M71 (NGC 6838, Cr 409, Mel 226) – Gömbhalmaz a Tejút csillagai mögött

M71-LRGB-20160629-2337-sx-bin2-240s-TTK

Az M71 gömbhalmaz a Nyíl csillagképben

2016-06-29, 2016-07-04, 2016-07-05 – Göd

32 x 240 sec L (Bin2), 10 x 240 sec R (Bin2), 10 x 240 sec G (Bin2), 10 x 240 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 Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

Személyes M71

Ez a felvétel, még ha nem is tökéletes, különösen kedves számomra.

Mivel a júliusi derült éjszakák közül többet is a Polaris Csillagvizsgálóban töltöttem, hogy megmutassam az égbolt szépségét, és azok titkairól meséljek az odalátogatóknak, így idestova egy hónapja nem használtam már fotózásra a nagyobb távcsövemet. Szegény parlagon hevert. Még mielőtt mást gondolna az olvasó, nincs ebben részemről semmi kivetnivaló. Sőt! Igen remek kikapcsolódásnak, és egyben nagyon fontosnak is tartom a csillagászati bemutatókat a nagyközönség számára. Erre pedig kimondottan a nyári éjszakák a legalkalmasabbak, mikor is az emberek szívesebben mozdulnak ki, vagy látogatnak el egy eseményre, s így sokkal könnyebben megszólíthatóak.

Tekintettel arra, hogy pénteken nincs nyitva tartás a Polaris Csillagvizsgálóban, úgy gondoltam, itt az ideje a „magányos távcsövezésnek”, asztrofotózásnak. Némileg nyugtalan légkört jeleztek előre aznap estére, de egyszerűen csak megvontam a vállam. Na és? Kicsire nem adunk, amúgy meg tévedhetnek is. Megjegyzem, nem tévedtek.

Így lelkesedéssel tele, napnyugta után a kert megfelelő szegletébe kocsikáztam a műszert. Hamar végeztem a szokásos, némi tornával fűszerezett mutatvánnyal, s mivel még nem volt teljesen sötét, így a tubus szellőztetésére hivatott ventilátorok elindítása után, pihenésképpen leültem a teraszra. Onnan figyeltem, ahogy az alkony színei lassan belevesznek a nyári éjszakák lomhán közelgő sötétjébe, s felettem feltűnnek az első fénypöttyök az égen. Mikor már a Polaris is látszott, „betanítottam” a mechanikát, ellenőriztem a kamerát, a vezetést, a kábeleket. Mindeközben megjelentek régi vendégeim, a 2-3 méter magasan cikázó denevérek. Megszoktam már őket, és eddig mindig kikerültek. Nem aggódtam. A rövidke tesztek után minden működni látszott, de még mindig nem volt elég sötét, hogy belekezdjek a felvételek rögzítésébe.

Ekkor jelent meg legidősebb fiam, kezében hálózsákjával és egy polifoammal, hogy csatlakozna hozzám. Általában magányosan szoktam fotózni a kertemből, s valahol szeretem is ezeket az éjszakai csendes egyedülléteket. Most mégis nagyon megörültem a teljesen spontán érkező társaságnak. Hozott ki binokulárt, és hosszasan ígérgette, hogy majd elnézelődik, és nem fog zavarni. Azon vettem észre magam, hogy ahelyett, hogy fotóznék, együtt nézzük a csillagképeket, bóklászunk binokulárral az égen. Hagytam, hogy ő fedezzen fel dolgokat magának, hogy rácsodálkozzon a kis távcső mennyi csillagot, halmazt és halvány ködösséget megmutat az akkora már jól látszó Tejútban. Teret adtam csodálkozásának, és nem zaklattam mindenféle tudományos szöveggel, katalógusszámokkal. Csak akkor meséltem, ha kérdezett. Közben visszatértem a saját távcsövemhez, hogy végre nekifogjak a fotózásnak. Be is állítottam a célpontot, megvolt az utolsó simítás, amikor is fiam „lekanyarodva” a Tejútról megállapította, hogy arrafelé sokkal kevesebb a csillag, és egyszer csak ráakadt egy bolyhos csillagra. Csodálkozva kérdezte, hogy mi az, amit lát. (Az irány alapján az M13 gömbhalmaz volt.) Elmagyaráztam, hogy idős csillagok halmazába botlott, melyet ez a távcső nem tud csillagokra bontani, mindössze kiterjedt kis foltnak mutatja. Korábban mutattam már neki ilyet a saját távcsövemmel, de a Polaris műszereivel is. Meglepődött, hogy milyen különbségek vannak a távcsövek „képességeiben”. Nagyon érdekelte, hogy merre találhat még ilyet. Elmondtam, hogy hol érdemes keresgélnie, de nem járt sikerrel. Kérdezte, hogy a Tejút csillagmezejében is vannak ilyenek? Azt a vidéket sokkal érdekesebbnek vélte. Bizony, hogy vannak! Ekkor határoztam el, hogy előzetes terveimmel ellentétben, ezen az éjszakán mégis inkább a „különös sorsú” M71 gömbhalmaz lesz a célpontom, melyet galaxisunk sűrű csillagmezején keresztül pillanthatunk meg. Át is állítottam a távcsövet az új célpontra, és belekezdtem a fotózásba.

A téma időközben átterelődött az égről ide le. Hosszasan mesélt dolgairól, problémáiról, gondolatairól, meglátásairól. Itt is inkább jó hallgatóságot igyekeztem nyújtani. A kis tinédzsert pedig csak hosszasan beszélt, és beszélt. Én pedig reflektáltam, de nem irányítottam. Kerültem, hogy az „unalmas öreg bölcset” játsszam. Meg kell, hogy mondjam, a beszélgetésnek ezt a részét még sokkal jobban élveztem, mint mikor gondolataink még odafent jártak. Ugyan hajnali egy óra után nem sokkal elaludt, de fél három körül fel is ébredt, s folytatva a beszélgetést megvártuk, míg a pirkadat elnyeli a csillagok fényét. Befelé baktatva a házba még megjegyezte, hogy gyakrabban kéne ilyet csinálnunk!  Valóban, gyakrabban. A színszűrős RGB felvételeket már magányosan készítettem, míg fiam táborban volt. Hiányzott.

Az M71

A tőlünk 13 ezer fényév távolságra lévő gömbhalmaz nem számít óriásinak társai között, mivel mindössze 27 fényév az átmérője. Egyes vélemények szerint átmérője a 90 fényévet is elérheti, azonban a centrumtól távolabbi csillagok, pontosabban csak jelöltek halmaztagsága egyáltalán nincs megerősítve. Tömege 17 ezer naptömeg, így becslések szerint, csillagainak száma néhányszor 10 ezer darab lehet. A Shapley–Sawyer 12. fokozatú osztályozás szerint a besorolása: X-XI. Ez azt jelenti, hogy nem mutat jelentős sűrűsödést a centruma felé. Az M71 kisméretű, laza felépítésű gömbhalmaz.

A látszólag körülbelül 7 ívperc kiterjedésű halmaz a kicsiny Nyíl (Sagitta) csillagkép egyik ékessége. Magát a csillagképet a Hattyú (Cygnus) és a Sas (Auila) között találjuk, az előbbihez némileg közelebb, körülbelül félúton.

M71-map-01

Amennyiben ráakadtunk, akkor már csak a γ Sagittae-t (a Nyíl gamma jelű csillaga), és a δ Sagittae-t (a Nyíl delta jelű csillaga) kell beazonosítanunk. Ezek a Nyíl legfényesebb, szabad szemmel is jól látható csillagai, így igazán nem lesz nehéz dolgunk. Most, hogy már a cél közelében járunk, ideje távcsövet ragadni. Az előbb említett két csillag távolsága mindössze 2.5 fok, így remekül elférnek egy tipikus keresőtávcső látómezejében.

M71-map-02

A γ Sagittae és a δ Sagittae közötti egyenestől alig valamelyest az Altair (a Sas legfényesebb csillaga) irányába eltéveszthetetlen a csillaghalmaza. Egy közepes binokulárral már „bolyhos foltnak” mutatja magát. Az ember szinte érzi, hogy nem sok hiányzik a csillagokra bontáshoz. Ez így is van. Kisebb távcsövekkel már megkülönböztethetőek a halmaz egyes csillagai, míg a nagyobbakkal könnyen bomlik is. Kiváló célpont még városi égen is, vagy éppen holdas éjszakákon. Természetesen, a megfelelően sötét ég tovább fokozza az élményt.

Ami engem elsőre rabul ejtett, mikor távcsőben először láttam (ez sem ebben az évtizedben volt), az a sűrű csillagmező, ami „keretezi” a halmazt. A másik pedig, amit az első 150/1250 Newton távcsövem is nagyszerűen megmutatott, hogy közel sem annyira szabályos, mint azt egy gömbhalmaztól elvárnánk. Szinte nem is lehetett eldönteni a távcsöves látványa alapján, hogy inkább hasonlít laza és szabálytalan gömbhalmazra, vagy sűrűbb nyílthalmazra. Ma már persze biztosan tudjuk a választ, de nem volt ez mindig így. Odáig hosszú út vezetett.

A halmazt hárman is felfedezték egymástól függetlenül. Az első ember, aki megpillantotta Philippe Loys de Cheseaux volt 1746-ban. Utána, legalábbis mai ismereteink szerint, Johann Gottfried Koehler német csillagász következhetett, aki nagyon halvány ködként írta le a Nyílban. A bizonytalanság oka, hogy Koehler nem datálta a megfigyelését, csupán következtetni lehet rá, hogy valamikor 1772-1779 között történt. Nem sokkal előzte meg Pierre Méchain-t, aki 1780. június 28-án újra felfedezte. Máchain Charles Messier barátja, és egyben asszisztense is volt. Messier miután 1780. október 4-én ellenőrizte Máchain megfigyelését, az objektumot katalógusában a 71-es sorszámmal látta el. A halmazra azóta hivatkozunk Messier 71, röviden M71 néven.

A fenti megfigyelők még mind halvány ködként írták le a halmazt, mely csillagokat nem tartalmaz. Ennek okát az olvasó már bizonyára sejti: műszereik mérete, optikai minősége még nem volt megfelelő arra, hogy csillagokra bontsa az M71-et. Ez először Sir William Herschel-nek sikerült. 1783 óta tudjuk tehát, hogy az M71 csillagok halmaza. De, hogy pontosan milyen halmaz, azt évszázadokig bizonytalanság övezte.

A halmazok definíciója, hogy csillagaik gravitációsan kötődnek egymáshoz, de mint látni fogjuk, ez adott esetben nem feltétlenül tart addig, míg az utolsó csillagok is „kihunynak” benne. Alapvetően a csillaghalmazok két típusát különböztetjük meg: a nyílthalmazokat és a gömbhalmazokat.

M45-Panik

Talán az égbolt egyik legismertebb nyílthalmaza az M45. Mi magyarok Fiastyúkként szoktunk emlegetni, mely a csibéivel a Bika csillagkép hátán csücsül. A görögök Plejádoknak (Πλειάδες / Pleiades) nevezték, a mitológiai hét nővér után. A felkelő nap országában pedig Subaru-ként ismert ez a nyílthalmaz. Nincs olyan kultúra, ahol ne lenne valamilyen elnevezése, vagy ne kapcsolódna hozzá valamiféle történet. 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 sűrűbb csillagködön halad keresztül, mely visszaveri a tagok fényét, gyönyörködtetve ezáltal a szemlélőt. Fotó: Panik Zoltán Imre

A nyílthalmazok legfeljebb néhány ezer tagot számlálnak. A spirál galaxisokban, mint amilyen a Tejútrendszerünk is, a nyílthalmazok a galaxis korongjában, jellemzően a spirál karokban találhatóak, ahol kialakulásukhoz kedvezőek a körülmények. Adott halmaz csillagai mind ugyanabban a hatalmas molekula felhőben keletkeztek, és koruk is nagyjából hasonló.

Gravitációsan ugyan kötődnek egymáshoz, de ez a kapocs gyenge. A legtöbb nyílthalmaz gravitációsan elég instabil, ami arra vezethető vissza, hogy tömegük nem elég nagy ahhoz, hogy csillagaikat hosszú időn át megtartsák. A halmazra érvényes szökési sebesség kisebb, mint az őt alkotó csillagok átlagos sebessége, így azok belső és külső hatásokra viszonylag könnyedén elszöknek. De milyen hatások érik az egyes csillagokat?

Természetes belső folyamat a csillagok közötti közeli találkozás, melynek révén, az adott csillag elég sebességre tehet szert, hogy legyőzze a halmazon belüli szökési sebességet. A halmaz „párolgásában” fontos szerepet játszik továbbá a galaxis árapály hatása is, illetve közeli találkozások a galaxis egyéb csillagaival, halmazaival. De ezzel még nincs vége a sornak, ugyanis a hatalmas molekula felhők megközelítése, vagy azokon való áthaladása is erodálja a halmazt.

A fentieknek köszönhetően csillagaik, a galaxis korához képest csak viszonylag rövid ideig maradnak együtt. A nyílthalmazok több 100 millió éves időskálán felbomlanak, attól függően, hogy mekkora volt az eredeti tömegük, sűrűségük. Csak az igazán népes és sűrű halmazok érik meg a több milliárd éves kort. A felbomlott nyílthalmazok tagjai továbbra is hasonló pályán mozognak, mozgó csoporttá (moving group) válnak. Ilyen mozgó csoporthoz tartozik például a Göncölszekér 5 fényes csillaga is (Ursa Major Moving Group). Mozgásuk, azonos kémiai összetételük, azonos koruk a bizonyítéka, hogy valaha, egy mára már felbomlott, nagyjából 300-500 millió éve született nyílthalmaz tagjai voltak.

UMA_Moving_Group_Goncol1-m1

A Nagy Medve (Ursa Major) csillagkép részét képező Göncölszekérnek, az Ursa Major Moving Group magjához tartozó csillagai. A mozgó csoport centruma tőlünk nagyjából 80 fényévre található. Kiterjedését tekintve, a tagok egy 30 fényév nagytengelyű és 18 fényév kistengelyű ellipszoid alakú térrészt töltenek ki. A jelölteket is beleszámolva, valamivel több, mint 4 tucat csillagról lehet szó, melyek az égboltunkon viszonylag nagy szeletén szétszórva láthatunk (a Cepheus-tól egészen „le” a Déli Háromszög csillagképig), s melyek látszólag a Nyilas csillagkép egy meghatározott pontja felé tartanak. Kiemelném, hogy egy csillagokban gazdag nyílthalmaz könnyen akár 200 csillagot is számlálhat ekkora területen.

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 nyílthalmazokhoz képest tehát sokkal népesebbek és nagyobbak. A Tejútrendszer halójának (a galaxis korongját körbevevő, csillagok alkotta szferoidális alrendszer) igen ősi objektumai, a legfiatalabbak is legalább 8-10 milliárd évesek. De nagytöbbségük kora inkább 12-13 milliárd év körüli. Bár külső és belső folyamatok e halmaz típust is bomlasztják, azonban csillagaik a Tejútrendszerünk, de még a világegyetem koránál is hosszabb ideig képesek együtt maradni.

A gömbhalmazokról egészen a XX. század végéig azt gondolták, hogy csillagaik nagyjából egyszerre keletkeztek. Az ezredforduló táján azonban kiderült, hogy ez nem pontosan így van. Jó pár gömbhalmazban különböző korú csillagpopulációk élnek együtt. Megjegyzem, hogy az egyes csillaggenerációk születése között eltelt néhány százmillió év még mindig csak töredéke e halmazok korának. Kialakulásuk a mai napig nem pontosan tisztázott. Annyi azonban bizonyos, hogy a nyílthalmazokkal ellentétben, napjainkban már nem keletkeznek gömbhalmazok a Tejútrendszerünkben.

A galaxisunkban vannak tehát gömbhalmazok és nyílthalmazok. Ezek koruk, kémiai összetételük, galaktikus pályájuk, és felépítésük alapján megkülönböztethetőek. És igen, sokáig volt az M71, melyről folytak a találgatások, hogy ez most akkor egy nagyon nagy, és igen sűrű nyílthalmaz, vagy pedig kicsiny, ritkás gömbhalmaz.

Harlow Shapley 1914-től kezdve igen intenzíven foglalkozott a Tejútrendszer gömbhalmazaival. A témában több tucat publikációja jelent meg. A gömbhalmazokkal kapcsolatos ismereteink alapjait ő tette le munkatársaival. Neki köszönhető, hogy az M71-re sokáig egyszerűen csak sűrű galaktikus halmazként (a „galactic cluster” az angol szakirodalomban, a nyílthalmazok archaikus elnevezése) hivatkoztak a csillagászok.

Legelőször James Cuffey említette meg 1943-ban megjelent cikkében, hogy az M71 csillagainak eloszlása a szín-fényesség diagramon (color-magnitude diagram, CMD) kimondottan emlékezteti néhány gömbhalmaz esetében megfigyeltére. Egy csillaghalmazról sok mindent elmond a szín-fényesség diagramja, mely tulajdonképpen a klasszikus Hertzsprung-Russel diagram (HRD) „gyakorlatias” változata. A vízszintes tengelyen két különböző szűrővel mért fényesség értékek különbsége (például B-V, V-I, stb.) van feltüntetve a színképosztály helyett. A függőleges tengelyen pedig az egyik színszűrővel (például V szűrő) felvett fényességérték szerepel.

Cuffey rámutatott, hogy az M71-ben az óriás csillagok vörösek, és ezek színe a halványabb csillagok irányába folyamatosan a kék felé tolódik. Csillagainak túlnyomó többsége pedig halvány csillag (a fősorozat csillagai több magnitúdóval halványabbak az óriásoknál). A tanulmány konklúziójában, azonban nem foglalt határozottan állást a halmaz mibenléte felől, sokkal inkább a gömbhalmazok és nyílthalmazok közötti elmosódott határt igyekezett hangsúlyozni. A kérdés tehát még nem dőlt el, sőt a következő évtizedben szinte minden maradt változatlanul, illetve volt cikk, ami egyenesen leszögezte, hogy az M71 nyílthalmaz.

Újabb előrelépés egészen addig nem történt, amíg a műszerek és a megfigyelési módszerek fejlődésével a csillagászok el nem kezdték alaposabban vizsgálni a halmaz szín-fényesség diagramját. A fotometria mellett bevetették a spektroszkópiát is, így a kutatók információhoz jutottak a csillagainak kémiai összetételét illetően. Továbbá a Doppler-effektus okozta színképvonalak eltolódásából, a halmaz galaxison belüli pályáját is sikerült meghatározni. Haladjunk szépen sorban, és nézzük meg, hogy miként folytatódott az M71 klasszifikációs „kálváriája”, és végül hogyan sikerült pontot tenni a történet végére.

Open_Cluster_vs_Globular_Cluster-HRD4-cut1

Balra, a nagyjából 2.5 milliárd éves, így viszonylag öregnek számító NGC6819 nyílthalmaz szín-fényesség diagramja. Jobbra pedig, a nagyjából 10 milliárd évvel idősebb NGC1851 gömbhalmaz szín-fényesség diagramja látható. Az ábrán látható rövidítések: MS – Fősorozat, SGB – Szubóriás ág, RGB – Vörös Óriás ág, HB – Horizontális ág, AGB – Aszimptotikus óriás ág, BS: Kék vándorok. Vegyük észre, hogy a horizontális ág mennyire népes a gömbhalmaz esetében, míg a nyílthalmaz híján van az ilyen típusú csillagoknak.

Adott halmaz szín-fényesség diagramja elárulja annak korát. A nyílthalmazokra és gömbhalmazokra „jellemző” szín-fényesség diagramok közti eltérések is alapvetően a két típus közötti jelentős korkülönbséggel magyarázható.

Az egyszerre született (azonos fémtartalmú) csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ. A nagyobb tömegű fényesebb és forróbb csillagok hamarabb elhasználják hidrogén készleteiket, és elhagyják a fősorozatot. Az idő előrehaladtával már csak a kisebb tömegű, és kevésbé fényes csillagok maradnak a fősorozaton. Minél idősebb egy halmaz, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” az óriás ág felé.

csillaghalmazok_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

Felrajzolva tehát az adott halmaz szín-fényesség diagramját, az előbb említett pontnak a meghatározásával, továbbá felhasználva a csillagfejlődési elméleteket, izokron illesztésével megbecsülhető a halmaz kora. (Az izokron a csillagfejlődésben használt kifejezés, mely a szín-fényesség diagramon az azonos korú csillagokat összekötő görbét jelenti.)

A kor meghatározását nehezítette, hogy a halmazra a galaxis korongján keresztül látunk rá. A Tejútrendszer síkjába nagy a por koncentrációja, így a halmazt sokkal vörösebbnek látjuk, mint amilyen valójában. B-V színindexe +1.09, így az M71 a fényesebb gömbhalmazok között az egyik legvörösebb, hála a pornak. A kor meghatározásakor, így a csillagászoknak kalibrálni kellett a méréseiket, figyelembe kellett venni ezt a hatást.

M71-Tejut-01

Az M71 helyzete a Tejútrendszerben. Mi a galaxis korongján keresztül látunk rá.

A múlt század utolsó harmadában a publikációk leginkább 12±2 milliárd évben határozták meg az M71 korát. Az ilyen öreg halmazok rendre gömbhalmazok, így egyre többen osztották azt a véleményt, hogy nem fér kétség az M71 mivoltához. Akadt azonban még néhány megválaszolatlan kérdés a halmaz körül, hogy teljes legyen a bizonyosság.

A gömbhalmazok általában bővelkednek RR Lyrae típusú pulzáló változócsillagokban, melyek fényességváltozásának periódusa és abszolút fényessége között reláció áll fenn, így tökéletesek távolság meghatározásra. Az M71-ben azonban nem találtak, a halmazváltozóknak is nevezett, RR Lyrae csillagokat. A csillagászok ezt kezdetben egyáltalán nem értették. Hogyan lehetséges ez? Ha ez egy gömbhalmaz, akkor miért hiányoznak a típusra jellemző változók? (Külön érdekes, hogy az M71-ben egyébként is igen kevés változócsillagot ismerünk.)

Ami szintén fejtörést okozott a csillagászokat, az az M71 horizontális ága. A gömbhalmazok olyannyira idős objektumok, hogy a naptömegű és az annál nagyobb tömegű csillagok már mind életük végéhez értek. A horizontális ágat is a Napunk tömegénél kisebb tömegű csillagok alkotják. Ide késői fejlődési fázisban, közvetlenül a vörös óriás fázist követően kerülnek e csillagok, miután magjukban beindult a hélium fúziója. A csillagok energiaellátásáért ekkor már a magbéli hélium, és az ezt körülvevő héjban történő hidrogén fúzió biztosítja. A többi gömbhalmazzal ellentétben, az M71 esetében eleinte egyáltalán nem volt evidens a csillagok e csoportjának kimutatása. Végül a kutatók ráleltek az igencsak rövid horizontális ágra. Egy újabb bizonyíték született amellett, hogy az M71 kétséget kizáróan gömbhalmaz.

M71-CMD

Az M71 szín-fényesség diagramja. Az M71 más gömbhalmazokhoz képest rövidke horizontális ággal rendelkezik (vízszintes vonal). Ábra forrása: Hodder és mások

De miért nem látunk az M71 esetében hosszú és markáns, csillagokkal benépesített horizontális ágat a szín-fényesség diagramon, mint a többi gömbhalmaznál? A kérdésre a válasz a gömbhalmaz relatíve fiatal kora. A halmaz korára a manapság elfogadott érték 10-12 milliárd év körül van. Mivel az RR Lyrae csillagok a horizontális ág pulzáló változócsillagai, annak instabilitási sávjában találhatóak, így a horizontális ág rövidsége az RR Lyrae változók hiányát is megmagyarázza.

Az M71 kémiai összetételét célzó vizsgálatok is alátámasztják a halmaz korára kapott értékeket. A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Minél alacsonyabb a fémtartalma egy csillagnak, annál ősibb objektum, ugyanis ezeket az elemeket a csillagok állították elő a világegyetem története során. A galaxisban újabb és újabb csillaggenerációk a már a fémekben egyre dúsabb molekuláris gázfelhőkből születtek. A Tejútrendszerben az összes gömbhalmaz fémtartalma jóval alacsonyabb, mint a Napunké. Az M71 azonban a magas fémtartalmú gömbhalmazok közé tartozik. Nála csak az M69 gazdagabb fémekben. E tulajdonsága is azt mutatja, hogy a gömbhalmazok között fiatalnak számít.

A fémtartalombeli különbségek azonban nemcsak az egyes gömbhalmazok között, hanem azokon belül is kimutatható. A gömbhalmazok formálódásuk során, saját maguk is beszennyezték fémekkel, az akkor még bennük jelenlévő intersztelláris gázt (self-enrichment), mindez azonban nem több milliárd éves, hanem mindössze százmilliós időskálán zajlott le.

Ahogy korábban is utaltam rá, jó pár gömbhalmazban különböző korú csillagpopulációk élnek együtt. Az első árulkodó jelekre a halmaztagok kémiai összetételének vizsgálatakor bukkantak a csillagászok. Az M71, mint fémekben gazdag északi gömbhalmaz ideális célpontnak mutatkozott az egyes csillagok kémiai összetételét illető apró eltérések vizsgálatára. Sikerült is az egyes fémek egymáshoz viszonyított aránya alapján két különböző összetételű csoportot elkülöníteni. A kémiai összetételben kimutatott különbségek a legjobban a populációk közti korkülönbséggel magyarázható, vagyis a gömbhalmaz első csillagai szennyezték be a gázt, amiből a következő generáció született. Hogy mik voltak a pontos folyamatok, illetve, hogy melyiknek volt nagyobb szerepe arról megoszlanak a vélemények. Szennyezők lehettek az első generáció szupernóvái, bár egyes vélemények szerint ezek inkább kisöpörték a gázt a halmazból. Felelőssé tehetőek még az első generációs közepes tömegű csillagok által, a késői fejlődési fázisában, vagyis a horizontális ágon, és az aszimptotikus óriás ágon kibocsájtott csillagszél. De ugyanúgy elképzelhető, hogy a fősorozati masszív és gyorsan forgó csillagai is fontos szerepet játszottak a folyamatban. Nem egyszerű dönteni a lehetséges alternatívák közt, illetve megmondani, hogy melyiknek mekkora volt a részesedése az egész folyamatban. Ma úgy tűnik, és az M71-gyel kapcsolatos kutatások is ezt támasztják alá, hogy életük vége felé járó közepes tömegű csillagok csillagszele volt a legfőbb tényező.

Ma már kétség sem fér ahhoz, hogy az M71 gömbhalmaz. Bennem pedig afelől nincs kétség, hogy igen csak mutatós. Az idei Meteor Távcsöves Találkozón több távcsőben is volt alkalmam megszemlélni, így ezt bizton állíthatom. Aki nem hisz nekem, annak javaslom, hogy tegyen vele egy próbát!

(Akit a gömbhalmazok világa mélyebben is érdekel, annak érdemes lehet elolvasni a korábban róluk írt összefoglaló cikkemet, vagy megnézni a róluk tartott előadásomat.)

Felhasznált irodalom:

Karttunen, H., Kröger, P., Oja, H., Poutanen, M., Donner, K.J.: Fundamental Astronomy (ISBN 978-3-662-05333-1)

James Cuffey: NGC 5053 and NGC 6838

Smith, G. H. & Penny, A. J.: CN and CH inhomogeneities among red horizontal branch stars in M71

Hodder, Philip J. C.; Nemec, James M.; Richer, Harvey B.; Fahlman, Gregory G.: Deep CCD photometry and variable stars in the metal-rich globular cluster M71

J.W.T. Hessels, S.M. Ransom, I.H. Stairs, V.M. Kaspi, P.C.C. Freire: A 1.4-GHz Arecibo Survey for Pulsars in Globular Clusters

A. Alves-Brito, R. P. Schiavon, B. Castilho, B. Barbuy: Abundance variations in the globular cluster M71 (NGC 6838)

Michael Marks, Pavel Kroupa: Initial conditions for globular clusters and assembly of the old globular cluster population of the Milky Way

Szabolcs Meszaros, Sarah L. Martell, Matthew Shetrone, Sara Lucatello, Nicholas W. Troup, Jo Bovy, Katia Cunha, Domingo A. Garcia-Hernandez, Jamie C. Overbeek, Carlos Allende Prieto, Timothy C. Beers, Peter M. Frinchaboy, Ana E. Garcia Perez, Fred R. Hearty, Jon Holtzman, Steven R. Majewski, David L. Nidever, Ricardo P. Schiavon, Donald P. Schneider, Jennifer S. Sobeck, Verne V. Smith, Olga Zamora, Gail Zasowski: Exploring Anticorrelations and Light Element Variations in Northern Globular Clusters Observed by the APOGEE Survey

Az oldal címkéi: , , , , , , , , ,