NGC660

NGC660-LRGB-20191022-T11-600s-TTK

Az NGC660 Polárgyűrűs galaxis (Polar Ring Galaxy)

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

A felvételek 2019-10-22 és 2019-11-01 között készültek – Új-Mexikó (Mayhill közelében) – 29 x 600 sec L (bin2), 8 x 600 sec R,G,B (bin2)

Ez a roppant érdekes alakú csillagrendszer a Halak (Pisces) csillagképben található. Az NGC660 egy kis csoportosulás tagja, melyet legfényesebb galaxisa után M74 csoportnak is neveznek. Az M74-től az égbolton látszó távolsága valamivel kevesebb, mint 2.5 fok.

Fényessége 11.2 magnitúdó (V szűrővel) . Mivel a galaxis halvány, így a távcső okulárjába tekintve érdemes türelmesnek lenni. Anno, a környékbeli csillagok beazonosítása után, nekem elfordított látással (nem közvetlenül az objektumra tekintünk, hanem mellé) sikerült csak megpillantanom elsőre egy 25 cm-es Dobson távcsőben az oldalról látszó korongját. Vizuális és fotografikus észlelése is kihívások elé állítja az amatőrcsillagászt. Mindenképpen sötét, fényszennyezéstől mentes égbolton érdemes felkeresni.

NGC660-map1

Az NGC660 a Halak (Pisces) csillagképben. Hazánkban 55-56 fok magasságban delek, így az év késő őszi, kora téli időszaka a legalkalmasabb a megfigyelésére.

Tőlünk való távolsága máig némi bizonytalansággal terhelt. Csak az elmúlt 10-15 évet tekintve a csillagászok többször is megkísérelték meghatározni azt. A kapott értékek, ha nem is nagyságrendi, de jelentős szórást mutatnak. A mérések alapvetően két módszeren alapultak.

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 másik lehetséges módszer az NGC660 esetében, a Tully-Fisher reláció használata (elliptikus galaxisok esetén nem használható, csak spirális és lentikuláris galaxisoknál). Ez 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 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 összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva, a látszólagos fényesség ismeretében a távolság már meghatározható.

A fentebb említett vizsgálati módszerek alapján, az NGC660  távolsága valahol 13.3 millió pc (43.3 millió fényév) és 14.7 millió pc (47.9 millió fényév)  között lehet. Ennek fényében, a galaxis mérete hozzávetőlegesen harmada vagy fele a mi galaxisunkénak (a távolság értékétől függően).

Az NGC660 polárgyűrűs galaxis (Polar Ring Galaxy). Ezen galaxisok körül csillagokból, gázból és porból álló gyűrűszerű képződmény figyelhető meg, mely jellemzően a galaxis korongjára nagyjából merőlegesen helyezkedik el. Az első ilyen galaxist 1978-ban figyelték meg csillagászok, és azóta is csak mintegy tucatnyit ismerünk belőlük. Ritkaságszámba mennek tehát a csillagrendszerek között.

NGC_4650A_I_HST2002

A polárgyűrűs galaxisok egy másik példánya a Hubble űrtávcső felvételén. Az NGC4650A galaxis a Centaurus csillagképben található. Forrás: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA)

A gyűrű létrejöttére több magyarázat is létezik. A közös ezekben a teóriákban, hogy két galaxis gravitációs kölcsönhatása okozza, csupán a mikéntben vannak különbségek.

A korongra merőleges gyűrűk kialakulása a szimulációk szerint két galaxis ütközésével magyarázható. A karambolozó feleknek azonban nem azonos a „súlycsoportja”. Továbbá, a kisebb galaxis szinte teljes mértékben merőleges ütközőpályán közelíti meg a nagyobb tömegű tag korongját. Ebben a találkozóban a nagyobb fél kis partnerét teljesen megsemmisíti, és annak anyagából jön létre a nagyobb galaxis korongjára merőleges gyűrű alakú formáció. Maga a gyűrű annak mementója, hogy Dávid és Góliát harcában ezúttal nem Dávid győzedelmeskedett. A gyűrű maga a gázban gazdag kis galaxis, legalábbis ami megmaradt belőle.

Ahogy említettem, nem ismerünk túlságosan sok példányt ebből a galaxis típusból, de az NGC660 fajtájának is egyedi képviselője. A legtöbb esetben a polárgyűrűs galaxis csoportba sorolt csillagvárosok korongja úgynevezett korai lentikuláris galaxis jellemzőit mutatja. Az NGC660 korongja viszont inkább a késői lentikuláris galaxisokéra hasonlít. Ráadásul, a gyűrű nem is merőleges a galaxis korongjára, annak inklinációja durván 45 fok. Éppen ezért pár csillagász sokkal inkább preferálja a ferde gyűrűs galaxis (IRG: Inclined Ring Galaxy)  besorolását.

Ennek a tábornak a képviselői szerint, az NGC660 ferde gyűrűje nehezen értelmezhető két galaxis merőleges ütközésével. És itt lép be a második elképzelés: az árapály akkréció. Az NGC660 és a felé közelítő gázban gazdag galaxis csupán elhaladtak egymás közelében. Ennek során az NGC660 gravitációs árapály hatása „megtépázta” a másik galaxist, begyűjtve és gyűrűt formálva gázkészleteinek tekintélyes részéből.

Az biztos, hogy akár az első, akár a második elképzelés is legyen az igaz, az NGC660 mintegy újjáéledt. Hogy mire is célzok pontosan? Térjünk vissza egy pillanatra a lentikuláris (lencse alakú) galaxisokhoz. Morfológiai szempontból ezek a galaxisok átmenetet képeznek a spirál galaxisok és az elliptikus galaxisok között.

NGC4036 lenticular galaxy

A Nagy Medve csillagkép területén elhelyezkedő NGC4036 lentikuláris galaxis a Hubble Űrtávcső felvételén. A korong szinte struktúra nélküli. Egyedül a csillagközi por, az ami megtöri a viszonylagos egyhangúságot. Bár csillagok kialakulásához szükséges  intersztelláris gáz  nincs igazán bennük (nincsenek bennük hideg hidrogénfelhők), de sokuk porban gazdag. Forrás: ESA/Hubble & NASA – Judy Schmidt

A lentikuláris galaxisok alapvetően diszk alakúak akárcsak a spirál galaxisok. Nincsenek azonban spirálkarjaik, a korongban pedig álltalában nincsennek határozott struktúrák. Ugyanakkor, bizonyos lentikuláris galaxisokban, a küllős spirál galaxisokhoz hasonlóan szerkezet (az angol nyelvű irodalomban: bar) figyelhető meg. Bennük a csillagok dinamikája is nagyon hasonlatos a spirál galaxisokéhoz, ugyanis eltolva az ezek esetében érvényes Tully-Fisher reláció diagramját megkapjuk a lentikuláris galaxisokra jellemzőt.

Rádiósugárzásuk a 21 cm-es hullámhosszon nem szignifikáns, mivel híján vannak az atomos állapotban lévő hidrogén gáznak. Szintén nincs, vagy csak nagyon minimális mennyiségben fordul elő bennük molekuláris állapotú hidrogén. Mivel a hideg molekulafelhők nélkülözhetetlenek a csillagok keletkezéséhez, így manapság már nem zajlik bennük intenzív csillagkeletkezés. Utánpótlás hiányában a nagyobb tömegű, kékes árnyalatú csillagok már régen kivesztek ezekből a csillagrendszerekből. Csillagászati értelemben röpke életük szupernóva-robbanással zárult. Mára, csak a kisebb tömegű, és éppen ezért hosszabb életű sárgás, vöröses csillagok maradtak hátra. Ezek dominanciája, és a bennük lévő tekintélyes mennyiségű pornak a vörösítő hatása határozza meg a lentikuláris galaxisok színét.

NGC 936

A 8.2 m tükörátmérőjű VLT-vel (Very Large Telescope) és B, V, R, I szélessávú szűrőkkel készült felvétel az NGC936 küllős lentikuláris galaxisról. Forrás: ESO (Cerro Paranal, Chile)

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

Ez elsőre remekül hangzik, de a megfigyeléseket több dolog is nehezíti. A teljességre törekvés nélkül, csak párat említenék ezek közül. A Doppler-effektusnak hála, a színképvonalak eltolódása sok mindent elárul a galaxison belüli mozgásokról. Kezdjük is a színképelemzés buktatóival. A spirál galaxisok esetében éppen a 21 cm-es emissziójukat szokták felhasználni, hogy kinematikájukat feltérképezzék. A lentikuláris galaxisok esetében ugye ez nem lehetséges. Mivel nincs jelentős, a fiatal és masszív csillagok által ionizált hidrogénkészletük, így a Hα emissziós vonalak vizsgálata szintén lehúzható a listáról. Maradnak az abszorpciós színképvonalak, de azokkal csak kevésbé megbízható eredményt lehet produkálni. Tegyük fel, hogy ezekre alapozva mégis elvégeztük a méréseket. Az értelmezésükhöz ismernünk kell pontosan a korong inklinációját (látóirányunkba eső tengelyferdeségét). Ez elengedhetetlen, ha a tényleges keringési sebesség érdekel minket. Ezt viszont nem is olyan triviális meghatározni ezen galaxisoknál. Akkor ott van még, hogy adott pontban nem egyszerű a korongon belüli rendezett, és a dudoron belüli rendezetlen mozgások szétválasztása. És így tovább. Lehet tehát a galaxisok csillagainak dinamikája alapján is definíciót alkotni, hogy mikor beszélünk elliptikus, és mikor lentikuláris galaxisról, de csillagász legyen a talpán aki kifésüli és értelmezi a mérési eredményeket.

Gyakran, inkább 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.

Ma két elfogadott elmélet van kialakulásukra. Az egyik szerint a spirális szerkezetét elvesztett galaxisokról van szó, melyben kifogyott a nyersanyag a csillagkeletkezéshez. Míg a másik elmélet szerint galaxisok összeolvadása hozta létre eme korong alakú csillagvárosokat.

Gondoljunk csak bele, hogy a „vörös és halott” galaxis (az angol szakirodalomban gyakran használják a „red and dead” kifejezést a csillagokat már nem produkáló galaxisokra) egy ütközésnek, vagy éppen csak egy erőteljes gravitációs kölcsönhatást követő akkréciónak hála még egy esélyt kapott, hogy csillagok újabb nemzedékének adjon életet.

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, és hasonló ezek arány a lentikuláris galaxisok esetében is. 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 fényükkel könnyűszerrel túlragyogják a kisebb testvéreiket. Így végső soron, nekik köszönhetően világítanak a fiatal csillagok halmazai kékes fényfüzérekként az NGC660 gyűrűjében. A masszív csillagok azonban tömegüktől függően mindössze néhány millió, vagy néhány tízmillió évig léteznek. (A kisebb tömegű csillagok hosszabb ideig élnek, ahogy már fentebb is utaltam rá.) Létezésük tehát annak bizonyítéka, hogy legalább az említett időintervallumokon belül intenzív csillagkeletkezés folyt az adott területen. Hasonlóan a fiatal masszív csillagok sugárzása által ionizált hidrogén gázfelhői, 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. Érdemes itt egy pillanatra megállni, és a leírtak tudatában újra megszemlélni az NGC660-ről készített felvételemet.

ngc660_gemini_legacy

Bár a saját felvételemen is már látszanak valamelyest a gerjesztett hidrogén felhők vöröses-rózsaszínes pamacsai, de érdemes megnézni ezt a Hawaiion lévő Gemini óriástávcsővel készült felvételt. Ezen tömegével látszanak vörös csillagkeletkezési régiók a gyűrűben, illetve a fiatal és fényes nagytömegű kék csillagok alkotta halmazok. A felvétel g, r, I, és Hα szűrőkkel készültek. Az ezekhez hozzárendelt színek: kék, zöld, narancs és vörös. A látómező 9.3×5.6 ívperc. Forrás: Gemini Observatory / AURA

A Hubble űrtávcsővel több száz különálló objektumra bontható fel az NGC660 gyűrűje. Ezeknek az objektumoknak tekintélyes hányada kék és vörös szuperóriás csillag. A gyűrű populációkának ezek csupán a legfényesebb tagjai, de tökéletesen megfelelnek korbecsléshez. A vizsgálatok alapján, a legfiatalabb csillagok csak alig 7 millió évvel ezelőtt alakultak ki. Továbbá, a gyűrű kb. 1 milliárd éves lehet a szín-indexén (V-I) alapuló megfigyelések szerint. Összességében tehát elmondható, hogy a hosszú ideje tartó csillagkeletkezés a gyűrűben még mind a mai napig is zajlik.

Jogosan merül fel a következő kérdés az olvasóban, ahogy a csillagászok is megfogalmazták azt. Ha csak megközelítette a kisebb galaxis az NGC660-ot, akkor hol van most? Hol a tetettess? Az igazság az, hogy a csillagászok erre nem tudják a pontos választ. Amennyiben 1 milliárd évvel ezelőtt történt az esemény, akkor lehetséges, hogy mostanra már egyszerűen tovább állt. Vagyis, kimozgott abból a látómezőből, ahol eddig a csillagászok keresték.

A másik érdekesség, hogy árapálycsóváknak semmi nyoma, mint például az NGC1316, az NGC6769 és NGC6770 párosa, NGC2442, vagy az Arp 271 kölcsönható, illetve kölcsönhatáson átesett galaxisok esetében. Hogy csak pár korábbi fotómat említsem. Az igazság az, hogy mindkét említett modell esetében létrejöhet úgy a gyűrű, hogy nem alakul ki árapálycsóva. A csóva hiánya nem perdöntő bizonyíték az egyik vagy a másik elképzelés mellett.

Természetes, hogy amikor az ember először erre a galaxisra tekint, akkor a sárgás korong előtt látható kusza porsávok sziluettje, és a gyűrű ami megragadja a tekintetét. Az NGC660 magvidéke viszont legalább ennyire érdekes. Ennek megfigyelése viszont már messze túlmutat az amatőrcsillagász műszerek lehetőségein, de adott esetben még a látható elektromágneses sugárzás tartományán is. Mégis szót kell ejteni róla, hogy összeálljon az olvasó fejében a teljes kép erről a csillagrendszerről.

A mag vizsgálata talán segíthet eldönteni a fentebb boncolgatott kérdést. Amennyiben összeolvadás történt volna, akkor az NGC660 magja kettőséget kellene, hogy mutasson. Ennek viszont semmi nyomát nem találták egyelőre a csillagászok. Nincs jele annak, hogy a galaxis centrumában két szupermasszív fekete lyuk is helyet foglalna. Több olyan galaxist is ismerünk, miben két masszív fekete lyuk is található, mely egyértelmű bizonyítéka, hogy az két másiknak az összeolvadásaként jött létre.

NGC6240-3blackholes

Már korábban is ismert volt az NGC6240-ben egy szupermasszív fekete lyuk. Mivel az volt a kutatók feltételezése, hogy ez a furcsa alakú galaxis két másik összeütközése révén jött létre, így a VLT UT4 (Yepun) távcsövére szerelt MUSE műszerrel alapos vizsgálatnak vetették alá a csillagrendszert.

Ekkor jött a meglepetés, hogy nem egy, hanem rögtön másik két szupermasszív fekete lyukat is találtak a csillagászok. Ez az elsőként talált ilyen eset (2019), hogy egy galaxis centrumán környékén három ilyen behemót is tanyázik. Nincsennek is messze egymástól. Mind a három, egy nagyjából 3000 fényév átmérőjű térrészen belül helyezkedik el, ami a galaxis teljes méretének 1%-ka sincs. Egyenként kb. 90 millió naptömegűek. Az NGC6240 tehát nem is egy, hanem három galaxis összeolvadásának az eredménye. Kép forrása: P. Weilbacher (AIP), NASA, ESA, the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration, and A. Evans (University of Virginia, Charlottesville/NRAO/Stony Brook University)

Az NGC660 a LINER (Low Ionization Nuclear Emission Region) galaxisok csoportjába tartozik. A LINER-ek a nevüket magjuknak színképe alapján kapták, amiben tipikusan gyengén ionizált atomok (egyszeresen ionizált oxigén, nitrogén, kén, stb.) keskeny vonalai figyelhetők meg, míg az erősen ionizált atomok (például kétszeresen ionizált oxigén) vonalai viszonylag gyengék. A LINER galaxisok közel sem olyan ritkák, mint az elsőre gondolnánk. A megfigyelések azt mutatják, hogy a környezetünkben (486 elemű, legalább 12.5 magnitúdós (BT)  galaxismintát tekintve) minden ötödik-harmadik galaxis ilyen. Érdekes, hogy túlnyomórészt inkább elliptikus és lentikuláris galaxisok esetén figyelhető meg ez a jelenség, bár számottevő a spirál galaxisok mennyisége is. Az irreguláris galaxisok között viszont csak elvétve akad ilyen.

Máig vitatott, hogy pontosan miért látjuk ezeket az emissziós vonalakat a LINER galaxisok színképében. Már abban sincs egyetértés a csillagászok között, hogy egyáltalán miként jön létre maga a gerjesztés. Egyesek szerint az intersztelláris gázban terjedő lökéshullámok (shock waves), míg mások szerint a fotoionizáció (intenzív UV sugárzás) okozza azt. Nemcsak az ionizációs mechanizmus kérdésében oszlik meg a kutatók véleménye, de annak forrását illetőleg is.

A csillagászok egyik jelentős tábora szerint, e galaxisok esetében a centrumban tanyázó szupermasszív fekete lyukak a okolhatók a gáz gyenge ionizációjáért. Szerintük a kis luminozitású aktív galaxismagok (Low-Luminosity Active Galactic Nuclei – LLAGN), ahová a kevésbé fényes magú Seyfert galaxisok, és a LINER-ek is tartoznak, illetve azok a galaxismagok, melyek színképe a LINER-ek és a HII régiók közt átmenetet mutat, csupán a nagyságrendekkel intenzívebben sugárzó Seyfert galaxisoknak és a kvazároknak a rokonai. Ezen utóbbiak magjában, a szupermasszív fekete lyuk felé áramló anyag akkréciós korongot formál, s miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog és felhevül. A folyamatban a mozgási energiájának egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Az akkréciós korong mindkét oldalán, a forgástengely mentén plazmából álló jet-ek jönnek létre. A jet a fekete lyukhoz közeli erős mágneses térben közel fénysebességre gyorsított, töltött szubatomikus részecskék fókuszált nyalábja. A relativisztikus sebességgel mozgó töltött részecskék a mágneses térben kifelé spirálozva felelősek az úgynevezett szinkrotronsugárzásért. A kis luminozitású aktív galaxismagok hasonlóan működnek e csillagászok vélekedése szerint, csak éppen kevésbé energikusak. Míg például a kvazároknál a jet-ek hossza elérheti akár a millió fényéves nagyságrendet is, addig a kis luminozitású aktív galaxismagok esetében inkább csak fényéves méretekről lehet beszélni, de extrémebb esetekben is csak pár száz fényévről mindössze. Az eltérések az aktív galaxis magok, és a kis luminozitású aktív galaxismagok között a fekete lyukak tömegére, az anyagbefogás ütemére, az akkréciós korong fizikai paramétereire, illetve a fekete lyukat körbevevő galaktikus környezetre (por és gáz, azok hőmérséklete stb.) vezethetők vissza, hogy csak pár lehetséges okot említsek. Amennyiben tényleg rokoni szálak fűzik őket össze, akkor a LINER galaxisok alkotják az aktív magú galaxisok legnépesebb alosztályát, számuk messze lekörözi a nagyobb luminozitású Seyfert galaxisok és kvazárok számát.

 

agn_tipusok

Aktív galaxismag sematikus vázlata.

Black Hole – Fekete lyuk, Torus of Neutral Gas and Dust – Ionizálatlan gázok és por tórusza, Accretion Disk – Akkréciós korong, Radio Jet – Rádió Jet

Míg más csillagászok véleménye az, hogy a LINER galaxisok megfigyelhető tulajdonságai nem a központi fekete lyuk „munkálkodásának” eredménye.  Szerintük, a csillagkeletkezési régiók fiatal, masszív és egyben forró csillagai gerjesztik a gázt. Való igaz, hogy pár LINER galaxis esetében találtak erre utaló jeleket a közeli infravörös tartományban végzett spektroszkópiai vizsgálatok során. De a Spitzer űrtávcsővel is folytattak kampányt a csillagászok, melyben 33 LINER galaxist vetettek alá alapos spektroszkópiai vizsgálatnak a közép infravörös tartományban. Az átfogó minta elemzésével sikerült kapcsolatot kimutatni a fényes infravörös galaxisok (Luminous Infrared Galaxies – LIRGs) LINER emissziója és a csillagkeletkezési aktivitás között. Ezek olyan távoli galaxisok, amelyek főként a Világegyetem abban a korszakában léteztek, amikor a csillagkeletkezési ráta még jelentősen nagyobb volt a ma megfigyelhetőnél. A tömegével születő csillagokat egy ideig még körbevették azok a gázfelhők, amelyben keletkeztek. Az ezekben a felhőkben lévő por a csillagok fényének jelentős részét elnyelte, majd pedig visszasugározta infravörösben. Ezek az intenzív csillagkeletkezést produkáló galaxisok így nem is a látható fényben, hanem sokkal inkább infravörösben igazán fényesek. Innen származik a nevük is. Megjegyzem, hogy aktív galaxismag jelenlétét is detektálták pár esetben. Ellenben, ugyanezen vizsgálat eredményei szerint, a környező normál (nem csillagontó), az infravörösben kevésbé fényes galaxisok LINER emissziója nem a csillagkeletkezésre vezethető vissza. Nem utolsósorban az elliptikus és lentikuláris galaxisokban nem jellemző a masszív és éppen ezért forró fiatal csillagok jelenléte. Ugyanis, ezek csillagászati értelemben rövid ideig, tömegüktől függően mindössze néhány millió, néhány tízmillió évig élnek csak. Ezeknél a galaxisoknál pedig már sokkal régebben véget ért az aktív csillagkeletkezés korszaka.

Vannak olyan csillagászok, akik nem az aktív galaxismagban, vagy éppen az intenzív csillagkeletkezésben látják a megoldás kulcsát. Sőt, éppen ezek hiányával magyarázzák az egészet. Az 1 milliárd évnél öregebb, előrehaladott fejlődési állapotban lévő csillagok, az aszimptotikus óriás ág elhagyása után (post AGB phase) rövid ideig elég forrók ahhoz, hogy képesek legyenek gyengén ionizálni a környező csillagközi gázokat. Az emisszió megfigyelésére pedig azért nyílik egyáltalán lehetőségünk, mert sem az aktív mag, sem a fiatal forró csillagok keltette sugárzás nem ragyogja túl azt. Ez a magyarázat akár működőképes is lehet. Ehhez csak némi gázra és 1 milliárd évesnél öregebb csillagokra van szükség. Ez az elképzelés arra is választ adhat, hogy a LINER-ek miért főként öreg csillagok alkotta masszív galaxisok, amikben már igen kicsi a csillagkeletkezési aktivitás. Ugyanakkor azt se felejtsük el, hogy akadnak aktív magú LINER galaxisok is.

Nem könnyű eldönteni, hogy pontosan melyik teória a helyes, mert oly változatos morfológiájúak, annyira eltérő tulajdonságúak a LINER galaxisok. Könnyen lehet, és éppen e mellett teszik le a voksukat a legutóbb vázolt elmélet képviselői is, hogy az aktív magnak, a fiatal csillagok ionizációs hatásának, és a LINER tulajdonságnak a kérdését teljesen külön kell kezelni. Ez pedig jelentősen átrajzolhatja a galaxisokról alkotott képet, mivel évtizedek óta a LINER tulajdonságot az aktív mag indikátorának tekinti a kutatók jelentős része.

Mint említettem, az elliptikus és lentikuláris galaxisokban álltalában nem jellemző a masszív és éppen ezért forró fiatal csillagok jelenléte. De az NGC660 esetében a rádiótávcsöves vizsgálatok ennek ellentmondani látszanak. A galaxis központjának durván 32 fényév kiterjedésű régiója igen erős rádiósugárzást bocsájt ki. A csillagászok úgy vélik, hogy az NGC660 és a másik galaxis közötti kölcsönhatás eredményeként tekintélyes mennyiségű gáz áramolhatott a mag vidékére. Illetve, a gravitációs kölcsönhatás lökéshullámokat hozott létre ezekben a gázfelhőkben. Így, a magban is intenzív csillagkeletkezés indult be. Vagyis, nemcsak az NGC660 gyűrűjében zajlanak egyedül viharos csillagkeletkezési folyamatok. A magban hatalmas számban keletkeztek forró, fényes, kékes árnyalatú csillagok. És talán éppen ezen fiatal csillagoknak a környezetükre gyakorolt hatása felelős magáért a rádiósugárzásért. Ezek, az akár 100 naptömeget is meghaladó óriási „csillagszörnyek” rövid idő elteltével szupernóvaként robbantak fel. Ezáltal újabb lökéshullámokat keltve az intersztelláris anyagban. Végső soron, beindítva az újabb csillagkeletkezési hullámokat a csillagrendszer centrumában. Az egészet, mint egy megszaladó folyamatot kell elképzelni. Az NGC660 nemcsak polárgyűrűs, vagy mások értelmezése szerint ferde gyűrűs galaxis, de úgynevezett csillagontó galaxis is (starburst galaxy).

Mindenkit csak arra biztatnék, hogy észlelje bátran ezt az izgalmas galaxist, miközben eltöpreng egy picit a fenti dolgokon. Szemünk előtt a galaktikus evolúció egy ritka példánya. Egyetlen csillagrendszer, megannyi zavarba ejtő tulajdonsággal. Legalábbis, amíg a csillagászok ki nem bogozzák az összes szálat.

Felhasznált irodalom:

G.M.Karataeva, N.A.Tikhonov, O.A.Galazutdinova, V.A. Hagen-Thorn, V.A.Yakovleva: The stellar content of the ring in NGC 660

Brian E. Svoboda, Jeff Mangum: Temperature and Heating Mechanisms in the Polar Ring Galaxy NGC660

R. Riffel, A. Rodriguez-Ardila, I. Aleman, M. S. Brotherton, M. G. Pastoriza, C. J. Bonatto, O. L. Dors Jr: Molecular Hydrogen and [Fe II] in Active Galactic Nuclei III: LINERS and Star Forming Galaxies

Jeffrey G. Mangum, Jeremy Darling, Christian Henkel, Karl M. Menten, Meredith MacGregor, Brian E. Svoboda, Eva Schinnerer: Ammonia Thermometry of Star Forming Galaxies

R. Buta, K. Sheth, E. Athanassoula, A. Bosma, J. Knapen, E. Laurikainen, H. Salo, D. Elmegreen, L. Ho, D. Zaritsky, H. Courtois, J. Hinz, J-C. Muñoz-Mateos, T. Kim, M. Regan, D. Gadotti, A. Gil de Paz, J. Laine, K. Menendez-Delmestre, Sebastien Comeron, S. Erroz Ferrer, M. Seibert, T. Mizusawa, B. Holwerda, B. Madore: A Classical Morphological Analysis of Galaxies in the Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies (S4G)

R. E. Mason, A. Rodriguez-Ardila, L. Martins, R. Riffel, O. Gonzalez Martin, C. Ramos Almeida, D. Ruschel Dutra, L. C. Ho, K. Thanjavur, H. Flohic, A. Alonso-Herrero, P. Lira, R. McDermid, R. A. Riffel, R. P. Schiavon, C. Winge, M. D. Hoenig, E. Perlman: The Nuclear Near-Infrared Spectral Properties of Nearby Galaxies

Megan Argo, Ilse van Bemmel, Sam Connolly, Robert Beswick: A new period of activity in the core of NGC660

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, 10 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