez figyelhető meg az úgynevezett Wolf-Rayet csillagoknál. Ahhoz azonban, hogy a csillagot a halála előtt kiterjedt, ám csak kicsiny tömegű hidrogénburok vegye körül, nagyon finoman hangolt tömegvesztési folyamat szükséges. Máskülönben nem jön létre a IIb szupernóváknál megfigyelhető fénygörbe, spektrum, illetve a szülőcsillag fizikai paraméterei is mások lesznek.

A kettős rendszerek csillagfejlődési modelljei között azonban több olyan életpályát is találtak, ahol a csillag a szupernóva-robbanás pillanatában az SN2016gkg szülőcsillagához elég közel tartózkodott a Hertzsprung-Russel diagramon. A kettőscsillag modellekkel már sokkal meggyőzőbb eredményre jutottak. A legjobban illeszkedő életpálya esetén a főkomponens kiindulási tömege 15 naptömeg, míg az 1000 napos keringési periódusú kisebb társ kiindulási tömege mindössze 1.5 naptömeg volt. Azonban az anyagátadást is figyelembe vevő modell szerint, közvetlenül a szupernóva-robbanást megelőzően már csak 5.2 naptömeg volt a főkomponens tömege. Ez a modell nemcsak hogy produkálta a végpontban a megfigyelthez nagyon közeli luminozitást, és felszíni hőmérsékletet, de a megmaradt hidrogénburok tömegére kapott 5 x 10-3 naptömeg is jól illett a IIb szupernóvákról alkotott képbe.

Természetesen nagy fegyvertény lenne a modellbeli másodkomponens megtalálása, mely eredendően sokkal halványabb, mint az SN2016gkg szülőcsillaga volt. Mindazonáltal, talán a jövőben lehetséges lesz a detektálása a megfelelően „mély” felvételeken, miután a szupernóva már jelentősen elhalványodott. Elfogadva a galaxis korábban említett távolságát, a Hubble űrtávcső WFPC2 detektorával, és az F300W (300 nm, U-Band) szűrő alkalmazásával egy 25.9 magnitúdós csillagot kellene keresni az adott helyen.

SN2016gkg-eletpalyak

12. ábra. Balra a magányos szülőcsillagok, jobbra a kettős rendszerbeliek életpályája látható a Hertzsprung-Russell diagramon az aktuális csillagfejlődési modellek alapján, különböző kiindulási tömeg, de adott fémtartalom mellett. Az SN2016gkg-t vörössel jelölték (a felszíni hőmérséklet, és a luminozitást csak némi bizonytalansággal sikerült meghatározni). E szupernóva mellett más IIb típusú szupernóvák szülőcsillagai is feltüntetésre kerültek. Részletekért lásd a szöveget. Forrás: Charles D. Kilpatrick és mások.

Beillesztve Kilpatrick és csillagász kollégáinak az SN2016gkg és szülőcsillagával kapcsolatos munkáját a korábbi IIb típusú szupernóvákkal kapcsolatos vizsgálatok sorába úgy tűnik, hogy bár nem elképzelhetetlen, hogy a IIb szupernóvák szülőcsillagainak kis része talán mégis csak magányosan élte le életét, de sokkal valószínűbb, hogy a nagytöbbség kettősrendszer tagjaként jutott el a szupernóva-robbanásig.

A kutatók mindenesetre folytatják a jövőben is és újabb IIb és más típusú szupernóvák szülőcsillagainak azonosítását, vizsgálatát. Ezzel párhuzamosan a csillagfejlődési modelleket is folyvást tökéletesítik. Úgy gondolom, hosszú még az út, hogy pontosan megértsük a kollapszus-szupernóvákat. Ráadásul én ebben a cikkben csak a IIb típusról tettem mindössze említést. Az olvasót e mellett csak arra tudom biztatni, hogy amennyiben módja van rá, kövesse nyomon egy-egy szupernóva fényváltozását. Remek elfoglaltság a természet jelenségeinek megfigyelése. Azt meg sosem lehet tudni, talán a beküldött adatokat egyszer tudományos céllal is felhasználják. Ez utóbbi két kijelentés amúgy szinte bármely változócsillag észlelés esetében megállja a helyét. 

Felhasznált irodalom:

Stephen James O’Meara: Deep-Sky Companions: Southern Gems (ISBN: 1-10701-501-4)

Martin Bureau and E. Athanassoula: Formation and Evolution of Galaxy Bulges (IAU S245) (Proceedings of the International Astronomical Union Symposia and Colloquia)

West, R. M.; Lauberts, A.; Schuster, H.-E.; Jorgensen, H. E.: Astrometry of SN 1987A and Sanduleak-69 202

Veron, P., Goncalves, A. C., & Veron-Cetty, M.-P.: AGNs with composite spectra

Andy D. Goulding, David M. Alexander, Bret D. Lehmer, James R. Mullaney: Towards a Complete Census of AGNs in Nearby Galaxies: The Incidence of Growing Black Holes

Olga G. Nasonova, José A. de Freitas Pacheco, Igor D. Karachentsev: Hubble flow around Fornax cluster of galaxies

Vinkó József: Rejtélyes csillagrobbanások

P. Castangia, F. Panessa, C. Henkel, M. Kadler, A. Tarchi: New Compton-thick AGN in the circumnuclear water maser hosts UGC3 789 and NGC 6264

J. Falcón-Barroso, C. Ramos Almeida, T. Böker, E. Schinnerer, J. H. Knapen, A. Lançon, S. Ryder: The circumnuclear environment of NGC613: a nuclear starburst caught in the act?

Charles D. Kilpatrick, Ryan J. Foley, Louis E. Abramson, Yen-Chen Pan, Cicero-Xinyu Lu, Peter Williams, Tommaso Treu, Matthew R. Siebert, Christopher D. Fassnacht, Claire E. Max: On the Progenitor of the Type IIb Supernova 2016gkg

L. Tartaglia, M. Fraser, D.J. Sand, S. Valenti, S. J. Smartt, C. McCully, J. P. Anderson, I. Arcavi, N. Elias-Rosa, L. Galbany, A. Gal-Yam, J.B. Haislip, G. Hosseinzadeh, D. A. Howell, C. Inserra, S. W. Jha, E. Kankare, P. Lundqvist, K. Maguire, S. Mattila, D. Reichart, K. W. Smith, M. Smith, M. Stritzinger, M. Sullivan, F. Taddia, L. Tomasella: The progenitor and early evolution of the Type IIb SN 2016gkg

 

NGC7793

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

NGC7793

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

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

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

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

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

Szomszédok és lakótársak

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

Sculptor-map1

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

Sculptor-map2

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

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

A spirál galaxisok és a lentikuláris galaxisok esetén használható az úgynevezett Tully-Fisher reláció, a galaxisok tömege vagy luminozitása és emissziós vonalainak szélessége, vagyis a galaxison belüli szögsebességek között. Nagyon leegyszerűsítve, a galaxison belüli sebességekből meghatározható a galaxis luminozitása, és ebből pedig távolsága. Ugyanis, a galaxis csillagainak dinamikáját a galaxis tömege határozza meg, mely pedig összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva a látszólagos fényesség ismeretében a távolság könnyen kiszámítható. A módszer előnye, hogy akkor is alkalmazható, ha az adott galaxist nem lehet csillagokra bontani.

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

sbfluc

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

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

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

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

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

HRD-TRGB.PNG

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

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

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

NGC7793-lr

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

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

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

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

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

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

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

Sculptor-gxs01

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

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

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

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

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

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

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

NGC7793, avagy a káosz és a rend

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

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

NGC7793-M51-01-cut1

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

NGC 7793 Spitzer

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

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

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

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

m51-infra

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

Mikrokvazár és fekete lyukak az NGC7793-ban

NGC7793-P13-S26-01

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

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

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

A kvazárok több milliárd fényéves távolságban lévő aktív galaxis magok (Active Galactic Nucleus – AGN). A ma elfogadott modellek szerint a kvazárok magjában szupermasszív központi fekete lyuk található. Ezek a fekete lyukak gravitációjukkal csapdába ejtve, mohón próbálják elnyelni a környezetükben található anyagot. Az étekként szolgáló intersztelláris gáz és por, mely a környező felhőkből, vagy éppen szétszaggatott csillagokból származik, akkréciós korongot formál. A korongot kívülről sűrűbb, lassabban keringő gázfelhők veszik körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog és felhevül. A folyamatban a mozgási energiájának egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Az akkréciós korong mindkét oldalán, arra merőlegesen, a forgástengely mentén plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyek a fekete lyuk közeli erős mágneses terében közel fénysebességre gyorsított, töltött szubatomikus részecskékből állnak. Ezek a töltött részecskék a mágneses térben kifelé spirálozva felelősek az úgynevezett szinkrotronsugárzásért.

A jet-ek létrejöttének pontos mechanizmusa még a mai napig vita tárgyát képezi a kutatók körében. Valószínűsíthető, hogy az akkréciós korongban felcsavarodó mágneses térnek kitüntetett szerepe van abban, hogy a forgástengely mentén keskeny nyalábba terelődik a kiáramlás. A jet-ek, kilövellések hatalmasak is lehetnek, hosszuk nemritkán eléri akár a több millió fényévet. Ehhez képest maga a belső szerkezet, vagyis a korong és az azt körülvevő gázfelhők a fényéves nagyságrendbe esnek. Emlékeztetőül a Tejútrendszer átmérője 100000 fényév. A kvazárok óriási mennyiségű energiát sugároznak ki, méghozzá csillagászati értelemben véve roppant kis területről.

agn_tipusok

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

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

A csillagok tömegének nagyságrendjébe esők, akkor válnak láthatóvá, ha van egy kísérőjük, akitől csillaganyagot tudnak zsákmányolni. Egy kettős rendszerben mindkét komponens esetén megvan az a térrész, amit az adott égitest gravitációja ural. Ezt Roche-térfogatnak nevetik. Ami azon kívül kerül az akár el is hagyhatja a rendszert, vagy a páros körüli pályára áll. A belső Langrange-ponton keresztül azonban anyag áramolhat át az egyik Roche-térfogatból a másikba. Ez meg is történik akkor, ha a fekete lyuk társa fejlődése során felfúvódik és kitölti a saját Roche-térfogatát. Az átáramló csillaganyag a fekete lyuk körül akkréciós korongot hoz létre, és beindul a kvazároknál már ismertetett folyamat, csak éppen „kicsiben”. Ennek köszönhetően intenzív röntgensugárzás keletkezik, és így a „láthatatlan” láthatóvá válik a Föld körül keringő röntgen távcsövek felvételein.

Roche-lobes-corrected

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

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

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

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

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

NGC7793-P13-artp

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

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

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

Eddington_Limit-c02

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

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

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

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

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

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

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

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

Zárszó

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

Felhasznált irodalom:

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

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

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

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

Bruce G. Elmegreen: Star Formation in Spiral Arms

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

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

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

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