NGC4945
iTelescope.net T30 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI-PL6303E CCD kamera
2015-02-16, 2015-02-17, 2015-04-15, 2015-04-16– Siding Spring Observatory – 25 x 300 sec L, 8 x 300 sec R,G,B
Az NGC1316-ról (Fornax A) készült fotó befejezése után hosszasan töprengtem, hogy melyik déli galaxis legyen a következő célpontom. Az M97 és M108 párosról még készülőben volt a fotó, amikor megszületett az elhatározás: az NGC4945 galaxis lesz a következő távészleléssel megörökítendő csillagváros. Az utóbbi időben párhuzamosan használom kis műszeremet a kertből, és az iTelescope.net Ausztráliában (Siding Spring Observatory) található egy-egy távcsövét. Hogy mi a kapocs a kettő között? Ez esetben az M108 megjelenése nagyban inspirált, hogy nagyobb távcsővel „lencsevégre kapjak” egy kusza porsávokkal tarkított, (majdnem) éléről látszó galaxist. (Előtte még tettem egy kis kitérőt a Wolf-Rayet csillagok körül található különös ködök világába.) Hamarosan látni fogjuk azonban, hogy ennek a galaxisnak az asztrofizikája legalább olyan izgalmas, mint megjelenése.
Az NGC4945 a Centaurus csillagkép déli területén található, így sosem emelkedik lakhelyem horizontja fölé. Bár hazánk égboltján is sok az érdekes csillagváros, mégis irigylem azokat, akik tőlünk délebbre, saját maguk is megfigyelhetik ezt a 20ˊ x 3.8ˊ látszólagos méretű 9.3 magnitúdós galaxist. Valószínűleg a déli féltekén élő amatőrcsillagászok is hasonlóan éreznek pár nagyszerű északi objektum említése esetén. Talán ezekben a percekben valaki éppen elhatározza, hogy északra utazva végre megcsodálja, lefotózza az Örvény-ködöt (M51), vagy távcsőidőt bérel egy északi félteken lévő csillagvizsgálóban.
Az NGC4945 a Centaurus csillagkép déli területén található. A kép az első expozíciók készítésekor, az ausztráliai (Siding Spring Observatory) égbolt állapotát mutatja. Kelet-északkelet felé (a baloldalon) a hazánkból is megfigyelhető csillagképek láthatóak fejjel lefelé.
De hol helyezkedik el a kozmoszban? Távolságát csak az elmúlt egy évtizedben többször is meghatározták. Alapvetően két módszert használtak a csillagászok: a Tully-Fisher relációt, és a galaxisban lévő vörös óriásokat.
A Tully-Fisher relációról már korábban is írtam. Azoknak, akik ezeket a cikkeket nem olvasták:
A Tully-Fisher reláció (elliptikus galaxisok esetén nem használható, csak spirális és lentikuláris galaxisoknál) egy tapasztalati összefüggés a galaxisok tömege vagy luminozitása és emissziós vonalainak szélessége, vagyis a galaxison belüli szögsebességek között. A részletekbe nem nagyon elmerülve, arról van szó, hogy a galaxison belüli sebességekből meghatározható a galaxis luminozitása, és ebből pedig távolsága. Ugyanis, a galaxis csillagainak dinamikáját a galaxis tömege határozza meg, mely pedig összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva a látszólagos fényesség ismeretében a távolság már meghatározható.
Ezzel a módszerrel maga Tully és kutatótársai, továbbá Nasonova és csapata is meghatározta az NGC4945 távolságát. Az első esetben 3.55 Mpc, míg a másodikban 4.5 Mpc adódott a galaxis távolságára.
A vörös óriás csillagok földi távcsövek esetén 3 Mpc távolságon belül kitűnően használhatóak a galaxisok távolságának meghatározására. A Hubble űrtávcsővel ez a távolság még a négyszeresére kiterjeszthető, ugyanis ilyen távolságig képesek vele a kutatók csillagokra bontani a galaxisokat. Egészen pontosan a fényesebb csillagok, így a vörös óriások is, ekkora távolságban még detektálhatóak. A módszer megértéséhez nézzük meg a Napunk tömegével rendelkező csillagok fejlődését egy olyan diagramon, ahol a vízszintes tengelyen a csillag effektív hőmérsékletének logaritmusa, míg a függőleges tengelyen a Naphoz viszonyított luminozitásának logaritmusa található. A csillag fejlődése során jellegzetes görbe mentén mozog. Nem célom bemutatni a teljese életpályát, csupán a módszer megértéséhez szüksége fogalmakat szeretném tisztázni.
A naptömegű csillagok életpályája. A vízszintes tengelyen a csillag effektív hőmérsékletének logaritmusa, míg a függőleges tengelyen a Naphoz viszonyított luminozitásának logaritmusa található.
A vörös óriás fázis a Naphoz hasonló tömegű csillagok életében akkor következik be, amikor a magban a hidrogén készletek már fogytán vannak. A hidrogén fúzió a magot körülvevő külső héjba tevődik át, miközben a csillag külső részei ennek hatására kitágulnak, míg felszíni hőmérséklete lecsökken. A csillag elhagyja a fősorozatot, és a görbén elvándorol egészen az F pontig. Jól látható, hogy ebben a luminozitás csúcspontban valami drasztikus történik, és jelentős fordulat következik be a naptömeg körüli csillagok életében: robbanásszerűen beindul a hélium fúziója a degenerált héliumból álló magban, és ezután a csillag luminozitása jelentősen lecsökken. Ezt a pontot az első vörösóriás-ág tetejének nevezik. A pont neve az angol nyelvű szakirodalomban: Tip of the Red Giant Branch (TRGB).
A vörös óriások eloszlását felrajzolva egy szín-fényesség diagramon, ahol a szín a vizuális és a közeli infravörös tartományban megfigyelt fényességek különbsége (V-I), míg a fényesség a közeli infravörös tartományban látszó fényesség (I), azok eloszlása egyszerű hatványtörvényt követ. Ezt a csillagfejlődési elméletek és a megfigyelések egyaránt alátámasztják. Megfelelő matematikai apparátus birtokában meghatározható a TRGB látszólagos közeli infravörös fényessége.
A vörös óriások eloszlása az NGC4945 galaxis szín (V-I) és közeli infravörös fényesség diagramján. Forrás: M. Mouhcine, H.C. Ferguson, R.M. Rich, T.M. Brown, T.E. Smith
Az idős (több milliárd éves) vörös óriás csillagok esetén, melyek fémtartalma kicsi ([Fe/H] ≤ -0.7), a közeli infravörös tartományban a TRGB pont abszolút fényessége független azok fémtartalmától. Ez már nem teljesen igaz a fiatalabb, így nagyobb fémtartalmú csillagokra. A csillagászok minden olyan elemet, ami nem hidrogén vagy hélium, fémnek neveznek. A csillagok fémtartalma fontos szerepet játszik fejlődésükben, és ennek köszönhetően kissé más utat járnak be. A nagyobb fémtartalmú vörös óriások életpályája a diagramon kissé a kékes tartomány felé tolódik. A módszer egyik lényeges sarokköve tehát, hogy a csillagok fémtartalma, vagyis kora egy tág intervallumban (>2 milliárd év) nem befolyásolja szignifikánsan a távolság meghatározás pontosságát. Ráadásul idősebb csillagpopulációk minden galaxisban akadnak, míg a fiatalabbak, a csillagkeletkezés hiányában szinte teljesen hiányoznak például az elliptikus galaxisokból.
Adott vörös óriások csoportja esetén, megfelelő csillagászati és matematikai ismeretek birtokában a TRGB meghatározható. Ennek a pontnak a közeli infravörös tartományban látszó fényességéből, illetve az abszolút fényessége birtokában már kiszámítható a galaxisok távolsága.
Ez elsőre igen jól hangzik, és ígéretessé teszi ezt a távolság meghatározási eljárást. Természetesen, több nehézség is felmerül a pusztán matematikai „kihívások” mellett. Megfelelő csillagjelölteket kell választani, és a látszólagos fényesség esetén több korrekciós tényezőt is figyelembe kell venni. Egy ilyen például, hogy az NGC4945 viszonylag közel látszik a saját galaxisunk síkjához, így az intersztelláris médium némi vörösödést okoz a megfigyelt objektumok fényében, illetve tompítja azt. Magában a távoli galaxisban található por és gáz szintén hatással lehet a megfigyelt színre és fényességre. Mint az hamarosan látni fogjuk, ez a hatás nagyban csökkenthető, ha megfelelő helyről választjuk a vörös óriásokat.
Végezetül a TRGB abszolút fényességét is be kell kalibrálni. A kalibrációkat olyan gömbhalmazokon és csillagpopulációkon végezték el, ahol más távolság meghatározási módszerek is rendelkezésre álltak.
Mouhcine, H.C. Ferguson, R.M. Rich, T.M. Brown, T.E. Smith az NGC4945 halójából választott célpontokat, ahol az idősebb csillagpopulációk találhatóak, viszonylag könnyen azonosíthatóak, illetve a por által okozott vörösödés kevésbé számottevő. A TRGB meghatározásával kiszámították a galaxis távolságát, mely szerintük 3.36 Mpc.
A bekeretezett területeken fésülték át a kutatók az NGC4945 halóját megfelelő vörös óriások után kutatva.
Jeremy Mould és Shoko Sakai az előbb vázolt módszert is felhasználva 3.8 Mpc-et kapott a csillagváros távolságára. Céljuk azonban egy kissé más volt, mint Mouhcine csapatának, ugyanis különböző távolságmérési módszereket hasonlítottak össze tanulmányukban.
Anélkül, hogy felsoroltam volna az összes távolsággal kapcsolatos kutatást, az értékek láthatóan eltérnek valamelyest. Amennyiben a témával kapcsolatban fellelhető publikációk eredményeinek középértékét fogadjuk el, az NGC4945 távolsága 3.8 Mpc. Ha az átlagot vesszük, akkor pedig 4.1 Mpc jön ki. Valószínűleg nem tévedünk nagyot, ha azt mondjuk: az NGC4945 távolsága 12-13 millió fényév. Ez jól összeegyeztethető a Centaurus galaxis csoport (súlypontjának) távolságával, melynek az NGC4945 az egyik a legfényesebb tagja.
Tudva, hogy milyen messze van, illetve ismerve az égen a látszólagos méretét, az NGC4945 átmérője nem sokkal marad el a Tejútrendszerünké mögött: nagyjából 70000-75000 fényév (12-13 millió fényéves távolság és 20ˊ látszólagos átmérő esetén). Az Androméda galaxis után a második legközelebbi nagyméretű spirál galaxis.
A felvételre pillantva jól látható, hogy a galaxis hemzseg a csillagkeletkezési területektől. Fiatal, forró csillagok halmaza festi helyenként kékre a csillagvárost, míg a vöröses szín e csillagok által gerjesztett, ionizált hatalmas hidrogénfelhőktől származnak. A csillagok keletkezési üteme felülmúlja Tejútrendszerünkét, így az NGC4945-öt a csillagontó galaxisok közé sorolják.
A csillagok ragyogása, a világító hidrogénfelhők, a sötét kanyargó porfelhők igazán impozánssá teszik ezt a majdnem éléről látszó galaxist. Ám ami nekem a szépséget jelenti, az a csillagászoknak a nehézséget. Egy nagyjából 78° inklinációval rendelkező spirál galaxisra „rápillantva” roppant nehéz megmondani a pontos morfológiai felépítését. Hogyan helyezkednek el a karok? Mennyire szorosan csavarodnak a galaxis köré? Küllős-e a spirál galaxis? Van központi dudor? Mi történik a magban?
Természetesen vannak árulkodó nyomok már az optikai tartományban is. A látható spektruma alapján, az NGC4945 Seyfert II típusú galaxis, vagy aktív galaxis maggal rendelkezik (Active Galactic Nucleus – AGN). A mag által kisugárzott nagymennyiségű energia az ott elhelyezkedő szupermasszív fekete lyuk jelenlétével magyarázható. Az egész jelenséget azonban por és molekula felhők takarásából kell szemlélnünk. Találóan kijelenthető, hogy az NGC4945 titkai jórészt ködbe burkolóznak. Hagyjuk hát el a vizuális tartományt, és pillantsunk a dolgok mélyére.
Az NGC4945 magjának optikai tartományban és röntgen tartományban (kék és rózsaszín) készült kompozit képe. – Röntgen tartomány: NASA/CXC/Univ degli Studi Roma Tre/A.Marinucci és mások, optikai tartomány: ESO/VLT & NASA/STScI
Az NGC4945 1ˊx1ˊ központi régiója a röntgen tartományban (vörös:0.3-2 keV, zöld: 2-10 keV) – Forrás: NASA/CXC/Univ degli Studi Roma Tre/A.Marinucci és mások
Amíg az optikai spektrum csak „sejtetni engedi”, hogy a magban nagyenergiájú folyamatok zajlanak, megfigyelve az NGC4945 által kibocsájtott röntgensugárzást ez teljesen nyilvánvalóvá válik. A 10 keV (kemény) röntgen tartományban direkt emissziót láthatunk, míg a 0.3-2 KeV (lágy) nem kibocsájtó közeg, csupán szóródik rajta a sugárzás. Ez az utóbbi jelenség az úgynevezett Compton-szórás. Nagyon leegyszerűsítve: amikor egy nagyenergiájú röntgen foton atomos anyaggal ütközik, akkor energiájának csak egy részét adja át a „kibillentett” elektronnak, majd kisebb energiájú (lágyul a sugárzás), megváltozott irányú fotonként folytatja az útját („mintegy szóródik az atomon”).
A röntgensugárzás keletkezésének egyik oka a galaxis magjában található szupermasszív, 1-1.5 millió naptömegű fekete lyuk. A fekete lyuk megpróbálja elnyelni a környezetében található anyagot, mely akkréciós korongot formál körülötte. Ezt pedig kívülről sűrűbb, lassabban keringő gázfelhők veszik körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog és felhevül. Mozgási energiájának egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Míg a felszabaduló energiája másik része biztosítja a töltött részecskék relativisztikus (közel fénysebességre) történő gyorsítását. A fekete lyuknál az akkréciós korongra merőleges, a forgástengellyel párhuzamosan plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyben az említett részecskék kifelé haladva spiráloznak a mágneses térben, miközben szinkrotonsugárzást bocsájtanak ki.
De vannak csillagászok, akik vitatják, hogy egyedül a fekete lyuk lenne felelős a megfigyelt sugárzásért, illetve a magot körülvevő intersztelláris anyag felfűtéséért. Az NGC4945 centruma körül más viharos események is zajlanak.
A csillagászok rádiótávcsöveikkel feltérképezték a molekuláris gázfelhők eloszlását és azok dinamikáját az NGC4945-ben. Ehhez az atomos hidrogén és az a CO (karbon-monoxid) által kibocsájtott rádiósugárzást vizsgálták. Az intenzitás térkép mellett felrajzolták a felhők pozíció-sebesség diagramját is. Így a molekuláris felhők eloszlása és sűrűsége mellett, a galaxison belüli sebességükre és mozgásuk irányára is fény derült. A megfigyelések igazolták, hogy az NGC4945 valóban küllős spirál galaxis. A küllő mentén pedig gáz áramlik a galaxis középpontja felé. Igen valószínű, hogy ennek a folyamatnak köszönhető az, hogy a csillagváros centrumát hatalmas, nagyjából 200 pc (652 fényév) átmérőjű gyűrű alakú molekuláris gázfelhőkből álló képződmény veszi körül. Az ennek mélyén elhelyezkedő tórusz alakú régióban pedig robbanásszerű csillagkeletkezés zajlik, melynek nyomai a rádió és infravörös tartományban egyaránt megfigyelhetőek.
Az NGC4945 Paschen alfa (Pa-α) emissziós térképén jól látszik a tórusz alakú csillagkeletkezési régió a centrum körül. Az 1875 nm-es infravörös Pa-α sugárzás a gerjesztet hidrogén atom n=4-ről n=3 energiaszintre történő átmenete során keletkezik. Kép forrása: Marconi és mások.
Ebben a régióban igen jelentős mennyiségben keletkeznek a Napnál jóval nagyobb tömegű csillagok, melyek intenzív UV sugárzásukkal gerjesztik, ionizálják a körülöttük lévő intersztelláris anyagot. Ezek a forró, kék csillagok hatalmas üregeket fújnak azokba a ködökbe, melyben korábban megszülettek. A tovaterjedő ionizációs frontok felfűtik a csillagközi anyagot. A fényes behemótok tömegtől függően pár millió, vagy pár tízmillió év alatt leélik életüket, és szupernóvaként lángolnak fel. A robbanás keltette lökéshullámok újabb sokkhatást hoznak létre az intersztelláris médiumban, még tovább fűtve azt. A több millió fokosra hevült gáz sugározni kezd a röntgen tartományban. (Ez a gáz roppant ritka, így ha űrhajósként ellátogatnánk ebbe a környezetbe, sokkal jobban kéne aggódnunk a nagyenergiájú fotonok és a csillagszél töltött részecskéi okozta káros hatások miatt, mint hogy „megsülünk” a több millió fokos gázban.) A fiatal csillagok erős csillagszelének és a szupernóva-robbanásoknak köszönhetően, a felhevült gáz nagy sebességgel áramlik kifelé a galaxis magjából. A szakirodalomban ezt a jelenséget nevezik galaktikus szuperszélnek (superwind). Két ellentétes hatás dolgozik tehát ebben a galaxisban. A befelé áramló gáz újabb csillagok keletkezéséhez biztosít nyersanyagot, míg a galaktikus szuperszél kisöpri azt. A megfigyelések szerint egyelőre az első folyamat áll nyerésre, a robbanásszerű csillagkeletkezés még nem érte el a csúcsát az NGC4945-ben.
Miközben rátekintünk az NGC4945 fotójára, vagy miközben a szerencsésebbek az okuláron keresztül szemlélik a látványt, érdemes azon elgondolkodni, hogy kizárólag az optikai megfigyelésekre támaszkodva viszonylag keveset tudnánk erről a galaxisról. Ahhoz, hogy egy csillagászati objektum természetét teljesen megérthessék, a kutatóknak több hullámhosszon is vizsgálniuk kell azt. Ez a tény azonban ne tántorítson el minket az égbolt látnivalóinak élvezetétől. Derült éjszakákon pillantsunk fel az égre, ragadjunk távcsövet. Hagyjuk, hogy lelkünk szárnyaljon! Tapasztalni fogjuk, hogy a racionális és kíváncsi tudományon túl, van az ég dolgainak megfigyelésében valami spirituális. Valami, ami a léleknek szól. Én így hiszem.
Felhasznált irodalom:
Jeremy Mould és Shoko Sakai: The Extragalactic Distance Scale without Cepheids