A Messier 22 (M22) gömbhalmaz a Nyilas csillagképben
iTelescope.net T32 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 17″ – 43 cm, f/6.8 – ZWO ASI 6200MM Pro kamera
A felvételek 2025-05-03 és 2025-05-23 között készültek – Siding Spring Observatory (Ausztrália) – 30 x 180 sec L, 12 x 180 sec R, 12 x 180 sec G, 12 x 180 sec B
(Kép orientációja: észak alul, nyugat balra)
A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.
A Messier 22 (M22), avagy NGC 6656, számomra nem csupán egy a csillagok között megbúvó gömbhalmaz, hanem élmény és rituálé is egyben. A Meteor Távcsöves Találkozók (MTT) hangulata, a közös észlelések és az együtt eltöltött nyári éjszakák mind összefonódtak bennem vele. Több helyen éltem már, de valahogy mindig úgy hozta a sors, hogy otthonról nem láthattam a déli eget, ezért a M22 megfigyelése rituálévá vált: ha MTT, akkor újra meg kell csodálnom a halmaz szépségét. Lélekben már a 2025-ös táborra készültem, amikor májusban elkezdtem a felvételeket.
És valóban van mit csodálni: a M22 a Tejútrendszer egyik legközelebbi és legfényesebb gömbhalmaza az északi égbolton. Látszólagos fényessége +5,1 magnitúdó, a Nyilas csillagképben található. Mivel deklinációja −23° 54′, az északi féltekéről nézve alacsonyan látszik, így Magyarországról talán nem olyan látványos, mint a nyári távcsöves bemutatók egyik állandó sztárja, az M13 gömbhalmaz.
Megtalálásához elegendő, ha kb. 2,5°-kal északkeletre keressük a teáskannára emlékeztető Nyilas csillagép „tető-” csillaga (Kaus Borealis) közelében. Jó időjárási körülményeknél már binokulárral is halvány foltként látszik – a távcső átmérőjét növelve pedig egyre több fényes csillaga rajzolódik ki.
Térkép forrása: freestarcharts.com
A Nyilas csillagkép (Sagittairus), és így az M22 is viszonylag alacsonyan (20 fok alatt) delel hazánkból nézve. Fontos, hogy jó rálátásunk legyen a déli horizontra, ha meg szeretnénk figyelni a gömbhalmazt!
Körülbelül 30-35 ívperc körüli a látszólagos átmérője az égbolton, vagyis nagyjából a teli Hold látszó méretével egyezik meg. A pontos érték a mérési pontosságtól és a definíciótól (pl. hol húzzuk meg a halmaz határát) függ. De mekkora is valójában? Távolságát a benne található RR Lyrae változócsillagok fénygörbéjének elemzésével és Gaia műhold asztrometriai méréseivel határozták meg, és az eredmények eléggé egységesen 3.2 kpc (kb. 10 400 fényév) körül mozognak. A valódi átmérője tehát nagyjából 90–105 fényév. Ezzel, közepes méretűnek számít a Tejútrendszer kicsit több, mint 150 ismert gömbhalmaza között, de így is több 100 ezer idős csillagnak ad otthont. Teljes tömege 470 ezer naptömeg (Javier Alonso-García és mások – 2025). Kora a különböző tanulmányok szerint 11–13 milliárd év.
Az M22-őt „keretező” sűrű csillagmező oka, hogy tőlünk nézve (Sun – Nap) a Tejútrendszer centrumának irányába helyezkedik el, majdnem a korongjának a síkjában.
Kép forrása: SkySafari
Amikor a fenti felvételemre pillantunk, vagy éppen távcsövön keresztül szemléljük az M22-t, már csak a Nap tömegénél kisebb tömegű csillagok ragyogását figyelhetjük meg. A csillagok élttartama tömegüktől függ. A valaha legfényesebb, a Nap tömegét több mint nyolcszorosan meghaladó csillagok már réges-régen „kihunytak”, miután szupernóvaként lángoltak fel. De a közepes tömegűeket, vagyis a Nap tömegét nagyjából kétszeresen, de maximum nyolcszorosan meghaladó csillagokban is leálltak a fúziós energiatermelő folyamatok, ma a gömbhalmazok fehér törpe populációját gyarapítják, hogy aztán sok-sok évmilliárd év alatt nagyon lassan kihűljenek. 10 milliárd év után a gömbhalmazokban – márpedig a Tejútrendszer gömbhalmazai jellemzően ennél is idősebbek -, már csak a Nap tömegé a Nap tömegénél kisebb tömegű csillagok belsejében folyik energiatermelés. Ez a helyzet az M22 esetében is.
Az M22 Hertzsprung-Russel diagramja (szín-fényesség diagramja). A balra az X tengelyen a gömbhalmaz csillagjainak B és V szűrőkkel mért fényességének különbsége (B-V színindex), míg a jobbra a V és I (infravörös) szűrőkkel mért fényességek különbsége (V-I színindex) került feltüntetésre. Az Y tengelyen egységesen a V szűrővel mért fényesség olvasható le (V magnitúdó).
Az ábrán sematikusan megjelöltem az egyes ágakat: Main Sequence – Fősorozat, Giant Branch – Óriás ág, Horizontal Branch – Horizontális ág, Asymptotic Giant Branch – Aszimptotikus óriás ág
Az eredeti ábra forrása: L. Monaco és mások (2004)
A legfényesebb csillagok nagy része az M22-ben az ún. vörös óriás ághoz tartozik (Red Giant Branch – RGB). Tömegük 0.75-0.8 naptömeg. A Nap tömegének nagyságrendjébe eső, a fősorozatot elhagyó csillag esetén a hidrogén fúzió már régen nem a magban zajlik. Ekkora, 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. Mivel alacsonyabb a felszíni hőmérsékletük (~4200–4800 K), ezért vörös-sárgás az árnyalatuk (B–V színindexük 1 körüli). Abszolút fényességük -2 – -3 magnitúdó (MV), vagyis ilyen fényesek lennének az éjszakai égbolton, ha 10 pc távolságra lennének tőlünk. Ha tényleg így lenne, akkor az egünkön látható össze csillagot túlragyognák ezzel. Nem is beszélve arról, bár gömbhalmazonként jelentősen eltérhet, de általánosságban elmondható, hogy a csillagok távolsága a gömbhalmazokban nagyságrendileg 1 fényév. Összehasonlításként, a Proxima Centauri, a Naphoz legközelebb lévő csillag 4.24 fényév távolságra van tőlünk. A magban azonban ennél is extrémebb a helyzet. Ott két csillag közé éppen beférne a Naprendszerünk. Százszor vagy akár ezerszer közelebb vannak egymáshoz a tagok, mint a Nap közelében a csillagok.
A vörös óriás fázist követő állapot megtestesítői a horizontális ág tagjai. Ezek a magjukban már héliumból szenet hoznak létre. Ez a folyamat a kék szín irányába tolja a csillag fényét (B-V színindexük ~ 0 vagy kisebb), minthogy összehúzódnak és felszíni hőmérsékletük megemelkedik (~8000–11000 K). Abszolút fényességük +1 – 0 magnitúdó (MV), de a legfényesebbek a -1 magnitúdót (MV) is elérhetik. Valamivel halványabbak és magasabb felszíni hőmérsékletűek tehát, mint a vörös óriások. Kiemelném, hogy az M22 úgynevezett kék horizontális ága (Blue Horizontal Branch – BHB) igen kiterjedt és viszonylag népes is.
Továbbá ott vannak még a fentebb említett RR Lyrae típusú csillagok. Ezen halmazváltozóknak is nevezett csillagok pulzációs periódusa és abszolút fényessége között reláció áll fenn, így tökéletesek távolság meghatározására. Abszolút fényességük 0.5 magnitúdó (MV) körül változik, miközben fél nap körüli periódussal pulzálnak. Nincs belőlük sok az M22-ben, a mai napig összesen 23 ilyen csillagot sikerült halmaztagként azonosítani (Javier Alonso-García és mások – 2025). Az RR Lyrae változó csillagok magjában is már javában folyik a hélium szénné alakítása. Bár a szakirodalom gyakorta előbb a gömbhalmazok horizontális ágát taglalják, majd kitérnek az RR Lyrae változó csillagokra, de valójában ezek is a horizontális ág tagjai. Annak egy meghatározott részén helyezkednek el. De mitől pulzálnak ezek a csillagok, míg a horizontális ág többi részére ez nem jellemző?
Felszínük alatt van egy olyan réteg, ahol a hidrogén és a hélium még csak részben ionizált. Ez azt jelenti, hogy az atomok egy része már elvesztette elektronjait, de nem az összes. Ez a réteg különleges, mert itt a gáz több energiát képes elnyelni, mint a környezete. Ez a réteg átlátszatlanabb a csillag magából kifelé áramló sugárzás számára. Itt a hélium is két különböző formában van jelen: He+ (egyszeresen ionizált hélium) és He++ (kétszeresen ionizált hélium). Ez a két állapot nagyon eltérően viselkedik, és ettől alakul ki a pulzáció.
A He++ állapotban a hélium „megfogja” a csillag belsejéből érkező sugárzást, átlátszatlanabb a sugárzásra nézve. Ezért az felgyülemlik, és a sugárnyomás egyre nő, ami aztán felemeli ezt a réteget. Ahogy a réteg emelkedik, kitágul és lehűl, a benne lévő He++ pedig elektront fog be, és He+ állapotba kerül. A He+ viszont átlátszóbb, vagyis a sugárzás könnyebben kijut rajta keresztül. Mivel a sugárnyomás többlet hirtelen megszűnik, a réteg visszazuhan a csillag belseje felé, a forróbb, sűrűbb régiókba. Ott a hő és a nyomás ismét megnöveli a He++ mennyiségét, és az egész folyamat elölről kezdődik.
Ez a „lélegzés” folyamatosan ismétlődik. A He++ réteg alatt sűrűbb és forróbb az anyag, fölötte pedig ritkább és hűvösebb. Ebben a határzónában pont megfelelőek a körülmények ahhoz, hogy a gravitáció és a sugárnyomás törékeny egyensúlyi állapot körül „játsszon egymással”, mint két erő, melyek ide-oda billentik a rendszert. A csillag nem találja a nyugvópontot, így újra és újra „kileng”, és éppen ez a pulzáció lényege. A csillag mérete, felszíni hőmérséklete, így fényessége periodikusan nő és csökken. A fénygörbe a gravitáció és a sugárnyomás táncának ritmusa.
Ahhoz, hogy a pulzáció fennmaradjon, a csillagnak rendelkeznie kell egy összefüggő ionizációs zónával, ahol ez az elnyelési és kisugárzási folyamat folyamatosan zajlik. Ha a csillag túl forró, vagyis a felső rétegek is teljesen ionizáltak, akkor a mechanizmus már nem tud működni. A másik véglet, amikor a csillag túl hideg, és az erős konvektív áramlások, vagyis a csillag belső „forróbuborékjai” és „hidegbuborékjai” felkeverik, és így elpusztítják az egybefüggő ionizációs réteget. És így, a pulzáció szintén nem tud kialakulni.
Ezért láthatjuk a pulzáló változócsillagokat – mint például az RR Lyrae csillagokat – csak a Hertzsprung–Russell-diagram egy szűk sávjában, amelyet klasszikus instabilitási sávnak nevezünk. Ez a sáv olyan, mint valamiféle „lakhatási zóna” a pulzáció számára: itt a hőmérséklet és a csillag szerkezete éppen ideális ahhoz, hogy a csillagok pulzációja fennmaradjon, fényük pedig ütemesen változzon.
Gondoljunk úgy ezekre az RR Lyrae csillagokra, mint az Univerzum kozmikus metronómjaira – fényük ritmusa segít nekünk távolságokat mérni, és ezáltal feltérképezni galaxisunkat és környezetét.
Meg kell még említenem az aszimptotikus óriás ág tagjait (Asymptotic Giant Branch – AGB). Ide a csillagok azután kerülnek, hogy a hélium is elfogy, az addigra szénben és oxigénben gazdag magjukban, és a hélium 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. Az M22 esetében is jól elkülönülnek a vörös óriás ágtól, de azoknál nagyságrendileg jóval kevesebben vannak.
Összegzésként: a távcsőbe tekintve az M22 látványát elsősorban a fentebb említett csillagok ragyogása határozza meg, míg a fősorozaton lévő, a Napnál kisebb tömegű csillagok fénye csak halvány, elmosódott „zümmögő kórusként” jelenik meg — persze a műszer méretétől függően.
Sok mindent írhatnék még az M22-ről, hiszen igen intenzíven kutatott csillagászati célpont, és több publikációt is végigolvastam vele kapcsolatban. De most inkább az amatőrcsillagászati távcsöves látványra és a fotómon kibontakozó megjelenésének tudományos hátterére koncentráltam. Vagyis arra, ami megragadott benne.
A gömbhalmazokról pár éve már írtam egy összefoglaló cikket, akit ez a téma mélyebben érdekel, annak érdemes lehet elolvasnia. Akárcsak a lentebb felsorolt cikkeket.
Felhasznált irodalom: