Az NGC5363 és NGC5364 galaxis páros – Az NGC5363 galaxis csoport

NGC5364-NGC5363-LRGB-20200513-T11-600s-TTK

Az NGC5364 spirál galaxis (balra) és az NGC5363 lentikuláris galaxis (jobbra) párosa

(Az NGC5363 galaxis csoportról készített fotóm kivágott részlete)

iTelescope.net T11 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI ProLine PL11002M CCD camera

A felvételek 2020-05-14 és 2020-05-20 között készültek – Új-Mexikó (Mayhill közelében) – 24 x 600 sec L (bin2), 10 x 600 sec R,G,B (bin2)

A Polaris Csillagvizsgálóban pár éve vettem át a „kisszakkör” vezetését, melyet a Magyar Csillagászati egyesület a 8-12 éves korosztály számára tart. A szakköri foglalkozásokra a tanévben szerdánként került sor. A COVID-19 helyzet miatt 2020 tavaszán a csillagvizsgálót is be kellett zárnunk. A sorozatnak így végé szakadt.

A tematikában éppen a galaxisok kerültek volna terítékre. Optimistán, bízva az újranyitásban, elkezdtem frissíteni a prezentációimat. Ezt egyébként is rendszerese megteszem, mikor felkészülök a következő foglalkozásra. A csillagászatban mindig vannak új eredmények és aktualitások. Mivel a szakkörök elmaradtak, így azokat az órákat arra használtam fel, hogy több anyagomat is átírtam, átszerkesztettem.

A gyűjteményemből nagyon hiányzott egy olyan illusztráció, ami szemléletesen megmutatja a spirál galaxisok és a lentikuláris/elliptikus galaxisok közötti különbségeket. Mindezt egyetlen fotón, hogy ne kelljen a diák között oda-visszaváltani. Ekkor merült fel bennem, hogy miért ne választhatnék olyan célpontokat a következő digitális észleléshez, ami egyben megfelel ennek az elvárásnak. Miért ne készíthetnék magam is ilyen asztrofotót?

Már csak a megfelelő jelöltet kellett kiválasztanom. Ebben nagy segítségemre voltak saját jegyzeteim, melyeket a korábbi megfigyelésekhez írt cikkekhez készítettem. Nem mindig használom fel ezeket az anyagokat, de gyakran merítek belőle újabb ötleteket. Most is így történt.

Merre találhatók ezek a galaxisok? Mit érdemes tudni róluk? Ismerkedjünk meg először röviden a Kozmosz legnagyobb struktúráival, hogy el tudjuk helyezni a látottakat!

Galaxishalmazok és kozmikus ritkulások

A világegyetem nagy léptékű szerkezete leginkább kusza pókhálóra hasonlít. A galaxisok, galaxis csoportosulásokba, galaxishalmazokba, szuperhalmazokba tömörülnek e gigantikus szálak mentén.

Ezek a definíciók a halmaztagok között lévő gravitációs kapcsolaton alapulnak, melyek különböző skálán működnek. A galaxis egy gravitációsan kötött rendszer. Gáz, por és csillagok milliói vagy milliárdjai alkotják. Ezt hierarchiában a galaxiscsoportok követik, melyek általában néhány tucat tagot számlálnak. A több száz vagy ezer galaxist tartalmazó galaxishalmaz egy ennél is nagyobb gravitációsan kötött objektum, ahol a kölcsönös vonzóerő elég erős ahhoz, hogy még a kozmikus tágulás sem fogja majd eltávolítani egymástól a galaxisokat.

A legközelebbi masszív galaxishalmaz a Virgo galaxishalmaz. Távolsága 16.5±0.5 Mpc (Mei és mások – 2007), vagyis 54 millió fényév. Becslések szerint 1500-2000 tagot számlál, melyek az égbolt közel 8 fokos területén oszlanak el. A halmaz átmérője 4.4 Mpc, ami 14.3 millió fényévnek felel meg (Fouqué és mások – 2001). Ez alig valamivel nagyobb, mint a Tejútrendszerünkkel együtt nagyjából 50 galaxist magában foglaló Lokális Csoport mérete, ami körülbelül 3 Mpc (10 millió fényév). Azonban, míg eme utóbbi tömege 2.3±0.7×1012 M (Peñarrubia és mások – 2014), addig a Virgo halmazé 1.2×1015 M (Fouqué és mások – 2001). Nagyságrendnyi különbségről van tehát szó. Nagyjából 2 billiónyi naptömeg az 1 billiárdnyi naptömeggel szemben. A Virgo halmaznak három, egyértelműen azonosítható alcsoportja is van. Ezek középpontjában az M87, az M86 és az M49 galaxis helyezkedik el. Valószínű, hogy a halmazt még mindig a formálódása közben figyelhetjük meg.

Galaxy-Clusters-around-the-Local-Group

Galaxis csoportok és galaxishalmazok a Lokális Csoport közelében.

Szerző: Andrew Z. Colvin

Az egymáshoz közeli csoportok és halmazok – melyek mindegyike gravitációs kötésben van –, egy még nagyobb struktúra gravitációs vonzásának hatása alatt állnak. Csakhogy, ott a gravitáció vonzó hatása már eltér a gravitációsan kötött rendszer csillagászati definíciójától. Ezeket hívják a csillagászok szuperhalmazoknak, melyek a világegyetem legnagyobb, galaxisokat tömörítő struktúrái.

Valójában nem is olyan egyszerű behatárolni ezeket. Évekkel ezelőtt még úgy gondolták a csillagászok, hogy a Lokális Csoport, és közel 100 másik halmaz és csoport is, a 100 millió fényév kiterjedésű Virgo Szuperhalmaz része. (Az elnevezést a legnagyobb tömegű tagja, a Virgo halmaz után kapta.) Kiderült azonban, hogy ez csak a jéghegy csúcsa. Ezek a halmazok együtt, még egy ennél is jóval nagyobb, és jól behatárolható struktúra részesei.

2014. szeptember 4-én jelent meg az a cikk a Nature-ben, melyben Brent Tully (University of Hawaii) és kutatócsapatának 8000 galaxis mozgásának megfigyelésén alapuló kutatási eredményét közölte. Az Ősrobbanás óta táguló világegyetem globális hatását figyelembe véve korrigálták a mért eredményeket, és ebből megkapták, hogy miként hatnak pusztás a galaxisok gravitációsan egymásra. Egy háromdimenziós térképet alkottak, mely teljesen újradefiniálta a szuperhalmazok fogalmát. A földrajzban is ismert vízválasztó vonalakhoz hasonló analógiával élve, a galaxisok csoportjai különböző gravitációs vonzócentrumok irányába igyekeznek, akárcsak a víz egy vízválasztó vonal két oldalán. Jól elhatárolható felületek vannak a világegyetemben, melyek egyik oldalán az egyik, míg a másik oldalán egy másik ilyen vonzócentrum felé mozognak a galaxisok, illetve azok csoportosulásai.

Mintegy 100 ezer társával egyetemben Tejútrendszerünk, a közel 160 Mpc (520 millió fényév) kiterjedésű Laniakea vagy más néven a Lokális szuperhalmazhoz tartozik. E szuperhalmaz összes galaxisa, legyen az magányos, vagy valamilyen kisebb csoport, esetleg népes halmaznak a tagja, mind a „Nagy Vonzó” („Great Attractor”) felé mozog. Tehát, a Lokális Csoport éppúgy részt vesz ebben a kozmikus áramlásban, mint a masszív Virgo halmaz.

A Laniakea szuperhalmaz. Azokat a filamenteket (szálakat), melyek mentén a galaxisokat összegyűjtötték a szerzők, és amely mentén a galaxisok együtt mozognak, halványkék színnel lettek jelölve. A vörös és fekete galaxisok különböző áramlásokhoz tartoznak. A videóban a Tejútrendszerünk van az origóban (zöld pötty), mely a feketével jelölt áramlásban vesz részt. Mint az látható, mi az ekképpen definiált Laniake szuperhalmaz külső peremén lakunk. A Lokális szuperhalmazban pedig különböző színekkel jelölték azokat a területeket, ahol a galaxisok sűrűbb, historikus csoportosulásai találhatók. Évtizedeken keresztül a csillagászok úgy vélekedtek, hogy mi a zöld régióval jelölt szuperhalmaznak vagyunk a részei. De kiderült, hogy ez is csak „kis szelete” valami sokkal nagyobbnak. A Laniakea hawaii nyelven mérhetetlen mennyet, mérhetetlen eget jelent. Ezzel az elnevezéssel próbálták a kutatók érzékeltetni, hogy milyen hatalmas struktúráról is van szó a világegyetemben. A 2014-ben Tully és kutatótársai által bevezetett új szuperhalmaz fogalom sokkal egyértelműbbé tette, hogy hol találhatóak eme grandiózus kozmikus képződmények határvonalai.

Forrás: R. Brent Tully, Helene Courtois, Yehuda Hoffman és Daniel Pomarède (Nature, vol 513, number 7516, p71 – 4 September 2014)

Laniakea-supercluster-TULLY

A Laniakea szuperhalmaz, és az új definíción (a galaxisok konvergáló mozgásán) alapuló, a Laniakea-t körülvevő szuperhalmazok. A kék pötty a Tejútrendszer pozícióját jelöli a szuperhalmazban.

Forrás: R. Brent Tully, Helene Courtois, Yehuda Hoffman és Daniel Pomarède (Nature, vol 513, number 7516, p71 – 4 September 2014)

A galaxisok, galaxishalmazok, szuperhalmazok kusza rostos hálózata mellett, legalább annyira érdekesek az ezeket elválasztó hatalmas ürességek. Azt is mondhatjuk, hogy a Univerzum buborékos szerkezetű, melynek „falain” helyezkednek el a galaxisok, illetve a korábban említett halmazok, szuperhalmazok. Pontosabb azonban, ha ezeket az ürességeket, inkább ritkulásoknak (Cosmic Void) nevezzük. A Világegyetem ezen területei ugyanis nem teljesen üresek. Bennük is találkozhatunk galaxisokkal, galaxishalmazokkal, de szignifikánsabban kevesebbel. A legközelebbi ilyen hatalmas „üreg”, a Lokális Ritkulás (Local Void) határa éppen extragalaktikus szomszédságunkban húzódik.

A Lokális Ritkulás létezését 30 évvel (1987) ezelőtt ismerte fel Brent Tully és Rick Fisher.  Tully és munkatársainak vizsgálata alapján a Lokális Csoportnál kezdőd ritkulás nagyjából 45-60 Mpc (150-200 millió fényév) kiterjedésű. Továbbá, centrumának távolsága legalább 23 Mpc-re (75 millió fényévnyire) van tőlünk. Meg kell jegyeznem azonban, hogy pontos kiterjedését a mai napig viszonylag nagy bizonytalanság övezi.

Laniakea-Local_Void1

Kozmikus áramlások és sűrűsödések a Laniakea szuperhalmazban. Ebben a metszetben jól látszik, hogy a Lokális Sűrűsödés elnyúlik egészen a Virgo galaxishalmaz mögé. A galaxisok kiáramlása a ritkulásból teljesen evidens ebben a nézetben.  Forrás: Hélène M. Courtois, Daniel Pomarède, R. Brent Tully, Yehuda Hoffman, Denis Courtois

A vizsgálatok tanúsága szerint a Lokális Ritkulás tágul. A Lokális Csoport és a környező galaxisok alkotta fal (Local Sheet) távolodik a ritkulás centrumától. Úgy tűnhet, mintha az „üresség” taszítana minket. A helyzet azonban nem ez. Arról van szó, ahogy azt már fentebb említettem, hogy a galaxisok mozgásából levonva a világegyetem tágulásának hatását, azok összeáramlása, koncentrációja figyelhető meg a Világegyetemben. Mindez meghatározott vonzócentrumok irányába történik, és a jelenség a gravitációnak köszönhető. De nemcsak e masszív képződmények játszanak fontos szerepet az egészben, hanem ellenpárjaik, a ritkulások is. A korábban említett vízválasztós példánál maradva, az is fontos tényező a víz áramlása szempontjából, hogy van-e magas hegy a közelben. A ritkulások pedig magas, meredek falú hegyeknek tekinthetők, ahol gyorsabban igyekszik a víz a völgybe. Vagyis, ezek közelében a helyi csoportok gyorsabban mozognak az „alacsonyabban fekvő”, vagyis a sűrűbb régiók felé, mint azt egyébként tennék. A nettó hatást pedig úgy érzékeljük, mintha a ritkulás „eltaszítaná” magától, a vonzócentrum pedig „húzná” maga felé a galaxisokat, és ennek a kettőnek a hatás pedig a tőlük való távolság függvényében összeadódik. A Lokális Ritkulást ugyan szinte teljesen galaxisok veszik körül, de ezek eloszlás nem egyenletes. Van olyan része, ahol szinte „semmi sincs”, erről a környékről így még több anyag képes távozni. Az analógiát tovább használva, a hegyek idővel egyre nagyobbá, kiterjedtebbé nőnek, miközben a róluk lezúduló víz a völgyekben összegyűlik. Az összeáramlással a ritkulások egyre nagyobb méreteket öltenek, és pontosan ez az, ami a Lokális Ritkulással is történik.

Egy 2017-es publikáció szerint létezik egy sokkal „meghatározóbb” ritkulás is, ami mintegy „eltaszít” minket magától. Így megoldás kínálkozik a Lokális Csoportnak a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzáshoz viszonyított túlságosan nagy sebességére. Azonban, ezzel a mostani cikk keretein belül nem foglalkozom, mert nem egy átfogó kozmológiai cikk megírása volt a célom. Kizárólag a Lokális Ritkulásra koncentrálnék. Akit mégis érdekel a téma, annak Yehuda Hoffman, Daniel Pomarede, R. Brent Tully, Helene Courtois: The Dipole Repeller című cikkét ajánlom a figyelmébe, ami az arxiv.org-on szabadon elolvasható. A Nature-ben megjelent változat fizetős. Illetve, aki csak pár percet szánna rá, annak itt egy rövid kis videó.

Okkal emeltem ki külön a fentiekben a Virgo galaxishalmazt és a Lokális Ritkulást. Ezek nemcsak remek példái a Világegyetem galaxisokkal zsúfolt, illetve üresebb térségeinek, de a további mondandóm szempontjából is fontos szerepük lesz.

Galaxisok fonala a Lokális Ritkulás peremén és a Virgo galaxishalmaz között

Az elmúlt évtizedek teljes égboltra kiterjedő távcsöves felméréseinek hála, manapság már rengeteg galaxis radiális (látóirányú) sebességét és távolságát megmérték a csillagászok. Ezek a tömeges adatok, ahogy ezt fentebb is említettem, lehetőséget adnak arra, hogy a szakemberek megállapíthassák, a galaxisok látszólagos radiális mozgása (a valóságban ezt lehet csak mérni) mennyiben származik a tér tágulásából, és mennyiben egy halmazon vagy csoporton belüli lokális gravitációs hatás okozta mozgásából. A távolságok és a galaxisok pekuliáris mozgásának ismerete remek eszköz a csillagászok kezében, hogy feltérképezzék a masszív vonzócentrumokat és a ritkulásokat a Világegyetemben. (A galaxis pekuliáris sebessége alatt, az univerzum izotropikus tágulása miatti mozgáshoz viszonyított sebessége értendő, amit a Hubble áramlás ír le. Hubble áramlás pedig a tér tágulásából származó elmozdulása az anyagnak.)

Igor D. Karachentsev, Valentina E. Karachentseva és Olga G. Nasonova 2014-ben publikálták azt a cikket (Galaxy motions in the Bootes strip), melyben alaposan szemügyre vetették az általuk Bootes Sávknak (Bootes Strip) nevezett égterületet. A szerzők a Lokális Ritkulás és a Virgo halamaz között elhelyezkedő, szétszórt galaxisok alkotta Bootes Szálat (Bootes Filament) vizsgálták a galaxisok kinematikáján és elhelyezkedésükön keresztül. Tették mindezt azért, hogy következtetéseket vonhassanak le a Virgo halmaznak és a Lokális Ritkulásnak a környezetükre gyakorolt hatásáról.

Bootes-Strip-Stellarium-01-mark2

Az égboltnak azon szelete, melyet Karachentsev és munkatárai átvizsgáltak. A Bootes Sáv (Bootes Strip) galaxisai, a halvány vörössel megjelölt égterületen helyezkednek el.

Olyan galaxisokat választottak ki, melyek radiális (látóirányú) sebessége 2000 km/s-nál kisebb volt. A kutatásban összesen 361 galaxist használtak fel mintaként. Megállapították, hogy ezek 56%-a nem magányos csillagrendszer, hanem csoportokat és párokat alkotnak. Egészen pontosan, 13 galaxis csoportról és 11 párról van szó. A 700 km/s és 1300 km/s radiális (látóirányú) sebességű galaxisok legtöbbje a sáv nyugati oldalán helyezkedik el, a Virgo halmaz szomszédságában. E nyugati galaxisok legtöbbje a Virgo halmaz erős gravitációs hatása alatt áll, vagyis annak középpontja felé mozog.

Bootes-Strip-1

Az ábra a galaxisok radiális (látóirányú) sebességét mutatja a Bootes Sávban. 14h környékén látható körív rész (zero velocity surface) választja el a Virgo halmaz centruma felé mozgó galaxisokat azoktól, melyek részt vesznek a kozmosz tágulásban. Ennek a körnek a sugara 7.2 Mpc (23.5 millió fényév) vagy 25 fok az égbolton (Karachentsev és mások – 2014). Ábra forrása: Karachentsev és mások – 2014

A Bootes Sávban a galaxisok eloszlásának egyik legmeghatározóbb sűrűsödése az NGC5846 kompakt csoport. Korábbi becslések szerint körülbelül 250 darab -12 magnitúdónál (MR) is nagyobb abszolút fényességű tagja lehet (Mahdavi és mások – 2005) ennek a halmaznak. Az NGC5846 csoport két alcsoportból áll össze a röntgen tartományban végzett megfigyelések tanúsága szerint. A tagok jellemzően két meghatározó galaxis körül, vagyis az NGC5846 és az NGC5813 elliptikus galaxis körül gyülekeznek. Mindazonáltal, a kinematikai jellemzők megkülönböztetnek egy másik alcsoportot is az NGC 5846 mellett. 9 galaxist az NGC5838 lentikuláris galaxis gravitációja ural.

Bootes-Strip-6

Az NGC5846 és az NGC5746 galaxis csoportok közeli nézete a Bootes Sáv régióban. A csoportok tagjait vonalak kötik össze a domináns galaxissal. Ábra forrása: Karachentsev és mások – 2014

A Bootes Sáv 361 galaxisából álló mintából csak 161 galaxis (45%) esetében volt ismert a távolságérték. Ezekre építve állapították meg, hogy ezek a csillagrendszerek 17 és 27 Mpc (55.4 és 88 millió fényév) között helyezkednek el. Hozzávetőleg 2/3-uk távolsága a 25 ± 5 Mpc (82 ± 16 millió fényév) tartományba esik. Fontos megjegyezni, hogy a legtöbbjüknek a távolsága a Tully-Fisher reláción alapuló érték, melynek pontossága körülbelül 20%. Ennek vonzata, hogy a látóirányú vastagsága a Bootes Szálnak összemérhető a tipikus távolságmérési hibával. Mégis, az adatokból ki tudták következtetni, hogy a Bootes Szál galaxisainak nagy része távolabb van tőlünk, mint a Virgo halmaz. Továbbá, hogy enyhén ívelt, és a csillagrendszerek távolsága folyamatosan csökken a Virgo halmaz felé. Sikerült pontosítaniuk a Virgo halmaz attribútumait is, és egyértelműen kimutatták, hogy ennek a hatalmas halmaznak a gravitációja miként vonzza maga felé a környező galaxisokat. Ugyanakkor, a Lokális Ritkulás pontos kiterjedése és centrumának pozíciója még további vizsgálatokra szorul.

Bootes-Strip-4

A Bootes Szálnak a Virgo halmazhoz és a Lokális Ritkuláshoz képesti pozícióját mutatja az ábra. A megfigyelő a diagram bal alsó sarkában helyezkedik el (LG, Lokális Csoport). A nyilak a Virgo halmaz gravitációs vonzásának, és a Lokális Ritkulás (korábban említett) taszító hatását reprezentáló vektorok. Látható, hogy ezek eredője a Bootes Szál különböző részén más és más. A Virgo halmaz körüli körív (zero velocity surface) választja el a Virgo halmaz centruma felé mozgó galaxisokat azoktól, melyek részt vesznek a kozmosz tágulásban. Ennek a körnek a sugara 7.2 Mpc (23.5 millió fényév) vagy 25 fok az égbolton (Karachentsev és mások – 2014). Ábra forrása: Karachentsev és mások – 2014

Az NGC5363 csoport galaxisai

NGC5363GG-LRGB-20200513-T11-600s-TTK

Az NGC5363 csoport galaxisai

iTelescope.net T11 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI ProLine PL11002M CCD camera

A felvételek 2020-05-14 és 2020-05-20 között készültek – Új-Mexikó (Mayhill közelében) – 24 x 600 sec L (bin2), 10 x 600 sec R,G,B (bin2)

Karachentsev és szerzőtársai a Bootes Sáv galaxisainak morfológiai besorolását külön is elvégezték, és nem csupán az égbolt felmérő programok keretében született katalógusok adataiból dolgoztak. Az egyes csillagrendszereket három nagy populációba osztották be: korai, köztes, és késői típus.

Bootes-Strip-2

A Bootes Sáv galaxisainak morfológiai besorolása: korai (Early types), köztes (Intermediate types), és késői (Late types) típus. Ez az ábra volt nagy segítségemre a fotó témájául szolgáló csoport kiválasztásában. Ábra forrása: Karachentsev és mások – 2014

A korai típusú galaxisok vörös árnyalatúak, erősen koncentráltak és kerek/elliptikus alakúak. A késői típusú galaxisok ellenben kékes árnyalatúak, alacsony koncentrációjúak, és domináns a galaktikus korongjuk. A köztes típusú galaxisok, ahogy a nevük is mutatja, az átmenetet képviselik. Vöröses színűek, közepes koncentrációjúak és van galaktikus korongjuk.

Hubble_-_de_Vaucouleurs_Galaxy_Morphology_Diagram-mini

Ma már tudjuk, hogy a Hubble-de Vaucouleurs galaxis morfológiai diagrammon a galaxisok fejlődése nem a balról jobbra irányt követi (elliptikus, lentikuláris, spirál galaxisok). Azonban, a korai elképzelések miatt, ma is használják a korai, köztes, késői típus kifejezéseket a csillagászok.

Felhasználva Karachentsev csapatának ábráját, átnéztem az Interneten elérhető STScI Digitized Sky Survey felvételeit az egyes csoportokról. Kimondottan olyat kerestem közöttük, ahol az égbolt viszonylag szűk területén a fent említett galaxis populációk vegyesen fordulnak elő. Alaposabban megnézve az említett ábrát, láthatóan csak kevés számú csoport vagy galaxis páros felelt meg ennek a kritériumnak. Ezek közül számomra az NGC5363 galaxis csoport volt az „első látásra szerelem”. Pontosan valami ilyesmit kerestem: prominens lentikulásris és spirál galaxis párosa egyetlen látómezőben, ahol az utóbbi korongjára ferde szögben látunk rá.

Az rögtön kiderült számomra, hogy az össze tagot nem tudom majd egyetlen képen megörökíteni. Például az NGC5363 centrális lentikuláris és a valamivel kisebb látszólagos méretű NGC5300 spirál galaxis távolsága az égen kb. 2.3 fok. A bérelni kívánt távcső látómezője pedig ennél jóval kisebb volt. Arra törekedtem, hogy a legtöbb nagyobb méretű halmaztagot „rápréselhessem” a felvételre. Ennek megfelelően kalkuláltam ki a távcsőnek megadott égi koordinátákat.

NGC5363GG-LRGB-20200513-T11-600s-TTK-annotated

A látómező azon galaxisai, melyek az NGC5363 galaxis csoporthoz tartoznak

Objektum RA (2000.0) DEC Magnitúdó (NED – Bt) Távolság (Mpc)** Morfológiai besorolás*** Szerepel a felvételen?
NGC5300 J134816.0+035703 13.6 21.6 tf Sc Nem
PGC1283560 J135143.0+052647 16.2   dE Nem
UGC08799 J135319.8+054618 16.32 12.1 sbf dE Nem
NGC5348 J135411.2+051338 14.18 19.8 tf Sc Igen
NGC5356 J135458.4+052001 13.63 19.5 tf Sb Igen
PGC1277985 J135502.7+050525 17.1   dEn Igen
PGC1279452* J135504.5+051122 17.18 14.8 TF BCD Igen
NGC5360 J135538.7+045906 14.8 21.5 TF Sm Igen
NGC5363 J135607.3+051517 11.1 16.6 TF S0 Igen
AGC232142 J135609.4+053234 17.38 15.1 TF Ir Nem
NGC5364 J135612.0+050052 11.19 19.5 tf Sbc Igen
SDSSJ13562 J135621.3+051944 17.37   dE Igen
UGC08857 J135626.6+042348 15.26   Sab Nem
PGC049602 J135655.6+050907 15.82   dEn Igen
PGC1266441 J135714.1+041826 17.1   Sm Nem
PGC1285591 J135723.6+053427 16.3   Sph Nem
UGC08986 J140415.9+040644 15.03   dEn Nem

Az NGC5363 galaxis csoport tagjai (Karachentsev és mások – 2014). Megadtam a koordinátákat, amennyiben az olvasó is meg szeretné figyelni őket. Feltüntettem továbbá az integrált (B szűrővel mért) fényességüket, nem a vörös eltolódáson alapuló távolság adatukat (amennyiben szerepelt ilyen), a morfológiai besorolásukat. Továbbá megjelöltem, hogy szerepelnek-e a felvételemen.

* Karachentsev és munkatársainál AGC232141, én a PGC-ben (Principal Galaxies Catalogue) szereplő azonosítóját tüntettem fel itt.

** Különböző távolságmeghatározási módszerekkel kapott értékek: sbf (surface brightness fluctuations) – a galaxis felületi fényesség fluktuációján alapuló módszer; tf/TF: A Tully-Fisher reláción alapuló módszer (TF: Karachentsev és szerzőtársai által elvégzett távolságmérés)

*** Karachentsev és munkatársai szerint

Az NGC5363 galaxis csoport a Bootes Szál Virgo halmazhoz közeli részén helyezkedik el. Annak gravitációs hatása alatt áll, így tulajdonképpen inkább a Virgo halmaz egyik nyúlványának tekinthető. Megnézve a fenti táblázatot szembetűnő, hogy a nagyobb halmaztagok szinte mind spirál galaxisok: NGC5364, NGC5356, NGC5348, NG5300 (nem szerepel a felvételemen). Kivételt képez az NGC5363 központi galaxis, mely a lentikuláris galaxisok egyik szép példánya. A kisebb méretűek inkább a törpe elliptikus galaxisok, vagy ahogy újabban nevezik őket törpe szferoidális galaxisok (Kormendy és Bedner felvetése alapján), illetve az irreguláris galaxisok közé sorolhatók be.

Mielőtt rátérnék a spirál galaxisok és a lentikuláris galaxisok közötti különbségek ismertetésére, vagyis amiért maga a kép illusztráció gyanánt készült, hadd emeljek ki külön két galaxist. Ez a kettő számomra két külön izgalmas csemege. Bár mind a kettő megjelenésében már elsőre is van valami különös, de talán mégsem ezeken akad meg elsőre az ember szeme a felvételen. Izgalmas mellékszereplői a csoportról készült fotónak. Az egyik ezek közül az NGC5360, melynek megjelenése ugyan irregularitást mutat, azonban Karachentsev-ék szerint ez egy spirál galaxis, melynél teljesen hiányzik az úgynevezett központi dudor (bulge). A másik személyes apró kedvencem a felvételen a PGC1279452, ami egy kék kompakt törpe galaxis (BCD – Blue Compact Dwarf). Ezeknek a szabálytalan alakú törpéknek a tömege a Tejútrendszer tömegének nagyjából a tizedét teszi ki. Masszív és forró csillagok hatalmas halmazaival teletűzdeltek, s mivel ezek magas felszíni hőmérsékletük miatt kékes árnyalatúak, így az egész galaxis kékben tündököl. Ez a helyzet a PGC1279452 esetében is. A masszív csillagok tömegüktől függően mindössze néhány millió, vagy néhány tízmillió évig léteznek. (A kisebb tömegű csillagok hosszabb ideig élnek.) Az, hogy olyan óriási számban fordulnak elő, annak a bizonyítéka, hogy csillagászati értelemben nem is olyan régen még viharos ütemű csillagkeletkezés zajlott ebben a kompakt törpében, s talán zajlik még most is. Most alatt természetesen azt a pillanatot értem, mikor is a fényük elindult felénk. Ezek a csillagrendszerek nem tartalmaznak túl sok port, sem nem túl sok fémet. A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Egy csillag fémtartalmát általában a Naphoz szokták hasonlítani a kutatók. A világegyetem története folyamán, a csillagoknak hála egyre dúsabb lett fémekben. Az újabb és újabb csillaggenerációk már egyre több fémet tartalmaztak. A fémszegény BCD galaxisok megfigyelése tehát közelebb viheti a csillagászokat ahhoz, hogy megértsék milyen folyamatokban alakultak ki a Világegyetemben a legelső csillaggenerációk.

NGC5364-NGC5363-LRGB-20200513-T11-600s-TTK

A 16.6 Mpc-re, azaz 54 millió fényévre (Karachentsev és mások – 2014) lévő NGC5363 (a képen jobbra) lentikuláris galaxis. Ezt a típust gyakran átmenetnek szokták tekinteni a spirál és az elliptikus galaxisok között. A lentikuláris galaxisok alapvetően diszk alakúak akárcsak a spirál galaxisok. Nincsenek azonban spirálkarjaik, a korongban nem figyelhetők meg határozott struktúrák. Jellemző rájuk, hogy a központi dudor a galaxis korongjához képest viszonylag nagyméretű, és meghatározó a galaxis felépítése szempontjából. A Spitzer infravörös űrtávcsővel végzett megfigyelések szerint, az NGC5363 is pontosan ezt a felépítést követi: nagy méretű központi dudor és galaktikus korong.

Ugyanakkor, bizonyos lentikuláris galaxisokban, a küllős spirál galaxisokhoz hasonlóan szerkezet (az angol nyelvű irodalomban: bar) figyelhető meg. Bennük a csillagok dinamikája is nagyon hasonlatos a spirál galaxisokéhoz, ugyanis eltolva az ezek esetében érvényes Tully-Fisher reláció diagramját megkapjuk a lentikuláris galaxisokra jellemzőt.

Nem mondhatók elliptikus galaxisoknak sem, bár kétségtelenül vannak nagyon hasonlatos jegyeik. Éppen ezért, az elliptikus galaxisokat és a lentikuláris galaxisokat gyakran nem is olyan könnyű megkülönböztetni egymástól. Például, a színképük az öreg csillag populációjuknak hála alig tér el. A prominens központi dudor szintén jellemző mind a kettőre. Ezekben a csillagok mozgása véletlen eloszlást mutat. Nincs sem kitüntetett iránya, sem kitüntetett síkja a csillagok keringésének a centrum körül. Ellenben, a lentikuláris galaxisok korongjában van kitüntetett keringési irány, és a pályák is síkba rendezettek. Ez pedig, határozottan megjelenik az egész galaxis dinamikájában. Tekintve, hogy az elliptikusoknak nincs korongja, így megfigyelve a galaxison belüli mozgások jellegét, különbséget tudunk tenni a lentikuláris és az elliptikus csillagrendszerek között.

A lentikuláris galaxisokban csekély mennyiségű molekuláris gáz található, ezért alacsony bennük a csillagkeletkezési ráta. 21 cm-es rádióemissziójuk is jelentéktelen, mivel alig van bennük atomos hidrogént tartalmazó intersztelláris anyag. Az ionizált hidrogént tartalmazó HII régiók hiányában Hα sugárzásuk sem számottevő. Eme utóbbi tulajdonságok amúgy az elliptikus galaxisokra is jellemzők, azonban a lentikuláris típusúak porban viszonylag gazdagok. Röviden és általánosságban ezek mondhatók el erről a típusról. Ám nincs olyan, hogy átlagos lentikuláris galaxis, ez a példány pedig némileg ki is lóg a sorból.

Az NGC5363 csillagainak túlnyomó többsége 8.5-9 milliárd éves (az illesztett modelltől függő érték). Főként öreg sárgás és vöröses fényű fősorozati, vagy a fősorozatról mer elfejlődött csillagok alkotják. Nem véletlen, hogy ezek árnyalatok dominálnak a galaxisban. Ennek a populációnak a kérész életű masszív csillagai már réges-régen kihunytak, s velük tovatűnt a hajdani kékes ragyogásuk. A galaxis vörös és halott (az angol nyelvű szakirodalomban használatos „red and dead” után). De valóban leállt volna teljesen a csillagkeletkezés? Az UV tartományban végzett megfigyelésekkel mégiscsak sikerült fiatal csillagok sugárzását detektálni az NGC5363-ban. Bár az UV sugárzásra más magyarázat is lehetne (például post-AGB csillagok, planetáris ködök), de a galaxisban sikerült még Hα sugárzást is detektálni. Így együtt ez már elég érv amellett, hogy fiatal csillagok populációja is megtalálható ebben a galaxisban, még ha a galaxis tömegének csak néhány százalékát (kb. 2%) teszi is ki. A legvalószínűbb, hogy egy másik galaxissal történt összeolvadás, annak bekebelezése válthatta ki ezt a csillagkeletkezési aktivitást. Ekkor tehetett szert az NGC5363 arra a gázra, melyből e csillagok keletkeztek. Majd a forró fiatal csillagok sugárzása ionizálta ezt a gázt, így létrehozva a megfigyelt Hα sugárzást. E lehetséges forgatókönyv a galaxis más egyéb tulajdonságait is megmagyarázza.

Az NGC5363 megjelenését nagyban meghatározza a benne található por. Nézzük csak meg azokat a porsávokat! Bár az optikai tartományban is nyilvánvaló, de igazán az infravörös tartományban tanulmányozható alaposabban. És amit a csillagászok így találtak, az még őket is nagyon meglepte: abnormálisan sok a por az NGC5363-ban. A galaxisokban az intersztelláris port az öregedő csillagok termelik az úgynevezett AGB fázisban (Asymptotic Giant Branch – Aszimptotikus óriás ág). A csillagok életük eme késői szakaszában jelentős mennyiségű tömeget veszítenek, az időszakonként eltérő sűrűségű és intenzitású csillagszél révén. Hihetetlen tűnik, de ebben a folyamatban könnyen kezdeti tömegüknek több mint a felétől is megszabadulhatnak. Ezek a Napnál akár ezerszer is fényesebb, vöröses árnyalatú óriás csillagok szó szerint ledobják külső rétegjeiket, és ennek egy részéből kondenzálódnak ki a porszemcsék. Azonban, a megfigyelések tanúsága szerint, százszor annyi por van a galaxisban, mint amit ezek az idősödő csillagok képesek lettek volna valaha is előállítani. Honnan ez a sok por? A legvalószínűbb, hogy ez is külső eredetű, akárcsak a fiatal csillagok kialakulásoshoz szükséges gáz. De az NG5363 héjakból álló felépítése (ami jobb monitoron a fotómon is felfedezhető), illetve a csillagok mozgása a galaxisban is egy korábbi kozmikus karambolra utal.

NGC5363-HII-Figure-Finkelman

Az NGC5363 belső vidékének R-band kontur térképe, a kontimuumból kivont Hα+[NII] képe és a B−R színindex térképe. Forrás: Finkelman és mások (2010).

Gondosan megvizsgálva az NGC5363 belső vidékének kontinuum képéből kivont Hα+[NII] képét, a HII régiók térbeli eloszlása küllős spirál szerkezetre emlékeztet. A B−R színindex térkép alapján pedig elmondható, hogy az erős takarásban lévő belső küllő egy összetettebb porszerkezet része, amely követi a spirálszerkezetet és a galaxis főtengelye mentén nyúlik tovább. Az NGC5363 azon lentikuláris galaxisok közé tartozik, melyeknek szorosan feltekeredett spirálkarja van, és ezekben csillagok keletkeznek. Nem sok ilyet ismerünk! Nagyon is kilóg a lentikuláris galaxisok sorából.

Az NGC5363 továbbá a LINER (Low Ionization Nuclear Emission Region) galaxisok csoportjába tartozik. A LINER-ek a nevüket magjuknak színképe alapján kapták, amiben tipikusan gyengén ionizált atomok (egyszeresen ionizált oxigén, nitrogén, kén, stb.) keskeny vonalai figyelhetők meg, míg az erősen ionizált atomok (például kétszeresen ionizált oxigén) vonalai viszonylag gyengék. A LINER galaxisok közel sem olyan ritkák, mint az elsőre gondolnánk. A megfigyelések azt mutatják, hogy a környezetünkben (486 elemű, legalább 12.5 magnitúdós (BT) galaxismintát tekintve) minden ötödik-harmadik galaxis ilyen. Érdekes, hogy túlnyomórészt inkább elliptikus és lentikuláris galaxisok esetén figyelhető meg ez a jelenség, bár számottevő a spirál galaxisok mennyisége is. Az irreguláris galaxisok között viszont csak elvétve akad ilyen.

Máig vitatott, hogy pontosan miért látjuk ezeket az emissziós vonalakat a LINER galaxisok színképében. Már abban sincs egyetértés a csillagászok között, hogy egyáltalán miként jön létre maga a gerjesztés. Egyesek szerint az intersztelláris gázban terjedő lökéshullámok (shock waves), míg mások szerint a fotoionizáció (intenzív UV sugárzás) okozza azt. Nemcsak az ionizációs mechanizmus kérdésében oszlik meg a kutatók véleménye, de annak forrását illetőleg is. A csillagászok egyik jelentős tábora szerint, e galaxisok esetében a centrumban tanyázó szupermasszív fekete lyukak okolhatók a gáz gyenge ionizációjáért. Az NGC5363 magjában is tanyázik egy ilyen szörnyeteg, melynek tömege 3.75418 x 108 naptömeg (Saikia és mások – 2015). Míg más csillagászok véleménye az, hogy a LINER galaxisok megfigyelhető tulajdonságai nem a központi fekete lyuk „munkálkodásának” eredménye.  Szerintük, a csillagkeletkezési régiók fiatal, masszív és egyben forró csillagai gerjesztik a gázt. Vannak olyan csillagászok, akik nem az aktív galaxismagban, vagy éppen az intenzív csillagkeletkezésben látják a megoldás kulcsát. Sőt, éppen ezek hiányával magyarázzák az egészet. Az 1 milliárd évnél öregebb, előrehaladott fejlődési állapotban lévő csillagok, az aszimptotikus óriás ág elhagyása után (post AGB phase) rövid ideig elég forrók ahhoz, hogy képesek legyenek gyengén ionizálni a környező csillagközi gázokat. Az emisszió megfigyelésére pedig azért nyílik egyáltalán lehetőségünk, mert sem az aktív mag, sem a fiatal forró csillagok keltette sugárzás nem ragyogja túl azt.

Az NGC5364 távolságadatai viszonylag nagy szórást mutatnak. Ne feledjük, hogy a Tully-Fisher reláción alapuló mérések pontossága nem éppen a legjobb! A NED (NASA/IPAC Extragalactic Database) oldalán felsorolt publikációkban található távolságok két szélsőértéke között közel 10 Mpc az eltérés. Csak az utolsó nagyjából két évtized méréseinek mediánja alapján, a galaxis távolsága 18.1 Mpc (59 millió fényév). Ehhez egészen jól illeszkedik Karachentsev és szerzőtársai által közölt 19.5 Mpc (63.6 millió fényév) távolság.

A galaxis korongjára srégen látunk rá (inklinációja 47 fok). Ebben a galaxisban szemmel láthatóan ma is aktív csillagkeletkezés zajlik. Tökéletes ellentéte az NGC5363-nak. Nem vörös és halott galaxis. Sőt! Figyeljük csak meg a karok kékes árnyalatát, és a HII régiók vöröses-rózsaszínes pöttyeit, melyek a csillagkeletkezés csalhatatlan jelei.

NGC5364-B-Band-and-Ha-Band

Az NGC5364 B szűrővel (balra) és Hα szűrővel készült felvétele. Az elsőn a csillagkeletkezési gyűrű és a spirál karok, míg az utóbbin a HII régiók eloszlása rajzolódik ki tökéletesen. Forrás: Grouchy és mások (2010)

Az NGC5364 egyik szembetűnő tulajdonsága a két szimmetrikus, egybefüggő és határozott spirálkar (grand design galaxy). A galaxis SA (r) bc morfológiai besorolású (Grouchy és mások – 2010). SA, mert nincs küllője. A karok a centrumból indulnak, én nem a küllő két végéről. A bc jelzés arra utal, hogy a karok nem szorosan ölelik körbe a centrumot. Az (r) jelzés pedig azt jelenti, hogy belső csillagkeletkezési gyűrűje is van.

A csillagkeletkezési gyűrűk jelenléte a nem küllős galaxisokban máig nagy talány. A numerikus szimulációk azt mutatják, hogy a gyűrűk létrejöttében a küllőnek (bar) esszenciális szerepe van. Annak gravitációs hatására a csillagközi gáz jól meghatározott régiókban képes felhalmozódni. Léteznek olyan elképzelések, hogy valaha ezeknek a galaxisoknak is volt küllője, de az mára feloszlott, vagy csak elhalványulva beleolvadt a galaktikus korongba. Vagy éppen ott van a küllő, csak éppen megfelelő hullámhosszon kell vizsgálni a galaxist. A XX. századba készült galaxis osztályozások (de Vaucouleurs és mások – 1991, Sandage és Tammann – 1981) egyedül a B (kék) szűrős felvételek alapján készültek. A kék színtartományban jól láthatóak a gyűrűk és a spirál karok a fiatal csillagok révén. A küllő viszont sokszor észrevehetetlen ezeken a fotókon, mivel az ezeket alkotó idősebb csillagpopulációk kevésbé sugároznak a kék tartományban. Ezek megfigyelésére sokkal alkalmasabb a közeli infravörös tartomány. Nem egy galaxisban sikerült utólag kimutatni a küllő jelenlétét az infravörös felméréseknek hála.

Az NGC5364 esetében azonban máig nincs tudomása a csillagászoknak arról, hogy lenne küllője. Pár kutató azonban meg van győződve arról, hogy kellően erős spirális sűrűséghullámok hatására is létrejöhetnek ezek a gyűrűk olyan galaxisokban, melyeknek korongjában korábban sosem alakult ki küllő (Rautiainen és Salo – 2010). A gyűrűk megfelelő körülmények között, a spirális hullámminta sebességének belső Lindblad-rezonanciájánál formálódnak az NGC5364-hez hasonló galaxisokban. Így, a sűrűséghullámok nemcsak a karok létezésért, de a csillagkeletkezési gyűrű létezéséjért is felelősek lehetnek ennél a galaxisnál.

Figyeljük meg, hogy ez a gyűrű mennyire látványosan kiugrik a galaxis belső korongjából a fotómon, és hogy a galaxisnak és a gyűrűnek a középpontja nem esik tökéletesen egybe! Ugyanígy hangsúlyos e fiatal behemót kék csillagok fénygyűrűje a fenti képen, a B (kék) szűrővel készült baloldali mozaikon is. A galaxis spirális struktúrája szintén igen markánsan megmutatja magát a kék tartományban. De a karokat határozottan követik az ionizált gáz HII régiói is. Kitűnik a Hα keskenysávban készült fotóról az is, hogy maga a gyűrű az északi oldalon sokkal intenzívebben sugároz ezen a hullámhosszon a déli oldalához képest. Ez a tendencia igaz az egész spirális szerkezetre is. Összességében, az ionizált gáz jelenléte a galaxis északnyugati oldalán sokkal dominánsabb. Hogy mi lehet mindennek az oka? Elképzelhető, hogy a tőle északra látható NGC5363 gravitációs hatása hagyott nyomot az NGC5364 morfológiáján (Grouchy és mások – 2010). És talán ennek köszönhető a galaxis nyugati és délnyugati oldalán lévő árapály képződmény is.

Végszó

Az NGC5363 galaxis csoportról készült felvételem révén hozzájutottam az általam áhított illusztrációhoz. Nem mondanám, hogy nem kötött le és nem volt szórakoztató az az 5-6 órányi pepecselés, amíg a képet feldolgoztam a Pixinsight nevű programmal. De mire elolvastam a galaxisokhoz tartozó tudományos publikációkat, már sokkal többet jelentett nekem egyetlen fotónál. Bepillanthattam a kép mögött rejlő titkokba. És azzal, hogy mindezt „papírra vetettem” megszületett a digitális észlelést lezáró szintézis is. Számomra így lett teljes az élmény. Ezzel természetesen még nem volt vége. Következő lépésként, a digitális észlelést feltöltöttem a Magyar Csillagászati Egyesület észlelési archívumába. Ott van igazán jó helyen, és nem a fiókomban, nem a saját oldalamon, nem egy közösségi médium oldalán.

Felhasznált irodalom:

Pascal Fouque, Jose M. Solanes, Teresa Sanchis, Chantal Balkowski: Structure, mass and distance of the Virgo cluster from a Tolman-Bondi model

M. A. Pahre, M. L. N. Ashby, G. G. Fazio, S. P. Willner: Spatial Distribution of Warm Dust in Early-Type Galaxies

Ido Finkelman, Noah Brosch, José G. Funes S.J., Alexei Y. Kniazev, Petri Väisänen: Ionized gas in E/S0 galaxies with dust lanes

A.E. Sansom, E. O’Sullivan, Duncan A. Forbes, R.N. Proctor, D.S.Davis: X-ray observations of three young, early-type galaxies

M.K.Patil, S.K.Pandey, D.K.Sahu, A.K.Kembhavi: Properties of dust in early-type galaxies

R. Brent Tully, Edward J. Shaya, Igor D. Karachentsev, Helene M. Courtois, Dale D. Kocevski, Luca Rizzi, Alan Peel: Our Peculiar Motion Away from the Local Void

Brent Tully: Our CMB Motion: The Local Void influence

Ido Finkelman, Noah Brosch, José G. Funes, S.J., Alexei Y. Kniazev, Petri Väisänen: Ionized gas in E/S0 galaxies with dust lanes

R. D. Grouchy, R. J. Buta, H. Salo, E. Laurikainen: Ring Star Formation Rates in Barred and Nonbarred Galaxies

Igor D. Karachentsev, Valentina E. Karachentseva, Olga G. Nasonova: Galaxy motions in the Bootes strip

Hélène M. Courtois, Daniel Pomarède, R. Brent Tully, Yehuda Hoffman, Denis Courtois: Cosmography of The Local Universe

R. Brent Tully, Helene Courtois, Yehuda Hoffman, Daniel Pomarède: The Laniakea supercluster of galaxies

CLUES (Constrained Local UniversE Simulations) projekt

Payaswini Saikia, Elmar Körding, Heino Falcke: The Fundamental Plane of Black Hole Activity in the Optical Band

Gustavo Morales, David Martínez-Delgado, Eva K. Grebel, Andrew P. Cooper, Behnam Javanmardi, Arpad Miskolczi: Systematic search for tidal features around nearby galaxies: I. Enhanced SDSS imaging of the Local Volume

NGC6503 – Magányos (???) galaxis a „semmi” peremén

NGC6503-LRGB-20170517-2304-sx-bin2-360s-TTK

Az NGC6503 galaxis a Sárkány csillagképben.

2017-05-17, 2017-06-19, 2017-06-20 – Göd

34 x 360 sec L (Bin2), 10 x 360 sec R (Bin2), 10 x 360 sec G (Bin2), 10 x 360 sec B (Bin2)

300/1200 Newton távcső – Paracorr Type2 kóma korrektor – eredő fókusz 1380 mm

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

SXVR-H18 CCD kamera, Hutech IDAS P2 LPS filter és Baader RGBL fotografikus szűrőszett

Lokális Ritkulás

A világegyetem nagy léptékű szerkezete leginkább egy óriási pókhálóra hasonlít. Egyes részei szinte teljesen sötétek és üresek, míg mások galaxisokkal zsúfoltak. Galaxisok, galaxis csoportosulások, galaxishalmazok, szuperhalmazok alkotják ezt a kusza „szövetet”.

cosmic_web2_s

A kozmikus pókháló – Kép forrása: Volker Springel/Max Planck Institute For Astrophysics/SPL

A galaxisok eloszlása a Lokális Univerzumban. Az animáció a Lokális Csoporttól indul (Tejútrendszer, Androméda-galaxis, stb.), és egészen a 10000 km/s vöröseltolódáshoz tartozó távolságig mutatja be a galaxisok eloszlását. Figyeljük meg, hogy a Lokális Csoport szinte a közvetlen közelében helyezkedik el a Lokális Ritkulásnak (The Local Void), melyben szinte alig találhatunk galaxisokat. Az egységnyi területre eső galaxisok száma itt igen alacsony.

Forrás: CLUES Projekt (https://www.clues-project.org/cms/observations/) – H. Courtois, D. Pomarède; SDvision

A világegyetem legnagyobb, galaxisokat tömörítő struktúrái az úgynevezett szuperhalmazok. 2014. szeptember 4-én jelent meg az a cikk a Nature-ben, melyben Brent Tully (University of Hawaii) és kutatócsapatának 8000 galaxis mozgásának megfigyelésén alapuló kutatási eredményét közölte. Az Ősrobbanás óta táguló világegyetem globális hatását figyelembe véve korrigálták a mért eredményeket, és ebből megkapták, hogy miként hatnak pusztás a galaxisok egymásra. Egy háromdimenziós térképet alkottak, mely teljesen újradefiniálta a szuperhalmazok fogalmát. A földrajzban is ismert vízválasztó vonalakhoz hasonló analógiával élve, a galaxisok csoportjai különböző gravitációs vonzócentrumok irányába igyekeznek, akárcsak a víz egy vízválasztó vonal két oldalán.  Jól elhatárolható felületek vannak a világegyetemben, melyek egyik oldalán az egyik, míg a másik oldalán egy másik ilyen vonzócentrum felé mozognak a galaxisok, illetve azok csoportosulásai.

Mintegy 100 ezer társával egyetemben Tejútrendszerünk, a közel 520 millió fényév (160 Mpc) kiterjedésű Laniakea vagy más néven a Lokális szuperhalmazhoz tartozik. E szuperhalmaz összes galaxisa, legyen az magányos, vagy valamilyen kisebb csoport, esetleg népes halmaznak a tagja, mind a „Nagy Vonzó” („Great Attractor”) felé mozog. A körülbelül 10 millió fényév kiterjedésű, a Tejútrendszerrel együtt valamivel több mint 50 galaxist tömörítő Lokális Csoport is részt vesz ebben a kozmikus áramlásban.

A Laniakea szuperhalmaz. Azokat a filamenteket (szálakat), melyek mentén a galaxisokat összegyűjtötték a szerzők, és amely mentén a galaxisok együtt mozognak,  halványkék színnel lettek jelölve. A vörös és fekete galaxisok különböző áramlásokhoz tartoznak. A videóban a Tejútrendszerünk van az origóban (zöld pötty), mely a feketével jelölt áramlásban vesz részt. Mint az látható, mi az ekképpen definiált Laniake szuperhalmaz külső peremén lakunk. A Lokális szuperhalmazban pedig különböző színekkel jelölték azokat a területeket, ahol a galaxisok sűrűbb, historikus csoportosulásai találhatók. Évtizedeken keresztül a csillagászok úgy vélekedtek, hogy mi a zöld régióval jelölt szuperhalmaznak vagyunk a részei. De kiderült, hogy ez is csak „kis szelete” valami sokkal nagyobbnak. A Laniakea hawaii nyelven mérhetetlen mennyet, mérhetetlen eget jelent. Ezzel az elnevezéssel próbálták a kutatók érzékeltetni, hogy milyen hatalmas struktúráról is van szó a világegyetemben. A 2014-ben Tully és kutatótársai által bevezetett új szuperhalmaz fogalom sokkal egyértelműbbé tette, hogy hol találhatóak eme grandiózus kozmikus képződmények határvonalai.

Forrás: R. Brent Tully, Helene Courtois, Yehuda Hoffman és Daniel Pomarède (Nature, vol 513, number 7516, p71 – 4 September 2014)

Ma már tudjuk, hogy a Föld csupán harmadik bolygója a Naprendszernek. Csillagunk nagyjából 27000 fényévre kering galaxisunk centrumától. A Tejútrendszerünk „másodhegedűs” az Androméda-galaxis mellett egy nem túl népes csoportosulásban. A Lokális Csoport pedig a Laniakea szuperhalmaz külső, mondhatni félreeső részén helyezkedik el.  Nem vagyunk semminek sem a középpontjában, ahogy ezt hosszú időn keresztül gondolta az emberiség. Peremvidéki lakosok vagyunk. Ráadásul nemcsak „a valami”, hanem „a semmi” határán. Bár ahogy ezt mindjárt látni fogjuk, van ebben azért némi túlzás.

A galaxisok, galaxishalmazok, szuperhalmazok kusza rostos hálózata mellett, legalább annyira érdekesek az ezeket elválasztó hatalmas ürességek. Pontosabb azonban, ha ezeket inkább ritkulásoknak tekintjük. A továbbiakban ezt a kifejezést fogom használni az angol „Cosmic Void” magyar fordításaként. A Világegyetem ezen területei ugyanis nem teljesen üresek. Bennük is találkozhatunk galaxisokkal, galaxishalmazokkal, de szignifikánsabban kevesebbel. A legközelebbi ilyen hatalmas „üreg”, a Lokális Ritkulás (Local Void) határa éppen extragalaktikus szomszédságunkban húzódik.

Local_Group_and_its_immediate_vicinity.jpg

Az ábrán a Lokális Csoport közvetlen szomszédsága látható két különböző vetületben. A három koncentrikus kék kört nagyjából 6.5 milliló fényév (2 Mpc = 150 km/s) választja el egymástól. A felső vetületen figyelhetők meg a legjobban az egyes csoportok szeparációja. A sötét pöttyök, a szürke négyzetek, a háromszögek az egyes galaxisokat jelölik, annak megfelelően, hogy azok (sorrendben) nagyjából ebben a síkban, vagy inkább e fölött, vagy az alatt helyezkednek el. Az alsó vetületen jól látszik, hogy a galaxisok többsége közelítőleg egy síkban koncentrálódik (Local Sheet). Továbbá azt is jól szemlélteti, hogy e sík fölött mennyire üres a kozmosz. Forrás: Hélène M. Courtois, Daniel Pomarède, R. Brent Tully, Yehuda Hoffman, Denis Courtois

A Lokális Ritkulás létezését 30 évvel (1987) ezelőtt ismerte fel Brent Tully és Rick Fisher.  Tully és munkatársainak vizsgálata alapján a Lokális Csoportnál kezdőd ritkulás nagyjából 150-200 millió fényév (45-60 Mpc) kiterjedésű. Továbbá, centrumának távolsága legalább 75 millió fényévnyire (23 Mpc) van tőlünk. Meg kell jegyeznem azonban, hogy pontos kiterjedését a mai napig viszonylag nagy bizonytalanság övezi. A galaxisok által kevésbé benépesített területek pontos feltérképezése nem könnyű, mivel összességében kevés elektromágneses sugárzás érkezik onnan. Csekély számú, és a legtöbb esetben halvány galaxisok tanulmányozására nyílik csak lehetőség. Mondhatni a sötétben tapogatóznak a csillagászok. Illetve, a fényesebb, galaxisokkal benépesített régiók tulajdonságai alapján igyekeznek következtetést levonni.

Igazából nem is egyetlen nagy összefüggő térségről van szó. A Lokális Ritkulás Tully-ék szerint három elkülönülő szegmensből áll, melyeket galaxisok alkotta vékony szálak választanak el egymástól. A Lokális Csoport az úgynevezett Belső Lokális Ritkuláshoz kapcsolódik.

A Lokális Ritkulás régiói. A kék ellipszis a Belső Lokális Ritkulásnak nevezett szektort jelöli. Ennek a falához tapad a Lokális Csoport, és szűkebb környezete (Local Sheet). Az Északi kiterjesztést a szaggatott világoskék, a Déli kiterjesztést a szaggatott zöld ellipszis jelöli. Az egyes szektorokat vékony, galaxisok alkotta filament-hidak választják el egymástól. Az egyes síkokban a Lokális Ritkulástól való távolodásunk irányát, relatív sebességének nagyságát a vörös vektor (nyíl) mutatja. Forrás: R. Brent Tully, Edward J. Shaya, Igor D. Karachentsev, Helene M. Courtois, Dale D. Kocevski, Luca Rizzi, Alan Peel

Laniakea-Local_Void1

Kozmikus áramlások és sűrűsödések a Laniakea szuperhalmazban. Ebben a metszetben jól látszik, hogy a Lokális Ritkulás elnyúlik egészen a Virgo galaxishalmaz mögé. A galaxisok kiáramlása a ritkulásból teljesen evidens ebben a nézetben.  Forrás: Hélène M. Courtois, Daniel Pomarède, R. Brent Tully, Yehuda Hoffman, Denis Courtois

A vizsgálatok tanúsága szerint a Lokális Ritkulás tágul. A Lokális Csoport és a környező galaxisok alkotta fal (Local Sheet) távolodik a ritkulás centrumától. Úgy tűnhet, mintha az „üresség” taszítana minket. A helyzet azonban nem ez. Arról van szó, ahogy azt már fentebb említettem, hogy a galaxisok mozgásából levonva a világegyetem tágulásának hatását, azok összeáramlása, koncentrációja figyelhető meg a Világegyetemben. Mindez meghatározott vonzócentrumok irányába történik, és a jelenség a gravitációnak köszönhető. De nemcsak e masszív képződmények játszanak fontos szerepet az egészben, hanem ellenpárjaik, a ritkulások is. A korábban említett vízválasztós példánál maradva, az is fontos tényező a víz áramlása szempontjából, hogy van-e magas hegy a közelben. A ritkulások pedig magas, meredek falú hegyeknek tekinthetők, ahol gyorsabban igyekszik a víz a völgybe. Vagyis, ezek közelében a helyi csoportok gyorsabban mozognak az „alacsonyabban fekvő”, vagyis a sűrűbb régiók felé, mint azt egyébként tennék. A nettó hatást pedig úgy érzékeljük, mintha a ritkulás „eltaszítaná” magától, a vonzócentrum pedig „húzná” maga felé a galaxisokat, és ennek a kettőnek a hatás pedig a tőlük való távolság függvényében összeadódik. A Lokális Ritkulást ugyan szinte teljesen galaxisok veszik körül, de ezek eloszlás nem egyenletes. Van olyan része, ahol szinte „semmi sincs”, erről a környékről így még több anyag képes távozni. Az analógiát tovább használva, a hegyek idővel egyre nagyobbá, kiterjedtebbé nőnek, miközben a róluk lezúduló víz a völgyekben összegyűlik. Az összeáramlással a ritkulások egyre nagyobb méreteket öltenek, és pontosan ez az, ami a Lokális Ritkulással is történik.

Egy 2017-es publikáció szerint létezik egy sokkal „meghatározóbb” ritkulás is, ami mintegy „eltaszít” minket magától. Így megoldás kínálkozik a Lokális Csoportnak a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzáshoz viszonyított túlságosan nagy sebességére. Azonban, ezzel a mostani cikk keretein belül nem foglalkozom, mert nem egy átfogó kozmológiai cikk megírása volt a célom. Kizárólag a Lokális Ritkulásra koncentrálnék. Akit mégis érdekel a téma, annak Yehuda Hoffman, Daniel Pomarede, R. Brent Tully, Helene Courtois: The Dipole Repeller című cikkét ajánlom a figyelmébe, ami az arxiv.org-on szabadon elolvasható. A Nature-ben megjelent változat fizetős. Illetve, aki csak pár percet szánna rá, annak itt egy rövid kis videó.

NGC6503

Vonzott a gondolat, hogy a galaxishalmazok, kompakt galaxiscsoportok után az űr „sötétebb” tartományait is megfigyeljem. Való igaz, hogy ezek feltérképezése a hivatásos csillagászok terepe, és az eredményeiket sem pusztán egyetlenegy galaxis szimpla lefényképezésével érték el, de amatőrcsillagászként nekem nem is ez volt a szándékom. Átfutott az agyamon, hogy a Lokális Ritkulás mélyéről válasszak csillagrendszert, de végül az NGC6503 katalógusjelű galaxis mellett tettem le a voksom. Nem voltam biztos abban, hogy a gödi ég minősége, illetve műszerem, kamerám megfelelő lenne a többi jelölt megörökítéséhez. Már akkor izgatottság lett rajtam úrrá, midőn megláttam az NGC6503 első nyers „digitális lenyomatát” a laptop képernyőjén. „A semmi határán lebegő” galaxis. Az alapvetően is felfoghatatlanul üres kozmosz partját bámultam, melyen túl még nagyobb üresség kezdődik. A csillagászatban gyakran találkozunk extrém adatokkal, de a földi hétköznapokhoz szokott elménk ezekkel csak nehezen tud mit kezdeni.

ESO 461-36 - NGC6503 - 15 ivpec - 2

Jobbra: az ESO 461-36 a Lokális Ritkulásban. A felvétel középen az apró fényfolt maga a galaxis.

Balra: az NGC6503 a Lokális Ritkulás peremén. Ez a galaxis a középső régióját tekintve, viszonylag nagy felületi fényességű.

A felvételek az SDSS (The STScI Digitized Sky Survey) adatbázisból származnak, azonos módon készültek, a feldolgozás is teljesen identikus. A látómező 15 x 15 ívperc.

A Sárkány csillagképben található galaxist Georg Friedrich Julius Arthur von Auwers (1835-1897) fedezte fel 1854-ben. A később az asztrometria területén szép karriert befutó csillagász ekkor még a Göttingeni Egyetemen tanult. Minthogy Auwers saját 2.6 hüvelykes (6.6 cm) Fraunhofer refraktorával akadt rá a galaxisra, így arra gondoltam, hogy megkeresem az égen a jó öreg 20×60-as Tento binokulárommal. Addig sem unatkozom, míg a 300/1200-as Newton távcsővel készülnek a felvételek. A csillagkörnyezetre rá is akadtam, de a galaxist nem sikerült meglátnom. Ennek persze több oka is lehetett. Talán a kisvárosi égboltom aznapi minősége akadályozott meg ebben. Talán, ha lett volna állványom. Talán, ha még úgy látnék, mint régen.

Három hónappal később, a Meteor 2017 Távcsöves Találkozó második éjszakáján egy Kínából rendelt kis elektronikus egységet teszteltük Nagy Tiborral. A cél az volt, hogy a tableten futó SkySafari programmal vezéreljük a SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanikát, melyre a UMA-GPU APO Triplet 102/635 távcsövem került fel. Tibor már korábban elvégezte laptopjáról a néhány dolláros modul beállítását, de ég alatt még sosem próbáltuk ki.  Az elgondolásunk a gyakorlatban is bevált, már csak be kell majd dobozolni, hogy a nyákra szerelt LED-ek vakító fénye ne zavarja az észlelőt. Egymás után böködtük a különböző célpontokra. A mechanika tette a dolgát, mi pedig a távcsőbe pillantva élveztük az éppen beállított objektum látványát. Ekkor jutott eszembe újra az NGC6503. Tarján égboltja jobb, mint az én otthonim, és ez a távcső már bőven elég kell legyen a galaxis megpillantásához! Ha Auwers látta a 2.6 hüvelykes Fraunhofer refraktorával, akkor nekem is menni fog! Az okulárba pillantva azonnal felismertem a csillagkörnyezetet, és a 8.6 magnitúdós csillag (a fényes sárgás árnyalatú csillag a képen) mellett ott volt a galaxis orsó alakú foltja. A belső fényesebb rész inhomogenitást mutatott, de ez nem volt azonnal nyilvánvaló. A külső, halvány régió szinte teljesen simának tűnt. Azonban, a keleti-délkeleti oldalán mintha egy fényesebb foltot érzékeltem volna. Vizuális megjelenése alapján kb. 4 x 1 ívpercesnek saccoltam a galaxist. Nehéz leírni, hogy mennyire örültem annak, hogy végre a saját szememmel is láthattam.

NGC6503-map1

Az NGC6503 a Sárkány csillagképben.

NGC6503-map2

A Sárkány csillagkép NGC6503 körüli részlete. A narancs színű ellipszis jelöli a galaxis pozícióját, ami az Alahakan-tól (χ Dra, 44 Dra) 3.5° távolságra van. 

A Simbad adatbázis szerint látszó mérete az égbolton 4.7 x 1.5 ívperc, míg a NED 7.1 x 2.4 ívpercet közöl. A saját felvételem alapján én az utóbbi értéket tekintem elfogadhatóbbnak. Az elmúlt három évtizedben tucatnyi publikáció közölt értékeket a távolságával kapcsolatban, melyek 17 és 20 millió fényév között szórtak. Az utóbbi években megjelent publikációk zöme inkább a 17.2 millió fényévet (5.27 ± 0.53 Mpc) veszi alapul a számításaihoz. A továbbiakban az ennek megfelelő értékek lesznek olvashatók. Átmérője (a NED által megadott látszólagos mérete alapján) 35 ezer fényév körüli. Vagyis, kiterjedése mindössze harmada, negyed a Tejútrendszerének. Éppen ezért, sokan a törpe spirál galaxisok közé sorolják.

NGC6503 2015-06-10 HST

Az NGC6503 a Hubble űrtávcső felvételén. Forrás és szerzők: NASA, ESA, D. Calzetti (University of Massachusetts), H. Ford (Johns Hopkins University), Hubble Heritage Team

Az NGC6503 viszonylag közeli galaxis, így a Hubble űrtávcsővel és a legnagyobb földi műszerekkel nem jelent különösebb problémát a csillagokra bontása. De legalábbis, a fényesebb csillagok tanulmányozhatók általuk. A galaxist azonban nemcsak a látható fény, hanem az elektromágneses sugárzás szélesebb spektrumán is megvizsgálták a csillagászok. Minden egyes hullámhossz hozzáadott valamit felépítésének megértéséhez, illetve több esetben e részeredmények kombinációjából született meg a konklúzió.

A galaxisra majdnem az éléről látunk rá, inklinációja 75.1 (kb. ±1° a különböző publikációkban). Szerencsére a kutatóknak megvannak a megfelelő matematikai módszereik, hogy az ebben a projekcióban rögzített megfigyeléseiket olyan nézetbe transzformálják, mintha csak merőlegesen látnánk rá az NGC6503 korongjára. Továbbá, rendelkezésükre állnak speciális képfeldolgozási eljárások, melyekkel a galaxis bizonyos struktúráit ki tudják emelni. Adott esetben azonban „a látványt” önmagában nehéz lenne értelmezni alapos fotometriai és spektroszkópiai elemzések nélkül. Példának okáért, a galaxis felületi fényességének változása a centrumtól mért távolság függvényében, illetve a galaxis belső dinamikája sok mindenről árulkodik. Fontos azonban megemlíteni, hogy a csillagászok erősen támaszkodnak a korábbi megfigyelésekből kapott eredményekre, tapasztalati törvényekre. Továbbá, modellek jóslataira, szimulációkból származó eredményekre próbálják illeszteni a saját méréseikből származó adatokat. (A továbbiakban legfeljebb vázlatosan fogok ezekről említést tenni, a cikk után felsorolt felhasznált irodalomban megtalálhatóak a pontos részletek.)

A galaxis kicsiny, kompakt magja intenzíven sugároz. Az NGC6503 a LINER (Low Ionization Nuclear Emission Region) galaxisok csoportjába tartozik. A LINER-ek a nevüket magjuknak színképe alapján kapták, amiben tipikusan gyengén ionizált atomok (egyszeresen ionizált oxigén, nitrogén, kén, stb.) keskeny vonalai figyelhetők meg, míg az erősen ionizált atomok (például kétszeresen ionizált oxigén) vonalai viszonylag gyengék. Máig vitatott, hogy pontosan miért látjuk ezeket az emissziós vonalakat a LINER galaxisok színképében. Egyesek szerint az intersztelláris gázban terjedő lökéshullámok (shock waves), míg mások szerint a fotoionizáció (intenzív UV sugárzás) okozza azt. Nemcsak az ionizációs mechanizmus kérdésében oszlik meg a kutatók véleménye, de annak forrását illetőleg is. A csillagászok egyik jelentős tábora szerint, e galaxisok esetében a centrumban tanyázó szupermasszív fekete lyukak a felelősek a gáz gyenge ionizációjáért. Elképzelésük szerint a LINER-ek mindössze kis luminozitású aktív galaxismagok, vagyis a Seyfert galaxisok és a kvazárok kevésbé energetikus rokonai. Az eltérések az aktív galaxis magok, és a kis luminozitású aktív galaxismagok között a fekete lyukak tömegére, az anyagbefogás ütemére, az akkréciós korong fizikai paramétereire, illetve a fekete lyukat körbevevő galaktikus környezetre (por és gáz, azok hőmérséklete stb.) vezethetők vissza, hogy csak pár lehetséges okot említsek. Mások szerint a csillagkeletkezési régiók fiatal, masszív és egyben forró csillagai gerjesztik a gázt. Egy harmadik elképzelés szerint, az 1 milliárd évnél öregebb, előrehaladott fejlődési állapotban lévő csillagok, az aszimptotikus óriás ág elhagyása után (post AGB phase) rövid ideig elég forrók ahhoz, hogy képesek legyenek gyengén ionizálni a környező csillagközi gázokat. Az emisszió megfigyelésére pedig azért nyílik egyáltalán lehetőségünk, mert sem az aktív mag, sem a fiatal forró csillagok keltette sugárzás nem ragyogja túl azt. (Akit a LINER-ekkel kapcsolatos ismeretek mélyebben érdekelnek, annak érdemes elolvasnia a Hickson68 kompakt galaxiscsoportról írt cikkem ezen részét.)

Az NGC6503 spirál galaxis centrumában „miniatűr”, galaxismagbeli spirális struktúra (nuclear spiral structure) figyelhető meg a Hubble űrtávcső F814W szűrőjével (szélessávú közeli infravörös szűrő) készült felvételén. A magot, és a spirál alakú képződményt közvetlenül körbevevő tartomány feltérképezése viszont közel sem bizonyult már ennyire egyszerűnek. Itt a képfeldolgozási eljárások már nem sokat értek. E. Freeland és munkatársai szimulált sebesség profilokra, pozíció-sebesség profilokra, felszíni fényesség profilokra, stb. próbálták illeszteni az észlelések eredményeit. A felhasznált „teoretikus minták” egyik csoportját korábban azért alkották meg, hogy könnyeben eldönthessék a nagy inklinációjú spirál galaxisokról, hogy azok küllősök-e, vagy sem. A küllő (bar) jelenléte ugyanis, a galaxison belüli irányultsága és erőssége függvényében otthagyja kézjegyét az említett profilokon. Megint más „teoretikus minták” pedig a galaxismagot körülvevő korongok (circumnuclear disk) kimutatására alkalmasak. A látható fényben, és a közeli infravörösben egyaránt megvizsgálták a galaxis belső vidékeit. Ennek köszönhetően például a galaxison belüli intersztelláris anyag okozta extinkciót (fényelnyelést) is számításba tudták venni a felületi fényesség profiloknál. (A por okozta extinkció effektívebb a rövidebb hullámhosszokon.) Kiderült, hogy a galaxismagbeli spirális struktúra egy korongban foglal helyet. Ennek a galaxismagot körülvevő korongnak a mérete pedig durván 250-330 fényév (89 ± 13 pc). Azt is megállapították, hogy az e korongon kívüli tartomány esetében a megfigyelések csak olyan küllő jelenlétével értelmezhetőek, amire a vége felől látunk rá. A küllő méretére 2000 fényév (660 pc) adódott. Korábban nem így gondolták, de az NGC6503 (nagy valószínűséggel) küllős spirál galaxis. Megjegyzem, hogy mindebből nemcsak a saját, de a Hubble fenti felvételén sem érzékelhető semmi. A következőkben az NGC6503 olyan tulajdonságairól ejtek szót, melyek amatőrcsillagászati műszerekkel készült felvételeken is látszanak, vagy tetten érhetők.

NGC6503-nuclear-spiral

A Hubble űrtávcső felvétele a galaxis centrumáról, mely F814W (szélessávú közeli infravörös) szűrővel készült. A képet utólag képfeldolgozási eljárásokkal élesítették. A fehér ellipszis a galaxismag körüli korongot reprezentálja. Forrás: E. Freeland, L. Chomiuk, R. Keenan, T. Nelson

NGC6305-bar-spiral-NIR

Az NGC6503 központi területe a közeli infravörös hullámhosszon (1.6 μm).  A vége felől látszó küllő csak kör alakú foltnak látszik a kép közepén. A felvételen kivehetők még a küllő átellenes végén induló prominens spirálkarok is. A belső szürke ellipszis a galaxismag körüli korongot jelöli. Forrás: E. Freeland, L. Chomiuk, R. Keenan, T. Nelson – A felvétel a Kitt Peak Nemzeti Obszervatórium 3.5 méteres WIYN távcsövének infravörös kamerájával készült (WHIRC – WIYN High Resolution Infrared Camera)

A fotómra pillantva is látszik, hogy a galaxis kompakt magját porsávokkal szabdalt sárgás-vöröses terület öleli körül. A színért a kisebb tömegű, előrehaladottabb fejlődési állapotban lévő idősebb csillagok a felelősek. A centrumtól kifelé haladva, a szorosan „feltekeredett” spirál karokban egyre sűrűbben fordulnak elő a Napunknál jelentősen nagyobb tömegű, forró és fiatal csillagok. Ezek a kisebb tömegű testvéreiket kékes fényükkel könnyűszerrel túlragyogják, így az én műszeremmel elért felbontáson egyre inkább a kék szín válik dominánssá. Csillagászati értelemben ezek csak rövid ideig, mindössze néhány millió, néhány tízmillió évig léteznek. Jelenlétük annak indikátora, hogy itt a közelmúltban intenzív csillagkeletkezés zajlott, és ez valószínűleg még ma is tart. Ha nem lenne folyamatos az utánpótlás, akkor az említett időtartamon belül mind kivesznének. A masszív csillagok nemcsak beragyogják a galaxisnak ezen területeit, de gerjesztik is a környezetükben található gázködöket intenzív UV sugárzásukkal, melyek ennek hatására vöröses/rózsaszínes árnyalattal világítanak. A felvételemen e régiók közül csak azok látszanak, melyek kellőképpen nagyok és fényesek.

Már az első Hα keskenysávú szűrőkkel készült fotók azt sejtették, hogy a csillagkeletkezési régiók gyűrűt képeznek a galaxis korongjában. De pontosan miként bocsájtanak ki Hα (Hidrogén alfa) sugárzást ezek a vöröses/rózsaszínes csillagközi gázfelhők a 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.

NGC6503 Ha-NIR

Ez a speciális, felvétel a Hubble űrtávcsővel készült az NGC6503-ról. A látómező 3.3 x 1.8 ívperc. A színek nem véletlenül furcsák, ugyanis ez egy úgynevezett bicolor (hamis színes) felvétel. A vörös szín abból a 28 perces expozícióból származik, mely olyan szűrűvel készült (F658N keskenysávú szűrő), ami csak a Hα emissziót engedi át. A vörös szín tehát a HII régióktól származik, amelyek a csillagkeletkezési régiókhoz köthetők. Majd ezt, a közeli infravörös tartományban (F814W szűrő) rögzített 12 perces felvétellel kombinálták, melyet a megfelelő kontraszt kedvéért kékre színeztek. Figyeljük meg, hogy a HII területek egy széles gyűrűben foglalnak helyet. A csillagkeletkezési gyűrű más hullámhosszokon még ennél is evidensebb. Forrás és szerzők: ESA/Hubble és NASA

A csillagászokat azonban nemcsak az ionizált hidrogén, hanem a galaxis teljes hidrogénkészletének mennyisége, illetve eloszlása is érdekelte. Hogy a HI régiókról képet kaphassanak a csillagászok, a VLA (Very Large Array) rádiótávcső rendszerrel a 21 cm-es hullámhosszon figyelték meg az NGC6503-at. 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 21 cm-es rádiósugárzás a hidrogén hiperfinom szerkezetében nagyon kis spontán valószínűséggel (A=2.88×10−15 s−1 ≈ 1/107 év) végbemenő átmenetnek köszönhetően keletkezik. 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 az említett sugárzás.  Mivel ez a jelenség csak roppant kis valószínűséggel következik be, így jelentős mennyiségű atomos hidrogéngáznak kell jelen lennie ahhoz, hogy ezen a hullámhosszon a csillagászok megfigyelhessék a sugárzásukat.

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.

A galaxis rádiótérképén jól látszott, hogy a HI régiók gyűrűbe tömörülnek. A csillagászoknak az ebben található semleges hidrogénkészlet tömegét 200 millió naptömegben határozták meg (E. Greisen és mások, 2009), vagyis a gyűrű tetemes mennyiségű csillag előállításához szükséges anyagot tartalmaz. Érdekes, hogy abban a két végpontban, ahol a küllő metszi a gyűrűt csak igen kevés gáz található. Pedig, a tapasztalatok szerint, általában éppen a küllők végeinél szokott az atomos és molekuláris hidrogén felhalmozódni, továbbá a hidrodinamikai szimulációk is ezt jósolják. Talán az NGC6503 esetében egy nem is olyan rég lezajlott hevesebb csillagkeletkezés az oka ennek a devianciának. E. Freeland és munkatársainak feltételezések szerint, a HI régiók hiánya csak temporális jellegű. A csillagkeletkezés talán kimeríthette az itteni készleteket, vagy éppen az intenzív csillagszél, illetve szupernóva-robbanások söpörhették tisztára a régiót.

NGC6503-HI

A HI régiók rádió kontúrja a GALEX (Galaxy Evolution Explorer) ultraibolya (NUV) tartományban készült felvételére montírozva. Csak a legfényesebb HI régiók kerültek rá a képre, hogy a gyűrű egyértelműen látszódjon. A hidrogénfelhők kiterjedése a korongban ennél sokkal nagyobb (55-72 ezer fényév), de ezek sűrűsége több nagyságrenddel kisebb, mint a gyűrűben lévőé. Figyeljük meg, hogy az UV felvételen is mennyire szembetűnő a gyűrűs struktúra! Forrás: Forrás: E. Freeland, L. Chomiuk, R. Keenan, T. Nelson

Nem véletlen, hogy a fenti képen a GALEX (Galaxy Evolution Explorer) űrtávcső ultraibolya tartományban készült felvételére került rá a HI területek 21 cm-es rádiókontúrja. A csillagkeletkezési gyűrű ugyanis az UV hullámhosszokon igen tisztán látszik, hála a nagytömegű fiatal csillagoknak. Ezek sugárzása itt még erőteljesebb, mint a látható spektrum kék végén. A másik adaléka annak, hogy a csillagászok a két felvételt fedésbe hozták, hogy így figyelembe tudták venni a GALEX adatainak kiértékelésénél a HI régiók vörösítő hatását. A gyűrű tőlünk távolabb eső (felső) fele valamivel „vörösebb”, mint a hozzánk közelebbi (alsó) fele. Mivel a GALEX két UV hullámhossz régióban (FUV: 180-275 nm, NUV: 140-170 nm) is készített felvételeket, ezáltal külön-külön egyfajta „UV színt” is hozzá lehetett rendelni a gyűrűben található csillagkeletkezési régiókhoz. A „színből”, vagyis a két felvétel intenzitás különbségeiből, pedig meg lehet becsülni a csillagkeletkezési régiók korát. Az FUV – NUV < 1 reláció azt indikálja, hogy ezek 500 millió évnél is fiatalabbak.

Az NGC6503 vizsgálata a LEGUS (Legacy ExtraGalactic UV Survey) felmérésnek is része volt. A LEGUS projekt keretében a Hubble űrtávcsővel 50 darab, 12 Mpc-nél közelebbi galaxist fényképeztek le a WFC3 és ACS képrögzítő műszereit használva. Olyan célpontokat választottak, melyekben jelenleg is aktív csillagkeletkezés zajlik.  A célpontok közelsége miatt a galaxisokat alkotóelemeikre, vagyis csillagokra, csillaghalmazokra, asszociációkra tudták bontani. Több különböző szűrőt (WFC3/F275W, WFC3/F336W, WFC3/F438W, WFC3/F555W, WFC3/F814W, ACS/F435W, ACS/F814W, ACS/F606W) is használtak, így egyaránt lefedték a közeli infravörös, az optikai és az UV hullámhosszokat.

NGC6503-LEGUS-comp1cl1

Az NGC6503-ról a LEGUS projekt keretében készült felvételek. A felső „hibrid kép” baloldalán a galaxis optikai, a jobboldalán az UV „megjelenése” látható. Az optikai képhez használt szűrők és a hozzájuk rendelt színek: F435W (kék), F555W (zöld), és F658N (vörös). Az UV képhez használt szűrők és a hozzájuk rendelt színek: F275W (kék), F336W (zöld), és F435W (vörös). Figyeljük meg, hogy miként rajzolja ki a csillagkeletkezési gyűrűt az alsó, UV tartományban készült felvételen a masszív csillagok sokasága. Forrás:  Legacy ExtraGalactic UV Survey/STScI

A LEGUS NGC6503-mal kapcsolatos fotometriai eredményeit felhasználva D. A. Gouliermis és munkatársai úgynevezett kontúralapú térképelemzés technikát vetettek be annak érdekében, hogy a felszíni csillagsűrűség alapján következtetéseket vonhassanak le a csillagkeletkezési gyűrűről. (A cikk után, a felhasznált irodalomban megtalálhatók a pontos részletek.) Az elemzést szűrőpárok szerint válogatott minták segítségével végezték el. A használt párosítások hullámhossz (nm) szerint: F275 – F336, F336 – F438, F438 – F555, F555 – F814. Tulajdonképpen a párokkal a különböző színű csillagokat válogatták le. Az első páros a kékes árnyalatú csillagokat fedi le, míg a negyedik a vörösöket.

NGC6503-LEGUS-Blue-Red

A csillagok térbeli eloszlása az NGC6503-ban. Balra fent a „kék színű csillag” minta (F275 – F336 szűrőpár), jobbra fent a „vörös színű csillag” minta (F555 – F814). Alul ezek „felülnézetbe transzformált” képe látható, a galaxis inklinációját figyelembe véve. A kék csillagok már szemmel láthatóan is kirajzolják a csillagkeletkezési gyűrűt. A vörösök sokkal nagyobb területen oszlanak el. Mindazonáltal, eme utóbbiaknál is sejthető, hogy némileg követik a csillagkeletkezési régiókat. Fontos megjegyezni, hogy a küllő a hiányos fotometriai felmérés miatt nem jelenik meg a vörös csillagok eloszlásában. A kék csillagok hiánya a centrum környékén azonban valós. Forrás: D. A. Gouliermis és mások.

Mint az fentebb már kiderült, a kék csillagok kijelölik a csillagkeletkezési régiókat. Az NGC6503-ban ezek eloszlását vizsgálva a centrumtól mért távolság függvényében, a kutatók meghatározták a gyűrű külső és belső sugarát is. Az előbbire 1 kpc (326 fényév), míg az utóbbi 2.5 kpc (815 fényév) értéket kaptak. A gyűrű tehát a galaxis küllőjén kívül helyezkedik el.

A csillagászoknak összesen 244 kék csillagokból álló struktúrát sikerült behatárolniuk különböző bizonytalansággal. Határozottan tehát nem jelenthető ki, hogy mind a 244 struktúra valós halmaz, vagy valós asszociáció. Jelentős részük lehet, hogy csak véletlen fluktuáció az adatokban. A tudomány már csak így működik. Az elemzésük szerint, ezek 95%-a hierarchikusan, a gyűrű mentén elhelyezkedő 3 domináns szuper-struktúrához tartozik.

A gyűrűben a fiatal csillagoknak valamivel több mint a fele halmazok, asszociációk része, míg a többiek ezen komplexumok között oszlanak el. Elmondható az is, hogy inkább a legfiatalabbak (legfényesebbek) tömörülnek ilyen struktúrákba, míg a némileg idősebbek, de még mindig fiatal csillagok, inkább szerteszóródottabbak. De a struktúrák mérete és sűrűsége is mutat korrelációt a korral. A legfiatalabb csillagok inkább a kisebb és kompaktabbak lakói, míg a valamivel idősebbek, a lazább és nagyobb kiterjedésűekhez tartoznak. D. A. Gouliermis és szerzőtársai szerint, ez alátámasztja azt az elképzelést, hogy a csillagképződést a gyűrű gázfelhőiben turbulenciák szabályozzák, s melyek aztán felszabdalják azokat (turbulent fragmentation). Vagyis, a nagyobb felhők belsejében idővel kisebb felhők tömörödnek össze, azaz a hideg csillagközi anyag hierarchikus felhőkbe rendeződik (multi-fraktál). Az NGC6503 kék mintájában (F275 – F336 szűrőpár) sikerült is tetten érni a folyamatot. A vizsgált kék csillagok nagyjából 100 millió éves időskálán belül keletkeztek. A legfiatalabb körülbelül 4 millió, míg a legidősebb 110 millió éves lehet, míg maga a fragmentáció pedig nagyjából 60 millió éves időskálán zajlott le.

A turbulenciákat a gyűrűben azok a nyíróerők táplálják, melyek annak belső és külső pereme közötti jelentős forgási sebességkülönbség miatt lépnek fel. Tekintettel arra, hogy 100 millió év alatt a gyűrű belső pereme három fordulatot is végez, az NGC6503 esete azt bizonyítja, hogy ezek a „nyírómechanizmusok” sokkal inkább fenntartják a csillagkeletkezést, mintsem megakadályozzák azt. Továbbá, a LEGUS projekt eredményein alapuló, az NGC6503 kapcsolatos megfigyelések támogatják azt az elképzelést is, hogy a galaxisokban gyűrűk rezonancia jelenségek, melyeket egy forgó küllő vagy éppen valami más nem tengelyszimmetrikus korongbéli zavar hoz létre. Igaza lehet tehát azoknak, akik szerint a gyűrűk a küllős galaxisok dinamikájának természetes következményei (Buta és Combes, 1996).

Kimondottan viszonylagos közelsége, de főleg izoláltsága révén övezi különleges érdeklődés ezt a galaxist. Általánosan elmondható, hogy az izolált galaxisok nem állnak kölcsönhatásban más galaxissal, illetve halmaztagok sem fejtenek ki rá hatást. Így van ez szinte a világegyetem keletkezése óta, de legalább azóta, hogy tömegüknek a felét összegyűjtötték. Az ilyen típusú csillagvárosok ideálisak, hogy a csillagászok ellenőrizzék a galaxisok evolúciójával kapcsolatos elméleteiket. Továbbá fontos a szerepük abban, hogy jobban megérthessék a környezeti hatásokat a népes galaxis halmazokon belül, és megválaszolhassák, e hatások miként befolyásolják egy-egy galaxis, illetve a halmaz egészének fejlődését.

Azonban J. Koda és munkatársainak a közelmúltban (2015) megjelent publikáció azt sugallja, hogy az NGC6503 talán mégsem annyira magányos, mint azt korábban gondolták. A Subaru távcsővel még 2013-ban készítettek felvételeket az NGC6503-ról és környezetéről B, V, R, I, és NA656 (Hα) szűrőket használva, a Subaru extended ultraviolet disk survey program keretében. Az eredeti tudományos cél az NGC6503 optikai korongján is túlnyúló, kiterjedt UV sugárzásnak (XUV) a tanulmányozása és megértése volt. Ez viszonylag gyakori jelenség, mert a közeli galaxisok nagyjából 30%-a mutat ehhez hasonló jegyeket, de pontosan még ma sem tudják a csillagászok, hogy mi lehet ennek a sugárzásnak az oka. A Subaru ekkor készült felvételein akadtak rá a csillagászok, az utólag NGC6503-d1-nek elkeresztelt halvány törpe galaxisra.

NGC6503-d1

NGC6503-d1 törpe galaxis, mely átmenetet képez a törpe irreguláris galaxisok (dIrrs), és a törpe szferoidális galaxisok (dSph) között. Irreguláris megjelenését a néhány 100 millió éve történt csillagkeletkezésnek köszönheti. Míg a szimmetrikusabb alrendszert az idősebb, több milliárd éves csillagok alkotják. Az NGC6503-d1 igencsak „pehelysúlyú” a galaxisok között, mert összességében mindössze 4 millió naptömegű. Érdekes, hogy a becslések szerinti 3.6 milliói naptömeggel, a 8 milliárd évnél idősebb csillagok teszik ki a galaxis tömegének tetemes részét. Ehhez képest a fiatal generáció tömege csupán 280 ezer naptömeg körüli.

(a): A Subaru B, V, R szűrős felvételeiből képzett színes kép (pseudo-color), (b) DSS (Digitized Sky Survey), (c) Subaru V szűrős felvétele logaritmikus skálázással – ez kiemeli az öreg csillagok szimmetrikus alrendszerét, (d) GALEX NUV (ultraibolya) – itt a fiatalabb csillagok tűnnek elő, (e) Subaru Hα – a kis kör az egyetlen detektált HII régiót jelöli

A DSS felvétel esetén 30.2 x 12.7 ívperc a látómező, a többinél  2 x 2 ívperc.

Forrás: J. Koda és mások

Az NGC6503-d1 és az NGC6503 távolsága az égbolton 17 ívperc. A számítások szerint az NGC6503 500 ezer fényévnyi (150 kpc) területét képes „gravitációjával uralni”. Ez a távolságát figyelembe véve, 100 ívpercnyi területét jelenti az égboltnak. Így, ha a két galaxis nagyjából azonos távolságra van tőlünk, akkor az NGC6503-d1 az NGC6503 kísérője.

Az NGC6503-d1 látszólagos mérete és fényessége alapján (ezek távolságfüggő paraméterek) ennek megvan a valószínűsége. Legalábbis, a csillagászok erre a következtetésre jutottak, amikor a csillagrendszert a Lokális Csoport törpe galaxisaival hasonlították össze. Egészen pontosan a központi felületi fényesség, a fél-fényesség sugár (half-light radius – az a sugár, amiből a rendszer fényességének 50%-ka származik), és az abszolút fényesség korrelációját vizsgálták. Megállapították, hogy strukturális felépítése azokhoz a Lokális Csoportban található halvány törpe galaxisokéhoz hasonlít, melyek abszolút fényessége (MV) kb. -10.5 magnitúdó, fél-fényessége sugara (re) nagyjából 1300 fényév (400 pc), és központi felszíni fényessége (μ0,V) 25.2 magnitúdó/ívmásodperc2. Ezekből az adatokból pedig már következtetni tudtak a csillagrendszer távolságára.

Az NGC6503-d1 távolságának meghatározásához a vörös óriás ág legfényesebb csillagait is felhasználták indikátorként a csillagászok. De min alapszik ez a módszer? 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. A csillagfejlődési elméletek és a megfigyelések szerint is, a vörös óriásoknak a közeli infravörös tartományban van egy jól definiált maximális luminozitása. Ezt a pontot az első vörös óriás ág tetejének nevezik, illetve az angol nyelvű szakirodalomban ez a „Tip of the Red Giant Branch” (TRGB). Megfelelő matematikai apparátus birtokában meghatározható a TRGB látszólagos közeli infravörös fényessége. Az idős (több milliárd éves) vörös óriás csillagok esetén, melyek fémtartalma kicsi ([Fe/H] ≤ -0.7), a közeli infravörös tartományban a TRGB 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 szín-fényesség diagramon kissé a kék 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. Éppen ezért is, a vörös óriás ág (TRGB) tetejének fényessége, mint sztenderd gyertya, a csillagászatban előszeretettel használt távolságmérési módszer. Nem is beszélve arról, hogy nagy fényességüknek köszönhetően, ezek a vörös óriások igen messziről látszanak.

M106-NGC4254-TRGB-example

Példa szín-fényesség diagram a vörös óriások eloszlásának és a TRGB-nek a szemléltetéséhez. Nem véletlen, hogy nem az NGC6503-d1 diagramja szerepel itt. A kisszámú mintán közel sem lenne ennyire szemmellátható a dolog! (Az NGC6503-d1 esetén alkalmazott módszer leírása az eredeti publikációban megtalálható.) Az M106 (NGC4258) galaxis szín (V-I) és közeli infravörös fényesség diagramjának forrása: Barry F. Madore, Violet Mager, Wendy L. Freedman

A csillagászoknak nem volt könnyű a dolga az NGC6503-d1 esetén. Nagyjából 300 csillagot tudtak felbontani a galaxisban. Ezekből kellett a következtetéseiket levonni, illetve a TRGB fényességét is ezek alapján próbálták meghatározni. Természetesnek mondható, hogy az ilyen relatíve kisszámú minta hagy bizonytalanságot az eredményekben.

Külön-külön a fentebb leírt módszerek és megfontolások magukban még nem lennének elegendők, hogy egyértelműen kijelenthető legyen: az NGC6503-d1 az NGC6503 kísérője. Azonban, ezek kombinációja már valószínűvé teszi azt. Így, a publikáció egyik konklúziója, hogy az NGC6503-d1 távolsága nagyjából 17 millió fényév (5.25 Mpc), és valószínű, hogy az NGC6503 szatellit galaxisa. Itt az ideje elfelejteni a magányos jelzőt e galaxis esetében? J. Koda és szerzőtársai szerint: igen. Azt sem tartják kizártnak, hogy a jövőbeli felmérésekben további, az NGC6503-d1-nél halványabb kísérő törpe galaxisok nyomára bukkannak majd az NGC6503 környékén.

Felhasznált irodalom:

R. Brent Tully, Edward J. Shaya, Igor D. Karachentsev, Helene M. Courtois, Dale D. Kocevski, Luca Rizzi, Alan Peel: Our Peculiar Motion Away from the Local Void

R. Brent Tully: Our CMB Motion: The Local Void influence

E. Freeland, L. Chomiuk, R. Keenan, T. Nelson: Evidence for a Strong End-On Bar in the Ringed Sigma-Drop Galaxy NGC 6503

Hélène M. Courtois, Daniel Pomarède, R. Brent Tully, Yehuda Hoffman, Denis Courtois: Cosmography of The Local Universe

R. Brent Tully, Helene Courtois, Yehuda Hoffman, Daniel Pomarède: The Laniakea supercluster of galaxies

Jin Koda, Masafumi Yagi, Yutaka Komiyama, Samuel Boissier, Alessandro Boselli, Alexandre Y. K. Bouquin, Jennifer Donovan Meyer, Armando Gil de Paz, Masatoshi Imanishi, Barry F. Madore, David A. Thilker: Discovery of New Dwarf Galaxy near The Isolated Spiral Galaxy NGC 6503

Dimitrios A. Gouliermis, David Thilker, Bruce G. Elmegreen, Debra M. Elmegreen, Daniela Calzetti, Janice C. Lee, Angela Adamo, Alessandra Aloisi, Michele Cignoni, David O. Cook, Daniel Dale, John S. Gallagher III, Kathryn Grasha, Eva K. Grebel, Artemio Herrero Davo, Deidre A. Hunter, Kelsey E. Johnson, Hwihyun Kim, Preethi Nair, Antonella Nota, Anne Pellerin, Jenna Ryon, Elena Sabbi, Elena Sacchi, Linda J. Smith, Monica Tosi, Leonardo Ubeda, Brad Whitmore: Hierarchical Star Formation across the ring galaxy NGC 6503

Luca Rizzi, R. Brent Tully, Edward J. Shaya, Ehsan Kourkchi, Igor D. Karachentsev: Draining the Local Void

CLUES (Constrained Local UniversE Simulations) projekt

NGC7582, NGC7590, NGC7599 – A Grus Kvartett háromnegyede, s még sokan mások

NGC7582-90-99-LRGB-20151014-T30-300s-TTK

NGC7582, NGC7590, NGC7599

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

2015-10-14, 2015-10-16 – Siding Spring Observatory – 25 x 300 sec L, 8 x 300 sec R,G,B

Régi vágyam volt, amatőrcsillagászati léptékben nagy átmérőjű távcsővel egy olyan felvételt készíteni, ahol több galaxis „játssza a főszerepet”, miközben a háttérben távoli galaxisok sokasága látható. Vagyis, ezek száma összemérhető a Tejútrendszerünkhöz tartozó előtércsillagokéval. Illetve terveim között szerepelt (szerepel) távoli galaxishalmazok fotózása.

Az őszi borús, ködös estéken bújtam a déli égboltot ábrázoló csillagtérképeket (planetárium programokat használva), böngésztem a galaxishalmaz katalógusokat, miközben az adott területek SDSS (Sloan Digital Sky Survey) felvételeit nézegettem. Végül a Daru csillagképben akadtam rá valami olyasmire, amit kerestem. Már csak ki kellett szerkesztenem az elképzelt fotó közepének égi koordinátáit, hogy a távoli Ausztráliában a robot távcső a megfelelő pontot célozza meg.

Had invitáljam meg az olvasót egy rövid „tárlatvezetésre”. Ismerkedjünk meg először a galaxisokat tartalmazó csillagképpel.

A Daru csillagkép

A XVI. században az egyik legnagyobb nyereséggel kecsegtető üzletet az egzotikus fűszerekkel való kereskedelem jelentette. A Portugál Birodalom pedig monopolhelyzetben volt ezen a téren (is). A Holland kereskedők kénytelenek voltak készleteiket a Portugáloktól beszerezni, akik így lefölözték a haszon jelentős részét. A század utolsó évtizedében a Spanyolok és Hollandok között kiéleződött a helyzet, mely háborúskodássá fajult. Mivel Portugália ebben az időben dinasztikus unióban állt Spanyolországgal, így a Hollandok számára a fűszerbeszerzések forrása teljesen elapadt. Tenniük kellett valamit. Kézenfekvőnek látszott, hogy saját maguk szerezzék be az értékes portékát, és megdöntsék végre a Portugál hegemóniát. Egyetlen bökkenő akadt csak, hogy a Portugálok titokban tartották az útvonalat mely Indonéziába vezetett. 1592-ben Petrus Plancius német térképész és csillagász végül publikálta azokat a térképeket, mely a Hollandok előtt megnyitotta a fűszerekhez vezető utat. Biztos, ami biztos, a holland kereskedők Portugáliában, a beépített embereikkel még ellenőriztették a térképet, és további információkat szereztek. Megfelelő itiner birtokában 1595-ben elindították expedíciójukat Indonézia felé. A küldetés két évig tartott, és közel sem volt problémamenetes. Hol a szél, hol a hajón kitört betegségek miatt kellett vesztegelniük. Rengeteg embert veszítettek, de végül a vállalkozás elérte a célját. A holland kereskedők számára busásan megtérült az anyagi befektetés és a sok vállalt kockázat.

Pieter Dirkszoon Keyser és Frederick de Houtman szintén résztvevői voltak az első Hollandok indította kereskedelmi expedíciónak Indonéziába. A tengeri navigációhoz elengedhetetlen volt az égbolt ismerete. Nemcsak jó minőségű földi, de megfelelő égi térképre is nagy szükség volt, főleg a jövőben indítandó kereskedelmi hajózáshoz. A két úriember a nevét, a déli égbolt feltérképezésével írta be magát a történelembe. Megfigyeléseiket az elsők között, a már korábban is említett Petrus Plancius használta fel, aki ennek nyomán 12 új déli csillagképet konstruált. Ezek egyike volt a Daru (Grus) csillagkép. A Daru először Petrus Plancius és Jodocus Hondius által készített éggömbön jelent meg 1598-ban. Az elnevezést Johann Bayer is átvette, és fel is tüntette az új konstellációt az 1603-ban kiadott híres Uranometria-ban. A Daru ekkor kerül először csillagtérképre. Később, egyéb alternatív elnevezések is felbukkantak például a kócsag és a flamingó, azonban Bayer munkájának népszerűsége oly nagy volt, hogy végül Plancius elnevezése győzedelmeskedett, és a XX. század első felében a Nemzetközi Csillagászati Unió is ezt fogadta el.

Grus-Bayer-Uraniometria

Johann Bayer csillagtérképének, az Uranometria-nak (1603) az úgynevezett déli madarakat ábrázoló lapja. A Daru (Grus) csillagkép a bal felső sarokban látható – Kép forrása: U.S. Navy Library

A Daru csillagkép „kialakítása” a szomszédos Déli Hal (Piscis Austrinus) rovására történt. A ma γ Gru-ként ismert, a Daru szemét jelölő kék óriás csillag, Ptolemaiosz Almagesztjében még a Déli Hal farkát alkotta. Erről a csillag Al Dhanab arab elnevezése is tanúskodik. A Dhanab szó farkat jelent, utalva a Déli Hal farkára. Bayer egyszerűen kiegyenesítette a Déli Halat, hogy az ne érintkezzen az újonnan született csillagalakzattal.

Grus-map6

A Daru (Grus) csillagkép és szomszédjai Ausztráli egén: Szobrász (Sculptor), Déli Hal (Piscis Austrinus), Mikroszkóp (Microscopium), Indián (Indus), Tukán (Tucana), Főnix (Phoenix)

Ennek, a nagy földrajzi felfedezések korában született csillagképnek, csak a legészakiabb része emelkedik hazánkban a horizont fölé. Az előbb említett γ Gru mindössze 5° magasan delel lakóhelyemről nézve. A csillagkép látnivalóinak személyes megcsodálásához délre kell utazni, bár nem feltétlenül kell elhagynunk Európát. Aki viszont a teljes konstellációt szeretné látni, annak el kell merészkednie nagyjából az északi szélesség 30°-ig. Bár még ott sem emelkedik túl magasra a horizont fölé.

A Daru (Grus) csillagkép irányába tekintve, a Tejútrendszerünk síkjától délre, attól már kellő messzeségben, pompás kilátás nyílik az igen távoli galaxisok világára. Errefelé fordítva a távcsövet, csillagvárosunkban nincs jelentős mennyiségű por, sem jelentős mennyiségű gáz, ami számottevően tompítaná a fényüket. Továbbá galaxisunk csillagainak koncentrációja is alacsonyabb, mint a korongban. Ezért is fésültem át ezt a területet is célpontok után kutatva.

Ez a régió főleg a galaxisok és kettőscsillagok kedvelőinek nyújt felejthetetlen élményeket, ám nem szabad elfeledkezni az IC5148 gyönyörű planetáris ködről sem. Aki pedig az igazán különleges csemegéket kedveli, az felkeresheti a Gliese 832-őt. Ez a 8.7 magnitúdó látszó fényességű vörös törpe csillag mindössze 16 fényévre van tőlünk. Különlegessége, hogy bolygórendszerrel rendelkezik, és a kettő ismert bolygójából az egyik, a Gliese 832c az (optimista) lakhatósági zónában kering. Ha van rajta víz, akkor elképzelhető, hogy az folyékony halmazállapotú. Ez az exobolygó a szuper-föld típusba tartozik, vagyis a Földnél csak néhányszor nagyobb tömegű.

Grus-map5

A Daru (Grus) csillagkép Ausztrália égboltján (Siding Spring 2015. 10. 14. 11:48 UT). A Tejút sávja viszonylag messze húzódik a konstellációtól.

Kinek kvartett, kinek trió

A Daru csillagkép területén található a Grus Kvartett, melyet az NGC7582, az NGC7590, az NGC7599 és a NGC7552 kölcsönható spirál galaxisok alkotnak. Az égen egymástól a legtávolabbi tagokat 42ˊ választja el egymástól. A különböző nyomtatott és internetes irodalmak gyakran hivatkoznak Grus Triplettként csak az NGC7582, az NGC7590, és az NGC7599 hármasára. Most akkor kvartett vagy trió? Mondhatni, ez csak látómező kérdése. Valójában mindegyikük egy nagyobb struktúrának, a laza IC1459 Grus galaxis csoportosulásnak a tagjai. A továbbiakban csak a képemen látható tagokkal fogok foglalkozni.

Grus-map3b-m1

Csillagtérkép a Grus Kvartetthez. A távcső látómezejébe csak az NGC7582, az NGC7590, az NGC7599 fért bele (baloldali kék kör). Az NGC7552 (jobboldali kék kör) kissé távolabb helyezkedik el az égen az előbb felsorolt három galaxishoz képest. A térkép baloldalán a Daru két csillaga, a θ Gru (4.3 magnitúdó) és az ι Gru (3.85 magnitúdó) látható.

A fotó alapján már elsőre is roppant szembetűnő, hogy a három spirál galaxis mennyire különböző. Szépségüket tekintve én még mindig nem tudtam eldönteni, hogy melyik a kedvencem. Talán nem is kell. Eltérő megjelenésük a távcső okulárján keresztül is szépen megmutatkozik, ahogy erről Sánta Gábor vizuális észlelése is tanúskodik. Gábor a megfigyelését még 2011. szeptember 27-én végezte Görögországban (Kotronas, Monastery Sotiros). 25 cm-es tükrös távcsövet és 163x nagyítást használt.

grus-kvartett_snt_25t_163x

„A 24ˊ-es LM három galaxist tartalmaz (NGC 7582, 7590, 7599), amely a kissé távolabbi (a LM-n kívül maradó) NGC 7552-vel kvartetté egészül ki. A látómező mindhárom galaxisa jókora méretű, az NGC 7582 kb. 5 x 1.5ˊ-es, centruma elliptikus, és nincs csillagszerű magja. Két folt látszik benne. Az NGC 7590 a legfényesebb, alakja háromszög (!), pereme éles. Csillagszerű magja neki sincsen, de a centrális rész 1ˊ kiterjedésű, fényes. Északi részén egy markáns spirálkar látható. Az NGC 7599 a legnagyobb és egyszersmind a leghalványabb a három objektum közül. 5 x 2ˊ-es foltja igen diffúz, centruma alig van. A keleti részén egy alacsony kontrasztú foltocska látható.”

Az NGC7582

NGC7582-fn-cut1

NGC7582 – Morfológiai besorolása: R1SB(s)ab. Távolsága (középérték): 22Mpc. Látszólagos mérete az égen: 5ˊ x 2.1ˊ. Fényessége: 11 magnitúdó

A Tejútrendszerünkhöz hasonló méretű, körülbelül 100-135 ezer fényév átmérőjű NGC7582 küllős spirál galaxis a legalaposabban tanulmányozott a hármasból. Tudományos értelemben is ő az egyik legérdekesebb. Kompakt magja a lencse alakú központi régiónál sokkalta fényesebben ragyog. A korongban, mivel a galaxis majdnem élével fordul felénk, lehetetlen spirális struktúrákat felfedezni, de így is nagyon jól látszik, hogy roppant komplex a felépítése. Itt-ott csillagkeletkezési régiók tűnnek fel, porsávok, foltok tarkítják. Ennek a zűrzavaros sokszínűségnek szöges ellentétei, a korong két átellenes pontjaiból kiinduló, kis felületi fényességű, vastag külső spirálkarok. Ezek simák, nincsenek benne igazán feltűnő struktúrák. A külső karok szinte teljesen körülölelik az NC7582-t, egy úgynevezett álgyűrűt (pseudoring) alkotnak a galaxis körül.

PR1-galaxy

Az NGC7582 így nézne ki, ha merőlegesen látnánk rá. A karok gyűrűként (pseudoring) ölelik körül a fényes, lencse alakú, küllős szerkezetű korongot. Forrás: Ronald J. Buta

Megfigyelések szerint, a küllős spirál galaxisok 10%-kának van a galaxist körülvevő külső gyűrűje, vagy álgyűrűje. Tekintve, hogy ezek felületi fényessége igen alacsony, a valóságban akár 20% is lehet a valódi arány. E képződmények általában kissé kékes árnyalatúak, jellemző rájuk némi kék színtöbblet. Létezésükre a magyarázat, a küllős spirál galaxisok belső dinamikájában keresendő. Az egyik legvalószínűbb elképzelés szerint a csillagok és a csillagközi anyag centrum körüli mozgása és a rotáló küllő közötti, úgynevezett keringési rezonancia hozza létre a gyűrű alakú struktúrákat. Amennyiben a küllő forgása során megelőzi, lehagyja a külsőbb régióban lévő csillagokat és intersztelláris gázt, azok epiciklusos galaktikus keringése során, akkor milliárd éves időskálán kialakul a külső gyűrű. A küllő képes teljesen átrendezni a spirál galaxist, miközben maga is változik, fejlődik. A álgyűrűk és külsőgyűrűk között nem mindig egyszerű különbséget tenni, ráadásul a szimulációk szerint fejlődési kapcsolat van közöttük.

Barred_galaxy_High_Pattern_Speed_Evo

A gyűrűk (ring), álgyűrűk (pseudoring) kialakulása, evolúciója olyan küllős spirál galaxisokban, ahol a küllő mintázat nagy szögsebességgel forog. Az egyes sorok különböző szögsebességre vonatkozó eseteket mutatnak be. Forrás: Byrd és mások

Lassan két évtizedes felismerés, hogy az aktív galaxis maggal rendelkező csillagrendszerek centrumának néhányszor 100 pc sugarú környezetében sokszor igen nagyszámú fiatal és középkorú csillag figyelhető meg. Ez sokkal kevésbé jellemző a nem aktív magú társaikra. De mi az oka ennek? Az aktív magú galaxisoknál a korong síkjában gáz áramlik befelé a centrumba. A masszív beáramlás heves csillagkeletkezést vált ki a centrum környékén, továbbá ellátja a mag aktvitásáért felelős központi szupermasszív fekete lyukat gázzal, kielégítve annak „határtalan étvágyát”, és így fenntartva a mag aktivitását. Egy másik elképzelése szerint a beáramló gáz többnyire csak a csillagkeletkezésért felelős, míg az így keletkező csillagok életük folyamán elszenvedett tömegvesztéséből (csillagszél, külső héjak ledobása) és a szupernóva-robbanásokból származik annak a gáznak túlnyomórésze, amit a galaxis centrumában lévő fekete lyuk elnyel. A második teória szerint, a csillagkeletkezés valamivel megelőzi a mag aktivizálódását.

A csillagászok a fentebb vázolt folyamatok tanulmányozása végett az NGC7582-őt is górcső alá vették, ugyanis az Seyfert 2 típusú, aktív magú galaxis. A vizsgálatok szerint, por takarta centrumában a szupermasszív fekete lyuk tömege 55-70 milliószorosa a Napunkénak. Több csillagkeletkezési régió is megfigyelhető a mag közelében, melyek nagyjából 190 pc sugarú gyűrű mentén helyezkednek el. Ezek a területek bővelkednek a fiatal, nagytömegű csillagokban. Sugárzásával két csillagbölcső is kiemelkedik a csillagkeletkezési gyűrűből. Fluxusuk alapján, ezek egyenként nagyságrendileg 1000 darab, 5 millió év körüli, nagytömegű O6 típusú csillagot tartalmaznak. A csillagászok megvizsgálva a molekuláris gáz mozgását, azt találták, hogy az az NGC7582 korongja mentén áramlik befelé a centrum irányába. Ez a beáramlás strukturált, úgynevezett magbéli küllő (nuclear bar) mentén történik. (Küllős spirál galaxisok esetében a magbéli küllő jóval kisebb, mint a galaxis fő küllője. Az, eme utóbbiba ágyazódva, a galaxis centrumában található. Adott esetben még az orientációjuk is eltérő lehet.) A gáz a centrumban egyenletes eloszlású. Mivel a csillagkeletkezési gyűrű mentén nem mutatható ki egyértelmű sűrűsödés, vagyis úton a fekete lyuk felé a „készletek” nem csappannak meg, a gáz képes eljutni egészen a „célig”. A csillagászok az NGC7582 esetében kiszámolták, hogy mennyi gázt kell begyűjtenie a magnak évente ahhoz, hogy a röntgentartományban megfigyelhető sugárzását fedezni tudja. A megfigyelt beáramlás ezt igen hosszútávon képes biztosítani. Meghatározták azt is, hogy a gyűrű csillagainak mekkora az éves tömegvesztesége. Ez is nagyságrendekkel több, mint ami az aktív mag sugárzásának a fenntartásához kell. Vagyis akár a csillagok szele is, évmilliók alatt eljutva a központig, képes lehet táplálni a fekete lyukat.

NGC7582-core02

Felül a baloldalon az NGC7582 központi része. Felül jobboldalon a Hubble űrtávcső WFPC2 kamerájával készült felvétel a mag vidékéről. Lent a galaxis magvidékének Brγ fluxus térképe. (A Brγ hidrogén emisszió a HII régiók, így közvetve OB csillagok jelenlétére utal.) A magenta körök a fiatal csillaghalmazokat jelölik. Forrás: Rogemar A. Riffel és mások.

Az NGC7582 esetében a kutatók egyelőre nem tudták egyértelműen eldönteni, hogy a mag aktivitása a csillagkeletkezési hullámnak köszönhető-e, vagy mind a kettőt szimplán a galaxis centrumába beáramló gáz indítja be. Mind a kettő lehet igaz. A dolgot az is nehezítette, hogy nem a most megfigyelhető csillagkeletkezési hullám volt az első ebben a galaxisban. Ezt megelőzőleg, legalább 10 millió éve is volt egy nagyobb. Így e csillagok tömegveszteségéből származó gáz mára már akár el is elérhette a fekete lyukat. A csillagok termelése pedig tovább folyik. Egyes vizsgálati eredmények arra utalnak, hogy a gyűrűn belül egy újabb születési hullám van kibontakozóban. Az NGC7582 esete is jól mutatja, hogy a spirál galaxisokban a centrum környéki heves csillagkeletkezés és az aktív galaxis mag gyakorta kéz a kézben járnak, a mögöttes pontos mechanizmusok azonban még továbbra is tisztázásra szorulnak.

Az NGC7590 és az NGC7599

NGC7590-99-fn-cut1

Felül az NGC7599 – Morfológiai besorolása: SB(s)c. Távolsága (középérték): 19.7 Mpc (elég pontatlanul ismert). Látszólagos mérete az égen: 4.4ˊ x 1.3ˊ. Fényessége: 12 magnitúdó

Alul az NGC7590 – Morfológiai besorolása: SA(rs)bc. Távolsága (középérték): 25.5 Mpc (elég pontatlanul ismert). Látszólagos mérete az égen: 2.7ˊ x 1ˊ. Fényessége: 12 magnitúdó

A két galaxis tudományos szempontból sokkal „elhanyagoltabb”, mint az NGC7582. Mivel csak igen kevés kutatás foglalkozott konkrétan velük, így én is csak nagyon röviden írnék róluk.

A távolságadatok bizonytalansága ellenére elmondható, hogy a két galaxis közül az NGC7599 a nagyobb, hozzávetőlegesen 90000 fényév az átmérője. Ugyan az NGC7590 távolsága még az előző galaxisénál is pontatlanabbul ismert, ám ha a távolságértékek közül a legnagyobbat választjuk ki, még akkor is durván 10000 fényévvel alulmarad a versenyben.

Az NGC7590-et és NGC7599-et viszonylag egyszerű spirális struktúrával áldotta meg a természet. Azonban, ez utóbbinak a karjait több csillagkeletkezési régiónak és fényes csillaghalmaznak a foltja tarkítja, és több a karokban az elágazás. Azért az NGC7590-nek sincs szégyenkeznivalója. Kompakt magja fényesen ragyog az egész galaxishoz mérten, belső diszkje domináns.

Az NGC7590 Seyfert 2 típusú galaxis. Legalábbis ezt a besorolást kapta 1999-ben az ASCA (Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics) röntgentávcsővel végzett megfigyelések alapján. Már akkor voltak olyan kutatók, akik az eszköz kis szögfelbontása miatt (∼1ˊ PSF FWHM) kétségbe vonták, hogy a sugárzás csakis a galaxis magjából ered. A kétkedőket igazolta az a 2010-es tanulmány, mely már a modernebb, így sokkal jobb szögfelbontású (∼6˝ PSF FWHM) XMM-Newton röntgentávcső megfigyeléseire támaszkodott. Kiderült, hogy a megfigyelt sugárzás túlnyomórésze egy a centrumon kívüli ultrafényes röntgenforrástól (ULX: ultra-luminous X ray source), illetve a galaxis egy kiterjedtebb részétől származik. A mag röntgensugárzása igen-igen gyenge az előzőleg felsorolt forrásokhoz képest, melynek legvalószínűbb oka, hogy a sugárzás forrását tekintélyes mennyiségű, a röntgensugárzást elnyelő anyag veszi körbe. Mivel az NGC7590-re majdnem oldalról látunk rá, a Seyfert galaxisok általános modellje szerint (lásd a lenti ábrát), a fekete lyukat körülvevő vastag portórusz felfogja a sugárzás zömét. Ez azonban csak egy lehetséges magyarázat. A tanulmány szerzői is kiemelik, hogy további megfigyelésekre van szükség ahhoz, hogy egészen biztosan kijelenthessük: az NGC7590 Seyfert 2 típúsú galaxis, közepében egy aktív maggal, annak szívében egy szupermasszív fekete lyukkal.

Seyfert_uniform

Az ábra a Seyfert galaxisok általános modelljét szemlélteti. A központi sugárzás forrását, molekula felhők tórusza veszi körül. Ezek a felhők portartalmuknak, és a szabad elektronoknak köszönhetően bizonyos betekintési szög esetén leárnyékolják a magban keletkező sugárzás zömét. A Seyfert 1 típusú galaxisoknál a pólusok felől belátunk a rendszerbe, míg a Seyfert 2 típusúak esetén legfeljebb a szórt sugárzást (electron scattering) figyelhetjük csak meg. Forrás: H. Netzter

Az NGC7590 példája is jól mutatja, hogy a műszerek fejlődésével miként változik egy adott objektumról, jelenségről, így a világegyetem működéséről alkotott kép.

Számomra különösen érdekes, hogy mind az előző pontban tárgyalt NGC7582, mind az NGC7590 (valószínűleg) aktív magú (Seyfert 2 típusú) galaxis, mégis mennyire merőben más a felépítésük. Nem irigylésre méltó a csillagászok helyzete, rendszert kell alkotniuk, és az elméleteiknek igen változatos környezetben is helyt kell állniuk.

Galaxisok a háttérben

NGC7582-90-99-LRGB-20151014-T30-300s-TTK_lab4

A háttérben több száz galaxis látható. Csak a Pixinsight beépített programja (ImageSolver script) 68 PGC katalógusbeli galaxist azonosított a látómezőben. A galaxishalmazok közül, az Abell S1111-et emelném ki, mely igen hangsúlyos szerepet játszott abban, hogy a többi jelölt helyett, inkább az égbolt e területét választottam. Érdemes a képre kattintani, és a nagyobb felbontású változatot tanulmányozni.

Az előzőekben tárgyalt három spirál galaxis „csupán” 20-25 Mpc (65-80 millió fényév) távolságban van. A fény akkor indult útnak felénk, amikor még a dinoszauruszok uralkodtak a Földön, ám ez lassan a végéhez közeledett. Vajon milyen messze van a felvételen látható többi galaxis? Távoliak, és ezért látszanak kisebbnek, vagy csupán eltörpülnek az NGC7582, az NGC7590, az NGC7599 mellet? Az apró fénypöttyök galaxisunkhoz tartozó előtér csillagok, vagy szinte felfoghatatlan messzeségben lévő extragalaktikus objektumok?

A kérdések megválaszolásához először azonosítanom kellett az objektumokat, majd a publikusan elérhető adatbázisokból (NASA/IPAC Extragalactic Database, Simbad) ki kellett keresnem a távolságukat. A kis hobbikutatás oroszlánrészét nem manuálisan, hanem számítógépes programok (Pixinsight, Astrometry) segítségével végeztem el. Meg kellett állapítanom, hogy a galaxisnak vagy kvazárnak bizonyuló objektumok nagytöbbsége esetén, a pozícióján, a látszó méretén és a fényességadatain túl szinte semmilyen információ nem nyerhető ki a fent említett adatbázisokból. Szerencsére azért akadtak szép számmal olyanok is, ahol legalább a vöröseltolódást megmérték valamikor a múltban.

A világegyetem tágulásának köszönhetően a galaxisok távolodnak tőlünk, méghozzá annál nagyobb sebességgel, minél nagyobb a távolságuk. Ez az összefüggést nevezik Hubble-törvénynek. A Doppler-effektus miatt, a távolodó égitest spektrumában a színképvonalak a sebességgel arányosan a vörös szín felé tolódnak. Tehát a mérhető vöröseltolódásból kiszámítható a távolodás sebesség, s így Hubble-törvény felhasználásával megkapható a távolság.

A kozmológiában egy vöröseltolódáshoz többfajta távolság típus tartozik. Erről Dr. Kiss László írt egy remek összefoglalót pár éve az MCSE oldalán. Én itt a fényidőtávolságot fogom használni, pontosabban azt a visszatekintési időt, amennyi év alatt a fény elér hozzánk.  A legközelebbi csillagról a fény 4 év alatt ér ide, azaz mondhatjuk azt, hogy távolsága 4 fényév. Hasonlóan kiszámítható, hogy egy z vöröseltolódású galaxisból kibocsátott fény mennyi ideig utazott, ami a fényidőtávolság, vagy a visszatekintési időből származó távolság definiálását teszi lehetővé.

Lássuk ezek után, hogy mi a megfogalmazott kérdésekre a válasz! Nem szándékozom az olvasót hosszas felsorolással untatni, így csak pár objektumot ragadnék ki.

Kezdjük rögtön egy kivétellel. A PGC 70982 nagyságrendileg az NGC7582, az NGC7590, és az NGC7599 távolságában van. A galaxisok nagytöbbsége azonban nem a méretüknek köszönhetőn látszik kisebbnek. Rögtön az Abell S1111 galaxishalmazzal kezdeném (lásd a fenti képet), melyről a fény durván 600 millió évig utazott hozzánk. Megduplázva a „tétet”, a PGC 123621 közel 1.4 milliárd fényéves távolságból ragyog ránk. Igazi óriás, a látszó mérete alapján elsőre nem gondoltam volna, hogy ennyire távoli. Az RX J231829.9-422041 röntgenforrás, és aktív magú galaxis 3.4 milliárd fényévnyi távolságban van. De az abszolút rekorder, legalábbis a képen látható, és ismert vöröseltolódású objektumok között a PKS 2315-424 katalógusjelű kvazár, mely 11 milliárd évvel ezelőtt bocsájtotta ki azokat a fotonokat, melyeket most a CCD kamera érzékelői felfogtak. Ekkora távolságból, a galaxis aktív magja, ez ugyanis maga a kvazár, mindössze egy kékes színű csillagnak látszik a felvételen.

NGC7582-90-99-LRGB-20151014-T30-300s-TTK_labs4

Az alábbi táblázat, a fenti képen megjelölt extra galaktikus objektumok vöröseltolódását, visszatekintési idejét, fényességét, és az objektum típusát tartalmazza.

Anélkül, hogy pontosan megmagyaráznám (természetesen az olvasó szabadon utánanézhet a szakirodalomban), a távolság kiszámításánál a kozmológiai korrekcióban a következő értékek kerültek felhasználásra: H = 73.00 km/sec/Mpc, Ωmatter=0.27, Ωvacuum=0.73. Az adatok forrása: NASA/IPAC Extragalactic Database (NED)

Objektum z (vöröseltolódás) visszatekintési idő fényesség (magnitúdó) típus
PGC 70982 0.005397 ± 0.000267 61 millió év 16.09 Galaxis
PGC 093936 0.054491 ± 0.000133 693 millió év 18.21 Galaxis
PGC 071043 0.054541 ± 0.000133 693 millió év 14.2 (R) Galaxis (BL Lac?)
PGC 164573 0.056656 ± 0.000150 720 millió év 16.82 Galaxis
PGC 123621 0.112621 ± 0.000163 1387 millió év 16.81 Galaxis
PGC 126608 0.141114 ± 0.000350 1708 millió év 18.28 Galaxis
RX J231829.9-422041 0.316000 3433 millió év ? Aktív Galaxis (Röntgenforrás)
PKS 2315-424 2.850000 11093 millió év 19.58 Kvazár

Végül teljesült hát a vágyam. Készítettem, amatőrcsillagászati léptékben nagy átmérőjű távcsővel egy olyan felvételt, amin az előtérben több galaxis uralja a látványt, míg a háttérben távoliak sokasága látható.

Lehet, hogy hosszabb és több expozícióval még „mélyebbre” tekinthettem volna. Talán léteznek ennél részletesebb, vagy szebb felvételek. De ez nekem mind nem számít, csak maga az élmény, melyet a terület kiválasztása, a felvételek feldolgozása, a témával való foglalkozás jelentett. Ezt pedig minden egyes alkalommal felidézhetem, mikor majd elsétálok otthon a falra akasztott kép mellett, és vetek rá egy hosszabb-rövidebb pillantást.

Felhasznált irodalom:

Ian Ridpath: Star Tales (Grus)

R.A. Wittenmyer, Mikko Tuomi, R.P. Butler, H.R.A. Jones, Guillem Anglada-Escude, Jonathan Horner, C.G. Tinney, J.P. Marshall, B.D. Carter, J. Bailey, G.S. Salter, S.J. O’Toole, D. Wright, J.D. Crane, S.A. Schectman, P. Arriagada, I. Thompson, D. Minniti, J.S. Jenkins, M. Diaz: GJ 832c: A super-earth in the habitable zone

Stephen James O’Meara: Deep-Sky Companions: Southern Gems (ISBN: 9781107015012)

John Kormendy: Secular Evolution in Disk Galaxies

Ronald J. Buta: Galaxy Morphology

J. A. Acosta-Pulido, A. M. Pérez García, M. A. Prieto, J. M. Rodríguez-Espinosa, L. M. Cairós: The MID-IR emission of seyfert galaxies: relevance for CANARICAM

Rogemar A. Riffel, Thaisa Storchi-Bergmann, Oli L. Dors Jr, Claudia Winge: AGN-Starburst connection in NGC7582: Gemini near-infrared spectrograph integral field unit observations

X. W. Shu, T. Liu, J. X. Wang: XMM Observations of the Seyfert 2 Galaxy NGC 7590: the Nature of X-ray Absorption

J. S. Farnes, D. A. Green, N. G. Kantharia: Spectropolarimetry with the Giant Metrewave Radio Telescope at 610 MHz: a case study of two Southern Compact Group fields

H. Netzter: AGN EMISSION LINES

NGC1365

ngc1365-lrgb-20140131-t30-ttk

2014-01-27 – Siding Spring Observatory – 20 x 120 sec, 10 x 60 sec és 10 x 30 sec L

és

2014-01-30, 2014-01-31 – Siding Spring Observatory – 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

A Fornax (Kemence) déli csillagkép, egyike a ma is használatos modern csillagképeknek, ugyanis csak 1756-ban kapott nevet Nicolas Louis de Lacaille francia csillagász révén. Véleményem szerint egy igen jellegtelen halvány csillagokból álló csillagkép ez, melynek legfényesebb csillaga is csak 3.9 magnitúdó. Ám mégis hiba lenne az égnek e területét becsmérelni, mert javarészt ennek a csillagképnek a területén találhatóak a Fornax galaxishalmaz tagjai. A halmaz a második legnépesebb halmaz a Virgo halmaz után 100 millió fényéven belül.

fornaxcluster

A Fornax galaxishalmaz

A Fornax halmaz egyik érdekessége a NASA’s Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) felvételén bontakozik ki a legjobban. Az öreg csillagok fénye a rövidebb infravörös tartományban szinte betölti a felvételt, melyet a kék szín jelöl. A fiatal csillagok által felfűtött por viszont a hosszú infravörös tartományban látszik kitűnően, melyet a felvételen a vörös szín jelöl.

WISE Infrared View of the Fornax Cluster

A Fornax halmaz a NASA’s Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) felvételén – NASA/JPL-Caltech/UCLA

Infravörös hullámhosszak: 3.4-4.6 mikron kék, 12 mikron zöld és 22 mikron vörös.

A képen is látható, hogy az NGC1365 azon kevés galaxisok egyike a halmazban, melyben igen aktív csillagkeletkezés zajlik.

A Fornax galaxishalmaz szerintem egyébként is egyik legimpozánsabb tagja az NGC1365, mely tőlünk nagyjából 56-60 millió fényévre található küllős spirál galaxis. Mérete az égbolton 11.2 x 6.2 ívmásodperc és 9.6 (V) magnitúdó a látszólagos fényessége. Megkapó szépsége miatt több szakirodalomban is Nagy Küllős Spirál Galaxisként (Great Barred Spiral Galaxy) hivatkoznak rá, és 200000 fényéves átmérőjével valóban a nagyok közé tartozik. De nemcsak hatalmas méretével tűnik ki a spirális galaxisok közül. Abszolút fényessége is igen nagy. Fényesebb az M81-nél, de az M31-nél (Androméda-galaxis) is. Gondolatban helyezzük a 44 fokos dőlésszögű, és gyönyörű karokkal rendelkező csillagvárost önző északi félteken lakóként az Androméda-galaxis helyére, és ábrándozzunk egy kicsit, milyen nagyszerű látvány is lenne az égen kétszer akkora méretével és nagyobb fényességével.

Ez a galaxis egyik kedvelt célpontja a kutatóknak, ugyanis a küllős spirál galaxisok a csillagvárosok fejlődésének egy állomását képezik. A mai univerzumban a spirál galaxisok körülbelül kétharmada rendelkezik küllős szerkezettel. A masszív és hatalmas küllők gravitációs hatásának köszönhetően a gáz összegyűlik és összenyomódik az NGC1365 bizonyos pontjain, így indukálva intenzív csillagkeletkezést. A felvételen is nagyszerűen látszik, hogy a fő spirálkarokban rengeteg, 10 millió évesnél fiatalabb csillag található. Természetesen a galaxis túl messze van, hogy csillagokra bonthattam volna ezzel a műszerrel. A fényes pontok valójában nem önálló, hanem fiatal csillagok halmaza. Ezek a halmazok óriásiak és roppant népesek, akár 100000 csillagot is számlálhatnak egyenként. Az öreg csillagok alkotta küllő így teremt hát új életet, azonban nemcsak a spirálkarokban. A mag irányába is nagy mennyiségű gázt és port juttat el, így ott is számtalan fényes csillag ragyogott fel az elmúlt pár millió évben. A magba érkező anyag egyben táplálékul is szolgál a központban rejtőző fekete lyuknak.

Az NGC1365 I. típusú Seyfert galaxis, vagyis aktív galaxis maggal (Active Galactic Nucleus: AGN) rendelkezik. Az AGN-ről színképelemzés révén szerezhetünk információkat. E galaxis esetén a röntgen tartományban a vas széles és torzult emissziós vonalai figyelhetőek meg. Rögtön két magyarázat is van arra, hogy mi lehet ennek az oka. Az egyik elképzelés szerint relativisztikus reflexió az oka, vagyis a széles és torzult emissziós vonalért a fekete lyuk körüli akkréciós korong belső, relativisztikus sebességgel mozgó része a felelős. A korong anyagának gyors mozgása pedig a fekete lyuk gyors forgására utal. A második teória azonban azt állítja, hogy köztünk és a fekete lyuk közötti úton egyszerűen csak az NGC1365-ben található gázfelhőn halad keresztül a sugárzás. A gond az, hogy mind a kettő lehet jó magyarázat, és nem egyszerű eldönteni, hogy melyik is valójában a helyes.

Guido Risaliti egy 2013-ban megjelent tanulmányában megpróbálta eldönteni a kérdést. Ehhez a X-ray Multi-Mirror Mission (XMM-Newton) és a Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) által felvett spektrumokra próbált modelleket illeszteni. Tanulmányában, az egyes modellben relativisztikus reflexiót és elnyelést okozó gázt is használt. A második modell esetén csak gázköddel számolt. Csak az XMM-Newton méréseire támaszkodva nem tudta eldönteni, hogy melyik modell a helyes. Azonban a NuSTAR méréseinek eredményét a második modellel egyáltalán nem sikerült reprodukálnia. Igaz, hogy az első modell sem passzolt pontosan. Ekkor a második modellt úgy módosította, hogy nem egy köddel, hanem hárommal számolt. Ekkor a két modell között már nem volt jelentős a különbség. A módosított második modell viszont inkonzisztensnek mutatkozott az optikai és az infravörös megfigyelések eredményeivel. Így a szerző végül arra a következtetésre jutott, hogy a relativisztikus reflexió biztosan szerepet játszik a megfigyelt spektrum létrejöttében. Így tehát az NGC1365 egy igen gyorsan forgó központi fekete lyukkal rendelkezik. Akit mélyebben érdekel a téma, az a következő oldalon keresztül érheti el a tanulmányt: http://arxiv.org/abs/1302.7002

Bevallom, hogy én is a lebilincselően szép formája miatt választottam ki ezt a a galaxist. Olyan kompozíciót képzeltem el, ahol a galaxison van a fő hangsúly, azonnal megragadva a szemlélőt, de a látómező nagysága legyen akkora, hogy a környezet is szerves része lehessen a látványnak. Szerettem volna ugyanis megörökíteni több halvány, ebbe az irányba látszó galaxist is. Ezért esett a választásom az iTelescope hálózat T30-as távcsövére. Ez egy Planewave 20″ (51 cm) Corrected Dall-Kirkham Astrograph, melynek a fényereje f/4.5 (fókusz reduktorral). A felvételek készítéséhez egy FLI-PL6303E CCD kamera áll rendelkezésre. A látómező 27.8 x 41.6 ívperc, mely tökéletesen megfelelt az elvárásaimnak.

Kezdetben egy monokróm kép elkészítését tűztem ki célul, akkor még nem is gondoltam másra. 2014. január 27-én 20 x 2 perces, 10 x 1 perces és 10 x 30 másodperces felvételeket készítettem, és ezekből alkottam meg a képet. Azért dolgoztam ezzel a hármassal, hogy a halvány és fényes területek egyaránt érvényesülni tudjanak a monokróm L (Luminance) rétegen. A galaxis magja oly fényes, hogy 2 perces expozícióval már csúnyán beég. Miután feldolgoztam a felvételeket láttam, hogy a kapott eredmény igen ígéretes alapot szolgáltathat egy LRGB felvétel számára.

ngc1365-20140127-t30-ttk

2014-01-27 – Siding Spring Observatory – 20 x 120 sec, 10 x 60 sec és 10 x 30 sec L

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

Azonban hiába szerettem volna RGB szűrővel is felvételeket készíteni később, a technika ördöge mindig közbeszólt. Két ausztráliai éjszaka is próbálkoztam, de az automata távcső képtelen volt ráállni a galaxisra. Ugyan visszakaptam a felhasznált pontjaimat, de az eredménytelenség lehangoló volt. Felvettem a kapcsolatot a támogató személyzettel, és értesítettem őket a problémáról. Nem kellett a beígért 24 órás várakozási időnek sem eltelnie, és a műszerek működése közben keletkező naplóállományok (log file-ok) alapján megtalálták a problémát. A hibát kijavították, és kértek, hogy futassam újra a programjaimat. Erre 2014. január 30. és január 31. adódott lehetőség. Ekkor volt ugyanis szabad időpont, és ekkor állt a galaxis elfogadható pozícióban az égen.  A szűrönként 10 x 2 perces felvételek sikerültek. A korábban tapasztalt problémát megoldották, így visszajelezésem után a hibajegyet lezárták. Már csak a feldolgozás hosszadalmas órái voltak hátra. De ezek mindig élvezettel telnek, mert izgalmas látni, ahogy az ember kezében folyamatosan alakul a téma, és lassan összeáll a felvétel.