Címke: SXVR-H18

IC443

2015-01-13 – Göd – 14 x 600 sec L

2015-02-20 – Szilváskő – 10 x 600 sec L

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

SXVR-H18 CCD kamera

(A keleti irány felül, az északi jobbra van)

Az η Geminorum (a roppant fényes csillag a képen) az Ikrek csillagkép egyik félszabályos változócsillaga, mely fényességét nagyjából 233 napos periódussal változtatja 3.15 és 3.9 magnitúdó között a katalógusok szerint. A 350 fényéves távolságban lévő M3 spektroszkópiai típusú vörös óriás csillag többszörös rendszer tagja. A fő komponens sugara körülbelül 130-szorosa a Napunkénak, így ha azt központi égitestünk helyébe képzeljük, felszíne elérne egészen a Vénusz pályájáig. Tömege három naptömeg, így a vörös óriás fázis előtt valószínűleg B színképtípusú forró csillag lehetett.  Pillanatnyilag a Hertzsprung-Russel diagramon a korai aszimptotikus óriás ágon helyezkedik el, és talán éppen úton van afelé, hogy Mira típusú pulzáló változócsillaggá váljon. Az η Gem egyszerre vizuális és spektroszkópiai kettőscsillag is. A távolabbi, vizuálisan is megfigyelhető tagtól 1.6˝ távolság választja el az égen. Igazán szép feladat a 6 magnitúdós társ megfigyelése, mely több mint 700 éves keringési periódussal rója útját az η Gem körül. A másik tag létezésére két jel utal. Egyfelől a főkomponens spektrumára rárakódik, a valószínűleg B típusú, második tag színképe. Vagyis valójában nem egy, hanem két csillag spektrumát látjuk. Éppen ezért használják ezekre a kettős rendszerekre a spektroszkópiai kettőscsillag kifejezést. Másfelől az η Gem fénygörbéje az, ami árulkodik. A kisebb távolságra lévő társ pályája ugyanis pont úgy helyezkedik el, hogy 8 évente (kb. 2984 naponta) fedési jelenség következik be, és ilyenkor az η Gem fényessége lecsökken. Vagy azért, mert a másod komponens fedésbe kerül, vagy azért, mert az kitakarja a főkomponens felszínének egy részét. Az η Gem már önmaga is izgalmas célpont, de talán még érdekesebb az a kozmikus csoda, ami (látszólagosan) a közelében rejtőzik: a Medúza-ködként is ismert szupernóva-maradvány, vagy másként az IC443.

Az IC443 szupernóva-maradvány az Ikrek csillagképben, az η Gem szomszédságában található.

Az IC443 távolsága nem ismert pontosan, a különböző módszerekkel kapott eredmények széles tartományban szórnak. A publikációkban 3000 és 30000 fényév közötti értékek lelhetőek fel. A halovány Medúza-köd látszólagos mérete 50°, mely közel kétszerese a Holdénak. A valóságban a világűr 70 fényéves szeletét tölti ki.

Az IC443 létrejötte gigászi tűzijátékkal kezdődött, miután a Napnál jóval nagyobb tömegű csillag elfogyasztotta „az üzemanyagkészletét”. Bár élete folyamán sikeresen dacolt a gravitációval, egészen azóta, hogy egy csillagközi felhőben megszületett, és beindult magjában a hidrogén fúziója, a sors őt is utolérte. A hidrogén készletek felélése után, ahogy ez az ilyen nagytömegű csillagokra jellemző, az egyre nehezebb elemek fúziója következett. A hidrogén fúzióját a hélium követte, és szépen így tovább egészen a vasig. Ennél nehezebb elemek már nem jöhetnek létre magfúzióban. Így a sugárnyomás, ami révén eddig ellenállt a saját gravitációjának, nem védte meg többé az összeomlástól. Az összeroskadás hihetetlen ütembe felgyorsult. Egy pillanattal később vakító ragyogás töltötte be az űrt az elektromágneses spektrum minden tartományában, ahogy a gigászi energiákat felszabadító szupernóva robbanás bekövetkezett. A csillag anyagának jelentős része szétszóródik, miközben a korábbi energiatermelő folyamataiban született elemeket juttat a környezetébe. Olyanokat, melyek nélkül nem létezhetne élet, de eme kis kékes színű kőzetbolygó, a Föld sem. Maga a szupernóva-robbanás olyan extrém magas hőmérséklettel és nyomással járó körülményeket hozott létre, hogy az úgynevezett neutronbefogásos folyamatokban a vasnál nehezebb elemek is létrejöttek, s melyek egy része szintén szétterült az űrben. Régebbi elképzelések szerint az ilyen kataklizmák voltak azok, melyek beszennyezték a kozmoszt a vasnál nehezebb elemekkel. Azonban manapság már más a csillagászok álláspontja.  Az újabb elméleti megfontolások a neutroncsillagokat tekintik ezek egyik fő forrásnak. Ami még ennél is fontosabb, a megfigyelések is ezt támasztják alá. (A neutroncsillagokról később még szó lesz.)

Az ember ösztönösen azt gondolná, hogy a robbanás jellemzően gömbszimmetrikus. A NuSTAR-ral (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) folytatott vizsgálatokban a kutatók feltérképezték a radioaktív anyagok eloszlását a Cassiopeia A szupernóva maradványban. Az eredmények azt mutatták, hogy egy szupernóva robbanás egyáltalán nem szimmetrikus módon történik. A csillag a robbanás előtt „lötyögni kezd”.

Egy szupernóva robbanás szimulációja. A csillag „lötyögni kezd” a robbanás előtt. (A számláló felül milliszekundumban számol!)

Akik többet szeretnének tudni a szupernóvákról, azoknak Vinkó József: Rejtélyes csillagrobbanások cikkét ajánlom indulásként. Illetve a szupernóvákról szóló egyik előadását, melyet az MCSE 2013-as változócsillag észlelők találkozóján tartott.

Valószínűsíthető, hogy maga az IC443 szülőcsillaga által elszenvedett explózió sem volt pontosan szimmetrikus. Azt azonban, hogy ma milyennek látjuk, más folyamatok is alakították, de erről majd egy kicsit később.

Az IC443 szülőcsillaga által produkált robbanás után egy neutroncsillag maradt hátra. Bár a mai napig rengeteg a bizonytalanság ezen objektumok elméletét illetően, pár dolog azért elég biztosnak látszik. Mivel halott csillagról van szó, így a gravitációnak nem a sugárnyomás, hanem a degenerált „neutrongáz” nyomása tart ellen. Nagyjából 2.16 naptömegig tudja megakadályozni az égitest összeroppanását, amennyiben nem forgó neutroncsillagról van szó. Mivel forognak, ezért ennél kb. 20%-kal nagyobb lehet tömegük felső határa. E tömeg felett a mag összeomlik, és fekete lyuk jön létre. A tömegük alsó határa az úgynevezett Chandrasekhar határ, mely egyben a fehér törpék lehetséges legnagyobb tömege, vagyis 1.4 naptömeg. Külön érdekesség, hogy eddig még nem találtak 2 naptömegnél nagyobb tömegű neutroncsillagot, illetve 5 naptömegnél kisebb tömegű fekete lyukat. Vajon mi ennek az oka? Pontosan ma sem tudja senki. A kutatók azonban lázasan dolgoznak azon, hogy fogást találjanak a problémán, és ezt az űrt mindenféle elképzelt egzotikus objektummal töltötték ki. Ilyen például a kvark csillagok gondolata. Teóriáik megerősítése azonban egyelőre még várat magára.

A neutroncsillagok mérete 10 Km és 20 Km körüli. Az átlagsűrűségük az előző adatok tükrében óriási, 4 x 10¹⁷ Kg/m³ és 6 x 10¹⁷ Kg/m³ között van. Szerkezetük réteges és roppant különös. Külső kérgük nagyságrendileg 1 Km vastag, és fémes, szilárd szerkezetre emlékeztető tulajdonságai vannak. Ez alatt szupravezető és szuperfolyékony (nincs ellenállása a mozgással szemben), többségében neutronokból álló anyag található. Az atommagoknál is sűrűbb magban még ennél is furcsább lehet a helyzet. Erre vonatkozóan azonban még az elméleti szakemberek körében is csak találgatások vannak. Bizonyos elképzelések szerint, az anyag itt már kvarkos állapotú.

A IC433 neutroncsillagára három diák (Nik Williams, Chuck Olbert, Chris Clearfield) akadt rá. Feldolgozva a Chandra röntgen műhold által készített felvételeket, egy pontszerű röntgenforrást azonosítottak beágyazódva az IC443-ba. Az objektum a CXOU J061705.3+222127 elnevezést kapta. A pontszerű forrást üstökösre emlékeztető képződmény veszi körül.

Az IC443 neutroncsillaga a Chnadra felvételén – Forrás: NASA/NCSSM/C.Olbert

A diákok a Chandra eredményeit kombinálták a National Science Foundation VLA (Very Large Array) rádiótávcső rendszerével történt megfigyelésekkel. Az eredményeiket pedig 2001-ben publikálták: C.M. Olbert, C.R. Clearfield, N.E. Williams, J.W. Keohane, D.A. Frail – A Bow Shock Nebula Around a Compact X-Ray Source in the Supernova Remnant IC443.

Kiderítették, hogy a fenti képen is látható pontszerű röntgensugárzás forrása termális eredetű, és magához a neutroncsillaghoz köthető. De miként jön létre „a csóva”?

Az impulzus megmaradás törvényének értelmében a csillag forgása felgyorsul az összeroppanáskor. Innen származik a neutroncsillagok eszeveszett pörgése. Megmarad azonban a mágneses fluxus is. A mágneses tér így a csillag sugarának négyzetének inverzével arányosan fog erősödni. Így lehetséges az, hogy a 10-20 Km méretű neutroncsillagok mágneses tere akár 10⁸ Tesla is lehet. Összehasonlításképpen ez a Föld esetén 10^-5 Tesla, míg a Nap esetén kb. 10^-2 Tesla. Gondoljunk csak bele, hogy a másodpercenként húszszor, harmincszor, vagy akár ezerszer is körbeforduló roppant erős mágneses tér micsoda elektromos teret tud létrehozni. A Földön található részecskegyorsítókat üzemeltető kutatók biztosan irigykednek erre a kozmikus laboratóriumra. A neutroncsillag hatalmas sebességre gyorsítja a töltött részecskéket. Az erővonalak körül mozgó nagysebességű elektronok pedig úgynevezett szinkrotron sugárzást bocsájtanak ki, mely energiával táplálja a ködöt és a fényét biztosítja. Különös alakját pedig annak köszönheti, hogy a neutroncsillag, a diákok tanulmánya szerint, 250±50 km/s sebességgel száguld keresztül az őt körülvevő gázon. A CXOU J061705.3+222127 a ködben érvényes szuperszonikus sebességgel mozog, ezért a szinkrotron sugárzása „megáll” az általa keltett lökéshullámban, míg mögötte csóvaként „lemarad”, megrajzolva a neutroncsillag útvonalát.

Miután a diákok meghatározták azt a sebességet, mellyel a neutroncsillag a robbanás központjától távolodik, az IC443 távolságának ismeretében arra a következtetésre jutottak, hogy a szupernóva fénye, valamikor 30000 évvel ezelőtt érhette el a Földet.

A megjelent tanulmány után mások tovább folytatták a vizsgálatokat az IC443 neutroncsillaga és környezete ügyében. Tovább boncolgatták a már a 2001-es publikációban is felvetett kérdéseket.

IC443 különböző elektromágneses tartományokban felvett kompozit képe. A felvételen jól látható az üstökös csóvájára emlékeztető képződmény. – Röntgen: Chandra (NASA/CXC/B.Gaensler) és ROSAT (NASA/ROSAT/Asaoka és Aschenbach), Rádió: NRC/DRAO (D.Leahy) és NRAO/VLA, Látható fény (vörös): DSS (Digital Sky Survey) – Forrás: Chandra X-Ray Center (2006)

A CXOU J061705.3+222127 majdnem éppen a külső peremén helyezkedik el a táguló gázbuboréknak. Az igen valószínű, hogy a neutroncsillag és az IC443 kapcsolatban állnak, ugyanis a koruk hasonló nagyságrendbe esik. Ezt támasztja alá a neutroncsillag felszíni hőmérsékletének, és magának a ködnek a vizsgálata is. Vannak más ismert neutroncsillagok is, melyek nem a szupernóva-maradványaik középpontjában helyezkednek el, időközben elvándoroltak onnan.

A hosszú csóvaszerű képződményt is még alaposabb vizsgálatnak vetették alá. Kiderült, hogy az majdnem merőlegesen helyezkedik el arra az egyenesre nézve, mely a neutroncsillagot és az IC443 középpontját köti össze.

Mi lehet ezeknek a furcsaságoknak a magyarázata? Elképzelhető, hogy a progenitor eleve nagy sebességgel mozgott már a szupernóvává válás előtt, így a robbanás helye nem esik egybe a megfigyelhető központtal. Szintén lehetséges, hogy a ködben gyorsan mozgó gázok egyszerűen kibillentették a neutroncsillag nyomvonalát az eredeti helyzetéből. Az igazat megvallva ezek nem többek, mint spekulációk. A pontos és megnyugtató válaszokhoz bizonyosan további, többéves megfigyeléseken keresztül vezet majd az út.

Az IC443 felépítése két táguló héjjal modellezhető (two-shells model). Az objektumot főként molekuláris felhők veszik körül, melybe mintegy belerohan a szupernóva táguló maradványa, lökéshullámot keltve. Az így felgyülemlett energia sugárzássá alakul. Ez a sugárzás gerjeszti, ionizálja a köd anyagát, mely így világítani kezd.

Az IC443 modellje (Forrás: E. Troja, F. Bocchino, F. Reale: XMM-Newton observations of the supernova remnant ic443: i. soft x-ray emission from shocked interstellar medium)

A délkeleti részen kimondottan sűrű, csomós molekula felhő található. Ez az IC443 ottani szerkezetén is nagyszerűen visszatükröződik. Északkeleten, ahol az optikai tartományban a legfényesebb az objektum, a lökéshullám főként atomos hidrogént tartalmazó területre tör be éppen. Ennek, a molekuláris felhőknél kisebb sűrűségű régiónak és a táguló lökéshullámnak a kölcsönhatása felelős azért, hogy az IC443 gyönyörű szálas szerkezetű ezen a frontvonalon. A nyugati oldalán a köd sokkal simább, és kevesebb részlet figyelhető meg benne. Itt az IC443-at körülvevő anyag is sokkal homogénebb, így kevesebb a markáns struktúra az optikai tartományban.

Csak remélni merem, hogy a fenti rövid ismertetőből megtudhatta az olvasó, hogy a természet milyen eszközökkel festette az égboltra a medúzát, és talán egyetért egyik első kijelentésemmel: a Medúza-köd tényleg egy kozmikus csoda.

M97 és M108

2014-12-24 – Göd – 30 x 300 sec L

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

SXVR-H18 CCD kamera

M97 és M108

2014-12-24 – Göd – 30 x 300 sec L

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

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

SXVR-H18 CCD kamera

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

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

Lord Rosse rajza az M97-ről.

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

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

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

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

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

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

A planetáris ködök csillagászati időskálán mérve roppant gyorsan jönnek létre. Az AGB fázis végén ehhez elég mindössze néhány évszázad. Létezésük pedig alig pár tízezer év. Nukleáris fúzió hiányában a csillagszél megszűnik, miközben lassan a fehér törpe állapotba jut a csillag. Mire ez a folyamat teljesen befejeződik, a planetáris köd elenyészik az űr sötétjében, láthatatlanná válik.

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

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

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

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

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

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

2014 december 23/24. éjszaka

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

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

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

M45 (középső tartomány)

2014-12-12 – Göd – 8 x 300 sec L

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

SXVR-H18 CCD kamera

Merope – NGC1435

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

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

ASI 120MM monokróm kamera

Maia – NGC1432

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

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

ASI 120MM monokróm kamera

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Miért fontos kérdések ezek? Egyfelől lehet, hogy ez a Hipprcos összes mérése érintett. Másfelől, már a világűrben tartózkodik a Hipparcos utódja, a Gaia űrszonda, melyet 2013 decemberében bocsájtottak fel. Ennek az eszköznek 1 milliárd csillag pozíciójának a megmérése és elmozdulásának detektálása lesz a feladata. A pontossága 0.000001 ívmásodperc. Ezerszer nagyobb, mint a Hipparcos szondáé volt. Pár éven belül rengeteg pontos távolság adat birtokában lehetünk a Tejútrendszerben található csillagok esetében. A Gaia tervezése nagyon hasonló elődjéhez, így már csak ezért is megnyugtató lenne tisztázni a fentebb feltett kérdéseket.

A felvételek

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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