Az NGC4302 spirál galaxis (jobbra) és az NGC4298 spirál galaxis (balra) párosa
iTelescope.net T11 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI ProLine PL11002M CCD camera
A felvételek 2022-01-30 és 2022-03-26 között készültek – Új-Mexikó (Mayhill közelében) – 27 x 600 sec L (bin2), 10 x 600 sec R,G,B (bin2)
(Kép orientációja: észak alul, nyugat balra)
A felvételemen látható jobb oldali galaxis az NGC4302, baloldali társa pedig az NGC4298. Észlelési szempontból némileg elhanyagolt galaxisai ezek a Bereniké Haja csillagképnek. Az égbolt eme környék hemzseg a galaxisoktól, melyek könnyen ellopják a showt. Ami kár, mert véleményem szerint, igen izgalmas célpont ez a páros.
Az NGC4298 spirál galaxis tengelye 70 fokot zár be a látóirányunkkal. Szerkezete leginkább egy „égi szélkerékekre” emlékeztet. A pelyhes galaxisok (flocculent galaxy) csoportjába tartozik. A spirál galaxisokat a karok megjelenési formája szerint a csillagászok három fő csoportba sorolják. Az első csoportba a szabályos spirál galaxisok (grand design galaxy) tartoznak. Fő jellemzőjük a két szimmetrikus, egybefüggő és határozott spirálkar. Igen, a legtöbbünkben ez a kép él a tipikus spirál galaxisról, annak ellenére, hogy mindössze csak a 10%-uk ilyen. A második csoportot az úgynevezett pelyhes galaxisok (flocculent galaxy) alkotják. Ezeknél a karok nehezen kivehetőek, szakadozottak, kissé „szedett-vedett”, kaotikus a korong. Az NGC4298 is ide sorolható, akárcsak a spirál galaxisok 30%-a. Végül a harmadik csoportot a sok-karú (multiple arm) galaxisok képviselik, melyekre az erősebb belső karok és a kaotikus külső a jellemző. Ezek képviselik 60%-kal a spirál galaxisok túlnyomó többséget. Megjegyzem, hogy a kutatók egy része egy csoportként tekint a pelyhes és a sok-karú galaxisokra.
A folyamatban lévő csillagkeletkezés indikátorai a forró, és ezért kékes színű masszív csillagok tömeges jelenléte ebben a csillagrendszerben. Ezen behemótok élettartama csillagászati értelemben rövid, néhány millió, néhány 10 millió év mindössze. Utánpótlás hiányában, hamar a kozmikus enyészeté lesznek. Anyaguk jelentős részét, az életútjukat lezáró szupernóva-robbanásban terítik szét az űrben.
A spirál galaxisok csillagpopulációját 70%-ban az úgynevezett M típusú, Napunknál is kisebb tömegű, halvány vörös törpe csillagok alkotják. Ez az arány 90% az elliptikus galaxisoknál, és hasonló ezek arány a lentikuláris galaxisok esetében is. Hiába nagyobb a kis tömegű sárgás-vöröses halvány csillagok aránya, intenzívebb csillagkeletkezés esetén oly iramban keletkeznek csillagok a karokban, hogy viszonylag magas lesz a nagy tömegű csillagok száma is. Ezek pedig fényükkel könnyűszerrel túlragyogják a kisebb testvéreiket. Ennek köszönhető a galaxis kékes árnyalata. Meg annak, hogy mivel srégen látunk rá, így kevésbé érvényesül a korongban koncentrálódó por vörösítő és fényelnyelő hatása. Összefoglalva: kijelenthető, hogy jól láthatóan még 53-55 millió évvel ezelőtt igen aktívan keletkeztek benne csillagok, mikor is útjára indult felénk a fény. Hogy manapság mi a helyzet? Arra még egyszer ennyit időt kellene várnunk. Ez a csillagászat bája, minél messzebb tekintünk a térben, annál távolabb látunk a múltba. A fény terjedési sebessége véges, kb. 300 ezer km/s. Bár nincs, ami gyorsabb lenne nála az Univerzumban, a hatalmas távolságok megtételéhez a fénynek is rengeteg időre van szüksége.
Míg az NGC4298 jól mutatja, hogy miként néznek ki a spirál galaxisok, pontosabban a pelyhes spirál galaxisok, ha szinte tökéletes rálátásunk van a korongjukra, addig az NGC4302 remek példája, hogy milyenek a spirál galaxisok oldalnézetből.
Az NGC4302 korongjában lévő csillagok összeolvadó fényes sávját, a galaktikus egyenlítője mentén koncentrálódó por sötét sávja hasítja ketté. Igaz, hogy ott koncentrálódik, azonban mindenütt jelen van az egész korongban. Így, ahol nem oltja ki a csillagok fényét, ott is érvényesül vörösítő hatása. Ezért dominálnak az NGC4302 színében a sárgás-vöröses árnyalatok.
Az NGC4302-re tehát az éléről látunk rá. Ilyen szögből a korong alakú galaxisok (disc galaxies) központi dudorja (bulge) gyakorta szögletes (boxy), vagy éppen földimogyoróra hasonlít (peanut-shaped), de nem ritka, hogy „X” alakú derengés figyelhető meg bennük. Az NGC4302 központi dudorja is szögletes, amiből az következik, hogy küllős spirál galaxis (Dettmar és Ferrara – 1996). Miért? Hogy a a legalapvetőbb tudományos, és a kisgyermekek által is sokszor feltett kérdésre választ kapjunk, mélyedjünk el picit a küllős spirál galaxisokkal kapcsolatos csillagászati ismeretekben.
Figyeljük meg, hogy az NGC4302 központi dudorjának szögletes megjelenését a Hubble felvételén!
A kép maga a Hubble Legacy Archives adataiból származik. 3 egyedi, különböző hullámhosszon (az F450W, F555W és F814W szűrőkkel) készített expozícióból készült az RGB kép. Forrás: Hubble Legacy Archives
Az NGC4302 szögletes központi dudorja, a kinagyított felvételem fekete-fehér negatív részletén is tetten érhető. (A képet a fenti Hubble felvételéhez hasonlóan beforgattam.)
A Hubble Űrtávcső 2000 galaxist magában foglaló felmérése, a Cosmic Evolution Survey (COSMOS) eredményei szerint a múltban kisebb volt a küllős galaxisok aránya a spirális galaxisok között. A mai univerzumban a spirál galaxisok körülbelül 65% rendelkezik küllős szerkezettel, míg a múltban ez az arány, mindössze 20% volt. 7 milliárd év alatt megháromszorozódott a számuk. A küllős felépítés, nem kizárólag a spirális csillagrendszerek kiváltsága, küllőt lentikuláris galaxisokban is szép számmal megfigyelhetünk.
Korábbi felvételem kölcsönható galaxisokról a Páva csillagképben. NGC6769 (jobbra felül), NGC6770 (balra felül), NGC6771 (alul). Ezen a fotón jól látható, hogy miként néz ki egy küllős galaxis, ha ferdén látunk rá a korongra (NGC6770 – küllős spirál galaxis). Ezek esetében, nem a galaxis magjából, hanem a küllőből indulnak a spirálkarok. De ezen a fotón is megfigyelhető, hogy milyennek látszik a küllős szerkezet oldalról (NGC6771 – küllős lentikuláris galaxis).
A szakemberek többsége ma úgy véli, hogy a korong alakú galaxisokban, vagyis a spirálisokban és a lentikulárisokban idővel törvényszerű a küllő kialakulása. A küllős szerkezet megjelenése e galaxisok dinamikus fejlődésének egyik természetes állomása. Az elméleti megfontolások mellet, a numerikus szimulációk is megerősíteni látszanak azt az elképzelést, hogy a csillagok mozgásának a galaxis síkjára merőleges oszcillációja (a csillagok pályája felülről, majd alulról keresztezik a galaxis síkját, mintha pillangó úszók lennének egy kozmikus medencében) és a küllő forgása között rezonancia lép fel. A szakirodalomban ezt vertikális rezonanciának nevezik. Ez analóg a Lindblad rezonanciával. A kutatók úgy vélik, hogy egészen pontosan 2:1 vertikális rezonanciáról van szó, vagyis két oszcilláció történik rotációs periódusonként. Ahol a rezonancia fellép, ott a csillagok a küllő pozíciójához képest ugyanott kezdik keresztezni a galaxis síkját, pályájuk igazodik a küllőhöz.
Az ábra a küllő forgásával 2:1 vertikális rezonanciában lévő csillagok pályáját szemlélteti különböző galaktikus vetületekben. Figyeljük meg a baloldali diagramon (zöld görbe), hogy a korong síkjára merőleges vetülete a nagyjából periodikus csillagpályának (xz sík) banánhoz hasonló formát rajzol ki. Az ábrán a „banán alakú” pályák két lehetséges konfigurációját (két fekete görbe) is külön feltüntettem (az xz síkban). Az egyik „banán” „két vége” a galaxis korongjának síkja alatt, míg a másiké a fölött van. Az ilyen pályáknak a küllő nagytengelye mentén (az x a küllő nagytengelye, az y a kistengelye) a legnagyobb a dőlés szöge. A jobboldali ábrán látható a vertikális rezonancia következtében módosult csillagpálya (resonant heating), mely többé már közel sem tekinthető periodikusnak. Az ehhez hasonlatos pályákon mozgó csillagok együttes fénye rajzolja ki az éléről látszó galaxisban a központi dudor szögletes vagy éppen a földimogyoró alakját. A földimogyoró forma speciális esete, amikor derengő X-et látunk a galaxis központi régiójában. Az eredeti ábra szerzője: Yu-Jing Qin
A hatás önmagát erősíti. A csillagok egyre magasabbra jutnak a korongból a galaxis síkja fölé (a pályájuk inklinációja megnő) ezeken a részeken. Ahogy az idők folyamán a küllő forgása lassul, vagy éppen a galaxis korongja vastagszik, a rezonancia területe fokozatosan kijjebb húzódik a küllőben. Azok a csillagok, amiken már túlhaladt a rezonancia, továbbra is nagy inklinációjú pályán maradnak, de elvegyülnek a központi dudor csillagai között. Ne feledjük, hogy ezek eredetileg a korongból származnak). Adott időpillanatban ennek hatására azt látjuk a korong síkjával párhuzamos nézetből, hogy a küllő a centrumtól távolodva egyre jobban megvastagodik. Amennyiben, a küllős galaxis korongja az élével fordul felénk, és a küllőre a hosszanti tengelye mentén látunk rá, akkor szögletes alakúnak, amennyiben a hosszanti tengelye merőleges a látóirányunkra (a küllő keresztben áll), akkor földimogyoró alakúnak látjuk a galaktikus dudort.
Fontos megemlíteni egy másik hatást (elképzelést) is. Ennek lényege, hogy a küllőben idővel fellépő instabilitás (bar buckling instability/firehose instability) az, ami a korong csillagait a galaxis síkja fölé emeli, vagy az alá kényszeríti, létrehozva a banán alakú csillagpályákat. A csillagpályák kezdetben kicsiny kitérései a galaxis síkjából idővel felerősödnek. A folyamat hasonló a Kelvin-Helmholtz instabilitáshoz. Azzal analóg módon működik. A numerikus szimulációk viszont azt mutatják, hogy ez inkább a korong megvastagodásában játszik szerepet. A rezonancia sokkal meghatározóbb tényező a szögletes vagy földimogyoró alak kialakításában. Vannak csillagászok, akik azonban ezt vitatják. A jövőbeni megfigyelései majd talán segítenek eldönteni a kérdést.
Remélem, hogy mindenféle hosszabb fejtegetés és matematikai formula nélkül is érthetően sikerült felvázolnom a kedves olvasó számára magát a folyamatot. (A jelenség ennél azért bonyolultabb. A cikk után felsorolt szakirodalomban megtalálhatók a pontos részletek. Nem éreztem szükségét azonban annak, hogy precíz módon minden apró részletre pontosan kitérjek.) Most pedig pörgessük fel az idő kerekét, és néhány percben nézzük meg a sok 100 millió éves időskálán lezajló eseményeket. A következő szimulációk durván 2-3 milliárd évet átfogva mutatják be a küllő kialakulását, fejlődését. Működés közben láthatjuk a korong galaxisokban munkálkodó fentebb ismertetett mechanizmusokat.
A videó a küllő kialakulásának és fejlődésének folyamatát mutatja be. Várjunk türelmesen! 1 perc 20 másodperc környékén láthatóvá válik mindaz, amiről írtam. Szerzők: Fabian Lüghausen, Benoit Famaey, Pavel Kroupa
Hasonló szimuláció (diszk és sötét anyag haló). Figyeljük meg, ahogy a küllő forgása lassul, egyre kijjebb halad a rezonancia, a földimogyoró alak egyre markánsabb lesz. Szerző: Rubens Machado
A fenti szimuláció kissé döntött nézetben. Figyeljük meg, hogy a küllő miként vastagszik meg, és miként emelkednek ki a csillagok a két átellenes végén, hogyan születik meg az „X”. Szerző: Rubens Machado
Az előbb tehát csak tömören és mindössze vázlatosan ismertetett elképzelés mögött sok-sok elméleti munka, szimuláció és nem utolsó sorban megfigyelés áll. Gondoljunk csak bele, hogy a központi dudor megfigyelésének az kedvez, ha nagyjából éléről vizsgálhatjuk a galaxist, míg a küllő tanulmányozását inkább a hozzávetőleg merőleges rálátás segíti. Ritka kivételek akadnak. Például a korábban általam fotózott NGC7582 galaxis ilyen, ahol a közeli infravörös tartományban (K Band) előbukkan a központi dudor is. Ebben az esetben a küllő és a földimogyoró alakú dudor egyszerre tanulmányozható.
Alapvetően tehát nem voltak könnyű helyzetben a megfigyelő csillagászok. Azonban, mára nem igazán fér kétség ahhoz, hogy kapcsolat van a küllők és a szögletes, illetve a földimogyoró alakú központi dudor között. Legfeljebb a pontos hatásmechanizmusok terén akadnak még kérdések.
Mind a két galaxis nagyjából 55 millió fényévre van tőlünk. Igaz, hogy a látómezőben nagyon közel látszanak egymáshoz. De vajon tényleg párost alkotnak? Kölcsönös gravitációs árapály-hatásuk révén befolyásolják egymás evolúcióját? Mosenkov és szerzőtársai szerint, az NGC4302 külső részeinek alakja ovális és aszimmetrikus, ami akár az NGC4298-cal való kölcsönhatással is magyarázható. Ugyanakkor, ez a kutató csapat az árapály egyéb jeleit nem észlelte.
Simított kép az NGC4302-ről Gauss-szűrőt használva (σ = 1). A zöld skála 1 ívperc. A sárga szaggatott kontúr a 24 magnitúdó/ívmásodperc2 izofóta (az izofóta egy megvilágított felületen egy görbe, amely az egyenlő fényes pontokat köti össze) – Forrás: Mosenkov és mások
A csillagkorong aszimmetriája az NGC4298-nél sokkal egyértelműbben megmutatkozik délkeleti irányba (Chung és mások – 2007), aminek egyik lehetséges magyarázata a másik galaxissal történő kölcsönhatás. Akárcsak a fokozott ütemű csillagkeletkezés, ami valószínűleg szintén az árapály kölcsönhatás számlájára írható (Malin, D. – 1994).
A spirál galaxisok nemcsak csillagokból állnak, hanem porból és gazból is, ahogy erre korábban már utaltam. Zschaechner és kollégái az NGC3044 (e cikk keretébe ezzel nem foglalkozom) és az NGC4302 galaxisokban a HI régiók kinematikáját és morfológiáját vették górcső alá 2015-ös tanulmányukban. A HI régiók olyan intersztelláris felhők, melyeket javarészt atomos hidrogén alkot (a területek ionizációs foka jellemzően igen alacsony: 1:10000) némi héliummal, és a héliumnál nehezebb elemekkel szennyezve. A semleges hidrogéngáz vizsgálatára a rádiótávcsövek nyújtanak kitűnő lehetőséget, így Zschaechner és szerzőtársai a VLA (Very Large Array) rádiótávcső rendszerével történt korábbi megfigyeléseket használták fel. A galaxisokban lévő hideg és sűrű hidrogén gázfelhők jelenléte elengedhetetlen a csillagok keletkezéséhez. Ezek kinematikájának és morfológiájának feltérképezése a kulcs a galaxis múltjának, jelenének és várható jövőjének megismeréséhez. A kutatók találtak arra utaló jeleket, hogy az NGC4302 és az NGC4298 úgynevezett árapály kölcsönhatásban állhat egymással, ugyanis a kettőt a rádiótartományban észlelhető anyaghíd köti össze.
A két galaxist összekötő anyaghíd rádióképe. Ennek létezését a szerzők a két galaxis árapály kölcsönhatásával magyarázzák. Forrás: Zschaechner és mások
Bár a távolságadatok sok millió fényéves szórást mutatnak e két galaxisnál, de így is kijelenthető, hogy a Virgo galaxishalmazhoz tartoznak. Ez a legközelebbi masszív galaxishalmaz, melynek távolsága 16.5±0.5 Mpc (Mei és mások – 2007), vagyis 54 millió fényév. Becslések szerint 1500-2000 tagot számlál, melyek az égbolt közel 8 fokos területén oszlanak el. A halmaz átmérője 4.4 Mpc, ami 14.3 millió fényévnek felel meg (Fouqué és mások – 2001). Ez alig valamivel nagyobb, mint a Tejútrendszerünkkel együtt nagyjából 50 galaxist magában foglaló Lokális Csoport mérete, ami körülbelül 3 Mpc (10 millió fényév). Azonban, míg eme utóbbi tömege 2.3±0.7×1012 M☉ (Peñarrubia és mások – 2014), addig a Virgo halmazé 1.2×1015 M☉ (Fouqué és mások – 2001). Nagyságrendnyi különbségről van tehát szó. Nagyjából 2 billiónyi naptömeg az 1 billiárdnyi naptömeggel szemben. A Virgo halmaznak három, egyértelműen azonosítható alcsoportja is van. Ezek középpontjában az M87, az M86 és az M49 galaxis helyezkedik el. Valószínű, hogy a halmazt még mindig a formálódása közben figyelhetjük meg.
Galaxis csoportok és galaxishalmazok a Lokális Csoport közelében. Szerző: Andrew Z. Colvin
Nemcsak az égen elfoglalt helyük és távolságuk a bizonyság arra, hogy a Virgo halamaz tagjai. Először Chung és munkatársai 2007-es tanulmányukban publikálták a VLA-vel végzett rádió megfigyeléseik alapján, hogy az NGC4302-nak HI (atomos hidrogéngáz) nyúlványa van a galaxis északi részén, mely túlnyúlik a galaxis optikai tartományban látható korongján. Érdekes módon ez pontosan az M87, a Virgo halmaz központi galaxisával ellentétes irányba mutat. Ilyet, más Virgo halmaz béli galaxis esetében is sikerült ilyet megfigyelniük.
Az NGC4302 és NGC4298 galaxisok optikai képére montírozott rádióképen látható az északi irányba mutató atomos hidrogéngázból álló nyúlvány. Forrás: Chung és mások
A galaxisok közötti tér sem teljesen üres. Több halmaz esetében igen forró (10-100 millió K) gáz tölti azt ki (IGM – Inter Galactic Medium). Ennek azonban 10-4-10-2 elektron/cm3, vagyis extrém alacsony a sűrűsége. Sok-sok nagyságrenddel kisebb, mint a galaxisok atomos hidrogénjének sűrűsége, ami 0.2-100 atom/cm3. Elsőre azt gondolhatnánk, hogy a halmazban mozgó galaxisokra nincs hatással a roppant ritka gáz. Több galaxishalmaz megfigyelése azonban azt mutatta, hogy miközben a galaxisok ebben a gázban mozognak, torlónyomás lép fel, ez pedig képes letépni a csillagrendszer korongjának külső területeiről a csillagközi anyagot (Ram Pressure Stripping). Hasonlóan ahhoz, ahogy a menetszél kerékpározás közben lefújja az ember fejéről a sapkát. Ehhez nem kell más, csak az, hogy a galaxis relatív nagy sebességgel mozogjon a halmazon belül, és elég sűrű legyen a halmazon belüli gáz.
Ugyan, ahogy fentebb írtam is, az optikai tartományban nem tűnik úgy, hogy az NGC4302 szerkezetében torzulások, zavarok lennének megfigyelhetők az NGC4298 hatására. Mindazonáltal, egy kevéske árapály kölcsönhatás is elég ahhoz, hogy a gázt kimozdítsa a galaxis pereméről, így sokkal jobban kitéve azt a torlónyomás hatásának.
Az NGC4302 esetében pontosan ez történik. Chung és kollégái arra a következtetésre jutottak, hogy az NGC4302 csak a közelmúltban érkezett a halmazba, és erősen radiális pályán mozog a Virgo halmaz centruma felé, miközben máris elkezdte elveszíteni gázkészletét. Akárcsak az NGC4298, melynél szintén megfigyelhető a rádiótartományban, hogy északnyugati irányban kiterjedtebb a HI régiója.
Csak remélni merem, hogy a kedves olvasó e sorok olvasása közben kedvet kapott hozzá, hogy a tavaszi égen maga is megfigyelje, észlelje ezt a párost. Akár vizuális, akár fotografikus módszerrel.
2017-07-25, 2017-07-26 – Siding Spring Observatory – 38 x 300 sec L, 10 x 300 sec R,G,B
Folytatva az észlelőprogramom
A Hickson68 kompakt galaxiscsoportról készült felvétel és cikk után még nagyobb késztetést éreztem arra, hogy további csoportokat, halmazokat, illetve kölcsönható galaxisokat keressek fel. Mivel láttam, hogy 25-30 cm-es távcsövekkel, és 1 métert meghaladó fókusztávolsággal már minden gond nélkül be lehet lépni a távoli, a pár ívperces, vagy annál is kisebb látszólagos méretű csillagrendszerek világába, folytatni kívántam a vadászatot.
Természetesen senki ne számítson arra – én sem számítottam -, hogy a mai modern földi vagy akár űrtávcsövekkel fel lehet venni a versenyt a részletek tekintetében. Ahogy azonban mondani szoktam, nem egy ligában játszom velük. Különben sincs semmiféle verseny, csupán a megélt öröm egy-egy izgalmas részlet megpillantásakor. Még akkor is, ha ezek elnagyoltak a professzionális műszerekkel készült felvételekhez képest. Érdemes-e egyáltalán kicsiny csillagrendszereket fotózni 20-25 cm-nél kisebb apertúrájú, és 1 méternél rövidebb fókuszú távcsövekkel? Természetesen! Tapasztalatból mondom. Bár a nagyobb, kétségtelenül jobb, azonban le szeretném azt is szögezni, hogy nincs semmiféle ökölszabály arra nézve, hogy milyen mérettartomány fölött érdemes nekiállni. Nincs eget rengető különbség például a hazánkban közkedvelt 200/800-as, 200/1000-es Newton távcsövek és az én 300/1200-as (korrektorral 300/1380) Newton távcsövem között. Pláne, ha a felvétel készítésének körülményeit is figyelembe vesszük (légkör állapota, fényszennyezettség). Azért az is igaz, hogy az általam korábban használt UMA-GPU APO Triplet 102/635 nem éppen az apró galaxisok részleteinek feltárására tervezték. Az máshol jeleskedik.
Visszatérve az észlelési programomra, hosszasan tanulmányoztam az Arp és a Hickson katalógusokat, böngészőben pedig nézegettem az SDSS felvételeit. Mennyire más időket élünk ma, mikor a teljes égboltról készült felvételek könnyen elérhetőek az Interneten keresztül! Illetve, a katalógusok is csak egy kattintásnyira vannak. Az elektronikus változatai a katalógusoknak azért is nagyszerűek, mert könnyen lehet bennük feltételek szerint keresni, szűrni. Sorban gyűltek az északi vagy éppen a déli féltekről látható kölcsönható galaxis párok, triók. Olyan célpontokat választottam ki, amik számomra legalábbis izgalmas megjelenésűek, de ami még ennél is többet nyomott a latban, amin keresztül folytatni tudom a kölcsönható galaxisokkal és úgy álltalában a galaxisokkal kapcsolatos cikksorozatomat. Vagy egyszerűen csak írhatok arról, ami éppen foglalkoztat, de valamennyi köze azért van a csillagászathoz.
Már csak a derült éjszakára vártam idehaza, illetve foglaltam távcsőidőt az iTelescope.net hálózatán. Eme utóbbi esetben el is készítettem előre a script-eket, melyeket már csak a futásra vártak. Nem valami nagy ördöngösség ez, a webes felületükön pillanatok alatt le lehet gyártani ezeket.
A napok teltek, észak volt dél ellenében, de ezúttal dél nyert. 2017. július 25-én derült volt az ég Siding Spring hegyei (Ausztrália) felett. Idehaza az ebédszünetemben a képernyőt bámultam éppen (tudom, nem egészséges), és azon vacilláltam, hogy melyik programot indítsam majd. Végül Arp egyik katalógusából (H. Arp, B. F. Madore and W. Roberton: A Catalogue of Southern Peculiar Galaxies and Associations) az AM 1914-603-ra esett a választásom, vagyis az NGC6769, az NGC6770 és az NGC6771 galaxisokra. Ennél minden fentebb megfogalmazott feltétel teljesült, ráadásul a déli égbolton lévő Páva csillagképben még nem fotóztam semmit.
Felfedezések, elnevezések, és az emberi fantázia
Hajlamosak vagyunk különböző alakzatokba belelátni dolgokat. Az emberi elme egyik érdekes sajátossága ez. Ha már csillagászatról van szó, akkor ott vannak nagyszerű példának a csillagképek. Az idők folyamán mennyi mindennel megtöltötte képzeltünk az eget! Az európai kultúrában az északi égboltot görög mondák hősei és különös teremtményei népesítik be, bár akad pár kivétel is. Többek eredete, a görögöket megelőző korokba vezethető vissza, egészen az ősi Mezopotámiáig.
Az európai ember nemcsak átvett csillagképeket, de újakat is alkotott, mikor a XV. században kezdetüket vették a nagy földrajzi felfedezések. Jobbára kereskedelmi expedíciók voltak ezek. Ugyan Kínával és Indiával korábban is kereskedett Európa, de a megerősödött Oszmán birodalom csak magas vámokért cserébe engedte folytatni ezt a tevékenységet. Európa alternatív útvonalak keresésébe kezdett. Mozgatórugó volt az úgynevezett aranyéhség is. A keleti portékákért arannyal ezüsttel fizetett a kontinens, az arany bányák pedig már kimerülőben voltak. Szükség volt hát új lelőhelyekre.
E törekvések sikeréhez kellett a reneszánsz is. Az emberek nyitottak lettek, kíváncsiak. Ráébredtek, hogy az egyház nem ad minden kérdésre választ. Visszanyúltak az ókori bölcsek tanaihoz, mely szerint megfigyeléssel megismerhető a világ. Előkerült újra a gömb alakú Föld elképzelése. Térképek, földgömbök készültek ennek szellemében. Itt megemlítendő Paolo dal Pozzo Toscanelli firenzei csillagász híres világtérképe (1474), ami már gömb alakúnak tekinti bolygónkat. Illetve, sokan nagy jelentőséget tulajdonítanak Martin Behaim nürnbergi tudós, a térképészet és a navigációs eszközök (asztrolábium) fejlesztése terén végzett munkáinak. Behaim neve azonban talán a legismertebb, a máig fennmaradt első földgömbök egyikéről (Erdapfel 1490-1492).
Martin Behaim földgömbje, az „Erdapfel”. A felvételen Eurázsia látható. Mivel Kolombusz csak később tért haza felfedező útjáról, így a gömbön Európa nyugati oldala, és Ázsia között még üres az óceán. A kép forrása: Wikipedia
A tudomány és a technika fejlődését Nyugat-Európában elősegítette a XV. századra megerősödő gazdaság is. Ennek volt köszönhető az is, hogy a részben arabok által közvetített ismeretek, és azok továbbfejlesztése révén megszülethetett az új hajótípus, a karavella. E nélkül talán sosem hajózhatott volna túlságosan messze a kor embere a partoktól, de így már biztosabban kimerészkedhetett a nyílt óceánokra. A tájékozódást a tengereken, a szintén az araboktól átvett iránytű segítette. A pontos helymeghatározáshoz pedig nélkülözhetetlen volt a gnomon, majd az asztrolábium, később pedig a Jákob-pálca. Ezek sorban váltották egymást, mígnem az 1700-as évek első felében megjelent a szextáns. Ugyan a korábban említett csillagászati eszközökkel meg lehetett határozni a földrajzi szélességet, de a földrajzi hosszúság kérdése már problémás volt. Kapaszkodót jelentett a Holdnak egy adott csillaghoz képest megmérni a pozícióját, amit csillagászati almanachok közöltek a greenwichi középidőben. A helyi időt, azonban ismerni kellett. Ezt a legtöbbször szintén csillagok kelésével, vagy éppen nyugvásával határozták meg. A navigátor a csillagászati almanachban lévő és a mért értékekből kiszámított az időkülönbséget. A helymeghatározásban tehát a dátum és az idő pontos ismerete is igen fontos volt, így az időmérő eszközöket is egyre tökéletesítették. Igazi áttörést a tengerészeti kronométerek megjelenése jelentette. A Föld forgása alapján 1 óra időkülönbség 15° földrajzi hosszúság különbséget jelent (24 óra az 360°). A kronométer használatával megállapíthatóvá vált egy ismert földrajzi hely ideje (jellemzően Greenwech) és az aktuális tartózkodási pontnál érvényes helyi idő közötti különbség. Ehhez a kronométert csak induláskor be kellett állítani az ismert földrajzi hely idejére. A kronométer használatát már 1530-ban felvetette a holland Gemma Frisius, és ugyan Christiaan Huygens – aki az ingaórát is feltalálta -, 1675-ben megalkotta az első tengerészeti kronométert, azonban hiába próbálta az ingát lendkerékkel és rugóval helyettesíteni, az a gyakorlatban pontatlannak bizonyult. Egészen az 1700-as évek közepéig kellett várni, amikor John Harrison elkészítette az első tengeren is működő kronométereit az angol kormány által kiírt pályázatára. Több változatot is készített az évtizedek folyamán, néha teljesen áttervezve az előzőt. Ezek egyre pontosabbak és pontosabb voltak.
John Harrison legtökéletesebben sikerült tengerészeti kronométere a H4. Egészen az elektronikus oszcillátorok elterjedéséig használták. Ránézésre egy nagyra nőtt zsebóra benyomását kelti. Néhány történész szerint a Brit Birodalom a nagyságát ennek a szerkezetnek is köszönheti. A kép forrása: National Maritime Museum, Greenwich, London
A felfedezésre váró idegen világokhoz, az európai ember számára idegen déli égbolt csillagai vezették el a hajósokat. A tengeri tájékozódást is segítendő új csillagtérképek születtek, és egyben új csillagképeket alkotott az emberi fantázia, de már nem kimondottan csak a mítoszok alapján. A déli ég megtelt egzotikus állatokkal, és a kor technikai vívmányaival. Ezért találkozhatunk a déli égen például Christiaan Huygens tiszteletére az Ingaóra (Horologium), vagy az Oktáns (Octans), a Kemence (Fornax), a Légszivattyú (Antila) csillagképekkel. Így kerültek az égre a „déli madarak” is, vagyis a Főnix (Phoneix), a Daru (Grus), a Tukán (Tucana), és a Páva (Pavo) csillagképek. Eme utóbbi területén található a fotómon látható galaxishármas.
Johann Bayer csillagtérképének, az Uranometria-nak (1603) az úgynevezett „déli madarakat” ábrázoló lapja. A Páva (Pavo) csillagkép a jobb felső sarokban látható.
Ezek a csillagképek először Petrus Plancius és Jodocus Hondius által készített éggömbön jelentek meg 1598-ban (valószínűleg Pieter Dirkszoon Keyser és Frederick de Houtman megfigyelései alapján). – Kép forrása: U.S. Navy Library
Ma összesen 88 csillagkép létezik az égbolton, melyeket még 1922-ben ismert el hivatalosnak a Nemzetközi Csillagászati Unió (International Astronomical Union, IAU). Vajon milyen csillagképek születnének manapság? Korunknak is megvannak a magunk hősei, legyenek azok valósak vagy kitaláltak, és jelenünk jobban bővelkedik új technikai vívmányokban, mint az azt megelőző századok. A csillagképek bár elfogytak, de ott vannak a távcsővel látható objektumok, amik szintén megmozgatják az emberek fantáziáját. Több halmaznak, aszterizmusnak (csillagalakzatoknak, melyek csillagai között nincs fizikai kapcsolat), ködnek, galaxisnak számos „beceneve” van. Teremtés Oszlopai, Örvényköd, Gyűrűs-köd, Bagoly-halmaz, hogy csak párat említsek. Természetesen ezek sem nem hivatalos, sem nem tudományos nevek. Nem kell őket túl komolyan venni! Van hivatalosan elfogadott nevük (katalógusjelük). Ám semmi sem tiltja, hogy a játékos képzeletnek teret engedjünk, és névvel illessünk az égen bármit.
Akinek az a vágya, hogy hivatalosan is elnevezhessen égitesteket, az sem kerget hiú ábrándokat. A Nemzetközi Csillagászati Unió (International Astronomical Union, IAU) több kezdeményezést is hirdetett például olyan csillagok elnevezésére, melyeknek van bolygója. A korábban megkezdett, a Naprendszer újonnan felfedezett égitesteinek elnevezésével kapcsolatos trendet követve, a csillagok és exobolygók nevei már nemcsak a nyugati kultúrkörből kerülhetnek ki. Persze olyan esetek is vannak, amikor egy nem hivatalos nevet oly hosszan, és oly régóta használnak, hogy előbb-utóbb a Nemzetközi Csillagászati Unió is rábólint. Például 2018 decemberében lettek csak hivatalos csillagnevek a Barnard csillaga, és Proxima Centauri. A másik lehetőség, hogy mondjuk kisbolygót fedez fel, és javaslatot tehet (a névkonvencióknak megfelelően). Hazánkban csak az utóbbi két évtizedben rengeteg kisbolygó felfedezés született. De a változócsillag keresők előtt is nyitva áll a lehetőség. Igaz, hogy az olvasó talán nem találja majd túlságosan romantikusnak a Vend32 elnevezést, de a Vendégcsillag kereső program résztvevői mind nagyon büszkék arra, hogy az általuk felfedezett változócsillag az ő „Vend” katalógusjelükkel lett ellátva.
Az NGC6769, NGC6770 és NGC6771 triónak is van beceneve: „Az Ördög Maszkja” (Devil’s Mask). Fogalmam sincs, kitől származhat az elnevezés eredetileg. Elhatároztam, hogy amikor kész lesz a felvétel, akkor megmutatom pár embernek, hogy megtudjam, ők vajon mit is látnak benne. Majd a válasz után mély hangon közölöm, hogy ez bizony a „Máscara el Diablo”. Ugye? Spanyol nyelven sokkal félelmetesebben hangzik! A viccet félretéve, az alanyok többsége tényleg valamiféle arcot vélt felfedezni benne. (Nem, nem adtam elő mély hangon a spanyol verziót.) Bár senki nem látott semmi ördögit a három galaxisba (ahogy én sem), de volt, akit a velencei karneválok maszkjaira emlékeztette. Mégis csak lenne valami a maszkos elnevezésben? Lehet. A mintavételezés igen kis számú csoporton történt. Nem volt ez más, csak afféle játékos kísérlet. Vajon mit lát bele a három galaxisba a kedves olvasó?
Velencében a karneválra mindenki a kor „nagy bulijaként” gondol. Szórakozás, kicsapongás, evés, ivás. De nemcsak ez volt a jelentősége. Az álarcot felrakva, ha csak ideiglenesen is, de eltűntek az emberek közötti rangbéli különbségek. A merev társadalmi hierarchia a karnevál idejére megszűnt. Az egész arcot beborító álarc elfedte viselője pontos kilétét. Vajon mi bújik meg az NGC6769, az NGC6770, és az NGC6771 megjelenése mögött?
Ugyan több katalógusban és felmérésben is szerepel a három galaxis, de mégis csak csekély számú tudományos publikáció jelent meg konkrétan velük kapcsolatban. A legtöbbször csupán említés szintjén szerepelnek, esetleg egy-egy sort képviselnek egy nagyobb táblázatban, vagy éppen részesei egy nyúlfarknyi tudományos sajtóbejelentésnek. Őszintén megmondva, bennem az a kép alakult ki ezek elolvasása után, hogy bizonyos vonások már kivehetők, de nem látjuk még teljesen tisztán az arcot a maszk mögött.
A három galaxis távolsága jelenleg mindössze a vöröseltolódásuk (távolodási sebességük) alapján ismert, melyet az elmúlt három évtizedben többször is meghatároztak a különböző kutatásiprogramok keretében. Ugyan az egyes értékek között nincs nagyságrendnyi különbség, némileg azonban mégis eltérnek. De hogyan működik a módszer?
A világegyetem tágulásának köszönhetően a galaxisok távolodnak tőlünk, méghozzá annál nagyobb sebességgel, minél nagyobb a távolságuk. Ezt az összefüggést nevezik a csillagászok Hubble-törvénynek. A Doppler-effektus miatt, a távolodó égitest spektrumában a színképvonalak a sebességgel arányosan a vörös szín felé tolódnak. A vöröseltolódást megmérve tehát, kiszámítható a távolodás sebessége. Ebből pedig, az említett Hubble-törvényt felhasználva, következtetni lehet az adott galaxis távolságára.
Anélkül, hogy pontosan megmagyaráznám – természetesen az olvasó szabadon utánanézhet a fogalmaknak a szakirodalomban -, a továbbiakban ismertetésre kerülő távolság értékek kiszámításánál a kozmológiai korrekcióban a következő értékek kerültek felhasználásra: H = 73.00 km/sec/Mpc, Ωmatter=0.27, Ωvacuum=0.73. Az adatok forrása pedig a NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) volt.
Az NGC6769 és NGC6770 radiális sebességük különbsége, vagyis a tőlünk való távolodási sebességük differenciája hozzávetőlegesen 155 km/s, így egymáshoz viszonylag közeli csillagrendszerekről van szó. Mindössze néhány millió fényév választja el őket. A hozzánk közelebbi NGC6769 távolsága 163 millió fényév körüli, míg a némileg távolabbi NGC6770 esetében 168 millió fényév körül szórnak a távolságadatok. Az NGC6771 radiális sebessége azonban már számottevően nagyobb, mint a másik két galaxisé. Körülbelül 530 km/s-mal több, mint az NGC6769-é, és közelítőleg 375 km/s-mal haladja meg az NGC6770-ét. A Hubble-törvény értelmében, így jóval távolabb is kell lennie azoktól. A nagyjából 184 millió fényéves távolságával, az NGC6771 a trió legtávolabbi tagja. Némileg ki is lóg a sorból, mint ezt később látni fogjuk.
A galaxisok méretének érzékeltetése céljából, a képen feltüntettem 1 ívperc hosszúságot. Az NGC6769 (jobbra felül) látszólagos mérete 2.3 x 1.5 ívperc, az NGC6770 (balra felül) látszólagos mérete 2.3 x 1.7 ívperc, az NGC6771 (alul) látszólagos mérete 2.3 x 0.5 ívperc. Ha egy másik népszerű amatőrcsillagászati célponthoz, a Gyűrűs-ködhöz (M57) hasonlítjuk ezeket, akkor elmondható, hogy annál a Planetáris ködnél csak alig látszanak nagyobbnak az égen.
A tekintélyes távolságuk az oka annak, hogy ezek a csillagrendszerek apróknak látszanak az égen. A legnagyobb látszólagos kiterjedésük alig haladja meg a 2 ívpercet. Azonban csak látszólag aprók. Távolságuk alapján, átmérőjük 100-130 ezer fényév között mozog, vagyis kiterjedésük a Tejútrendszerünkéhez hasonlatos.
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.
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.
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 kistömegű sárgás-vöröses halvány csillagok aránya, heves csillagkeletkezés esetén oly nagyszámban keletkeznek a csillagok ezeken a területeken, hogy igen magas a forró nagytömegű csillagok száma. A kisebb testvéreiket ezek pedig kékes 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 pamacsai is az „éppen zajló” csillagkeletkezés jelei. Nagy távolságok esetén, ahol már távcsövünk felbontása kevés, ezek fénye már gyakorta elvész a kék behemótok ragyogásában.
Elég a három galaxis fotójára egy gyors pillantást vetni, hogy felfedezzük a galaxisok közötti gravitációs kölcsönhatás jegyeit. Ez a legszembetűnőbb az NGC6770 esetében. Magjának és küllőjének fényét ugyan hűvösebb öreg csillagok fénye festi sárgásvöröses színűre, azonban karjai kékes árnyalatúak. Kimondottan a különös megjelenésű egyenes kar, mely a felvételen az NGC6769 felé mutat, szinte hemzseg a fiatal csillaghalmazoktól. De nem ez az egyenes kék kar az egyetlen jele annak, hogy az NGC6770 a múltban gravitációs kölcsönhatásba került szomszédjával. A korongon keresztülhúzódó porsávok is erről tanúskodnak. Ott van továbbá a karon kívüli halvány déli része is, ami azt a benyomást kelti, mintha elszakadni készülne. De az egész NGC6770-et körbevevő háromszög alakú haló is a galaxisok közötti interakció eredménye.
Az NGC6769 megjelenése azonban merőben más kétkarú társához képest. Szakadozott karjai egy belső és egy külső gyűrűt formálnak a kissé kaotikus korongban. Ennek a galaxisnak a külső halója inkább kissé megnyúlt ellipszist formáz. A felvétel alapján olybá tűnik, mintha az NGC6769-ből és az NGC6770-ből is csillagokat és gázt szakított volna ki a gravitációs kölcsönhatás, és ezek éppen valamiféle közös burokká állnának össze a két csillagrendszer körül.
Bár az LRGB felvételen is sejthető, de a kép negatív, és kontrasztnövelt változatán jobban látszik, ahogy halvány „anyaghíd” köti össze az NGC6771 és az NGC6769 galaxisokat. Talán. Elképzelhető, hogy ez csak a perspektíva miatt tűnik így, és a kettőjük tekintélyes távolsága miatt valójában nem is „anyaghídról” van szó. Lehetséges, hogy az egyik galaxishoz tartozó, a galaxisok közötti kölcsönhatás eredményeként létrejött árapálycsóvát látunk a felvételen.
Az NGC6769-ről, az NGC6770-ről és az NGC6771-ről készült felvételem negatív, kontrasztnövelt változata. Ezen jobban érzékelhető az NGC6771 háromszög alakú halója, és az NGC6769 és az NGC6771 közötti részen látható árapálycsóva, vagy esetleg anyaghíd. (Eme utóbbit képződményt szinte alig tudtam elválasztani a háttérzajtól. Hosszabb és nagyobb számú expozícióval kellett volna dolgoznom, és akkor talán jobban ki lehetett volna emelni.)
Ahogy már fentebb is írtam az NGC6771 kilóg a sorból. Míg a másik két galaxis színében meghatározók a kékes árnyalatok, addig ennél a galaxisnál ezeknek még csak nyoma sincs. Ebben a csillagrendszerben már rég leállt a csillagok születése, de legalábbis nagyon alacsony a csillagkeletkezési ráta. A kérész életű masszív csillagok már réges-régen kihunytak, s velük tovatűnt a hajdani kékes ragyogás. Vörös és halott (az angol nyelvű szakirodalomban használatos „red and dead” után). Az NGC6771 lentikuláris galaxis. Ezt a típust gyakran átmenetnek szokták tekinteni a spirál és az elliptikus galaxisok között. A lentikuláris galaxisok alapvetően diszk alakúak akárcsak a spirál galaxisok. Nincsenek azonban spirálkarjaik, a korongban nem figyelhetők meg határozott struktúrák. Jellemző rájuk, hogy a központi dudor a galaxis korongjához képest viszonylag nagyméretű, és meghatározó a galaxis felépítése szempontjából. Csekély mennyiségű molekuláris gáz található bennük, ezért nem keletkeznek ma már csillagok ezekben a galaxisokban. 21 cm-es rádióemissziójuk is jelentéktelen, mivel alig van bennük atomos hidrogént tartalmazó intersztelláris anyag. Az ionizált hidrogént tartalmazó HII régiók hiányában Hα sugárzásuk sem számottevő. Eme utóbbi tulajdonságok amúgy az elliptikus galaxisokra is jellemzők, azonban a lentikuláris típusúak porban viszonylag gazdagok. Ezért láthatunk a majdnem teljesen az élével felénk forduló NGC6771 korongjának síkjában markáns porsávot.
Most pedig arra kérem az olvasót, hogy fókuszáljon az NGC6771 közepére. Ha ezt megteszi, akkor észlelhet benne egy tünékeny X alakú struktúrát. Bevallom, hogy ez volt az egyik oka annak, amiért ezeket a galaxisokat választottam célpontnak. De mi is ez? Mi ez a misztikus „X”?
Először is ismerkedjünk meg kettő, a csillagászati megfigyeléseken alapuló felismeréssel.
A Hubble Űrtávcső 2000 galaxist magában foglaló felmérése, a Cosmic Evolution Survey (COSMOS) eredményei szerint a múltban kisebb volt a küllős galaxisok aránya a spirális galaxisok között. A mai univerzumban a spirál galaxisok körülbelül 65% rendelkezik küllős szerkezettel, míg a múltban ez az arány, mindössze 20% volt. 7 milliárd év alatt megháromszorozódott a számuk. A küllős felépítés, nem kizárólag a spirális csillagrendszerek kiváltsága, küllőt lentikuláris galaxisokban is szép számmal megfigyelhetünk. Megjegyzem, hogy sajnálatos módon a lentikulárisok küllőinek alapos vizsgálata viszonylag elhanyagolt terület.
A másik tapasztalat, hogy az éléről látszó korong alakú galaxisok (disc galaxies) központi dudorja (bulge) gyakorta szögletes (boxy), vagy éppen földimogyoróra hasonlít (peanut-shaped), de nem ritka, hogy az NGC6771-hez hasonlóan, „X” alakú derengés figyelhető meg bennük.
A szakemberek többsége ma úgy véli, hogy a korong alakú galaxisokban, vagyis a spirálisokban és a lentikulárisokban idővel törvényszerű a küllő kialakulása. A küllős szerkezet megjelenése e galaxisok dinamikus fejlődésének egyik természetes állomása. Az elméleti megfontolások mellet, a numerikus szimulációk is megerősíteni látszanak azt az elképzelést, hogy a csillagok mozgásának a galaxis síkjára merőleges oszcillációja (a csillagok pályája felülről, majd alulról keresztezik a galaxis síkját, mintha pillangó úszók lennének egy kozmikus medencében) és a küllő forgása között rezonancia lép fel. A szakirodalomban ezt vertikális rezonanciának nevezik. Ez analóg a Lindblad rezonanciával. A kutatók úgy vélik, hogy egészen pontosan 2:1 vertikális rezonanciáról van szó, vagyis két oszcilláció történik rotációs periódusonként. Ahol a rezonancia fellép, ott a csillagok a küllő pozíciójához képest ugyanott kezdik keresztezni a galaxis síkját, pályájuk igazodik a küllőhöz.
Az ábra a küllő forgásával 2:1 vertikális rezonanciában lévő csillagok pályáját szemlélteti különböző galaktikus vetületekben. Figyeljük meg a baloldali diagramon (zöld görbe), hogy a korong síkjára merőleges vetülete a nagyjából periodikus csillagpályának (xz sík) banánhoz hasonló formát rajzol ki. Az ábrán a „banán alakú” pályák két lehetséges konfigurációját (két fekete görbe) is külön feltüntettem (az xz síkban). Az egyik „banán” „két vége” a galaxis korongjának síkja alatt, míg a másiké a fölött van. Az ilyen pályáknak a küllő nagytengelye mentén (az x a küllő nagytengelye, az y a kistengelye) a legnagyobb a dőlés szöge. A jobboldali ábrán látható a vertikális rezonancia következtében módosult csillagpálya (resonant heating), mely többé már közel sem tekinthető periodikusnak. Az ehhez hasonlatos pályákon mozgó csillagok együttes fénye rajzolja ki az éléről látszó galaxisban a központi dudor szögletes vagy éppen a földimogyoró alakját. A földimogyoró forma speciális esete, amikor derengő X-et látunk a galaxis központi régiójában. Az eredeti ábra szerzője: Yu-Jing Qin
A hatás önmagát erősíti. A csillagok egyre magasabbra jutnak a korongból a galaxis síkja fölé (a pályájuk inklinációja megnő) ezeken a részeken. Ahogy az idők folyamán a küllő forgása lassul, vagy éppen a galaxis korongja vastagszik, a rezonancia területe fokozatosan kijjebb húzódik a küllőben. Azok a csillagok, amiken már túlhaladt a rezonancia, továbbra is nagy inklinációjú pályán maradnak, de elvegyülnek a központi dudor csillagai között. Ne feledjük, hogy ezek eredetileg a korongból származnak). Adott időpillanatban ennek hatására azt látjuk a korong síkjával párhuzamos nézetből, hogy a küllő a centrumtól távolodva egyre jobban megvastagodik. Amennyiben, a küllős galaxis korongja az élével fordul felénk, és a küllőre a hosszanti tengelye mentén látunk rá, akkor szögletes alakúnak, amennyiben a hosszanti tengelye merőleges a látóirányunkra (a küllő keresztben áll), akkor földimogyoró alakúnak látjuk a galaktikus dudort.
Fontos megemlíteni egy másik hatást (elképzelést) is. Ennek lényege, hogy a küllőben idővel fellépő instabilitás (bar buckling instability/firehose instability) az, ami a korong csillagait a galaxis síkja fölé emeli, vagy az alá kényszeríti, létrehozva a banán alakú csillagpályákat. A csillagpályák kezdetben kicsiny kitérései a galaxis síkjából idővel felerősödnek. A folyamat hasonló a Kelvin-Helmholtz instabilitáshoz. Azzal analóg módon működik. A numerikus szimulációk viszont azt mutatják, hogy ez inkább a korong megvastagodásában játszik szerepet. A rezonancia sokkal meghatározóbb tényező a szögletes vagy földimogyoró alak kialakításában. Vannak csillagászok, akik azonban ezt vitatják. A jövőbeni megfigyelései majd talán segítenek eldönteni a kérdést.
Remélem, hogy mindenféle hosszabb fejtegetés és matematikai formula nélkül is érthetően sikerült felvázolnom a kedves olvasó számára magát a folyamatot. (A jelenség ennél azért bonyolultabb. A cikk után felsorolt szakirodalomban megtalálhatók a pontos részletek. Nem éreztem szükségét azonban annak, hogy precíz módon minden apró részletre pontosan kitérjek.) Most pedig pörgessük fel az idő kerekét, és néhány percben nézzük meg a sok 100 millió éves időskálán lezajló eseményeket. A következő szimulációk durván 2-3 milliárd évet átfogva mutatják be a küllő kialakulását, fejlődését. Működés közben láthatjuk a korong galaxisokban munkálkodó fentebb ismertetett mechanizmusokat.
A videó a küllő kialakulásának és fejlődésének folyamatát mutatja be. Várjunk türelmesen! 1 perc 20 másodperc környékén láthatóvá válik mindaz, amiről írtam. Szerzők: Fabian Lüghausen, Benoit Famaey, Pavel Kroupa
Hasonló szimuláció (diszk és sötét anyag haló). Figyeljük meg, ahogy a küllő forgása lassul, egyre kijjebb halad a rezonancia, a földimogyoró alak egyre markánsabb lesz. Szerző: Rubens Machado
A fenti szimuláció kissé döntött nézetben. Figyeljük meg, hogy a küllő miként vastagszik meg, és miként emelkednek ki a csillagok a két átellenes végén, hogyan születik meg az „X”. Szerző: Rubens Machado
Az előbb tehát csak tömören és mindössze vázlatosan ismertetett elképzelés mögött sok-sok elméleti munka, szimuláció és nem utolsó sorban megfigyelés áll. Gondoljunk csak bele, hogy a központi dudor megfigyelésének az kedvez, ha nagyjából éléről vizsgálhatjuk a galaxist, míg a küllő tanulmányozását inkább a hozzávetőleg merőleges rálátás segíti. Ritka kivételek akadnak. Például a korábban általam fotózott NGC7582 galaxis ilyen, ahol a közeli infravörös tartományban (K Band) előbukkan a központi dudor is. Ebben az esetben a küllő és a földimogyoró alakú dudor egyszerre tanulmányozható.
Alapvetően tehát nem voltak könnyű helyzetben a megfigyelő csillagászok. Azonban, mára nem igazán fér kétség ahhoz, hogy kapcsolat van a küllők és a szögletes, illetve a földimogyoró alakú központi dudor között. Legfeljebb a pontos hatásmechanizmusok terén akadnak még kérdések.
Az NGC6771-ben tehát azért látjuk a derengő „X”-et, mert ez a lentikuláris galaxis küllős. Bizonyára impozáns látványt nyújtana, ha a korongja felől látnánk rá. Hogy milyen lenne pontosan? Talán hasonlítana az NGC936-hoz.
A 8.2 m tükörátmérőjű VLT-vel (Very Large Telescope) és B, V, R, I szélessávú szűrőkkel készült felvétel az NGC936 küllős lentikuláris galaxisról. Az NGC6771 is hasonlóan festene, ha korongjára körülbelül merőlegesen látnák rá. Forrás: ESO (Cerro Paranal, Chile)
A Földünkhöz sokkal közelebb is találhatunk azonban olyan galaxist, melynek központi dudorjában szintén megfigyelhető az NGC6771-hez hasonló X alakú mintázat. Ez a Tejútrendszerünk, ami szintén küllős galaxis. Ellentétben az NGC6771-gyel, a saját csillagrendszerünk spirális és nem lentikuláris. Még tekintélyes mennyiségű hideg hidrogén gázfelhő található benne. A Tejútrendszerben évente 1-3 naptömegnyi csillag keletkezik. A spirál karok mentén pedig hemzsegnek a csillagkeletkezési régiók. El kell keserítenem az olvasót, ha arra számít, hogy csak úgy kisétál a sötét ég alá, és némi szemszoktatás után a galaxisunk centruma felé tekint, majd egyszerűen meglátja a „misztikus X-et”. Hasonlóan az „X” amatőrtávcsöves fotózása is lehetetlen. Sokáig mindössze megfigyelési adatok alapján sejtették a létezését, és „szemmel láthatóvá tenni” is csak ügyes trükkel sikerült. A WISE infravörös űrtávcső egész égre kiterjedő megfigyeléseiből a csillagászok kivonták a szimulációkból előállított szimmetrikus dudor csillagait. Vagyis az eredeti WISE képből levonták az elméleti modellek adta, a szimmetrikus dudorban feltételezett csillageloszlást.
A Tejútrendszer központi részén is láthatóvá tehető az X alakú struktúra, ám ehhez a korábban ismertetett módszerre van szükség. Forrás: Credits: NASA/JPL-Caltech/D.Lang
Most már a kedves olvasó is tudja, mit is rejt a maszk: a három galaxis evolúciójának meghatározott pillanatát. Hogy számomra, aki amatőrcsillagász vagyok mitől annyira érdekesek ezek a galaxisok? Hiszen erről szólt az egész cikk! Mivel életem csupán egy szempillantás e kozmikus folyamatok időskáláján, így nincs más választásom, mint újabb és újabb kölcsönható galaxisok felkeresése az égbolton. Akadnak még jelöltek bőven, így folytatás következik.
34 x 360 sec L (Bin2), 10 x 360 sec R (Bin2), 10 x 360 sec G (Bin2), 10 x 360 sec B (Bin2)
300/1200 Newton távcső – Paracorr Type2 kóma korrektor – eredő fókusz 1380 mm
SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika
SXVR-H18 CCD kamera, Hutech IDAS P2 LPS filter és Baader RGBL fotografikus szűrőszett
Lokális Ritkulás
A világegyetem nagy léptékű szerkezete leginkább egy óriási pókhálóra hasonlít. Egyes részei szinte teljesen sötétek és üresek, míg mások galaxisokkal zsúfoltak. Galaxisok, galaxis csoportosulások, galaxishalmazok, szuperhalmazok alkotják ezt a kusza „szövetet”.
A kozmikus pókháló – Kép forrása: Volker Springel/Max Planck Institute For Astrophysics/SPL
A galaxisok eloszlása a Lokális Univerzumban. Az animáció a Lokális Csoporttól indul (Tejútrendszer, Androméda-galaxis, stb.), és egészen a 10000 km/s vöröseltolódáshoz tartozó távolságig mutatja be a galaxisok eloszlását. Figyeljük meg, hogy a Lokális Csoport szinte a közvetlen közelében helyezkedik el a Lokális Ritkulásnak (The Local Void), melyben szinte alig találhatunk galaxisokat. Az egységnyi területre eső galaxisok száma itt igen alacsony.
A világegyetem legnagyobb, galaxisokat tömörítő struktúrái az úgynevezett szuperhalmazok. 2014. szeptember 4-én jelent meg az a cikk a Nature-ben, melyben Brent Tully (University of Hawaii) és kutatócsapatának 8000 galaxis mozgásának megfigyelésén alapuló kutatási eredményét közölte. Az Ősrobbanás óta táguló világegyetem globális hatását figyelembe véve korrigálták a mért eredményeket, és ebből megkapták, hogy miként hatnak pusztás a galaxisok egymásra. Egy háromdimenziós térképet alkottak, mely teljesen újradefiniálta a szuperhalmazok fogalmát. A földrajzban is ismert vízválasztó vonalakhoz hasonló analógiával élve, a galaxisok csoportjai különböző gravitációs vonzócentrumok irányába igyekeznek, akárcsak a víz egy vízválasztó vonal két oldalán. Jól elhatárolható felületek vannak a világegyetemben, melyek egyik oldalán az egyik, míg a másik oldalán egy másik ilyen vonzócentrum felé mozognak a galaxisok, illetve azok csoportosulásai.
Mintegy 100 ezer társával egyetemben Tejútrendszerünk, a közel 520 millió fényév (160 Mpc) kiterjedésű Laniakea vagy más néven a Lokális szuperhalmazhoz tartozik. E szuperhalmaz összes galaxisa, legyen az magányos, vagy valamilyen kisebb csoport, esetleg népes halmaznak a tagja, mind a „Nagy Vonzó” („Great Attractor”) felé mozog. A körülbelül 10 millió fényév kiterjedésű, a Tejútrendszerrel együtt valamivel több mint 50 galaxist tömörítő Lokális Csoport is részt vesz ebben a kozmikus áramlásban.
A Laniakea szuperhalmaz. Azokat a filamenteket (szálakat), melyek mentén a galaxisokat összegyűjtötték a szerzők, és amely mentén a galaxisok együtt mozognak, halványkék színnel lettek jelölve. A vörös és fekete galaxisok különböző áramlásokhoz tartoznak. A videóban a Tejútrendszerünk van az origóban (zöld pötty), mely a feketével jelölt áramlásban vesz részt. Mint az látható, mi az ekképpen definiált Laniake szuperhalmaz külső peremén lakunk. A Lokális szuperhalmazban pedig különböző színekkel jelölték azokat a területeket, ahol a galaxisok sűrűbb, historikus csoportosulásai találhatók. Évtizedeken keresztül a csillagászok úgy vélekedtek, hogy mi a zöld régióval jelölt szuperhalmaznak vagyunk a részei. De kiderült, hogy ez is csak „kis szelete” valami sokkal nagyobbnak. A Laniakea hawaii nyelven mérhetetlen mennyet, mérhetetlen eget jelent. Ezzel az elnevezéssel próbálták a kutatók érzékeltetni, hogy milyen hatalmas struktúráról is van szó a világegyetemben. A 2014-ben Tully és kutatótársai által bevezetett új szuperhalmaz fogalom sokkal egyértelműbbé tette, hogy hol találhatóak eme grandiózus kozmikus képződmények határvonalai.
Forrás: R. Brent Tully, Helene Courtois, Yehuda Hoffman és Daniel Pomarède (Nature, vol 513, number 7516, p71 – 4 September 2014)
Ma már tudjuk, hogy a Föld csupán harmadik bolygója a Naprendszernek. Csillagunk nagyjából 27000 fényévre kering galaxisunk centrumától. A Tejútrendszerünk „másodhegedűs” az Androméda-galaxis mellett egy nem túl népes csoportosulásban. A Lokális Csoport pedig a Laniakea szuperhalmaz külső, mondhatni félreeső részén helyezkedik el. Nem vagyunk semminek sem a középpontjában, ahogy ezt hosszú időn keresztül gondolta az emberiség. Peremvidéki lakosok vagyunk. Ráadásul nemcsak „a valami”, hanem „a semmi” határán. Bár ahogy ezt mindjárt látni fogjuk, van ebben azért némi túlzás.
A galaxisok, galaxishalmazok, szuperhalmazok kusza rostos hálózata mellett, legalább annyira érdekesek az ezeket elválasztó hatalmas ürességek. Pontosabb azonban, ha ezeket inkább ritkulásoknak tekintjük. A továbbiakban ezt a kifejezést fogom használni az angol „Cosmic Void” magyar fordításaként. A Világegyetem ezen területei ugyanis nem teljesen üresek. Bennük is találkozhatunk galaxisokkal, galaxishalmazokkal, de szignifikánsabban kevesebbel. A legközelebbi ilyen hatalmas „üreg”, a Lokális Ritkulás (Local Void) határa éppen extragalaktikus szomszédságunkban húzódik.
Az ábrán a Lokális Csoport közvetlen szomszédsága látható két különböző vetületben. A három koncentrikus kék kört nagyjából 6.5 milliló fényév (2 Mpc = 150 km/s) választja el egymástól. A felső vetületen figyelhetők meg a legjobban az egyes csoportok szeparációja. A sötét pöttyök, a szürke négyzetek, a háromszögek az egyes galaxisokat jelölik, annak megfelelően, hogy azok (sorrendben) nagyjából ebben a síkban, vagy inkább e fölött, vagy az alatt helyezkednek el. Az alsó vetületen jól látszik, hogy a galaxisok többsége közelítőleg egy síkban koncentrálódik (Local Sheet). Továbbá azt is jól szemlélteti, hogy e sík fölött mennyire üres a kozmosz. Forrás: Hélène M. Courtois, Daniel Pomarède, R. Brent Tully, Yehuda Hoffman, Denis Courtois
A Lokális Ritkulás létezését 30 évvel (1987) ezelőtt ismerte fel Brent Tully és Rick Fisher. Tully és munkatársainak vizsgálata alapján a Lokális Csoportnál kezdőd ritkulás nagyjából 150-200 millió fényév (45-60 Mpc) kiterjedésű. Továbbá, centrumának távolsága legalább 75 millió fényévnyire (23 Mpc) van tőlünk. Meg kell jegyeznem azonban, hogy pontos kiterjedését a mai napig viszonylag nagy bizonytalanság övezi. A galaxisok által kevésbé benépesített területek pontos feltérképezése nem könnyű, mivel összességében kevés elektromágneses sugárzás érkezik onnan. Csekély számú, és a legtöbb esetben halvány galaxisok tanulmányozására nyílik csak lehetőség. Mondhatni a sötétben tapogatóznak a csillagászok. Illetve, a fényesebb, galaxisokkal benépesített régiók tulajdonságai alapján igyekeznek következtetést levonni.
Igazából nem is egyetlen nagy összefüggő térségről van szó. A Lokális Ritkulás Tully-ék szerint három elkülönülő szegmensből áll, melyeket galaxisok alkotta vékony szálak választanak el egymástól. A Lokális Csoport az úgynevezett Belső Lokális Ritkuláshoz kapcsolódik.
A Lokális Ritkulás régiói. A kék ellipszis a Belső Lokális Ritkulásnak nevezett szektort jelöli. Ennek a falához tapad a Lokális Csoport, és szűkebb környezete (Local Sheet). Az Északi kiterjesztést a szaggatott világoskék, a Déli kiterjesztést a szaggatott zöld ellipszis jelöli. Az egyes szektorokat vékony, galaxisok alkotta filament-hidak választják el egymástól. Az egyes síkokban a Lokális Ritkulástól való távolodásunk irányát, relatív sebességének nagyságát a vörös vektor (nyíl) mutatja. Forrás: R. Brent Tully, Edward J. Shaya, Igor D. Karachentsev, Helene M. Courtois, Dale D. Kocevski, Luca Rizzi, Alan Peel
Kozmikus áramlások és sűrűsödések a Laniakea szuperhalmazban. Ebben a metszetben jól látszik, hogy a Lokális Ritkulás elnyúlik egészen a Virgo galaxishalmaz mögé. A galaxisok kiáramlása a ritkulásból teljesen evidens ebben a nézetben. Forrás: Hélène M. Courtois, Daniel Pomarède, R. Brent Tully, Yehuda Hoffman, Denis Courtois
A vizsgálatok tanúsága szerint a Lokális Ritkulás tágul. A Lokális Csoport és a környező galaxisok alkotta fal (Local Sheet) távolodik a ritkulás centrumától. Úgy tűnhet, mintha az „üresség” taszítana minket. A helyzet azonban nem ez. Arról van szó, ahogy azt már fentebb említettem, hogy a galaxisok mozgásából levonva a világegyetem tágulásának hatását, azok összeáramlása, koncentrációja figyelhető meg a Világegyetemben. Mindez meghatározott vonzócentrumok irányába történik, és a jelenség a gravitációnak köszönhető. De nemcsak e masszív képződmények játszanak fontos szerepet az egészben, hanem ellenpárjaik, a ritkulások is. A korábban említett vízválasztós példánál maradva, az is fontos tényező a víz áramlása szempontjából, hogy van-e magas hegy a közelben. A ritkulások pedig magas, meredek falú hegyeknek tekinthetők, ahol gyorsabban igyekszik a víz a völgybe. Vagyis, ezek közelében a helyi csoportok gyorsabban mozognak az „alacsonyabban fekvő”, vagyis a sűrűbb régiók felé, mint azt egyébként tennék. A nettó hatást pedig úgy érzékeljük, mintha a ritkulás „eltaszítaná” magától, a vonzócentrum pedig „húzná” maga felé a galaxisokat, és ennek a kettőnek a hatás pedig a tőlük való távolság függvényében összeadódik. A Lokális Ritkulást ugyan szinte teljesen galaxisok veszik körül, de ezek eloszlás nem egyenletes. Van olyan része, ahol szinte „semmi sincs”, erről a környékről így még több anyag képes távozni. Az analógiát tovább használva, a hegyek idővel egyre nagyobbá, kiterjedtebbé nőnek, miközben a róluk lezúduló víz a völgyekben összegyűlik. Az összeáramlással a ritkulások egyre nagyobb méreteket öltenek, és pontosan ez az, ami a Lokális Ritkulással is történik.
Egy 2017-es publikáció szerint létezik egy sokkal „meghatározóbb” ritkulás is, ami mintegy „eltaszít” minket magától. Így megoldás kínálkozik a Lokális Csoportnak a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzáshoz viszonyított túlságosan nagy sebességére. Azonban, ezzel a mostani cikk keretein belül nem foglalkozom, mert nem egy átfogó kozmológiai cikk megírása volt a célom. Kizárólag a Lokális Ritkulásra koncentrálnék. Akit mégis érdekel a téma, annak Yehuda Hoffman, Daniel Pomarede, R. Brent Tully, Helene Courtois: The Dipole Repeller című cikkét ajánlom a figyelmébe, ami az arxiv.org-on szabadon elolvasható. A Nature-ben megjelent változat fizetős. Illetve, aki csak pár percet szánna rá, annak itt egy rövid kis videó.
NGC6503
Vonzott a gondolat, hogy a galaxishalmazok, kompakt galaxiscsoportok után az űr „sötétebb” tartományait is megfigyeljem. Való igaz, hogy ezek feltérképezése a hivatásos csillagászok terepe, és az eredményeiket sem pusztán egyetlenegy galaxis szimpla lefényképezésével érték el, de amatőrcsillagászként nekem nem is ez volt a szándékom. Átfutott az agyamon, hogy a Lokális Ritkulás mélyéről válasszak csillagrendszert, de végül az NGC6503 katalógusjelű galaxis mellett tettem le a voksom. Nem voltam biztos abban, hogy a gödi ég minősége, illetve műszerem, kamerám megfelelő lenne a többi jelölt megörökítéséhez. Már akkor izgatottság lett rajtam úrrá, midőn megláttam az NGC6503 első nyers „digitális lenyomatát” a laptop képernyőjén. „A semmi határán lebegő” galaxis. Az alapvetően is felfoghatatlanul üres kozmosz partját bámultam, melyen túl még nagyobb üresség kezdődik. A csillagászatban gyakran találkozunk extrém adatokkal, de a földi hétköznapokhoz szokott elménk ezekkel csak nehezen tud mit kezdeni.
Jobbra: az ESO 461-36 a Lokális Ritkulásban. A felvétel középen az apró fényfolt maga a galaxis.
Balra: az NGC6503 a Lokális Ritkulás peremén. Ez a galaxis a középső régióját tekintve, viszonylag nagy felületi fényességű.
A felvételek az SDSS (The STScI Digitized Sky Survey) adatbázisból származnak, azonos módon készültek, a feldolgozás is teljesen identikus. A látómező 15 x 15 ívperc.
A Sárkány csillagképben található galaxist Georg Friedrich Julius Arthur von Auwers (1835-1897) fedezte fel 1854-ben. A később az asztrometria területén szép karriert befutó csillagász ekkor még a Göttingeni Egyetemen tanult. Minthogy Auwers saját 2.6 hüvelykes (6.6 cm) Fraunhofer refraktorával akadt rá a galaxisra, így arra gondoltam, hogy megkeresem az égen a jó öreg 20×60-as Tento binokulárommal. Addig sem unatkozom, míg a 300/1200-as Newton távcsővel készülnek a felvételek. A csillagkörnyezetre rá is akadtam, de a galaxist nem sikerült meglátnom. Ennek persze több oka is lehetett. Talán a kisvárosi égboltom aznapi minősége akadályozott meg ebben. Talán, ha lett volna állványom. Talán, ha még úgy látnék, mint régen.
Három hónappal később, a Meteor 2017 Távcsöves Találkozó második éjszakáján egy Kínából rendelt kis elektronikus egységet teszteltük Nagy Tiborral. A cél az volt, hogy a tableten futó SkySafari programmal vezéreljük a SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanikát, melyre a UMA-GPU APO Triplet 102/635 távcsövem került fel. Tibor már korábban elvégezte laptopjáról a néhány dolláros modul beállítását, de ég alatt még sosem próbáltuk ki. Az elgondolásunk a gyakorlatban is bevált, már csak be kell majd dobozolni, hogy a nyákra szerelt LED-ek vakító fénye ne zavarja az észlelőt. Egymás után böködtük a különböző célpontokra. A mechanika tette a dolgát, mi pedig a távcsőbe pillantva élveztük az éppen beállított objektum látványát. Ekkor jutott eszembe újra az NGC6503. Tarján égboltja jobb, mint az én otthonim, és ez a távcső már bőven elég kell legyen a galaxis megpillantásához! Ha Auwers látta a 2.6 hüvelykes Fraunhofer refraktorával, akkor nekem is menni fog! Az okulárba pillantva azonnal felismertem a csillagkörnyezetet, és a 8.6 magnitúdós csillag (a fényes sárgás árnyalatú csillag a képen) mellett ott volt a galaxis orsó alakú foltja. A belső fényesebb rész inhomogenitást mutatott, de ez nem volt azonnal nyilvánvaló. A külső, halvány régió szinte teljesen simának tűnt. Azonban, a keleti-délkeleti oldalán mintha egy fényesebb foltot érzékeltem volna. Vizuális megjelenése alapján kb. 4 x 1 ívpercesnek saccoltam a galaxist. Nehéz leírni, hogy mennyire örültem annak, hogy végre a saját szememmel is láthattam.
Az NGC6503 a Sárkány csillagképben.
A Sárkány csillagkép NGC6503 körüli részlete. A narancs színű ellipszis jelöli a galaxis pozícióját, ami az Alahakan-tól (χ Dra, 44 Dra) 3.5° távolságra van.
A Simbad adatbázis szerint látszó mérete az égbolton 4.7 x 1.5 ívperc, míg a NED 7.1 x 2.4 ívpercet közöl. A saját felvételem alapján én az utóbbi értéket tekintem elfogadhatóbbnak. Az elmúlt három évtizedben tucatnyi publikáció közölt értékeket a távolságával kapcsolatban, melyek 17 és 20 millió fényév között szórtak. Az utóbbi években megjelent publikációk zöme inkább a 17.2 millió fényévet (5.27 ± 0.53 Mpc) veszi alapul a számításaihoz. A továbbiakban az ennek megfelelő értékek lesznek olvashatók. Átmérője (a NED által megadott látszólagos mérete alapján) 35 ezer fényév körüli. Vagyis, kiterjedése mindössze harmada, negyed a Tejútrendszerének. Éppen ezért, sokan a törpe spirál galaxisok közé sorolják.
Az NGC6503 a Hubble űrtávcső felvételén. Forrás és szerzők: NASA, ESA, D. Calzetti (University of Massachusetts), H. Ford (Johns Hopkins University), Hubble Heritage Team
Az NGC6503 viszonylag közeli galaxis, így a Hubble űrtávcsővel és a legnagyobb földi műszerekkel nem jelent különösebb problémát a csillagokra bontása. De legalábbis, a fényesebb csillagok tanulmányozhatók általuk. A galaxist azonban nemcsak a látható fény, hanem az elektromágneses sugárzás szélesebb spektrumán is megvizsgálták a csillagászok. Minden egyes hullámhossz hozzáadott valamit felépítésének megértéséhez, illetve több esetben e részeredmények kombinációjából született meg a konklúzió.
A galaxisra majdnem az éléről látunk rá, inklinációja 75.1 (kb. ±1° a különböző publikációkban). Szerencsére a kutatóknak megvannak a megfelelő matematikai módszereik, hogy az ebben a projekcióban rögzített megfigyeléseiket olyan nézetbe transzformálják, mintha csak merőlegesen látnánk rá az NGC6503 korongjára. Továbbá, rendelkezésükre állnak speciális képfeldolgozási eljárások, melyekkel a galaxis bizonyos struktúráit ki tudják emelni. Adott esetben azonban „a látványt” önmagában nehéz lenne értelmezni alapos fotometriai és spektroszkópiai elemzések nélkül. Példának okáért, a galaxis felületi fényességének változása a centrumtól mért távolság függvényében, illetve a galaxis belső dinamikája sok mindenről árulkodik. Fontos azonban megemlíteni, hogy a csillagászok erősen támaszkodnak a korábbi megfigyelésekből kapott eredményekre, tapasztalati törvényekre. Továbbá, modellek jóslataira, szimulációkból származó eredményekre próbálják illeszteni a saját méréseikből származó adatokat. (A továbbiakban legfeljebb vázlatosan fogok ezekről említést tenni, a cikk után felsorolt felhasznált irodalomban megtalálhatóak a pontos részletek.)
A galaxis kicsiny, kompakt magja intenzíven sugároz. Az NGC6503 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. Máig vitatott, hogy pontosan miért látjuk ezeket az emissziós vonalakat a LINER galaxisok színképében. 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 felelősek a gáz gyenge ionizációjáért. Elképzelésük szerint a LINER-ek mindössze kis luminozitású aktív galaxismagok, vagyis a Seyfert galaxisok és a kvazárok kevésbé energetikus rokonai. 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. Mások szerint a csillagkeletkezési régiók fiatal, masszív és egyben forró csillagai gerjesztik a gázt. Egy harmadik elképzelés szerint, 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. (Akit a LINER-ekkel kapcsolatos ismeretek mélyebben érdekelnek, annak érdemes elolvasnia a Hickson68 kompakt galaxiscsoportról írt cikkem ezen részét.)
Az NGC6503 spirál galaxis centrumában „miniatűr”, galaxismagbeli spirális struktúra (nuclear spiral structure) figyelhető meg a Hubble űrtávcső F814W szűrőjével (szélessávú közeli infravörös szűrő) készült felvételén. A magot, és a spirál alakú képződményt közvetlenül körbevevő tartomány feltérképezése viszont közel sem bizonyult már ennyire egyszerűnek. Itt a képfeldolgozási eljárások már nem sokat értek. E. Freeland és munkatársai szimulált sebesség profilokra, pozíció-sebesség profilokra, felszíni fényesség profilokra, stb. próbálták illeszteni az észlelések eredményeit. A felhasznált „teoretikus minták” egyik csoportját korábban azért alkották meg, hogy könnyeben eldönthessék a nagy inklinációjú spirál galaxisokról, hogy azok küllősök-e, vagy sem. A küllő (bar) jelenléte ugyanis, a galaxison belüli irányultsága és erőssége függvényében otthagyja kézjegyét az említett profilokon. Megint más „teoretikus minták” pedig a galaxismagot körülvevő korongok (circumnuclear disk) kimutatására alkalmasak. A látható fényben, és a közeli infravörösben egyaránt megvizsgálták a galaxis belső vidékeit. Ennek köszönhetően például a galaxison belüli intersztelláris anyag okozta extinkciót (fényelnyelést) is számításba tudták venni a felületi fényesség profiloknál. (A por okozta extinkció effektívebb a rövidebb hullámhosszokon.) Kiderült, hogy a galaxismagbeli spirális struktúra egy korongban foglal helyet. Ennek a galaxismagot körülvevő korongnak a mérete pedig durván 250-330 fényév (89 ± 13 pc). Azt is megállapították, hogy az e korongon kívüli tartomány esetében a megfigyelések csak olyan küllő jelenlétével értelmezhetőek, amire a vége felől látunk rá. A küllő méretére 2000 fényév (660 pc) adódott. Korábban nem így gondolták, de az NGC6503 (nagy valószínűséggel) küllős spirál galaxis. Megjegyzem, hogy mindebből nemcsak a saját, de a Hubble fenti felvételén sem érzékelhető semmi. A következőkben az NGC6503 olyan tulajdonságairól ejtek szót, melyek amatőrcsillagászati műszerekkel készült felvételeken is látszanak, vagy tetten érhetők.
A Hubble űrtávcső felvétele a galaxis centrumáról, mely F814W (szélessávú közeli infravörös) szűrővel készült. A képet utólag képfeldolgozási eljárásokkal élesítették. A fehér ellipszis a galaxismag körüli korongot reprezentálja. Forrás: E. Freeland, L. Chomiuk, R. Keenan, T. Nelson
Az NGC6503 központi területe a közeli infravörös hullámhosszon (1.6 μm). A vége felől látszó küllő csak kör alakú foltnak látszik a kép közepén. A felvételen kivehetők még a küllő átellenes végén induló prominens spirálkarok is. A belső szürke ellipszis a galaxismag körüli korongot jelöli. Forrás: E. Freeland, L. Chomiuk, R. Keenan, T. Nelson – A felvétel a Kitt Peak Nemzeti Obszervatórium 3.5 méteres WIYN távcsövének infravörös kamerájával készült (WHIRC – WIYN High Resolution Infrared Camera)
A fotómra pillantva is látszik, hogy a galaxis kompakt magját porsávokkal szabdalt sárgás-vöröses terület öleli körül. A színért a kisebb tömegű, előrehaladottabb fejlődési állapotban lévő idősebb csillagok a felelősek. A centrumtól kifelé haladva, a szorosan „feltekeredett” spirál karokban egyre sűrűbben fordulnak elő a Napunknál jelentősen nagyobb tömegű, forró és fiatal csillagok. Ezek a kisebb tömegű testvéreiket kékes fényükkel könnyűszerrel túlragyogják, így az én műszeremmel elért felbontáson egyre inkább a kék szín válik dominánssá. Csillagászati értelemben ezek csak rövid ideig, mindössze néhány millió, néhány tízmillió évig léteznek. Jelenlétük annak indikátora, hogy itt a közelmúltban intenzív csillagkeletkezés zajlott, és ez valószínűleg még ma is tart. Ha nem lenne folyamatos az utánpótlás, akkor az említett időtartamon belül mind kivesznének. A masszív csillagok nemcsak beragyogják a galaxisnak ezen területeit, de gerjesztik is a környezetükben található gázködöket intenzív UV sugárzásukkal, melyek ennek hatására vöröses/rózsaszínes árnyalattal világítanak. A felvételemen e régiók közül csak azok látszanak, melyek kellőképpen nagyok és fényesek.
Már az első Hα keskenysávú szűrőkkel készült fotók azt sejtették, hogy a csillagkeletkezési régiók gyűrűt képeznek a galaxis korongjában. De pontosan miként bocsájtanak ki Hα (Hidrogén alfa) sugárzást ezek a vöröses/rózsaszínes csillagközi gázfelhők a 656.81 nm-es hullámhosszon? Az atomban meghatározott, diszkrét energiaszintek tartoznak az elektronhoz. Az elektron mindig igyekszik elfoglalni a legalacsonyabb, n=1 energiaszintet. A fényes, fiatal, kék csillagok által kibocsátott nagyenergiájú fotonok gerjesztik, ionizálják a közelükben lévő gázfelhők hidrogén atomjait, vagyis az elektront egy magasabb energiaszintre „lökik”, vagy akár le is szakítják magáról a hidrogén atomról. Az előbbi a gerjesztés, az utóbbi az ionizáció jelensége. Annak a valószínűsége, hogy az n=3-as energiaszintre kerüljön az elektron anélkül, hogy leszakadna a hidrogén atomról, roppant kicsi. Vagyis, ha akkora energiát „közlünk” az elektronnal, ami az n=3 szintre juttatná, a hidrogén atom ionizálódik. A szabad elektron hamar találkozik egy elektron nélküli csupasz hidrogén atommaggal, egy protonnal, és új hidrogén atom jön létre (rekombináció). Ebben a folyamatban az elektron bármilyen energiaállapotot felvehet, de végül kaszkád folyamatban visszatér az alapszintre (n=1). A „lefelé lépéskor” a szintek különbségével megegyező energiájú foton sugárzódik ki. Nagyjából az átmenetek felét képezi az n=3 szintről az n=2 szintre történő átmenet, amikor is a 656.81 nm-es sugárzás keletkezik. Végső soron a Hα emisszió annak köszönhető, hogy az atomos hidrogén korábban ionizálódott. A csillagászok ezen a hullámhosszon tudják a legkönnyebben feltérképezni a gázfelhők hidrogénjét az optikai tartományban. Pontosabban, az úgynevezett HII régiókat, vagyis az ionizált hidrogént tartalmazó területeket.
Ez a speciális, felvétel a Hubble űrtávcsővel készült az NGC6503-ról. A látómező 3.3 x 1.8 ívperc. A színek nem véletlenül furcsák, ugyanis ez egy úgynevezett bicolor (hamis színes) felvétel. A vörös szín abból a 28 perces expozícióból származik, mely olyan szűrűvel készült (F658N keskenysávú szűrő), ami csak a Hα emissziót engedi át. A vörös szín tehát a HII régióktól származik, amelyek a csillagkeletkezési régiókhoz köthetők. Majd ezt, a közeli infravörös tartományban (F814W szűrő) rögzített 12 perces felvétellel kombinálták, melyet a megfelelő kontraszt kedvéért kékre színeztek. Figyeljük meg, hogy a HII területek egy széles gyűrűben foglalnak helyet. A csillagkeletkezési gyűrű más hullámhosszokon még ennél is evidensebb. Forrás és szerzők: ESA/Hubble és NASA
A csillagászokat azonban nemcsak az ionizált hidrogén, hanem a galaxis teljes hidrogénkészletének mennyisége, illetve eloszlása is érdekelte. Hogy a HI régiókról képet kaphassanak a csillagászok, a VLA (Very Large Array) rádiótávcső rendszerrel a 21 cm-es hullámhosszon figyelték meg az NGC6503-at. A HI régiók olyan intersztelláris felhők, melyeket javarészt atomos hidrogén alkot (a területek ionizációs foka jellemzően igen alacsony: 1:10000) némi héliummal, és a héliumnál nehezebb elemekkel szennyezve. A 21 cm-es rádiósugárzás a hidrogén hiperfinom szerkezetében nagyon kis spontán valószínűséggel (A=2.88×10−15 s−1 ≈ 1/107 év) végbemenő átmenetnek köszönhetően keletkezik. Nagyon leegyszerűsítve, tekintsük a hidrogén atom protonjának és elektronjának spinjét kvantummechanikai impulzusmomentumnak. Egy adott spin állapot hiperfinom állapotokra bomlik a proton és az elektron spinjei szerint. Nagyobb energiájú állapotról van szó, amikor a proton és az elektron spinje megegyezik, azzal szemben, amikor éppen ellentétes. A két energiaállapot közötti hiperfinom átmenetkor keletkezik az említett sugárzás. Mivel ez a jelenség csak roppant kis valószínűséggel következik be, így jelentős mennyiségű atomos hidrogéngáznak kell jelen lennie ahhoz, hogy ezen a hullámhosszon a csillagászok megfigyelhessék a sugárzásukat.
A hiperfinom átmenet keltette 21 cm-es sugárzás. Ne feledjük, hogy a spin, mint kvantummechanikai impulzusmomentum csak egy analógia, de segít megérteni a jelenséget.
A galaxis rádiótérképén jól látszott, hogy a HI régiók gyűrűbe tömörülnek. A csillagászoknak az ebben található semleges hidrogénkészlet tömegét 200 millió naptömegben határozták meg (E. Greisen és mások, 2009), vagyis a gyűrű tetemes mennyiségű csillag előállításához szükséges anyagot tartalmaz. Érdekes, hogy abban a két végpontban, ahol a küllő metszi a gyűrűt csak igen kevés gáz található. Pedig, a tapasztalatok szerint, általában éppen a küllők végeinél szokott az atomos és molekuláris hidrogén felhalmozódni, továbbá a hidrodinamikai szimulációk is ezt jósolják. Talán az NGC6503 esetében egy nem is olyan rég lezajlott hevesebb csillagkeletkezés az oka ennek a devianciának. E. Freeland és munkatársainak feltételezések szerint, a HI régiók hiánya csak temporális jellegű. A csillagkeletkezés talán kimeríthette az itteni készleteket, vagy éppen az intenzív csillagszél, illetve szupernóva-robbanások söpörhették tisztára a régiót.
A HI régiók rádió kontúrja a GALEX (Galaxy Evolution Explorer) ultraibolya (NUV) tartományban készült felvételére montírozva. Csak a legfényesebb HI régiók kerültek rá a képre, hogy a gyűrű egyértelműen látszódjon. A hidrogénfelhők kiterjedése a korongban ennél sokkal nagyobb (55-72 ezer fényév), de ezek sűrűsége több nagyságrenddel kisebb, mint a gyűrűben lévőé. Figyeljük meg, hogy az UV felvételen is mennyire szembetűnő a gyűrűs struktúra! Forrás: Forrás: E. Freeland, L. Chomiuk, R. Keenan, T. Nelson
Nem véletlen, hogy a fenti képen a GALEX (Galaxy Evolution Explorer) űrtávcső ultraibolya tartományban készült felvételére került rá a HI területek 21 cm-es rádiókontúrja. A csillagkeletkezési gyűrű ugyanis az UV hullámhosszokon igen tisztán látszik, hála a nagytömegű fiatal csillagoknak. Ezek sugárzása itt még erőteljesebb, mint a látható spektrum kék végén. A másik adaléka annak, hogy a csillagászok a két felvételt fedésbe hozták, hogy így figyelembe tudták venni a GALEX adatainak kiértékelésénél a HI régiók vörösítő hatását. A gyűrű tőlünk távolabb eső (felső) fele valamivel „vörösebb”, mint a hozzánk közelebbi (alsó) fele. Mivel a GALEX két UV hullámhossz régióban (FUV: 180-275 nm, NUV: 140-170 nm) is készített felvételeket, ezáltal külön-külön egyfajta „UV színt” is hozzá lehetett rendelni a gyűrűben található csillagkeletkezési régiókhoz. A „színből”, vagyis a két felvétel intenzitás különbségeiből, pedig meg lehet becsülni a csillagkeletkezési régiók korát. Az FUV – NUV < 1 reláció azt indikálja, hogy ezek 500 millió évnél is fiatalabbak.
Az NGC6503 vizsgálata a LEGUS (Legacy ExtraGalactic UV Survey) felmérésnek is része volt. A LEGUS projekt keretében a Hubble űrtávcsővel 50 darab, 12 Mpc-nél közelebbi galaxist fényképeztek le a WFC3 és ACS képrögzítő műszereit használva. Olyan célpontokat választottak, melyekben jelenleg is aktív csillagkeletkezés zajlik. A célpontok közelsége miatt a galaxisokat alkotóelemeikre, vagyis csillagokra, csillaghalmazokra, asszociációkra tudták bontani. Több különböző szűrőt (WFC3/F275W, WFC3/F336W, WFC3/F438W, WFC3/F555W, WFC3/F814W, ACS/F435W, ACS/F814W, ACS/F606W) is használtak, így egyaránt lefedték a közeli infravörös, az optikai és az UV hullámhosszokat.
Az NGC6503-ról a LEGUS projekt keretében készült felvételek. A felső „hibrid kép” baloldalán a galaxis optikai, a jobboldalán az UV „megjelenése” látható. Az optikai képhez használt szűrők és a hozzájuk rendelt színek: F435W (kék), F555W (zöld), és F658N (vörös). Az UV képhez használt szűrők és a hozzájuk rendelt színek: F275W (kék), F336W (zöld), és F435W (vörös). Figyeljük meg, hogy miként rajzolja ki a csillagkeletkezési gyűrűt az alsó, UV tartományban készült felvételen a masszív csillagok sokasága. Forrás: Legacy ExtraGalactic UV Survey/STScI
A LEGUS NGC6503-mal kapcsolatos fotometriai eredményeit felhasználva D. A. Gouliermis és munkatársai úgynevezett kontúralapú térképelemzés technikát vetettek be annak érdekében, hogy a felszíni csillagsűrűség alapján következtetéseket vonhassanak le a csillagkeletkezési gyűrűről. (A cikk után, a felhasznált irodalomban megtalálhatók a pontos részletek.) Az elemzést szűrőpárok szerint válogatott minták segítségével végezték el. A használt párosítások hullámhossz (nm) szerint: F275 – F336, F336 – F438, F438 – F555, F555 – F814. Tulajdonképpen a párokkal a különböző színű csillagokat válogatták le. Az első páros a kékes árnyalatú csillagokat fedi le, míg a negyedik a vörösöket.
A csillagok térbeli eloszlása az NGC6503-ban. Balra fent a „kék színű csillag” minta (F275 – F336 szűrőpár), jobbra fent a „vörös színű csillag” minta (F555 – F814). Alul ezek „felülnézetbe transzformált” képe látható, a galaxis inklinációját figyelembe véve. A kék csillagok már szemmel láthatóan is kirajzolják a csillagkeletkezési gyűrűt. A vörösök sokkal nagyobb területen oszlanak el. Mindazonáltal, eme utóbbiaknál is sejthető, hogy némileg követik a csillagkeletkezési régiókat. Fontos megjegyezni, hogy a küllő a hiányos fotometriai felmérés miatt nem jelenik meg a vörös csillagok eloszlásában. A kék csillagok hiánya a centrum környékén azonban valós. Forrás: D. A. Gouliermis és mások.
Mint az fentebb már kiderült, a kék csillagok kijelölik a csillagkeletkezési régiókat. Az NGC6503-ban ezek eloszlását vizsgálva a centrumtól mért távolság függvényében, a kutatók meghatározták a gyűrű külső és belső sugarát is. Az előbbire 1 kpc (326 fényév), míg az utóbbi 2.5 kpc (815 fényév) értéket kaptak. A gyűrű tehát a galaxis küllőjén kívül helyezkedik el.
A csillagászoknak összesen 244 kék csillagokból álló struktúrát sikerült behatárolniuk különböző bizonytalansággal. Határozottan tehát nem jelenthető ki, hogy mind a 244 struktúra valós halmaz, vagy valós asszociáció. Jelentős részük lehet, hogy csak véletlen fluktuáció az adatokban. A tudomány már csak így működik. Az elemzésük szerint, ezek 95%-a hierarchikusan, a gyűrű mentén elhelyezkedő 3 domináns szuper-struktúrához tartozik.
A gyűrűben a fiatal csillagoknak valamivel több mint a fele halmazok, asszociációk része, míg a többiek ezen komplexumok között oszlanak el. Elmondható az is, hogy inkább a legfiatalabbak (legfényesebbek) tömörülnek ilyen struktúrákba, míg a némileg idősebbek, de még mindig fiatal csillagok, inkább szerteszóródottabbak. De a struktúrák mérete és sűrűsége is mutat korrelációt a korral. A legfiatalabb csillagok inkább a kisebb és kompaktabbak lakói, míg a valamivel idősebbek, a lazább és nagyobb kiterjedésűekhez tartoznak. D. A. Gouliermis és szerzőtársai szerint, ez alátámasztja azt az elképzelést, hogy a csillagképződést a gyűrű gázfelhőiben turbulenciák szabályozzák, s melyek aztán felszabdalják azokat (turbulent fragmentation). Vagyis, a nagyobb felhők belsejében idővel kisebb felhők tömörödnek össze, azaz a hideg csillagközi anyag hierarchikus felhőkbe rendeződik (multi-fraktál). Az NGC6503 kék mintájában (F275 – F336 szűrőpár) sikerült is tetten érni a folyamatot. A vizsgált kék csillagok nagyjából 100 millió éves időskálán belül keletkeztek. A legfiatalabb körülbelül 4 millió, míg a legidősebb 110 millió éves lehet, míg maga a fragmentáció pedig nagyjából 60 millió éves időskálán zajlott le.
A turbulenciákat a gyűrűben azok a nyíróerők táplálják, melyek annak belső és külső pereme közötti jelentős forgási sebességkülönbség miatt lépnek fel. Tekintettel arra, hogy 100 millió év alatt a gyűrű belső pereme három fordulatot is végez, az NGC6503 esete azt bizonyítja, hogy ezek a „nyírómechanizmusok” sokkal inkább fenntartják a csillagkeletkezést, mintsem megakadályozzák azt. Továbbá, a LEGUS projekt eredményein alapuló, az NGC6503 kapcsolatos megfigyelések támogatják azt az elképzelést is, hogy a galaxisokban gyűrűk rezonancia jelenségek, melyeket egy forgó küllő vagy éppen valami más nem tengelyszimmetrikus korongbéli zavar hoz létre. Igaza lehet tehát azoknak, akik szerint a gyűrűk a küllős galaxisok dinamikájának természetes következményei (Buta és Combes, 1996).
Kimondottan viszonylagos közelsége, de főleg izoláltsága révén övezi különleges érdeklődés ezt a galaxist. Általánosan elmondható, hogy az izolált galaxisok nem állnak kölcsönhatásban más galaxissal, illetve halmaztagok sem fejtenek ki rá hatást. Így van ez szinte a világegyetem keletkezése óta, de legalább azóta, hogy tömegüknek a felét összegyűjtötték. Az ilyen típusú csillagvárosok ideálisak, hogy a csillagászok ellenőrizzék a galaxisok evolúciójával kapcsolatos elméleteiket. Továbbá fontos a szerepük abban, hogy jobban megérthessék a környezeti hatásokat a népes galaxis halmazokon belül, és megválaszolhassák, e hatások miként befolyásolják egy-egy galaxis, illetve a halmaz egészének fejlődését.
Azonban J. Koda és munkatársainak a közelmúltban (2015) megjelent publikáció azt sugallja, hogy az NGC6503 talán mégsem annyira magányos, mint azt korábban gondolták. A Subaru távcsővel még 2013-ban készítettek felvételeket az NGC6503-ról és környezetéről B, V, R, I, és NA656 (Hα) szűrőket használva, a Subaru extended ultraviolet disk survey program keretében. Az eredeti tudományos cél az NGC6503 optikai korongján is túlnyúló, kiterjedt UV sugárzásnak (XUV) a tanulmányozása és megértése volt. Ez viszonylag gyakori jelenség, mert a közeli galaxisok nagyjából 30%-a mutat ehhez hasonló jegyeket, de pontosan még ma sem tudják a csillagászok, hogy mi lehet ennek a sugárzásnak az oka. A Subaru ekkor készült felvételein akadtak rá a csillagászok, az utólag NGC6503-d1-nek elkeresztelt halvány törpe galaxisra.
NGC6503-d1 törpe galaxis, mely átmenetet képez a törpe irreguláris galaxisok (dIrrs), és a törpe szferoidális galaxisok (dSph) között. Irreguláris megjelenését a néhány 100 millió éve történt csillagkeletkezésnek köszönheti. Míg a szimmetrikusabb alrendszert az idősebb, több milliárd éves csillagok alkotják. Az NGC6503-d1 igencsak „pehelysúlyú” a galaxisok között, mert összességében mindössze 4 millió naptömegű. Érdekes, hogy a becslések szerinti 3.6 milliói naptömeggel, a 8 milliárd évnél idősebb csillagok teszik ki a galaxis tömegének tetemes részét. Ehhez képest a fiatal generáció tömege csupán 280 ezer naptömeg körüli.
(a): A Subaru B, V, R szűrős felvételeiből képzett színes kép (pseudo-color), (b) DSS (Digitized Sky Survey), (c) Subaru V szűrős felvétele logaritmikus skálázással – ez kiemeli az öreg csillagok szimmetrikus alrendszerét, (d) GALEX NUV (ultraibolya) – itt a fiatalabb csillagok tűnnek elő, (e) Subaru Hα – a kis kör az egyetlen detektált HII régiót jelöli
A DSS felvétel esetén 30.2 x 12.7 ívperc a látómező, a többinél 2 x 2 ívperc.
Forrás: J. Koda és mások
Az NGC6503-d1 és az NGC6503 távolsága az égbolton 17 ívperc. A számítások szerint az NGC6503 500 ezer fényévnyi (150 kpc) területét képes „gravitációjával uralni”. Ez a távolságát figyelembe véve, 100 ívpercnyi területét jelenti az égboltnak. Így, ha a két galaxis nagyjából azonos távolságra van tőlünk, akkor az NGC6503-d1 az NGC6503 kísérője.
Az NGC6503-d1 látszólagos mérete és fényessége alapján (ezek távolságfüggő paraméterek) ennek megvan a valószínűsége. Legalábbis, a csillagászok erre a következtetésre jutottak, amikor a csillagrendszert a Lokális Csoport törpe galaxisaival hasonlították össze. Egészen pontosan a központi felületi fényesség, a fél-fényesség sugár (half-light radius – az a sugár, amiből a rendszer fényességének 50%-ka származik), és az abszolút fényesség korrelációját vizsgálták. Megállapították, hogy strukturális felépítése azokhoz a Lokális Csoportban található halvány törpe galaxisokéhoz hasonlít, melyek abszolút fényessége (MV) kb. -10.5 magnitúdó, fél-fényessége sugara (re) nagyjából 1300 fényév (400 pc), és központi felszíni fényessége (μ0,V) 25.2 magnitúdó/ívmásodperc2. Ezekből az adatokból pedig már következtetni tudtak a csillagrendszer távolságára.
Az NGC6503-d1 távolságának meghatározásához a vörös óriás ág legfényesebb csillagait is felhasználták indikátorként a csillagászok. De min alapszik ez a módszer? A vörös óriások eloszlását felrajzolva egy szín-fényesség diagramon, ahol a szín a vizuális és a közeli infravörös tartományban megfigyelt fényességek különbsége (V-I), míg a fényesség a közeli infravörös tartományban látszó fényesség (I), azok eloszlása egyszerű hatványtörvényt követ. A csillagfejlődési elméletek és a megfigyelések szerint is, a vörös óriásoknak a közeli infravörös tartományban van egy jól definiált maximális luminozitása. Ezt a pontot az első vörös óriás ág tetejének nevezik, illetve az angol nyelvű szakirodalomban ez a „Tip of the Red Giant Branch” (TRGB). Megfelelő matematikai apparátus birtokában meghatározható a TRGB látszólagos közeli infravörös fényessége. Az idős (több milliárd éves) vörös óriás csillagok esetén, melyek fémtartalma kicsi ([Fe/H] ≤ -0.7), a közeli infravörös tartományban a TRGB abszolút fényessége független azok fémtartalmától. Ez már nem teljesen igaz a fiatalabb, így nagyobb fémtartalmú csillagokra. (A csillagászok minden olyan elemet, ami nem hidrogén vagy hélium, fémnek neveznek.) A csillagok fémtartalma fontos szerepet játszik fejlődésükben, és ennek köszönhetően kissé más utat járnak be. A nagyobb fémtartalmú vörös óriások életpályája a szín-fényesség diagramon kissé a kék tartomány felé tolódik. A módszer egyik lényeges sarokköve tehát, hogy a csillagok fémtartalma, vagyis kora egy tág intervallumban (>2 milliárd év) nem befolyásolja szignifikánsan a távolság meghatározás pontosságát. Éppen ezért is, a vörös óriás ág (TRGB) tetejének fényessége, mint sztenderd gyertya, a csillagászatban előszeretettel használt távolságmérési módszer. Nem is beszélve arról, hogy nagy fényességüknek köszönhetően, ezek a vörös óriások igen messziről látszanak.
Példa szín-fényesség diagram a vörös óriások eloszlásának és a TRGB-nek a szemléltetéséhez. Nem véletlen, hogy nem az NGC6503-d1 diagramja szerepel itt. A kisszámú mintán közel sem lenne ennyire szemmellátható a dolog! (Az NGC6503-d1 esetén alkalmazott módszer leírása az eredeti publikációban megtalálható.) Az M106 (NGC4258) galaxis szín (V-I) és közeli infravörös fényesség diagramjának forrása: Barry F. Madore, Violet Mager, Wendy L. Freedman
A csillagászoknak nem volt könnyű a dolga az NGC6503-d1 esetén. Nagyjából 300 csillagot tudtak felbontani a galaxisban. Ezekből kellett a következtetéseiket levonni, illetve a TRGB fényességét is ezek alapján próbálták meghatározni. Természetesnek mondható, hogy az ilyen relatíve kisszámú minta hagy bizonytalanságot az eredményekben.
Külön-külön a fentebb leírt módszerek és megfontolások magukban még nem lennének elegendők, hogy egyértelműen kijelenthető legyen: az NGC6503-d1 az NGC6503 kísérője. Azonban, ezek kombinációja már valószínűvé teszi azt. Így, a publikáció egyik konklúziója, hogy az NGC6503-d1 távolsága nagyjából 17 millió fényév (5.25 Mpc), és valószínű, hogy az NGC6503 szatellit galaxisa. Itt az ideje elfelejteni a magányos jelzőt e galaxis esetében? J. Koda és szerzőtársai szerint: igen. Azt sem tartják kizártnak, hogy a jövőbeli felmérésekben további, az NGC6503-d1-nél halványabb kísérő törpe galaxisok nyomára bukkannak majd az NGC6503 környékén.
A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.
Azok a csillagok, melyek kiindulási tömege (MZAMS) meghaladja a 8-9 naptömeget, életük végén, mikor az energia-utánpótlásuk kimerül, szupernóvaként robbannak fel. Fényük saját galaxisukat is túlragyogja, miközben anyaguk jelentős része szétszóródik az űrben beszennyezve azt a csillagban korábban létrejött és a robbanáskor keletkezett elemekkel. Minden egyes ilyen úgynevezett kollapszus-szupernóva (core collapse supernova) megfigyelésével a csillagászok közelebb jutnak a robbanást kiváltó, és a közben lejátszódó folyamatok mechanizmusának megértéséhez. Fontos ez, mert e masszív ragyogó csillagok nemcsak életükkel, de halálukkal is jelentős hatást gyakorolnak környezetükre. A szupernóva-robbanás teremt és pusztít. A táguló maradvány a közeli por és gáz ködökben lökéshullámot keltve, beindíthatja az újabb csillagok keletkezését. Más esetekben pedig tisztára söpörve a környezetét akár véget is vethet ennek az egésznek. Fontos szerepet játszanak a galaxisok fizikai és kémiai evolúciójában. Valószínűnek látszik, hogy Naprendszerünk keletkezését is egy ilyen robbanás indította be, és hogy létezésünkben benne van a kezük. Kutatásukkal eredetünk kérdésének megválaszolásához is közelebb juthatunk.
Az SN2016gkg jelölést kapott szupernóvát Victor Buso és Sebastian Otero fedezte fel 2016. szeptember 20-án az NGC613 spirál galaxisban. Az akkor még csak 17.6 (CV) magnitúdós szupernóváról nem sokkal később kiderült, hogy különleges a maga nemében. Ez inspirált arra, hogy felvételeket készítsek róla, majd azokat kimérjem. Csábított a lehetőség, hogy annyi év után újra a TTK névkóddal ellátott észlelésekkel gyarapítsam az MCSE és az AAVSO változócsillag adatbázisát. Miért? Röviden: változócsillagokat észlelni jó! Azon kevés elfoglaltságok egyike, melynek során személyesen is meggyőződhetünk róla, hogy a Naprendszeren túl elterülő világ nem is annyira örök és statikus, mint ahogyan azt sok-sok, a világegyetem életében csak röpke szempillantásnak tűnő emberöltőn keresztül elődeink gondolták. Nem is beszélve arról, hogy ebben az esetben nem hogy a Naprendszeren túl, de egy másik galaxisban volt a megfigyelésem célpontja. Ha pedig a szorgosan gyűjtött fényességértékek még tudományos célra is használhatóak, az csak külön öröm. Egyedül azonban mindez nem sikerült volna. Tordai Tamás nagyon nagy segítségemre volt a felvételek kiértékelésében. Tamás amatőrcsillagászként magas szinten űzi a fotometriát (lásd Tordai Tamás: Hogyan észlelek változókat? – Meteor 2016/2. 46-51.). Külön kiemelném a V404 Cygni jelű fekete lyuk kettős fényváltozásával kapcsolatos megfigyeléseit, mely révén egy a Nature-ben is megjelent cikk társzerzője.
Talán meglepi az olvasót, de a digitális változócsillag észleléséhez nem is kellenek feltétlenül bitang drága műszerek. A siker kulcsát nem egyedül a költséges távcső, mechanika, és képrögzítő eszköz jelenti. Ha pedig valaki a vizuális észlelésbe szeretne belekóstolni, annak elég mindössze csak binokulárt, és az összehasonlító csillagok fényességét tartalmazó csillagtérképet ragadni. A többi már csak kitartás és az időközben szerzett rutin kérdése. Érdemes kipróbálni!
Amatőrcsillagászati szempontból szerencsés korban élünk, mert noha az NGC613 a déli Szobrász (Sculptor) csillagképben található, ki se kell mozdulnom ahhoz, hogy belevágjak frissen kitalált programomba. Több helyen is bérelhetünk távcsőidőt az interneten keresztül. Az elhatározásom után alig 20 perccel már el is készült az első nyers felvétel, és nem jelentett különösebb problémát az ezt követő időszakban se a nyomon követése. A programok automatikusan lefutottak (ha éppen derült volt az ég), miközben én éltem mindennapi életemet.
Legfőbb célom tehát a szupernóva fényességváltozásának követése volt, melyhez alkalmanként akár egyetlen darab jól sikerül nyers felvétel is elegendő, de azért nem árt, ha van pár kontroll fotó is a tarsolyunkban. A cikk elején látható LRGB kép kidolgozása másodlagos szempontként szerepelt a terveimben. Előttem már eléggé sűrűn betáblázták a távoli távcsövet, így a saját programomat már csak a megmaradt lyukakba tudtam elhelyezni. A megfigyelési ablakok kiválasztásakor még egyáltalán nem tudhattam, hogy derült lesz-e az éjszaka, és milyen lesz az ég minősége. Nem tagadhatom, hogy végül örültem annak, hogy összegyűlt kellő számú, megfelelő minőségű kontroll felvétel. Ezekből és a második napon felvett RGB szűrős képekből végül elkészíthettem a saját illusztrációs képemet, ugyanis már csak maga a galaxis is elég érdekes ahhoz, hogy szenteljünk neki némi időt.
NGC613
A galaxist William Herschel fedezte fel 18.7 hüvelykes (47.5 cm-es) f/13-as műszerével a Szobrász (Sculptor) csillagképben. Ő még nem ismerte fel valódi természetét. Erre egészen 1912-ig kellet várni, mikor is elkészült róla az első fotó. Ezen jól kirajzolódtak az „örvények, és bennük a csillag kondenzációk”, így az NGC613 a spirál köd besorolást kapta. Direkt az akkori szóhasználattal éltem. Akkoriban még vita folyat arról, hogy ezek az örvénylő ködök vajon Tejútrendszerünkhöz tartoznak, vagy éppen ellenkezőleg, maguk is távoli csillagszigetek. A kérdést végérvényesen Edwin Hubble döntötte el, aki a Lokális Csoport több galaxisát is sikeresen csillagokra bontotta. Az Androméda galaxisban azonosított Cepheida típusú változócsillagok periódus-fényesség relációját felhasználva kiszámította azok távolságát. Az így kapott távolságadatokkal bizonyította 1926-ban, hogy az a Tejútrendszeren kívül helyezkedik el. Nem volt kérdéses többé, hogy a spirál ködök távoli galaxisok. Bár az elmúlt két évtizedben többször is meghatározták, azonban az NGC613 távolsága továbbra is csak elég bizonytalanul ismert. A legutóbbi, nem a vöröseltolódáson alapuló vizsgálat szerint galaxisunktól 26.4±5.3 Mpc (Nasonova és mások – 2011), vagy másképpen 86 millió ± 17 millió fényév választja el.
A galaxis különböző régióinak fényessége nagyon nagy intenzitásbeli különbségeket mutat. (Olyannyira, hogy a képek feldolgozás során erre külön figyelmet kellett fordítanom.) A kisméretű, de roppant fényes centrális régióból indulnak ki a vastag küllők. Ezek mentén porsávok kígyóznak, míg az egyik küllőt (a felvételemen a felsőt) a mi látóirányunkból nézve szinte teljes egészében vastag porfelhők takarják. A lencseszerű központi területet is porsávok szabdalják, melyek nem túl határozottan, de spirális mintázatot rajzolnak ki. Amíg a legtöbb küllős spirál galaxis esetében mindössze egy-egy kar indul ki a küllők végéből (összesen tehát csak két karjuk van), addig az NGC613 esetében több határozott kar is megkülönböztethető. A küllők végénél, illetve az ovális részt gyűrűként körbefonó karokban, de még a külső karokban is megfigyelhető kékes csomók fiatal csillagok halmazai. Ezt a színt a legnagyobb tömegű, legfényesebb tagjaik kölcsönzik nekik. Ezek könnyűszerrel túlragyogják kisebb tömegű, hűvösebb és éppen ezért inkább sárgás és vöröses árnyalatú társaikat. A vöröses árnyalatú pamacsok pedig az ionizált hidrogént tartalmazó (HII) régiók. Az itt lévő gázfelhőket az előbb említett forró csillagok intenzív sugárzása gerjeszti. E behemót csillagok élettartama tömegüktől függően mindössze néhány millió, illetve néhányszor 10 millió év. A kékes és vöröses pöttyök sora tehát mind a folyamatosan zajló csillagkeletkezésnek az egyértelmű jelei, melyek szemmel láthatóan a küllők vége környékén a legintenzívebb. Távolodva a csillagoknak életet adó területektől, a karok fényessége ugrásszerűen csökken, és lassan belevész az űr sötétjébe.
Megnézve a felvételemet, azon is szembetűnő az NGC613 kompakt, az egész galaxishoz képest fényes magja. Ez az attribútum általában az aktív galaxis magok (AGN – Active Galactic Nucleus) jellemzője. Elsőre, a mag aktivitása azonban közel sem volt teljesen nyilvánvaló. Az optikai spektruma alapján három évtizeddel ezelőtt (1997) a kompozit objektum besorolást kapta. A centrum színképe egyfelől ugyan halványan az aktív galaxis mag jellegzetességeit mutatta – az az úgynevezett Seyfert típusú galaxisokéra hajazott -, de legfőképpen ionizált gázfelhők (HII régiók) jelenlétére utalt. Éppen ezért a legtöbb katalógusban a Seyfert/HII jelölés szerepel a csillagrendszer neve mellett. 2009-ig kellet várni, míg a Spitzer infravörös műholddal felvett színkép alapján bizonyosságot nyert az AGN létezése, később ezt a röntgen tartományban működő XMM-Newton távcsővel végzett megfigyelések is megerősítették. Vagyis, az NGC613 kompakt fényes centrumában egy szupermasszív központi fekete lyuk (SMBH: supermassive black hole) bújik meg a kíváncsi tekintet elől, fontos szerepet játszva a mag aktivitásában.
2. ábra. A VLA (Very Large Array) tányérantennái Új Mexikóban (Socorro). Az első nagy felbontású rádióészlelések az NGC613-ról ezzel a rádiótávcső rendszerrel rögzítették a csillagászok. Az eredményeket 1987-ben, illetve 1992-ben publikálták. A 27 darab 25 méter átmérőjű antennával fogott jeleket kombinálva egy 36 km átmérőjű rádióantenna felbontása, és egy 130 méter átmérőjű rádióantenna érzékenysége érhető el. Kép forrása: NRAO
Valójában erre már az első nagyobb felbontású rádiófelvételek is utaltak (1987, 1992). Ezeken a rádió kontinuum képeken a galaxis centrumában egy intenzíven sugárzó, elnyúlt terület volt látható. Azt ezt követő vizsgálatok megmutatták, hogy ez a nagyságrendileg 300 pc (1000 fényév) kiterjedésű képződmény három diszkrét komponensből áll.
3. ábra. Az NGC613 centrumának Fe II fluxus és sebesség diszperzió térképe (VLT/SINFONI). A térképre a VLA rádió kontúrok is rákerültek, melyen jól elkülönül az egy egyenes mentén elhelyezkedő három diszkrét rádióforrás. Figyeljük meg az egybeeséseket! Forrás: J. Falcón-Barroso és mások
A rádiótávcsövekkel kapott eredményeket az optikai tartomány eredményeivel kombinálva a kutatók megállapították, hogy az elnyúlt alakzatban a középső rádiófolt, és az optikai centrum szinte tökéletes (0.1ʺ-es) egybeesése nem lehet véletlen. A galaxis magja ez a rádióforrás. Az NGC613 centrumának optikai és a közeli infravörös tartományban elvégzett spektroszkópiai elemzésből nyert galaxison belüli sebességeloszlások, illetve a rádió kontinuum morfológiája pedig arra világított rá, hogy a másik két folt a magból kiinduló energikus rádió kiáramlás következménye. E rádió jet orientációja elég közel esik az égbolt síkjához, így a galaxis síkjától sem lehet túlságosan messze, melynek inklinációja 35°.
4. ábra. A VLT (Very Large Telescope) 4 darab 8.2 méteres tükörátmérőjű távcsöveinek felkészítése folyik a közelgő éjszakai megfigyeléshez (Cerro Paranal, Chile). A csillagászok a Hubble űrtávcső mellett, a VLT-t használták a közeli infravörös és a látható tartományban végzett megfigyelésekhez (VLT/SINFONI). Kép szerzője: Gerhard Huedepohl
De hogyan jönnek létre ezek a jet-ek? A galaxis középpontjában található fekete lyuk gravitációjukkal csapdába ejtve, mohón próbálják elnyelni a környezetükben található anyagot. Az étekként szolgáló intersztelláris gáz és por, mely a környező felhőkből, vagy éppen szétszaggatott csillagokból származik, akkréciós korongot formál. A korongot kívülről sűrűbb, lassabban keringő gázfelhők veszik körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog és felhevül. A folyamatban a mozgási energiájának egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Az akkréciós korong mindkét oldalán, arra merőlegesen, a forgástengely mentén plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyek a fekete lyuk közeli erős mágneses terében közel fénysebességre gyorsított, töltött szubatomikus részecskékből állnak. Ezek a töltött részecskék a mágneses térben kifelé spirálozva úgynevezett szinkrotronsugárzást hoznak létre. A jet-ek létrejöttének pontos mechanizmusa még a mai napig vita tárgyát képezi a kutatók körében. Valószínűsíthető, hogy az akkréciós korongban felcsavarodó mágneses térnek kitüntetett szerepe van abban, hogy a forgástengely mentén keskeny nyalábba terelődik a kiáramlás. Más galaxisok esetében megfigyelték már, hogy az aktív magból kiinduló rádió jet-ek képesek felgyorsítani, illetve felfűteni a környezetükben lévő molekuláris gázokat, melyek gyakran a kiáramlások tömegének jelentős részét adják. Az, hogy a két rádió tartományban megfigyelhető szélső folt ténylegesen a központi fekete lyukból kiinduló egy vonalban elhelyezkedő különálló entitások, vagy pedig a beeső sugárzás által felmelegített intersztelláris gáz buborékjai, még tisztázásra szorul.
5. ábra. Aktív galaxis mag sematikus vázlata.
A VLA rádiótávcső rendszerrel készült rádióképen a mag körül egy gyűrű alakú képződmény (nuclear ring) is felfedezhető. Ez a nagy felbontású optikai felvételeken is sejthető, de a galaxis centrumában lévő nagy mennyiségű por jórészt elfedi, és éppen ezért sokkal inkább a közeli infravörös tartományban tanulmányozható. Az infravörös megfigyelések tanulsága szerint, a gyűrű 7 különálló fényes területre bomlik. De mi ez a gyűrű, és mik ezek a csomók benne? A galaxisban lévő intersztelláris anyag a küllők tengelye mentén áramlik be erre a területre. Olyan, mintha egy körtáncba folyamatosan emberek érkeznének két egymással szemben lévő irányból. A gáz összesűrűsödik ezeken a pontokon (ODR – Over Density Region) és beindul a csillagok rövid ideig tartó robbanásszerű keletkezése. A megszületett csillagok halmaza pedig folytatja megkezdett „körkörös táncát” a gyűrűben. De a csillagok születése csak addig zajlik, míg az első szupernóvák ki nem söprik a gázt a környezetükből. Ahogy keringése során távolodik a halmaz ezektől a sűrűsödésektől folyamatosan öregszik. Idővel újabb sűrűsödések jönnek létre a „belépési pontok” környékén, és így ott új halmaz születik. A csillagok keletkezése tehát epizodikus jellegű, a „legyártott” halmazok pedig tovahaladnak a körkörös „galaktikus futószalagon”. Így alakul ki a gyöngyökből álló nyaklánchoz hasonló formáció (pearls on a string scenario).
6. ábra. A gyűrűn belüli folyamat sematikus ábrája. A két átellenes ponton (vastag nyilak) gáz áramlik a gyűrűbe, ahol sűrűsödések jönnek létre (ODR). A robbanásszerű, rövid ideig tartó csillagkeletkezésben kialakult halmazok pedig folytatják keringésüket a gyűrűben, miközben öregszenek. Forrás: Forrás: J. Falcón-Barroso és mások
7. ábra. Az NGC613 magját körbevevő gyűrű alakú képződmény (nuclear ring) a HST felvételén (F450W, F606W, F814W szűrőkkel készült kompozit kép).
8. ábra. A VLT-vel a közeli infravörös tartományban készített felvételeken még szembetűnőbbek az NGC613 „forró foltjai”, vagyis a fiatal halmazok és csillagkeletkezési régiók. A képeken speciálisan megválasztott, különböző hullámhosszakon megfigyelt emissziós fluxus látható. A fluxus térképek balról jobbra a következők: Brγ (Bracket Gamma: 2.16 μm), [Fe II] (1.64 μm), H2 (2.12 μm), kompozit színes fluxus kép. A kompozit kép színei három különböző emissziótól származnak: He I – kék, Brγ – zöld, [Fe II] – vörös,. A képek körülbelül 700 pc (kb. 2300 fényév) szélesek. Észak felül, kelet pedig balra van.
A 8. ábra fluxus térképei közül a kompozit kép illusztrálja az egész folyamatot a legjobban. Kitűnően látszik rajta a csillagkeletkezés evolúciója. A halmazban a legnagyobb tömegű csillagok a legforróbbak, de egyben a legrövidebb életűek is. Miközben a halmaz a gyűrű mentén keringve tovahalad, távolodik a sűrűsödési ponttól, ezek a csillagok pusztulnak ki a legelőször. Életük végén ezek szupernóvaként lángolnak fel. Vagyis, ha az elképzelés helyes, akkor minél távolabb van egy halmaz a sűrűsödési ponttól, annál öregebb, és így annál kevesebb benne a nagytömegű forró csillag.
A He I és Brγ emissziós vonalak létrejötte annak köszönhető, hogy a forró O és B típusú csillagok intenzív UV sugárzása fotoionizálja a környezetét. A rekombinációkor kibocsájtott foton pedig létrehozza az emissziót. Az elektron azonban közel sem biztos, hogy az alap energiaállapotra tér vissza. Gyakran gerjesztett marad, és idővel innen lép alacsonyabb energiaszintre. Ez az oka, hogy különböző színképvonal sorozatok tartoznak egy adott elemhez. A Brγ például a Brackett sorozat egyik vonala.
A He I emisszió létrejöttéhez nagyobb ionizációs energia kell, mint a Brγ-hoz, vagyis forróbb, és így nagyobb tömegű csillagra van ehhez szükség. A He I fluxus gyorsan leesik nem sokkal a robbanásszerű csillagkeletkezés után. Gyorsabban, mint a Brγ fluxus. A masszív csillagoknál ugyanis csak a még masszívabbak élik le sokkal gyorsabban az életüket. A két emisszió arányából így 0-10 millió éves időskálán meg lehet becsülni a halmaz korát. Az [Fe II] emisszió pedig a szupernóva-robbanások által felfűtött (fast shock, shock-heating) intersztelláris anyag nyomon követésére alkalmas. Az [Fe II] fluxus a tapasztalatok szerint 3-35 millió éves időskálán közel állandó marad, majd élesen letörik. E három emisszió fluxusának arányából megbecsülhető a halmazok kora 0-35 millió éves intervallumban. Mivel a gáz és a csillagok a gyűrűben körülbelül ennyi idő alatt tesznek meg egy teljes keringést, így ezzel a módszerrel ellenőrizhető, hogy a fentebb vázolt elképzelés a gyűrűvel kapcsolatban tényleg helyes-e.
Ahelyett, hogy a konkrét módszert ismertetném, győződjünk meg inkább a dologról a szemünk által. A kompozit képen látható, hogy a legnagyobb tömegű csillagok a halmazokban, a beáramlásnál kialakuló sűrűsödések közelében a leggyakoribbak. Itt a legdominánsabb a He I emisszió (kék szín) a csomókban. Kissé tovább, az óramutató járásával ellentétes irányban, a He I emisszió fluxusa jelentősen lecsökken. A kék zöldbe megy át. Majd az [Fe II] vöröse uralkodik el. A felvázolt modellt tehát ez a megfigyelés alátámasztja. Legalábbis ez a helyzet a gyűrű déli szakaszán.
De miért mutat más képet a gyűrű a „felső”, északi régióban? Ahogy a 2. ábrán is látható, a rádiótartományban intenzíven sugárzó terület hossztengelye merőleges a perspektíva miatt ellipszisnek látszó gyűrű nagytengelyére. Elfogadva, hogy a gyűrű valós alakja ténylegesen a körhöz közeli, annak inklinációja körülbelül 55°. Mint azt fentebb is említettem, a rádió jet orientációja a galaxis síkjához közeli, melynek inklinációja pedig 35°. A gyűrű e szakaszán tehát azért nem tapasztalható számottevő Brγ, [Fe II], H2, He I emisszió, mert a kúp alakú kiáramlás kisöpörte onnan a port és a gázt. Az aktív galaxis magok jelentős hatást képesek gyakorolni a galaxison belül a gázra, s mivel a jövendő csillaggenerációk számára ez jelentheti az alapanyagot, így magára a csillagkeletkezésre is.
Érdekes továbbá, hogy a gyűrűn belül a magvidéken tetemes gázkészlet található az NGC613-ban. Ehhez elég csak egy pillantást vetni a 8. ábra harmadik fluxus térképére. Nagyságrendekkel több, mint a gyűrű csillagkeletkezési csomóiban. Mégis, szinte nyoma sincs a csillagkeletkezésnek. A 8. ábra Brγ fluxus térképe a magnál szinte teljesen fekete. Elképzelhető, hogy itt is hullámokban születnek a csillagok. A legutolsó hullám körülbelül 10 millió éve történhetett, és a modellek szerint fél millió évnél hamarabb nem is várható a következő ilyen esemény. Ha egyáltalán be fog következni. Az igazat megvallva még mindig nem teljesen világos, hogy a rádió jet pontosan hogyan befolyásolja a csillagkeletkezést a magvidéken. Lehet, hogy megakadályozza? Vagy éppen segíti azt? Nem tudjuk. Az aktív galaxis magok és a csillagkeletkezés kapcsolata még mindig kevéssé ismert a csillagászok előtt.
SN2016gkg
Az SN2016gkg a felfedezését követő egy napon belül több magnitúdónyit fényesedett. Ennek, és a következő napok fényesedésének üteme, a későbbi vizsgálatok szerint tökéletesen egybevágott az ilyen típusú szupernóvákkal kapcsolatos elméleti jóslatokkal. Ezek szerint pontosan ilyen fénygörbe várható a kollapszus-szupernóvák esetében az úgynevezett hűlési fázisban, azt követően, hogy a kifelé tartó pusztító lökéshullám áttörte a csillagfelszínét (shock break-out).
9. ábra. A szupernóva közel 2 hónapot átfedő fénygörbéje. A megfigyelések amatőrcsillagászoktól származnak, melyet akár csak én, elküldtek az AAVSO-nak. A zöld négyzetek V szűrővel, a kék csillagok B szűrővel, a sötétzöld négyzetek csillaggal a belsejükben pedig L szűrővel, vagy szűrő nélkül meghatározott fényességet jelölik. Érdemes megfigyelni, hogy a szupernóva fényessége mennyivel gyorsabban hanyatlott a maximum után B szűrővel vizsgálva, mint V szűrővel. Vagyis, a B-V színindexe (a két fényesség különbsége) miként nőtt. Látható, hogy a kezdetben inkább kékesebb árnyalata idővel hogyan vált egyre vörösebbé.
Már az első kisfelbontású spektroszkópiai vizsgálatok is arra utaltak, hogy II típusú szupernóva lángolt fel az NGC613-ban, vagyis egy nagytömegű csillag halálát nézhettük végig. A nagyfelbontású spektroszkópiával sikerült az altípust is meghatározni. Az SN2016gkg színképe, és annak időbeli változása a IIb altípus jellegzetességeit mutatta. Ezek viszonylag ritkábbak, ugyanis a II típusú szupernóvák mindössze egytizede tartozik a IIb altípusba.
Történeti okokból a színképük alapján a szupernóvákat két fő típusba, és azokon belül altípusokba sorolják. II típusúnak nevezik azokat a szupernóvákat, melyek színképében a maximum környékén (pontosabban a fotoszferikus fázisban) erős hidrogén vonalak figyelhetőek meg. E típus képviselői mind kollapszus-szupernóvák. Az egyes altípusok közti különbségek a szülőcsillagok paramétereinek eltéréséből fakad. Az I típus színképéből hiányoznak a hidrogén vonalai. Ráadásul az Ia altípus esetén a kataklizmát nem is a korosodó csillag magjának energia-utánpótlás hiányában összeomló magja okozza. Az egyik vezető elmélet szerint a robbanásra akkor kerül sor, amikor a fehér törpe kísérőjétől elég anyagot gyűjtött ahhoz, hogy tömege átlépje a kritikus Chandrasekhar-határt (1.44 naptömeg). A másik elmélet szerint két fehér törpe kering egy kettős rendszerben, egymáshoz folyamatosan közeledve. Míg végül egymásba spiráloznak, és ekkor történik az Ia típusú szupernóva-robbanás. Az I típus többi altípusa esetén (Ib/Ic), a szupernóva-robbanások minden részlete még nem teljesen tisztázott, de valószínűleg ezek is kollapszus-szupernóvák. Ennél sokkal mélyebben most nem mennék bele a témába, ennyi is elegendő a továbbiak megértéséhez. (Nyomtatásban és az interneten több alapos publikáció is fellelhető a témában. Lásd Vinkó József cikkét a felhasznált irodalmaknál.)
Az SN2016gkg spektrumában, a tipikus IIb szupernóvákra jellemzően, kezdetben P Cygni profilú hidrogénvonalak voltak megfigyelhetőek. Ezek aztán a maximum után gyorsan gyengülni kezdtek, hogy helyüket átadják a domináns hélium abszorpciós vonalaknak. Mindez azzal magyarázható, hogy a kidobódott hidrogénburok csak viszonylag vékony lehetett, és éppen ezért igen gyorsan szét is terjedt. Így rövid idő elteltével láthatóvá vált az alatta lévő héliumban gazdag csillaganyag.
9. ábra. Az úgynevezett P Cygni profil a kidobódott, nagy sebességgel táguló gázburoknak köszönhető. A színképben a széles emissziós komponensre egy rövidebb hullámhosszak felé eltolódott abszorpciós komponens rakódik rá. Baloldalon látható a megfigyelt a spektrum intenzitása a hullámhossz függvényében. Míg a jobboldalon látható, hogy honnan származnak az emisszió egyes részei, és minek köszönhető az abszorpció. A Doppler-effetusnak miatt a felénk legnagyobb sebességgel közeledő gázburok abszorpciója erősen a kék felé tolódik. A tőlünk legnagyobb sebességgel távolodó, a gázburok túl felöli részének emissziója pedig a legnagyobb a vöröseltolódású. A vonalak kiszélesedéséből kiszámolható a tágulás sebessége. Ábra forrása: Vinkó József
De miért ilyen vékony a hidrogénburok? Mitől ennyire speciálisak a IIb szupernóvák? Ma a legvalószínűbbnek az tűnik, hogy ezek szülőcsillagai kettősrendszerek tagjai.
Egy kettős rendszerben mindkét komponens esetén megvan az a térrész, amit az adott égitest gravitációja ural. Ezt Roche-térfogatnak nevetik. Ami azon kívül kerül az akár el is hagyhatja a rendszert, vagy a páros körüli pályára áll. A belső Langrange-ponton keresztül azonban anyag áramolhat át az egyik Roche-térfogatból a másikba. Ez meg is történik akkor, mikor a nagyobb tömegű, és ezért rövidebb életű komponens késői fejlődési fázisában kitölti a saját Roche-térfogatát. A kisebb tömegű társ így elszipkázza a nagyobb külső rétegeinek anyagát. Az anyagátadás ténye megmagyarázza a hidrogénburok vékonyságát, illetve egyes IIb szupernóvák közvetlen környezetének sajátosságait. Vajon az SN2016gkg is alátámasztja ezt az elképzelést?
10. ábra. A Roche-térfogat. Az L1 a szövegben is említett belső Langrange-pont. Az eredeti ábra forrása: Wikipedia.org (az eredeti ábra hibás volt, így módosítottam)
Ahogy a bevezetőben is írtam, minden egyes kollapszus-szupernóva (core collapse supernova) megfigyelésével a csillagászok közelebb jutnak a robbanást kiváltó, és a közben lejátszódó folyamatok mechanizmusának megértéséhez. Kiváltképp szerencsés a helyzet, ha sikerül azonosítani a szupernóva szülőcsillagát (progenitor). Az 1987A, a Nagy Magellán-felhőben 1987. február 23-án feltűnt szupernóva volt az első ilyen eset. Az azonosításkor több minden is a csillagászok kezére játszott. A Nagy Magellán-felhő, a nagyjából 163 ezer fényéves távolságával a Tejútrendszerünk legközelebbi kísérő galaxisai közé tartozik. (A felrobbant csillagot mindössze 168000 fényév választotta el tőlünk a későbbi mérések szerint.) A szülőcsillag pedig elég fényes volt ahhoz, hogy ilyen távolságból is jól látszódjon a korábban készült felvételeken. Ez utóbbira számítottak is a csillagászok. Amit azonban az SN1987A pozíciójában találtak a fotókon, az mégis meglepte a csillagászokat. Az elődobjektum, a Sanduleak -69° 202 ugyanis kék szuperóriás csillag volt. Akkoriban a nagytömegű csillagok fejlődésével kapcsolatos elméletek inkább a vörös szuperóriásokat tartották potenciális szupernóva jelölteknek.
Ma az azonosított szülőcsillagok száma 20 körül van. Nem hatalmas a minta, de ahhoz elég, hogy bizonyos következtetéseket le lehessen vonni. Az egyik ilyen, hogy eltekintve pár esettől, a B-V színindexük, vagyis B szűrővel felvett fényességük és V szűrővel felvett fényességük különbsége nagyobb, mint 0.3. Ebből következően effektív felszíni hőmérsékletük 7300 K alatti. A sikeresen azonosított szülőcsillagok legtöbbje, pedig valóban vörös szuperóriás volt. Különösen érdekesek tehát az olyan szülőcsillagok, melyek színe (színindexe) és fényessége (luminozitása) eltér „a megszokottól”. Ezek próbára teszik a csillagfejlődési elméleteket, illetve a szupernóvák fizikájával kapcsolatos ismereteket.
Charles D. Kilpatrick-nek és munkatársainak sikerült a Hubble űrtávcső WFPC2 (Wide Field Planetary-Camera 2) műszerével készült korábbi felvételein ráakadnia a szülőcsillagra.
11. ábra. A felső fotó a Keck-II 10 méteres távcsővel, a közeli infravörös tartományban (NIRC2 – Near-Infrared Camera 2), adaptív optikai eljárással készült. A megjelölt fényes objektum az SN2016gkg, míg a vörös karikával jelölt 10 darab objektum referencia csillag az asztrometriai mérésekhez. Az alsó fotó a Hubble űrteleszkóppal korábban készült felvétel. A 10 vörös kör, azokat a felső felvételen is szereplő referencia csillagokat jelöli, melyhez képest meghatározták a szülőcsillag pozícióját, s amely elég jól egybeesett a megjelölt kékes színű pontforrással. Forrás: Charles D. Kilpatrick és mások.
A szülőcsillag azonosítását követően külön-külön megmérték annak fényességét a Hubble három különböző színszűrővel készített archív felvételén, majd figyelembe véve az intersztelláris anyag hatását, a kapott magnitúdó értékeket korrigálták. Ez után megkeresték, hogy milyen típusú csillag színképe illeszkedik erre a három fényességértékre a legjobban. Eredményül azt kapták, hogy a szülőcsillag egy 9500 K felszíni hőmérsékletű, A0Ia színképosztályú, vagyis kékes-fehér színű szuperóriás volt. Ismét egy újabb eset, mikor is a várt vörös szuperóriás helyett forróbb, kékes árnyalatú szuperóriás csillagot találtak. Fontos megjegyezni, hogy nem ez az első. Korábban is akadt már példa arra, hogy a IIb szupernóvák elődobjektuma a vörös szuperóriásoknál némileg melegebb sárga szuperóriásnak, illetve kék szuperóriásnak bizonyult.
Kilpatrick és csapata nem állt meg itt. Az aktuális csillagfejlődési modellek leírják, hogy adott kiindulási tömegű (MZAMS), és fémtartalmú csillag milyen utat jár be a születésétől a haláláig a Hertzsprung-Russell diagramon. Ilyen modellszámítások kettős rendszerek esetén is léteznek, ahol a tömegátadás miatt a tagok kölcsönösen befolyásolják egymás életútját. A csillagászoknak csupán olyan kezdő tömegparamétert, kettős csillag esetén pedig kezdő tömegpárosítást kellett választaniuk (a fémtartalom ismert volt), ahol a csillag végül eljut a Hertzsprung-Russell diagram azon pontjába, ahol az SN2016gkg szülőcsillaga is tartózkodott a robbanás előtt. A modellezett csillag életútja végén tehát pont a megfigyelt fényességet (luminozitást), és a kiszámított felszíni hőmérsékletet kellett, hogy felvegye.
Először magányos csillaggal próbálkoztak, de nem találtak olyan fejlődési útvonalat, mely annak közelében ért volna véget, ahol az SN2016gkg szülőcsillaga tartózkodott. Volt azonban másik érv is a magányos csillag elképzelés ellen. Kétségtelen, hogy a nagytömegű csillagok képesek a végstádiumban, még a szupernóva-robbanás előtt ledobni szinte a teljes külső hidrogénburkukat. Pontosan ez figyelhető meg az úgynevezett Wolf-Rayet csillagoknál. Ahhoz azonban, hogy a csillagot a halála előtt kiterjedt, ám csak kicsiny tömegű hidrogénburok vegye körül, nagyon finoman hangolt tömegvesztési folyamat szükséges. Máskülönben nem jön létre a IIb szupernóváknál megfigyelhető fénygörbe, spektrum, illetve a szülőcsillag fizikai paraméterei is mások lesznek.
A kettős rendszerek csillagfejlődési modelljei között azonban több olyan életpályát is találtak, ahol a csillag a szupernóva-robbanás pillanatában az SN2016gkg szülőcsillagához elég közel tartózkodott a Hertzsprung-Russel diagramon. A kettőscsillag modellekkel már sokkal meggyőzőbb eredményre jutottak. A legjobban illeszkedő életpálya esetén a főkomponens kiindulási tömege 15 naptömeg, míg az 1000 napos keringési periódusú kisebb társ kiindulási tömege mindössze 1.5 naptömeg volt. Azonban az anyagátadást is figyelembe vevő modell szerint, közvetlenül a szupernóva-robbanást megelőzően már csak 5.2 naptömeg volt a főkomponens tömege. Ez a modell nemcsak hogy produkálta a végpontban a megfigyelthez nagyon közeli luminozitást, és felszíni hőmérsékletet, de a megmaradt hidrogénburok tömegére kapott 5 x 10-3 naptömeg is jól illett a IIb szupernóvákról alkotott képbe.
Természetesen nagy fegyvertény lenne a modellbeli másodkomponens megtalálása, mely eredendően sokkal halványabb, mint az SN2016gkg szülőcsillaga volt. Mindazonáltal, talán a jövőben lehetséges lesz a detektálása a megfelelően „mély” felvételeken, miután a szupernóva már jelentősen elhalványodott. Elfogadva a galaxis korábban említett távolságát, a Hubble űrtávcső WFPC2 detektorával, és az F300W (300 nm, U-Band) szűrő alkalmazásával egy 25.9 magnitúdós csillagot kellene keresni az adott helyen.
12. ábra. Balra a magányos szülőcsillagok, jobbra a kettős rendszerbeliek életpályája látható a Hertzsprung-Russell diagramon az aktuális csillagfejlődési modellek alapján, különböző kiindulási tömeg, de adott fémtartalom mellett. Az SN2016gkg-t vörössel jelölték (a felszíni hőmérséklet, és a luminozitást csak némi bizonytalansággal sikerült meghatározni). E szupernóva mellett más IIb típusú szupernóvák szülőcsillagai is feltüntetésre kerültek. Részletekért lásd a szöveget. Forrás: Charles D. Kilpatrick és mások.
Beillesztve Kilpatrick és csillagász kollégáinak az SN2016gkg és szülőcsillagával kapcsolatos munkáját a korábbi IIb típusú szupernóvákkal kapcsolatos vizsgálatok sorába úgy tűnik, hogy bár nem elképzelhetetlen, hogy a IIb szupernóvák szülőcsillagainak kis része talán mégis csak magányosan élte le életét, de sokkal valószínűbb, hogy a nagytöbbség kettősrendszer tagjaként jutott el a szupernóva-robbanásig.
A kutatók mindenesetre folytatják a jövőben is és újabb IIb és más típusú szupernóvák szülőcsillagainak azonosítását, vizsgálatát. Ezzel párhuzamosan a csillagfejlődési modelleket is folyvást tökéletesítik. Úgy gondolom, hosszú még az út, hogy pontosan megértsük a kollapszus-szupernóvákat. Ráadásul én ebben a cikkben csak a IIb típusról tettem mindössze említést. Az olvasót e mellett csak arra tudom biztatni, hogy amennyiben módja van rá, kövesse nyomon egy-egy szupernóva fényváltozását. Remek elfoglaltság a természet jelenségeinek megfigyelése. Azt meg sosem lehet tudni, talán a beküldött adatokat egyszer tudományos céllal is felhasználják. Ez utóbbi két kijelentés amúgy szinte bármely változócsillag észlelés esetében megállja a helyét.
Felhasznált irodalom:
Stephen James O’Meara: Deep-Sky Companions: Southern Gems (ISBN: 1-10701-501-4)
Martin Bureau and E. Athanassoula: Formation and Evolution of Galaxy Bulges (IAU S245) (Proceedings of the International Astronomical Union Symposia and Colloquia)
