Az NGC 300 galaxis a Sculptor (Szobrász) csillagképben
iTelescope.net T32 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 17″ – 43 cm, f/6.8 – ZWO ASI 6200MM Pro kamera
A felvételek 2025-08-18 és 2025-09-17 között készültek – Siding Spring Observatory (Ausztrália) – 340 perc L, 225 perc RGB, 480 perc Hα-szűrő (összesen 17.42 órányi felvétel készült)
(Kép orientációja: észak alul, nyugat balra)
A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.
Az NGC 300 (Caldwell 70) galaxis a déli Szobrász (Sculptor) csillagkép irányában látható, és a Szobrász-galaxiscsoport közeli tagja. A forrásként felhasznált tudományos publikációk különböző távolságmeghatározási módszereken alapuló – Cefeida-típusú változócsillagokra, planetáris ködök luminozitásfüggvényére, valamint HII régiók spektroszkópiájára épülő – eredményei egészen jó egyezést mutatnak. Ezek alapján a galaxis távolsága kb. 1,88–1,90 megaparszek (kb. 6,13 – 6,19 millió fényév). Így kozmikus léptékben viszonylag közeli csillagrendszernek számít. Ennek köszönhetően professzionális csillagászati műszerekkel lehetőség adódik az egyedi csillagkeletkezési régiók, emissziós ködök, planetáris ködök, szupernóva-maradványok és más finom szerkezeti elemek részletes tanulmányozására. Közelsége az egyik fő oka annak, hogy ez a galaxis kiemelt szerepet kapott a spirálgalaxisok fejlődését vizsgáló kutatásokban.
Mivel az NGC 300 a déli égbolt objektuma, hazánkból az észlelése kihívást jelent. Alig emelkedik a horizont fölé, delelésekor is nagyon, nagyon alacsonyan jár. Lakhelyemről nézve, ez mindössze 4 fok 46 ívperc. Ráadásul kis felületifényességű. Mindenképpen követelmény a kellően sötét égbolt és a jó átlátszóság. Megfelelő körülmények között, azonban már közepes távcsövekkel is megpillantható halványan a magvidék. Legalábbis Kernya János Gábornak ez sikerült.
Ahhoz azonban, hogy valódi részleteiben is megcsodálhassuk, délebbre kell utaznunk, vagy éppenséggel megörökíthetjük távészlelés segítségével is, ahogy azt én is tettem Ausztráliából. Fotografikus észlelések során a galaxis finom spirális szerkezete, kartöredékei és csillagkeletkezési régiói mind szépen kirajzolódnak. Hα-szűrő alkalmazásával az emissziós ködök különösen jól kiemelhetők, vöröses foltokként jelezve a friss csillagkeletkezés helyszíneit.
A továbbiakban tudatosan az NGC 300-nak azokra a tulajdonságaira fogok koncentrálni, amelyek amatőrcsillagászati műszerekkel – vizuálisan vagy fotografikus úton – közvetlenül is megfigyelhetők. A galaxis természetesen több különleges objektumot is tartalmaz, megfigyelésük azonban már túlmutat az amatőrcsillagászati lehetőségeken. A fókuszom most sokkal inkább azon lesz, amit műkedvelőként valóban mi is láthatunk. Vagy éppen felvételt készíthetünk róla. Arra is igyekszem választ adni, hogy ez a látvány – a maga korlátaival együtt – mit árul el a galaxis „természetéről” és azokról az asztrofizikai folyamatokról, amelyek mögötte húzódnak.
Ez a térkép az NGC 300 galaxis helyét mutatja a Szobrász csillagképben. A térkép a jó körülmények között szabad szemmel is látható csillagok nagy részét mutatja, magát a galaxist pedig egy piros ovális jelöli egy körben (az NGC 300 esetében 300-zal jelölve).
Ábra forrása: ESO
Morfológiai besorolása szerint az NGC 300 SA(s)d típusú spirálgalaxis, vagyis küllő nélküli, laza spirálkarokkal rendelkező rendszer, melyben központi dudor gyakorlatilag egyáltalán nem alakult ki.
A galaxis izoláltnak tekinthető. Vagyis, nincsenek a közelében olyan más galaxisok, amelyek számottevő gravitációs hatást gyakoroltak volna rá, így fejlődése hosszú időn át zavartalan lehetett. Jelentős galaxisütközések nem befolyásolták történetét. Elszigeteltsége nemcsak a morfológiáját, hanem kémiai és dinamikai fejlődését is alapvetően meghatározta.
A spirálgalaxisokat a spirálkarok megjelenési formája alapján a csillagászok hagyományosan három fő csoportba sorolják. Az elsőbe a szabályos spirálgalaxisok, az úgynevezett „grand design” csillagrendszerek tartoznak, amelyeket két szimmetrikus, hosszú és jól követhető spirálkar jellemez. Bár a legtöbbünk fejében ez él „tipikus” spirálgalaxisként, valójában az ilyen galaxisok a spirálisok mindössze tíz százalékát teszik ki. A második csoportot a pelyhes (flocculent) spirálgalaxisok alkotják, amelyekben a karok szakadozottak, nehezen követhetők, a korong szerkezete első pillantásra rendezetlennek, kaotikusnak tűnik; ide tartozik a spirálgalaxisok mintegy harminc százaléka. A harmadik csoportot a sokkarú (multiple arm) galaxisok képviselik, ahol a belső régiókban még felismerhetők markánsabb karok, kifelé haladva azonban a szerkezet egyre töredezettebbé válik. Nem véletlen, hogy a kutatók egy része a pelyhes és a sokkarú galaxisokat közös csoportként kezeli.
Az NGC 300 morfológiai értelemben a pelyhes spirálgalaxisok közé sorolható. Spirálkarjai nem rajzolódnak ki élesen, inkább kartöredékek, csillagkeletkezési csomók és emissziós ködök mozaikja adja a spirális benyomást. De hogyan jönnek létre egyáltalán a spirálkarok, és miért jelennek meg ennyire eltérő formában a különböző galaxisokban?
A klasszikus magyarázatot C. C. Lin és F. Shu dolgozta ki az 1960-as években. Elméletük szerint a spirálkarok nem anyagi értelemben vett „valódi karok”, hanem a galaxis korongján körbefutó sűrűséghullámok látható megnyilvánulásai. Ezekben a hullámokban az anyag – csillagok, gáz és por – átmenetileg nagyobb sűrűségben van jelen, mint a korong többi részében; a tömegsűrűség relatív fluktuációja jellemzően 10–20%. A spirál alakú hullámok a galaxis anyagától függetlenül, kvázi merev testként rotálnak. Több rotációs perióduson keresztül fennmaradhatnak, ami sok százmillió évet jelent.
A csillagok és a gázfelhők azonban differenciális rotációt végeznek: minél közelebb vannak a galaxis centrumához, annál gyorsabban kerülik meg azt. Így a belső régiókban ezek utolérik a sűrűséghullámot, míg a külső területeken a hullám éri utol ezeket. Amikor egy csillag közel kerül a hullámhoz, annak nagyobb tömegsűrűsége „behúzza” a csillagokat, és „visszafogja” egy darabig, mintha közlekedési dugóba került volna, a galaktikus sztrádán. Idővel azonban a csillag keresztüljut a sűrűséghullámon. Amikor viszont egy gázfelhő lép be a nagyobb sűrűségű tartományba, összenyomódik, és ha eléri a gravitációs összeomláshoz szükséges feltételeket, megindul benne a csillagkeletkezés. A hideg molekuláris gázfelhőkben születő csillagoknak időre van szüksége, hogy kellően összesűrűsödve, magjukban beinduljon a hidrogénfúzió. Egy nagytömegű csillag esetén ehhez nagyjából 100 ezer év szükséges, míg a kisebb tömegűeknél ez akár több tízmillió évig is eltarthat. Mindeközben a sűrűséghullám tovább halad, de mire az újszülött csillagok bölcsője eléri a hullám peremét, már felragyognak a nagytömegű csillagok. Ezek az O- és B-típusú csillagok erős UV-sugárzásukkal nagy területen ionizálják az őket körülvevő gázfelhőket, amelyek ennek köszönhetően szintén világítani kezdenek. A fiatal nagytömegű csillagok és az ionizált gázfelhők, vagyis az úgynevezett HII régiók keltik életre a spirálkarokat, ezeknek köszönhetően válik láthatóvá a spirális szerkezet. A hatalmas tömeggel rendelkező csillagok azonban nem élnek sokáig: alig 5–10 millió év alatt leélik életüket. E rövid idő alatt galaktikus keringésük során nem jutnak messzire a születési helyüktől, vagyis mindig a sűrűséghullám peremén figyelhetők meg. A kisebb tömegű és halványabb társaik azonban megkezdik számtalan cikluson át tartó keringésüket, benépesítve a korongot. A karok nem is tömegük, hanem a bennük zajló csillagkeletkezés miatt fényesebbek a galaxis más részeinél.
A Lin–Shu-elmélet elsősorban a szabályos, szimmetrikus, egybefüggő karokkal rendelkező galaxisok felépítésére ad kielégítő magyarázatot. A pelyhes spirálgalaxisok esetében azonban a spirálkarok nem globális, hosszú életű struktúrák, ám itt is kapcsolatban állnak a csillagkeletkezéssel. A karok kialakulása azzal kezdődik, hogy a gázban igen gazdag galaxis bizonyos régióiban lokális gravitációs instabilitás lép fel az intersztelláris gázfelhőkben. Ennek hatására beindul a tömeges csillagkeletkezés. Mivel a galaxis differenciális rotációt végez – ahogy fentebb is említettem –, a frissen keletkezett csillagok lassan spirális mintázatot rajzolnak ki. Létrejön a kar, vagy kartöredék, teletűzdelve kékes fényű csillaghalmazokkal és vöröses színben pompázó HII régiókkal. Az idő előrehaladtával a nagyobb tömegű, fényesebb csillagok elpusztulnak, így a „kivilágítás” megszűnik, a struktúra lassan elenyészik. Mindez a galaxis több pontján, időben eltolva zajlik. Karok alakulnak ki itt, és tűnnek el ott. A spirálminta így folyamatosan alakul és átrendeződik. Az NGC 300 pelyhes spirálszerkezete jól illeszkedik ehhez a képhez. Izolált fejlődése, a küllő és a központi dudor hiánya, valamint a korong egészére kiterjedő, mérsékelt csillagkeletkezés mind arra utalnak, hogy spirálkarjai nem egyetlen, hosszú életű sűrűséghullám lenyomatai, hanem sok, egymást követő lokális folyamat eredményei.
A galaxis szerkezetét kvantitatívan is jól jellemzi, hogy csillagkorongjának felszíni fényessége jó közelítéssel exponenciális profilt követ. Ez azt jelenti, hogy a korong középpontjától kifelé haladva a fényesség egy meghatározott skálahosszon belül e⁻¹-re, vagyis nagyjából a harmadára csökken. Az NGC 300 esetében ez az érték körülbelül 1 kpc nagyságrendű. Az ilyen exponenciális korongok tipikusan nyugodt, zavartalan fejlődésre utalnak, és összhangban állnak azzal a képpel, hogy az NGC 300 hosszú időn át jelentős külső zavarások nélkül fejlődött.
A kémiai evolúciós modellek további fontos részleteket árulnak el a galaxis múltjáról. Az NGC 300 esetében a csillagkeletkezés úgynevezett inside-out módon zajlott. A belső régiókban korábban és intenzívebben indult meg, míg a külső korong csak fokozatosan, később épült fel. Ezt tükrözi a megfigyelt oxigén/hidrogén gradiens is, amely szerint a galaxis belsejében nagyobb ez az arány, míg kifelé haladva a gáz és a csillagok egyre szegényebbek oxigénben. Míg a hidrogén a Világegyetem keletkezése óta jelen van, addig az oxigént a csillagok gyártották le. Az O/H arány megbízható nyomjelzője a csillagkeletkezés hosszú távú alakulásának. A modellek azt is mutatják, hogy a fejlődést lassú, folyamatos gázbeáramlás kísérte, amelyet kis sebességű, körülbelül −0,1 km/s nagyságrendű radiális áramlások jellemeztek.
A galaxis dinamikai tulajdonságait a gáz- és csillagmozgások elemzése tárja fel. A HI (semleges hidrogén gáz) rotációs görbék alapján az NGC 300 forgását mintegy 18–20 kpc (58,7–65,2 ezer fényév) sugárig tudták nyomon követni az ATCA rádiótávcsöves megfigyelésekkel (az Australia Telescope Compact Array hat azonos, 22 méteres távcsőből álló rendszer), ami közel 36–40 kpc (117–130 ezer fényév) fizikai átmérőt jelent. Ezen a tartományon belül a teljes dinamikai tömeg nagyságrendileg 1011 naptömeg, miközben a csillagkomponens tömege ennek csupán néhány százaléka (kb. 1,928 x 109 naptömeg). A galaxis tehát erősen sötétanyag-dominált rendszer, ami összhangban van a küllő és a központi dudor hiányával is. Fontosnak tartom megemlíteni, hogy az általam használt szakirodalomban az NGC 300 csillagkorongját az optikai tartományban mindössze nagyjából 9–10 kpc (29–33 ezer fényév) sugárig vizsgálták csak, ahol még kimutatható a csillagkeletkezés és a kémiai fejlődés nyoma. Ez alapján az aktív csillagkorong átmérője körülbelül 18–20 kpc (59–65 ezer fényév). A galaxis külső, halványabb régiói ennél még tovább is terjedhetnek az optikai tartományban, ám ezek már csak kis mértékben járulnak hozzá az összfényességéhez. A HI régiók tehát jelentősen túlnyúlnak a megfigyelhető csillagkorongon. Ezen értékek, és tulajdonságai alapján, az NGC 300-at az úgynevezett M33-tömegű spirálgalaxisok közé sorolják: olyan rendszerek közé, amelyek már jól fejlett spirálszerkezettel rendelkeznek, ugyanakkor viszonylag kis tömegűek.
Jobbra a saját felvételem az NGC300-ról, balra az M33-ról készített felvétel, mely az ESO chilei Paranal Obszervatóriumában működő VLT Survey Telescope-pal (VST) készült (g, r és Hα-szűrő – OmegaCAM). A két műszer nem egy „liga” természetesen, de érdemes összehasonlítani a két galaxist.
M33 kép forrása: ESO
Az M33 (Triangulum-galaxis) az északi égbolt, míg az NGC 300 a déli égbolt jellegzetes, kis tömegű spirálgalaxisa; számos tekintetben közeli rokonok, hiszen mindkettőre jellemző a küllő nélküli felépítés, a nyitott spirálkarok, a kisméretű vagy hiányzó központi dudor, valamint a mérsékelt, az egész korongra kiterjedő csillagkeletkezés. Morfológiai értelemben azonban nem teljesen azonos típusú rendszerekről van szó. Az M33-at a szakirodalom többnyire a sokkarú (multiple-arm) spirálgalaxisok közé sorolja: belső régióiban több, viszonylag jól követhető spirálkar indul ki, amelyek kifelé haladva egyre inkább felaprózódnak és elágaznak, de még nagyobb léptékben is felismerhető spirális íveket formálnak. Ezzel szemben az NGC 300-ban a spirális szerkezet nem egyetlen, nagy léptékben szervezett mintázatként jelenik meg, hanem időben és térben változó, lokális csillagkeletkezési folyamatok „rajzolják ki”, ami a pelyhes spirálgalaxisokra jellemző megjelenést eredményezi.
Az eltérés oka, hogy két galaxis fejlődési útja nem volt azonos. Míg az M33 belső evolúcióját a Lokális Csoport összetett dinamikai viszonyai és a nagyobb galaxisokkal való kölcsönhatások is befolyásolhatták, addig az NGC 300 hosszú időn át izolált környezetben formálódhatott. Ez a különbség jól tükröződik a korong szerkezetében és fényeloszlásában is: az NGC 300 esetében a felszíni fényesség kifelé haladva közel exponenciálisan csökken, ami nyugodt, zavartalan fejlődésre utal.
Az NGC 300 így nem pusztán az M33 déli égbolti megfelelőjeként értelmezhető, hanem egyfajta referenciarendszerként is: olyan kis tömegű spirálgalaxisként, amelynek fejlődését döntően belső folyamatok formálták. Ilyen értelemben, fontos támpontot nyújt a kis tömegű spirálgalaxisok fejlődésének megértéséhez.
A Messier 22 (M22) gömbhalmaz a Nyilas csillagképben
iTelescope.net T32 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 17″ – 43 cm, f/6.8 – ZWO ASI 6200MM Pro kamera
A felvételek 2025-05-03 és 2025-05-23 között készültek – Siding Spring Observatory (Ausztrália) – 30 x 180 sec L, 12 x 180 sec R, 12 x 180 sec G, 12 x 180 sec B
(Kép orientációja: észak alul, nyugat balra)
A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.
A Messier 22 (M22), avagy NGC 6656, számomra nem csupán egy a csillagok között megbúvó gömbhalmaz, hanem élmény és rituálé is egyben. A Meteor Távcsöves Találkozók (MTT) hangulata, a közös észlelések és az együtt eltöltött nyári éjszakák mind összefonódtak bennem vele. Több helyen éltem már, de valahogy mindig úgy hozta a sors, hogy otthonról nem láthattam a déli eget, ezért a M22 megfigyelése rituálévá vált: ha MTT, akkor újra meg kell csodálnom a halmaz szépségét. Lélekben már a 2025-ös táborra készültem, amikor májusban elkezdtem a felvételeket.
És valóban van mit csodálni: a M22 a Tejútrendszer egyik legközelebbi és legfényesebb gömbhalmaza az északi égbolton. Látszólagos fényessége +5,1 magnitúdó, a Nyilas csillagképben található. Mivel deklinációja −23° 54′, az északi féltekéről nézve alacsonyan látszik, így Magyarországról talán nem olyan látványos, mint a nyári távcsöves bemutatók egyik állandó sztárja, az M13 gömbhalmaz.
Megtalálásához elegendő, ha kb. 2,5°-kal északkeletre keressük a teáskannára emlékeztető Nyilas csillagép „tető-” csillaga (KausBorealis) közelében. Jó időjárási körülményeknél már binokulárral is halvány foltként látszik – a távcső átmérőjét növelve pedig egyre több fényes csillaga rajzolódik ki.
Térkép forrása: freestarcharts.com
A Nyilas csillagkép (Sagittairus), és így az M22 is viszonylag alacsonyan (20 fok alatt) delel hazánkból nézve. Fontos, hogy jó rálátásunk legyen a déli horizontra, ha meg szeretnénk figyelni a gömbhalmazt!
Körülbelül 30-35 ívperc körüli a látszólagos átmérője az égbolton, vagyis nagyjából a teli Hold látszó méretével egyezik meg. A pontos érték a mérési pontosságtól és a definíciótól (pl. hol húzzuk meg a halmaz határát) függ. De mekkora is valójában? Távolságát a benne található RR Lyrae változócsillagok fénygörbéjének elemzésével és Gaia műhold asztrometriai méréseivel határozták meg, és az eredmények eléggé egységesen 3.2 kpc (kb. 10 400 fényév) körül mozognak. A valódi átmérője tehát nagyjából 90–105 fényév. Ezzel, közepes méretűnek számít a Tejútrendszer kicsit több, mint 150 ismert gömbhalmaza között, de így is több 100 ezer idős csillagnak ad otthont. Teljes tömege 470 ezer naptömeg (Javier Alonso-García és mások – 2025). Kora a különböző tanulmányok szerint 11–13 milliárd év.
Az M22-őt „keretező” sűrű csillagmező oka, hogy tőlünk nézve (Sun – Nap) a Tejútrendszer centrumának irányába helyezkedik el, majdnem a korongjának a síkjában.
Kép forrása: SkySafari
Amikor a fenti felvételemre pillantunk, vagy éppen távcsövön keresztül szemléljük az M22-t, már csak a Nap tömegénél kisebb tömegű csillagok ragyogását figyelhetjük meg. A csillagok élttartama tömegüktől függ. A valaha legfényesebb, a Nap tömegét több mint nyolcszorosan meghaladó csillagok már réges-régen „kihunytak”, miután szupernóvaként lángoltak fel. De a közepes tömegűeket, vagyis a Nap tömegét nagyjából kétszeresen, de maximum nyolcszorosan meghaladó csillagokban is leálltak a fúziós energiatermelő folyamatok, ma a gömbhalmazok fehér törpe populációját gyarapítják, hogy aztán sok-sok évmilliárd év alatt nagyon lassan kihűljenek. 10 milliárd év után a gömbhalmazokban – márpedig a Tejútrendszer gömbhalmazai jellemzően ennél is idősebbek -, már csak a Nap tömegé a Nap tömegénél kisebb tömegű csillagok belsejében folyik energiatermelés. Ez a helyzet az M22 esetében is.
Az M22 Hertzsprung-Russel diagramja (szín-fényesség diagramja). A balra az X tengelyen a gömbhalmaz csillagjainak B és V szűrőkkel mért fényességének különbsége (B-V színindex), míg a jobbra a V és I (infravörös) szűrőkkel mért fényességek különbsége (V-I színindex) került feltüntetésre. Az Y tengelyen egységesen a V szűrővel mért fényesség olvasható le (V magnitúdó).
Az ábrán sematikusan megjelöltem az egyes ágakat: Main Sequence – Fősorozat, Giant Branch – Óriás ág, Horizontal Branch – Horizontális ág, Asymptotic Giant Branch – Aszimptotikus óriás ág
Az eredeti ábra forrása: L. Monaco és mások (2004)
A legfényesebb csillagok nagy része az M22-ben az ún. vörös óriás ághoz tartozik (Red Giant Branch – RGB). Tömegük 0.75-0.8 naptömeg. A Nap tömegének nagyságrendjébe eső, a fősorozatot elhagyó csillag esetén a hidrogén fúzió már régen nem a magban zajlik. Ekkora, a hidrogén héliummá történő átalakítása már a magot körülvevő külső héjba tevődik át, melynek következtében a csillag felfúvódik, és külső része lehűl, így jut el a vörös óriás fázisba. Mivel alacsonyabb a felszíni hőmérsékletük (~4200–4800 K), ezért vörös-sárgás az árnyalatuk (B–V színindexük 1 körüli). Abszolút fényességük -2 – -3 magnitúdó (MV), vagyis ilyen fényesek lennének az éjszakai égbolton, ha 10 pc távolságra lennének tőlünk. Ha tényleg így lenne, akkor az egünkön látható össze csillagot túlragyognák ezzel. Nem is beszélve arról, bár gömbhalmazonként jelentősen eltérhet, de általánosságban elmondható, hogy a csillagok távolsága a gömbhalmazokban nagyságrendileg 1 fényév. Összehasonlításként, a Proxima Centauri, a Naphoz legközelebb lévő csillag 4.24 fényév távolságra van tőlünk. A magban azonban ennél is extrémebb a helyzet. Ott két csillag közé éppen beférne a Naprendszerünk. Százszor vagy akár ezerszer közelebb vannak egymáshoz a tagok, mint a Nap közelében a csillagok.
A vörös óriás fázist követő állapot megtestesítői a horizontális ág tagjai. Ezek a magjukban már héliumból szenet hoznak létre. Ez a folyamat a kék szín irányába tolja a csillag fényét (B-V színindexük ~ 0 vagy kisebb), minthogy összehúzódnak és felszíni hőmérsékletük megemelkedik (~8000–11000 K). Abszolút fényességük +1 – 0 magnitúdó (MV), de a legfényesebbek a -1 magnitúdót (MV) is elérhetik. Valamivel halványabbak és magasabb felszíni hőmérsékletűek tehát, mint a vörös óriások. Kiemelném, hogy az M22 úgynevezett kék horizontális ága (Blue Horizontal Branch – BHB) igen kiterjedt és viszonylag népes is.
Továbbá ott vannak még a fentebb említett RR Lyrae típusú csillagok. Ezen halmazváltozóknak is nevezett csillagok pulzációs periódusa és abszolút fényessége között reláció áll fenn, így tökéletesek távolság meghatározására. Abszolút fényességük 0.5 magnitúdó (MV) körül változik, miközben fél nap körüli periódussal pulzálnak. Nincs belőlük sok az M22-ben, a mai napig összesen 23 ilyen csillagot sikerült halmaztagként azonosítani (Javier Alonso-García és mások – 2025). Az RR Lyrae változó csillagok magjában is már javában folyik a hélium szénné alakítása. Bár a szakirodalom gyakorta előbb a gömbhalmazok horizontális ágát taglalják, majd kitérnek az RR Lyrae változó csillagokra, de valójában ezek is a horizontális ág tagjai. Annak egy meghatározott részén helyezkednek el. De mitől pulzálnak ezek a csillagok, míg a horizontális ág többi részére ez nem jellemző?
Felszínük alatt van egy olyan réteg, ahol a hidrogén és a hélium még csak részben ionizált. Ez azt jelenti, hogy az atomok egy része már elvesztette elektronjait, de nem az összes. Ez a réteg különleges, mert itt a gáz több energiát képes elnyelni, mint a környezete. Ez a réteg átlátszatlanabb a csillag magából kifelé áramló sugárzás számára. Itt a hélium is két különböző formában van jelen: He+ (egyszeresen ionizált hélium) és He++ (kétszeresen ionizált hélium). Ez a két állapot nagyon eltérően viselkedik, és ettől alakul ki a pulzáció.
A He++ állapotban a hélium „megfogja” a csillag belsejéből érkező sugárzást, átlátszatlanabb a sugárzásra nézve. Ezért az felgyülemlik, és a sugárnyomás egyre nő, ami aztán felemeli ezt a réteget. Ahogy a réteg emelkedik, kitágul és lehűl, a benne lévő He++ pedig elektront fog be, és He+ állapotba kerül. A He+ viszont átlátszóbb, vagyis a sugárzás könnyebben kijut rajta keresztül. Mivel a sugárnyomás többlet hirtelen megszűnik, a réteg visszazuhan a csillag belseje felé, a forróbb, sűrűbb régiókba. Ott a hő és a nyomás ismét megnöveli a He++ mennyiségét, és az egész folyamat elölről kezdődik.
Ez a „lélegzés” folyamatosan ismétlődik. A He++ réteg alatt sűrűbb és forróbb az anyag, fölötte pedig ritkább és hűvösebb. Ebben a határzónában pont megfelelőek a körülmények ahhoz, hogy a gravitáció és a sugárnyomás törékeny egyensúlyi állapot körül „játsszon egymással”, mint két erő, melyek ide-oda billentik a rendszert. A csillag nem találja a nyugvópontot, így újra és újra „kileng”, és éppen ez a pulzáció lényege. A csillag mérete, felszíni hőmérséklete, így fényessége periodikusan nő és csökken. A fénygörbe a gravitáció és a sugárnyomás táncának ritmusa.
Ahhoz, hogy a pulzáció fennmaradjon, a csillagnak rendelkeznie kell egy összefüggő ionizációs zónával, ahol ez az elnyelési és kisugárzási folyamat folyamatosan zajlik. Ha a csillag túl forró, vagyis a felső rétegek is teljesen ionizáltak, akkor a mechanizmus már nem tud működni. A másik véglet, amikor a csillag túl hideg, és az erős konvektív áramlások, vagyis a csillag belső „forróbuborékjai” és „hidegbuborékjai” felkeverik, és így elpusztítják az egybefüggő ionizációs réteget. És így, a pulzáció szintén nem tud kialakulni.
Ezért láthatjuk a pulzáló változócsillagokat – mint például az RR Lyrae csillagokat – csak a Hertzsprung–Russell-diagram egy szűk sávjában, amelyet klasszikus instabilitási sávnak nevezünk. Ez a sáv olyan, mint valamiféle „lakhatási zóna” a pulzáció számára: itt a hőmérséklet és a csillag szerkezete éppen ideális ahhoz, hogy a csillagok pulzációja fennmaradjon, fényük pedig ütemesen változzon.
Gondoljunk úgy ezekre az RR Lyrae csillagokra, mint az Univerzum kozmikus metronómjaira – fényük ritmusa segít nekünk távolságokat mérni, és ezáltal feltérképezni galaxisunkat és környezetét.
Meg kell még említenem az aszimptotikus óriás ág tagjait (Asymptotic Giant Branch – AGB). Ide a csillagok azután kerülnek, hogy a hélium is elfogy, az addigra szénben és oxigénben gazdag magjukban, és a hélium fúzió az azt körülvevő külső héjba tevődik át. Az energia nagy része azonban nem itt keletkezik, hanem a külsőbb hidrogén héjban. A csillag külső rétegei ismét felfúvódnak és lehűlnek. Ennek köszönhetően a csillag fényessége ismét megnő túlszárnyalva a korábbi vörös óriás fázist, színe pedig ismét a vörös felé tolódik. Az M22 esetében is jól elkülönülnek a vörös óriás ágtól, de azoknál nagyságrendileg jóval kevesebben vannak.
Összegzésként: a távcsőbe tekintve az M22 látványát elsősorban a fentebb említett csillagok ragyogása határozza meg, míg a fősorozaton lévő, a Napnál kisebb tömegű csillagok fénye csak halvány, elmosódott „zümmögő kórusként” jelenik meg — persze a műszer méretétől függően.
Sok mindent írhatnék még az M22-ről, hiszen igen intenzíven kutatott csillagászati célpont, és több publikációt is végigolvastam vele kapcsolatban. De most inkább az amatőrcsillagászati távcsöves látványra és a fotómon kibontakozó megjelenésének tudományos hátterére koncentráltam. Vagyis arra, ami megragadott benne.
A gömbhalmazokról pár éve már írtam egy összefoglaló cikket, akit ez a téma mélyebben érdekel, annak érdemes lehet elolvasnia. Akárcsak a lentebb felsorolt cikkeket.
A Jones-Emberson 1 planetáris köd a Hiúz csillagképben (JnEr-1, PK 164+31.1)
iTelescope.net T11 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI ProLine PL11002M CCD camera
A felvételek 2023-11-11 és 2025-02-23 között készültek – Utah Desert Remote Observatory (Great Basin Desert, Beryl Junction, Utah, USA)
Teljes integrációs idő: 26.33 óra – Szűrők: AstroDon Luminance, Red, Green, Blue, Ha3_50R, OIII_50R (Expozíciós idők a szűrők sorrendjében: 600 sec, 300 sec bin2, 300 sec bin2, 300 sec bin2, 900 sec, 900 sec)
A felvételen egy a Napunkhoz hasonló csillag „végnapjai” láthatók. Sok milliárd év telt el azóta, hogy a gravitációsan összeomló por- és gázfelhőben megszületett, és hogy először felragyogott a fénye. Kezdetben csak pislákolt. Protocsillag állapotában még csak a gravitációs összehúzódásból merítette energiáját. Néhány millió vagy 10 millió év alatt (a kezdeti tömegtől függően), magjában a nyomás, és így a hőmérséklet elérte azt a szintet, hogy beindult benne a fúziós energiatermelés. Felnőttkorba lépett. De hogyan folytatódott a története?
A csillagok életük jelentős részét a Hertzsprung-Russel diagram úgynevezett fősorozatán töltik, miközben magjukban a hidrogén héliummá fúziónál. E folyamatban keletkező energiának köszönhetően képes dacolni a gravitációval. Leegyszerűsítve, a kifelé ható sugárnyomás akadályozza meg, hogy saját gravitációja összeroppantsa a csillagot. Ez a harc születésüktől fogva zajlik, s egészen halálukig, az energiatermelő termonukleáris folyamatok megszűnéséig tart. A hidrogénkészletek azonban nem tartanak örökké. Szerencséjükre a magban zajló hidrogén fúziója nem túlélésük egyetlen kulcsa. Sorsuk azonban így is beteljesül.
A Nap tömegének nagyságrendjébe eső, a fősorozatot elhagyó csillag esetén a hidrogén fúzió már régen nem a magban zajlik. Ekkora, a hidrogén héliummá történő átalakítása már a magot körülvevő külső héjba tevődik át, melynek következtében a csillag felfúvódik, és külső része lehűl, így jut el a vörös óriás fázisba. Majd miután a magban a hőmérséklet eléri a 100 millió fokos nagyságrendet, beindul a hélium fúziója. Ez a folyamat a kék szín irányába tolja a csillag fényét. Hogy mennyire, ez nagy részben a fémtartalomtól függ. (A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Egy csillag fémtartalmát általában a Naphoz szokták hasonlítani a kutatók. A világegyetem története folyamán, a csillagoknak hála folyamatosan dúsult fémekkel. Az újabb és újabb csillaggenerációk egyre több fémet tartalmaztak, így minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag a Naphoz képest, annál ősibb objektum.) A horizontális ág tagjai a magjukban már héliumból szenet hoznak létre. Ennek az ágnak a csillagai kis fémtartalmú ősi, kisebb tömegű csillagok. A Naphoz hasonló fémtartalmú, 1-2 naptömegű csillagok nem „foglalják el” a horizontális ágat, csak némileg válnak forróbbá, miközben luminozitásuk csökken. Ezek alkotják az úgynevezett vörös kupac (Red Clump a fenti ábrán) csillagait a Hertzsprung-Russel diagramon. A 2-8 naptömegűek viszont kissé nagyobb kitérőt tesznek a kék szín irányába, felszíni hőmérsékletük is jobban megemelkedik. Ezek a kék hurok (Blue Loop a fenti ábrán) csillagai. Azonban, e csillagok életében ez mindössze egy rövidke epizód.
Miután a hélium is elfogy az addigra szénben és oxigénben gazdag magban, a fúzió az azt körülvevő külső héjba tevődik át. Az energia nagy része azonban nem itt keletkezik, hanem a külsőbb hidrogén héjban. A csillag külső rétegei ismét felfúvódnak és lehűlnek. Ennek köszönhetően a csillag fényessége ismét megnő, túlszárnyalva a korábbi vörös óriás fázist, színe pedig ismét a vörös felé tolódik. A csillag elfoglalja helyét az aszimptotikus óriás ágon (AGB fázis). Ugyan a valamivel nagyobb tömegű (2-8 naptömeg közötti) csillagok némiképp más utat járnak be, de nagy vonalakban hasonló folyamatok zajlanak le azoknál is.
Az AGB fázisban a csillagok jelentős mennyiségű tömeget veszítenek a magból a felszínre emelkedett szén, oxigén és egyéb nehéz elemeknek köszönhetően porban gazdag, 10-15 km/s sebességű, sűrű csillagszél révén. Ez évente mintegy 10-7 naptömeget jelent. Ezt egy rövid ideig tartó, hirtelen felgyorsuló, intenzív anyagkiáramlás, az úgynevezett szuperszél követi. Ennek a folyamatnak a végére már szinte csak a lecsupaszított, szénben és oxigénben feldúsult forró mag marad hátra. A csillagot körbevevő anyagfelhőt ebben az állapotban protoplanetáris ködnek nevezik, ugyanis még csak visszaveri szülőcsillagának fényét (nincs még gerjesztés, mint a későbbi planetáris köd fázisban).
A magot vékony hidrogénburok veszi körül, amiben még mindig zajlik a hidrogén fúziója héliummá. A csillag így egyre forróbb, és forróbb lesz. (Balra mozogva a Hertzsprung-Russel diagramon.) A tömegvesztés lelassul évi 10-8 naptömegre. A lassú és sűrű csillagszelet 200-2000 km/s-os gyors, de kis sűrűségű csillagszél váltja fel, mely beleütközik a korábban ledobott, főleg a szuperszél időszakából származó csillagkörüli anyagba. A gyors csillagszél mintegy maga előtt tolva azt, képes sűrű héjat formálni belőle.
Mikor a csillag felszíni hőmérséklete átlépi a 30000 K-t intenzív UV sugárzásával gerjeszteni kezdi a körülötte lévő gázt. A köd többé már nem a csillag fényét veri vissza, hanem „világítani” kezd. Színképét ettől fogva a hidrogén rekombinációs vonalai, és az úgynevezett ütközéssel gerjesztett tiltott vonalak uralják. Eme utóbbiak csak roppant ritka csillagközi gázban jöhetnek létre, ezért hívják tiltott vonalaknak. Ilyen például az OIII színképvonala is, melynek köszönhetően kékeszöld fényben világít a felvételen a központi régió. Ettől a ponttól beszélünk planetáris ködről.
Alapvetően, az előbb említett különböző típusú anyagkiáramlások bonyolult kölcsönhatása az, mely meghatározza a planetáris köd felépítését, szerkezetét. Hihetetlen tűnik, de kezdeti tömegüknek akár több mint a felét is elveszíthetik a csillagok késői fejlődési fázisukban. Illetve, az esetenként akár 100000 K-nál is nagyobb felszíni hőmérsékletű központi csillag intenzív UV sugárzása teszi a ködöt „láthatóvá”.
Azt mindenképpen ki szeretném emelni, hogy az AGB fázisban történő anyag kibocsájtás, tömegvesztés pontos megértése még várat magára. Sok minden nem teljesen világos még a csillagászok előtt.
A planetáris ködök csillagászati időskálán mérve roppant gyorsan jönnek létre. Az AGB fázis végén ehhez elég mindössze néhány évszázad. Létezésük pedig alig pár tízezer év. A planetáris ködök szülőcsillagai nem elég nagytömegűek, hogy magjukban beinduljon a szén és az oxigén fúziója. Idővel a nukleáris fúzió a külső rétegekben is leáll. A csillagszél megszűnik, és lassan a fehér törpe állapotba jut a csillag. Mire ez a folyamat teljesen befejeződik, a planetáris köd elenyészik az űr sötétjében, láthatatlanná válik. Mai ismereteink szerint ez a sorsa minden 0.8 és 8 naptömeg közötti csillagnak. Tehát elég széles az a tömegtartomány, ahol planetáris köd születik a csillag haláltusájában.
Ez a fentebb ismertetett, úgynevezett kölcsönható csillagszél modellel tehát nagyszerűen megmagyarázható, hogy miként keletkeznek a sűrűbb héjak a lassan haldokló csillag körül. Azonban a legtöbb planetáris köd egyáltalán nem gömbszimmetrikus. Tekintélyes hányadukra például sokkal inkább jellemző valamiféle tengelyes szimmetria (bipolárisak, esetleg multipolárisak).
Egyre elfogadottabb az a nézet, hogy a gömbszimmetriától való eltérés magyarázata, a központi csillag kettőssége. A planetáris ködök központi csillagainak hatoda ráadásul nem is kettős, de hármas rendszer tagja. Ilyen esetekben még a tengelyes szimmetria sem teljesül. De mi a helyzet azokkal a ködökkel, amelyek középpontjában magányosnak tűnő csillag csücsül, és mégsem gömbszimmetrikusok? Az elméleti megfontolások szerint nincs szükség feltétlenül csillagkísérőre, hogy működjenek a fentebb vázolt mechanizmusok. Már egy barna törpe társ, vagy akár a csillag bolygórendszere is képes „tönkretenni” a szabályos gömbformát. Napjainkban már több ezer exobolygóról van tudomásunk, s azt is tudjuk, hogy a bolygórendszerek igen gyakoriak a csillagok körül. Mondhatni, szinte nincs is valójában magányos csillag, csupán olyan, melynek nincs csillagtársa.
Mi a helyzet a Jones-Emberson 1 (továbbiakban JnEr-1) központi csillagjának esetében? A megfigyelések szerint, mutat némi infravörös többletet (infrared excess), ami arra utal, hogy talán van egy kísérő csillaga. Amennyiben ez valóban létezik, akkor spektrális típusa valószínűleg M4 vagy annál későbbi. A kísérő csillag jelenléte tehát nem zárható ki. Ugyanakkor a TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite, a NASA által 2018-ban indított űrtávcső, amelynek célja exobolygók felfedezése a Naprendszeren kívül) fénygörbéi nem mutattak semmiféle olyan variabilitást, ami egy szoros kettős rendszert feltételezne. Ez azt jelenti, hogy bár a kísérő csillag jelenléte lehetséges, a fénygörbék alapján nem tűnik úgy, hogy a JnEr-1 központi csillaga egy szoros bináris rendszer része lenne (Alba Aller és mások – 2024). Közvetlen bizonyítékunk, ami megerősítené egy társ jelenlétét, egyelőre tehát nincs.
(A planetáris ködökről korábban írtam egy részletesebb cikket, akit mélyebben is érdekel a téma, az elolvashatja itt.)
A Jones-Emberson 1 planetáris köd (JnEr-1, PK 164+31.1) – képkivágás
A köd közepében látható, PG1159 típusú forró, és ezért kékes színű csillag hozta létre magát a ködöt, ledobva a külső rétegeket, ezzel feltárva magát a magot.
A JnEr-1 planetáris köd és szülőcsillagjának pontos asztrofizikai paramétereit sokáig jelentős bizonytalanság övezte. Az utóbbi évtized viszont jelentős változást hozott. A Gaia űrteleszkópnak hála, amelyet az Európai Űrügynökség (ESA) indított 2013-ban. Fő küldetése a Tejútrendszer csillagjainak megfigyelése, pontosabban azok feltérképezése, hogy részletes adatokat gyűjtsön róluk, beleértve azok helyzetét, mozgását, fényességét, távolságát és más asztrofizikai jellemzőket. A Gaia küldetés célja egy háromdimenziós térkép készítése a Tejútrendszerről, hogy jobban megértsük annak szerkezetét és fejlődését. A Gaia misszió égboltot felmérő szakasza 2025 elején lezárult. Több mint 3 billió megfigyelést végzett, majdnem 2 milliárd csillagról és egyéb kozmikus objektumról. Az adatközlések folyamatosak. Már az első (Gaia DR1 2016. szeptember 14-én) is több mint 1 milliárd csillag helyzetét és fényességét tartalmazta. A második adatközlésben (Gaia DR2 2018. április 25-én) szerepeltették a csillagok pontos helyzetét, mozgását, fényességét, távolságát és más asztrofizikai jellemzőit. Ezeket további kettő követte (Gaia EDR3 2020. december 3-án és Gaia DR3 2022. június 13-án). Elérhetővé váltak a változó csillagok adatai, és az exobolygó jelöltek is. Végül, a cikk írásakor, a legutóbbi adatsorban (a Gaia FPR 2023. október 10-én) publikálták a teljes asztrometriai, fotometriai és radiális sebesség katalógust, valamint az összes változó csillagra és kettős vagy többszörös csillagrendszerekre vonatkozó méréseket. A Gaia projekt révén nagyot lépett előre a csillagászat. A kutatók kezébe került az eddigi legpontosabb Tejútrendszer térkép. 2026-ban és 2030-ban újabb adatsorokat tesznek majd közzé a projekt résztvevői, azonban már a korábban publikáltak is igazi „aranybányák” precizitásuk révén.
Két csillagász, Alaa Ali és Wedad R. Alharbi tanulmányukban a planetáris ködök, illetve központi csillagaik fizikai és kinematikai jellemzőit vizsgálta a Gaia űrmisszió által nyújtott parallaxis és sajátmozgás méréseket is felhasználva. A planetáris ködöket központi csillagjaik alapján választották ki. Egészen pontosan, az úgynevezett PG1159 típusú központi csillagokat, és az azokat körülvevő planetáris ködöket vizsgálták.
A PG1159 típusú objektumok (a PG 1159-035 prototípus után kapták nevüket) képviselik a csillagok evolúciós útján a fehér törpe állapot megelőző utolsó állomást. Ezen csillagok atmoszférájában a hélium és a szén dominál, továbbá jellemzően planetáris ködök központjában helyezkednek el. A JnEr-1 kékes színű központi csillaga is pontosan ebbe a kategóriába tartozik.
A Gaia DR2 precíz parallaxis mérései biztosították a kutatók számára a pontos távolságát a vizsgált csillagoknak, ami a JnEr-1 esetében 979 pc, ami kb. 3200 fényévnek felel meg. Ha a távolság már ismert, akkor az abszolút fényesség is meghatározható, amely magnitúdóban megmutatja, hogy milyen fényes lenne a csillag 10 pc távolságból. De nemcsak a csillagok távolsága, luminozitása, hanem az effektív felszíni hőmérséklete, felszíni gravitációs gyorsulása is ismerté vált nagy pontossággal. Ez pedig megnyitotta a csillagászok előtt az utat, hogy modellezék a fejlődésüket, és ezt összehasonlítsák a valósággal.
A modellekben különböző tömegekkel és meghatározott kémiai összetételekkel számoltak. Ezektől nagyban függ, hogy milyen életutat jár be egy csillag, ahogy erre már korábban is utaltam. Majd megnézték, hogy miként illeszkednek a vizsgált PG1159 csillagok ebbe a képbe. Azt találták, hogy a vizsgálati csoport tagjai életük elején 0.9 és 1.75 naptömeg közöttiek lehettek. Mostani tömegük pedig átlagosan 0.58 ± 0.08 naptömeg. Maga a JnEr-1 centrális csillaga 0.56 ± 0.04 naptömegű. Valóban, ahogy fentebb is írtam, durván tömegük felét elvesztették már a késői fejlődési fázisukban ezek a csillagok.
Arra a kérdésre is keresték a választ, hogy milyen korúak lehetnek maguk a planetáris ködök. Összevetették a modellekből származó evolúciós kort, és a ködök tágulási sebességéből adódó dinamikai kort. Egészen jó egyezést kaptak az átlagot tekintve. 25.5 ± 5.3 ezer év lett az átlagos evolúciós kor, míg 28 ± 6.4 ezer év az átlagos dinamikai kor. A JnEr-1 esetében azonban jelentősebb az eltérés a két érték között. A fejlődési modellek szerint 36.8 ± 7 ezer év a kora, míg a tágulási sebességből számított 44.5 ± 5.4 ezer év. Viszonylag idős planetáris ködről van szó tehát, és éppen ezért nem meglepő, hogy kiterjedésével is kitűnik a planetáris ködök közül: átmérője 0.90 ± 0.13 pc, vagyis nagyjából 2.9 fényév a Gaia DR2 adatok alapján.
A kora és a nagy kiterjedése még két következményt von maga után: nagyon halvány felületi fényességű. Kihívás a vizuális megfigyelése és a digitális megörökítése is. De igazi égi csemege egy amtőrcsillagásznak ez a 6.3 ívperc kiterjedésű csillagászati objektum a Hiúz csillagképben. Már tél elején is alkalom nyílik a megfigyelésére, de akkor még csak hajnalban. Aki inkább az esti időpontokat preferálja, annak inkább az év első hónapjait ajánlom. Kevés róla a hazai feltöltött észlelés a Magyar Csillagászati Egyesület archívumában . Bátorítom az olvasót, hogy legyen ő a következő a sorban, és észlelését töltse is fel!
A felvételek 2024-03-09 és 2024-04-10 között készültek – Siding Spring Observatory (Ausztrália) – 29 x 600 sec L, 10 x 600 sec R, 10 x 600 sec G, 10 x 600 sec B
(Kép orientációja: észak felül, nyugat jobbra)
A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.
Az NGC5078 és IC879 galaxis páros a Hidra csillagképben, vagy más nevén az Északi Vízikígyó csillagképben található. Hazánkból nézve sosem emelkedik 14,5 foknál magasabbra a horizont felé. Megfigyeléséhez érdemes délre utazni, vagy a déli félteken távcsőidőt bérelni. Eme utóbbi lehetőséget választottam én is. A fotó elkészítéséhez az ausztráliai Siding Spring Observatory T32-es robottávcsővét béreltem ki.
Az NGC5078 galaxis a Hidra csillagképben található. Kicsitt több, mint 4 fok választja el a γ Hya (Gamma Hydrae) csillagtól.
Mind a két galaxis az NGC5061 laza galaxiscsoport tagja, melynek jelenleg 10 tagja ismert. Az NGC5078-ra kezdetben lentikuláris galaxisként tekintettek. Ma már tudjuk, hogy spirál galaxisról van szó. De miért kellettek évtizedek, hogy ezt a csillagászok felismerjék? Egyáltalán miben hasonlítanak és miben térnek el egymástól a két típus képviselői?
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. Porban viszonylag ezek is gazdagok. Ellentétben a spirál galaxisokkal, a lentikuláris galaxisokban csekély mennyiségű molekuláris gáz található, ezért alacsony bennük a csillagkeletkezési ráta. 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. Ugyanakkor, bizonyos lentikuláris galaxisokban, a küllős spirál galaxisokhoz hasonlóan szerkezet (az angol nyelvű irodalomban: bar) figyelhető meg. Továbbá, bennük a csillagok dinamikája is nagyon hasonlatos a spirál galaxisokéhoz, ugyanis eltolva az ezek esetében érvényes Tully-Fisher reláció diagramját megkapjuk a lentikuláris galaxisokra jellemzőt. Az NGC5078 korongjára az éléről látunk rá, és ebből a nézetből sokszor nem is olyan könnyű megkülönböztetni a spirál galaxisokat és a lentikuláris galaxisokat. Ezért is volt sokáig bizonytalan a morfológiai besorolása.
A csillagászati megfigyelési módszerek fejlődésével, illetve az űrtávcsövek térnyerésével lehetővé vált a galaxisok alaposabb vizsgálata. A Spitzer infravörös űrtávcsővel történt átfogó, 2352 közelebbi galaxist magában foglaló felmérésnek köszönhetően (Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies – S4G), lehetővé vált a galaxisok osztályozásának további finomítása, és az addig kérdéses esetek tisztázása. Az infravörös tartomány olyan részleteket is felfed, melyeket a csillagok közötti térben lebegő por vagy gáz elfed a látható elektromágneses sugárzás tartományában.
75 közelebbi galaxisról készült Spitzer felmérésből összerakott Hubble-de Vaucouleurs galaxis morfológiai diagram, mely az egyes galaxis típusokat mutatja. Az infravörös tartományban készült felvételek sokkal többet elárulnak egy-egy galaxis belső felépítéséről, így könnyebé téve azok tanulmányozását, illetve besorolását. Forrás: NASA/JPL-Caltech/K. Gordon (STScI) és a SINGS (Spitzer Infrared Nearby Galaxiies Survey) csapat.
Ma már tehát tudjuk, hogy az NGC5078 a spirál galaxisok családjába tartozik. Csakúgy, mint az IC879. Igaz, itt sokkal könnyebb dolga volt a csillagászoknak, mert kitűnő rálátásunk nyílik a korongjára. A felvételemen jól látható, hogy a spirálkajai nem a magból, hanem az úgynevezett küllőből (bar) indulnak ki, amely sokkal prominensebb a halvány karokhoz képest. Az IC879 küllős spirál galaxis.
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 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 NGC5078 galaxis (a képen balra), és az IC879 galaxis (a képen jobbra) – képkivágás az eredeti felvételemből.
A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.
Az NGC5078 és az IC879 az égen látszólag közel helyezkednek el, de a valóságban is így van ez?
A világegyetem tágulásának köszönhetően a galaxisok színképében megfigyelhető vöröseltolódás nagysága azok távolságával arányos. Ezt az összefüggést nevezik Hubble-törvénynek. Az ember elsőre a vöröseltolódást, mint a távolodás sebességét értelmezi. A Doppler-effektusból kiindulva, szokás a vöröseltolódás mértékéül azt a sebességet megadni, amivel a galaxis távolodik tőlünk. Gyakran mondják, hogy a galaxisok távolodnak tőlünk, méghozzá látszólag annál nagyobb sebességgel, minél nagyobb a távolságuk. Ugyanezt érzékelnénk, egy másik tetszőleges galaxisból szemlélve az eseményeket. A távoli csillagrendszerek vöröseltolódása valójában nem a Doppler-effektushoz köthető, vagyis nem a megfigyelőtől távolodó galaxis mozgása okozza. Arról van szó, hogy az egész tér tágulása miatt a fény hullámhossza „megnyúlik” azon az úton, míg az adott galaxistól hozzánk elér. Minél távolabb van tőlünk az objektum, annál hosszabb utat tesz meg az onnan érkező elektromágneses sugárzás, így az égitest spektrumában a színképvonalak a távolsággal arányosan egyre jobban a vörös szín felé tolódnak. A vöröseltolódást megmérve kiszámítható tehát a távolság.
Az NGC5078 vörös eltolódáson alapuló távolsága: 28.96 ± 2.08 Mpc, ami körülbelül 94.5 ± 6.8 millió fényévnek felel meg. (A NED adatai alapján – NASA/IPAC Extragalactic Database)
Az IC879 vörös eltolódáson alapuló távolsága: 31.61 ± 2.27 Mpc, ami körülbelül 103.1 ± 7.4 millió fényévnek felel meg. (A NED adatai alapján – NASA/IPAC Extragalactic Database)
Látható, hogy a távolságadatokban van egy jelentős bizonytalanság. Vannak más, a távolság meghatározására alkalmas extragalaktikus mérési módszerek is, de ezen galaxisok esetében egyelőre ezeket nem alkalmazták. Mindenesetre elmondható, hogy a két galaxis szeparációja akár a Tejútrendszert és a Kis- és Nagy Magellán Felhőket elválasztó tartományába is eshet, vagyis talán nem több 100-200-300 ezer fényévnél. De akár több milliónyi fényévre is lehetnek egymástól. Azonban, az NGC5078 porsávjait alaposabban megnézve, azok jelentős torzulást mutatnak, mégpedig valószínűleg az IC879 galaxissal való árapály kölcsönhatás miatt. De az utóbbi maga is „S” alakban torzult, pekuláris spirál galaxis. Valószínűbb tehát, hogy viszonylag közel vannak egymáshoz.
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.
E két kölcsönható galaxis esetében, ellentétben az általam korábban fotózottakkal, nem mondható el, hogy az interakció következtében jelentősen nőtt volna a csillagkeletkezési üteme. És valóban! Nagyszámú kölcsönható galaxist megvizsgálva elmondható, hogy bár a kölcsönhatások statisztikailag fokozhatják a csillagképződést, de bőven akad olyan példa, amikor mégsem figyelhető meg ez a jelenség. Ez próbára teszi azokat az elméletek, amelyek következtetése az, hogy a kölcsönhatások mindig jelentős növekedést eredményeznek a csillagképződési aktivitásban.
Egyes kölcsönható galaxisok esetében a csillagképződés növekedésének hiánya több tényezőből is adódhat. A csillagképződéshez szükséges hideg gáz mennyisége korlátozó tényező lehet. Ha egy galaxisban ebből kevés van, akkor a kölcsönhatás nem fogja jelentősen növelni a csillagképződést. A csillagok keletkezéséhez hideg és kellően sűrű molekuláris gázfelhőkre van szükség. Annak, hogy kevés az adott galaxisban a megfelelő mennyiségű és minőségű „alapanyag” több oka is lehet. Esetleg egy korábbi viharos csillagkeletkezésben már felhasználta azt. Vagy éppen, az ütközések és az árapály kölcsönhatások felmelegíthetik annyira a gázt, hogy az kiszabaduljon a galaxisból, vagy éppen megakadályozza azok összetömörülését. A galaxisok kölcsönhatása bonyolult dinamikai folyamatokat indíthatnak el, amelyek közel sem biztos, hogy kiváltják a heves csillaggenezist. De a galaxisok közötti térben található intergalaktikus médium (gáz) is befolyásoló tényező lehet.
Be kell valljam, hogy éppen ezért esett a választásom erre a párosra. Szerettem volna, ha a fotografikus észlelési gyűjteményembe olyan kölcsönható páros is szerepel, amely éppen azt bizonyítja: nem kötelező érvényű, hogy a felek között dúló gravitációs viadal mindig együtt jár a robbanásszerű csillagkeletkezéssel. Valami kivételes kettős, ami próbára teszi a szabályt.
Az Arp 84 kölcsönható galaxis páros a Vadász Ebek csillagképben
NGC5395 spirálgalaxis (alul) és az NGC5394 spirálgalaxis (felül)
iTelescope.net T11 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI ProLine PL11002M CCD camera
A felvételek 2023-02-19 és 2023-04-16 között készültek – Utah Desert Remote Observatory (Great Basin Desert, Beryl Junction, Utah, USA) – 28 x 600 sec L, 10 x 600 sec R,G,B
(Kép orientációja: észak felül, nyugat jobbra)
Szemezgetve a különböző csillagászati katalógusokból és felmérésekből, amatőrcsillagászként már sok évvel ezelőtt összeállítottam a saját kölcsönható galaxisokkal kapcsolatos észlelési listámat. Az egyik ilyen katalógus, Halton Arp nevéhez köthető. Arp 1966-ban megjelent Atlas of Peculiar Galaxies publikációja 338 olyan felvételt tartalmazott, melyeken a galaxisok alakja elért a szokványostól. Mindegyik valamiféle rendellenességet, különös sajátosságot mutatott. Arp célja nem volt más, mint a galaxisok fejlődésének megértése. Ugyan magyarázatai a galaxisok fejlődésével kapcsolatban mára már meghaladottá váltak, munkássága mégis rávilágított a csillagrendszerek közötti interakciók fontos szerepére.
Ezúttal egy olyan célpontot választottam ebből a katalógusából, melyről mindössze egyetlen vizuális észlelés található az MCSE észlelésfeltöltőjén. Az Arp 84-ről majdnem 23 évvel ezelőtt Sánta Gábor készített egy rajzot. Ennek az objektumnak a megfigyelése igazi kihívás, ha saját szemünkkel szeretnénk megpillantani. Az NGC5395 3.5 ívperc, az NGC5394 mindössze 1.9 ívperc átmérőjű. Apró és viszonylag halvány célpont ez a galaxis páros a Vadász Ebek csillagképben. Mégis, ha magunk szeretnénk megtalálni csillagról csillagra ugrálva, és nem valami automatizált mechanika segít minket, akkor célszerű az Ökörhajcsár csillagkép felől indulnunk.
Az Arp 84 (NGC5394 és NGC5395) helyzete az égbolton.
A párost először W. Herschel dokumentálta 1787-ben, ugyanabban az évben, amikor felfedezte az Uránusz két holdját: a Titániát és az Oberont. Míg az Uránusz és holdjai kozmikus értelemben viszonylag közel vannak hozzánk, ezek a galaxisok irdatlan távolságban helyezkednek el. A színképükben megfigyelhető vöröseltolódásuk alapján, mely közel hasonló, a fény nagyjából 175 millió évig utazott míg elért hozzánk (a NED adatai alapján – NASA/IPAC Extragalactic Database). Összehasonlításképpen, a Naptól mindössze 2.7 órára van szüksége a fénynek, hogy az Uránuszig eljusson. A fénynél nincs gyorsabb a világon (vákuumban a terjedési sebessége 299 792 458 m/s – nagyjából 300 ezer km/s), de ekkora távolság átszelésére a táguló Világegyetemben, még az elektromágneses sugárzásnak is sok-sok időre van szüksége.
Mik történtek ekkor a Földön? A jura időszak közepén, a tengereket halak és tengeri hüllők uralták. Míg a szárazföldön hatalmas növényevő dinoszauruszok, az úgynevezett sauropodák legelték a harasztokat, és a magasba növő cikászokat. Rájuk pedig a két lábon járó húsevő theropodák vadásztak. Illetve, ekkora már javában tartott a Pangea nevű szuperkontines több kontinensre szakadása (maga a folyamat 180 millió éve kezdődött meg).
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 Arp 84 is megragadja a fantáziát, sokan távoli gémet látnak benne (angolszász leírásokban gyakran Heron galaxy néven említik). A madár teste a nagyobb méretű NGC5395 galaxis, míg a feje a kisebbik NGC5394 galaxis.
Az NGC5395 valós méreteit tekintve is a nagy méretű spirálgalaxisok közé tartozik. Tejútrendszerünknél nagyságrendileg 25-30%-kal nagyobb az átmérője. Morfológiai besorolása SA(s)b pec. Két karja közvetlenül a magból indul. Megjelenésében pekuliáris, azaz szabálytalanságok figyelhetők meg a spirális struktúrában.
Az NGC5394 morfológiai besorolása SB(s)b pec, vagyis küllős spirálgalaxis, és szintén mutat szabálytalanságokat (pekuliáris). Mérete galaxisunkénak nagyjából a kétharmada.
A főbb struktúrák az Arp 84-ről készült fotón. Az NGC5395 esetében az I. kar és kiterjesztése, a II. kar, a fő porsáv (hosszú, kiemelkedő porsáv, amely a kar belső széle mentén fut, és az északi végén észak-északkelet felé kanyarodik), a középső porsáv (valamivel rövidebb porsáv a kar közepe mentén) és az Arp kék kar, mely az NGC5394 déli árapály karja felé mutat. Illetve, az NGC5394 esetében a két árapálykar. Ennek a galaxisnak a 3 belső karja a korongot öleli körbe szorosan. A jobb sarokban felnagyítottam a korongot ábrázoló képrészletet. Ezek a struktúrák már nagyon a határán vannak az alkalmazott műszer képességeinek. A keleti (baloldal) belsőkar jól kivehető, de a két nyugati (jobb oldal) alig válik el egymástól.
Mind a két galaxis pekuláris. Az általánostól eltérő spirális szerkezetük és deformált korongjuk, a kettőjük közötti gravitációs árapályerők hatásának köszönhető.
Kaufman és csapata igen alapos vizsgálatnak vetette alá a két galaxist, és ezekkel kapcsolatos eredményeiket 1999-es tanulmányukban publikálták.
Az NGC 5395 nyugati oldalán az I. kar több, egymástól görbületben eltérő komponensből áll. A görbületek eltérése arra utal, hogy a kar kimozdult a korong síkjából (Sharp és Keel – 1985). Az I. karnak az északi irányú korongon túli kiterjesztése halványan az én felvételemen is látható. Ezt a kiterjesztést a rádió tartományban is sikerült kimutatnia a csillagászoknak a HI régiókat megfigyelve. Ezek az atomos hidrogén felhők a vizsgálatok alapján szintén nem a korong síkjában helyezkednek el.
Érdemes észrevenni, hogy ott az NGC5395 spirálkarjainak színe mennyire kéktónusú az északi részen. Kimondottan az Arp kék kar. Ennek magyarázata, hogy a kisebb galaxis keltette gravitációs hatás turbulenciát okozott a csillagközi gázban, ezáltal heves csillagkeletkezést kiváltva. Így ezeken a területeken nagy számban fordulnak elő fiatal, nagy tömegű és ezért igen forró csillagok, melyek kékes színűek. Mivel jóval fényesebbek a kisebb tömegű, sárgás-vöröses árnyalatú társaiknál ezért könnyűszerrel túlragyogják azokat.
Felfedték azt is, hogy a a csillagkeletkezési régiók eloszlása a Ha tartományban, illetve a rádió kontinuumban gyűrűszerű struktúrát mutat. Továbbá, az NGC5395 dinamikai központja ezek centrumával esik egybe, és nem magával az optikai maggal. Ez szintén a két galaxis kölcsönhatásásra vezethető vissza.
A galaxispár kompozit felbontású Haképének szürkeárnyalatos megjelenítése a Fick Observatory R-sávos képének kontúrjaival. Jól látható, hogy a csillagkeletkezési régiók gyűrű alakban helyezkednek el az NGC5395 galaxisban. Forrás: Kaufman és mások
Az NGC5394 fényes ovális korongjában három belső spirális kar található. Ettől jól elkülönül a két viszonylag szabályos tágra nyitott árapálykarja, és ahogy a megnevezésük is mutatja, a galaxisok közötti kölcsönhatás a felelős a létezésükért. A belső spirál karokat viszont talán maguk az árapálykarok által a korongban keltett sűrűséghullámok hozták létre. Az NGC 5394-ben található gáz nagy része molekuláris formában van jelen, és meglepően kis területen, a centrum néhány kpc-es körzetében koncentrálódik, így biztosítva az igen intenzív csillagkeletkezést a mag környékén.
Azontúl, hogy az optikai és a rádió tartományban vizsgálták a két galaxis morfológiáját és kinematikáját, Kaufman és csapata numerikus számítógépes szimulációk révén megpróbáltak választ találni arra is, hogyan alakult ki a megfigyelhető kép. Addig hangolták a szimulációt, míg egészen jó közelítéssel sikerült előállítani a fentebb leírt tulajdonságait a két galaxisnak.
Az NGC5394 korongjára szinte merőlegesen látunk rá, míg az NGC5395 inklinációja körülbelül 65°. A két galaxis pedig ellentétes irányú rotációt végez. Ebből kiindulva választottak különböző kiindulási pontokat, ütközési pályákat, és a korongok dőlés szögét is ehhez igazították. Eredményeik szerint a csillagrendszerek már túlvannak egy közelítésen. A találkozó prográd volt az NGC5394, és retrográd az NGC5395 szemszögéből. Valamint, jelentős dőlésszögű eme utóbbi galaxis korongjához képest. Az egyik legjobb, a pillanatnyi valóságot legjobban leíró konfigurációja a modellnek a következő ábrán látható.
A numerikus szimuláció eredménye abban az időpillanatban, amikor is a galaxisokat most megfigyelhetjük. Az origóba az NGC5395 került. A szimulációban az NGC5394-et a kör által reprezentált pontból indították. A Z tengely pozitív értékei a megfigyelő közelítő irányába mutatnak, a Y tengely pedig nagyjából megfelel a deklinációs tengelynek. Az egységek számítógépes szimulációs egységek (1 egység = 8 kpc). Forrás: Kaufman és mások
Említést érdemel még az NGC5395 aktív galaxis magja (AGN: Active galactic nucleus), melynek hajtómotorja a magban csücsülő szupermasszív fekete lyuk, mely éppen bekebelezi a környezetében lévő intersztelláris anyagot. Ez a csillagrendszer a Seyfert II típusú aktív galaxisok osztályába tartozik.
A látható elektromágnese spektrumban nem különösebben fényes a mag, azonban az infravörös tartományban igen intenzíven ragyog. Az NGC5395 úgynevezett fényes infravörös galaxis (Stierwalt és mások – 1999). Az angolnyelvű szakirodalomban Luminous Infrared Galaxy-ként (LIRG) hivatkoznak ezekre az objektumokra. Ennek az osztálynak a képviselői több sugárzást bocsájtanak ki az infravörös tartományban, mint az összes többi tartományban együttvéve. A pontos definíció szerint az ilyen galaxisok infravörös luminozitása 100 milliárdszorosa a Nap luminozitásának (LIR > 1011 L☉). Az extrém infravörös sugárzásának egyik lehetséges oka az aktív galaktikus mag (AGN) jelenléte a centrumban. A másik, a forró fiatal nagy tömegű csillagok nagyon magas aránya ugyanitt. A két jelenség akár egyszerre, egymással párhuzamosan is működhet. A fényes infravörös galaxisok legtöbbször kevésbé „hangsúlyosak” a látható tartományban, mivel aktív magjaikat vagy éppen a magban történő heves csillagkeletkezést sűrű gáz- és porfelhők veszik körül. Ezek elnyelik a központi intenzív ultraibolya sugárzást, és hő formájában, az infravörös sávban bocsájtják ki újra.
Az NGC5394 társához hasonlóan, szintén a fényes infravörös galaxisok táborába tartozik (P. Martín-Fernández és mások – 2016). Ennél a galaxisnál azonban, sokkal inkább a központi régióban történő heves csillagkeletkezés a felelős az intenzív infravörös sugárzásért. Ezt látszik alátámasztani a magból bipolárisan kiáramló gázzal kapcsolatos vizsgálatok (P. Martín-Fernández és mások – 2016).
Az Arp 84-ről különböző hullámhosszokon készített felvételek. A Gemini North felvétele a látható fényben készült (balra fent), a Digitalized Sky Survey szintén látható fényben mutatja a galaxist (jobbra fent). A GALEX felvételén (bal alsó) a két galaxis ultraibolya sugárzása, a 2MASS felvételén (jobbra lent) pedig az infravörös sugárzása látható.
Figyeljük meg, hogy a gravitációs interakció által kiváltott heves csillagkeletkezésben született forró csillagok miként ragyogják be a két galaxist. Ezek kékes színűek, de legintenzívebben az UV tartományban sugároznak.
Az infravörös felvételen pedig kitűnően látszik, hogy az NGC5395 aktív magja az egész galaxist túlragyogja. Hasonló a helyzet az NGC5394 esetében is.
Forrás: NOIRLab – Aladin Lite exploration tool
Mindenkinek csak ajánlani tudom, hogy észlelje bátran ezt a hazánkban elhanyagolt célpontot. Akár okuláron keresztül, akár fotografikusan.
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.
Az NGC5364 spirál galaxis (balra) és az NGC5363 lentikuláris galaxis (jobbra) párosa
(Az NGC5363 galaxis csoportról készített fotóm kivágott részlete)
iTelescope.net T11 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI ProLine PL11002M CCD camera
A felvételek 2020-05-14 és 2020-05-20 között készültek – Új-Mexikó (Mayhill közelében) – 24 x 600 sec L (bin2), 10 x 600 sec R,G,B (bin2)
A Polaris Csillagvizsgálóban pár éve vettem át a „kisszakkör” vezetését, melyet a Magyar Csillagászati egyesület a 8-12 éves korosztály számára tart. A szakköri foglalkozásokra a tanévben szerdánként került sor. A COVID-19 helyzet miatt 2020 tavaszán a csillagvizsgálót is be kellett zárnunk. A sorozatnak így végé szakadt.
A tematikában éppen a galaxisok kerültek volna terítékre. Optimistán, bízva az újranyitásban, elkezdtem frissíteni a prezentációimat. Ezt egyébként is rendszerese megteszem, mikor felkészülök a következő foglalkozásra. A csillagászatban mindig vannak új eredmények és aktualitások. Mivel a szakkörök elmaradtak, így azokat az órákat arra használtam fel, hogy több anyagomat is átírtam, átszerkesztettem.
A gyűjteményemből nagyon hiányzott egy olyan illusztráció, ami szemléletesen megmutatja a spirál galaxisok és a lentikuláris/elliptikus galaxisok közötti különbségeket. Mindezt egyetlen fotón, hogy ne kelljen a diák között oda-visszaváltani. Ekkor merült fel bennem, hogy miért ne választhatnék olyan célpontokat a következő digitális észleléshez, ami egyben megfelel ennek az elvárásnak. Miért ne készíthetnék magam is ilyen asztrofotót?
Már csak a megfelelő jelöltet kellett kiválasztanom. Ebben nagy segítségemre voltak saját jegyzeteim, melyeket a korábbi megfigyelésekhez írt cikkekhez készítettem. Nem mindig használom fel ezeket az anyagokat, de gyakran merítek belőle újabb ötleteket. Most is így történt.
Merre találhatók ezek a galaxisok? Mit érdemes tudni róluk? Ismerkedjünk meg először röviden a Kozmosz legnagyobb struktúráival, hogy el tudjuk helyezni a látottakat!
Galaxishalmazok és kozmikus ritkulások
A világegyetem nagy léptékű szerkezete leginkább kusza pókhálóra hasonlít. A galaxisok, galaxis csoportosulásokba, galaxishalmazokba, szuperhalmazokba tömörülnek e gigantikus szálak mentén.
Ezek a definíciók a halmaztagok között lévő gravitációs kapcsolaton alapulnak, melyek különböző skálán működnek. A galaxis egy gravitációsan kötött rendszer. Gáz, por és csillagok milliói vagy milliárdjai alkotják. Ezt hierarchiában a galaxiscsoportok követik, melyek általában néhány tucat tagot számlálnak. A több száz vagy ezer galaxist tartalmazó galaxishalmaz egy ennél is nagyobb gravitációsan kötött objektum, ahol a kölcsönös vonzóerő elég erős ahhoz, hogy még a kozmikus tágulás sem fogja majd eltávolítani egymástól a galaxisokat.
A legközelebbi masszív galaxishalmaz a Virgo galaxishalmaz. 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
Az egymáshoz közeli csoportok és halmazok – melyek mindegyike gravitációs kötésben van –, egy még nagyobb struktúra gravitációs vonzásának hatása alatt állnak. Csakhogy, ott a gravitáció vonzó hatása már eltér a gravitációsan kötött rendszer csillagászati definíciójától. Ezeket hívják a csillagászok szuperhalmazoknak, melyek a világegyetem legnagyobb, galaxisokat tömörítő struktúrái.
Valójában nem is olyan egyszerű behatárolni ezeket. Évekkel ezelőtt még úgy gondolták a csillagászok, hogy a Lokális Csoport, és közel 100 másik halmaz és csoport is, a 100 millió fényév kiterjedésű Virgo Szuperhalmaz része. (Az elnevezést a legnagyobb tömegű tagja, a Virgo halmaz után kapta.) Kiderült azonban, hogy ez csak a jéghegy csúcsa. Ezek a halmazok együtt, még egy ennél is jóval nagyobb, és jól behatárolható struktúra részesei.
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 gravitációsan 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 160 Mpc (520 millió fényév) 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. Tehát, a Lokális Csoport éppúgy részt vesz ebben a kozmikus áramlásban, mint a masszív Virgo halmaz.
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)
A Laniakea szuperhalmaz, és az új definíción (a galaxisok konvergáló mozgásán) alapuló, a Laniakea-t körülvevő szuperhalmazok. A kék pötty a Tejútrendszer pozícióját jelöli a szuperhalmazban.
Forrás: R. Brent Tully, Helene Courtois, Yehuda Hoffman és Daniel Pomarède (Nature, vol 513, number 7516, p71 – 4 September 2014)
A galaxisok, galaxishalmazok, szuperhalmazok kusza rostos hálózata mellett, legalább annyira érdekesek az ezeket elválasztó hatalmas ürességek. Azt is mondhatjuk, hogy a Univerzum buborékos szerkezetű, melynek „falain” helyezkednek el a galaxisok, illetve a korábban említett halmazok, szuperhalmazok. Pontosabb azonban, ha ezeket az ürességeket, inkább ritkulásoknak (Cosmic Void) nevezzük. 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.
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 45-60 Mpc (150-200 millió fényév) kiterjedésű. Továbbá, centrumának távolsága legalább 23 Mpc-re (75 millió fényévnyire) van tőlünk. Meg kell jegyeznem azonban, hogy pontos kiterjedését a mai napig viszonylag nagy bizonytalanság övezi.
Kozmikus áramlások és sűrűsödések a Laniakea szuperhalmazban. Ebben a metszetben jól látszik, hogy a Lokális Sűrűsödés 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.
Okkal emeltem ki külön a fentiekben a Virgo galaxishalmazt és a Lokális Ritkulást. Ezek nemcsak remek példái a Világegyetem galaxisokkal zsúfolt, illetve üresebb térségeinek, de a további mondandóm szempontjából is fontos szerepük lesz.
Galaxisok fonala a Lokális Ritkulás peremén és a Virgo galaxishalmaz között
Az elmúlt évtizedek teljes égboltra kiterjedő távcsöves felméréseinek hála, manapság már rengeteg galaxis radiális (látóirányú) sebességét és távolságát megmérték a csillagászok. Ezek a tömeges adatok, ahogy ezt fentebb is említettem, lehetőséget adnak arra, hogy a szakemberek megállapíthassák, a galaxisok látszólagos radiális mozgása (a valóságban ezt lehet csak mérni) mennyiben származik a tér tágulásából, és mennyiben egy halmazon vagy csoporton belüli lokális gravitációs hatás okozta mozgásából. A távolságok és a galaxisok pekuliáris mozgásának ismerete remek eszköz a csillagászok kezében, hogy feltérképezzék a masszív vonzócentrumokat és a ritkulásokat a Világegyetemben. (A galaxis pekuliáris sebessége alatt, az univerzum izotropikus tágulása miatti mozgáshoz viszonyított sebessége értendő, amit a Hubble áramlás ír le. Hubble áramlás pedig a tér tágulásából származó elmozdulása az anyagnak.)
Igor D. Karachentsev, Valentina E. Karachentseva és Olga G. Nasonova 2014-ben publikálták azt a cikket (Galaxy motions in the Bootes strip), melyben alaposan szemügyre vetették az általuk Bootes Sávknak (Bootes Strip) nevezett égterületet. A szerzők a Lokális Ritkulás és a Virgo halamaz között elhelyezkedő, szétszórt galaxisok alkotta Bootes Szálat (Bootes Filament) vizsgálták a galaxisok kinematikáján és elhelyezkedésükön keresztül. Tették mindezt azért, hogy következtetéseket vonhassanak le a Virgo halmaznak és a Lokális Ritkulásnak a környezetükre gyakorolt hatásáról.
Az égboltnak azon szelete, melyet Karachentsev és munkatárai átvizsgáltak. A Bootes Sáv (Bootes Strip) galaxisai, a halvány vörössel megjelölt égterületen helyezkednek el.
Olyan galaxisokat választottak ki, melyek radiális (látóirányú) sebessége 2000 km/s-nál kisebb volt. A kutatásban összesen 361 galaxist használtak fel mintaként. Megállapították, hogy ezek 56%-a nem magányos csillagrendszer, hanem csoportokat és párokat alkotnak. Egészen pontosan, 13 galaxis csoportról és 11 párról van szó. A 700 km/s és 1300 km/s radiális (látóirányú) sebességű galaxisok legtöbbje a sáv nyugati oldalán helyezkedik el, a Virgo halmaz szomszédságában. E nyugati galaxisok legtöbbje a Virgo halmaz erős gravitációs hatása alatt áll, vagyis annak középpontja felé mozog.
Az ábra a galaxisok radiális (látóirányú) sebességét mutatja a Bootes Sávban. 14h környékén látható körív rész (zero velocity surface) választja el a Virgo halmaz centruma felé mozgó galaxisokat azoktól, melyek részt vesznek a kozmosz tágulásban. Ennek a körnek a sugara 7.2 Mpc (23.5 millió fényév) vagy 25 fok az égbolton (Karachentsev és mások – 2014). Ábra forrása: Karachentsev és mások – 2014
A Bootes Sávban a galaxisok eloszlásának egyik legmeghatározóbb sűrűsödése az NGC5846 kompakt csoport. Korábbi becslések szerint körülbelül 250 darab -12 magnitúdónál (MR) is nagyobb abszolút fényességű tagja lehet (Mahdavi és mások – 2005) ennek a halmaznak. Az NGC5846 csoport két alcsoportból áll össze a röntgen tartományban végzett megfigyelések tanúsága szerint. A tagok jellemzően két meghatározó galaxis körül, vagyis az NGC5846 és az NGC5813 elliptikus galaxis körül gyülekeznek. Mindazonáltal, a kinematikai jellemzők megkülönböztetnek egy másik alcsoportot is az NGC 5846 mellett. 9 galaxist az NGC5838 lentikuláris galaxis gravitációja ural.
Az NGC5846 és az NGC5746 galaxis csoportok közeli nézete a Bootes Sáv régióban. A csoportok tagjait vonalak kötik össze a domináns galaxissal. Ábra forrása: Karachentsev és mások – 2014
A Bootes Sáv 361 galaxisából álló mintából csak 161 galaxis (45%) esetében volt ismert a távolságérték. Ezekre építve állapították meg, hogy ezek a csillagrendszerek 17 és 27 Mpc (55.4 és 88 millió fényév) között helyezkednek el. Hozzávetőleg 2/3-uk távolsága a 25 ± 5 Mpc (82 ± 16 millió fényév) tartományba esik. Fontos megjegyezni, hogy a legtöbbjüknek a távolsága a Tully-Fisher reláción alapuló érték, melynek pontossága körülbelül 20%. Ennek vonzata, hogy a látóirányú vastagsága a Bootes Szálnak összemérhető a tipikus távolságmérési hibával. Mégis, az adatokból ki tudták következtetni, hogy a Bootes Szál galaxisainak nagy része távolabb van tőlünk, mint a Virgo halmaz. Továbbá, hogy enyhén ívelt, és a csillagrendszerek távolsága folyamatosan csökken a Virgo halmaz felé. Sikerült pontosítaniuk a Virgo halmaz attribútumait is, és egyértelműen kimutatták, hogy ennek a hatalmas halmaznak a gravitációja miként vonzza maga felé a környező galaxisokat. Ugyanakkor, a Lokális Ritkulás pontos kiterjedése és centrumának pozíciója még további vizsgálatokra szorul.
A Bootes Szálnak a Virgo halmazhoz és a Lokális Ritkuláshoz képesti pozícióját mutatja az ábra. A megfigyelő a diagram bal alsó sarkában helyezkedik el (LG, Lokális Csoport). A nyilak a Virgo halmaz gravitációs vonzásának, és a Lokális Ritkulás (korábban említett) taszító hatását reprezentáló vektorok. Látható, hogy ezek eredője a Bootes Szál különböző részén más és más. A Virgo halmaz körüli körív (zero velocity surface) választja el a Virgo halmaz centruma felé mozgó galaxisokat azoktól, melyek részt vesznek a kozmosz tágulásban. Ennek a körnek a sugara 7.2 Mpc (23.5 millió fényév) vagy 25 fok az égbolton (Karachentsev és mások – 2014). Ábra forrása: Karachentsev és mások – 2014
Az NGC5363 csoport galaxisai
Az NGC5363 csoport galaxisai
iTelescope.net T11 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI ProLine PL11002M CCD camera
A felvételek 2020-05-14 és 2020-05-20 között készültek – Új-Mexikó (Mayhill közelében) – 24 x 600 sec L (bin2), 10 x 600 sec R,G,B (bin2)
Karachentsev és szerzőtársai a Bootes Sáv galaxisainak morfológiai besorolását külön is elvégezték, és nem csupán az égbolt felmérő programok keretében született katalógusok adataiból dolgoztak. Az egyes csillagrendszereket három nagy populációba osztották be: korai, köztes, és késői típus.
A Bootes Sáv galaxisainak morfológiai besorolása: korai (Early types), köztes (Intermediate types), és késői (Late types) típus. Ez az ábra volt nagy segítségemre a fotó témájául szolgáló csoport kiválasztásában. Ábra forrása: Karachentsev és mások – 2014
A korai típusú galaxisok vörös árnyalatúak, erősen koncentráltak és kerek/elliptikus alakúak. A késői típusú galaxisok ellenben kékes árnyalatúak, alacsony koncentrációjúak, és domináns a galaktikus korongjuk. A köztes típusú galaxisok, ahogy a nevük is mutatja, az átmenetet képviselik. Vöröses színűek, közepes koncentrációjúak és van galaktikus korongjuk.
Ma már tudjuk, hogy a Hubble-de Vaucouleurs galaxis morfológiai diagrammon a galaxisok fejlődése nem a balról jobbra irányt követi (elliptikus, lentikuláris, spirál galaxisok). Azonban, a korai elképzelések miatt, ma is használják a korai, köztes, késői típus kifejezéseket a csillagászok.
Felhasználva Karachentsev csapatának ábráját, átnéztem az Interneten elérhető STScI Digitized Sky Survey felvételeit az egyes csoportokról. Kimondottan olyat kerestem közöttük, ahol az égbolt viszonylag szűk területén a fent említett galaxis populációk vegyesen fordulnak elő. Alaposabban megnézve az említett ábrát, láthatóan csak kevés számú csoport vagy galaxis páros felelt meg ennek a kritériumnak. Ezek közül számomra az NGC5363 galaxis csoport volt az „első látásra szerelem”. Pontosan valami ilyesmit kerestem: prominens lentikulásris és spirál galaxis párosa egyetlen látómezőben, ahol az utóbbi korongjára ferde szögben látunk rá.
Az rögtön kiderült számomra, hogy az össze tagot nem tudom majd egyetlen képen megörökíteni. Például az NGC5363 centrális lentikuláris és a valamivel kisebb látszólagos méretű NGC5300 spirál galaxis távolsága az égen kb. 2.3 fok. A bérelni kívánt távcső látómezője pedig ennél jóval kisebb volt. Arra törekedtem, hogy a legtöbb nagyobb méretű halmaztagot „rápréselhessem” a felvételre. Ennek megfelelően kalkuláltam ki a távcsőnek megadott égi koordinátákat.
A látómező azon galaxisai, melyek az NGC5363 galaxis csoporthoz tartoznak
Objektum
RA (2000.0) DEC
Magnitúdó (NED – Bt)
Távolság (Mpc)**
Morfológiai besorolás***
Szerepel a felvételen?
NGC5300
J134816.0+035703
13.6
21.6 tf
Sc
Nem
PGC1283560
J135143.0+052647
16.2
dE
Nem
UGC08799
J135319.8+054618
16.32
12.1 sbf
dE
Nem
NGC5348
J135411.2+051338
14.18
19.8 tf
Sc
Igen
NGC5356
J135458.4+052001
13.63
19.5 tf
Sb
Igen
PGC1277985
J135502.7+050525
17.1
dEn
Igen
PGC1279452*
J135504.5+051122
17.18
14.8 TF
BCD
Igen
NGC5360
J135538.7+045906
14.8
21.5 TF
Sm
Igen
NGC5363
J135607.3+051517
11.1
16.6 TF
S0
Igen
AGC232142
J135609.4+053234
17.38
15.1 TF
Ir
Nem
NGC5364
J135612.0+050052
11.19
19.5 tf
Sbc
Igen
SDSSJ13562
J135621.3+051944
17.37
dE
Igen
UGC08857
J135626.6+042348
15.26
Sab
Nem
PGC049602
J135655.6+050907
15.82
dEn
Igen
PGC1266441
J135714.1+041826
17.1
Sm
Nem
PGC1285591
J135723.6+053427
16.3
Sph
Nem
UGC08986
J140415.9+040644
15.03
dEn
Nem
Az NGC5363 galaxis csoport tagjai (Karachentsev és mások – 2014). Megadtam a koordinátákat, amennyiben az olvasó is meg szeretné figyelni őket. Feltüntettem továbbá az integrált (B szűrővel mért) fényességüket, nem a vörös eltolódáson alapuló távolság adatukat (amennyiben szerepelt ilyen), a morfológiai besorolásukat. Továbbá megjelöltem, hogy szerepelnek-e a felvételemen.
* Karachentsev és munkatársainál AGC232141, én a PGC-ben (Principal Galaxies Catalogue) szereplő azonosítóját tüntettem fel itt.
** Különböző távolságmeghatározási módszerekkel kapott értékek: sbf (surface brightness fluctuations) – a galaxis felületi fényesség fluktuációján alapuló módszer; tf/TF: A Tully-Fisher reláción alapuló módszer (TF: Karachentsev és szerzőtársai által elvégzett távolságmérés)
*** Karachentsev és munkatársai szerint
Az NGC5363 galaxis csoport a Bootes Szál Virgo halmazhoz közeli részén helyezkedik el. Annak gravitációs hatása alatt áll, így tulajdonképpen inkább a Virgo halmaz egyik nyúlványának tekinthető. Megnézve a fenti táblázatot szembetűnő, hogy a nagyobb halmaztagok szinte mind spirál galaxisok: NGC5364, NGC5356, NGC5348, NG5300 (nem szerepel a felvételemen). Kivételt képez az NGC5363 központi galaxis, mely a lentikuláris galaxisok egyik szép példánya. A kisebb méretűek inkább a törpe elliptikus galaxisok, vagy ahogy újabban nevezik őket törpe szferoidális galaxisok (Kormendy és Bedner felvetése alapján), illetve az irreguláris galaxisok közé sorolhatók be.
Mielőtt rátérnék a spirál galaxisok és a lentikuláris galaxisok közötti különbségek ismertetésére, vagyis amiért maga a kép illusztráció gyanánt készült, hadd emeljek ki külön két galaxist. Ez a kettő számomra két külön izgalmas csemege. Bár mind a kettő megjelenésében már elsőre is van valami különös, de talán mégsem ezeken akad meg elsőre az ember szeme a felvételen. Izgalmas mellékszereplői a csoportról készült fotónak. Az egyik ezek közül az NGC5360, melynek megjelenése ugyan irregularitást mutat, azonban Karachentsev-ék szerint ez egy spirál galaxis, melynél teljesen hiányzik az úgynevezett központi dudor (bulge). A másik személyes apró kedvencem a felvételen a PGC1279452, ami egy kék kompakt törpe galaxis (BCD – Blue Compact Dwarf). Ezeknek a szabálytalan alakú törpéknek a tömege a Tejútrendszer tömegének nagyjából a tizedét teszi ki. Masszív és forró csillagok hatalmas halmazaival teletűzdeltek, s mivel ezek magas felszíni hőmérsékletük miatt kékes árnyalatúak, így az egész galaxis kékben tündököl. Ez a helyzet a PGC1279452 esetében is. A masszív csillagok tömegüktől függően mindössze néhány millió, vagy néhány tízmillió évig léteznek. (A kisebb tömegű csillagok hosszabb ideig élnek.) Az, hogy olyan óriási számban fordulnak elő, annak a bizonyítéka, hogy csillagászati értelemben nem is olyan régen még viharos ütemű csillagkeletkezés zajlott ebben a kompakt törpében, s talán zajlik még most is. Most alatt természetesen azt a pillanatot értem, mikor is a fényük elindult felénk. Ezek a csillagrendszerek nem tartalmaznak túl sok port, sem nem túl sok fémet. A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Egy csillag fémtartalmát általában a Naphoz szokták hasonlítani a kutatók. A világegyetem története folyamán, a csillagoknak hála egyre dúsabb lett fémekben. Az újabb és újabb csillaggenerációk már egyre több fémet tartalmaztak. A fémszegény BCD galaxisok megfigyelése tehát közelebb viheti a csillagászokat ahhoz, hogy megértsék milyen folyamatokban alakultak ki a Világegyetemben a legelső csillaggenerációk.
A 16.6 Mpc-re, azaz 54 millió fényévre (Karachentsev és mások – 2014) lévő NGC5363 (a képen jobbra) 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. A Spitzer infravörös űrtávcsővel végzett megfigyelések szerint, az NGC5363 is pontosan ezt a felépítést követi: nagy méretű központi dudor és galaktikus korong.
Ugyanakkor, bizonyos lentikuláris galaxisokban, a küllős spirál galaxisokhoz hasonlóan szerkezet (az angol nyelvű irodalomban: bar) figyelhető meg. Bennük a csillagok dinamikája is nagyon hasonlatos a spirál galaxisokéhoz, ugyanis eltolva az ezek esetében érvényes Tully-Fisher reláció diagramját megkapjuk a lentikuláris galaxisokra jellemzőt.
Nem mondhatók elliptikus galaxisoknak sem, bár kétségtelenül vannak nagyon hasonlatos jegyeik. Éppen ezért, az elliptikus galaxisokat és a lentikuláris galaxisokat gyakran nem is olyan könnyű megkülönböztetni egymástól. Például, a színképük az öreg csillag populációjuknak hála alig tér el. A prominens központi dudor szintén jellemző mind a kettőre. Ezekben a csillagok mozgása véletlen eloszlást mutat. Nincs sem kitüntetett iránya, sem kitüntetett síkja a csillagok keringésének a centrum körül. Ellenben, a lentikuláris galaxisok korongjában van kitüntetett keringési irány, és a pályák is síkba rendezettek. Ez pedig, határozottan megjelenik az egész galaxis dinamikájában. Tekintve, hogy az elliptikusoknak nincs korongja, így megfigyelve a galaxison belüli mozgások jellegét, különbséget tudunk tenni a lentikuláris és az elliptikus csillagrendszerek között.
A lentikuláris galaxisokban csekély mennyiségű molekuláris gáz található, ezért alacsony bennük a csillagkeletkezési ráta. 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. Röviden és általánosságban ezek mondhatók el erről a típusról. Ám nincs olyan, hogy átlagos lentikuláris galaxis, ez a példány pedig némileg ki is lóg a sorból.
Az NGC5363 csillagainak túlnyomó többsége 8.5-9 milliárd éves (az illesztett modelltől függő érték). Főként öreg sárgás és vöröses fényű fősorozati, vagy a fősorozatról mer elfejlődött csillagok alkotják. Nem véletlen, hogy ezek árnyalatok dominálnak a galaxisban. Ennek a populációnak a kérész életű masszív csillagai már réges-régen kihunytak, s velük tovatűnt a hajdani kékes ragyogásuk. A galaxis vörös és halott (az angol nyelvű szakirodalomban használatos „red and dead” után). De valóban leállt volna teljesen a csillagkeletkezés? Az UV tartományban végzett megfigyelésekkel mégiscsak sikerült fiatal csillagok sugárzását detektálni az NGC5363-ban. Bár az UV sugárzásra más magyarázat is lehetne (például post-AGB csillagok, planetáris ködök), de a galaxisban sikerült még Hα sugárzást is detektálni. Így együtt ez már elég érv amellett, hogy fiatal csillagok populációja is megtalálható ebben a galaxisban, még ha a galaxis tömegének csak néhány százalékát (kb. 2%) teszi is ki. A legvalószínűbb, hogy egy másik galaxissal történt összeolvadás, annak bekebelezése válthatta ki ezt a csillagkeletkezési aktivitást. Ekkor tehetett szert az NGC5363 arra a gázra, melyből e csillagok keletkeztek. Majd a forró fiatal csillagok sugárzása ionizálta ezt a gázt, így létrehozva a megfigyelt Hα sugárzást. E lehetséges forgatókönyv a galaxis más egyéb tulajdonságait is megmagyarázza.
Az NGC5363 megjelenését nagyban meghatározza a benne található por. Nézzük csak meg azokat a porsávokat! Bár az optikai tartományban is nyilvánvaló, de igazán az infravörös tartományban tanulmányozható alaposabban. És amit a csillagászok így találtak, az még őket is nagyon meglepte: abnormálisan sok a por az NGC5363-ban. A galaxisokban az intersztelláris port az öregedő csillagok termelik az úgynevezett AGB fázisban (Asymptotic Giant Branch – Aszimptotikus óriás ág). A csillagok életük eme késői szakaszában jelentős mennyiségű tömeget veszítenek, az időszakonként eltérő sűrűségű és intenzitású csillagszél révén. Hihetetlen tűnik, de ebben a folyamatban könnyen kezdeti tömegüknek több mint a felétől is megszabadulhatnak. Ezek a Napnál akár ezerszer is fényesebb, vöröses árnyalatú óriás csillagok szó szerint ledobják külső rétegjeiket, és ennek egy részéből kondenzálódnak ki a porszemcsék. Azonban, a megfigyelések tanúsága szerint, százszor annyi por van a galaxisban, mint amit ezek az idősödő csillagok képesek lettek volna valaha is előállítani. Honnan ez a sok por? A legvalószínűbb, hogy ez is külső eredetű, akárcsak a fiatal csillagok kialakulásoshoz szükséges gáz. De az NG5363 héjakból álló felépítése (ami jobb monitoron a fotómon is felfedezhető), illetve a csillagok mozgása a galaxisban is egy korábbi kozmikus karambolra utal.
Az NGC5363 belső vidékének R-band kontur térképe, a kontimuumból kivont Hα+[NII] képe és a B−R színindex térképe. Forrás: Finkelman és mások (2010).
Gondosan megvizsgálva az NGC5363 belső vidékének kontinuum képéből kivont Hα+[NII] képét, a HII régiók térbeli eloszlása küllős spirál szerkezetre emlékeztet. A B−R színindex térkép alapján pedig elmondható, hogy az erős takarásban lévő belső küllő egy összetettebb porszerkezet része, amely követi a spirálszerkezetet és a galaxis főtengelye mentén nyúlik tovább. Az NGC5363 azon lentikuláris galaxisok közé tartozik, melyeknek szorosan feltekeredett spirálkarja van, és ezekben csillagok keletkeznek. Nem sok ilyet ismerünk! Nagyon is kilóg a lentikuláris galaxisok sorából.
Az NGC5363 továbbá a LINER (Low Ionization Nuclear Emission Region) galaxisok csoportjába tartozik. A LINER-ek a nevüket magjuknak színképe alapján kapták, amiben tipikusan gyengén ionizált atomok (egyszeresen ionizált oxigén, nitrogén, kén, stb.) keskeny vonalai figyelhetők meg, míg az erősen ionizált atomok (például kétszeresen ionizált oxigén) vonalai viszonylag gyengék. A LINER galaxisok közel sem olyan ritkák, mint az elsőre gondolnánk. A megfigyelések azt mutatják, hogy a környezetünkben (486 elemű, legalább 12.5 magnitúdós (BT) galaxismintát tekintve) minden ötödik-harmadik galaxis ilyen. Érdekes, hogy túlnyomórészt inkább elliptikus és lentikuláris galaxisok esetén figyelhető meg ez a jelenség, bár számottevő a spirál galaxisok mennyisége is. Az irreguláris galaxisok között viszont csak elvétve akad ilyen.
Máig vitatott, hogy pontosan miért látjuk ezeket az emissziós vonalakat a LINER galaxisok színképében. Már abban sincs egyetértés a csillagászok között, hogy egyáltalán miként jön létre maga a gerjesztés. Egyesek szerint az intersztelláris gázban terjedő lökéshullámok (shock waves), míg mások szerint a fotoionizáció (intenzív UV sugárzás) okozza azt. Nemcsak az ionizációs mechanizmus kérdésében oszlik meg a kutatók véleménye, de annak forrását illetőleg is. A csillagászok egyik jelentős tábora szerint, e galaxisok esetében a centrumban tanyázó szupermasszív fekete lyukak okolhatók a gáz gyenge ionizációjáért. Az NGC5363 magjában is tanyázik egy ilyen szörnyeteg, melynek tömege 3.75418 x 108 naptömeg (Saikia és mások – 2015). Míg más csillagászok véleménye az, hogy a LINER galaxisok megfigyelhető tulajdonságai nem a központi fekete lyuk „munkálkodásának” eredménye. Szerintük, a csillagkeletkezési régiók fiatal, masszív és egyben forró csillagai gerjesztik a gázt. Vannak olyan csillagászok, akik nem az aktív galaxismagban, vagy éppen az intenzív csillagkeletkezésben látják a megoldás kulcsát. Sőt, éppen ezek hiányával magyarázzák az egészet. Az 1 milliárd évnél öregebb, előrehaladott fejlődési állapotban lévő csillagok, az aszimptotikus óriás ág elhagyása után (post AGB phase) rövid ideig elég forrók ahhoz, hogy képesek legyenek gyengén ionizálni a környező csillagközi gázokat. Az emisszió megfigyelésére pedig azért nyílik egyáltalán lehetőségünk, mert sem az aktív mag, sem a fiatal forró csillagok keltette sugárzás nem ragyogja túl azt.
Az NGC5364 távolságadatai viszonylag nagy szórást mutatnak. Ne feledjük, hogy a Tully-Fisher reláción alapuló mérések pontossága nem éppen a legjobb! A NED (NASA/IPAC Extragalactic Database) oldalán felsorolt publikációkban található távolságok két szélsőértéke között közel 10 Mpc az eltérés. Csak az utolsó nagyjából két évtized méréseinek mediánja alapján, a galaxis távolsága 18.1 Mpc (59 millió fényév). Ehhez egészen jól illeszkedik Karachentsev és szerzőtársai által közölt 19.5 Mpc (63.6 millió fényév) távolság.
A galaxis korongjára srégen látunk rá (inklinációja 47 fok). Ebben a galaxisban szemmel láthatóan ma is aktív csillagkeletkezés zajlik. Tökéletes ellentéte az NGC5363-nak. Nem vörös és halott galaxis. Sőt! Figyeljük csak meg a karok kékes árnyalatát, és a HII régiók vöröses-rózsaszínes pöttyeit, melyek a csillagkeletkezés csalhatatlan jelei.
Az NGC5364 B szűrővel (balra) és Hα szűrővel készült felvétele. Az elsőn a csillagkeletkezési gyűrű és a spirál karok, míg az utóbbin a HII régiók eloszlása rajzolódik ki tökéletesen. Forrás: Grouchy és mások (2010)
Az NGC5364 egyik szembetűnő tulajdonsága a két szimmetrikus, egybefüggő és határozott spirálkar (grand design galaxy). A galaxis SA (r) bc morfológiai besorolású (Grouchy és mások – 2010). SA, mert nincs küllője. A karok a centrumból indulnak, én nem a küllő két végéről. A bc jelzés arra utal, hogy a karok nem szorosan ölelik körbe a centrumot. Az (r) jelzés pedig azt jelenti, hogy belső csillagkeletkezési gyűrűje is van.
A csillagkeletkezési gyűrűk jelenléte a nem küllős galaxisokban máig nagy talány. A numerikus szimulációk azt mutatják, hogy a gyűrűk létrejöttében a küllőnek (bar) esszenciális szerepe van. Annak gravitációs hatására a csillagközi gáz jól meghatározott régiókban képes felhalmozódni. Léteznek olyan elképzelések, hogy valaha ezeknek a galaxisoknak is volt küllője, de az mára feloszlott, vagy csak elhalványulva beleolvadt a galaktikus korongba. Vagy éppen ott van a küllő, csak éppen megfelelő hullámhosszon kell vizsgálni a galaxist. A XX. századba készült galaxis osztályozások (de Vaucouleurs és mások – 1991, Sandage és Tammann – 1981) egyedül a B (kék) szűrős felvételek alapján készültek. A kék színtartományban jól láthatóak a gyűrűk és a spirál karok a fiatal csillagok révén. A küllő viszont sokszor észrevehetetlen ezeken a fotókon, mivel az ezeket alkotó idősebb csillagpopulációk kevésbé sugároznak a kék tartományban. Ezek megfigyelésére sokkal alkalmasabb a közeli infravörös tartomány. Nem egy galaxisban sikerült utólag kimutatni a küllő jelenlétét az infravörös felméréseknek hála.
Az NGC5364 esetében azonban máig nincs tudomása a csillagászoknak arról, hogy lenne küllője. Pár kutató azonban meg van győződve arról, hogy kellően erős spirális sűrűséghullámok hatására is létrejöhetnek ezek a gyűrűk olyan galaxisokban, melyeknek korongjában korábban sosem alakult ki küllő (Rautiainen és Salo – 2010). A gyűrűk megfelelő körülmények között, a spirális hullámminta sebességének belső Lindblad-rezonanciájánál formálódnak az NGC5364-hez hasonló galaxisokban. Így, a sűrűséghullámok nemcsak a karok létezésért, de a csillagkeletkezési gyűrű létezéséjért is felelősek lehetnek ennél a galaxisnál.
Figyeljük meg, hogy ez a gyűrű mennyire látványosan kiugrik a galaxis belső korongjából a fotómon, és hogy a galaxisnak és a gyűrűnek a középpontja nem esik tökéletesen egybe! Ugyanígy hangsúlyos e fiatal behemót kék csillagok fénygyűrűje a fenti képen, a B (kék) szűrővel készült baloldali mozaikon is. A galaxis spirális struktúrája szintén igen markánsan megmutatja magát a kék tartományban. De a karokat határozottan követik az ionizált gáz HII régiói is. Kitűnik a Hα keskenysávban készült fotóról az is, hogy maga a gyűrű az északi oldalon sokkal intenzívebben sugároz ezen a hullámhosszon a déli oldalához képest. Ez a tendencia igaz az egész spirális szerkezetre is. Összességében, az ionizált gáz jelenléte a galaxis északnyugati oldalán sokkal dominánsabb. Hogy mi lehet mindennek az oka? Elképzelhető, hogy a tőle északra látható NGC5363 gravitációs hatása hagyott nyomot az NGC5364 morfológiáján (Grouchy és mások – 2010). És talán ennek köszönhető a galaxis nyugati és délnyugati oldalán lévő árapály képződmény is.
Végszó
Az NGC5363 galaxis csoportról készült felvételem révén hozzájutottam az általam áhított illusztrációhoz. Nem mondanám, hogy nem kötött le és nem volt szórakoztató az az 5-6 órányi pepecselés, amíg a képet feldolgoztam a Pixinsight nevű programmal. De mire elolvastam a galaxisokhoz tartozó tudományos publikációkat, már sokkal többet jelentett nekem egyetlen fotónál. Bepillanthattam a kép mögött rejlő titkokba. És azzal, hogy mindezt „papírra vetettem” megszületett a digitális észlelést lezáró szintézis is. Számomra így lett teljes az élmény. Ezzel természetesen még nem volt vége. Következő lépésként, a digitális észlelést feltöltöttem a Magyar Csillagászati Egyesület észlelési archívumába. Ott van igazán jó helyen, és nem a fiókomban, nem a saját oldalamon, nem egy közösségi médium oldalán.
iTelescope.net T11 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI ProLine PL11002M CCD camera
A felvételek 2019-10-22 és 2019-11-01 között készültek – Új-Mexikó (Mayhill közelében) – 29 x 600 sec L (bin2), 8 x 600 sec R,G,B (bin2)
Ez a roppant érdekes alakú csillagrendszer a Halak (Pisces) csillagképben található. Az NGC660 egy kis csoportosulás tagja, melyet legfényesebb galaxisa után M74 csoportnak is neveznek. Az M74-től az égbolton látszó távolsága valamivel kevesebb, mint 2.5 fok.
Fényessége 11.2 magnitúdó (V szűrővel) . Mivel a galaxis halvány, így a távcső okulárjába tekintve érdemes türelmesnek lenni. Anno, a környékbeli csillagok beazonosítása után, nekem elfordított látással (nem közvetlenül az objektumra tekintünk, hanem mellé) sikerült csak megpillantanom elsőre egy 25 cm-es Dobson távcsőben az oldalról látszó korongját. Vizuális és fotografikus észlelése is kihívások elé állítja az amatőrcsillagászt. Mindenképpen sötét, fényszennyezéstől mentes égbolton érdemes felkeresni.
Az NGC660 a Halak (Pisces) csillagképben. Hazánkban 55-56 fok magasságban delel, így az év késő őszi, kora téli időszaka a legalkalmasabb a megfigyelésére.
Tőlünk való távolsága máig némi bizonytalansággal terhelt. Csak az elmúlt 10-15 évet tekintve a csillagászok többször is megkísérelték meghatározni azt. A kapott értékek, ha nem is nagyságrendi, de jelentős szórást mutatnak. A mérések alapvetően két módszeren alapultak.
A világegyetem tágulásának köszönhetően a galaxisok színképében megfigyelhető vöröseltolódás nagysága azok távolságával arányos. Ezt az összefüggést nevezik Hubble-törvénynek. Az ember elsőre a vöröseltolódást, mint a távolodás sebességét értelmezi. A Doppler-effektusból kiindulva, szokás a vöröseltolódás mértékéül azt a sebességet megadni, amivel a galaxis távolodik tőlünk. Gyakran mondják, hogy a galaxisok távolodnak tőlünk, méghozzá látszólag annál nagyobb sebességgel, minél nagyobb a távolságuk. Ugyanezt érzékelnénk, egy másik tetszőleges galaxisból szemlélve az eseményeket. A távoli csillagrendszerek vöröseltolódása valójában nem a Doppler-effektushoz köthető, vagyis nem a megfigyelőtől távolodó galaxis mozgása okozza. Arról van szó, hogy az egész tér tágulása miatt a fény hullámhossza „megnyúlik” azon az úton, míg az adott galaxistól hozzánk elér. Minél távolabb van tőlünk az objektum, annál hosszabb utat tesz meg az onnan érkező elektromágneses sugárzás, így az égitest spektrumában a színképvonalak a távolsággal arányosan egyre jobban a vörös szín felé tolódnak. A vöröseltolódást megmérve kiszámítható tehát a távolság.
A másik lehetséges módszer az NGC660 esetében, a Tully-Fisher reláció használata (elliptikus galaxisok esetén nem használható, csak spirális és lentikuláris galaxisoknál). Ez egy tapasztalati összefüggés a galaxisok tömege vagy luminozitása és emissziós vonalainak szélessége, vagyis a galaxison belüli szögsebességek között. A részletekbe nem nagyon elmerülve, arról van szó, hogy a viszonylag könnyen mérhető galaxison belüli sebességekből meghatározható a galaxis luminozitása, és ebből pedig távolsága. Ugyanis, a galaxis csillagainak dinamikáját a galaxis tömege határozza meg, mely összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva, a látszólagos fényesség ismeretében a távolság már meghatározható.
A fentebb említett vizsgálati módszerek alapján, az NGC660 távolsága valahol 13.3 millió pc (43.3 millió fényév) és 14.7 millió pc (47.9 millió fényév) között lehet. Ennek fényében, a galaxis mérete hozzávetőlegesen harmada vagy fele a mi galaxisunkénak (a távolság értékétől függően).
Az NGC660 polárgyűrűs galaxis (Polar Ring Galaxy). Ezen galaxisok körül csillagokból, gázból és porból álló gyűrűszerű képződmény figyelhető meg, mely jellemzően a galaxis korongjára nagyjából merőlegesen helyezkedik el. Az első ilyen galaxist 1978-ban figyelték meg csillagászok, és azóta is csak mintegy tucatnyit ismerünk belőlük. Ritkaságszámba mennek tehát a csillagrendszerek között.
A polárgyűrűs galaxisok egy másik példánya a Hubble űrtávcső felvételén. Az NGC4650A galaxis a Centaurus csillagképben található. Forrás: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA)
A gyűrű létrejöttére több magyarázat is létezik. A közös ezekben a teóriákban, hogy két galaxis gravitációs kölcsönhatása okozza, csupán a mikéntben vannak különbségek.
A korongra merőleges gyűrűk kialakulása a szimulációk szerint két galaxis ütközésével magyarázható. A karambolozó feleknek azonban nem azonos a „súlycsoportja”. Továbbá, a kisebb galaxis szinte teljes mértékben merőleges ütközőpályán közelíti meg a nagyobb tömegű tag korongját. Ebben a találkozóban a nagyobb fél kis partnerét teljesen megsemmisíti, és annak anyagából jön létre a nagyobb galaxis korongjára merőleges gyűrű alakú formáció. Maga a gyűrű annak mementója, hogy Dávid és Góliát harcában ezúttal nem Dávid győzedelmeskedett. A gyűrű maga a gázban gazdag kis galaxis, legalábbis ami megmaradt belőle.
Ahogy említettem, nem ismerünk túlságosan sok példányt ebből a galaxis típusból, de az NGC660 fajtájának is egyedi képviselője. A legtöbb esetben a polárgyűrűs galaxis csoportba sorolt csillagvárosok korongja úgynevezett korai lentikuláris galaxis jellemzőit mutatja. Az NGC660 korongja viszont inkább a késői lentikuláris galaxisokéra hasonlít. Ráadásul, a gyűrű nem is merőleges a galaxis korongjára, annak inklinációja durván 45 fok. Éppen ezért pár csillagász sokkal inkább preferálja a ferde gyűrűs galaxis (IRG: Inclined Ring Galaxy) besorolását.
Ennek a tábornak a képviselői szerint, az NGC660 ferde gyűrűje nehezen értelmezhető két galaxis merőleges ütközésével. És itt lép be a második elképzelés: az árapály akkréció. Az NGC660 és a felé közelítő gázban gazdag galaxis csupán elhaladtak egymás közelében. Ennek során az NGC660 gravitációs árapály hatása „megtépázta” a másik galaxist, begyűjtve és gyűrűt formálva gázkészleteinek tekintélyes részéből.
Az biztos, hogy akár az első, akár a második elképzelés is legyen az igaz, az NGC660 mintegy újjáéledt. Hogy mire is célzok pontosan? Térjünk vissza egy pillanatra a lentikuláris (lencse alakú) galaxisokhoz. Morfológiai szempontból ezek a galaxisok átmenetet képeznek a spirál galaxisok és az elliptikus galaxisok között.
A Nagy Medve csillagkép területén elhelyezkedő NGC4036 lentikuláris galaxis a Hubble Űrtávcső felvételén. A korong szinte struktúra nélküli. Egyedül a csillagközi por, az ami megtöri a viszonylagos egyhangúságot. Bár csillagok kialakulásához szükséges intersztelláris gáz nincs igazán bennük (nincsenek bennük hideg hidrogénfelhők), de sokuk porban gazdag. Forrás: ESA/Hubble & NASA – Judy Schmidt
A lentikuláris galaxisok alapvetően diszk alakúak akárcsak a spirál galaxisok. Nincsenek azonban spirálkarjaik, a korongban pedig álltalában nincsennek határozott struktúrák. Ugyanakkor, bizonyos lentikuláris galaxisokban, a küllős spirál galaxisokhoz hasonlóan szerkezet (az angol nyelvű irodalomban: bar) figyelhető meg. Bennük a csillagok dinamikája is nagyon hasonlatos a spirál galaxisokéhoz, ugyanis eltolva az ezek esetében érvényes Tully-Fisher reláció diagramját megkapjuk a lentikuláris galaxisokra jellemzőt.
Rádiósugárzásuk a 21 cm-es hullámhosszon nem szignifikáns, mivel híján vannak az atomos állapotban lévő hidrogén gáznak. Szintén nincs, vagy csak nagyon minimális mennyiségben fordul elő bennük molekuláris állapotú hidrogén. Mivel a hideg molekulafelhők nélkülözhetetlenek a csillagok keletkezéséhez, így manapság már nem zajlik bennük intenzív csillagkeletkezés. Utánpótlás hiányában a nagyobb tömegű, kékes árnyalatú csillagok már régen kivesztek ezekből a csillagrendszerekből. Csillagászati értelemben röpke életük szupernóva-robbanással zárult. Mára, csak a kisebb tömegű, és éppen ezért hosszabb életű sárgás, vöröses csillagok maradtak hátra. Ezek dominanciája, és a bennük lévő tekintélyes mennyiségű pornak a vörösítő hatása határozza meg a lentikuláris galaxisok színét.
A 8.2 m tükörátmérőjű VLT-vel (Very Large Telescope) és B, V, R, I szélessávú szűrőkkel készült felvétel az NGC936 küllős lentikuláris galaxisról. Forrás: ESO (Cerro Paranal, Chile)
Nem mondhatók elliptikus galaxisoknak sem, bár kétségtelenül vannak nagyon hasonlatos jegyeik. Éppen ezért, az elliptikus galaxisokat és a lentikuláris galaxisokat gyakran nem is olyan könnyű megkülönböztetni egymástól. Például, a színképük az öreg csillag populációjuknak hála alig tér el. A prominens központi dudor szintén jellemző mind a kettőre. Ezekben a csillagok mozgása véletlen eloszlást mutat. Nincs sem kitüntetett iránya, sem kitüntetett síkja a csillagok keringésének a centrum körül. Ellenben, a lentikuláris galaxisok korongjában van kitüntetett keringési irány, és a pályák is síkba rendezettek. Ez pedig, határozottan megjelenik az egész galaxis dinamikájában. Tekintve, hogy az elliptikusoknak nincs korongja, így megfigyelve a galaxison belüli mozgások jellegét, különbséget tudunk tenni a lentikuláris és az elliptikus csillagrendszerek között.
Ez elsőre remekül hangzik, de a megfigyeléseket több dolog is nehezíti. A teljességre törekvés nélkül, csak párat említenék ezek közül. A Doppler-effektusnak hála, a színképvonalak eltolódása sok mindent elárul a galaxison belüli mozgásokról. Kezdjük is a színképelemzés buktatóival. A spirál galaxisok esetében éppen a 21 cm-es emissziójukat szokták felhasználni, hogy kinematikájukat feltérképezzék. A lentikuláris galaxisok esetében ugye ez nem lehetséges. Mivel nincs jelentős, a fiatal és masszív csillagok által ionizált hidrogénkészletük, így a Hα emissziós vonalak vizsgálata szintén lehúzható a listáról. Maradnak az abszorpciós színképvonalak, de azokkal csak kevésbé megbízható eredményt lehet produkálni. Tegyük fel, hogy ezekre alapozva mégis elvégeztük a méréseket. Az értelmezésükhöz ismernünk kell pontosan a korong inklinációját (látóirányunkba eső tengelyferdeségét). Ez elengedhetetlen, ha a tényleges keringési sebesség érdekel minket. Ezt viszont nem is olyan triviális meghatározni ezen galaxisoknál. Akkor ott van még, hogy adott pontban nem egyszerű a korongon belüli rendezett, és a dudoron belüli rendezetlen mozgások szétválasztása. És így tovább. Lehet tehát a galaxisok csillagainak dinamikája alapján is definíciót alkotni, hogy mikor beszélünk elliptikus, és mikor lentikuláris galaxisról, de csillagász legyen a talpán aki kifésüli és értelmezi a mérési eredményeket.
Gyakran, inkább a felületi fényesség profil alapján szokták eldönteni a galaxisról, hogy az melyik típusba tartozik. Ez a profil leírja, hogy miként változik a galaxis fényessége a centrumtól távolodva. A spirál galaxisok, illetve a lentikuláris galaxisok korongjának profilja tipikusan lapos, míg az elliptikusak szférikus része, illetve a lentikulárisok központi dudorának profilja meredek esésű. A gyakorlat azonban sosem ennyire egyszerű, ugyanis lentikuláris galaxisok esetén a központi dudor jellemzően dominánsabb a koronghoz képest. Tipikusan akkor kap a galaxis lentikuláris, és nem elliptikus besorolást, ha felületi fényesség profilja nem írható le egyetlen indexszel (Sérsic index). Vagyis, csak több, különböző meredekségű görbével ábrázolható.
Felületi fényesség profilok különböző Sérsic index-ek esetén. A vízszintes tengelyen található a centrumtól mért távolság logaritmusa, míg a függőleges tengelyen a felszíni fényesség logaritmusa. Az n=1 a spirál galaxisokat és a lentikulárisok korongját, az n=4 az elliptikus galaxisokat írja le jól.
Ma két elfogadott elmélet van kialakulásukra. Az egyik szerint a spirális szerkezetét elvesztett galaxisokról van szó, melyben kifogyott a nyersanyag a csillagkeletkezéshez. Míg a másik elmélet szerint galaxisok összeolvadása hozta létre eme korong alakú csillagvárosokat.
Gondoljunk csak bele, hogy a „vörös és halott” galaxis (az angol szakirodalomban gyakran használják a „red and dead” kifejezést a csillagokat már nem produkáló galaxisokra) egy ütközésnek, vagy éppen csak egy erőteljes gravitációs kölcsönhatást követő akkréciónak hála még egy esélyt kapott, hogy csillagok újabb nemzedékének adjon életet.
Az éppen folyamatban lévő csillagkeletkezés indikátorai a forró, és ezért kékes színű masszív csillagok tömeges jelenléte. Egy spirál galaxis csillagpopulációját 70%-ban az úgynevezett M típusú, Napunknál is kisebb tömegű, halvány vörös törpe csillagok alkotják. Ez az arány 90% az elliptikus galaxisoknál, és hasonló ezek arány a lentikuláris galaxisok esetében is. Hiába nagyobb a kis tömegű sárgás-vöröses halvány csillagok aránya, heves csillagkeletkezés esetén oly iramban keletkeznek csillagok ezeken a területeken, hogy igen magas lesz a nagy tömegű csillagok száma is. Ezek pedig fényükkel könnyűszerrel túlragyogják a kisebb testvéreiket. Így végső soron, nekik köszönhetően világítanak a fiatal csillagok halmazai kékes fényfüzérekként az NGC660 gyűrűjében. A masszív csillagok azonban tömegüktől függően mindössze néhány millió, vagy néhány tízmillió évig léteznek. (A kisebb tömegű csillagok hosszabb ideig élnek, ahogy már fentebb is utaltam rá.) Létezésük tehát annak bizonyítéka, hogy legalább az említett időintervallumokon belül intenzív csillagkeletkezés folyt az adott területen. Hasonlóan a fiatal masszív csillagok sugárzása által ionizált hidrogén gázfelhői, vagyis a HII régiók vöröses-rózsaszínes pamacsai is az „éppen zajló” csillagkeletkezés jelei. Nagy távolságok esetén, ahol már távcsövünk felbontása kevés, ezek fénye már gyakorta elvész a kék behemótok ragyogásában. Érdemes itt egy pillanatra megállni, és a leírtak tudatában újra megszemlélni az NGC660-ről készített felvételemet.
Bár a saját felvételemen is már látszanak valamelyest a gerjesztett hidrogén felhők vöröses-rózsaszínes pamacsai, de érdemes megnézni ezt a Hawaiion lévő Gemini óriástávcsővel készült felvételt. Ezen tömegével látszanak vörös csillagkeletkezési régiók a gyűrűben, illetve a fiatal és fényes nagytömegű kék csillagok alkotta halmazok. A felvétel g, r, I, és Hα szűrőkkel készültek. Az ezekhez hozzárendelt színek: kék, zöld, narancs és vörös. A látómező 9.3×5.6 ívperc. Forrás: Gemini Observatory / AURA
A Hubble űrtávcsővel több száz különálló objektumra bontható fel az NGC660 gyűrűje. Ezeknek az objektumoknak tekintélyes hányada kék és vörös szuperóriás csillag. A gyűrű populációkának ezek csupán a legfényesebb tagjai, de tökéletesen megfelelnek korbecsléshez. A vizsgálatok alapján, a legfiatalabb csillagok csak alig 7 millió évvel ezelőtt alakultak ki. Továbbá, a gyűrű kb. 1 milliárd éves lehet a szín-indexén (V-I) alapuló megfigyelések szerint. Összességében tehát elmondható, hogy a hosszú ideje tartó csillagkeletkezés a gyűrűben még mind a mai napig is zajlik.
Jogosan merül fel a következő kérdés az olvasóban, ahogy a csillagászok is megfogalmazták azt. Ha csak megközelítette a kisebb galaxis az NGC660-ot, akkor hol van most? Hol a tettes? Az igazság az, hogy a csillagászok erre nem tudják a pontos választ. Amennyiben 1 milliárd évvel ezelőtt történt az esemény, akkor lehetséges, hogy mostanra már egyszerűen tovább állt. Vagyis, kimozgott abból a látómezőből, ahol eddig a csillagászok keresték.
A másik érdekesség, hogy árapálycsóváknak semmi nyoma, mint például az NGC1316, az NGC6769 és NGC6770 párosa, NGC2442, vagy az Arp 271 kölcsönható, illetve kölcsönhatáson átesett galaxisok esetében. Hogy csak pár korábbi fotómat említsem. Az igazság az, hogy mindkét említett modell esetében létrejöhet úgy a gyűrű, hogy nem alakul ki árapálycsóva. A csóva hiánya nem perdöntő bizonyíték az egyik vagy a másik elképzelés mellett.
Természetes, hogy amikor az ember először erre a galaxisra tekint, akkor a sárgás korong előtt látható kusza porsávok sziluettje, és a gyűrű ami megragadja a tekintetét. Az NGC660 magvidéke viszont legalább ennyire érdekes. Ennek megfigyelése viszont már messze túlmutat az amatőrcsillagász műszerek lehetőségein, de adott esetben még a látható elektromágneses sugárzás tartományán is. Mégis szót kell ejteni róla, hogy összeálljon az olvasó fejében a teljes kép erről a csillagrendszerről.
A mag vizsgálata talán segíthet eldönteni a fentebb boncolgatott kérdést. Amennyiben összeolvadás történt volna, akkor az NGC660 magja kettőséget kellene, hogy mutasson. Ennek viszont semmi nyomát nem találták egyelőre a csillagászok. Nincs jele annak, hogy a galaxis centrumában két szupermasszív fekete lyuk is helyet foglalna. Több olyan galaxist is ismerünk, miben két masszív fekete lyuk is található, mely egyértelmű bizonyítéka, hogy az két másiknak az összeolvadásaként jött létre.
Már korábban is ismert volt az NGC6240-ben egy szupermasszív fekete lyuk. Mivel az volt a kutatók feltételezése, hogy ez a furcsa alakú galaxis két másik összeütközése révén jött létre, így a VLT UT4 (Yepun) távcsövére szerelt MUSE műszerrel alapos vizsgálatnak vetették alá a csillagrendszert.
Ekkor jött a meglepetés, hogy nem egy, hanem rögtön másik két szupermasszív fekete lyukat is találtak a csillagászok. Ez az elsőként talált ilyen eset (2019), hogy egy galaxis centrumán környékén három ilyen behemót is tanyázik. Nincsennek is messze egymástól. Mind a három, egy nagyjából 3000 fényév átmérőjű térrészen belül helyezkedik el, ami a galaxis teljes méretének 1%-ka sincs. Egyenként kb. 90 millió naptömegűek. Az NGC6240 tehát nem is egy, hanem három galaxis összeolvadásának az eredménye. Kép forrása: P. Weilbacher (AIP), NASA, ESA, the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration, and A. Evans (University of Virginia, Charlottesville/NRAO/Stony Brook University)
Az NGC660 a LINER (Low Ionization Nuclear Emission Region) galaxisok csoportjába tartozik. A LINER-ek a nevüket magjuknak színképe alapján kapták, amiben tipikusan gyengén ionizált atomok (egyszeresen ionizált oxigén, nitrogén, kén, stb.) keskeny vonalai figyelhetők meg, míg az erősen ionizált atomok (például kétszeresen ionizált oxigén) vonalai viszonylag gyengék. A LINER galaxisok közel sem olyan ritkák, mint az elsőre gondolnánk. A megfigyelések azt mutatják, hogy a környezetünkben (486 elemű, legalább 12.5 magnitúdós (BT) galaxismintát tekintve) minden ötödik-harmadik galaxis ilyen. Érdekes, hogy túlnyomórészt inkább elliptikus és lentikuláris galaxisok esetén figyelhető meg ez a jelenség, bár számottevő a spirál galaxisok mennyisége is. Az irreguláris galaxisok között viszont csak elvétve akad ilyen.
Máig vitatott, hogy pontosan miért látjuk ezeket az emissziós vonalakat a LINER galaxisok színképében. Már abban sincs egyetértés a csillagászok között, hogy egyáltalán miként jön létre maga a gerjesztés. Egyesek szerint az intersztelláris gázban terjedő lökéshullámok (shock waves), míg mások szerint a fotoionizáció (intenzív UV sugárzás) okozza azt. Nemcsak az ionizációs mechanizmus kérdésében oszlik meg a kutatók véleménye, de annak forrását illetőleg is.
A csillagászok egyik jelentős tábora szerint, e galaxisok esetében a centrumban tanyázó szupermasszív fekete lyukak a okolhatók a gáz gyenge ionizációjáért. Szerintük a kis luminozitású aktív galaxismagok (Low-Luminosity Active Galactic Nuclei – LLAGN), ahová a kevésbé fényes magú Seyfert galaxisok, és a LINER-ek is tartoznak, illetve azok a galaxismagok, melyek színképe a LINER-ek és a HII régiók közt átmenetet mutat, csupán a nagyságrendekkel intenzívebben sugárzó Seyfert galaxisoknak és a kvazároknak a rokonai. Ezen utóbbiak magjában, a szupermasszív fekete lyuk felé áramló anyag akkréciós korongot formál, s miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog és felhevül. A folyamatban a mozgási energiájának egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Az akkréciós korong mindkét oldalán, a forgástengely mentén plazmából álló jet-ek jönnek létre. A jet a fekete lyukhoz közeli erős mágneses térben közel fénysebességre gyorsított, töltött szubatomikus részecskék fókuszált nyalábja. A relativisztikus sebességgel mozgó töltött részecskék a mágneses térben kifelé spirálozva felelősek az úgynevezett szinkrotronsugárzásért. A kis luminozitású aktív galaxismagok hasonlóan működnek e csillagászok vélekedése szerint, csak éppen kevésbé energikusak. Míg például a kvazároknál a jet-ek hossza elérheti akár a millió fényéves nagyságrendet is, addig a kis luminozitású aktív galaxismagok esetében inkább csak fényéves méretekről lehet beszélni, de extrémebb esetekben is csak pár száz fényévről mindössze. Az eltérések az aktív galaxis magok, és a kis luminozitású aktív galaxismagok között a fekete lyukak tömegére, az anyagbefogás ütemére, az akkréciós korong fizikai paramétereire, illetve a fekete lyukat körbevevő galaktikus környezetre (por és gáz, azok hőmérséklete stb.) vezethetők vissza, hogy csak pár lehetséges okot említsek. Amennyiben tényleg rokoni szálak fűzik őket össze, akkor a LINER galaxisok alkotják az aktív magú galaxisok legnépesebb alosztályát, számuk messze lekörözi a nagyobb luminozitású Seyfert galaxisok és kvazárok számát.
Aktív galaxismag sematikus vázlata.
Black Hole – Fekete lyuk, Torus of Neutral Gas and Dust – Ionizálatlan gázok és por tórusza, Accretion Disk – Akkréciós korong, Radio Jet – Rádió Jet
Míg más csillagászok véleménye az, hogy a LINER galaxisok megfigyelhető tulajdonságai nem a központi fekete lyuk „munkálkodásának” eredménye. Szerintük, a csillagkeletkezési régiók fiatal, masszív és egyben forró csillagai gerjesztik a gázt. Való igaz, hogy pár LINER galaxis esetében találtak erre utaló jeleket a közeli infravörös tartományban végzett spektroszkópiai vizsgálatok során. De a Spitzer űrtávcsővel is folytattak kampányt a csillagászok, melyben 33 LINER galaxist vetettek alá alapos spektroszkópiai vizsgálatnak a közép infravörös tartományban. Az átfogó minta elemzésével sikerült kapcsolatot kimutatni a fényes infravörös galaxisok (Luminous Infrared Galaxies – LIRGs) LINER emissziója és a csillagkeletkezési aktivitás között. Ezek olyan távoli galaxisok, amelyek főként a Világegyetem abban a korszakában léteztek, amikor a csillagkeletkezési ráta még jelentősen nagyobb volt a ma megfigyelhetőnél. A tömegével születő csillagokat egy ideig még körbevették azok a gázfelhők, amelyben keletkeztek. Az ezekben a felhőkben lévő por a csillagok fényének jelentős részét elnyelte, majd pedig visszasugározta infravörösben. Ezek az intenzív csillagkeletkezést produkáló galaxisok így nem is a látható fényben, hanem sokkal inkább infravörösben igazán fényesek. Innen származik a nevük is. Megjegyzem, hogy aktív galaxismag jelenlétét is detektálták pár esetben. Ellenben, ugyanezen vizsgálat eredményei szerint, a környező normál (nem csillagontó), az infravörösben kevésbé fényes galaxisok LINER emissziója nem a csillagkeletkezésre vezethető vissza. Nem utolsósorban az elliptikus és lentikuláris galaxisokban nem jellemző a masszív és éppen ezért forró fiatal csillagok jelenléte. Ugyanis, ezek csillagászati értelemben rövid ideig, tömegüktől függően mindössze néhány millió, néhány tízmillió évig élnek csak. Ezeknél a galaxisoknál pedig már sokkal régebben véget ért az aktív csillagkeletkezés korszaka.
Vannak olyan csillagászok, akik nem az aktív galaxismagban, vagy éppen az intenzív csillagkeletkezésben látják a megoldás kulcsát. Sőt, éppen ezek hiányával magyarázzák az egészet. Az 1 milliárd évnél öregebb, előrehaladott fejlődési állapotban lévő csillagok, az aszimptotikus óriás ág elhagyása után (post AGB phase) rövid ideig elég forrók ahhoz, hogy képesek legyenek gyengén ionizálni a környező csillagközi gázokat. Az emisszió megfigyelésére pedig azért nyílik egyáltalán lehetőségünk, mert sem az aktív mag, sem a fiatal forró csillagok keltette sugárzás nem ragyogja túl azt. Ez a magyarázat akár működőképes is lehet. Ehhez csak némi gázra és 1 milliárd évesnél öregebb csillagokra van szükség. Ez az elképzelés arra is választ adhat, hogy a LINER-ek miért főként öreg csillagok alkotta masszív galaxisok, amikben már igen kicsi a csillagkeletkezési aktivitás. Ugyanakkor azt se felejtsük el, hogy akadnak aktív magú LINER galaxisok is.
Nem könnyű eldönteni, hogy pontosan melyik teória a helyes, mert oly változatos morfológiájúak, annyira eltérő tulajdonságúak a LINER galaxisok. Könnyen lehet, és éppen e mellett teszik le a voksukat a legutóbb vázolt elmélet képviselői is, hogy az aktív magnak, a fiatal csillagok ionizációs hatásának, és a LINER tulajdonságnak a kérdését teljesen külön kell kezelni. Ez pedig jelentősen átrajzolhatja a galaxisokról alkotott képet, mivel évtizedek óta a LINER tulajdonságot az aktív mag indikátorának tekinti a kutatók jelentős része.
Mint említettem, az elliptikus és lentikuláris galaxisokban álltalában nem jellemző a masszív és éppen ezért forró fiatal csillagok jelenléte. De az NGC660 esetében a rádiótávcsöves vizsgálatok ennek ellentmondani látszanak. A galaxis központjának durván 32 fényév kiterjedésű régiója igen erős rádiósugárzást bocsájt ki. A csillagászok úgy vélik, hogy az NGC660 és a másik galaxis közötti kölcsönhatás eredményeként tekintélyes mennyiségű gáz áramolhatott a mag vidékére. Illetve, a gravitációs kölcsönhatás lökéshullámokat hozott létre ezekben a gázfelhőkben. Így, a magban is intenzív csillagkeletkezés indult be. Vagyis, nemcsak az NGC660 gyűrűjében zajlanak egyedül viharos csillagkeletkezési folyamatok. A magban hatalmas számban keletkeztek forró, fényes, kékes árnyalatú csillagok. És talán éppen ezen fiatal csillagoknak a környezetükre gyakorolt hatása felelős magáért a rádiósugárzásért. Ezek, az akár 100 naptömeget is meghaladó óriási „csillagszörnyek” rövid idő elteltével szupernóvaként robbantak fel. Ezáltal újabb lökéshullámokat keltve az intersztelláris anyagban. Végső soron, beindítva az újabb csillagkeletkezési hullámokat a csillagrendszer centrumában. Az egészet, mint egy megszaladó folyamatot kell elképzelni. Az NGC660 nemcsak polárgyűrűs, vagy mások értelmezése szerint ferde gyűrűs galaxis, de úgynevezett csillagontó galaxis is (starburst galaxy).
Mindenkit csak arra biztatnék, hogy észlelje bátran ezt az izgalmas galaxist, miközben eltöpreng egy picit a fenti dolgokon. Szemünk előtt a galaktikus evolúció egy ritka példánya. Egyetlen csillagrendszer, megannyi zavarba ejtő tulajdonsággal. Legalábbis, amíg a csillagászok ki nem bogozzák az összes szálat.
A felvételek 2019-02-03 és 2019-02-15 között készültek – Siding Spring Observatory – 29 x 600 sec (bin2) OIII, 10 x 120 sec (bin2) R,G,B
(Kép orientációja: észak balra, kelet alul)
Abell katalógusa a planetáris ködökről
A felvételen látható kékeszöld gázbuborék Abell katalógusában a 33-as sorszámot viseli. George Ogden Abell (1927-1983) megfigyelő csillagászként kezdte pályafutását a Palomar Égboltfelmérő Programban (Palomar Sky Survey). A Palomar Obszervatórium 48 hüvelykes Schmidt típusú távcsövével készített felvételeket fotólemezekre a projekt keretében. Egyik korai munkája az alacsony felületi fényességű planetáris ködök tanulmányozása volt, melyhez éppen az előbb említett lemezeket használta fel. A 48 hüvelykes Schmidt távcső ideális volt a nagy kiterjedésű, de halvány felületi fényességű objektumok megörökítéséhez. 1966-ban kiadott publikációja (Properties of Some Old Planetary Nebulae) 86 planetáris ködöt tartalmazott. Ezek nem mind az ő saját felfedezései. Nagyjából a felük Albert George Wilson, míg a maradék ő hozzá, illetve Robert George Harrington és Rudolph Minkowski nevéhez köthető. Bár 4 planetáris köd jobban ismert más katalógusokból, és szintén 4-ről később kiderült, hogy valójában más objektum, de Abell-nek Peter Goldreicher-rel karöltve fontos szerepe volt abban, hogy a csillagászok kapcsolatot teremtsenek a vörös óriás csillagok életének végső fázisa és a planetáris ködök között.
A fiatal George Ogden Abell a Palomar Obszervatórium Samuel Oschin 48 hüvelykes (1.2 méteres) Schmidt távcsövével. Abell ezzel a távcsővel készítette a Palomar Égboltfelmérő Programhoz a felvételeket. A távcső napjainkban már teljesen automatizált, praktikusan működésközben senki sincs fizikailag a kupolában. A fotólemezeket pedig CCD technológia váltotta fel. Teljesen hasonlóan készült a saját felvételem is az Abell 33-ról. Az iTelescope távcsöve teljesen önállómódon, az általam megadott program alapján készítette el a kívánt felvételeket. – A kép forrása: Caltech
Öregedő csillagok és a planetáris ködök
Ma már tudjuk, hogy a planetáris ködök létezése, az életük végéhez közelítő (kezdetben) 0.8 és 8 naptömegű csillagokhoz köthető.
A csillagok energiatermelését életük leghosszabb szakaszában a hidrogén fúziója biztosítja, melyben hélium keletkezik. E folyamatban keletkező energiának köszönhetően képes dacolni a gravitációval. Azonban ez sem tart örökké. A hidrogén készletek idővel megcsappannak, és a magból a hidrogén fúzió egy külső héjba tevődik át. A csillag vörös óriássá fújódik fel. Idővel a hélium fúzió is beindul a magban, melyben szén keletkezik, de a külső héjban továbbra sem szűnik meg a hidrogén fúziója. A csillag összehúzódik, némileg forróbb lesz, luminozitása is csökken. Miután a hélium is elfogy az addigra szénben és oxigénben gazdag magban, a fúzió az azt körülvevő külső héjba tevődik át. Az energia nagy része viszont nem itt keletkezik, hanem a külsőbb hidrogén héjban. A csillag külső rétegei ismét felfúvódnak és lehűlnek. Éppen ezért a csillag fényessége ismét megnő, túlszárnyalva a korábbi vörös óriás fázist, színe pedig ismét a vörös felé tolódik.
Ebben az úgynevezett AGB fázisban (Asymptotic Giant Branch – Aszimptotikus óriás ág) a csillagok jelentős mennyiségű tömeget veszítenek az időszakonként eltérő sűrűségű és intenzitású csillagszél révén. Hihetetlen tűnik, de kezdeti tömegüknek akár több mint a felét is elveszíthetik ebben a késői fejlődési szakaszban. Leegyszerűsítve azt mondhatjuk, hogy ezek a Napnál akár ezerszer is fényesebb vöröses árnyalatú óriás csillagok mintegy ledobják külső rétegjeiket.
A kezdetben nagyságrendileg 10-15 km/s sebességű csillagszél porban gazadag és sűrű (évente mintegy 10-7 naptömeg áramlik ki). Ezt egy rövid ideig tartó, hirtelen felgyorsuló, intenzív anyagkiáramlás, az úgynevezett szuperszél követi. Lassan feltárul a csillag forró magja, a tömegvesztés mértéke ugyan lassul (10-8 naptömeg évente), de a kiáramlás sebessége megnő. A lassú és sűrű csillagszelet 200-2000 km/s-os gyors, de kis sűrűségű csillagszél váltja fel tehát, mely beleütközik a korábban ledobott, főleg a szuperszél időszakából származó csillagkörüli anyagba. A gyors csillagszél mintegy maga előtt tolva azt, képes sűrű héjat formálni belőle.
A planetáris ködöd csillagászati időskálán mérve roppant gyorsan jönnek létre. Az AGB fázis végén ehhez elég mindössze néhány évszázad. Létezésük pedig alig pár tízezer év. A planetáris ködök szülőcsillagjai nem elég nagytömegűek, hogy magjukban beinduljon a szén és az oxigén fúziója. Idővel a nukleáris fúzió a külső rétegekben is leáll. A csillagszél megszűnik, és lassan a fehér törpe állapotba jut a csillag. Mire ez a folyamat teljesen befejeződik, a planetáris köd elenyészik az űr sötétjében, láthatatlanná válik.
De mitől látható „egyáltalán” a kidobódott anyag? Az anyagkiáramlás első fázisában, a csillagot körbevevő anyagfelhőt protoplanetáris ködnek nevezik, ugyanis még csak visszaveri szülőcsillagának fényét (nincs még gerjesztés, mint a későbbi planetáris köd fázisban). Azonban, a magkörüli vékony hidrogénburokban még mindig zajlik a hidrogén héliummá történő fúziója. A csillag így egyre forróbb, és forróbb lesz. Mikor a csillag felszíni hőmérséklete átlépi a 30000 K-t, intenzív UV sugárzásával gerjeszteni kezdi a körülötte lévő gázt. A köd többé már nem a csillag fényét veri vissza, hanem „világítani” kezd. Színképét ettől fogva a hidrogén rekombinációs vonalai, és az úgynevezett ütközéssel gerjesztett tiltott vonalak uralják. Eme utóbbiak csak roppant ritka csillagközi gázban jöhetnek létre, ezért hívják tiltott vonalaknak. Ilyen például az OIII (a kétszeresen ionizált oxigén) színképvonala is. Ettől a ponttól beszélünk planetáris ködről.
Az olvasó figyelmébe ajánlom a planetáris ködökről korábban írt összefoglaló cikkemet , amiben a fentebb vázolt folyamatokat részletesebben is ismertetem. Továbbá, átfogóbban foglalkozom a planetáris ködök felépítésének, morfológiájának kialakulásával is.
A fotó és a mögöttes fizika
Azt már tudtam korábbról, hogy az Abell katalógusában szereplő objektumok jellemzően az idősebb, fejlődésben előrehaladottabb állapotát képviselik a planetáris ködöknek. Ennek egyik következménye, hogy felületi fényességük alacsony, és ez az Abell 33 esetében sincs ez másképpen. Elég csak egy pillantást vetni a lenti fotókra, hogy meggyőződjünk arról, mennyire halvány az Abell 33 a Messier 27-hez képest.
Balra az Abell 33, jobbra az M27 planetáris köd. Mind a két felvétel az SDSS (STScI Digitized Sky Survey) archívumából származik. Azonos műszerrel, azonos expozíciós idővel készültek. A látómező mérete 30 x 30 ívperc. Az alacsony felületi fényessége miatt az Abell 33 csak halvány derengés a fotón, míg az amatőrcsillagászok által közkedvelt M27 szinte vakít mellette. Forrás: STScI
Éppen ezért, amennyiben lehetőségünk van rá, akkor érdemes keskenysávú szűrőket használni, és hosszú expozíciós idejű elvételeket készíteni. A keskenysávú szűrők, speciális hullámhosszokon, egy igen szűk tartományban engedik csak át a fényt. Pontosabban, az adott hullámhossz és annak néhány nanométeres környezete éri csak el a kamera detektorát. Jól megválasztva tehát a szűrőt (szűrőket), az csak azt a hullámhosszúságú fényt engedi át, amin az objektum maga is sugároz. Mit nyerünk ezzel? A köd nagyobb kontrasztban jelenik meg a szűrt, és ennek következtében sötétebb égi háttér előtt. Jellemzően Hα, Hβ, OIII, SII, NII és egyéb keskenysávú szűrőkkel szoktak dolgozni a csillagászok (a látható fény tartományában). Az amatőrcsillagászok követve ezt a gyakorlatot, nem különben.
Általánosságban elmondható, hogy a különböző keskenysávú szűrős felvételeket összedolgozva, kontrasztos és színes látványát kaphatunk eredményül. Érdemes tudni, hogy ezek mind-mind hamis színes felvételek. Az emberi szem ilyennek sosem látná az objektumokat. Valójában az egyes hullámhosszhoz a képfeldolgozás során rendelünk színeket úgy, hogy annak tartalmát különböző arányokban keverjük bele az egyes színcsatornákba. Vagyis, egy „paletta” szerint „megfestjük” a képeket, vagy éppen „játszunk” az intenzitások arányával (több szűrő esetén). Minden színnek azonban jelentése van. Elárulja, hogy az adott területen milyen az objektum kémiai összetétele.
A Hubble űrteleszkóp felvételeinek jelentős részét szintén keskenysávú szűrőkkel rögzítették (elsődleges a tudományos szempont!), de külön művészeti csoportot kértek fel arra, hogy megalkossák az úgynevezett Hubble palettát. Vagyis, olyan színeket rendeljenek az egyes hullámhosszokhoz, amin köszönhetően a végeredmény a befogadó közönséget lenyűgözi. A Hubble képein a gázködök látvány valós, míg a szín sok esetben emberkéz által alkotott, de mégis csillagászati jelentést hordoz!
Amatőrcsillagász körökben keskenysávú felvételek készítéséhez leginkább Hα, OIII, SII szűrők az elterjedtebbek. A Hα szűrő a gerjesztett hidrogén fényére van „kihegyezve”. Egészen pontosan, a Balmer-sorozat 656.28 nm-es hullámhosszára. Ilyen hullámhosszúságú foton akkor keletkezik, amikor a hidrogén elektronja a harmadik legalacsonyabb energia szintjéről a másodikra „lép vissza”. Az OIII szűrő a kétszeresen ionizált oxigén tiltott vonalainak hullámhosszán enged át. Ezebből kettő esik a látható tartományba: 501 nm és 496 nm. Jellemzően az elsőn (és szűk környezetében) engednek át a megvásárolható OIII szűrők. Teljesen hasonló elvek alapján működik az SII, ahol a rekombinálódó ionizált kén „világít”.
De mégis milyen szűrő, illetve szűrők kombinációja a legcélravezetőbb az Abell 33 esetében? Hogy a választ megleljem, a digitális észlelés előtt utána olvastam különböző tudományos cikkekben, hogy mit is érdemes tudni magáról a célpontról. Persze, ha ez embernek van ideje és kedve, akkor próbálkozhat is csak úgy. De engem a leggyorsabban elérhető kontrasztos végeredmény érdekelt. Biztosra akartam menni.
Átböngészve a lentebb felsorolt irodalmakat kiderült, hogy az Abell 33 nemcsak, hogy fejlődésben előrehaladott, öreg és halvány planetáris köd, de szinte kizárólag az OIII tiltott vonalain sugároz. A többi hullámhossz intenzitása igen gyenge ehhez képest (például Hα), vagy éppen nem is sugároz az adott hullámhosszon már. Így jutottam arra az elhatározásra, hogy kizárólag OIII-as keskenysávú szűrőt fogok használni. Azon minden meg fog mutatkozni, amit a használt műszerből én magam ki tudok hozni.
A keskenysávú módszernek van két „mellékhatása”. Az egyik, hogy a széles tartományban sugárzó csillagok fényének tekintélyes részét is levágja. A csillagok így a felvételen kisebbek és halványabbak lesznek. A végeredményben úgy tűnhet, hogy a köd nagyon fényes a csillagokhoz képest. Pedig elég csak a fenti SDSS képre nézni, hogy lássuk ez nem így van. Mondhatjuk, hogy ez a kontrasztnövelés ára. Tekintve, hogy engem a köd szerkezete érdekelt, a csillagok pedig kevésbé, így ennek nem tulajdonítottam különösebb jelentőséget.
A másik „mellékhatás”, hogy az OIII szűrős felvételeket luminance rétegként használva a csillagoknak nem lesz színe. Tulajdonképpen monokróm lenne az egész kép. Ezzel vagy törődik az ember, vagy nem. Az RCW58 Hα képemnél ezzel például nem foglalkoztam. Most viszont felvettem R, G, B szűrős felvételeket, hogy a csillagoknak megjelenje a valós színe. Megjegyzem, hogy ötször rövidebb expozíciók is elegendők voltak a vörös, zöld, kék szűrőkkel, hogy a csillagok fénye a megfelelő intenzitást elérje. Jól mutatja, hogy az OIII szűrő mennyi fényt vág le a csillagok esetén.
A végeredmény végül egy OIII-R-G-B kép lett, ahol az OIII réteg lett a fényréteg (luminance réteg). Továbbá az OIII felvételeket megfelelő arányban beolvasztottam a kés és a zöld színcsatornába a köd esetében. Így nyerte el azt a kékes-türkizkékes színt, ami nagyjából megfelel az 501 nm-es fény színének. A csillagok színe viszont a színszűrős (nem keskenysávú) felvételekből származó kalibrált szín. Ahogy fentebb is utaltam rá, ez bizony hamis színes kép a cél érdekében, ahol a köd színe a lehető legjobban „imitálja a valóságot”. (De bármilyen más színe is lehetne akár.) A morfológia viszont valós. Ezek a struktúrák az Abell 33-ban azok, melyek a kétszeresen ionizált oxigén tiltott színképvonalának hullámhosszán derengenek az űr sötétjében.
Abell 33
Az Abell 33 az Északi Vízikígyó (Hydra) csillagkép területén található. Megfigyelésére a késői téli és a tavaszi hónapok a legmegfelelőbbek. A horizont feletti legnagyobb magassága hazánkban 39.5-41 fok körül alakul. (A déli országrész lakói vannak némileg kedvezőbb helyzetben.) Mivel nem emelkedik túlságosan magasra, így érdemes delelés környékén elcsípnünk, ha okuláron keresztül szeretnénk megpillantani.
Az Abell 33 az Északi Vízikígyó (Hydra) csillagkép területén található.
Hogy milyen látványban is lehet részünk? Miként és milyen műszerrel is érdemes megfigyelnünk? Álljon itt egyik amatőrcsillagász társam vizuális megfigyelése a Magyar Csillagászati Egyesület és a Meteor folyóirat észlelési archívumából:
Sánta Gábor 2009 március 26-án (23 óra UT) ezeket írta a planetáris ködről:
„8 cm-es lencsés távcső, 40x nagyítás, OIII szűrő: A pontos hely ismeretében ”mintha” felderengene.
25 cm-es Newton-távcső, OIII szűrő: Könnyedén látszó, hatalmas méretű (5′) fénykorong, peremén egy 8-9m-s csillag ül, mely nehezíti észlelését. Néha a planetáris csillag felöli 1/3-a a peremen fényesebbnek tűnik.”
Sánta Gábor rajza az Abell 33-ról (2009. április 25.)
Alapvetően, legalább 10-15 cm-es távcső és OIII szűrő szükséges a köd vizuális megfigyeléséhez. 30 cm fölötti átmérő esetén (természetesen kellően sötét égen) szűrő nélkül is jó az esélyünk a megpillantására. Érdemes felkeresni, mert viszonylag ritkán észlelt, és különleges égi csemege.
De folytassuk tovább az Abell 33-mal való ismerkedést. A köd peremén látható HD 83535 kékes árnyalatú fényes csillag különös megjelenést kölcsönöz az objektumnak. Éppen ezért gyakran emlegetik Eljegyzési Gyűrű ködként, vagy Gyémánt Gyűrű ködként is. (Megjegyzem, hogy Gyémánt Gyűrű ködként az Abell 70 planetáris ködre is szoktak hivatkozni.) Bármilyen romantikusak is, de természetesen ezek nem hivatalos nevek. A fényes csillagnak semmi köze a planetáris ködhöz, és mindössze az előtérben helyezkedik el. Csak a véletlen játéka ez az egész.
A köd közepén látható csillag az, aminek sokkal nagyobb figyelmet érdemes szentelni. Ez ugyanis maga a szülőcsillag. Vagyis, annak a maradványa. Színképe, de kimondottan annak abszorpciós vonalai nagyon hasonlítanak a fehér törpe csillagoknál megfigyelhetőkre. Még egy bizonyíték, hogy az Abell 33 az idősebb planetáris ködök közé tartozik. Központi csillaga igen előrehaladott állapotban van azon a fejlődési úton, hogy elérje a fehér törpe stádiumát. Az O(H) színképtípusú csillag nem magányos azonban. Az ismert vizuális kettőscsillagok közé sorolják. (Bár e tekintetben minden kétséget nem zártak még ki teljesen.) A központi csillagot, a K2 (K3V) színképtípusú hűvösebb társától 1.82 ívmásodperc választja el. A valóságban ez nagyságrendileg 2000 CsE távolságot jelent. (1 Csillagászati Egység eredeti definíciója szerint a Nap és a Föld átlagos távolsága, de az IAU új definíciója szerint 149 597 870 700 méter) Összehasonlításképpen a Neptunusz, vagyis a nyolcadik legtávolabbi bolygó a Naprendszerben nagyjából 30 CsE-re kering a Naptól.
Az Abell 33-ra nem véletlenül esett a választásom. Már a látható fény tartományában is meglepő hasonlóságot mutat az M97-tel (NGC 3587-tel), vagy ismertebb becenevén a Bagoly-köddel.
Balra a kis 10 cm-es lencsés távcsővemmel 2014/2015 telén készített fotó az M97-ről, avagy a Bagoly-ködről (UMA-GPU APO Triplet 102/635 – SXVR-H18 CCD kamera)
Jobbra az 51 cm-es tükröstávcsővel, 2019 elején készített fotóm az Abell 33-ról (CDK Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI-PL6303E CCD kamera)
Bár a fotók között van különbség az akkori és a mostani képfeldolgozási gyakorlatom, továbbá a két műszer teljesítőképességének köszönhetően, mégis jól látszik bizonyos hasonlóság az M97 és az Abell 33 között.
García-Díaz és munkatársainak figyelmét sem kerülte el ez a meglepő hasonlóság miközben alaposan vizsgálatnak vetették alá az M97-et. Felfigyeltek arra, hogy nemcsak az Abell 33, de a K 1-22 (ESO 378-1) és az Abell 50 mintha egyetlen család tagjai lennének. Belekapaszkodva a Bagoly-köd elnevezésbe, a planetáris ködök új osztályát vezették be. Megalkották a bagolyalakú ködök (strigiform nebulae) osztályát. Az elnevezést az állatrendszertanból kölcsönözték, ahol a bagolyalakúak (Strigiformes) vagy közismert nevükön a baglyok a madarak osztályának egyik rendje. A csillagászok is emberek, és látszólag szeretnek játszani a szavakkal. A jövő majd eldönti, hogy mennyire terjed el ez az elnevezés a csillagászok körében. Én mindenesetre használni fogom a továbbiakban.
De lássuk, hogy mi a jellemzője ennek az osztálynak, ami García-Díaz és kutatótársai szerint egyelőre négy tagot számlál (a cikk írásakor). Először is a spektroszkópiai vonalaiknak az alakja és morfológiájuk meglepően hasonló.
A központi csillagjaik luminozitása nagyjából százszorosa a Napénak, míg effektív felszíni hőmérsékletük 100 ezer K körüli. A globális tágulási sebessége ezeknek a planetáris ködöknek a 30-40 km/s tartományba esik. Nem az első eset, hogy csillagászok egy csoportba rakták őket. Korábban már Pereyra és szerzőtársai (2013) mind a négyet a HE (Highly Evolved) planetáris ködök, vagyis fejlődésben nagyon előrehaladott állapotúak közé sorolta. Mit jelent ez? Azt, hogy ebben a késői állapotban a csillagszél már nagyon gyenge, vagy már le is állt. A centrális csillag luminozitása gyorsan hanyatlik, miután a hidrogén égető héjban leállt a fúzió. A köd gerjesztése megszűnőben. Talán már meg is történt a rekombináció. Mivel a köd tágulásának időskáláját meghaladja a csillag kihűlésének időskálája, a csökkenő sűrűség miatt a főbb héjai a ködnek újra a reionizáció állapotába lépnek. Azonban, a külső halókban még most is zajlik a rekombináció.
Az Abell 33 és a K1-22 esetében tudható, hogy kettőscsillagok és a tagok között nagy a szeparáció. Az Abell 50 esetében egyáltalán nem sikerült második csillag jelenlétét kimutatni. Az M97 esetében vannak ráutaló nyomok a közeli infravörös tartományban, de teljesen bizonyosat a mai napig nem tudunk. Ha van is társa eme utóbbi kettőnek, akkor is az Abell 33-hoz és a K1-22-höz hasonlóan nagy lehet a keringési távolság. S éppen ezért, a társcsillag vajmi kevéssé befolyásolhatja ezen típusú planetáris ködök formavilágát. Legfeljebb a belső turbulens vidékeken.
Az Abell 33, akárcsak a többi bagolyalkatú dupla héjas szerkezetű. Ám ellentétben a fiatal planetáris ködökkel, ahol a belső héj a keskenyebb, és a külső a kiterjedtebb. Itt pont fordítva van. A belső héj a vastagabb és a diffúzabb, míg a keskeny külső héj sokkal strukturáltabb.
A ködökben látható sötét foltok egyaránt egybeesnek az optikai tartományban és a közép infravörös tartományban. Ez azt jelenti, hogy ezek valódi üregek, és nemcsak a ködben lévő por miatt látszik sötétebbnek ezeken a területeken a négy objektum. A legvalószínűbb magyarázat létezésükre, hogy a korábbi gyors csillagszél vájta a ködbe ezeket az üregeket, ami mára már megszűnt. Ezek az üregek tehát relikviák abból az időből, amikor még sokkal nagyobb volt a luminozitása a központi csillagnak, és a csillagszél is sokkal erősebb volt.
Ugyan ez a legvalószínűbb magyarázat, de a bagolyalkatú ködök kialakulásának pontos mikéntje koránt sem tisztázott még. A legnagyobb problémát éppen az üregek jelentik bennük. A modellek amik a legtöbb esetben működnek itt csődöt mondanak. Az üregek peremén nem figyelhető meg felfénylés, ami viszont egyértelmű jele lenne egy táguló lökéshullámnak, ami elszívja erről a területről a gázt. Pedig pontosan ezt várnánk, ha aktív csillagszél vagy kollimált kiáramlás okozta volna a kialakulásukat. Ráadásul multipolárisak az üregek, ami újabb problémát vet fel. Talán a mágneses térrel ez magyarázható lenne, de maradjunk abban, hogy erősen sántítanak az erre épülő elképzelések. Túlságosan komplikált mágneses tért kell ugyanis feltételezni hozzá.
Az NGC2392 (Eszkimó-köd). Figyeljük meg a táguló buborékokat a Hubble űrtávcső felvételén. Talán éppen az ehhez hasonló képződmények válnak később az Abell 33-ban és társaiban megfigyelhető üregekké. Kép forrása: NASA/STScI
Alternatív magyarázat lehet, hogy a csillag korábbi fejlődési állapotának emlékét őrzik. Vagyis, már eleve a csillagszél által tágított héjak is aszimmetrikusak voltak. Több olyan planetáris ködöt is ismerünk (NGC2392, NGC6543, NGC7009), ahol igen elnyúlt, a csillagszél hatására gyorsan táguló peremű héjak figyelhetők meg a lassabban táguló külső héjak belsejében. Elképzelhető, hogy a gyors csillagszél megszűnése utáni fejlődése ezeknek a struktúráknak választ adhat az üregek kérdésére. De még mindig ott vannak az M97 belsejében megfigyelhető, a fák ágaihoz hasonlóan elágazást mutató üregek. Miként jöttek létre az elágazások?
Az M97 Hα képe balra felül. Tőle jobbra felül szintetikus Hα képek láthatók, melyek az alsó sor multipoláris, tripoláris, és bipoláris modelljeiből származnak. Vagyis, az alsó sor 3D-s üregmodellje alapján, ilyennek kellene látnunk az M97-et. Hasonló modellek alkothatók a többi bagolyalkatú ködre, így az Abell 33-ra is. Forrás: García-Díaz és mások.
Bár némileg különböznek a bagolyalkatú ködöktől, de vannak más jelöltek is, melyek talán éppen ezeknek a planetáris ködöknek a megelőző állapotában vannak. Ilyen például az NGC1360. Abban hasonlít az említett csoporthoz, hogy az ionizált gázban kevéssé kontrasztos elágazó üregrendszer figyelhető meg, ami nagymértékben aszimmetrikus. Ugyanakkor, a központi csillag sokkal nagyobb limunozitású (ez négyezerszerese a Napénak), és maga a köd sokkal elnyúltabb. Az NGC1360 hosszanti tengelye mentén gyorsan mozgó anyagcsomók figyelhetők meg a fő ködön kívül, míg kevéssé ionizált csomók az egyenlítője körül. Ez talán annak a jele, hogy a központi csillagnak van társa, s valamikor közös gázburok vette kettőjüket körül.
NGC1360 – Elképzelhető, hogy ez a köd képviseli a bagolyalkatú planetáris ködök megelőző fázisát. Kép szerzői: Dietmar Böcker, Ernst von Voigt, Stefan Binnewies, Josef Pöpsel
Ha kettős rendszereben az egyik csillag fejlődése során felfúvódik, és kitölti saját Roche-térfogatát, vagy csak intenzív csillagszele révén az AGB fázisban sok anyagot veszít, és ez tölti ki az említett térfogatot, akkor megindul az anyag átáramlása a társra.
Kettőscsillagok esetén megvan az a térrész, amit az adott égitest gravitációja ural. Ezt Roche-térfogatnak nevezik. Ami azon kívül kerül az akár el is hagyhatja a rendszert, vagy a páros körüli pályára állhat. A belső (L1) Langrange-ponton keresztül azonban anyag áramolhat át az egyik Roche-térfogatból a másikba. Az eredeti ábra forrása: Wikipedia.org (az eredeti ábra hibás volt, így módosítottam)
Bizonyos esetben azonban nem jut el az AGB társ összes anyaga a kísérőjére, hanem gázfelhő formájában veszi körül a párost. Közös gázburokkal körülvett kettőscsillagoknak (common envelope binary systems) nevezik az ilyen rendszereket. (Megjegyzés: A gázburok más ütemben rotál, mint a benne található kettőscsillagok. Ez különbözteti meg ezeket a kettősöket az érintkező kettős rendszerektől.)
Mik ezek a bizonyos estek? Közös gázburok olyankor alakul ki kettőscsillagok körül, ha az egyik komponens valamilyen okból nagyon gyorsan fújódik fel, vagy a két csillag közötti szeparáció nagyon gyorsan ütemben csökken.
De hogyan történik mindez? Ezeknél a párosoknál is, amikor a felfúvódó donor kitölti a Roche-térfogatot, megindul az anyagátadás. Közben tömege csökken, a Roche-térfogata zsugorodik. Így még jobban kitölti a térfogatot. Gyorsul az anyagátadás üteme, gyorsul a Roche-térfogat kitöltése (az folyamatosan megy össze), és így tovább. Egy megszaladó dinamikusan instabil anyagátadás valósul meg a kettős rendszerben. Adott esetben a „fogadó” oldali csillag már nem is tudja begyűjteni az összes gázt, és ezért közös gázburok alakul ki a páros körül. A gázburok fékező hatást fejt ki a kettős rendszerre. A csillagok energiát veszítenek, és közelebb kerülnek egymáshoz, ami szintén maga után vonja a Roche-térfogat zsugorodását, s így az anyagátadás fokozódását. A keringésből származó „lopott” energia felfűti és kitágítja a közös burkot. Idővel a donor felfúvódása abbamarad, a közös burok pedig tágulva elhagyja a rendszert. (Az is előfordulhat, hogy a kettős tagjai végül összeolvadnak, de e helyütt ezzel most nem foglalkozom.)
Akár közös burok veszi körül a párost, akár sem, amikor a Roche-térfogat kitöltésekor az anyagátadás megvalósul, akkor a gáz nem közvetlenül zuhan a második csillagra, hanem úgynevezett akkréciós korongot formál körülötte, s így befelé spirálozva éri el a csillag felszínét. Az ilyen akkréciós korongok gyakori sajátossága a forgástengellyel párhuzamos kifújások (jet) a csillagnál. Amennyiben a korong még precessziós mozgást is végez (imbolyog), az epizodikus kifújások dugóhúzó, vagy akár multipoláris mintázatot rajzolnak a térben.
Az imbolygó, epizodikus kifújások (jet-ek) dugóhúzó, vagy akár multipoláris mintázatú üregeket is fújhatnak a korábban kidobódott, táguló gázba. Forrás: ESO/L. Calçada
Talán a bagolyalkatúak üregei is hasonlóan jöttek létre, már amennyiben azok központi csillagjának ténylegesen van egy kellően szoros közelségben lévő társa. Ha így is van, a folyamat részletei továbbra sem ismertek pontosa. Nem beszélve arról, hogy csomóknak egyelőre nyomát sem találták a megvizsgált bagolyalkatúak körül.
Mi tehát a konklúzió az Abell 33 és társainak esetében röviden összefoglalva? García-Díaz és munkatársai szerint annyi bizonyos, hogy az üregek igenis valósok. Peremükön nem figyelhető meg felfénylés. A központi csillagról az anyagkiáramlás (csillagszél) már nagyon gyenge, vagy mára meg is szűnt. Ezekből következik, hogy az üregeket nagy valószínűséggel a korábbi erős csillagszelek vájták ki, még a központi csillag megelőző nagy luminozitású fázisában. Ám az üregek erősen aszimmetrikus mivolta, feladják a leckét a ma elfogadott planetáris ködök kialakulásával és fejlődésével kapcsolatos modelleknek. Hogy fény derüljön a konkrét mechanizmusokra, mindéképpen további alaposabb vizsgálatokra lesz szükség ezen osztály tagjainak és azon jelölteknek az esetében, melyek jó eséllyel az ezt megelőző planetáris köd állapotot képviselik. A tudomány már csak így működik.
A felvételek 2018-06-04 és 2018-06-11 között készültek – Siding Spring Observatory – 25 x 300 sec L, 10 x 300 sec R,G,B
(Kép orientációja: észak jobbra, kelet felül)
Szemezgetve a különböző csillagászati katalógusokból és felmérésekből, amatőrcsillagászként már sok évvel ezelőtt összeállítottam a saját kölcsönható galaxisokkal kapcsolatos észlelési listámat. Az egyik ilyen katalógus, Halton Arp nevéhez köthető. Arp 1966-ban megjelent Atlas of Peculiar Galaxies publikációja 338 olyan felvételt tartalmazott, melyeken a galaxisok alakja elért a szokványostól. Mindegyik valamiféle rendellenességet, különös sajátosságot mutatott. Arp célja nem volt más, mint a galaxisok fejlődésének megértése. Ugyan magyarázatai a galaxisok fejlődésével kapcsolatban mára már meghaladottá váltak, munkássága mégis rávilágított a csillagrendszerek közötti interakciók fontos szerepére.
Ma úgy gondolják a kutatók, hogy a nagyobb galaxisok mind ütközések, és összeolvadások révén jöttek létre. Igen, még a Tejútrendszer is. A „galaktikus kannibalizmus” már a kezdetektől fogva fontos szerepet játszott a csillagrendszerek fejlődésében. Noha ezek a kölcsönhatások, összeolvadások emberi időskálán nézve mérhetetlen hosszú ideig zajlanak, a csillagászok abban a szerencsés helyzetben vannak, hogy népes számú mintán keresztül tanulmányozhatják a Világegyetemet. Éppen ezért is fontos a kölcsönható rendszerek megfigyelése. Azt se felejtsük el, hogy a fény véges terjedési sebessége miatt, minél távolabb tekintünk a Világegyetemben, annak annál korábbi állapotát tanulmányozhatjuk. Így a kutatóknak lehetősége van arra, hogy feltérképezzék azon események lehetséges láncolatát, mely elvezett egészen a környezetünkben manapság megfigyelhető „modern” csillagrendszerekig.
A galaxisok közötti gravitációs kölcsönhatások igen viharos események. A másik csillagrendszer keltette árapály erők akár teljesen el is torzítják a galaxisok eredeti alakját. Csillagjaiknak egy része szétszóródhat a galaxisok közötti űrben. De hasonló sorsra juthat a bennük lévő intersztelláris médium is akár. Az árapály erők azonban nem csupán pusztítani képesek, de teremthetnek is. A gázfelhőkben olyan lökéshullámok keletkezhetnek, melynek hatására megindul azok csillagokká tömörülése. Egy új felfokozott csillaggenezis gyakorta két galaxis gravitációs interakciójának vagy éppen összeolvadásának következménye. Ne feledjük, hogy a csillagok között óriási távolságok vannak. Nagyon kicsi annak az esélye, hogy két galaxis összeolvadásakor összeütközzenek. Az intersztelláris anyag esetében már más a helyzet. Azok ütközése a már fentebb említett lökéshullámok kialakulásához vezet. Már amennyiben a galaxisoknak már eleve jelentős gázkészlete volt. Hogy mi a történet folytatása? A spirál galaxisok összeolvadása a mai elképzelések szerint terméketlen elliptikus, vagy éppen lentikuláris galaxisok kialakulásához vezet. Ezekben a csillagkeletkezés szinte teljesen leáll. Az ütközések felmelegíthetik annyira a gázt, hogy az kiszabaduljon a galaxisból, vagy éppen megakadályozza azok összetömörülését (a csillagok keletkezéséhez hideg és kellően sűrű molekuláris gázfelhőkre van szükség). Illetve, a másik lehetőség, hogy szintén az ütközésnek köszönhető heves csillagkeletkezésben egyszerűen felemésztik a gázkészleteiket.
A fotómon látható NGC5426 és NGC5427 párosa Arp 271 néven is ismert. Az égen a Szűz csillagkép irányába látszódnak, így hazánkból a megfigyelésükre a tavaszi időszak a legkedvezőbb. Az NGC5426 látszólagos mérete 3.0ʹ, míg az NGC5427 2.3ʹ. Megjegyzem, hogy ezen értékek meghatározása nem is olyan egyszerű, mivel a két galaxis átfedi egymást.
Az Arp 271 a Szűz csillagképben. A páros helyét a négyzet jelöli. A térkép delelés környékén (amikor a legmagasabbra emelkedik a horizont fölé) mutatja az ég állapotát Gödről nézve. A megfigyeléshez tehát nem szükséges távcsövet bérelni Ausztráliában. Bár kétségtelen, hogy ott a delelés sokkal magasabban következik be, így kedvezőbbek a feltételek az Arp 271 megfigyeléséhez/fotózásához.
Vajon tényleg két kölcsönható galaxisról van szó, vagy ez csupán illúzió? Ahhoz, hogy bizonyosak legyünk abban, hogy a galaxisok nem csupán egy irányba látszanak, érdemes tudni a távolságukat. Sajnálatos módon ez máig is csak meglehetősen pontatlanul ismert. A csillagászok az évtizedek folyamán több különböző módszerrel is próbálták.
Az egyik ilyen módszer az úgynevezett Tully-Fisher reláción alapul. A Tully-Fisher reláció (elliptikus galaxisok esetén nem használható, csak spirális és lentikuláris galaxisoknál) egy tapasztalati összefüggés a galaxisok tömege vagy luminozitása és emissziós vonalainak szélessége, vagyis a galaxison belüli szögsebességek között. A részletekbe való elmerülést mellőzve, arról van szó, hogy a galaxison belüli sebességekből következtetni lehet a galaxis luminozitására, és ebből pedig a távolságára. Ugyanis, a galaxis csillagainak dinamikáját a galaxis tömege határozza meg, mely pedig összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva a látszólagos fényesség ismeretében a távolság már meghatározható.
A Tully-Fisher reláción alapuló mérések 110 és 135 millió fényév közötti értékek között szórnak.
A világegyetem tágulásának köszönhetően a galaxisok színképében megfigyelhető vöröseltolódás nagysága azok távolságával arányos. Ezt az összefüggést nevezik Hubble-törvénynek. Az ember elsőre a vöröseltolódást, mint a távolodás sebességét értelmezi. A Doppler-effektusból kiindulva, szokás a vöröseltolódás mértékéül azt a sebességet megadni, amivel a galaxis távolodik tőlünk. Gyakran mondják, hogy a galaxisok távolodnak tőlünk, méghozzá látszólag annál nagyobb sebességgel, minél nagyobb a távolságuk. Ugyanezt érzékelnénk, egy másik tetszőleges galaxisból szemlélve az eseményeket. A távoli csillagrendszerek vöröseltolódása valójában nem a Doppler-effektushoz köthető, vagyis nem a megfigyelőtől távolodó galaxis mozgása okozza. Arról van szó, hogy az egész tér tágulása miatt a fény hullámhossza „megnyúlik” azon az úton, míg az adott galaxistól hozzánk elér. Minél távolabb van tőlünk az objektum, annál hosszabb utat tesz meg az onnan érkező elektromágneses sugárzás, így az égitest spektrumában a színképvonalak a távolsággal arányosan egyre jobban a vörös szín felé tolódnak. A vöröseltolódást megmérve kiszámítható tehát a távolság.
A NED adatbázisban szereplő vöröseltolódási értékeket és a Hubble-törvényt felhasználva az jön ki, hogy nagyjából 136-138 millió évet utazott a fény, míg az Ausztráliában lévő távcső detektoráig elért. A két galaxis vöröseltolódásában mutatkozó különbség alapján az NGC5426 van az előtérben, míg az NGC5427 a távolabbi. Szintén ebből a különbségből adódik az, hogy a kettőjük távolsága 2 millió fényév körül lehet. (Összehasonlításképpen a Tejútrendszer és az Androméda-galaxis távolsága 2.54 ± 0.11 millió fényév). Ha viszont hozzátesszük azt is, hogy a különböző katalógusokban a távolságadatok 6 millió fényéves bizonytalanságot mutatnak, akkor pusztán a szeparációjuk alapján már nem is tekinthető annyira egyértelműnek, hogy kölcsönhatásban állnak. Összefoglalva: pusztán a pillanatnyilag rendelkezésünkre álló távolságadatokra támaszkodva nem lehetünk biztosak a dologban.
Az NGC5427-re majdnem merőlegesen látunk rá, míg az NGC5426-ra srégen (az inklinációja 59). Orientációjuk olyan, hogy az NGC5426 nyugati (alsó) karja van hozzánk közelebb, míg az NGC5427 délkeleti (bal felső) oldala. Első ránézésre a spirál galaxisok korongjai nem mutatnak semmiféle kölcsönhatásra utaló jelet. Pontosabban, mintha nem mutatna torzulást. Azonban alaposan megnézve az NGC5426 nyugati (alsó) karját, olybá tűnik, mintha ezen keresztül összeköttetésben állna a másik galaxissal. Gyakori, hogy kölcsönható galaxisok között ehhez hasonló porból, gázból és csillagokból álló összeköttetés figyelhető meg. A gravitációs erők játéka által formált, a szakirodalomban hidaknak (bridge like structure) nevezett képződményeken keresztül gáz „pumpálódik át” a galaxisok között. Az átáramló gázfelhők más felhőkkel ütközve összenyomódnak. Ez pedig, nagyban hozzájárul a csillagkeletkezési ráta megugrásához.
Az éppen folyamatban lévő csillagkeletkezés indikátorai a forró, és ezért kékes színű masszív csillagok tömeges jelenléte. Egy spirál galaxis csillagpopulációját 70%-ban az úgynevezett M típusú, Napunknál is kisebb tömegű, halvány vörös törpe csillagok alkotják (ez az arány 90% az elliptikus galaxisoknál). Azonban hiába nagyobb a kis tömegű sárgás-vöröses halvány csillagok aránya, heves csillagkeletkezés esetén oly iramban keletkeznek csillagok ezeken a területeken, hogy igen magas lesz a nagy tömegű csillagok száma is. Ezek pedig a kisebb testvéreiket fényükkel könnyűszerrel túlragyogják. Így végső soron, nekik köszönhetően világítanak a fiatal csillagok halmazai kékes fényfüzérekként a galaxisban. A masszív csillagok azonban tömegüktől függően mindössze néhány millió, vagy néhány tízmillió évig léteznek. (A kisebb tömegű csillagok hosszabb ideig élnek.) Létezésük tehát annak bizonyítéka, hogy legalább az említett időintervallumokon belül intenzív csillagkeletkezés folyt az adott területen. Hasonlóan a fiatal masszív csillagok által ionizált gázfelhők, vagyis a HII régiók vöröses-rózsaszínes pamacsai is az „éppen zajló” csillagkeletkezés jelei. Nagy távolságok esetén, ahol már távcsövünk felbontása kevés, ezek fénye már gyakorta elvész a kék behemótok ragyogásában.
Bár jellemzően a spirál galaxisok karjaiban gyakoriak a csillagkeletkezési régiók, de itt szemmel láthatóan a galaxisok közötti interakció hatására robbanásszerűen megugrott a csillagok gyártása (starburst) a különböző területeken. Az NGC5426 esetében a hatalmas HII régiói különösen csomósak és gyakoribbak is a társához közelebbi oldalon. Inkább a nyugati oldala (alsó fele) bővelkedik ezekben. Míg a keleti, délkeleti oldalán gyakorlatilag nincsenek meghatározó HII területek. Hasonlóan az NGC5427-nek sincs szégyenkezni valója. Ebben a csillagrendszerben inkább az északkeleti része pöttyözött csillagkeletkezési területekkel. Az egyik monumentális régió azonban e csillagrendszer nyugati (alul) karjának vége felé helyezkedik el. Ez a kar egyébként is meglepően egyenes. Mintha árapály erők „roppantották” volna meg, tépték volna ketté a kart. Egyáltalán nem követi a „szokásos” (logaritmikus) spirális mintázatot. Érdekes, hogy a keleti karban (a karokat az indulási oldaluk alapján nevezik el) ott ér véget az intenzív csillagkeletkezés, ahol az egyenes szakasz kezdődik, majd ezt zárja le az előbb említett masszív HII „pamacs”. De nemcsak a spirálkarokban, hanem az előbb említett hidakban is megfigyelhetők a csillagkeletkezés jegyei.
Az a) ábrán a B szűrős felvétel látható az Arp 271-ről (The Carnegie Atlas of Galaxies. Volume II” – Sandage & Bedke 1994. A b) ábrán az Arp 271 monokromatikus Hα felvétele (levonva belőle a kontinuum). A HII régiókat ez a technika jól kiemeli. Még szembetűnőbb az NGC5426-ról és az NGC5427-ről leírtak. A nyíl az NGC5427 keleti karjának egyenes szakaszát mutatja. A pontozott vonal pedig azt mutatja, hogy milyennek kellene lennie egy „klasszikus” spirálkarnak. Az I. és II. régiók a hidak gázaihoz köthetők. Kép forrása: Fuentes-Carrera és mások
Hogy átfogóbb képet alkossanak a csillagászok a két galaxis egymásra gyakorolt hatásáról, spektroszkópiát alkalmazva megfigyelték az egyes galaxisokon belüli mozgásokat (Fuentes-Carrera és mások, 2003). Arra voltak kíváncsiak, hogy miként, és mennyire szabályosan rotálnak a csillagok és gázfelhők az galaxisok centrumai körül. Vajon ebben és/vagy a radiális (látóirányú) sebességekben mutatkozik-e valamiféle szabálytalanság?
A radiális sebességeket tekintve az NGC5426 mindössze igen kis dísztorziót mutat. Az NGC5427 esetében azonban a „kiegyenesített” kar radiális (látóirányú) sebessége már eltérést mutat a másik kar és ennek a karnak a többi szakaszához képest. A HII régiókhoz köthető radiális sebességek szépen kirajzolják a két galaxis közötti összeköttetést, vagyis a hidat. A legtöbb itt elhelyezkedő gázfelhő radiális sebessége inkább az NGC5426-ben megfigyelthez esik közelebb, így ezek valószínűleg ehhez a galaxishoz tartoznak. Csak a híd északkeleti részének radiális sebessége esik közel a másik galaxiséban megfigyelthez. Így, talán ez a rész az NGC5427 spirálkarjához tartozik.
A rotációs görbék tanulmányozása is érdekes eredményre vezetett. A hídnak azon a részén, ami a radiális sebességek alapján az NGC5426-hoz tartozik, több csillagkeletkezési terület (pontosabban HII régió) rotációs sebessége jól láthatóan alatta marad a galaxis átlagos rotációs sebességének. Kivételt ez alól csak az NGC5426-hoz közel esők képeznek. Ezek nem is igazán a híd részei, sokkal inkább a korongé. Az NGC5427 rotációs görbéje kevesebb anomáliát mutat. A legfigyelemreméltóbb az a hirtelen rotációs sebességcsökkenés az egyenes kar nyugati végén, melyet az utolsó előtti és a hatalmas csillagkeletkezési régió között figyeltek meg.
Az előzőekben a csillagkeletkezési régiókról volt szó. Ami még igazán különössé teszi a dolgot, hogy csakis a híd csillagait tekintve, azok egyik galaxis struktúrájához sem igazán illeszkednek. Nem követik azokat. Orientációját tekintve, a híd szinte merőleges az NGC 5427 déli karján lévő lineáris szegmensre, és a csillagok mozgása nem azt tükrözi, hogy azok az NGC 5426 nyugati karjának részét képeznénk. Nem egyedi esetről van szó. Hasonlót megfigyeltek már az Arp 96 és az M100 esetében is. A különbség a csillagok és a gázok mozgása között elképzelhető, hogy nem gravitációs eredetű. Lehet ennek oka például a galaxist körbevevő forró gázok okozta torlónyomás (ram pressure). Vagy éppen a heves csillagkeletkezés okozta kiáramlások, illetve a jelen lévő mágneses mező. Ugyanakkor az sem zárható ki, hogy ez mégiscsak a spirális szerkezet azon része, amit a kölcsönhatás kitérített a galaxis síkjából.
Később az Arp 271-et a 4.2 méteres William Herschel távcsővel (Observatorio del Roque de los Muchachos, La Palma) is vizsgálták (Hernandez és mások, 2007). A GHαFaS Fabry-Perot interferométer spektrométerrel nyert adatokból a csillagászok megállapították (Font és mások, 2011), hogy az NGC5427 korongja mögött gázfelhők áramlanak be a galaxisba. Eredetét tekintve ez az NGC5427 közelsége miatt szakadt ki NGC5426-ból.
Több jel is utal arra, hogy a két galaxis a kölcsönhatás kezdeti fázisában áll egymással.
Az Arp 271 képi ábrázolása, beleértve az NGC 5427 felé zuhanó gázfelhőket. Az optimális megjelenítés érdekében két nézetben is látható az NGC5427: ahogy az égbolton látszik (bal oldali panel), és amely a felhőket a galaxis síkja mögött mutatja (orientáció észak jobbra, a kelet felfelé), és oldalnézetben (jobb oldali panel), amely érzékelteti a gázfelhők korongtól becsült távolságát. – Kép forrás: Font és mások, 2011
A kinematikai vizsgálatok alapján a csillagászok azt is megpróbálták meghatározni, hogy miként helyezkedik el a két galaxis az űrben, hogyan mozognak egymáshoz képest, és mi fog velük történni az elkövetkező néhány millió évben (Fuentes-Carrera és mások, 2003). Ami biztos, hogy az NGC5427 parabolikus mozgást hajt végre az NGC5426-hoz képest, és a másik galaxis mögül az előtérbe fog majd kerülni. Képzeljünk egy hihetetlenül hosszú életű lakót az NGC5427 valamelyik csillagjának bolygóján. Ő azt tapasztalná, hogy a közeledés során az NGC5426 korongja szinte tökéletesen merőlegesen állna a saját galaxisának síkjára. És éppen a két galaxis merőlegessége miatt nem látunk az NGC5427-ből kiinduló árapálycsóvát vagy hidat. Ahogyan, ezt az elméleti megfontolások és a szimulációk is alátámasztják. Mindazonáltal, a kölcsönhatás mégis kiváltja a heves csillagkeletkezést benne. Továbbá, a NGC5426-ból kiinduló hidat is a galaxisok térbeli orientációja miatt látjuk halványabbnak. Ugyanis, a galaxis nagy dőlésszöge (inklinációja) miatt a por eltakarja sugárzásának jelentős részét. Ez is annak a bizonyítéka, hogy az NGC5426 van a kettőjük közül közelebb hozzánk.
Tényleg bekövetkezik majd az ütközés és azt követően az összeolvadás? Vagy mindössze egy gyengébb gravitációs interakció után eltáncol egymás mellet a két galaxis? Erre jelenleg nem tudjuk a választ. Én bizonyára nem élem meg a végkifejletet, de bármi is legyen a két galaxis sorsa, afelől semmi kétségem, hogy ez a galaktikus duó nemcsak érdekes, de egyben szemet gyönyörködtető is. Mindenkinek csak ajánlani tudom, hogy tegyen próbát vele. Távcsőre fel!
Az NGC5426 és NGC5427 lehetséges találkozója az elkövetkező millió években. Az NGC5426-ot mozdulatlannak tekintve szaggatott nyíl mutatja az NGC5427 mozgását hozzá képest. A kis nyilak a galaxisok rotációjának irányát mutatják. Az ábrán a korongok 3D-s orientációja is jól látható. (A vastagon satírozott réssel érzékeltette a szerző, hogy melyek a hozzánk közelebb eső peremek). Ábra forrása: Fuentes-Carrera és mások
