NGC6791 – A maga nemében furcsa csillaghalmaz

NGC6791-LRGB-20180713-2306-sx-bin2-360s-TTK

NGC6791

2018-07-13, 2017-08-15 – Göd

23 x 360 sec L (Bin2), 8 x 360 sec R (Bin2), 8 x 360 sec G (Bin2), 8 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 utolsó „égi felvétel” a régi gödi házunk udvaráról.

A nyílthalmazokról álltalában

A halmazok definíciója, hogy csillagaik gravitációsan kötődnek egymáshoz, de mint látni fogjuk, ez adott esetben nem feltétlenül tart addig, míg az utolsó csillagok is „kihunynak” benne. Alapvetően a csillaghalmazok két típusát különböztetjük meg: a nyílthalmazokat és a gömbhalmazokat. A gömbhalmazokról korábban már részletesen írtam. A továbbiakban, így kizárólag csak a nyílthalmazok témakörére fogok szorítkozni.

M45-Panik

Talán az égbolt egyik legismertebb nyílthalmaza az M45. Mi magyarok Fiastyúkként szoktunk emlegetni, mely a csibéivel a Bika csillagkép hátán ücsörög. A görögök Plejádoknak (Πλειάδες / Pleiades) nevezték, a mitológiai hét nővér után. A felkelő nap országában pedig Subaru-ként ismert ez a nyílthalmaz. Nincs olyan kultúra, ahol ne lenne valamilyen elnevezése, vagy ne kapcsolódna hozzá valamiféle történet. Az M45-ben a hosszú expozíciós felvételeken reflexiós ködök is megfigyelhetőek. Kezdetben azt gondolták, hogy ez még a csillagok keletkezése után maradt hátra. Azonban az újabb modellek alapján a halmaz túl idős ahhoz, hogy ezek a születés után hátra maradt ködfoszlányok még egyben maradhassanak. A kék forró csillagok sugárzása ezt már rég elfújta volna. Sokkal valószínűbb az a magyarázat, hogy a nyílthalmaz éppen egy sűrűbb csillagködön halad keresztül, mely visszaveri a tagok fényét, gyönyörködtetve ezáltal a szemlélőt. Fotó: Panik Zoltán Imre

A nyílthalmazok legfeljebb néhány ezer tagot számlálnak. A csillagászok becslése szerint a Tejútrendszerben a számuk akár a 100 ezret is elérheti. Ehhez a hatalmas számhoz képest azonban, mindössze alig néhány ezret ismerünk. Ennek legfőbb oka, hogy főként galaxisunk korongjának síkjához közel helyezkednek el. Jellemzően egyikük sincs 500-600 fényévnél távolabbra ettől.  Tejútrendszerük korongjában viszont igen erős az intersztelláris anyag fényelnyelő és vörösítő hatása. De azt is érdemes megemlíteni, hogy a csillagokkal zsúfolt korongban nem is olyan egyszerű felismerni őket. A felsorolt három hatás kimondottan a galaktikus centrum irányában nehezíti meg a csillagászok dolgát. Összességében elmondható, hogy a becsült teljes népességhez képest csak igen kevés van hozzánk kellően közel, illetve kedvező helyzetben ahhoz, hogy alaposabban is tanulmányozhassák őket a kutatók. Vagy hogy éppen mi amatőrcsillagászok megfigyelhessük, lerajzolhassuk, vagy akár fotografikus portrét készíthessünk róluk. Vagy éppen csak egyszerűen gyönyörködhessünk bennünk.

Hogy a galaxison belül miért egy viszonylag vékony síkban, és a centrumtól nagyjából 16-65 ezer fényév sugárú tartományon belül helyezkednek el? Erre csillagrendszerünk története, a nyílthalmazok születési körülményei, és későbbi fejlődésük ad magyarázatot.

A legtávolabbi, korai galaxisok megfigyelésével szerzett eddigi információink, illetve a modellek alapján feltételezhető, hogy azokhoz hasonlóan a Tejútrendszer története is törpe szferoidális és szabálytalan alakú ős-galaxisok ütközésével és egyesülésével indult, melyek már tartalmazhattak csillagokat. A kezdetben szabálytalan alakú és kaotikus gázfelhőben nem volt kitüntetett keringési iránya a születő csillagoknak. Az összeolvadások révén jelentős tömegűvé duzzadt, összehúzódó felhőben idővel kialakult egy kitüntetett forgási irány, a forgás üteme pedig egyre gyorsult az impulzus megmaradás törvénye értelmében. Körülbelül 9 milliárd (8.8 ± 1.7 milliárd) évvel ezelőtt ez az egész folyamat egy lapos forgó korongba terelte a gázt és a port. Az így létrejött, úgynevezett vastag molekuláris korong (thin molecular gas disc) gázfelhőiben később keletkező csillagok pályája már ezt a kitüntetett irányt és síkot örökölte. (Csak a pontosság kedvéért megjegyzem, hogy a Tejútrendszer még későbbi története során is bekebelezett más törpe galaxisokat.)

Az egyes nyílthalmazok csillagai mind ugyanabban a hatalmas molekula felhőben keletkeztek, és koruk is nagyjából hasonló. A tagok gravitációsan ugyan kötődnek egymáshoz, de ez a kapocs gyenge, és nem tart örökké. A legtöbb nyílthalmaz elég „instabil”, ami arra vezethető vissza, hogy tömegük nem elég nagy ahhoz, hogy csillagaikat hosszú időn át megtartsák. Márpedig, ha a halmazra érvényes szökési sebesség kisebb, mint az őt alkotó csillagok átlagos sebessége, akkor azok belső és külső hatásokra viszonylag könnyedén elszöknek. De milyen hatások érik az egyes csillagokat?

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

Egyes becslések szerint a nyílthalmazok 90%-ka már addigra felbomlik, mire a csillagai egyáltalán elhagyhatnék azt a molekula felhőt, amiben születtek. Az ezt túlélő halmazokra is azonban idővel hasonló sors vár. Hogy mikor oszlanak fel? Ez nagyban függ a kiindulási tömegüktől. Csak az igazán népes és sűrű nyílthalmazok – amiből pedig igen keveset ismerünk – érik meg a több milliárd éves kort. Ettől a kevés kivételtől eltekintve, a „születési megpróbáltatásokat” átvészelő nyílthalmazok többség is általában néhány 100 millió éves időskálán szétesik.

A felbomlott nyílthalmazok tagjai továbbra is hasonló pályán mozognak, mozgó csoporttá (moving group) válnak. Ilyen mozgó csoporthoz tartozik például a Göncölszekér 5 fényes csillaga is (Ursa Major Moving Group). Mozgásuk, azonos kémiai összetételük, azonos koruk a bizonyítéka, hogy valaha, egy mára már felbomlott, nagyjából 300-500 millió éve született nyílthalmaz tagjai voltak.

UMA_Moving_Group_Goncol1-m1

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

Foglaljuk tehát össze!  Koruk a néhány millió, 10 millió, 100 millió éves nagyságrendtől körülbelül 10 milliárd évig tejed. A Tejútrendszer azon korszakának szülöttjei, amikor a csillagkeletkezés már a galaxis korongjában történt. Ezért itt koncentrálódnak, ennek síkjába. Azt a néhány, több milliárd éves nyílthalmazt leszámítva, melyek a többséghez képest jelentősen nagyobb tömeggel születtek, tagjaik a galaxisunk korához képest csak viszonylag rövid ideig maradnak együtt. A csillagok fémtartalma bennük magasabb, mint a Tejútrendszer ősi, öreg csillagjaié. A pályájuk mellett, így az is bizonyíték arra, hogy tagjaik inkább a Tejútrendszer fiatalabb csillaggenerációjának képviselői, I populációs csillagok. (Még az öregebb nyílthalmazok is gazdagabbak fémekben, mint a legősibb csillagok.)

De mi az a fémtartalom? Hogyan korrelál a csillag korával? Mi az az I populáció egyáltalán?

Walter Baade a II. világháborús elsötétítések miatt kiváló körülmények között dolgozhatott a világ akkor legjobb távcsövével. A Mount Wilson-on álló 100 hüvelykes távcsőre ma is legendaként tekintenek a csillagászok. Baade minden korábbinál nagyobb határfényességű képeket készített az Androméda-galaxisról, és igen meghatározó felismerést tett: a galaxis különböző területeire más-más típusú csillagok a jellemzők. Míg a karokban a kékes fényű csillagok domináltak a felvételein, addig a magvidéken a vörösebb, és halványabb csillagok. Bevezette a csillagpopulációk fogalmát. A fémekben gazdag csillagokat az I. populációba, míg a fémekben szegényeket II. populációba sorolta. A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Az 1940-es évek igen termékenyek voltak a csillagászat terén. Nemcsak a megfigyelő csillagászat élte a forradalmát, de a kutatók addigra megértették a csillagok energiatermelési folyamatait. A csillagok belső felépítésével és fejlődésükkel kapcsolatos első számítások is ehhez az évtizedhez köthetők. Még ha csak a kezdetekről is beszélünk. Idővel világossá vált a csillagászok számára mi is okozza a kémiai összetétel különbségét a populációk között. Egy csillag fémtartalmát általában a Naphoz szokták hasonlítani a kutatók. A világegyetem története folyamán, a csillagoknak hála egyre dúsabb lett fémekben. Az újabb és újabb csillaggenerációk már egyre több fémet tartalmaztak, így minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag a Naphoz képest, vélhetőleg annál ősibb objektum. A Baade féle populációk tehát csillaggenerációk, ahol az I. populáció a fiatalabb, a II. populáció pedig az idősebb csillagok tartoznak. Igaz, hogy napjainkra ezt a csoportosítást már tovább finomították, és nem csak két populációról szoktak beszélni, de a felismerés jelentőségéből ez mit sem von le.

Az utóbbi évtizedek égboltfelmérő programjai világítottak rá arra, hogy fémtartalom a galaxisunkon belül igen változatos képet mutat. Nagyban függ attól is, hogy az adott csillagok a galaxis mely területén helyezkednek el. Kiderült, hogy a Tejútrendszer a korábbi elképzelésekkel ellentétben bonyolultabb felépítésű. Vagyis, sokkal több kémiai és dinamikai értelemben is elkülönülő alrendszerből áll össze. Az egyes vidékeken más és más volt ütemben folyat a csillagok „fémszennyező” tevékenysége. A nagyobb fémtartalom, tehát nem törvényszerűen jelent egyértelműen fiatalabb kort. A csillag származási helye is sokat nyom a latban.

De miként tudják meghatározni a kutatók egy nyílthalmaz korát? A 30 millió évnél idősebbek esetén a gömbhalmazoknál már ismertetett metódust alkalmazzák a csillagászok.

A módszer lényege, hogy fotometriai vizsgálatoknak vetik alá a nyílthalmaz csillagait, és felrajzolják annak szín-fényesség diagramját (Color Magnitude diagram – CMD), mely tulajdonképpen a Hertzsprung-Russel diagram (HRD) „gyakorlatias” változata. A vízszintes tengelyen két különböző szűrővel mért fényesség értékek különbsége kerül feltüntetésre a színképosztály helyett. (Ezt a csillag egyfajta színének lehet ezt tekinteni.) A függőleges tengelyen pedig ezek közül az egyik színszűrővel felvett fényességérték szerepel.

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

csillaghalmazok_kora

Ahogy idősödik az adott csillaggeneráció, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” az óriás ág felé, így az adott generáció kora meghatározható. Az Myr millió évet, a Gyr milliárd éveket jelent. Animáció forrása: http://astro.berkeley.edu/~dperley/univage/univage.html

A fotometria eredményeiből megalkotva a szín-fényesség diagramját egy adott halmaznak, az előbb említett pontnak a meghatározásával, illetve a csillagfejlődési elméletek jósolta izokron illesztésével megbecsülhető a halmaz kora. Az izokron a csillagfejlődésben használt kifejezés, mely a szín-fényesség diagramon az azonos korú csillagokat összekötő görbét jelöli.

nyilthalmaz-HRD1

Különböző korú nyílthalmazok szín-fényesség diagramja. Kép forrása: Australia Telescope Outreach and Education

NGC6791-CMD

Az NGC6791 nyílthalmaz szín-fényesség diagramja, és az azokra illesztett 3 különböző izokron. A vörös 7.7 milliárd évnek, a kék 8.2 milliárd évnek, a fekete 9 milliárd évnek felel meg. A diagram függőleges tengelyén a V szűrővel mért fényesség, még a vízszintes tengelyen a különböző szűrőkkel felvett fényességek különbségei láthatók. A B (kék), V (vizuális), I (közeli infravörös) fényességek különbségeit színeknek is tekinthetjük. Balra a „kékebb”, jobbra a „vörösebb” csillagok találhatók. Az ábrán jól látható, ahogy a fősorozat egyszer csak véget ér, és elkanyarodik az óriás ág felé. Adott kémiai összetétel és kor esetén, ezeknek a csillagfejlődési elméletekből számított görbéknek a mentén kell elhelyezkedniük a csillagoknak a szín-fényesség diagramon. Amennyiben a nyílthalmaz 7.7 milliárd, 8.2 milliárd, vagy éppen 9 milliárd éves lenne. Forrás: F. Grundahl és mások

Lehetőség szerint a nyílthalmaz csillagait spektroszkópiai elemzésnek is alávetik, vagyis információt nyernek a csillagok kémiai összetételéről (fémtartalmáról). Ne feledjük, ahogy fentebb már utaltam rá, az újabb csillaggenerációk már a korábbiak által legyártott elemekkel beszennyezett gázfelhőkből alakultak ki. A csillagok „működése”, fejlődése nagyban függ a fémtartalomtól. Némileg más utat jár be a szín-fényesség diagramon a fémekben szegény csillag, mint a fémekben gazdagabb az idő előrehaladtával. A fémtartalom a csillag színhőmérsékletére is kihat. A fémekben szegények kékebbek, mint a fémekben gazdagabbak. Más-más kémiai összetételekhez, más-más izokron tartozik.

A nagyon fiatal nyílthalmazok esetében kissé más módszer a célravezetőbb, bár ez is a halmaz szín-fényesség diagramján alapszik. Az azonos korú, azonban eltérő tömegű csillagok fejlődési sebességének különbsége már „embriókorukban” is megmutatkozik. A hideg molekuláris gázfelhőkben születő csillagoknak időre van szükségük, hogy kellően összesűrűsödve, magjukban beinduljon a hidrogén fúziója. Egy nagytömegű csillag esetén ehhez nagyjából 100 ezer év szükséges. A kisebb tömegűeknél viszont akár több 10 millió évig is eltarthat, míg elérik a fősorozatot. A nagyon fiatal halmazokban tehát a fősorozat előtti csillagokat keresnek a kutatók, majd a csillagfejlődési elméletek által szolgáltatott lehetséges izokronokat ezekre illesztik a diagramon. Végül ezekből próbálják megállapítani a halmaz korát.

A fiatal halmazoknál, mivel még tartalmaznak fősorozat előtti csillagokat, meghatározható az is, hogy milyen időintervallumban születtek a csillagok a gázfelhőből. Alapvetően ez a legidősebb és a legfiatalabb csillag korkülönbsége. A módszer lényege leegyszerűsítve az, hogy a halmaz legidősebb csillagának tekintjük azt a csillagot, amelyik éppen elhagyja a fősorozatot (turn-off age), továbbá megkeressük a legfiatalabb fősorozat előtti csillagot (turn-on age). A kettő különbsége pedig jó közelítéssel megadja, hogy mennyi ideig is folyt csillagkeletkezés a halmazban.

NGC6910-preMS-isoch

Az NGC6910 nyílthalmaz szín-fényesség diagramja a fősorozat előtti csillagokkal, melyre a csillagászok különböző izokronokat illesztettek. A fentebb említette vizsgálatokat kutatók több csoportja is elvégezte, és bár az értékek kissé eltérnek, mégis jól közelítenek egymáshoz. Az NGC6910 életkora nagyjából 7 millió év, a tagok jelentős része pedig az első 3 millió éves időintervallumban született. Bár a keletkezés üteme később lassult, de még fél millió évvel ezelőtt is keletkeztek csillagok. Forrás: Bhavya B. és mások

 

Az NGC6791-ről

Még mindig élének él bennem az emlék, mikor életemben először láttam a halmazt. Annak a nyári éjszakának már idestova 30 éve. Tinédzserként, sámlin egyensúlyozva küszködtem, hogy beállítsam 150/1200-as Newton-távcsövem látómezöjébe. Az égbolton akkor már magasan állt a halmaz, így valamire fel kellett lépnem, hogy az okulárba pillanthassak.

Bevallom, nem találtam meg elsőre. Többször elindultam a Vegától. Az akkori mechanikám ekvatoriális szerelésű volt, és mivel a halmaz és a Vega deklinációja között nagyjából csak 1 fok a különbség, ezért elég lett volna csak egyetlen tengely mentén mozgatni a távcsövet a Hattyú csillagkép irányába. Ez volt az ötlet. Ha az ember kellő pontossággal pólusra állítja a távcsövét, akkor némi gyakorlattal tényleg nem is olyan nehéz megtalálni ezt a nyílthalmazt. A „némi rutin” azonban hiányzott még, a pólusra állás meg… Jobban jártam volna, ha csillagról csillagra ugrálva állítom be.

Végül csak sikerült felismernem a halvány, némiképp nyúlt fényfoltot a sűrű csillagmezőben. Talán 30x-os nagyítást használhattam. Már nem emlékszem pontosan az okulár fókusztávolságára. Arra viszont igen, hogy kissé lötyögött benne az egyik lencsetag. (Ezt később orvosoltam.)  Körülbelül 60x-os nagyításnál már nagyjából tucatnyi fényesebb csillag látszott benne, de a tagjainak többsége még mindig csak halovány ködösség volt csupán. Egyszerre volt meghökkentő és lenyűgöző. Őszintén? Nem pontosan erre a látványra számítottam. Sokkal inkább keltette kis felületi fényességű gömbhalmaz benyomását. A nem túl messze „szárnyaló” Hattyú csillagkép kezdőként megismert nyílthalmazai után, az NGC6791 valami egészen más volt. Akkor és ott még nem tudtam azt, hogy nemcsak a látványát tekintve egyedi ez a nyílthalmaz. Ezzel csak jóval később szembesültem. Nem is sokkal korábban, mint ahogy ez a felvétel készült. Ez pedig sok év után újra csak a halmaz felé terelte a figyelmemet.

Meg kell jegyeznem, hogy sem e felvétel elkészítésével, sem a kép kidolgozásával nem törődtem annyit, mint magának az objektumnak az „értelmezésével”. Amatőrcsillagászként nekem ez jelentette az igazi élményt. Amennyiben a kedves olvasó továbbra is velem tart, végig vezetem ezen az úton.

NGC6791-map1

Az NGC6791 a Lant (Lyra) és a Hattyú (Cygnus) csillagkép között helyezkedik el, de még a Lanthoz tartozik.

NGC6791-map4

Az NGC6791 az SDSS (The Sloan Digital Sky Survey) keretében készült felvételen. A látómező durván 3.75 x 3.75 fok körüli. A képpel csupán a vidék csillaggazdagságát, és a halmaz fényességét kívánom szemléltetni a környezethez képest.

A tőlünk körülbelül 13300 fényévre lévő NGC6791 talán az egyik legérdekesebb nyílthalmaz fizikai és orbitális paramétereinek köszönhetően. A szín-fényesség diagramja alapján korát úgy 8 milliárd évre teszik a csillagászok. A színképelemzések tanúsága szerint csillagjaiban a vas aránya a hidrogénhez képest kétszerese a Napunkéhoz képest. Tömege 5000 naptömeg körüli. Mindezek alapján a Tejútrendszer egyik legősibb, legnagyobb fémtartalmú nyílthalmaza. Ráadásul egyike a legmasszívabbaknak. Álljunk is itt meg egy pillanatra! Öregebb, mint a Napunk és mégis fémekben gazdagabb?

A galaxis centrumától nagyjából 26 ezer fényévnyi távolság választja el. Majdnem annyi, mint Naprendszerünket. Eme utóbbi 26.4 ± 1.0 ezer fényév (8.09 ± 0.31 kpc). Továbbá, 2600 fényévvel a Tejútrendszer síkja fölött található. Azonban, a Luis Martinez-Medina által vezetett kutatócsoport véleménye szerint a nyílthalmaz pályája igencsak más lehetett a múltban. Ez pedig szerintük mindent meg is magyaráz.

NGC6791-SUN-MW

Az NGC6791 helyzete a Tejútrendszerben. A sárga pötty a Nap pozícióját jelöli.

Kézenfekvő lehetőségnek tűnik, hogy a halmaz extragalaktikus eredetű. Vagyis, egy mostanra a Tejútrendszerbe olvadt törpegalaxis szülötte. Az ütközés során a csillagrendszerünk által gravitációsan erősen megtépázott halmaz csupán, mely tagjainak tetemes részét elveszítette. Tekintve, hogy a múltban a törpegalaxisnak a Tejútrendszerétől eltérő lehetett a kémiai evolúciója, így a halmaz öreg kora ellenére értelmezhető az, hogy miért is nagyobb csillagjaiban a vas aránya a hidrogénhez képest, mint a Napban. Csakhogy a Lokális Csoport törpegalaxisainak kémiai profilja eltér e halmazétól. Márpedig az esetlegesen felfalt törpegalaxisé sem lehetett a többiekétől nagyon különböző. Legalábbis ez nem túl valószínű. Ez pedig aláássa az „extragalaktikus forgatókönyvet”.

Elképzelhető-e az egyáltalán erről a halmazról, melynek ennyire speciálisak a tulajdonságai, hogy mégiscsak a Tejútrendszerben keletkezett?  Speciális tulajdonságok alatt értendő a kora, a fémtartalma, a galaxis síkjától és centrumtól való távolsága. Luis Martinez-Medina és szerzőtársai szerint ez egyáltalán nem kizárt. Sőt, ez igenis lehetséges.

Ahogy már az előző fejezetben is utaltam rá, a galaxisunkban a fémtartalom nemcsak egyszerűen a csillag korától függ, bár korrelál azzal. Meghatározó az is, hogy a csillag a galaxis mely vidékén született. A csillagkeletkezési ráta nemcsak időben, de helyileg is eltérő volt a Tejútrendszer múltjában. Márpedig, amennyiben a csillagok „fémszennyező” tevékenységének intenzitása között eltérés mutatkozik egy adott időpillanatban a galaxison belül, akkor két különböző régióban, de azonos pillanatban született csillagok fémtartalma is eltérő lesz. Leegyszerűsítve, annak lesz magasabb a fémtartalma, melynek keletkezését megelőző időszakban hevesebb volt a csillagkeletkezés. Hogy miért? A fokozott csillagkeletkezés, több nagyobb tömegű csillagot jelent, ez pedig több kollapszus-szupernóva eseményt. De ezt követően nagyobb lesz az összeolvadó neutroncsillagok, a felrobbanó fehér törpék (Ia típusú szupernóvák) gyakorisága is. Illetve, pusztán maga a nagyobb születési szám azt is eredményezi, hogy az öregedő csillagok a késői fejlődési fázisukban összességében még több anyagot juttattatnak vissza a környezetükbe. Mindezt pusztán a nagyobb számosságuk miatt. Összességében ezek azok legfőbb folyamatokat, amiként a csillagok képesek fémeket juttatni az intersztelláris anyagba. Az újabb generációk pedig már a fémekben gazdagabb gázfelhőkben születtek.

Alapvetően, ahogy a Tejútrendszer idővel öregedett, a korongban úgy haladt fokozatosan kifelé a csillagkeletkezési hullám. A centrumtól a peremrész irányába. A kép azonban ennél némileg összetettebb. Csillagrendszerünk más spirál galaxishoz hasonlóan kémiai és kinematikai szempontból is elkülönülő alrendszerekből áll.

A galaxis belső vidékén a fémekben gazdag (legalább a Naphoz hasonló vagy annál is nagyobb fémtartalmú) csillagok a csillagrendszerünk küllője mentén koncentrálódnak. Valójában kompozit csoportról van szó. Egyik felüket azok az öreg, de fémekben gazdag csillagok alkotják, amelyek még a Tejútrendszer fiatalabb korában, a korai korongban keletkeztek, és csak később „csatlakoztak” a küllőhöz. A másik felük már újabb csillagkeletkezési epizódok eredményei, jóval fiatalabbak is. Bizonyos elképzelés szerint ezek már az úgynevezett szupervékony küllőben (superthin bar) születtek. Ugyanakkor az sem kizárt, hogy ezek is csak a küllő csapdájába esett csillagok.

Az említett csillagok, egy a náluk, illetve Napunknál is valamivel fémszegényebb csoporttal együtt alkotják galaxisunk szögletes/földimogyoró alakú központi dudorját (boxy/peanut-shaped bulge, B/P bulge). Eme utóbbiak eredetileg a vékony korongból származnak, s még a küllő kialakulása előtt keletkeztek. Vertikálisan ez az alrendszer jóval kiterjedtebb, mint az előző. Kinematikájuk alapján azokkal ellentétben ezek eredetileg a centrumtól nagyobb távolságban alakultak ki.

A szakemberek többsége ma úgy véli, hogy a korong alakú galaxisokban, vagyis a spirálisokban és a lentikulárisokban idővel törvényszerű a küllő kialakulása. A küllős szerkezet megjelenése e galaxisok dinamikus fejlődésének egyik természetes állomása. Amennyiben, a küllős galaxis korongja az élével fordul felénk, és a küllőre a hosszanti tengelye mentén látunk rá, akkor szögletes alakúnak, amennyiben a hosszanti tengelye merőleges a látóirányunkra (a küllő keresztben áll), akkor földimogyoró alakúnak látjuk a galaktikus dudort. Akit a téma részletesebben is érdekel, az korábbi cikkemben részletesebben is olvashat erről.

A videó a küllő kialakulásának és fejlődésének folyamatát mutatja be. Várjunk türelmesen! 1 perc 20 másodperc környékén láthatóvá válik mindaz, amiről írtam. Szerzők: Fabian Lüghausen, Benoit Famaey, Pavel Kroupa

Az előbbieknél is fémszegényebb csillagok tulajdonságai már nem mutatnak szignifikáns kapcsolatot a küllővel. Eloszlásuk, mozgásuk, pályájuk alakja és orientációja alapján a vastag koronghoz tartoznak. Csak úgy, mint a fémekben igen szegény csillagok (ezek fémtartalma Napunkénak egytizede vagy annál is kevesebb). Megjegyzem, hogy ezen utóbbiak kémiai összetétele nagyon hasonlóak azokhoz az öreg csillagokéhoz, amelyek a Nap környéken is megfigyelhetők a vastag korongban. Végezetül egy teljesen külön osztály az extrém fémszegény csillagok csoportja a magvidéken. Ezek feltehetőleg vagy a Tejútrendszer kisméretű klasszikus dudorjának csillagai, vagy a galaxist körbevevő ősi haló belső részének csillagai.

Az NGC6791 csillagainak kémiai összetétele nagyon hasonló a fentebb említett fémekben gazdag öreg csillagokéhoz. Azokéhoz, melyek a Tejút belső vidékén, a galaktikus dudorban figyeltek meg a csillagászok, illetve amik a küllő mentén orientálódnak. Már a 2010-es évek elején felmerült az ötlet, hogy az NGC6791 talán éppen a galaxisunk e területről származik (Jílková és mások 2012, Bensby és mások 2013). Amennyiben ténylegesen ez a helyzet, az magyarázatot nyújt a nyílthalmazokhoz képest nagy tömegére is. A múltban ugyanis, a galaktikus dudorban, illetve a korong belső részén kellőképpen gyors és intenzív volt a csillagkeletkezés ahhoz, hogy egy ilyen paraméterű halmaz megszülethessen.  Van azonban egy nyugtalanítónak tűnő kérdés, mely választ követel. Mit keres jelenleg 26 ezer fényévnyi távolságra a centrumtól, és miért van 2600 fényévvel a Tejútrendszer síkja fölött? Luis Martinez-Medina és csapata erre a kérdésre próbált választ találni.

A Tejútrendszerben, a többi spirál galaxishoz hasonlóan, a spirálkarok és a küllő erőteljes gravitációs hatásának köszönhetően, a korongban a csillagok pályája folyamatosan kifelé tolódik a centrumtól. Ez az úgynevezett radiális migráció. Maga a jelenség már egy ideje ismert a csillagászok előtt. Például, a Nap a keletkezése óta, vagyis az elmúlt 4.6 milliárd évben körülbelül 2000 fényévet távolodott a centrumtól.

Martinez-Medina szerzőtársaival megalkotta a Tejútrendszer részletes  (az eddig legrealisztikusabb) számítógépes modelljét a ma rendelkezésre álló információk alapján. Korábban is voltak már ilyen próbálkozások, azonban azok jóval egyszerűbb modellek voltak. Arról se feledkezzünk meg, hogy a komputerek, pontosabban szuperkomputerek számítási kapacitása mekkorát növekedett az elmúlt években.

A kutatók fél millió lehetséges pálya analízisét végezték el. 8 milliárd évnyi mozgást szimuláltak, és olyan megoldást kerestek, melynek a végén a halmaz pontosan abba a pozícióba kerül, ahol manapság az NGC6791-et láthatjuk. Továbbá, sajátmozgása és radiális sebessége jó egyezést mutat a megfigyelésekkel. Ellentétben más csillagászok korábbi vizsgálataival, 240 olyan esetet is találtak, mely a kívánt eredményt produkálta.

A galaxison belüli gravitációs árapályerők (spirálkarok, küllő, más halmazok, csillagok, por és gázfelhők stb.) folyamatosan bomlasztják a halmazokat. Egyáltalán a halmaz túlélhet-e ilyen hosszú időszakot? Mekkora kiindulási tömeg szükséges ahhoz, hogy közel 8 milliárd évvel később még mindig 5 ezerszer nagyobb tömegű legyen, mint a Nap?

A számítások, szimulációk szerint az NGC6791 kiindulási tömege körülbelül tízszer nagyobb lehetett a mainál, vagyis születésekor olyan 50 ezer naptömegű lehetett. Az analízis azt is megmutatta, hogy 420 darab ilyen masszív halmazból, mely valamikor 7.5 és 8.5 milliárd évvel ezelőtt, a centrumtól 9780-16300 fényéves (3-5 kpc a tanulmányban) tartományon belül született, egy biztosan túlélhette a mai napig. De nemcsak túlélhette, hanem a megfigyelt távolságba juthatott a centrumtól, illetve megfelelő magasságba emelkedhet a galaktikus korong fölé. Ami pedig a legfontosabb: biztosan megfigyelhető a Földről.

A tanulmányt végül Martinez-Medina és kutatótársai azzal zárták, hogy igen is lehetséges, miszerint az NGC6791 8 milliárd évvel ezelőtt a korong belső vidékén keletkezett, és a radiális migráció sodorta messzebb onnan. Éppen a különös tulajdonságai tesznek bizonyságot arról, hogy ez a vándor Tejútrendszerünk „szülöttje”.

Kepler-19 – exobolygók a látómezőben

NGC6791-LRGB-20180713-2306-sx-bin2-360s-TTK-mark

A Kepler-19 az NGC6791-ről készült felvételemen.

A Kepler missziója, nemsokkal ezen sorok írása előtt ért véget (2018. november 15.). Az űrtávcső elsődleges feladata exobolygók keresése volt. Ahogy Thomas Zurbuchen fogalmazott: „A NASA első bolygóvadász missziójában a Kepler túlszárnyalta minden várakozásunkat, és egyben kitaposta az utat a földön kívüli élet keresése előtt, legyen szó akár a Naprendszerről, vagy az azon túli világokról.” Nemcsak megmutatta, hogy milyen sok csillagnak van saját bolygója (exobolygó), de szemünk előtt új kutatási terület is született. Nyugodtan állíthatjuk, hogy az exobolygók kutatása ma a csillagászat egyik legforrongóbb területe.

10-15 By the numbers - mission stats

A Kepler misszió eredményei számszerűsítve. 9.6 év a világűrben. 530503 megfigyelt csillag. 2662 megerősített exobolygó. Csak, hogy a fontosabbakat említsem. Ábra forrása: NASA/Ames/Wendy Stenzel

A K1 misszióban (ahogy eredetileg is tervezték) a Hattyú és a Lant csillagképek határán lévő égterülete fürkészte éveken keresztül. A csillagászok parányi fényváltozásokat kerestek a csillagok fényében. Olyanokat, melyeket a csillag előtt elhaladó exobolygók fedései okoznak (tranzit módszer). Ebbe a látómezőbe az NGC6791 is beleesett.

NGC6791-Kepler_329161main_fullFFIHot300

Az NGC6791 nyílthalmaz a Kepler látómezőjében (K1 misszió). Forrás: NASA/Ames/JPL-Caltech

Az NGC6791-től nem is olyan messze látható a Kepler-19 katalógusjelű csillag, mely körül mai ismereteink szerint három exobolygó is kering. Ez a közelség azonban mindössze látszólagos, mert a csillag 717 ± 3 fényévre van, vagyis a valóságban sokkal közelebb, mint az NGC6791.

A legbelső exobolygót, a Kepler-19b-t tranzit metódussal fedezték fel. A Kepler-19b okozta elhalványodások alapos elemzése arra is rávilágított, hogy léteznie kell még egy bolygónak a rendszerben, ami azonban nem halad el a csillag korongja előtt. A csillagok körül keringő bolygók gravitációsan egymásra is hatnak, vagyis befolyásolják egymás mozgását. Ennek eredményeképpen pedig adott esetben periodikusan változó eltérések figyelhetők meg a fedésekben (transit-timing variation method). A Kepler19-b esetében ez kb. 300 napos periódussal változó, 5 perces amplitúdójú eltérést jelentett. Ez a felismerés vezetett végül a Kepler-19c felfedezéséhez, mely a csillagtól számított második bolygó a rendszerben. A Kepler-19d-t, ami szintén nem halad el a Kepler-19 korongja előtt, a csillag radiális sebességében mutatkozó apró változásokból sikerült kimutatni. Amennyiben a csillagnak elég nagy tömegű a bolygója, akkor az a keringése során kimutathatóan „megrángatja” magát a csillagot. Precízebben fogalmazva, a csillag is kering a közös tömegközéppontjuk körül. Tehát periodikusan hol közeledik, hol távolodik hozzánk képest. A Doppler-effektus miatt pedig a csillag színképében a vonalak hol a kék, hol pedig a vörös felé tolódnak el. Tekintve, hogy még a nagyobb bolygók tömege is jóval kisebb a csillagjához képest, így igen kis effektusról van szó. Nagyon precíz mérésekre van szükség. A mai műszerekkel, azonban már 1 m/s sebességváltozás is kimutatható akár. Ez nagyjából egy kényelmesen sétáló ember sebessége. (Hosszabb, sok éves adatsorokból a HARPS műszerrel nem lehetetlen a 30 cm/s sebességváltozás detektálása sem!)

Bár csak egy fénypötty a fotón a Kepler-19, de mégis érdekes belegondolni, hogy három bolygó biztosan kering körülötte. Vajon van-e élet rajtuk? Kifejlődhetett-e a mienkéhez hasonló intelligens faj? Persze, hogy ezek a kérdések foglalkoztatja leginkább az embert. Talán elszomorítom az olvasót, de ez valószínűtlen. A három bolygó tömegét tekintve bizonyosan nem kőzetbolygó. Sokkal inkább a Neptunuszhoz hasonló világok ezek. Nekem azonban ez a tény csöppet sem szegi kedvem. Az Univerzum hatalmas, és ha nem itt, talán majd máshol rálelünk a válaszra. Egyedül vagyunk?

Bolygók a csillagtól való távolságuk sorrendjében Tömeg Földhöz viszonyítva Keringési periódus napokban Excentricitás Inklináció Sugár a Földhöz viszonyítva
b 8.4 +1.6 / −1.5 M 9.28716 +0.00004 / −0.00006 0.12 ±0.02 89.94° 2.209 ±0.048 R
c 13.1 ±2.7 M 28.731 +0.012 / −0.005 0.21 +0.05 / −0.07
d 22.5 +1.2 / −5.6 M 62.95 +0.04 / −0.30 0.05 +0.16 / −0.01

 

Felhasznált irodalom:

Charles J. Lada, Elizabeth A. Lada: Embedded Clusters in Molecular Clouds

L. R. Bedin, M. Salaris, G. Piotto, S. Cassisi, A. P. Milone, J. Anderson, and I. R. King: The Puzzling White Dwarf Cooling Sequence in NGC 6791: A Simple Solution

F. Grundahl, J. V. Clausen, S. Hardis, S. Frandsen: A new standard: Age and distance for the open cluster NGC 6791 from the eclipsing binary member V20

Luca Malavolta, Luca Borsato, Valentina Granata, Giampaolo Piotto, Eric Lopez, Andrew Vanderburg, Pedro Figueira, Annelies Mortier, Valerio Nascimbeni, Laura Affer, Aldo S. Bonomo, Francois Bouchy, Lars A. Buchhave, David Charbonneau, Andrew Collier Cameron, Rosario Cosentino, Courtney D. Dressing, Xavier Dumusque, Aldo F. M. Fiorenzano, Avet Harutyunyan, Raphaëlle D. Haywood, John Asher Johnson, David W. Latham, Mercedes Lopez-Morales, Christophe Lovis, Michel Mayor, Giusi Micela, Emilio Molinari, Fatemeh Motalebi, Francesco Pepe, David F. Phillips, Don Pollacco, Didier Queloz, Ken Rice, Dimitar Sasselov, Damien Ségransan, Alessandro Sozzetti, Stéphane Udry, Chris Watson: The Kepler-19 system: a thick-envelope super-Earth with two Neptune-mass companions characterized using Radial Velocities and Transit Timing Variations

Matthieu Portail, Christopher Wegg, Ortwin Gerhard, Melissa Ness: Chemodynamical Modelling of the Galactic Bulge and Bar

Luis A. Martinez-Medina, Mark Gieles, Barbara Pichardo, Antonio Peimbert: New insights in the origin and evolution of the old, metal-rich open cluster NGC 6791

NGC2808 – Csillagok generációi a gömbhalmazokban

NGC2808-LRGB-20170220-T32-180s-TTK

Az NGC2808 gömbhalmaz

2017-02-20, 2017-02-21 – Siding Spring Observatory

21 x 180 sec L, 8 x 180 sec R, 8 x 180 sec G, 8 x 180 sec B

iTelescope.net T32 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 17″ – 43 cm, f/6.8 – FLI Proline 16803 CCD kamera

A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.

A gömbhalmazokról írt összefoglaló cikkem írásakor merült fel bennem először, hogy felvételt készítsek az NGC2808-ról. A déli Hajógerinc (Carina) csillagképben található, ezért nálunk sosem emelkedik a horizont fölé. A megfigyeléséhez vagy délre kell utazunk, vagy távcsőidőt kell bérelnünk ott. Én eme utóbbi megoldást választottam.

NGC2808-map1

Az NGC2808 a déli Hajógerinc (Carina) csillagképben.

Az NGC2808 a Tejútrendszer ősi csillaghalmazai között is igazi óriásnak számít. Ugyan van nála nagyobb, és masszívabb is akad, de 130 fényéves átmérője és tömege, ami 1.42 milliószorosa Napunkénak, így is messze kimagaslónak számít a gömbhalmazok mezőnyében. Csillagai extrém koncentrációt mutatnak a mag felé. A 12 fokozatú Shapley-Sawyer féle osztályozás szerint, mely a gömbhalmazok előbb említett tulajdonságon alapszik, az I. osztályba tartozik. Nem sok riválisa akad. Csak a hazánkból is megfigyelhető M75 (Nyilas csillagkép), és az NGC7006 (Delfin csillagkép) esetében tapasztalhatunk hasonlót. Ezek viszont fényességben és méretben is elmaradnak tőle. Megjegyzem, hogy talán éppen a csillagok koncentrációja, és a mag döbbenetes fényessége jelentette a legnagyobb nehézséget a kép kidolgozása során. Ennek részleteivel azonban nem untatnám az olvasót.

NGC2808-Tejutrendszer2

Az NGC2808 elhelyezkedése a Tejútrendszerben. Napunkat a kis sárga pöttyjelöli.

Talán már magában az NGC2808 impozáns paraméterei, illetve az ennek köszönhető látványa is izgalmassá tenné a 31300 fényévre (9.1 kpc) lévő, 6.2 magnitúdós gömbhalmazt. Én elsősorban mégsem ezért választottam ki. A gömbhalmazok megismerésében játszott kulcsfontosságú szerepe volt az, ami számomra különösen érdekessé tette.

Sokáig úgy gondolták a csillagászok, hogy a gömbhalmazok csillagjai egyszerre keletkeztek. Kémiai összetételük éppen ezért teljesen homogén. A gömbhalmazok korát, azok Hertzsprung-Russel diagramja (HRD) alapján határozták meg, élve az előbbi feltételezéssel. Az egyszerre született, azonos fémtartalmú csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől 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. Kezdetben csak a vas és a hidrogén arányát vizsgálták, és ez alapján vontak le következtetéseket. Később azonban más elemek hidrogénhez viszonyított arányát is elkezdték vizsgálni, amikor arra voltak kíváncsiak, hogy eltérő-e két csillag kémiai összetétele. Mint ezt később látni fogjuk, csak a vas relatív mennyisége nem mindig árulkodó.

A nagyobb tömegű fényesebb és forróbb csillagok hamarabb elhasználják hidrogén készleteiket, és elhagyják a fősorozatot. Az idő előrehaladtával már csak a kisebb tömegű, és kevésbé fényes csillagok maradnak a fősorozaton.

M55HRD-label

Nincs „tipikus” gömbhalmaz, de az M55 Hertzsprung-Russel diagramja jól szemlélteti a szövegben foglaltakat. Main sequence – Fősorozat, Red giant branch – Vörös óriás ág, Horizontal Branch – Horizontális ág, AGB (Asymptotic Branch) – Aszimptotikus óriás ág, Blue stragglers – Kék vándorok, White dwarfs – Fehér törpék

Az ábra forrása: Australia Telescope National Facility (ATNF)

Megnézve egy gömbhalmaz Hertzsprung-Russel diagramját rögtön szembetűnő, hogy a valaha legfényesebb, a Nap tömegét több mint nyolcszorosan meghaladó csillagok mind hiányoznak a fősorozatról. Ezek réges-régen „kihunytak”, miután szupernóvaként lángoltak fel. De a közepes tömegűeket, vagyis a Nap tömegét nagyjából kétszeresen, de maximum nyolcszorosan meghaladó csillagokat sem találjuk már ott. Bennük 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 tömegével összemérhető, illetve a Nap tömegénél kisebb tömegű csillagok belsejében folyik energiatermelés. Azonban, ezekből is a nagyobb tömegűek magjában már kifogytak a hidrogénkészletek, és így el is hagyták a fősorozatot. Miután a csillag fejlődése során a magban elfogy a hidrogén, ennek héliummá történő átalakítása a magot körülvevő külső héjba tevődik át, és a csillag felfúvódva a vörös óriás állapotba jut. A horizontális ág tagjai a magjukban már héliumból szenet hoznak létre. (Elméleti megfontolások szerint, ehhez legalább nagyjából 0.5 naptömeg szükséges.) Ennek az ágnak a csillagai kis fémtartalmú ősi, kisebb tömegű csillagok. A Naphoz hasonló, vagy csak valamivel kisebb fémtartalmú, és tömegű csillagok nem „foglalják el” a horizontális ágat, csak némileg válnak forróbbá, miközben luminozitásuk csökken. Ezek alkotják az úgynevezett vörös kupac (Red Clump) csillagait a Hertzsprung-Russel diagramon. 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). Innen, ezeknek a csillagoknak útja is a fehér törpe állapot felé vezet, ugyanis már a Napunk tömege is kevés ahhoz, hogy valaha is beinduljon a magjában a szén vagy az oxigén fúziója, nem is beszélve a nála kisebb tömegű csillagokról.

Evolutionary_track_1m.svg

Nagyjából 1 naptömegű csillag fejlődési útvonala a fősorozat után a Hertzsprung-Russel diagramon. A gömbhalmazok ma megfigyelhető, a fősorozatról korábban eltávozott csillagjai is nagyjából hasonló utat járnak be. Jelenleg, tömegüktől függően, a görbe valamelyik pontjának közelében tartózkodnak. A pontos útvonal azonban függ a csillag kémiai összetételétől is.

Ábra forrása: Wikipedia.org

Minél idősebb egy halmaz, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” a vörös óriás ág felé. Felrajzolva a HRD-t egy adott halmazra, az előbb említett pontnak a meghatározásával, továbbá felhasználva a csillagfejlődési elméleteket, izokron illesztésével megbecsülhető a halmaz kora. Az izokron a csillagfejlődésben használt kifejezés, mely a HRD-n az azonos korú csillagokat összekötő görbét jelöli. Évtizedeken keresztül alkalmazták a módszert a csillagászok, és végig egyetlen csillaggenerációt feltételezve, keresték azt „az egyetlen” görbét, mely a legjobban illeszkedik az adott halmaz Hertzsprung-Russel diagramjára. A gömbhalmazokat a csillagfejlődési elméletek tökéletesítésére, tesztelésére, kalibrálására használták, és természetesen használják még a mai napig is. De e halmazok révén a Tejútrendszer és más galaxisok kialakulásával, evolúciójával kapcsolatos elméletek is ellenőrizhetők. Fontos tehát, hogy a csillagászok alaposan ismerjék felépítésüket, tulajdonságaikat.

Mindig is volt azonban egy bizonyos probléma a gömbhalmazok Hertzsprung-Russel diagramjával kapcsolatban, ami nagyon zavarta a csillagászokat, és a múlt század hatvanas éveitől kezdve évtizedeken át nem lelték a megoldását.

Azt viszonylag hamar felismerték (ezt korábban már említettem is), hogy a csillagok „működése”, fejlődése nagyban függ a fémtartalomtól. Némileg más utat jár be a fémekben szegény csillag a HRD-n, mint a fémekben gazdagabb. A fémtartalom a csillag színhőmérsékletére is kihat. A fémekben szegények kékebbek, mint a fémekben gazdagabbak. Éppen ezért a fémekben gazdagabb gömbhalmazoknak általában vörösebbek a horizontális ágon tartózkodó csillagjai. Találtak tehát egy paramétert, amivel a horizontális ágak morfológiájának különbségét magyarázni lehetett. A halmazok horizontális ágán lévő csillagok színeloszlása azonban még így is furcsa devianciát mutatott bizonyos esetekben.

GC_masodik_parameter1-m

Az ábrán fémekben gazdagabb négy halmaz szín-fényesség diagramja (HRD) látható. A vízszintes tengelyen B és V szűrővel mért fényesség értékek különbsége van feltüntetve (ez tekinthető a csillagok színének) a színképosztály helyett. A függőleges tengelyen pedig V színszűrővel felvett fényességérték szerepel. Figyeljük meg, hogy míg a felső kettő horizontális ága csak egy „vörös csonkból” áll, vagyis vöröses árnyalatú csillagok alkotják, addig az alsó kettő horizontális ága, a vörös csillagokat követő résen túl (balra), kékes csillagokban is bővelkedik. Hasonló a fémtartalom, pontosabban a vas hidrogénhez viszonyított aránya, de mégis eltérő a horizontális ág morfológiája. Ábra forrása: C. Sosin és mások.

A csillagászok találtak olyan nagyjából hasonló fémtartalmú, hasonló vas/hidrogén arányú gömbhalmazokat, melyek horizontális ágai meglepően más képet mutattak. Egyeseké vörösebb, másoké inkább kékes árnyalatú volt, de akadtak a kettő között átmenetet képezők is. Mintha ezek nem akarták volna betartani az előbb felvázolt „szabályt”. A kutatók lázasan keresték, hogy a fémtartalom mellett a halmazok milyen más paramétere lehet hatással a horizontális brancs eloszlására. Innen származik a szakirodalomban használt elnevezés is: a második paraméter problémája.

Ennek egy példája látható a fenti ábrán is. A fémekben gazdagabb gömbhalmazok horizontális ágának vörös csillagait tökéletesen le lehetett írni a korabeli csillagfejlődési elméletekkel, melyek már a fémtartalommal is számoltak. A kékes csillagok előtt viszont némileg értetlenül álltak a csillagászok. Ezeknek nem kellett volna ott lenniük, csakis a fémszegény halmazokban tudták értelmezni a jelenlétüket.

A második paraméterre az idők folyamán több jelölt született. Ezek közül nagyon röviden megemlítenék néhányat. Volt, amelyik a fémtartalom mellett, a halmazok korkülönbségét nevezte meg második paraméterként. Sokáig talán ez volt a legnépszerűbb elképzelés. Mások lokális okokra hivatkoztak. Az egyik ilyen szerint a halmazokon belül a csillagok sűrűsége fontos tényező, ez ugyanis indirekt módon kihatással bír a csillagok késői fejlődési állapotában történő tömegvesztésre, amivel pedig megmagyarázható, hogy miért is különbözőek az azonos fémtartalmú halmazok horizontális ágai. Olyan elképzelés is akadt, mely az eltérő szén-nitrogén-oxigén (CNO) tartalmat tette felelőssé. A horizontális ág csillagainak magjában hélium fúzió zajlik, míg az azt körülvevő héjban pedig hidrogén fúzió. Eme utóbbira pedig nagy hatással van, hogy mekkora a szén-nitrogén-oxigén aránya a csillagban (CNO-ciklus). Mivel a szén-nitrogén-oxigén mennyisége a csillagban befolyásolja annak energiatermelését, így nagyban meghatározza, hogy az hol foglal helyet a Hertzsprung-Russel diagram horizontális ágán. Önmagában végül egyik elképzelés sem volt képes megoldani a problémát.

Az NGC2808 szintén a problémás esetek közé tartozott. Már a múlt század hetvenes éveiben ismert volt a tény, hogy horizontális ágát vörös és kék csillagok alkotják, melyeket tekintélyes rés választ el egymástól. A két csoport között teljesen hiányoztak a „köztes színű” csillagok.

A Hubble űrtávcső teljesen új fejezetet nyitott a csillagászatban, így a gömbhalmazok kutatásában is. A Hubble és kamrája (WPFC2 – Wide Field and Planetary Camera 2) olyan jellegű fotometriai vizsgálatokat tett lehetővé, amiről korábban a kutatók még csak nem is álmodhattak. A rendkívül zsúfolt gömbhalmazok fotometriája az akkori földi műszerekkel igencsak nehézkes volt. Pár példány esetében a Hubble-re volt ahhoz szükség, hogy egyáltalán azonosítani lehessen a horizontális ágon a csillagait. Nagy lendülettel vetették tehát bele magukat a csillagászok a munkába, mely az NGC2808 esetében is izgalmas új részleteket tárt fel. Kiderült, hogy a horizontális ág kék oldala kiterjedtebb, mint az korábban gondolták. Az kezdetben vízszintesen indult, majd hosszan lefelé hajlott a HRD-n. Első alkalommal sikerült nyomon követni a horizontális ág kék csillagait egészen 21 (V) magnitúdóig. Ráadásul, a Hubble ultraibolya szűrőjével (F218W, λeff = 2189Å) készült szín-fényesség diagramján a horizontális ág kék része csomósodásokat mutatott. Ebből kettő teljesen egyértelmű volt, míg egy harmadik jelenléte is gyanítható volt az extrém kék végén. Semmilyen mechanizmus nem volt ismert, mely megmagyarázhatta volna ezeknek a csomóknak a létét. Összefoglalva tehát, 1997-re világossá vált, hogy az NGC2808 horizontális ága három elkülöníthető, egy vörös és két kék csoportból áll. Azonban egy negyedik kék csoport létezése sem volt teljesen kizárt. Lassan gyűltek a jelei annak, hogy a gömbhalmazok talán mégsem egyetlen csillaggenerációból állnak. De az igazi áttörésre még várni kellett.

 NGC2808-HST-CMD-97Sosin-m

Balra az NGC2808 szín-fényesség diagramja (HRD) látható. A vízszintes tengelyen B és V szűrővel mért fényesség értékek különbsége van feltüntetve (ez tekinthető a csillagok színének) a színképosztály helyett. A függőleges tengelyen pedig V színszűrővel felvett fényességérték szerepel.

A jobb alsó ábrán külön kiemelésre került az NGC2808 horizontális ágának szín-fényesség diagramja (HRD). A vízszintes tengelyen FUV (ultraibolya) és B (kék) szűrővel mért fényesség értékek különbsége van feltüntetve. A függőleges tengelyen pedig B színszűrővel felvett fényességérték szerepel. A vörös része a horizontális ágnak itt nem látható, ugyanis azok a csillagok túlságosan halványak az FUV szűrős felvételeken. Jobb felső diagramon a horizontális ág kék csillagainak szín szerinti eloszlása látható. Figyeljük meg a csomósodásokat!

Ábra forrása: C. Sosin és mások.

A következő jelentős felfedezésre csak pár évet kellett várni. 2004-ben annak felismerése keltett nagy izgalmat, hogy az ω Centauri (NGC5139) gömbhalmaz fősorozatán, a Hubble űrtávcsőnek hála, sikerült elkülöníteni két különálló csillagcsoportot. Az ezt követő spektroszkópiai analízis is megerősítette azt a tényt, hogy ezek bizony különböző csillaggenerációk. A két csoport fémtartalma különböző volt. Egészen pontosan a második generációra csak olyan izokron illeszkedett, amiben a csillagok héliumban jelentősen gazdagabbak voltak a domináns öregebb populációhoz képest. Ehhez a bravúrhoz egyértelműen az űrtávcsőre volt szükség! Nemsokkal később már legalább három generáció jelenlétét sikerült igazolni a fősorozaton, mely a szubóriás ágon négy különböző brancsra bomlott kora és fémtartalma alapján. Ezek a felismerések megerősítették a gyanút, hogy az ω Centauri talán nem is gömbhalmaz, hanem egy törpe galaxis maradványa.

Kampány indult annak kiderítésére, hogy vajon a Tejútrendszer más gömbhalmazát is több csillaggeneráció alkotja-e. Éppen tíz évvel ezelőtt, 2007-ben jelent meg a tanulmány, aminek a szerzői (G. Piotto és mások) bejelentették, hogy elsőként az NGC2808 esetében siker koronázta próbálkozásukat. Már korábban, 2005-ben megszületett az a felismerés (D’Antona és mások), miszerint a halmaz fősorozata anomális kiterjedést mutat a kék szín irányába. Ebben a fősorozat csillagainak nagyjából 20%-ka volt érintett, így kimondottan ennek a jelenségnek a vizsgálata volt az egyik fő cél. A csillagászok biztosak szerettek volna lenni abban, hogy a vizsgálatuk tárgyát képező csillagok tényleg a halmazhoz tartoznak, és nem előtér vagy háttér csillagok csupán. Éppen ezért, a megfigyeléseiket 18 hónapra nyújtották el, és azt 3 különböző időpontban végezték el. Ez már elég volt ahhoz, hogy a csillagok sajátmozgását figyelembe vegyék. Az elmozdulásuk alapján így el lehetett dönteni, hogy a vizsgált csillag halmaztag-e, vagy sem. Megállapították, hogy az NGC2808 fősorozata egyértelműen 3 különböző csillagpopulációból áll. Ugyanakkor, ezek fémtartalma, pontosabban a vas és a hidrogén aránya nem tér el számottevően, ahogy ezt például az ω Centauri esetében megfigyelték. Jelentősen különbözik azonban az egyes csoportok hélium tartalma.

NGC2808-iso

Az NGC2808 gömbhalmaz fősorozata, amelyben 3 csillagpopuláció is elkülöníthető Piotto és kutatótársainak 2007-es tanulmánya szerint. Az ábrán látható, hogy a fősorozat több izokronnal írható csak le. Ezek az izokronok a csillagok kémiai összetételben (hélium tartalmában) térnek el egymástól. Ábra forrása: G. Piotto és mások

Pár évvel korábban más kutatók (E. Carretta és mások) spektroszkópiai vizsgálatoknak vetették alá az NGC2808 vörös óriás ágát. A nátrium/vas és oxigén/vas arányát vizsgálták és szignifikáns oxigén-nátrium antikorrelációt találtak. A vörös óriás csillagok túlnyomó többségének oxigéntartalma a galaktikus halóra jellemző értéket mutatott. Azonban, kimutatható volt még két másik csoport is: egy oxigénben szegény, és egy oxigénben kimondottan szegény. E mellett marginális eltérést is megállapítottak a vas és a hidrogén arányában az egyes csoportok között. Az oxigénben nagyon szegényekben némileg több volt a vas aránya a hidrogénhez képest, mint a normál mennyiségű oxigént tartalmazókban. Ezt az eltérő héliumtartalomra vezették vissza, ugyanis a héliumtöbblet, erősebbé teszi a fémek vonalait.

Végső konklúzióként az született 2007-ben (G. Piotto és mások), hogy a horizontális ág megfigyelt morfológiája, a fősorozat felépítése, a vörös óriás ág kémiai összetételében tapasztalható különbségek csakis egy módon értelmezhetők: az NGC2808 legalább három, különböző korú csillagok generációjából áll. Az első generációt követő újabbak, már az korábbiak által beszennyezett gázból formálódtak.

Az NGC2808 vizsgálata nem ért véget 10 évvel ezelőtt. A folytatáshoz nagyban hozzájárult a Hubble űrtávcső negyedik szervizmissziója 2009 májusában. Újra használhatóvá vált a WFC/ACS műszer (Wide Field Channel of the Advanced Camera for Surveys), továbbá ekkor helyezték üzembe az új UVIS/WFC3 (Ultraviolet and Visual Channel of the Wide Field Camera 3) eszközt. Az utóbbinak köszönhetően a kutatók nagyobb hangsúlyt fektetettek az NGC2808 csillaggenerációinak ultraibolya tartománybéli megfigyelésére (Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic GCs). Az elektromágneses spektrum ultraibolya régiója kiváló lehetőségeket nyújt az eltérő kémiai összetételű csillagpopulációk tanulmányozására. Azoknak a molekuláknak a sávjai (OH, NH, CH, CN), amelyekből következtetni lehet a csillagok szén (C), nitrogén (N) és oxigén (O) tartalmára az ultraibolya tartományba esnek. A több hullámhosszon elvégzett fotometriai vizsgálatokra, eltérő kémiai összetételt feltételező szintetikus spektrumokra, és nagy felbontású spektroszkópiára épülő eredményeket taglaló cikk 2015-ben jelent meg (A. P. Milone és mások).

NGC2808-HST-CMD-15Milone-1

Az NGC2808 gömbhalmaz szín-fényesség diagramja (HRD). A belső ábrákon a vízszintes és függőleges tengelyeken, a nagy ábrától eltérő, az egyes vizsgálatok szempontjából „legpraktikusabb” hullámhosszokból konstruált szín-fényesség diagrammok láthatók. Balra alul: vörös óriás ág. Jobbra alul: fősorozat. Jobbra felül: szubóriás ág. Már szemmel is látható a többszörös szekvencia jelenléte. Az alapos analízis 5 csillaggeneráció jelenlétét mutatta ki.

Ábra források: A. P. Milone és mások

Kiderült, hogy az NGC2808 felépítése még komplexebb, mint azt korábban gondolták. A vörös óriás ágon 5 populációt sikerült elkülöníteni. Bár a fősorozaton már nem volt ennyire egyértelmű a helyzet, de végül ott is 5 külön populációt találtak. A 2007-es tanulmányban (G. Piotto és mások) kimutatott két kékebb csoport mellett, a fősorozat többséget alkotó vörös csoportot is három részre tudták bontani. Újra megerősítést nyert az is, hogy a horizontális ág kék része 3 populációból áll. Továbbá, konfirmálták más csillagászok 2014-ben publikált (Marino és mások) felismerését, hogy a horizontális ág vörös részét valójában két eltérő kémiai összetételű csillagcsoport lakja (nátriumban gazdag, és nátriumban szegény). De még az aszimptotikus óriás ágon is egyértelműen elkülöníthető volt három populáció.

Összességében tehát elmondható, hogy az NGC2808-ban ma 5 csillaggenerációról van tudomásunk, melyek kémiai összetétele eltérő, vagyis változik populációról, populációra. Azt, hogy az eltérések kimondottan diszkrétek, nem lehet figyelmen kívül hagyni. Az egyes generációk születése is diszkrét kellett, hogy legyen. Az adott generáció csillagai szinte tökéletesen egyszerre keletkeztek. A legelső az ősi gázfelhőből, így annak kémiai összetételét örökölte. Az azt követők pedig már a megelőzők által beszennyezett gázból. Az is tény, hogy a körülbelül 12.5 milliárd éves gömbhalmazban alig néhány 100 millió éve alatt le is játszódtak az epizodikus születési hullámok. Az NGC2808 példája is azt mutatja, hogy a masszív gömbhalmazokban mégis csak maradhat elég gáz az első heves csillagkeletkezés után ahhoz, hogy abból további nemzedékek születhessenek. És nem csak az NGC2808 az egyetlen példa erre.

Sőt, ma már ismerünk olyan gömbhalmazokat is, ahol több generáció él együtt, noha az nem is tartozik az igazán masszívak közé. Ilyen például az M4 és az NGC3201 is. Hogy miképpen lehetséges ez? Hogyan születnek egymást követően az egyes nemzedékek? Ez elég komplex probléma, és még ma is vita tárgyát képezi. Erről egy lehetséges „forgatókönyv” vázlatosan olvasható a gömbhalmazokról írt összefoglaló cikkemben.

Felhasznált irodalom:

Young-Wook Lee, Pierre Demarque, Robert Zinn: The horizontal-branch stars in globular clusters. 2: The second parameter phenomenon

C. Sosin, G. Piotto, S.G. Djorgovski, I.R. King, R.M. Rich, B. Dorman, S. Phinney, J. Liebert, A. Renzini: Globular Clusters Color-Magnitude Diagrams with HST

Craig Sosin, Ben Dorman, S. George Djorgovski, Giampaolo Piotto, R. Michael Rich, Ivan R. King, James Liebert, E. Sterl Phinney, Alvio Renzini: Peculiar Multimodality on the Horizontal Branch of the Globular Cluster NGC 2808

Alistair R. Walker: CCD Photometry of Galactic Globular Clusters V. NGC 2808

E. Carretta, A. Bragaglia, R.G. Gratton, F. Leone, A. Recio-Blanco, S. Lucatello: Na-O Anticorrelation And HB I. The Na-O anticorrelation in NGC 2808

G. Piotto, L. R. Bedin, J. Anderson, I. R. King, S. Cassisi, A. P. Milone, S. Villanova, A. Pietrinferni, A. Renzini: A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808

Jason Boyles, Duncan R. Lorimer, Phil J. Turk, Robert Mnatsakanov, Ryan S. Lynch, Scott M. Ransom, Paulo C. Freire, Khris Belczynski: Young Radio Pulsars in Galactic Globular Clusters

A. P. Milone, A. F. Marino, G. Piotto, A. Renzini, L. R. Bedin, J. Anderson, S. Cassisi, F. D’Antona, A. Bellini, H. Jerjen, A. Pietrinferni, P. Ventura: The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. III. A quintuple stellar population in NGC2808

Gömbhalmazok

gombhalmazok3-TTK-cut1

Négy gömbhalmaz fotóm: NGC104/47 Tuc (jobb felső), M13 (bal felső), M3 (jobb alsó), NGC5466 (bal alsó)

A Tejútrendszer halója

Had invitáljam meg az olvasót, hogy tartson velem egy rövid utazásra galaxisunk halójába. A csillagászok eredetileg a haló kifejezést a Tejútrendszer korongját körbevevő, csillagok alkotta szferoidális (forgási ellipszoid) alakú galaktikus alrendszer megnevezésére használták. Mint később látni fogjuk, az ismeretek bővülésével a kifejezés új tartalommal bővült.

Ahogyan galaxisunk nagyjából 100-120 ezer fényév átmérőjű, és pár ezer fényév vastagságú, jellemzően fiatalabb csillagok lakta vékony korongjának (thin disk), így a halónak sincs éles határa. Csillagainak 90%-a Tejútrendszerünk magjától 100 ezer fényévéves távolságon belül található, ugyanakkor pár objektum távolsága a 200 ezer fényévet is meghaladja.

Öreg, sok milliárd éves csillagok birodalma ez, melyek egy része népes gömbhalmazokba tömörülve rója útját galaxisunk magja körül. A haló objektumai elnyúlt pályákon keringenek, igen változatos hajlásszöggel a galaxis síkjához képest. Jelentős azon objektumok száma, melyek keringési iránya retrográd, vagyis a korong csillagainak keringési irányával ellentétes.

Annak köszönhetően, hogy a halóban a csillagok keletkezése már réges-rég leállt, a csillagok eloszlása, pályája, összetétele (fémtartalma) megőrizte a Tejútrendszer ősi korszakainak emlékét. Ezeket az égitesteket inkább mondhatjuk matuzsálemeknek, mint fosszíliáknak, ugyanis még mindig „élnek”, fejlődnek, változóban vannak.

A haló legősibb ma is létező csillagai mintegy 13 milliárd évvel ezelőtt keletkeztek, szintén ekkortájt alakultak ki az első gömbhalmazok. Talán korábban, mint maga a Tejútrendszer, melynek története egyes elképzelések szerint kicsit később, törpe szferoidális és szabálytalan alakú ős-galaxisok ütközésével és egyesülésével indult. A „galaktikus kannibalizmus” már a kezdetektől fogva fontos szerepet játszott a Tejútrendszer fejlődésében.

A belső haló csillagai pár milliárd évvel fiatalabbak. 11.4 milliárd éve (11.4±0.7 milliárd éve) születtek a fokozatosan összehúzódó hatalmas gázfelhő csomóiból, mely egyre laposabb forgási ellipszoid alakú térrészt töltött ki, ahogy galaxisunk formálódott. Több milliárd évre volt szükség, hogy a Tejútrendszer elnyerje a ma megfigyelhetőhöz hasonlatos formáját. A csillagok, por és gázfelhők alkotta lapos korong körülbelül 9 milliárd éve (8.8 ± 1.7 milliárd éve) létezik mindössze. Az összehúzódó gázt az impulzus megmaradás törvénye szinte tökéletesen kilapította. Ekkora alakult ki egy kitüntetett keringési irány, és rendeződtek egy síkba az égitestek pályái. Miközben az intersztelláris médium, vagyis a por és gázködök, és a belőlük születő csillagok megformálták a korongot, csillagvárosunk elkezdte bekebelezni a környező megmaradt ősi törpe galaxisokat. Így a külső haló tovább dúsult olyan öreg csillagokkal, melyek kevesebb, mint 2 milliárd évvel az ősrobbanás után alakultak ki. A befogott, majd szétszaggatott galaxisok csillagai szétszóródtak, beleolvadtak Tejútrendszerünkbe. Azonban a nagyobb, kompakt struktúrák, mint például a gömbhalmazok, vagy az elnyelt galaxisok magjainak csillagai jó eséllyel együtt maradhattak.

Halo-story2

Galaxisunk kialakulását szemléltető ábra – a: A Tejútrendszer története valószínűleg törpe szferoidális és szabálytalan alakú ős-galaxisok ütközésével és egyesülésével indult, melyek már tartalmazhattak csillagokat. b: Kezdetben a szabálytalan alakú és kaotikus gázfelhőben nem voltak kitüntetett keringési iránya a születő csillagoknak. c: A jelentős tömegűvé duzzadt, összehúzódó felhőben idővel kialakult egy kitüntetett forgási irány, a forgás üteme pedig egyre gyorsult az impulzus megmaradás törvénye értelmében. Az egész folyamat egy lapos forgó korongba terelte a gázt és a port. A később itt keletkező csillagok pályája így már síkban rendeződött, és kis excentricitású (közel kör alakú). Az ábra hiányossága, hogy nem tesz említést a kialakulás közben elnyelt környező törpe galaxisokról. Kép forrása: http://lifeng.lamost.org/

A haló tehát maga is több alrendszerből áll. Csillagaik más korokban, adott esetben különböző eseményeknek köszönhetően jöttek létre. Egy részük pedig eredetileg idegen galaxisokban született. A haló kialakulásának története megmagyarázza, hogy miért nincs kitüntetett keringési iránya, keringési síkja csillagainak és gömbhalmazainak, ellentétben galaxisunk korongjának csillagaival. A retrográd keringési irány kérdése sem okoz különösebb fejfájást, amennyibe ezek az égitestek Tejútrendszerünkön kívül keletkeztek. Bár ez utóbbi tulajdonság, a több részből összeálló kezdeti gázfelhőn belül uralkodó kaotikus állapotok következménye is lehet.

Milkywayhalo

A Tejútrendszer halójának felépítését ábrázoló rajz. – A külső haló (Outer halo) idősebb csillagai kevésbé lapult szferoid térrészt töltenek ki, mint a belső halóé (Inner Halo). A vékony korong (thin disk) geometriája leginkább egy hanglemezre emlékeztet. Átmérője 100-120 ezer fényév, míg az ide tartozó, a haló csillagaihoz képest fiatal csillagok 85%-a egy mindössze 3000 fényév vastagságú térrészben helyezkedik el. Forrás: NASA, ESA, és A. Feild (STScI)

Annak felismerése után, hogy a korongot öreg csillagok és gömbhalmazok veszik körül, még sokáig tartotta magát az a nézet, hogy a haló egyáltalán nem található intersztelláris anyag.

Ez a kép akkor indult gyökeres változásnak, amikor a csillagászok elkezdték feltérképezni a Tejútrendszer és más galaxisok halóját az optikai tartományon túl. A rádiótávcsövekkel a 21 cm-es hullámhosszon vizsgálódva felfedezték, hogy egyes spirál galaxisokban a korongtól több kpc (1pc ≈ 3.26 fényév) távolságban is található gáz. Ezt javarészt atomos hidrogén alkotja (a területek ionizációs foka igen alacsony: 1:10000) némi héliummal, és a héliumnál nehezebb elemekkel szennyezve. Az ilyen gázfelhőket HI régióknak nevezi a szakirodalom, és jellemzően a spirál galaxisok korongjában találhatóak nagy mennyiségben, alapanyagot szolgáltatva a csillagok keletkezéséhez. Mivel a HI területek „igazi” otthona a galaxis vékony korongja (thin disk), így ennek analógiájára megalkották a HI vastag korong (HI Thick disk) fogalmát. A HI vastag korong általában 5-10%-át tartalmazza a csillagváros teljes HI készletének. De előfordulnak igen extrém esetek is. Az NGC891 esetén a HI vastag korong több mint 10 kpc távolságig terjed ki a vékony korongon túlra és az atomos hidrogén 30%-át tartalmazza. A megfigyelések szerint Tejútrendszerünk is rendelkezik HI vastag koronggal, melynek legtávolabbi gázfelhői vertikálisan nagyjából 6-7 kpc távolságra helyezkednek el vékony korongtól.

De honnan származik ez a gáz? Az egyik lehetséges forrás maga a korong. Az úgynevezett galaktikus szökőkút jelenség során por és gáz hagyja el ezt a régiót a galaxis halójába áramolva. A ma széleskörűen elfogadott elképzelések szerint, ez a „párolgás” két mechanizmusnak köszönhető, mely a csillagok születésével és halálával kapcsolatos. Az egyik mozgatórúgó az aktív csillagkeletkezésben születő fényes, forró és nagytömegű csillagok szele, mely hatalmas erővel fújja ki az anyagot. A másik hatás éppen az ilyen nagytömegű és éppen ezért gyorsan fejlődő csillagok tragikus halálát követő szupernóvák fellángolásának köszönhető. Ezek a hatalmas erejű robbanások szintén hozzájárulnak a korongból történő anyag kilökődéséhez. Idővel ezek a hidrogén tartalmú felhők visszahullnak a vékony korongba.

De nemcsak a korong az egyetlen forrása az azon kívül detektált hidrogénfelhőknek. A csillagászokat már régen foglalkoztatta az a probléma, hogy miként képesek fenntartani a spirál galaxisok hosszú időn keresztül a bennük megfigyelhető csillagkeletkezési ütemet. A Tejútrendszerben évente 1-3 naptömegnyi csillag keletkezik. Ha figyelembe vesszük, hogy galaxisunk gázkészlete körülbelül 5.3 x 109 naptömeg, akkor csak a jelenlegi ütemmel számolva is már rég ki kellett volna merülnie a csillagok legyártásához szükséges forrásoknak. Valójában azonban az elmúlt 10 milliárd évben 2-3 faktorral még csökkent is a csillagok születési üteme. A csillagászok elkezdték hát keresni az utánpótlás lehetséges forrásait.

A gyanú először azokra a HI nagy sebességű felhőkre (High-Velocity Clouds: HVC) terelődött, melyeket a 21 cm-es hullámhosszon találtak a galaxis halójában a 1950-es évek közepén. Felfedezésükkor még nem volt pontosan ismert a galaxison belüli elhelyezkedésük, csupán az a furcsaság tűnt fel a kutatóknak, hogy ezek nem vesznek részt a korong rotációjában, továbbá radiális sebességük több mint 90 Km/s-mal eltért a korong rotációjában résztvevő interszteláris anyagétól. Eme utóbbi tulajdonságuk végett kapták a nevüket.

Fémtartalmuk jóval alacsonyabb, mint a Napé. 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, vélhetőleg annál ősibb objektum. Mivel a korong a haló és a központi dudor után keletkezett, így a galaxison belüli objektumok fémtartalma a korongban a legmagasabb. A HI nagy sebességű a Napnál alacsonyabb fémtartalmából így arra lehet következtetni, hogy ezek a felhők nem a korongból származnak. Úgy tűnt a kutatók tetten érték a hideg gáz beáramlását a Tejútrendszerbe. A felhők tömege azonban túl kevésnek bizonyult, ugyanis évente mindössze 0.1-0.2 naptömegnyi anyagutánpótlás érkezik a korongba, ha csak ezekkel számoltak.

Elméleti megfontolások és távoli galaxisok megfigyelései alapján született meg azaz elképzelés, miszerint nem hideg gáz formájában áramlik be az anyag a Tejútrendszerbe, hanem meleg vagy éppen forró ionizált gázként. Ez a halóba érkezve lefékeződik, lehűl, és „leülepedik” a galaxis korongjában. Először a meleg fázisát sikerült megfigyelni ezeknek a „láthatatlan” felhőknek közvetett módon. A csillagászok megvizsgálták a haló távoli csillagainak színképét az ultraibolya tartományban, és árulkodó abszorpciós vonalakat találtak bennük. Olyan elnyelési vonalak voltak ezek, melyet köztünk és a haló távoli csillaga között lévő 105-106 K hőmérsékletű gáz többszörösen ionizált elemei (Si II, Si III, Si IV, C III, C IV, O VI) hoztak létre.

Halo-gas-opo1126a

Az illusztráció a halóban található gázok viselkedését és azok származását szemlélteti.

A gázok egy része szökőkút szerűen „tör a magasba” a fiatal csillagoknak, és a szupernóváknak köszönhetően a Tejútrendszer korongjából. Ez a gáz később újrahasznosul. – Recycled galactic gas from supernovae

Az intergalaktikus térből nagysebességgel gáz áramlik be, mely lefékeződve, lehűlve a korongba jut. – Very fast clouds from intergalactic space, Decelerating Clouds.

Illusztráció forrása: NASA, ESA, and A. Feild (STScI)

A halóban lévő gáz forró fázisát, annak igen magas hőmérséklete miatt, már nem az ultraibolya, hanem a röntgentartományban kellett keresni. A Chandra, XMM-Newton és a Suzaku röntgen űrtávcsövekkel folytatott kutatások alapján bizonyossá vált, hogy a Tejútrendszer több százezer fényév sugarú, 1-2.5 x 106 K hőmérsékletű, ritka gázfelhőbe burkolódzik. Ennek tömege pedig eléri a 10 milliárd naptömeget, de egyes kutatók a 60 milliárd naptömeget sem tartják kizártnak.

Bár még sok részlet nem teljesen tisztázott, például pontosan miként, milyen mechanizmusok révén jut el a galaxis korongjába a gáz, de nagyon úgy tűnik, hogy a csillagászok meglelték azokat a forrásokat, ahonnan a Tejútrendszer folyamatosan újratölti a korong gázkészletét.

MilkyWayGaseoushalo

Fantáziarajz a galaxisunkat nagyjából 300 ezer fényév sugarú tartományban körülvevő gázról. Látható, hogy az a Nagy Magellán-felhőt (LMC) és a Kis Magellán-felhőt (LMC), vagyis a két legnagyobb kísérő galaxisunkat is beborítja. Forrás: NASA/CXC/M.Weiss, NASA/CXC/Ohio State/A.Gupta és mások.

Miután nagyon röviden áttekintettük a Tejútrendszer halójának kialakulását és felépítését, ideje, hogy a fentieken túl egy kicsit alaposabban megismerkedjünk a gömbhalmazokkal.

Gömbhalmazok

A gömbhalmazok több tízezernyi, több százezernyi, de akár milliónyi csillag (nagyjából) szférikus halmaza. A legnagyobbak átmérője, vagyis az a térrész, ahol a gömbhalmaz gravitációja uralja a teret, akár a 200 fényévet is elérheti.

Bár objektumonként jelentősen eltérhet, de általánosságban elmondható, hogy a csillagok távolsága a gömbhalmazokban nagyságrendileg 1 fényév. 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 Tejútrendszer valamivel több, mint 150 ismert gömbhalmazzal rendelkezik, de a valódi számuk 180 körül lehet. Ez sok, vagy kevés? Szomszédunk az Androméda galaxis 500 körüli számmal büszkélkedhet. De ezek a számok meg sem közelítik a hatalmas elliptikus galaxisok gömbhalmaz arzenálját. Maga az M87 13000 ilyen objektummal rendelkezik.

Az első gömbhalmazok felfedezése a XVII. század második feléhez köthető. A legelsőre, ami ma M22-ként ismert, Abraham Ihle (egyes vélemények szerint Hevelius) akadt rá a Nyilas csillagképben. A második Halley nevéhez köthető, aki Szent Ilona-szigetére tett utazása közben ismerte fel, hogy az ω Centauri valójában nem is egy csillag. Ez a gömbhalmaz lett később az NGC5139. Ők még nem ismerték fel ezen halmazok mivoltát. Messier-nek ugyan sikerült az M4-et csillagokra bontani, és ezzel ő volt az első, aki egy gömbhalmaz csillagait nemcsak egybeolvadó foltként láthatta, ennek ellenére a katalógusában szereplő gömbhalmazokat még ő is kör alakú ködökként írta le. William Herschel a távcsöveivel szinte egytől-egyig felbontotta a korábban mások, és az általa felfedezett gömbhalmazokat. A gömbhalmaz kifejezést is ő honosította meg.

Alapos kutatásuk csak a XX. század elején vette kezdetét. Harlow Shapley 1914-től kezdve igen intenzíven foglalkozott a Tejútrendszer gömbhalmazaival. A témában több tucat publikációja jelent meg. Shapley kutatásainak egyik segítője Helen Battles Sawyer volt. A hölgy maga is úttörő szerepet játszott a változócsillagok és a gömbhalmazok kutatásában. 1927 és 1929 között Shapley-vel közösen láttak neki a gömbhalmazok osztályozásának a csillagok koncentrációja alapján. Megalkották a később róluk elnevezett 12 fokozatú Shapley–Sawyer osztályozást (Shapley–Sawyer Concentration Class). A skálán római számokkal jelölik a koncentráció mértékét. Az I. osztályúak a legkoncentráltabbak, míg a XII. osztályba tartoznak a leglazább halmazok.

Az osztályozást hosszú évtizedek során használták és még használják ma is a csillagászok. Nem is olyan régen azonban a gömbhalmazok egy új típusát fedezték fel a csillagászok az NGC5128-ban (Centaurus A), melyeket sötét gömbhalmazoknak neveztek el. Alapvetően érvényes szabály a gömbhalmazokra, hogy a fényesebbek egyben nagyobb tömegűek is, mivel több csillagot tartalmaznak. A sötét gömbhalmazok azonban kilógnak a sorból, ugyanis tömegük jóval nagyobb, mint amit fényességük alapján várhatnánk. A felfedezés viszonylag friss, és egyelőre nincs elfogadható pontos magyarázat a rejtélyre. Természetesen elméletek már most is akadnak, melyek a láthatatlan tömeget igyekeznek megmagyarázni. Elképzelhető, hogy e gömbhalmazok magjai fekete lyukakat, vagy más sötét csillagmaradványokat rejtenek magukban, melyek felelősek lehetnek a tömegtöbbletért. Úgy tűnik azonban, hogy ezzel csak részben lehet megoldani a problémát. Egy másik elképzelése szerint a különös gömbhalmazok a ma még nem igazán értett sötét anyagból tartalmaznak tekintélyes mennyiséget. Ez viszont ellentmond pár ma elfogadott elméletnek, melyek szerint a gömbhalmazokban egyáltalán nincs sötét anyag. A lehetséges magyarázatok egyelőre nem többek, mint spekulációk. A kutatók mindenesetre a jövőben megvizsgálják, hogy más galaxisok is tartalmaznak-e ilyen különös gömbhalmazokat. Mindenesetre javaslat született új osztály bevezetésére. Könnyen lehet, hogy a lassan egy évszázados Shapley-Sawyer osztályozás új kategóriával bővül.

Shapley azonban nemcsak a gömbhalmazok osztályozásával érdemelte ki, hogy megemlékezzünk róla. Ő volt az, aki elsőként megpróbálta meghatározni a gömbhalmazok térbeli eloszlását a galaxisban azok távolságának meghatározásával. A gömbhalmazok bővelkednek RR Lyrae változócsillagokban. Ezen halmazváltozóknak is nevezett csillagok pulzációs periódusa és abszolút fényessége között reláció áll fenn, így tökéletesek távolság meghatározására, akár csak a Cepheida változók. Elég megmérni a periódusukat, amiből meghatározható abszolút fényességük, vagyis milyen fényesek lennének, ha 10 pc távolságba lennének tőlünk. Az látszó fényesség és a számított abszolút fényességből a távolság már meghatározható. Shapley Cepheida változócsillagoknak hitte az RR Lyrae változócsillagokat, melyekről csak később derült ki, hogy valójában halványabbak az előzőknél. Így bár Shapley túlbecsülte a gömbhalmazok távolságát, mégis képet alkotott azok valós térbeli eloszlásáról. Megállapította, hogy a Tejúttól északra és délre azonos a gömbhalmazok eloszlása, azonban az egész égboltra nézve aszimmetrikus. A halmazok erős koncentrációt mutattak a Nyilas csillagkép irányába.

ShapleyGCsm

Shapley vizsgálatai alapján a gömbhalmazok eloszlása. Az origóban a Nap látható, míg a vörös X a Tejútrendszer centrumát jelöli. – Forrás: Prof. Richard Pogge

A kapott távolságadatokból, az eloszlásból meghatározta Tejútrendszerünk dimenzióit, mely nagyobbnak bizonyult, mint előtte gondolták. Feltételezte, hogy a gömbhalmazok nagyjából szférikus eloszlást mutatnak a galaxis centruma körül. Erre alapozva pozíciójuk és távolságuk alapján a Nap galaxis centrumához viszonyított pozícióját is sikerült meghatároznia. Ahogy fentebb is említettem, a távolság adatokat már eleve hiba terhelte, továbbá nem vette figyelembe az intersztelláris por fényelnyelő hatását, ennek ellenére korszakalkotó felismeréseket tett. Kutatásai közelebb vittek minket galaxisunk és benne elfoglalt helyünk megismeréséhez.

Az előző szekcióból megtudhattuk, hogy a gömbhalmazok igen ősi objektumok. A legfiatalabb is legalább 8-10 milliárd éves. A Tejútrendszeren belül gömbhalmazok generációiról lehet beszélni, melyek más időben, különböző eseményeknek köszönhetően jöttek létre. De honnan tudják mindezt a csillagászok?

A gömbhalmazok korát, azok Hertzsprung-Russel diagramja (HRD) alapján határozzák meg. A halmaz tagjai jó közelítéssel egyszerre keletkeztek. Arról, hogy mit is jelent a „jó közelítés”, egy kicsit később még szó lesz. Az egyszerre született (azonos fémtartalmú) csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ. A nagyobb tömegű fényesebb és forróbb csillagok hamarabb elhasználják hidrogén készleteiket, és elhagyják a fősorozatot. Az idő előrehaladtával már csak a kisebb tömegű, és kevésbé fényes csillagok maradnak a fősorozaton.

Megnézve egy gömbhalmaz Hertzsprung-Russel diagramját rögtön szembetűnő, hogy a valaha legfényesebb, a Nap tömegét több mint nyolcszorosan meghaladó csillagok mind hiányoznak a fősorozatról. Ezek réges-régen „kihunytak”, miután szupernóvaként lángoltak fel. De a közepes tömegűeket, vagyis a Nap tömegét nagyjából kétszeresen, de maximum nyolcszorosan meghaladó csillagokat sem találjuk már ott. Bennük 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 tömegével összemérhető, illetve a Nap tömegénél kisebb tömegű csillagok belsejében folyik energiatermelés.

NGC5466-HRD1

Az NGC5466 Hertzsprung-Russel diagramja. Main Sequence – Fősorozat, Giant Branch – Óriás ág, Horizontal Branch – Horizontális ág, Asymptotic Branch – Aszimptotikus óriás ág

Az ábra forrása: Alberto Barolo, Mattia Dal Bo, Elisa Naibo

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. A horizontális ág tagjai pedig a magjukban már héliumból szenet hoznak létre. Ez a folyamat a kék szín irányába tolja a csillag fényét. Az óriások és a horizontális ág közötti rés baloldalán találhatóak a már korábban említett RR Lyrae csillagok. Azért van ott a rés, mert csillagászati értelemben, a két fejlődési állapot közötti utat a csillagok hamar bejárják. Ahogy pedig erre az előbb is rámutattam, az RR Lyrae váltózó csillagok magjában már javában folyik a hélium szénné alakítása. 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. A gömbhalmazokról készült felvételeken ezek és a korábban említett vörös óriások láthatóak, mint fényes narancs és vörös színű domináns csillagok, meghatározva a halmaz látványát. Ezen csillagok tömege már nem elég nagy, hogy a héliumnál nehezebb elemek fúziója beinduljon. A héjakban is idővel elfogynak a tartalékok, leáll a fúzió. A csillag külső rétegeit a világűrbe pöfékelve megindulnak a fehér törpévé válás útján.

Minél idősebb egy halmaz, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” az óriás ág felé. Felrajzolva a HRD-t egy adott halmazra, az előbb említett pontnak a meghatározásával, továbbá felhasználva a csillagfejlődési elméleteket, megbecsülhető a halmaz kora.

Amennyiben a kedves olvasó még egyszer alaposan megnézi a fenti ábrán a HRD-t feltűnhet neki valami furcsaság, hacsak eddig nem tűnt már fel. A fősorozatot meghosszabbítva ott, ahol az az óriás ág felé elkanyarodik (Turn Off Point), csillagokkal találkozunk a diagramon. (A piros szaggatott vonallal határolt területről van szó). Ezek a csillagok nagyon nem illenek bele abba a képbe, amit éppen az imént vázoltam fel. A fősorozat közelében abban a tartományban találhatóak, ahonnan korábban a nagytömegű kékes csillagok már régen elfejlődtek. Mit keresnek mégis ott, ezek a kék vándoroknak nevezett égitestek?

Létezésükre a ma elfogadott egyik magyarázat, hogy halmaztagok összeolvadásával jönnek létre. Az így keletkező csillag potenciálisan nagyobb tömegű, mint a fősorozaton tartózkodó társaik. A nagyobb tömegű csillagok pedig forróbbak és így kékebbek is. Az ellentmondás ezek fényében mindössze csak látszólagos. Az összeolvadást látszik megerősíteni, hogy jellemzően a gömbhalmaz sűrűbb régiói környékén fordulnak elő. Illetve, sokuk igen gyorsan forog. A leggyorsabban forgók pedig a centrum körül figyelhetőek meg, melyek közül ráadásul néhány igen gyorsan, hiperbola pályán mozog. Ezek sorsa már megpecsételődött, úton vannak, hogy végleg elhagyják a halmazt. A másik favorizált elmélet szerint e csillagokat a kezdetben nagyobb tömegű párjuk hizlalta fel. Mivel a társ nagyobb tömegű volt, így gyorsabban fejlődött. A fősorozatot elhagyva felfúvódott és kitöltötte a Roche-térfogatát, így a ma a kék vándorok jellegzetességeit mutató komponens megszerezhette annak anyagát. Ezt az elméletet látszik alátámasztani, hogy bizonyos kék vándorok felszínének szén és oxigén tartalma jóval kevesebb, mint az szokásos. Ez pedig anyagátadásra utal.

Egyes kutatások arra engednek következtetni, hogy a két mechanizmus akár egyszerre is jelen lehet a gömbhalmazokban. Míg az anyagátadásos „megfiatalodás” inkább a külső régiókra, addig az ütközéses/összeolvadásos keletkezés inkább a halmaz magja környékén lehet jellemző. Az igazság az, hogy nehéz eldönteni, hogy melyik elmélet a helyes. Könnyen lehet, hogy ez a kérdés nem is a gömbhalmazokban dől majd el.

Kék vándorok nyílthalmazokban is előfordulnak. Csillagászok a Hubble Űrteleszkóppal megvizsgálták az NGC188 21 kék vándorát. Miért éppen nyílthalmaz volt a célpont? Mert a gömbhalmazokkal ellentétben nem zsúfolt csillagkörnyezetben kellett elvégezni a megfigyeléseket. Azért választották ezt a nyílthalmazt, mert 7 milliárd éves korával az egyik legöregebb a Tejútrendszerben, s így a kék vándoraik sem annyira „kékek”, megkönnyítve a kísérők kimutatását. Több jelöltről már eleve tudható volt, hogy kettős rendszer része. Az egymáskörül „táncoló” tagok vagy közelednek felénk, vagy távolodnak tőlünk. A spektrumukban pedig mindez megmutatkozik (Doppler-effektus). A kettősség másik jele, hogy a főkomponens spektrumára rárakódik a második tag színképe. Vagyis valójában nem egy, hanem két csillag spektrumát látjuk. Ezek a spektroszkópiai kettőscsillagok. Az izgalmas kérdés a kísérő mibenléte volt. A kék vándorok emissziójában kerestek olyan UV többletet, melyet csak egy fehér törpe társ okozhat, és 7 csillag esetében találtak is ilyet.

A közvetett bizonyítékok mellett, így közvetlen bizonyíték is van már arra, hogy a kék vándoroknak a fejlődésben előrehaladott kísérőik vannak. Ezek a fehér törpék a Nap tömegével nagyjából megegyező, illetve nem sokkal nagyobb tömegű csillagoknak a felfúvódást követő végstádiumai. A fúziós folyamatok már megszűntek bennük, így szép lassan kihűlnek. 7 csillag esetén meglett tehát a társ, akitől korábban a ma kék vándorok „gúnyáját” viselő csillagok anyagot szereztek. A vizsgálati módszer limitációjának köszönhetően az öregebb, 11000 K alá hűlt fehér törpék már nem ragyognak elég fényesen az UV tartományban, így a Hubble-el azokat már nem lehet detektálni. Vagyis, csak az utóbbi 250 millió évben kialakult fehér törpék megfigyelésére volt csupán mód. Mindazonáltal további 7 csillag színképe, és kísérőjének kikövetkeztetett tömege alapján arra gyanakodnak a kutatók, hogy azok körül is fehér törpe kísérő keringhet. Nagyon óvatosan fogalmazva, a következő a konklúziója a publikációnak: a tömegátadásos folyamatok alsó limitje 33% körüli, vagyis legalább a kék vándorok egyharmada köszönheti ennek a létét. Jóval kisebb valószínűséggel ugyan, de ez a limit akár 67% is lehet. Mindenesetre az NGC 188 21 csillagának kutatását még nem zárta le a csapat, és tervezik folytatni a munkát.

Fentebb, elejtettem egy fontos megjegyzést, mely mindenképpen magyarázatra szorul. A gömbhalmazokat sokáig úgy kezelték, amiben minden csillag egyszerre keletkezett. A kutatók azonban felfedezték, hogy bizonyos gömbhalmazok nem is egy nemzedék csillagaiból állnak. Van olyan példánya ezen objektumoknak, melyeknél az első nemzedék után 100 millió évvel alakult ki a következő. De olyan is akad, ahol 3 különböző generációt sikerült kimutatni. Minderre a gömbhalmazok utóbbi időben elvégzett spektroszkópiai és fotometriai elemzése világított rá.

Az első árulkodó jelre a halmaztagok kémiai összetételének vizsgálatakor bukkantak a csillagászok. Egyes gömbhalmazokban különböző hélium és fémtartalmú csoportok jelenlétét sikerül kimutatni, mely nagy valószínűséggel azok különböző életkorából fakad. Ugyanis, a később született csillagok már tartalmazták a korábbi generációk által legyártott elemeket, melyeket azok késői fejlődési fázisukban kibocsájtott csillagszél, illetve a nagyobb tömegűek halálakor bekövetkező szupernóva-robbanások révén juttattak, az akkor még a gömbhalmazokban jelenlévő intersztelláris gázba. Éppen ezért, az ebből a szennyezett gázból születő újabb populációk már héliumban és fémekben jóval gazdagabbak lettek.

Alig pár bekezdéssel feljebb írtam, hogy a gömbhalmazok HRD-je elárulja annak korát. Bár bizonyos kételyek már korábban felmerültek, de szinte egészen a XX. sz. végéig úgy tűnt, hogy a csillagokra egyetlen izokron illeszkedik, vagyis ebből következően csillagai mind egyszerre keletkeztek. Az izokron pedig elárulja, hogy mikor. Az izokron a csillagfejlődésben használt kifejezés, mely a HRD-n az azonos korú csillagokat összekötő görbét jelöli. Főként a műszerek fejlődésének köszönhetően, azonban alaposabb vizsgálatok kimutatták, hogy több esetben a horizontális ág vagy a fősorozat nem reprodukálható csak egyetlen csillagpopulációval, vagyis több izokron fedi csak le a halmazt.  Az izokron elhelyezkedése a HRD-n, illetve az alakja függ a csillagok kémiai összetételétől, ugyanis a más-más összetételű csillagok némileg eltérő utat járnak be fejlődésük során. A halmaz szín-fényesség diagramja, és a spektroszkópiai vizsgálatok együttesen tehát igazolták azt a tényt, hogy pár gömbhalmazban valóban különböző összetételű, ebből következően pedig különböző korú csillagpopulációk élnek együtt.

Bár eddig a gömbhalmazoknak csak egy részekről derült ki, de a kutatók egyre inkább hajlanak arra, hogy szinte minden halmaz tartalmaz kémiai inhomogenitást, csak éppen még nem akadtunk a nyomára. A jövőbeli megfigyelések reményeik szerint el fogják dönteni ezt a kérdést.

NGC2808-3pop

NGC2808-iso

Az NGC2808 gömbhalmaz fősorozatának részlete, amelyben 3 csillagpopuláció is elkülöníthető Piotto és kutatótársainak 2007-es tanulmánya szerint. (A jelölés egy-egy populáció alaposabb vizsgálatnak alávetett csillagát jelöli.) Az alsó ábrán látható, hogy több izokronnal írható csak le a gömbhalmaz fősorozata. Ezek az izokronok a csillagok kémiai összetételben (hélium tartalmában) térnek el egymástól. – Forrás: Piotto és mások, Bragaglia és mások

Az idők során sok titkát feltárták a csillagászok a gömbhalmazoknak. Pontos kialakulásuk azonban a mai napig nem pontosan tisztázott. Az elméletek a megfigyelések mögött kullognak, mivel a gömbhalmazok nem egy jellemzőjére több magyarázat is létezik. A versengő teóriák között pedig adott esetben nem könnyű választani a megfigyelések alapján.

A legtöbb elmélet igyekszik megmagyarázni, hogy miként keletkeztek a különböző csillagpopulációk, illetve próbálják kezelni azt a tényt, hogy miért más és más egy-egy gömbhalmaz felépítése. A megfigyelések folyamatosan egyre finomodnak. A kémiai összetétel vizsgálata a korai modellekben gyakran arra korlátozódott, hogy a fémességet a hidrogén és vas arányaként kezelték. A mai elméletek már a hélium tartalommal, az egyes fémek egymáshoz viszonyított arányával, vagyis a nátrium/vas és oxigén/vas arány alapján az oxigén-nátrium antikorrelációval is számolnak. Természetesen az a tény sem elhanyagolható, hogy a modellek erősen építenek a csillagfejlődési elméletekre, melyek sokat csiszolódtak mára.

A. A. R. Valcarce és M. Catelan modellje arra alapoz, hogy egy gömbhalmaz ma megfigyelhető összetétele nagyban függ attól, hogy mekkora volt a gömbhalmaz progenitorának tömege. Megkülönböztet kis, közepes, és nagytömegűt. A hasonló, csak a kiindulási tömegben eltérő kezdetek után három lehetséges kimenetet írnak le, mely magyarázatot ad a megfigyelhető populációk eloszlására és kémiai összetételére.

Mind a három történet teljesen hasonlóan kezdődik. Az ősi hatalmas gázfelhő gravitációs kollapszusát követően, a ködbe ágyazódva kialakul a csillagok első generációja. A csillagok eloszlása és a kémiai összetételük ekkor még teljesen homogén. Az ősi felhő anyagának 60-80%-a megmarad, nem alakul csillagokká, ugyanis annak tömeg nagy területen oszlik el, így csak újabb lökés, sokk hatására tud benne kialakulni lokális csomósodás. A gáz továbbzuhan a halmaz gravitációs központja felé. Az előbb említett lökés meg is érkezik, amikor az első generáció masszív csillagai elkezdik gyors csillagszél formájában ledobni anyagukat, mely beleütközik a befelé hulló gázba. Egy idő után ez a kidobódó anyag, a csillag tömegétől függően, szinte csak héliumból áll olyan elemekkel szennyezve, melyek részt vettek a csillagban zajló fúzióban, egészen pontosan a CNO, NeNa és MgAl ciklusban. Minden más tekintetben a masszív csillagokból kiáramló csillagszél összetétele megegyezik az ősi gázfelhőjével. Innen a történet háromfelé ágazik.

A kistömegű progentitor nem képes a halmazban tartani az első generáció masszív csillagai által kidobott gázt, a befelé hulló anyag sebessége pedig viszonylag alacsony. Egyszerűen nem jut be az ősi felhőből elég anyag, nem teremtődnek meg a feltételek csillagok keletkezéséhez a mag környékén. Az első generáció nagytömegű csillagainak halálakor fellángoló szupernóvák teljesen kisöprik az ősi gázt, és ezzel együtt a szupernóva-robbanásban a csillagról lelökődött anyag is távozik a halmazból. A második generáció annak a gáznak az összesűrűsödéséből születik meg, melyet korábban a nagytömegű csillagok ledobtak magukról, mikor fejlődésük során az aszimptotikus szuperóriás, illetve aszimptotikus óriás ágon tartózkodtak. A második generáció kémiai összetételét nagyban az első generáció produktumai határozták meg.

progenitor-kicsi

Kistömegű progenitor esetén a gömbhalmaz fejlődése. A vörös pöttyök az első, míg a narancs a második generációt jelöli. A pöttyök mérete a tömegre utal. A nyilak a gáz mozgási irányát jelölik, mérete a sebességre utal, a szín pedig az eredetére. Az ábrán az egyes fázisok időpontja is szerepel. a) Az első generáció keletkezése. b) A lassan befelé áramló gáz gyakorlatilag nem jut el a központig, a masszív első generációs csillagok csillagszele ebben megakadályozza. c) az első generáció szupernóvái által kidobott gáz elszökik a halmazból. d) A gáz összegyűlik az első generáció masszív csillagainak csillagszeléből, melynek intenzív szakasza arra az időre esett, amikor azok az aszimptotikus szuperóriás, illetve aszimptotikus óriás ágon tartózkodtak. e) Kialakul a második generáció. f) Fellobbannak a második generáció szupernóvái, melyek ismét tisztára söprik a halmazt.  g) A napjainkban megfigyelhető kémiai összetétele a halmaznak.

Közepes tömegű progenitor esetén a halmaz mélyebb gravitációs potenciál gödörrel rendelkezik, így a beáramló ősi gáz nagyobb sebességre tud gyorsulni. A masszív csillagok kidobott anyaga bár a külső részeken megpróbál elszökni, addig a halmazban marad, míg az útját álló befelé áramló gázzal együtt a szupernóvák ki nem takarítják. Mindeközben a mag környékén a csillagszél összeütközik az összegyűlő ősi gázzal, és a kinetikus energiából termikus energia lesz. A gáz felfűtődése pedig megakadályozza a csillagok keletkezését.  Később, az első szupernóva-robbanások végül összepréselik a központban lévő gázt, melyből újabb csillagok születnek. A megfigyelések szerint a második generáció héliumban már dúsabb a masszív csillagok ledobott anyagának köszönhetően, azonban fémekben nem annyira gazdag. Mi ennek a második jellemzőnek az oka? Feltételezve, hogy a szupernóva-robbanások majdnem szimmetrikusan történnek, és a maghoz nem túlságosan közel, a halmaz központjában a gáz csak kevéssé dúsul fel fémekben. A szupernóvák anyagának csak kis része keveredik el a magban található gázban. A robbanások emellett ki is söprik a külső részen korábban összekeveredett gázt a halmazból. A közepes tömegű progenitorral rendelkező halmazok még mindig nem elég nagytömegűek ahhoz, hogy képesek legyenek megtartani a szupernóvák kidobott anyagát. A gravitációs potenciálgödör nem elég mély, és kintről befelé áramló gáz sem elég nagytömegű, hogy visszatartsa a robbanások kifelé törő gázait.

Ennek köszönhetően, a később születő harmadik generáció sem lesz túlságosan gazdag fémekben. A modellek szerint nemcsak a szupernóvák anyagát, de a második generáció nagytömegű csillagainak csillagszelét sem képes megtartani a halmaz, az szinte akadálytalanul távozik a környező világűrbe. Az első generáció szupernóváinak hulláma után a centrum felé hulló gáz egyedüli utánpótlása éppen ennek a generációnak a közepes tömegű csillagai. Ezek a csillagok kis sebességű kiáramlás révén veszítenek tömeget. Azonban ezt is hamarosan kisöprik a második generáció szupernóvái. A második nagytakarítás után új gázfelhő kezd kialakulni a centrumban, az első és a második generációs közepes tömegű csillagok által kidobott anyagból. Az ebből keletkező harmadik generáció kémiai összetétele éppen ezért az első és a második generációé közé esik. Amíg van gáztartalék újabb és újabb bár egyre kevésbé népes populációk születhetnek, melyek összetétele egyre jobban hasonlít az első populációéra.

progenitor-kozepes

Közepes tömegű progenitor esetén a gömbhalmaz fejlődése. A jelölések az előző ábra logikáját követik. A vörös pöttyök az első, a kék a második, míg a zöld a harmadik generációt jelöli. a) Megszületik az első generáció. b) A gáz összegyűlik az első generáció csillagainak csillagszeléből és a befelé áramló ősi gázból. c) Az első generáció szupernóvái felrobbannak, mely kiváltja a második generáció születését, és egyben kisöpri azt a gázt, ami nem érte el a magot. d) Az első generációs és második generációs csillagok szupernóva-robbanásai. e) A gáz összegyűlik az első és második generációs az aszimptotikus szuperóriás, illetve aszimptotikus óriás ág csillagainak csillagszeléből. f) A harmadik generáció születése. g) A napjainkban megfigyelhető kémiai összetétele a halmaznak.

A nagyon nagytömegű progenitor esetében a halmaz fejlődése hasonlóan indul, mint a közepes tömegűeknél. A befelé áramló ősi ködből megszületik az első generáció. Mivel ebben az esetben a halmaz még mélyebb gravitációs potenciál gödörrel rendelkezik, mint az előző esetben, így a beáramló ősi gáz még nagyobb tömegben áramlik be és nagyobb sebességre gyorsul. Ez előzőeknek köszönhetően a masszív csillagok kidobott anyaga nem képes eltávozni a rendszerből, így idővel héliumban sokkal dúsabb lesz a környezet, mint az előző esetben. Végül a mag környékén összegyűlő gázban az első generáció szupernóvái indítják be a csillagkeletkezést. A megszülető második generáció csillagai tehát héliumban igen dúsak lesznek, de fémtartalmuk alig haladja meg az első generációét (az előző szekcióban már részletezett okból). Ezekből a halmazokból már a szupernóvák anyaga sem tud eltávozni. Összeütközve a befelé áramló gázzal, elkeveredik vele, miközben késlelteti annak magba áramlását. Kis idő elteltével a fémekben feldúsult gáz, mely a második generáció keletkezése után megmaradt, összegyűlik a mag környékén. A kialakuló felhőbe belekeveredik a második generáció masszív csillagai, és az első generáció masszív és közepes tömegű csillagai által kidobott anyag. Ez a három tényező határozza meg a harmadik generáció kémiai összetételét. Megjegyzem, hogy a megfigyelhető harmadik generáció összetételét a legnehezebb összeegyeztetni az elméletekkel, mert viszonylag sok forrásból származik a kialakulásukban szerepet játszó gázfelhő. A harmadik generáció megszületése után az előzőekhez hasonló újabb ciklus kezdődik. A ciklusok között az egyik jelentős különbség, hogy egyre kisebb tömegűek a csillagok az aszimptotikus szuperóriás, illetve aszimptotikus óriás ágon, melyek kidobott anyaga hozzájárul a következő generáció kialakulásához. A befelé áramló gáz egyre kevésbé szennyezett, mert a kisebb tömegű csillagok által kibocsájtott csillagszél összetétele kevésbé tér el attól, mint amiből kialakultak. A kisebb tömegű csillagok másként „működnek”, mint „fajsúlyosabb” társaik. Ennek következtében, minden egyes új generáció összetétele egyre jobban hasonlít az első generációéhoz.

progenitor-nagy

Masszív progenitor esetén a gömbhalmaz fejlődése. A jelölések az előző ábra logikáját követik. A bordó pöttyök az első, a kék a második, a sárga a harmadik, míg a piros a negyedik generációt jelöli. a)  Megszületik az első generáció. b) A gáz összegyűlik az első generáció csillagainak csillagszeléből és a befelé áramló ősi gázból. c) Az első generáció szupernóvái felrobbannak, mely kiváltja a második generáció születését. d) Összegyűlik az a kevert összetételű gáz, mely az első generációs szupernóvák, az első és második generáció masszív csillagainak csillagszeléből, és a második generáció kialakulása után megmaradt gázból áll. e)  A harmadik generáció születése, miután a szupernóva-robbanások korszaka véget ér. f) Az előző generációk az aszimptotikus szuperóriás, illetve aszimptotikus óriás ágon kibocsájtott csillagszeléből származó anyag összegyűlik. g) A negyedik generáció születése. h) A napjainkban megfigyelhető kémiai összetétele a halmaznak.

A most bemutatott elmélet viszonylag jól leírja, hogy miként alakultak ki a csillagok egyes generációi a gömbhalmazokban. Illetve megmagyarázza a halmazok közötti különbségeket. Természetesen ezzel nem tekinthető lezártnak a gömbhalmazok kialakulásának kérdése. Ennek a modellnek az ellenőrzésével kapcsolatban az egyik felmerülő probléma, hogy nehéz megmondani a gömbhalmazok kiindulási tömeget. Igaz, hogy mostani tömegük elég jól ismert, de a gömbhalmazok tömege a múltban nagyobb volt. Egyrészt a szupernóvák tekintélyes mennyiségű gázt fújtak ki a halmazból. Másrészt az idők során a csillagok egy része kölcsön hatva társaival szert tett a gömbhalmazban érvényes szökési sebességre, így ezek egyszerűen elillantak a halmazból. Harmadrészt a Tejútrendszer gravitációja keltette árapályerők is tekintélyes számú halmaztagot szakítottak ki a gömbhalmazból, miközben az elhaladt a mag közelében, vagy éppen keresztezte a galaxisunk síkját. Milyen jó lenne, ha ismernénk a gömbhalmazok teljes dinamikai történetét! A nehézségek ellenére a szerzőknek végül sikerült becslést adni a kiindulási tömeg alsó határára, a ma megfigyelhető első generációs csillagok, és az azt követő generációk aránya alapján, megvizsgálva azt különböző gömbhalmazokra. Ugyan így lehetségessé vált a modelljük tesztelése, de további kutatásokra lesz majd még szükség, hogy durva becsléseken túl pontosabb kiindulási tömeg birtokában lehessen ellenőrizni ezt az elképzelést.

Remélem, hogy a fenti rövid áttekintésnek köszönhetően sikerült képet alkotnia az olvasónak a gömbhalmazokról és azok lakóhelyéről, és a jövőben újra velem tart majd egy-egy rövid ismertetés erejéig. A csillagos ég bővelkedik a látnivalókban.

Felhasznált irodalom:

E.F. del Peloso, L. da Silva, G.F. Porto de Mello, L.I. Arany-Prado: The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology III. Extended sample

Jason Kalirai: The Age of the Milky Way Inner Halo

Antonino Marasco: The Gaseous Halo of The Milky Way

A. Gupta, S. Mathur, Y. Krongold, F. Nicastro, M. Galeazzi: A huge reservoir of ionized gas around the Milky Way: Accounting for the Missing Mass?

Matthew A. Taylor, Thomas H. Puzia, Matias Gomez, Kristin A. Woodley: Observational evidence for a dark side to NGC 5128’s globular cluster system

Alberto Barolo, Mattia Dal Bo, Elisa Naibo: Photometric analysis of the globular cluster NGC5466

G. Piotto, L. R. Bedin, J. Anderson, I. R. King, S. Cassisi, A. P. Milone, S. Villanova, A. Pietrinferni, A. Renzini: A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808

Raffaele Gratton, Eugenio Carretta, Angela Bragaglia: Multiple populations in globular clusters. Lessons learned from the Milky Way globular clusters

A. A. R. Valcarce, M. Catelan: Formation of Multiple Populations in Globular Clusters: Another Possible Scenario

Natalie M. Gosnell, Robert D. Mathieu, Aaron M. Geller, Alison Sills, Nathan Leigh, Christian Knigge: Implications for the Formation of Blue Straggler Stars from HST Ultraviolet Observations of NGC 188