NGC2442 – A kobra és a titkai

NGC2442-LRGB-20180115-T30-300s-TTK

NGC2442 (balra) a PGC21457 (jobbra) társaságában

iTelescope.net T30 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI-PL6303E CCD kamera

A felvételek 2016-02-05 és 2018-01-18 között készültek – Siding Spring Observatory – 34 x 300 sec L, 10 x 300 sec R,G,B

(Kép orientációja: észak alul, kelet jobbra) 

Mindig is lenyűgözött az NGC2442 morfológiája, így azóta rajta volt a digitális észlelési listámon, amióta csak belevágtam asztrofotózásba. Tekintve, hogy ez a spirális szerkezetű galaxis a déli Repülő Hal csillagkép (Piscis Volans, röviden ma már csak Volans) területén található, így hazánkban sosem emelkedik a horizont fölé. Ezért döntöttem úgy, hogy távcsőidőt bérlek az iTelescope-nál. Az ausztráliai obszervatóriumuk (Siding Spring Observatory) közel fél méter átmérőjű tükrös távcsövét választottam a múltbéli tapasztalatok alapján. Megjegyzem, hogy a cirkumpoláris (mindig a helyi horizont fölött látható) csillagrendszer még ott is csak kb. 51° magasságba emelkedik maximum, így igyekeztem a delelés környékén fotózni. Előre elkészítettem a script-eket, így a felvételek készítését teljesen automatikusan hajtotta végre a távcső. Nem valami nagy ördöngösség ez, a webes felületükön pár kattintással össze lehet rakni. Kell a célpont neve vagy koordinátája. Meg kell adni az expozíciók hosszát, azok darabszáma, monokróm CCD esetén a használni kívánt szűrők. Egyéb beállításokra is van lehetőség. Ilyen például a fókuszálás gyakorisága (bár ezt magától is rendszeresen elvégzi, ha változik a hőmérséklet, vagy szűrőváltás történik), legyen-e vezetés (a mechanikák elméletileg maguktól is képesek vezetés nélkül is 5-10 percen keresztül követni a célpontot az égen), történjen-e bolygatás (dithering) a felvételek között, stb. Belegondolva, nem nagyon van ez másként a saját távcsövünk esetében sem, azok is félig meddig robotok ma már. A különbség csupán annyi, hogy az iTelescope.net esetében szolgáltatást veszünk igénybe. Nekem ez kényelmes, praktikus, és mivel távoli hozzáférésről van szó (nincs utazás!), így időt is takarít meg. De persze döntse el mindenki saját maga!

A déli pólushoz közeli NGC2442 galaxis, az ausztrál égen cirkumpoláris Repülő Hal (Volans) csillagképben. Forrás: ESO, IAU, Sky & Telescope

A képhez a felvételek közel 2 éves időintervallumban készültek. Meg kell mondjam, nem így terveztem. Történt ugyanis, hogy 2016 februárjába elszúrtam a koordináták megadását. Teljesen banális módon nem vettem figyelembe a téglalap alakú látómező égi tájolását. A felvételre nem pontosan az, továbbá nem pontosan úgy került, ahogy azt én elképzeltem. A saját balgaságom annyira felbosszantott, hogy inkább belevágtam az NGC3201 gömbhalmaz fotózásába, mely a következő célpont volt a sorban. Az expozíciók eredményét azonban nem töröltem le.

2017/2018 tele nem volt bőkezű a derült, mély-ég megfigyelésre is alkalmas éjszakák tekintetében. Saját távcsövem már több hónapja arra várt, hogy újra kitoljam az udvarra. Januárban eszembe jutott a „2016-os fiaskó”. Felvetődött bennem a folytatás gondolata. A korábbi bosszúság már a múlt halványuló emléke volt csupán. Megnéztem, hogy mit is lehetne kihozni az adott helyzetből. Arra jutottam, hogy egyszerűen majd más lesz a kivágás. Ennek felismeréséhez 1 perc sem kellett. Nem is értettem, miért reagáltam anno túl a dolgot. Az NGC2442 és a PGC21457 galaxisok úgyis rajta lesznek a képen, és amúgy is ezek köré szerettem volna a látványt „szervezni”. Akkor meg? Nem változtattam a programon, hagytam lefutni ugyanazokkal a koordinátákkal, csupán a színszűrős felvételek elkészítését adtam hozzá. 2018 áprilisának utolsó hetében pedig végre lett időm, hogy az egyik este feldolgozzam a felvételeket.

Közelebbi törpe vagy távolabbi óriás?

Amennyiben felütünk néhány régebben kiadott könyvet, vagy egy-egy régebbi cikkeket elolvasunk az interneten, akkor azzal találkozunk, hogy az NGC2442 távolsága 50-54 millió fényév. (Az interneten a szerzők gyakorta egyszerűen csak átveszik az adatokat egymástól, így akár még friss cikkekben is előfordulnak ezek a számok). Ezek a régebben elfogadott értékek javarészt még a múlt században végzett, az úgynevezett Tully-Fisher relációt felhasználó méréseken alapultak (például R. B. Tully: Nearby Galaxy Catalog, 1988).

A Spirál és lentikuláris galaxisoknál használható módszer lényege nagyon röviden annyi, hogy a viszonylag könnyen mérhető 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. (Elliptikus galaxisok esetén a Tully-Fisher reláció nem használható.)

Időközben a műszerek és a vizsgálati módszerek azonban jelentősen fejlődtek. Így például Tully és munkatársai is új katalógust publikáltak 2009-ben, melyben az NGC2442 távolságát is felülvizsgálták. Újabb eredményeik alapján 70 millió fényév (21.5 Mpc) a galaxis távolsága.

Pár évre rá a sors újabb „mérőpálcát” adott a csillagászok kezébe. Az Ia típusú szupernóvák úgynevezett sztenderd gyertyák a csillagászatban. De mik is ezek az objektumok? Alapvetően két elképzelés uralkodik erről a csillagászatban Az egyik vezető elmélet szerint a robbanásra akkor kerül sor, amikor a fehér törpe kísérőjétől elegendő anyagot gyűjtött ahhoz, hogy tömege átlépje a kritikus Chandrasekhar-határt (1.44 naptömeg). A másik elmélet szerint két fehér törpe kering egy kettős rendszerben, egymáshoz folyamatosan közeledve. Míg végül egymásba spiráloznak, és ekkor történik az Ia típusú szupernóva-robbanás. Sokáig úgy tűnt, hogy a megfigyelések majd eldöntik a kérdést, de egyre inkább valószínű, hogy egyetlen modell nem írja el ezeket, feltételezhetően legalább két altípusból állnak. (Akit a téma részletesebben is érdekel, annak a Magyar Csillagászati Egyesület hírportálján megjelent ismeretterjesztő cikket ajánlom a figyelmébe.

Mivel roppant fényesek, így igen-igen távoli galaxisokban is megfigyelhetők. Mindenféle típusú galaxisban elfordulnak. Ráadásul, csillagászati értelemben viszonylag gyakori jelenségről van szó, mivel jellemzően egy-egy Tejútrendszer méretű galaxis életében átlagosan 1000 évente következik be Ia típusú szupernóva-robbanás. Figyelembe véve a megfigyelhető galaxisok roppant nagy számát, bizonyos megfontolások szerint havonta (nagyságrendileg) 12+ ilyen robbanást kell látnunk. Természetesen, amennyiben megfelelő rendszerességgel képesek vagyunk pásztázni az egész égboltot. De mitől sztenderd gyertyák, és hogyan használhatók a távolság kiszámítására? Az Ia típusú szupernóvák maximális fényessége nem egyezik meg teljesen. Azonban, Mark Phillips, Mario Hamuy több közreműködő kutatóval együtt kimutatta, hogy a kisebb maximális fényességűek gyorsabban fényesednek fel, majd gyorsabban el is halványodnak, míg a fényesebbek lassabban halványodnak (Phillips relationship). Maximális fényességük és fénygörbéjük karakterisztikája között kapcsolat van tehát. Nem kell mást tenni, mint a halványodás lefolyását megfigyelni (mennyit halványodott az első 15 napban), és ebből (egyéb korrekciók után) már kellő pontossággal meghatározható az abszolút fényességük. (Az abszolút fényesség megmutatja, hogy milyen fényes lenne az adott objektum, ha az 10 pc távolságra lenne tőlünk.) A látszólagos fényesség és az abszolút fényesség ismeretében a távolságuk pedig már kiszámítható. (Azonos abszolút fényesség esetén, a látszólagos fényesség a távolság négyzetével fordítottan arányos.)

Némileg árnyalja a képet, hogy a módszer a „normál” Ia típusú szupernóvák esetén működik csak. Az esetek 70%-ban tehát használható, de vannak „renitensek” az Ia-k között, akik jól láthatóan kissé másként is viselkednek. De, ahogy fentebb is utaltam rá, egyre világosabban látszik az, hogy az Ia típusra nem tekinthetünk többé teljesen homogén halmazként. Ez persze nem ássa alá magának a módszernek a használhatóságát. A „normál” Ia típus tagjai továbbra is hatalmas messzeségből látszódó, jól meghatározható abszolút fényességű objektumok. Megfelelő sztenderd gyertyák, afféle „kozmikus méterrudak”.

Igen, jól sejti az olvasó. Az NGC2442-ben is sikerült ilyen robbanást elcsípni.  Libert A. G. Monard (ismertebb néven Berto Monard) 2015 márciusában fedezte fel, a később SN2015F-ként katalogizált Ia típusú szupernóvát. Monard az AAVSO prominens tagja, ismert változócsillag észlelő (MLF névkóddal). Igaz, hogy amatőrcsillagász (vagyis nem csillagászként végzett), azonban tagja a Nemzetközi Csillagászati Uniónak is. Az SN2015F alapján a galaxis távolsága (a használt szűrők függvényében) 69-71 millió (21.2-21.8 Mpc) fényévnek adódott. Ahogy a ezt a mérést taglaló cikk szerzői, R. Cartier és munkatársai is megjegyzik, ez igen jó egyezik Tully 2009-es eredményeivel.

A Changsu Choi and Myungshin Im (Seoul National University) készítette animáció az SN2015F feltűnését és elhalványodását mutatja be. A szerzők szintén az iTelescope egyik műszerét vették igénybe tudományos megfigyeléseikhez. Céljuk a szupernóva fényességváltozásnak nyomon követése volt.

Adam G. Riess és munkatársai az NGC2442 távolságát egy harmadik, a Cepheida változócsillagokon alapuló módszer segítségével is meghatározták. 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 szintén sztenderd gyertyának tekinthetünk, vagyis ezek is jól használhatók távolságmérésre. A Cepheida periódusából adódik, annak abszolút fényessége. Ennek, és a mért látszólagos fényességnek a birtokában a távolság már meghatározható. A kutatók valójában a Hubble-állandó értékének bizonytalanságát igyekeztek leszorítani. Olyan galaxisok voltak a célpontjaik melyben korábban már detektáltunk Ia típusú szupernóvát, továbbá megfelelnek annak a kritériumnak, hogy a Hubble űrtávcső képes ezeket csillagokra bontani. De legalábbis a Cepheida változóik azonosíthatók. Reiss és kutató társai 65.5 millió fényévben (20.1 Mpc) határozták meg az NGC2442 távolságát. Ez a csillagászatban még mindig elég jó egyezésnek számít a fenti három adattal.

Most már válaszolhatunk a fejezet címében szereplő kérdésre. Látszólagos méretére 5.5 x 4.9 ívpercet ír a NED (NASA/IPAC Extragalactic Database), azonban a SIMBAD (SIMBAD Astronomical Database) az infravörös megfigyelések alapján 6.2 x 5.4 ívpercet közöl. Ezekkel az értékekkel, illetve a fent felsorol három távolságadattal számolva a galaxis átmérője 100-130 ezer fényév körül lehet. A felvételen tehát egy a Tejútrendszerünkhöz hasonló, nagyobb méretű spirál galaxis látható.

Az NGC2442 megjelenéséről, avagy megannyi nyitott kérdés

NGC2442-LRGB-20180115-T30-300s-TTK-label

Az NGC2442 mellett a felvételemen látható három fényesebb galaxis. A háttérben még több érdekes galaxis is megbújik, de ezekről a cikkben nem teszek említést.

(Kép orientációja: észak alul, kelet jobbra)

Az NGC2442 kampóra emlékeztető formájára már felfedezője, John Herschel is utalt. Később aztán a csillagrendszerre akasztották a Húskampó galaxis elnevezést. Jómagam sokkal jobban kedvelem azt a hasonlatot, ami a galaxist áldozatát üldöző (PGC21457) kobrának tekinti. A képet én is ennek megfelelően forgattam el, vágtam ki. Persze bárki bármi mást is láthat benne, és ha esetleg mindössze csak magát a galaxist, az is teljesen rendjén van.

Az NGC2442 látványos megjelenését kétségtelenül a külső deformált spirálkarjainak köszönheti. Belül a spirál karok a galaxis centrumát igen szorosan ölelik körbe. Ezzel olyan benyomást keltve, mintha óriási északkeleti-délnyugati orientációjú küllője lenne a csillagrendszernek. Igaz, hogy az NGC2442 küllős spirál galaxis, azonban a valódi küllő csak 66 ívmásodperc hosszú, és keleti-nyugati irányban döfi keresztül a magvidéket. Ha már az apró struktúráknál tartunk, akkor megemlítendő, hogy a magot elliptikus alakban molekula felhők és csillagkeletkezési régiók veszik körbe (circum-nuclear ring). Ennek az ellipszisnek a nagytengely körülbelül 12.5 ívmásodperc, orientációja pedig megegyezik a küllőjével.

NGC_2442-HST-1-740px

A Hubble űrtávcső felvétele az NGC2442-ről, mely a saját fotómnál is jobban mutatja a centrum körüli vidéket.

Felhívnám az olvasó figyelmét a magtól srégen jobbra lent lévő háttér galaxisra, melyet az NGC2442-őn keresztül láthatunk. Meglepő ugye, hogy ennyire átlátszók a galaxisok? A figyelmesebbek a saját felvételemen is felfedezhetik ezt, bár ott közel sem ennyire szembetűnő. Én el is siklottam volna felette, ha korábban már nem láttam volna ezt a fotót. Egyszerűen csak az NGC2442 struktúrájának részeként tekintettem volna rá. Aki nagyon szemfüles, az több ilyet galaxist is találhat a Hubble fotóján.

Forrás: NASA és ESA

A küllő végéből kiinduló két kar az első 2 ívpercet követően teljesen aszimmetrikussá válnak. Az északi elnyúlt kar a markánsabb. Érdemes megfigyelni, hogy a prominens porsávok miként ágaznak el benne, és hogy kifelé tartva miként vesz 90 foknál is „élesebb kanyart”. A déli kar már korántsem ennyire karakteres, bár szélesebb. Itt a porsávok pedig roppant kaotikus mintázatot mutatnak. Ez a kar kívül 180 fokban fordul vissza, majd egyre kevésbé feltűnő jelenség.

De mi ennek a különös aszimmetriának az oka? Minek köszönheti ez a galaxis különös megjelenését?

Az NGC2442 az LGG 147 kompakt galaxiscsoport legnagyobb tagja. A csoporthoz még vagy egy tucatnyi kisebb galaxis tartozik. Teljesen kézenfekvő ötlet, hogy a csoport valamelyik másik galaxisát gyanúsítsuk meg azzal, hogy valamikor a múltban megközelítette az NGC2442-őt. Ilyen közeli találkozók alkalmával a két galaxis közötti gravitációs kölcsönhatás közben fellépő árapályerők erősen megtépázzák a résztvevő galaxisokat. Ezek az erők akár teljesen el is torzíthatják a galaxisok eredeti alakját. Csillagjaiknak egy része szétszóródhat a galaxisok közötti űrben. De hasonló sorsra juthat a bennük lévő intersztelláris médium is akár. Az árapály erők azonban nem csupán pusztítani képesek, de teremthetnek is. A gázfelhőkben olyan lökéshullámok keletkezhetnek, melynek hatására megindul azok csillagokká tömörülése. Felfokozott csillagkeletkezés veheti kezdetét a galaxisok egyes területein.

Chris Mihos és Greg Bothun 1997-ben tették közzé tanulmányukat melyben az NGC2442 megfigyelhető tulajdonságaiért a PGC21457 (AM 0738-692) galaxist tették felelőssé. Ha megnézzük eme utóbbi csillagrendszert, akkor valóban annak is szemmel láthatóan torzult az alakja. Valamit szemmel látni nem feltétlenül elég! Alapos morfológiai és kinematikai vizsgálatnak vetették alá az NGC2442-őt. Illetve, numerikus szimulációkat futtattak. Modellezték, ahogyan a két galaxis megközelíti egymást, kölcsönhat, majd eltávolodik egymástól. Találtak is olyan megoldást, ami az NGC2442 legtöbb tulajdonságát egészen jól megmagyarázta. Arra a következtetésre jutottak, hogy a találkozóra valamikor 150-250 millió évvel ezelőtt kerülhetett sor. Továbbá, a modelljük szerint az északi kar kialakulásában sokkal inkább a két galaxis közötti gravitációs kölcsönhatás játszotta a fontosabb szerepet, mintsem a spirál galaxisok karjait megformáló sűrűséghullám. Nem is klasszikus értelemben vett spirálkar tehát, hanem úgynevezett árapály-csóva (tidal tail). Amennyiben valóban erről van szó, az jól megmagyarázza a prominens porsáv létét, a felfokozott csillagkeletkezést, és e terület különös színképprofilját. A déli kar sokkal diffúzabb a gáz itt kevésbé tömörült össze.

A karok kinézete, kinematikája egyaránt a randevú históriáját mesélik el. Mikor a PGC21457 megközelítette az NGC2442-őt, akkor korongjának hozzá közelebbi oldalán az árapályerők nyíróhatása igen jelentős volt, igy a két galaxis közötti ideiglenesen kialakuló árapály-híd (tidal bridge) csillagai és gázfelhői hamar szét is szóródtak. Ezzel ellentétben a korong túloldala valamivel enyhébb, de még mindig elég effektív árapályhatásnak volt kitéve. Így itt egy sokkal koherensebb árapály-csóva alakult ki. A szimuláció szerint a kis galaxis az NGC2442 déli részét közelítette meg a legjobban. Mivel a korong külső része mára szignifikánsan elfordult, így ez a pont átkerült az északkeleti részre (a Földről tekintve a galaxisra). A két szerző még arra is jóslatot adott, hogy az NGC2442 és a PGC21457 nagyjából 3 milliárd év múlva egy végső találkozás folyamán összeolvad majd.

Az NGC2442 és a PGC21457 (AM 0738-692) galaxisok kölcsönhatását modellező numerikus szimuláció képkockái. Forrás: Chris Mihos és Greg Bothun

Az NGC2442 és a PGC21457 (AM 0738-692) galaxisok kölcsönhatását modellező numerikus szimuláció vizualizációja. Forrás: Chris Mihos és Greg Bothun

Chris Mihos és Greg Bothun modellje látszólag választ ad a feltett kérdésre. Van azonban némi bökkenő. Először is a PGC21457 nem mutatja egyértelmű jelét annak, hogy ő lenne a tettes. Nemhogy ez a galaxis nem, de semelyik sem az NGC2442 környékén. Természetesen lehet, hogy a lövés eldördült, de akkor kellene lennie füstölgő puskacsőnek is. Egyelőre ilyet nem találtak a csillagászok. Találtak azonban valami egészen mást.

A századforduló környékén zajlott a HI Parkes All Sky Survey (HIPASS) projekt. Célja a semleges hidrogén feltérképezése volt a 21 cm-es hullámhosszon. Korábban nem volt olyan jellegű program, ami ezen a hullámhosszon a teljes déli égboltot lefedte volna. A felmérés kiterjedt egészen az északi ég +25 deklinációig. Ehhez az ausztráliai 64 méter átmérőjű Parkes rádiótávcsövet, vagy becenevén „A Tányért” használták a csillagászok. A projekt egyik legérdekesebb felfedezése a HIPASS J0731-69 gázfelhő az NGC2442 közelében. Kinematikáját tekintve leginkább egy diffúz gázáramláshoz hasonlít. Az objektumban egyetlen csillag sincs, így az az optikai tartományban nem is látható. 1 milliárd naptömegű semleges hidrogéngázról van szó. Ez a tekintélyes mennyiség nagyjából harmada az NGC2442 teljes atomos gázkészletének.

NGC2442 - HIPASS - 0103099v1.f1

A HIPASS program keretében felfedezett HIPASS J0731-69 óriási gázfelhő, ami valaha talán az NGC2442 része lehetett. Forrás: Stuart D. Ryder és mások

Stuart D. Ryder és csapata, 2001-ben az Astrophysical Journal-ban megjelent cikkében azt feltételezi, hogy ez a hatalmas mennyiségű atomos hidrogéngáz mind az NGC2442-ből származik. De hogyan történhetett ez? Ryder-ék körül járták azt a lehetőséget, miszerint egy másik galaxissal történt kölcsönhatás tépte ki a gázt „a horgos” galaxisból. Kompakt galaxiscsoportokban egyáltalán nem ritkák az ilyen események. Esetenként, akár 100 ezer fényév hosszúságú árapály-csóvák is megfigyelhetők. Gondoljunk csak a tavaszi égbolt egyik látványosságára! A Leo hármasban (Leo triplet: M65, M66, és NGC3628) pont ilyen jelenség figyelhető meg, ami akár amatőrcsillagász műszerrel is lefotózható. Ne feledjük azonban, hogy a HIPASS J0731-69 felhőt esélyünk sincs megpillantani, az csak a rádiótartományban sugároz (eddigi ismeretek szerint).

A galaxisok közötti interakción alapuló elképzelést több dolog is bizonytalanná teszi, ugyanakkor nem elvetendő az ötlet. Sajnos a HIPASS adatai kevéssé adekvátok ahhoz, hogy eldönthető legyen egyetlen gázfelhőről van-e szó, vagy felhők csoportjáról. A felmérésből azt sem lehet egyértelműen kijelenteni, hogy van-e anyaghíd, ami összeköti az NGC2442-vel. Természetesen ismert volt a szerzők számára Chris Mihos és Greg Bothun szimulációja. Azonban, kevéssé tartották valószínűnek, hogy a PGC21457 (AM 0738-692) valaha ennyi gázt tartalmazott volna, vagy éppen ekkora mennyiséget képes lett volna kiszakítani az NGC2442-ből. Ez a galaxis „túl ártatlan ahhoz”. Ha már csillagrendszerek gravitációs csatájáról van szó, akkor csak sokkal masszívabb jelöltek jöhetnek szóba. Talán az NGC2443 elliptikus galaxis északnyugatra. Talán az NGC2397 és NGC2397A párosa. Talán. Ennek megerősítéséhez, ahogy fentebb is utaltam rá, ezeknek a galaxisoknak is mutatni kellene valami olyan tulajdonságot, ami a múltban lezajlott kölcsönhatásra utal. Ilyenről pedig egyelőre nem tudni.

Ryder és csillagászkollégái szerint azonban felvetettek egy másik eshetőséget is, amivel az NGC2442 torzult alakját és a HIPASS J0731-69 felhő létezését esetleg meg lehet magyarázni. A galaxisok közötti tér sem teljesen üres. Több halmaz esetében igen forró (10-100 millió K) gáz tölti azt ki (IGM – Inter Galactic Medium). Ennek azonban 10-4-10-2 elektron/cm3, vagyis extrém alacsony a sűrűsége. Sok-sok nagyságrenddel kisebb, mint a galaxisok atomos hidrogénjének sűrűsége, ami 0.2-100 atom/cm3. Elsőre azt gondolhatnánk, hogy a halmazban mozgó galaxisokra nincs hatással a roppant ritka gáz. Több galaxishalmaz megfigyelése azonban azt mutatta, hogy miközben a galaxisok ebben a gázban mozognak, torlónyomás lép fel, ez pedig képes letépni a csillagrendszer korongjának külső területeiről a csillagközi anyagot (Ram Pressure Stripping). Hasonlóan ahhoz, ahogy a menetszél kerékpározás közben lefújja az ember fejéről a sapkát. Ehhez nem kell más, csak az, hogy a galaxis relatív nagy sebességgel mozogjon a halmazon belül, és elég sűrű legyen a halmazon belüli gáz.

Több példát is felsoroltak a szerzők. Szerintük az NGC2276, NGC4273, NGC7421, NGC4388, NGC4654, NGC4522 esete ékesen bizonyítja, hogy érdemes foglalkozni a kérdéssel. Több esetben a Föld körül keringő műszerekkel is sikerült kimutatni a röntgentartományban a halmazon belüli gázt, bár ahogy szerzők is megjegyzik, ez azért nem minden esetben annyira nyilvánvaló. Ahogy a felvételeken is látható, az NGC2442 korongjának északi része elég éles határvonalú, míg a délkeleti, délnyugati rész igen diffúz. Ez a Hα keskenysávú felvételeken még sokkal nyilvánvalóbb. Ebből arra lehet következtetni, hogy a csillagrendszer mintegy „keresztülfúrja” magát az intergalaktikus gázon. Amennyiben tényleg helyes az elképzelés, akkor az északi kar képviseli azt az NGC2442 előtti lökéshullámot (orr-hullám, bow shock), ami a korong anyagának és a galaxisok közötti gáz ütközésének következménye. Hogy könnyebben elképzelhessük az egészet, tekintsünk a galaxisra, mint egy csónakra. A csónak orra az északi kar keleti részénél van (a képen a galaxis centrumától jobbra és le). A csónakkal ellentétben a galaxis korongja viszont forog, ami a lökéshullámot elnyújtja, és a gáz az északi kar mentén áramlik a galaxis „mögé”. A HIPASS J0731-69 tulajdonképpen a galaxis „mögött” húzódó gázáramlat, ami akár talán teljesen le is szakadhatott róla. Korábbi megfigyelések eredményei (Houghton 1988), mely a galaxisban a semleges hidrogéngáz mozgására vonatkoztak, alátámasztani látszanak ezt a teóriát.  Pontosabban, akár ezzel is magyarázhatók. A ROSAT HRI felvételein, vagyis a röntgentartományban viszont alig látszik az NGC2442, nem is beszélve bármiféle forró gázról a környékén.

Bár nem történt meg az egész galaxis molekuláris gázainak feltérképezése (12CO emissziós vizsgálat), de úgy tűnik, hogy az jelentős koncentrációt mutat az északi kar keleti részén, ahol az visszahajlik. Tekintve, hogy a molekuláris gáz inkább a galaxis korongjára jellemző, így bármiféle aszimmetria annak eloszlásában, az az árapály elképzelés malmára hajtja a vizet. Továbbá, a csillagászok tapasztalata alapján a torlónyomás (ram pressure) a molekuláris hidrogént inkább összetömöríti, míg az atomos hidrogént pedig kisöpri a galaxisból. Az atomos és molekuláris gáz aránya az NGC2442-ben viszont teljesen közel áll ahhoz, ami az ilyen típusú (Sbc) galaxisoknál megszokott.

Mit lehet ezek fényében mondani? Pillantson csak az olvasó újra ennek a résznek a címére! Elképzelhető, hogy az NGC2442 felépítése annak köszönhető, hogy korábban valamelyik környékbeli galaxis megközelítette. Hogy melyik, abban nem lehetünk egyelőre biztosak. Azonban, nem zárható ki, hogy a galaxisok között lévő gázzal való ütközés formálta ilyenre az alakját. Konkrét válaszok helyett – kevés biztos akad, inkább azt szerettem volna megmutatni, hogy miként működik a csillagászat tudománya. Megfigyelés és analitikus gondolkodás folyamata ez. Ebben az esetben is van még bőven feladvány. Újabb megfigyelésekre, újabb megfontolásokra lesz még szükség.

Az NGC2442-nek nemcsak a megjelenése lenyűgöző, hanem az is, ahogy egyelőre féltve őrzi titkait. Én mindenesetre továbbra is figyelni fogom a vele kapcsolatos újabb fejleményeket. A fotó elkészítésével még nem ért véget a kettőnk közötti „affér”.

Felhasznált irodalom:

Chris Mihos, Greg Bothun: NGC 2442: Tidal Encounters and the Evolution of Spiral Galaxies

S. D. Ryder, B. Koribalski, L. Staveley-Smith, V. Kilborn, D. Malin, G. Banks, D. Barnes, R. Bhatal, W. de Blok, P. Boyce, M. Disney, M. Drinkwater, R. Ekers, K. Freeman, B. Gibson, P. Henning, H. Jerjen, P. Knezek, M. Marquarding, R. Minchin, J. Mould, T. Oosterloo, R. Price, M. Putman, E. Sadler, I. Stewart, F. Stootman, R. Webster, A. Wright: HIPASS Detection of an Intergalactic Gas Cloud in the NGC 2442 Group

J. Harnett, M. Ehle, A. Fletcher, R. Beck, R. Haynes, S. Ryder, M. Thierbach, R. Wielebinski: Magnetic fields in barred galaxies III: The southern peculiar galaxy NGC 2442

Anna Pancoast, Anna Sajina, Mark Lacy, Alberto Noriega-Crespo, Jeonghee Rho: Star formation and dust obscuration in the tidally distorted galaxy NGC 2442

https://arxiv.org/abs/1009.1852

Adam G. Riess, Lucas M. Macri, Samantha L. Hoffmann, Dan Scolnic, Stefano Casertano, Alexei V. Filippenko, Brad E. Tucker, Mark J. Reid, David O. Jones, Jeffrey M. Silverman, Ryan Chornock, Peter Challis, Wenlong Yuan, Peter J. Brown, Ryan J. Foley: A 2.4% Determination of the Local Value of the Hubble Constant

R. Cartier, M. Sullivan, R. Firth, G. Pignata, P. Mazzali, K. Maguire, M. J. Childress, I. Arcavi, C. Ashall, B. Bassett, S. M. Crawford, C. Frohmaier, L. Galbany, A. Gal-Yam, G. Hosseinzadeh, D. A. Howell, C. Inserra, J. Johansson, E. K. Kasai, C. McCully, S. Prajs, S. Prentice, S. Schulze, S. J. Smartt, K. W. Smith, M. Smith, S. Valenti, D. R. Young: Early observations of the nearby type Ia supernova SN 2015F

 

NGC1514 plantáris köd

NGC1514-LRGB-20161104-0039-sx-bin2-360s-TTK

NGC1514 – planetáris köd a Bikában

2016-11-04, 2016-11-22 – Göd

24 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 Baader RGBL fotografikus szűrőszett

Az NGC1514 is egy azon objektumok közül, melyet kisebb lencsés távcsővel, ASI 120mm kamerával korábban már lefényképeztem. Anno csak luminance felvételeket készítettem, vagyis monokróm fotó született. A dolog akkoron félbe is maradt, színeket már nem rögzítettem hozzá. Elraktam a dolgot későbbre. Végül sosem fejeztem be. A kis ködösség az égen arra várt, hogy nagyobb átmérőjű, hosszabb fókuszú műszerrel egyszer majd jobban „szétcincáljam”. 2016 őszén néhány vele kapcsolatos cikk került a kezembe, mely újra felé fordította a figyelmem.

A felvételek feldolgozása közben rá kellett döbbennem, hogy van még tartalék a célpontban és a környező látómezőben. Ezt azonban kisvárosi ég alól (LRGB technikával) már nehezen fogom tudni kiaknázni. A nagyon halvány részek a nyers felvételeken már csak alig-alig váltak el az égi háttértől. De sebaj! Az éppen felsejlő, az egész területen ólálkodó csillagközi anyagot, port, majd egy másik alkalommal leplezem le. Most csak ott bujkál, kissé fátyolossá téve a hátteret, a csillagok fényét tompítva, s narancsos árnyalatot kölcsönözve nekik. Mindez a fizika játéka. A por okozta extinkció effektívebb a rövidebb hullámhosszakon. S minthogy a rövidebb hullámhosszú fény intenzitása jobban csökken, a csillagok fénye a vörös felé mozdul (szín-excesszus). El lehetne még azon is mélázni, hogy jó pár nagyon távoli galaxis is megbújik a háttérben, de most még csak nem is róluk lesz szó. Mindössze a látómező nagyjából 3 ívperces központi területére fogok koncentrálni. Több ott a megfejtetlen titok, mintsem elsőre gondolnánk! Az NGC1514 pontos mibenléte fogós feladvány.

„Egyedülálló jelenség! Egy nagyjából 8 magnitúdós csillag halványan fénylő légkörrel, melynek körkörös az alakja és 3 ívperc az átmérője. A csillag pontosan középen van és a ködösség körülötte nagyon halvány és olyannyira egyenletes, hogy úgy vélem nem is csillagok alkotják. Nem lehet kétséges a kapcsolat a csillag és a légkör között.” Ezekkel a szavakkal jellemezte William Herschel, a ζ Persei-től nem egészen 3.5 fokra található planetáris ködöt, ami valójában már a Bika csillagkép területén található.

Akkoriban általánosan elfogadott vélekedés volt, hogy minden köd csillagokra bontható, és ez csak távcső kérdése. Azonban Herschel-t pár planetáris köd megjelenése ebben elbizonytalanította, és közéjük tartozott az NGC1514 is. Szintén Herschel volt az a személy, aki először használta a planetáris köd kifejezést a Macskaszem-köd, hivatalos nevén az NGC6543 esetében, melynek megjelenése szerinte az Uránuszra hajazott. Az elnevezést aztán a többi csillagász is átvette. Annyira megragadt a szaknyelvben, hogy még akkor sem változtatták meg, amikor már biztosan tudható volt, hogy a planetáris ködök és a bolygók között semmiféle kapcsolat sincsen. A planetáris ködök létezése, az életük végéhez közelítő közepes tömegű csillagoknak köszönhető. Közepes tömeg alatt a 0.8 és 8 naptömeg közötti tartomány értendő. A továbbiakban csakis ezekkel foglalkozom majd, és nem térek ki sem a kisebb, sem a nagyobb tömegűekre.

Evolutionary_track_1m-5m

Közepes tömegű csillagok fejlődési útvonala a Hertzsprung-Russel diagramon. Main Sequence – Fősorozat, Subgiant Branch – Szubóriás ág, Giant Branch – Óriás ág, Horizontal Branch – Horizontális ág, Asymptotic Giant Branch – Aszimptotikus óriás ág, Instabilty Strip – Instabilitási sáv

Ábrák forrása: Wikipedia.org

A csillagok életük jelentős részét a Hertzsprung-Russel diagram úgynevezett fősorozatán töltik, miközben magjukban a hidrogén héliummá fúziónál. E folyamatban keletkező energiának köszönhetően képes dacolni a gravitációval. Leegyszerűsítve, a kifelé ható sugárnyomás akadályozza meg, hogy saját gravitációja összeroppantsa a csillagot. Ez a harc születésüktől fogva zajlik, s egészen halálukig, az energiatermelő termonukleáris folyamatok megszűnéséig tart. A hidrogénkészletek azonban nem tartanak örökké. Szerencséjükre a magban zajló hidrogén fúziója nem túlélésük egyetlen kulcsa. Sorsuk azonban így is beteljesül.

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. Majd miután a magban a hőmérséklet eléri a 100 millió fokos nagyságrendet, beindul a hélium fúziója. Ez a folyamat a kék szín irányába tolja a csillag fényét. Hogy mennyire, ez nagy részben a fémtartalomtól függ. (A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Egy csillag fémtartalmát általában a Naphoz szokták hasonlítani a kutatók. A világegyetem története folyamán, a csillagoknak hála folyamatosan dúsult fémekkel. Az újabb és újabb csillaggenerációk egyre több fémet tartalmaztak, így minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag a Naphoz képest, annál ősibb objektum.) A horizontális ág tagjai a magjukban már héliumból szenet hoznak létre. Ennek az ágnak a csillagai kis fémtartalmú ősi, kisebb tömegű csillagok. A Naphoz hasonló fémtartalmú, 1-2 naptömegű csillagok nem „foglalják el” a horizontális ágat, csak némileg válnak forróbbá, miközben luminozitásuk csökken. Ezek alkotják az úgynevezett vörös kupac (Red Clump a fenti ábrán) csillagait a Hertzsprung-Russel diagramon. A 2-8 naptömegűek viszont kissé nagyobb kitérőt tesznek a kék szín irányába, felszíni hőmérsékletük is jobban megemelkedik. Ezek a kék hurok (Blue Loop a fenti ábrán) csillagai. Azonban, e csillagok életében ez mindössze egy rövidke epizód.

Miután a hélium is elfogy az addigra szénben és oxigénben gazdag magban, a 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. A csillag elfoglalja helyét az aszimptotikus óriás ágon (AGB fázis). Ugyan a valamivel nagyobb tömegű (2-8 naptömeg közötti) csillagok némiképp más utat járnak be, de nagy vonalakban hasonló folyamatok zajlanak le azoknál is.

Az AGB fázisban a csillagok jelentős mennyiségű tömeget veszítenek a magból a felszínre emelkedett szén, oxigén és egyéb nehéz elemeknek köszönhetően porban gazdag, 10-15 km/s sebességű, sűrű csillagszél révén. Ez évente mintegy 10-7 naptömeget jelent. Ezt egy rövid ideig tartó, hirtelen felgyorsuló, intenzív anyagkiáramlás, az úgynevezett szuperszél követi. Ennek a folyamatnak a végére már szinte csak a lecsupaszított, szénben és oxigénben feldúsult forró mag marad hátra. A csillagot körbevevő anyagfelhőt ebben az állapotban protoplanetáris ködnek nevezik, ugyanis még csak visszaveri szülőcsillagának fényét (nincs még gerjesztés, mint a későbbi planetáris köd fázisban).

A magot vékony hidrogénburok veszi körül, amiben még mindig zajlik a hidrogén fúziója héliummá. A csillag így egyre forróbb, és forróbb lesz. (Balra mozogva a Hertzsprung-Russel diagramon.) A tömegvesztés lelassul évi 10-8 naptömegre. A lassú és sűrű csillagszelet 200-2000 km/s-os gyors, de kis sűrűségű csillagszél váltja fel, mely beleütközik a korábban ledobott, főleg a szuperszél időszakából származó csillagkörüli anyagba. A gyors csillagszél mintegy maga előtt tolva azt, képes sűrű héjat formálni belőle.

Mikor a csillag felszíni hőmérséklete átlépi a 30000 K-t intenzív UV sugárzásával gerjeszteni kezdi a körülötte lévő gázt. A köd többé már nem a csillag fényét veri vissza, hanem „világítani” kezd. Színképét ettől fogva a hidrogén rekombinációs vonalai, és az úgynevezett ütközéssel gerjesztett tiltott vonalak uralják. (Eme utóbbiak csak roppant ritka csillagközi gázban jöhetnek létre, ezért hívják tiltott vonalaknak. Ilyen például az OIII színképvonala is.) Ettől a ponttól beszélünk planetáris ködről.

Alapvetően, az előbb említett különböző típusú anyagkiáramlások bonyolult kölcsönhatása az, mely meghatározza a planetáris köd felépítését, szerkezetét. Hihetetlen tűnik, de kezdeti tömegüknek akár több mint a felét is elveszíthetik a csillagok késői fejlődési fázisukban. Illetve, az esetenként akár 100000 K-nál is nagyobb felszíni hőmérsékletű központi csillag intenzív UV sugárzása teszi a ködöt „láthatóvá”.

Azt mindenképpen ki szeretném emelni, hogy az AGB fázisban történő anyag kibocsájtás, tömegvesztés pontos megértése még várat magára. Sok minden nem teljesen világos még a csillagászok előtt.

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. A planetáris ködök szülőcsillagai nem elég nagytömegűek, hogy magjukban beinduljon a szén és az oxigén fúziója. Idővel a nukleáris fúzió a külső rétegekben is leáll. A csillagszél megszűnik, és lassan a fehér törpe állapotba jut a csillag. Mire ez a folyamat teljesen befejeződik, a planetáris köd elenyészik az űr sötétjében, láthatatlanná válik.

A fehér törpék esetében az úgynevezett elfajult elektrongáz nyomása dacol gravitációval. Ez a kvantummechanikai eredetű nyomás csakis a sűrűségtől függ, a hőmérséklettől egyáltalán nem – ellentétben az ideális gázokkal -, s egészen 1.44 naptömegig (Chandrasekhar-határ) képes egyensúlyban tartani a csillagot.

A fentebb ismertetett, úgynevezett kölcsönható csillagszél modellel tehát nagyszerűen megmagyarázható, hogy miként keletkeznek a sűrűbb héjak a lassan haldokló csillag körül. Azonban a legtöbb planetáris köd egyáltalán nem gömbszimmetrikus. Tekintélyes hányadukra például sokkal inkább jellemző valamiféle tengelyes szimmetria (bipolárisak, esetleg multipolárisak). Csak hogy két példát említsek azok közül, melyeket korábban már megörökítettem, sem az NGC6302, de még csak M57 sem gömbszimmetrikus.

ngc6302-lrgb-20140414-ttk-1

NGC6302 planetáris ködről már elsőre látszik, hogy sokkal inkább valamiféle tengelyes szimmetria jellemző rá, még ha az nem is oly tökéletes. Bíbor csápjait messzire nyújtja az űrben. A központi részen két fénykaréj fordít egymásnak hátat, így téve még hangsúlyosabbá a homokóraformáját az objektumnak. A bipoláris planetáris ködök gyönyörű példánya. (A szerző saját felvétele.)

M57-LRGB-20140505-TTK

Az M57 felépítése is valami mást takar. (A szerző saját felvétele.)

Hogyan értelmezhető e planetáris ködök szerkezete? Egyes elképzelések szerint, már az AGB fázisban, a forgó csillagról kiáramló lassú csillagszél sem gömbszimmetrikus, az a csillag egyenlítőjénél sűrűbb, míg a pólusok irányában ritkább. A csillag körül, annak egyenlítőjének a síkjában, tórusz alakú sűrűsödés alakul ki. A későbbi fejlődési állapotban meginduló gyors csillagszél, így könnyebben el tud szökni a pólusok irányába, és ott messzebbre jutva, létrehozza a bipoláris planetáris ködökre jellemző homokóraformát (pillangóformát). Az, hogy milyennek látjuk ezeket a ködöket, az nagyban függ attól, hogy milyen irányból tekintünk rájuk, ahogy ez a lenti ábra is szemlélteti.

planetaris-kodok-persp

Az, hogy a bipoláris planetáris köd megjelenése gyűrűre, vagy inkább homokórára emlékeztet, az attól függ, hogy milyen irányból tekintünk rá. Forrás: http://astro.u-szeged.hu/oktatas/galaktikus/34planetaris_nezet.html

Csakhogy, az elméleti megfontolások arra engednek következtetni, hogy az AGB fázisban a csillag forgása ahhoz nem elég gyors, és a mágneses mezeje sem elég erős, hogy működhessen a modell.  Ráadásul a planetáris ködök formavilága roppant változatos. Van, ami bár közel gömb alakú, de belsejében furcsa struktúrák figyelhetőek meg. Van ahol több héjból áll a köd. Egyeseknél jet-ek (kilövellések) láthatóak. Olyan planetáris ködök is vannak, ahol csak úgy értelmezhető a megfigyelhető látvány, hogy a csillag „imbolygott” (precesszió) az anyagkibocsájtás közben.

A világegyetemben a csillagok nagyjából fele nem magányos. Körülbelül 50 ± 10 % egyedüli, 38 ± 10 % kettős, 8 ± 3 % hármas, 3 ± 1 % többes rendszer tagja. A csillagászok joggal feltételezték, hogy a planetáris ködök szülőcsillagainál sincs ez másképpen.

The Frosty Leo Nebula

Az IRAS 09371+1212 planetáris köd (Frosty Leo Nebula) szerkezete arról árulkodik, hogy szülőcsillaga nem magányos. Forrás: ESA/Hubble – NASA

És valóban! Az esetek felében – ahol sikerült megfigyelni a központi csillagot -, azt találták a csillagászok, hogy az nem magányos. Alapvetően tehát szülőcsillaguk UV sugárzása a felelős e ködök fényéért, azonban a szerkezetük kialakításában kulcsszerep jutott a társcsillagnak. Hogyan?

Két mágnesezett és egymás körül keringő csillag egymásra gyakorolt hatását egyelőre nem lehet egzakt módon kiszámítani, mindössze kvalitatív képe van csak a csillagászoknak a dologról. Úgy látszik azonban, hogy a kísérőcsillag segít a mágneses mező fenntartásában. Továbbá, a keringésből származó perdület egy részét a gerjesztő csillagra juttatva felgyorsíthatja annak forgását. Mégis csak lehetséges tehát, amennyiben kettőscsillagról van szó, hogy már eleve az AGB fázisban sérül a gömbszimmetria. A kettősségnek köszönhetően mégiscsak működhet az elképzelés, miszerint a csillag egyenlítőjénél sűrűbb, míg a pólusok irányában ritkább a lassú csillagszél, illetve a szuperszél.

Másfelől, mivel a kettős rendszer tagjai a közös tömegközéppont körül keringenek, így a kiáramló csillagszél „megkavarodik”. A ledobott héjak összenyomódnak a keringés irányában, az anyag a vezető oldalon jobban összesűrűsödik, majd a köd tágulásával a „mintázat” felfúvódik. Ez a jelenség megmagyarázza, hogy miért látunk több planetáris ködben is spirális mintázatot.

R_Sculptoris_ALMA_data_visualisation

Az ALMA (Atacama Large Millimeter Array) milliméteres/szubmilliméteres tartományban működő rádiótávcsövek hálózatából álló rendszer felvétele az R Sculptoris félszabályos változócsillagról, mely egy AGB fázisban lévő vörös óriás csillag. A csillakörüli anyag különös mintázatát valószínűleg a „láthatatlan” kísérőjének köszönhető. Az R Sculptoris pályája különböző pontjain „pöfögte le” magáról külső rétegeket, miközben a kettős rendszer a közös tömegközéppont körül keringett.  Forrás: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Kettőscsillag alkotta rendszerekben más egyéb folyamatok is alakíthatják a planetáris köd szerkezetét. Talán a legkülönösebb mintázatokat az egymáshoz viszonylag közel keringő kölcsönható kettősök hozzák létre.

Mindkét tag esetén megvan az a térrész, amit az adott égitest gravitációja ural. Ezt Roche-térfogatnak nevezik. Ami azon kívül kerül az akár el is hagyhatja a rendszert, vagy a páros körüli pályára állhat. A belső (L1) Langrange-ponton keresztül azonban anyag áramolhat át az egyik Roche-térfogatból a másikba. Amennyiben az egyik csillag társa fejlődése során felfúvódik, és kitölti saját Roche-térfogatát, vagy csak intenzív csillagszele révén az AGB fázisban sok anyagot veszít, és ez tölti ki az említett térfogatot, akkor megindul az anyag átáramlása a társra.

Roche-lobes-corrected

Az ábra a Roche-térfogatot szemlélteti. Az L1 a szövegben is említett belső Langrange-pont. Az eredeti ábra forrása: Wikipedia.org (az eredeti ábra hibás volt, így módosítottam)

Bizonyos esetben azonban nem jut el az AGB társ összes anyaga a kísérőjére, hanem gázfelhő formájában veszi körül a párost. Közös gázburokkal körülvett kettőscsillagoknak (common envelope binary systems) nevezik az ilyen rendszereket. (Megjegyzés: A gázburok más ütemben rotál, mint a benne található kettőscsillagok. Ez különbözteti meg ezeket a kettősöket az érintkező kettős rendszerektől.)

Közös gázburok olyankor alakul ki kettőscsillagok körül, ha az egyik komponens valamilyen okból nagyon gyorsan fúvódik fel, vagy a két csillag közötti szeparáció nagyon gyorsan ütemben csökken. Ezeknél a párosoknál is, amikor a felfúvódó donor kitölti a Roche-térfogatot, megindul az anyagátadás. Tömege csökken, a Roche-térfogata zsugorodik. Így még jobban kitölti a térfogatot. Gyorsul az anyagátadás üteme, gyorsul a Roche-térfogat kitöltése (az folyamatosan megy össze), és így tovább. Egy megszaladó dinamikusan instabil anyagátadás valósul meg a kettős rendszerben. Adott esetben a „fogadó” oldali csillag már nem is tudja begyűjteni az összes gázt, és ezért közös gázburok alakul ki a páros körül. A gázburok fékező hatást fejt ki a kettős rendszerre. A csillagok energiát veszítenek, és közelebb kerülnek egymáshoz, ami szintén maga után vonja a Roche-térfogat zsugorodását, s így az anyagátadás fokozódását. A keringésből származó „lopott” energia felfűti és kitágítja a közös burkot. Idővel a donor felfúvódása abbamarad, a közös burok pedig tágulva elhagyja a rendszert. (Az is előfordulhat, hogy a kettős tagjai végül összeolvadnak, de e helyütt ezzel most nem foglalkozom.)

Akár közös burok veszi körül a párost, akár sem, amikor a Roche-térfogat kitöltésekor az anyagátadás megvalósul, akkor a gáz nem közvetlenül zuhan a második csillagra, hanem úgynevezett akkréciós korongot formál körülötte, s így befelé spirálozva éri el a csillag felszínét. Az ilyen akkréciós korongok gyakori sajátossága a forgástengellyel párhuzamos kifújások (jet) a csillagnál. Amennyiben a korong még precessziós mozgást is végez (imbolyog), az epizodikus kifújások dugóhúzó, vagy S mintázatot rajzolnak a térben. Ennek a jelenségnek egy nagyszerű példája a Fleming 1 planetáris köd.

The planetary nebula Fleming 1 seen with ESO’s Very Large Telescope

A Fleming 1 planetáris köd közepén nem is egy, hanem két degenerált (post-AGB fázisú, ifjú fehér törpe) csillag is található. A kiinduláskor a két csillag tömege igen közel lehetett egymáshoz. Az árnyalatnyival nagyobb tömegű komponens, csillagászati értelemben csak alig valamivel hamarabb érte el a planetáris ködöt létrehozó fejlődési állapot. Nem sokkal később a társa is követte. A különös S mintázatot az AGB csillagról a fehér törpére átáramló anyag formálta akkréciós korong jet-jei alakították ki.  Forrás: ESO (VLT)

A Fleming 1 S alakú mintázatának kialakulását szemléltető video.

Egyre elfogadottabb tehát az a nézet, hogy a gömbszimmetriától való eltérés magyarázata, a központi csillag kettőssége.  A planetáris ködök központi csillagainak hatoda ráadásul nem is kettős, de hármas rendszer tagja. Ilyen esetekben még a tengelyes szimmetria sem teljesül. De mi a helyzet azokkal a ködökkel, amelyek középpontjában magányosnak tűnő csillag csücsül, és mégsem gömbszimmetrikusok? Az elméleti megfontolások szerint nincs szükség feltétlenül csillagkísérőre, hogy működjenek a fentebb vázolt mechanizmusok. Már egy barna törpe társ, vagy akár a csillag bolygórendszere is képes „tönkretenni” a szabályos gömbformát. Napjainkban már több ezer exobolygóról van tudomásunk, s azt is tudjuk, hogy a bolygórendszerek igen gyakoriak a csillagok körül. Mondhatni, szinte nincs is valójában magányos csillag, csupán olyan, melynek nincs csillagtársa.

Röviden áttekintettem a megfigyelések, következtetések, elméleti megfontolások azon láncolatát, melyek Herschel „planetáris köd definíciójától” a mai, modern képig elvezettek. Igaz, e helyütt csak kialakulásukkal, felépítésükkel foglalkoztam. Azzal is csak vázlatosan. Akit a téma részletesebben is érdekel, annak ajánlom figyelmébe a felhasznált irodalmak listájából Szabados László cikkét. Évtizedek óta nem jelent meg magyar nyelven ahhoz hasonló összefoglaló cikk a planetáris ködökről! Ráadásul (teljesen természetes módon), azokban sok információ mára elavult.

Lépjünk tovább, és vegyük alaposabban szemügyre az NGC1514-et! A planetáris ködöt William Herschel fedezte fel 1790-ben, és tőle származik az objektum első vizuális jellemzés is. Elmondható, hogy a következő fontos lépést Kohoutek teszi meg 1968-ban az NGC1514 morfológiájának értelmezése felé. Tanulmányában megemlíti, hogy a köd kettős szerkezetet mutat. Az, egy ∼136ʺ méretű belső héjból, és egy ∼206ʺ szferikus, homogén külső héjból áll. A belső héj tengelyes szimmetriájára is felhívja a figyelmet (P. A. 35°), de ő még azt toroid alakú kondenzációként értelmezi. A múlt század katalógusaiban tipikusan kör alakúként, vagy kissé elnyúlt, elliptikus planetárisként írták le. Napjainkban sincs ez jelentősen másként. Az egyik legutóbbi osztályozási rendszerben, amit Quentin Parker és munkatársai publikáltak (2006), és amelyet David Frew egészített ki (2008), az „Es” címkét kapta meg. Az E jelentése: elliptikus. Az s jelentése: kivehető a belső szerkezete (s: structure).

Ugyan a századforduló előtti két évtizedben többen is alaposan elemezték a ködöt, és lassan világossá kezdett válni annak felépítése, azonban az egyik máig legpontosabb vizsgálatnak Muthu és Anandarao vetette alá 2003-ban. Legalábbis az optikai tartományban. Bár korábban már készültek nagy mélységű, részletes fotók az 5007 Å (OIII) hullámhosszon, azonban ők a ködön belüli mozgásokat is alaposan feltérképezték. Az általuk használt Fabry-Pérot spektrométernek, és a kutatók kitartó munkájának köszönhetően, addig soha nem látott részletességű és pontosságú (relatív) sebességtérkép készült az NGC1514-ről. Modelleket illesztve a különböző pontokban kapott sebességprofilokra, konklúzió született a köd felépítését illetően.

NGC1514-felepitese-cut1Az NGC1514 alapvetően 3 fő komponensből épül fel. Egyrészt a halvány külső héjból. Másodrészt a nézőpontunkhoz képest dőlt tengelyű ellipszoid alakú belső héjból. Harmadrészt pedig, a belső héjban elhelyezkedő fényes anyagbuborékokból (blobs). Ezek majdnem teljesen szimmetrikusak, és az általuk kijelölt tengely, nagyjából párhuzamos az égbolt síkjával. De csak nagyjából. A délkeleti buborék enyhe kék, míg az északnyugati enyhe vörös eltolódást mutat. Vagyis, míg az elsőben az anyag közelít, a másodikban távolodik tőlünk. Azonban az NGC1514 mégsem „tipikus” esete a bipolaritást mutató planetáris ködöknek. Ezek a buborékok bár ellentétes irányba mutatnak, de jelentős bennük a sebesség diszperzió (velocity dispersion). Vagyis, a buborékokban az áramlás nem elég kollimált, nem egy jól összefogott nyaláb mentén történik. Ahogy ezt már korábban is említettem, a bipolaritás egyik feltételezett oka a központi csillag kettőssége, illetve a planetáris köd szülőcsillagát körülvevő, annak egyenlítői síkjában elhelyezkedő tórusz, vagy korong alakú sűrű anyagfelhő. Ez az, ami a csillag pólusainak iránya mentén, az AGB fázist követően meginduló gyors csillagszelet nyalábba tereli. Az NGC1514 központi csillaga esetében – Muthu és Anandarao vélekedése szerint -, az említett anyagfelhő vagy túlságosan nagy kiterjedésű, vagy egyáltalán nem is létezik, így nincs ami effektíven kollimálja a kiáramlást. A két csillagász diszkussziója szerint, mely a planetáris köd kinematikája mellett annak kémiai összetételére is erősen épít, a közös gázburokkal körülvett kettőscsillag (common envelope binary systems) modell, és az akkréciós korongoknál keletkező epizodikus kifúvások (jet-ek) adják a legkézenfekvőbb magyarázatot az NGC1514 felépítésre.

Már az optikai tartományban is magával ragadó az NGC1514 szerkezete, de 2010-ben a NASA WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) nevű űrtávcsöve bebizonyította, hogy 220 évvel felfedezése után még mindig meg tud hökkenteni minket az NGC1514. Az infravörös tartományban készült felvételen a köd új arca tárult fel a csillagászok előtt.

ngc1514-infra

Az NGC1514 a WISE infravörös felvételén. Forrás: NASA/JPL-Caltech/UCLA

Az NGC1514-et tengelyesen szimmetrikus, porban gazdag gyűrűk ölelik körül. Más kutatókhoz hasonlóan Ressler és munkatársai is megpróbálták értelmezni a látottakat.  Mivel az infravörös megfigyelésekhez nem álltak rendelkezésükre kinematikai eredmények, így akárcsak e planetáris köd első optikai felméréseinél, a struktúrák elemzésével és hasonló esetek tanulmányozásával próbálták a következtetéseket levonni.

Szerencsére az NGC1514 a gyűrűivel nincs egyedül, más planetáris ködöknél is megfigyelhetőek hasonló struktúrák. Ennek egyik legszebb példája a MyCn18 (Homokóra-köd), melyről a Hubble űrtávcső készített anno egy mára ikonikussá vált felvételt. A többi csillagász korábban már behatóan foglalkozott az NGC1514 „testvéreinek” modellezésével, és azok homokórára emlékeztető alakját, de legfőképpen a gyűrűiket sikerült is megmagyarázniuk a kettőscsillag rendszerekben munkáló kölcsönható csillagszél modellel. Ressler és munkatársai elővéve ezeket a munkákat, rámutattak, hogy részben az NGC1514 gyűrűi is leírhatóak ezekkel, amennyiben azok különösen nagy tömegvesztés keretében születtek. Sőt, kimondottan ennek kellett a legnagyobb anyagkidobódásnak lennie a központi csillag életében, mely még valószínűleg az AGB fázis legelején történhetett. Ezzel a feltételezéssel azért kellett élniük, mert az NGC1514 hasonszőrű társai esetében több gyűrű helyezkedik el egy tengely mentén, míg ennél a planetáris ködnél csak egy-egy gyűrűt sikerült kimutatni. Elképzelhető persze, hogy nagyobb érzékenységgel felvett felvételeken a köd kiterjedtebb lenne, és több, halványabb gyűrűt is sikerülne kimutatni, de ez a jövőbeni infravörös megfigyelésekre vár.

hourglass-1996-07

MyCn18 (Homokóra-köd) a Hubble űrtávcső felvételén.

A többi homokóra alakú köd esetében azonban az optikai tartományban is remekül látszanak a gyűrűk, míg az NGC1514-nél ezeknek semmi nyoma nincs a látható fényben. Ennek egyik oka lehet, hogy anyaga ehhez nem elég meleg. Az infravörös megfigyelések szerint ∼160 K a por hőmérséklete. Az is elképzelhető azonban, hogy fénye egyszerűen csak belevész a halvány külső halóéba.

A WISE felvételei, és a ráépülő kutatásoknak köszönhetően addig ismeretlen struktúrák létezésére derült fény, így a szülőcsillag tömegvesztésének hosszabb időszakáról van ma már lenyomatunk. Ez is megerősítni látszik azt a tényt, hogy az NGC1514 belsejében kettőscsillag lakik.

Közvetve, a planetáris köd szerkezetének tárgyalásakor már többször hivatkoztam az NGC1514 központi kettőscsillagára. Vizsgáljuk meg alaposabban, hogy mit sikerült kideríteni róla a csillagászoknak!

A felvételemen köd középpontjában ragyogó fehéres, kékes-fehér színű különös csillag (BD+30°623) furcsaságai nagyon régóta ismertek voltak a csillagászok előtt. A különös szót nem véletlenül használtam, bár írhattam volna sajátost, ha úgy tetszik. A BD+30°623 csillag a planetáris ködök központi csillagainak speciális csoportját képviseli, melyre az angol szakirodalomban a „peculiar central stars” kifejezést használják. Azokat sorolják ide, melyek nem elég forróak ahhoz, hogy ionizálják az őket körülvevő planetáris ködöket. Több olyan példa is akad, ahol A-K színképosztályú csillag látható a planetáris köd középpontjában. Az NGC1514 is ilyen eset. Még Lutz (1977) vetette fel az ötletet, miszerint ezeknek kell, hogy legyen egy halvány, de forró társuk. Valójában ez a gerjesztő csillag, és nem a hűvösebb, de fényesebb komponens.

Amennyiben ez tényleg így van, bár egyetlen csillagot látunk, de két színkép rakódik egymásra. Így, bár nem kevés munkával, de különválasztható a két csillag, és külön-külön meghatározhatóak a paramétereik. Hogy ez mennyire nem is egyszerű feladat, az bizonyítja, hogy az évtizedek alatt többször is nekifutottak a különböző szakemberek a problémának. Bár Kohoutek (1967) elsőként hívta fel a figyelmet a színképelemzés alapján a BD+30°623 kettősségére, e cikkben most csak a legutolsó, és (talán) a legpontosabb eredményekre hivatkoznék.

Aller és kutatótársai egyfelől az optikai tartományban, földi távcsővel (Calar Alto obszervatórium, 2.2 méteres távcső, Calar Alto Faint Object Spectrograph) felvett színkép elemzésével próbáltak fogást találni a problémán. Másfelől pedig az IUE (International Ultraviolet Explorer) űrtávcső, az ultraibolya tartományban, 1978-1989 között a csillagról rögzített archív spektrumait használták fel. Eme utóbbiak azért voltak roppant fontosak, mivel az NGC1514 He II emissziós vonalai alapján a forró társ hőmérsékletére legalább 60000 K fokot feltételeztek. Az ilyen forró csillagok sugárzásuk jelentős részét már az ultraibolya tartományban bocsájtják ki, így itt a legkönnyebb karakterizálni őket.

A valós színképeket szintetikus színképekkel modellezték. Alapvetően olyan felszíni hőmérsékletű, felszíni gravitációs gyorsulású, fémtartalmú (kémiai összetételű) modellcsillagokat kerestek, melyek szintetikus spektruma a legjobban illeszkedett az igazi spektrumhoz. A lehetséges megoldásokhoz több iterációval jutottak el.

Az elméleti csillagfejlődési modellek szerint, adott fémtartalmú (kémiai összetételű), és adott tömegű csillaghoz, meghatározott fejlődési görbe tartozik a Hertzsprung-Russel diagramon, amennyiben a diagram vízszintes tengelyén az effektív hőmérséklet, függőleges tengelyén pedig a felszíni gravitációs gyorsulás logaritmusát ábrázoljuk. A kutatók a színképelemzésből kapott lehetséges felszíni hőmérséklettel és a lehetséges felszíni gyorsulással a kezükben, az elméleti csillagfejlődési modelleket felhasználva, megkeresték a csillagokra legjobban illeszkedő fejlődési útvonalat, így meghatározva a csillagok tömegét. Mivel a fejlődési modellek azt is megmondják, hogy milyen fejlődési görbe tartozik a választott tömeghez a Hertzsprung-Russel diagramon, amikor annak vízszintes tengelyén az effektív hőmérséklet, függőleges tengelyén pedig a csillag a Naphoz viszonyított luminozitásának logaritmusát ábrázoljuk, így a csillagok további paraméterei is meghatározhatóak. Végső soron levezethető a csillag tömege, sugara, luminozitása, és távolsága. A távolság meghatározásához igyekeztek megbecsülni, és figyelembe venni, az intersztelláris anyag okozta, az NGC1514 irányában igen számottevő extinkciót (fényelnyelést), és szín-excesszust (vörösítő hatást).

Több kritériumnak is meg kellett felelnie azonban az egyes levezetett csillagparamétereknek. Az abszolút és a megfigyelt látszólagos fényességből kiszámított távolságnak elég jól kellett egyeznie a két csillagra, hiszen kettőscsillagról van szó, egymás közelében vannak. A távolságadatoknak ráadásul összhangban kellett lennie az egyéb független módszerekkel kapott mérésekkel. Bár a köd távolsága elég pontatlanul ismert, 200-300 pc távolság tűnik a legelfogadhatóbbnak. A csillagok korának is megfelelő egyezést kellett mutatnia. De nemcsak egymással, hanem a fejlődési modellekkel is.

Ennek fényében döntöttek úgy, hogy a hűvös, fényesebb komponensre illeszkedő két lehetséges megoldás közül csak az egyik lehetőséget tartják meg. Azt az a megoldást elvetették a kettősségi kritérium alapján, hogy a hűvösebb társ egy nagyobb tömegű, a fősorozatról elfejlődő csillag lenne. Ebben az esetben ugyanis jóval fiatalabb lenne a gerjesztő csillagnál. Ráadásul, akkor jóval távolabb is lenne, így semmiképpen sem alkothatna a két csillag egyetlen párt. Az a megoldás illett csak a képbe, hogy a hűvös társ alacsony fémtartalmú és éppen a horizontális ágon tartózkodik.

NGC1514-bs-evotrack

Fejlődési útvonalak a csillagfejlődési elméletek alapján.

Balra a halvány, forró komponens fejlődési útvonalai. Kékkel jelölve a lehetséges paraméterű területet.

Jobbra a fényes, hűvös komponens fejlődési útvonalai. Szürkével az óriás ági fejlődési útvonalak, melyek elvetésre kerültek az ezekből származtatott kor és távolság miatt. Ezek a „megoldások” túl fiatal kort, és túl nagy távolságot eredményeztek a forró csillaghoz képest. Kékkel jelölve a lehetséges paraméterű pont, vörössel a hozzá tartozó horizontális ági fejlődési útvonal.

Részletek a szövegben. Forrás: A. Aller és mások

Mindezek után, Aller és szerzőtársai megalkották a diszkussziót. (Az összes adat a felhasznált irodalomnál megjelölt cikkben érhető el). A fényesebb, hideg komponens 9850±150 K felszíni hőmérsékletű, a HRD horizontális ágán tartózkodó, A0 színképosztályú óriáscsillag. A Napnál nagyjából kétszer nagyobb sugarú (2.1±0.6 R), és fele akkora tömegű (0.55 ± 0.02 M). A fejlődési modellek szerint, fémtartalomtól függően kezdetben 0.8-0.9 naptömegű lehetett. A forró, halvány gerjesztő csillag nagy valószínűséggel O színképosztályú szubtörpe csillag (sdO), de ezt egészen biztosan csak nagyobb felbontású UV spektrum elkészítése, és elemzése után lehetne kijelenteni. Felszíni hőmérséklete 80000-95000 K közötti. Sugara a Napénak mindössze kéttizede (0.22±0.03 R), és körülbelül hasonló, vagy talán alig valamivel nagyobb tömegű (0.56 ± 0.03 M), mint a társa. Viszont kezdetben Napunkhoz nagyon hasonló lehetett a tömege. A páros tagjai 8-12 milliárd évesek. Távolságukra pedig a hűvösebb csillag paraméterei alapján 294±69 pc, a forró komponens paraméterei alapján pedig 253±88 pc adódott.

A diszkussziójukban a kutatók helyt adtak egy „apró”, de mégiscsak fontos megjegyzésnek. Tény, hogy a megfigyeléseikből kikövetkeztették a páros paramétereit. Továbbá a kettősség mellett szól az NGC1514 komplex, buborékos, tengelyszimmetrikus felépítése, amit magányos szülőcsillaggal nem lehet megmagyarázni. Azonban, a duó nem mutatja a kettőscsillagok egyéb jellegzetességeit. Mindmáig nem sikerült változásokat kimutatni a BD+30°623 radiális (látóiránybeli) sebességében. Egy kettőscsillag tagjainak mutatni kellene némi „előre-hátra” irányuló mozgást, miközben a közös tömegközéppont körül keringenek. Ez pedig a Doppler-effektusnak köszönhetően detektálható, kimérhető lenne a színképből. A megfigyelt színképe ilyen jellegű változásokat azonban hosszú időskálán sem mutatott. A BD+30°623 egyszerűen „nem akar” tipikus spektroszkópiai kettőscsillagként viselkedni. A csillag fényességbeli változásokat sem produkál. Tagjai tehát keringés közben nem fedik el egymást. A BD+30°623 nem fedési kettőscsillag. Miért nem látjuk az említett jelenségeket? A szerzők ezt azzal magyarázzák, hogy valószínűleg nagyon szorosan helyezkedik el a két csillag. Talán közös gázburok öleli őket körül. Vagy éppen a pólusaik felől látunk rá a kettősre. Ez az elképzelés egybevág a vonalak keskenységével a hűvös komponens színképében, amit a csillag forgásának ki kellene szélesítenie amúgy (Doppler-effektus). Az is lehet magyarázat, hogy tág rendszerről van szó. Akkor viszont a csillagpályáknak speciálisaknak kell lenniük, amely egyéb problémákat vet fel. Hosszú periódusú, elnyúlt pályával ugyan megmagyarázható lenne az említett jegyek hiánya, de ez nagyban megnehezíteni a köd komplex struktúrájának értelmezését. Nem kizárható, hogy a hűvös, fényes csillag, csak a véletlennek köszönhetően látszik a köd középpontjában.

Ezt a kérdést feszegette Méndez és Kudritzki is. Vajon a két csillag tényleg összetartozó, ahogy ezt mindig is feltételezték a különös színkép alapján? Radiális sebesség vizsgálatuk, melyet a CHFT-vel (France-Hawaii Telescope – Mauna Kea), és az Espandos nagy felbontású spektrográffal végeztek el, ezt erősen megkérdőjelezi. A két csillag radiális sebességében 13±2 km/s sebesség eltérést találtak, de ami még ennél is fontosabb, ez nem mutatott változást a közel 500 nap alatt.

Továbbá meghatározták a hűvös, fényes csillag fémtartalmát is, amire nagyobb értéket kaptak annál, mint ami a horizontális ág tagjaira jellemző. Az A0 színképosztályú csillag tehát jóval fiatalabb a forróbb gerjesztő csillagnál. A csillagfejlődési modellek szerint inkább 3 naptömegű, és fényesebb is, tehát legalább 400 pc a távolsága. Így a két csillag nem lehet egymás társa (253±88 pc a legalább 400 pc ellenében). Aller-nek és társainak korábbi két alternatívája közül Méndez és Kudritzki megfigyeléseinek eredménye, mégiscsak a fősorozatot elhagyó, nagyobb tömegű csillag elképzelést támasztják alá. Ne feledjük el, hogy Aller-ék ezt csak a kettősségen alapuló előfeltevés miatt dobták el!

De térjünk vissza a radiális sebességekre! A forró csillagnál 57±1 km/s, míg a hűvös csillagnál 44±2 km/s sebességet kaptak átlagosan, mely szignifikánsan nem változott a mérés hosszú időtartama alatt. Ha mégis csak feltesszük, hogy összetartozik a két csillag, akkor a sebességek különbsége kizárja azt, hogy a pólusok felől lássuk a közös tömegközéppont körüli keringésüket. Illetve, a radiális sebességek állandósága, hosszú periódust feltételez a keringésre. Akkor viszont, ahogy erre már korábban is utaltam, a hűvös csillagnak nem sok szerepe lehetett a köd struktúrájának felépítésében.

Harmadik érvként az hozható a fel a kettősség ellen, hogy magának az NGC1514-nek a radiális sebessége csak a forró csillag radiális sebességével kompatibilis. Vagyis csak a forró gerjesztő csillag lehet a köd középpontjában. Természetesen nem zárható ki, hogy a planetáris köd eddigi radiális sebességének meghatározására irányuló mérések egytől-egyig szisztematikus hibát tartalmaznak. Amennyiben ez még sincs így, illetve Méndez és Kudritzki mérései sem hibákkal terheltek, akkor a fényes csillag nem a planetáris ködben található.

Összességében tehát Méndez és Kudritzki tanulmánya elveti azt a feltevést, amiből sok korábbi tanulmány kiindult. Vagyis, hogy fizikailag is összetartozó az a két csillag, amit egynek látunk, ha az NGC1514 középpontjára tekintünk. A csillagok a köd közepén talán csak a szerencsés véletlennek köszönhetően látszanak azonos irányba. Ennek a valószínűsége bár nem kizárható, de mindenképpen kicsi. Kimondottan annak tükrében, hogy a Hubble űrtávcsővel sem sikerült felbontani a BD+30°623-at két csillagra (Ciardullo és mások – 1999). Nem vethető el az a lehetőség sem a tanulmányuk alapján, hogy valamiféle kis amplitúdójú sebességváltozás mégiscsak jelen van a csillagok mozgásában. Mind a két csillagnak lehet bolygórendszere, vagy kicsiny tömegű társa. Ezt viszont már csak a jövőbeli pontosabb mérések dönthetik el.

Pár éve, a több mint 3000 ismert galaktikus planetáris köd központi csillagainak csak durván 13%-ról volt spektroszkópiai információnk. Illetve, körülbelül háromtucatnyi alaposan vizsgált központi csillagot katalogizáltak kettőscsillagként. Ezek a számok a cikk írásáig sem emelkedtek meredeken. Továbbiak megfigyelésekre van szükség! Mindenesetre, ha valami végső konklúziót szeretnék levonni az NGC1514-gyel, és úgy általában a planetáris ködökkel kapcsolatban, akkor talán az az lenne, hogy a gömbtől eltérők, változatos alakjának kulcsa a rendszerek kettősségében rejlik. Legyen a társ másik csillag, vagy kisebb tömegű égitest, mint például egy barna törpe, vagy bolygórendszer.

Ahogy az elején is mondtam: az NGC1514 több titkot rejt, mintsem elsőre azt az olvasó sejtené. Még akkor is, ha néhányra időközben már fényderült.

Külön köszönettel tartozom Szabados Lászlónak az általános rész írásakor nyújtott konzultációs lehetőségért!

Felhasznált irodalom:

C. Muthu, B. G. Anandarao: A Spatiokinematic Study of the Planetary Nebula NGC 1514

Michael E. Ressler, Martin Cohen, Stefanie Wachter, D. W. Hoard, Amy K. Mainzer, and Edward L. Wright: The Discovery of Infrared Rings in the Planetary Nebula NGC 1514 During the WISE All-Sky Survey

B. Aryal, C. Rajbahak, R. Weinberger: A giant dusty bipolar structure around the planetary nebula NGC 1514

Henri M. J. Boffin, Brent Miszalski, Thomas Rauch, David Jones, Romano L. M. Corradi, Ralf Napiwotzki, Avril C. Day-Jones, Joachim Koeppen: An Interacting Binary System Powers Precessing Outflows of an Evolved Star

A. Aller, B. Montesinos, L. F. Miranda, E. Solano, A. Ulla: Spectral analysis of BD+30°623, the peculiar binary central star of the planetary nebula NGC 1514

R.H. Mendez, R.P. Kudritzki, M.A. Urbaneja: The two central stars of NGC 1514: can they actually be related?

Szabados László: Planetáris ködök (Meteor csillagászati évkönyv 2017)