NGC185 elliptikus törpegalaxis és gömbhalmazai

NGC185-LRGB-20170730-0142-sx-bin2-360s-TTK

NGC185

2017-07-30, 2017-08-21, 2017-08-25 – Göd

21 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

Nagyon is jól emlékszem az estére, amikor az első felvételeket rögzítettem ehhez a fotóhoz. Az amúgy sem hosszú nyári éjszaka nagy részét azzal töltöttem, hogy ismerkedtem a nemrég beszerzett Stralight Xpress Lodestar X2 Autoguider vezető kamerámmal és a PHD2 programmal. A Lacerta MGEN standalone autoguider-t, mely évekig szolgált, ezzel a felállással váltottam ki. Már vészesen közeledett a hajnali 2 (NYISZ), mikor úgy éreztem, most már tényleg minden rendben, és nem kívánok már többet foglalkozni a hosszabb expozíciók készítéséhez elengedhetetlen vezetéssel. Elégedett voltam a beállításokkal, a PHD2-ről pedig éppen eleget tudtam már. Volt még idő pirkadatig, és mivel eleget szereltem, kábeleztem, teszteltem a rendszert ezen az estén, úgy éreztem, jár nekem némi jutalom. Különben is jobban szeretem, ha én dolgoztatom a műszereket, és nem ők engem. Igaz, meghálálják a törődést.

Az elmúlt években az érdeklődésem egyre jobban a galaxisok és a gömbhalmazok felé fordult. Ó, nem mintha a többi, a Naprendszer határain túli úgynevezett mély-ég objektum nem lenne érdekes és csodálatos! Nagyon is az! Egyszerűen csak engem eme két objektum típus megismerése, megfigyelése, esetleges megörökítése lelkesít a legjobban. Nyilván mások preferenciái eltérők, de így van ez rendjén. És akkor még a Naprendszer béli égitesteket nem is említettem. Mostanában egyre gyakrabban kapom magam azon, hogy holdas éjszakákon kint vagyok az udvaron, és távcsővel fürkészem kísérőnket, mint kezdetekben. Néha még képet is készítek egy-egy alakzatról a felszínén.

Visszatérve a galaxisokra és a gömbhalmazokra, akkor hajnal felé az a gondolatom támadt, hogy miért ne lehetne ötvözni a kettőt. Legyen a célpont valamelyik „szomszédos” csillagrendszer és annak gömbhalmazai! Az Androméda, a Cassiopeia csillagképek és ezek környezet már elég magasan járt az égbolton ahhoz, hogy a megfelelő jelölt fényképezésébe belevágjak. Hamar leszűkítettem a kört, mert a városi égbolt, a távcsövem látómezője, és az átlátszóság behatárolta a lehetőségeimet. Érdekes, hogy a légköri nyugodtság a szokásoshoz képest egészen jó volt. Választhattam volna a 2.5 millió fényévre lévő Androméda-galaxist (M31) és a gömbhalmazait is akár, de ennek 3.167° × 1° kiterjedése miatt mozaik felvételeket kellett volna készítenem. Elhessegettem ezt a gondolatot. Az elmúlt években egyébként is sok szép észlelés és fotó készült róla. Az Andromédának több tucatnyi szatellit galaxisa van azonban, melyek közül akadnak olyanok, amik amatőr műszerekkel is megfigyelhetők. Nem egynek pedig régóta ismert több gömbhalmaza.

Az NGC147 és az NGC185 elliptikus törpegalaxisok között vívódtam. Ezt a kettő, az M31-et kísérő csillagrendszert 58′ választja el egymástól az égen, de a valóságban is csak nagyjából 300 ezer fényév (kb. 93 kpc) a köztük lévő távolság. A látszólagos közelségük miatt gyakorta egyetlen fényképen szokták megörökíteni ezeket a rövidebb fókuszú amatőr távcsövekkel. Az én műszeremmel viszont nem lehet ekkor égterületet átfogni. Választanom kellett. Az NGC185 távolsága 2.02 millió, míg az NGC147 távolsága 2.3 millió fényév. Az NGC185 valamivel közelebb van tehát. Mondhatnánk, hogy némileg több az esély a részletek megörökítése tekintetében. Valójában azonban nem ez volt az egyetlen szempont, hogy az NGC185 mellett tettem le a voksomat. A két törpegalaxis egészen más megjelenésű és felépítésű. Régebbi vizuális megfigyeléseim alapján még jól emlékeztem rá, hogy az NGC185 felületi fényessége számottevően nagyobb, mint az NGC147 galaxisé, így a fényszennyezett égen az előbbi lefényképezése jóval több sikerrel kecsegtetett.

NGC185-map4

Az NGC185 a Cassiopeia csillagképhez tartozó égboltterületen látható, nagyjából „félúton” helyezkedik el az Androméda csillagkép és a Cassiopeia jellegzetes „W” alakot formáló csillagai között. Vagy, ha úgy tetszik, akkor „félúton” az Androméda-galaxis és a Cassiopia Shedar nevű csillaga között. Az Androméda-galaxishoz nemcsak látszólag, de valójában is közel van. A két galaxis távolsága 600 ezer fényév (181 kpc).

Továbbá, ahogy Walter Baade is írta a múlt század negyvenes éveiben: „Az NGC185 egyike azon elliptikus ködöknek, ahol a fényelnyelő anyag jelenléte teljesen nyilvánvaló. Két ilyen sötét köd is van az NGC185 centrumának közelében.”. Ezek az én felvételemen is jól láthatók, egy markáns és egy jóval kevésbé sötét ív formájában. A semleges hidrogén megfigyelésével kapcsolatos vizsgálatok alapján ma már tudjuk, hogy az NGC185 gázkészlete közel 300 ezer naptömeg. Az infravörös tartományban készült felvételek tanúsága szerint pedig nagyjából 5000 naptömegnyi por van jelen ebben a galaxisban. Ezzel szöges ellentétben, az NGC147-ben nincs számottevő, azaz észlelhető mennyiségű por és gáz. Ez volt az a másik különbség a két galaxis között, ami még vonzóbbá tette számomra az NGC185-öt.

Meg kell mondjam, hogy ezek a látszólagosan kicsiny porívek számomra különösen izgalmassá teszik ezt a galaxist. Jogosan merül fel a kérdés, hogy miként lehetséges a csillagközi por és a gáz jelenléte az NGC185-ben, míg a tőle nem is oly távoli NGC147 szegényes intersztelláris médium tekintetében. A legvalószínűbb magyarázat, hogy más evolúciós utat jártak be, mivel eltérő az M31 körüli pályájuk konfigurációja. Az NGC147-et a múltban sokkal gyakrabban és nagyobb mértékben érintette az M31 gravitációs hatása. Pályáján közel kerülve az Androméda-galaxishoz, az óriás spirális csillagrendszer kiszakította belőle a port és a gázt. Míg az NGC185 keringési periódusa elég nagy ahhoz, hogy az Androméda-galaxissal csak kevesebb számú „gravitációs csatát vívott”. Továbbá, pályájának pericentruma távolabb esik az Androméda-galaxistól, mint az NGC147-é, így ezek a „csaták” kevésbé voltak intenzívek. Összességében, mivel az az NGC185 csak ritkábban, és kevésbé közelítette meg az M31-et, így megőrizhette por és gáz készleteinek bizonyos részét.

Az NGC185 „felülete” nem véletlenül kelt a fotómon szemcsés zajos benyomást. Ez nem a felvételek rögzítésének, illetve a feldolgozásuknak a hibái. 300 mm átmérő és 1380 mm (a korrektor miatt) fókusztávolság esetén a galaxis fotografikusan már mutatja a csillagokra való bontás legelső jeleit. Ezt igyekeztem finoman még szembetűnőbbé tenni a kép kidolgozásakor. (Az általam használt PixInsight csillagászati képfeldolgozó program ehhez remek eszközökkel van felvértezve.) Már a megtisztított és összeadott képet először látva olyan benyomásom támadt, mintha az okuláron keresztül egy már a csillagokra bontás határán lévő halvány, „grízes” gömbhalmazt néznék. Bár a felvételemen már látszik „valami”, de többnyire ez összeolvadó csillagok fénye. Ahhoz, hogy ez a galaxis valóban teljesen csillagjaira essen szét, ennél azért tekintélyesebb átmérőre és jóval hosszabb fókuszra van szükség. Mondjuk a Hooker távcsőre, amivel több mint hét évtizeddel a saját felvételem előtt ez először sikerült. Néhány gondolat erejéig tekerjük most vissza az idő kerekét!

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

A szomszédos óriás spirál galaxis, az M31 csillagait korábban már Edwin Hubble is tanulmányozta a 100 hüvelykes Hooker távcsővel.  Hubble Cepheida típusú változócsillagokat keresett az Androméda-galaxisban, hogy meghatározhassa annak távolságát.

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

Hubble-nek sikerült is azonosítania ilyen típusú változócsillagokat az M31-ben. A periódus-fényesség relációjuk felhasználásával bizonyította 1926-ban, hogy az Androméda-galaxis a Tejútrendszeren kívül elhelyezkedő önálló csillagváros, és ezzel pontot tett egy régóta húzódó vita végére. Azt is fontos megemlíteni, hogy Hubble még pontatlanul, csak 1.5 millió fényévet kapott a galaxis távolságára. Mostani ismereteink szerint ez 2.54 millió fényév. Csak Baade jött rá később, így Hubble még nem tudhatta, hogy bár a Cepheida változóknak mind a két populációban vannak képviselőik, ezeknek azonban némileg eltérő a periódusa és fényessége közötti összefüggés (a két populáció Cepheida változói eltérő fényességűek). Az Univerzum „hirtelen nagyobb lett”, az Androméda-galaxis pedig „távolabb került” tőlünk.

Baade vizsgálatai nemcsak az M31-re, de annak két kísérő galaxisaira is kiterjedt 1943-ban. Az M32, illetve az M110 törpe galaxisok különálló csillagai is szépen látszottak a Hooker távcsővel készült fotólemezeken. Itt is sikerült kimutatnia a két jól megkülönböztethető populáció jelenlétét. Illetve megfigyelései megerősítették, hogy ezek egyértelműen az M31 szatellit galaxisai. Bár ezt addig is sejtették a csillagászok, mert az M31-hez hasonlónak találták a radiális sebességüket, és gömbhalmazaik látszólagos mérete is összemérhető volt az Androméda-galaxis gömbhalmazaiéval. Azonban az a tény, hogy a legfényesebb csillagok látszólagos fényessége nagyon hasonló az M31-ben, az M32-ben és az M110-ben még jobban alátámasztotta ezt.

De nem állt meg ennél a két törpe méretű csillagrendszernél, és az az NGC185-ről és az NGC147-ről is készített felvételeket. A két galaxis csillagait tanulmányozva megállapította, hogy érdekes módon az NGC147 csak II. populációba tartozó csillagok alkotják. Az NGC185 esetében viszont érdekes dolgot sikerült konstatálnia: bár a csillagok itt is túlnyomórészt II. populációjúak, de a centrum környékén talált egy tucatnyi kék színű csillagot, melyek az I populációt reprezentálják ebben a galaxisban. Mondhatjuk, hogy ez meghökkentette, mindenesetre speciálisnak (peculiar) jelölte meg a galaxist. Úgy gondolta, hogy az NGC185 csillagkeletkezési folyamatai sajátságosak lehettek.

M. Geha és munkatársai a Hubble űrtávcsővel 2009/2010 telén vizsgálták a környező törpegalaxisokat, és munkájuknak hála ma már többet tudunk az NGC185 csillagkeletkezési történetéről. De miért foglalkoztatja ennyire például az NGC185 a csillagászokat? (Az említett tanulmánynak része az NGC147 is, ezzel az objektummal e helyütt most nem foglalkozom). Az elliptikus törpegalaxisok jobbára, ha nem szinte kizárólagosan, galaxishalmazokban, galaxis csoportosulásokban fordulnak elő. Éppen ezért a környezeti hatások roppant fontos szerepet játszottak kialakulásukban és fejlődésükben. E galaxisok morfológiája azonban olyan sokszínűséget mutat, hogy manapság sem lehet leírni kialakulásukat egyetlen folyamattal. Ugyan mások már korábban tanulmányozták például a Fornax és Virgo halmaz törpegalaxisait, de ezek oly messze vannak, hogy igazán pontosan nem sikerült megállapítani, hogy mennyi bennük az öreg és középkorú csillagok aránya, és a csillagkeletkezési történetükre sem derült fény. A Lokális Csoportban három olyan elliptikus törpegalaxis is van (M110/NGC205, NGC185, NGC147) melyek alapvetően hasonló tulajdonságokat mutatnak, mint a távolabbi galaxishalmazok törpéi. Ami pedig a legfontosabb, ezek kellően közel vannak ahhoz, hogy a Hubble űrtávcső csillagokra bontsa őket, oly módon, hogy még a fősorozat csillagai is részletesen tanulmányozhatóvá váljanak, és nemcsak az ezeknél jóval fényesebb óriás ágak csillagai. Így ez a három csillagrendszer kitűnő terepet nyújt az elliptikus törpegalaxisokkal kapcsolatos vizsgálatokhoz. Mondhatjuk, hogy a mai műszerezettég mellett ezek jelentik a belépőt a megismerésükhöz.

A kutatók programjuk során fotometriai vizsgálatoknak vetették alá az NGC185 csillagait, és felvették annak szín-fényesség diagramját (Color Magnitude diagram – CMD), mely tulajdonképpen a klasszikus Hertzsprung-Russel diagram (HRD) „gyakorlatias” változata. A vízszintes tengelyen két különböző szűrővel mért fényesség értékek különbsége (jelen esetben HST ACS F606W-F814W) van feltüntetve a színképosztály helyett. A függőleges tengelyen pedig ezek közül az egyik színszűrővel (HST ACS F606W szűrő) felvett fényességérték szerepel.

NGC185-CMD2

Az NGC185 szín-fényesség diagramja. A fekete pöttyök az NGC185 három külön területén megfigyelt csillagokat reprezentálják. A vörös pöttyök azok a csillagok melyek spektrumát a Keck/Deimos programban vették fel. Az ábra jobb felén az egyes fényességekhez tartozó hibahatárok vannak feltüntetve (1 sigma error bars). Forrás: M Geha és mások

A csillagok egy részét spektroszkópiai elemzésnek is alávetették földi óriástávcsövekkel (Keck/DEIMOS study of Local Group dEs), vagyis információt nyertek a csillagok kémiai összetételéről (fémtartalmáról). Ez utóbbi elengedhetetlen volt, mivel fel akarták térképezni, hogy tulajdonképpen hányféle korosztály található a galaxisban. Ne feledjük, ahogy fentebb már említettem, az újabb csillaggenerációk már a korábbiak által legyártott elemekkel beszennyezett gázfelhőkből alakultak ki. Továbbá, az azonos tömegű, de különböző kémiai összetételű csillagok más-más fejlődési utat járnak be a szín-fényesség diagramon. Ez pedig fontos tényező, amikor a csillagfejlődési elméleteket felhasználva megpróbálják a csillagászok adott csillagok halmazának korát meghatározni úgynevezett izokron illesztésével. Az izokron a csillagfejlődésben használt kifejezés, mely a szín-fényesség diagramon az azonos korú csillagokat összekötő görbét jelöli. Tekintve, hogy az egyszerre született, vagyis azonos fémtartalmú, illetve azonos kémiai összetételű csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ, és mivel a masszívabb csillagok gyorsabban fejlődnek, így adott időpillanatban minden csillag meghatározott helyet foglal el a szín-fényesség diagramon. Más-más kémiai összetételekhez azonban más-más izokron tartozik.

csillaghalmazok_kora

Az egyszerre született (azonos fémtartalmú!) csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ. A nagyobb tömegű fényesebb és forróbb csillagok hamarabb elhasználják hidrogén készleteiket, és elhagyják a fősorozatot. Az idő előrehaladtával már csak a kisebb tömegű, és kevésbé fényes csillagok maradnak a fősorozaton. Ahogy idősödik az adott csillaggeneráció, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” az óriás ág felé, így az adott generáció kora meghatározható. Az Myr millió évet, a Gyr milliárd éveket jelent. Animáció forrása: http://astro.berkeley.edu/~dperley/univage/univage.html

A kutatók végül arra pontra illesztették az eltérő kémiai összetételhez, és azon belül a különböző korú csillagokhoz tartozó izokronokat a szín-fényesség diagramon, ahol a fősorozaton a csillagok elkanyarodnak az óriás ág felé (Turn off point). A vörös kupacra (Red Clump – RC az ábrán), illetve a horizontális ágra való illesztést végül elvetették, mert ezeket nem tudtak kellően megbízhatóan modellezni. (A vörös óriás ágat elhagyó csillagokkal, vagyis a magjukban már héliumot égető csillagokkal kapcsolatos modellekben még akadnak kérdőjelek.) A legmegfelelőbb izokronokat alkalmazva, illetve a modellezett szín-fényesség diagram alapján pedig levonták a következtetéseiket.

NGC185-CMD-izokron-modell2

Balra a megfigyeléseken alapuló Hess diagramja az NGC185-nek. A Hess diagram a csillagok előfordulásának relatív sűrűségét ábrázolja a Hertzsprung-Russell diagram különböző szín-fényesség pozícióiban. Figyeljük meg a Hess diagramon az illesztett izokronokat (Padova csillagfejlődési modell alapján képzettek). A színek a különböző fémtartalmakhoz tartoznak: [Fe/H] = −2 (zöld), −1 (kék) és 0.0 dex (vörös). Adott kémiai összetételhez, három különféle csillagkorhoz tartozó izokron került illesztésre. Ezek rendre 2, 8 és 12 milliárd év.

Jobbra a modellezett csillagkeletkezési történetek közül a megfigyelésekre legjobban illeszkedő szintetikus csillagpopulációkból képzett szín-fényesség diagramja az NGC185-nek.

A sárga szaggatott vonaltól balra eső, továbbá fölötte lévő területeket a csillagászok nem vették figyelembe az illesztéskor.

Forrás: M Geha és mások

Az NGC185 csillagainak 70%-ka legalább 12.5 milliárd éves. A maradék nagyobb része pedig valamikor 8 és 10 milliárd évvel ezelőtt formálódott. A galaxisban a csillagkeletkezés legalább 3 milliárd éve leállt, de legalábbis csillagainak 90%-át biztosan legyártotta akkora a galaxis. „Baade kék csillagai” pedig egy nem túl szignifikáns csillagkeletkezési hullámban születtek, mely a galaxis centrumának 650 fényéves (200 pc) környezetében zajlott 100 millió éve.

Fontos megjegyezni, hogy míg a Tejútrendszer és az Androméda-galaxis nagyobb luminozitású törpegalaxisait főleg idős és középkorú csillagok keveréke alkotja, addig érdekes módon az NGC185 inkább a Sextans és a Draco törpékre hasonlít, ahol az ősi csillagok jelentősen dominálnak a középkorúakhoz képest. A Sextans törpe esetében bizonyosnak látszik, hogy csillagait körülbelül 600 millió éves időskálán gyártotta le, és az egész folyamat véget ért nagyjából 12.9 milliárd éve, mivel a II. típusú szupernóvák egyszerűen kisöpörték a gázkészleteket ebből a galaxisból. Ez hamarabb megtörtént, minthogy befejeződött volna a Világegyetem reionizációs korszaka, tehát maga a galaxis fosszília ebből a korból. Csakhogy az NGC185-ben a csillagok össztömege (vizsgálati módszertől függően) 100-700 millió naptömeg körül mozog. Ez a Sextans és a Draco törpékénél hozzávetőlegesen 100-szor nagyobb, így valószínűtlen, hogy rá is hasonló csillagkeletkezési forgatókönyv lett volna az érvényes. Nem beszélve arról, hogy még mindig található benne intersztelláris anyag, ellentétben a másik kettővel. Sokkal valószínűbb, hogy az Androméda-galaxissal történt közelebbi találkozások vezényelték a születési hullámokat, illetve a csillagok keletkezésének elcsendesülését. Ennek megerősítéséhez mindenesetre még részletes sajátmozgás vizsgálatokra van szükség a jövőben, hogy a radiális sebességekkel együtt felrajzolhassák a csillagászok az NGC185, és a többi szatellit 3D-s mozgását az M31 körül.

Az NGC185 több olyan objektum típus is található, amelyet általában amatőrcsillagászként előszeretettel figyelnénk meg ha ezek a közelben lennének, és nem egy másik galaxisban. Mivel az NGC185-ben rengeteg a fejlődésben előrehaladott, a fősorozatot már régen maga mögött hagyó csillag, így bővelkedik hosszú periódusú változócsillagokban (90-800 napos periódus). Az ismert Míra, félszabályos, az szabálytalan (irreguláris) változók száma 513-ra rúgott 2011-ben. De planetáris-köd jelöltekből is akad jónéhány. Sőt a galaxis centruma környékén egy öreg szupernóva-maradvány is található, melyet az OIII (kétszeresen ionizált oxigén) vonalak hiánya miatt talán nem is kollapszus-szupernóva (core collapse supernova) hozott létre, hanem úgynevezett Ia típusú szupernóva. Ugyan ezekről amatőrcsillagász műszeremmel le kell mondanom, de még mindig ott vannak az NGC185 gömbhalmazai. Még akkor is, ha nem többek apró fényfoltocskáknál.

NGC185-LRGB-20170730-0142-sx-bin2-360s-TTK-label4

Az NGC185 gömbhalmazai. Történeti okokból az FJJ VI-ot is feltüntettem, de arról a Hubble űrtávcsővel történt vizsgálatok megállapították, hogy távoli elliptikus galaxis. A PAN-N185 pedig viszonylag friss felfedezés (J. Veljanoski és munkatársai, 2013.)

Valószínűleg nem lepem meg az olvasót azzal, hogy az NGC185 első két gömbhalmazát még Baade fedezte fel 1944-ben. Paul W. Hodge 1974-ben újabb hárommal gyarapította a törpegalaxis körül ismert halmazok számát. Holland C. Ford, George Jacoby és David C. Jenner a NGC185 és az NGC47 planetáris ködjeiről írt munkájuk appendixében a Baade és Hodge által felfedezett halmazok listáját még újabb néggyel egészítette ki, ám Hodge egyik halmazát elhagyták a sorból (Hodge 2), mivel az nem bizonyult gömbhalmaznak. A későbbiekben a csillagászok átvették Fordnak és munkatársainak nomenklatúráját, akik I-VIII-ig számozták a halmazokat, és a későbbi szakirodalmakban már FJJ I-VIII névvel hivatkoztak rájuk. Douglas Geisler és munkatársai 1999-ben számoltak be az IAU az évi szimpóziumára készült publikációjában az NGC185 (és az M110/NGC205) törpegalaxisok gömbhalmazaival kapcsolatos, a Hubble űrteleszkóppal végzett vizsgálatainak első eredményeiről. Az FJJ VIII-at leszámítva az összes többit egyenként megvizsgálta, és az FJJ VI kivételével mindegyikről megerősítette, hogy azok valóban gömbhalmazok. Az FJJ VI-ról azonban kiderült, hogy valójában egy távoli elliptikus galaxis. Geisler csapata, a Hubble WFPC2 kamerájának hála, bámulatos felbontást tudott elérni. Az 1999-es tanulmányban például bemutatták az FJJ V (előzetes, még korrekciókra szoruló) szín-fényesség diagramját, de már a másik két halmazzal kapcsolatban is voltak eredményeik. Már akkor megállapították, hogy ezek a gömbhalmazok a szín-fényesség diagram szerint szinte csak idős csillagokból állnak. Legalábbis a felső aszimptotikus óriás ágon a csillagok hiánya arra utalt, hogy a középkorú csillagok aránya elenyésző lehet. A spektroszkópiai elemzések pedig azt mutatták, hogy fémekben szegények az NGC185 gömbhalmazai. Mára ezek az észrevételek az összes többi esetében is megerősítést nyertek.

Az NGC185 ismert gömbhalmazainak sorát (a cikk írásának pillanatában) a Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS) keretében felfedezett PAN-N185 zárja. Bár halványabb, mint a többiek, de a felvételemen mégis látszik. Hogy miért nem akadták rá eddig? Egyszerűen korábban nem kerestek ilyen távolságban gömbhalmazt az NGC185 körül. Igazából pont a PAandAS mutatott rá, hogy például az M31 halója sokkal távolabbra terjed ki, mint az korábban gondolták a csillagászok. Érdemes tehát gömbhalmazokat keresni az adott galaxis centrumától távolabb is.

Vannak még terveim az NGC185-tel kapcsolatban. Igen, még készíthetnénk több felvételt mondjuk jobb átlátszóságú égbolt esetén. Vagy magam mögött hagyva a kisvárost, elmehetnék sötétebb ég alá, hogy ott folytassam. De minek? Az NGC185 főbb vonásai és gömbhalmazok már látszanak a fotón. A terv pedig pontosan ez volt. Sokkal inkább vágyom arra, hogy egy 50-60 cm tükör átmérőjű távcsővel a saját szememmel is lássam a gömbhalmazokat. Tudomásom van arról, hogy vannak olyan szerencsés amatőrcsillagászok akiknek ez már megadatott. Én is szívesen tartoznék közéjük!

Az NGC185 gömbhalmazainak égi koordinátái, fényessége, és a távolságuk alapján kalkulált abszolút fényessége.

ID  RA(J2000)  Dec. (J2000)  V0  MV0  
  (h m s)  (d m s)  (mag)  (mag) 
FJJ I  00 38 42.7  +48 18 40.4  17.70 ± 0.03  −6.26 
FJJ II  00 38 48.1  +48 18 15.9  18.00 ± 0.03  −5.96 
FJJ III  00 39 03.8  +48 19 57.5  15.99 ± 0.173  −7.97 
FJJ IV  00 39 12.2  +48 22 48.2  17.37 ± 0.02  −6.59 
FJJ V  00 39 13.4  +48 23 04.9  16.12 ± 0.02  −7.84 
FJJ VII  00 39 18.4  +48 23 03.6  18.10 ± 0.02  −5.85 
FJJ VIII  00 39 23.7  +48 18 45.1  17.04 ± 0.01  −6.92 
PA-N185  00 38 18.8  +48 22 04.0  18.41 ± 0.01  −5.55 

Felhasznált irodalom:

H. C. Ford, G. Jacoby, D. C. Jenner: Planetary nebulae in local group galaxies. IV – Identifications, positions, and radial velocities of nebulae in NGC 147 and NGC 185

Doug Geisler, Taft Armandroff, Gary Da Costa, Myung Gyoon Lee, Ata Sarajedini: HST Color-Magnitude Diagrams of Globular Clusters in NGC 185 and NGC 205

Jenny C. Richardson, Mike J. Irwin, Alan W. McConnachie, Nicolas F. Martin, Aaron L. Dotter, Annette M. N. Ferguson, Rodrigo A. Ibata, Scott C. Chapman, Geraint F. Lewis, Nial R. Tanvir, and R. Michael Rich: PAndAS’ Progeny: Extending the M31 dwarf galaxy cabal

D. Lorenz, T. Lebzelter, W. Nowotny, J. Telting, F. Kerschbaum, H. Olofsson, H.E. Schwarz: Long-period variables in NGC147 and NGC185

J. Veljanoski, A. M. N. Ferguson, A. P. Huxor, A. D. Mackey, C. K. Fishlock, M. J. Irwin, N. Tanvir, S. C. Chapman, R. A. Ibata, G. F. Lewis, A. McConnachie: Newly-Discovered Globular Clusters in NGC 147 and NGC 185 from PAndAS

D. Crnojević, A. M. N. Ferguson, M. J. Irwin, A. W. McConnachie, E. J. Bernard, M. A. Fardal, R. A. Ibata, G. F. Lewis, N. F. Martin, J. F. Navarro, N. E. D. Noël, S. Pasetto: A PAndAS view of M31 dwarf elliptical satellites: NGC147 and NGC185

M. Geha, D. Weisz, A. Grocholski, A. Dolphin, R. P. van der Marel, P. Guhathakurta: HST/ACS Direct Ages of the Dwarf Elliptical Galaxies NGC 147 and NGC 185

Roya H. Golshan, Atefeh Javadi, Jacco Th. van Loon, Habib Khosroshahi, Elham Saremi: Long period variable stars in NGC 147 and NGC 185. I. Their star formation histories

Jeff Kanipe and Dennis Webb: Annals of the Deep Sky, Volume 4 (ISBN-13: 978-1942675051)

M. Bettinelli, S. L. Hidalgo, S. Cassisi, A. Aparicio, G. Piotto: he star formation history of the Sextans dwarf spheroidal galaxy: a true fossil of the pre-reionization era

Az SN2016gkg szupernóva az NGC613 spirál galaxisban

NGC613-LRGB-20161020-T32-300s-TTK-label

1. ábra. Az SN2016gkg szupernóva az NGC613 spirál galaxisban.

2016-10-20, 2016-10-23, 2016-11-01, 2016-11-21 – Siding Spring Observatory

20 x 300 sec L, 8 x 300 sec R, 8 x 300 sec G, 8 x 300 sec B

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

A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.

Azok a csillagok, melyek kiindulási tömege (MZAMS) meghaladja a 8-9 naptömeget, életük végén, mikor az energia-utánpótlásuk kimerül, szupernóvaként robbannak fel. Fényük saját galaxisukat is túlragyogja, miközben anyaguk jelentős része szétszóródik az űrben beszennyezve azt a csillagban korábban létrejött és a robbanáskor keletkezett elemekkel. Minden egyes ilyen úgynevezett kollapszus-szupernóva (core collapse supernova) megfigyelésével a csillagászok közelebb jutnak a robbanást kiváltó, és a közben lejátszódó folyamatok mechanizmusának megértéséhez. Fontos ez, mert e masszív ragyogó csillagok nemcsak életükkel, de halálukkal is jelentős hatást gyakorolnak környezetükre. A szupernóva-robbanás teremt és pusztít. A táguló maradvány a közeli por és gáz ködökben lökéshullámot keltve, beindíthatja az újabb csillagok keletkezését. Más esetekben pedig tisztára söpörve a környezetét akár véget is vethet ennek az egésznek. Fontos szerepet játszanak a galaxisok fizikai és kémiai evolúciójában. Valószínűnek látszik, hogy Naprendszerünk keletkezését is egy ilyen robbanás indította be, és hogy létezésünkben benne van a kezük. Kutatásukkal eredetünk kérdésének megválaszolásához is közelebb juthatunk.

Az SN2016gkg jelölést kapott szupernóvát Victor Buso és Sebastian Otero fedezte fel 2016. szeptember 20-án az NGC613 spirál galaxisban. Az akkor még csak 17.6 (CV) magnitúdós szupernóváról nem sokkal később kiderült, hogy különleges a maga nemében. Ez inspirált arra, hogy felvételeket készítsek róla, majd azokat kimérjem. Csábított a lehetőség, hogy annyi év után újra a TTK névkóddal ellátott észlelésekkel gyarapítsam az MCSE és az AAVSO változócsillag adatbázisát. Miért? Röviden: változócsillagokat észlelni jó! Azon kevés elfoglaltságok egyike, melynek során személyesen is meggyőződhetünk róla, hogy a Naprendszeren túl elterülő világ nem is annyira örök és statikus, mint ahogyan azt sok-sok, a világegyetem életében csak röpke szempillantásnak tűnő emberöltőn keresztül elődeink gondolták. Nem is beszélve arról, hogy ebben az esetben nem hogy a Naprendszeren túl, de egy másik galaxisban volt a megfigyelésem célpontja. Ha pedig a szorgosan gyűjtött fényességértékek még tudományos célra is használhatóak, az csak külön öröm. Egyedül azonban mindez nem sikerült volna. Tordai Tamás nagyon nagy segítségemre volt a felvételek kiértékelésében. Tamás amatőrcsillagászként magas szinten űzi a fotometriát (lásd Tordai Tamás: Hogyan észlelek változókat? – Meteor 2016/2. 46-51.). Külön kiemelném a V404 Cygni jelű fekete lyuk kettős fényváltozásával kapcsolatos megfigyeléseit, mely révén egy a Nature-ben is megjelent cikk társzerzője.

Talán meglepi az olvasót, de a digitális változócsillag észleléséhez nem is kellenek feltétlenül bitang drága műszerek. A siker kulcsát nem egyedül a költséges távcső, mechanika, és képrögzítő eszköz jelenti. Ha pedig valaki a vizuális észlelésbe szeretne belekóstolni, annak elég mindössze csak binokulárt, és az összehasonlító csillagok fényességét tartalmazó csillagtérképet ragadni. A többi már csak kitartás és az időközben szerzett rutin kérdése. Érdemes kipróbálni!

Amatőrcsillagászati szempontból szerencsés korban élünk, mert noha az NGC613 a déli Szobrász (Sculptor) csillagképben található, ki se kell mozdulnom ahhoz, hogy belevágjak frissen kitalált programomba. Több helyen is bérelhetünk távcsőidőt az interneten keresztül. Az elhatározásom után alig 20 perccel már el is készült az első nyers felvétel, és nem jelentett különösebb problémát az ezt követő időszakban se a nyomon követése. A programok automatikusan lefutottak (ha éppen derült volt az ég), miközben én éltem mindennapi életemet.

Legfőbb célom tehát a szupernóva fényességváltozásának követése volt, melyhez alkalmanként akár egyetlen darab jól sikerül nyers felvétel is elegendő, de azért nem árt, ha van pár kontroll fotó is a tarsolyunkban. A cikk elején látható LRGB kép kidolgozása másodlagos szempontként szerepelt a terveimben. Előttem már eléggé sűrűn betáblázták a távoli távcsövet, így a saját programomat már csak a megmaradt lyukakba tudtam elhelyezni. A megfigyelési ablakok kiválasztásakor még egyáltalán nem tudhattam, hogy derült lesz-e az éjszaka, és milyen lesz az ég minősége. Nem tagadhatom, hogy végül örültem annak, hogy összegyűlt kellő számú, megfelelő minőségű kontroll felvétel. Ezekből és a második napon felvett RGB szűrős képekből végül elkészíthettem a saját illusztrációs képemet, ugyanis már csak maga a galaxis is elég érdekes ahhoz, hogy szenteljünk neki némi időt.

NGC613

A galaxist William Herschel fedezte fel 18.7 hüvelykes (47.5 cm-es) f/13-as műszerével a Szobrász (Sculptor) csillagképben. Ő még nem ismerte fel valódi természetét. Erre egészen 1912-ig kellet várni, mikor is elkészült róla az első fotó. Ezen jól kirajzolódtak az „örvények, és bennük a csillag kondenzációk”, így az NGC613 a spirál köd besorolást kapta. Direkt az akkori szóhasználattal éltem. Akkoriban még vita folyat arról, hogy ezek az örvénylő ködök vajon Tejútrendszerünkhöz tartoznak, vagy éppen ellenkezőleg, maguk is távoli csillagszigetek. A kérdést végérvényesen Edwin Hubble döntötte el, aki a Lokális Csoport több galaxisát is sikeresen csillagokra bontotta. Az Androméda galaxisban azonosított Cepheida típusú változócsillagok periódus-fényesség relációját felhasználva kiszámította azok távolságát. Az így kapott távolságadatokkal bizonyította 1926-ban, hogy az a Tejútrendszeren kívül helyezkedik el. Nem volt kérdéses többé, hogy a spirál ködök távoli galaxisok. Bár az elmúlt két évtizedben többször is meghatározták, azonban az NGC613 távolsága továbbra is csak elég bizonytalanul ismert. A legutóbbi, nem a vöröseltolódáson alapuló vizsgálat szerint galaxisunktól 26.4±5.3 Mpc (Nasonova és mások – 2011), vagy másképpen 86 millió ± 17 millió fényév választja el.

A galaxis különböző régióinak fényessége nagyon nagy intenzitásbeli különbségeket mutat. (Olyannyira, hogy a képek feldolgozás során erre külön figyelmet kellett fordítanom.) A kisméretű, de roppant fényes centrális régióból indulnak ki a vastag küllők. Ezek mentén porsávok kígyóznak, míg az egyik küllőt (a felvételemen a felsőt) a mi látóirányunkból nézve szinte teljes egészében vastag porfelhők takarják. A lencseszerű központi területet is porsávok szabdalják, melyek nem túl határozottan, de spirális mintázatot rajzolnak ki. Amíg a legtöbb küllős spirál galaxis esetében mindössze egy-egy kar indul ki a küllők végéből (összesen tehát csak két karjuk van), addig az NGC613 esetében több határozott kar is megkülönböztethető. A küllők végénél, illetve az ovális részt gyűrűként körbefonó karokban, de még a külső karokban is megfigyelhető kékes csomók fiatal csillagok halmazai. Ezt a színt a legnagyobb tömegű, legfényesebb tagjaik kölcsönzik nekik. Ezek könnyűszerrel túlragyogják kisebb tömegű, hűvösebb és éppen ezért inkább sárgás és vöröses árnyalatú társaikat. A vöröses árnyalatú pamacsok pedig az ionizált hidrogént tartalmazó (HII) régiók. Az itt lévő gázfelhőket az előbb említett forró csillagok intenzív sugárzása gerjeszti. E behemót csillagok élettartama tömegüktől függően mindössze néhány millió, illetve néhányszor 10 millió év. A kékes és vöröses pöttyök sora tehát mind a folyamatosan zajló csillagkeletkezésnek az egyértelmű jelei, melyek szemmel láthatóan a küllők vége környékén a legintenzívebb. Távolodva a csillagoknak életet adó területektől, a karok fényessége ugrásszerűen csökken, és lassan belevész az űr sötétjébe.

Megnézve a felvételemet, azon is szembetűnő az NGC613 kompakt, az egész galaxishoz képest fényes magja. Ez az attribútum általában az aktív galaxis magok (AGN – Active Galactic Nucleus) jellemzője. Elsőre, a mag aktivitása azonban közel sem volt teljesen nyilvánvaló. Az optikai spektruma alapján három évtizeddel ezelőtt (1997) a kompozit objektum besorolást kapta. A centrum színképe egyfelől ugyan halványan az aktív galaxis mag jellegzetességeit mutatta – az az úgynevezett Seyfert típusú galaxisokéra hajazott -, de legfőképpen ionizált gázfelhők (HII régiók) jelenlétére utalt. Éppen ezért a legtöbb katalógusban a Seyfert/HII jelölés szerepel a csillagrendszer neve mellett. 2009-ig kellet várni, míg a Spitzer infravörös műholddal felvett színkép alapján bizonyosságot nyert az AGN létezése, később ezt a röntgen tartományban működő XMM-Newton távcsővel végzett megfigyelések is megerősítették. Vagyis, az NGC613 kompakt fényes centrumában egy szupermasszív központi fekete lyuk (SMBH: supermassive black hole) bújik meg a kíváncsi tekintet elől, fontos szerepet játszva a mag aktivitásában.

VLA_Finley3_med

2. ábra. A VLA (Very Large Array) tányérantennái Új Mexikóban (Socorro). Az első nagy felbontású rádióészlelések az NGC613-ról ezzel a rádiótávcső rendszerrel rögzítették a csillagászok. Az eredményeket 1987-ben, illetve 1992-ben publikálták. A 27 darab 25 méter átmérőjű antennával fogott jeleket kombinálva egy 36 km átmérőjű rádióantenna felbontása, és egy 130 méter átmérőjű rádióantenna érzékenysége érhető el. Kép forrása: NRAO

Valójában erre már az első nagyobb felbontású rádiófelvételek is utaltak (1987, 1992). Ezeken a rádió kontinuum képeken a galaxis centrumában egy intenzíven sugárzó, elnyúlt terület volt látható. Azt ezt követő vizsgálatok megmutatták, hogy ez a nagyságrendileg 300 pc (1000 fényév) kiterjedésű képződmény három diszkrét komponensből áll.

NGC613-SINFONI-Flux-velocitydisp-VLA

3. ábra. Az NGC613 centrumának Fe II fluxus és sebesség diszperzió térképe (VLT/SINFONI). A térképre a VLA rádió kontúrok is rákerültek, melyen jól elkülönül az egy egyenes mentén elhelyezkedő három diszkrét rádióforrás. Figyeljük meg az egybeeséseket! Forrás: J. Falcón-Barroso és mások

A rádiótávcsövekkel kapott eredményeket az optikai tartomány eredményeivel kombinálva a kutatók megállapították, hogy az elnyúlt alakzatban a középső rádiófolt, és az optikai centrum szinte tökéletes (0.1ʺ-es) egybeesése nem lehet véletlen. A galaxis magja ez a rádióforrás. Az NGC613 centrumának optikai és a közeli infravörös tartományban elvégzett spektroszkópiai elemzésből nyert galaxison belüli sebességeloszlások, illetve a rádió kontinuum morfológiája pedig arra világított rá, hogy a másik két folt a magból kiinduló energikus rádió kiáramlás következménye. E rádió jet orientációja elég közel esik az égbolt síkjához, így a galaxis síkjától sem lehet túlságosan messze, melynek inklinációja 35°.

The VLT telescopes are ready for observation at sunset

4. ábra. A VLT (Very Large Telescope) 4 darab 8.2 méteres tükörátmérőjű távcsöveinek felkészítése folyik a közelgő éjszakai megfigyeléshez (Cerro Paranal, Chile). A csillagászok a Hubble űrtávcső mellett, a VLT-t használták a közeli infravörös és a látható tartományban végzett megfigyelésekhez (VLT/SINFONI). Kép szerzője: Gerhard Huedepohl

De hogyan jönnek létre ezek a jet-ek? A galaxis középpontjában található fekete lyuk gravitációjukkal csapdába ejtve, mohón próbálják elnyelni a környezetükben található anyagot. Az étekként szolgáló intersztelláris gáz és por, mely a környező felhőkből, vagy éppen szétszaggatott csillagokból származik, akkréciós korongot formál. A korongot kívülről sűrűbb, lassabban keringő gázfelhők veszik körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog és felhevül. A folyamatban a mozgási energiájának egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Az akkréciós korong mindkét oldalán, arra merőlegesen, a forgástengely mentén plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyek a fekete lyuk közeli erős mágneses terében közel fénysebességre gyorsított, töltött szubatomikus részecskékből állnak. Ezek a töltött részecskék a mágneses térben kifelé spirálozva úgynevezett szinkrotronsugárzást hoznak létre. A jet-ek létrejöttének pontos mechanizmusa még a mai napig vita tárgyát képezi a kutatók körében. Valószínűsíthető, hogy az akkréciós korongban felcsavarodó mágneses térnek kitüntetett szerepe van abban, hogy a forgástengely mentén keskeny nyalábba terelődik a kiáramlás. Más galaxisok esetében megfigyelték már, hogy az aktív magból kiinduló rádió jet-ek képesek felgyorsítani, illetve felfűteni a környezetükben lévő molekuláris gázokat, melyek gyakran a kiáramlások tömegének jelentős részét adják. Az, hogy a két rádió tartományban megfigyelhető szélső folt ténylegesen a központi fekete lyukból kiinduló egy vonalban elhelyezkedő különálló entitások, vagy pedig a beeső sugárzás által felmelegített intersztelláris gáz buborékjai, még tisztázásra szorul.

agn_tipusok

5. ábra. Aktív galaxis mag sematikus vázlata.

A VLA rádiótávcső rendszerrel készült rádióképen a mag körül egy gyűrű alakú képződmény (nuclear ring) is felfedezhető. Ez a nagy felbontású optikai felvételeken is sejthető, de a galaxis centrumában lévő nagy mennyiségű por jórészt elfedi, és éppen ezért sokkal inkább a közeli infravörös tartományban tanulmányozható. Az infravörös megfigyelések tanulsága szerint, a gyűrű 7 különálló fényes területre bomlik. De mi ez a gyűrű, és mik ezek a csomók benne?  A galaxisban lévő intersztelláris anyag a küllők tengelye mentén áramlik be erre a területre. Olyan, mintha egy körtáncba folyamatosan emberek érkeznének két egymással szemben lévő irányból. A gáz összesűrűsödik ezeken a pontokon (ODR – Over Density Region) és beindul a csillagok rövid ideig tartó robbanásszerű keletkezése. A megszületett csillagok halmaza pedig folytatja megkezdett „körkörös táncát” a gyűrűben. De a csillagok születése csak addig zajlik, míg az első szupernóvák ki nem söprik a gázt a környezetükből. Ahogy keringése során távolodik a halmaz ezektől a sűrűsödésektől folyamatosan öregszik. Idővel újabb sűrűsödések jönnek létre a „belépési pontok” környékén, és így ott új halmaz születik. A csillagok keletkezése tehát epizodikus jellegű, a „legyártott” halmazok pedig tovahaladnak a körkörös „galaktikus futószalagon”. Így alakul ki a gyöngyökből álló nyaklánchoz hasonló formáció (pearls on a string scenario).

POS-3

6. ábra. A gyűrűn belüli folyamat sematikus ábrája. A két átellenes ponton (vastag nyilak) gáz áramlik a gyűrűbe, ahol sűrűsödések jönnek létre (ODR). A robbanásszerű, rövid ideig tartó csillagkeletkezésben kialakult halmazok pedig folytatják keringésüket a gyűrűben, miközben öregszenek. Forrás: Forrás: J. Falcón-Barroso és mások

NGC613-ring-l

7. ábra. Az NGC613 magját körbevevő gyűrű alakú képződmény (nuclear ring) a HST felvételén (F450W, F606W, F814W szűrőkkel készült kompozit kép).

NGC613-multiple-flux

8. ábra. A VLT-vel a közeli infravörös tartományban készített felvételeken még szembetűnőbbek az NGC613 „forró foltjai”, vagyis a fiatal halmazok és csillagkeletkezési régiók. A képeken speciálisan megválasztott, különböző hullámhosszakon megfigyelt emissziós fluxus látható. A fluxus térképek balról jobbra a következők: Brγ (Bracket Gamma: 2.16 μm), [Fe II] (1.64 μm), H2 (2.12 μm), kompozit színes fluxus kép. A kompozit kép színei három különböző emissziótól származnak: He I – kék, Brγ – zöld, [Fe II] – vörös,. A képek körülbelül 700 pc (kb. 2300 fényév) szélesek. Észak felül, kelet pedig balra van.

A 8. ábra fluxus térképei közül a kompozit kép illusztrálja az egész folyamatot a legjobban. Kitűnően látszik rajta a csillagkeletkezés evolúciója. A halmazban a legnagyobb tömegű csillagok a legforróbbak, de egyben a legrövidebb életűek is. Miközben a halmaz a gyűrű mentén keringve tovahalad, távolodik a sűrűsödési ponttól, ezek a csillagok pusztulnak ki a legelőször. Életük végén ezek szupernóvaként lángolnak fel. Vagyis, ha az elképzelés helyes, akkor minél távolabb van egy halmaz a sűrűsödési ponttól, annál öregebb, és így annál kevesebb benne a nagytömegű forró csillag.

A He I és Brγ emissziós vonalak létrejötte annak köszönhető, hogy a forró O és B típusú csillagok intenzív UV sugárzása fotoionizálja a környezetét. A rekombinációkor kibocsájtott foton pedig létrehozza az emissziót. Az elektron azonban közel sem biztos, hogy az alap energiaállapotra tér vissza. Gyakran gerjesztett marad, és idővel innen lép alacsonyabb energiaszintre. Ez az oka, hogy különböző színképvonal sorozatok tartoznak egy adott elemhez. A Brγ például a Brackett sorozat egyik vonala.

A He I emisszió létrejöttéhez nagyobb ionizációs energia kell, mint a Brγ-hoz, vagyis forróbb, és így nagyobb tömegű csillagra van ehhez szükség. A He I fluxus gyorsan leesik nem sokkal a robbanásszerű csillagkeletkezés után. Gyorsabban, mint a Brγ fluxus. A masszív csillagoknál ugyanis csak a még masszívabbak élik le sokkal gyorsabban az életüket. A két emisszió arányából így 0-10 millió éves időskálán meg lehet becsülni a halmaz korát. Az [Fe II] emisszió pedig a szupernóva-robbanások által felfűtött (fast shock, shock-heating) intersztelláris anyag nyomon követésére alkalmas. Az [Fe II] fluxus a tapasztalatok szerint 3-35 millió éves időskálán közel állandó marad, majd élesen letörik. E három emisszió fluxusának arányából megbecsülhető a halmazok kora 0-35 millió éves intervallumban. Mivel a gáz és a csillagok a gyűrűben körülbelül ennyi idő alatt tesznek meg egy teljes keringést, így ezzel a módszerrel ellenőrizhető, hogy a fentebb vázolt elképzelés a gyűrűvel kapcsolatban tényleg helyes-e.

Ahelyett, hogy a konkrét módszert ismertetném, győződjünk meg inkább a dologról a szemünk által. A kompozit képen látható, hogy a legnagyobb tömegű csillagok a halmazokban, a beáramlásnál kialakuló sűrűsödések közelében a leggyakoribbak. Itt a legdominánsabb a He I emisszió (kék szín) a csomókban. Kissé tovább, az óramutató járásával ellentétes irányban, a He I emisszió fluxusa jelentősen lecsökken. A kék zöldbe megy át. Majd az [Fe II] vöröse uralkodik el. A felvázolt modellt tehát ez a megfigyelés alátámasztja. Legalábbis ez a helyzet a gyűrű déli szakaszán.

De miért mutat más képet a gyűrű a „felső”, északi régióban? Ahogy a 2. ábrán is látható, a rádiótartományban intenzíven sugárzó terület hossztengelye merőleges a perspektíva miatt ellipszisnek látszó gyűrű nagytengelyére. Elfogadva, hogy a gyűrű valós alakja ténylegesen a körhöz közeli, annak inklinációja körülbelül 55°. Mint azt fentebb is említettem, a rádió jet orientációja a galaxis síkjához közeli, melynek inklinációja pedig 35°. A gyűrű e szakaszán tehát azért nem tapasztalható számottevő Brγ, [Fe II], H2, He I emisszió, mert a kúp alakú kiáramlás kisöpörte onnan a port és a gázt. Az aktív galaxis magok jelentős hatást képesek gyakorolni a galaxison belül a gázra, s mivel a jövendő csillaggenerációk számára ez jelentheti az alapanyagot, így magára a csillagkeletkezésre is.

Érdekes továbbá, hogy a gyűrűn belül a magvidéken tetemes gázkészlet található az NGC613-ban. Ehhez elég csak egy pillantást vetni a 8. ábra harmadik fluxus térképére. Nagyságrendekkel több, mint a gyűrű csillagkeletkezési csomóiban. Mégis, szinte nyoma sincs a csillagkeletkezésnek. A 8. ábra Brγ fluxus térképe a magnál szinte teljesen fekete. Elképzelhető, hogy itt is hullámokban születnek a csillagok. A legutolsó hullám körülbelül 10 millió éve történhetett, és a modellek szerint fél millió évnél hamarabb nem is várható a következő ilyen esemény. Ha egyáltalán be fog következni. Az igazat megvallva még mindig nem teljesen világos, hogy a rádió jet pontosan hogyan befolyásolja a csillagkeletkezést a magvidéken. Lehet, hogy megakadályozza? Vagy éppen segíti azt? Nem tudjuk. Az aktív galaxis magok és a csillagkeletkezés kapcsolata még mindig kevéssé ismert a csillagászok előtt.

SN2016gkg

Az SN2016gkg a felfedezését követő egy napon belül több magnitúdónyit fényesedett. Ennek, és a következő napok fényesedésének üteme, a későbbi vizsgálatok szerint tökéletesen egybevágott az ilyen típusú szupernóvákkal kapcsolatos elméleti jóslatokkal. Ezek szerint pontosan ilyen fénygörbe várható a kollapszus-szupernóvák esetében az úgynevezett hűlési fázisban, azt követően, hogy a kifelé tartó pusztító lökéshullám áttörte a csillagfelszínét (shock break-out).

SN1016gkg-AAVSO-Calendar_Date-crd

9. ábra. A szupernóva közel 2 hónapot átfedő fénygörbéje. A megfigyelések amatőrcsillagászoktól származnak, melyet akár csak én, elküldtek az AAVSO-nak. A zöld négyzetek V szűrővel, a kék csillagok B szűrővel, a sötétzöld négyzetek csillaggal a belsejükben pedig L szűrővel, vagy szűrő nélkül meghatározott fényességet jelölik. Érdemes megfigyelni, hogy a szupernóva fényessége mennyivel gyorsabban hanyatlott a maximum után B szűrővel vizsgálva, mint V szűrővel. Vagyis, a B-V színindexe (a két fényesség különbsége) miként nőtt. Látható, hogy a kezdetben inkább kékesebb árnyalata idővel hogyan vált egyre vörösebbé.

Már az első kisfelbontású spektroszkópiai vizsgálatok is arra utaltak, hogy II típusú szupernóva lángolt fel az NGC613-ban, vagyis egy nagytömegű csillag halálát nézhettük végig. A nagyfelbontású spektroszkópiával sikerült az altípust is meghatározni. Az SN2016gkg színképe, és annak időbeli változása a IIb altípus jellegzetességeit mutatta. Ezek viszonylag ritkábbak, ugyanis a II típusú szupernóvák mindössze egytizede tartozik a IIb altípusba.

Történeti okokból a színképük alapján a szupernóvákat két fő típusba, és azokon belül altípusokba sorolják. II típusúnak nevezik azokat a szupernóvákat, melyek színképében a maximum környékén (pontosabban a fotoszferikus fázisban) erős hidrogén vonalak figyelhetőek meg. E típus képviselői mind kollapszus-szupernóvák. Az egyes altípusok közti különbségek a szülőcsillagok paramétereinek eltéréséből fakad. Az I típus színképéből hiányoznak a hidrogén vonalai. Ráadásul az Ia altípus esetén a kataklizmát nem is a korosodó csillag magjának energia-utánpótlás hiányában összeomló magja okozza. Az egyik vezető elmélet szerint a robbanásra akkor kerül sor, amikor a fehér törpe kísérőjétől elég anyagot gyűjtött ahhoz, hogy tömege átlépje a kritikus Chandrasekhar-határt (1.44 naptömeg). A másik elmélet szerint két fehér törpe kering egy kettős rendszerben, egymáshoz folyamatosan közeledve. Míg végül egymásba spiráloznak, és ekkor történik az Ia típusú szupernóva-robbanás. Az I típus többi altípusa esetén (Ib/Ic), a szupernóva-robbanások minden részlete még nem teljesen tisztázott, de valószínűleg ezek is kollapszus-szupernóvák. Ennél sokkal mélyebben most nem mennék bele a témába, ennyi is elegendő a továbbiak megértéséhez. (Nyomtatásban és az interneten több alapos publikáció is fellelhető a témában. Lásd Vinkó József cikkét a felhasznált irodalmaknál.)

Az SN2016gkg spektrumában, a tipikus IIb szupernóvákra jellemzően, kezdetben P Cygni profilú hidrogénvonalak voltak megfigyelhetőek. Ezek aztán a maximum után gyorsan gyengülni kezdtek, hogy helyüket átadják a domináns hélium abszorpciós vonalaknak. Mindez azzal magyarázható, hogy a kidobódott hidrogénburok csak viszonylag vékony lehetett, és éppen ezért igen gyorsan szét is terjedt. Így rövid idő elteltével láthatóvá vált az alatta lévő héliumban gazdag csillaganyag.

p_cygni_profil

9. ábra. Az úgynevezett P Cygni profil a kidobódott, nagy sebességgel táguló gázburoknak köszönhető. A színképben a széles emissziós komponensre egy rövidebb hullámhosszak felé eltolódott abszorpciós komponens rakódik rá. Baloldalon látható a megfigyelt a spektrum intenzitása a hullámhossz függvényében. Míg a jobboldalon látható, hogy honnan származnak az emisszió egyes részei, és minek köszönhető az abszorpció. A Doppler-effetusnak miatt a felénk legnagyobb sebességgel közeledő gázburok abszorpciója erősen a kék felé tolódik. A tőlünk legnagyobb sebességgel távolodó, a gázburok túl felöli részének emissziója pedig a legnagyobb a vöröseltolódású. A vonalak kiszélesedéséből kiszámolható a tágulás sebessége. Ábra forrása: Vinkó József

De miért ilyen vékony a hidrogénburok? Mitől ennyire speciálisak a IIb szupernóvák? Ma a legvalószínűbbnek az tűnik, hogy ezek szülőcsillagai kettősrendszerek tagjai.

Egy kettős rendszerben mindkét komponens esetén megvan az a térrész, amit az adott égitest gravitációja ural. Ezt Roche-térfogatnak nevetik. Ami azon kívül kerül az akár el is hagyhatja a rendszert, vagy a páros körüli pályára áll. A belső Langrange-ponton keresztül azonban anyag áramolhat át az egyik Roche-térfogatból a másikba. Ez meg is történik akkor, mikor a nagyobb tömegű, és ezért rövidebb életű komponens késői fejlődési fázisában kitölti a saját Roche-térfogatát. A kisebb tömegű társ így elszipkázza a nagyobb külső rétegeinek anyagát. Az anyagátadás ténye megmagyarázza a hidrogénburok vékonyságát, illetve egyes IIb szupernóvák közvetlen környezetének sajátosságait. Vajon az SN2016gkg is alátámasztja ezt az elképzelést?

Roche-lobes-corrected

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

Ahogy a bevezetőben is írtam, minden egyes kollapszus-szupernóva (core collapse supernova) megfigyelésével a csillagászok közelebb jutnak a robbanást kiváltó, és a közben lejátszódó folyamatok mechanizmusának megértéséhez. Kiváltképp szerencsés a helyzet, ha sikerül azonosítani a szupernóva szülőcsillagát (progenitor). Az 1987A, a Nagy Magellán-felhőben 1987. február 23-án feltűnt szupernóva volt az első ilyen eset. Az azonosításkor több minden is a csillagászok kezére játszott. A Nagy Magellán-felhő, a nagyjából 163 ezer fényéves távolságával a Tejútrendszerünk legközelebbi kísérő galaxisai közé tartozik. (A felrobbant csillagot mindössze 168000 fényév választotta el tőlünk a későbbi mérések szerint.) A szülőcsillag pedig elég fényes volt ahhoz, hogy ilyen távolságból is jól látszódjon a korábban készült felvételeken. Ez utóbbira számítottak is a csillagászok. Amit azonban az SN1987A pozíciójában találtak a fotókon, az mégis meglepte a csillagászokat. Az elődobjektum, a Sanduleak -69° 202 ugyanis kék szuperóriás csillag volt. Akkoriban a nagytömegű csillagok fejlődésével kapcsolatos elméletek inkább a vörös szuperóriásokat tartották potenciális szupernóva jelölteknek.

Ma az azonosított szülőcsillagok száma 20 körül van. Nem hatalmas a minta, de ahhoz elég, hogy bizonyos következtetéseket le lehessen vonni. Az egyik ilyen, hogy eltekintve pár esettől, a B-V színindexük, vagyis B szűrővel felvett fényességük és V szűrővel felvett fényességük különbsége nagyobb, mint 0.3. Ebből következően effektív felszíni hőmérsékletük 7300 K alatti. A sikeresen azonosított szülőcsillagok legtöbbje, pedig valóban vörös szuperóriás volt. Különösen érdekesek tehát az olyan szülőcsillagok, melyek színe (színindexe) és fényessége (luminozitása) eltér „a megszokottól”. Ezek próbára teszik a csillagfejlődési elméleteket, illetve a szupernóvák fizikájával kapcsolatos ismereteket.

Charles D. Kilpatrick-nek és munkatársainak sikerült a Hubble űrtávcső WFPC2 (Wide Field Planetary-Camera 2) műszerével készült korábbi felvételein ráakadnia a szülőcsillagra.

SN2016gkg-KECK-HST-F-cut1

11. ábra. A felső fotó a Keck-II 10 méteres távcsővel, a közeli infravörös tartományban (NIRC2 – Near-Infrared Camera 2), adaptív optikai eljárással készült. A megjelölt fényes objektum az SN2016gkg, míg a vörös karikával jelölt 10 darab objektum referencia csillag az asztrometriai mérésekhez. Az alsó fotó a Hubble űrteleszkóppal korábban készült felvétel. A 10 vörös kör, azokat a felső felvételen is szereplő referencia csillagokat jelöli, melyhez képest meghatározták a szülőcsillag pozícióját, s amely elég jól egybeesett a megjelölt kékes színű pontforrással. Forrás: Charles D. Kilpatrick és mások.

A szülőcsillag azonosítását követően külön-külön megmérték annak fényességét a Hubble három különböző színszűrővel készített archív felvételén, majd figyelembe véve az intersztelláris anyag hatását, a kapott magnitúdó értékeket korrigálták. Ez után megkeresték, hogy milyen típusú csillag színképe illeszkedik erre a három fényességértékre a legjobban. Eredményül azt kapták, hogy a szülőcsillag egy 9500 K felszíni hőmérsékletű, A0Ia színképosztályú, vagyis kékes-fehér színű szuperóriás volt. Ismét egy újabb eset, mikor is a várt vörös szuperóriás helyett forróbb, kékes árnyalatú szuperóriás csillagot találtak. Fontos megjegyezni, hogy nem ez az első. Korábban is akadt már példa arra, hogy a IIb szupernóvák elődobjektuma a vörös szuperóriásoknál némileg melegebb sárga szuperóriásnak, illetve kék szuperóriásnak bizonyult.

Kilpatrick és csapata nem állt meg itt. Az aktuális csillagfejlődési modellek leírják, hogy adott kiindulási tömegű (MZAMS), és fémtartalmú csillag milyen utat jár be a születésétől a haláláig a Hertzsprung-Russell diagramon. Ilyen modellszámítások kettős rendszerek esetén is léteznek, ahol a tömegátadás miatt a tagok kölcsönösen befolyásolják egymás életútját. A csillagászoknak csupán olyan kezdő tömegparamétert, kettős csillag esetén pedig kezdő tömegpárosítást kellett választaniuk (a fémtartalom ismert volt), ahol a csillag végül eljut a Hertzsprung-Russell diagram azon pontjába, ahol az SN2016gkg szülőcsillaga is tartózkodott a robbanás előtt. A modellezett csillag életútja végén tehát pont a megfigyelt fényességet (luminozitást), és a kiszámított felszíni hőmérsékletet kellett, hogy felvegye.

Először magányos csillaggal próbálkoztak, de nem találtak olyan fejlődési útvonalat, mely annak közelében ért volna véget, ahol az SN2016gkg szülőcsillaga tartózkodott. Volt azonban másik érv is a magányos csillag elképzelés ellen. Kétségtelen, hogy a nagytömegű csillagok képesek a végstádiumban, még a szupernóva-robbanás előtt ledobni szinte a teljes külső hidrogénburkukat. Pontosan ez figyelhető meg az úgynevezett Wolf-Rayet csillagoknál. Ahhoz azonban, hogy a csillagot a halála előtt kiterjedt, ám csak kicsiny tömegű hidrogénburok vegye körül, nagyon finoman hangolt tömegvesztési folyamat szükséges. Máskülönben nem jön létre a IIb szupernóváknál megfigyelhető fénygörbe, spektrum, illetve a szülőcsillag fizikai paraméterei is mások lesznek.

A kettős rendszerek csillagfejlődési modelljei között azonban több olyan életpályát is találtak, ahol a csillag a szupernóva-robbanás pillanatában az SN2016gkg szülőcsillagához elég közel tartózkodott a Hertzsprung-Russel diagramon. A kettőscsillag modellekkel már sokkal meggyőzőbb eredményre jutottak. A legjobban illeszkedő életpálya esetén a főkomponens kiindulási tömege 15 naptömeg, míg az 1000 napos keringési periódusú kisebb társ kiindulási tömege mindössze 1.5 naptömeg volt. Azonban az anyagátadást is figyelembe vevő modell szerint, közvetlenül a szupernóva-robbanást megelőzően már csak 5.2 naptömeg volt a főkomponens tömege. Ez a modell nemcsak hogy produkálta a végpontban a megfigyelthez nagyon közeli luminozitást, és felszíni hőmérsékletet, de a megmaradt hidrogénburok tömegére kapott 5 x 10-3 naptömeg is jól illett a IIb szupernóvákról alkotott képbe.

Természetesen nagy fegyvertény lenne a modellbeli másodkomponens megtalálása, mely eredendően sokkal halványabb, mint az SN2016gkg szülőcsillaga volt. Mindazonáltal, talán a jövőben lehetséges lesz a detektálása a megfelelően „mély” felvételeken, miután a szupernóva már jelentősen elhalványodott. Elfogadva a galaxis korábban említett távolságát, a Hubble űrtávcső WFPC2 detektorával, és az F300W (300 nm, U-Band) szűrő alkalmazásával egy 25.9 magnitúdós csillagot kellene keresni az adott helyen.

SN2016gkg-eletpalyak

12. ábra. Balra a magányos szülőcsillagok, jobbra a kettős rendszerbeliek életpályája látható a Hertzsprung-Russell diagramon az aktuális csillagfejlődési modellek alapján, különböző kiindulási tömeg, de adott fémtartalom mellett. Az SN2016gkg-t vörössel jelölték (a felszíni hőmérséklet, és a luminozitást csak némi bizonytalansággal sikerült meghatározni). E szupernóva mellett más IIb típusú szupernóvák szülőcsillagai is feltüntetésre kerültek. Részletekért lásd a szöveget. Forrás: Charles D. Kilpatrick és mások.

Beillesztve Kilpatrick és csillagász kollégáinak az SN2016gkg és szülőcsillagával kapcsolatos munkáját a korábbi IIb típusú szupernóvákkal kapcsolatos vizsgálatok sorába úgy tűnik, hogy bár nem elképzelhetetlen, hogy a IIb szupernóvák szülőcsillagainak kis része talán mégis csak magányosan élte le életét, de sokkal valószínűbb, hogy a nagytöbbség kettősrendszer tagjaként jutott el a szupernóva-robbanásig.

A kutatók mindenesetre folytatják a jövőben is és újabb IIb és más típusú szupernóvák szülőcsillagainak azonosítását, vizsgálatát. Ezzel párhuzamosan a csillagfejlődési modelleket is folyvást tökéletesítik. Úgy gondolom, hosszú még az út, hogy pontosan megértsük a kollapszus-szupernóvákat. Ráadásul én ebben a cikkben csak a IIb típusról tettem mindössze említést. Az olvasót e mellett csak arra tudom biztatni, hogy amennyiben módja van rá, kövesse nyomon egy-egy szupernóva fényváltozását. Remek elfoglaltság a természet jelenségeinek megfigyelése. Azt meg sosem lehet tudni, talán a beküldött adatokat egyszer tudományos céllal is felhasználják. Ez utóbbi két kijelentés amúgy szinte bármely változócsillag észlelés esetében megállja a helyét. 

Felhasznált irodalom:

Stephen James O’Meara: Deep-Sky Companions: Southern Gems (ISBN: 1-10701-501-4)

Martin Bureau and E. Athanassoula: Formation and Evolution of Galaxy Bulges (IAU S245) (Proceedings of the International Astronomical Union Symposia and Colloquia)

West, R. M.; Lauberts, A.; Schuster, H.-E.; Jorgensen, H. E.: Astrometry of SN 1987A and Sanduleak-69 202

Veron, P., Goncalves, A. C., & Veron-Cetty, M.-P.: AGNs with composite spectra

Andy D. Goulding, David M. Alexander, Bret D. Lehmer, James R. Mullaney: Towards a Complete Census of AGNs in Nearby Galaxies: The Incidence of Growing Black Holes

Olga G. Nasonova, José A. de Freitas Pacheco, Igor D. Karachentsev: Hubble flow around Fornax cluster of galaxies

Vinkó József: Rejtélyes csillagrobbanások

P. Castangia, F. Panessa, C. Henkel, M. Kadler, A. Tarchi: New Compton-thick AGN in the circumnuclear water maser hosts UGC3 789 and NGC 6264

J. Falcón-Barroso, C. Ramos Almeida, T. Böker, E. Schinnerer, J. H. Knapen, A. Lançon, S. Ryder: The circumnuclear environment of NGC613: a nuclear starburst caught in the act?

Charles D. Kilpatrick, Ryan J. Foley, Louis E. Abramson, Yen-Chen Pan, Cicero-Xinyu Lu, Peter Williams, Tommaso Treu, Matthew R. Siebert, Christopher D. Fassnacht, Claire E. Max: On the Progenitor of the Type IIb Supernova 2016gkg

L. Tartaglia, M. Fraser, D.J. Sand, S. Valenti, S. J. Smartt, C. McCully, J. P. Anderson, I. Arcavi, N. Elias-Rosa, L. Galbany, A. Gal-Yam, J.B. Haislip, G. Hosseinzadeh, D. A. Howell, C. Inserra, S. W. Jha, E. Kankare, P. Lundqvist, K. Maguire, S. Mattila, D. Reichart, K. W. Smith, M. Smith, M. Stritzinger, M. Sullivan, F. Taddia, L. Tomasella: The progenitor and early evolution of the Type IIb SN 2016gkg

 

Galaxis trió a Draco-ban – NGC5985, NGC5982, NGC5981

 

NGC5985-5982-5981-20150419-0057-TTK

Galaxis trió a Draco-ban – NGC5985, NGC5982, NGC5981

2015-04-19, 2015-04-22 – Göd

15 x 480 sec L

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

SXVR-H18 CCD kamera, Hutech IDAS P2 LPS filter

Az égen tekergőző Sárkány (Draco) rengeted érdekes mély-ég csodát rejt. Ebből esett a választásom (a képen fentről lefelé) az NGC5985, NGC5982, NGC5981 galaxisok triójára. Gyakran emlegetik őket Sárkány trióként (Draco Trio). Megtalálásuk igen egyszerű. Az Edasich-tól, vagy más néven ióta Draconis-tól alig 1.5 fokra helyezkedik el. Ha ekvatoriális mechanikával rendelkezünk, akkor a kereső távcsővel állítsuk be az ióta Draconis-t, majd elég csak egy tengely mentén mozgatni a távcsövet, mert közel azonos a deklinációja a csillagnak és a triónak. Tekintve, hogy 5 fok a látómezeje a keresőmnek, illetve 2 fokos látómezővel rendelkezem a legkisebb nagyításon pillanatok alatt ráakadtam a galaxisok környezetére. Mivel manapság nagy sláger az Naprendszeren kívüli bolygók témája, így megemlítem, hogy 2002-ben felfedeztek egy bolygót az ióta Draconis körül. A felfedezés egyik különlegessége, hogy az első bolygó, melyet óriás csillag körül találtak. De térjünk vissza a galaxisokhoz.

A kis csoport megjelenése számomra roppantul tetszetős. Igazán kellemes téma egy asztrofotóhoz, ahogy a két küllős spirál galaxis közrefogja az elliptikust. Ráadásul más-más a rálátási szögünk. Míg az NGC5985-nek megcsodálhatjuk a spirális szerkezetét, addig az NGC5981-re éléről látunk rá. Mind a három galaxis nagyjából 100 millió fényévnyire van tőlünk. Tehát nemcsak egy irányba látszanak, de távolságuk is közel azonos. Ettől függetlenül hivatalosan még nem sorolták őket egyetlen kompakt galaxis csoportosulásba. Bár van egy kutatócsapat, akik egy csoport tagjainak tekintik a hármast. Ez a CLoGS (The Complete Local-Volume Groups Sample) projekt. Ők a zászlajukra tűzték, hogy felmérik a közeli világegyetem (<80 Mpc) galaxis csoportosulásait, a röntgen, optikai és rádió tartományban. Szerintük csak a három tartomány együttes vizsgálatával lehet megtalálni a választ a galaxisok, és így a világegyetem evolúciós kérdéseire. E három galaxist is tartalmazó csoportnak ők az LGG 402 jelölést adták, és szerintük az NGC5982 elliptikus galaxis a csoportosulás központja.

Az NGC5985 színképében látható emissziós vonalak alapján a Seyfert-galaxisok csoportjába sorolják. Úgynevezett aktív galaxis maggal rendelkezik (AGN: Active galactic nucleus), ahol az aktivitás hajtómotorja a magban csücsülő szupermasszív fekete-lyuk. Magának a magnak a látható fényben kibocsájtott sugárzása összemérhető a galaxis csillagainak szintén ebbe a tartományba eső sugárzásával.

A másik két galaxisnak sem kell azonban szégyenkeznie. A rádió tartományban végzett megfigyelésekkel kimutatták, hogy ezek is tartalmaznak AGN-t. A rádió emisszióért a két spirális galaxis esetében azonban az éppen folyamatban lévő csillagkeletkezések is felelősek. Érdemes megnézni, az optikai és a 610 MHz-es rádió tartományból kombinált képeket a három galaxisról:

n5985_r_610conn5982_r_610conn5981_g_610con

A galaxisok közötti tér sem üres azonban. A CLoGS projekt publikált egy igen érdekes képet, melyben a halmazt kitöltő forró (több 10 millió Celsius fok) intergalaktikus gáz röntgensugárzása is látható. Az optikai tartományban (The Sloan Digital Sky Survey) és a röntgen tartományban (XMM-Newton –  a képen a kék szín) készült felvételeket helyezték egymásra:

lgg402_xray_opt_crop_med

Bámulatos, hogy milyen részletek és titkok tárulnak fel előttünk, ha nem korlátozzuk érzékeinket csak és kizárólag a látható fény tartományára.

A felvételről

Ez egy teszt kép több szempontból is. Még tavasszal beszereztem egy IDAS szűrőt, hogy felvegyem a harcot a fényszennyezéssel. Sok éjszakát eljátszottam azzal, hogy az IDAS szűrővel és az Astronomik L szűrővel felvételeket készítettem különböző objektumokról. Kíváncsi voltam, hogy meddig lehet otthonról elmenni, Illetve érdekelt, hogy mennyit kell rászámolni az expozíciós időkre. A szűrő egyáltalán nem csodaszer, de számomra egyszerűbbé teszi a kisvárosi égen készült felvételek feldolgozását. Az azonban továbbra sem kérdéses, hogy a jó minőségű sötét égnek nincsen párja.

A tesztek nagy részét kidobtam, amit utólag most már egy kicsit bánok. Egyedül az NGC5466-ból lett kép. A minap törölgettem abban a könyvtáramban, ahol a nem „kell már, de azért még nem törlöm” típusú anyagaimat tartom. Itt akadtam rá 15 felvételre a Draco galaxis trióról. A hármast egyszer már fotóztam nagyon kezdő koromban ASI kamerával. Áprilisban azért választottam az IDAS teszthez célpontnak őket, mert egy pár kilométerre lévő, állandóan kivilágított elektromos elosztó központ fényburája fölött csücsültek az égbolton. Bár 15 x 8 perc nem túl sok, mégis tegnap este nekiálltam a feldolgozásnak, ugyanis az utóbbi két hétben elkezdtem elmélyedni a PixInsight rejtelmeiben. Még nagyon kezdő vagyok a szoftverben, de egyelőre nagyon tetszik ez a mérnökies szemlélettel készített célszerszám. El is bíbelődtem vele 1 órát tegnap este, míg összeállt ez a monokróm kép. Nem tökéletes, kicsit érdes is, de örömöt okozott, amíg eljutottam idáig. Kizárólag a PixInsight-ot használtam csak, és semmi mást.

Az élet furcsasága, hogy megint előkerült ez a galaxis hármas, amikor megint zöldfülűnek érzem magamat. Ok, azért a korábban megszerzett ismeretek, és a képfeldolgozás technikai hátterének ismerete kétségtelenül előnyt jelent.