NGC7331

NGC7331-LRGB-20160707-0135-sx-bin2-360s-TTK

NGC7331 / Deer Lick csoport

2016-07-07, 2016-08-05, 2016-08-26 – Göd

27 x 360 sec L (Bin2), 10 x 360 sec R (Bin2), 10 x 360 sec G (Bin2), 10 x 360 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

Pegazus (vagy Pégaszosz) a görög mitológia szárnyas lova, aki Poszeidón és Medúza „nászából” fogant. Annak előtte Medúza még szépséges szűz volt, és Pallasz Athéné kísérője. Büntetésül maga Athéné Istennő változtatta szörnyű teremtménnyé, miután (egyes változatok szerint) Poszeidón erőszakot tett rajta, ártatlanságát elvesztette. Medúza fejéről kígyók tekeregtek alá, s pillantásával a halandókat kővé változtatta. Életének végül Perszeusz vetett véget, mikor az Athénétől(!) kapott pajzzsal és egy sarlóval felszerelkezve levágta annak fejét. Pegazus és Khrüszaór gigász ekkor pattant elő teljes életnagyságban anyja testéből. Pegazus további sorsát illetően már az ókorban többféle elbeszélés létezett. A reneszánsz során ezek a történetek kissé át is alakultak. Például több szerepet kapott Perszeusz történetében. A klasszikus görög mítoszokban még a Hermésztől kapott mágikus sarkantyút használta Perszeusz a sziklához kötözött Androméda megmentésekor. Azonban, a XV-XVI században már úgy mesélték, illetve ábrázolták, hogy Perszeusz Pegazus hátán érkezett, hogy a Cettől a királylányt megmentse.

Pegazus kulcsszerepet játszott Bellerophontész mítoszában is. A hős segítségével győzte le Khimairat, az oroszlántestű nőstényszörnyet, melynek hátán kecskefej meredezett, és farka kígyófejben végződött. Az amazonok ellen vívott harcban, hősünk szintén kihasználta Pegazus nyújtotta magaslati előnyét. Bellerophontészt végül sikerei olyannyira elvakították, hogy Pegazus hátán egyenesen az Olimposzra lovagolt, mert úgy gondolta, hogy magának is az istenek között a helye. Zeuszt feldühítette az arcátlanság, és böglyöt küldött, mely megcsípte Pegazust. A ló levetette hátáról Bellerophontészt, aki visszazuhant a földre. Új gazdája maga Zeusz lett. S mivel Pegazus hűen szolgálta őt, hordta villámait, Zeusz tiszteletből csillagképpé változtatta.

Ez hát Pegazus mítosza. Az viszont maga a valóság, hogy a Pegazus egyike annak a 48, Ptolemaiosz által felsorolt csillagképnek (Almageszt), melyet a mai napig használunk. Ma összesen 88 csillagkép létezik, melyeket a Nemzetközi Csillagászati Unió (International Astronomical Union, IAU) 1922-ben fogadott el.

Pegasus_IAU.svg

A Pegazus csillagkép, és a hozzá tartozó területek. A Pegazus-négyszög igen jellegzetes alakzat, noha annak „bal felső” csillaga (α Andromedae) már az Androméda csillagképhez tartozik. 

A Pegazus vidéke hemzseg a látnivalóktól. Kimondottan, ha valaki galaxisokra vadászik. Igaz, legtöbbjük olyan apró és halvány, hogy nagyobb méretű amatőrtávcsőre van szükség a megpillantásukhoz, illetve lefényképezésükhöz. Akad azonban könnyebb célpont is. Az NGC7331 katalógus számú galaxis a Pegazus csillagkép legfényesebb, és talán legismertebb galaxisa. A Matar (η Peg) nevű csillagától nem egészen 4.5 fokra, észak-északnyugatra, nem is nehéz ráakadni erre a 9.5 (V) magnitúdós és 10.5 x 3.7 ívperc látszólagos kiterjedésű csillagvárosra.

A csillagrendszert William Herschel fedezte fel 1784-ben. Érdekes, hogy Charles Messier több hasonló paraméterrel rendelkező mély-ég objektumot katalogizált, véleményem szerint ennél nehezebben megpillanthatóakat is, de ez a galaxis valamiért mégis kimaradt gyűjteményéből. Természetesen, ez mit sem von le Messier érdemeiből.

NGC7331-Pegazus-02

Az NGC7331 nem egészen 4.5 fokra, észak-északnyugatra található a Pegazus csillagkép Matar (η Peg) nevű csillagától.

Ha már megemlítettem Messier nevét, akkor megjegyzem, hogy az általa felsorolt 110 objektum megfigyelése szerintem egy nagyszerű program kezdő mély-ég észlelők számára. Gyakorlott megfigyelőknek pedig a Messier-maraton kitűnő szórakozás, melynek során egyetlen éjszaka alatt kell a lehető legtöbb Messier objektumot teljesíteni. Erre az egyik legkitűnőbb alkalom április elejének környéke. Hazánkból már többen is teljesítették a kihívást, eljutva egészen 109 objektumig (az M30 megfigyelése hazánkból lehetetlen ebben az időpontban).

Az idők folyamán azonban több katalógus, pontosabban szólva gyűjtemény is napvilágot látott, mely egyfajta további észlelési programot ad azok kezébe, akik már felkeresték az összes Messier objektumot, és a távoli világűr további szépségére is kíváncsiak. Úgy gondolom, minden lelkes mély-ég észlelő életében eljön ez a pillanat. A Messier katalógus közel sem tartalmazza az égbolt fényesebb mély-ég objektumainak teljes listáját. Nem is ezzel a céllal született. Sir Patrick Alfred Caldwell-Moore viszont azon a véleményen volt, hogy szükség lenne egy kiegészítésre, kimondottan amatőrcsillagászoknak. Ezzel az indíttatással állította össze, és publikálta saját katalógusát 1995-ben, mely Caldwell katalógusként lett ismert.

CaldwellStarChart-2000px

Caldwell objektumok az égbolton.

Ezek nem az ő önálló felfedezései, csupán összegyűjtötte az égbolt izgalmas, és viszonylag fényes mély-ég objektumait, melyeket mások figyelmébe szeretett volna ajánlani, és melyek hiányoztak a Messier katalógusból. A Caldwell katalógusban az objektumok deklinációjuk szerint következnek sorba. Továbbá az égbolt déli féltekének gyönyörűségeiből is tartalmaz egy jókora merítést. Az NGC7331 éppen a harmincadik objektum a Caldwell katalógusban, így amatőrcsillagász körökben gyakran C30-ként is szoktak rá hivatkozni.

NGC7331-LRGB-20160707-0135-sx-bin2-360s-TTK-label

A felvételen elsőként a négy apró galaxisokkal körülvett NGC7331 spirál galaxis vonja magára a szemlélő figyelmét, és természetesen ott van a csillagokkal telehintett látómező. A csillagok mind a Tejútrendszerünkhöz tartoznak. De mi a helyzet a galaxisokkal? Vajon van fizikai kapcsolat a Deer Lick csoport tagjai, vagyis az NGC7331, az NGC7336, az NGC7335, az NGC7340 és az NGC7337 között?

Az NGC7331 távolságát az elmúlt évtizedekben több módszerrel is megpróbálták meghatározni. A spirál galaxis felépítése és nagy inklinációja (kb. 73°) ideális körülményeket biztosított az úgynevezett Tully-Fisher reláció használatára. 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 a kilencvenes évek elején végzett alapos vizsgálatok után 12Mpc (kb. 39 millió fényév) távolságot kaptak a csillagászok.

Ezt követően nem sokkal, a kilencvenes évek közepén indult egy projekt (The Hubble Space Telescope Extragalactic Distance Scale Key Project), melyben a Hubble űrtávcsővel kívánták meghatározni 20 Mpc-en belül 18 galaxis távolságát a benne található Cepheida típusú változócsillagok segítségével.

A Cepheida változócsillagok radiálisan pulzálnak. Az átmérőjükben és hőmérsékletükben bekövetkező változás az oka, hogy fényességük meghatározott, stabil periódus szerint változik.

Henrietta Swan Leavitt még 1912-ben felfedezte fel a Cepheida-k fényváltozási periódusa és abszolút fényessége között fennálló kapcsolatot, miután a Nagy Magellán-felhő Cepheida változóiról készült több száznyi fotólemezt áttanulmányozta. E csillagok úgynevezett standard gyertyaként használhatók az őket tartalmazó halmazok, galaxisok távolságának meghatározására. A Cepheida periódusából adódik, annak abszolút fényessége. Ennek, és a mért látszólagos fényességnek a birtokában a távolság pedig már meghatározható.

Maga Edwin Hubble is Cepheida típusú változócsillagokat használt az Androméda galaxis távolságának meghatározásához. Sikeresen azonosította őket, majd a periódus-fényesség relációjuk felhasználásával bizonyította 1926-ban, hogy az Androméda galaxis a Tejútrendszeren kívül elhelyezkedő önálló csillagváros.

Hubble_V1

Edwin Hubble egyik felvétele, rajta az Androméda galaxisban azonosított Cepheida változókkal.

Ezúttal a Hubble-ről elnevezett űrtávcsőn volt a sor, hogy megismételje azt a bravúrt, amit a Hooker távcső itt a Földön közel 70 évvel ezelőtt. A kitűzött távolság azonban ebben az esetben 25-ször nagyobb volt. Végül a kutatók 13 Cepheida változót azonosítottak biztosan az NGC7331-ben, és ezeket használták fel a galaxis távolságának meghatározására.

NGC7331-Ceph-HST

Cepheida típusú változócsillagok az NGC7331-ben a Hubble űrtávcső felvételén.

Az 1998-ban publikált eredmények szerint a galaxis távolsága 15.1 (+1.0/-0.9) Mpc, vagyis nagyjából 49 millió fényév.

A csillagászok a „kis” galaxisok távolságát is meghatározták. Ezek jóval távolabb vannak, mint az NGC7331. Olyannyira, hogy még a Hubble űrtávcső is képtelen megpillantani bennük az amúgy igen fényes Cepheida változócsillagokat. E négy galaxis esetében egészen más módszert is használtak.

A világegyetem tágulásának köszönhetően a galaxisok távolodnak tőlünk, méghozzá annál nagyobb sebességgel, minél nagyobb a távolságuk. Ez az összefüggést nevezik Hubble-törvénynek. A Doppler-effektus miatt, a távolodó égitest spektrumában a színképvonalak a sebességgel arányosan a vörös szín felé tolódnak. Megmérve a vöröseltolódást kiszámítható a távolodás sebessége, ebből pedig a Hubble-törvény alkalmazásával már következik a galaxis távolsága.

Az NGC7335, NGC7337, és az NGC7340 hasonló távolságra vannak, de jóval az NGC7331-en túl. Szám szerint, 264 millió fényévre, 275 millió fényévre, 268 millió fényévre. Az NGC7336 a maga 371 millió fényéves távolságával azonban, még rajtuk is túltesz.

A fentebb feltett kérdésre válaszolva: a Deer Lick csoport tagjai, bár pompásan mutatnak így együtt, három jelentősen eltérő távolságban vannak. A csoportosulás mindössze látszólagos.

Az NGC7331 valójában tényleg része egy galaxis csoportnak. Ez nem túlságosan sűrű, és tagjai az égbolt viszonylag nagy területén, szétszórtan helyezkednek el. Elég nagy területen ahhoz, hogy az én látómezőmbe már ne férjenek bele. E csoport fényesebb tagjai: az NGC7217 (kb. 6° távolságra az NGC7331-től, ez a második legfényesebb), az NGC7320, az NGC7292, az NGC7457 (a harmadik legfényesebb), az UGC12060, az UGC12082, az UGC12212, az UGC12311, és az UGC 12404. Talán az NGC7320 a leginkább ismert közülük, a Stephan´s Quintett révén. Igaz, nincs fizikai kapcsolatban az ötös másik négy galaxisával. Megint csak egy véletlen egybeesés!

Gyakran beszélnek, vagy éppen írnak az NGC7331-ről, mint galaxisunk ikertestvéréről. Ez azonban csak félig-meddig igaz.

A 49 millió fényév körüli távolságot elfogadva, a galaxis átmérője nagyjából 100000 fényév, vagyis Tejútrendszerünk és az NGC7331 hasonló méretű spirál galaxis. Szintén, a Cepheida változócsillagokra alapozott távolságát alapul véve, látszólagos fényességéből már következik a valódi fényessége (luminozitása). Ez utóbbi és a galaxis kinematikai vizsgálatainak eredménye alapján tömege 4.6 x 1011 naptömeg (Tully-Fisher reláció). Kijelenthető tehát, hogy az NGC7331 a saját galaxisunkkal egy „súlycsoportjába” tartozik. Morfológiai típusa SA(s)b D. Ellentétben saját Tejútrendszerünkkel, ez a spirális csillagrendszer nem küllős, vagyis a galaxis karjai közvetlenül a magból indulnak. Ha már mindenképpen az NGC7331 ikertestvérét keressük „a közelben”, akkor morfológiáját tekintve, az az Androméda-galaxis (M31).

 Hubble_-_de_Vaucouleurs_Galaxy_Morphology_Diagram-mini

A Hubble – de Vaucouleurs galaxis morfológiai diagram.

Bár a korai elképzelések miatt, ma is használják a korai típusú (elliptikus, lentikuláris galaxisok), és a késői típusú galaxis elnevezést (spirál galaxisok, irreguláris galaxisok), ma már tudjuk, hogy valójában a galaxisok fejlődése nem a balról jobbra irányt követi az ábrán. Most csak a spirál galaxisokra koncentrálva, ezek három osztályba sorolhatóak. Normál spirál galaxisok (felül), átmeneti spirál galaxisok (középen), küllős spirál galaxisok. Figyeljük meg, hogy ez utóbbi esetben a küllőből indul a spirálkar. A Hubble Űrtávcső 2000 galaxist magában foglaló felmérése, a Cosmic Evolution Survey (COSMOS) eredményei szerint a múltban kisebb volt a küllős galaxisok aránya a spirális galaxisok között. A mai univerzumban a spirál galaxisok körülbelül 65% rendelkezik küllős szerkezettel, míg a múltban ez az arány, mindössze 20% volt. 7 milliárd év alatt megháromszorozódott a számuk. Az is kiderült, hogy a galaxis tömege is fontos szerepet játszik abban, hogy mikor válik egy spirális galaxis küllőssé, vagyis mikor éri el a fejlettség/érettség eme szintjét. A nagytömegűek gyorsan legyártják csillagaikat, miközben felélik intersztelláris gázkészletük jelentős részét. A rövidéletű forró kék csillagok kihalásával, az újabb populációk utánpótlásának hiányában, vörös korongokká válnak az űrben. A kisebb tömegű galaxisok azonban nem fejlődnek olyan gyorsan. Náluk később alakul ki a küllős struktúra. A csillagászok ma úgy vélik, hogy a küllős szerkezet létrejötte a spirál galaxisok fejlődésének egyik állomása.

Első ránézésre az NGC7331 átlagos spirál galaxis benyomását kelti. A kilencvenes években azonban furcsa felfedezést tett csillagászok egy csoportja, miközben a Kanári-szigeteken (La Palma) lévő 4.2 méter tükörátmérőjű William Herschel Távcsővel megvizsgálták a galaxist a közeli infravörös tartományban. Felvételeket készítettek, illetve spektroszkópiai méréseket végeztek. A galaxis felépítését, szerkezetét, a galaxison belüli sebesség eloszlásokat igyekeztek feltérképezni. Megfigyeléseik igen meghökkentő eredménnyel zárultak. Megállapították, hogy a galaxis központi régiója lassú ellentétes irányú forgást végez a gyorsan forgó koronghoz képest. De mi lehet ez a furcsa háromtengelyű képződmény a belső 5ʺ sugarú területen? Erre két lehetséges magyarázattal is szolgáltak a felfedezők. Az első szerint elképzelhető, hogy mégis küllős galaxis az NGC7331, és a küllő éppen a végével fordul felénk. A második lehetőség azonban a sokkal valószínűbb, miszerint ez külső eredetű, és egy korábbi nagyobb méretű, galaxisok közötti összeolvadás eredménye. Az ellentétes irányba forgó rendszer nem más, mint a másik galaxis maradványa. Amennyiben, ez valahogy mégiscsak belső eredetű lenne, az nagyon feladná a leckét a csillagrendszerek kialakulásával foglalkozó kutatóknak és elméleteiknek.

Infravörös tartományban azonban nemcsak a Föld felszínéről vizsgálták az NGC7331-et, hanem a NASA Spitzer űrtávcsövével is. Ez az objektum is része volt annak a programnak (Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey), melyben 75 viszonylag közeli galaxis infravörös tartományban történő feltérképezését tűzték ki célul. A Spitzer olyan dolgokat is képes volt meglátni, ami a látható fény tartományban többnyire rejtve marad előlünk.

NGC7331-PIA06322-rot

Az NGC7331 az infravörös tartományban a Spitzer űrtávcsővel készült felvételen.

A fényképen négy szín jelöli a különböző hullámhosszú infravörös sugárzást: 3.6 mikron a kék, 4.5 mikron a zöld, 5.8 mikron a sárga és végül 8.0 mikron a vörös szín. A rövidebb hullámhosszú sugárzás (kék és zöld szín) az idősebb hidegebb csillagoktól származik, főleg ezek sugárzása uralja ezt a tartományt. A hosszabb hullámhosszakon (sárga és vörös szín) a csillagok már kevésbé sugároznak, ott a porfelhők válnak hangsúlyossá.  Egészen pontosan az úgynevezett policiklusos aromás szénhidrogének (PAH – Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) sugárzását láthatjuk ezeken a hullámhosszakon.

A csillagok sugárzása által felmelegített por emissziója folytonos az infravörös tartományban. Ezt a folytonos spektrumot szilikát elnyelési vonalak (vagy sávok), illetve a policiklusos aromás szénhidrogének emissziós vonalai (vagy sávjai) tarkítják. A Spitzer teleszkóp infravörös kameráját pedig kimondottan úgy tervezték, hogy eme utóbbi megfigyelésére (is) alkalmas legyen. A csillagászok korábban azt tapasztalták, hogy ahol előfordul a csillagközi por, ott a policiklusos aromás szénhidrogének is előfordulnak. A csillagok sötét helyeken, sűrűs gáz- és porfelhők mélyén keletkeznek, ahová optikai tartományban vajmi kevés esélyünk van bepillantani. Az 5.8 és 8.0 mikronos emisszió azonban elárulja e fészkek helyét. Nemcsak elárulja, de egyben fel is tárja a részletek. Amíg a csillagkeletkező régióknak csak sziluettjét látjuk mindössze az optikai tartományában, addig a policiklusos aromás szénhidrogének szépen kirajzolják a ködök struktúráját.

A felvételen tisztán látszik, hogy a központi rész szinte csak öreg csillagokat tartalmaz, míg a karok bővelkednek porban és gázban, de nemcsak a karok. A galaxis centrumát egy 20000 fényév sugarú gyűrű alakú aktív csillagkeletkezési terület veszi körül. A Spitzer adatai alapján nagyjából még 4 milliárd Naphoz hasonló tömegű csillag keletkezéséhez elég gáz lehet ebben a hatalmas gyűrűben. E roppant méretű struktúra a rádió és infravörös megfigyelések előtt teljes mértékben ismeretlen volt. Ez az optikai tartományban, így az én felvételemen sem látható. Ez is azt mutatja, hogy mennyire fontos a világegyetem folyamatainak megértése szempontjából a teljes elektromágneses spektrumot lefedő kutatás. Ezt azonban a csillagászokra hagyom, én amatőrcsillagászként (egyelőre) maradok az optikai tartományban történő észlelésnél, saját kedvtelésre.

A felvételről dióhéjban

Pár éve már készítettem felvételt az NGC7331-ről. Akkori főműszerem egy UMA-GPU APO Triplet 102/635 volt, melyhez ASI 120MM monokróm kamerát használtam. Mindig is dédelgettem a tervet, hogy egyszer majd egy nagyobb távcsővel és jobb dinamikával rendelkező kamerával visszatérek erre a galaxisra, vagy legalább újra feldolgozom a képet. Nem voltam sosem teljesen elégedett az eredménnyel, de akkor ennyit tudtam. Természetesen ma sem tartom magam nagy mágusnak. 🙂

Ennek a fotónak az L (Luminance) komponenseit mégsem azzal a céllal készítettem, hogy valóra váltsam az említett tervet. Egészen más témát fotóztam, és nem voltam tökéletesen elégedett a vezetéssel. Nem volt rossz, de mintha bolyongott volna kissé a mechanika. Kíváncsi voltam, hogy a jelenség függ-e attól, hogy milyen irányban néz, és milyen magasan áll a távcső. Ehhez az egyik tesztobjektum az NGC7331 volt. Kiderült, valóban a mechanikán kellett állítani, de erre nem azon az éjszakán került sor. A teszt közben készült felvételeket először ki akartam dobni, de külső unszolásra végül mégsem tettem. Augusztusban felvettem a színszűrős felvételeket is. Közel másfél hónap után pedig végre arra is lett időm, hogy kidolgozzam a képet, és felújítsam a korábbi cikket. Megérdemelne még a téma némi törődést (több L kép, alaposabb kidolgozás), de most ennyi fért bele.

Felhasznált irodalom:

F. Prada, C. Gutierrez, R.F. Peletier, C.D. McKeith: A Counter-rotating Bulge in the Sb Galaxy NGC 7331

Hughes, Shaun M. G.; Han, Mingsheng; Hoessel, John; Freedman, Wendy L.; Kennicutt, Robert C., Jr.; Mould, Jeremy R.; Saha, Abhijit; Stetson, Peter B.; Madore, Barry F.; Silbermann, Nancy A.; Harding, Paul; Ferrarese, Laura; Ford, Holland; Gibson, Brad K.; Graham, John A.; Hill, Robert; Huchra, John; Illingworth, Garth D.; Phelps, Randy; Sakai, Shoko: The Hubble Space Telescope Extragalactic Distance Scale Key Project. X. The Cepheid Distance to NGC 7331

Kartik Sheth, Debra Meloy Elmegreen, Bruce G. Elmegreen, Peter Capak, Roberto G. Abraham, E. Athanassoula, Richard S. Ellis, Bahram Mobasher, Mara Salvato, Eva Schinnerer, Nicholas Z. Scoville, Lori Spalsbury, Linda Strubbe, Marcella Carollo, Michael Rich, Andrew A. West: Evolution of the Bar Fraction in COSMOS: Quantifying the Assembly of the Hubble Sequence

Johannes Ludwig, Anna Pasquali, Eva K. Grebel, John S. Gallagher III: Giant Galaxies, Dwarfs, and Debris Survey. I. Dwarf Galaxies and Tidal Features Around NGC 7331

Joshua Davidson, Sanjoy K. Sarker, Allen Stern: Possible Evidence of Thermodynamic Equilibrium in Dark Matter Haloes

Guillermo A. Blanc, Tim Weinzirl, Mimi Song, Amanda Heiderman, Karl Gebhardt, Shardha Jogee, Neal J. Evans II, Remco C. E. van den Bosch, Rongxin Luo, Niv Drory, Maximilian Fabricius, David Fisher, Lei Hao, Kyle Kaplan, Irina Marinova, Nalin Vutisalchavakul, Peter Yoachim: The VIRUS-P Exploration of Nearby Galaxies (VENGA): Survey Design, Data Processing, and Spectral Analysis Methods