NGC4302 és NGC4298 galaxis páros a Bereniké Haja csillagképben

NGC4302-NGC4298-20220130-T11-600s-TTK

Az NGC4302 spirál galaxis (jobbra) és az NGC4298 spirál galaxis (balra) párosa

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

A felvételek 2022-01-30 és 2022-03-26 között készültek – Új-Mexikó (Mayhill közelében) – 27 x 600 sec L (bin2), 10 x 600 sec R,G,B (bin2)

(Kép orientációja: észak alul, nyugat balra)

A felvételemen látható jobb oldali galaxis az NGC4302, baloldali társa pedig az NGC4298. Észlelési szempontból némileg elhanyagolt galaxisai ezek a Bereniké Haja csillagképnek. Az égbolt eme környék hemzseg a galaxisoktól, melyek könnyen ellopják a showt. Ami kár, mert véleményem szerint, igen izgalmas célpont ez a páros.

Az NGC4298 spirál galaxis tengelye 70 fokot zár be a látóirányunkkal. Szerkezete leginkább egy „égi szélkerékekre” emlékeztet. A pelyhes galaxisok (flocculent galaxy) csoportjába tartozik. A spirál galaxisokat a karok megjelenési formája szerint a csillagászok három fő csoportba sorolják. Az első csoportba a szabályos spirál galaxisok (grand design galaxy) tartoznak. Fő jellemzőjük a két szimmetrikus, egybefüggő és határozott spirálkar. Igen, a legtöbbünkben ez a kép él a tipikus spirál galaxisról, annak ellenére, hogy mindössze csak a 10%-uk ilyen. A második csoportot az úgynevezett pelyhes galaxisok (flocculent galaxy) alkotják. Ezeknél a karok nehezen kivehetőek, szakadozottak, kissé „szedett-vedett”, kaotikus a korong. Az NGC4298 is ide sorolható, akárcsak a spirál galaxisok 30%-a. Végül a harmadik csoportot a sok-karú (multiple arm) galaxisok képviselik, melyekre az erősebb belső karok és a kaotikus külső a jellemző. Ezek képviselik 60%-kal a spirál galaxisok túlnyomó többséget. Megjegyzem, hogy a kutatók egy része egy csoportként tekint a pelyhes és a sok-karú galaxisokra.

A folyamatban lévő csillagkeletkezés indikátorai a forró, és ezért kékes színű masszív csillagok tömeges jelenléte ebben a csillagrendszerben. Ezen behemótok élettartama csillagászati értelemben rövid, néhány millió, néhány 10 millió év mindössze. Utánpótlás hiányában, hamar a kozmikus enyészeté lesznek. Anyaguk jelentős részét, az életútjukat lezáró szupernóva-robbanásban terítik szét az űrben.

A spirál galaxisok csillagpopulációját 70%-ban az úgynevezett M típusú, Napunknál is kisebb tömegű, halvány vörös törpe csillagok alkotják. Ez az arány 90% az elliptikus galaxisoknál, és hasonló ezek arány a lentikuláris galaxisok esetében is. Hiába nagyobb a kis tömegű sárgás-vöröses halvány csillagok aránya, intenzívebb csillagkeletkezés esetén oly iramban keletkeznek csillagok a karokban, hogy viszonylag magas lesz a nagy tömegű csillagok száma is. Ezek pedig fényükkel könnyűszerrel túlragyogják a kisebb testvéreiket. Ennek köszönhető a galaxis kékes árnyalata. Meg annak, hogy mivel srégen látunk rá, így kevésbé érvényesül a korongban koncentrálódó por vörösítő és fényelnyelő hatása. Összefoglalva: kijelenthető, hogy jól láthatóan még 53-55 millió évvel ezelőtt igen aktívan keletkeztek benne csillagok, mikor is útjára indult felénk a fény. Hogy manapság mi a helyzet? Arra még egyszer ennyit időt kellene várnunk. Ez a csillagászat bája, minél messzebb tekintünk a térben, annál távolabb látunk a múltba. A fény terjedési sebessége véges, kb. 300 ezer km/s. Bár nincs, ami gyorsabb lenne nála az Univerzumban, a hatalmas távolságok megtételéhez a fénynek is rengeteg időre van szüksége.

Míg az NGC4298 jól mutatja, hogy miként néznek ki a spirál galaxisok, pontosabban a pelyhes spirál galaxisok, ha szinte tökéletes rálátásunk van a korongjukra, addig az NGC4302 remek példája, hogy milyenek a spirál galaxisok oldalnézetből.

Az NGC4302 korongjában lévő csillagok összeolvadó fényes sávját, a galaktikus egyenlítője mentén koncentrálódó por sötét sávja hasítja ketté. Igaz, hogy ott koncentrálódik, azonban mindenütt jelen van az egész korongban. Így, ahol nem oltja ki a csillagok fényét, ott is érvényesül vörösítő hatása. Ezért dominálnak az NGC4302 színében a sárgás-vöröses árnyalatok.

Az NGC4302-re tehát az éléről látunk rá. Ilyen szögből a korong alakú galaxisok (disc galaxies) központi dudorja (bulge) gyakorta szögletes (boxy), vagy éppen földimogyoróra hasonlít (peanut-shaped), de nem ritka, hogy „X” alakú derengés figyelhető meg bennük. Az NGC4302 központi dudorja is szögletes, amiből az következik, hogy küllős spirál galaxis (Dettmar és Ferrara – 1996). Miért? Hogy a a legalapvetőbb tudományos, és a kisgyermekek által is sokszor feltett kérdésre választ kapjunk, mélyedjünk el picit a küllős spirál galaxisokkal kapcsolatos csillagászati ismeretekben.

NGC4302_HubbleLegacy_May3-2000_8-23-2020

Figyeljük meg, hogy az NGC4302 központi dudorjának szögletes megjelenését a Hubble felvételén!

A kép maga a Hubble Legacy Archives adataiból származik. 3 egyedi, különböző hullámhosszon (az F450W, F555W és F814W szűrőkkel) készített expozícióból készült az RGB kép. Forrás: Hubble Legacy Archives

NGC4302-NGC4298-20220130-T11-600s-TTK-cut-BW_invert-s

Az NGC4302 szögletes központi dudorja, a kinagyított felvételem fekete-fehér negatív részletén is tetten érhető. (A képet a fenti Hubble felvételéhez hasonlóan beforgattam.)

A Hubble Űrtávcső 2000 galaxist magában foglaló felmérése, a Cosmic Evolution Survey (COSMOS) eredményei szerint a múltban kisebb volt a küllős galaxisok aránya a spirális galaxisok között. A mai univerzumban a spirál galaxisok körülbelül 65% rendelkezik küllős szerkezettel, míg a múltban ez az arány, mindössze 20% volt. 7 milliárd év alatt megháromszorozódott a számuk. A küllős felépítés, nem kizárólag a spirális csillagrendszerek kiváltsága, küllőt lentikuláris galaxisokban is szép számmal megfigyelhetünk.

NGC6769-70-71-LRGB-20170725-T30-300s-TTK

Korábbi felvételem kölcsönható galaxisokról a Páva csillagképben. NGC6769 (jobbra felül), NGC6770 (balra felül), NGC6771 (alul). Ezen a fotón jól látható, hogy miként néz ki egy küllős galaxis, ha ferdén látunk rá a korongra (NGC6770 – küllős spirál galaxis). Ezek esetében, nem a galaxis magjából, hanem a küllőből indulnak a spirálkarok. De ezen a fotón is megfigyelhető, hogy milyennek látszik a küllős szerkezet oldalról (NGC6771 – küllős lentikuláris galaxis).

A szakemberek többsége ma úgy véli, hogy a korong alakú galaxisokban, vagyis a spirálisokban és a lentikulárisokban idővel törvényszerű a küllő kialakulása. A küllős szerkezet megjelenése e galaxisok dinamikus fejlődésének egyik természetes állomása. Az elméleti megfontolások mellet, a numerikus szimulációk is megerősíteni látszanak azt az elképzelést, hogy a csillagok mozgásának a galaxis síkjára merőleges oszcillációja (a csillagok pályája felülről, majd alulról keresztezik a galaxis síkját, mintha pillangó úszók lennének egy kozmikus medencében) és a küllő forgása között rezonancia lép fel. A szakirodalomban ezt vertikális rezonanciának nevezik. Ez analóg a Lindblad rezonanciával. A kutatók úgy vélik, hogy egészen pontosan 2:1 vertikális rezonanciáról van szó, vagyis két oszcilláció történik rotációs periódusonként. Ahol a rezonancia fellép, ott a csillagok a küllő pozíciójához képest ugyanott kezdik keresztezni a galaxis síkját, pályájuk igazodik a küllőhöz.

Nearly Periodic Orbits - comp4-cut1

Az ábra a küllő forgásával 2:1 vertikális rezonanciában lévő csillagok pályáját szemlélteti különböző galaktikus vetületekben. Figyeljük meg a baloldali diagramon (zöld görbe), hogy a korong síkjára merőleges vetülete a nagyjából periodikus csillagpályának (xz sík) banánhoz hasonló formát rajzol ki. Az ábrán a „banán alakú” pályák két lehetséges konfigurációját (két fekete görbe) is külön feltüntettem (az xz síkban). Az egyik „banán” „két vége” a galaxis korongjának síkja alatt, míg a másiké a fölött van. Az ilyen pályáknak a küllő nagytengelye mentén (az x a küllő nagytengelye, az y a kistengelye) a legnagyobb a dőlés szöge. A jobboldali ábrán látható a vertikális rezonancia következtében módosult csillagpálya (resonant heating), mely többé már közel sem tekinthető periodikusnak. Az ehhez hasonlatos pályákon mozgó csillagok együttes fénye rajzolja ki az éléről látszó galaxisban a központi dudor szögletes vagy éppen a földimogyoró alakját. A földimogyoró forma speciális esete, amikor derengő X-et látunk a galaxis központi régiójában. Az eredeti ábra szerzője: Yu-Jing Qin

A hatás önmagát erősíti. A csillagok egyre magasabbra jutnak a korongból a galaxis síkja fölé (a pályájuk inklinációja megnő) ezeken a részeken. Ahogy az idők folyamán a küllő forgása lassul, vagy éppen a galaxis korongja vastagszik, a rezonancia területe fokozatosan kijjebb húzódik a küllőben. Azok a csillagok, amiken már túlhaladt a rezonancia, továbbra is nagy inklinációjú pályán maradnak, de elvegyülnek a központi dudor csillagai között. Ne feledjük, hogy ezek eredetileg a korongból származnak). Adott időpillanatban ennek hatására azt látjuk a korong síkjával párhuzamos nézetből, hogy a küllő a centrumtól távolodva egyre jobban megvastagodik. Amennyiben, a küllős galaxis korongja az élével fordul felénk, és a küllőre a hosszanti tengelye mentén látunk rá, akkor szögletes alakúnak, amennyiben a hosszanti tengelye merőleges a látóirányunkra (a küllő keresztben áll), akkor földimogyoró alakúnak látjuk a galaktikus dudort.

Fontos megemlíteni egy másik hatást (elképzelést) is. Ennek lényege, hogy a küllőben idővel fellépő instabilitás (bar buckling instability/firehose instability) az, ami a korong csillagait a galaxis síkja fölé emeli, vagy az alá kényszeríti, létrehozva a banán alakú csillagpályákat. A csillagpályák kezdetben kicsiny kitérései a galaxis síkjából idővel felerősödnek. A folyamat hasonló a Kelvin-Helmholtz instabilitáshoz. Azzal analóg módon működik. A numerikus szimulációk viszont azt mutatják, hogy ez inkább a korong megvastagodásában játszik szerepet. A rezonancia sokkal meghatározóbb tényező a szögletes vagy földimogyoró alak kialakításában. Vannak csillagászok, akik azonban ezt vitatják. A jövőbeni megfigyelései majd talán segítenek eldönteni a kérdést.

Remélem, hogy mindenféle hosszabb fejtegetés és matematikai formula nélkül is érthetően sikerült felvázolnom a kedves olvasó számára magát a folyamatot. (A jelenség ennél azért bonyolultabb. A cikk után felsorolt szakirodalomban megtalálhatók a pontos részletek. Nem éreztem szükségét azonban annak, hogy precíz módon minden apró részletre pontosan kitérjek.) Most pedig pörgessük fel az idő kerekét, és néhány percben nézzük meg a sok 100 millió éves időskálán lezajló eseményeket. A következő szimulációk durván 2-3 milliárd évet átfogva mutatják be a küllő kialakulását, fejlődését. Működés közben láthatjuk a korong galaxisokban munkálkodó fentebb ismertetett mechanizmusokat.

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

Hasonló szimuláció (diszk és sötét anyag haló). Figyeljük meg, ahogy a küllő forgása lassul, egyre kijjebb halad a rezonancia, a földimogyoró alak egyre markánsabb  lesz. Szerző: Rubens Machado

A fenti szimuláció kissé döntött nézetben. Figyeljük meg, hogy a küllő miként vastagszik meg, és miként emelkednek ki a csillagok a két átellenes végén, hogyan születik meg az „X”. Szerző: Rubens Machado

Az előbb tehát csak tömören és mindössze vázlatosan ismertetett elképzelés mögött sok-sok elméleti munka, szimuláció és nem utolsó sorban megfigyelés áll. Gondoljunk csak bele, hogy a központi dudor megfigyelésének az kedvez, ha nagyjából éléről vizsgálhatjuk a galaxist, míg a küllő tanulmányozását inkább a hozzávetőleg merőleges rálátás segíti. Ritka kivételek akadnak. Például a korábban általam fotózott NGC7582  galaxis ilyen, ahol a közeli infravörös tartományban (K Band) előbukkan a központi dudor is. Ebben az esetben a küllő és a földimogyoró alakú dudor egyszerre tanulmányozható.

Alapvetően tehát nem voltak könnyű helyzetben a megfigyelő csillagászok. Azonban, mára nem igazán fér kétség ahhoz, hogy kapcsolat van a küllők és a szögletes, illetve a földimogyoró alakú központi dudor között. Legfeljebb a pontos hatásmechanizmusok terén akadnak még kérdések.

Mind a két galaxis nagyjából 55 millió fényévre van tőlünk. Igaz, hogy a látómezőben nagyon közel látszanak egymáshoz. De vajon tényleg párost alkotnak? Kölcsönös gravitációs árapály-hatásuk révén befolyásolják egymás evolúcióját? Mosenkov és szerzőtársai szerint, az NGC4302 külső részeinek alakja ovális és aszimmetrikus, ami akár az NGC4298-cal való kölcsönhatással is magyarázható. Ugyanakkor, ez a kutató csapat az árapály egyéb jeleit nem észlelte.

NGC4302-outer-Mosenkov

Simított kép az NGC4302-ről Gauss-szűrőt használva (σ = 1). A zöld skála 1 ívperc. A sárga szaggatott kontúr a 24 magnitúdó/ívmásodperc2 izofóta (az izofóta egy megvilágított felületen egy görbe, amely az egyenlő fényes pontokat köti össze) – Forrás: Mosenkov és mások

A csillagkorong aszimmetriája az NGC4298-nél sokkal egyértelműbben megmutatkozik délkeleti irányba (Chung és mások – 2007), aminek egyik lehetséges magyarázata a másik galaxissal történő kölcsönhatás. Akárcsak a fokozott ütemű csillagkeletkezés, ami valószínűleg szintén az árapály kölcsönhatás számlájára írható (Malin, D. – 1994).

A spirál galaxisok nemcsak csillagokból állnak, hanem porból és gazból is, ahogy erre korábban már utaltam. Zschaechner és kollégái az NGC3044 (e cikk keretébe ezzel nem foglalkozom) és az NGC4302 galaxisokban a HI régiók kinematikáját és morfológiáját vették górcső alá 2015-ös tanulmányukban. 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 semleges hidrogéngáz vizsgálatára a rádiótávcsövek nyújtanak kitűnő lehetőséget, így Zschaechner és szerzőtársai a VLA (Very Large Array) rádiótávcső rendszerével történt korábbi megfigyeléseket használták fel. A galaxisokban lévő hideg és sűrű hidrogén gázfelhők jelenléte elengedhetetlen a csillagok keletkezéséhez. Ezek kinematikájának és morfológiájának feltérképezése a kulcs a galaxis múltjának, jelenének és várható jövőjének megismeréséhez. A kutatók találtak arra utaló jeleket, hogy az NGC4302 és az NGC4298 úgynevezett árapály kölcsönhatásban állhat egymással, ugyanis a kettőt a rádiótartományban észlelhető anyaghíd köti össze.

NGC4302-NGC4298-VLA-apj505518f17_hr

A két galaxist összekötő anyaghíd rádióképe. Ennek létezését a szerzők a két galaxis árapály kölcsönhatásával magyarázzák. Forrás: Zschaechner és mások

Bár a távolságadatok sok millió fényéves szórást mutatnak e két galaxisnál, de így is kijelenthető, hogy a Virgo galaxishalmazhoz tartoznak. Ez a legközelebbi masszív galaxishalmaz, melynek 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

Nemcsak az égen elfoglalt helyük és távolságuk a bizonyság arra, hogy a Virgo halamaz tagjai. Először Chung és munkatársai 2007-es tanulmányukban publikálták a VLA-vel végzett rádió megfigyeléseik alapján, hogy az NGC4302-nak HI (atomos hidrogéngáz) nyúlványa van a galaxis északi részén, mely túlnyúlik a galaxis optikai tartományban látható korongján. Érdekes módon ez pontosan az M87, a Virgo halmaz központi galaxisával ellentétes irányba mutat. Ilyet, más Virgo halmaz béli galaxis esetében is sikerült ilyet megfigyelniük.

NGC4302-NGC4298-HI-map-Chung

Az NGC4302 és NGC4298 galaxisok optikai képére montírozott rádióképen látható az északi irányba mutató atomos hidrogéngázból álló nyúlvány. Forrás: Chung és mások

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

Ugyan, ahogy fentebb írtam is, az optikai tartományban nem tűnik úgy, hogy az NGC4302 szerkezetében torzulások, zavarok lennének megfigyelhetők az NGC4298 hatására. Mindazonáltal, egy kevéske árapály kölcsönhatás is elég ahhoz, hogy a gázt kimozdítsa a galaxis pereméről, így sokkal jobban kitéve azt a torlónyomás hatásának.

Az NGC4302 esetében pontosan ez történik. Chung és kollégái arra a következtetésre jutottak, hogy az NGC4302 csak a közelmúltban érkezett a halmazba, és erősen radiális pályán mozog a Virgo halmaz centruma felé, miközben máris elkezdte elveszíteni gázkészletét. Akárcsak az NGC4298, melynél szintén megfigyelhető a rádiótartományban, hogy északnyugati irányban kiterjedtebb a HI régiója.

Csak remélni merem, hogy a kedves olvasó e sorok olvasása közben kedvet kapott hozzá, hogy a tavaszi égen maga is megfigyelje, észlelje ezt a párost. Akár vizuális, akár fotografikus módszerrel.

Felhasznált irodalom:

Malin, D.: Interacting Galaxies in the Virgo Cluster

Dettmar, R. -J. ; Ferrara, A.: NIR Imaging of the Box/Peanut Bulge in NGC 4302

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

Mei, Simona; Blakeslee, John P.; Côté, Patrick; Tonry, John L.; West, Michael J.; Ferrarese, Laura; Jordán, Andrés; Peng, Eric W.; Anthony, André; Merritt, Davi (2007). „The ACS Virgo Cluster Survey. XIII. SBF Distance Catalog and the Three-dimensional Structure of the Virgo Cluster”. The Astrophysical Journal655 (1): 144–162.

Aeree Chung, J. H. van Gorkom, Jeffrey D. P. Kenney, Hugh Crowl, Bernd Vollmer: VLA Imaging of Virgo Spirals in Atomic Gas (VIVA). – I. The Atlas and the HI Properties

Kartik Sheth, Debra Meloy Elmegreen, Bruce G. Elmegreen, Peter Capak, Roberto G. Abraham, E. Athanassoula, Richard S. Ellis, Bahram Mobasher, Mara Salvato, Eva Schinnerer, Nicholas Z. Scoville, Lori Spalsbury, Linda Strubbe, Marcella Carollo, Michael Rich, Andrew A. West: Evolution of the Bar Fraction in COSMOS: Quantifying the Assembly of the Hubble Sequence

Francoise COMBES, Patrick Boissé, Alain Mazure, Alain Blanchard: Galaxies and Cosmology (ISBN 978-3540419273)

Alice C. Quillen, Ivan Minchev, Sanjib Sharma, Yu-Jing Qin, Paola Di Matteo: A Vertical Resonance Heating Model for X- or Peanut-Shaped Galactic Bulges

Fabian Lüghausen, Benoit Famaey, Pavel Kroupa: Phantom of RAMSES (POR): A new Milgromian dynamics N-body code

Oscar A. Gonzalez, Victor P. Debattista, Melissa Ness, Peter Erwin, Dimitri A. Gadotti: Peanut-shaped metallicity distributions in bulges of edge-on galaxies: the case of NGC 4710

Jorge Peñarrubia, Yin-Zhe Ma, Matthew G. Walker, Alan McConnachie: A dynamical model of the local cosmic expansion

Laura K. Zschaechner, Richard J. Rand, and Rene Walterbos: Investigating Disk-halo Flows and Accretion: A Kinematic and Morphological Analysis of Extraplanar H I in NGC 3044 and NGC 4302.

Aleksandr Mosenkov, R. Michael Rich, Andreas Koch, Noah Brosch, David Thilker, Javier Román, Oliver Müller, Anton Smirnov, Pavel Usachev: Evolution of the Bar Fraction in COSMOS: Quantifying the Assembly of the Hubble Sequence

NGC2442 – A kobra és a titkai

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

NGC2442 (balra) a PGC21457 (jobbra) társaságában

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

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

(Kép orientációja: észak alul, kelet jobbra) 

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

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

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

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

Közelebbi törpe vagy távolabbi óriás?

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

A Spirál és lentikuláris galaxisoknál használható módszer lényege nagyon röviden annyi, hogy a viszonylag könnyen mérhető galaxison belüli sebességekből meghatározható a galaxis luminozitása, és ebből pedig távolsága. Ugyanis, a galaxis csillagainak dinamikáját a galaxis tömege határozza meg, mely pedig összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva a látszólagos fényesség ismeretében a távolság már meghatározható. (Elliptikus galaxisok esetén a Tully-Fisher reláció nem használható.)

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

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

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

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

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

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

Adam G. Riess és munkatársai az NGC2442 távolságát egy harmadik, a Cepheida változócsillagokon alapuló módszer segítségével is meghatározták. Henrietta Swan Leavitt még 1912-ben felfedezte fel a Cepheida-k fényváltozási periódusa és abszolút fényessége között fennálló kapcsolatot, miután a Nagy Magellán-felhő Cepheida változóiról készült több száznyi fotólemezt áttanulmányozta. E csillagok szintén sztenderd gyertyának tekinthetünk, vagyis ezek is jól használhatók távolságmérésre. A Cepheida periódusából adódik, annak abszolút fényessége. Ennek, és a mért látszólagos fényességnek a birtokában a távolság már meghatározható. A kutatók valójában a Hubble-állandó értékének bizonytalanságát igyekeztek leszorítani. Olyan galaxisok voltak a célpontjaik melyben korábban már detektáltunk Ia típusú szupernóvát, továbbá megfelelnek annak a kritériumnak, hogy a Hubble űrtávcső képes ezeket csillagokra bontani. De legalábbis a Cepheida változóik azonosíthatók. Reiss és kutató társai 65.5 millió fényévben (20.1 Mpc) határozták meg az NGC2442 távolságát. Ez a csillagászatban még mindig elég jó egyezésnek számít a fenti három adattal.

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

Az NGC2442 megjelenéséről, avagy megannyi nyitott kérdés

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

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

(Kép orientációja: észak alul, kelet jobbra)

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

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

NGC_2442-HST-1-740px

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

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

Forrás: NASA és ESA

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

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

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

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

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

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

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

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

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

NGC2442 - HIPASS - 0103099v1.f1

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

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

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

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

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

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

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

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

Felhasznált irodalom:

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

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

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

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

https://arxiv.org/abs/1009.1852

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

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

 

Gömbhalmazok

gombhalmazok4-TTK-cut1

Négy gömbhalmaz fotóm: NGC2808 (jobb felső), M71 (bal felső), NGC3201 (jobb alsó), NGC5466 (bal alsó)

A Tejútrendszer halója

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

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

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

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

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

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

Halo-story2

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

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

Milkywayhalo

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

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

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

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

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

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

Fémtartalmuk jóval alacsonyabb, mint a Napé. A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Egy csillag fémtartalmát általában a Naphoz szokták hasonlítani a kutatók. A világegyetem története folyamán, a csillagoknak hála folyamatosan dúsult fémekkel. Az újabb és újabb csillaggenerációk egyre több fémet tartalmaztak, így minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag a Naphoz képest, vélhetőleg annál ősibb objektum. Mivel a korong a haló és a központi dudor után keletkezett, így a galaxison belüli objektumok fémtartalma a korongban a legmagasabb. A HI nagy sebességű a Napnál alacsonyabb fémtartalmából így arra lehet következtetni, hogy ezek a felhők nem a korongból származnak. Úgy tűnt a kutatók tetten érték a hideg gáz beáramlását a Tejútrendszerbe. A felhők tömege azonban túl kevésnek bizonyult, ugyanis évente mindössze 0.1-0.2 naptömegnyi anyagutánpótlás érkezik a korongba, ha csak ezekkel számoltak.

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

Halo-gas-opo1126a

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

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

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

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

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

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

MilkyWayGaseoushalo

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

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

Gömbhalmazok

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

Bár objektumonként jelentősen eltérhet, de általánosságban elmondható, hogy a csillagok távolsága a gömbhalmazokban nagyságrendileg 1 fényév. A magban azonban ennél is extrémebb a helyzet. Ott két csillag közé éppen beférne a Naprendszerünk. Százszor vagy akár ezerszer közelebb vannak egymáshoz a tagok, mint a Nap közelében a csillagok.

A Tejútrendszer valamivel több, mint 150 ismert gömbhalmazzal rendelkezik, de a valódi számuk 180 körül lehet. Ez sok, vagy kevés? Szomszédunk az Androméda galaxis 500 körüli számmal büszkélkedhet. De ezek a számok meg sem közelítik a hatalmas elliptikus galaxisok gömbhalmaz arzenálját. Maga az M87 13000 ilyen objektummal rendelkezik.

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

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

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

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

ShapleyGCsm

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

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

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

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

Megnézve egy gömbhalmaz Hertzsprung-Russel diagramját rögtön szembetűnő, hogy a valaha legfényesebb, a Nap tömegét több mint nyolcszorosan meghaladó csillagok mind hiányoznak a fősorozatról. Ezek réges-régen „kihunytak”, miután szupernóvaként lángoltak fel. De a közepes tömegűeket, vagyis a Nap tömegét nagyjából kétszeresen, de maximum nyolcszorosan meghaladó csillagokat sem találjuk már ott. Bennük is leálltak a fúziós energiatermelő folyamatok, ma a gömbhalmazok fehér törpe populációját gyarapítják, hogy aztán sok-sok évmilliárd év alatt nagyon lassan kihűljenek. 10 milliárd év után a gömbhalmazokban – márpedig a Tejútrendszer gömbhalmazai jellemzően ennél is idősebbek -, már csak a Nap tömegével összemérhető, illetve a Nap tömegénél kisebb tömegű csillagok belsejében folyik energiatermelés.

NGC5466-HRD1

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

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

A Nap tömegének nagyságrendjébe eső, a fősorozatot elhagyó csillag esetén a hidrogén fúzió már régen nem a magban zajlik. Ekkora, a hidrogén héliummá történő átalakítása már a magot körülvevő külső héjba tevődik át, melynek következtében a csillag felfúvódik, és külső része lehűl, így jut el a vörös óriás fázisba. A horizontális ág tagjai pedig a magjukban már héliumból szenet hoznak létre. Ez a folyamat a kék szín irányába tolja a csillag fényét. Az óriások és a horizontális ág közötti rés baloldalán találhatóak a már korábban említett RR Lyrae csillagok. Azért van ott a rés, mert csillagászati értelemben, a két fejlődési állapot közötti utat a csillagok hamar bejárják. Ahogy pedig erre az előbb is rámutattam, az RR Lyrae váltózó csillagok magjában már javában folyik a hélium szénné alakítása. Miután a hélium is elfogy, az addigra szénben és oxigénben gazdag magban, a fúzió az azt körülvevő külső héjba tevődik át. Az energia nagy része azonban nem itt keletkezik, hanem a külsőbb hidrogén héjban. A csillag külső rétegei ismét felfúvódnak és lehűlnek. Ennek köszönhetően a csillag fényessége ismét megnő túlszárnyalva a korábbi vörös óriás fázist, színe pedig ismét a vörös felé tolódik. A csillag elfoglalja helyét az aszimptotikus óriás ágon. A gömbhalmazokról készült felvételeken ezek és a korábban említett vörös óriások láthatóak, mint fényes narancs és vörös színű domináns csillagok, meghatározva a halmaz látványát. Ezen csillagok tömege már nem elég nagy, hogy a héliumnál nehezebb elemek fúziója beinduljon. A héjakban is idővel elfogynak a tartalékok, leáll a fúzió. A csillag külső rétegeit a világűrbe pöfékelve megindulnak a fehér törpévé válás útján.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

NGC2808-3pop

NGC2808-iso

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

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

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

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

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

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

progenitor-kicsi

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

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

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

progenitor-kozepes

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

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

progenitor-nagy

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

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

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

Felhasznált irodalom:

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

Jason Kalirai: The Age of the Milky Way Inner Halo

Antonino Marasco: The Gaseous Halo of The Milky Way

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

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

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

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

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

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

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