Arp 271 (NGC5426 és NGC5427)

Arp271-NGC5426-NGC5427-LRGB-20180604-T30-300s-TTK

ARP 271, vagyis az NGC5426 (a képen balra) és az NGC5427 (a képen jobbra)

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

A felvételek 2018-06-04 és 2018-06-11 között készültek – Siding Spring Observatory – 25 x 300 sec L, 8 x 300 sec R,G,B

(Kép orientációja: észak jobbra, kelet felül)

Szemezgetve a különböző csillagászati katalógusokból és felmérésekből, amatőrcsillagászként már sok évvel ezelőtt összeállítottam a saját kölcsönható galaxisokkal kapcsolatos észlelési listámat. Az egyik ilyen katalógus, Halton Arp nevéhez köthető. Arp 1966-ban megjelent Atlas of Peculiar Galaxies publikációja 338 olyan felvételt tartalmazott, melyeken a galaxisok alakja elért a szokványostól. Mindegyik valamiféle rendellenességet, különös sajátosságot mutatott. Arp célja nem volt más, mint a galaxisok fejlődésének megértése. Ugyan magyarázatai a galaxisok fejlődésével kapcsolatban mára már meghaladottá váltak, munkássága mégis rávilágított a csillagrendszerek közötti interakciók fontos szerepére.

Ma úgy gondolják a kutatók, hogy a nagyobb galaxisok mind ütközések, és összeolvadások révén jöttek létre. Igen, még a Tejútrendszer is. A „galaktikus kannibalizmus” már a kezdetektől fogva fontos szerepet játszott a csillagrendszerek fejlődésében. Noha ezek a kölcsönhatások, összeolvadások emberi időskálán nézve mérhetetlen hosszú ideig zajlanak, a csillagászok abban a szerencsés helyzetben vannak, hogy népes számú mintán keresztül tanulmányozhatják a Világegyetemet. Éppen ezért is fontos a kölcsönható rendszerek megfigyelése. Azt se felejtsük el, hogy a fény véges terjedési sebessége miatt, minél távolabb tekintünk a Világegyetemben, annak annál korábbi állapotát tanulmányozhatjuk. Így a kutatóknak lehetősége van arra, hogy feltérképezzék azon események lehetséges láncolatát, mely elvezett egészen a környezetünkben manapság megfigyelhető „modern” csillagrendszerekig.

A galaxisok közötti gravitációs kölcsönhatások igen viharos események. A másik csillagrendszer keltette árapály erők akár teljesen el is torzítják a galaxisok eredeti alakját. Csillagjaiknak egy része szétszóródhat a galaxisok közötti űrben. De hasonló sorsra juthat a bennük lévő intersztelláris médium is akár. Az árapály erők azonban nem csupán pusztítani képesek, de teremthetnek is. A gázfelhőkben olyan lökéshullámok keletkezhetnek, melynek hatására megindul azok csillagokká tömörülése. Egy új felfokozott csillaggenezis gyakorta két galaxis gravitációs interakciójának vagy éppen összeolvadásának következménye. Ne feledjük, hogy a csillagok között óriási távolságok vannak. Nagyon kicsi annak az esélye, hogy két galaxis összeolvadásakor összeütközzenek. Az intersztelláris anyag esetében már más a helyzet. Azok ütközése a már fentebb említett lökéshullámok kialakulásához vezet. Már amennyiben a galaxisoknak már eleve jelentős gázkészlete volt. Hogy mi a történet folytatása? A spirál galaxisok összeolvadása a mai elképzelések szerint terméketlen elliptikus, vagy éppen lentikuláris galaxisok kialakulásához vezet. Ezekben a csillagkeletkezés szinte teljesen leáll. Az ütközések felmelegíthetik annyira a gázt, hogy az kiszabaduljon a galaxisból, vagy éppen megakadályozza azok összetömörülését (a csillagok keletkezéséhez hideg és kellően sűrű molekuláris gázfelhőkre van szükség). Illetve, a másik lehetőség, hogy szintén az ütközésnek köszönhető heves csillagkeletkezésben egyszerűen felemésztik a gázkészleteiket.

A fotómon látható NGC5426 és NGC5427 párosa Arp 271 néven is ismert. Az égen a Szűz csillagkép irányába látszódnak, így hazánkból a megfigyelésükre a tavaszi időszak a legkedvezőbb. Az NGC5426 látszólagos mérete 3.0ʹ, míg az NGC5427 2.3ʹ. Megjegyzem, hogy ezen értékek meghatározása nem is olyan egyszerű, mivel a két galaxis átfedi egymást.

Arp271-map1

Az Arp 271 a Szűz csillagképben. A páros helyét a négyzet jelöli. A térkép delelés környékén (amikor a legmagasabbra emelkedik a horizont fölé) mutatja az ég állapotát Gödről nézve. A megfigyeléshez tehát nem szükséges távcsövet bérelni Ausztráliában. Bár kétségtelen, hogy ott a delelés sokkal magasabban következik be, így kedvezőbbek a feltételek az Arp 271 megfigyeléséhez/fotózásához.

Vajon tényleg két kölcsönható galaxisról van szó, vagy ez csupán illúzió? Ahhoz, hogy bizonyosak legyünk abban, hogy a galaxisok nem csupán egy irányba látszanak, érdemes tudni a távolságukat. Sajnálatos módon ez máig is csak meglehetősen pontatlanul ismert. A csillagászok az évtizedek folyamán több különböző módszerrel is próbálták.

Az egyik ilyen módszer az úgynevezett Tully-Fisher reláción alapul. 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 való elmerülést mellőzve, arról van szó, hogy a galaxison belüli sebességekből következtetni lehet a galaxis luminozitására, és ebből pedig a távolságára. 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.

A Tully-Fisher reláción alapuló mérések 110 és 135 millió fényév közötti értékek között szórnak.

A világegyetem tágulásának köszönhetően a galaxisok színképében megfigyelhető vöröseltolódás nagysága azok távolságával arányos. Ezt az összefüggést nevezik Hubble-törvénynek. Az ember elsőre a vöröseltolódást, mint a távolodás sebességét értelmezi. A Doppler-effektusból kiindulva, szokás a vöröseltolódás mértékéül azt a sebességet megadni, amivel a galaxis távolodik tőlünk. Gyakran mondják, hogy a galaxisok távolodnak tőlünk, méghozzá látszólag annál nagyobb sebességgel, minél nagyobb a távolságuk. Ugyanezt érzékelnénk, egy másik tetszőleges galaxisból szemlélve az eseményeket. A távoli csillagrendszerek vöröseltolódása valójában nem a Doppler-effektushoz köthető, vagyis nem a megfigyelőtől távolodó galaxis mozgása okozza. Arról van szó, hogy az egész tér tágulása miatt a fény hullámhossza „megnyúlik” azon az úton, míg az adott galaxistól hozzánk elér. Minél távolabb van tőlünk az objektum, annál hosszabb utat tesz meg az onnan érkező elektromágneses sugárzás, így az égitest spektrumában a színképvonalak a távolsággal arányosan egyre jobban a vörös szín felé tolódnak. A vöröseltolódást megmérve kiszámítható tehát a távolság.

A NED adatbázisban szereplő vöröseltolódási értékeket és a Hubble-törvényt felhasználva az jön ki, hogy nagyjából 136-138 millió évet utazott a fény, míg az Ausztráliában lévő távcső detektoráig elért. A két galaxis vöröseltolódásában mutatkozó különbség alapján az NGC5426 van az előtérben, míg az NGC5427 a távolabbi. Szintén ebből a különbségből adódik az, hogy a kettőjük távolsága 2 millió fényév körül lehet. (Összehasonlításképpen a Tejútrendszer és az Androméda-galaxis távolsága 2.54 ± 0.11 millió fényév). Ha viszont hozzátesszük azt is, hogy a különböző katalógusokban a távolságadatok 6 millió fényéves bizonytalanságot mutatnak, akkor pusztán a szeparációjuk alapján már nem is tekinthető annyira egyértelműnek, hogy kölcsönhatásban állnak. Összefoglalva: pusztán a pillanatnyilag rendelkezésünkre álló távolságadatokra támaszkodva nem lehetünk biztosak a dologban.

Az NGC5427-re majdnem merőlegesen látunk rá, míg az NGC5426-ra srégen (az inklinációja 59). Orientációjuk olyan, hogy az NGC5426 nyugati (alsó) karja van hozzánk közelebb, míg az NGC5427 délkeleti (bal felső) oldala. Első ránézésre a spirál galaxisok korongjai nem mutatnak semmiféle kölcsönhatásra utaló jelet. Pontosabban, mintha nem mutatna torzulást. Azonban alaposan megnézve az NGC5426 nyugati (alsó) karját, olybá tűnik, mintha ezen keresztül összeköttetésben állna a másik galaxissal. Gyakori, hogy kölcsönható galaxisok között ehhez hasonló porból, gázból és csillagokból álló összeköttetés figyelhető meg. A gravitációs erők játéka által formált, a szakirodalomban hidaknak (bridge like structure) nevezett képződményeken keresztül gáz „pumpálódik át” a galaxisok között. Az átáramló gázfelhők más felhőkkel ütközve összenyomódnak. Ez pedig, nagyban hozzájárul a csillagkeletkezési ráta megugrásához.

Az éppen folyamatban lévő csillagkeletkezés indikátorai a forró, és ezért kékes színű masszív csillagok tömeges jelenléte. Egy spirál galaxis csillagpopulációját 70%-ban az úgynevezett M típusú, Napunknál is kisebb tömegű, halvány vörös törpe csillagok alkotják (ez az arány 90% az elliptikus galaxisoknál). Azonban hiába nagyobb a kis tömegű sárgás-vöröses halvány csillagok aránya, heves csillagkeletkezés esetén oly iramban keletkeznek csillagok ezeken a területeken, hogy igen magas lesz a nagy tömegű csillagok száma is. Ezek pedig a kisebb testvéreiket fényükkel könnyűszerrel túlragyogják. Így végső soron, nekik köszönhetően világítanak a fiatal csillagok halmazai kékes fényfüzérekként a galaxisban. A masszív csillagok azonban tömegüktől függően mindössze néhány millió, vagy néhány tízmillió évig léteznek. (A kisebb tömegű csillagok hosszabb ideig élnek.) Létezésük tehát annak bizonyítéka, hogy legalább az említett időintervallumokon belül intenzív csillagkeletkezés folyt az adott területen. Hasonlóan a fiatal masszív csillagok által ionizált gázfelhők, vagyis a HII régiók vöröses-rózsaszínes pamacsai is az „éppen zajló” csillagkeletkezés jelei. Nagy távolságok esetén, ahol már távcsövünk felbontása kevés, ezek fénye már gyakorta elvész a kék behemótok ragyogásában.

Bár jellemzően a spirál galaxisok karjaiban gyakoriak a csillagkeletkezési régiók, de itt szemmel láthatóan a galaxisok közötti interakció hatására robbanásszerűen megugrott a csillagok gyártása (starburst) a különböző területeken. Az NGC5426 esetében a hatalmas HII régiói különösen csomósak és gyakoribbak is a társához közelebbi oldalon. Inkább a nyugati oldala (alsó fele) bővelkedik ezekben. Míg a keleti, délkeleti oldalán gyakorlatilag nincsenek meghatározó HII területek. Hasonlóan az NGC5427-nek sincs szégyenkezni valója. Ebben a csillagrendszerben inkább az északkeleti része pöttyözött csillagkeletkezési területekkel. Az egyik monumentális régió azonban e csillagrendszer nyugati (alul) karjának vége felé helyezkedik el. Ez a kar egyébként is meglepően egyenes. Mintha árapály erők „roppantották” volna meg, tépték volna ketté a kart. Egyáltalán nem követi a „szokásos” (logaritmikus) spirális mintázatot. Érdekes, hogy a keleti karban (a karokat az indulási oldaluk alapján nevezik el) ott ér véget az intenzív csillagkeletkezés, ahol az egyenes szakasz kezdődik, majd ezt zárja le az előbb említett masszív HII „pamacs”. De nemcsak a spirálkarokban, hanem az előbb említett hidakban is megfigyelhetők a csillagkeletkezés jegyei.

Arp271-Ha-Fuentes-Carrera_et-al

Az a) ábrán a B szűrős felvétel látható az Arp 271-ről (The Carnegie Atlas of Galaxies. Volume II” – Sandage & Bedke 1994. A b) ábrán az Arp 271 monokromatikus Hα felvétele (levonva belőle a kontinuum). A HII régiókat ez a technika jól kiemeli. Még szembetűnőbb az NGC5426-ról és az NGC5427-ről leírtak. A nyíl az NGC5427 keleti karjának egyenes szakaszát mutatja. A pontozott vonal pedig azt mutatja, hogy milyennek kellene lennie egy „klasszikus” spirálkarnak. Az I. és II. régiók a hidak gázaihoz köthetők. Kép forrása: Fuentes-Carrera és mások

Hogy átfogóbb képet alkossanak a csillagászok a két galaxis egymásra gyakorolt hatásáról, spektroszkópiát alkalmazva megfigyelték az egyes galaxisokon belüli mozgásokat (Fuentes-Carrera és mások, 2003). Arra voltak kíváncsiak, hogy miként, és mennyire szabályosan rotálnak a csillagok és gázfelhők az galaxisok centrumai körül. Vajon ebben és/vagy a radiális (látóirányú) sebességekben mutatkozik-e valamiféle szabálytalanság?

A radiális sebességeket tekintve az NGC5426 mindössze igen kis dísztorziót mutat. Az NGC5427 esetében azonban a „kiegyenesített” kar radiális (látóirányú) sebessége már eltérést mutat a másik kar és ennek a karnak a többi szakaszához képest. A HII régiókhoz köthető radiális sebességek szépen kirajzolják a két galaxis közötti összeköttetést, vagyis a hidat. A legtöbb itt elhelyezkedő gázfelhő radiális sebessége inkább az NGC5426-ben megfigyelthez esik közelebb, így ezek valószínűleg ehhez a galaxishoz tartoznak. Csak a híd északkeleti részének radiális sebessége esik közel a másik galaxiséban megfigyelthez. Így, talán ez a rész az NGC5427 spirálkarjához tartozik.

A rotációs görbék tanulmányozása is érdekes eredményre vezetett. A hídnak azon a részén, ami a radiális sebességek alapján az NGC5426-hoz tartozik, több csillagkeletkezési terület (pontosabban HII régió) rotációs sebessége jól láthatóan alatta marad a galaxis átlagos rotációs sebességének. Kivételt ez alól csak az NGC5426-hoz közel esők képeznek. Ezek nem is igazán a híd részei, sokkal inkább a korongé. Az NGC5427 rotációs görbéje kevesebb anomáliát mutat. A legfigyelemreméltóbb az a hirtelen rotációs sebességcsökkenés az egyenes kar nyugati végén, melyet az utolsó előtti és a hatalmas csillagkeletkezési régió között figyeltek meg.

Az előzőekben a csillagkeletkezési régiókról volt szó. Ami még igazán különössé teszi a dolgot, hogy csakis a híd csillagait tekintve, azok egyik galaxis struktúrájához sem igazán illeszkednek. Nem követik azokat.  Orientációját tekintve, a híd szinte merőleges az NGC 5427 déli karján lévő lineáris szegmensre, és a csillagok mozgása nem azt tükrözi, hogy azok az NGC 5426 nyugati karjának részét képeznénk. Nem egyedi esetről van szó. Hasonlót megfigyeltek már az Arp 96 és az M100 esetében is. A különbség a csillagok és a gázok mozgása között elképzelhető, hogy nem gravitációs eredetű. Lehet ennek oka például a galaxist körbevevő forró gázok okozta torlónyomás (ram pressure). Vagy éppen a heves csillagkeletkezés okozta kiáramlások, illetve a jelen lévő mágneses mező. Ugyanakkor az sem zárható ki, hogy ez mégiscsak a spirális szerkezet azon része, amit a kölcsönhatás kitérített a galaxis síkjából.

Később az Arp 271-et a 4.2 méteres William Herschel távcsővel (Observatorio del Roque de los Muchachos, La Palma) is vizsgálták (Hernandez és mások, 2007). A GHαFaS Fabry-Perot interferométer spektrométerrel nyert adatokból a csillagászok megállapították (Font és mások, 2011), hogy az NGC5427 korongja mögött gázfelhők áramlanak be a galaxisba. Eredetét tekintve ez az NGC5427 közelsége miatt szakadt ki NGC5426-ból.

Több jel is utal arra, hogy a két galaxis a kölcsönhatás kezdeti fázisában áll egymással.

A kinematikai vizsgálatok alapján a csillagászok azt is megpróbálták meghatározni, hogy miként helyezkedik el a két galaxis az űrben, hogyan mozognak egymáshoz képest, és mi fog velük történni az elkövetkező néhány millió évben (Fuentes-Carrera és mások, 2003). Ami biztos, hogy az NGC5427 parabolikus mozgást hajt végre az NGC5426-hoz képest, és a másik galaxis mögül az előtérbe fog majd kerülni. Képzeljünk egy hihetetlenül hosszú életű lakót az NGC5427 valamelyik csillagjának bolygóján. Ő azt tapasztalná, hogy a közeledés során az NGC5426 korongja szinte tökéletesen merőlegesen állna a saját galaxisának síkjára. És éppen a két galaxis merőlegessége miatt nem látunk az NGC5427-ből kiinduló árapálycsóvát vagy hidat. Ahogyan, ezt az elméleti megfontolások és a szimulációk is alátámasztják. Mindazonáltal, a kölcsönhatás mégis kiváltja a heves csillagkeletkezést benne. Továbbá, a NGC5426-ból kiinduló hidat is a galaxisok térbeli orientációja miatt látjuk halványabbnak. Ugyanis, a galaxis nagy dőlésszöge (inklinációja) miatt a por eltakarja sugárzásának jelentős részét. Ez is annak a bizonyítéka, hogy az NGC5426 van a kettőjük közül közelebb hozzánk.

Tényleg bekövetkezik majd az ütközés és azt követően az összeolvadás? Vagy mindössze egy gyengébb gravitációs interakció után eltáncol egymás mellet a két galaxis? Erre jelenleg nem tudjuk a választ. Én bizonyára nem élem meg a végkifejletet, de bármi is legyen a két galaxis sorsa, afelől semmi kétségem, hogy ez a galaktikus duó nemcsak érdekes, de egyben szemet gyönyörködtető is. Mindenkinek csak ajánlani tudom, hogy tegyen próbát vele. Távcsőre fel!

Arp271-moving-Fuentes-Carrera_et-al

Az NGC5426 és NGC5427 lehetséges találkozója az elkövetkező millió években. Az NGC5426-ot mozdulatlannak tekintve szaggatott nyíl mutatja az NGC5427 mozgását hozzá képest. A kis nyilak a galaxisok rotációjának irányát mutatják. Az ábrán a korongok 3D-s orientációja is jól látható. (A vastagon satírozott réssel érzékeltette a szerző, hogy melyek a hozzánk közelebb eső peremek). Ábra forrása: Fuentes-Carrera és mások

Felhasznált irodalom:

I. Fuentes-Carrera, M. Rosado, P. Amram, D. Dultzin-Hacyan, I. Cruz-Gonzalez, H. Salo, E. Laurikainen, A. Bernal, P. Ambrocio-Cruz, E. Le Coarer: The isolated interacting galaxy pair NGC 5426/27 (Arp 271)

Beverly J. Smith, Curtis Struck, Mark Hancock, Philip N. Appleton, Vassilis Charmandaris, William T. Reach: The Spitzer Spirals, Bridges, and Tails Interacting Galaxy Survey: Interaction-Induced Star Formation in the Mid-Infrared

Joan Font, John E. Beckman, Margarita Rosado, Benoît Epinat, Kambiz Fath, Olivier Hernandez, Claude Carignan, Leonel Gutiérrez, Monica Relaño, Javier Blasco-Herrera

Beverly J. Smith, Javier Zaragoza-Cardiel, Curtis Struck, Susan Olmsted, and Keith Jones: A Comparative Study of Knots of Star Formation in Interacting vs. Spiral Galaxies

Michael König (szerző), Stefan Binnewies (szerző), Phillip Helbig (fordító): The Cambridge Photographic Atlas of Galaxies (ISBN 978-1-10718-948-5)

Manuel Brea-Carreras, Michael Thiel, Markus Pössel: Simulating Tidal Interactions between Galaxies: A Pre-University Student Project

NGC2442 – A kobra és a titkai

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

NGC2442 (balra) a PGC21457 (jobbra) társaságában

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

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

(Kép orientációja: észak alul, kelet jobbra) 

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

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

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

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

Közelebbi törpe vagy távolabbi óriás?

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Az NGC2442 megjelenéséről, avagy megannyi nyitott kérdés

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

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

(Kép orientációja: észak alul, kelet jobbra)

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

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

NGC_2442-HST-1-740px

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

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

Forrás: NASA és ESA

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

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

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

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

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

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

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

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

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

NGC2442 - HIPASS - 0103099v1.f1

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

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

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

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

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

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

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

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

Felhasznált irodalom:

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

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

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

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

https://arxiv.org/abs/1009.1852

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

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