NGC3201 (Caldwell 79/Dunlop 445/Mel 99)

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

NGC3201 (Caldwell 79/Dunlop 445/Mel 99)

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

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

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

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

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

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

NGC3201-Vela-map02

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

NGC3201-Vela-map03b

Az NGC3201 gömbhalmaz a Vela (Vitorla) csillagképben.

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

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

Szerintem elég pontosan leírja a halmaz vizuális megjelenését. Sőt az említett jegyek a fotón is felfedezhetőek. Dunlop neve leginkább a déli égbolt felméréséről vált ismertté a korabeli Angliában. 7385 csillag katalogizálását végezte el, melyből igen jelentős számú volt a kettőscsillag. Szám szerint 256. Ez irányú megfigyeléseit 1829-ben publikálta (Approximate Places of Double Stars in the Southern Hemisphere, observed at Paramatta in New South Wales). Emellett feljegyezte azokat a fényesebb mély-ég objektumokat is, melyeket a katalogizált csillagok közelében észrevett. Nem is csoda, hogy John Herschel, aki szintén kiemelkedő eredményeket ért el a kettőscsillag és mély-ég objektumok felmérésben, nagy érdeklődéssel fogadta Dunlop déli égbolton folytatott munkásságának eredményeit. Amikor Herschel 1834-ben megérkezett Dél-Afrikába, azonnal nekilátott Dunlop megfigyeléseinek tüzetes ellenőrzéséhez. Herschel a következőket írta az NGC3201-ről:

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

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

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

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

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

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

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

NGC3201-TTK-animvar2

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

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

NGC3201-f01

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

NGC3201-o01

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

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

ngc3201-BV-VI-V-CMD

Az NGC3201 szín-fényesség diagramja.

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

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

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

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

csillaghalmazok_kora

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

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

NGC3201-CMD-var-bs-02

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Felhasznált irodalom:

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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