NGC7793

NGC7793-LRGB-20150907-T30-300s-TTK

NGC7793

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

2015-09-07, 2015-09-10, 2015-09-13 – Siding Spring Observatory – 20 x 300 sec L, 8 x 300 sec R,G,B

Az augusztusi késő éjszakában, a Balaton parton álldogálva néztem, ahogy a Fomalhaut bágyadtan pislákolva már ott csücsül a horizont fölött. Fénye próbált áttörni a vízparti párán. A Déli Hal (Piscis Austrinus) csillagkép mindössze 25 fényévre lévő csillaga gondolatokat indított el bennem. Azon töprengtem, hogy lassan megfelelő pozícióba kerülnek a Déli Hal keleti szomszédságában lévő Szobrász (Sculptor) csillagkép galaxisai Ausztrália egén, és ideje lenne 3-4 órányi távcsőidőt foglalni a Siding Spring-ben lévő, az iTelescope hálózatához tartozó csillagvizsgálóban.

Augusztus közepe, az MTT2015 után a családé lett, a hónap maradék pár derült éjszakáján pedig szerettem volna bemutatóként részt venni a Polaris Csillagvizsgáló esti nyitva tartásain. Továbbá, a szeptember asztrofotózásra alkalmasnak látszó hétvégéjét inkább a családdal, és mellesleg egy kis pecázással kívántam tölteni. Ez utóbbi elhatározást nem a Déli Hal csillagkép látványa ihlette. Mivel az előbbiek miatt nem sok esélyét láttam, hogy októberig saját távcsövemet használjam az égbolt fotózására, nem hezitáltam sokat. Még ott álldogálva kigondoltam a célpontot, ami végül az NGC7793 lett. Nem volt könnyű a választás, mert sok szép és izgalmas galaxis található ebben a régióban. Végül a kérdést az döntötte el, hogy egy bizonyos típusú spirál galaxis még hiányzott a gyűjteményemből, illetve van az NGC7793-nak (legalább) két különös lakója, akikről talán szintén írhatnék pár sort. Megvolt a cikk alapötlete, már csak az illusztrációt kellett elkészíteni.

Másnap le is foglaltam az időpontokat. Bíztam abban, hogy hetekkel később kegyes lesz majd az időjárás, de nincs ez nagyon másként egy észlelő hétvége esetén sem. Nem teljesen úgy alakultak a dolgok, ahogy terveztem. Sem a légkör nyugodtsága, sem az az átlátszóság nem volt igazán ideális. Háromszor is nekifutottam a felvételnek, bízva abban, hogy talán majd a következő éjszakán kristálytiszta lesz az ég, és nyugodt a légkör. Nem lett. Több távcsőidőt már nem akartam elpazarolni, ezúttal ennyi adatott. Nem vagyok az a típus, akit az ilyen dolgok összetörnek, így ahelyett hogy búnak adtam volna fejem, inkább nekiláttam a feldolgozásnak. Amúgy is bőven volt még mit tanulni (és van is még!) a PixInsight programmal kapcsolatban, és a cikket is nyélbe szerettem volna ütni végre.

Szomszédok és lakótársak

A Szobrász csillagkép területén több fényes és nagy látszólagos kiterjedésű galaxis is található. Ezek közé tartozik az NGC7793 is. A térben különböző távolságban szétszórt magányos vándorokról van szó, akik véletlenül látszanak csak egy irányba, vagy van kapcsolat közöttük? Ezt a kérdést már a múlt század első felében megfogalmazták a csillagászok. Nem sokkal az után, hogy felismerték, egy galaxisokkal benépesített, táguló világegyetemben élünk.

Sculptor-map1

A Szobrász (Sculptor) csillagkép Siding Spring (Ausztrália) egén 2015. szeptember 7-én, helyi idő szerint 21:45-kor. Az északi égboltot ismerők számára ismerős csillagképek a keleti, északkeleti részen (a jobboldalon) láthatóak. Felfedezhető a Cet feje (Cetus), a Halak (Pisces), a Vízöntő (Aquarius), a Pegazus (Pegasus) négyszöge, hogy csak egy párat említsek.

Sculptor-map2

A Szobrász csillagkép területén több fényesebb galaxis is található. A méretek érzékeltetése végett megjelöltem 20° távolságot az égen. Ez magunk elé kinyújtott karokkal nagyjából kétarasznyi „hosszúság”.

A Szobrász csillagkép irányában látszó galaxisok távolságát az idők folyamán, többféle módon is meghatározták. Egyáltalán nem szokatlan ez a csillagászatban. A technológia folyamatosan fejlődik, és újabb és újabb tudományos eredmények látnak napvilágot. Tekintsük át röviden milyen módszereket vetettek be a különböző kutatók!

A spirál galaxisok és a lentikuláris galaxisok esetén használható az úgynevezett Tully-Fisher reláció, a galaxisok tömege vagy luminozitása és emissziós vonalainak szélessége, vagyis a galaxison belüli szögsebességek között. Nagyon leegyszerűsítve, a galaxison belüli sebességekből meghatározható a galaxis luminozitása, és ebből pedig távolsága. Ugyanis, a galaxis csillagainak dinamikáját a galaxis tömege határozza meg, mely pedig összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva a látszólagos fényesség ismeretében a távolság könnyen kiszámítható. A módszer előnye, hogy akkor is alkalmazható, ha az adott galaxist nem lehet csillagokra bontani.

A következő módszer a galaxis felületi fényesség fluktuációjának (SBF: Surface Brightness Fluctuations) meghatározásán alapul. Ehhez sincs szükség arra, hogy a galaxist csillagokra bontsuk. Sőt! A módszer megértéséhez tekintsünk a következő ábrára.

sbfluc

Az ábrán egy közeli galaxisról (nearby galaxy) és távoli galaxisról (distant galaxy) készült CCD felvétel modellje látható. Az ábrán minden egyes kis négyzet, egy CCD pixelt reprezentál. Látható, hogy a galaxisokat nem tudjuk csillagokra bontani. A távoli galaxis esetén sokkal „simább” képet kapunk, a csillagok halványabbak, de többen is vannak. Az ábra forrása: Stéphane Courteau

Egy galaxisból érkező fluxus fordítottan arányos a távolság négyzetével.  Az egy pixelre eső csillagok száma ellenben a távolság négyzetével arányos. Így az egy pixelre jutó fluxus, mely az egy csillagra eső fluxus és a csillagszám szorzata, nem függ a galaxis távolságától. Azonban, mint az a fenti ábrán is látható, azonos távcső és detektor páros mellett a közeli és a távoli galaxis esetében a felbontás eltérő. A távolabbi galaxis képe „simább” lesz, így ebben az esetben kisebb felületi fényesség fluktuációt fogunk mérni. Mondhatjuk úgyis, hogy a kétszer távolabbi galaxis képe, kétszer „simább”.

A módszer hatalmas távolságokra, vagyis akár 100 Mpc-en túl is működik. Vannak azonban gyengeségei. Először is körültekintően meg kell tisztítani a mintát, vagyis el kell távolítani például a csillagokat és más galaxisokat. Ténylegesen csak a mérni kívánt galaxis SBF-jére vagyunk ugyanis kíváncsiak. Továbbá, az eljárás nagy csillagsűrűséget feltételezve működik csak. Vagyis csak elliptikus galaxisokon, illetve nagy központi dudorral (bulge) rendelkező spirál galaxisok esetén használható. Mivel az SBF egy másodlagos távolság indikátor, így kalibrálni kell, ami nem egyszerű feladat. Ez Cepheida változócsillagok (lásd alább) segítségével például igen problematikus, mert azok jellemzően spirál galaxisokban fordulnak elő. Éppen ezért gyakorta galaxishalmazokon végzik el a kalibrációt, ahol egy ismert távolságú spirál galaxis közelében látszó elliptikusról feltételezik, hogy annak távolsága szintén hasonló.

A Scupltor galaxisainak viszonylagos közelsége lehetővé tette, hogy bizonyos tagok esetén modern földi távcsövekkel Cepheida típusú változócsillagokat keressenek bennük a csillagászok, és így ezek segítségével meghatározzák azok távolságát. A fényes, így nagy távolságból is megfigyelhető Cepheida változók fényváltozási periódusa és abszolút fényessége közötti reláció egy kitűnő távolság meghatározási módszer. A csillag periódusából származtatott abszolút fényességéből, és a mért látszólagos fényességből, pedig már egyszerűen következik az objektum távolsága.

A Hubble űrtávcsőnek köszönhetően egy merőben új korszak köszöntött be a csillagászatban. Hirtelen megnyílt az út még több csillagváros egyedi csillagainak vizsgálata felé. Így még több galaxisban vált lehetővé a Cepheida típusú változócsillagok detektálása, továbbá a kellő számú vörös óriás csillag minta mellett egy újabb távolságmérési eljárást vethettek be a csillagászok.

HRD-TRGB.PNG

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

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

A vörös óriások eloszlását felrajzolva egy szín-fényesség diagramon, ahol a szín a vizuális és a közeli infravörös tartományban megfigyelt fényességek különbsége (g’-i’), míg a fényesség a közeli infravörös tartományban látszó fényesség (i’), azok eloszlása egyszerű hatványtörvényt követ. Ezt a csillagfejlődési elméletek és a megfigyelések egyaránt alátámasztják. Megfelelő matematikai apparátus, és csillagászati ismeretek birtokában meghatározható az első vörösóriás-ág tetejének (TRGB: Tip of the Red Giant Branch) látszólagos közeli infravörös fényessége.

NGC7793-lr

Az NGC7793 galaxis vizsgált területeinek szín-fényesség diagramja, melynek vízszintes tengelyén a csillag vizuális és közeli infravörös fényesség különbsége, míg a függőleges tengelyén a közeli infravörös fényessége szerepel. MS: fősorozat, RGB: vörös óriás ág, AGB: aszimptotikus ág. Forrás: Marija Vlajić, Joss Bland-Hawthorn, Kenneth C. Freeman

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

A kutatók a TRGB abszolút fényesség kalibrációját olyan a Tejútrendszerhez tartozó gömbhalmazokon és csillagpopulációkon végezték el, ahol más távolság meghatározási módszerek is rendelkezésre álltak. Ez után a TRGB abszolút fényességének ismeretében, és a látszólagos fényességének birtokában a csillagászok már ki tudták számítani a galaxisok távolságát.

Természetesen, több nehézség is felmerül a pusztán matematikai „kihívások” mellett. Megfelelő csillagjelölteket kell választani, és a látszólagos fényesség esetén több korrekciós tényezőt is figyelembe kell venni. Ilyen például, hogy a saját galaxisunkban lévő intersztelláris médium némi vörösödést okozhat a megfigyelt objektumok fényében, illetve tompíthatja azt. Magában a távoli galaxisban található por és gáz szintén hatással lehet a megfigyelt csillagok színére és fényességére.

E rövid áttekintés után nézzük meg, hogy a galaxisok távolságának és radiális sebességének meghatározása után milyen következtetésre jutottak a csillagászok!

Eredetileg a Szobrász csillagkép irányában látszó öt, viszonylag fényes galaxisról, vagyis az NGC55, az NGC247, az NGC253, az NGC300 és az NGC7793 asszociációjáról gondolták azt, hogy ezek egy csoportosuláshoz tartoznak, vagyis kezdetben ezeket tekintették a Sculptor csoport tagjainak. Az elmúlt évtizedekben aztán, a különböző felmérésekben sorra fedezték fel az ég e területén a törpe galaxisokat. Azonban, az ezredforduló környékén sokukról kiderült, hogy csupán ebbe az irányban látszó háttér galaxisok.

Mai ismereteink szerint a következők mondhatóak el a világűr eme szegletéről. A Sculptor csoport alakja leginkább egy 1 x 6 Mpc kiterjedésű szivarra emlékeztet, mely hosszan nyúlik el látóirányunk mentén. Nem is klasszikus értelemben vett csoportról van szó, inkább galaxisok ritka felhőjének nevezhető, ugyanis „a szivar” közeli és távoli vége között úgy tűnik, nincs gravitációs kapcsolat. A Sculptor komplexumnak nincs határozott központja, sem éles határa.

Sculptor-gxs01

A közeli galaxisok eloszlása az égbolton a Sculptor csoport irányába, mely leginkább kis galaxis rendszerek felhőjének tekinthető. A sötét négyzetek a domináns, fényes galaxisokat reprezentálják. A fekete körök a szabálytalan törpe galaxisokat, míg az üres körök a szferoidális törpe galaxisokat jelölik. (Az NGC55 valójában a Nagy Magellán felhőhöz hasonlóan úgynevezett Magellán típusú küllős törpe spirál galaxis.) Az egyenes vonalak a főbb galaxisokat és kísérőiket kötik össze. A kis számok az egyes galaxisok radiális (látóirányunkban eső) sebességét (Km/s) mutatja. Forrás: I. D. Karachentsev és mások.

Az előtérben, hozzánk legközelebb az NGC300, az NGC55, az ESO410–05 és ESO294–10 kvartettje helyezkedik el a maga 1.95 Mpc (6.4 millió fényéves) átlagos távolságával.

Az NGC253 luminozitása a többi galaxisét jelentősen túlszárnyalja, ezért a csillagászok úgy vélik, hogy ez a nagyjából 3.94 Mpc (12.8 millió fényév) távolságra lévő galaxis lehet a kísérőivel együtt, tehát a NGC247-tel, a DDO 6-tal, Sc 22-vel, KDG 2-vel és a FG 24-gyel a komplexum dinamikai központja.

A vidék egy másik meghatározó csoportosulását a 3.91 Mpc-re (12.7 milló fényévre) található NGC7793, az UGCA 442, és az ESO 349–031 hármasa képviseli. Érdekes, hogy mérési hibahatáron belül az NGC253 és az NGC7793 látóirányú távolsága szinte teljesen azonos.

Az NGC625 és ESO245-005 bár látszólag közel helyezkednek el egymáshoz az égen, illetve radiális sebességükben sincs hatalmas különbség, mégis szeparációjuk a térben majdnem 2 Mpc. Meg kell jegyeznem azonban, hogy az NGC625 2.7 Mpc-es, és az ESO245-005 4.4 Mpc-es távolság értéke igen jelentős bizonytalanságot hordoz magában.

A fenti ábrán is feltüntetett galaxisok közül többeknél is felmerült a gyanú, a csoport egészéhez képest kiugróan magas a radiális sebességük miatt, hogy azok csupán háttér galaxisok. Így például igen valószínű, hogy az ESO 149-03, az NGC59, és a DDO 226 is az.

A távolság és dinamikai vizsgálatok másra is rávilágítottak. A 6 Mpc hosszú, a Szobrász csillagkép irányába látszódó galaxis felhő a Lokális Csoporttal (Tejútrendszerünk ennek a része), és a Canes Venatici I galaxis felhővel együtt egy nagyjából 10 Mpc hosszan elnyúló amorf szálnak a része. Bár hatalmas méretű ez a kozmikus képződmény, azonban még így is csak kis szigete a nagyjából 150 Mpc kiterjedésű Laniakea szuperhalmaznak.

NGC7793, avagy a káosz és a rend

Az NGC7793, ahogy már fentebb is említettem, 3.91 Mpc-re (12.7 milló fényévre) található és látszólagos mérete az égen 9.3ˊ × 6.3ˊ. Átmérője nagyjából 35 ezer fényév körül lehet, így nagyságát tekintve csak harmad akkora, mint Tejútrendszerünk. A katalógusokban rákeresve az NGC7793-ra, általában 9 és 10 magnitúdó közötti fényességértékeket találunk, ami könnyen megtéveszthető lehet annak, aki vizuálisan szeretné felkeresni, ugyanis az NGC7793 kis felületi fényességű galaxis.

A spirál galaxis kifejezés hallatán az olvasók többségének valószínűleg nem a fotómhoz hasonlatos kép fog megjelenni a fejében. Sokkal inkább valami olyasmi, mint amilyen mondjuk az M51 (a társától most egy pillanatra tekintsünk el), ahol két szabályos kar spirálozva tekeredik a mag körül.

NGC7793-M51-01-cut1

Balra az NGC7793-ról, jobbra az M51-ről készült felvételem látható. Figyeljük meg, hogy mennyire más a két galaxisban a spirálkarok felépítése.

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 NGC7793 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.

De hogyan jönnek egyáltalán létre a spirál karok? Miért is látunk spirális struktúrákat egyes galaxisokban?

A klasszikus Lin-Shu elmélet szerint nagyon tömören a válasz az, hogy sűrűséghullám forog körbe a korongon merev testként. Ne ijedjen meg a kedves olvasó, mert máris elmagyarázom anélkül, hogy nagyon el kellene mélyedni a matematika és a fizika rejtelmeiben.

Először is mi is az a sűrűséghullám? Ennek könnyebb megértéséhez előveszem, az ilyenkor szinte kötelezően elhangzó analógiát. Bizonyára már mindenki utazott autóval, így elmondhatja magáról, hogy közelről látott már sűrűséghullámot, és részt is vett benne. Tegyük fel, hogy egy soksávos autópályán haladunk mondjuk a megengedett 130 Km/h sebességgel. Vidámak vagyunk, megfelelő a tempó, semmi sem akadályoz minket. Előttünk azonban pár kilométerrel valakik lassabban vezetnek, mondjuk csak 90 Km/h sebességgel. Ide mindenki helyettesítse be a kedvenc szereplőjét, én egymás előzgető kamionok sorára fogok gondolni, ami tökéletes ehhez a példához. Előbb utóbb a többiekkel utolérjük őket, és lassítanunk kell nekünk is 90 Km/h-ra, hogy biztonságosan átjussunk a dugón. Miután a lassabb járműveken keresztül verekedtük magunkat, ismét szabad az út és visszagyorsítunk 130 Km/h-ra, akár csak a többiek. A forgalmi akadály (a sok kamion) 90 Km/h-val „közlekedik”, míg a személyautók számára a tipikus (megengedett) sebesség 130 Km/h. Ez a szituáció egy jó példája a sűrűséghullámnak, és az általa okozott zavarnak.

Ültessük most át az előzőeket a galaxisokra. Itt a forgalmi dugókat a Lin-Shu teória szerint a spirál galaxisokban jelenlévő sűrűséghullámok jelentik. A hullámokban a tömegsűrűség nagyobb, mint a korong más részein. Nagyon egyszerűen fogalmazva: az anyag egy ilyen hullámban „szorosabban tömörödik”. Tudományosabban: itt a tömegsűrűség relatív fluktuációja 10-20%. A spirál alakú hullámok a galaxis anyagától függetlenül merev testként rotálnak, és több rotációs perióduson keresztül képesek állandó állapotban fennmaradni, ami sok-sok 100 millió évet jelent. A csillagok, a gáz- és a porfelhők azonban annál gyorsabban kerülik meg a galaxis centrumát, minél közelebb vannak hozzá. Így a belső vidékeken ezek utolérik a sűrűséghullámokat, míg a külső régiókban a sűrűséghullám éri be őket. Amikor egy csillag közel kerül a hullámhoz, a nagyobb tömegsűrűsége „behúzza” a csillagokat, és „visszafogja” egy darabig. Idővel azonban a csillag keresztüljut a sűrűséghullámon. Hasonló történik a gázfelhőkkel és a porfelhőkkel is. A különbség az, hogy ezek összenyomódnak a magasabb tömegsűrűség miatt. Ha egy gázfelhő kellően sűrűvé válik (Jeans-kritérium) elkezd összehúzódni, és megkezdődik benne a csillagok kialakulása. A hideg molekuláris gázfelhőkben születő csillagoknak időre van szüksége, hogy kellően összesűrűsödve, magjukban beinduljon a hidrogén fúziója. Egy nagytömegű csillag esetén ehhez nagyjából 100 ezer év szükséges, míg a kisebb tömegűeknél ez akár több 10 millió évig is eltarthat. Mindeközben a sűrűséghullám továbbhalad, de mire az újszülött csillagok bölcsője eléri a hullám peremét, már felragyognak a nagytömegű csillagok. Ezek az O és B típusú csillagok erős UV sugárzásukkal nagy területen ionizálják az őket körülvevő gázfelhőket, melyek ennek köszönhetően szintén világítani kezdenek. A fiatal nagytömegű csillagok és az ionizált gázfelhők, vagyis az úgynevezett HII régiók keltik életre a spirálkarokat, az ezeknek köszönhetően válik láthatóvá. A hatalmas tömeggel rendelkező csillagok azonban nem élnek sokáig. Alig 5-10 millió év alatt leélik életüket. E rövid idő alatt galaktikus keringésük során nem jutnak messzire a születési helyüktől, vagyis mindig a sűrűséghullám peremén figyelhetőek meg. A kisebb tömegű társaik azonban megkezdik számtalan cikluson át tartó keringésüket, benépesítve a korongot. A karok nem is tömegük, hanem a bennük zajló csillagkeletkezés miatt fényesebbek a közöttük lévő térnél.

C.C. Lin és F. Shu az 1960-as évek derekán dolgozták ki elméletüket, amit az óta többen továbbfejlesztettek. Ők még egyáltalán nem foglalkoztak magának a sűrűséghullámnak a kialakulásával. Ezt a kérdést egyébként a mai napig sem sikerült megnyugtatóan tisztázni.

Egyes tanulmányok szerint a galaxison belüli bármilyen kis instabilitás felelőssé tehető a sűrűséghullámok kialakulásáért. Indukálhatták ezeket akár a galaxis korongjának keletkezésekor, az abban létrejött sűrűsödések is.

A videóban a Tejútrendszer kialakulásának szimulációja látható. Figyeljük meg, a spirális struktúra kialakulását!

De egy másik galaxissal történő kölcsönhatás ugyanúgy kiválthatja a sűrűséghullámokat. Talán a fentebb említett M51 esetén is erről van szó. Érdekességképpen megjegyzem, hogy a legpompásabb karokkal rendelkező spirál galaxisok közül igen soknak van kísérője.

Léteznek azonban más sűrűséghullámon alapuló elméletek is, melyek közül a kaotikus spirálkar elméletet emelném ki, és annak is csak az egyik legegyszerűbb változatát mutatnám be. Ahogy a nevéből is sejthető, ez inkább a kaotikus, töredezett karokkal rendelkező spirál galaxisokra koncentrál, mint amilyen például a pelyhes NGC7793 galaxis. Ne feledjük el, hogy ezek a galaxisok jelentősen nagyobb számban fordulnak elő, mint a szabályos, szimmetrikus, egybefüggő karokkal rendelkező társaik. Ellentétben a Lin-Shu elmélettel itt a karok egyáltalán nem hosszú életűek, folyamatosan születnek és meghalnak, ám itt is kapcsolatban állnak a csillagkeletkezéssel. A karok kialakulása azzal kezdődik, hogy a gázban igen gazdag galaxis bizonyos régióiban lokális gravitációs instabilitás lép fel az intersztelláris gázfelhőkben, melynek hatására beindul a tömeges csillagkeletkezés. Mivel a galaxis differenciális rotációt végez, vagyis a centrumhoz közelebbi égitestek keringési sebessége nagyobb, így az előző folyamatban született csillagok lassan spirális mintázatot rajzolnak ki. Létrejön a kar, vagy kartöredék teletűzdelve kékes fényű csillaghalmazokkal és vöröses színben pompázó HII régiókkal. Az idő előrehaladtával a nagyobb tömegű, fényesebb csillagok elpusztulnak, így a kar (a kartöredék) „kivilágítása” megszűnik, a struktúra lassan elenyészik. Mindez a galaxis több pontján, az időben eltolva zajlik. Karok alakulnak ki itt, és tűnnek el ott.

Mint a fentiekből is látható, bár nem törekedtem a teljességre, nem csak egyetlen elmélet létezik, amely megpróbálja megmagyarázni, hogy miért is látunk spirál galaxisokat az világegyetemben. Az utóbbi időkben egyre többen adnak hangot annak, hogy talán más folyamatok alakíthatták ki a szabályos, szimmetrikus karokkal rendelkező galaxisok, mint például a pelyhes galaxisok korongbeli struktúráit. Előtérbe került annak vizsgálata, hogy miként lépnek fel az instabilitások a gázban, a csillagok mozgásában, mikor viselkednek állóhullámként a sűrűséghullámok, illetve mikor nem. A spirál galaxisokat pedig ennek megfelelően kezdték inkább osztályozni.

És akkor még nem is említettem, hogy a technika fejlődésének köszönhetően ma sokkal messzebbre tekinthetünk az univerzumban, így láthatjuk a galaxisok igen korai fejlődési állapotát. Ez a lehetőség a múltszázad közepén még nem állt a kutatók rendelkezésére.

Ma már tudjuk, hogy a korai világegyetemben egyáltalán nem voltak még spirál galaxisok. Ezek elődjei csak a korongból álltak, és fényes, masszív csillagkeletkezési csomókból. Alig volt még bennük rendezett struktúra. Milliárd évek teltek el, míg a dolgok lassan rendeződni kezdtek. A hatalmas csomók többnyire eltűntek, és lassan megjelent a központi dudor. A kisebb csomók elkezdték kirajzolni, az akkor még igencsak elmosódott, határozatlan spirálkarokat. Az első határozott karokkal rendelkező galaxisok akkor jelentek meg, amikor a világegyetem már nagyjából 3.6 milliárd éves volt. Erre a korszakra a spirálisok két típusa volt a jellemző. A „kétkarúak” és a vastag szabálytalan karokkal rendelkezők, melyek még mindig tartalmaztak csomókat. Az olyan négykarú galaxisokra, mint a mi Tejútrendszerünk vagy az Androméda galaxis 8 milliárd évet kellett várni az ősrobbanástól számítva.

Térjünk még vissza egy picit a felvételem célpontjához, vegyük szemügyre alaposabban. Az optikai tartományban készült felvételemen is nagyszerűen látszik, hogy az NGC7793 galaxis bővelkedik a csillagkeletkezési régiókban. Mindenfelé vöröses, némileg rózsaszínben hajló HII régiók tarkítják a korongját. A látványhoz pedig hozzáadódik a 100-150 pc (kb. 300-500 fényév) méretű OB csillagasszociációk csoportjának kék fénye. Az asszociációk tagjai, a nyílthalmazokkal ellentétben, nem kötődnek egymáshoz gravitációsan. Kiterjedésük pedig sokszorosa lehet a nyílthalmazokénak. Gázfelhők közelében, vagy abba ágyazódva akadhatunk rájuk. A felvételen a legnagyobb kék foltok mérete a 300 pc-et (közel 1000 fényév) is eléri. Bár ebben az esetben már inkább csillagkomplexumokról van szó, vagyis asszociációk csoportjáról.

Az NGC7793 karjainak struktúráját igazán azonban a róla készült infravörös felvételek teszik láthatóvá. A Spitzer űrtávcső könnyedén keresztüllát a sűrű gázfelhőkön és a poron.

NGC 7793 Spitzer

A Spitzer infravörös tartományban készült felvétele az NGC7793-ról. A kék a 3.6 mikronos, a zöld a 4.5 mikronos, a vörös szín az 5.8 és 8.0 mikronos infravörös emissziónak felel meg. Mivel a 3.6 mikronos sugárzáshoz erősen hozzájárulnak a csillagok is, így azt a képen erősen csökkentették. Ennek a levonásnak köszönhetően, a poros régiók jobban láthatóvá váltak. Kép forrása: NASA/JPL-Caltech/R. Kennicutt (University of Arizona) – SINGS (Spitzer Infrared Nearby Galaxy Survey) projekt

A kék és zöld szín az idősebb hidegebb csillagoktól származik, főleg ezek sugárzása uralja a 3.6 mikronos és 4.5 mikronos tartományt. 5.8 és 8.0 mikronos hullámhosszon a csillagok infravörös fénye azonban már elhalványul. Ebben a tartományban feltűnik a por szerkezete a galaxison belül. Egészen pontosan az úgynevezett policiklusos aromás szénhidrogének (PAH – Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) sugárzását láthatjuk ezeken a hullámhosszakon.

A csillagok sugárzása által felmelegített por emissziója folytonos az infravörös tartományban. Ezt a folytonos spektrumot szilikát elnyelési vonalak (vagy sávok), illetve a policiklusos aromás szénhidrogének emissziós vonalai (vagy sávjai) tarkítják. A Spitzer teleszkóp infravörös kameráját pedig kimondottan úgy tervezték, hogy eme utóbbi megfigyelésére (is) alkalmas legyen. A csillagászok korábban azt tapasztalták, hogy ahol előfordul a csillagközi por, ott a policiklusos aromás szénhidrogének is előfordulnak. A csillagok sötét helyeken, sűrűs gáz- és porfelhők mélyén keletkeznek, ahová optikai tartományban vajmi kevés esélyünk van bepillantani. Az 5.8 és 8.0 mikronos emisszió azonban elárulja e fészkek helyét. Nemcsak elárulja, de egyben fel is tárja a részletek. Amíg a csillagkeletkező régióknak csak sziluettjét látjuk mindössze az optikai tartományában, addig a policiklusos aromás szénhidrogének szépen kirajzolják a ködök struktúráját.

Az előbbiek értelmében, így a vörös szín reprezentálja az NGC7793-ról készült felvételen azokat a területeket, ahol a csillagok következő generációja születik majd. Infravörös hullámhosszon még sokkal szembetűnőbb, hogy mennyire kaotikus az NGC7793 felépítése. A spirálkarok inkább csak töredezett ívek, és nem oly fenségesen csavarodnak, mint az M51 esetében, ahogy az a lenti, szintén a Spitzer űrtávcsővel készült képen látható. Zavaros szépségében mégis van számomra valami magával ragadó.

m51-infra

Az M51 (NGC5194) és az NGC5195 az infravörös tartományban a Spitzer űrtávcső felvételén. A színekre itt a fentebb leírtak érvényesek. Kép forrása: NASA/JPL-Caltech/R. Kennicutt (University of Arizona) – SINGS (Spitzer Infrared Nearby Galaxy Survey) projekt

Mikrokvazár és fekete lyukak az NGC7793-ban

NGC7793-P13-S26-01

Az NGC7793-ról készült felvételem részletének negatív változata. Két vonal fogja közre a P13 elnevezésű ultrafényes röntgenforrás (ULX) optikai tartományban is látható komponensét. A vörös kör azt a régiót jelöli, ahol az S26 nevű mikrokvazár lakik.

Mielőtt mesélnék az NGC7793 két furcsa lakójáról általánosságban is ismerkedjünk meg a csillagászati objektumok egy bizonyos csoportjával.

A világegyetemben előforduló fekete lyukak tömege igen széles tartományban változik. A galaxisok magjában tanyázó, központi szupermasszív fekete lyukak (SMBH: supermassive black hole) tömege pár milliótól több milliárd naptömegig is terjedhet. A skála másik oldalán a Napnál 5-30-szor nagyobb tömegűek helyezkednek el, melyek a nagyon nagytömegű csillagok életét lezáró szupernóva-robbanását követően keletkeznek. A szakirodalom ezeket csak csillag tömegű fekete lyukaknak (stellar black hole, stellar-mass black hole) nevezi. A hipotézisek szerint, a két véglet között foglalnak helyet a köztes tömegű fekete lyukak (IMBH: intermediate-mass black hole), melyekre egyelőre csak viszonylag kevés jelölt akadt. A fekete lyukak, ahogy ez a nevükből is sejthető a környezetükre gyakorolt hatásuk révén figyelhetőek csak meg, vegyük sorra miként állnak elénk az univerzum porondján.

A kvazárok több milliárd fényéves távolságban lévő aktív galaxis magok (Active Galactic Nucleus – AGN). A ma elfogadott modellek szerint a kvazárok magjában szupermasszív központi fekete lyuk található. Ezek a fekete lyukak 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 felelősek az úgynevezett szinkrotronsugárzásért.

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. A jet-ek, kilövellések hatalmasak is lehetnek, hosszuk nemritkán eléri akár a több millió fényévet. Ehhez képest maga a belső szerkezet, vagyis a korong és az azt körülvevő gázfelhők a fényéves nagyságrendbe esnek. Emlékeztetőül a Tejútrendszer átmérője 100000 fényév. A kvazárok óriási mennyiségű energiát sugároznak ki, méghozzá csillagászati értelemben véve roppant kis területről.

agn_tipusok

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

A köztes tömegű fekete lyukaknál teljesen hasonló akkréciós mechanizmusok működnek. Ebben az esetben is a környező por és gáz a napi menü. Leggyakrabban az ultrafényes röntgenforrásokkal (ULX: ultra-luminous X ray source) hozzák őket kapcsolatba.

A csillagok tömegének nagyságrendjébe esők, akkor válnak láthatóvá, ha van egy kísérőjük, akitől csillaganyagot tudnak zsákmányolni. 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, ha a fekete lyuk társa fejlődése során felfúvódik és kitölti a saját Roche-térfogatát. Az átáramló csillaganyag a fekete lyuk körül akkréciós korongot hoz létre, és beindul a kvazároknál már ismertetett folyamat, csak éppen „kicsiben”. Ennek köszönhetően intenzív röntgensugárzás keletkezik, és így a „láthatatlan” láthatóvá válik a Föld körül keringő röntgen távcsövek felvételein.

Roche-lobes-corrected

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

A hosszú évtizedek kutatásai azt a képet formálták a fekete lyukakról a kutatók fejében, hogy minél nagyobb egy ilyen égitest tömege, annál gyorsabban képes habzsolni a gázt, és így annál intenzívebb a megfigyelhető elektromágneses sugárzás.

Ebből a képből lóg ki az NGC7793-ban a P13 ultrafényes röntgenforrás (ULX: ultra-luminous X-ray source). A röntgentartománybeli kiugró fényességével azonnal felkeltette a kutatók figyelmét. Érthető volt az izgatottságuk, mert úgy tűnt, egy újabb köztes tömegű fekete lyuk akadhatott horogra. Nekiláttak, hogy meghatározzák a fizikai paramétereket. A csillagászok szerencsés helyzetben voltak, ugyanis sikerült azonosítani a fekete lyuk kísérőjét az optikai tartományban. A körülbelül 20.5 (V) magnitúdós csillag az én felvételemen is látszik. B8I színképtípusa alapján, egy késői típusú kék szuperóriásról van szó. Luminozitásából és színképéből pedig következtetni lehetett a kísérő tömegére és sugarára. A kapott értékek szerint, a csillag tömege valahol 10 és 20 naptömeg között lehet, sugara pedig 40-60-szorosa központi csillagunkénak. A csillag fejlődése során kitöltötte Roche-térfogatát, és éppen anyagot ad át a fekete lyuknak. A csillagászok észrevették, hogy a színképben megfigyelhető abszorpciós és emissziós színképvonalak radiális sebességgörbéje éppen ellentétes fázisú. Ez a viselkedés a spektroszkópikus kettőscsillagok színképének egyik jellegzetessége, vagyis az olyan párosoké, ahol a komponensek szeparációja távcsővel lehetetlen, csak a színkép árulkodik arról, hogy ketten vannak. A közös tömegközéppont körüli keringésük során hol az egyik közelít felénk, a másik meg távolodik, hol pedig éppen fordítva. A változó radiális (látóirányú) sebesség miatt a színképvonalak hol a kék, hol a vörös felé tolódnak (Doppler-effektus). Mivel a P13 abszorpciós és emissziós színképvonalainak radiális sebesség görbéjének amplitúdója közel azonos, így ebből következően a csillag és a fekete lyuk tömegének is közel azonosnak kell lennie. A fekete lyuk tömegére így 10-20 naptömeget kaptak „mindössze”, vagyis az „csak” egy csillag tömegű fekete lyuk.

A fenti eredményeket taglaló publikáció még 2010-ben jelent meg. Már itt megjegyezték a szerzők, hogy még több mérésre van szükség a dolgok tisztázásához. A kutatócsapat tehát ezután sem pihent, és folytatták a vizsgálatokat, immáron több évnyi mintával a tarsolyukban újabb, pontosabb következtetéseket tudtak levonni.

A kísérő színképtípusát pontosították B9Ia-ra, és tömegére is kissé más értéket kaptak, azonban ez nagyságrendileg nem tért el a korábbi publikációtól. A csillag eredeti tömege anno 20-25 naptömeg lehetett, de mára már csak 18-23 naptömegű. A kék szuperóriás 8 évnyi fénygörbéjét (UV, V) tanulmányozva sikerült kimutatni, hogy a keletkező röntgensugárzás a kísérő fekete lyuk felé tekintő oldalát felfűti. A fűtött terület révén lehetőség adódott, hogy meghatározzák a keringési periódusát, melyre 64 napot kaptak, és a pálya excentricitását (elnyúltságát).

NGC7793-P13-artp

A P13-as ULX fantáziarajza. A fekete lyuk felöli oldalt felfűti az akkréciós korong röntgensugárzása. A rajzon az is látszik, ahogy a korong leárnyékolja a sugárzás egy részét. Kép forrása: International Centre for Radio Astronomy Research

A csillagászok kezükben a fekete lyuk társának paramétereivel, vagyis tömegével, keringési periódusával, a pálya alakjával, stb., illetve a megfigyelt luminozitás görbékkel, nekiláttak a rendszert modellezni. Eredményül azt kapták, hogy a fekete lyuk tömege nem lehet nagyobb 15 naptömegnél. Ellenkező esetben a Roche-térfogat túl kicsi lenne, amikor a B9Ia óriáscsillag a legközelebb kerül a fekete lyukhoz.

A modellek azt is megmutatták, hogy a röntgenforrás nagy fényessége, a 15 naptömegnél kisebb tömegű fekete lyuk esetében, az úgynevezett szuperkritikus akkrécióval (supercritical accretion) magyarázható. De mit is jelent ez? Ahogy fentebb is utaltam rá, a kibocsájtott sugárzás intenzitása függ a fekete lyuk tömegétől. Szférikus anyagbeáramlás esetén az objektum nem lehet fényesebb az úgynevezett Eddington luminozitásnál. A beáramló gázzal szemben áll ugyanis a sugárnyomás, így van egy limit, amit nem léphet át a sugárzás erőssége, különben az „elfújja” a beáramló anyagot. Amennyiben viszont egy vékony korongban spirálozik befelé a gáz, akkor a sugárzás anizotrópiája miatt a sugárzás túllépheti az Eddington határt, a korongot nem „fújja el” a sugárzás. Az, hogy milyen nagy luminozitást látunk, mennyivel lépi túl a sugárzás erőssége a küszöböt, nagyban függ a betekintési szögtől. Természetesen ebben az esetben is létezik egy elméleti maximum, de ennek tárgyalásától most eltekintek.

Eddington_Limit-c02

Az Eddington luminozitást, és a szuperkrikitus akkréciót szemléltető ábra. Részletek a fenti szövegben. Az eredeti ábrák forrása: Shin Mineshige és mások

Az előzetes várakozásokkal ellentétben a P13 ultrafényes röntgenforrás tehát nem egy köztes tömegű fekete lyukat tartalmaz, mindössze egy masszív csillag tömegű fekete lyukat, ami kicsi tömege ellenére meglepően „nagyétvágyú”.

Végezetül ejtenék pár szót az az NGC7793 egy másik különös lakójáról. Ez az NGC7793-S26 (a továbbiakban csak S26) jelű HII régióban található mikrokvazárról.

Az NGC7793-ról készült kompozit képen A képen megjelölt NGC7793-S26 HII régió egy mikrokvazárt rejt magában. A Chandra űrtávcső felvételéről származik, és a különböző energiájú röntgensugárzást jelöli a vörös, a zöld és a kék szín. A világoskék az optikai tartománynak felel meg (luminance kép). Ez az utóbbi felvétel a VLT (Very Large Telescope array) egyenként 8.2 méteres átmérőjű tükrökkel rendelkező távcsőrendszerével készült. Az aranyszínű régiók pedig a CTIO 1.5 méteres távcsővel felvett Hα keskenysávú felvételről származnak.

Kép forrása: http://chandra.harvard.edu – Röntgentartomány (NASA/CXC/Univ of Strasbourg/M. Pakull és mások); Látható fény (ESO/VLT/Univ of Strasbourg/M. Pakull és mások); H-alfa (NOAO/AURA/NSF/CTIO 1.5m)

Ahogy fentebb is írtam, a kvazárok és az aktív galaxisok „védjegye” a két hatalmas jet. Ritkán, eddig nem teljesen tisztázott okokból, azonban a csillag tömegű fekete lyukak esetében is keletkeznek jet-ek, melyek a rádiótartományban két lebenyként figyelhetőek meg. Mivel ezen kilövellések mérete eltörpül a galaxisok magjából kiindulókéhoz képest, ezért gyakran nevezik az ilyen fekete lyuk és egy csillag alkotta rendszereket mikrokvazároknak.

A Tejútrendszerünkben ennek az égitest típusnak az egyik prominens képviselője az SS443, de az NGC7793 mikrokvazárjának jet-jei messze lekőrözik azét. Eme utóbbinak a mérete kétszer akkora, energiája pedig tízszerese az SS443-énak. Az S26 a világegyetem általunk ismert „legfényesebb” ilyen objektuma. A fenti képen, a bal felső kinagyított kis képkockán (röntgentartomány) jól látszik a fekete lyuknak a környező gázra gyakorolt hatása. Középen a kékes-zöld röntgenfolt jelöli a fekete lyuknak és társának a „búvóhelyét”. Az idők folyamán a kilövellések, a környező intersztelláris anyagba 1000 fényév kiterjedésű forró gázbuborékot fújtak. Egymással szemben, a mikrokvazár két ellentétes oldalán pedig az figyelhető meg, ahogy a jet-ek az intersztelláris gázba ütköznek, és felfűtik azt.

Miért érdekli annyira a csillagászokat a kvazárok és rádió galaxisok kistestvérei? Miért ölnek annyi energiát az NGC7793 különös objektumainak tanulmányozásába? A válasz roppant egyszerű: közel vannak, így rajtuk keresztül megérthetjük a távoli nagyok működését. Segítségükkel bepillantást nyerhetnek az akkréciós folyamatok rejtelmeibe. Láthatják kicsiben és közelről, milyen hatása van a jet-eknek, illetve az akkréciós korongban és a fekete lyuk közelében keletkező sugárzásnak a környezetre. Így arra is meglelhetik a választ, hogy az aktív galaxis magok miként befolyásolták a galaxis fejlődését az univerzum hajnalán.

Zárszó

Messzire kalandoztam a Balatontól úgy hiszem. Nem volt nehéz, mert a csillagászok több nemzedéke által kemény munkával kitaposott, néha tévutakkal tarkított ösvényen kellet csupán végiggyalogolnom. Bízom benne, hogy e galaxis szépségén túl sikerült, a számomra gyakorta többet jelentő mögöttes dolgokból is átadnom valamelyest az olvasónak. Miért? Hogyan? Felnőve se féljünk feltenni e kérdéseket, és keresni a válaszokat.

Felhasznált irodalom:

I. D. Karachentsev, E. K. Grebel, M. E. Sharina, A. E. Dolphin, D. Geisler, P. Guhathakurta, P.W. Hodge, V. E. Karachentseva, A. Sarajedini, P. Seitzer: Distances to Nearby Galaxies in Sculptor

W. Gieren, G. Pietrzynski, A. Walker, F. Bresolin, D. Minniti, R.P. Kudritzki, A. Udalski, I. Soszynski, P. Fouque, J. Storm, G. Bono: The Araucaria Project. An improved distance to the Sculptor spiral galaxy NGC 300 from its Cepheid variables

Marija Vlajić, Joss Bland-Hawthorn, Kenneth C. Freeman: The Structure and Metallicity Gradient in the Extreme Outer Disk of NGC 7793

Elmegreen, Debra Meloy; Elmegreen, Bruce G.: Arm classifications for spiral galaxies

Bruce G. Elmegreen: Star Formation in Spiral Arms

Pietrzyński, G.; Ulaczyk, K.; Gieren, W.; Bresolin, F.; Kudritzki, R. P.: A survey for OB associations in the Sculptor Group spiral galaxy NGC 7793

C. Motch, M.W. Pakull, F. Grisé, R. Soria: The supergiant optical counterpart of ULX P13 in NGC7793

C. Motch, M. W. Pakull, R. Soria, F. Grisé , G. Pietrzyński: A mass of less than 15 solar masses for the black hole in an ultraluminous X-ray source

M. A. Dopita, J. L. Payne, M. D. Filipović, T. G. Pannuti: The Physical Parameters of the Micro-quasar S26 in the Sculptor Group Galaxy NGC 7793

 

NGC4945

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

NGC4945

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

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

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

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

NGC4945-map1.PNG

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

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

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

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

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

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

HRD-TRGB.PNG

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

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

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

NGC4945-TRGB-2.JPG

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

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

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

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

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

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

NGC4945-TRGB-halo.PNG

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

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

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

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

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

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

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

Preserving the Legacy of the X-ray Universe

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

ngc4945-Xray-cut.JPG

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

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

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

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

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

NGC4945-Pa_emission-a.JPG

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

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

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

Felhasznált irodalom:

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

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

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

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

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

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

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

RCW58

RCW58-20150205-T30-TTK.JPG

RCW58

2015-02-05 – Siding Spring Observatory – 13 x 600 sec Hα Bin2

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

A déli Carina (Hajógerinc) csillagképben található az RCW58. Ahogyan azt a fénykép alapján az olvasó is valószínűleg sejti, a körülbelül 3000 pc távolságra lévő köd különös megjelenését a közepén elhelyezkedő fényes csillagnak, a WR40-nek köszönheti. Ismerkedjünk meg egy kicsit közelebbről ezzel a végnapjait élő objektummal.

A Napnál jóval nagyobb tömegű csillagok egész életükben nagy befolyással bírnak környezetükre. Szinte attól a pillanattól kezdve átformálják az univerzumot, amint születésük után beindul a magjukban a hidrogén fúziója. Intenzív UV sugárzásukkal gerjesztik, ionizálják a körülöttük lévő intersztelláris anyagot. A közelükben lévő hidrogén felhők ennek köszönhetően „világítani” kezdenek. Erős sugárzásuk nemcsak életet lehel ezekbe a felhőkbe, de azonnal erodálni is kezdi azokat. Ezek a forró, kék csillagok hatalmas, látványos üregeket fújnak azokba a ködökbe, melyben korábban megszülettek. A tovaterjedő ionizációs frontok pedig szemet gyönyörködtető formákat hoznak létre, miközben beleütköznek a nagyobb sűrűségű csillagközi anyagba, vagy éppen felgyorsulnak ott, ahol a sűrűség kisebb. A kibocsájtott nagyenergiájú fotonok mellett, a kisebb csillagokhoz képest erős csillagszelük, vagyis a belőlük kiáramló anyag is fontos szerepet játszik a környező világűr formálásában. A fényes behemótok tömegtől függően pár millió, vagy pár tízmillió év alatt felhasználják magjukban található hidrogénkészletük jelentős részét, és elhagyják a Hertzsprung-Russell diagramon a fősorozatot.

Stellar_evo.JPG

Csillagok fejlődési útja a Hertzsprung-Russell diagramon. A nagytömegű csillagoknál használt angol rövidítések: MS – fősorozat, BSG: kék szuperóriás, YSG: sárga szuperóriás, RSG: vörös szuperóriás, LBV: fényes kék változó, WR: Wolf-Rayet csillag

A 8-15 naptömegű csillagok a fősorozatot elhagyva vörös szuperóriássá válnak, majd szupernóvaként robbannak fel. Fényük saját galaxisukat is túlragyogja, miközben anyaguk jelentős része szétszóródik az űrben. Még halálukban is képesek befolyást gyakorolni. A táguló maradvány lökéshullámot hoz létre a körülötte lévő por és gáz ködökben, melyekben így újabb csillagok összesűrűsödése indulhat meg. A nagytömegű csillagok halála gyakran egy új genezis kezdete.

A 15-20 naptömeg közti tartományba eső csillagok élete nem közvetlenül a vörös szuperóriás állapot után ér véget. Előbb a külső rétegeiket dobják le, és a vörös szuperóriás állapotot elhagyva, sárga szuperóriás lesz belőlük. Majd vagy ekkor, vagy innen is továbbfejlődve, a kék szuperóriás állapotban következik be a szupernóva-robbanás. A 20 naptömegnél nagyobb csillagokból azonban a fősorozat után sosem lesz vörös szuperóriás. Bár felszíni hőmérsékletük a fősorozat után lecsökken, így a diagram vörös oldala felé indulnak, de idővel visszakanyarodnak. Ezek végig megtartják kékesfehér árnyalatukat, és idővel úgynevezett Wolf-Rayet csillagokká fejlődnek, akárcsak az RCW58 középpontjában található WR40. Sorsukat azonban ezek sem kerülhetik el, és életük lezárásaként szupernóvává válnak.

A Wolf-Rayet csillagok tudományos históriája egészen a XIX. századig nyúlik vissza. Charles Wolf és Georges Rayet 1867-ben a Hattyú csillagképben három különös csillagot talált, melyek színképében nagyon széles emissziós vonalak voltak megfigyelhetők. Már akkor tudták, hogy valami különösre akadtak. 1929-ben aztán értelmezést nyert a színkép. A WR csillagok igen nagy ütemben és hatalmas sebességgel veszítenek anyagot. A Napunknak is van csillagszele (napszél), mely révén folyamatosan anyagot veszít. Ez évente 10-14 naptömeget jelent. Ehhez képest egy WR csillagról évente 10-5 naptömeg áramlik ki, méghozzá észveszejtő 300-2400 Km/s sebességgel. Mindez megmagyarázza a spektrum tulajdonságait, miszerint a nagysebességgel kiáramló forró anyag emissziós vonalait látjuk a csillag színképében a Doppler-effektus által kiszélesítve. A WR40 is egyike a Tejútrendszerben ismert valamivel több, mint 200 WR csillagnak.

Wr137_spc.png

A WR137 spektruma a széles emissziós vonalakkal. A WR137 az első Wolf-Rayet csillagok egyike, melyet még 1867-ben fedezett fel a Hattyú csillagképben Charles Wolf és Georges Rayet.

De hogyan jött létre az RCW58, vagyis maga a köd? Ahogy fentebb is írtam, a nagytömegű csillagok már a fősorozaton is jelentős csillagszéllel rendelkeznek, folyamatosan anyag áramlik ki belőlük. Ennek és sugárzásuknak köszönhetően mire elhagyják a fősorozatot egy igen forró gázból álló óriási buborék jön létre, melyet néhány km/s sebességgel táguló semleges (nem ionizált) anyagból álló héj határol. Ennek sugara addigra 20 pc-et is meghaladhatja. A fejlődés későbbi állapotában, a tömegveszteség nagysága még jelentősebbé válik, az ekkor jelentkező csillagszél sebessége ugyan viszonylag lassú, de a sűrűsége jelentősen megnő. A csillag, annak tömegétől függően, a vörös szuperóriás, a sárga szuperóriás, vagy a nagy luminozitású kék változó csillag fázisban akár tömege felét is elveszítheti. A legjelentősebb anyagkibocsájtások epizódokban történnek, a kiáramló anyag eloszlása pedig nem gömbszimmetrikus. A csillag szép komótosan „saját maga köré pöfékel”. A kellően nagytömegű csillagok a végső WR stádiumban, extrém UV sugárzásukkal ionizálják a korábban kidobódott anyagot. Ezáltal a köd a H-alfa (Hα), vagyis a 656.81 nm-es hullámhosszon sugározni kezd. (Ez az objektum e tulajdonsága alapján került be anno a déli égbolt 182 objektumot tartalmazó Hα régióit összegyűjtő RCW katalógusba, melyet Alexander William Rodgers, Colin T. Campbell és John Bartlett Whiteoak állított össze.) Gyors csillagszelük pedig utolérve a korábbi lassabb csillagszél anyagát kölcsön hat azzal. Ez és az ionizációs hatás együttese felszabdalja az előzőleg kialakult struktúrákat, így létrehozva azt a lenyűgöző formavilágot, amit a felvételen láthatunk.

A fenti leírt folyamatot az elmúlt évtizedekben több kutató is megpróbálta modellezni. Az idők folyamán egyre több tényezőt vettek figyelembe, hogy a valósághoz minél közelebb álló eredményeket kapjanak. Míg a kilencvenes évek közepén még pusztán hidrodinamikai módszereket alkalmaztak csak a lassú és a gyors szél kölcsönhatásának leírására, addig a kétezres években már az ionizációs sugárzás hatását is figyelembe vették. Továbbá számoltak a csillagok tengelyforgásával, a fémtartalommal, a csillagszél időbeli változásával egy adott fejlődési állapoton belül, és így tovább. J. A. Toalá és S. J. Arthur 2011-ben egy tanulmányt publikált (J. A. Toalá, S. J. Arthur: Radiation-Hydrodynamic Models of the evolving Circumstellar Medium around Massive Stars), melyben korábbi kutatások eredményeit felhasználva, máig talán az egyik legrészletesebben kidolgozott modellel álltak elő. Ahelyett, hogy alaposan belemennék a részletekbe, inkább megmutatom, milyen struktúrák alakulnak ki a WR csillagok környezetében a két kutató 2D-s szimulációjában.

WR-sym-40M-ntherm-nrot-MM2003-a-c.JPG

40 naptömegű WR csillag körül kialakuló struktúrák. A modellben a csillag nem forog, és nincs hővezetés. A felső sorban az ionizációs sűrűség, míg az alsó sorban a hőmérséklet látható a távolság függvényében. Az értékek logaritmikusak. Balról jobbra a WR csillagszél beindulása óta eltelt idő: 10600, 22600, 32650, és 36600 év.

WR-sym-40M-ntherm-rot-MM2003-a-c.JPG

40 naptömegű WR csillag körül kialakuló struktúrák. A modellben a csillag forog, de nincs hővezetés. A felső sorban az ionizációs sűrűség, míg az alsó sorban a hőmérséklet látható a távolság függvényében. Az értékek logaritmikusak. Balról jobbra a WR csillagszél beindulása óta eltelt idő: 6800, 8800, 12800, és 16900 év.

WR-sym-60M-ntherm-nrot-MM2003-a-c.JPG

60 naptömegű WR csillag körül kialakuló struktúrák. A modellben a csillag nem forog, és nincs hővezetés. A felső sorban az ionizációs sűrűség, míg az alsó sorban a hőmérséklet látható a távolság függvényében. Az értékek logaritmikusak. Balról jobbra a WR csillagszél beindulása óta eltelt idő: 6800, 14800, 24800, és 30900 év.

WR-sym-60M-ntherm-rot-MM2003-a-c.JPG

60 naptömegű WR csillag körül kialakuló struktúrák. A modellben a csillag forog, de nincs hővezetés. A felső sorban az ionizációs sűrűség, míg az alsó sorban a hőmérséklet látható a távolság függvényében. Az értékek logaritmikusak. Balról jobbra a WR csillagszél beindulása óta eltelt idő: 19450, 21450, 23450, és 25500 év.

Vegyük észre, hogy mennyiben függ az eredmény attól, hogy mekkora tömegű csillaggal számoltak a kutatók, illetve, hogy mekkora a csillag tengelyforgási sebessége. Ez a két paraméter nagyban befolyásolja a csillag által a WR stádiumot megelőző életpályáját, így a korábban és a WR stádiumban kibocsájtott csillagszél sebességét, sűrűségét, térbeli eloszlását, folytonosságát.

Az mindenesetre szépen látszik, hogy a késői fejlődési stádiumban (a fősorozat után) kibocsájtott lassú csillagszél és a WR állapot gyors csillagszelének kölcsönhatása a szimulációkban is létrehozza azt a morfológiát, ami a felvételemen is látható.

A WR csillagok kialakulása, működése és fejlődése körül még mindig rengeteg a tisztázatlan kérdés. E csillagoknak és a szupernóvák kapcsolatának vizsgálata talán az egyik legizgalmasabb kutatási terület. Az elméletek az Ib/c és IIn típusú szupernóva-robbanásokat kötik ehhez a csillagtípushoz, azonban továbbra is megerősítésre szorul a WR csillagok és a szupernóvák direkt kapcsolata. Eddig csak közvetett bizonyítékok vannak a kutatók kezében. Tudomásom szerint a mai napig nem sikerült olyan szupernóva-robbanást elcsípni, melynek progenitora egyértelműen azonosítható lett volna bármilyen olyan égitesttel, mely korábban a WR csillagok jellemzőit mutatta volna. 2013 októberében egy rövid időre felcsillant a remény, hogy talán az NGC5806-ban feltűnt iPTF13bvn Ib típusú szupernóva egy WR csillag volt a robbanás előtt. Ezt 2014 márciusában azonban megcáfolták. A 2014-es publikáció két dolgot azért elismert. Először is, az előző csapat minden jel szerint jól azonosította azt a csillagot a korábbi felvételeken, amelyik felrobbant. Másodszor valóban Ib típusú volt a szupernóva.

Ugyan „a végső” bizonyíték még nincs a csillagászok kezében, de az a legvalószínűbb, hogy a WR40 valamikor a jövőben szupernóvaként fog felrobbanni. Bármi is legyen azonban a WR40 sorsa, egyvalami biztos, számomra az RCW58 az egzotikus csillagászati objektumok egyik megtestesítője.

A felvételről

Korábban még sosem használtam keskenysávú szűrőt a csillagászati felvételeim elkészítéséhez. Bár láttam mások képeit, de régóta szerettem volna magam is kipróbálni, hogy milyen eredmény érhető el Hα szűrővel fényesen ragyogó Hold mellett. A puding próbája az evés. Olyan objektumot kerestem, mely szinte csak Hα tartományban sugároz, igen halvány, és nem utolsósorban kellőképpen izgalmas számomra. Ezért felütöttem az RCW katalógust, és átnéztem a déli ég HII régióit. Végül választásom az RCW58-ra esett.

RCW58-M51-SDSS-m.jpg

Balra az RCW58, jobbra az M51 látható az SDSS adatbázisból származó felvételeken. Jól érzékelhető a két objektum közötti fényességkülönbség.

Amikor elkezdtem a felvételt a 97.5%-osan megvilágított Hold majdnem 50° magasan állt az égen. E körülmények között készült a 6nm-es Hα szűrővel a 13 darab egyenként 10 perces (Bin2) expozíció.

Az eredményt látva úgy gondolom, hogy érdemes lenne beszereznem egy keskenysávú (Hα) szűrőt, így a holdas éjszakákat is ki tudnám használni. Túl kevés a derült éjszaka idehaza, hogy előbb vagy utóbb ne éljek ezzel a nagyszerű lehetőséggel.

Felhasznált irodalom:

A. Toalá, S. J. Arthur: Radiation-Hydrodynamic Models of the evolving Circumstellar Medium around Massive Stars

Robert A. Gruendl, You-Hua Chu, Bryan C. Dunne, Sean D. Points: A Morphological Diagnostic for Dynamical Evolution of Wolf-Rayet Bubbles

Linda J. Smith, Max Pettini, J. E. Dyson, Thomas W. Hartquist: An optical study of the dynamics of the clumpy wind-blown nebula RCW 58

Jose H. Groh, Cyril Georgy, Sylvia Ekstrom: Progenitors of supernova Ibc: a single Wolf-Rayet star as the possible progenitor of the SN Ib iPTF13bvn

Fremling, J. Sollerman, F. Taddia, M. Ergon, S. Valenti, I. Arcavi, S. Ben-Ami, Y. Cao, S.B. Cenko, A.V. Filippenko, A. Gal-Yam, D.A. Howell: The rise and fall of the Type Ib supernova iPTF13bvn – Not a massive Wolf-Rayet star

NGC1316 (Fornax A)

NGC1316-LRGB-20150115-T32-TTK

NGC1316

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

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

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

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

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

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

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

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

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

21cm-es_sugarzas

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

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

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

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

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

Sersic_models

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

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

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

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

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

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

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

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

NGC1316-LRGB-20150115-T32-gc1

Az NGC1316 két gömbhalmaza a saját felvételemen is felfedezhető

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

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

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

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

NGC1316-spitzer-01

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

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

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

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

NGC1316_NRAO-rot

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

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

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

Felhasznált irodalom:

 

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

 

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

 

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

 

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

 

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

NGC1313 – A zűrzavaros galaxis

NGC1313-LRGB-20141028-TTK

NGC1313

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

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

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

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

NGC1313-Reticulum

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

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

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

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

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

Sánta Gábor erről a következőképpen írt:

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

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

NGC1313_KJG_40cm_220x_17ivperc

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

NGC1313-LRGB-20141028-TTK-neg4

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

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

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

NGC1313-supershell1

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

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

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

NGC1532 és NGC1531

NGC1532-LRGB-20140729-TTK

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

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

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

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

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

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

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

bbro_ngc5907

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

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

NGC660 - 20131026 - ttk

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

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

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

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

M51-LRGB-20140427-TTK

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

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

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

NGC1532 és NGC1531

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

Eridanus-NGC1532

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

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

NGC1532-LRGB-20140729-c-TTK

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

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

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

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

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

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

NGC1808

NGC1808-LRGB-20140424-TTK

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

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

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

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

Columba_Petrus_Plancius

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

NGC1808-20140421-TTK

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

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

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

PGC16801-PGC16804-B

Alul a PGC16801 a különös ívvel, felül a PGC16804

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

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

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

NGC6302

ngc6302-lrgb-20140414-ttk-1

2014-04-14 (CEST) – Siding Spring Observatory – 50 x 15 sec L és 20 x 15 sec R,G,B

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

A Skorpió csillagképben található NGC6302 (Caldwell 69) planetáris ködöt gyakran nevezik Bogár-ködnek (Bug Nebula) vagy Pillangó ködnek (Butterfly Nebula). Bár eme utóbbi elnevezést több más mély-ég objektum is bitorolja. Többek között a hazánkból is nagyszerűen megfigyelhető M76. Varázslatos formája valóban megragadja az emberi képzeletet. Ott lebeg a színes csillagok között, mintha egy hasadék lenne az űr szövetén. Fényes központját kísérteties derengés veszi körül, melyben vöröses pamacsok úsznak. Bíbor csápjait messzire nyújtja az űrben. A központi részen két fénykaréj fordít egymásnak hátat, így téve még hangsúlyosabbá a homokóraformáját az objektumnak. A bipoláris planetáris ködök gyönyörű példánya. A planetáris ködök megjelenéséről és formavilágáról már írtam egy korábbi, az NGC3132-ről készült fotómhoz kapcsolódó cikkemben. Így akit ez a téma bővebben érdekel, annak mindenképpen ajánlom e rövid ismertető elolvasását.

Az NGC6302 a Földtől 3400 fényévre (+/- 500 fényév) található. Ezt a távolságadatot felhasználva, továbbá megmérve az égen látszó méretét (3 ívperc), kiszámolható a kiterjedése, így nagyjából 1.3-1.7 fényév sugarat kapunk eredményül. A pillangó hasonlatnál maradva a szárnyak fesztávolsága így 3 fényév körül van. Továbblépve az egymásra épülő következtetések lépcsőjén, a tágulási sebességet meghatározva, az NGC6302 kora is megbecsülhető. Az aszimptotikus óriás ágon tartózkodó korosodó csillag, az energiát biztosító fúzióhoz szükséges készletekből lassan kifogyva, körülbelül 2000 éve dobhatta le külső burkát, miközben megindult a fehér törpévé válás útján. Ma a köd központjában egy 0.64 naptömeg körüli, 200000 K felszíni hőmérsékletű csillagmaradványt találhatunk. Ezzel a felszíni hőmérséklettel a rekorderek között található a galaxisunkban. A központi csillag megfigyelése azonban közel sem egyszerű feladat. A magas hőmérsékletnek köszönhetően, az optikai tartományban nem túl fényes a csillag, sugárzásának jelentős részét az ultraibolya tartományban bocsájtja ki. Ezt pedig a látható fénnyel egyetemben a köd egyenlítői tórusz alakú poros területe elnyeli.

ngc6302-3d-modell

Az NGC6302 3D-s modellje.

A központi csillagot egészen 2009-ig nem is sikerült közvetlenül megfigyelni, mígnem a Hubble űrtávcső WFC3 (Wide Field Camera 3) kamerájával, melyet az utolsó űrsiklós karbantartás keretében kapott a távcső, hat keskenysávú szűrön keresztül felvételeket készítettek a kutatók (C. Szyszka, J. R. Walsh, Albert A. Zijlstra, Y. G. Tsamis). Ezeket a felvételeket ügyesen felhasználva, feltárták a központi csillag pontos helyét.

ngc6302-central_star

Az NGC6302 központi csillaga felül, és a keskenysávú szűrővel készült felvételek alul – HST WFC3

A rejtőzködő csillag így megkerült hát, és ennek köszönhetően egész sor paraméterét sikerült meghatározni, illetve pontosítani. Például a fentebb ismertetett tömeg, hőmérséklet, és életkor adatokat. Arra azonban fel kell hívnom az olvasó figyelmét, hogy például a tömeg és a kor modellszámításokon alapszik, így ezek annyira pontosak, amennyire a felhasznált modellek.

Magának a ködnek a sugárzásáért a központi csillag által kibocsájtott intenzív ultraibolya sugárzás a felelős. Ez gerjeszti a köd anyagának atomjait. A különböző elemek gerjesztett atomjai más-más hullámhosszon sugároznak a látható tartományban, és így ajándékozzák meg a színek kavalkádjával a kép szemlélőjét. A művész a természet. Én ebben az esetben is csak megfigyelője, megörökítője vagyok a kozmosz fantasztikus jelenségeinek.

Nagyon régen szemeztem már az NGC6302 planetáris köddel annak csodálatos bipoláris szerkezete miatt. Tavaly nyáron, Súron egy kitelepülésnél majdnem el is csábított egy fotó erejéig, azonban két dolog miatt mégsem került terítékre. Bár gyönyörű és körpanorámás égboltban volt részem, de akkor még csak ismerkedtem az égbolt fotózásának alapjaival. Kevés tapasztalatom miatt egyszerűen nem volt hozzá bátorságom. A másik ok hazánk földrajzi elhelyezkedése volt. A Skorpió csillagkép farkánál található kicsiny, mindössze néhány ívperces köd delelésekor is csak alig valamivel több, mint 5 fokkal emelkedik a horizont felé. Ezzel tovább nehezítve az objektum megörökítését.

ngc6302-god

Az NGC6302 deleléskor is csak alig valamivel több, mint 5 fokkal emelkedik a horizont felé lakóhelyemről nézve.

Így végül idén úgy határoztam, hogy az Ausztráliában lévő Siding Spring obszervatórium egyik távcsövével készítek majd felvételeket a planetárisról, amikor az 60 foknál is nagyobb horizont feletti magasságba emelkedik. Már csak meg kellet várni a megfelelő alkalmat, mely el is jött helyi idő szerint 2014. április 14-én.

NGC3132 – A Déli Gyűrűs-köd

ngc3132-lrgb-20140220-t9-ttk

2014-02-20 – Siding Spring Observatory – 40 x 15 sec Light és 20 x 15 sec R, G, B
iTelescope.net T9 – 32 cm f/9.3 (f/7.4 fókusz reduktorral) Ritchey-Chretien tükrös távcső – SBIG ST8 XME CCD

A választás

Az emberi elme egyik érdekes sajátossága, hogy a dolgokban gyakran keressük a mintákat és a hasonlóságokat. Képesek vagyunk olyanok felismerésére is, melyekbe gyakran az elemző szoftvereknek is beletörik a bicskája. Nagyszerű csillagászati példa a Galaxy Zoo projekt, ahol önkéntesek, érdeklődők osztályoznak és válogatnak galaxisokat. Bizonyosan velünk született ez az képesség. Már ott van a gyermekben, aki még csak ismerkedik a világgal.

Engem is a hasonlóság keresése mozgatott, amikor a következő megörökítendő objektumon törtem a fejemet. Egészen pontosan olyan célpontot kerestem, mely kicsiny és alteregója egy másiknak. A választás végül az NGC3132-re esett. Miért éppen ez? Izgalmasnak tűnt, hogy felvételt készítsek a talán legismertebb északi planetáris ködnek, az M57-nek a déli hasonmásáról. Továbbá nagyon rég fényképeztem planetáris ködöt, a távirányítású távcsövekkel pedig még soha. Ez a projekt egyben egy másik előkészítése is volt. Kíváncsi voltam, hogy milyen részletek örökíthetőek meg ezekkel az eszközökkel, 1 ívperc alatti, ebben az esetben nagyjából 0.8 ívperc átmérőjű objektum esetén. Természetesen fotóztam már az iTelescope hálózat távcsöveivel, de ott maguk a célpontok sokkal nagyobb méretűek voltak az NGC3132-nél. Itt nem egy nagyobb, sok ívperces téma apró részleteit kellett megörökíteni, hanem egy planetáris ködöt, ami még 1 ívperc sincsen.

Be kell vallanom, hogy nagy hatással volt rám több hazai asztrofotós és amatőrcsillagász mostanában megjelent munkája is. Csak, hogy pár nevet említsek, inspirált például Fényes Lóránd Galaxis nővérek alkotása is, melyben az M33 és az NGC300 döbbenetes hasonlóságát mutatja meg. Többet olvashatunk magáról az NGC300-ról Kernya János Gábor cikkében a Meteor 2013/12. számában.

Az NGC3132 planetáris köd

Az M57 Gyűrűs-köd néven is ismert, így ikertestvérére, az NGC3132-re ráragasztották a Déli Gyűrűs-köd elnevezést. A Vela csillagkép irányába látszó objektum, nagyjából 2000 fényév távolságra van tőlünk mely alapján átmérőjét 0.4 fényév körülinek becsülik. A köd középpontjában egy kettőscsillag található, a csillagok fényessége 10 és 16 magnitúdó. Az én felvételemen a jóval fényesebb komponens ragyogásában elvész a halványabb. Pedig a ködöt alkotó anyagot, ez a halványabb, valaha nagyobb tömegű, és ezért gyorsabban fejlődő csillag dobta le magáról. A nagyjából Nap tömegű csillagoktól kezdve egészen a körülbelül nyolcszor nagyobb tömegű csillagokig bezárólag mind így végzik majd, az ezt megelőző vörös óriás állapot után. További fúziós energia termeléséhez tömegük nem elég nagy, lassan összehúzódva fehér törpévé válnak, miközben külső burkukat ledobják. Lecsupaszított feltárulkozó forró (100000 K) központi részük nagyenergiájú sugárzása révén gerjeszti a köd anyagát. Ez a gyönyörű táguló szín kavalkád azonban nem marad fenn sokáig csillagászati értelemben. Pár 10000 év, és a láthatatlanságba olvad. A Föld méretével és nagyjából a Nap tömegével rendelkező, és így roppant sűrű fehér törpe viszont még milliárd évekig sugározza szét elraktározott energiáját.

A planetáris ködök morfológiájának kutatása a csillagászat egy igen érdekes területe. A kezdeti kutatásokban feltételezték, hogy amikor egy ködre pillantunk, akkor annak fényessége sűrűségével van összefüggésben. Ebből indultak ki az első modellek még az 1900-as évek elején. Az már akkor is nyilvánvaló volt, hogy egy térbeli alakzat kétdimenziós vetületét látjuk. Nagy kérdés volt, hogy egyetlen térbeli forma létezik-e, és ennek csak különböző vetületeivel van-e dolgunk? Esetleg a ködök tényleg ennyire változatosak lennének? Csoportokba sorolhatóak az egyes formák? Ezek és hasonló kérdések foglalkoztatták a kutatókat. Egy csillag életének végstádiumáról van szó, így a csillagfejlődés elméletének egyik kulcskérdésére keresték a választ. A köd létrejöttét megelőző a csillag állapotát leíró elméletekkel is összhangban kellett lennie a teóriáknak. A kezdeti modellek ellipszoid alakú felhővel számoltak. Ezek viszonylag jól magyarázták a kisfelbontású felvételeken látható alakját a planetáris ködöknek, továbbá a köd megfigyelhető dinamikáját. Azonban az űrtávcsövekkel és az óriástávcsövekkel készült felvételekkel és mérésekkel már nem volt összhangban ez a modell. Nem tudott mindenről számot adni. Ezeket idővel felváltották a homokórára emlékeztető alakzatok, melyekre az angol nyelvű irodalmakban Diabolo model elnevezést használják.

ngc3132-surubb_regiok_3d

Az NGC3132 planetáris köd sűrűbb részeinek térbeli modellje.

H. Monteiro, C. Morisset, R. Gruenwald és S. M. Viegas egy 2000-ben kiadott tanulmányában (Morphology and kinematics of Planetary Nebulae II. – A Diabolo model for NGC 3132) ezzel a modell próbálta megmagyarázni az NGC3132 morfológiáját és dinamikáját. Tanulmányukban kimutatták, hogy mivel régebben csak kisfelbontású felvételek álltak rendelkezésre, és az akkori technológiának köszönhetően nem megfelelő minőségű spektroszkópia megfigyelések voltak elérhetőek csak, ezért hibás modellt alkottak a kutatók. Az általuk alkalmazott homokóra modellel (Diabolo model) viszont jól leírja az NGC3132 tulajdonságait, a nagyfelbontású felvételén látható felépítését, és a megfigyelhető spektrumokra is illeszkedik. Ez a modell jól használható a többi planetáris ködre, és a bipoláris struktúrákra is magyarázatot ad.

planetaris_kodok_vetulete

A homokóra modellt (Diabolo model) térben elforgatva a fenti megjelenést kölcsönzi a planetáris ködnek. Minden egyes kocka további 10 fokos elforgatás eredménye.

ngc3132-hst-diabolo

Felül a Hubble Space Telescope különböző keskenysávú szűrőkkel készült felvételei láthatóak az NGC3132-ről, míg alul a planetáris köd a kutatók homokóra modell (Diabolo model) számolt megjelenését mutatja az adott hullámhosszon.

A modell még akkor is jól működik, ha a csillag kissé elmozdul a köd geometriai középpontjából. Ez történt megfigyelések szerint az NGC3132 esetében is. Ezzel az elmozdulással magyarázható, hogy némi aszimmetria mutatkozik a köd fényes területeiben.

A fénykép

Mivel az NGC3132 1 ívperc alatti mérettel rendelkezik csak, így az iTelescope hálózatában elérhető eszköz kiválasztásánál nem volt szempont a nagy látómező. Az egy pixelre eső felbontás azonban igen. A T9-es távcső szabad volt, mely egy 32 cm-es f/9.3 Ritchey-Chretien tükrös távcső. Egészen pontosan f/7.4 a fényereje, ugyanis egy fókusz reduktorral van ellátva. A képek rögzítésére egy SBIG ST8 XME CCD kamerát szereltek rá, mellyel 1530 x 1024 pixeles képeket készít. Pár perc alatt elkészítettem a felvételhez szükséges programot (plan), és elindítottam. 40 x 15 másodperc Luminance és 20 x 15 másodperc R, G, B felvétel elkészítésére adtam ki a parancsot a rendszernek. Számításaim szerint ez volt a minimum, amivel valami struktúrát elő lehet majd csalni. Most nem szándékoztam rövidebb és hosszabb expozíciók kombinációját alkalmazni. Továbbá nem volt sok időm, mert kelt a Hold Ausztrália egén alig 60 foknyira az NGC3132-től. Ezután dolgoztam tovább, és csak este gyűjtöttem be a képeket. Roppant csalódott voltam, mert a távcső ezúttal is képtelen volt pontosan ráállni a kiszemelt objektumra. A planetáris ködöt a kép sarkába fotózta. Ennek ellenére mégis csak nekiálltam a feldolgozásnak, hogy láthassam az eredményt. Érdekelt, hogy előcsalogathatóak-e megfelelő részletek eme piciny objektumból, és miként mutat majd. A legvégén a kép kivágásával sokat szenvedtem, hála a távcső pozicionálási hibájának. A végső igazi kompozíciót még nem is találtam meg, csupán egy elfogadhatót.

Így megnézve a fotót, valóban van hasonlóság az NGC3132 és az M57 között. Nem alaptalan tehát a Déli Gyűrűs-köd elnevezés ennek az izgalmas planetáris ködnek.

Megjegyzés:

Egy nemrég újra feldolgozott Hubble Space Telescope felvétel itt érhető el az NGC3132-ről. Én ez alapján vizsgáltam a felvételem részleteit.

NGC1365

ngc1365-lrgb-20140131-t30-ttk

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

és

2014-01-30, 2014-01-31 – Siding Spring Observatory – 10 x 120 sec R,G,B

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

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

fornaxcluster

A Fornax galaxishalmaz

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

WISE Infrared View of the Fornax Cluster

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

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

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

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

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

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

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

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

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

ngc1365-20140127-t30-ttk

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

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

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