NGC4945

NGC4945-LRGB-20150216-T30-300s-TTK

NGC4945

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

2015-02-16, 2015-02-17, 2015-04-15, 2015-04-16– Siding Spring Observatory – 25 x 300 sec L, 8 x 300 sec R,G,B

Az NGC1316-ról (Fornax A) készült fotó befejezése után hosszasan töprengtem, hogy melyik déli galaxis legyen a következő célpontom. Az M97 és M108 párosról még készülőben volt a fotó, amikor megszületett az elhatározás: az NGC4945 galaxis lesz a következő távészleléssel megörökítendő csillagváros. Az utóbbi időben párhuzamosan használom kis műszeremet a kertből, és az iTelescope.net Ausztráliában (Siding Spring Observatory) található egy-egy távcsövét. Hogy mi a kapocs a kettő között? Ez esetben az M108 megjelenése nagyban inspirált, hogy nagyobb távcsővel „lencsevégre kapjak” egy kusza porsávokkal tarkított, (majdnem) éléről látszó galaxist. (Előtte még tettem egy kis kitérőt a Wolf-Rayet csillagok körül található különös ködök világába.) Hamarosan látni fogjuk azonban, hogy ennek a galaxisnak az asztrofizikája legalább olyan izgalmas, mint megjelenése.

Az NGC4945 a Centaurus csillagkép déli területén található, így sosem emelkedik lakhelyem horizontja fölé. Bár hazánk égboltján is sok az érdekes csillagváros, mégis irigylem azokat, akik tőlünk délebbre, saját maguk is megfigyelhetik ezt a 20ˊ x 3.8ˊ látszólagos méretű 9.3 magnitúdós galaxist. Valószínűleg a déli féltekén élő amatőrcsillagászok is hasonlóan éreznek pár nagyszerű északi objektum említése esetén. Talán ezekben a percekben valaki éppen elhatározza, hogy északra utazva végre megcsodálja, lefotózza az Örvény-ködöt (M51), vagy távcsőidőt bérel egy északi félteken lévő csillagvizsgálóban.

NGC4945-map1.PNG

Az NGC4945 a Centaurus csillagkép déli területén található. A kép az első expozíciók készítésekor, az ausztráliai (Siding Spring Observatory) égbolt állapotát mutatja. Kelet-északkelet felé (a baloldalon) a hazánkból is megfigyelhető csillagképek láthatóak fejjel lefelé.

De hol helyezkedik el a kozmoszban?  Távolságát csak az elmúlt egy évtizedben többször is meghatározták. Alapvetően két módszert használtak a csillagászok: a Tully-Fisher relációt, és a galaxisban lévő vörös óriásokat.

A Tully-Fisher relációról már korábban is írtam. Azoknak, akik ezeket a cikkeket nem olvasták:

A Tully-Fisher reláció (elliptikus galaxisok esetén nem használható, csak spirális és lentikuláris galaxisoknál) egy tapasztalati összefüggés a galaxisok tömege vagy luminozitása és emissziós vonalainak szélessége, vagyis a galaxison belüli szögsebességek között. A részletekbe nem nagyon elmerülve, arról van szó, hogy a galaxison belüli sebességekből meghatározható a galaxis luminozitása, és ebből pedig távolsága. Ugyanis, a galaxis csillagainak dinamikáját a galaxis tömege határozza meg, mely pedig összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva a látszólagos fényesség ismeretében a távolság már meghatározható.

Ezzel a módszerrel maga Tully és kutatótársai, továbbá Nasonova és csapata is meghatározta az NGC4945 távolságát. Az első esetben 3.55 Mpc, míg a másodikban 4.5 Mpc adódott a galaxis távolságára.

A vörös óriás csillagok földi távcsövek esetén 3 Mpc távolságon belül kitűnően használhatóak a galaxisok távolságának meghatározására. A Hubble űrtávcsővel ez a távolság még a négyszeresére kiterjeszthető, ugyanis ilyen távolságig képesek vele a kutatók csillagokra bontani a galaxisokat. Egészen pontosan a fényesebb csillagok, így a vörös óriások is, ekkora távolságban még detektálhatóak. A módszer megértéséhez nézzük meg a Napunk tömegével rendelkező csillagok fejlődését egy olyan diagramon, ahol a vízszintes tengelyen a csillag effektív hőmérsékletének logaritmusa, míg a függőleges tengelyen a Naphoz viszonyított luminozitásának logaritmusa található. A csillag fejlődése során jellegzetes görbe mentén mozog. Nem célom bemutatni a teljese életpályát, csupán a módszer megértéséhez szüksége fogalmakat szeretném tisztázni.

HRD-TRGB.PNG

A naptömegű csillagok életpályája. A vízszintes tengelyen a csillag effektív hőmérsékletének logaritmusa, míg a függőleges tengelyen a Naphoz viszonyított luminozitásának logaritmusa található.

A vörös óriás fázis a Naphoz hasonló tömegű csillagok életében akkor következik be, amikor a magban a hidrogén készletek már fogytán vannak. A hidrogén fúzió a magot körülvevő külső héjba tevődik át, miközben a csillag külső részei ennek hatására kitágulnak, míg felszíni hőmérséklete lecsökken. A csillag elhagyja a fősorozatot, és a görbén elvándorol egészen az F pontig. Jól látható, hogy ebben a luminozitás csúcspontban valami drasztikus történik, és jelentős fordulat következik be a naptömeg körüli csillagok életében: robbanásszerűen beindul a hélium fúziója a degenerált héliumból álló magban, és ezután a csillag luminozitása jelentősen lecsökken. Ezt a pontot az első vörösóriás-ág tetejének nevezik. A pont neve az angol nyelvű szakirodalomban: Tip of the Red Giant Branch (TRGB).

A vörös óriások eloszlását felrajzolva egy szín-fényesség diagramon, ahol a szín a vizuális és a közeli infravörös tartományban megfigyelt fényességek különbsége (V-I), míg a fényesség a közeli infravörös tartományban látszó fényesség (I), azok eloszlása egyszerű hatványtörvényt követ. Ezt a csillagfejlődési elméletek és a megfigyelések egyaránt alátámasztják. Megfelelő matematikai apparátus birtokában meghatározható a TRGB látszólagos közeli infravörös fényessége.

NGC4945-TRGB-2.JPG

A vörös óriások eloszlása az NGC4945 galaxis szín (V-I) és közeli infravörös fényesség diagramján. Forrás: M. Mouhcine, H.C. Ferguson, R.M. Rich, T.M. Brown, T.E. Smith

Az idős (több milliárd éves) vörös óriás csillagok esetén, melyek fémtartalma kicsi ([Fe/H] ≤ -0.7), a közeli infravörös tartományban a TRGB pont abszolút fényessége független azok fémtartalmától. Ez már nem teljesen igaz a fiatalabb, így nagyobb fémtartalmú csillagokra. A csillagászok minden olyan elemet, ami nem hidrogén vagy hélium, fémnek neveznek. A csillagok fémtartalma fontos szerepet játszik fejlődésükben, és ennek köszönhetően kissé más utat járnak be. A nagyobb fémtartalmú vörös óriások életpályája a diagramon kissé a kékes tartomány felé tolódik. A módszer egyik lényeges sarokköve tehát, hogy a csillagok fémtartalma, vagyis kora egy tág intervallumban (>2 milliárd év) nem befolyásolja szignifikánsan a távolság meghatározás pontosságát. Ráadásul idősebb csillagpopulációk minden galaxisban akadnak, míg a fiatalabbak, a csillagkeletkezés hiányában szinte teljesen hiányoznak például az elliptikus galaxisokból.

Adott vörös óriások csoportja esetén, megfelelő csillagászati és matematikai ismeretek birtokában a TRGB meghatározható. Ennek a pontnak a közeli infravörös tartományban látszó fényességéből, illetve az abszolút fényessége birtokában már kiszámítható a galaxisok távolsága.

Ez elsőre igen jól hangzik, és ígéretessé teszi ezt a távolság meghatározási eljárást. Természetesen, több nehézség is felmerül a pusztán matematikai „kihívások” mellett. Megfelelő csillagjelölteket kell választani, és a látszólagos fényesség esetén több korrekciós tényezőt is figyelembe kell venni. Egy ilyen például, hogy az NGC4945 viszonylag közel látszik a saját galaxisunk síkjához, így az intersztelláris médium némi vörösödést okoz a megfigyelt objektumok fényében, illetve tompítja azt. Magában a távoli galaxisban található por és gáz szintén hatással lehet a megfigyelt színre és fényességre. Mint az hamarosan látni fogjuk, ez a hatás nagyban csökkenthető, ha megfelelő helyről választjuk a vörös óriásokat.

Végezetül a TRGB abszolút fényességét is be kell kalibrálni. A kalibrációkat olyan gömbhalmazokon és csillagpopulációkon végezték el, ahol más távolság meghatározási módszerek is rendelkezésre álltak.

Mouhcine, H.C. Ferguson, R.M. Rich, T.M. Brown, T.E. Smith az NGC4945 halójából választott célpontokat, ahol az idősebb csillagpopulációk találhatóak, viszonylag könnyen azonosíthatóak, illetve a por által okozott vörösödés kevésbé számottevő. A TRGB meghatározásával kiszámították a galaxis távolságát, mely szerintük 3.36 Mpc.

NGC4945-TRGB-halo.PNG

A bekeretezett területeken fésülték át a kutatók az NGC4945 halóját megfelelő vörös óriások után kutatva.

Jeremy Mould és Shoko Sakai az előbb vázolt módszert is felhasználva 3.8 Mpc-et kapott a csillagváros távolságára. Céljuk azonban egy kissé más volt, mint Mouhcine csapatának, ugyanis különböző távolságmérési módszereket hasonlítottak össze tanulmányukban.

Anélkül, hogy felsoroltam volna az összes távolsággal kapcsolatos kutatást, az értékek láthatóan eltérnek valamelyest. Amennyiben a témával kapcsolatban fellelhető publikációk eredményeinek középértékét fogadjuk el, az NGC4945 távolsága 3.8 Mpc. Ha az átlagot vesszük, akkor pedig 4.1 Mpc jön ki. Valószínűleg nem tévedünk nagyot, ha azt mondjuk: az NGC4945 távolsága 12-13 millió fényév. Ez jól összeegyeztethető a Centaurus galaxis csoport (súlypontjának) távolságával, melynek az NGC4945 az egyik a legfényesebb tagja.

Tudva, hogy milyen messze van, illetve ismerve az égen a látszólagos méretét, az NGC4945 átmérője nem sokkal marad el a Tejútrendszerünké mögött: nagyjából 70000-75000 fényév (12-13 millió fényéves távolság és 20ˊ látszólagos átmérő esetén). Az Androméda galaxis után a második legközelebbi nagyméretű spirál galaxis.

A felvételre pillantva jól látható, hogy a galaxis hemzseg a csillagkeletkezési területektől. Fiatal, forró csillagok halmaza festi helyenként kékre a csillagvárost, míg a vöröses szín e csillagok által gerjesztett, ionizált hatalmas hidrogénfelhőktől származnak. A csillagok keletkezési üteme felülmúlja Tejútrendszerünkét, így az NGC4945-öt a csillagontó galaxisok közé sorolják.

A csillagok ragyogása, a világító hidrogénfelhők, a sötét kanyargó porfelhők igazán impozánssá teszik ezt a majdnem éléről látszó galaxist. Ám ami nekem a szépséget jelenti, az a csillagászoknak a nehézséget. Egy nagyjából 78° inklinációval rendelkező spirál galaxisra „rápillantva” roppant nehéz megmondani a pontos morfológiai felépítését. Hogyan helyezkednek el a karok? Mennyire szorosan csavarodnak a galaxis köré? Küllős-e a spirál galaxis? Van központi dudor? Mi történik a magban?

Természetesen vannak árulkodó nyomok már az optikai tartományban is. A látható spektruma alapján, az NGC4945 Seyfert II típusú galaxis, vagy aktív galaxis maggal rendelkezik (Active Galactic Nucleus – AGN). A mag által kisugárzott nagymennyiségű energia az ott elhelyezkedő szupermasszív fekete lyuk jelenlétével magyarázható. Az egész jelenséget azonban por és molekula felhők takarásából kell szemlélnünk. Találóan kijelenthető, hogy az NGC4945 titkai jórészt ködbe burkolóznak. Hagyjuk hát el a vizuális tartományt, és pillantsunk a dolgok mélyére.

Preserving the Legacy of the X-ray Universe

Az NGC4945 magjának optikai tartományban és röntgen tartományban (kék és rózsaszín) készült kompozit képe.  – Röntgen tartomány: NASA/CXC/Univ degli Studi Roma Tre/A.Marinucci és mások, optikai tartomány: ESO/VLT & NASA/STScI

ngc4945-Xray-cut.JPG

Az NGC4945 1ˊx1ˊ központi régiója a röntgen tartományban (vörös:0.3-2 keV, zöld: 2-10 keV) – Forrás: NASA/CXC/Univ degli Studi Roma Tre/A.Marinucci és mások

Amíg az optikai spektrum csak „sejtetni engedi”, hogy a magban nagyenergiájú folyamatok zajlanak, megfigyelve az NGC4945 által kibocsájtott röntgensugárzást ez teljesen nyilvánvalóvá válik. A 10 keV (kemény) röntgen tartományban direkt emissziót láthatunk, míg a 0.3-2 KeV (lágy) nem kibocsájtó közeg, csupán szóródik rajta a sugárzás. Ez az utóbbi jelenség az úgynevezett Compton-szórás. Nagyon leegyszerűsítve: amikor egy nagyenergiájú röntgen foton atomos anyaggal ütközik, akkor energiájának csak egy részét adja át a „kibillentett” elektronnak, majd kisebb energiájú (lágyul a sugárzás), megváltozott irányú fotonként folytatja az útját („mintegy szóródik az atomon”).

A röntgensugárzás keletkezésének egyik oka a galaxis magjában található szupermasszív, 1-1.5 millió naptömegű fekete lyuk. A fekete lyuk megpróbálja elnyelni a környezetében található anyagot, mely akkréciós korongot formál körülötte. Ezt pedig kívülről sűrűbb, lassabban keringő gázfelhők veszik körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog és felhevül. Mozgási energiájának egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Míg a felszabaduló energiája másik része biztosítja a töltött részecskék relativisztikus (közel fénysebességre) történő gyorsítását. A fekete lyuknál az akkréciós korongra merőleges, a forgástengellyel párhuzamosan plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyben az említett részecskék kifelé haladva spiráloznak a mágneses térben, miközben szinkrotonsugárzást bocsájtanak ki.

De vannak csillagászok, akik vitatják, hogy egyedül a fekete lyuk lenne felelős a megfigyelt sugárzásért, illetve a magot körülvevő intersztelláris anyag felfűtéséért. Az NGC4945 centruma körül más viharos események is zajlanak.

A csillagászok rádiótávcsöveikkel feltérképezték a molekuláris gázfelhők eloszlását és azok dinamikáját az NGC4945-ben. Ehhez az atomos hidrogén és az a CO (karbon-monoxid) által kibocsájtott rádiósugárzást vizsgálták. Az intenzitás térkép mellett felrajzolták a felhők pozíció-sebesség diagramját is. Így a molekuláris felhők eloszlása és sűrűsége mellett, a galaxison belüli sebességükre és mozgásuk irányára is fény derült. A megfigyelések igazolták, hogy az NGC4945 valóban küllős spirál galaxis. A küllő mentén pedig gáz áramlik a galaxis középpontja felé. Igen valószínű, hogy ennek a folyamatnak köszönhető az, hogy a csillagváros centrumát hatalmas, nagyjából 200 pc (652 fényév) átmérőjű gyűrű alakú molekuláris gázfelhőkből álló képződmény veszi körül. Az ennek mélyén elhelyezkedő tórusz alakú régióban pedig robbanásszerű csillagkeletkezés zajlik, melynek nyomai a rádió és infravörös tartományban egyaránt megfigyelhetőek.

NGC4945-Pa_emission-a.JPG

Az NGC4945 Paschen alfa (Pa-α) emissziós térképén jól látszik a tórusz alakú csillagkeletkezési régió a centrum körül. Az 1875 nm-es infravörös Pa-α sugárzás a gerjesztet hidrogén atom n=4-ről n=3 energiaszintre történő átmenete során keletkezik. Kép forrása: Marconi és mások.

Ebben a régióban igen jelentős mennyiségben keletkeznek a Napnál jóval nagyobb tömegű csillagok, melyek intenzív UV sugárzásukkal gerjesztik, ionizálják a körülöttük lévő intersztelláris anyagot. Ezek a forró, kék csillagok hatalmas üregeket fújnak azokba a ködökbe, melyben korábban megszülettek. A tovaterjedő ionizációs frontok felfűtik a csillagközi anyagot. A fényes behemótok tömegtől függően pár millió, vagy pár tízmillió év alatt leélik életüket, és szupernóvaként lángolnak fel. A robbanás keltette lökéshullámok újabb sokkhatást hoznak létre az intersztelláris médiumban, még tovább fűtve azt. A több millió fokosra hevült gáz sugározni kezd a röntgen tartományban. (Ez a gáz roppant ritka, így ha űrhajósként ellátogatnánk ebbe a környezetbe, sokkal jobban kéne aggódnunk a nagyenergiájú fotonok és a csillagszél töltött részecskéi okozta káros hatások miatt, mint hogy „megsülünk” a több millió fokos gázban.) A fiatal csillagok erős csillagszelének és a szupernóva-robbanásoknak köszönhetően, a felhevült gáz nagy sebességgel áramlik kifelé a galaxis magjából. A szakirodalomban ezt a jelenséget nevezik galaktikus szuperszélnek (superwind). Két ellentétes hatás dolgozik tehát ebben a galaxisban. A befelé áramló gáz újabb csillagok keletkezéséhez biztosít nyersanyagot, míg a galaktikus szuperszél kisöpri azt. A megfigyelések szerint egyelőre az első folyamat áll nyerésre, a robbanásszerű csillagkeletkezés még nem érte el a csúcsát az NGC4945-ben.

Miközben rátekintünk az NGC4945 fotójára, vagy miközben a szerencsésebbek az okuláron keresztül szemlélik a látványt, érdemes azon elgondolkodni, hogy kizárólag az optikai megfigyelésekre támaszkodva viszonylag keveset tudnánk erről a galaxisról. Ahhoz, hogy egy csillagászati objektum természetét teljesen megérthessék, a kutatóknak több hullámhosszon is vizsgálniuk kell azt. Ez a tény azonban ne tántorítson el minket az égbolt látnivalóinak élvezetétől. Derült éjszakákon pillantsunk fel az égre, ragadjunk távcsövet. Hagyjuk, hogy lelkünk szárnyaljon! Tapasztalni fogjuk, hogy a racionális és kíváncsi tudományon túl, van az ég dolgainak megfigyelésében valami spirituális. Valami, ami a léleknek szól. Én így hiszem.

Felhasznált irodalom:

M. Salaris, S. Cassisi: The ‘Tip’ of the Red Giant Branch as a distance indicator: results from evolutionary models

Mouhcine, H.C. Ferguson, R.M. Rich, T.M. Brown, T.E. Smith: Halos of Spiral Galaxies. I. The Tip of the Red Giant Branch as a Distance Indicator

Jeremy Mould és Shoko Sakai: The Extragalactic Distance Scale without Cepheids

Ott, J.B. Whiteoak, C. Henkel, R. Wielebinski: Atomic and Molecular Gas in the Starburst Galaxy NGC4945

Richard C. Y. Chou, A. B. Peck, J. Lim, S. Matsushita, S. Muller, S. Sawada-Satoh, Dinh-V-Trung, F. Boone, C. Henkel: The Circumnuclear Molecular Gas in the Seyfert Galaxy NGC4945

A. Marconi, E. Oliva, P.P. van der Werf, R. Maiolino, E.J. Schreier, F. Macchetto, A.F.M. Moorwood: The Elusive Active Nucleus of NGC 4945

A. Marinucci, G. Risaliti, Junfeng Wang, E. Nardini, M. Elvis, G. Fabbiano, S. Bianchi, G. Matt: The X-ray reflector in NGC 4945: a time and space resolved portrait

NGC2903

NGC2903-LRGB-20150309-2026-sx-480s-TTK.JPG

NGC2903

2015-02-14, 2015-02-17, 2015-03-09, 2015-03-17 – Göd

39 x 480 sec L, 10 x 480 sec R, 10 x 480 sec G, 10 x 480 sec B

UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel

SXVR-H18 CCD kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

2015. február 14-én az alkonyat után arra várva, hogy a távcsövem felvegye a környezet hőmérsékletét, a Rák csillagképben járó Jupiterben és holdjaiban gyönyörködtem. Mind a négy Galilei-hold látszott, szépen egyvonalban sorakoztak fel a látómezőben. Ezek a holdak egy síkban keringenek a Jupiter körül, és ezekben a hónapokban Föld is éppen ebben a síkban helyezkedett el. A szigorú rendet a Ganymedes törte csak meg kissé azzal, hogy a többiekkel átellenes oldalt választotta. Lassan beállt a teljes sötétség, és eljött az idő, hogy a távcsövemet egy kicsit arrébb mozdítsam térben és időben. A Jupiter azon az éjszakán 4.36 CsE (1 Csillagászati Egység 149 597 870 700 m távolságnak és nagyjából 8.3 fénypercnek felel meg), vagyis nagyjából 36 fényperc távolságra volt a Földtől. A távcsövemben így 36 perccel korábbi állapotát vehettem szemügyre. Új célpontom azonban az Oroszlán csillagkép fejénél, sokkalta messzebb, 29 millió fényévnyi távolságban volt (Drozdovsky és mások 2000). Így a távcsövet bár alig mozdítottam arrébb, máris több tízmillió évet utaztam vissza az időben. Izgalmas dolog a csillagok világa.

Az NGC2903 küllős spirál galaxis. Fényessége 9.7 magnitúdó, míg mérete 12.6ˊ x 6ˊ. Ez az impozáns csillagváros 80000 fényéves átmérőjével alig kisebb Tejútrendszerünknél.

NGC2903-Leo1.PNG

Az NGC2903 spirál galaxis az Oroszlán csillagképben. A térkép a 2015. február 14/15. éjszaka állapotát mutatja, amikor a Jupiter is a közelben tartózkodott.

Szeretek magamnak megfigyelési programokat összeállítani. Nem kell komoly tudományos tevékenységre gondolni, csupán valami vezérelvet követve böngészem végig az eget, választom ki az egyes célpontokat. Ez a felvétel folytatása annak a sorozatnak, amit még az NGC7331-gyel kezdtem el. Az NGC2903 egy újabb tagja annak a mély-ég gyűjteményemnek, melyek valamely módon kimaradtak Messier katalógusából.

Charles Messier korának ismert üstökös vadásza volt. Ahogy G.M. Caglieris is rámutatott, és Messier eredeti észlelőnaplójából is kiderül, három üstökös is az NGC 2903 közelében haladt el az égen Messier pályafutása során. Hogyan lehetséges akkor, hogy egyszer sem vette észre a galaxist?

1760. második üstököse február 11/12. éjszaka, 1° 40ˊ-re közelítette meg a csillagvárost. Azonban a fényes üstökös csóvája épp a galaxis irányában látszott, ami minden bizonnyal megnehezíthette vagy meggátolhatta észrevételét.

De mi a helyzet az 1762-ben és 1771-ben feltűnt csóvás égi vándorokkal, melyek szintén nem voltak különösebben messze az NGC2903-tól? Alaposabban utánajárva kiderül, hogy Messier az 1762-es üstököst július első napjaiban látta utoljára az Oroszlán fejében, még elég messze a galaxistól. Utána már nem tudta megfigyelni. Ez az égterület a kora nyári időszakban már nagyon alacsonyan, 10-20 fok magasan van a sötétség beálltakor, így kizártnak tartom, hogy Messier észrevehette volna a galaxist.

Végül, bár az 1771-es kométa épp a galaxis mellett haladt el, Messier a közelítés idején, kb. 10 napig nem végzett megfigyelést – valószínűleg a borult ég miatt. Mivel az együttállás június közepén történt, így az 1762-es üstökösnél leírtak itt is helytállóak, Messier nem láthatta a galaxist.

Messier azért állította össze katalógusát, hogy kiszűrje azokat a távcsőben látható, általa még nem igazán értett objektumokat, melyek zavarták őt az üstökösök felfedezésében. Nem egyet közülük több éjszakán keresztül is megfigyelt, hátha elmozdul, és így bebizonyosodik róla, hogy valójában üstökös. Ő tehát inkább a buktatókat látta ezekben az égitestekben, és ez inspirálta őt a katalógus összeállítására. Gyakorta azt is szemére vetik, hogy nem volt igazán alapos és módszeres a „ködök” megfigyelésében. Azonban Messier minden más területen nagyon precíz észleléseket végzett, így miért épp az általa felfedezett vagy katalogizált égitestek lettek volna kivételek? Tudjuk, hogy számos ködöt évről évre többször szemügyre vett, méghozzá különféle távcsövekkel. Az elődei által felfedezett objektumok után addig kutatott kitartóan, akár évekig, míg létezésükről – vagy épp hiányukról – meg nem bizonyosodott. Leírásai minden szempontból korrekt mélyég-megfigyelések, amelyek az objektum pozícióján túl tartalmazzák pl. azt, hogy csillagokra bontható-e az égitest. Messier – magyar nyelven soha meg nem jelent – észlelőnaplójából kiderül, hogy nagyon is érdeklődött a ködök iránt, olyannyira, hogy őt túlszárnyaló követője, William Herschel is példaként tekintett munkájára. Ám az első valóban szisztematikus távcsöves égboltfelmérés a nagy német származású angol csillagász nevéhez köthető. A megfigyelési helyéről látható teljes égboltot végigpásztázta, és eközben akadt rá az NGC 2903-as spirál galaxisra 1784-ben, mely saját katalógusában a H I.56 jelölést kapta. Herschel egy fényesebb csomót a galaxison belül egyedi azonosítóval is ellátott. Kettős ködnek írta le ezt az objektumot. A H I.57, a New General Catalogue-ba (Új Általános Katalógus) is bekerült NGC2905 elnevezéssel. Ez a fényes HII régió, Lord Rosse (William Parsons), több mint fél évszázaddal később készült rajzán is felismerhető.

NGC2903-Lord_Rosse.jpg

Lord Rosse az NGC2903-ról készített rajzán is feltűnik a fényes HII terület, vagyis az NGC2905.

Lord Rosse ugyan örvényszerű ködként ábrázolja az NGC2903-at, de személy szerint én nehezen ismerem fel benne magát a galaxist. Bindon Stoney rajza, melyet szintén az 1800-as évek derekán készített, talán jobban visszatükrözi az okuláron keresztül látható főbb vonásokat.

NGC2903-Stoney.jpg

Bindon Stoney rajza az NGC2903-ról.

Megfelelően sötét égen, egy mai 10-15 cm-es távcsőben már részleteket mutat magából a galaxis. Példaként álljon itt két vizuális észlelés, melyek az MCSE észlelési adatbázisából származik.

NGC2903-Santa_Gabor.jpg

Sánta Gábor észlelése

Észlelés helye: Kisújszállás

Észlelés időpontja: 2007-04-14 00:00:00 (UT)

Objektum neve: NGC 2903 (LEO)

Objektumtípus: Galaxis;

Műszer típusa: reflektor

Műszer átmérő (mm): 114

Nagyítás: 83

Látómező (ívperc): 55

Leírás: Régóta kedvencem az oroszlán eme galaxisa. Az öttömösi messier marazon éjszakáján 83x-os nagyítással a kis Bresser távcsövemben is meglepően részletgazdagnak mutatkozik. Megfigyelhető egy középső rész, mely pár ívmásodperces, illetve látható a központi küllő, amely É-D-i irányú, és rengeteg inhomogenitást tartalmaz (rajzolhatatlanok). A déli oldal sokkal kiterjedtebb, és rögösebb. A két spirálkar a küllő északi végéből nyugarta, illetve a déliből keletre kanyarodik ki, a nyugatiban rögök is láthatók, ezzel szemben a keleti homogén megjelenésű. A galaxis északi peremén látható csillag fényessége 13,7 magnitúdó. A galaxis mérete 6×4ˊ.

NGC2903-Szel_Kristof.jpg

Szél Kristóf észlelése

Észlelés helye: Mezőkeresztes

Észlelés időpontja: 2014-03-21 21:34:00 (UT)

Észlelés vége: 22:01 (UT)

Objektum neve: NGC2903

Objektumtípus: Galaxis;

Műszer típusa: 150/1200 Sky-Watcher newton

Műszer átmérő (mm): 150

Műszer fókusz (mm): 1200

Fókusznyújtás: –

Eredő fókusz (mm): 1200

Okulár típusa: Planetary

Okulár fókusza (mm): 6

Nagyítás: 200

Nyugodtság: 6

Átlátszóság: 5

Látómező (ívperc): 18

Leírás: Gyönyörű galaxis! Nagyon parádés látványt nyújt már az én távcsövemben is. Spirálkarjai markánsak. Rövid szemszoktatás után minkét spirálkar és a galaxis magját átszelő küllő foltosnak mutatta magát. A látvány teljesen egyértelmű. Mérete 5X3′.

Mielőtt nekiálltam a fotózásnak, én is megcsodáltam az okuláron keresztül. A csillagkörnyezet mintázata is annyira megragadott, hogy a kamerát is úgy állítottam be, hogy ez valahogy a képemen is megjelenhessen. Természetesen más hatást kelt egy kör alakú látómezőben a látvány, mint a kamerám szögletes keretében.

Viszonylag fényes galaxisról van szó, azonban nemcsak az optikai tartományban ragyog. Szinte „üvölt” a rádiótartományban, de az infravörös, az ultraibolya és röntgen tartományban is tekintélyes mennyiségű sugárzást bocsájt ki. Hamarosan látni fogjuk, hogy a különböző hullámhosszakon végzet megfigyelések, hogyan tárták fel az NGC2903 újabb, és újabb titkát.

A Hubble Űrtávcső 2000 galaxist magában foglaló felmérése, a Cosmic Evolution Survey (COSMOS) eredményei szerint a múltban kisebb volt a küllős galaxisok aránya a spirális galaxisok között. A mai univerzumban a spirál galaxisok körülbelül 65% rendelkezik küllős szerkezettel, míg a múltban ez az arány, mindössze 20% volt. 7 milliárd év alatt megháromszorozódott a számuk. Az is kiderült, hogy a galaxis tömege is fontos szerepet játszik abban, hogy mikor válik egy spirális galaxis küllőssé, vagyis mikor éri el a fejlettség/érettség eme szintjét. A nagytömegűek gyorsan legyártják csillagaikat, miközben felélik intersztelláris gázkészletük jelentős részét. A rövidéletű forró kék csillagok kihalásával, az újabb populációk utánpótlásának hiányában, vörös korongokká válnak az űrben. A kisebb tömegű galaxisok azonban nem fejlődnek olyan gyorsan. Náluk később alakul ki a küllős struktúra. A csillagászok ma úgy vélik, hogy a küllős szerkezet létrejötte a spirál galaxisok fejlődésének egyik állomása.

A masszív és hatalmas küllő gravitációs hatásának köszönhetően a gáz összegyűlik és összenyomódik az NGC2903 bizonyos pontjain, így indukálva intenzív csillagkeletkezést. A küllő mentén, és környékén aktív csillagkeletkezés zajlik. Még az én, viszonylag kis távcsővel készült felvételemen is láthatóak aktív csillagkeletkezési régiók, illetve fiatal fényes csillaghalmazok a karokban és a küllő közelében. Igaz, csak apró pöttyök, vagy elmosódott apró foltok gyanánt. Van azonban még ezeknél is sokkal aktívabb terület a galaxison belül. A saját felvételemen azonban ez már messze nem kivehető.

NGC2903hst.jpg

Aktív csillagkeletkezési régiók az NGC2903-ban a Hubble űrtávcső felvételén. – A kép forrás: ESA/NASA/William Sparks (Space Telescope Science Institute)

A küllő a mag irányába is nagy mennyiségű gázt és port juttat el, így ott számtalan fényes csillag ragyogott fel az elmúlt pár millió évben. A közeli infravörös tartományban elvégzett vizsgálatok tanulsága szerint, a heves csillagkeletkezés a magot körbevevő 2000 fényév átmérőjű gyűrűben éri el a csúcsát. Ez a struktúra egyáltalán nem egyedi, és nemcsak az NGC2903-ra jellemző. A küllős spirál galaxisok számottevő része rendelkezik mag körüli gyűrűvel (nuclear ring), melyben aktív csillagkeletkezés zajlik.

A Hubble űrtávcső közeli infravörös tartományban készült felvételén jól látszik a mag körüli gyűrű. A fényes fehér csomók a fiatal csillaghalmazok. A vöröses területek az ionizált hidrogént tartalmazó (HII) területek.  – A kép forrás: ESA/NASA/William Sparks (Space Telescope Science Institute)

Az NGC2903 esetében a gyűrűben található fiatal csillagok jelentős része egy viszonylag rövid, 4-7 millió éves időintervallumban született. Szinte robbanásszerű volt a folyamat. Koruk mindössze 6.5-9.5 millió év. Ezen  fiatal csillagok populációja a mag körüli 2000 fényéves régió tömegének számottevő, 7-12 %-os részét teszi ki. A csillagok hatalmas halmazokat alkotnak, melyek tömege több tízezer naptömeg. A mag körüli gyűrű fontos építőkövei a nagyszámban előforduló fényes HII régiók (ionizált hidrogént tartalmazó csillagközi gázfelhők), melyekben valószínűleg hamarosan újabb csillaggenerációk születnek majd. Ezeket a környező fényes, fiatal, kék csillagok által kibocsátott nagyenergiájú fotonok gerjesztik, ionizálják. A HII területek luminozitása összemérhető a Nagy Magellán-felhőben található Tarantula-köd 30 Dorado körüli tartományaival.

Tarantula-hst-2012-01-a-xlarge_web.jpg

Az NGC2309 centruma körüli gyűrűben található HII régiók fényessége összemérhető a Nagy Magellán-felhőben található Tarantula-ködével. Valahogy ekképpen festhetnek az NGC2903 mag körüli gyűrűjének csillabölcsői is. – A kép forrása: NASA, ESA, D. Lennon and E. Sabbi (ESA/STScI), J. Anderson, S. E. de Mink, R. van der Marel, T. Sohn, and N. Walborn (STScI), N. Bastian (Excellence Cluster, Munich), L. Bedin (INAF, Padua), E. Bressert (ESO), P. Crowther (University of Sheffield), A. de Koter (University of Amsterdam), C. Evans (UKATC/STFC, Edinburgh), A. Herrero (IAC, Tenerife), N. Langer (AifA, Bonn), I. Platais (JHU), and H. Sana (University of Amsterdam)

Mégis mekkora ütemben gyártja a csillagokat ez a galaxis? A válasz nagyban függ attól, hogy milyen módszereket, illetve összefüggéseket (modelleket) használtak fel a csillagászok kutatásaik során. A csillagkeletkezési ütem egyrészt meghatározható a HII területek luminozitásából. Ebben az esetben 2.2 naptömeg/év értéket kaptak a kutatók az egész galaxisra. Összehasonlításként a Tejútrendszerben nagyjából 1 naptömeg/év ez az érték. Másrészt a távoli infravörös luminozitás (LFIR) és a csillagkeletkezési ráta is összefügg, ez alapján 5.7 naptömeg/év lett az eredmény. Ennek a másodikként említett vizsgálatnak egyik érdekes részeredménye, hogy egyedül a mag körüli régió 2.6 naptömeg/évet képvisel. Ez igen kiugró érték, ha a gyűrű 2000 fényéves átmérőjének és a galaxis 80000 fényéves átmérőjének arányait nézzük. Végül a galaxis röntgen tartománybeli luminozitásából is meghatározható az ütem nagysága, így 1.4-2 naptömeg/évet kaptak eredményül. Bár a három különböző módszert alkalmazva végül más-más értéket kaptak a csillagászok, az látszik, hogy az NGC2309-ban a csillagkeletkezés üteme túlszárnyalja a Tejútrendszerünkét. A mag környéke pedig a galaxis egészéhez viszonyítva kiemelkedően aktív ebből a szempontból.

A heves csillagkeletkezés a röntgen tartományban is otthagyta nyomát a galaxison. Az NGC2903-at forró gázokból álló, úgynevezett röntgen haló (X-ray halo) veszi körül, mely tipikus jellemzője a magjukban heves csillakeletkezést produkáló galaxisoknak. De hogyan jönnek létre ezek a több kpc méretű kiáramlások?

Az egyik mozgatórúgó az intenzív csillagkeletkezésben születő fényes, forró és nagytömegű csillagok erős csillagszele, mely hatalmas intenzitással fújja ki az anyagot a csillag környezetéből. 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 az anyag kilökődéséhez, továbbá fel is hevítik a csillagközi anyagot. A gáz hőmérséklete eléri a 107–108 K-t, így sugározni kezd a röntgen tartományban. A kiáramlás iránya jellemzően merőleges a korongra, sebessége pedig az 1000 Km/s nagyságrendbe esik. Az NGC2903-hoz hasonló, azonban élével felénk forduló galaxisok megfigyeléséből tudják a csillagászok, hogy ezek a kiáramlások bipoláris szerkezetűek. Az NGC2903 esetében azonban csak az egyik oldalon sikerült megfigyelni ilyen struktúrát. A probléma azonban csak látszólagos, ugyanis az NGC2903-at nem az éléről látjuk. A velünk ellentétes oldalon keletkező sugárzásnak a teljes galaxis korongon kellene keresztülutaznia, hogy hozzánk eljusson. Ahogy a gáz távolodik a csillagváros síkjától, lehűl, így a röntgensugárzás is lágyabbá válik. Ezt pedig a galaxis korongja blokkolja.

Van azonban más is, ami az optikai tartományban készült felvételeken rejtve marad. A csillagászokat nagy meglepetés érte, amikor a 21 cm-es hullámhosszon rádiótávcsővel feltérképezték az NGC2903 HI régióit, vagyis a főleg atomos hidrogént tartalmazó gázfelhőit.

Korábbi cikkemből rövid emlékeztetőül:

A HI régiók olyan intersztelláris felhők, melyeket javarészt atomos hidrogén alkot (a területek ionizációs foka jellemzően igen alacsony: 1:10000) némi héliummal, és a héliumnál nehezebb elemekkel szennyezve. A HI területek 21 cm-es rádió tartományban sugároznak, a hidrogén hiperfinom szerkezetében nagyon kis spontán valószínűséggel (A=2.88×10−15 s−1 ≈ 1/107 év) végbemenő átmenetnek köszönhetően. Mivel ez a jelenség roppant kisvalószínűséggel következik csak be, így jelentős mennyiségű atomos hidrogéngáznak kell jelen lennie ahhoz, hogy ezen a hullámhosszon a csillagászok megfigyelhessék sugárzásukat, és így felmérés készülhessen a HI régiókról.

Judith A. Irwin és kollégái az Arecibo rádiótávcsővel végzett megfigyelésekből kiderítették, hogy az NGC2903 az optikai tartományban megfigyelhető méreteinél háromszor nagyobb kiterjedésű atomos hidrogénfelhőbe burkolódzik. Ez a felhő elnyúlik egészen az UGC5086 (PGC 027115) kísérő galaxisig. A 16.3 magnitúdós UGC5086 halvány, szinte tökéletesen kör alakú foltja az én felvételemen is látható, az NGC2903 közelében. Az UGC5086 törpe galaxis a megfigyelések alapján nem tartalmaz detektálható mennyiségű atomos hidrogént. Ennek a legvalószínűbb oka az, hogy túl közel van az NGC2903-hoz.

NGC2903-HI-map-cut.PNG

Az NGC2903 rádiótérképe a 21 cm-es hullámhosszon. Látható, hogy a galaxis optikai méretét nagyjából háromszorosan meghaladó hatalmas atomos hidrogénfelhő veszi körül. A csillag az UGC5086 kísérő galaxist jelöli. A jobb felső sarokban az N2903-HI-1 rádiókontúrja fedezhető fel, mely az NGC2903 halójával ütközve folyamatosan veszít a gázkészleteiből. – A kép forrása: Judith A. Irwin és mások: ΛCDM SATELLITES AND H I COMPANIONS – THE ARECIBO ALFA SURVEY OF NGC 2903

A Lokális Csoportban található törpe galaxisok vizsgálata során a csillagászok észrevettek egy érdekes összefüggést. Amennyiben egy törpe galaxis bizonyos távolságnál közelebb van egy nagyobb galaxishoz, akkor nem tartalmaz gázt, és nem folyik benne csillagkeletkezés. Míg ezen a távolságon túl egyértelműen detektálhatóak bennük HI régiók. A „vízválasztó távolság” nagyjából 270 kpc a Tejútrendszerünkhöz hasonló galaxisok esetén. Ez a szabályszerűség nemcsak saját galaxisunk körül figyelhető meg a Lokális Csoportban, de az M31 esetén is. A pontosság kedvéért meg kell jegyeznem, hogy bár a legtöbb törpe galaxisra igaz ez, de természetesen pár renitens mindig akad. A tapasztalt jelenség oka pedig az, hogy a nagy spirál galaxisok kiterjedt halóval rendelkeznek, mely gázt is tartalmaz. Ha egy törpe galaxis megfelelő közelségbe kerül, akkor beleütközik ebbe a gázba, és a fellépő torlónyomásnak köszönhetően elveszíti a csillagközi anyagát (Ram Pressure Stripping). Hasonlóan ahhoz, ahogy a menetszél kerékpározás közben lefújja az ember fejéről a sapkát. Az NGC2903 HI környezetének megfigyelése közben a Lokális Csoporton kívül is sikerült tetten érni ezt a jelenséget. Judith A. Irwin és csapata talált egy új HI régiót az NGC2903-on kívül, mely a kutatóktól a N2903-HI-1 jelölést kapta. Később az optikai tartományban ezt a rádióforrást az SDSS J093039.96+214324.7 törpe galaxissal azonosítottak, melyről megállapították, hogy ez is az NGC2903 egyik kísérő galaxisa.  A N2903-HI-1 külön érdekessége, hogy üstökös szerű struktúrát mutat a 21 cm-es hullámhosszon, vagyis éppen azt figyelhetjük meg, ahogy az NGC2903 halójával ütközik. A torlónyomás „kifújja” a gázt a kis galaxisból. Miközben az NGC2903 újabb csillagpopulációkhoz gyűjt készleteket, a csillagközi anyagától megfosztott törpe galaxisokban leáll a csillagok keletkezése. Igen valószínű, hogy ez a sors vár az SDSS J093039.96+214324.7 galaxisra is.

NGC2903-LRGB-20150309-2026-sx-480s-TTK-label.JPG

Az NGC2309 felvételemen is látható kísérő törpe galaxisai. Felső jelölés: UGC5086 (PGC 027115). Alsó jelölés: SDSS J093039.96+214324.7

Herschel hitt abban, hogy az általa ködöknek nevezett objektumok (a planetáris ködöket leszámítva) csillagokra bonthatóak. Mindez csak a távcső teljesítőképességének a kérdése. Nos, ha a ködjei esetében nem is lett teljesen igaza, az kétségtelen, hogy a mai műszerekkel képesek vagyunk sokkal „mélyebben” belelátni a kozmoszba, és mindezt az elektromágneses sugárzás különböző tartományában. A csillagászok az elmúlt több mint 200 évben messzire jutottak attól az éjszakától, amikor is Herschel felfedezte az NGC2903-at. A motiváció azonban mit sem változott ez idő alatt: megismerni, megérteni a környező világot. Végtére is ebben élünk.

Felhasznált irodalom:

Wolfgang Steinicke: The M51 Mystery: Lord Rosse, Robinson, South and The Discovery of spiral Structure in 1845

Alonso-Herrero, S. D. Ryder, J. H. Knapen: Nuclear star formation in the hotspot galaxy NGC 2903

Tschöke, G. Hensler, N. Junkes: An X-ray halo in the “hot-spot” galaxy NGC 2903

A. Irwin, G. L. Hoffman, K. Spekkens, M. P. Haynes, R. Giovanelli, S. M. Linder, B. Catinella, E. Momjian, B. S. Koribalski, J. Davies, E. Brinks, W. J. G. de Blok, M. E. Putman, W. van Driel: LCDM Satellites and HI Companions – The Arecibo ALFA Survey of NGC 2903

Jana Grcevich, Mary E Putman: HI in Local Group Dwarf Galaxies and Stripping by the Galactic Halo

 

Köszönöm Sánta Gábornak Messier üstökös megfigyeléseivel kapcsolatos lektori munkáját.

 

NGC1316 (Fornax A)

NGC1316-LRGB-20150115-T32-TTK

NGC1316

2014-11-18, 2014-11-19, 2014-11-20, 2015-01-15, 2015-01-16, 2015-01-17, 2015-01-18 – Siding Spring Observatory – 3 x 300 sec és 10 x 600 sec L, 8 x 600 sec R,G,B

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

(A keleti irány felül, az északi jobbra van.)

Az NGC1316 a Fornax halmaz óriás rádiógalaxisa. Majdnem pont egy éve látogattam meg az iTelescope hálózat távcsövét használva, a szintén ehhez a halmazhoz tartozó NGC1365 küllős spirál galaxist. Már akkor elterveztem, hogy egy év múlva visszatérek, és „lencsevégre kapom”, ezt a tőlünk nagyjából 62 millió fényévre lévő, páratlan formavilágú galaxist.

Az NGC1316 morfológiai besorolása SAB(s)00 pec, vagyis úgynevezett lentikuláris galaxis. A „pec” (peculiar) tag pedig arra utal, hogy szerkezetükben van valamiféle különleges, egyéni sajátosság, szabálytalanság. (Megjegyzem, hogy több helyen elliptikus galaxisként is hivatkoznak rá, azonban átnézve az utóbbi évek tudományos publikációit, személy szerint a lentikuláris besorolást tekintem elfogadhatónak.) Természetesen tipikus lentikuláris galaxis nem létezik, az NGC1316 pláne nem az, azonban érdemesnek tartom röviden áttekinteni, hogy milyen jellemzőkkel bírnak általában ezek a galaxisok.

A típus átmenetet képez a spirál és az elliptikus galaxisok között. A lentikuláris galaxisok alapvetően diszk alakúak akárcsak a spirál galaxisok. Nincsenek azonban spirálkarjaik, a korongban nem figyelhetőek meg határozott struktúrák. Jellemző rájuk, hogy a központi dudor a galaxis korongjához képest viszonylag nagyméretű, és meghatározó a galaxis felépítése szempontjából.

Van egy másik jelentős különbség is a spirál galaxisokhoz képest. Interszteláris anyaguk jelentős részét elveszítették, hiányzik belőlük a csillagok kialakuláshoz szükséges gázanyag. Honnan tudják mindezt a csillagászok? Mint a legtöbb esetben, most is az objektum elektromágneses sugárzása az, ami erről árulkodik.

Elsőként nézzük meg, miként bocsájtanak ki sugárzást a csillagközi gázfelhők a Hα (Hidrogén alfa) 656.81 nm-es hullámhosszon. Az atomban meghatározott, diszkrét energiaszintek tartoznak az elektronhoz. Az elektron mindig igyekszik elfoglalni a legalacsonyabb, n=1 energiaszintet. A fényes, fiatal, kék csillagok által kibocsátott nagyenergiájú fotonok gerjesztik, ionizálják a közelükben lévő gázfelhők hidrogén atomjait, vagyis az elektront egy magasabb energiaszintre „lökik”, vagy akár le is szakítják magáról a hidrogén atomról. Az előbbi a gerjesztés, az utóbbi az ionizáció jelensége. Annak a valószínűsége, hogy az n=3-as energiaszintre kerüljön az elektron anélkül, hogy leszakadna a hidrogén atomról, roppant kicsi. Vagyis, ha akkora energiát „közlünk” az elektronnal, ami az n=3 szintre juttatná, a hidrogén atom ionizálódik. A szabad elektron hamar találkozik egy elektron nélküli csupasz hidrogén atommaggal, egy protonnal, és új hidrogén atom jön létre (rekombináció). Ebben a folyamatban az elektron bármilyen energiaállapotot felvehet, de végül kaszkád folyamatban visszatér az alapszintre (n=1). A „lefelé lépéskor” a szintek különbségével megegyező energiájú foton sugárzódik ki. Nagyjából az átmenetek felét képezi az n=3 szintről az n=2 szintre történő átmenet, amikor is a 656.81 nm-es sugárzás keletkezik. Végső soron a Hα emisszió annak köszönhető, hogy az atomos hidrogén korábban ionizálódott. A csillagászok ezen a hullámhosszon tudják a legkönnyebben feltérképezni a gázfelhők hidrogénjét az optikai tartományban. Pontosabban, az úgynevezett HII régiókat, vagyis az ionizált hidrogént tartalmazó területeket.

A 21 cm-es rádiósugárzást pedig az úgynevezett HI régiók bocsájtják ki. A HI régiók olyan intersztelláris felhők, melyeket javarészt atomos hidrogén alkot (a területek ionizációs foka jellemzően igen alacsony: 1:10000) némi héliummal, és a héliumnál nehezebb elemekkel szennyezve. A HI területek 21 cm-es rádió tartományban sugároznak, a hidrogén hiperfinom szerkezetében nagyon kis spontán valószínűséggel (A=2.88×10−15 s−1 ≈ 1/107 év) végbemenő átmenetnek köszönhetően. Nagyon leegyszerűsítve, tekintsük a hidrogén atom protonjának és elektronjának spinjét kvantummechanikai impulzusmomentumnak. Egy adott spin állapot hiperfinom állapotokra bomlik a proton és az elektron spinjei szerint. Nagyobb energiájú állapotról van szó, amikor a proton és az elektron spinje megegyezik, azzal szemben, amikor éppen ellentétes. A két energiaállapot közötti hiperfinom átmenetkor keletkezik a 21 cm-es elektromágneses sugárzás.  Mivel ez a jelenség roppant kisvalószínűséggel következik csak be, így jelentős mennyiségű atomos hidrogéngáznak kell jelen lennie ahhoz, hogy ezen a hullámhosszon a csillagászok megfigyelhessék sugárzásukat, és így felmérés készülhessen a HI régiókról.

21cm-es_sugarzas

A hiperfinom átmenet keltette 21 cm-es sugárzás. Ne feledjük, hogy a spin, mint kvantummechanikai impulzusmomentum csak egy analógia, de segít megérteni a jelenséget.

Mivel a lentikuláris galaxisok színképében jellemzően nincs domináns Hα emissziós vonal, illetve a 21 cm-es rádió tartományban sem bocsátanak ki szignifikáns sugárzást, így nincs nekik jelentős mennyiségű atomos, illetve ionizált hidrogénkészletük.

Kellő mennyiségű gázanyag híján ma már nem, vagy csak alig keletkeznek csillagok a lentikuláris galaxisokban, ezért az ilyen galaxisokat az idősebb csillagok populációi uralják. Mivel teljesen hiányoznak belőlük a kékszínű, fényes, nagytömegű, ez utóbbi okán rövid életű csillagok, így e galaxisok színe inkább vörösesbe hajló.

Érdekes, hogy bár a csillagközi gáz szinte teljesen hiányzik ebből a típusú galaxisokból, azonban számottevő bennük a csillagközi por mennyisége. Ez az egyik jelentős különbség az elliptikus galaxisokhoz képest, melyek csak igen minimális mennyiségű port és gázt tartalmaznak.

Az elliptikus galaxisokat és a lentikuláris galaxisokat gyakran nem is olyan könnyű megkülönböztetni egymástól. Igen gyakran a csillagászok a felületi fényesség profil alapján szokták eldönteni a galaxisról, hogy az melyik típusba tartozik. Ez a profil leírja, hogy miként változik a galaxis fényessége a centrumtól távolodva. A spirál galaxisok, illetve a lentikuláris galaxisok korongjának profilja tipikusan lapos, míg az elliptikusak szférikus része, illetve a lentikulárisok központi dudorának profilja meredek esésű. A gyakorlat azonban sosem ennyire egyszerű, ugyanis lentikuláris galaxisok esetén a központi dudor jellemzően dominánsabb a koronghoz képest. Tipikusan akkor kap a galaxis lentikuláris, és nem elliptikus besorolást, ha felületi fényesség profilja nem írható le egyetlen indexszel (Sérsic index). Vagyis, csak több, különböző meredekségű görbével írható le.

Sersic_models

Felületi fényesség profilok különböző Sérsic index-ek esetén. A vízszintes tengelyen található a centrumtól mért távolság logaritmusa, míg a függőleges tengelyen a felszíni fényesség logaritmusa. Az n=1 a spirál galaxisokat és a lentikuláris, az n=4 az elliptikus galaxisokat írja le jól.

Máig bizonytalanság övezi a lentikuláris galaxisok kialakulásának körülményeit. Manapság két elképzelése versenyez egymással.

Az első szerint a lentikuláris galaxisok valaha spirál galaxisok voltak, melyek az idők folyamán felélték csillagkeletkezés révén gázkészletüket, és így elvesztették spirális struktúrájukat is. A csillagkeletkezési folyamatokat több hatás is felgyorsíthatta, melyek közül az egyik legvalószínűbb a másik galaxissal történt kölcsönhatás.

Ezt az első elképzelést alátámasztja a lentikuláris galaxisok diszkszerű felépítése, illetve hogy eltolva rájuk is érvényes az úgynevezett Trully-Fisher reláció. A Tully-Fisher reláció, mely elliptikus galaxisok esetén nem használható csak spirális és lentikuláris galaxisoknál, egy tapasztalati összefüggés a galaxisok tömege vagy luminozitása és emissziós vonalainak szélessége, vagyis a galaxison belüli szögsebességek között. A reláció felhasználásával a csillagvárosok távolsága kiszámítható. A módszer lényege röviden az, hogy a galaxison belüli sebességekből meghatározható a galaxis luminozitása, és ebből pedig távolsága. Ugyanis, a galaxis csillagainak dinamikáját a galaxis tömege határozza meg, mely pedig összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva, a látszólagos fényesség ismeretében a távolság már kiszámolható.

A lentikuláris galaxisoknak jellemzően nagyobb a felületi fényessége, mint a spirál galaxisoknak. Ez pedig nehezen egyeztethető össze azzal az előbb felvázolt elmélettel, miszerint ezek gázkészletüket felélt, „elhalványult” spirál galaxisok, melyekben manapság már alig keletkeznek csillagok. A másik ellenérv, amit már fentebb is említettem, hogy a lentikuláris csillagvárosok esetében az úgynevezett központi dudor és korong luminozitási arányszám nagyobb, mint a spirál galaxisok esetében. E két ellenérv a második elmélet támogatóinak a malmára hajtja a vizet, akik szerint a lentikuláris galaxisok spirál galaxisok összeolvadásával jönnek létre. Ezzel az előbb említett tulajdonságok megmagyarázhatóak, továbbá az is, hogy az ilyen galaxisok körül nagyobb számban fordulnak elő gömbhalmazok. Sajnos azonban az ütközések szimulációi nem eredményeznek kellően nagyméretű központi dudort, továbbá ez az elmélet a spirál galaxisokhoz képest eltolt Trully-Fisher relációval sem tud elszámolni, hacsak a múltban nem voltak mások a spirál galaxisok tulajdonságai ahhoz képest, mint amit manapság látunk.

A lentikuláris galaxisok általános áttekintése után térjünk vissza kimondottan az NGC1316-hoz.

Elég csak ránézni a felvételre, hogy az ember meggyőződjön róla, az NGC1316 galaxis múltja közel sem volt békés. A központi fényesebb részen héjak, fodrozódások figyelhetőek meg, mintha csak valaki kavicsokat dobott volna a tóba. A mag körüli részt porsávok ölelik körül. A látványt megkoronázva, nagyon halvány, de kiterjedt árapálycsóva veszi körül az egész galaxist. Szinte kínálja magát, hogy a közelében elhelyezkedő NGC1317-es küllős spirál galaxist gyanúsítsa meg az ember. Ennek valóban van némi valóságalapja, ugyanis a két galaxis kölcsönhatása kétségtelen, azonban a vizsgálatok szerint az NGC1317 tömege nem elég nagy ahhoz, hogy ennyire összekuszálja az NGC1316-ot. Itt valami egészen más áll a dolgok hátterében.

A kutatók olyan felvételeket készítettek, melyeken megpillanthatóak akár az NGC1316 csillaghalmazai is. Kiválasztottak 37 jelöltet. Ebből voltak olyanok, melyekről kiderült, hogy csak előtér csillag. Végül 24-en maradtak versenyben, vagyis ennyi bizonyult a későbbiekben valós csillaghalmaznak. Ezeknek a vizsgálatával több tulajdonságát is felderítették a galaxisnak. A halmazok mozgásából meghatározták, hogy a galaxis mekkora tömeget tartalmaz 24 kpc sugáron belül. Erre (6.6±1.7) x 1011 naptömeget kaptak (2 faktoros bizonytalansággal). A halmazok közül 4 roppant fényesnek bizonyult. Fényesebbnek, mint bármelyik halmaz a Tejútrendszerben, vagy az Androméda galaxisban. Ennek hála ilyen távolságból is nagyon jó jel/zaj viszonnyal sikerült spektrumokat felvenni, melyből további részletekre derült fény. A vizsgált halmazokról kiderült, hogy középkorú gömbhalmazok, vagyis 3.0±0.5 milliárd évesek, és fémtartalmuk a Napéhoz hasonló. Kialakulásuk két galaxis összeolvadásának köszönhető, amikor is az ütközéskor fellépő gravitációs hatások beindították a robbanásszerű csillagkeletkezést a galaxisok gázfelhőiben. A megfigyelések nemcsak arra adtak bizonyítékot, hogy galaxisok ütközésekor gömbhalmazok alakulhatnak ki, de arra is, hogy ezek a halmazok képesek túlélni az ekkor fellépő árapály erők pusztító hatását, vagyis a halmazok nem „szakadnak szét”.

NGC1316-LRGB-20150115-T32-gc1

Az NGC1316 két gömbhalmaza a saját felvételemen is felfedezhető

A csillagászok sikeresen tetten érték a körülbelül 3 milliárd évvel ezelőtti ütközést az NGC1316 azon gömbhalmazainak hála, melyek a Tejútrendszer saját halmazait is túlragyogják. Azonban nemcsak gömbhalmazokban keletkeztek csillagok az ütközéskor. A csillagváros belső 3˝ területén, egy durván 2 milliárd éves csillagpopuláció található, melyet színképfelvételek segítségével azonosítottak. Ezek a csillagok az összeolvadás után keletkeztek azokból a molekuláris felhőkből, melyek a másik galaxis bekebelezése után az NGC1316 központja felé zuhantak.

Az NGC1316-nak a 3 milliárd évvel ezelőtti viharos esemény után jött csak meg igazán az étvágya. Valamivel kevesebb, mint 1 milliárd évvel ezelőtt egy kisebb, de gázban igen gazdag galaxist kebelezhetett be, melynek maradványa a nyugati és délnyugati oldalon végighúzódó lebeny. A régiót (a szakirodalomban L1 loop) megvizsgálták az optikai, rádió és röntgentartományban is. Az ottani forró interszteláris gáz megfigyelt tulajdonságai alapján a kis galaxis „becsapódása” igen nagy sebességű volt, a számítások szerint 380 Km/s. Az NGC1316 fényes központi részét körülvevő halványabb struktúrák közül ez a képződmény a legfiatalabb, és legfényesebb. A többi igen valószínű, hogy a korábbi 3 milliárd évvel ezelőtti összeolvadás maradványa.

Végezetül ott van a por az NGC1316-ban, mely esetében több jel is arra mutat, hogy az a galaxison kívülről származik. A galaxisokban található csillagközi por egy részét a késői fejlődési stádiumban lévő csillagok termelik, miközben anyagot veszítenek, illetve a szupernóvák is jelentős szerepet játszanak ebben. A csillagpopulációk feltérképezésével megbecsülhető, hogy mennyi por jelenlétét várhatjuk a galaxisban. Az NGC1316-ban túl sok a megfigyelt por, ennyit maguk a galaxis csillagai nem állíthattak elő. Ha a csillagfejlődési modellek hibásak is lennének, vagyis a valóságban máshogy és más mennyiségben keletkezne a por, érvként még mindig ott van a por eloszlása.

A felvételemen is jól látszik, hogy mennyire furcsa az alakja, az elrendeződése a porsávoknak. A Spitzer infravörös űrteleszkóp felvételén ez még sokkal szembetűnőbb.

NGC1316-spitzer-01

Az NGC1316 porsávjainak különös struktúrája a Spitzer infravörös űrtávcső felvételén. – NASA JPL Caltech

Amennyiben a por a galaxison belülről származna, akkor sokkal egyenletesebben oszlana el, például korongszerűen vagy sávosan, illetve kinematikája egyezést mutatnak az azt termelő csillagokéval.  A helyzet viszont egyáltalán nem ez. Az előbbiek értelmében nagy bizonyossággal kijelenthető, hogy a por az NGC1316-on kívülről, felfalt galaxisokból származik.

Láthattuk a sok megfigyelési eredményt, mely mind arra utal, hogy az NGC1316 igen sikeres nagyragadozó. Mindent elfogyaszt, ami csak a közelébe kerül. Vajon ki lesz a következő áldozat? Az NGC1317 küllős spirál galaxis a közelében, vagy az NGC1310 nyugatra (a felvételemen alul)?

Az NGC1316 a Fornax csillagkép legerősebb rádióforrása, ezért a rádiócsillagászat hőskorában használt nevezéktannak megfelelően, a Fornax A elnevezést kapta. Nem kell akkor sem szégyenkeznie, ha az égbolton megfigyelhető összes rádióforrással kell „megküzdenie” az 1.4 Ghz frekvencián. A negyedik helyezést akkor is kiérdemli. Két hatalmas rádiólebeny keretezi a galaxist, melyek egyenként 600 000 fényév kiterjedésűek. A saját csillagvárosunk majdnem hatszor elférne csak az egyikben.

NGC1316_NRAO-rot

A Fornax A (NGC1316) hatalmas rádió lebenyeivel. A kép az optikai és a rádiótartományban készült felvételek összemontírozása. Forrás: NRAO/AUI – J. M. Uson

De hogyan jön létre a rádiógalaxisok sugárzása? Magjukban szupermasszív központi fekete lyuk található, melynek tömege a pár milliótól több milliárd naptömegig terjedhet. Az NGC1316 130-150 millió naptömegűvel büszkélkedhet. Ezek a fekete lyukak próbálják elfogyasztani a környezetükben található anyagot, mely ebben az esetben javarészt a pórul járt galaxisokból származó intersztelláris médium. Az étekként szolgáló anyag akkréciós korongot formál, melyet kívülről sűrűbb, lassabban keringő gázfelhők vesznek körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog, és felhevül. A mozgási energiájának pedig egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Továbbá a mozgási energia egy része biztosítja a töltött részecskék relativisztikus (közel fénysebességre) történő gyorsítását. Az akkréciós korongra merőleges, a forgástengellyel párhuzamosan plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyben az említett részecskék kifelé haladva spiráloznak a mágneses térben, miközben szinkrotonsugárzást bocsájtanak ki. A jet-ek mérete hatalmas is lehet, elérhetik akár a több millió fényévet. Ehhez képest maga a belső szerkezet, vagyis a korong és az azt körülvevő gázfelhők a fényéves nagyságrendbe esnek. Az idők folyamán lassan változik a sugárzás intenzitása, iránya, a mágneses tér. A galaxist körülvevő ritka anyag eloszlása, amibe a jet-ek beleütköznek, szintén változik. Ezeknek köszönhetően az NGC1316 körül festői szépségű mintázat rajzolódott ki évmilliók alatt a rádiótartományban.

Az NGC1316 sok titka legalább olyan izgalmas, mint a megjelenése. Bár nem vagyok kutató, az univerzum szépségének és az ismereteknek a befogadása mindig nagy öröm számomra. Csak remélni merem, hogy ebből sikerült átadnom valamennyit a kedves olvasónak.

Felhasznált irodalom:

 

Paul Goudfrooij, Jennifer Mack, Markus Kissler-Patig, Georges Meylan, Dante Minniti: Kinematics, ages and metallicities of star clusters in NGC 1316: a 3-Gyr-old merger remnant

 

Swati Pralhadrao Deshmukh, Bhagorao Tukaram Tate, Nilkanth Dattatray Vagshette, Sheo Kumar Pandey, Madhav Khushalrao Patil: A multiwavelength view of the ISM in the merger remnant galaxy Fornax A

 

Horellou, J.H. Black, J.H. van Gorkom, F. Combes, J.M. van der Hulst, V. Charmandaris: Atomic and molecular gas in the merger galaxy NGC 1316 (Fornax A) and its environment

 

Mackie, G. Fabbiano: Evolution of gas and stars in the merger galaxy NGC 1316 (FORNAX A)

 

Alister W. Graham, Simon P. Driver: A concise reference to (projected) Sersic R^{1/n} quantities, including Concentration, Profile Slopes, Petrosian indices, and Kron Magnitudes

M97

M97-M108-20141224-0046-TTK

M97 és M108

2014-12-24 – Göd – 30 x 300 sec L

UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel

SXVR-H18 CCD kamera

M97-M108-LRGB-20150212-2124-TTK

M97 és M108

2014-12-24 – Göd – 30 x 300 sec L

2015-02-12 – Göd – 10 x 300 sec R, 10 x 300 sec G, 10 x 300 sec B

UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel

SXVR-H18 CCD kamera

Charles Messier katalógusa összesen négy planetáris ködöt tartalmaz, melyből az M97 az egyik. Csak szupernóva maradványból van kevesebb, melyet a Rák-köd (M1) egyedül képvisel. Az M97 felfedezője azonban nem maga Messier, hanem barátja, és egyben asszisztense: Pierre Méchain.

William Parsons, ismertebb nevén Lord Rosse az 1840-es években készített megfigyelést erről a planetáris ködről. Az általa készített rajzon az objektum egy bagoly fejére emlékeztetett. Bár egy soha többé nem észlelt, mások által meg nem erősített csillag is szerepel a rajzon (az egyik szem), az M97-en rajta ragadt a Bagoly-köd elnevezés. Olyannyira, hogy szakcsillagászok tudományos publikációkban még manapság is használják azt néha.

M97_Lord_Rosse

Lord Rosse rajza az M97-ről.

Az M97 a Nagy Medve (Ursa Major) csillagkép Marek (β UMa) nevű csillagától alig több mint 2° távolságra van. A távcsőbe pillantva több fényesebb csillag kalauzol minket egészen a 9.9 magnitúdós és 3ˊ átmérőjű planetáris ködig. Az odavezető úton szembetalálkozunk a majdnem az élével felénk forduló M108-as küllős spirál galaxissal, amely keleti-nyugati irányba megnyúlt 8.6ˊ hosszúságú „fényszivarként” dereng a távcsőben.

M97-map3

A Nagy Medve csillagkép 7 fényes csillaga alkotja a Göncölszekeret. A szekér „alatt” akadhatunk rá az M97-re.

M97-map4

A Marek-től (β UMa) alig több mint 2° távolságra található az M97, közelében pedig ott az M108.

A két Messier objektum gyönyörű párost alkot egy látómezőben. Miközben szemléljük a látványt, érdemes azon eltöprengeni, hogy valójában milyen hatalmas távolság választja el egymástól a planetáris ködöt, és a galaxist. Míg az M97 körülbelül 2600 fényévre van tőlünk (távolsága igen pontatlanul ismert), addig az M108 45 millió fényévre. A felvételen vannak ennél is nagyobb messzeségben lévő egzotikus objektumok. Amennyiben az olvasó még távolabbra szeretne utazni a térben is időben, akkor javaslom, olvassa el az M108-ról írt korábbi bejegyzésem „Kvazárok és távoli aktív galaxis magok” alcímet viselő részét.

De hogyan is jönnek létre a planetáris ködök? Miután a 0.8 és 8 naptömeg közötti csillagok magjukban felhasználták hidrogén készleteiket, felfúvódnak, és vörös óriás csillagokká válnak. Beindul a hélium fúziója, miközben a külső héjakba tevődik át a hidrogén fúzió. A csillag tehát eljut az AGB fázisba (asymptotic giant branch – aszimptotikus óriás ág a Hertzsprung–Russell diagramon). Ebben a fázisban a csillagok instabilak, és jellemző rájuk a helium flash nevű jelenség. Mire ez bekövetkezik, addigra a csillag magja javarészt már szénből és oxigénből áll. A héliumnál nehezebb elemek fúziója azonban már nem tud beindulni, mert ehhez nem elég nagy a tömegük, így a magjukban nem alakulnak ki az ehhez szükséges feltételek (nyomás, hőmérséklet). A belső, a termonukleáris fúzió szempontjából inaktív magot, egy hélium, azt pedig egy hidrogén héj veszik körbe. A fúzió javarészt a hidrogén héjban történik, miközben hélium jön létre, mely lefelé „szivárog” a hélium héj felé. Így ebben az alsó héjban a nyomás egyre nő. A hélium fúzió roppantmód nyomás és hőmérséklet érzékeny folyamat. Egyszer csak megteremtődnek a feltételek, és robbanásszerűen beindul a hélium fúziója. A kifelé irányuló erő kitágítja a hidrogén héjat, az kevésbé lesz sűrű, és leáll benne a hidrogén fúzió. Egy darabig még folyik a hélium héjban a fúzió, majd az is leáll. A hidrogén héj összehúzódik, elég sűrűvé válik, és kezdődik az egész ciklus elölről.

A helium flash jelenség többször is bekövetkezik, és minden egyes ilyen alkalommal megindul a viszonylag kis sebességű, de a magból a felszínre emelkedett szén és egyéb nehéz elemeknek köszönhetően porban gazdag, sűrű csillagszél. E nehezebb elemek alkotta por magával sodorja a felfúvódott csillag külső rétegeiből a gázt. Elsőre hihetetlennek hangzik, de ez a csillagszél elviheti a csillag tömegének 50-90%-át is. Miközben a csillag tömeget veszít, lassan teljesen leállnak a fúziós folyamatok, és fehér törpévé válik. Gyakorlatilag csak a lecsupaszított, szénben és oxigénben gazdag roppant forró mag marad hátra. Ennek felszíni hőmérséklete a 100000 K-t is meghaladhatja. A fehér törpévé válás folyamán a lassú és sűrű csillagszelet, gyors, de kis sűrűségű csillagszél váltja fel. Alapvetően a két különböző típusú anyagkiáramlás bonyolult kölcsönhatása és a központi csillag intenzív UV sugárzása az, mely meghatározza a planetáris köd felépítését, illetve láthatóvá teszi azt.

A planetáris ködök csillagászati időskálán mérve roppant gyorsan jönnek létre. Az AGB fázis végén ehhez elég mindössze néhány évszázad. Létezésük pedig alig pár tízezer év. Nukleáris fúzió hiányában a csillagszél megszűnik, miközben lassan a fehér törpe állapotba jut a csillag. Mire ez a folyamat teljesen befejeződik, a planetáris köd elenyészik az űr sötétjében, láthatatlanná válik.

Biztosan emlékszik még az olvasó, hogy azzal kezdtem, hogy Messier katalógus 110 objektumából mindössze 4 csak a planetáris köd. Valószínű, hogy ennek egyik oka éppen ezen objektumok rövid élettartama.

Nézzük, hogy a fenti általános ismertető után milyen jellemzőkkel is bír maga az M97. A központi csillag a megfigyelések szerint roppant forró, effektív hőmérséklete 123000 K. Jelenleg 0.7 naptömegű, azonban a külső burok ledobása előtt még 1.5-2 naptömegű lehetett. Érdekes azonban, hogy a köd tömegének meghatározásakor, mindössze csak 0.15 naptömeget kaptak eredményül a kutatók.

Az M97 látszólagos méretének és távolságának ismeretében (mint azt fentebb is írtam, ez utóbbi elég pontatlanul ismert), a planetáris köd átmérője 2-3 fényévnek adódik. Ezen eredményt és tágulási sebességét felhasználva, az úgynevezett dinamikus kora 6000 év körülinek mondható.

M97-M108-LRGB-20150212-2124-M97_cut-TTK

A planetáris ködök roppant változatos morfológiájúak. Foglalkozzunk most konkrétan csak az M97-tel, ahogy ezt több kutató is tette az elmúlt évtizedekben. Egy jó modell a planetáris köd morfológiáját és dinamikáját is leírja. Azonban előtte ezeket fel kell térképezni. Ezt a munkát végezte el Martin A. Guerrero, You-Hua Chu, Arturo Manchado, Karen B. Kwitter. Eredményeikről 2003-as publikációjukban számoltak be. Ismertették mérésük metodológiáját, és modelljüket, mely minden korábbinál jobban adta vissza a műszerekkel megfigyelhető tulajdonságait ennek a planetáris ködnek.

M97-morfologia

Az M97 felépítése – A külső héj (Outer Shell) körszimmetrikus. A köd belseje (Inner Shell) pedig ellipszoid (1:1.1 az elnyúltság) alakú régió. Ebbe a belső részbe két bipoláris üreg (Central Cavity) helyezkedik el. (Forrás: Martin A. Guerrero, You-Hua Chu, Arturo Manchado, Karen B. Kwitter – Physical Structure of Planetary Nebulae. I. The Owl Nebula)

A köd külső héja körszimmetrikus. Ezen belül foglal helyet az ellipszoid alakú belső terület, melyben két nagy bipoláris üreg található. Ezeknek az üregeknek a hossztengelye 30 fokos szöget zár be a látóirányunkkal. Az üreget, az AGB fázis végén, a nagymennyiségű anyag kidobását követő gyors csillagszél vájta ki. Megnézve a felvételemet, azon is látszik, hogy a bagoly egyik szeme sötétebb. Ez az üreg néz ugyanis nagyjából a mi látóirányunkba. A központi csillag gyors szele napjainkra már rég lecsendesedett, és megkezdődött a lassú feltöltődése az üregeknek.

2014 december 23/24. éjszaka

Az M97 érdekes planetáris köde a tavaszi égboltnak. Ilyenkor, napnyugta után, a Nagy Medve (Ursa Major) csillagkép már magasan a fejünk fölött tartózkodik, így kitűnő lehetőség nyílik a megfigyelésére. Én mégsem tavasszal láttam neki a felvételem elkészítésének, hanem egy decemberi éjszakán éjfél után.

Megnézve a meteorológiai előrejelzéseket, és a műholdas képeket, 2014. december 23/24. éjszakája végre igazán derültnek ígérkezett. Miután a gyermekek lefeküdtek, kipakoltam a kertbe a távcsövet. Erősen fújt a szél, és a felhőzet is csak lassan indult oszlásnak. Egészen éjfélig reménytelennek látszott a helyzet. Ekkor a felhők eltűntek, a szél azonban megmaradt. Addigra az előre kiválasztott objektum már kedvezőtlen helyzetbe került, így más célpont után kellett néznem. Ekkor eszembe jutott régi vágyam, hogy az M97-et és az M108-at együtt örökítsem meg. Aznap el is készült 30 Luminance szűrős felvétel, melyből végül összeraktam az első monokróm verziót.

A felvételt nem tekintem befejezettnek, folytatni szeretném majd. Talán éppen egy kellemes tavaszi éjszakán.

NGC1313 – A zűrzavaros galaxis

NGC1313-LRGB-20141028-TTK

NGC1313

2014-09-19, 2014-09-20, 2014-10-28, 2014-10-29 – Siding Spring Observatory – 20 x 300 sec L, 10 x 600 sec L, 5 x 600 sec R,G,B

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

A zűrzavar, a felfordulás olyan dolgok, melyet a legtöbb ember szeret messzire elkerülni az életben. Azonban, ha egy csillagászati objektumra mondják, hogy zűrzavaros, a helyzet máris merőben más. Ezek gyakran meghökkenthetik kinézetükkel a szemlélőt, illetve próbára teszik a tudományos elméleteket. Hamarosan látni fogjuk, hogy az NGC1313 katalógusjelű galaxis méltán érdemelte ki ezt a jelzőt, és nemcsak a kinézete miatt.

A déli égbolt egy kicsiny csillagképe a Reticulum. Nicolas Louis de Lacaille francia csillagásztól származik ez a ma is használatos elnevezés. Lacaille híres csillagtérképének összeállításában bizonyára sokat segítette okulárjának szálkeresztje, a reticulum. Elképzelhető, hogy ezért (is) keresztelte át Isaac Habrecht svájci órakészítő által, korábban csak Rombusznak nevezett déli konstellációt. Ennek a csillagképnek a területén található az NGC1313.

NGC1313-Reticulum

Az NGC1313 a Reticulum csillagképben. A csillagtérképen a baloldali ködösség a Nagy Magellán-felhő, míg a jobboldali a Kis Magellán-felhő, melyek Tejútrendszerünk kísérő galaxisai.

A skót származású James Dunlop 1826-ban, Ausztrália egén akadt rá erre a 9.2 magnitúdós, kis felületi fényességű és 9.1ˊ x 6.9ˊ látszólagos méretű csillagvárosra. Dunlop ekképpen jellemezte: halvány, egyértelmű határok nélküli, elmosódott ködösség.

Dunlop neve leginkább a déli égbolt felméréséről vált ismerté a korabeli Angliában. 7385 csillag katalogizálását végezte el, melyből igen jelentős számú volt a kettőscsillag. Szám szerint 256. Ez irányú megfigyeléseit 1829-ben publikálta (Approximate Places of Double Stars in the Southern Hemisphere, observed at Paramatta in New South Wales). Emellett feljegyezte azokat a fényesebb mély-ég objektumokat is, melyeket a katalogizált csillagok közelében észrevett. Nem is csoda, hogy John Herschel, aki szintén kiemelkedő eredményeket ért el a kettőscsillag és mély-ég objektumok felmérésben, nagy érdeklődéssel fogadta Dunlop a déli égbolton folytatott munkásságának eredményeit. Amikor Herschel 1834-ben megérkezett Dél-Afrikába, azonnal nekilátott Dunlop megfigyeléseinek tüzetes ellenőrzéséhez. Több pontatlanságra is fény derült, melynek köszönhetően, az addig a Brit csillagászok körében ünnepelt Dunlop népszerűsége jelentősen csökkent. Ez azonban mit sem változtat azon a tényen, hogy ő volt az első ember, aki megpillanthatta az NGC1313-at, illetve kettőscsillag katalógusokban igen gyakran találkozhatunk a DUN előtaggal.

Ha már Herschel szóba került, lássuk milyennek láthatta ő a galaxist. A következő jellemzőket jegyezte fel az NGC1313-ról: kiterjedt, szabálytalan körvonalú, illetve kissé elnyúlt, a közepe felé apránként fényesedő objektum. Herschel 3 ívperces átmérőt említ a feljegyzésében. Ez azt jelenti, hogy ő a 18 inch (kb. 46 cm) átmérőjű távcsövével a galaxisnak a belső fényes tartományait, illetve a karok egy részét láthatta csak. Herschel azt is feljegyezte, hogy csillagokra bontható. Legalábbis ő úgy hitte.

Hazánkból ez a galaxis nem látható, de az elmúlt években több alkalommal is ellátogattak hazánkfiai a messzi Namíbiába, hogy megcsodálják és megörökítsék a déli égbolt látványos világát. Az NGC1313 két magyar vizuális észlelésről van tudomásom. Kernya János Gábor és Sánta Gábor azzal büszkélkedhet, hogy saját szemükkel látták ezt a pompás galaxist. Megfigyelésükhöz egy 40 cm-es tükrös távcsövet használtak. A galaxisról mindketten készítettek szöveges feljegyzést és rajzot is. Hogy milyen látvány tárult a szemük elé?

Sánta Gábor erről a következőképpen írt:

„Hatalmas, foltos galaxis, amelyet egyértelműen ural a rajta keresztül húzódó markáns küllő. A mag csillagszerű, de mellette még egy igen kompakt és fényes folt is látható észak felé. A küllő déli végéből kiinduló egyik spirálkar nagyon határozott, benne több inhomogenitás érződik. A másik spirálkar nem ilyen erőteljes megjelenésű, ezt elsősorban egy fényesebb, leszakadt folt uralja a magtól ÉÉK felé. A küllő északi végénél lévő fényes előtércsillag mellett, valamint a magtól kelet felé is látszik egy-egy diffúzabb, megnyúlt folt. A kissé irreguláris galaxis spirálkar régiói elég halványak a maghoz viszonyítva.”

Kernya János Gábor rajzát megnézve pedig megtudhatjuk, hogy mit is látott ő a távcsövön keresztül.

NGC1313_KJG_40cm_220x_17ivperc

NGC1313 vizuális megjelenése egy 40 cm-es tükrös távcsőben 220x nagyítással. A látómező mérete 17ˊ. – Kernya János Gábor rajza

Az NGC1313 15 millió fényéves távolságával kozmikus értelemben viszonylag közeli galaxisnak számít. Átmérője nagyjából 50000 fényév, mintegy a fele Tejútrendszerünkének. Inklinációja 48°, így ferde rálátásból csodálhatjuk meg furcsa, kaotikus felépítését. Különös megjelenése ellenére, úgynevezett késői típusú küllős spirál galaxisként sorolták be. SB(s)d típusú a de Vaucouleurs osztályozás szerint. Az ilyen galaxisokra jellemző, hogy fényes maggal, és markáns küllős szerkezettel rendelkeznek. Továbbá, a nyitott karok a küllő végéből indulnak ki. Úgy gondolom, ha az NGC1313-ról csak ennyit mondanék el, akkor a fotón látható galaxistól merőben eltérő kép jelenne meg az olvasó fejében. Olyan ez, mintha egy illetőről csak annyit közölnének, hogy 180 cm magas, sötét hajú, sötét szemű, vékony testalkatú. Ez alapján nem biztos, hogy felismernénk az utcán. Vegyük hát szemügyre alaposabban az egyedi jegyeket, és próbáljunk a dolgok mögé látni, amennyire ez a mai ismeretek alapján lehetséges.

A küllőből kiinduló két rövid kar tele van porban és gázban gazdag csillagkeletkezési területtel. Az NGC1313 egy úgynevezett csillagontó galaxis. Míg a Tejútrendszerben nagyjából 1 naptömeg/év a csillagkeletkezés üteme, ebben a galaxisban ez az 1000 naptömeg/év nagyságrendbe esik. Hihetetlen ütemben keletkeznek a csillagok. Egy galaxis csillagpopulációját 70%-ban M típusú, kistömegű, halvány vörös törpe csillagok alkotják. Azonban hiába nagyobb a kistömegű sárgás-vöröses halvány csillagok aránya, oly nagyszámban keletkeznek a csillagok ezeken a területeken, hogy igen magas a forró nagytömegű csillagok száma. A kisebb testvéreiket pedig kékes fényükkel könnyűszerrel túlragyogják. Így végső soron, nekik köszönhetően világítanak a fiatal csillagok halmazai fényfüzérekként a galaxisban.

Ha nem lenne folyamatos az utánpótlás, akkor életüket leélve hamar eltűnnének a nagytömegű csillagok. Ezek ugyanis, csillagászati értelemben korai és látványos halált halnak, méghozzá szupernóva robbanások keretében. Ezzel egyfelől újabb születési hullámot indítanak be, másfelől gázt és port pumpálnak kifelé a galaxis halójába. Így a szupernóvák az új generációk genezise szempontjából egyik kezükkel adnak, míg a másikkal elvesznek.

A forró fiatal csillagok nemcsak beragyogják a galaxist, de gerjesztik is a környezetükben található gázködöket intenzív sugárzásukkal. Ezek a területek ennek hatására vöröses/rózsaszínes árnyalattal világítanak. A felvételemen e régiók közül azok látszanak csak, melyek kellőképpen nagyok és fényesek, hogy kiemelkedjenek a háttérből.

Csillagkeletkezési területek, és a fiatal csillagok halmazai jellemzően a karokban szoktak csak előfordulni egy spirál galaxis esettében. Azonban az NGC1313 esetében nemcsak a galaxis torzult, aszimmetrikus karjaiban figyelhetőek meg, hanem azon kívül is. Ez pedig, a galaxis deformált alakjával együtt, igencsak feladja a leckét a csillagászoknak.

A heves csillagkeletkezést a csillagontó galaxisok többsége esetén egy másik galaxissal történő kölcsönhatás váltja ki. Legyen szó ütközésről, összeolvadásról vagy csak arról, hogy megközelítik egymást, a gravitációs kölcsönhatás felkavarja, összenyomja a galaxisokban található gázt és port, ezzel elindítva a heves csillagkeletkezést. Erre rengeteg példa található az univerzumban.

Csak a saját észleléseim közül említenék meg párat, ahol a kölcsönhatás tetten érhető, és heves csillagkeletkezés zajlik legalább az egyik komponensben. Ilyen például az M51 (Örvény-köd) és az NGC5195, vagy az NGC1532 és NGC1531 párosa.

Az egyetlen probléma ezzel a magyarázattal ebben az esetben, hogy bár látjuk az intenzív csillagkeletkezést, és a meggyötört szerkezetét a galaxisnak, az NGC1313 magányos. Nincs a közelben másik olyan jelentős galaxis, mely gravitációjával eltorzíthatta volna az NGC1313-at, és felkavarhatta volna benne a port és a gázt, kiváltva ezzel a robbanásszerű csillagkeletkezést.

A galaxis pedig deformáltabb és kiterjedtebb, mint azt elsőre a fent látható LRGB szűrős felvételem alapján gondolnánk. Alaposabban megnézve a fotót, megfelelő monitor mellett feltűnhet, hogy a galaxis körüli térben valami titokzatosan gomolyog. Bár csak alig észrevehetően, ezt elismerem. Az NGC1313 külső tartományai igen messzire elnyúlnak, és a galaxis külső nagyon halvány része „füstként” tölti be a látómezőt. Sokkal hosszabb, és több expozícióval ez igen látványosan megmutatható. Az információ azonban ott van az én fotómon is, így szemléltetés céljából „túlhúztam” a Luminance szűrős felvételem negatív változatát, szemet hunyva afelett, hogy mindeközben maga a galaxis és a csillagok beégnek.

NGC1313-LRGB-20141028-TTK-neg4

Az NGC1313 egy nagyméretű, de roppant halvány „lepel” veszi körül, mely egyik jele zaklatott múltjának. (Az NGC1313-ról készült Luminance szűrős felvételem „túlhúzott” negatív változata.)

Ha látjuk fodrozódni a tó felszínét, tapasztalataink alapján joggal gondolhatjuk, hogy valószínűleg valami belesett. A vízfelszín azonban fodrozódhat más miatt is. Ugyanígy kézenfekvőnek tűnik az NGC1313 tulajdonságait korábban egy másik galaxissal történt kölcsönhatással magyarázni, azonban egyelőre ehhez nem áll minden bizonyíték a csillagászok rendelkezésére. Nincs meg a kavics.

Természetesen vannak más lehetséges magyarázatok is arra nézve, hogy mi a heves csillagkeletkezés oka, illetve miért találhatóak a galaxis karjain kívül is csillagkeletkezési régiók. A rádió tartományban történt megfigyelések egy táguló, 3.2 kpc szuperbuborék (supershell) jelenlétét mutatták ki az NGC1313-ban (Ryder, S. D., Staveley-Smith, L., Malin, D., & Walsh, W. 1995, AJ, 109, 1592). T. Suzuki és csapata alapos vizsgálatnak vetette alá ezt a galaxist. A kutatók valószínűsítik, hogy kapcsolat van a szuperbuborék és a déli kar, illetve a karon kívüli szatellit HII régiókban megfigyelhető intenzív csillagkeletkezés között (T. Suzuki, H. Kaneda, and T. Onaka – AKARI view of star formation in NGC 1313, A&A 554, A8 (2013)).

NGC1313-supershell1

Az NGC1313-ban található táguló supershell (szuperbuborék). Alul a galaxis rádió képe, míg felette az ESO 8 méteres távcsövével rögzített keskenysávú felvétel látható. – Forrás: ESO Gemini Observatory, Ryder, Suzuki

Ezeknek az angol nyelvű irodalomban csak supershell-eknek nevezett szuperbuborékoknak a vizsgálata sok évtizedes múltra tekint vissza. Még 1979-ben a Tejútrendszer HI (atomos hidrogén) területeinek a 21 cm-es hullámhosszon történt felmérése közben fedeztek fel a galaxis síkjától távolodó szálas szerkezeteket. A felmérést a Nagy Magellán-felhőben a hatvanas években talált hatalmas HI üregek miatt végezték el. Ahogy folytatták a kutatásokat a Tejútrendszerben, találtak újabb alakzatokat, melyek legtöbbször táguló üregekre, héjakra, hurkokra emlékeztettek. A 80-as évek közepétől világossá vált, hogy bizony más gázban gazdag spirál galaxis is rendelkezik ilyen, akár több 10000 fényév kiterjedésű folyamatosan táguló struktúrával. Ez a méret igen jelentős az egyes galaxisok átmérőjéhez képest. Innentől kezdve folyamatosan keresték az újabb, és újabb jelölteket. Találtak is bőven. Egyetlen probléma volt csak, és van a mai napig is, hogy pontosan megmagyarázzák mik is ezek. Az elképzeléseknek se szeri se száma. Egy biztos, hogy egy ilyen supershell tágulásukhoz hatalmas energia szükséges. Van olyan elképzelés, hogy az intergalaktikus térből beáramló gáz és a galaxis kölcsönhatása a hajtómotor. Vannak, akik heves csillagkeletkezés hatásának tudják be, melyek később nagyszámú szupernóva robbanást generálnak. Szerintük ezek fújják a hatalmas héjakat és alakítják a struktúrákat. Mások szerint az aktív galaxisokra jellemző jet a felelős ezért. Ezen elmélet szerint ez az aktivitás időszakos, periodikus. Így nem kell feltétlenül ilyen aktív jet-et tetten érnünk akkor, amikor ezeket a hatalmas héjakat megfigyeljük. Ezen elmélet kidolgozói úgy vélik, hogy ez a periodikusság a különböző buborékok korában is tetten érhető. Megjegyzem, hogy eddig az NGC1313-ban nem sikerült kimutatni masszív nagytömegű központi fekete lyuk jelenlétét, ez a csillagváros úgy tűnik, nem rendelkezik aktív galaxis maggal. Vannak, akik szerint gamma felvillanások (GRB) közben felszabaduló energia indítja el a buborékok tágulását. Mint látható, létrejöttük még évtizedek múltán sem tisztázott, de azt sejtik a kutatók, hogy a galaxisok fejlődése szempontjából nagy jelentőséggel bírnak ezek a képződmények.

A csillagászati műszerek újabb generációja talán hozzásegíti a csillagászokat a válaszok megtalálásához. T. Suzuki szerint, mivel az NGC1313 közeli galaxis, és az egyik legnagyobb ma ismert supershell található benne, ezért kitűnő célpont lehet a 2013-ban elkészült ALMA rádiótávcső-rendszer (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) számára. Az ALMA lehetőséget biztosít arra, hogy a korábbiaknál nagyságrendekkel jobb felbontásban tanulmányozhassák a kutatók ennek a hatalmas buboréknak a tulajdonságait, illetve kapcsolatát a csillagkeletkezési területekkel. Talán éppen pont ez rádiótávcső-rendszer lesz az, mely elvezeti a csillagászokat ahhoz a válaszhoz, hogy miért is annyira zűrzavaros ez a galaxis.

NGC1532 és NGC1531

NGC1532-LRGB-20140729-TTK

NGC1532 és NGC1531 – LRGB változat (72%-os kivágás)

2014-07-29, 2014-07-30, 2014-08-02, 2014-08-06 – Siding Spring Observatory – 30 x 120 sec L, 21 x 180 sec L, 10 x 180 sec R,G,B

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

A Tejútrendszeren túl, a galaxisok birodalma egy mozgalmas világ. A galaxisok közötti kölcsönhatás és ütközés teljesen hétköznapi eseménynek számít az világegyetemben, mondhatni szerves részei a galaxisok fejlődésének. A legtöbb csillagvárosról elmondható, hogy részt vett már ilyen interakcióban. Ez alól a Tejútrendszerünk sem kivétel, ugyanis több ütközést elszenvedett már, melyből eddig győztesen került ki, és ennek köszönhetően gyarapodott. A nagy halak felfalják a kisebb halakat, és így nőnek folyamatosan. De nem csak ennek köszönhetően.

Egy nem is oly rég megjelent publikációban kutatók rámutattak arra, hogy bár a kisebb galaxisok bekebelezése kétségtelenül hozzájárul a galaxisok növekedéséhez, azonban e törpék elnyelése nem fedezi a nagy spirál galaxisok világegyetemben megfigyelhető növekedési ütemét. Pontosabban fogalmazva a törpe galaxisok által tartalmazott gáz mindössze egyötöde annak, ami ezekben a nagy spirál galaxisokban megfigyelhető csillagkeletkezési ütem biztosításához szükséges. A nagyra nőtt spirál galaxisok az ütközéseken túl valahonnan máshonnan is szereznek gázt a csillagkeletkezési ütem fenntartásához. A törpe galaxisok elfogyasztása ehhez kevés. Egy lehetséges magyarázat, hogy az intergalaktikus térben található forró gázfelhők az utánpótlás forrásai. Azonban ez is felvet kérdéseket. A csillagok ennél jóval alacsonyabb hőmérsékletű gázködökben születnek. Mi hűti le a gázt? Nos, erre pillanatnyilag még nincs igazán meggyőző magyarázat. Ha a csillagászok nem is tudják pontosan a választ, miszerint honnan is van a gáz utánpótlása, egy valami vitathatatlan: a törpe galaxisok gravitációs hatásuk révén, a gázban gazdag nagy spirál galaxisokkal heves csillagkeletkezést képesek indukálni. A törpe galaxis pedig a végén sok esetben áldozatul esik, és szinte nyomtalanul olvad bele a nála jóval nagyobb tömegű galaxisba, és mindössze egy hátramaradó csillagáramlat tanúskodik csak arról, hogy ott valaha egy viharos esemény történt.

Más esetekben csupán a teljesen lecsupaszított mag marad csak megfigyelhető, amely tovább kering a nagyobb galaxis magja körül. Újabb vizsgálatok eredményei alapján a kutatók egy része azt feltételezi, hogy törpe galaxisok bizonyos fajtája (Törpe Kísérő Galaxisok – Dwarf Satellite Galaxies) és a gömbhalmazok között kapcsolat van. Hasonló a felépítésük, és köztük a határ igencsak elmosódott. Illetve olyanok a gömbhalmazok, mintha ilyen galaxisok magjai lennének. Ezen elképzelések szerint bizonyos gömbhalmazok, az ütközésben lecsupaszított és a Tejút által felfalt kicsiny galaxisok magjai. Mivel a galaxisok magjában a csillagok gravitációsan sokkal kötöttebbek, így nehezebb ennek a formációnak a szétszakítása, a csillagok sűrű raja együttmard, míg a külső lazább régiók leszakadnak. Fontosnak tartom kiemelni, hogy pontosan nem ismeretes még ma sem, hogy a galaxisok fejlődésében milyen szerepet is töltenek be a gömbhalmazok és kialakulásuk pontos körülményét is homály fedi.

Bizonyos esetekben az ütközés mementójaként létrejövő struktúrák összemérhetőek a galaxis kiterjedésével. Ezek van, hogy roppant halványak és csak nagyon hosszú expozícióval érhetőek csak tetten az optikai tartományban. Ennek egyik jó példája az NGC5907 körül megfigyelhető csillagáramlat.

bbro_ngc5907

Az NGC5907 és a galaxist körülölelő hurkok David Martınez-Delgado felvételén (BlackBird Remote Observatory). Látható, hogy maga a galaxis teljesen beég a felvételen, amire megjelennek a korábbi ütközés nyomai.

Azonban van, hogy annyira markáns az ütközés maradványa, hogy nem kell hatalmas távcső vagy éppen sok tízórányi expozíciós idő, és akár viszonylag egyszerű amatőrcsillagász felszereléssel is megfigyelhetjük, lencsevégre kaphatjuk az ütközés emlékeit, még ha nem is lesz olyan részletes és szép a felvételünk, mint a hivatásos csillagászok óriástávcsöveivel vagy űrtávcsöveivel készültek képek. Azonban már magáért a megfigyelés élményéért érdemes felkeresni például az NGC660-ot, mely egy polárgyűrűs galaxis (Polar Ring Galaxy).

NGC660 - 20131026 - ttk

Az NGC660 galaxis egy korábbi felvételemen. A galaxis körüli gyűrű halványan, de kivehető.

Ezen galaxisok körül egy csillagokból, gázból és porból álló gyűrűszerű képződmény figyelhető meg, mely jellemzően a galaxis síkjára nagyjából merőlegesen helyezkedik el. A gyűrű létrejöttére több magyarázat is létezik. A közös ezekben a teóriákban, hogy két galaxis gravitációs kölcsönhatása, pontosabban összeütközése hozza létre. Csupán a mikéntben vannak különbségek. Egyes elképzelések szerint az ütközésben résztvevő egyik tagról szaggatja le az árapályerő az anyagot a találkozó közben, mely anyag aztán létrehozza magát a gyűrűt. Míg más elképzelések szerint a két karambolozó fél nem azonos súlycsoportba tartozik. A kisebb ütközést elszenvedő galaxis pályája szinte merőleges a nagyobb tag korongjára. Ebben a találkozóban a nagyobb fél kis partnerét teljesen megsemmisíti, és annak anyagából jön létre a gyűrű alakú formáció. Maga a gyűrű – a második elmélet szerint – tehát mementója annak, hogy Dávid és Góliát harcában ezúttal nem Dávid győzedelmeskedett. A gyűrű maga a kis galaxis, legalábbis ami megmaradt belőle. Bármelyik is legyen a helytálló keletkezési elmélet, amikor az NGC660-ra tekintünk, két galaxis ütközése utáni állapotot látjuk.

Szétnézve az égen sok galaxis arcán hordozza viharos múltjának emlékét. Van azonban lehetőségünk a tettenérésre is, vagyis megfigyelhetünk kölcsönható galaxisokat. Rövid életünknek köszönhetően a kölcsönhatásnak, illetve az ütközésnek csak egy pillanatfelvételét láthatjuk, ugyanis egy ilyen esemény általában sok százmillió évig is eltarthat.  Amatőrcsillagászként roppant izgalmasnak tartom egy-egy ilyen pillanat megfigyelését, miközben elgondolkodom azokon a grandiózus dolgokon, amelyek ott munkálnak a dolgok hátterében.

Még tavaly összeállítottam egy listát a kölcsönható galaxisokról, melyeket egyszer talán majd meg is örökítek. Az NGC1097-ről és az M51-ről készült felvételem után egy olyan kölcsönható galaxis párost választottam célpontnak, mely esetében a nagyobb spirális galaxis korongjára inkább éléről látunk rá. Ennek a kritériumnak az NGC1532 és NGC1531 éppen megfelelt. A korábbi két felvételem esetében megcsodálhatjuk, ahogy a kisebb társ eltorzítja a nagyobb spirális szerkezetét, illetve megfigyelhetjük az anyaghidat, továbbá az árapály csóvát. A kisebbik galaxis egyik esetében sem a nagyobb korongjának a síkjában található, azonban ez a rálátási szögnek köszönhetően a fotóimon nehezen érzékelhető. Példának okáért, az M51 esetében a kisebb galaxis, vagyis az NGC5195, éppen távolodik tőlünk, miután keresztülhatolt az M51 látóirányunkra merőleges korongjának a síkján. A képet megnézve, azonban erről vajmi kevés árulkodik.

M51-LRGB-20140427-TTK

Az M51 és az NGC5195 kölcsönható galaxisok egy korábbi felvételemen. A kisebbik galaxis (NGC5195) valójában a nagyobb (M51) mögött helyezkedik el a térben.

Az NGC1532 és NGC1351 kiválasztása tehát korábban már megtörtént, és egyszer csak kínálkozott egy lehetőség, melyet ki is használtam. Vagy csak ügyesen megfogtak? Mindenki döntse el maga.

Még május elején felfüggesztettem a tagságomat az iTelescope hálózatán, és inkább csak a saját műszeremmel készítem felvételeket, vagy csak okuláron keresztül kémleltem vele az eget. Ez teljes mértékben ki is elégített. Azonban július végén kaptam egy levelet az iTelescope üzemeltetőitől, hogy amennyiben újra előfizetek, a befizetésemet megduplázzák. Úgy gondoltam elérkezett az idő, hogy valóra váltsam korábban megfogalmazódott tervemet, és elkészítsem a felvételemet a hőn áhított párosról. Ehhez egy eddig általam még ki nem próbált műszert választottam: a T32-es távcsövet. Nem is a távcső vonzott igazán, hanem a rajta található FLI Proline 16803 CCD kamera. Erre voltam igazán kíváncsi.

NGC1532 és NGC1531

Hazánkból nézve, az Erdidanus csillagkép égi folyója hosszasan, kanyarogva hömpölyög lefelé délre az Orion és a Cet csillagkép között, hogy aztán alábukjon a horizonton. Ahhoz, hogy teljes terjedelmében bebarangolhassuk, az égbolt eme hatodik legnagyobb csillagképét, jóval délebbre kell utaznunk. Ez a csillagkép ad otthont az NGC1532 és NGC1531 galaxis párosnak, mely lakhelyemről nézve sosem emelkedik 9.5 foknál magasabbra az égen. Hazánkból tehát igen körülményes lett volna a megörökítése.

Eridanus-NGC1532

Az NGC1532 és NGC1531 galaxisok az Eridanus csillagképben. A páros sosem emelkedik 9.5 foknál magasabbra az égen lakhelyemről nézve.

Az NGC1532 10.6 magnitúdó fényes és 12.6 x 3.3 ívperc a látszó átmérője az égen. A színképvonalakban látható vöröseltolódás alapján 1040 ± 5 km/s sebességgel távolodik tőlünk. A Hubble-törvényt felhasználva, miszerint a galaxisok távolodási sebessége arányos a távolságukkal, az NGC1532 távolságára 50 millió fényévet kapunk. Ez egészen jól egyezik a nem a vöröseltolódáson alapuló távolság meghatározási módszerek adta értékekkel, melyek 45 és 62 millió fényév között szórnak. Elfogadva az 50 millió fényéves távolsági adatot, és felhasználva a viszonylag egyszerűen mérhető látszólagos méretet az égen, kiszámolható a galaxis átmérője, melyre így 180000 fényév adódik. Egy hatalmas, a 100000 fényév átmérőjű Tejútrendszernél is nagyobb, majdnem éléről látszó küllős spirál galaxisról van tehát szó. A galaxis morfológiája a de Vaucouleurs osztályozás szerint: SB(s)b. Ez azt jelenti, hogy a galaxis küllős, a karok a küllők végéből indulnak ki, és azok „felcsavarodása” szoros és a laza közötti. Nem is olyan egyszerű egy ilyen közel éléről látszó galaxis esetén meghatározni a pontos morfológiát. Példának okáért, ebből a betekintési szögből csak alapos vizsgálatokkal lehet eldönteni, hogy a galaxis központi részén látható struktúra egy központi dudor, vagy azok a galaxis küllői.

NGC1532-LRGB-20140729-c-TTK

NGC1532 és NGC1531– LRGB változat (24%-os kivágás)

Érdemes megfigyelni az NGC1532-ben az aktív csillagkeletkezési területek sokaságát, illetve az NGC1531 és az NGC1532 között elhelyezkedő fiatal csillagok asszociációit (NGC1531-nél 7 óra irányában lévő kis kékes pamacs) és a csillagkeletkezési területeket (NGC1531-nél 4 óra irányába lévő vöröses-rózsaszínes távolabbi kis apró folt/pötty).

Az NGC1531 törpe galaxis, az NGC1532 egyik szatellit galaxisa. A törpe galaxis gravitációs hatásának köszönhetően a nagy spirál galaxisban heves csillagkeletkezés zajlik. Elég csak rátekinteni az NGC1532-re, és azonnal szembetűnnek a fényes csomók, melyek hatalmas aktív csillaggyárak. Ezek közül is kiemelkedik a felvételen, az egyik karban megfigyelhető hosszú és fényes ív, ahol szinte egymásba érnek azok a ködök, ahol a csillagok nagy ütemben keletkeznek. Ennek a területnek a fényessége szinte vetekszik a galaxis magja körüli régió fényességével. A mag körüli öreg csillagok sárgásvöröses fényével kel versenyre a karban nemrég született fiatal csillagok és az általuk gerjesztett ködök fénye.

Magának az NGC1532-nek a meggyötört szerkezete is a két galaxis kölcsönhatásának az eredménye. Az egyik hátsó kar szinte kicsavarodik a korong síkjából és ennek folytatása (valószínűleg) anyaghidat képez az NGC1532 és az NGC1531 között. Alaposabban megnézve a felvételt találhatunk rajta „kóbor” csillagkeletkezési területeket is, illetve fiatal csillagok asszociációját, melyek a NGC1532 és az NGC1531 közötti térben helyezkednek el bizonyítékául a kölcsönhatásnak.

Hogy mi lesz a történet vége? Valószínűsíthető, hogy az NGC1531-et teljesen szétszaggatja majd a nagyobb galaxis, és esetleg több százmillió év múlva, az NGC5907-hez hasonlóan, csak az NGC1532 körül megmaradó halvány ívek tanúskodnak arról, hogy valaha is létezett. Az NGC1532 pedig a kölcsönhatás folyományként létrejött új csillagok generációjával rója tovább az útját, talán éppen újabb prédára vadászva.

A nyes felvételeket szabadságom alatt egy borult éjszakán dolgoztam fel a notebook-omon. Talán nem lett a legtökéletesebb, mert a hordozható masinám kijelzője sem az. Továbbá, ekkor láttam csak meg a T32-es távcső pár hibáját. Semmi sem tökéletes azonban. Az igazi örömet így utólag az jelenti számomra, hogy a gyűjteményemet egy újabb kölcsönható galaxis párossal gyarapíthattam, illetve a magam szórakoztatására összerakott észlelési program egy újabb tételét pipálhattam ki.

NGC5907

NGC5907-20140519-TTK

NGC5907

2014-05-19 – Göd – 42 x 86 sec light és 15 x 86 sec dark

UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel

ASI 120MM monokróm kamera

NGC5907-LRGB-20140702-TTK

NGC5907

2014-05-19 – Göd – 42 x 86 sec light és 15 x 86 sec dark

2014-07-02 – Göd – 37 x 86 sec R és 15 x 86 sec dark

2014-07-04 – Göd  – 38 x 86 sec G, 39 x 86 sec B és 15 x 86 sec dark

UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

2014. május 19-én, miután leszállt az éjszaka, vizuális távcsöves túrába kezdtem a Sárkány (Draco) csillagképben. Már hónapok óta nem barangoltam az égnek ezen a területén. A hatalmas kígyószerű sárkány mitológiai alakja hosszasan tekeredett az égbolton. Szépen ragyogott a 14 fő csillaga. Igaz, hogy mindössze két csillaga fényesebb 3 magnitúdónál, de ettől függetlenül nem mondanám, hogy egy jellegtelen halvány csillagkép. Sőt! Cirkumpoláris csillagkép, így mivel sosem nyugszik le, egész évben tanulmányozható. Azonban az égen való elhelyezkedése miatt, miszerint egy félkörívben öleli körbe a Kis Medve csillagképet, és így a pólust, inkább a tavaszi, nyári és őszi hónapokban szoktam felkeresni. Mindez attól is függ, hogy melyik részén helyezkedik el a kiszemelt objektum, és az a rész mikor áll magasan a horizont fölött. A csillagkép bővelkedik látnivalókban. Legyen szó galaxisról, planetáris ködről, kettős csillagról és ne feledkezzünk meg a változócsillagokról sem.

Egymás után kerestem fel a galaxisokat, és azon töprengtem, hogy melyikről is készítsek felvételt. Több izgalmas jelölt is akadt. Végül az NGC5907 került kiválasztásra. Ezen az éjszakán L szűrőn keresztül készült felvételekből raktam össze a fent is látható monokróm változatot. Július elején újra visszatértem a galaxishoz. 2014. július 1/2. éjszakáján R szűrőn, majd 2014. július 3/4. éjszakáján G és B szűrőn keresztül rögzítettem felvételeket. A fent látható színes (LRGB) változat a három éjszaka felvételeinek felhasználásával készült.

Halvány, 11 magnitúdós galaxisról van szó. A katalógusok szerint 12.3 x 1.8 ívperc a látszólagos mérete az égen. Majdnem pontosan az élével fordul felénk. Megjelenése miatt, nagyon találóan, gyakran hasonlítják egy késpengéhez vagy egy szilánkhoz. A spirál galaxisok általában már csak ilyenek. A korongjuk vastagsága kicsi a galaxis átmérőjéhez képest. Ez alól nem kivétel Tejútrendszerünk sem. Véleményem szerint egy spirál galaxis porsávok szabdalta oldalnézete legalább olyan impozáns tud lenni, mint amikor nagyjából merőleges látunk rá egyre, és spirálkarjaiban gyönyörködhetünk.

Első ránézésre tipikusnak mondhatnánk ezt a 40 millió fényévre lévő csillagvárost. De csak első ránézésre. Már vizuálisan is látszott, hogy a legtöbb spirál galaxistól eltérően az NGC5907 egyáltalán nem rendelkezik markáns központi dudorral. Jegyezzük meg az NGC5907-nek ezt a tulajdonságát, mert egy kicsit később még előkerül majd. Arra, hogy milyen is oldalnézetből egy jellegzetes központi dudor egy spirál galaxis estén jó példa a szintén a majdnem pontosan az élével felénk forduló NGC891.

Az éléről látszó NGC891, mely a legtöbb spirál galaxishoz hasonlóan, markáns dudorral rendelkezik.

2013-08-30 – Göd – 72 x 86 sec light és 15 x 86 sec dark

UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel

ASI 120MM monokróm kamera

De a legmeglepőbb tulajdonságára csak akkor derül fény, ha roppant hosszú expozíciós idők keretében tekintünk az űr mélységeibe, és nem foglalkozunk azzal, hogy közben a galaxis fénye beleég a végső felvételbe. Ha ezt megtesszük, akkor valami igazán meglepőt láthatunk a galaxis körül: hurkokat.

bbro_ngc5907

Az NGC5907 és a galaxist körülölelő hurkok David Martınez-Delgado felvételén (BlackBird Remote Observatory)

Ezek a hurkok (loops) csillagfolyamok, vagyis olyan csillagok áradata, melyek ezeken a különös pályákon járják táncukat a galaxis magja körül és nem a galaxis korongjában, magja környékén, vagy éppen a halóban. Létezésük egy újabb bizonyítéka annak, hogy a galaxisok világa nem statikus, ahogyan egy évszázada még gondolták, hanem igen csak viharos, mely ütközésekkel és összeolvadásokkal tarkított. A hurkok létrejötte galaxisok kölcsönhatásnak köszönhető. Rögtön két magyarázat is kínálkozik a hogyanra.

Az egyikben egy kisebb tömegű galaxis ütközik oly módon a nagyobb társával, ebben az esetben az NGC5907-tel, hogy annak korongján többször keresztülhatol, miközben a nagyobb megkopasztja azt. A pályája metszi a nagyobb galaxis korongját, újra és újra keresztülhatol ezen a síkon. Pályáján gázt és port veszít, illetve csillagainak egy részét. Amennyiben ez a magyarázat a helyes, akkor a jóslatok szerint a végén csak egy mag marad hátra a kisebbikből. Ezen csillagok ugyanis gravitációsan sokkal kötöttebbek, így nehezebb ennek a formációnak a szétszakítása.

A másik esetben a két ütköző galaxis tömege hasonló. Miközben a két galaxis egy nagyobbá olvad össze, csillagok dobódhatnak ki, melyek létrehozzák ezeket a hurkokat.

Az első esetben találnunk kellene egy lecsupaszított galaxis magot. Ilyet egyelőre nem találtak. A másik esetben pedig sokkal nagyobb felfordulást kellene látnunk, ha az NGC5907-re tekintünk. Nehéz eldönteni, hogy mennyire lehetett egyenlőtlen a küzdelem, pedig fontos kérdés ez. Miért? Ma úgy gondolják a kutatók, hogy a nagyobb galaxisok mind ütközések, és kannibalizmus révén jöttek létre. Igen, még a Tejútrendszer is. Egyre több nyomát találják ezeknek a folyamatoknak, ahogy műszerek, illetve a kutatási módszerek egyre kifinomultabbá válnak. A mi galaxisunk esetén is sikerült azonosítani ilyen csillagáramlatokat. Az egyik ilyen annak a folyománya, hogy a Tejút éppen elfogyasztja a Sagittarius törpe galaxist.  Összefoglalva, fontos ezen a galaxisok fejlődése szempontjából kulcsszerepet játszó folyamatoknak a megértése.

Mit lehet azonban tenni, ha nem találjuk a Szent Grált? Tovább kell keresni, és ehhez segítségül hívhatóak a számítógépek. Egészen pontosan a szuperszámítógépek, melyek nagy számítási teljesítménye elegendő, bonyolult és sokparaméteres feladatok megoldására. Fel kell hát állítani a megfelelő szereplőket a színpadra, kezdő paramétereket választani és indulhat a tánc. A végén a kapott eredményt össze kell vetni a megfigyelhetővel. Leegyszerűsítve így végeztek szimulációkat az NGC5907 esetén is.

A kutatók három csoportba osztották az ütközéseket aszerint, hogy milyen volt a kiindulási tömegarány. Nagyobb ütközésnek nevezték el a 3:1-5:1, míg közepesnek az 5:1-12:1, és kisebbnek a 12:1-nél kezdődő tartományt. Majd megnézték, hogy a szimuláció eredménye megfelel-e annak, amit tapasztalunk. Kijön a hurok alakja, mérete, excentricitása, láthatósága, az anyag eloszlása? Az ütközés után meddig észlelhető még a hurok? Milyen gázeloszlást kapunk eredményül? A galaxis korongjának, halójának, magjának és a központi dudornak a kapott paraméterei leírják, vagy legalább közelítenek az észlelthez? Ezután összegezték az eredményt, és megpróbálták kiválasztani a legvalószínűbbet. Egyik modell sem fedte le ugyanis tökéletesen a valóságot. A legjobban a 3:1-5:1 tartomány illeszkedett gázban gazdag kiinduló galaxisokat választva. Azonban nem igazán sikerült reprodukálni egy vékony galaktikus diszk által uralt, és központi dudortól mentes galaxist a végeredményben. Emlékszik az olvasó? Említettem, hogy ez még fontos lesz. A hurokok egészen pontos geometriája sem jött ki. Azért azt el kell mondanom, hogy ezek csak egyfelől fakadnak a felhasznált modellből. Úgy igazságos, ha azt is kihangsúlyozom, hogy rengeteg a bizonytalanság az NGC5907 alapvető paraméterei között is. Csak egyet kiragadva, ilyen például a galaxis távolságának 30%-os bizonytalansága. Ennek következtében a barionos tömeg is bizonytalanul ismert. Ez pedig a modell pontatlanságához vezet, és így tovább. Említést érdemel még az is, hogy az elektromágneses spektrum különböző tartományaiban más és más képet fest a galaxis. Az egyikben vékonyabb, a másikban vastagabb a korong. Valljuk be, nemcsak a modell felállítása és a szimuláció jelentett kihívást, de a kapott eredmény összevetése a valósággal is. A kérdés nincs lezárva, mindössze kiválasztottak egy igen valószínű forgatókönyvet. Ez azonban már önmagában is egy fontos eredmény. Természetesen a kutatások folynak tovább.

Végezetül, érdemes megnézni egy kis videót a szimulációról:

Mindig lenyűgöz, hogy miféle események zajlanak a kozmoszban, és párért csillagászati értelemben elég csak a szomszédba tekinteni, vagy körülnézni házunk táján. Az pedig külön öröm, ha az előadás egy jelenetét vagy annak egy mutatós részletét saját távcsövemmel is elcsíphetem.

NGC1808

NGC1808-LRGB-20140424-TTK

2014-04-21, 2014-04-24, 2014-05-01 – Siding Spring Observatory – 30 x 120 sec L,  10 x 120 sec R,G,B

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

Amikor még csak a csillagképekkel való ismerkedésénél tartottam, idestova majdnem három évtizede, először azokkal kezdtem, melyek viszonylag magasan rótták útjukat az égen. Azok a csillagképek, melyek nem emelkedtem legalább 20 fok magasra deleléskor, részben vagy teljes egészében kimaradtak az életemből egészen addig, míg a nyolcvanas évek végén elkezdtem Ráktanyára járni.

A téli égbolton a jól ismert Orion csillagképtől délre helyezkedik el a Nyúl (Lepus) csillagkép. A Nyúltól folytatva az irányt délnek megérkezünk a Galamb (Columba) csillagképhez. Ez már csak alig emelkedik hazánkban deleléskor a látóhatár felé. Ez is egy olyan csillagkép, ami évekig ismeretlen volt a számomra. Modernkori csillagképről van szó, ugyanis Petrus Plancius a déli eget is ábrázoló térképén tűnik fel először 1592-ben. Plancius teológus volt, és a csillagképpel Noé a szárazföld felkutatására kiküldött galambjának kívánt emléket állítani az égbolton.

Columba_Petrus_Plancius

Petrus Plancius az akkor ismert világot ábrázoló térképének, a déli eget bemutató részletén a Galamb csillagkép, melyet a hazánkból is látható Orion, a Hydra és a Nagy Kutya csillagképek fognak közre.

Ez a csillagkép rejt egy igen izgalmas galaxist, az NGC1808-at. Érdekes módon az amatőrcsillagászok viszonylag ritkán észlelik. A hosszú ideje tevékenykedő általam ismert asztrofotósok repertoárjából teljesen hiányzik. Itt természetesen csakis a külföldiekre gondolok, mert hazánkban még 5 fok magasságba sem emelkedik deleléskor ez a galaxis. Megfigyelése itthonról bár nem lehetetlen, de igazi kihívás.

Az égen egy nagyjából 6.5 ívperc kiterjedésű és körülbelül 10 magnitúdós objektumról van szó. Fényességéhez a spirál karok csak alig járulnak hozzá, melyek hihetetlenül halványak a központi régiókhoz képest. A felvételemen is csak finom pára benyomását keltik, melyek egyedül a lencseformájú porsávokkal szabdalt küllők átellenes végeinél hangsúlyosabbak.

A galaxis morfológiai besorolása (R)SAB(s)a. Haladjunk végig az egyes betűkön. Az (R) arra utal, hogy a galaxist kívülről egy gyűrűs szerkezet veszi körül. Vagyis, a szorosan felcsavarodott karok gyűrűszerűen veszik körbe a galaxist. Az SAB besorolást olyan spirál galaxisok kapják, amelyek átmenetet képeznek a normál és a küllős spirál galaxisok között. Az (s) jelölés a küllős spirál galaxisoknál azt jelzi, hogy a karok a küllők végéből indulnak ki. A végén az a arra utal, hogy a karok igen szorosan csavarodnak a galaxis körül és a központi régió mérete igen nagy a karokhoz képest.

A 40 millió fényévre lévő NGC1808 35000 fényéves átmérőjével viszonylag kisméretű a Tejútrendszerhez képest, aminek az átmérője 100000 fényév. Ha méretével nem is, de két egyéb tulajdonságával azonban túltesz saját csillagvárosunkon.

Már a felvételt megnézve is árulkodó lehet a roppant fényes mag. A galaxis sugárzásának jelentős része egy viszonylag kis területről származik. A galaxis igazi természetét azonban a spektruma árulja el. A felvételen egy Seyfert II típusú galaxissal nézünk farkasszemet.

Itt most csak nagyon röviden foglalnám össze, amit a Seyfert galaxisokról tudni érdemes. Ugyanis, a Carl Seyfert által megalkotott, és róla elnevezett galaxis osztályról, illetve az aktív galaxis magokról (Active Galactic Nucleus – AGN) már többször is írtam. Akit a részletek is érdekelnek, azoknak ajánlom az M108, kvazárok és távoli aktív galaxis magok, továbbá az NGC613 és NGC1097 – Seyfert galaxisok Ausztrália egén című cikkeim elolvasását.

A Seyfert galaxisok magjában egy szupermasszív központi fekete lyuk található, melynek tömege a pár milliótól több milliárd naptömegig terjedhet. Ezek a fekete lyukak próbálják elfogyasztani a környezetükben található anyagot. Az étekként szolgáló anyag akkréciós korongot formál, melyet kívülről sűrűbb lassabban keringő gázfelhők vesznek körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog, és felhevül. A mozgási energiájának pedig egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Továbbá a mozgási energia egy része biztosítja a töltött részecskék relativisztikus (közel fénysebességre) történő gyorsítását. Az akkréciós korongra merőleges, a forgástengellyel párhuzamosan plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyben az említett részecskék kifelé haladva spiráloznak, miközben szinkrotonsugárzást bocsájtanak ki.

A fenti folyamatnak köszönhető az NGC1808 magjának aktivitása az elektromágneses sugárzás különböző hullámhosszain. Bár a Tejútrendszerünk is bizonyítottan tartalmaz egy szupermasszív központi fekete lyukat, ellentétben az NGC1808-cal a mi szörnyetegünk éppen ebéd utáni sziesztáját tölti, békésen hortyog és nem igazán aktív.

A másik tulajdonság, amiben ez a galaxis túltesz a miénken, az a csillagok keletkezésének heves üteme. Az NGC1808 úgynevezett csillagontó galaxis. Ennek kiváltó oka vélhetőleg egy másik galaxis. Az NGC1792 a felvételemen nem látható, ugyanis a látómező ehhez nem volt elég nagy. A két galaxis kölcsönhatásba áll egymással, és az NGC1792 árapály keltő gravitációs hatása lehetett az, ami beindította az NGC1808 molekuláris gázfelhőiben a csillagok heves keletkezését immáron mintegy 50-100 millió éve. Az alapelképzelés még 1978-ból származik, amikor is a kutatók (Larson, Tinsley, van den Bergh) felfigyeltek arra, hogy az NGC1808 torzult, és morfológiája sok hasonlóságot mutat az M82 galaxiséval. Az M82 deformációját az M81-nek köszönheti, akárcsak az NGC1808 az NGC1792-nek, és az M82 szintén egy csillagontó galaxis. Úgy vélték, hogy akár csak abban az esetben itt is a társ a tettes, vagyis a felelős a heves csillagkeletkezési hullámért.

A leghevesebb születési hullám a központi régióban és a küllőkben zajlik. Ez nagyszerűen megfigyelhető a Hubble űrtávcső felvételén.

Az NGC1808 korongja és központi régiója a Hubble űrtávcső felvételén. A kék területek a fényüket a fényes fiatal és nagytömegű kékszínű csillagoknak köszönheti.

A sárgás fényű területeken az idősebb kisebb tömegű csillagok találhatóak, míg a kékes területeket fiatal igen nagytömegű kék színű csillagok népesítik be. Érdemes megfigyelni, hogy mennyi por és gáz található a központ környékén.

Bár jellemzően egy galaxis csillagpopulációját 70%-ban M típusú, kistömegű vörös törpe csillagok alkotják, azonban a csillagok igen nagyszámban keletkeznek, és ezért igen sok a nagytömegű csillag a galaxis magjának a környékén és a küllőkben. Ha nem lenne folyamatos az utánpótlásuk, akkor életüket leélve hamar eltűnnének. A nagytömegű csillagok csillagászati értelemben korai és látványos halált halnak, méghozzá szupernóva robbanások keretében. Ezek egyfelől újabb születési hullámot indítanak be, másfelől gázt és port pumpálnak kifelé a galaxis halójába. Így szupernóvák az új generációk genezise szempontjából egyik kezükkel adnak, míg a másikkal elvesznek.

Az NGC1808 arcán viseli mozgalmas életének jegyeit. A sávok szabdalta belső régiók, a furcsa megjelenésű belső karok, és a külső diffúz gyűrűszerű struktúra az, ami igazán figyelemreméltóvá tette számomra ezt a galaxist, illetve amiért kiválasztottam célpontnak.

Egy felvétel azonban gyakran tartogat meglepetéseket az ember számára. Ez esetben is így volt ez. Csak Luminance felvétel feldolgozás közben döbbentem rá, hogy mennyire gazdag ez az égterület apró galaxisokban. Természetesen az apró szó itt csak a kicsinek látszó értelemben helytálló. Nem számoltam meg, de azaz érzése az embernek, hogy a háttér galaxisok száma szinte összemérhető az előtérben látszó, és a Tejútrendszerhez tartozó csillagok számával.

NGC1808-20140421-TTK

2014-04-21 – Siding Spring Observatory – 30 x 120 sec L

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

Van köztük több igazán érdekesnek látszó is. Ilyen például az alábbi képen kiemelt PGC16801 katalógus számú galaxis, és a valószínűleg hozzá tartozó hosszú ív. Sajnos a mai napig nem találtam semmiféle információt a galaxisról, illetve az ívről. Először hibának véltem a felvételen, de később kiderítettem, hogy a különböző égboltfelmérések keretében készített felvételeken is megtalálható a galaxis és az ív is.  Lehetséges, hogy még senki nem foglalkozott a szóban forgó objektummal? Könnyen előfordulhat. Lehet, hogy a kiemelt galaxis, vagyis a PGC16801 és a társa, vagyis a PGC16804 egy kölcsönható páros? Ki tudja?

PGC16801-PGC16804-B

Alul a PGC16801 a különös ívvel, felül a PGC16804

Annyit sikerült csak kiderítenem, hogy a NED (NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE) ESO 305-IG 010 NED01, illetve 2MASX J05082627-3739292 néven ismeri a PGC16801-et, míg ESO 305-IG 010 NED02, illetve 2MASX J05082812-3739232 néven ismeri a PGC16804-et. Sajnos vörös eltolódást csak eme utóbbi esetében mértek. Erre a galaxisra z=0.052179 +/- 0.000093, ami azt jelenti, hogy a fény nagyjából 675 millió évet utazott bolygónkig.

Sajnos így a fenti kérdéseimre egyelőre nem tudtam meg a választ. Bármi is legyen az ott a felvételen, megfogott, elgondolkodtatott és kutakodásra késztetett. Az ilyen és ehhez hasonló dolgok miatt is érdemes művelni az amatőrcsillagászatot.

Talán még egyszer visszatérek ez égnek erre a területére, de nem hamarabb, mint a következő kedvező láthatóságkor. Most egyelőre hagyom, hogy a nappali égre költözve láthatatlanná váljon egy félévre.

M108

m108-20140329-ttk

M108

2014-03-29 – Göd – 90 x 86 sec light és 15 x 86 sec dark

UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel

ASI 120MM monokróm kamera

Folytatva tavaszi túrámat az égbolton az M108-nál állítottam meg a távcsövemet, hogy felvételeket készítsek a Messier katalógus 40 galaxisának következő tagjáról, és még másról is, de erről majd kicsit később. Ez a galaxis eredetileg nem volt része a katalógusnak. Az első kiadás ugyanis mindössze az M1-től az M45-ig tartalmazta az objektumokat. A legvégső, Messier által kiadott lista, végül 103 objektumot sorolt fel. Későbbi korok csillagászainak köszönhető az, hogy ma 110 objektumot tartalmazó katalógusként ismerjük. Owen Jay Gingerich több csillagászattörténeti könyv szerzője, foglalkozott Charles Messier életével és munkásságával. Messier feljegyzéseiben talált két objektumot, melyeket Messier kollégája, Pierre Méchain fedezett fel. Ezek pedig nem szerepeltek Messier eredeti katalógusában, noha Méchain révén tudott róluk. Ez a két galaxis a NGC3556 és NGC3992 katalógus számon volt ismert az NGC-katalógusban. Gingerich kutatásainak köszönhetően, így az NGC3556 M108-ként, az NGC3992 M109-ként került be utólag a katalógusba.

A Nagy Medve csillagképben, a Marek (Béta UMa) nevű csillagtól alig másfél foknyira található a galaxis. Az említett csillagot nagyon könnyen beállíthatjuk távcsövünkben, hogy innen tovább evezzünk az M108 irányába. Maga a galaxis 10.1 magnitúdós, roppant halvány a Messier objektumok között. Ahhoz, hogy foltos részleteit vizuálisan feltárja az én 10 cm-es műszeremnél mindenképpen nagyobb távcsövet és az aznap esti égnél sokkal tisztább, átlátszóbb, és igazán sötét eget javaslok. Az én műszeremben csak egy halvány, hosszúkás foltként mutatkozott meg ezen az éjjelen. A galaxisnak nem volt éles pereme, és bár a közepe felé folyamatosan fényesedett, nem volt egy egyértelmű csúcspont, nem látszott magszerű képződmény. Kisebb nagyítással, és megfelelő látómezővel nagyszerű párost alkot a Bagoly-köddel (M97), ugyanis távolságuk 48 ívperc. Csak az okuláron keresztül szemlélhettem a látványt, ugyanis kamerámmal a látómező durván 30 ívperc, így nem kerülhettek egy felvételre. (Később, egy másik kamerával sikerült valóra váltani ezt a vágyamat, és elkészítettem az M108 és az M97 közös fotóját.)

A kamerával természetesen nem versenyezhet az emberi szem. A fotón már szépen megmutatkozik a galaxis síkja mentén végigvonuló, kusza porsávok szerkezete, és a fényes csillagkeletkezési régiók világító felhői. A fények és árnyékok e játéka a galaxisban, foltokként láthatóak egy nagyobb távcsőben jó égen, ha nem is ilyen élesen.

Az M108 tőlünk való távolsága 45 millió fényév. Az Ursa Major Csoportnak egyik legfényesebb és legnagyobb tagja. A Tejútrendszert is tartalmazó Lokális Csoportnál néhányszor nagyobb ez a galaxis csoportosulás, és ahhoz hasonlóan gravitációsan, a nemrég felfedezett Laniakea szuperhalmazhoz kötődik. (A Laniakea szuperhalmazról részletesebben is írtam az NGC891 galaxisról szóló leírásomban.)

Lokalis_Csoport_koruli_halmazok

A szomszédságunkban elhelyezkedő galaxishalmazok, galaxis csoportosulások térbeli helyzete.

Ha már az Ursa Major halmazt a mi Lokális Csoportunkhoz hasonlítottuk, akkor hasonlítsuk össze az M108-at és a Tejútrendszert. Keressünk hasonlóságokat, és különbségeket.

Vajon egy súlycsoportba tartoznak? A rendelkezésünkre álló kutatási eredmények szerint a két galaxis mérete nagyjából azonos. Kettő 100000 fényév átmérőjű spirál galaxisról van szó tehát. De mi a helyzet a tömegükkel? Az M108 tömege csak valahol a Tejút tömegének harmada és fele között lehet.  A mi galaxisunk jóval robusztusabb.

A központi fekete lyukak területén viszont az M108 elviszi a pálmát, ugyanis nemcsak a Tejút büszkélkedhet egy hatalmas tömegű (kb. 4 millió naptömeg) fekete lyukkal a magjában. A Chandra űrtávcső röntgen tartományban történt megfigyelései alapján az M108-nak is van ilyen. Méghozzá durván 6-8-sor nagyobb a tömegű a miénknél. Becslések szerint ez a behemót 24 millió naptömegű. Ezzel a tömeggel a központi fekete lyukak között a középkategóriába tartozik.

Ezzel még nem merítettük ki azonban ennek a majdnem éléről látszó galaxisnak és a Tejútnak a hasonlatosságait. Mind a két galaxis küllős spirál galaxis. Az M108 típusa SB(s)cd. Hogyan nézhet ki egy ilyen küllős spirál galaxis, ha nem az éléről látnák? Ehhez Adam Block az NGC578-ról készült felvételét hoznám fel példának.

ngc578_SB_s_cd_example-Adam_Block

Az NGC578 Adam Block felvételén, mely szintén egy SB(s)cd morfológiai besorolású galaxis.

Valami hasonló képet mutatna az M108 is, ha nagyjából merőlegesen látnánk rá.

Még 1979-ben a Tejútrendszer HI (atomos hidrogén) területeinek a 21 cm-es hullámhosszon történt felmérése közben fedeztek fel a galaxis síkjától távolodó szálas szerkezeteket. A felmérést a Nagy Magellán-felhőben a hatvanas években talált hatalmas HI üregek miatt végezték el. Ahogy folytatták a kutatásokat a Tejútrendszerben, találtak újabb alakzatokat, melyek legtöbbször táguló üregekre, héjakra, hurkokra emlékeztettek. A legtöbbször az angol nyelvű szakirodalomban összefoglalóan csak HI supershell (HI szuperhéjnak) nevezik ezeket. A 80-as évek közepétől világossá vált, hogy bizony más gázban gazdag spirál galaxis is rendelkezik ilyen, akár több 10000 fényév kiterjedésű folyamatosan táguló struktúrával. Ez a méret igen jelentős az egyes galaxisok átmérőjéhez képest. Innentől kezdve folyamatosan keresték az újabb, és újabb jelölteket. Találtak is bőven. Egyetlen probléma volt csak és van a mai napig is, hogy pontosan megmagyarázzák mik is ezek. Az elképzeléseknek se szeri se száma. Egy biztos, hogy szuperhéjak tágulásukhoz hatalmas energia szükséges. Van olyan elképzelés, hogy az intergalaktikus térből beáramló gáz és a galaxis kölcsönhatása a hajtómotor. Vannak, akik heves csillagkeletkezés hatásának tudják be, melyek később nagyszámú szupernóva robbanást generálnak. Szerintük ezek fújják a hatalmas héjakat és alakítják a struktúrákat. Mások szerint az aktív galaxisokra jellemző rádió jet a felelős ezért. Ezen elmélet szerint ez az aktivitás időszakos, periodikus. Így nem kell feltétlenül ilyen aktív jet-et tetten érnünk akkor, amikor ezeket a hatalmas héjakat megfigyeljük. Ezen elmélet kidolgozói úgy vélik, hogy ez a periodikusság a különböző buborékok korában is tetten érhető. Vannak, akik szerint gamma felvillanások (GRB) közben felszabaduló energia indítja el a buborékok tágulását. A kérdés még ma sem tisztázott, de azt sejtik a kutatók, hogy a galaxisok fejlődésében nagy jelentőséggel bírnak ezek a képződmények. Az M108 maga is rendelkezik hatalmas szuperhéjakkal. Maga a galaxis elszigetelt. Ez azt jelenti, hogy nincs olyan galaxis, amivel éppen kölcsön hatna úgy, hogy ez befolyásolja a benne megfigyelhető jelenségeket. A hatalmas héjak létrejöttét, fejlődését egyedül maga a galaxisban lejátszódó események befolyásolhatják csak. Ráadásul majdnem pontosan éléről látunk rá az M108-ra, mely révén sokkal könnyebben nyomon követhető a héjak mozgása a csillagvároson belül. Ennek köszönhetően e héjak kutatói előszeretettel választják ki célpontnak. Így vált az évek során az M108 a HI szuperhéj kutatások egyik fontos „csataterévé”. Átnézve a különböző tanulmányokat azt lehet elmondani, hogy egyik elmélet sem magyarázza meg pontosan, az összes ilyen szuperhéj létezését és viselkedését magában az M108-ban. Van olyan, ami egyértelműen csillagkeletkezési területekhez köthető, de vannak olyan nagyobb, kiterjed HI struktúrák, amelyek nem. Erre pár tanulmány szerzője fel is hívja a figyelmet. További megfigyelésekre van szükség. Így lehet csak majd a teóriákat megerősíteni vagy megcáfolni. Ez az, ahogy a modern tudomány működik. Megfigyelésekre alapoz, felépít egy modellt, majd ellenőrzi azt, hogy összecseng-e más megfigyelésekkel. Illetve megpróbálja tetten érni a modell jóslatait. Egy biztos a hatalmas táguló gázhéjak jelen vannak ezekben a galaxisokban, és a kutatóknak még bőven adnak majd munkát a jövőben.

Ezt a munkát azonban meghagyom a szakembereknek, én csak egyszerűen tovább gyönyörködöm az ég csodáiban, és igyekszem követni az ezekkel kapcsolatos kutatásokat a magam műkedvelő szintjén.

Kvazárok és távoli aktív galaxis magok

Még az M51-ről készült felvételemhez írt cikkben elmélkedtem arról a kérdésről, hogy mi milyen messze van. Csak emlékeztetőül ott a következővel kezdtem az eszmefuttatást:

Kisfiam tett fel egyszer egy érdekes kérdést: Apa, meddig látunk el a távcsöveddel? Érdekes kérdés, és nem lehet rá egyszerűen válaszolni. Őszintén érdeklődő gyermeki kérdés ez, és nem tudtam elintézni egyetlen mondatban. Pedig nagyon igyekeztem, mert a gyermekek másik jellemző vonása, hogy a túlságosan bonyolult messziről induló válaszok esetén hamar elvesztik azt a bizonyos érdeklődésüket.

A kérdés már egy jó ideje ott bolyong a fejemben. Talán azért, mert erre a kérdésre nemcsak ő, hanem én is szeretném tudni a választ, talán már gyermekkorom óta. A kérdés inspirált, és elkezdtem vizsgálni annak a lehetőségét, hogy miként örökíthetnék meg minél távolabbi, és távolabbi objektumokat a saját amatőrcsillagász felszerelésemmel.

Több felvételemen is láthatóak háttérben galaxisok a kiszemelt célpont mellett, melyek sok esetben az adott objektumnál, legyen az akár egy galaxis, sokkal messzebb vannak. Például ezen a felvételen maga az M108 45 millió fényévre van, míg akár 500 vagy 800 millió fényévről is látszanak halványan galaxisok. A még távolabbiak fénye azonban, lassan belevész a háttérbe. Ha ennél is távolabbra szerettem volna tekinteni a kertemből, valami nagyon nagy energiakibocsájtással rendelkező égitestet kellett választanom. Szerencsére a világegyetem, rendelkezésemre bocsájtott ilyen távoli roppant fényes világítótornyokat a kvazárok és aktív galaxis magok képében.

A kvazárok története 1962-ben kezdődött Maarten Schmidt munkásságának köszönhetően, aki a 3C 273 rádióforrást csillagszerű objektumokként azonosította. Később újabb, és újabb ilyen azonosítások következtek, amikor a csillagászok elkezdték a rádióforrások optikai tartományban történő keresését. Jó pár rádióforrás helyén egy furcsa kékes színű csillagot találtak. Angol elnevezésüket is ennek köszönhetik: quasi-stellar radio source, magyarul csillagszerű rádióforrások, melyet később már csak a rövidített quasar formában használtak. Nyelvünkben fonetikusan honosodott meg: kvazár. Az igazi meglepetés akkor következett, amikor megállapították, hogy a galaxisunkon túl, hihetetlen távolságban vannak. A színképekben tapasztalt vörös eltolódás mértéke ugyanis igen nagy volt. Ez azzal magyarázható, hogy a világegyetem tágulásának köszönhetően ezek az objektumok hatalmas sebességgel távolodnak tőlünk. A Doppler-effektus pedig a vörös szín irányába tolja a vonalakat.  A távolódás sebességének mértéke pedig a távolsággal arányos (Hubble-törvény), így ezeknek az objektumoknak több milliárd fényéves távolságban kellett lenniük a számítások szerint. Ebből pedig az következett, hogy óriási mennyiségű energiát sugároznak ki, méghozzá csillagászati értelemben roppant kis területről.

A kvazárok az optikai tartományban sajátos spektrumokat mutatnak, így később már rádióforrás nélkül is elkezdtek rájuk vadászni a kutatók. Kiderült, hogy nem is minden kvazár sugároz a rádió tartományban. Valójában csak 10% az, ami igen. A kvazár szót azonban továbbra is megtartották. Pontosabban bevezették a rádió tartományban csendes kvazár, angolul radio-quiet quasar (RQQ) kifejezést is.

Kiderült továbbá, hogy színképük alapján rokonságban állnak a Seyfert galaxisokkal, melyek aktív galaxis maggal (Active Galactic Nucleus – AGN) rendelkeznek, sőt a rádió galaxisok, és a blazárok is ennek a családnak a tagjai. A ma elfogadott modellek szerint a felsorolt objektumok magjában egy szupermasszív központi fekete lyuk található, melynek tömege a pár milliótól több milliárd naptömegig terjedhet. Ezek a fekete lyukak próbálják elfogyasztani a környezetükben található anyagot. Az étekként szolgáló anyag akkréciós korongot formál, melyet kívülről sűrűbb lassabban keringő gázfelhők vesznek körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog, és felhevül. A mozgási energiájának pedig egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Továbbá a mozgási energia egy része biztosítja a töltött részecskék relativisztikus (közel fénysebességre) történő gyorsítását. Az akkréciós korongra merőleges, a forgástengellyel párhuzamosan plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyben az említett részecskék kifelé haladva spiráloznak, miközben szinkrotonsugárzást bocsájtanak ki. A jet-ek mérete hatalmas is lehet, elérhetik akár a több millió fényévet is. Ehhez képest maga a belső szerkezet, vagyis a korong és az azt körülvevő gázfelhők fényéves nagyságrendbe esnek. Emlékeztetőül a Tejútrendszer átmérője 100000 fényév.

Az, hogy a galaxis magját miként látjuk, milyen objektumként soroljuk be, attól függ csak, hogy a jet milyen irányba mutat. Leegyszerűsítve, ha pontosan felénk mutat az egyik jet, akkor blazárként jelenik meg az objektum. Ha a jet szöge egy kisebb szöget zár be a látóirányunkkal, akkor kvazár vagy Seyfert I típusú galaxis figyelhető meg.  Amennyiben oldalról látjuk a jet-et, akkor rádió galaxisként, vagy Seyfer II típusú galaxisként észleljük.

agn_tipusok

A dolog ennél azért összetettebb, de erre most itt nem térnék ki. A lényeg, hogy azonos motor működteti ezeket az aktív galaxis magokat, melynek során oly hatalmas mennyiségű energia szabadul fel, hogy a kertből egy amatőr felszereléssel milliárd fényévekről esélyem lehet elcsípni a sugárzásukat.

Átnéztem a tél végén, tavasszal észlelhető kvazárok listáját. Sokáig kerestem a megfelelőt. Egy kvazár mégis mindössze csak egyetlen halvány csillagocska felvételen. Persze így is büszke tulajdonosa lehetek egy felvételnek, melynek egyik pontjára akár milliárd éveket is utazott a fény. Ez azért mégiscsak izgalmasan hangzik! De hogyan lehetne az izgalmakat tovább fokozni? Arra gondoltam, hogy átnézem észlelési terveimet, és kiválasztok egy olyan objektumot, amit egyébként is meg szerettem volna valamikor örökíteni, továbbá van legalább egy kvazár, vagy AGN a közelében. Kritérium volt még az is, hogy magasan látszódjon a horizont felett az objektum, hogy a légkör és fényszennyezés hatása kevésbé érvényesüljön. Így tavasszal a Nagy Medve csillagkép és környezete nagyszerűen megfelel ennek a kritériumnak, legalábbis az észlelőhelyemről. Továbbá ebben az irányban szabadon kilátunk a galaxisunkból. Így végül innen választottam jelölteket a listámról. Már csak át kellett néznem egyenként a környezetüket, hogy akad-e ott kvazár vagy AGN. Korábbi felvételeim során szerzett tapasztalataim alapján kizártam azokat, melyek 19 magnitúdósak vagy annál halványabbak voltak. A legnagyobb égterület, amit felszerelésemmel meg tudok örökíteni, 30 ívperc alatt van egy kicsivel. Végül az M108 mellett döntöttem, mert ott annak esélyét is megláttam, hogy a 10 magnitúdós galaxis mellett be tudok cserkészni négy ilyen roppant távoli objektumot is a távcső megfelelő beállításával, és még a galaxis is középre kerül. Sikerült is lefotóznom mind a négyet.

 m108-20140329-ttk-qso-rqq-agn

Objektum magnitúdó z (vöröseltolódás) visszatekintési idő típus
SDSS J111036.95+555144.1 18.2 1.351418 +/- 0.000461 8.7 milliárd év QSO
SBS 1107+557 18.3 0.392637 +/- 0.000353 4 milliárd év AGN1
SBS 1108+560 16.9 0.768267 +/- 0.000359 6.5 milliárd év AGN1
SDSS J111132.12+553240.2 18.6 1.003890 +/- 0.000524 7.5 milliárd év RQQ

A z a mérhető vörös eltolódást jelenti. A visszatekintési idő pedig, amennyi év alatt a fény elért hozzánk. A legközelebbi csillagról a fény 4 év alatt ér ide, azaz mondhatjuk azt, hogy távolsága 4 fényév. Hasonlóan, kiszámíthatjuk, hogy egy z vöröseltolódású galaxisból kibocsátott fény mennyi ideig utazott, ami a fényidőtávolság, vagy visszatekintési időből származó távolság definiálását teszi lehetővé.

Anélkül, hogy az olvasónak bármit is kellene erről tudnia, de persze szabadon utánanézhet, a távolság kiszámításánál a kozmológiai korrekcióban a következő értékek kerültek felhasználásra: H = 73.00 km/sec/Mpc, Ωmatter = 0.27, Ωvacuum =  0.73

(A kozmológiában egy vöröseltolódáshoz többfajta távolság típus tartozik. Erről Dr. Kiss László írt egy remek összefoglalót pár éve az MCSE oldalán.)

Aznap este sikerült lencsevégre kapni a gyönyörű M108-at, de megörökítettem még két aktív galaxist (AGN1), egy rádió tartományban csöndes kvazárt (RQQ), és egy kvazárt (QSO).

Had válaszoljak hát fiam kérdésére most tényleg egy mondatban. Ha az objektum elég fényes, akkor 8.7 milliárd fényévre is ellátok. A fény, amikor útjára indult onnan, a Föld még csak nem is létezett, és én ezt a fényt most rögzíthettem.

M51 (Örvény-köd) és az NGC5195

 m51-20140327-ttk

M51 (Örvény-köd) és az NGC5195

2014-03-27 – Göd – 90 x 55 sec light és 15 x 55 sec dark

UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel

ASI 120MM monokróm kamera

M51-LRGB-20140427-TTK

M51 (Örvény-köd) és az NGC5195

2013-03-27 – Göd – 90 x 55 sec light és 15 x 55 sec dark

és

2014-04-27 – Göd – 62 x 55 sec R, 63 x 55 sec G, 54 x 55 sec B és 15 x 55 sec dark

UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

Ritkán szoktam ilyen kifejezéssel élni egy égi objektum esetén, de az M51 (NGC5194) az égbolt egyik ikonikus galaxisa. Egyszer érdemes lenne egy felmérést végezni, hogy a csillagászati könyvek mekkora százalékában szerepel a fotója. Amennyiben lesz egyszer időm, akkor végignézem a polcomon sorakozó nagymennyiségű könyvet, és elkészítem a saját statisztikámat. Nagy összegben mernék fogadni, hogy jelentős százalékról lehet szó. Arra is nagyobb összeget mernék tenni, hogy a nem kimondottan csillagászati érdeklődésű, de azért a tudomány iránt fogékony emberek közül a legtöbben már látták a fotóját. A galaxis bizonyosan igen előkelő helyet foglal el az amatőrcsillagász bakancslistán is. Egy objektum, ami a legtöbbünknél a látni kell, észlelni kell kategóriába tartozik. E fotó elkészítésének egyik fő mozgatórugója is ez volt. De azért volt ott más is.

A tavasz közeledtével a Nagy Medve (Ursa Major) csillagkép, és ennek részeként, a Göncölszekér egyre magasabbra emelkedik az esti égen. Kitűnő lehetőséget biztosítva, hogy megfigyelhessük azt a sok égi csodát, ami ebben és a környező csillagképekben található. Azért hangsúlyoztam ki a környező csillagképeket, mert az M51 nem a Nagy Medve csillagkép, hanem a Vadászebek (Canes Venatici) területén helyezkedik el. Azonban én mindig a Göncölszekér rúdjának a végétől (Éta UMA), arab nevén az Alkaid nevű csillagtól szoktam elindulni, a Vadászebek legfényesebb csillagának, a Cor Caroli-nak az irányába. Innen ugyanis alig 3.5 fokra található nagyjából az előbb említett egyenes mentén. Könnyen ráakadhatunk, mert már a 9×50-es keresőtávcsövemben is látható a 8.4 magnitúdós galaxis sejtelmes halvány pacaként. Tehát akár binokulárral is felkereshetjük megfelelően sötét ég alatt, de arra ne számítsunk, hogy már egy ekkora távcsővel is megcsodálhatjuk a spirálkarokat. Inkább kisebb halvány ködösség formájában fog megjelenni. Vizuálisan az én 10 cm-es távcsövemmel már látszik ködös kiterjedése. Az alakja határozott, de pereme beleolvad az égi háttérbe. Régebben sokat észleltem Ráktanyán egy 44.5 cm-es Dobson távcsővel, melyet Szitkay Gábor jólelkűségének köszönhetően használhattunk a hegyen. Ej, mennyi különleges mély-ég csodát megmutatott ott Bakos Gáspár nekem, miközben én változócsillagokat észleltem. De visszatérve az eredeti témához, emlékszem, hogy a sötét égen ebben műszerben miként pompáztak az M51 varázslatos spirálkarjai, és hogy látszott az egyértelmű összeköttetés a galaxis és társa között. Rendelkezzünk akármekkora műszerrel, könnyű azonosíthatósága miatt bátran ajánlom az égbolttal csak most ismerkedőknek a felkeresést, mert az önmagunknak való felfedezés örömét élhetjük át, még akkor is, ha nem mi vagyunk az elsők.

A galaxis felfedezője Charles Messier, akinek katalógusában az 51-es sorszámot kapta. Messier saját maga 1773. október 13-án talált rá az égbolton. Az NGC5195-re, az M51 társára, azonban csak évekkel később (1781) akadt rá Pierre Méchain. Ő Messier-vel közösen végezte az égbolt átfésülését üstökösök után kutatva, és katalogizálva azokat a mély-ég objektumokat, melyek összetéveszthetőek voltak a csóvás vándorokkal. Az ő műszereik még nem mutatták meg az objektum igazi arcát. Az csupán ködös foltokként jelent meg a távcsőben. William Parsons, ismertebb nevén Lord Rosse volt, aki felismerte spirális szerkezetét a XIX. század derekán. Ez az objektum volt a spirális ködök csoportjának elsőként megtalált képviselője.

m51-lord_rosse

Lord Rosse (William Parsons) rajza az M51-ről.

A XIX. században egészen a XX. század elejéig vita tárgyát képezte, hogy mik is pontosan ezek az objektumok és hol helyezkednek el. A kérdést végül 1926-ban Edwin Hubble döntötte el, amikor Cepheida változókat sikerült azonosítani eme spirális ködökben. Az említett változók periódus és fényesség relációját felhasználva megállapította, hogy bizony ezek a Tejútrendszeren kívül elhelyezkedő önálló távoli csillagvárosok, galaxisok.

Egy pillanatra álljunk itt meg. Kisfiam tett fel egyszer egy érdekes kérdést: Apa, meddig látunk el a távcsöveddel? Őszinte gyermeki kérdés, és nem tudtam egyetlen mondatban válaszolni. Megint az attól függ kezdetű mondattal láttam neki a magyarázatnak és igyekeztem rövidre és érthetőre fogni. Ez többé-kevésbé sikerült csak. Tényleg, milyen messze tekintünk akkor, amikor az M51-et beállítjuk a távcsőben?

Gondolhatnánk, hogy erre a tudomány egzakt választ ad napjainkban, amikor már közel 100 éve Hubble megállapította, hogy a galaxisok túl vannak a Tejútrendszer határain. Hiába vannak gyakran egymásra épülő távolság meghatározási módszerek a csillagászok kezében, erre nem tudunk tökéletesen pontos választ adni még ma sem. Az egyes módszerek némileg eltérő eredményeket adnak. Ezen módszerek tökéletesítése és azok kalibrációja folyamatos munkát ad a csillagászoknak, és a szakemberek meg is tesznek mindent, hogy megalkothassák a „kozmikus méterrudat”.

Valójában különböző távolságmérő rudak sokaságáról kell beszélni. Különböző távolságskálán más és más módszer használható. Szerencsés esetben kettő vagy több módszer átfed egy adott távolságot lehetőséget adva a módszerek, illetve távolságindikátorok pontosítására, kalibrációjára. Az egyik legalapvetőbb mérési eljárás a trigonometrikus parallaxis. Többször megmérve egy viszonylag közeli csillag pozícióját egy év folyamán azt tapasztaljuk, hogy az megváltozik. A csillag elmozdulni látszik a távolikhoz képest. Az elmozdulás ciklusa pedig pontosan egy év, ami alatt a Föld egyszer megkerüli a Napot. A Föld ugyanis egy nagyjából 300 millió kilométeres nagytengelyű ellipszis pályán mozog, és kissé más irányból nézünk a csillagot a pálya különböző pontjain. Az égi látszólagos elmozdulás szögét megmérve, a Nap és Föld távolságot ismerve, kiszámolható a csillag távolsága trigonometrikus alapismeretek birtokában.

parallaxis

Az évi parallaxis jelensége.

A csillagászatban a fényév helyett éppen ezért vezették be a parszek (pc) távolsági egységet. 1 parszek 3.26 fényév. Egy parszek (pc) távolságra van tőlünk az az objektum, melyből merőleges rálátás esetén a földpálya sugara éppen 1 ívmásodperc szög alatt látszik.

A módszernek az szab határt, hogy mekkora a legkisebb szög, amit még ki tudunk mérni. A Földön a légkör is akadályt gördít elénk, így 1989-ben pályára állították a Hipparcos űreszközt mely 120000 csillag parallaxisát mérte meg nagy pontossággal, és még további egymillió csillagról gyűjtött adatokat. A Hipparcos 0.001 ívmásodperc pontossággal tudott mérni. 2013 decemberében sikeresen felbocsájtották a Gaia űrszondát. Ennek az eszköznek 1 milliárd csillag pozíciójának megmérése és elmozdulásának detektálása lesz a feladata. A pontossága 0.000001 ívmásodperc. Ezerszer nagyobb, mint a Hipparcos szondáé volt. Pár éven belül rengeteg pontos távolság adat birtokában leszünk a Tejútrendszerben található csillagok esetében. A mérési módszerek „Szent Grálja” ez, ugyanis pusztán szögmérés, és nem egyéb asztrofizikai összefüggéseken, relációkon illetve tapasztalati összefüggéseken alapszik.

Ahhoz, hogy galaxisok távolságát megmondhassuk, további módszereken keresztül vezet az út. A teljesség igénye nélkül megemlítenék párat.

Itt van például a már fentebb is említett Cepheida változók periódus és abszolút fényesség relációja. A periódusból megkapható az abszolút fényesség. Ennek és a mért látszólagos fényesség birtokában a távolság megmondható. Ehhez csak ilyen változókat kell találnunk egy távoli galaxisban. Még a mai műszerekkel sem egyszerű csillagokra bontani a távolabbi galaxisokat. Van a Cepheida pulzáló változókkal egy másik probléma is. Ezek nagytömegű, és ezért rövid életű csillagok egyik fejlődési fázisát képviselik. Így csak olyan galaxisokban találhatunk ilyeneket, melyekben még ma is aktív csillagkeletkezés zajlik. Ezért például elliptikus galaxisokban erre nem sok esélyünk van. Itt más módszerhez kell folyamodnunk. Ebben az esetben a Cepheida változóknál kisebb tömegű, és ezért hosszabb életű csillagok egy késői fejlődési stádiumát jelentő RR Lyrea változócsillagok után kell kutatnunk. Az RR Lyrae váltózó csillagok a magjában már javában folyik a hélium szénné alakítása. Pulzációs periódusuk és abszolút fényességük között pedig reláció áll fent, így tökéletesek távolság meghatározására, akár csak a Cepheida változók. Az RR Lyrae típusú csillagok nem olyan fényesek, mint a Cepheida típusúak, így nehezebb azonosításuk, csak közelebbi elliptikus galaxisok esetén használhatóak.

A szupernóvák azonban roppant fényesek és messzire ellátszanak, és az Ia típusúak abszolút fényessége az őket létrehozó fizikai folyamatoknak köszönhetően állandó. Leegyszerűsítve nincs más hátra, mint a látszólagos fényességet megmérni, és már meg is tudtuk a távolságot. Ehhez azonban el kell csípnünk egy ilyen robbanást. Ezért (is) örülnek a csillagászok minden egyes extragalaktikus szupernóvának. Ezek ugyanis nagyban hozzájárulhatnak egy galaxis távolságának pontosításához.

Egy másik módszer a Tully-Fisher reláció használata (elliptikus galaxisok esetén nem használható, csak spirális és lentikuláris galaxisoknál), mely egy tapasztalati összefüggés a galaxisok luminozitása és a galaxis rotációs görbéjének amplitúdója között. A részletekbe nem nagyon elmerülve, arról van szó, hogy a viszonylag könnyen mérhető galaxison belüli sebességekből meghatározható a galaxis luminozitása, és ebből pedig távolsága. Ugyanis, a galaxis csillagainak dinamikáját a galaxis tömege határozza meg, mely pedig összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva a látszólagos fényesség ismeretében a távolság már meghatározható.

Elliptikus galaxisok esetén is van azonban egy tapasztalati törvény, melyet Faber-Jackson relációnak neveznek. Itt is az a lényeg, hogy valami viszonylag könnyen mérhető tulajdonságból következtetünk a galaxis távolságára. Az elliptikus galaxisok központi csillagainak látóirányú sebesség diszperziója spektroszkópiai módszerekkel (Doppler-effektus) meghatározható. Majd a Faber-Jackson tapasztalati relációt felhasználva megkapjuk a galaxis abszolút fényességét. Ebből és a látszólagos fényességből már meghatározható az elliptikus galaxis távolsága.

A felsorolásom közel sem teljes, és valójában csak egy rövid betekintést szerettem volna nyújtani a módszerek tárházába. Léteznek még további megfigyeléseken alapuló tapasztalati összefüggések is, illetve műszereink működéséből fakadó módszerek, például a felületi fényesség fluktuáció módszere, melyek felhasználhatóak a távolság meghatározására bizonyos esetekben. A téma iránt érdeklődök, bőséges szakirodalmat találhatnak az interneten, akár magyar nyelven is.

Ha több módszer is van, és ebből pár átfed közös tartományokat, akkor mégis mire fel a bizonytalanság? A legtöbb módszernek magának is van egyfajta bizonytalansága, hibája. A Cepheida változók esetén ez 7-15% attól függően, hogy milyen messze van a galaxis. Az Ia szupernóvák módszere az egyik legpontosabb, de itt is 5%-os hibával kell számolni. Mivel a legtávolabbi mérésekre használható módszerek a közelebbi távolságokra működőkre épülnek, azokhoz kalibráltak, így a statisztikai és szisztematikus hibák egymásra rakódnak. Nem kell hát csodálkozni azon, hogy a csillagászatban ritkán érhető el az a pontosság, mint a tudomány más területein.

Mielőtt a távolság kérdését lezárnám, büszkeséggel had említsek meg egy tanulmányt, mely sok magyar kutató nevével jegyzett: J. Vinko, K. Takats, T. Szalai, G. H. Marion, J. C. Wheeler, K. Sarneczky, P. M. Garnavich, J. Kelemen, P. Klagyivik, A. Pal, N. Szalai, K. Vida: Improved distance determination to M51 from supernovae 2011dh and 2005cs.

A szerzők az M51-ben történt két szupernóva robbanás alapján határozták meg a galaxis távolságát. Az egyik szupernóva 2005-ben (SN 2005cs) míg a másik 2011-ben (SN 2011dh) tűnt fel ebben a csillagvárosban. Ők eredményül 8.4 +/- 0.7 Mpc, vagyis 27.4 millió +/- 2.3 millió fényév értéket kaptak. Ez elég jól egyezik más módszerekből kapott távolságadatokkal. Meg kell jegyeznem azonban újfent, hogy más és korábbi módszerek eredményei ehhez az értékhez képest +/- 10 millió fényéves tartományban szórnak. Az M51 példáján keresztül is látszik, hogy a távolság meghatározása keményebb dió a csillagászatban, mint az ember azt elsőre gondolná.

Visszatérve az eredeti kérdésre, fiamnak ebben az esetben azt mondanám, kerülve a fenti hosszas eszmefuttatásokat, hogy az M51 nagyon durván 27 millió fényévre van. Ily messzire tekintettem aznap hajnali egy előtt nem sokkal. Ez irdatlan nagy távolság, azonban közelinek számít a látható világegyetem méreteihez képest. Szinte csak a nem túl távoli kozmikus szomszédhoz kukkantottam át.

A „szomszédban” pedig két ütköző galaxis, az M51 (NGC5194) és az NGC5195 látvány fogadja az észlelőt. Az M51-et találó néven Örvény-ködnek vagy Örvény-galaxisnak is nevezik. Mérete, a távolság adatok függvényében, valahol 50 és 75 ezer fényév körül lehet. Tömegét 160 milliárd naptömegre becslik. A két roppant határozott markáns spirálkar a központi régióból indul ki. Felépítése miatt a grand design spiral galaxy csoportba sorolják. (Igazán jó magyar fordítást még mindig nem találtam.) Ha alaposan szemügyre vesszük ezeket a karokat, akkor látható, hogy helyenként kissé torzultak, és igen aktív csillagkeletkezés zajlik bennük. Ezek a kisebb, és a találkozásnak köszönhetően rendkívül deformált NGC5195 gravitációs hatásának köszönhetőek. A két galaxis deformitásának mértéke alapján arra lehet következtetni, hogy az M51 jóval nagyobb tömegű a partnerénél. Az ütközés körülbelül fél milliárd éve kezdődött meg. A kisebb galaxis éppen távolodik tőlünk, miután keresztülhatolt az M51 látóirányunkra merőleges korongján. A gravitációs kapocsnak köszönhetően még visszatér majd, és megpróbál újra átkelni az M51 galaktikus síkján. Néhány 100 millió év múlva, és pár ilyen keringővel később az összeolvadás befejeződik majd.

De vizsgáljuk meg egy kicsit alaposabban mi is zajlik ebben a két galaxisban. Korábbi cikkeimhez hasonlóan itt is az elektromágneses spektrum különböző tartományaiban készült felvételeket hívom segítségül.

m51_xray

Az M51 (NGC5194) és az NGC5195 a röntgen tartományban – Chandra űrtávcső

A Chandra űrtávcső felvételén megfigyelhetőek a fekete lyukkal rendelkező kettős rendszerek (apróbb pöttyök), illetve a galaxisok magjában található nagytömegű központi fekete lyukak által kibocsájtott röntgensugárzás (két nagy fehér folt). Az, hogy az M51 magjában egy szupermasszív fekete lyuknak kell lennie, már az optikai tartományban készült felvételek alapján is sejthető. A mag roppant fényes. A saját felvételem készítésekor is úgy igyekeztem beállítani a kamera paramétereit, hogy a mag ne égjen be durván. Egy Seyfert II típusú galaxisról van szó, mely aktív galaxis maggal (Active Galactic Nucleus – AGN) rendelkezik. Ezen magok által kisugárzott nagymennyiségű energia, pedig egy ott elhelyezkedő szupermasszív fekete lyuk jelenlétével magyarázható. A képen látható halványabb kiterjedt foltok pedig felhevült gázfelhők, melyek a lágy röntgentartományban sugároznak.

m51-uv

Az M51 (NGC5194) és az NGC5195 ultraibolya tartományban – GALEX felvétele

Az ultraibolya tartományban készült felvételen jól látszik a spirális galaxisban nemrég megszületett nagytömegű forró kék csillagok sugárzása. Csillagászati értelemben ezek igen rövid ideig, mindössze pár millió évig élnek. Létezésük a most is zajló igen intenzív csillagkeletkezésnek a biztos jele. Ahogy fentebb is írtam, az M51-ben a heves csillagkeletkezés az NGC5195 gravitációs hatásának köszönhető. Érdemes megfigyelni, hogy az NGC5195 csak egy halvány vöröses foltocska. Szinte alig látszik. Ebben a galaxisban nem zajlik csillagkeletkezés. Ennek oka, az ehhez szükséges anyag hiánya, melyre két magyarázat kínálkozik. Valaha formás elliptikus galaxis volt, s mint az ilyenekben a csillagok gyártása már régen leállt. A másik lehetséges magyarázat, hogy az ütközésben elvesztette az ehhez szükséges készleteit.

m51-infra

Az M51 (NGC5194) és az NGC5195 az infravörös tartományban – Spitzer űrtávcső

Végezetül vessünk egy pillantást a Spitzer űrtávcső infravörös tartományban készült felvételére. A kék szín az idősebb hidegebb csillagok infravörös sugárzását jelöli. Míg a vörös a csillagászati értelemben meleg csillagközi por sugárzását jelöli. Így a vörös területek reprezentálják azokat a területeket, ahol a csillagok következő generációja fog megszületni az M51-ben. Itt is jól látható, hogy az NGC5195-ben már nincsenek csillagok keletkezésére alkalmas környezetek.

Ha nekem is szabad egy hasonlattal élnem, akkor az M51 és az NGC5195 olyan, mint Stan és Pan. Meglepően különböző karakterek, de együtt igen látványosat alakítanak.

2014. március 26/27. éjszaka

Már hetek óta vártam a megfelelő derültet, mígnem 2014. március 26-án 21 óra környékén kiderült. A felhők elvonultak végre, és csillagos eget hagytak maguk mögött. Villámgyorsasággal és hatalmas lelkesedéssel pakoltam ki a távcsövemet. Mire mindent beállítottam, és a távcső már csak a bevetésre várt, a semmiből megint felhők jelentek meg. Olyan érzésem volt, hogy mind a négy égtáj felől támadnak, majd a fejem felett összezáródott a felhőpaplan. Csalódottságom határtalan volt, ugyanis ezen a héten nem ez volt az első alkalom. Pár nappal korábban már alkalmam volt összerakni, majd 20 perccel később szétszedni a felszerelést. Aznap viszont nem így tettem. A házba beballagva hosszasan szemléltem a műholdfelvételeket. Elhatároztam, hogy várok. Bár egy roppant hosszú és fárasztó munkanap volt mögöttem, de nem adtam fel. Olvasással ütöttem el az órákat, miközben néha kikandikáltam. Éjfél után a felhők, ahogy jöttek, el is mentek. Az ég már közel sem volt olyan nagyszerű, volt valami furcsa opálossága. Vakargattam a fejem, mert az előre eltervezett célpont fotózása már kútba esett. Túl halvány volt ahhoz, hogy ilyen égen megpróbálkozzam vele. A Göncölszekér éppen a zenit közelében tartózkodott. Jött hát az elhatározás. Egyszer úgyis szerettem volna egy elfogadható fotót készíteni az M51-ről. Ott volt az a bizonyos amatőrcsillagász, vagy asztrofotós bakancslista. Az Örvény-köd egy látványos, viszonylag fényes és asztrofizikai szempontból is érdekes objektum. Most pedig a zenit közelében szinte kínálta magát hívogatóan. Ráfordítottam hát a távcsövet, készítettem pár próbafelvételt. Az ég nem volt igazán jó, ez a képeken is látszott, de hajlandó voltam kompromisszumot kötni a cél érdekében, és egy kicsit visszavettem az expozíciós időből. Megkezdtem a felvételek készítését, miközben azon töprengtem, mit is kellene majd írni erről a nagyszerű galaxisról és társáról. 90 darab nyers kép elkészítését adta nekem a sors, mert azután lehelet finom fátyolfelhők úsztak be az egemre.

Úgy érzem mégsem volt hiábavaló a virrasztás, mert jutalmam egy újabb megörökített nagyszerű objektum lett. Saját Messier katalógusom újabb taggal gyarapodott. Ez a kép közel sem biztos, hogy a végső változat. Talán exponálok még hozzá hosszabban is, talán készítek LRGB változatot. De annyi más érdekes látványt tartogat még az égbolt, így lehet, csak később térek vissza rá. Meglátjuk. Talán jöhetne a következő pont a bakancslistán.

2014. április 27/28. éjszaka

20 nap telt el úgy, hogy egyáltalán észlelésre alkalmas lett volna az éjszakai égbolt lakóhelyemen. Ezen a vasárnapon viszont végre szép volt az idő. Kellemesen sütött a nap, lehetett kertészkedni és a gyerekekkel játszani a kertben. A szél elég intenzíven fújt. Mókás volt, ahogy kislányom haját kócolta, de azért titkon reménykedtem, hogy napnyugtára elcsendesedik, az ég pedig derült marad.

Mivel már nem sötétedik korán, így nyugodtan csináltam végig az esti szertartást a három gyermekkel. Miután mindenki ágy közeli helyzetbe került, kipakoltam. Ujjongtam, mert derült maradt, és a szél is elállt. Mire azonban teljesen besötétedett, az átlátszóság durván leromlott. A nyugodtság korábban sem volt valami fergeteges. Nem volt más választásom, mint a pocsékká vált égen keresni egy célpontot megfelelő magasságban, és reménykedni benne, hogy a helyzet nem lesz rosszabb. Ekkor ötlött a fejembe, hogy talán itt lenne az ideje színeket adni az egy hónappal korábban készült M51 felvételemhez. Bármely más esetben, ha csak úgy este 11 körül kitekintettem volna az égre, akkor talán a felszerelést sem pakolom ki. Az ínséges idők után viszont igen elszánt voltam. Végül 62 darab R szűrős, 63 darab G szűrős és 53 darab B szűrős felvételt készítettem. Mindegyik expozíció 55 másodperces volt.

Az éjszakának több tanulsága is volt:

  • Végre nem kellet masszívan felöltözni. A 10 fok körüli hőmérsékletet szinte melegnek éreztem a korábbi hónapok éjszakáihoz képest.
  • Sose feledd megjelölni, és felírni a kamera állását egy felvétel után! Ez korábban elmaradt, és a végső képet nagyon meg kellett vágnom, mert az RGB felvételek elforogtak az L-hez képest. Erre mostmár valami alkalmatosságot is fogok eszkábálni.
  • A harmatsapka sem véd a végtelenségig. Hajnalra minden úszott, és a távcső objektívje elkezdett párásodni. Ezért készült összesen csak 53 darab B szűrős felvétel.
  • 2 óra alvás után nem túl vidám végigdolgozni egy napot.

Tanulságok ide, tanulságok oda. Körülmények ide, körülmények oda. Most azt gondolom, hogy megérte az élmény. E sorok írása közben már kipihentem egy kissé magam, így megint izgatottan várom az újabb derült eget.

Kívánok derült eget nektek is!