NGC1514 plantáris köd

NGC1514-LRGB-20161104-0039-sx-bin2-360s-TTK

NGC1514 – planetáris köd a Bikában

2016-11-04, 2016-11-22 – Göd

24 x 360 sec L (Bin2), 10 x 360 sec R (Bin2), 10 x 360 sec G (Bin2), 10 x 360 sec B (Bin2)

300/1200 Newton távcső – Paracorr Type2 kóma korrektor – eredő fókusz 1380 mm

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

SXVR-H18 CCD kamera, Hutech IDAS P2 LPS filter és Baader RGBL fotografikus szűrőszett

Az NGC1514 is egy azon objektumok közül, melyet kisebb lencsés távcsővel, ASI 120mm kamerával korábban már lefényképeztem. Anno csak luminance felvételeket készítettem, vagyis monokróm fotó született. A dolog akkoron félbe is maradt, színeket már nem rögzítettem hozzá. Elraktam a dolgot későbbre. Végül sosem fejeztem be. A kis ködösség az égen arra várt, hogy nagyobb átmérőjű, hosszabb fókuszú műszerrel egyszer majd jobban „szétcincáljam”. 2016 őszén néhány vele kapcsolatos cikk került a kezembe, mely újra felé fordította a figyelmem.

A felvételek feldolgozása közben rá kellett döbbennem, hogy van még tartalék a célpontban és a környező látómezőben. Ezt azonban kisvárosi ég alól (LRGB technikával) már nehezen fogom tudni kiaknázni. A nagyon halvány részek a nyers felvételeken már csak alig-alig váltak el az égi háttértől. De sebaj! Az éppen felsejlő, az egész területen ólálkodó csillagközi anyagot, port, majd egy másik alkalommal leplezem le. Most csak ott bujkál, kissé fátyolossá téve a hátteret, a csillagok fényét tompítva, s narancsos árnyalatot kölcsönözve nekik. Mindez a fizika játéka. A por okozta extinkció effektívebb a rövidebb hullámhosszakon. S minthogy a rövidebb hullámhosszú fény intenzitása jobban csökken, a csillagok fénye a vörös felé mozdul (szín-excesszus). El lehetne még azon is mélázni, hogy jó pár nagyon távoli galaxis is megbújik a háttérben, de most még csak nem is róluk lesz szó. Mindössze a látómező nagyjából 3 ívperces központi területére fogok koncentrálni. Több ott a megfejtetlen titok, mintsem elsőre gondolnánk! Az NGC1514 pontos mibenléte fogós feladvány.

„Egyedülálló jelenség! Egy nagyjából 8 magnitúdós csillag halványan fénylő légkörrel, melynek körkörös az alakja és 3 ívperc az átmérője. A csillag pontosan középen van és a ködösség körülötte nagyon halvány és olyannyira egyenletes, hogy úgy vélem nem is csillagok alkotják. Nem lehet kétséges a kapcsolat a csillag és a légkör között.” Ezekkel a szavakkal jellemezte William Herschel, a ζ Persei-től nem egészen 3.5 fokra található planetáris ködöt, ami valójában már a Bika csillagkép területén található.

Akkoriban általánosan elfogadott vélekedés volt, hogy minden köd csillagokra bontható, és ez csak távcső kérdése. Azonban Herschel-t pár planetáris köd megjelenése ebben elbizonytalanította, és közéjük tartozott az NGC1514 is. Szintén Herschel volt az a személy, aki először használta a planetáris köd kifejezést a Macskaszem-köd, hivatalos nevén az NGC6543 esetében, melynek megjelenése szerinte az Uránuszra hajazott. Az elnevezést aztán a többi csillagász is átvette. Annyira megragadt a szaknyelvben, hogy még akkor sem változtatták meg, amikor már biztosan tudható volt, hogy a planetáris ködök és a bolygók között semmiféle kapcsolat sincsen. A planetáris ködök létezése, az életük végéhez közelítő közepes tömegű csillagoknak köszönhető. Közepes tömeg alatt a 0.8 és 8 naptömeg közötti tartomány értendő. A továbbiakban csakis ezekkel foglalkozom majd, és nem térek ki sem a kisebb, sem a nagyobb tömegűekre.

Evolutionary_track_1m-5m

Közepes tömegű csillagok fejlődési útvonala a Hertzsprung-Russel diagramon. Main Sequence – Fősorozat, Subgiant Branch – Szubóriás ág, Giant Branch – Óriás ág, Horizontal Branch – Horizontális ág, Asymptotic Giant Branch – Aszimptotikus óriás ág, Instabilty Strip – Instabilitási sáv

Ábrák forrása: Wikipedia.org

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.) 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.

A fehér törpék esetében az úgynevezett elfajult elektrongáz nyomása dacol gravitációval. Ez a kvantummechanikai eredetű nyomás csakis a sűrűségtől függ, a hőmérséklettől egyáltalán nem – ellentétben az ideális gázokkal -, s egészen 1.44 naptömegig (Chandrasekhar-határ) képes egyensúlyban tartani a csillagot.

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). Csak hogy két példát említsek azok közül, melyeket korábban már megörökítettem, sem az NGC6302, de még csak M57 sem gömbszimmetrikus.

ngc6302-lrgb-20140414-ttk-1

NGC6302 planetáris ködről már elsőre látszik, hogy sokkal inkább valamiféle tengelyes szimmetria jellemző rá, még ha az nem is oly tökéletes. Bíbor csápjait messzire nyújtja az űrben. A központi részen két fénykaréj fordít egymásnak hátat, így téve még hangsúlyosabbá a homokóraformáját az objektumnak. A bipoláris planetáris ködök gyönyörű példánya. (A szerző saját felvétele.)

M57-LRGB-20140505-TTK

Az M57 felépítése is valami mást takar. (A szerző saját felvétele.)

Hogyan értelmezhető e planetáris ködök szerkezete? Egyes elképzelések szerint, már az AGB fázisban, a forgó csillagról kiáramló lassú csillagszél sem gömbszimmetrikus, az a csillag egyenlítőjénél sűrűbb, míg a pólusok irányában ritkább. A csillag körül, annak egyenlítőjének a síkjában, tórusz alakú sűrűsödés alakul ki. A későbbi fejlődési állapotban meginduló gyors csillagszél, így könnyebben el tud szökni a pólusok irányába, és ott messzebbre jutva, létrehozza a bipoláris planetáris ködökre jellemző homokóraformát (pillangóformát). Az, hogy milyennek látjuk ezeket a ködöket, az nagyban függ attól, hogy milyen irányból tekintünk rájuk, ahogy ez a lenti ábra is szemlélteti.

planetaris-kodok-persp

Az, hogy a bipoláris planetáris köd megjelenése gyűrűre, vagy inkább homokórára emlékeztet, az attól függ, hogy milyen irányból tekintünk rá. Forrás: http://astro.u-szeged.hu/oktatas/galaktikus/34planetaris_nezet.html

Csakhogy, az elméleti megfontolások arra engednek következtetni, hogy az AGB fázisban a csillag forgása ahhoz nem elég gyors, és a mágneses mezeje sem elég erős, hogy működhessen a modell.  Ráadásul a planetáris ködök formavilága roppant változatos. Van, ami bár közel gömb alakú, de belsejében furcsa struktúrák figyelhetőek meg. Van ahol több héjból áll a köd. Egyeseknél jet-ek (kilövellések) láthatóak. Olyan planetáris ködök is vannak, ahol csak úgy értelmezhető a megfigyelhető látvány, hogy a csillag „imbolygott” (precesszió) az anyagkibocsájtás közben.

A világegyetemben a csillagok nagyjából fele nem magányos. Körülbelül 50 ± 10 % egyedüli, 38 ± 10 % kettős, 8 ± 3 % hármas, 3 ± 1 % többes rendszer tagja. A csillagászok joggal feltételezték, hogy a planetáris ködök szülőcsillagainál sincs ez másképpen.

The Frosty Leo Nebula

Az IRAS 09371+1212 planetáris köd (Frosty Leo Nebula) szerkezete arról árulkodik, hogy szülőcsillaga nem magányos. Forrás: ESA/Hubble – NASA

És valóban! Az esetek felében – ahol sikerült megfigyelni a központi csillagot -, azt találták a csillagászok, hogy az nem magányos. Alapvetően tehát szülőcsillaguk UV sugárzása a felelős e ködök fényéért, azonban a szerkezetük kialakításában kulcsszerep jutott a társcsillagnak. Hogyan?

Két mágnesezett és egymás körül keringő csillag egymásra gyakorolt hatását egyelőre nem lehet egzakt módon kiszámítani, mindössze kvalitatív képe van csak a csillagászoknak a dologról. Úgy látszik azonban, hogy a kísérőcsillag segít a mágneses mező fenntartásában. Továbbá, a keringésből származó perdület egy részét a gerjesztő csillagra juttatva felgyorsíthatja annak forgását. Mégis csak lehetséges tehát, amennyiben kettőscsillagról van szó, hogy már eleve az AGB fázisban sérül a gömbszimmetria. A kettősségnek köszönhetően mégiscsak működhet az elképzelés, miszerint a csillag egyenlítőjénél sűrűbb, míg a pólusok irányában ritkább a lassú csillagszél, illetve a szuperszél.

Másfelől, mivel a kettős rendszer tagjai a közös tömegközéppont körül keringenek, így a kiáramló csillagszél „megkavarodik”. A ledobott héjak összenyomódnak a keringés irányában, az anyag a vezető oldalon jobban összesűrűsödik, majd a köd tágulásával a „mintázat” felfúvódik. Ez a jelenség megmagyarázza, hogy miért látunk több planetáris ködben is spirális mintázatot.

R_Sculptoris_ALMA_data_visualisation

Az ALMA (Atacama Large Millimeter Array) milliméteres/szubmilliméteres tartományban működő rádiótávcsövek hálózatából álló rendszer felvétele az R Sculptoris félszabályos változócsillagról, mely egy AGB fázisban lévő vörös óriás csillag. A csillakörüli anyag különös mintázatát valószínűleg a „láthatatlan” kísérőjének köszönhető. Az R Sculptoris pályája különböző pontjain „pöfögte le” magáról külső rétegeket, miközben a kettős rendszer a közös tömegközéppont körül keringett.  Forrás: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Kettőscsillag alkotta rendszerekben más egyéb folyamatok is alakíthatják a planetáris köd szerkezetét. Talán a legkülönösebb mintázatokat az egymáshoz viszonylag közel keringő kölcsönható kettősök hozzák létre.

Mindkét tag 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. Amennyiben az egyik csillag társa 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.

Roche-lobes-corrected

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

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.)

Közös gázburok olyankor alakul ki kettőscsillagok körül, ha az egyik komponens valamilyen okból nagyon gyorsan fúvódik fel, vagy a két csillag közötti szeparáció nagyon gyorsan ütemben csökken. Ezeknél a párosoknál is, amikor a felfúvódó donor kitölti a Roche-térfogatot, megindul az anyagátadás. 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 S mintázatot rajzolnak a térben. Ennek a jelenségnek egy nagyszerű példája a Fleming 1 planetáris köd.

The planetary nebula Fleming 1 seen with ESO’s Very Large Telescope

A Fleming 1 planetáris köd közepén nem is egy, hanem két degenerált (post-AGB fázisú, ifjú fehér törpe) csillag is található. A kiinduláskor a két csillag tömege igen közel lehetett egymáshoz. Az árnyalatnyival nagyobb tömegű komponens, csillagászati értelemben csak alig valamivel hamarabb érte el a planetáris ködöt létrehozó fejlődési állapot. Nem sokkal később a társa is követte. A különös S mintázatot az AGB csillagról a fehér törpére átáramló anyag formálta akkréciós korong jet-jei alakították ki.  Forrás: ESO (VLT)

A Fleming 1 S alakú mintázatának kialakulását szemléltető video.

Egyre elfogadottabb tehát 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.

Röviden áttekintettem a megfigyelések, következtetések, elméleti megfontolások azon láncolatát, melyek Herschel „planetáris köd definíciójától” a mai, modern képig elvezettek. Igaz, e helyütt csak kialakulásukkal, felépítésükkel foglalkoztam. Azzal is csak vázlatosan. Akit a téma részletesebben is érdekel, annak ajánlom figyelmébe a felhasznált irodalmak listájából Szabados László cikkét. Évtizedek óta nem jelent meg magyar nyelven ahhoz hasonló összefoglaló cikk a planetáris ködökről! Ráadásul (teljesen természetes módon), azokban sok információ mára elavult.

Lépjünk tovább, és vegyük alaposabban szemügyre az NGC1514-et! A planetáris ködöt William Herschel fedezte fel 1790-ben, és tőle származik az objektum első vizuális jellemzés is. Elmondható, hogy a következő fontos lépést Kohoutek teszi meg 1968-ban az NGC1514 morfológiájának értelmezése felé. Tanulmányában megemlíti, hogy a köd kettős szerkezetet mutat. Az, egy ∼136ʺ méretű belső héjból, és egy ∼206ʺ szferikus, homogén külső héjból áll. A belső héj tengelyes szimmetriájára is felhívja a figyelmet (P. A. 35°), de ő még azt toroid alakú kondenzációként értelmezi. A múlt század katalógusaiban tipikusan kör alakúként, vagy kissé elnyúlt, elliptikus planetárisként írták le. Napjainkban sincs ez jelentősen másként. Az egyik legutóbbi osztályozási rendszerben, amit Quentin Parker és munkatársai publikáltak (2006), és amelyet David Frew egészített ki (2008), az „Es” címkét kapta meg. Az E jelentése: elliptikus. Az s jelentése: kivehető a belső szerkezete (s: structure).

Ugyan a századforduló előtti két évtizedben többen is alaposan elemezték a ködöt, és lassan világossá kezdett válni annak felépítése, azonban az egyik máig legpontosabb vizsgálatnak Muthu és Anandarao vetette alá 2003-ban. Legalábbis az optikai tartományban. Bár korábban már készültek nagy mélységű, részletes fotók az 5007 Å (OIII) hullámhosszon, azonban ők a ködön belüli mozgásokat is alaposan feltérképezték. Az általuk használt Fabry-Pérot spektrométernek, és a kutatók kitartó munkájának köszönhetően, addig soha nem látott részletességű és pontosságú (relatív) sebességtérkép készült az NGC1514-ről. Modelleket illesztve a különböző pontokban kapott sebességprofilokra, konklúzió született a köd felépítését illetően.

NGC1514-felepitese-cut1Az NGC1514 alapvetően 3 fő komponensből épül fel. Egyrészt a halvány külső héjból. Másodrészt a nézőpontunkhoz képest dőlt tengelyű ellipszoid alakú belső héjból. Harmadrészt pedig, a belső héjban elhelyezkedő fényes anyagbuborékokból (blobs). Ezek majdnem teljesen szimmetrikusak, és az általuk kijelölt tengely, nagyjából párhuzamos az égbolt síkjával. De csak nagyjából. A délkeleti buborék enyhe kék, míg az északnyugati enyhe vörös eltolódást mutat. Vagyis, míg az elsőben az anyag közelít, a másodikban távolodik tőlünk. Azonban az NGC1514 mégsem „tipikus” esete a bipolaritást mutató planetáris ködöknek. Ezek a buborékok bár ellentétes irányba mutatnak, de jelentős bennük a sebesség diszperzió (velocity dispersion). Vagyis, a buborékokban az áramlás nem elég kollimált, nem egy jól összefogott nyaláb mentén történik. Ahogy ezt már korábban is említettem, a bipolaritás egyik feltételezett oka a központi csillag kettőssége, illetve a planetáris köd szülőcsillagát körülvevő, annak egyenlítői síkjában elhelyezkedő tórusz, vagy korong alakú sűrű anyagfelhő. Ez az, ami a csillag pólusainak iránya mentén, az AGB fázist követően meginduló gyors csillagszelet nyalábba tereli. Az NGC1514 központi csillaga esetében – Muthu és Anandarao vélekedése szerint -, az említett anyagfelhő vagy túlságosan nagy kiterjedésű, vagy egyáltalán nem is létezik, így nincs ami effektíven kollimálja a kiáramlást. A két csillagász diszkussziója szerint, mely a planetáris köd kinematikája mellett annak kémiai összetételére is erősen épít, a közös gázburokkal körülvett kettőscsillag (common envelope binary systems) modell, és az akkréciós korongoknál keletkező epizodikus kifúvások (jet-ek) adják a legkézenfekvőbb magyarázatot az NGC1514 felépítésre.

Már az optikai tartományban is magával ragadó az NGC1514 szerkezete, de 2010-ben a NASA WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) nevű űrtávcsöve bebizonyította, hogy 220 évvel felfedezése után még mindig meg tud hökkenteni minket az NGC1514. Az infravörös tartományban készült felvételen a köd új arca tárult fel a csillagászok előtt.

ngc1514-infra

Az NGC1514 a WISE infravörös felvételén. Forrás: NASA/JPL-Caltech/UCLA

Az NGC1514-et tengelyesen szimmetrikus, porban gazdag gyűrűk ölelik körül. Más kutatókhoz hasonlóan Ressler és munkatársai is megpróbálták értelmezni a látottakat.  Mivel az infravörös megfigyelésekhez nem álltak rendelkezésükre kinematikai eredmények, így akárcsak e planetáris köd első optikai felméréseinél, a struktúrák elemzésével és hasonló esetek tanulmányozásával próbálták a következtetéseket levonni.

Szerencsére az NGC1514 a gyűrűivel nincs egyedül, más planetáris ködöknél is megfigyelhetőek hasonló struktúrák. Ennek egyik legszebb példája a MyCn18 (Homokóra-köd), melyről a Hubble űrtávcső készített anno egy mára ikonikussá vált felvételt. A többi csillagász korábban már behatóan foglalkozott az NGC1514 „testvéreinek” modellezésével, és azok homokórára emlékeztető alakját, de legfőképpen a gyűrűiket sikerült is megmagyarázniuk a kettőscsillag rendszerekben munkáló kölcsönható csillagszél modellel. Ressler és munkatársai elővéve ezeket a munkákat, rámutattak, hogy részben az NGC1514 gyűrűi is leírhatóak ezekkel, amennyiben azok különösen nagy tömegvesztés keretében születtek. Sőt, kimondottan ennek kellett a legnagyobb anyagkidobódásnak lennie a központi csillag életében, mely még valószínűleg az AGB fázis legelején történhetett. Ezzel a feltételezéssel azért kellett élniük, mert az NGC1514 hasonszőrű társai esetében több gyűrű helyezkedik el egy tengely mentén, míg ennél a planetáris ködnél csak egy-egy gyűrűt sikerült kimutatni. Elképzelhető persze, hogy nagyobb érzékenységgel felvett felvételeken a köd kiterjedtebb lenne, és több, halványabb gyűrűt is sikerülne kimutatni, de ez a jövőbeni infravörös megfigyelésekre vár.

hourglass-1996-07

MyCn18 (Homokóra-köd) a Hubble űrtávcső felvételén.

A többi homokóra alakú köd esetében azonban az optikai tartományban is remekül látszanak a gyűrűk, míg az NGC1514-nél ezeknek semmi nyoma nincs a látható fényben. Ennek egyik oka lehet, hogy anyaga ehhez nem elég meleg. Az infravörös megfigyelések szerint ∼160 K a por hőmérséklete. Az is elképzelhető azonban, hogy fénye egyszerűen csak belevész a halvány külső halóéba.

A WISE felvételei, és a ráépülő kutatásoknak köszönhetően addig ismeretlen struktúrák létezésére derült fény, így a szülőcsillag tömegvesztésének hosszabb időszakáról van ma már lenyomatunk. Ez is megerősítni látszik azt a tényt, hogy az NGC1514 belsejében kettőscsillag lakik.

Közvetve, a planetáris köd szerkezetének tárgyalásakor már többször hivatkoztam az NGC1514 központi kettőscsillagára. Vizsgáljuk meg alaposabban, hogy mit sikerült kideríteni róla a csillagászoknak!

A felvételemen köd középpontjában ragyogó fehéres, kékes-fehér színű különös csillag (BD+30°623) furcsaságai nagyon régóta ismertek voltak a csillagászok előtt. A különös szót nem véletlenül használtam, bár írhattam volna sajátost, ha úgy tetszik. A BD+30°623 csillag a planetáris ködök központi csillagainak speciális csoportját képviseli, melyre az angol szakirodalomban a „peculiar central stars” kifejezést használják. Azokat sorolják ide, melyek nem elég forróak ahhoz, hogy ionizálják az őket körülvevő planetáris ködöket. Több olyan példa is akad, ahol A-K színképosztályú csillag látható a planetáris köd középpontjában. Az NGC1514 is ilyen eset. Még Lutz (1977) vetette fel az ötletet, miszerint ezeknek kell, hogy legyen egy halvány, de forró társuk. Valójában ez a gerjesztő csillag, és nem a hűvösebb, de fényesebb komponens.

Amennyiben ez tényleg így van, bár egyetlen csillagot látunk, de két színkép rakódik egymásra. Így, bár nem kevés munkával, de különválasztható a két csillag, és külön-külön meghatározhatóak a paramétereik. Hogy ez mennyire nem is egyszerű feladat, az bizonyítja, hogy az évtizedek alatt többször is nekifutottak a különböző szakemberek a problémának. Bár Kohoutek (1967) elsőként hívta fel a figyelmet a színképelemzés alapján a BD+30°623 kettősségére, e cikkben most csak a legutolsó, és (talán) a legpontosabb eredményekre hivatkoznék.

Aller és kutatótársai egyfelől az optikai tartományban, földi távcsővel (Calar Alto obszervatórium, 2.2 méteres távcső, Calar Alto Faint Object Spectrograph) felvett színkép elemzésével próbáltak fogást találni a problémán. Másfelől pedig az IUE (International Ultraviolet Explorer) űrtávcső, az ultraibolya tartományban, 1978-1989 között a csillagról rögzített archív spektrumait használták fel. Eme utóbbiak azért voltak roppant fontosak, mivel az NGC1514 He II emissziós vonalai alapján a forró társ hőmérsékletére legalább 60000 K fokot feltételeztek. Az ilyen forró csillagok sugárzásuk jelentős részét már az ultraibolya tartományban bocsájtják ki, így itt a legkönnyebb karakterizálni őket.

A valós színképeket szintetikus színképekkel modellezték. Alapvetően olyan felszíni hőmérsékletű, felszíni gravitációs gyorsulású, fémtartalmú (kémiai összetételű) modellcsillagokat kerestek, melyek szintetikus spektruma a legjobban illeszkedett az igazi spektrumhoz. A lehetséges megoldásokhoz több iterációval jutottak el.

Az elméleti csillagfejlődési modellek szerint, adott fémtartalmú (kémiai összetételű), és adott tömegű csillaghoz, meghatározott fejlődési görbe tartozik a Hertzsprung-Russel diagramon, amennyiben a diagram vízszintes tengelyén az effektív hőmérséklet, függőleges tengelyén pedig a felszíni gravitációs gyorsulás logaritmusát ábrázoljuk. A kutatók a színképelemzésből kapott lehetséges felszíni hőmérséklettel és a lehetséges felszíni gyorsulással a kezükben, az elméleti csillagfejlődési modelleket felhasználva, megkeresték a csillagokra legjobban illeszkedő fejlődési útvonalat, így meghatározva a csillagok tömegét. Mivel a fejlődési modellek azt is megmondják, hogy milyen fejlődési görbe tartozik a választott tömeghez a Hertzsprung-Russel diagramon, amikor annak vízszintes tengelyén az effektív hőmérséklet, függőleges tengelyén pedig a csillag a Naphoz viszonyított luminozitásának logaritmusát ábrázoljuk, így a csillagok további paraméterei is meghatározhatóak. Végső soron levezethető a csillag tömege, sugara, luminozitása, és távolsága. A távolság meghatározásához igyekeztek megbecsülni, és figyelembe venni, az intersztelláris anyag okozta, az NGC1514 irányában igen számottevő extinkciót (fényelnyelést), és szín-excesszust (vörösítő hatást).

Több kritériumnak is meg kellett felelnie azonban az egyes levezetett csillagparamétereknek. Az abszolút és a megfigyelt látszólagos fényességből kiszámított távolságnak elég jól kellett egyeznie a két csillagra, hiszen kettőscsillagról van szó, egymás közelében vannak. A távolságadatoknak ráadásul összhangban kellett lennie az egyéb független módszerekkel kapott mérésekkel. Bár a köd távolsága elég pontatlanul ismert, 200-300 pc távolság tűnik a legelfogadhatóbbnak. A csillagok korának is megfelelő egyezést kellett mutatnia. De nemcsak egymással, hanem a fejlődési modellekkel is.

Ennek fényében döntöttek úgy, hogy a hűvös, fényesebb komponensre illeszkedő két lehetséges megoldás közül csak az egyik lehetőséget tartják meg. Azt az a megoldást elvetették a kettősségi kritérium alapján, hogy a hűvösebb társ egy nagyobb tömegű, a fősorozatról elfejlődő csillag lenne. Ebben az esetben ugyanis jóval fiatalabb lenne a gerjesztő csillagnál. Ráadásul, akkor jóval távolabb is lenne, így semmiképpen sem alkothatna a két csillag egyetlen párt. Az a megoldás illett csak a képbe, hogy a hűvös társ alacsony fémtartalmú és éppen a horizontális ágon tartózkodik.

NGC1514-bs-evotrack

Fejlődési útvonalak a csillagfejlődési elméletek alapján.

Balra a halvány, forró komponens fejlődési útvonalai. Kékkel jelölve a lehetséges paraméterű területet.

Jobbra a fényes, hűvös komponens fejlődési útvonalai. Szürkével az óriás ági fejlődési útvonalak, melyek elvetésre kerültek az ezekből származtatott kor és távolság miatt. Ezek a „megoldások” túl fiatal kort, és túl nagy távolságot eredményeztek a forró csillaghoz képest. Kékkel jelölve a lehetséges paraméterű pont, vörössel a hozzá tartozó horizontális ági fejlődési útvonal.

Részletek a szövegben. Forrás: A. Aller és mások

Mindezek után, Aller és szerzőtársai megalkották a diszkussziót. (Az összes adat a felhasznált irodalomnál megjelölt cikkben érhető el). A fényesebb, hideg komponens 9850±150 K felszíni hőmérsékletű, a HRD horizontális ágán tartózkodó, A0 színképosztályú óriáscsillag. A Napnál nagyjából kétszer nagyobb sugarú (2.1±0.6 R), és fele akkora tömegű (0.55 ± 0.02 M). A fejlődési modellek szerint, fémtartalomtól függően kezdetben 0.8-0.9 naptömegű lehetett. A forró, halvány gerjesztő csillag nagy valószínűséggel O színképosztályú szubtörpe csillag (sdO), de ezt egészen biztosan csak nagyobb felbontású UV spektrum elkészítése, és elemzése után lehetne kijelenteni. Felszíni hőmérséklete 80000-95000 K közötti. Sugara a Napénak mindössze kéttizede (0.22±0.03 R), és körülbelül hasonló, vagy talán alig valamivel nagyobb tömegű (0.56 ± 0.03 M), mint a társa. Viszont kezdetben Napunkhoz nagyon hasonló lehetett a tömege. A páros tagjai 8-12 milliárd évesek. Távolságukra pedig a hűvösebb csillag paraméterei alapján 294±69 pc, a forró komponens paraméterei alapján pedig 253±88 pc adódott.

A diszkussziójukban a kutatók helyt adtak egy „apró”, de mégiscsak fontos megjegyzésnek. Tény, hogy a megfigyeléseikből kikövetkeztették a páros paramétereit. Továbbá a kettősség mellett szól az NGC1514 komplex, buborékos, tengelyszimmetrikus felépítése, amit magányos szülőcsillaggal nem lehet megmagyarázni. Azonban, a duó nem mutatja a kettőscsillagok egyéb jellegzetességeit. Mindmáig nem sikerült változásokat kimutatni a BD+30°623 radiális (látóiránybeli) sebességében. Egy kettőscsillag tagjainak mutatni kellene némi „előre-hátra” irányuló mozgást, miközben a közös tömegközéppont körül keringenek. Ez pedig a Doppler-effektusnak köszönhetően detektálható, kimérhető lenne a színképből. A megfigyelt színképe ilyen jellegű változásokat azonban hosszú időskálán sem mutatott. A BD+30°623 egyszerűen „nem akar” tipikus spektroszkópiai kettőscsillagként viselkedni. A csillag fényességbeli változásokat sem produkál. Tagjai tehát keringés közben nem fedik el egymást. A BD+30°623 nem fedési kettőscsillag. Miért nem látjuk az említett jelenségeket? A szerzők ezt azzal magyarázzák, hogy valószínűleg nagyon szorosan helyezkedik el a két csillag. Talán közös gázburok öleli őket körül. Vagy éppen a pólusaik felől látunk rá a kettősre. Ez az elképzelés egybevág a vonalak keskenységével a hűvös komponens színképében, amit a csillag forgásának ki kellene szélesítenie amúgy (Doppler-effektus). Az is lehet magyarázat, hogy tág rendszerről van szó. Akkor viszont a csillagpályáknak speciálisaknak kell lenniük, amely egyéb problémákat vet fel. Hosszú periódusú, elnyúlt pályával ugyan megmagyarázható lenne az említett jegyek hiánya, de ez nagyban megnehezíteni a köd komplex struktúrájának értelmezését. Nem kizárható, hogy a hűvös, fényes csillag, csak a véletlennek köszönhetően látszik a köd középpontjában.

Ezt a kérdést feszegette Méndez és Kudritzki is. Vajon a két csillag tényleg összetartozó, ahogy ezt mindig is feltételezték a különös színkép alapján? Radiális sebesség vizsgálatuk, melyet a CHFT-vel (France-Hawaii Telescope – Mauna Kea), és az Espandos nagy felbontású spektrográffal végeztek el, ezt erősen megkérdőjelezi. A két csillag radiális sebességében 13±2 km/s sebesség eltérést találtak, de ami még ennél is fontosabb, ez nem mutatott változást a közel 500 nap alatt.

Továbbá meghatározták a hűvös, fényes csillag fémtartalmát is, amire nagyobb értéket kaptak annál, mint ami a horizontális ág tagjaira jellemző. Az A0 színképosztályú csillag tehát jóval fiatalabb a forróbb gerjesztő csillagnál. A csillagfejlődési modellek szerint inkább 3 naptömegű, és fényesebb is, tehát legalább 400 pc a távolsága. Így a két csillag nem lehet egymás társa (253±88 pc a legalább 400 pc ellenében). Aller-nek és társainak korábbi két alternatívája közül Méndez és Kudritzki megfigyeléseinek eredménye, mégiscsak a fősorozatot elhagyó, nagyobb tömegű csillag elképzelést támasztják alá. Ne feledjük el, hogy Aller-ék ezt csak a kettősségen alapuló előfeltevés miatt dobták el!

De térjünk vissza a radiális sebességekre! A forró csillagnál 57±1 km/s, míg a hűvös csillagnál 44±2 km/s sebességet kaptak átlagosan, mely szignifikánsan nem változott a mérés hosszú időtartama alatt. Ha mégis csak feltesszük, hogy összetartozik a két csillag, akkor a sebességek különbsége kizárja azt, hogy a pólusok felől lássuk a közös tömegközéppont körüli keringésüket. Illetve, a radiális sebességek állandósága, hosszú periódust feltételez a keringésre. Akkor viszont, ahogy erre már korábban is utaltam, a hűvös csillagnak nem sok szerepe lehetett a köd struktúrájának felépítésében.

Harmadik érvként az hozható a fel a kettősség ellen, hogy magának az NGC1514-nek a radiális sebessége csak a forró csillag radiális sebességével kompatibilis. Vagyis csak a forró gerjesztő csillag lehet a köd középpontjában. Természetesen nem zárható ki, hogy a planetáris köd eddigi radiális sebességének meghatározására irányuló mérések egytől-egyig szisztematikus hibát tartalmaznak. Amennyiben ez még sincs így, illetve Méndez és Kudritzki mérései sem hibákkal terheltek, akkor a fényes csillag nem a planetáris ködben található.

Összességében tehát Méndez és Kudritzki tanulmánya elveti azt a feltevést, amiből sok korábbi tanulmány kiindult. Vagyis, hogy fizikailag is összetartozó az a két csillag, amit egynek látunk, ha az NGC1514 középpontjára tekintünk. A csillagok a köd közepén talán csak a szerencsés véletlennek köszönhetően látszanak azonos irányba. Ennek a valószínűsége bár nem kizárható, de mindenképpen kicsi. Kimondottan annak tükrében, hogy a Hubble űrtávcsővel sem sikerült felbontani a BD+30°623-at két csillagra (Ciardullo és mások – 1999). Nem vethető el az a lehetőség sem a tanulmányuk alapján, hogy valamiféle kis amplitúdójú sebességváltozás mégiscsak jelen van a csillagok mozgásában. Mind a két csillagnak lehet bolygórendszere, vagy kicsiny tömegű társa. Ezt viszont már csak a jövőbeli pontosabb mérések dönthetik el.

Pár éve, a több mint 3000 ismert galaktikus planetáris köd központi csillagainak csak durván 13%-ról volt spektroszkópiai információnk. Illetve, körülbelül háromtucatnyi alaposan vizsgált központi csillagot katalogizáltak kettőscsillagként. Ezek a számok a cikk írásáig sem emelkedtek meredeken. Továbbiak megfigyelésekre van szükség! Mindenesetre, ha valami végső konklúziót szeretnék levonni az NGC1514-gyel, és úgy általában a planetáris ködökkel kapcsolatban, akkor talán az az lenne, hogy a gömbtől eltérők, változatos alakjának kulcsa a rendszerek kettősségében rejlik. Legyen a társ másik csillag, vagy kisebb tömegű égitest, mint például egy barna törpe, vagy bolygórendszer.

Ahogy az elején is mondtam: az NGC1514 több titkot rejt, mintsem elsőre azt az olvasó sejtené. Még akkor is, ha néhányra időközben már fényderült.

Külön köszönettel tartozom Szabados Lászlónak az általános rész írásakor nyújtott konzultációs lehetőségért!

Felhasznált irodalom:

C. Muthu, B. G. Anandarao: A Spatiokinematic Study of the Planetary Nebula NGC 1514

Michael E. Ressler, Martin Cohen, Stefanie Wachter, D. W. Hoard, Amy K. Mainzer, and Edward L. Wright: The Discovery of Infrared Rings in the Planetary Nebula NGC 1514 During the WISE All-Sky Survey

B. Aryal, C. Rajbahak, R. Weinberger: A giant dusty bipolar structure around the planetary nebula NGC 1514

Henri M. J. Boffin, Brent Miszalski, Thomas Rauch, David Jones, Romano L. M. Corradi, Ralf Napiwotzki, Avril C. Day-Jones, Joachim Koeppen: An Interacting Binary System Powers Precessing Outflows of an Evolved Star

A. Aller, B. Montesinos, L. F. Miranda, E. Solano, A. Ulla: Spectral analysis of BD+30°623, the peculiar binary central star of the planetary nebula NGC 1514

R.H. Mendez, R.P. Kudritzki, M.A. Urbaneja: The two central stars of NGC 1514: can they actually be related?

Szabados László: Planetáris ködök (Meteor csillagászati évkönyv 2017)

 

M1 – A Rák-köd

M1-LRGB-20131201-TTK

M1 – Rák-köd (A 2013-ban készült felvételek 2015-ös feldolgozása.)

2013-10-29, 2013-12-01 – Göd – 70 x 55 sec L és 61 x 55 sec R, G, B

UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

(A bejegyzés a Magyar Csillagászati Egyesület havi folyóiratában, a Meteorban (2017/01. 8-19.) megjelent cikk bővebb, helyenként átdolgozott elektronikus változata.)

Sok-sok ezer évvel ezelőtt egy csillag, melynek tömege sokkalta nagyobb Napunkénál, lassan kifogy üzemanyagkészletéből. Még küzd a gyilkos gravitációval, és a különböző, egyre rövidebb ideig tartó fúziós folyamatok során egymás után hozza létre a nehezebb elemeket. A folyamat azonban a vasnál elakad: ennél nehezebb elemek már nem jöhetnek létre fúzió révén. Energia-utánpótlás hiányában a csillagot utoléri a végzete, elindul a megállíthatatlan kollapszus. Anyaga a mag felé kezd zuhanni, nincs már sugárnyomás, amely ezt megakadályozhatná. A külső rétegek hatalmas nyomása „belepréseli” az elektronokat az atommagokba, így a csillag magjában neutronok keletkeznek. Miközben összeroskad a csillag forgása egyre gyorsul. A neutronokban feldúsuló magban a nyomás hirtelen megnő, és a bezuhanó anyag mintegy visszapattan az összepréselhetetlen neutronmagról. Pusztító lökéshullám indul el kifelé, amely gyorsan energiát veszít, és épp ezért ez még önmagában nem lenne elég a kataklizmához. Ugyanakkor, a nagyságrendileg 100 milliárd K felforrósodó magban neutrínók keletkeznek, és megindul kifelé egy 1046 J energiájú neutrínózápor. Máig nem teljesen tisztázott módon a neutrínók által elszállított energia 1%-kát elnyeli a kifelé tartó lökéshullám, s így bekövetkezik a gigászi szupernóva-robbanás. Az ilyen típusú robbanásokat az összeomló csillagmag miatt kollapszus-szupernóváknak (core collapse supernova) is nevezik.

A csillag anyagának jelentős része szétszóródik, miközben a korábbi energiatermelő folyamataiban született elemeket juttat a környezetébe. Olyanokat, melyek nélkül nem létezhetne élet, de eme kis kékes színű kőzetbolygó, a Föld sem. Maga a szupernóva-robbanás olyan extrém magas hőmérséklettel és nyomással járó körülményeket hozott létre, hogy az úgynevezett neutronbefogásos folyamatokban a vasnál nehezebb elemek is létrejöttek, s melyek egy része szintén szétterült az űrben. Régebbi elképzelések szerint az ilyen kataklizmák voltak azok, melyek beszennyezték a kozmoszt a vasnál nehezebb elemekkel. Azonban manapság már más a csillagászok álláspontja.  Az újabb elméleti megfontolások a neutroncsillagokat tekintik ezek egyik fő forrásnak. Ami még ennél is fontosabb, a megfigyelések is ezt támasztják alá. (A neutroncsillagokról később még szó lesz.)

A robbanás helyén, az égbolton a Messier 1 ködössége látható, melyet szokás Rák-ködként is emlegetni. A kidobott anyag még ma is hatalmas, 1500 km/s sebességgel tágul. Az expanziót akár a saját szemünkkel is láthatjuk, ha bő évtizedes különbséggel készült felvételeket hasonlítunk össze.

A Rák-köd 1999 és 2012 közötti tágulásának mértéke.

 A fentebb vázolt események a Földtől kb. 6500 fényévre történtek. Amikor a fotonok útnak indultak, lassan véget ért az emberiség történetének legelső, és egyben leghosszabb szakasza: az őskor. A Földet már benépesítettük, és gazdálkodni kezdtünk. Lassanként általánosan elterjedt a fémek használata, azoké amelyeket egy másik, több milliárd évvel ezelőtti szupernóva-robbanás szórt szét a világűrben.

1054-ben kínai csillagászok az egyik nyári estén az eget tanulmányozva, éjfél után felfigyeltek egy vendégcsillagra (ko-hszing), mely az általuk Tien-kuan-nak nevezett csillag közelében tűnt fel. Fényességével túlragyogta a Jupitert és a Vénuszt. Sokáig látható maradt még a nappali égen is. A szupernóva feltűnésének írásos emléke a császári főcsillagásznak, Jang Vej-tö-nek hála maradt reánk, aki a vendégcsillag megjelenését arra használta fel, hogy a Szung-dinasztiára és császárra nézve igen hízelgő jóslatot adjon, méltatva az uralkodó bölcsességét és nagyságát.

Jang Vej-tö leírását azonban nem szabad készpénznek venni. Ambiciózus talpnyaló hírében állt, amit jól tükröz maga a jóslat, illetve annak egy kiragadott részlete: „… azt jelenti, hogy él egy nagyon bölcs, és erényes személy ebben az országban.” Az új csillagot fényes sárgának írta le, ami valós is lehet, de nem szabad elmennünk amellett a tény mellett sem, hogy a Szung-dinasztia fő színe a sárga volt. Csak abban lehetünk biztosak, hogy 1054. július 4-én tűnt fel a Tien-kuan-hoz közel, és 1056. április 17-én vesztették szem elől.

A dinasztiával kapcsolatos feljegyzések elemzése nem volt könnyű feladat. A kínaiak nem az általunk ismert nyugati csillagképeket használták. Továbbá meg kellett fejteni az égi koordináta-rendszerüket, és a távolságok leírására használt mértékegységeket. Végül sikerült kibogozni a szálakat, és meghatározni, hol is volt látható a jelenség.

A sinológusok nagy bizonyossággal megállapították, hogy a Tien-kuan a ma ζ Tauri-nak (dzéta Tauri-nak) nevezett csillag. Tehát a vendégcsillag a Bika csillagkép szarvának közelében tűnt fel, méghozzá a Szung-dinasztia krónikái alapján attól délkeletre. A közelséget több leírás is említi, azonban egy 1345-ös változat a Szung-évkönyvben konkrétan pár hüvelyk távolságot állapít meg. Más korabeli kínai csillagászati megfigyelések alapján egy hüvelyk alatt körülbelül 0,1 fokot értettek. Amennyiben a néhányat 3-nak, 4-nek, esetleg 5-nek tekintjük, akkor durván fél fok választotta el a ζ Taurit és a feltűnt égitestet.

De mit is láttak valójában? Mivel a csillag kifejezést igen változatosan használták, így alaposan körbe kellett járni azt a kérdést, hogy valójában nem üstökösről volt-e szó. Semmilyen üstökösökkel kapcsolatos jellemzőt nem sikerült azonban felfedezni a leírásokban. Nem említenek sehol sem csóvát. Márpedig a fényes szabadszemes üstökösök egyik legfőbb ékessége a látványos csóva. Illetve, a csillag nem változtatta a helyzetét az égen, ahogyan azt az üstökösök teszik.

Miután a helyet az égen már azonosították, és kizárták a fényes üstökös lehetőségét már csak azt kellett eldönteni, hogy nóva, vagy szupernóva tűnt-e fel 1054-ben. Az tudható volt, hogy 23 napon át nappal is látszott. A fényessége -4 és -5 magnitúdó lehetett. Ahhoz, hogy nóva lehessen azok tipikus fénygörbéi (a legfényesebbekre a meredek felfutás, majd gyors lefutás jellemző) alapján 60 fényéven belül kellett volna lennie, máskülönben nem ragyoghatott volna három hétig ezen a fényességen. Statisztikai vizsgálatok azt mutatják, hogy átlagosan 30000 évenként következik be nóva robbanás hozzánk ilyen közel. Tehát az esélyek inkább a nóva ellen szóltak. Ráadásul ebből a távolságból a Hold fényével kellet volna ragyognia, amit biztosan szintén megemlítettek volna. Továbbá, ha nóva lett volna a feltűnt csillag, akkor valahol lennie kellene egy vörös óriás és egy fehér törpe párosnak is, mely előfeltétele egy ilyen nóva-robbanás bekövetkezésének. Alkalmas jelöltet azonban nem találtak.

Maradt tehát az a magyarázat, hogy 1054-ben szupernóva-robbanást figyeltek meg a kínai császár csillagászai. A szupernóvák fénygörbéjének karakterisztikája más, mint a nóváké. Abszolút fényességük is nagyobb. Így a néhányszor 1000 fényév távolságban felrobbanó szupernóva látszó fényességének görbéje sokkal jobban illeszthető a leírásokra. Nem beszélve arról, hogy nagyobb valószínűséggel következik be ilyen távolságban szupernóva-robbanás, minthogy 60 fényéves körzetben feltűnjön egy nóva. A nagytömegű csillag halálakor bekövetkező „tűzijáték” során hatalmas mennyiségű gáz lökődik ki, melynek sugárzása hosszú évezredekig megfigyelhető marad. Ha tehát ez a magyarázat helytálló a vendégcsillag mibenlétét illetőleg, akkor lennie kell megfigyelhető maradványnak is!

Messier 1, avagy a Rák-köd

John Bevis orvos és műkedvelő csillagász 1731-ben ködös objektumra bukkant a Bika csillagképben, melyet Uranographia Britannica égbolttérképén is feltüntetett. Tőle teljesen függetlenül, Charles Messier újra felfedezte, majd később katalógusában az 1. sorszámot adta neki. Innen az Messier 1 (M1) elnevezés.

uranographia-britannica-bull

John Bevis az Uranographia Britannica égbolttérképén is feltüntette az szupernóva-maradványt. Forrás: https://listoffigures.wordpress.com/

Messier a mai értelemben vett megfigyelő csillagász volt. Nem sokat foglalkozott matematikával, ugyanakkor megbízott mások elméleti munkáiban. Korábban Edmund Halley kiszámította, hogy az 1531-ben, 1607-ben és az 1682-ben feltűnt üstökös egy és ugyanaz. Ahhoz, hogy elméletét ellenőrizze felkérte a csillagászokat, hogy 1758 vége felé legyenek résen, mert az üstökös újra megjelenik. Igaza is lett. Messier és munkaadója Joseph-Nicolas Delisle szerette volna learatni az újrafelfedezés babérjait. Messier azonban nem Halley, hanem Delisle számításait követve kereste az üstököst. Valószínűleg nagyon megörülhetett, amikor az 1758-as De La Nux üstököst követve rálelt a ζ Tauri közelében a kis ködösségre 1758. augusztus 28-án. Csalódottan kellett azonban tapasztalnia, hogy az nem mozdult el az égen, így nem lehetett üstökös. Végül nem Messier, hanem egy német földműves, Johann Georg Palitzsch vette észre először a Halley üstököst 1758 karácsonyán. Messier csak 1759-ben lelt rá. Ráadásul Delisle nem is hagyta rögtön bejelenteni, mert az ő számításai szerint nem ott kellett volna lennie a Halley-nek. Akárhogy is esett, Messier hamarosan korának kiemelkedő üstökös vadászává vált, és az M1 fontos szerepet játszott abban, hogy összeállítsa katalógusát.

Az idők folyamán több híres csillagász is észlelte a ködöt. Külön meg kell azonban említeni William Parsonst, ismertebb nevén Lord Rosse-t (Rosse harmadik grófját), akitől a Rák-köd elnevezés származik.

william-parsons-crab-nebula

Lord Rosse rajza a Rák-ködről 36 hüvelykes távcsővel készült 1844 körül. Forrás: https://listoffigures.wordpress.com/

Többé nem készült olyan rajz, amin a köd rákszerű lenne, de az elnevezés megmaradt. Lord Rosse 1845-ben megépítette 72 hüvelykes (1.83 m) tükrös távcsövét. A „Leviatánnál” egészen a XX. század elejéig nem is készítettek nagyobb átmérőjűt. A Rák-ködöt ezzel is megfigyelte, és ekkor már egészen más megjelenésűnek találta. Az óriási távcsőben kibontakozó látványt R.J. Mitchell rajzolta le. Ezen, olyan részletek is felfedezhetőek, amelyek a mai fotókon is látszanak. Ilyen például az én felvételemen is látszó kis fekete öböl.

william-parsons-crab-nebula-2

R.J. Mitchell rajza a Rák-ködről, melyet Lord Rosse 72 hüvelykes távcsövével készített 1855-ben. Jól látható a kis fekete „öböl”. Forrás: https://listoffigures.wordpress.com/

Lord Rosse leírása arról is árulkodik, miként vélekedtek akkoriban a ködökről: „…különlegesen elrendezett, jól kivehető fonalakat látunk… Nagyobb felbontás valószínűleg további fonalakat is kihozna, s akkor a köd közönséges halmazformát öltene.” Abban az időben úgy gondolták, hogy minden köd csillagokból áll, és csak elegendően nagy távcsőre van szükség ahhoz, hogy valamennyit felbontsák. Még sok évtizednek kellett eltelnie ahhoz, hogy a csillagászok felismerjék valódi természetét.

A Rák-köd és a modern asztrofizika

C. O. Lampland fejéből pattant ki az ötlet 1921-ben, hogy összehasonlítsa a Lowell Obszervatóriumban a korábbi 8 évben készült felvételeket a Rák-ködről. Így felfedezte, hogy az évek alatt az M1 egyes részei elmozdultak. John C. Duncan volt az, aki végül felismerte, hogy a köd tágul. Hogy mióta? Erre a kérdésre Edwin Hubble is kereste a választ. Feltételezte, hogy az objektum egy pontból indult ki, és az expanzió egyenletes. Számításai szerint a tágulás 900 évvel ezelőtt vette kezdetét.

Ezt a tudományos felismerést, és a korábbi kínai feljegyzéseket összevetve elmondható, hogy anno 1054-ben nagy valószínűséggel azt a szupernóvát látták feltűnni az égen, melynek maradványa az M1. Mire fel mégis az előző mondatban megbújó piciny bizonytalanság? A Rák-köd dzéta Tauritól mért távolsága és iránya nem illeszkedik pontosan a korabeli beszámolókban olvashatókéra. Több helyen is biztosan említik a kínaiak, hogy fél fokra, délkeletre volt a feltűnt csillag a Bika szarvától. Valójában azonban 1.1 fokra és északnyugatra van a Rák-köd ettől a csillagtól. Mivel oldható fel ez az ellentmondás? Elképzelhető, hogy egyszerűen a Szung-dinasztia évkönyveiben a Történeti Hivatal elírt valamit, illetve felcserélhették a két csillag pozícióját. Máig vannak azonban olyan szkeptikus kutatók, akik szerint vitatható az M1 és 1054-ben megjelent vendégcsillag kapcsolata. Tovább lehet azonban érvelni a kapcsolat mellett. Először is, nincs más erős rádióforrás a közelben. Továbbá, ha az M1 nem az 1054-es szupernóva-maradványa, akkor Duncan és Hubble eredményei szerint 100 éven belül két szupernóvának is fel kellet volna lángolnia az ég látszólag közel azonos területén. Mekkora ennek a valószínűsége? Roppant kicsiny. Ha mégis így történt, miért nincsenek feljegyzések a 100 éven belüli másik fényes vendégcsillagról? Ez hát az oka, hogy némi bizonytalanságot belecsempésztem e bekezdés első mondatában.

A spektroszkópia elterjedésével új fejezet kezdődött a csillagászatban. Korábban vajmi keveset tudtunk a távoli égitestek összetéte­léről, az ott uralkodó fizikai viszonyokról. A Messier 1-ről készült első színképek meghökkentőek  voltak. Az addig vizsgált ködökre pusztán az azokat alkotó elemek gerjesztett atomjainak ujjlenyomatai, az emissziós vonalak voltak a jellemzőek – szinte nem is állt a spektrumuk másból. Azt viszonylag korán felismerték a csillagászok, hogy ezt a gerjesztést egy-egy forró csillag intenzív ultraibolya sugárzása okozza. A Rák-köd esetében azonban az emissziós vonalak egy határozott folytonos háttéren, kontinuumon voltak megfigyelhetőek. Mintha két színkép rakódna egymásra. Hamar kiderült, hogy a köd szerkezetét tekintve két eltérő részből áll: az amorf eloszlású gázból, mely ovális alakot kölcsönöz a Rák-ködnek, és a filamentek szövevényes hálózatából. A filamentek, a köd rostokra emlékeztető, 11000 – 18000 K hőmérsékletű, ionizált gázokat tartalmazó struktúrái, melyektől a színkép emissziós vonalai származnak, a ködöt kitöltő amorf gáz pedig a kontinuum forrása. Azonban azt, hogy pontosan miként jön létre a folytonos háttér, vagyis honnan származik a köd fénye, sokáig homály fedte.

A fizikából az ismeretek, mint összerakásra váró puzzle darabjai hevertek az asztalon. Végül 1953-ban Joszif Szamuilovics Sklovszkij volt az, aki az egyes elemeket egységes képpé állította össze.

Még 1948-ban, a rádiócsillagászat hőskorában egy ausztrál kutatócsoport négy fényes rádióforrást fedezett fel az égen, melyből az egyik a Taurus A nevet kapta. Később szintén ez a csapat egy kezdetleges interferométerrel 7 ívperc pontossággal behatárolta a sugárzás irányát, mely az M1-hez igen közel esett. A Taurus A lett az első, Naprendszeren túli diszkrét rádióforrás, melyet optikai tartományban is azonosítottak. A csillagászokat meglepte, hogy az optikai tartományban nem is olyan fényes Rák-köd a Nap után az egyik legerősebb rádióforrás az égen. Az ausztráliai kutatók 1952-ben a rádióforrás méretét is megmérték, és rá egy évre az első rádiótérképet is elkészítették. Ezen a durva térképen a rádióforrás főbb alakzatai meglepően hasonlítottak az optikai tartományban látott képhez. Arra az összefüggésre is rájöttek a kutatók, hogy a Rák-köd (és több más rádióforrás) rádiósugárzásának intenzitása a frekvencia függvényében logaritmikus skálán egy egyenes vonalat ad. Joszif Sklovszkij szovjet csillagász pedig megmutatta, hogy a köd rádiósugárzásáért az úgynevezett szinkrotronsugárzás a felelős.

Egy ideje már ismert volt a fizikus előtt, hogy a közel fénysebességgel mozgó (relativisztikus) töltött részecskék sebességvektoruk megváltoztatása közben szinkrotronsugárzást bocsájtanak ki. Úgy is megfogalmazhatjuk, hogy amikor a töltött részecskét a mágneses tér gyorsítja, a gyorsulás következményeként az sugározni kezd. A mágneses térben végzett körmozgás folytonos gyorsulásnak számít. A ködben lévő mágneses tér erővonalai körül spirálozó elektronokkal pedig pontosan ez történik.

Szinkroton-rot1-cut1-s1

A közel fénysebességgel, a mágneses erővonalak körül spirális pályán mozgó elektronok keskeny nyalábban szinkrotron sugárzást bocsájtanak ki. Ez a sugárzás polarizált, vagyis a látóirány mentén kitüntetett a rezgés síkja. Forrás: Simon Mitton – A Rák-köd (Az ábra jogvédelem alatt áll, az a szerző külön írásos engedélyével került felhasználásra.)

Sklovszkij a mechanizmust kiterjesztette az optikai tartományra is, és azt mondta, hogy nem atomi átmenetekből származik a Rák-köd színképének folytonos része, hanem azt is szinkrotron sugárzás okozza. Vagyis, a mágneses térben őrült sebességgel körtáncot lejtő, nagy energiájú mozgó elektronoktól származik a köd fénye (pontosabban a kontinuum része), míg a „gyengébb” elektronoktól a köd rádiósugárzása.

Az igazán jó elmélet nemcsak megmagyaráz dolgokat, hanem jóslatokat is ad. Sklovszkij megjósolta, hogy a köd fényének részlegesen polarizáltnak kell lennie. A szinkrotron sugárzás sajátossága, hogy polarizált. Pár évvel később megfigyelésekkel igazolták Sklovszkij teóriáját, és annak jóslatait. Először Viktor Alekszejevics Dombrovszkij, majd tőle függetlenül Mikheil Alexandresz dze Vashakidze mutatta ki a Rák-köd fényének polarizáltságát. Majd 1955-ben a Palomar-hegyen, az ötméteres teleszkóppal Walter Baade készített ragyogó felvételsorozatot. A polarizációs szűrőt forgatva változtak az alakzatok, s volt olyan fényes terület is, ami szinte el is tűnt!

Polarizacio-rot1-cut1-s1

A polarizált fény és a polarizációs szűrű szemléltetése. A polarizációs szűrőn teljes áteresztés akkor történik, ha az áthaladó fény polarizációjának síkja a szűrőével egybeesik. Amennyiben a két sík egymásra merőleges, akkor a szűrő nem ereszti át a polarizált fényt. Forrás: Simon Mitton – A Rák-köd (Az ábra jogvédelem alatt áll, az a szerző külön írásos engedélyével került felhasználásra.)

A polarizációs vizsgálatok révén tökéletesen feltérképezhetővé vált a ködben a mágneses tér szerkezete, ugyanis a polarizáció síkja merőleges a mágnese térre. Kiderült, hogy a Messier 1 megjelenése erős kapcsolatban áll a mágneses térrel. Az erővonalak a különböző öblök szélén, szálak mentén futnak, és a filamentek körül tekerednek.

Később kimutatták, amit a szinkrotronsugárzási elméletek is megjósolták, hogy a Rák-köd egyben erős röntgenforrás is az égen. Nem volt egyszerű a pontos irányt és a röntgensugárzás szerkezetét meghatározni. Az első áttöréseket 1964-ben érték el, amikor az M1 röntgen jeleinek változását figyelték a kutatók, miközben a Hold elfedte azt.

Bár most csak az optikai, a rádió és a röntgen tartományokról beszéltem, mert történeti síkon igyekszem mozogni, de elmondható, hogy a szinkrotronsugárzás a felelős a köd teljes spektrumban kibocsájtott sugárzásának igen jelentős részéért. A relativisztikus elektronok idővel energiát veszítenek, egyre „fáradnak”. Kezdetben a gamma, a röntgen, majd az optikai, az infravörös, míg végül a rádiótartomány „megszólaltatásáért” felelősek. Pontosan kiszámítható, hogy mennyi idő alatt „fáradnak” el ezek az elektronok. Például a röntgen szinkrotronsugárzás nagyjából egy év alatt kihunyna, ha nem lenne valamiféle energiautánpótlása. Ennyi idővel a robbanás után a köd ilyen formájában már régen nem is létezhetne. Kell hogy legyen valami hajtómotor a ködben! Sokáig ez volt a Rák-köddel kapcsolatos egyik legnagyobb talán. Tudták már, hogyan világít, de mi táplálja energiával? Honnan származik a mágneses tér?

Crab_Nebula_in_Multiple_Wavelengths

Az M1 látványa különböző hullámhosszakon. Balról jobbra a tartományok: rádió, infravörös, optikai (látható), ultraibolya, röntgen, és gamma.

Pulzár a Rák-ködben

Az első pulzárokat 1967-ben fedezték fel egy szinte teljesen véletlen eseménynek köszönhetően. A Napból kiáramló csillagszélnek köszönhetően egy távoli rádióforrás sugárzása gyorsan fluktuál, amikor az a Naphoz közel látszik az égen. A jelenséget interplanetáris szcintillációnak nevezik. Ez nagyjából hasonló jelenség, mint ahogyan a csillagok fénye a Föld légkörének köszönhetően pislog, vagyis a szcintillál. Ez a jelenség pedig kitűnően felhasználható kompakt rádióforrások keresésére, ugyanis minél kisebb az objektum, annál erősebb a véletlen fluktuáció jelensége. 1967. augusztus egyik éjszakáján úgy éjfél körül arra lett figyelmes Jocelyn Bell Burnell, hogy valami megmozgatta a voltmérőt. Ekkor a Nap jóval a látóhatár alatt tartózkodott, így nem tűnt valószínűnek, hogy ezt interplanetáris szcintilláció okozta volna. Kezdetben valami földi eredetű zavarra gyanakodtak, de 1967. november 28-án igazolást nyert, hogy valóban az űrből származó szabályos pulzusok sorozatát észlelték. Ezt a dátumot tekinthetjük az első pulzár (CP1919 / PSR J1921+2153) felfedezésének.

First_Pulsar

Az első pulzár felfedezése. A felső képen a pulzár jele csak éppen megkülönböztethető a szcintillációktól. Az alsó nagyobb sebességű grafikonon viszont világossá vált, hogy az észlelt zörej valójában periodikus pulzációk sorozata volt (P≈1.3 másodperc). Forrás: Jocelyn Bell Burnell és Antony Hewish.

Jocelyn Bell Burnell posztgraduális hallgató volt, akinek Antony Hewish volt a témavezetője. A felfedezést bejelentő cikken 5 szerző neve olvasható. Elsőként Hewish, másodikként Bell, és így tovább.  Antony Hewish 1974-ben megosztott Nobel-díjat kapott Martin Ryle-lal a rádió apertúra szintézis kidolgozásáért, és a pulzárok felfedezésében játszott szerepükért. Ez volt az első olyan fizikai Nobel-díj, melyet csillagászati kutatásért osztottak ki. Személy szerint én kifogásolhatónak tartom a döntést, hisz végső soron Jocelyn Bell Burnell volt, aki ráakadt a pulzárra, és aki annak alapos elemzésében szintén kulcsszerepet játszott.

Az első pulzárt, nagyon hamarosan újabbak felfedezése követte a rádiótartományban. Ezek közül a következő mérföldkövet a Vela csillagképben található hatalmas szupernóva-maradványban talált pulzár (PSR J0835-4510) jelentette. Ez volt az első kapocs az ilyen maradványok és a pulzárok között. Ekkortól szisztematikusan keresni kezdték a szupernóva-maradványokban a pulzárokat. Alig egy évvel később 1968. november 9-én sikeresen azonosították a Rák-köd pulzárját is, mint 33 milliszekundumos pulzárt. A milliszekundumos pulzárok felfedezése eldöntött egy fontos asztrofizikai kérdést is. Ugyan voltak már elméleti elképzelések a neutroncsillagokról, de kezdetben fehér törpék rezgésével próbálták magyarázni a pulzusokat. A milliszekundumos pulzárok esetében az elmélet azonban csődöt mondott, mert ilyen gyors rezgés már nem volt leírható a rezgési modellekkel. Maradtak a neutroncsillagok, mint lehetséges magyarázat. A mai definíció értelmében, a milliszekundumos pulzárok 1-10 milliszekundumonként bocsájtanak ki egy pulzust. Azonban, a Kis Róka (Vulpecula) csillagképben található PSR 1937+21 katalógusjelű pulzár felfedezéséig (1982) a Rák-köd pulzárja volt az ismert leggyorsabb.

A pulzárok rádiótartományban észlelhető lüktetését próbálták detektálni optikailag is, ami nem volt egyszerű feladat. Végül 1969-ben siker koronázta az erőfeszítéseket, és kimutatták a pulzusokat több független módszerrel is optikai tartományban. Igazolást nyert tehát, hogy a fotómon is kivehető, a köd szívében elhelyezkedő kettős délkeleti csillaga pislog, méghozzá ugyanabban az ütemben, mint a rádiótartományban.

M1-LRGB-20131029-cutlab

A pulzár a saját felvételemen.

M1-pulzar

A pulzár „lüktetése” az optikai tartományban.

Ugyancsak 1969-ben az MIT egy rakétát lőtt fel, mely repülése alatt egy órán keresztül vizsgálta a Rák-ködöt a röntgen tartományban, és ott is sikeresen kimutatták a pulzusokat.

A csillagászokat kezdetben nagyon meglepte a pulzusok pontossága. Elsőre úgy tűnt, hogy egy hihetetlen pontos órára leltek az égen. Azonban további megfigyelések felfedték, hogy a pulzár lassul, naponta 38 nanomásodperccel nő a periódusa. Mintha valami folyamatosan csapolná az égi óra energiáját. Ráadásul a periódusváltozás ütemében is találtak változást. Sőt nemcsak lassul az űrbe küldött pulzusok üteme, hanem néha egy időre fel is gyorsul. Ezt a jelenséget glitch-nek nevezték el. A pulzár idővel visszanyeri az eredeti ütemét, és folytatódik lassulás. Az elsőre atomórákkal vetekedő pulzárokról kiderült, hogy bizony az óra késik, és néha még rakoncátlankodik is.

Neutroncsillag a ködben

Ugorjunk egy kicsit vissza az időben. 1932-ben felfedezik a neutront. Az elméleti fizikusok azonnal rá is vetették magukat. Nem sokkal később (1934) Baade és Zwicky már neutroncsillagokról beszél. 1939-ben Zwicky azt állítja, hogy a neutroncsillagok szupernóva-robbanások eredményei. Szerinte a Rák-ködben is lennie kell egynek. Még fel sem fedezték az első igazán gyors pulzárokat, amikor Gold arról ír 1968-ban, hogy gyorsan forgó neutroncsillagok sugárzó nyalábjai küldik a jeleket az űrbe, hasonlatosan egy világítótoronyhoz. (Ugye még emlékszik arra az olvasó, hogy a nagy riválist, a rezgő fehér törpék elméletét éppen a nagyon gyorsan pulzáló pulzárok ütötték ki a nyeregből?) Ő már ekkor megjósolja, hogy a pulzusoknak folyamatosan lassulnia kell, ahogy a neutroncsillag energiát veszít, és a forgása lassul. Nem telt el sok év, és a szupernóva-maradványok, a pulzárok és az azt magyarázó lassulva forgó neutroncsillagok elmélete találkozott. De ez csak újabb hosszú út kezdetét jelentette csupán.

Mindmáig rengeteg a bizonytalanság a neutroncsillagok elméletét illetően, de néhány dolog azért elég biztosnak látszik. Mivel halott csillagról van szó, így a gravitációnak nem a sugárnyomás, hanem a degenerált „neutrongáz” nyomása áll ellen. Ez a kvantummechanikai eredetű nyomás nem függ a hőmérséklettől, mint az ideális gáz esetén, hanem csakis a sűrűségtől. Nagyjából 2.16 naptömegig tudja megakadályozni az égitest összeroppanását, amennyiben nem forgó neutroncsillagról van szó. Mivel forognak, ezért ennél kb. 20%-kal nagyobb lehet tömegük felső határa. A tömeg alsó határára pedig a Chandrasekhar határ, mely a fehér törpék elméletileg megengedett legnagyobb tömege, vagyis 1.4 naptömeg. A Messier 1 neutroncsillaga például 1.4 naptömegű. Külön érdekesség, hogy eddig még nem találtak 2 naptömegnél nagyobb tömegű neutroncsillagot, illetve 5 naptömegnél kisebb tömegű fekete lyukat. Ez utóbbiak akkor keletkeznek, amikor már semmilyen „kvantummechanikai nyomás” nem képes legyőzni a gravitációt. Miért nem találtak eddig 2 és az 5 nap tömeg közötti csillagmaradványokat? Pontosan ma sem tudja senki. A kutatók azonban lázasan dolgoznak azon, hogy fogást találjanak a problémán, és ezt az űrt mindenféle elképzelt egzotikus objektummal töltötték ki. Ilyen például a kvark csillagok gondolata. Teóriáik megerősítése azonban egyelőre még várat magára.

A neutroncsillagok átmérője mindössze 20 km körüli. A sűrűségük az előző adatok tükrében óriási. Az átlagsűrűségük 4 x 1017 kg/m3 és 6 x 1017 kg/m3 közé esik. Felszíni hőmérsékletük igen tág határok között változik. A Rák-köd fiatal neutroncsillaga 1.6 millió K felszíni hőmérsékletű, s éppen ezért intenzíven sugároz a röntgen tartományban. A centrumában azonban, még ennél is pokolibb a forróság, ott a számítások szerint 300 millió K uralkodik. A neutroncsillagok hőmérséklete idővel csökken. A középkorú, néhányszor 100 ezer éves példányok felszíni hőmérséklete már csak a fele a fiatalokénak. Nagyjából millió évvel a szupernóva-robbanás után a termális sugárzásukat már nem lehet detektálni a röntgen tartományban. Ekkora nagyjából már csak 100 ezer K uralkodik a felszínükön, mely aztán újabb néhány millió év elteltével néhányszor 10 ezer K-ra csökken.

De hogyan keletkeznek a pulzusok? Hogyan működteti a ködöt a Rák-köd belsejében lévő neutroncsillag? Az impulzus megmaradás törvényének értelmében a csillag forgása felgyorsul az összeroppanáskor. Innen származik az eszeveszett pörgés. Megmarad azonban a mágneses fluxus is. A mágneses tér így a csillag sugarának négyzetének inverzével arányosan fog erősödni. Így lehetséges az, hogy a 20 km-es kiterjedésű neutroncsillagoknak akár 108 Tesla erősségű mágneses terük is könnyedén lehet. Összehasonlításképpen ez az érték a Föld esetén 10-5 Tesla, míg a Nap esetén kb. 10-2 Tesla. Gondoljunk csak bele, hogy egy másodpercenként 30-szor körbeforduló roppan erős mágneses tér micsoda elektromos teret tud létrehozni. A Földön található részecskegyorsítókat üzemeltető kutatók biztosan irigykednek erre a kozmikus laboratóriumra. A neutroncsillag relativisztikus sebességre gyorsítja a töltött részecskéket, melyek energiájukkal táplálják a ködöt és biztosítják a fényét, létrehozva a szinkrotron sugárzást.

Moving heart of the Crab Nebula

A Rák-köd központi része a Hubble űrtávcső felvételén. A jobb oldali csillag az üregben a neutroncsillag, melyet a táguló gáz vöröses filamentjei, mint rostos cafatok vesznek körbe. A kékes derengés pedig az erős mágnese térben közel fénysebességgel spirálozó elektronok gerjesztette szinkrotron sugárzástól származik. Forrás: NASA és ESA

Changes_in_the_Crab_Nebula

A neutroncsillag a Rák-köd szíve. A Hubble űrtávcső felvételsorozatán jól látszik, ahogy az alakzatok nagyjából 4 hónap alatt megváltoznak a ködben. Forrás: a képen feltüntetve.

Egy másik, de szintén a mágneses térrel összefüggő mechanizmusnak köszönhetően – tudniillik a forgástengely és a mágnesen pólusok nem esnek egybe – a pólusoknál létrejövő sugárzási nyaláb minden egyes fordulatkor végigsöpör az űrön, és elérheti Földünket is. Ezért foghatjuk az elektromágneses sugárzás több tartományában is a pulzusokat. Alapvetően ez teszi a Rák-köd neutroncsillagát pulzárrá. Az, hogy a pólusoknál pontosan miként keletkeznek a sugárzó területek, illetve hogy a felszíntől milyen távolságra, az még mindig vita tárgyát képezi. Az egyik legelfogadottabb nézet szerint a pólusok környékén a mágneses mező roppant erős elektromos teret hoz létre, mely a neutroncsillag felszínéről is képes elszakítani elektronokat vagy éppen elektron és pozitron párokat képezni. Megindul az elektromos töltések áramlása, és az erővonalak mentén óriási kisülések keletkeznek. Tulajdonképpen a folyamatos villámlásszerű jelenség statikus elektromágneses zaja ér el minket a neutroncsillag minden egyes fordulatakor.

pulsar

A pulzár modellje: a mágnesen pólusok nem esnek egybe, a pólusoknál létrejövő sugárzási nyaláb minden egyes fordulatkor végigsöpör az űrön, és eléri Földünket. Forrás: NRAO

A neutroncsillagok belső felépítéséről inkább csak sejtéseink vannak. A különféle elképzelések részletezésére ehelyütt nincs lehetőség, ezért most csak vázlatos ismertetésre szorítkozom. Az erős gravitáció, a roppant sűrűségük és az erős mágneses tér bizarr szerkezetet eredményez. Ezen égitestek légköre az átmérőjéhez képest roppant vékony, esetleg néhány tucat centiméter, de legfeljebb pár méter lehet mindössze. Ugyan még „normális” anyagú gázok alkotják, de az egyes példányoknál más, és más összetételt sikerült detektálni. A nagyjából három évszázados, így viszonylag fiatal Cassiopeia A szupernóva-maradvány belsejében lévő neutroncsillag légköre például szénben gazdag, Míg más esetekben a neutroncsillag spektrumában inkább a hidrogén és a hélium a domináns. Ez talán a korbeli, hőmérsékletbeli, és kialakulásuk körülményeiből fakadó különbségekből is adódik. Ha létezne olyan cím, hogy a legsimább felületű égitest, akkor a neutroncsillagok jó eséllyel pályázhatnának rá. Az erős gravitáció a legkisebb egyenetlenségeket is kisimítja. A külső 1 km-en fémes tulajdonságú szilárd szerkezetre emlékeztető kérgük lehet. A kéreg felső részében, még egyáltalán nem a neutronok a dominánsak. „Hétköznapi” atommagok, talán éppen vas atommagok alkotnak rácsszerkezetet, melyet elektronok tengere jár át. A neutroncsillag belseje felé haladva, ahogy a sűrűség növekszik, egyre több és több neutron, melyek normál körülmények között amúgy elbomlanának (példának okáért a szabad neutron felezési ideje mindössze 611.0±1.0 másodperc). Először az atommagok dúsulnak fel neutronokban. Majd a nagy mennyiségben keletkező neutronok miatt a nukleáris kölcsönhatás már nem képes összetartani az atommagokat, és megkezdődik a neutroncsepegésnek nevezett folyamat. Ennek eredményeként már szabad neutronokkal is találkozhatunk. De a felszín alatti mélység növekedésével maguk az atommagok is eltorzulnak, pálcikaszerűvé válnak. A kéreg alatt, szupravezető és szuperfolyékony (nincs ellenállása a mozgással szemben) többségében neutronokból álló zóna található. Ez a „nukleáris kotyvalék” a szabad neutronok mellett, még mindig hozzávetőlegesen 5-10%-ban szabad elektronokból, protonokból és atommagokból is áll.  Még mélyebben, a belső magban, ahol már az atommagok sűrűségét is meghaladja a sűrűség, még ennél is furcsább körülmények uralkodhatnak. Itt talán már kvarkos állapotban van az anyag.

neutron_star_struct1

„Tipikus neutroncsillag” elméleti modellje. Jobb oldalon a sugár km-ben, bal oldalon pedig a sűrűség került feltüntetésre.

Mint minden modell, ez is megfigyelések alapján konstruált és megfigyelésekkel ellenőrizhető. A csillagmaradvány forgásának lassulása, a pulzusokban jelentkező apró szabálytalanságok, a neutroncsillagok lehűlésének üteme mind-mind árulkodik annak belső felépítéséről.

Persze ezek értelmezése nem egyszerű feladat. Hadd ragadjam ki a korábban említett glitch-eket példaként. A pulzációs periódus megugrása nagyon rövid idő alatt zajlik le, de nagyjából egy hónap is szükséges, míg visszaáll az eredeti ütem, és a lassulás folytatódik. Ez is arra enged következtetni, hogy a neutroncsillagnak szuperfolyékony a belseje. Érdekes, hogy öreg pulzároknál nem fordul elő glitch. Így talán azok belső felépítése már eltér a fiatalokétól, vagy csak már más állapotban vannak.

Régebbi elképzelések szerint, az apró felgyorsulások a neutroncsillagok kérgében keletkező repedések következményei. Mivel az apró égitest gyorsan forog így alakja nem gömbszimmetrikus. A szilárd kéregbe pedig „belefagy” a csillag alakja, vagyis a kidudorodás az egyenlítőjénél. Ahogy a forgás üteme lassul, úgy a csillag egyre kevésbé lesz lapult. A deformáció megrepeszti a kemény kérget, a dudor laposodni kezd. A kéreg sugara csökken, így az impulzus-megmaradás törvénye értelmében a kéreg forgása felgyorsul. A forgás üteme pedig azért áll lassan vissza, mert a neutroncsillag belseje szuperfolyékony, így a külső szilárd kéreg hosszú idő alatt tudja csak azonos sebességre hozni a belső részeket, hogy aztán a forgás lassulása folytatódjon. A megfigyelésből tehát modell alkotható a neutroncsillag felépítésére, illetve annak működésére. A baj csak az, hogy időközben kiderült (más neutroncsillagokkal kapcsolatos megfigyelések alapján is), hogy ez az elképzelés hibás. A gyorsulások alaposabb vizsgálata megmutatta, hogy ez a mechanizmus nem tud elég energiát átadni, és nem is írható le vele pontosan a jelenség karakterisztikája. (Ettől függetlenül manapság is még szembejön velem sok helyen ez az elképzelés ismeretterjesztő könyvekben, és internetes oldalakon.) Az újabb kifinomultabb modellek már abból indulnak ki, hogy a neutroncsillagok mágneses mezeje nem képes behatolni a szuperfolyékony anyagba. A mágneses mező viszont áthalad a neutroncsillagon, ami pedig csak úgy lehetséges, ha normál anyagú örvények haladnak keresztül a szuperfolyékony belsőn. Ezen örvények tengelye közelítőleg párhuzamos a forgástengellyel. Az örvények raktározzák az impulzusmomentumot, mintegy őrizve annak az időszaknak a forgási energiáját, amikor a neutroncsillag még gyorsabban forgott. Ezek a belső képződmények a külső rétegek anyagával is kapcsolatban állnak, mintegy hozzájuk kapcsolódnak. A külső rétegekről időnként örvények válnak le, és halnak el miközben a csillag az alacsonyabb impulzusú (lassabb forgású) állapotra „hangolódik”. Az örvények átrendeződése közben energia szabadul fel, ami, csak ha egy ideig is, de felpörgeti a külső részeket. Ez maga a glitch jelensége. Amint létrejön az új forgási egyensúly, az örvények ismét hozzákapcsolódnak a külső réteghez.

A példával csak azt szerettem volna megmutatni, hogy adott jelenség miként magyarázható, és abból milyen következtetéseket lehet levonni a neutroncsillag belső szerkezetére vonatkozóan. Arra is rá szerettem volna világítani, hogy nem minden modell állja ki az újabb megfigyelések (esetleg újabb elméleti megfontolások) próbáját. Az újabb, több paramétert figyelembevevő teória pedig már kissé más képet fest erről az objektum típusról és annak működéséről. Összességében elmondható, hogy még mindig nincs sziklaszilárd elképzelése a csillagászoknak arról, hogy egészen pontosan milyen is a Rák-köd neutroncsillaga, és hogyan is működik. Az viszont bizonyos, hogy forgó dinamóként hozza létre azt a csodát, melyet megfigyelhetünk, miközben energiát veszít, és amiért lassul a forgása.

Kétségtelenül akad még megválaszolatlan kérdés, de a Rák-köd és a benne található neutroncsillag tanulmányozásával rengeteg ismerethez jutottak a kutatók a szupernóva-maradványokkal kapcsolatban. A kínai császári udvar főcsillagásza biztosan nem sejtette 1054-ben, hogy az akkor megpillantott vendégcsillag sok évszázaddal később milyen fontos szerepet fog majd betölteni a világmindenség megismerésében. Jóslatai erről nem szóltak.

A polarizáció megfigyelése amatőrcsillagászati módszerekkel

A cikk írása közben ötlött fel bennem a gondolat, hogy milyen remek dolog lenne megismételni Walter Baade megfigyeléseit. Nem voltak nagyratörő terveim, csupán szerettem volna én is kimutatni a Rák-ködben a fény polarizációját, és így közvetve a szinkrotronsugárzást. Milyen nagyszerű is lenne, ha a polarizáció síkjának változása révén láthatnám a szupernóva-maradványban tekergőző mágneses teret! Vajon lehetséges ez? Baade mégis csak 5 méteres teleszkópot használt a vizsgálatok során.

A képrögzítési technológia nagyon sokat fejlődött az elmúlt évtizedekben. A mai DSLR gépek és CCD-k „érzékenysége” messze felülmúlják a régi fotólemezekét. Ebben bízva másnap este felhívtam Szeri László barátomat, és felvetettem neki az ötletet. Egyáltalán nem kellett győzködnöm, rögtön felcsigázta az észlelési terv. Annak tudatában raktuk le a telefont, hogy másnapig még több technikai problémát meg kell oldanunk, illetve megegyeztünk abban, hogy elfogadjuk, ha semmi használható eredménnyel nem jár a megfigyelés. Akkor is tegyünk próbát!

Mivel biztosra akartam menni, ezért hivatásos csillagász véleményét is szerettem volna kikérni. Azonnal felhívtam Kiss Lászlót, aki arra biztatott, hogy hajtsuk végre a tervet, és pár hasznos tanáccsal is ellátott.

Másnap munka után azonnal Kiskunfélegyháza felé vettem autóval az irányt. A csomagtartóban pihent más hasznos aprósággal a hétköznapi fotózásban használt Hoya gyártmányú polarizációs szűrőm. Volt bennem némi szkepticizmus a szűrővel kapcsolatban. Sok sikeres, és nekem tetsző felvételt köszönhettem ennek a szűrőnek, de eddig csak nappali fénynél kellett helytállnia. Egyre az járt a fejemben, hogy vajon csillagászati célokra is megfelel-e majd a minősége. Két előnye viszont volt Szeri László csillagászati célokra szánt szűrőjével szemben: a mérete, és az a képessége, hogy játszi könnyedséggel lehetett elforgatni, miután megfelelően rögzítettük.

A megbeszélt péntek 18 órai időpontban már ott toporogtam Laci barátom kapuja előtt. A csillagok szépen ragyogtak az égen, de a nyugodtság szemmel láthatóan nem volt a legjobb. Kísérletre jó lesz! Kicsit melegedtünk még a konyhában, míg elkészült a kávé, és amíg a gyerekek elmajszolták a kis csokoládét, amit „TTK bácsi” Mikulása idén kicsit korábban küldött. Majd irány a műhely.

Először meg kellett oldani a polarizációs szűrő elhelyezését a fényútban. Az idők folyamán gondosan felépítettet és precízen beállított optikai elrendezésén Laci nem igazán szerette volna változtatni. Szerencsére a „Nagy Newton” kihuzatában lévő „CCD-szűrőváltó-szűrőváltó-korrektor” felépítmény végén éppen volt megfelelő menet. Ide az a menetes sötét kupak szokott kerülni, mely a dark képek készítésekor megakadályozza a fény bejutását a CCD-be. Laci a kupakot kivágta, majd ebbe ragasztotta bele ügyesen a szűrőt. Ügyelnie kellett, hogy az a megfelelő síkban álljon, és a külső gyűrűjével továbbra is forgatható maradjon.

A szűrő kiindulási pozíciójának a Rák-köd hosszanti tengelyét választottuk, majd 45 fokonként kívántuk elforgatnia szűrőt. Igen ám, de a szűrő három méternél is magasabban lesz, a távcsőtubus belsejében. Még ha el is érjük, akkor is vakon kell majd forgatni. Laci ezt a problémát is megoldotta. Ragasztóból gumók kerültek 45 fokonként a forgatógyűrűre, a 0 fokot (a gyártó jelölése alapján) kis fémgyurmával „jelölte meg”. Majd behunyt szemmel következett a megoldás tesztelése. A „vakteszt” után kinyitottuk a kis csillagvizsgálót, amiben Laci főműszere türelmesen várakozott. A szokásos rutinok után, Laci beállította a Rák-ködöt. A szűrőt addig nem is szereltük be. Ez annak volt betudható, hogy előzőleg ugrattam Lacit. Vajon milyen hangja lehet a főtükrön koppanó szűrőnek? Ha már beesett, akkor hogyan szedjük ki majd belőle? Melyik fekete festék a legalkalmasabb a kipattant tükördarab javítására? Biztosra mentünk! Már ha lehet azt biztosnak nevezni, hogy a szűk helyen egy hosszú kitolható létrán állva a magasban, egyáltalán nem kapaszkodva sehová, benyúlva a tubusba, megpróbálja az ember vakon becsavarni a szűrőt. Laci pont ezt a bravúrt hajtotta végre. A nem éppen veszélytelen műveletet a polarizációs szűrő minden egyes elforgatáskor meg kellett ismételni.

Izgatottam vártuk az első nyers kép megszületését. Ezt a képet aztán elosztottuk a korábbi polarizációs szűrő nélkül készült nyerssel, és azonnal látszott a két kép közötti különbség. Nagy volt az öröm! Azért minden kétségünk még nem szállt el. Elindítottuk az első szekvenciát, és magára hagytuk a távcsövet a feladatával. Az időt főleg a műhelyben melegedve múlattuk, néha pedig ránéztünk a kertben felállított, Laci által csak „quadokli”-nak becézett 150 mm-es objektívekkel felszerelt 4 fényképezőgépre, mely szorgalmasan készítette a felvételeket az égbolt kiszemelt területéről.

Elkészült az első széria. Laci újra a magasba mászott a létrán, és 45 fokban elforgatta a szűrőt. Megint csak lélegzetvisszafojtva vártuk az első képet. A 45 fokos nyers képet elosztottuk a korábbi 0 fokos képpel, és azonnal láttuk, hogy érdemes folytatni a munkát. Első ránézésre látszott a polarizációs szűrő elforgatása után, hogy a köd bizonyos területeinek intenzitása megváltozott. Látva, hogy eredményes lesz a kis projektünk, folytattuk a munkát, rögzítettük a 45 fokban, a 90 fokban, és a 135 fokban elforgatott szűrővel is felvételeket.

Majdnem hajnali három óra volt, mire roppant fáradtan hazaértem Kiskunfélegyházáról, de másnap megegyeztünk abban Lacival, hogy nagyon is jó móka volt az észlelés. Kellene még több ehhez hasonló! Már csak a felvételek feldolgozása volt hátra, melynek eredménye lent látható.

M1-P_P

Először a Rák-köd hosszanti tengelyével párhuzamosan beállított polarizációs szűrővel felvett, úgynevezett 0 fokos összegzett képpel osztottuk el az ahhoz képest 45, 90, 135 fokban elforgatott szűrővel készített összegzett képet. A felső sorban a kétféle nyersanyagokból összegzett képek hányadosai, alattuk wavelet transzformációk segítségével kibontott belső részletek láthatóak. Ennek a módszernek köszönhetően, jól látszanak a szűrő elforgatásából származó különbségek. Mindez pedig annak a következménye, hogy a köd fénye polarizált, ráadásul az egyes területein eltérő szögű a polarizáció síkja.

A felvételek 458/1900 Newton-távcsővel, Atik 11000 CCD-vel készültek. Szekvenciánként: 10 x 3 perc (bin2).

M1-P_L

Ezen a verzión a Rák-köd polarizációs szűrő nélküli felvételeiből összegzett képpel osztottuk el a különböző irányokban elforgatott polarizációs szűrővel felvett nyersanyagból összegzett képeket. A felső sorban a kétféle nyersanyagokból összegzett képek hányadosai, alattuk wavelet transzformációk segítségével kibontott belső részletek láthatóak. Itt is jól látszanak a különbségek. Ez alapján is elmondható, hogy a köd fénye polarizált, ráadásul az egyes területein eltérő szögű a polarizáció síkja.

A felvételek 458/1900 Newton-távcsővel, Atik 11000 CCD-vel készültek. Szekvenciánként: 10 x 3 perc (bin2).

Összességében, amatőrcsillagászati módszerekkel mi is megállapítottuk, hogy a köd fénye tényleg polarizált! Saját szemünkkel láttuk a szinkrotron sugárzást akcióban, „megragadtuk” a mágneses erővonalakat! Olyan élmény volt ez nekem, mint mikor először szórtam vasport a mágnes köré fizika órán. Érdekes, és lenyűgöző volt megpillantani az amúgy szemünk számára láthatatlant, személyesen működésben látni a természetet.

 

Felhasznált irodalom:

Simon Mitton: A Rák-köd (ISBN 963 281 332 4)

Werner Becker: Neutron Stars and Pulsars (ISBN 978-3-540-76965-1)

J. Craig Wheeler: Kozmikus katasztrófák (ISBN 9633686822)

Wynn C.G. Ho, Craig O. Heinke: A Neutron Star with a Carbon Atmosphere in the Cassiopeia A Supernova Remnant

W. Becker, B. Aschenbach: ROSAT HRI Observations of the Crab Pulsar: An Improved Temperature upper limit for PSR 0531+21

C. M. Espinoza,A. G. Lyne, B. W. Stappers, M. Kramer: A study of 315 glitches in the rotation of 102 pulsars

Az SN2016gkg szupernóva az NGC613 spirál galaxisban

NGC613-LRGB-20161020-T32-300s-TTK-label

1. ábra. Az SN2016gkg szupernóva az NGC613 spirál galaxisban.

2016-10-20, 2016-10-23, 2016-11-01, 2016-11-21 – Siding Spring Observatory

20 x 300 sec L, 8 x 300 sec R, 8 x 300 sec G, 8 x 300 sec B

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

A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.

Azok a csillagok, melyek kiindulási tömege (MZAMS) meghaladja a 8-9 naptömeget, életük végén, mikor az energia-utánpótlásuk kimerül, szupernóvaként robbannak fel. Fényük saját galaxisukat is túlragyogja, miközben anyaguk jelentős része szétszóródik az űrben beszennyezve azt a csillagban korábban létrejött és a robbanáskor keletkezett elemekkel. Minden egyes ilyen úgynevezett kollapszus-szupernóva (core collapse supernova) megfigyelésével a csillagászok közelebb jutnak a robbanást kiváltó, és a közben lejátszódó folyamatok mechanizmusának megértéséhez. Fontos ez, mert e masszív ragyogó csillagok nemcsak életükkel, de halálukkal is jelentős hatást gyakorolnak környezetükre. A szupernóva-robbanás teremt és pusztít. A táguló maradvány a közeli por és gáz ködökben lökéshullámot keltve, beindíthatja az újabb csillagok keletkezését. Más esetekben pedig tisztára söpörve a környezetét akár véget is vethet ennek az egésznek. Fontos szerepet játszanak a galaxisok fizikai és kémiai evolúciójában. Valószínűnek látszik, hogy Naprendszerünk keletkezését is egy ilyen robbanás indította be, és hogy létezésünkben benne van a kezük. Kutatásukkal eredetünk kérdésének megválaszolásához is közelebb juthatunk.

Az SN2016gkg jelölést kapott szupernóvát Victor Buso és Sebastian Otero fedezte fel 2016. szeptember 20-án az NGC613 spirál galaxisban. Az akkor még csak 17.6 (CV) magnitúdós szupernóváról nem sokkal később kiderült, hogy különleges a maga nemében. Ez inspirált arra, hogy felvételeket készítsek róla, majd azokat kimérjem. Csábított a lehetőség, hogy annyi év után újra a TTK névkóddal ellátott észlelésekkel gyarapítsam az MCSE és az AAVSO változócsillag adatbázisát. Miért? Röviden: változócsillagokat észlelni jó! Azon kevés elfoglaltságok egyike, melynek során személyesen is meggyőződhetünk róla, hogy a Naprendszeren túl elterülő világ nem is annyira örök és statikus, mint ahogyan azt sok-sok, a világegyetem életében csak röpke szempillantásnak tűnő emberöltőn keresztül elődeink gondolták. Nem is beszélve arról, hogy ebben az esetben nem hogy a Naprendszeren túl, de egy másik galaxisban volt a megfigyelésem célpontja. Ha pedig a szorgosan gyűjtött fényességértékek még tudományos célra is használhatóak, az csak külön öröm. Egyedül azonban mindez nem sikerült volna. Tordai Tamás nagyon nagy segítségemre volt a felvételek kiértékelésében. Tamás amatőrcsillagászként magas szinten űzi a fotometriát (lásd Tordai Tamás: Hogyan észlelek változókat? – Meteor 2016/2. 46-51.). Külön kiemelném a V404 Cygni jelű fekete lyuk kettős fényváltozásával kapcsolatos megfigyeléseit, mely révén egy a Nature-ben is megjelent cikk társzerzője.

Talán meglepi az olvasót, de a digitális változócsillag észleléséhez nem is kellenek feltétlenül bitang drága műszerek. A siker kulcsát nem egyedül a költséges távcső, mechanika, és képrögzítő eszköz jelenti. Ha pedig valaki a vizuális észlelésbe szeretne belekóstolni, annak elég mindössze csak binokulárt, és az összehasonlító csillagok fényességét tartalmazó csillagtérképet ragadni. A többi már csak kitartás és az időközben szerzett rutin kérdése. Érdemes kipróbálni!

Amatőrcsillagászati szempontból szerencsés korban élünk, mert noha az NGC613 a déli Szobrász (Sculptor) csillagképben található, ki se kell mozdulnom ahhoz, hogy belevágjak frissen kitalált programomba. Több helyen is bérelhetünk távcsőidőt az interneten keresztül. Az elhatározásom után alig 20 perccel már el is készült az első nyers felvétel, és nem jelentett különösebb problémát az ezt követő időszakban se a nyomon követése. A programok automatikusan lefutottak (ha éppen derült volt az ég), miközben én éltem mindennapi életemet.

Legfőbb célom tehát a szupernóva fényességváltozásának követése volt, melyhez alkalmanként akár egyetlen darab jól sikerül nyers felvétel is elegendő, de azért nem árt, ha van pár kontroll fotó is a tarsolyunkban. A cikk elején látható LRGB kép kidolgozása másodlagos szempontként szerepelt a terveimben. Előttem már eléggé sűrűn betáblázták a távoli távcsövet, így a saját programomat már csak a megmaradt lyukakba tudtam elhelyezni. A megfigyelési ablakok kiválasztásakor még egyáltalán nem tudhattam, hogy derült lesz-e az éjszaka, és milyen lesz az ég minősége. Nem tagadhatom, hogy végül örültem annak, hogy összegyűlt kellő számú, megfelelő minőségű kontroll felvétel. Ezekből és a második napon felvett RGB szűrős képekből végül elkészíthettem a saját illusztrációs képemet, ugyanis már csak maga a galaxis is elég érdekes ahhoz, hogy szenteljünk neki némi időt.

NGC613

A galaxist William Herschel fedezte fel 18.7 hüvelykes (47.5 cm-es) f/13-as műszerével a Szobrász (Sculptor) csillagképben. Ő még nem ismerte fel valódi természetét. Erre egészen 1912-ig kellet várni, mikor is elkészült róla az első fotó. Ezen jól kirajzolódtak az „örvények, és bennük a csillag kondenzációk”, így az NGC613 a spirál köd besorolást kapta. Direkt az akkori szóhasználattal éltem. Akkoriban még vita folyat arról, hogy ezek az örvénylő ködök vajon Tejútrendszerünkhöz tartoznak, vagy éppen ellenkezőleg, maguk is távoli csillagszigetek. A kérdést végérvényesen Edwin Hubble döntötte el, aki a Lokális Csoport több galaxisát is sikeresen csillagokra bontotta. Az Androméda galaxisban azonosított Cepheida típusú változócsillagok periódus-fényesség relációját felhasználva kiszámította azok távolságát. Az így kapott távolságadatokkal bizonyította 1926-ban, hogy az a Tejútrendszeren kívül helyezkedik el. Nem volt kérdéses többé, hogy a spirál ködök távoli galaxisok. Bár az elmúlt két évtizedben többször is meghatározták, azonban az NGC613 távolsága továbbra is csak elég bizonytalanul ismert. A legutóbbi, nem a vöröseltolódáson alapuló vizsgálat szerint galaxisunktól 26.4±5.3 Mpc (Nasonova és mások – 2011), vagy másképpen 86 millió ± 17 millió fényév választja el.

A galaxis különböző régióinak fényessége nagyon nagy intenzitásbeli különbségeket mutat. (Olyannyira, hogy a képek feldolgozás során erre külön figyelmet kellett fordítanom.) A kisméretű, de roppant fényes centrális régióból indulnak ki a vastag küllők. Ezek mentén porsávok kígyóznak, míg az egyik küllőt (a felvételemen a felsőt) a mi látóirányunkból nézve szinte teljes egészében vastag porfelhők takarják. A lencseszerű központi területet is porsávok szabdalják, melyek nem túl határozottan, de spirális mintázatot rajzolnak ki. Amíg a legtöbb küllős spirál galaxis esetében mindössze egy-egy kar indul ki a küllők végéből (összesen tehát csak két karjuk van), addig az NGC613 esetében több határozott kar is megkülönböztethető. A küllők végénél, illetve az ovális részt gyűrűként körbefonó karokban, de még a külső karokban is megfigyelhető kékes csomók fiatal csillagok halmazai. Ezt a színt a legnagyobb tömegű, legfényesebb tagjaik kölcsönzik nekik. Ezek könnyűszerrel túlragyogják kisebb tömegű, hűvösebb és éppen ezért inkább sárgás és vöröses árnyalatú társaikat. A vöröses árnyalatú pamacsok pedig az ionizált hidrogént tartalmazó (HII) régiók. Az itt lévő gázfelhőket az előbb említett forró csillagok intenzív sugárzása gerjeszti. E behemót csillagok élettartama tömegüktől függően mindössze néhány millió, illetve néhányszor 10 millió év. A kékes és vöröses pöttyök sora tehát mind a folyamatosan zajló csillagkeletkezésnek az egyértelmű jelei, melyek szemmel láthatóan a küllők vége környékén a legintenzívebb. Távolodva a csillagoknak életet adó területektől, a karok fényessége ugrásszerűen csökken, és lassan belevész az űr sötétjébe.

Megnézve a felvételemet, azon is szembetűnő az NGC613 kompakt, az egész galaxishoz képest fényes magja. Ez az attribútum általában az aktív galaxis magok (AGN – Active Galactic Nucleus) jellemzője. Elsőre, a mag aktivitása azonban közel sem volt teljesen nyilvánvaló. Az optikai spektruma alapján három évtizeddel ezelőtt (1997) a kompozit objektum besorolást kapta. A centrum színképe egyfelől ugyan halványan az aktív galaxis mag jellegzetességeit mutatta – az az úgynevezett Seyfert típusú galaxisokéra hajazott -, de legfőképpen ionizált gázfelhők (HII régiók) jelenlétére utalt. Éppen ezért a legtöbb katalógusban a Seyfert/HII jelölés szerepel a csillagrendszer neve mellett. 2009-ig kellet várni, míg a Spitzer infravörös műholddal felvett színkép alapján bizonyosságot nyert az AGN létezése, később ezt a röntgen tartományban működő XMM-Newton távcsővel végzett megfigyelések is megerősítették. Vagyis, az NGC613 kompakt fényes centrumában egy szupermasszív központi fekete lyuk (SMBH: supermassive black hole) bújik meg a kíváncsi tekintet elől, fontos szerepet játszva a mag aktivitásában.

VLA_Finley3_med

2. ábra. A VLA (Very Large Array) tányérantennái Új Mexikóban (Socorro). Az első nagy felbontású rádióészlelések az NGC613-ról ezzel a rádiótávcső rendszerrel rögzítették a csillagászok. Az eredményeket 1987-ben, illetve 1992-ben publikálták. A 27 darab 25 méter átmérőjű antennával fogott jeleket kombinálva egy 36 km átmérőjű rádióantenna felbontása, és egy 130 méter átmérőjű rádióantenna érzékenysége érhető el. Kép forrása: NRAO

Valójában erre már az első nagyobb felbontású rádiófelvételek is utaltak (1987, 1992). Ezeken a rádió kontinuum képeken a galaxis centrumában egy intenzíven sugárzó, elnyúlt terület volt látható. Azt ezt követő vizsgálatok megmutatták, hogy ez a nagyságrendileg 300 pc (1000 fényév) kiterjedésű képződmény három diszkrét komponensből áll.

NGC613-SINFONI-Flux-velocitydisp-VLA

3. ábra. Az NGC613 centrumának Fe II fluxus és sebesség diszperzió térképe (VLT/SINFONI). A térképre a VLA rádió kontúrok is rákerültek, melyen jól elkülönül az egy egyenes mentén elhelyezkedő három diszkrét rádióforrás. Figyeljük meg az egybeeséseket! Forrás: J. Falcón-Barroso és mások

A rádiótávcsövekkel kapott eredményeket az optikai tartomány eredményeivel kombinálva a kutatók megállapították, hogy az elnyúlt alakzatban a középső rádiófolt, és az optikai centrum szinte tökéletes (0.1ʺ-es) egybeesése nem lehet véletlen. A galaxis magja ez a rádióforrás. Az NGC613 centrumának optikai és a közeli infravörös tartományban elvégzett spektroszkópiai elemzésből nyert galaxison belüli sebességeloszlások, illetve a rádió kontinuum morfológiája pedig arra világított rá, hogy a másik két folt a magból kiinduló energikus rádió kiáramlás következménye. E rádió jet orientációja elég közel esik az égbolt síkjához, így a galaxis síkjától sem lehet túlságosan messze, melynek inklinációja 35°.

The VLT telescopes are ready for observation at sunset

4. ábra. A VLT (Very Large Telescope) 4 darab 8.2 méteres tükörátmérőjű távcsöveinek felkészítése folyik a közelgő éjszakai megfigyeléshez (Cerro Paranal, Chile). A csillagászok a Hubble űrtávcső mellett, a VLT-t használták a közeli infravörös és a látható tartományban végzett megfigyelésekhez (VLT/SINFONI). Kép szerzője: Gerhard Huedepohl

De hogyan jönnek létre ezek a jet-ek? A galaxis középpontjában található fekete lyuk gravitációjukkal csapdába ejtve, mohón próbálják elnyelni a környezetükben található anyagot. Az étekként szolgáló intersztelláris gáz és por, mely a környező felhőkből, vagy éppen szétszaggatott csillagokból származik, akkréciós korongot formál. A korongot kívülről sűrűbb, lassabban keringő gázfelhők veszik körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog és felhevül. A folyamatban a mozgási energiájának egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Az akkréciós korong mindkét oldalán, arra merőlegesen, a forgástengely mentén plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyek a fekete lyuk közeli erős mágneses terében közel fénysebességre gyorsított, töltött szubatomikus részecskékből állnak. Ezek a töltött részecskék a mágneses térben kifelé spirálozva úgynevezett szinkrotronsugárzást hoznak létre. A jet-ek létrejöttének pontos mechanizmusa még a mai napig vita tárgyát képezi a kutatók körében. Valószínűsíthető, hogy az akkréciós korongban felcsavarodó mágneses térnek kitüntetett szerepe van abban, hogy a forgástengely mentén keskeny nyalábba terelődik a kiáramlás. Más galaxisok esetében megfigyelték már, hogy az aktív magból kiinduló rádió jet-ek képesek felgyorsítani, illetve felfűteni a környezetükben lévő molekuláris gázokat, melyek gyakran a kiáramlások tömegének jelentős részét adják. Az, hogy a két rádió tartományban megfigyelhető szélső folt ténylegesen a központi fekete lyukból kiinduló egy vonalban elhelyezkedő különálló entitások, vagy pedig a beeső sugárzás által felmelegített intersztelláris gáz buborékjai, még tisztázásra szorul.

agn_tipusok

5. ábra. Aktív galaxis mag sematikus vázlata.

A VLA rádiótávcső rendszerrel készült rádióképen a mag körül egy gyűrű alakú képződmény (nuclear ring) is felfedezhető. Ez a nagy felbontású optikai felvételeken is sejthető, de a galaxis centrumában lévő nagy mennyiségű por jórészt elfedi, és éppen ezért sokkal inkább a közeli infravörös tartományban tanulmányozható. Az infravörös megfigyelések tanulsága szerint, a gyűrű 7 különálló fényes területre bomlik. De mi ez a gyűrű, és mik ezek a csomók benne?  A galaxisban lévő intersztelláris anyag a küllők tengelye mentén áramlik be erre a területre. Olyan, mintha egy körtáncba folyamatosan emberek érkeznének két egymással szemben lévő irányból. A gáz összesűrűsödik ezeken a pontokon (ODR – Over Density Region) és beindul a csillagok rövid ideig tartó robbanásszerű keletkezése. A megszületett csillagok halmaza pedig folytatja megkezdett „körkörös táncát” a gyűrűben. De a csillagok születése csak addig zajlik, míg az első szupernóvák ki nem söprik a gázt a környezetükből. Ahogy keringése során távolodik a halmaz ezektől a sűrűsödésektől folyamatosan öregszik. Idővel újabb sűrűsödések jönnek létre a „belépési pontok” környékén, és így ott új halmaz születik. A csillagok keletkezése tehát epizodikus jellegű, a „legyártott” halmazok pedig tovahaladnak a körkörös „galaktikus futószalagon”. Így alakul ki a gyöngyökből álló nyaklánchoz hasonló formáció (pearls on a string scenario).

POS-3

6. ábra. A gyűrűn belüli folyamat sematikus ábrája. A két átellenes ponton (vastag nyilak) gáz áramlik a gyűrűbe, ahol sűrűsödések jönnek létre (ODR). A robbanásszerű, rövid ideig tartó csillagkeletkezésben kialakult halmazok pedig folytatják keringésüket a gyűrűben, miközben öregszenek. Forrás: Forrás: J. Falcón-Barroso és mások

NGC613-ring-l

7. ábra. Az NGC613 magját körbevevő gyűrű alakú képződmény (nuclear ring) a HST felvételén (F450W, F606W, F814W szűrőkkel készült kompozit kép).

NGC613-multiple-flux

8. ábra. A VLT-vel a közeli infravörös tartományban készített felvételeken még szembetűnőbbek az NGC613 „forró foltjai”, vagyis a fiatal halmazok és csillagkeletkezési régiók. A képeken speciálisan megválasztott, különböző hullámhosszakon megfigyelt emissziós fluxus látható. A fluxus térképek balról jobbra a következők: Brγ (Bracket Gamma: 2.16 μm), [Fe II] (1.64 μm), H2 (2.12 μm), kompozit színes fluxus kép. A kompozit kép színei három különböző emissziótól származnak: He I – kék, Brγ – zöld, [Fe II] – vörös,. A képek körülbelül 700 pc (kb. 2300 fényév) szélesek. Észak felül, kelet pedig balra van.

A 8. ábra fluxus térképei közül a kompozit kép illusztrálja az egész folyamatot a legjobban. Kitűnően látszik rajta a csillagkeletkezés evolúciója. A halmazban a legnagyobb tömegű csillagok a legforróbbak, de egyben a legrövidebb életűek is. Miközben a halmaz a gyűrű mentén keringve tovahalad, távolodik a sűrűsödési ponttól, ezek a csillagok pusztulnak ki a legelőször. Életük végén ezek szupernóvaként lángolnak fel. Vagyis, ha az elképzelés helyes, akkor minél távolabb van egy halmaz a sűrűsödési ponttól, annál öregebb, és így annál kevesebb benne a nagytömegű forró csillag.

A He I és Brγ emissziós vonalak létrejötte annak köszönhető, hogy a forró O és B típusú csillagok intenzív UV sugárzása fotoionizálja a környezetét. A rekombinációkor kibocsájtott foton pedig létrehozza az emissziót. Az elektron azonban közel sem biztos, hogy az alap energiaállapotra tér vissza. Gyakran gerjesztett marad, és idővel innen lép alacsonyabb energiaszintre. Ez az oka, hogy különböző színképvonal sorozatok tartoznak egy adott elemhez. A Brγ például a Brackett sorozat egyik vonala.

A He I emisszió létrejöttéhez nagyobb ionizációs energia kell, mint a Brγ-hoz, vagyis forróbb, és így nagyobb tömegű csillagra van ehhez szükség. A He I fluxus gyorsan leesik nem sokkal a robbanásszerű csillagkeletkezés után. Gyorsabban, mint a Brγ fluxus. A masszív csillagoknál ugyanis csak a még masszívabbak élik le sokkal gyorsabban az életüket. A két emisszió arányából így 0-10 millió éves időskálán meg lehet becsülni a halmaz korát. Az [Fe II] emisszió pedig a szupernóva-robbanások által felfűtött (fast shock, shock-heating) intersztelláris anyag nyomon követésére alkalmas. Az [Fe II] fluxus a tapasztalatok szerint 3-35 millió éves időskálán közel állandó marad, majd élesen letörik. E három emisszió fluxusának arányából megbecsülhető a halmazok kora 0-35 millió éves intervallumban. Mivel a gáz és a csillagok a gyűrűben körülbelül ennyi idő alatt tesznek meg egy teljes keringést, így ezzel a módszerrel ellenőrizhető, hogy a fentebb vázolt elképzelés a gyűrűvel kapcsolatban tényleg helyes-e.

Ahelyett, hogy a konkrét módszert ismertetném, győződjünk meg inkább a dologról a szemünk által. A kompozit képen látható, hogy a legnagyobb tömegű csillagok a halmazokban, a beáramlásnál kialakuló sűrűsödések közelében a leggyakoribbak. Itt a legdominánsabb a He I emisszió (kék szín) a csomókban. Kissé tovább, az óramutató járásával ellentétes irányban, a He I emisszió fluxusa jelentősen lecsökken. A kék zöldbe megy át. Majd az [Fe II] vöröse uralkodik el. A felvázolt modellt tehát ez a megfigyelés alátámasztja. Legalábbis ez a helyzet a gyűrű déli szakaszán.

De miért mutat más képet a gyűrű a „felső”, északi régióban? Ahogy a 2. ábrán is látható, a rádiótartományban intenzíven sugárzó terület hossztengelye merőleges a perspektíva miatt ellipszisnek látszó gyűrű nagytengelyére. Elfogadva, hogy a gyűrű valós alakja ténylegesen a körhöz közeli, annak inklinációja körülbelül 55°. Mint azt fentebb is említettem, a rádió jet orientációja a galaxis síkjához közeli, melynek inklinációja pedig 35°. A gyűrű e szakaszán tehát azért nem tapasztalható számottevő Brγ, [Fe II], H2, He I emisszió, mert a kúp alakú kiáramlás kisöpörte onnan a port és a gázt. Az aktív galaxis magok jelentős hatást képesek gyakorolni a galaxison belül a gázra, s mivel a jövendő csillaggenerációk számára ez jelentheti az alapanyagot, így magára a csillagkeletkezésre is.

Érdekes továbbá, hogy a gyűrűn belül a magvidéken tetemes gázkészlet található az NGC613-ban. Ehhez elég csak egy pillantást vetni a 8. ábra harmadik fluxus térképére. Nagyságrendekkel több, mint a gyűrű csillagkeletkezési csomóiban. Mégis, szinte nyoma sincs a csillagkeletkezésnek. A 8. ábra Brγ fluxus térképe a magnál szinte teljesen fekete. Elképzelhető, hogy itt is hullámokban születnek a csillagok. A legutolsó hullám körülbelül 10 millió éve történhetett, és a modellek szerint fél millió évnél hamarabb nem is várható a következő ilyen esemény. Ha egyáltalán be fog következni. Az igazat megvallva még mindig nem teljesen világos, hogy a rádió jet pontosan hogyan befolyásolja a csillagkeletkezést a magvidéken. Lehet, hogy megakadályozza? Vagy éppen segíti azt? Nem tudjuk. Az aktív galaxis magok és a csillagkeletkezés kapcsolata még mindig kevéssé ismert a csillagászok előtt.

SN2016gkg

Az SN2016gkg a felfedezését követő egy napon belül több magnitúdónyit fényesedett. Ennek, és a következő napok fényesedésének üteme, a későbbi vizsgálatok szerint tökéletesen egybevágott az ilyen típusú szupernóvákkal kapcsolatos elméleti jóslatokkal. Ezek szerint pontosan ilyen fénygörbe várható a kollapszus-szupernóvák esetében az úgynevezett hűlési fázisban, azt követően, hogy a kifelé tartó pusztító lökéshullám áttörte a csillagfelszínét (shock break-out).

SN1016gkg-AAVSO-Calendar_Date-crd

9. ábra. A szupernóva közel 2 hónapot átfedő fénygörbéje. A megfigyelések amatőrcsillagászoktól származnak, melyet akár csak én, elküldtek az AAVSO-nak. A zöld négyzetek V szűrővel, a kék csillagok B szűrővel, a sötétzöld négyzetek csillaggal a belsejükben pedig L szűrővel, vagy szűrő nélkül meghatározott fényességet jelölik. Érdemes megfigyelni, hogy a szupernóva fényessége mennyivel gyorsabban hanyatlott a maximum után B szűrővel vizsgálva, mint V szűrővel. Vagyis, a B-V színindexe (a két fényesség különbsége) miként nőtt. Látható, hogy a kezdetben inkább kékesebb árnyalata idővel hogyan vált egyre vörösebbé.

Már az első kisfelbontású spektroszkópiai vizsgálatok is arra utaltak, hogy II típusú szupernóva lángolt fel az NGC613-ban, vagyis egy nagytömegű csillag halálát nézhettük végig. A nagyfelbontású spektroszkópiával sikerült az altípust is meghatározni. Az SN2016gkg színképe, és annak időbeli változása a IIb altípus jellegzetességeit mutatta. Ezek viszonylag ritkábbak, ugyanis a II típusú szupernóvák mindössze egytizede tartozik a IIb altípusba.

Történeti okokból a színképük alapján a szupernóvákat két fő típusba, és azokon belül altípusokba sorolják. II típusúnak nevezik azokat a szupernóvákat, melyek színképében a maximum környékén (pontosabban a fotoszferikus fázisban) erős hidrogén vonalak figyelhetőek meg. E típus képviselői mind kollapszus-szupernóvák. Az egyes altípusok közti különbségek a szülőcsillagok paramétereinek eltéréséből fakad. Az I típus színképéből hiányoznak a hidrogén vonalai. Ráadásul az Ia altípus esetén a kataklizmát nem is a korosodó csillag magjának energia-utánpótlás hiányában összeomló magja okozza. Az egyik vezető elmélet szerint a robbanásra akkor kerül sor, amikor a fehér törpe kísérőjétől elég anyagot gyűjtött ahhoz, hogy tömege átlépje a kritikus Chandrasekhar-határt (1.44 naptömeg). A másik elmélet szerint két fehér törpe kering egy kettős rendszerben, egymáshoz folyamatosan közeledve. Míg végül egymásba spiráloznak, és ekkor történik az Ia típusú szupernóva-robbanás. Az I típus többi altípusa esetén (Ib/Ic), a szupernóva-robbanások minden részlete még nem teljesen tisztázott, de valószínűleg ezek is kollapszus-szupernóvák. Ennél sokkal mélyebben most nem mennék bele a témába, ennyi is elegendő a továbbiak megértéséhez. (Nyomtatásban és az interneten több alapos publikáció is fellelhető a témában. Lásd Vinkó József cikkét a felhasznált irodalmaknál.)

Az SN2016gkg spektrumában, a tipikus IIb szupernóvákra jellemzően, kezdetben P Cygni profilú hidrogénvonalak voltak megfigyelhetőek. Ezek aztán a maximum után gyorsan gyengülni kezdtek, hogy helyüket átadják a domináns hélium abszorpciós vonalaknak. Mindez azzal magyarázható, hogy a kidobódott hidrogénburok csak viszonylag vékony lehetett, és éppen ezért igen gyorsan szét is terjedt. Így rövid idő elteltével láthatóvá vált az alatta lévő héliumban gazdag csillaganyag.

p_cygni_profil

9. ábra. Az úgynevezett P Cygni profil a kidobódott, nagy sebességgel táguló gázburoknak köszönhető. A színképben a széles emissziós komponensre egy rövidebb hullámhosszak felé eltolódott abszorpciós komponens rakódik rá. Baloldalon látható a megfigyelt a spektrum intenzitása a hullámhossz függvényében. Míg a jobboldalon látható, hogy honnan származnak az emisszió egyes részei, és minek köszönhető az abszorpció. A Doppler-effetusnak miatt a felénk legnagyobb sebességgel közeledő gázburok abszorpciója erősen a kék felé tolódik. A tőlünk legnagyobb sebességgel távolodó, a gázburok túl felöli részének emissziója pedig a legnagyobb a vöröseltolódású. A vonalak kiszélesedéséből kiszámolható a tágulás sebessége. Ábra forrása: Vinkó József

De miért ilyen vékony a hidrogénburok? Mitől ennyire speciálisak a IIb szupernóvák? Ma a legvalószínűbbnek az tűnik, hogy ezek szülőcsillagai kettősrendszerek tagjai.

Egy kettős rendszerben mindkét komponens esetén megvan az a térrész, amit az adott égitest gravitációja ural. Ezt Roche-térfogatnak nevetik. Ami azon kívül kerül az akár el is hagyhatja a rendszert, vagy a páros körüli pályára áll. A belső Langrange-ponton keresztül azonban anyag áramolhat át az egyik Roche-térfogatból a másikba. Ez meg is történik akkor, mikor a nagyobb tömegű, és ezért rövidebb életű komponens késői fejlődési fázisában kitölti a saját Roche-térfogatát. A kisebb tömegű társ így elszipkázza a nagyobb külső rétegeinek anyagát. Az anyagátadás ténye megmagyarázza a hidrogénburok vékonyságát, illetve egyes IIb szupernóvák közvetlen környezetének sajátosságait. Vajon az SN2016gkg is alátámasztja ezt az elképzelést?

Roche-lobes-corrected

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

Ahogy a bevezetőben is írtam, minden egyes kollapszus-szupernóva (core collapse supernova) megfigyelésével a csillagászok közelebb jutnak a robbanást kiváltó, és a közben lejátszódó folyamatok mechanizmusának megértéséhez. Kiváltképp szerencsés a helyzet, ha sikerül azonosítani a szupernóva szülőcsillagát (progenitor). Az 1987A, a Nagy Magellán-felhőben 1987. február 23-án feltűnt szupernóva volt az első ilyen eset. Az azonosításkor több minden is a csillagászok kezére játszott. A Nagy Magellán-felhő, a nagyjából 163 ezer fényéves távolságával a Tejútrendszerünk legközelebbi kísérő galaxisai közé tartozik. (A felrobbant csillagot mindössze 168000 fényév választotta el tőlünk a későbbi mérések szerint.) A szülőcsillag pedig elég fényes volt ahhoz, hogy ilyen távolságból is jól látszódjon a korábban készült felvételeken. Ez utóbbira számítottak is a csillagászok. Amit azonban az SN1987A pozíciójában találtak a fotókon, az mégis meglepte a csillagászokat. Az elődobjektum, a Sanduleak -69° 202 ugyanis kék szuperóriás csillag volt. Akkoriban a nagytömegű csillagok fejlődésével kapcsolatos elméletek inkább a vörös szuperóriásokat tartották potenciális szupernóva jelölteknek.

Ma az azonosított szülőcsillagok száma 20 körül van. Nem hatalmas a minta, de ahhoz elég, hogy bizonyos következtetéseket le lehessen vonni. Az egyik ilyen, hogy eltekintve pár esettől, a B-V színindexük, vagyis B szűrővel felvett fényességük és V szűrővel felvett fényességük különbsége nagyobb, mint 0.3. Ebből következően effektív felszíni hőmérsékletük 7300 K alatti. A sikeresen azonosított szülőcsillagok legtöbbje, pedig valóban vörös szuperóriás volt. Különösen érdekesek tehát az olyan szülőcsillagok, melyek színe (színindexe) és fényessége (luminozitása) eltér „a megszokottól”. Ezek próbára teszik a csillagfejlődési elméleteket, illetve a szupernóvák fizikájával kapcsolatos ismereteket.

Charles D. Kilpatrick-nek és munkatársainak sikerült a Hubble űrtávcső WFPC2 (Wide Field Planetary-Camera 2) műszerével készült korábbi felvételein ráakadnia a szülőcsillagra.

SN2016gkg-KECK-HST-F-cut1

11. ábra. A felső fotó a Keck-II 10 méteres távcsővel, a közeli infravörös tartományban (NIRC2 – Near-Infrared Camera 2), adaptív optikai eljárással készült. A megjelölt fényes objektum az SN2016gkg, míg a vörös karikával jelölt 10 darab objektum referencia csillag az asztrometriai mérésekhez. Az alsó fotó a Hubble űrteleszkóppal korábban készült felvétel. A 10 vörös kör, azokat a felső felvételen is szereplő referencia csillagokat jelöli, melyhez képest meghatározták a szülőcsillag pozícióját, s amely elég jól egybeesett a megjelölt kékes színű pontforrással. Forrás: Charles D. Kilpatrick és mások.

A szülőcsillag azonosítását követően külön-külön megmérték annak fényességét a Hubble három különböző színszűrővel készített archív felvételén, majd figyelembe véve az intersztelláris anyag hatását, a kapott magnitúdó értékeket korrigálták. Ez után megkeresték, hogy milyen típusú csillag színképe illeszkedik erre a három fényességértékre a legjobban. Eredményül azt kapták, hogy a szülőcsillag egy 9500 K felszíni hőmérsékletű, A0Ia színképosztályú, vagyis kékes-fehér színű szuperóriás volt. Ismét egy újabb eset, mikor is a várt vörös szuperóriás helyett forróbb, kékes árnyalatú szuperóriás csillagot találtak. Fontos megjegyezni, hogy nem ez az első. Korábban is akadt már példa arra, hogy a IIb szupernóvák elődobjektuma a vörös szuperóriásoknál némileg melegebb sárga szuperóriásnak, illetve kék szuperóriásnak bizonyult.

Kilpatrick és csapata nem állt meg itt. Az aktuális csillagfejlődési modellek leírják, hogy adott kiindulási tömegű (MZAMS), és fémtartalmú csillag milyen utat jár be a születésétől a haláláig a Hertzsprung-Russell diagramon. Ilyen modellszámítások kettős rendszerek esetén is léteznek, ahol a tömegátadás miatt a tagok kölcsönösen befolyásolják egymás életútját. A csillagászoknak csupán olyan kezdő tömegparamétert, kettős csillag esetén pedig kezdő tömegpárosítást kellett választaniuk (a fémtartalom ismert volt), ahol a csillag végül eljut a Hertzsprung-Russell diagram azon pontjába, ahol az SN2016gkg szülőcsillaga is tartózkodott a robbanás előtt. A modellezett csillag életútja végén tehát pont a megfigyelt fényességet (luminozitást), és a kiszámított felszíni hőmérsékletet kellett, hogy felvegye.

Először magányos csillaggal próbálkoztak, de nem találtak olyan fejlődési útvonalat, mely annak közelében ért volna véget, ahol az SN2016gkg szülőcsillaga tartózkodott. Volt azonban másik érv is a magányos csillag elképzelés ellen. Kétségtelen, hogy a nagytömegű csillagok képesek a végstádiumban, még a szupernóva-robbanás előtt ledobni szinte a teljes külső hidrogénburkukat. Pontosan ez figyelhető meg az úgynevezett Wolf-Rayet csillagoknál. Ahhoz azonban, hogy a csillagot a halála előtt kiterjedt, ám csak kicsiny tömegű hidrogénburok vegye körül, nagyon finoman hangolt tömegvesztési folyamat szükséges. Máskülönben nem jön létre a IIb szupernóváknál megfigyelhető fénygörbe, spektrum, illetve a szülőcsillag fizikai paraméterei is mások lesznek.

A kettős rendszerek csillagfejlődési modelljei között azonban több olyan életpályát is találtak, ahol a csillag a szupernóva-robbanás pillanatában az SN2016gkg szülőcsillagához elég közel tartózkodott a Hertzsprung-Russel diagramon. A kettőscsillag modellekkel már sokkal meggyőzőbb eredményre jutottak. A legjobban illeszkedő életpálya esetén a főkomponens kiindulási tömege 15 naptömeg, míg az 1000 napos keringési periódusú kisebb társ kiindulási tömege mindössze 1.5 naptömeg volt. Azonban az anyagátadást is figyelembe vevő modell szerint, közvetlenül a szupernóva-robbanást megelőzően már csak 5.2 naptömeg volt a főkomponens tömege. Ez a modell nemcsak hogy produkálta a végpontban a megfigyelthez nagyon közeli luminozitást, és felszíni hőmérsékletet, de a megmaradt hidrogénburok tömegére kapott 5 x 10-3 naptömeg is jól illett a IIb szupernóvákról alkotott képbe.

Természetesen nagy fegyvertény lenne a modellbeli másodkomponens megtalálása, mely eredendően sokkal halványabb, mint az SN2016gkg szülőcsillaga volt. Mindazonáltal, talán a jövőben lehetséges lesz a detektálása a megfelelően „mély” felvételeken, miután a szupernóva már jelentősen elhalványodott. Elfogadva a galaxis korábban említett távolságát, a Hubble űrtávcső WFPC2 detektorával, és az F300W (300 nm, U-Band) szűrő alkalmazásával egy 25.9 magnitúdós csillagot kellene keresni az adott helyen.

SN2016gkg-eletpalyak

12. ábra. Balra a magányos szülőcsillagok, jobbra a kettős rendszerbeliek életpályája látható a Hertzsprung-Russell diagramon az aktuális csillagfejlődési modellek alapján, különböző kiindulási tömeg, de adott fémtartalom mellett. Az SN2016gkg-t vörössel jelölték (a felszíni hőmérséklet, és a luminozitást csak némi bizonytalansággal sikerült meghatározni). E szupernóva mellett más IIb típusú szupernóvák szülőcsillagai is feltüntetésre kerültek. Részletekért lásd a szöveget. Forrás: Charles D. Kilpatrick és mások.

Beillesztve Kilpatrick és csillagász kollégáinak az SN2016gkg és szülőcsillagával kapcsolatos munkáját a korábbi IIb típusú szupernóvákkal kapcsolatos vizsgálatok sorába úgy tűnik, hogy bár nem elképzelhetetlen, hogy a IIb szupernóvák szülőcsillagainak kis része talán mégis csak magányosan élte le életét, de sokkal valószínűbb, hogy a nagytöbbség kettősrendszer tagjaként jutott el a szupernóva-robbanásig.

A kutatók mindenesetre folytatják a jövőben is és újabb IIb és más típusú szupernóvák szülőcsillagainak azonosítását, vizsgálatát. Ezzel párhuzamosan a csillagfejlődési modelleket is folyvást tökéletesítik. Úgy gondolom, hosszú még az út, hogy pontosan megértsük a kollapszus-szupernóvákat. Ráadásul én ebben a cikkben csak a IIb típusról tettem mindössze említést. Az olvasót e mellett csak arra tudom biztatni, hogy amennyiben módja van rá, kövesse nyomon egy-egy szupernóva fényváltozását. Remek elfoglaltság a természet jelenségeinek megfigyelése. Azt meg sosem lehet tudni, talán a beküldött adatokat egyszer tudományos céllal is felhasználják. Ez utóbbi két kijelentés amúgy szinte bármely változócsillag észlelés esetében megállja a helyét. 

Felhasznált irodalom:

Stephen James O’Meara: Deep-Sky Companions: Southern Gems (ISBN: 1-10701-501-4)

Martin Bureau and E. Athanassoula: Formation and Evolution of Galaxy Bulges (IAU S245) (Proceedings of the International Astronomical Union Symposia and Colloquia)

West, R. M.; Lauberts, A.; Schuster, H.-E.; Jorgensen, H. E.: Astrometry of SN 1987A and Sanduleak-69 202

Veron, P., Goncalves, A. C., & Veron-Cetty, M.-P.: AGNs with composite spectra

Andy D. Goulding, David M. Alexander, Bret D. Lehmer, James R. Mullaney: Towards a Complete Census of AGNs in Nearby Galaxies: The Incidence of Growing Black Holes

Olga G. Nasonova, José A. de Freitas Pacheco, Igor D. Karachentsev: Hubble flow around Fornax cluster of galaxies

Vinkó József: Rejtélyes csillagrobbanások

P. Castangia, F. Panessa, C. Henkel, M. Kadler, A. Tarchi: New Compton-thick AGN in the circumnuclear water maser hosts UGC3 789 and NGC 6264

J. Falcón-Barroso, C. Ramos Almeida, T. Böker, E. Schinnerer, J. H. Knapen, A. Lançon, S. Ryder: The circumnuclear environment of NGC613: a nuclear starburst caught in the act?

Charles D. Kilpatrick, Ryan J. Foley, Louis E. Abramson, Yen-Chen Pan, Cicero-Xinyu Lu, Peter Williams, Tommaso Treu, Matthew R. Siebert, Christopher D. Fassnacht, Claire E. Max: On the Progenitor of the Type IIb Supernova 2016gkg

L. Tartaglia, M. Fraser, D.J. Sand, S. Valenti, S. J. Smartt, C. McCully, J. P. Anderson, I. Arcavi, N. Elias-Rosa, L. Galbany, A. Gal-Yam, J.B. Haislip, G. Hosseinzadeh, D. A. Howell, C. Inserra, S. W. Jha, E. Kankare, P. Lundqvist, K. Maguire, S. Mattila, D. Reichart, K. W. Smith, M. Smith, M. Stritzinger, M. Sullivan, F. Taddia, L. Tomasella: The progenitor and early evolution of the Type IIb SN 2016gkg

 

NGC7331

NGC7331-LRGB-20160707-0135-sx-bin2-360s-TTK

NGC7331 / Deer Lick csoport

2016-07-07, 2016-08-05, 2016-08-26 – Göd

27 x 360 sec L (Bin2), 10 x 360 sec R (Bin2), 10 x 360 sec G (Bin2), 10 x 360 sec B (Bin2)

300/1200 Newton távcső – Paracorr Type2 kóma korrektor – eredő fókusz 1380 mm

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

SXVR-H18 CCD kamera, Hutech IDAS P2 LPS filter és Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

Pegazus (vagy Pégaszosz) a görög mitológia szárnyas lova, aki Poszeidón és Medúza „nászából” fogant. Annak előtte Medúza még szépséges szűz volt, és Pallasz Athéné kísérője. Büntetésül maga Athéné Istennő változtatta szörnyű teremtménnyé, miután (egyes változatok szerint) Poszeidón erőszakot tett rajta, ártatlanságát elvesztette. Medúza fejéről kígyók tekeregtek alá, s pillantásával a halandókat kővé változtatta. Életének végül Perszeusz vetett véget, mikor az Athénétől(!) kapott pajzzsal és egy sarlóval felszerelkezve levágta annak fejét. Pegazus és Khrüszaór gigász ekkor pattant elő teljes életnagyságban anyja testéből. Pegazus további sorsát illetően már az ókorban többféle elbeszélés létezett. A reneszánsz során ezek a történetek kissé át is alakultak. Például több szerepet kapott Perszeusz történetében. A klasszikus görög mítoszokban még a Hermésztől kapott mágikus sarkantyút használta Perszeusz a sziklához kötözött Androméda megmentésekor. Azonban, a XV-XVI században már úgy mesélték, illetve ábrázolták, hogy Perszeusz Pegazus hátán érkezett, hogy a Cettől a királylányt megmentse.

Pegazus kulcsszerepet játszott Bellerophontész mítoszában is. A hős segítségével győzte le Khimairat, az oroszlántestű nőstényszörnyet, melynek hátán kecskefej meredezett, és farka kígyófejben végződött. Az amazonok ellen vívott harcban, hősünk szintén kihasználta Pegazus nyújtotta magaslati előnyét. Bellerophontészt végül sikerei olyannyira elvakították, hogy Pegazus hátán egyenesen az Olimposzra lovagolt, mert úgy gondolta, hogy magának is az istenek között a helye. Zeuszt feldühítette az arcátlanság, és böglyöt küldött, mely megcsípte Pegazust. A ló levetette hátáról Bellerophontészt, aki visszazuhant a földre. Új gazdája maga Zeusz lett. S mivel Pegazus hűen szolgálta őt, hordta villámait, Zeusz tiszteletből csillagképpé változtatta.

Ez hát Pegazus mítosza. Az viszont maga a valóság, hogy a Pegazus egyike annak a 48, Ptolemaiosz által felsorolt csillagképnek (Almageszt), melyet a mai napig használunk. Ma összesen 88 csillagkép létezik, melyeket a Nemzetközi Csillagászati Unió (International Astronomical Union, IAU) 1922-ben fogadott el.

Pegasus_IAU.svg

A Pegazus csillagkép, és a hozzá tartozó területek. A Pegazus-négyszög igen jellegzetes alakzat, noha annak „bal felső” csillaga (α Andromedae) már az Androméda csillagképhez tartozik. 

A Pegazus vidéke hemzseg a látnivalóktól. Kimondottan, ha valaki galaxisokra vadászik. Igaz, legtöbbjük olyan apró és halvány, hogy nagyobb méretű amatőrtávcsőre van szükség a megpillantásukhoz, illetve lefényképezésükhöz. Akad azonban könnyebb célpont is. Az NGC7331 katalógus számú galaxis a Pegazus csillagkép legfényesebb, és talán legismertebb galaxisa. A Matar (η Peg) nevű csillagától nem egészen 4.5 fokra, észak-északnyugatra, nem is nehéz ráakadni erre a 9.5 (V) magnitúdós és 10.5 x 3.7 ívperc látszólagos kiterjedésű csillagvárosra.

A csillagrendszert William Herschel fedezte fel 1784-ben. Érdekes, hogy Charles Messier több hasonló paraméterrel rendelkező mély-ég objektumot katalogizált, véleményem szerint ennél nehezebben megpillanthatóakat is, de ez a galaxis valamiért mégis kimaradt gyűjteményéből. Természetesen, ez mit sem von le Messier érdemeiből.

NGC7331-Pegazus-02

Az NGC7331 nem egészen 4.5 fokra, észak-északnyugatra található a Pegazus csillagkép Matar (η Peg) nevű csillagától.

Ha már megemlítettem Messier nevét, akkor megjegyzem, hogy az általa felsorolt 110 objektum megfigyelése szerintem egy nagyszerű program kezdő mély-ég észlelők számára. Gyakorlott megfigyelőknek pedig a Messier-maraton kitűnő szórakozás, melynek során egyetlen éjszaka alatt kell a lehető legtöbb Messier objektumot teljesíteni. Erre az egyik legkitűnőbb alkalom április elejének környéke. Hazánkból már többen is teljesítették a kihívást, eljutva egészen 109 objektumig (az M30 megfigyelése hazánkból lehetetlen ebben az időpontban).

Az idők folyamán azonban több katalógus, pontosabban szólva gyűjtemény is napvilágot látott, mely egyfajta további észlelési programot ad azok kezébe, akik már felkeresték az összes Messier objektumot, és a távoli világűr további szépségére is kíváncsiak. Úgy gondolom, minden lelkes mély-ég észlelő életében eljön ez a pillanat. A Messier katalógus közel sem tartalmazza az égbolt fényesebb mély-ég objektumainak teljes listáját. Nem is ezzel a céllal született. Sir Patrick Alfred Caldwell-Moore viszont azon a véleményen volt, hogy szükség lenne egy kiegészítésre, kimondottan amatőrcsillagászoknak. Ezzel az indíttatással állította össze, és publikálta saját katalógusát 1995-ben, mely Caldwell katalógusként lett ismert.

CaldwellStarChart-2000px

Caldwell objektumok az égbolton.

Ezek nem az ő önálló felfedezései, csupán összegyűjtötte az égbolt izgalmas, és viszonylag fényes mély-ég objektumait, melyeket mások figyelmébe szeretett volna ajánlani, és melyek hiányoztak a Messier katalógusból. A Caldwell katalógusban az objektumok deklinációjuk szerint következnek sorba. Továbbá az égbolt déli féltekének gyönyörűségeiből is tartalmaz egy jókora merítést. Az NGC7331 éppen a harmincadik objektum a Caldwell katalógusban, így amatőrcsillagász körökben gyakran C30-ként is szoktak rá hivatkozni.

NGC7331-LRGB-20160707-0135-sx-bin2-360s-TTK-label

A felvételen elsőként a négy apró galaxisokkal körülvett NGC7331 spirál galaxis vonja magára a szemlélő figyelmét, és természetesen ott van a csillagokkal telehintett látómező. A csillagok mind a Tejútrendszerünkhöz tartoznak. De mi a helyzet a galaxisokkal? Vajon van fizikai kapcsolat a Deer Lick csoport tagjai, vagyis az NGC7331, az NGC7336, az NGC7335, az NGC7340 és az NGC7337 között?

Az NGC7331 távolságát az elmúlt évtizedekben több módszerrel is megpróbálták meghatározni. A spirál galaxis felépítése és nagy inklinációja (kb. 73°) ideális körülményeket biztosított az úgynevezett Tully-Fisher reláció használatára. A Tully-Fisher reláció (elliptikus galaxisok esetén nem használható, csak spirális és lentikuláris galaxisoknál) egy tapasztalati összefüggés a galaxisok tömege vagy luminozitása és emissziós vonalainak szélessége, vagyis a galaxison belüli szögsebességek között. A részletekbe nem nagyon elmerülve, arról van szó, hogy a galaxison belüli sebességekből meghatározható a galaxis luminozitása, és ebből pedig távolsága. Ugyanis, a galaxis csillagainak dinamikáját a galaxis tömege határozza meg, mely pedig összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva a látszólagos fényesség ismeretében a távolság már meghatározható. Ezzel a módszerrel a kilencvenes évek elején végzett alapos vizsgálatok után 12Mpc (kb. 39 millió fényév) távolságot kaptak a csillagászok.

Ezt követően nem sokkal, a kilencvenes évek közepén indult egy projekt (The Hubble Space Telescope Extragalactic Distance Scale Key Project), melyben a Hubble űrtávcsővel kívánták meghatározni 20 Mpc-en belül 18 galaxis távolságát a benne található Cepheida típusú változócsillagok segítségével.

A Cepheida változócsillagok radiálisan pulzálnak. Az átmérőjükben és hőmérsékletükben bekövetkező változás az oka, hogy fényességük meghatározott, stabil periódus szerint változik.

Henrietta Swan Leavitt még 1912-ben felfedezte fel a Cepheida-k fényváltozási periódusa és abszolút fényessége között fennálló kapcsolatot, miután a Nagy Magellán-felhő Cepheida változóiról készült több száznyi fotólemezt áttanulmányozta. E csillagok úgynevezett standard gyertyaként használhatók az őket tartalmazó halmazok, galaxisok távolságának meghatározására. A Cepheida periódusából adódik, annak abszolút fényessége. Ennek, és a mért látszólagos fényességnek a birtokában a távolság pedig már meghatározható.

Maga Edwin Hubble is Cepheida típusú változócsillagokat használt az Androméda galaxis távolságának meghatározásához. Sikeresen azonosította őket, majd a periódus-fényesség relációjuk felhasználásával bizonyította 1926-ban, hogy az Androméda galaxis a Tejútrendszeren kívül elhelyezkedő önálló csillagváros.

Hubble_V1

Edwin Hubble egyik felvétele, rajta az Androméda galaxisban azonosított Cepheida változókkal.

Ezúttal a Hubble-ről elnevezett űrtávcsőn volt a sor, hogy megismételje azt a bravúrt, amit a Hooker távcső itt a Földön közel 70 évvel ezelőtt. A kitűzött távolság azonban ebben az esetben 25-ször nagyobb volt. Végül a kutatók 13 Cepheida változót azonosítottak biztosan az NGC7331-ben, és ezeket használták fel a galaxis távolságának meghatározására.

NGC7331-Ceph-HST

Cepheida típusú változócsillagok az NGC7331-ben a Hubble űrtávcső felvételén.

Az 1998-ban publikált eredmények szerint a galaxis távolsága 15.1 (+1.0/-0.9) Mpc, vagyis nagyjából 49 millió fényév.

A csillagászok a „kis” galaxisok távolságát is meghatározták. Ezek jóval távolabb vannak, mint az NGC7331. Olyannyira, hogy még a Hubble űrtávcső is képtelen megpillantani bennük az amúgy igen fényes Cepheida változócsillagokat. E négy galaxis esetében egészen más módszert is használtak.

A világegyetem tágulásának köszönhetően a galaxisok távolodnak tőlünk, méghozzá annál nagyobb sebességgel, minél nagyobb a távolságuk. Ez az összefüggést nevezik Hubble-törvénynek. A Doppler-effektus miatt, a távolodó égitest spektrumában a színképvonalak a sebességgel arányosan a vörös szín felé tolódnak. Megmérve a vöröseltolódást kiszámítható a távolodás sebessége, ebből pedig a Hubble-törvény alkalmazásával már következik a galaxis távolsága.

Az NGC7335, NGC7337, és az NGC7340 hasonló távolságra vannak, de jóval az NGC7331-en túl. Szám szerint, 264 millió fényévre, 275 millió fényévre, 268 millió fényévre. Az NGC7336 a maga 371 millió fényéves távolságával azonban, még rajtuk is túltesz.

A fentebb feltett kérdésre válaszolva: a Deer Lick csoport tagjai, bár pompásan mutatnak így együtt, három jelentősen eltérő távolságban vannak. A csoportosulás mindössze látszólagos.

Az NGC7331 valójában tényleg része egy galaxis csoportnak. Ez nem túlságosan sűrű, és tagjai az égbolt viszonylag nagy területén, szétszórtan helyezkednek el. Elég nagy területen ahhoz, hogy az én látómezőmbe már ne férjenek bele. E csoport fényesebb tagjai: az NGC7217 (kb. 6° távolságra az NGC7331-től, ez a második legfényesebb), az NGC7320, az NGC7292, az NGC7457 (a harmadik legfényesebb), az UGC12060, az UGC12082, az UGC12212, az UGC12311, és az UGC 12404. Talán az NGC7320 a leginkább ismert közülük, a Stephan´s Quintett révén. Igaz, nincs fizikai kapcsolatban az ötös másik négy galaxisával. Megint csak egy véletlen egybeesés!

Gyakran beszélnek, vagy éppen írnak az NGC7331-ről, mint galaxisunk ikertestvéréről. Ez azonban csak félig-meddig igaz.

A 49 millió fényév körüli távolságot elfogadva, a galaxis átmérője nagyjából 100000 fényév, vagyis Tejútrendszerünk és az NGC7331 hasonló méretű spirál galaxis. Szintén, a Cepheida változócsillagokra alapozott távolságát alapul véve, látszólagos fényességéből már következik a valódi fényessége (luminozitása). Ez utóbbi és a galaxis kinematikai vizsgálatainak eredménye alapján tömege 4.6 x 1011 naptömeg (Tully-Fisher reláció). Kijelenthető tehát, hogy az NGC7331 a saját galaxisunkkal egy „súlycsoportjába” tartozik. Morfológiai típusa SA(s)b D. Ellentétben saját Tejútrendszerünkkel, ez a spirális csillagrendszer nem küllős, vagyis a galaxis karjai közvetlenül a magból indulnak. Ha már mindenképpen az NGC7331 ikertestvérét keressük „a közelben”, akkor morfológiáját tekintve, az az Androméda-galaxis (M31).

 Hubble_-_de_Vaucouleurs_Galaxy_Morphology_Diagram-mini

A Hubble – de Vaucouleurs galaxis morfológiai diagram.

Bár a korai elképzelések miatt, ma is használják a korai típusú (elliptikus, lentikuláris galaxisok), és a késői típusú galaxis elnevezést (spirál galaxisok, irreguláris galaxisok), ma már tudjuk, hogy valójában a galaxisok fejlődése nem a balról jobbra irányt követi az ábrán. Most csak a spirál galaxisokra koncentrálva, ezek három osztályba sorolhatóak. Normál spirál galaxisok (felül), átmeneti spirál galaxisok (középen), küllős spirál galaxisok. Figyeljük meg, hogy ez utóbbi esetben a küllőből indul a spirálkar. 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. Az is kiderült, hogy a galaxis tömege is fontos szerepet játszik abban, hogy mikor válik egy spirális galaxis küllőssé, vagyis mikor éri el a fejlettség/érettség eme szintjét. A nagytömegűek gyorsan legyártják csillagaikat, miközben felélik intersztelláris gázkészletük jelentős részét. A rövidéletű forró kék csillagok kihalásával, az újabb populációk utánpótlásának hiányában, vörös korongokká válnak az űrben. A kisebb tömegű galaxisok azonban nem fejlődnek olyan gyorsan. Náluk később alakul ki a küllős struktúra. A csillagászok ma úgy vélik, hogy a küllős szerkezet létrejötte a spirál galaxisok fejlődésének egyik állomása.

Első ránézésre az NGC7331 átlagos spirál galaxis benyomását kelti. A kilencvenes években azonban furcsa felfedezést tett csillagászok egy csoportja, miközben a Kanári-szigeteken (La Palma) lévő 4.2 méter tükörátmérőjű William Herschel Távcsővel megvizsgálták a galaxist a közeli infravörös tartományban. Felvételeket készítettek, illetve spektroszkópiai méréseket végeztek. A galaxis felépítését, szerkezetét, a galaxison belüli sebesség eloszlásokat igyekeztek feltérképezni. Megfigyeléseik igen meghökkentő eredménnyel zárultak. Megállapították, hogy a galaxis központi régiója lassú ellentétes irányú forgást végez a gyorsan forgó koronghoz képest. De mi lehet ez a furcsa háromtengelyű képződmény a belső 5ʺ sugarú területen? Erre két lehetséges magyarázattal is szolgáltak a felfedezők. Az első szerint elképzelhető, hogy mégis küllős galaxis az NGC7331, és a küllő éppen a végével fordul felénk. A második lehetőség azonban a sokkal valószínűbb, miszerint ez külső eredetű, és egy korábbi nagyobb méretű, galaxisok közötti összeolvadás eredménye. Az ellentétes irányba forgó rendszer nem más, mint a másik galaxis maradványa. Amennyiben, ez valahogy mégiscsak belső eredetű lenne, az nagyon feladná a leckét a csillagrendszerek kialakulásával foglalkozó kutatóknak és elméleteiknek.

Infravörös tartományban azonban nemcsak a Föld felszínéről vizsgálták az NGC7331-et, hanem a NASA Spitzer űrtávcsövével is. Ez az objektum is része volt annak a programnak (Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey), melyben 75 viszonylag közeli galaxis infravörös tartományban történő feltérképezését tűzték ki célul. A Spitzer olyan dolgokat is képes volt meglátni, ami a látható fény tartományban többnyire rejtve marad előlünk.

NGC7331-PIA06322-rot

Az NGC7331 az infravörös tartományban a Spitzer űrtávcsővel készült felvételen.

A fényképen négy szín jelöli a különböző hullámhosszú infravörös sugárzást: 3.6 mikron a kék, 4.5 mikron a zöld, 5.8 mikron a sárga és végül 8.0 mikron a vörös szín. A rövidebb hullámhosszú sugárzás (kék és zöld szín) az idősebb hidegebb csillagoktól származik, főleg ezek sugárzása uralja ezt a tartományt. A hosszabb hullámhosszakon (sárga és vörös szín) a csillagok már kevésbé sugároznak, ott a porfelhők válnak hangsúlyossá.  Egészen pontosan az úgynevezett policiklusos aromás szénhidrogének (PAH – Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) sugárzását láthatjuk ezeken a hullámhosszakon.

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

A felvételen tisztán látszik, hogy a központi rész szinte csak öreg csillagokat tartalmaz, míg a karok bővelkednek porban és gázban, de nemcsak a karok. A galaxis centrumát egy 20000 fényév sugarú gyűrű alakú aktív csillagkeletkezési terület veszi körül. A Spitzer adatai alapján nagyjából még 4 milliárd Naphoz hasonló tömegű csillag keletkezéséhez elég gáz lehet ebben a hatalmas gyűrűben. E roppant méretű struktúra a rádió és infravörös megfigyelések előtt teljes mértékben ismeretlen volt. Ez az optikai tartományban, így az én felvételemen sem látható. Ez is azt mutatja, hogy mennyire fontos a világegyetem folyamatainak megértése szempontjából a teljes elektromágneses spektrumot lefedő kutatás. Ezt azonban a csillagászokra hagyom, én amatőrcsillagászként (egyelőre) maradok az optikai tartományban történő észlelésnél, saját kedvtelésre.

A felvételről dióhéjban

Pár éve már készítettem felvételt az NGC7331-ről. Akkori főműszerem egy UMA-GPU APO Triplet 102/635 volt, melyhez ASI 120MM monokróm kamerát használtam. Mindig is dédelgettem a tervet, hogy egyszer majd egy nagyobb távcsővel és jobb dinamikával rendelkező kamerával visszatérek erre a galaxisra, vagy legalább újra feldolgozom a képet. Nem voltam sosem teljesen elégedett az eredménnyel, de akkor ennyit tudtam. Természetesen ma sem tartom magam nagy mágusnak. 🙂

Ennek a fotónak az L (Luminance) komponenseit mégsem azzal a céllal készítettem, hogy valóra váltsam az említett tervet. Egészen más témát fotóztam, és nem voltam tökéletesen elégedett a vezetéssel. Nem volt rossz, de mintha bolyongott volna kissé a mechanika. Kíváncsi voltam, hogy a jelenség függ-e attól, hogy milyen irányban néz, és milyen magasan áll a távcső. Ehhez az egyik tesztobjektum az NGC7331 volt. Kiderült, valóban a mechanikán kellett állítani, de erre nem azon az éjszakán került sor. A teszt közben készült felvételeket először ki akartam dobni, de külső unszolásra végül mégsem tettem. Augusztusban felvettem a színszűrős felvételeket is. Közel másfél hónap után pedig végre arra is lett időm, hogy kidolgozzam a képet, és felújítsam a korábbi cikket. Megérdemelne még a téma némi törődést (több L kép, alaposabb kidolgozás), de most ennyi fért bele.

Felhasznált irodalom:

F. Prada, C. Gutierrez, R.F. Peletier, C.D. McKeith: A Counter-rotating Bulge in the Sb Galaxy NGC 7331

Hughes, Shaun M. G.; Han, Mingsheng; Hoessel, John; Freedman, Wendy L.; Kennicutt, Robert C., Jr.; Mould, Jeremy R.; Saha, Abhijit; Stetson, Peter B.; Madore, Barry F.; Silbermann, Nancy A.; Harding, Paul; Ferrarese, Laura; Ford, Holland; Gibson, Brad K.; Graham, John A.; Hill, Robert; Huchra, John; Illingworth, Garth D.; Phelps, Randy; Sakai, Shoko: The Hubble Space Telescope Extragalactic Distance Scale Key Project. X. The Cepheid Distance to NGC 7331

Kartik Sheth, Debra Meloy Elmegreen, Bruce G. Elmegreen, Peter Capak, Roberto G. Abraham, E. Athanassoula, Richard S. Ellis, Bahram Mobasher, Mara Salvato, Eva Schinnerer, Nicholas Z. Scoville, Lori Spalsbury, Linda Strubbe, Marcella Carollo, Michael Rich, Andrew A. West: Evolution of the Bar Fraction in COSMOS: Quantifying the Assembly of the Hubble Sequence

Johannes Ludwig, Anna Pasquali, Eva K. Grebel, John S. Gallagher III: Giant Galaxies, Dwarfs, and Debris Survey. I. Dwarf Galaxies and Tidal Features Around NGC 7331

Joshua Davidson, Sanjoy K. Sarker, Allen Stern: Possible Evidence of Thermodynamic Equilibrium in Dark Matter Haloes

Guillermo A. Blanc, Tim Weinzirl, Mimi Song, Amanda Heiderman, Karl Gebhardt, Shardha Jogee, Neal J. Evans II, Remco C. E. van den Bosch, Rongxin Luo, Niv Drory, Maximilian Fabricius, David Fisher, Lei Hao, Kyle Kaplan, Irina Marinova, Nalin Vutisalchavakul, Peter Yoachim: The VIRUS-P Exploration of Nearby Galaxies (VENGA): Survey Design, Data Processing, and Spectral Analysis Methods

M71 (NGC 6838, Cr 409, Mel 226) – Gömbhalmaz a Tejút csillagai mögött

M71-LRGB-20160629-2337-sx-bin2-240s-TTK

Az M71 gömbhalmaz a Nyíl csillagképben

2016-06-29, 2016-07-04, 2016-07-05 – Göd

32 x 240 sec L (Bin2), 10 x 240 sec R (Bin2), 10 x 240 sec G (Bin2), 10 x 240 sec B (Bin2)

300/1200 Newton távcső – Paracorr Type2 kóma korrektor – eredő fókusz 1380 mm

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

SXVR-H18 CCD kamera, Hutech IDAS P2 LPS filter és Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

Személyes M71

Ez a felvétel, még ha nem is tökéletes, különösen kedves számomra.

Mivel a júliusi derült éjszakák közül többet is a Polaris Csillagvizsgálóban töltöttem, hogy megmutassam az égbolt szépségét, és azok titkairól meséljek az odalátogatóknak, így idestova egy hónapja nem használtam már fotózásra a nagyobb távcsövemet. Szegény parlagon hevert. Még mielőtt mást gondolna az olvasó, nincs ebben részemről semmi kivetnivaló. Sőt! Igen remek kikapcsolódásnak, és egyben nagyon fontosnak is tartom a csillagászati bemutatókat a nagyközönség számára. Erre pedig kimondottan a nyári éjszakák a legalkalmasabbak, mikor is az emberek szívesebben mozdulnak ki, vagy látogatnak el egy eseményre, s így sokkal könnyebben megszólíthatóak.

Tekintettel arra, hogy pénteken nincs nyitva tartás a Polaris Csillagvizsgálóban, úgy gondoltam, itt az ideje a „magányos távcsövezésnek”, asztrofotózásnak. Némileg nyugtalan légkört jeleztek előre aznap estére, de egyszerűen csak megvontam a vállam. Na és? Kicsire nem adunk, amúgy meg tévedhetnek is. Megjegyzem, nem tévedtek.

Így lelkesedéssel tele, napnyugta után a kert megfelelő szegletébe kocsikáztam a műszert. Hamar végeztem a szokásos, némi tornával fűszerezett mutatvánnyal, s mivel még nem volt teljesen sötét, így a tubus szellőztetésére hivatott ventilátorok elindítása után, pihenésképpen leültem a teraszra. Onnan figyeltem, ahogy az alkony színei lassan belevesznek a nyári éjszakák lomhán közelgő sötétjébe, s felettem feltűnnek az első fénypöttyök az égen. Mikor már a Polaris is látszott, „betanítottam” a mechanikát, ellenőriztem a kamerát, a vezetést, a kábeleket. Mindeközben megjelentek régi vendégeim, a 2-3 méter magasan cikázó denevérek. Megszoktam már őket, és eddig mindig kikerültek. Nem aggódtam. A rövidke tesztek után minden működni látszott, de még mindig nem volt elég sötét, hogy belekezdjek a felvételek rögzítésébe.

Ekkor jelent meg legidősebb fiam, kezében hálózsákjával és egy polifoammal, hogy csatlakozna hozzám. Általában magányosan szoktam fotózni a kertemből, s valahol szeretem is ezeket az éjszakai csendes egyedülléteket. Most mégis nagyon megörültem a teljesen spontán érkező társaságnak. Hozott ki binokulárt, és hosszasan ígérgette, hogy majd elnézelődik, és nem fog zavarni. Azon vettem észre magam, hogy ahelyett, hogy fotóznék, együtt nézzük a csillagképeket, bóklászunk binokulárral az égen. Hagytam, hogy ő fedezzen fel dolgokat magának, hogy rácsodálkozzon a kis távcső mennyi csillagot, halmazt és halvány ködösséget megmutat az akkora már jól látszó Tejútban. Teret adtam csodálkozásának, és nem zaklattam mindenféle tudományos szöveggel, katalógusszámokkal. Csak akkor meséltem, ha kérdezett. Közben visszatértem a saját távcsövemhez, hogy végre nekifogjak a fotózásnak. Be is állítottam a célpontot, megvolt az utolsó simítás, amikor is fiam „lekanyarodva” a Tejútról megállapította, hogy arrafelé sokkal kevesebb a csillag, és egyszer csak ráakadt egy bolyhos csillagra. Csodálkozva kérdezte, hogy mi az, amit lát. (Az irány alapján az M13 gömbhalmaz volt.) Elmagyaráztam, hogy idős csillagok halmazába botlott, melyet ez a távcső nem tud csillagokra bontani, mindössze kiterjedt kis foltnak mutatja. Korábban mutattam már neki ilyet a saját távcsövemmel, de a Polaris műszereivel is. Meglepődött, hogy milyen különbségek vannak a távcsövek „képességeiben”. Nagyon érdekelte, hogy merre találhat még ilyet. Elmondtam, hogy hol érdemes keresgélnie, de nem járt sikerrel. Kérdezte, hogy a Tejút csillagmezejében is vannak ilyenek? Azt a vidéket sokkal érdekesebbnek vélte. Bizony, hogy vannak! Ekkor határoztam el, hogy előzetes terveimmel ellentétben, ezen az éjszakán mégis inkább a „különös sorsú” M71 gömbhalmaz lesz a célpontom, melyet galaxisunk sűrű csillagmezején keresztül pillanthatunk meg. Át is állítottam a távcsövet az új célpontra, és belekezdtem a fotózásba.

A téma időközben átterelődött az égről ide le. Hosszasan mesélt dolgairól, problémáiról, gondolatairól, meglátásairól. Itt is inkább jó hallgatóságot igyekeztem nyújtani. A kis tinédzsert pedig csak hosszasan beszélt, és beszélt. Én pedig reflektáltam, de nem irányítottam. Kerültem, hogy az „unalmas öreg bölcset” játsszam. Meg kell, hogy mondjam, a beszélgetésnek ezt a részét még sokkal jobban élveztem, mint mikor gondolataink még odafent jártak. Ugyan hajnali egy óra után nem sokkal elaludt, de fél három körül fel is ébredt, s folytatva a beszélgetést megvártuk, míg a pirkadat elnyeli a csillagok fényét. Befelé baktatva a házba még megjegyezte, hogy gyakrabban kéne ilyet csinálnunk!  Valóban, gyakrabban. A színszűrős RGB felvételeket már magányosan készítettem, míg fiam táborban volt. Hiányzott.

Az M71

A tőlünk 13 ezer fényév távolságra lévő gömbhalmaz nem számít óriásinak társai között, mivel mindössze 27 fényév az átmérője. Egyes vélemények szerint átmérője a 90 fényévet is elérheti, azonban a centrumtól távolabbi csillagok, pontosabban csak jelöltek halmaztagsága egyáltalán nincs megerősítve. Tömege 17 ezer naptömeg, így becslések szerint, csillagainak száma néhányszor 10 ezer darab lehet. A Shapley–Sawyer 12. fokozatú osztályozás szerint a besorolása: X-XI. Ez azt jelenti, hogy nem mutat jelentős sűrűsödést a centruma felé. Az M71 kisméretű, laza felépítésű gömbhalmaz.

A látszólag körülbelül 7 ívperc kiterjedésű halmaz a kicsiny Nyíl (Sagitta) csillagkép egyik ékessége. Magát a csillagképet a Hattyú (Cygnus) és a Sas (Auila) között találjuk, az előbbihez némileg közelebb, körülbelül félúton.

M71-map-01

Amennyiben ráakadtunk, akkor már csak a γ Sagittae-t (a Nyíl gamma jelű csillaga), és a δ Sagittae-t (a Nyíl delta jelű csillaga) kell beazonosítanunk. Ezek a Nyíl legfényesebb, szabad szemmel is jól látható csillagai, így igazán nem lesz nehéz dolgunk. Most, hogy már a cél közelében járunk, ideje távcsövet ragadni. Az előbb említett két csillag távolsága mindössze 2.5 fok, így remekül elférnek egy tipikus keresőtávcső látómezejében.

M71-map-02

A γ Sagittae és a δ Sagittae közötti egyenestől alig valamelyest az Altair (a Sas legfényesebb csillaga) irányába eltéveszthetetlen a csillaghalmaza. Egy közepes binokulárral már „bolyhos foltnak” mutatja magát. Az ember szinte érzi, hogy nem sok hiányzik a csillagokra bontáshoz. Ez így is van. Kisebb távcsövekkel már megkülönböztethetőek a halmaz egyes csillagai, míg a nagyobbakkal könnyen bomlik is. Kiváló célpont még városi égen is, vagy éppen holdas éjszakákon. Természetesen, a megfelelően sötét ég tovább fokozza az élményt.

Ami engem elsőre rabul ejtett, mikor távcsőben először láttam (ez sem ebben az évtizedben volt), az a sűrű csillagmező, ami „keretezi” a halmazt. A másik pedig, amit az első 150/1250 Newton távcsövem is nagyszerűen megmutatott, hogy közel sem annyira szabályos, mint azt egy gömbhalmaztól elvárnánk. Szinte nem is lehetett eldönteni a távcsöves látványa alapján, hogy inkább hasonlít laza és szabálytalan gömbhalmazra, vagy sűrűbb nyílthalmazra. Ma már persze biztosan tudjuk a választ, de nem volt ez mindig így. Odáig hosszú út vezetett.

A halmazt hárman is felfedezték egymástól függetlenül. Az első ember, aki megpillantotta Philippe Loys de Cheseaux volt 1746-ban. Utána, legalábbis mai ismereteink szerint, Johann Gottfried Koehler német csillagász következhetett, aki nagyon halvány ködként írta le a Nyílban. A bizonytalanság oka, hogy Koehler nem datálta a megfigyelését, csupán következtetni lehet rá, hogy valamikor 1772-1779 között történt. Nem sokkal előzte meg Pierre Méchain-t, aki 1780. június 28-án újra felfedezte. Máchain Charles Messier barátja, és egyben asszisztense is volt. Messier miután 1780. október 4-én ellenőrizte Máchain megfigyelését, az objektumot katalógusában a 71-es sorszámmal látta el. A halmazra azóta hivatkozunk Messier 71, röviden M71 néven.

A fenti megfigyelők még mind halvány ködként írták le a halmazt, mely csillagokat nem tartalmaz. Ennek okát az olvasó már bizonyára sejti: műszereik mérete, optikai minősége még nem volt megfelelő arra, hogy csillagokra bontsa az M71-et. Ez először Sir William Herschel-nek sikerült. 1783 óta tudjuk tehát, hogy az M71 csillagok halmaza. De, hogy pontosan milyen halmaz, azt évszázadokig bizonytalanság övezte.

A halmazok definíciója, hogy csillagaik gravitációsan kötődnek egymáshoz, de mint látni fogjuk, ez adott esetben nem feltétlenül tart addig, míg az utolsó csillagok is „kihunynak” benne. Alapvetően a csillaghalmazok két típusát különböztetjük meg: a nyílthalmazokat és a gömbhalmazokat.

M45-Panik

Talán az égbolt egyik legismertebb nyílthalmaza az M45. Mi magyarok Fiastyúkként szoktunk emlegetni, mely a csibéivel a Bika csillagkép hátán csücsül. A görögök Plejádoknak (Πλειάδες / Pleiades) nevezték, a mitológiai hét nővér után. A felkelő nap országában pedig Subaru-ként ismert ez a nyílthalmaz. Nincs olyan kultúra, ahol ne lenne valamilyen elnevezése, vagy ne kapcsolódna hozzá valamiféle történet. Az M45-ben a hosszú expozíciós felvételeken reflexiós ködök is megfigyelhetőek. Kezdetben azt gondolták, hogy ez még a csillagok keletkezése után maradt hátra. Azonban az újabb modellek alapján a halmaz túl idős ahhoz, hogy ezek a születés után hátra maradt ködfoszlányok még egyben maradhassanak. A kék forró csillagok sugárzása ezt már rég elfújta volna. Sokkal valószínűbb az a magyarázat, hogy a nyílthalmaz éppen egy sűrűbb csillagködön halad keresztül, mely visszaveri a tagok fényét, gyönyörködtetve ezáltal a szemlélőt. Fotó: Panik Zoltán Imre

A nyílthalmazok legfeljebb néhány ezer tagot számlálnak. A spirál galaxisokban, mint amilyen a Tejútrendszerünk is, a nyílthalmazok a galaxis korongjában, jellemzően a spirál karokban találhatóak, ahol kialakulásukhoz kedvezőek a körülmények. Adott halmaz csillagai mind ugyanabban a hatalmas molekula felhőben keletkeztek, és koruk is nagyjából hasonló.

Gravitációsan ugyan kötődnek egymáshoz, de ez a kapocs gyenge. A legtöbb nyílthalmaz gravitációsan elég instabil, ami arra vezethető vissza, hogy tömegük nem elég nagy ahhoz, hogy csillagaikat hosszú időn át megtartsák. A halmazra érvényes szökési sebesség kisebb, mint az őt alkotó csillagok átlagos sebessége, így azok belső és külső hatásokra viszonylag könnyedén elszöknek. De milyen hatások érik az egyes csillagokat?

Természetes belső folyamat a csillagok közötti közeli találkozás, melynek révén, az adott csillag elég sebességre tehet szert, hogy legyőzze a halmazon belüli szökési sebességet. A halmaz „párolgásában” fontos szerepet játszik továbbá a galaxis árapály hatása is, illetve közeli találkozások a galaxis egyéb csillagaival, halmazaival. De ezzel még nincs vége a sornak, ugyanis a hatalmas molekula felhők megközelítése, vagy azokon való áthaladása is erodálja a halmazt.

A fentieknek köszönhetően csillagaik, a galaxis korához képest csak viszonylag rövid ideig maradnak együtt. A nyílthalmazok több 100 millió éves időskálán felbomlanak, attól függően, hogy mekkora volt az eredeti tömegük, sűrűségük. Csak az igazán népes és sűrű halmazok érik meg a több milliárd éves kort. A felbomlott nyílthalmazok tagjai továbbra is hasonló pályán mozognak, mozgó csoporttá (moving group) válnak. Ilyen mozgó csoporthoz tartozik például a Göncölszekér 5 fényes csillaga is (Ursa Major Moving Group). Mozgásuk, azonos kémiai összetételük, azonos koruk a bizonyítéka, hogy valaha, egy mára már felbomlott, nagyjából 300-500 millió éve született nyílthalmaz tagjai voltak.

UMA_Moving_Group_Goncol1-m1

A Nagy Medve (Ursa Major) csillagkép részét képező Göncölszekérnek, az Ursa Major Moving Group magjához tartozó csillagai. A mozgó csoport centruma tőlünk nagyjából 80 fényévre található. Kiterjedését tekintve, a tagok egy 30 fényév nagytengelyű és 18 fényév kistengelyű ellipszoid alakú térrészt töltenek ki. A jelölteket is beleszámolva, valamivel több, mint 4 tucat csillagról lehet szó, melyek az égboltunkon viszonylag nagy szeletén szétszórva láthatunk (a Cepheus-tól egészen „le” a Déli Háromszög csillagképig), s melyek látszólag a Nyilas csillagkép egy meghatározott pontja felé tartanak. Kiemelném, hogy egy csillagokban gazdag nyílthalmaz könnyen akár 200 csillagot is számlálhat ekkora területen.

A gömbhalmazok több tízezernyi, több százezernyi, sőt akár milliónyi csillag (nagyjából) szférikus halmaza. A legnagyobbak átmérője, vagyis az a térrész ahol a gömbhalmaz gravitációs dominanciája még együtt tartja a csillagokat, akár a 200 fényévet is meghaladhatja. A nyílthalmazokhoz képest tehát sokkal népesebbek és nagyobbak. A Tejútrendszer halójának (a galaxis korongját körbevevő, csillagok alkotta szferoidális alrendszer) igen ősi objektumai, a legfiatalabbak is legalább 8-10 milliárd évesek. De nagytöbbségük kora inkább 12-13 milliárd év körüli. Bár külső és belső folyamatok e halmaz típust is bomlasztják, azonban csillagaik a Tejútrendszerünk, de még a világegyetem koránál is hosszabb ideig képesek együtt maradni.

A gömbhalmazokról egészen a XX. század végéig azt gondolták, hogy csillagaik nagyjából egyszerre keletkeztek. Az ezredforduló táján azonban kiderült, hogy ez nem pontosan így van. Jó pár gömbhalmazban különböző korú csillagpopulációk élnek együtt. Megjegyzem, hogy az egyes csillaggenerációk születése között eltelt néhány százmillió év még mindig csak töredéke e halmazok korának. Kialakulásuk a mai napig nem pontosan tisztázott. Annyi azonban bizonyos, hogy a nyílthalmazokkal ellentétben, napjainkban már nem keletkeznek gömbhalmazok a Tejútrendszerünkben.

A galaxisunkban vannak tehát gömbhalmazok és nyílthalmazok. Ezek koruk, kémiai összetételük, galaktikus pályájuk, és felépítésük alapján megkülönböztethetőek. És igen, sokáig volt az M71, melyről folytak a találgatások, hogy ez most akkor egy nagyon nagy, és igen sűrű nyílthalmaz, vagy pedig kicsiny, ritkás gömbhalmaz.

Harlow Shapley 1914-től kezdve igen intenzíven foglalkozott a Tejútrendszer gömbhalmazaival. A témában több tucat publikációja jelent meg. A gömbhalmazokkal kapcsolatos ismereteink alapjait ő tette le munkatársaival. Neki köszönhető, hogy az M71-re sokáig egyszerűen csak sűrű galaktikus halmazként (a „galactic cluster” az angol szakirodalomban, a nyílthalmazok archaikus elnevezése) hivatkoztak a csillagászok.

Legelőször James Cuffey említette meg 1943-ban megjelent cikkében, hogy az M71 csillagainak eloszlása a szín-fényesség diagramon (color-magnitude diagram, CMD) kimondottan emlékezteti néhány gömbhalmaz esetében megfigyeltére. Egy csillaghalmazról sok mindent elmond a szín-fényesség diagramja, mely tulajdonképpen a klasszikus Hertzsprung-Russel diagram (HRD) „gyakorlatias” változata. A vízszintes tengelyen két különböző szűrővel mért fényesség értékek különbsége (például B-V, V-I, stb.) van feltüntetve a színképosztály helyett. A függőleges tengelyen pedig az egyik színszűrővel (például V szűrő) felvett fényességérték szerepel.

Cuffey rámutatott, hogy az M71-ben az óriás csillagok vörösek, és ezek színe a halványabb csillagok irányába folyamatosan a kék felé tolódik. Csillagainak túlnyomó többsége pedig halvány csillag (a fősorozat csillagai több magnitúdóval halványabbak az óriásoknál). A tanulmány konklúziójában, azonban nem foglalt határozottan állást a halmaz mibenléte felől, sokkal inkább a gömbhalmazok és nyílthalmazok közötti elmosódott határt igyekezett hangsúlyozni. A kérdés tehát még nem dőlt el, sőt a következő évtizedben szinte minden maradt változatlanul, illetve volt cikk, ami egyenesen leszögezte, hogy az M71 nyílthalmaz.

Újabb előrelépés egészen addig nem történt, amíg a műszerek és a megfigyelési módszerek fejlődésével a csillagászok el nem kezdték alaposabban vizsgálni a halmaz szín-fényesség diagramját. A fotometria mellett bevetették a spektroszkópiát is, így a kutatók információhoz jutottak a csillagainak kémiai összetételét illetően. Továbbá a Doppler-effektus okozta színképvonalak eltolódásából, a halmaz galaxison belüli pályáját is sikerült meghatározni. Haladjunk szépen sorban, és nézzük meg, hogy miként folytatódott az M71 klasszifikációs „kálváriája”, és végül hogyan sikerült pontot tenni a történet végére.

Open_Cluster_vs_Globular_Cluster-HRD4-cut1

Balra, a nagyjából 2.5 milliárd éves, így viszonylag öregnek számító NGC6819 nyílthalmaz szín-fényesség diagramja. Jobbra pedig, a nagyjából 10 milliárd évvel idősebb NGC1851 gömbhalmaz szín-fényesség diagramja látható. Az ábrán látható rövidítések: MS – Fősorozat, SGB – Szubóriás ág, RGB – Vörös Óriás ág, HB – Horizontális ág, AGB – Aszimptotikus óriás ág, BS: Kék vándorok. Vegyük észre, hogy a horizontális ág mennyire népes a gömbhalmaz esetében, míg a nyílthalmaz híján van az ilyen típusú csillagoknak.

Adott halmaz szín-fényesség diagramja elárulja annak korát. A nyílthalmazokra és gömbhalmazokra „jellemző” szín-fényesség diagramok közti eltérések is alapvetően a két típus közötti jelentős korkülönbséggel magyarázható.

Az egyszerre született (azonos fémtartalmú) csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ. A nagyobb tömegű fényesebb és forróbb csillagok hamarabb elhasználják hidrogén készleteiket, és elhagyják a fősorozatot. Az idő előrehaladtával már csak a kisebb tömegű, és kevésbé fényes csillagok maradnak a fősorozaton. Minél idősebb egy halmaz, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” az óriás ág felé.

csillaghalmazok_kora

Az animáción látszik, ahogy a halmaz öregszik, a csillagok sorra elhagyják a fősorozatot.  Az Myr millió évet, a Gyr milliárd éveket jelent. Forrás: http://astro.berkeley.edu/~dperley/univage/univage.html

Felrajzolva tehát az adott halmaz szín-fényesség diagramját, az előbb említett pontnak a meghatározásával, továbbá felhasználva a csillagfejlődési elméleteket, izokron illesztésével megbecsülhető a halmaz kora. (Az izokron a csillagfejlődésben használt kifejezés, mely a szín-fényesség diagramon az azonos korú csillagokat összekötő görbét jelenti.)

A kor meghatározását nehezítette, hogy a halmazra a galaxis korongján keresztül látunk rá. A Tejútrendszer síkjába nagy a por koncentrációja, így a halmazt sokkal vörösebbnek látjuk, mint amilyen valójában. B-V színindexe +1.09, így az M71 a fényesebb gömbhalmazok között az egyik legvörösebb, hála a pornak. A kor meghatározásakor, így a csillagászoknak kalibrálni kellett a méréseiket, figyelembe kellett venni ezt a hatást.

M71-Tejut-01

Az M71 helyzete a Tejútrendszerben. Mi a galaxis korongján keresztül látunk rá.

A múlt század utolsó harmadában a publikációk leginkább 12±2 milliárd évben határozták meg az M71 korát. Az ilyen öreg halmazok rendre gömbhalmazok, így egyre többen osztották azt a véleményt, hogy nem fér kétség az M71 mivoltához. Akadt azonban még néhány megválaszolatlan kérdés a halmaz körül, hogy teljes legyen a bizonyosság.

A gömbhalmazok általában bővelkednek RR Lyrae típusú pulzáló változócsillagokban, melyek fényességváltozásának periódusa és abszolút fényessége között reláció áll fenn, így tökéletesek távolság meghatározásra. Az M71-ben azonban nem találtak, a halmazváltozóknak is nevezett, RR Lyrae csillagokat. A csillagászok ezt kezdetben egyáltalán nem értették. Hogyan lehetséges ez? Ha ez egy gömbhalmaz, akkor miért hiányoznak a típusra jellemző változók? (Külön érdekes, hogy az M71-ben egyébként is igen kevés változócsillagot ismerünk.)

Ami szintén fejtörést okozott a csillagászokat, az az M71 horizontális ága. A gömbhalmazok olyannyira idős objektumok, hogy a naptömegű és az annál nagyobb tömegű csillagok már mind életük végéhez értek. A horizontális ágat is a Napunk tömegénél kisebb tömegű csillagok alkotják. Ide késői fejlődési fázisban, közvetlenül a vörös óriás fázist követően kerülnek e csillagok, miután magjukban beindult a hélium fúziója. A csillagok energiaellátásáért ekkor már a magbéli hélium, és az ezt körülvevő héjban történő hidrogén fúzió biztosítja. A többi gömbhalmazzal ellentétben, az M71 esetében eleinte egyáltalán nem volt evidens a csillagok e csoportjának kimutatása. Végül a kutatók ráleltek az igencsak rövid horizontális ágra. Egy újabb bizonyíték született amellett, hogy az M71 kétséget kizáróan gömbhalmaz.

M71-CMD

Az M71 szín-fényesség diagramja. Az M71 más gömbhalmazokhoz képest rövidke horizontális ággal rendelkezik (vízszintes vonal). Ábra forrása: Hodder és mások

De miért nem látunk az M71 esetében hosszú és markáns, csillagokkal benépesített horizontális ágat a szín-fényesség diagramon, mint a többi gömbhalmaznál? A kérdésre a válasz a gömbhalmaz relatíve fiatal kora. A halmaz korára a manapság elfogadott érték 10-12 milliárd év körül van. Mivel az RR Lyrae csillagok a horizontális ág pulzáló változócsillagai, annak instabilitási sávjában találhatóak, így a horizontális ág rövidsége az RR Lyrae változók hiányát is megmagyarázza.

Az M71 kémiai összetételét célzó vizsgálatok is alátámasztják a halmaz korára kapott értékeket. A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Minél alacsonyabb a fémtartalma egy csillagnak, annál ősibb objektum, ugyanis ezeket az elemeket a csillagok állították elő a világegyetem története során. A galaxisban újabb és újabb csillaggenerációk a már a fémekben egyre dúsabb molekuláris gázfelhőkből születtek. A Tejútrendszerben az összes gömbhalmaz fémtartalma jóval alacsonyabb, mint a Napunké. Az M71 azonban a magas fémtartalmú gömbhalmazok közé tartozik. Nála csak az M69 gazdagabb fémekben. E tulajdonsága is azt mutatja, hogy a gömbhalmazok között fiatalnak számít.

A fémtartalombeli különbségek azonban nemcsak az egyes gömbhalmazok között, hanem azokon belül is kimutatható. A gömbhalmazok formálódásuk során, saját maguk is beszennyezték fémekkel, az akkor még bennük jelenlévő intersztelláris gázt (self-enrichment), mindez azonban nem több milliárd éves, hanem mindössze százmilliós időskálán zajlott le.

Ahogy korábban is utaltam rá, jó pár gömbhalmazban különböző korú csillagpopulációk élnek együtt. Az első árulkodó jelekre a halmaztagok kémiai összetételének vizsgálatakor bukkantak a csillagászok. Az M71, mint fémekben gazdag északi gömbhalmaz ideális célpontnak mutatkozott az egyes csillagok kémiai összetételét illető apró eltérések vizsgálatára. Sikerült is az egyes fémek egymáshoz viszonyított aránya alapján két különböző összetételű csoportot elkülöníteni. A kémiai összetételben kimutatott különbségek a legjobban a populációk közti korkülönbséggel magyarázható, vagyis a gömbhalmaz első csillagai szennyezték be a gázt, amiből a következő generáció született. Hogy mik voltak a pontos folyamatok, illetve, hogy melyiknek volt nagyobb szerepe arról megoszlanak a vélemények. Szennyezők lehettek az első generáció szupernóvái, bár egyes vélemények szerint ezek inkább kisöpörték a gázt a halmazból. Felelőssé tehetőek még az első generációs közepes tömegű csillagok által, a késői fejlődési fázisában, vagyis a horizontális ágon, és az aszimptotikus óriás ágon kibocsájtott csillagszél. De ugyanúgy elképzelhető, hogy a fősorozati masszív és gyorsan forgó csillagai is fontos szerepet játszottak a folyamatban. Nem egyszerű dönteni a lehetséges alternatívák közt, illetve megmondani, hogy melyiknek mekkora volt a részesedése az egész folyamatban. Ma úgy tűnik, és az M71-gyel kapcsolatos kutatások is ezt támasztják alá, hogy életük vége felé járó közepes tömegű csillagok csillagszele volt a legfőbb tényező.

Ma már kétség sem fér ahhoz, hogy az M71 gömbhalmaz. Bennem pedig afelől nincs kétség, hogy igen csak mutatós. Az idei Meteor Távcsöves Találkozón több távcsőben is volt alkalmam megszemlélni, így ezt bizton állíthatom. Aki nem hisz nekem, annak javaslom, hogy tegyen vele egy próbát!

(Akit a gömbhalmazok világa mélyebben is érdekel, annak érdemes lehet elolvasni a korábban róluk írt összefoglaló cikkemet, vagy megnézni a róluk tartott előadásomat.)

Felhasznált irodalom:

Karttunen, H., Kröger, P., Oja, H., Poutanen, M., Donner, K.J.: Fundamental Astronomy (ISBN 978-3-662-05333-1)

James Cuffey: NGC 5053 and NGC 6838

Smith, G. H. & Penny, A. J.: CN and CH inhomogeneities among red horizontal branch stars in M71

Hodder, Philip J. C.; Nemec, James M.; Richer, Harvey B.; Fahlman, Gregory G.: Deep CCD photometry and variable stars in the metal-rich globular cluster M71

J.W.T. Hessels, S.M. Ransom, I.H. Stairs, V.M. Kaspi, P.C.C. Freire: A 1.4-GHz Arecibo Survey for Pulsars in Globular Clusters

A. Alves-Brito, R. P. Schiavon, B. Castilho, B. Barbuy: Abundance variations in the globular cluster M71 (NGC 6838)

Michael Marks, Pavel Kroupa: Initial conditions for globular clusters and assembly of the old globular cluster population of the Milky Way

Szabolcs Meszaros, Sarah L. Martell, Matthew Shetrone, Sara Lucatello, Nicholas W. Troup, Jo Bovy, Katia Cunha, Domingo A. Garcia-Hernandez, Jamie C. Overbeek, Carlos Allende Prieto, Timothy C. Beers, Peter M. Frinchaboy, Ana E. Garcia Perez, Fred R. Hearty, Jon Holtzman, Steven R. Majewski, David L. Nidever, Ricardo P. Schiavon, Donald P. Schneider, Jennifer S. Sobeck, Verne V. Smith, Olga Zamora, Gail Zasowski: Exploring Anticorrelations and Light Element Variations in Northern Globular Clusters Observed by the APOGEE Survey

Abell1060 (Hidra I Halmaz)

Abell1060-LRGB-20160527-T32-300s-bin2-TTK

Abell1060

2016-05-27, 2016-05-29, 2016-05-30, 2016-05-31 – Siding Spring Observatory

19 x 300 sec L (Bin2), 9 x 300 sec R (Bin2), 9 x 300 sec G (Bin2), 9 x 300 sec B (Bin2)

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

A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.

A kertem azon zuga, ahonnan saját távcsövemmel az eget szoktam fürkészni viszonylag védett az utcai fényektől. Természetesen Budapest fényeivel, illetve északi irányban, 5-6 km-re lévő ipari parkkal nem tudok mit kezdeni. Szerencsére a mostani szomszédjaimat sikerült meggyőzni arról, hogy éjszaka nincs sok értelme a felém néző lámpákat égetni, kimondottan akkor nem, amikor már ők régen alszanak. Tudomásul vették, hogy mellettük lakik valami fura fickó, aki derült éjszakákon a távcsöve mellett gubbaszt. Direkt pedig miért is babrálnának ki vele? Elvégre, mindenkinek lehet valami furcsa heppje! Csendes őrült. Gondolják ők!

A házam nagyjából 30 fok magasságig kitakarja az eget ÉNY-É-ÉK irányba, így közvetlenül nem látok rá azokra az égtájakra, ahonnan a felhőket gyakorta fölém sodorja az áramlat. Ősszel és telente a köd is gyakorta erről szokott támadni. Éppen ezért, miközben hátul a kertben a távcső végén dolgozik a kamera, alkalmanként átsétálok a telkem északi oldalára, az utcafrontra, hogy lássam közelít-e valami, mely véget vethet az éjszakai mókának. Ilyenkor az utcalámpák narancsos ragyogásában, hunyorogva kémlelem a messzi horizontot, reménykedve abban, hogy a csillagok fénye még mindig töretlen.

Így tettem azon az éjszakán is, mikor az NGC6015 izolált galaxisról rögzítettem az első felvételeket. Hátamat a falnak vetve azon töprengtem, hogy ha már itthonról magányos galaxis fotózásába kezdtem, akkor az iTelescope hálózat Ausztráliában lévő egyik távcsövével belefogok valamelyik távoli galaxis halmaz fotózásába. De melyik legyen az? Még tavaly ősszel készítettem egy listát azon galaxis halmazokról, melyeket a jövőben majd le szeretnék fotózni. Időközben sok publikációt is elolvastam róluk, ugyanis nagyon érdekelt ez a csillagászati téma.

A lehetséges célpontok között volt az Abell1060 is. A halmaz tagjaira két sziporkázó, a Tejútrendszerünkhöz tartozó csillag fénye mögött látunk rá. Kápráztatóak, akárcsak a nátrium utcalámpák a csillagos égbolt előtt. Sosem gondoltam volna, hogy az éjszaka fölénk boruló Univerzum látványától megfosztó közvilágításról valaha is az Abel1060-nak, az SDSS (The Sloan Digital Sky Survey) program keretében készült fotója fog beugrani. Az észlelési programomba, ha élhetek ezzel a kifejezéssel, viszont nem kimondottan a látványa, sokkal inkább érdekességei miatt került be anno. Hamarosan ezekből fogok majd szemezgetni, s rajtuk keresztül igyekszem majd képet festeni a galaxis halmazok világáról. Előbb azonban, had szenteljek egy kis figyelmet magának az Abell katalógusnak, és megalkotójának.

Az Abell katalógus (Abell catalog of rich clusters of galaxies)

Abell1976

George Ogden Abell (1927-1983) előadást tart 1976-ban a Summer Science Program keretében. A program nyári foglalkozásaival a tudományos pálya felé igyekezett terelni a tehetséges középiskolásokat. Megismertette a résztvevőket a csoportos kutatómunka nagyszerűségével. Nappal elméleti képzést kaptak (csillagászat, fizika, matematika, szférikus trigonometria, szoftverfejlesztés, stb.), éjszaka pedig például kisbolygó megfigyeléseket végeztek, és kiszámolták pályájukat. Abell fontosnak tartotta, és sokat is tett azért, hogy a fiatalokat oktassa. Nemcsak kiváló tudós, de igen népszerű tanár is volt a hallgatók körében. Fotó: Ken Nordhauser

George Ogden Abell megfigyelő csillagászként kezdte pályafutását a Palomar Égboltfelmérő Programban (Palomar Sky Survey). A Palomar Obszervatórium 48 hüvelykes Schmidt típusú távcsövét használta a projekt fotólemezeinek elkészítéséhez. A Schmidt távcsövek (szokás még Schmidt kamerának is hívni) speciális felépítésüknek köszönhetően egyszerre az égbolt viszonylag nagy területéről képesek éles képet rögzíteni. Bernhard Schmidt-nek, a távcsőtípus feltalálójának pontosan egy ilyen rendszer megalkotása volt a célja. Az ötvenes évektől szinte az ezredfordulóig három nagy Schmidt távcső, köztük a Samuel Oschin (régebben Palomar Schmidt) biztosította az egész égboltra kiterjedő felmérésekhez a fotografikus források túlnyomó többségét.

George Abell preparing to take plate with 48-inch Schmidt telescope

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 Abell1060-ról. Az iTelescope távcsöve teljesen önállómódon, az általam megadott program alapján készítette el a kívánt felvételeket. – A kép forrása: Caltech

Egy-egy felvétel az égbolt nagyjából 6 fokos területét fedte le. Összehasonlításként, a Hold látszólagos mérete mindössze ½ fok. A teljes ég nagyjából 75%-át sikerült lefényképezni a program keretében, mely magában foglalta majdnem a teljes északi éggömböt, illetve a délinek egy részét. Abell 879 fotólemezt használt fel a 935-ből, hogy a galaxis halmazok után kutasson. Egyenként átnézte ezeket, s olyan régiókat keresett, ahol az átlagosnál nagyobb volt a galaxisok koncentrációja. 1958-ban publikálta katalógusát, mely 2712 galaxis halmazt tartalmazott. Vizsgálatait munkatársaival később a déli égboltra is kiterjesztette. Ehhez, a UK Schmidt teleszkóppal az 1970-es években készült felvételeket használta fel. E távcső otthonául ugyanaz a Siding Spring Observatory szolgál, ahol az iTelescope ausztráliai robottávcsövei találhatóak. A felvételem az Abell1060 halmazról egészen közel készült egy olyan távcsőhöz, ami maga is kulcsfontosságú szerepez játszott Abell munkássága során. A kiegészített katalógusának előzetes változata 1983-ban került bemutatásra, de egy hónappal későbbi halála miatt félbemaradt a projekt. A munkát végül társzerzői fejezték be, és 1989-ben került kiadásra, s így az Abell katalógusba az egész égboltot lefedő kutatás után 4073 galaxisokban gazdag halmaz került be.

Az Abell katalógus meghatározó munka volt már az 1958-as megjelenésekor is, ugyanis elég nagy mintát jelentett ahhoz, hogy össze lehessen hasonlítani az egyes halmazok karakterisztikáját. Továbbá először kínálkozott alkalom a galaxisok térbeli eloszlásának vizsgálatára a felmérés nagyságrendjének és kiterjedtségének köszönhetően.

Abell a halmazokat a szerint osztályozta, hogy azok mennyire gazdagok galaxisokban (Richness). Ha belegondolunk, akkor a halvány galaxisokat egyáltalán nem könnyű detektálni. Abell úgy próbált fogást venni a problémán, hogy egy bizonyos luminozitási (fényességi) tartományba eső tagokat számlálta meg. Saját definíciója szerint, az m3 és az m3+2 tartomány számosságát vette figyelembe, ahol m3 a halmaz harmadik legfényesebb tagjának a fényessége (magnitúdóban). A kapott érték alapján 6 külön csoportba osztotta a halmazokat.

Munkájához távolság adatokra is szüksége volt, ami akkoriban közel sem állt rendelkezésre a halmazok legtöbbje esetén. Azt a korábbi tapasztalati összefüggést használta fel, miszerint minden egyes népes halmaznak a 10 legfényesebb tagja meghatározott fényességű. Csillagász kollégái alig két évvel korábban publikálták az első eredményeket a halmazok luminozitás függvényével kapcsolatban (Humason, Mayall, és Sandage – 1956). Abell így a fényesebb tagok látszó fényességét, mint távolságindikátort használta fel. Ez a módszerrel ugyan csak igen durva becsléseket tett lehetővé, de arra éppen megfelelt, hogy eldönthető legyen egy-egy halmazról, hogy az közelebbinek vagy távolabbinak számít-e. Végül a halmazokat 7 különböző csoportba sorolta a fenti módszerrel a távolságuk alapján.

Arra is metodikát dolgozott ki, hogy miként jelölje ki a halmazokat és tagjaikat. Tudatában volt annak, hogy vannak előtér, és háttér galaxisok. Látóirányunkban lehetnek véletlen egybeesések, s így talán nem is egy valódi halmazt látunk.  Megszámolta a galaxisokat a fotólemez egyes területein. S, hogy minimalizálja az előbb említett hibákat, azt mondta, hogy akkor beszélünk halmazról, amennyiben az, adott sugárban 50 vagy több galaxist tartalmaz a centruma körül. Vagyis, a távolság függvényében a fotólemezen meghatározott méretűnek látszó körön belül kell lennie annak a minimum 50 galaxisnak, melyek luminozitása átlép egy bizonyos küszöböt. Későbbi kutatásokból kiderült, hogy nem is járt messze az igazságtól. Erre az általa definiált, halmazokra érvényes „standard” sugárra manapság Abell rádiuszként (AR) szoktak hivatkozni, és a Hubble-állandó elfogadott értéke alapján pedig 2 Mpc a mérete. Az eredetileg a katalógusában szereplő 2712 galaxis halmaz jelölt közül, végül 1682 esetében jelentette ki, hogy statisztikailag ezek valószínűsíthetően tényleg valódi halmazok.  És valóban, mások ezt követő tanulmányai szerint, az esetek túlnyomó többségében igaza is lett.

Az Abell névvel azonban nemcsak galaxis halmazok nevében találkozhatunk amatőrcsillagászként. Egyik korai munkája az alacsony felületi fényességű planetáris ködök tanulmányozása volt. Ehhez szintén a Palomar Égboltfelmérő Program során készült fotólemezeket használta fel. A 48 hüvelykes Schmidt távcső ideális volt a nagy kiterjedésű, de halvány felületi fényességű objektumok megörökítéséhez. 1966-ban kiadott publikációja 86 planetáris ködöt tartalmazott. Ezekre nem mind ő akadt rá. Nagyjából a felük Albert George Wilson, míg a maradék 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. Vagyis, neki is köszönhető, hogy a nagyjából a Napunk tömegével rendelkező csillagok halálához vezető útja elkezdett kirajzolódni.

Abell1060 (Hidra I Halmaz)

Abell1060-LRGB-20160527-T32-300s-bin2-TTK-label

Abell1060 – A felvételemen szereplő galaxisok NGC és PGC azonosítói, melyek közül többre is hivatkozom majd a lenti szövegben.

A két fényes csillag (HD 91964 balra, HD 92036 jobbra) távolsága alig valamivel több, mint 16 ívperc, vagyis nagyjából fele, mint a Hold mérete az égen. A felvételen szereplő, két legnagyobbnak látszó galaxis mérete pedig, a katalógusok szerint 3.5 ívperc (NGC3311), illetve 3.2 ívperc (NGC3312). A fotóm az égbolt durván Hold méretű területét fedi le. A halmaz 157 tagja viszont az égbolt nagyjából 2 fokos szeletén helyezkedik el. Én mindössze csak a központi részt örökítettem meg.

A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.

E galaxis halmaz megfigyeléséhez mindenképpen érdemes délre utaznunk, ugyanis hazánkból a legnagyobb delelési magassága is mindössze 14-16 fok körüli. Én is ennek okán választottam Ausztráliát a felvétel elkészítéséhez.

A látómező legfényesebb objektuma a HD 92036 katalógusszámú vörös óriás csillag (színképosztály: M1III). 4.85 (V) magnitúdós fényességével szabad szemmel is megpillantható a Hidra csillagképben. Távolsága 488 fényév. Ha jóval közelebb lenne hozzánk, akkor könnyen megcsodálhatnánk pompás színét, mely leginkább a Betelgeuse narancsos vöröséhez hasonlatos. Így aki látta már téli egünk ezen égkövét, az el tudja képzelni milyennek is látnánk saját szemünkkel. Valójában a HD 92036 egy árnyalattal még vörösebb is, ugyanis B-V színindexe 1.64, míg a Betelgeuse B-V színindexe 1.52.

A másik fényes csillag a képen a HD 91964. Ez szintén vörös óriás csillag (pontosabban narancs óriás, színképosztály: K4/K5III), azonban már távolabb, 1042 fényévre van tőlünk. Fényessége 6.65 (V) magnitúdó, így ezzel már a szabadszemes láthatóság határa alatt marad.

Ez a két csillag, akár csak a többi a felvételen, mind a Tejútrendszerhez tartozik, és igen csak közelinek számítanak a háttérben látható galaxisokhoz képest. Az Abell1060, vagy más néven a Hidra I halmaz (Hydra I Cluster) távolsága nagyjából 51-54 Mpc (166-176 millió fényév), vagyis ezek a csillagrendszerek durván 36 ezerszer távolabb vannak, mint a fényesen ragyogó HD 92036.

Abell1060-map04

Az Abell1060 a Hidra csillagképben található, nagyjából 4 foknyira a Légszivattyú (Antlia) csillagkép legfényesebb csillagától (α Antliae).

Az egész Univerzum galaxisok alkotta bonyolult hálózat. Leginkább egy óriási pókhálóra hasonlít. Egyes részei szinte teljesen sötétek és üresek, míg mások galaxisokkal zsúfoltak. Galaxisok, galaxis csoportosulások, galaxis halmazok alkotják ezt a kusza „szövetet”.

cosmic_web2_s

A kozmikus pókháló – Kép forrása: Volker Springel/Max Planck Institute For Astrophysics/SPL

A legnagyobb struktúrák az úgynevezett szuperhalmazok. A népes Hidra I halmaz, akár csak hozzá képest eltörpülő Lokális Csoport, melynek Tejútrendszerünk is része, a Laniakea vagy Lokális szuperhalmazhoz tartozik. A Lokális szuperhalmaz létezéséről teljes bizonyossággal nem is olyan régen tudunk.

2014. szeptember 4-én jelent meg az a cikk a Nature-ben, melyben Brent Tully (University of Hawaii) és kutatócsapatának 8000 galaxis mozgásának megfigyelésén alapuló kutatási eredményét közölte. Az Ősrobbanás óta táguló világegyetem globális hatását figyelembe véve korrigálták a mért eredményeket, és ebből megkapták, hogy miként hatnak pusztás a galaxisok egymásra. Egy háromdimenziós térképet alkottak, mely teljesen újradefiniálta a szuperhalmazok fogalmát.

A földrajzban is ismert vízválasztó vonalakhoz hasonló analógiával élve, galaxisok csoportjai különböző gravitációs vonzócentrumok irányába mozognak, 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 halmazai. A galaxisok mozgása alapján felfedezett, 500 millió fényévénél valamivel nagyobb képződményt Laniakea szuperhalmaznak nevezték el. 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 Laniakea szuperhalmazban a galaxisok halmazai a „Nagy Vonzó” („Great Attractor”) felé mozognak, míg például a szomszédos Perseus-Halak szuperhalmazban egy másik pont felé igyekeznek.

A Nature Youtube csatornáján publikált angol nyelvű videó, mely bemutatja a Laniakea szuperhalmazt. Érdemes figyelni, a videón a Lokális Csoport (Local Group) mellett, a Hidra I Halmaz (Hydra I Cluster) is feltűnik (2:21)!

(Akiket ennél is mélyebben érdekel a téma, azoknak a tanulmány egyik társszerzőjének Youtube csatornáján lévő szintén angol nyelvű videót is érdemes megnéznie.)

A fotóm az égbolt durván Hold méretű területét fedi le. A teljes halmaz azonban hozzávetőlegesen 2 fok kiterjedésű, így a képen csak az Abell1060 központi, de egyben legizgalmasabb része látszik.

Abell1060-LRGB-20160527-T32-300s-bin2--NGC3311-NGC3309-TTK-cut1-l1cAz galaxis halmaz dinamikai központjában, tőlünk nagyjából 51-54 Mpc-re (166 -176 millió fényévre) az NGC3311 óriás diffúz galaxis foglal helyet. Morfológiai típusa: cD.

Nem egyedi jelenségről van szó. Igen gyakori, hogy a népes, nagyobb galaxis halmazok középpontjában egy olyan óriás galaxis figyelhető meg, mely gravitációjával uralja a halmazt. Az angol szakirodalomban ezeket BCG-nek (Brightest Cluster Galaxy) is nevezik, és a Világegyetem legnagyobb csillagrendszereinek többsége közülük kerül ki. Az óriási elliptikusak mintegy egyötödét kitevő alosztály a cD típus, melyek óriás méretüket roppant kiterjedt, de kis felületi fényességű halójuknak köszönhetik. Nem ritka, hogy a galaxis sűrűbb, belső régióját akár százezer, több százezer, vagy extrém esetekben millió fényéves haló veszi körül. Az NGC3311 esetében a centrumtól körülbelül 24-30 kpc távolságig sikerült nyomon követni a csillagászoknak a külső halót, így a galaxis átmérője hozzávetőlegesen 156-196 ezer fényév, valamivel több, mint másfélszerese a Tejútrendszerünkének. (A külső haló olyan halvány, hogy az éppen csak előbújik a felvételemen.)

De hogyan nőnek ekkorára? Miként jönnek létre? Erre a válasz a galaxis csillagaiban keresendő.

A különböző régiók kémiai összetétele, fémtartalma, illetve az egyes elemek egymáshoz viszonyított aránya árulkodik a csillagok koráról, a kialakulásuk körülményiről, és származási helyéről. 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, minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag az adott rendszerben, vélhetőleg annál ősibb objektum. A fémtartalom azonban nemcsak a csillagok korától függ, hanem attól is, hogy milyen körülmények között alakultak ki.

Az NGC3111 esetébe, a centrum 8.4-8.9 kpc sugarú területének fénye, a galaxis nagyon korai időszakában kialakult, közel 13 milliárd éves ősi csillagaitól származik. De ezen távolságon túl is jelentős a hozzájárulásuk a galaxis fényéhez. Az ilyen korú csillagokhoz képest relatíve magas a fémtartalmuk. Ez arra utal, hogy a galaxis már fejlődése kezdetén is tekintélyes tömegű volt, s az erős gravitáció nem engedte a szupernóvák által a csillagközi anyagba szétterített fémeket eltávozni a galaxisból.

Ezekben a csillagokban az alfa elemek aránya a vashoz képest szintén viszonylag magas. Hogy mi következik ebből? Ennek megértéséhez tegyünk egy kis kitérőt.

Az alfa folyamat (alpha process) az egyik fajtája annak a termonukleáris fúziónak, amiben a csillagok életük későbbi szakaszában héliumból nehezebb elemeket hoznak létre. Ehhez egy hélium-4 atommag (alfa részecske) és egy héliumnál nehezebb néggyel osztható rendszámú elemre van csak szükség a vasig bezárólag. A másik héliumot felhasználó fúzió a 3-alfa folyamat, amiben 3 hélium-4 atommagból végül szén jön létre. Az alfa elemek ezekben folyamatokban keletkeznek, melyeket aztán a szupernóvák terítenek szét a galaxisban. A masszív nagytömegű, és ezért rövid életű csillagok II típusú szupernóva-robbanásai az O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Ti (az alfa folyamatok termékeivel), továbbá az N és Na elemekkel szennyezik be a környezetet. Az I típusú szupernóvák ugyan szintén szórnak szét alfa elemeket, de jellemzően a Fe és Cr elemek tekintetében mutatnak jelentős csúcsot. Ez utóbbi esetben viszont nem egy rövid életű masszív csillag haláláról van szó. Éppen ellenkezőleg. Ezek a robbanások kisebb tömegű, és ezért tovább élő csillagok végső állapotát jelentő fehér törpékhez köthetőek, melyek kettős rendszer tagjai.  Az egyik vezető elmélet szerint a robbanásra akkor kerül sor, amikor a fehér törpe kísérőjétől elég anyagot gyűjtött ahhoz, hogy tömege átlépjen a kritikus Chandrasekhar-határt (1.44 naptömeg). A másik elmélet szerint két fehér törpe kering egy kettős rendszerben, egymáshoz folyamatosan közeledve. Míg végül egymásba spiráloznak, és ekkor történik a szupernóva-robbanás. Akármelyik elmélet is igaz az I típusra, az biztos, hogy a galaxisok csillagainak megszületése után sokkal hamarabb került sor II típusú robbanásra, mint I típusúra. Vagyis az Univerzum korai idejében az alfa elemek aránya relatíve nagyobb volt a vashoz képest.

Itt az ideje megválaszolni a fentebb feltett kérdést. Az NGC3311 belső területének csillagaiban az alfa elemek aránya a vashoz képest azért viszonylag magas, mert rövid időintervallumon belül, a galaxis születése után keletkeztek. Az NGC3311 élete tehát igen heves és nagymennyiségű csillag keletkezésével kezdődött.

A haló csillagai azonban már egyáltalán nem mutatják ezt a homogén kémiai összetételt. Ott a fémtartalom, és az alfa elemek aránya a vashoz képest is változó, több csúcs és hullámvölgy is megfigyelhető az eloszlásban. Ellentétben tehát az NGC3311 belső részéhez képest, ezek nem annak a korai gyors, és intenzív csillagszületési hullámnak a produktumai, amelyben a galaxis kialakulásakor összehúzódó gázfelhők, egyesülő sűrű gázcsomósodások játszották a főszerepet. Sokkal inkább valószínű, hogy a haló fényének 40%-ért felelős csillagok, különböző kiindulási tömeggel és más csillagfejlődési történettel megáldott galaxisokkal történt interakciókból kerültek oda. Ezt támasztják alá az NGC3311 csillagaival kapcsolatos kinematikai vizsgálata is. A befogott csillagoknak, a galaxis maradványoknak csillagászati értelemben sok időre van szüksége, hogy elvegyüljenek a többiek között (viszonylag hosszú a relaxációs idő), és ez az a jelenség, ami megfigyelhető az NGC3311 esetében is.

NGC3311-multiband

Az ábra az NGC3311 nagyméretű struktúráit mutatja a külső halóban. Az „A” panelen a galaxis optikai tartományban (V szűrővel) készült  intenzitás térképe látható. A „B” panelen a külső haló excentrikus alrendszere speciális módszerrel kiemelve. (Az NGC3311 felületi fényessége a centrumtól mért távolság függvényében jól leírható egyetlen úgynevezett Sérsic profillal, vagyis egy matematikai függvénnyel, amennyiben az úgynevezett Sérsic index n=10. Azonban, ha e Sérsic profil adta szimmetrikus modellt, a levonjuk a felvételből, akkor a maradékból előbukkan az említett struktúra.) A „C” panel XMM-Newton röntgen műhold felvétele forró gáz jelenlété mutatja a galaxis halmaz középpontjában. A vörös körök az NGC3311 körüli törpe galaxisokat jelöli. Forrás: Barbosa és mások

A külső halónak ráadásul van egy alrendszere, aminek centruma nem esik egybe a galaxiséval, attól nagyjából ÉK-i irányba található. Az optikai tartományban ez igen halvány. A haló fényének mindössze 30%-át adja. Az excentricitás legjobban a központi galaxis és a körülötte lévő törpe galaxisok sötét anyagból álló halójának, vagy esetleg (de közel sem biztosan!) az NGC3311 és az NGC3309 sötét halóinak kölcsönhatásával értelmezhető. Vagyis, az ezek okozta árapályerők tehetőek felelőssé azért, hogy a galaxis és a külső haló ezen alrendszerének centruma nem esik egybe. Míg a szimmetrikus haló jelentős részére korábban, más galaxisokkal történt kölcsönhatások eredményeként tett szert ez a csillagrendszer, addig az excentrikus haló létezése annak is a bizonyítéka, hogy e kiterjedt struktúra építése az NGC3311 körül még mindig folyamatban van.

A jelenségnek nemcsak az optikai tartományban van nyoma. Jellemzően a galaxis halmazok központja környékén, a csillagrendszerek között, forró (10-100 millió K), és ezért a röntgentartományban sugárzó ritka gáz (Intercluster Medium, ICM) található. Ezt leegyszerűsítve, még a halmaz kialakulásakor felszabaduló gravitációs potenciális energia táplálta lökéshullámok fűtötték fel, illetve később fontos szerep jutott ebben a galaxisok szupernóváinak, a masszív csillagok kibocsájtotta csillagszélnek, összefoglalóan az úgynevezett galaktikus szélnek is. Egyes teóriák az aktív galaxisok magjában található fekete lyukak jet-jeinek is nagy jelentőséget tulajdonítanak. A galaxisok közti anyag, ahogy a neve is mutatja, nem köthető a halmaz egyik tagjához sem, ha csak nincs a rendszer gravitációs központjában domináns galaxis. Az XMM-Newton röntgen műhold felvételén is jól látszik a forró intergalaktikus anyag, illetve az, hogy az excentrikus külső haló területén sugárzási többlet figyelhető meg. A röntgen tartományban intenzívebben sugárzó régió körül találhatóak a fentebb említett, a Hidra halmazhoz képest relatíve nagy látóirányú sebességgel rendelkező törpe galaxisok csoportja. Ezek a szemünk előtt zuhannak az Abell1060 központi csillagrendszerébe, felkavarva és tovább hizlalva annak külső halóját.

Abell1060-LRGB-20160527-T32-300s-bin2--NGC3311-NGC3309-HCC1-l-TTK-cut1

Az NGC3311 körüli törpe galaxisok a felvételemen. A fotón még éppen kivehető leghalványabb törpék: HCC35 – 19.15 magnitúdó, HCC45 – 19.91 magnitúdó. A pozíciók forrás: Misgeld és mások (2008), NED

Az NGC3311-gyel kapcsolatos imént ismertetett megfigyelési tapasztaltak jól egybevágnak azokkal az elméletekkel, melyek szerint az óriás elliptikusak kialakulása két fázisban történik. A fejlődésük legelején bekövetkező igen gyors, a centrumtól kifelé terjedő, intenzív csillagontást a galaktikus kannibalizmus követi. Megjegyzem, hogy hasonló eredményre vezettek más cD galaxisokkal kapcsolatos kutatások is. Továbbá, a Hidra I halmaz óriása és környezete kitűnő terepet nyújt a csillagászoknak, hogy ellenőrizzék és csiszolgassák a galaxisok fejlődésben igen fontos szerepet betöltő sötét anyaggal kapcsolatos elméleteiket.

Az NGC3311 olyan érdekességeket is tartogat, amik a saját felvételemen már nem látszanak, mégis érdemes róla szót ejteni. 1999-ben Hilker és munkatársainak tanulmányában bukkantak fel először az ultrakompakt törpe galaxisok (Ultra-Compact Dwarf galaxy, UCD galaxy). A kutatók e különös objektumokra először a Fornax galaxis halmazban akadtak rá. Majd más, népes halmazokat átfésülve újabb, és újabb példányok kerültek elő. Ősi, a világegyetem korával összemérhető korú csillagok alkotta objektumok ezek. Abszolút fényességük (MV) -9 és -14 magnitúdó közé esik, míg fél-fényesség sugaruk (half-light radius, rh), vagyis az a sugár, amiből a rendszer fényességének 50%-ka származik 10 pc és 100 pc közötti. Ahhoz tehát túl halványak és kompaktak, hogy törpe galaxisoknak lehessen őket nevezni, ahhoz viszont túlontúl nagyok és fényesek, hogy a konvencionális gömbhalmaz elnevezést használják rá a csillagászok.

De hogyan jöttek létre? Ezek galaxisok vagy inkább óriási gömbhalmazok? Éppen e kérdések miatt gyakran törpe galaxisok és gömbhalmazok közötti átmeneti objektumoknak (Dwarf-Globular Transition Objects, DGTOs) is hívják őket tudományos cikkekben. A lehetséges válaszok alapvetően három csoportba oszthatóak. Az első szerint ezek valaha törpe galaxisok voltak, hasonlatosak azokhoz melyek bőségesen találhatóak a Hidra I halmazban is. Mostani megjelenésüket annak köszönhetik, hogy a halmazon belüli pályájukon, akár többször is, túl közel merészkedtek az óriás galaxisokhoz, azok pedig könyörtelenül megtépázták őket. E törpék elveszítették diffúz külső burkukat, s csupán lecsupaszított sűrű magjuk maradt hátra, így manapság UCD galaxisok képében figyelhetjük meg őket. De az is lehetséges, hogy több csillaghalmaz egyesüléséből jöttek létre, még azokban az időkben, mikor az ősi galaxisok sűrű csomóiban megindultak a robbanásszerű csillagkeletkezési folyamatok. A harmadik elmélet szerint pontosan ugyanúgy keletkeztek, mint kisebb tömegű unokatestvéreik a gömbhalmazok. Ebben az esetben, az UCD-k valójában ultra nagytömegű gömbhalmazok.

Az UCD galaxisok eredetét tisztázandó, a csillagászok az Abell1060 népes halmaz központját is átvizsgálták. Kimondottan annak a ténynek a tudatában, hogy az NGC3311 bővelkedik gömbhalmazokban. Becslések szerint 16000 ilyen csillaghalmaznak szolgál otthonául, így ezzel a számmal simán versenybe száll a Virgo halmaz óriásával, az M87-tel. Érdekességként és összehasonlításként megjegyzem, hogy a Tejútrendszerünkben, a jelölteket is beleszámítva, mindössze valamivel 150 fölött van az ismert gömbhalmazok száma, de a teljes populáció sem lehet sokkal több 180-200-nál.

NGC3311-Gemini-20080310ngc33110001-cut1-rot

Az NGC3311-ről, Chilében, a Cerro Pachón hegyen álló 8.1 méteres Gemini South teleszkóppal készült felvétel. A látómezőben az NGC3309 elliptikus galaxis mellet törpe galaxisok egész garmadája látható. A apró kis pöttyök pedig a galaxis gömbhalmazai. Nem egy pötty azonban a vizsgálatok tanulsága szerint ultrakompakt törpe galaxis (Ultra-Compact Dwarf, röviden UCD). Érdemes a képre kattintani, és nagyobb felbontásban is megszemlélni a képet. A látvány igen csak lenyűgöző. A kép forrása: Gemini Observatory

A vizsgálatokhoz a Gemini South távcsövének GMOS (Gemini Multi-Object Spectrographs) műszerét használták a kutatók. A fenti képre pillantva is látható, hogy még nagy távcső esetén sem olyan egyszerű azonosítani a keresett objektumokat, ezek még a 8.1 méteres távcsőre szerelt kamera számára is csillagszerűek. Első lépésként ki kellett zárni, hogy a kiválasztott „pöttyök” a felvételen esetleg saját galaxisunk csillagai. De azt is meg kellett állapítani nagy bizonyossággal, hogy a vizsgálni kívánt objektum tényleg a Hidra I halmaz, pontosabban az NGC3311 távolságában van, és nem csak egy még nagyobb távolságban lévő háttér galaxis. Először is, ha ezek előtér csillagok lennének, akkor színük sokkal egyenletesebb eloszlást mutatna, ugyanakkor pedig a látómezőben véletlenszerűbben oszlanának el. A lenti ábrákra tekintve látható, hogy nem ez a helyzet.

NGC3311-UCD2

Az NGC3311 körüli UCD jelöltek. Kép forrása: Elizabeth M. H. Wehner és William E. Harris

NGC3311-UCD1

A NGC3311 gömbhalmazainak, és a vörös téglalapban az UCD jelöltjeinek vagy masszív gömbhalmazainak szín-fényesség diagramja. A vízszintes tengelyén a csillag vizuális és közeli infravörös fényesség különbsége, míg a függőleges tengelyén a közeli infravörös fényessége szerepel. Az ábrán szerepeltetett adatok már az intersztelláris anyag okozta vörösödéstől megtisztított értékek. Jól látszik a diagramon is, hogy az UCD jelöltek egy jól definiálható tartományban csoportosulnak. Ábra forrása: Elizabeth M. H. Wehner és William E. Harris

Mivel megjelenésük csillagszerű, továbbá nem csomókban helyezkednek el, ez valószínűtlenné teszi, hogy ezek galaxisok a háttérben, pontosabban távoli galaxis halmazok tagjai. Természetesen az igazán meggyőző bizonyítékot nem a „szemrevételezés”, hanem az eloszlás alapos matematikai vizsgálata jelenti. Az analízisből kiderült, hogy az UCD jelöltek nagyon nagy bizonyossággal az NGC3311 körül csoportosulnak, és legalább annyira koncentráltak, mint a gömbhalmazok.

Ahogy ezt a fenti szín-fényesség diagramon is látható, az NGC3311 esetében az UCD-k a gömbhalmazok folytatásaként értelmezhetőek. A vörös és fémekben viszonylag gazdag gömbhalmaz populáció és az UCD-k között fölfelé fokozatos az átmenet.

Az objektumok tömegére tömeg-fényesség reláció, vagyis az (M/L)V arányszám alapján próbáltak becslést adni a kutatók. Tipikus gömbhalmazok esetén ez 1 és 3 közötti érték. UCD-k esetén ezt eredetileg 6 és 9 közöttinek gondolták, ám az UCD és az óriás galaxisok közötti kölcsönhatást is figyelembevevő szimulációk inkább a 3 és 5 közötti értékeket valószínűsítik. Más modell, inkább arra fektette a hangsúlyt, hogy a legfontosabb tényező a csillagrendszerek 12 milliárd évnél is idősebb kora. Ezen utóbbi szerint 1 és 6 közötti az arányszám. Nem folytatnám a sort, a csillagászatban ez a fokú bizonytalanság egyáltalán nem szokatlan. Végül, mivel az NGC3311 körüli UCD-k a szín-fényesség diagramon elfoglalt helyük, és eloszlásuk alapján is leginkább a gömbhalmazokhoz hasonlítnak, így e megfigyelésben részt vett tudósok az „arany középutas” 3 mellett tették le a voksukat, és ezzel számoltak. Az UCD jelöltek, vagy ha úgy tetszik, az ultra nagytömegű gömbhalmazok tömegének alsó határára 6 x 106 naptömeget, míg felső határára 3 x 107 naptömeget kaptak. A Fornax és Virgo halmazbeli rokonaiknál némileg kisebb tömegűek, melyek tömege inkább a 107-108 naptömegű intervallumba esik.

Nemcsak a tömegre próbáltak azonban becslést adni, hanem a méretekre is. Összehasonlításképpen, a normál törpe galaxisok 300 pc mérettartományba esnek. Mivel a Gemini South GMOS műszerével a felvételek éjszakáján 0.5ʺ felbontást értek el, és az UCD-k még mindig csillagszerűek voltak, így méretük bizonyosan kisebb, mint 50 pc. Pár ilyen objektumra, korábban a Hubble űrteleszkóp WPFC2 kamerájával készült felvételek között is ráakadtak, így annak felbontása alapján a UCD-k effektív átmérője nagyon nagyjából 20 pc lehet. Bár az alkalmazott módszerrel mindössze csak durva becslést adtak, mégis az eredmény összeegyeztethető a Fornax és Virgo halmazbeli UCD-k méreteivel.

A 29 UCD jelölt, továbbá más korábbi tanulmányok alapján végül a csillagászok igen érdekes konklúzióra jutottak. Az NGC3311 UCD jelöltjei világosan megmutatták, hogy kapcsolatban állnak a gömbhalmazokkal. Régen ismert tény, hogy a gömbhalmazok méretskálája független a tömegüktől. Az rh ~ 3 pc, vagyis az a sugár, ahonnan fényességük 50%-ka származik, többé-kevésbé 3 pc körüli. Az elliptikus galaxisok esetében ez a sugár azonban összefügg a tömegükkel: rh ~ M0.6. Minden jel szerint, a 107 naptömeget meghaladó masszív csillaghalmazok kialakulása, környezettől függetlenül, mindinkább egyre nagyobb méretskálán zajlik. Így az UCD-k eltérő módon is kialakulhattak, s nem feltétlenül egyetlen evolúciós utat jártak be. Igen valószínű, hogy folyamatos az átmenet a gömbhalmazok, az NGC3311 UCD jelöltjei, a más halmazokban talált nagytömegű UCD-k, és a törpe elliptikus galaxisok között a strukturális paraméterek tekintetében. Az NGC3311 UCD jelöltjei mindenesetre egy szekvenciát alkotnak annak gömbhalmazaival. Bárhogyan is keletkeztek tehát az ultrakompakt törpe galaxisok, hidat képeznek a gömbhalmazok és az elliptikus törpe galaxisok között. Úgy látszik, hogy mégis csak van valamiféle kapocs e két, mindig is teljesen különállónak gondolt objektum típus között. Logikusnak tűnik a kutatások folytatása, hogy teljesen bizonyosak legyenek a csillagászok abban, hogy feltételezésük helyes, és meglássák, hogy vajon a híd elér-e egészen a közepes tömegű ősi csillagrendszerekig.

Az NGC3311 egyértelműen az egyik, ha nem „a központi figurája” az Abell1060-nak, de mellette az NGC3309 elliptikus és NGC3312 spirál galaxisok is meghatározóak. Majdnem 150 ezer fényéves átmérőjükkel e két galaxisnak sincs szégyenkeznivalója. Ugyan kisebbek, mint az NGC3311, de Tejútrendszerünket így is lekőrözik.

Az NGC3309 E3 morfológiai besorolású elliptikus galaxis. A klasszikus Hubble-féle osztályozásban az E után álló érték a galaxis „nyúltságára” utal. Definíció szerint ez 10 x ( 1 – (b/a) ), ahol „a” a csillagrendszer kontúrjának nagytengelye, és „b” a kistengelye. A képletből kapott eredményt pedig a közelebbi egész számhoz kerekítik.  A legtöbb esetben ez 3 körül van. Az NGC3311 így ebben az értelemben tipikus. Abban az értelemben viszont egyáltalán nem, hogy az ekkora méretű elliptikus galaxisokhoz képest, meglepően kevés a gömbhalmazainak a száma, alig néhány százat tudhat a magáénak. Megjegyzem, hogy ez nagy könnyebbséget jelentett az NGC3311 gömbhalmazainak vizsgálata esetében. A Gemini South távcsővel készült felvételen látható halmazoknak ugyanis mindössze pár százaléka tartozik az NGC3309-hez, így azok, az NGC3311 halmazaira vonatkozó statisztikai vizsgálatokat nem befolyásolták számottevően. De miért relatíve ily szegény gömbhalmazokban ez az óriás elliptikus? Az NGC3309 az NGC3311 centrumától az égen látszólag csak 100 ívmásodpercre van. S mint azt korábban is említettem, ez utóbbi, a halmaz központjában pöffeszkedő óriás igyekszik a környezetében lévő dolgokat magába gyűjteni. Ez azt sugallja, hogy a kérdésre a válasz az, hogy a közte és az NGC3309 között lévő kölcsönhatásban az NGC3311 egyszerűen „elhalászta” annak halmazait. Logikusnak tűnik. A látszó közelség azonban még nem perdöntő bizonyíték. Amennyiben a két óriás között tényleg heves kölcsönhatás zajlik, vagy zajlott a múltban, annak az NGC3309 morfológiájában is meg kell mutatkoznia. A csillagászoknak nagyon jól jön, ha több hasonló objektumot, illetve jelenséget is meg tudnak figyelni. Egy-egy jelenség értelmezésében sokat segít, ha minél több minta áll a rendelkezésükre. A Fornax halmaz NGC1399 és NGC1404 párosa sok tekintetben hasonlít az Abell1060 kettőséhez. Az NGC1404 ott is gömbhalmazokban szegény. Azonban, míg a Chandra röntgen űrtávcső felvételen az NGC1404 kontúrja jól láthatóan torzult az NGC1399 hatására, az NGC3309 esetében semmilyen deformáció nem figyelhető meg. Így, az NGC3311-gyel való kölcsönhatásnak, ha egyáltalán van vagy volt ilyen köztük, nem találták nyomát. Valószínűsíthető, hogy a két galaxis közelség mindössze csak látszólagos, és az NGC3309 igazából hozzánk közelebb, az előtérben helyezkedik el. Mindenesetre, ezt támasztja alá az a 2005-ös, a Hidra halmaz tagjainak távolságát (is) taglaló publikáció, mely szerint az NGC3309 5 Mpc-kel (16.3 millió fényévvel) közelebb van hozzánk, mint az NGC3311. Összességében tehát, a mai napig nem teljesen tisztázott, hogy mi is az igazi oka annak, hogy egy ilyen népes galaxis halmaz, óriás elliptikusa miért is van viszonylag szűkében a gömbhalmazoknak. Továbbra is megoldatlan az NGC3309 e különös rejtélye.

Abell1060-LRGB-20160527-T32-300s-bin2--NGC3312-TTK-cut1-lAzt már láttuk, hogy a népes halmazokban, mint amilyen az Abell1060 is, a centrumban kolosszális galaxisok képesek kialakulni az idők folyamán. Arra is láttunk példát, hogy uralkodásuk árnyékában a másodhegedűsöknek, még ha maguk is óriások, már nem annyira „fényes” a pályafutásuk. Had mutassam be a halmaz harmadik prominens galaxisát is, az NGC3312-t. S e spirál galaxis révén folytassuk ismerkedésünket a galaxis halmazok világával.

Ehhez ugorjunk vissza az időben két-három évtizedet. Akkoriban a csillagászok a spirál galaxisok statisztikai vizsgálata során érdekes összefüggésekre akadtak. Történt ugyanis, hogy összehasonlították a spirál galaxisok korongjának optikai tartományban és rádiótartományban megfigyelhető méretét. Arra a kérdésre keresték a választ, hogy mennyi atomos hidrogént tartalmaz az adott csillagrendszer. A rádió tartományban jól megfigyelhetőek a galaxisok HI régiói, vagyis az 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. Az optikai tartományban pedig főleg a csillagok fénye a domináns. Így, az optikai és rádió korongok méretének arányából már le lehet vonni a megfelelő következtetéseket. Ha a rádió korong bizonyult nagyobbnak, akkor atomos hidrogénben gazdagnak, ha az optikai, akkor atomos hidrogénben szegénynek tekintették a spirál galaxist. Kiderült, hogy a halmazok spirál galaxisai atomos hidrogénben jóval szegényebbek magányos társaikhoz képest. Továbbá, az atomos hidrogénben legszegényebb spirál galaxisok az adott halmazon belül a centrum közelében helyezkednek el. Arra is fényderült, hogy az atomos hidrogénben szegény spirál galaxisok aránya egy adott halmazon belül korrelációt mutat annak röntgen luminozitásával. De mi ennek az oka?

Fentebb már említést tettem a halmazokat kitöltő, galaxisok közötti igen forró (10-100 millió K) gázról, illetve arról, hogy az erősen sugároz a röntgentartományban.  A galaxisok közötti gáz bár forró, de extrém alacsony a sűrűsége, mindössze 10-4-10-2 elektron/cm3. Sok-sok nagyságrenddel kisebb, mint a galaxisok atomos hidrogénjének sűrűsége, ami 0.2-100 atom/cm3.  Elsőre azt hihetné az olvasó, hogy a halmazban mozgó galaxisokra nincs hatással a roppant ritka gáz. S mégis! Több galaxis halmaz megfigyelése, például a Virgo halmazé is, azt mutatta, hogy torlónyomás lép fel, mely a csillagrendszer korongjának külső területeiről képes letépni 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, illetve elég sűrű legyen a halmazon belüli gáz. Ez utóbbi két feltétel pedig teljesül a halmaz centrumának közelében.

A kilencvenes évek legelejére tehát már ismert volt a fenti jelenség, és a kutatók igyekeztek egyre több halmazra kiterjeszteni ez irányú vizsgálataikat. Éppen ezért, csillagászok csoportja a Hidra I halmazt is górcső alá vette. Még egy szándék vezérelte őket, miszerint akkoriban még nem volt pontosan ismert a halmaz galaxisainak távolsága. Talán e utóbbin csodálkozik az olvasó, de ne feledje, hogy ebben az időben még sem a Keck távcsövek, sem a VLT távcsövek, sem a Subaru, de még csak a Gemini-k sem készültek el! És ezzel, még csak néhány ma használatos óriástávcsövet említettem. Még mindig a Palomar Obszervatórium Hale távcsöve volt, a maga 5 méteres tükrével a hadra fogható műszerek között a legnagyobb. A Hubble űrtávcső ugyan már keringett a Föld körül, de az 1993-as első szervizig, optikai hibája miatt, képtelen volt nyújtani az elvárt teljesítményt. A műszeres forradalom újabb hulláma csak pár év múlva vette kezdetét. De nézzük, mire jutottak a kutatók!

Az NGC3312 az égen látszólag nincs messze a Hidra I halmaz centrumától. Ráadásul alakja szabálytalan, a galaxis kissé „féloldalas”. Az egyik felén szálas, úgynevezett filamentáris szerkezetet mutat, míg a csillagkeletkezés jelentős része éppen az ezzel ellentétes oldalára koncentrálódik. Ha ez nem lett volna elég, akkor a radiális sebessége is messze elmaradt a halmazban megfigyelhető középértéktől. Elképzelhető, hogy szuperszonikus sebességgel vágtat keresztül a Hidra I-en? Minden oka megvolt hát a csillagászoknak, hogy gyanakodjanak. A vizsgálat során bár az aszimmetriát a rádió megfigyelések is igazolták, azonban az NGC3312 atomos hidrogénben csak kevésbé bizonyult szegényebbnek, mint a hozzá hasonló típusú spirál galaxisok. Végül az a konklúzió született, hogy a halmaz galaxisai közti anyag igen valószínűtlen, hogy számottevő hatást gyakorolna az NGC3312-re. S ebből következően, ez a csillagrendszer bizonyosan nem a Hidra I halmaz középpontjában helyezkedik el. Sokkal inkább hozzánk valamivel közelebb, azzal a pár környező galaxissal együtt, melyek szintén nem bizonyultak atomos hidrogénben igazán szegénynek.

Ma már tudjuk, hogy távolsága körülbelül 46 Mpc  (150 millió fényév). Vagyis, valóban igaza volt pár évtizede a csillagászoknak. Miért is vettem elő pont egy ilyen régi kutatást? Mert meg akartam mutatni az NGC3312 példáján keresztül, hogy miként vonnak le indirekt módon következtetéseket a csillagászok, és nem utolsó sorban egy, a galaxis halmazokon belül munkálkodó jelenséget is megmutathattam általa.

A megfigyeléseknek azonban gyakran van valamiféle „mellékterméke”. Az NGC3312 alapos vizsgálata is rámutatott valami másra. Mégpedig arra, hogy szabálytalan alakját az NGC3314a-val nagyjából 1 milliárd éve történt kölcsönhatásnak köszönheti. Folytassuk is a sort ezzel a galaxissal! Vagy még inkább, galaxisokkal.

Abell1060-LRGB-20160527-T32-300s-bin2--NGC3314AB-TTK-cut1-HST2

A Hubble űrtávcső mozaikokból összerakott felvétele az NGC3314A és NGC3314B galaxisokról. A jobb felső sarokban a saját felvételem a galaxisokról. Az eredeti kép forrása: NASA, ESA, – „The Hubble Heritage” program (STScI/AURA) – W. Keel

Az NGC3314A és NGC3314B galaxisok kitűnő bizonyítékai annak, hogy a természet igazi illuzionista, és könnyen képes megtéveszteni érzékeinket. Bár az első benyomása az embernek az, hogy kölcsönható spirál galaxisokat lát a képen, de erről szó sincs. Az egész látvány csak a kozmikus perspektíva játéka. Az NGC3314B-t valójában az NGC3314A-n keresztül, annak takarásában látjuk. Most, hogy elárultam a trükköt, azt is megmutatom, hogy miként fejtették meg a csillagászok.

Már korábban is említettem, hogy mindig vannak árulkodó jelek két galaxis gravitációs kölcsönhatásakor. A köztük munkálkodó hatalmas erők eltorzítják a csillagrendszerek alakját. De ezen túl, ha a galaxis gázban kellően gazdag, márpedig ezek a spirál galaxisok ilyenek, akkor a kölcsönhatás csillagok új generációinak születését indítja be. Ennek folyományaként az ilyen galaxisokban több helyen is nagytömegű forró, és ezért fényes csillagok kékes ragyogása és vöröses fényű gázködök figyelhetőek meg. Az NGC3314A, vagyis az előtérben lévő galaxisban némi deformáció valóban megfigyelhető. A két galaxis rotációs mintájának tanulmányozása során azonban a kutatók megállapították, hogy az NGC3314A és NGC3314B nincs gravitációs hatással egymásra. Az NGC3314A enyhe torzultságáért sokkal inkább egy másik galaxis, valószínűleg az NGC3312 tehető felelőssé.

A másik érv a fizikai kapcsolatuk valószínűtlensége mellett, hogy a ma elfogadott távolságadatok szerint a két galaxis ahhoz túlságosan messze van egymástól. Az NGC3314A 36 Mpc (117 millió fényév), míg az NGC3314B 43 Mpc (140 millió fényév) távolságra van tőlünk.

A szerencsés együttállás szó szerint teljesen más megvilágításba helyezi ezeket a galaxisokat. A legtöbb spirál galaxis porsávjai csak nehezen láthatóak. Ezek a porfelhők jellemzően csak az infravörös tartományban figyelhetőek meg egyszerűen. Azonban, az NGC3314A porsávjainak éles sziluettje, az NGC3314B hátsó megvilágításban kitűnően tanulmányozható. Megjegyzem, hogy az NGC3314B porsávjai pedig azért érzékelhetőek kevésbé, mert azt, az előtérben lévő NGC3314A fényes csillagfüggönyén keresztül látjuk.

NGC1376-NGC3370-HST-m

Milyen lenne a két galaxis külön-külön? Hasonló, mint az Eridanus csillagkép területén látható NGC1376 (balra), illetve az Oroszlán csillagképben az NGC3370 (jobbra). Eredeti képek forrás: NASA, ESA, – „The Hubble Heritage” program (STScI/AURA)

A fotón több olyan galaxis is van, ami még megérne pár sort. De talán majd máskor. Ebben a cikkben inkább csak a nagyobbakkal, és én legalábbis úgy vélem, az érdekesebbekkel kívántam foglalkozni. Illetve, kissé átfogóbban magával az Abell1060-nal. Persze, akadnak még érdekesek, csak éppen azok fotón már a láthatóság határán vannak, vagy éppen ebben a felbontásban alig kivehető izgalmas felépítésük. A látómező tanulmányozásakor igen gyakran belebotlottam olyan objektumba is, melyekről szinte semmi biztos nem tudható. Talán magánál az Abell1060-nál is távolabb helyezkednek el. Ki tudja? De nincs ezen semmi csodálkoznivaló, ha az ember ily messzire tekint otthonától. Igaz, „a messzire” is csak relatív. Maradjunk annyiban, hogy műkedvelők számára hozzáférhető technikával, illetve nekem, az eddig direkt megcélzott galaxis halmazok tekintetében számít ez csak nagy távolságnak. Igazából, az Abell1060 galaxisai közt tett sétával még mindig csak a Laniakea (Lokális) szuperhalmaz viszonylag közeli szegletébe ruccantatunk ki. S bár sok minden egyre világosabb a csillagászok előtt, remélem azt is sikerült megmutatnom, hogy akadnak még elvarratlan szálak bőven. De ez utóbbi cseppet sem zavar, hisz ez biztosíték arra, hogy a jövőben is olvashatok majd még meghökkentő publikációkat, új felfedezéseket ebben a témában.

Felhasznált irodalom:

Abell, George O.: The Distribution of Rich Clusters of Galaxies.

Abell, George O.; Corwin, Harold G., Jr.; Olowin, Ronald P.: A catalog of rich clusters of galaxies

Mark H. Jones, Robert J. Lambourne, David John: An Introduction to Galaxies and Cosmology

Abell, George O.: Properties of Some Old Planetary Nebulae

R. Brent Tully, Helene Courtois, Yehuda Hoffman, Daniel Pomarède: The Laniakea supercluster of galaxies

Carlos Eduardo Barbosa, Magda Arnaboldi, Lodovico Coccato, Michael Hilker, Cláudia Mendes de Oliveira, Tom Richtler: The Hydra I cluster core. I. Stellar populations in the cD galaxy NGC 3311

Elizabeth Wehner, Bill Harris, Brad Whitmore, Barry Rothberg, Kristin Woodley: The Globular Cluster Systems around NGC 3311 and NGC 3309

I. Misgeld, S. Mieske, M. Hilker: The early-type dwarf galaxy population of the Hydra I cluster

Thomas, Daniel; Maraston, Claudia; Bender, Ralf; Mendes de Oliveira, Claudia: The Epochs of Early-Type Galaxy Formation as a Function of Environment

Elizabeth Wehner, William Harris: UCD Candidates in the Hydra Cluster

Elizabeth Wehner, Bill Harris, Brad Whitmore, Barry Rothberg, Kristin Woodley: The Globular Cluster Systems around NGC 3311 and NGC 3309

T. Richtler, R. Salinas, I. Misgeld, M. Hilker, G.K. T. Hau: The dark halo of he Hydra I galaxy cluster: core, cusp, cosmological? Dynamics of NGC 3311 and its globular cluster system

S. Mieske, M. Hilker, L. Infante: The distance to Hydra and Centaurus from surface brightness fluctuations: Consequences for the Great Attractor model

P. M. McMahon, J. H. van Gorkom, O.-G. Richter, H. C. Ferguson: H I imaging of NGC 3312 and NGC 3314a – A foreground group to the Hydra cluster?

A trick of perspective — chance alignment mimics a cosmic collision

NGC6015 – Első bevetésen a 300/1200-as Newton távcső

NGC6015-LRGB-20160429-2259-sx-bin2-360s-TTK

Az NGC6015 spirál galaxis a Sárkány csillagképben

2016-04-29, 2016-05-30, 2016-05-31 – Göd

24 x 360 sec L (Bin2), 10 x 360 sec R (Bin2), 10 x 360 sec G (Bin2), 10 x 360 sec B (Bin2)

300/1200 Newton távcső – Paracorr Type2 kóma korrektor – eredő fókusz 1380 mm

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

SXVR-H18 CCD kamera, Hutech IDAS P2 LPS filter és Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

Ez a cikk most kicsit más lesz, mint amiket az elmúlt években egy-egy fotóm kapcsán publikáltam. A tőlem talán már megszokott, nagyobb lélegzetvételű ismertető helyett, ezúttal csak rövidebb személyleírást adnék magáról az objektumról, és sokkal inkább az elmúlt hónapok azon történéseire és élményeire koncentrálnék, melyek aztán egészen az NGC6015 spirál galaxisról készült fotóig vezettek.

Az NGC6015-ről dióhéjban

Az NGC6015 a Sárkány csillagkép területén található, véleményem szerint igen szép csillagkörnyezetben. Fényessége 11.14 (V) magnitúdó, látszólagos mérete az égen 5.4ˊ x 2.1ˊ. A fényes, a spirálkarokat is tartalmazó ovális rész legnagyobb kiterjedése azonban mindössze nagyjából 3.5ˊ.

NGC6015-map2

Az NGC6015 pozícióját a Sárkány (Draco) csillagképben a kis négyzet jelöli.

Távolsága csak igen pontatlanul ismert. Viszonylag közel van ahhoz, hogy a színképvonalainak vörös eltolódását megmérve, és a Hubble-törvényt felhasználva, megbízható távolságértéket kapjunk. A csillagászok inkább a Tully-Fisher relációt használták fel ahhoz, hogy valahogy képet alkossanak arról, hogy milyen távolságban is van valójában. A mérést az elmúlt évtizedekben többen is elvégezték, és igen csak különböző eredményeket kaptak. Az értékek 10.4 Mpc (bár ez kiugróan alacsony a többihez képest) és 20.2 Mpc között szóródnak. Ezek középértékét véve a galaxis távolsága 17.1 Mpc (55.7 millió fényév), míg átlagot tekintve 16.2 Mpc (52.8 millió fényév).

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

A távolságadatokból és az égen látszó méretéből az következik, hogy a galaxis valós mérete durván csak a fele a Tejútrendszerünknek, legalábbis ha csak az optikai tartományban készült csillagászati felvételeket vesszük alapul. A 21 cm-es rádió hullámhosszon végzett megfigyelések ugyanis azt mutatják, hogy az NGC6015 kétszer kiterjedtebb. A 21 cm-es sugárzást az úgynevezett HI régiók bocsájtják ki. A HI régiók olyan intersztelláris felhők, melyeket javarészt atomos hidrogén alkot (a területek ionizációs foka jellemzően igen alacsony: 1:10000) némi héliummal, és a héliumnál nehezebb elemekkel szennyezve. A galaxist tehát atomos hidrogént tartalmazó felhők ritka leple veszi körül. Ráadásul a HI területek eloszlása, illetve a galaxison belüli sebességek vizsgálata is arra utal, hogy a galaxis korongja 170ʺ sugáron túl deformált.

NGC6015-radio-HI

Baloldalon a galaxis rádiókontúrja látható, míg jobboldalon a B szűrővel felvett képe. A HI régiók jóval kiterjedtebbek, mint a galaxis optikai tartományban megfigyelhető képe. Az is megfigyelhető, hogy az atomos hidrogén felhők eloszlása aszimmetrikus a koronghoz képest – Forrás: L. Verdes-Montenegroa és mások

Az NGC6015-öt halvány álgyűrű (pseudo-ring) veszi körül, mely kissé kékes árnyalatú, kék színtöbblettel rendelkezik. Ennek egyik lehetséges magyarázata, hogy az ott összegyűlt hideg gáz remek környezetet nyújt a csillagok kialakulásához. A fiatal nagytömegű, és ezért kék csillagok pedig jelentősen túlragyogják kisebb testvéreiket, melyek halványabbak és sárgás, illetve vöröses színűek. Innen a gyűrű kékes árnyalata. Mindenesetre annyi bizonyos, hogy a csillagbölcsőkhöz szükséges anyag bőségesen rendelkezésre áll, a vizsgálatok szerint a galaxis teljes atomos hidrogénkészletének 43%-át ez a régió tartalmazza, mintegy 1.5 x 109 naptömegnyit.

Az NGC6015 úgynevezett pelyhes galaxis (flocculent galaxy). Ezeknél a karok nehezen kivehetőek, szakadozottak, kissé „szedett-vedett”, kaotikus a korong. A két kar a centrum környékékéről indul. 1ˊ-re a centrumtól kezdődően a galaxis struktúrája pelyhessé válik, majd 1.5ˊ-nél indulnak az úgynevezett álkarok (pseudoarms), melyek külső részei egészen az álgyűrűig érnek. A karokat kékes és vöröses pöttyök tarkítják mindenfelé, melyek valójában hatalmas kékes fényű csillaghalmazok, illetve vöröses színben pompázó ionizált gázfelhők. Ezek mind a folyamatosan zajló csillagkeletkezésnek az egyértelmű jelei, melyet a spirális szerkezet kialakulásáért felelős, a galaxison belül jelenlévő sűrűséghullámok indítottak be. A fiatal nagytömegű csillagok intenzív sugárzása és az ionizált gázfelhők, vagyis az úgynevezett HII régiók életre keltik a spirálkarokat, vagyis e struktúrák főként ezeknek köszönhetik „kivilágításukat”.

Mivel a galaxisra eléggé ferdeszögből látunk rá (inklinációja 63°), így nem könnyű állást foglalni az ügyben, hogy van-e egyáltalán központi dudora (bulge). A megfigyelések szerint, ha van is neki, az egyáltalán nem számottevő. Az a galaxis egészéhez képest csak kis kiterjedésű, és igen kis tömegű.

Egy másik kérdés, ami már évtizedek óta foglalkoztatja a kutatókat, hogy vajon van-e ennek a galaxisnak küllője (bar). Az NGC6015-ről a közeli infravörös tartományban, különböző hullámhosszakon (JHK bands) rögzített, majd e felvételekből készült kompozit képeken, a centrum környékén elnyúlt struktúra fedezhető fel, mely küllőre emlékeztet. Szintén a közeli infravörös tartományban elvégzett (I, JHK bands) fotometriai vizsgálatok viszont csak igen gyenge bizonyítékot szolgáltattak a küllő létezésére. Éppen ezért bizonyos publikációkban a galaxis morfológiai besorolása SA(s)cd, míg másutt az SB(s)cd besorolással lehet találkozni. Az „SA” a nem küllős spirál galaxist, az „SB” a küllős spirál galaxist jelenti. Az „(s)” tag jelentése, hogy a mag környékén nem figyelhető meg gyűrűs struktúra (pure spiral). A cd tag pedig arra utal, hogy a karok csak lazán tekerednek körbe.

Csak a távolságát és felépítését tekintve is igen sok még a bizonytalanság ezen objektum körül. Pedig fontos lenne ezeket pontosabban is ismerni, ugyanis az NGC6015 izolált galaxis. Ez annyit jelent, hogy a galaxis nem áll kölcsönhatásban más galaxissal, illetve halmaztagok sem fejtenek ki rá hatást szinte a világegyetem keletkezése óta, de legalább azóta, hogy tömegének a felét összegyűjtötte. Az ilyen típusú csillagvárosok ideálisak, hogy a csillagászok ellenőrizzék a galaxisok evolúciójával kapcsolatos elméleteiket. Továbbá fontos a szerepük abban, hogy jobban megérthessék a környezeti hatásokat a népes galaxis halmazokon belül, és megválaszolhassák, e hatások miként befolyásolják egy-egy galaxis, illetve a halmaz egészének fejlődését.

Az NGC6015 tehát nemcsak egyszerűen szép és mutatós, de egyben különleges is a maga nemében. Az itt megkezdett gondolatsort még folytatni kívánom a jövőben, egy másik cikk keretében. Most azonban, ígéretemhez híven, had meséljem el e felvétel történetét, mely nem 2016. április 29/30. éjszkáján kezdődött. Az előzmények jóval korábbiak.

Az első felvételig vezető út

Több távcsövem is volt az elmúlt évtizedekben, melyekkel sokat észleltem vizuálisan. Mindegyikhez szép emlékek fűznek, noha a legtöbbet mára már vagy eladtam, vagy elajándékoztam. Valamivel több, mint három éve hűséges társam egy UMA-GPU APO Triplet 102/635 távcső. Rengeteg vizuális és fotografikus élménnyel ajándékozott meg a csillagos égbolt alatt. Optikai minőségben és hordozhatóságban ez a kis lencsés távcső messze túlszárnyalta a korábbi műszereimet.

Azt mondják az első mindig felejthetetlen. Nos, valóban így van ez. Sosem felejtem el azt az élményt, amikor elkészítettem vele az első felvételeimet, majd másnap a notebook előtt ülve kezdett lassan összeállni az első kép. Ezt újabb, és újabb próbálkozások sora követte. Messze nem voltak tökéletesek ezek az asztrofotók, mai szememmel nézve ezer sebből vérzett mind. De hé! Mégiscsak megörökítettem a világűr távoli szegletének darabkáját. Én magam! Ott volt az áhított objektum a képen. Ugyanazt az ujjongást éreztem, mint amikor korábban, és az óta is, valami izgalmasat, valami lenyűgözőt sikerült megpillantani az okuláron keresztül.

Ma úgy gondolom, hogy addig nem hagyok fel az asztrofotózással, míg egy-egy felvételsorozat zajtengeréből kiemelve az engem érdeklő célpontot, sikerül átélnem újra, meg újra ezt az érzést. Az amatőrcsillagászattal pedig addig nem hagyok fel, míg a világegyetem csodáinak befogadás megadja számomra azt a különös euforikus érzést. Legyen akár az érdeklődésem tárgya asztrofizikai értelemben izgalmas, vagy csak egyszerűen a maga nemében gyönyörű. Szétválasztható ez egyáltalán?

Miért is osztom meg a felvételeimet, a cikkeimet, a mondandómat másokkal? Miért is tartok távcsöves csillagászati bemutatókat embereknek? Miért népszerűsítem a csillagászat tudományát a magam módján? A válasz talán az lehet, hogy szeretném a megélt élményeimet átadni másoknak. Sőt, szeretném, ha ők is átélnék azt! Mindig jó látni az emberek csodálkozó arcát, az átszellemülést, amikor távcsőbe pillantanak, mikor felnéznek az égre, vagy megnéznek egy fotót, s ha ez nem is változtatja meg az életüket, de mégis valahol gazdagabbak lesznek egy élménnyel. Valamit hazavisznek, és ha csak apró darabként is, de részükké válik. Ennél talán nem is kell több.

A fentebb felsorolt dolgokból a kis APO-nak (is) köszönhetően volt részem bőven. Szerencsésnek érzem magam, hogy összehozott minket a sors.

Amennyiben az olvasó ellátogat az oldalamra, és megnézi, hogy mely csillagászati objektumok keltették fel az érdeklődésemet, és melyeket fotóztam le az elmúlt években, akkor maga is rájöhet arra, hogy ezek többnyire látszólagosan kisebb kiterjedésű célpontok voltak. Bár kétségtelen, hogy egy részük kisebb távcsövekkel is fotózható, de az alkalmanként Ausztráliában bérelt távcsövek mutatták meg nekem azt igazán, hogy a nagyobb apertúra és a hosszabb fókusz az, ami igazán feltárja a részleteket ezek esetében. 2015 őszén kezdett munkálni bennem a gondolat, hogy ha nem is 40-50 cm-es, de az APO-nál nagyobb távcsövet be kellene szereznem magamnak.

Innentől hosszú vívódások sora vette ezzel kezdetét. Az UMA GPU egyik legfőbb előnye volt a hordozhatósága, és hogy egyedül is könnyen össze tudtam szerelni. Anno a kiválasztásakor ezek is fontos szempontok voltak. Célom volt tehát, hogy az új műszert egyedül is munkára tudjam bírni az éjszakában.

Régi Netwon távcsöveim viszonylag gyakran szorultak kollimálásra. Igaz, hogy viszonylag sokat mozgattam, szállítottam őket. Így utólag talán nem is voltak kifogástalan konstrukciók. Ehhez képest a kis APO-t csak feldobtam az állványra, és miután felvette a környezet hőmérsékletét, máris bevetésre készen állt. Régi emlékeim alapján, semmi kedvem nem volt a kollimáció ellenőrzésével kezdeni egy-egy éjszakát. Éppen ezért, szinte csak APO távcsöveket nézegettem kezdetben. Két dilemma azonban így is akadt. Az első, hogy a hőn áhított 15 cm-es apertúrával rendelkező APO-k már igencsak borsos áron voltak kaphatóak. Nem vonom kétségbe, főleg a sajátommal szerzett tapasztalatok alapján, hogy bizony ezek a lencsék valóban remekül teljesítenek. Továbbá azzal is tisztában vagyok, hogy a távcsőpiacon (is) mindennek annyi az ára, amiért még van megfelelő kereslet. De e távcsőtípus egyik kétségtelen hátránya a magas ár.

A másik dilemmám az volt, hogy bizony ezek a távcsövek már tekintélyes tömeggel rendelkeztek, túllépve a SkyWatcher HEQ5-Pro mechanikám gyártó szerinti teherbírását. Megjegyzem, hogy mivel a puding próbája az evés, így a meglévő mechanikám csakis akkor szándékoztam volna lecserélni, ha használat közben kiderül, hogy nem bírja el a terhelést. Nem vagyok szívbajos, ha egy kicsit túl kell terhelni a mechanikát. Félreértés ne essék, nem tanácsolom ezt senkinek. Szóval, mindenki csak saját felelősségére tegyen ilyet!

Hosszas pénzügyi mérlegelés, és sok teszt elolvasása után a SkyWatcher 150/1050-es ESPRIT modellje tűnt csábítónak az „olcsóbb” alternatívák közül. Olyannyira, hogy nagy levegőt vettem, igen nagyot, és felvettem a kapcsolatot az egyik távcsőforgalmazóval. Sajnos az utolsó példányokat éppen az orrom elől halászták el. Nem estem nagyon kétségbe. Gondoltam, hogy megvárom a pár hónap múlva érkező következő szállítmányt. Van távcsövem úgyis, és nem kergetett a tatár. Eljött a várva várt időpont, azonban a gyártó újabb két hónapos kését prognosztizált a szállítás ügyében. Kissé csalódott voltam, így újra keresgélni kezdtem.

Szeri László barátommal igen gyakran beszélgetünk, és végül ő vezetett rá arra, amit mindig is valahol sejtettem, csak nem akartam elfogadni. Pedig igencsak adta magát a dolog. Mit szerettem volna fotózni? Kisebb galaxisokat, kisebb planetáris ködöket, és egyéb apróbb témákat. Mi kell ehhez? Jóval nagyobb átmérő, és hosszú fókusz. Mi a megfizethetőbb alternatíva? Egy Newton rendszerű tükrös távcső.

Amiben biztos voltam, hogy saját kezűleg, teljesen egyedül nem fogok összerakni egy ilyen távcsövet. Nem vagyok ügyes kezű barkácsoló, nincsenek megfelelő eszközeim, és túl sok türelmem sincs bíbelődni távcsövek építésével. Több gyártó termékét is átnéztem, majd elolvastam az interneten fellelhető értékeléseket ezekről, továbbá több külföldi fórumot is átböngésztem. Ennek csak az lett az eredménye, hogy teljesen elbizonytalanodtam. Kiderült, hogy a megfizethetőbbek közül bizony utólagosan át kellene építenem a legtöbbet, hogy megfeleljenek az igényeimnek. A minőséginek tűnő, speciálisan asztrofotós célokra tervezett darabokért pedig csillagászati árakat kértek. Eme utóbbiak esetében a gyártók teljesen természetes módon az egekbe dicsérik a portékájukat, azonban az interneten igen kevés gyakorlati információt találtam róluk. Ez valószínűleg összefügg azzal, hogy igen kevesen birtokolnak ilyen műszereket, illetve nem sokaknak adatott meg, hogy kipróbálják őket az ég alatt. Egyre távolibbnak tűnt, hogy találok valami olyat, amit csak megrendelek, beállítom, és már mehet is a fotózás. Hónapok után ott tartottam, hogy inkább nem váltok műszert, hagyom az egészet, és inkább asztrofotózok tovább a meglévő UMA-GPU APO Triplet 102/635 távcsővel.

Ekkor kínálta fel nekem Szeri László, hogy vegyem meg tőle az időközben szétszedésre került „trinokli” (3 darab 300/1200-as távcső párhuzamosan szerelve) egyik darabját. Tetszett az ötlet. Nagyon is! Ez a Newton már bizonyított az ég alatt. Mondhatni, alaposan „be lett járatva”. Azonnal belelkesültem, de mint mindig, most is aludtam rá, és nem is egyet.

Sokat vacilláltam a dolgon. Már tudtam, hogy nem szabad kihagynom ezt a remek lehetőséget, de még mindig kétségeim voltak. Kell-e nekem a nagy távcsővel járó macera? Hogyan fogom például szállítani, ha kitelepülnék? Fontos ez? Hányszor is tettem ilyet az elmúlt három évben? Négyszer. Plusz elvittem három alkalommal az MTT-re, ahol az ég nem sokkal jobb, mint Gödön. Ez bizony nem sok, és a jövőben sem tűnik úgy, hogy jelentősen szaporítanám az ilyen eseményeket. Egy kérdés tehát eldőlt: a távcsövet szinte biztosan csak a kertemből fogom használni. Az élet csupa kompromisszum.

Hol tárolom majd? Honnan fogom használni? Azt a lehetőséget gyorsan kizárta a családom, hogy külön kis építményt kapjon, illetve megbontsam a kertben álló kis faház tetejét. Bár ezért a projektért még lobbizom. Maradt tehát az a lehetőség, hogy minden éjszaka összerakom, majd szétszedem a konfigurációt, ahogy ezt az eddigi kis APO esetén is tettem. Csakhogy itt nem egy könnyű távcsőről van szó! Nagyon nem volt kedvem birkózni vele minden alkalommal. Higgye el az olvasó, hogy nem egy leányálom (ha nem is lehetetlen) egy ekkora, cirka 18 kg-os tubust egyedül felegyensúlyozni egy állványra. Az időigényről akkor még nem is beszéltem. Mi lenne, ha valami mobil, „tologatható” megoldást alkalmaznék? Igen, ez lesz az! Nem hezitáltam tovább, és 2016. március 15-én el is küldtem Lászlónak a „Alea iacta est” tárgyú E-mail-emet. Döntöttem. A kocka el van vetve. Végre! A SkyWatcher 150/1050-es ESPRIT megrendelésemet pedig lemondtam. Innen már nem volt visszaút, sem bármiféle kétség bennem.

Lászlóra igazán lehet számítani, így azt is felkínálta, hogy segít nekem összerakni a kívánt kialakítást. De nemcsak tőle kaptam időközben sok segítséget, hanem Nagy Tibor régi kollégámtól és amatőrcsillagásztól is, akivel szintén sokat töprengtünk azon például, hogy milyen lenne az ideális „kiskocsi”, amivel hordozhatnám a távcsövet. Sőt, az otthon elfekvőben lévő anyagokból is felkínált nekem, melyek igen csak jól jött később, amikor össze kellett építeni a „guruló alkotmányt”. Tibor a távcsőhöz való flat box megépítését is szinte teljesen magára vállalta. Nekem csak meg kellett álmodnom, és az anyagokat beszerezni hozzá. De erről majd egy kicsit később!

Közben az is eldőlt, hogy egy „klasszikus” SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika fej fog szolgálatot teljesíteni a tubus alatt, melyet Laci alig párszor használt mindössze. Meg kellett azonban oldani a fej rögzítését a kocsi tartóoszlopához. Ehhez az interneten fellelt NEQ-6 metszetrajz jelentett nagy segítséget, melyet átadtam Bujáki Krisztián barátomnak, aki igen ügyesen esztergál, és a C45-ös fémpogácsába elkészítette a vájatokat, illetve a megfelelő furatokat.

Eljött 2016 márciusának utolsó szombatja, mikor is „a vasakkal”, egyéb alkatrészekkel, és Húsvéthoz közeledvén, csoki nyuszikkal megérkeztem Kiskunfélegyházára. Eme utóbbinak nagyon örült a gyerek sereg. Végre lehetőségem volt megismerni személyen Laci családját. Igazán szívélyes vendéglátásban részesültem. Volt kedvesség, volt finom sonka, remek sütemények, és még sorolhatnám.

Aztán kezdetét vette a munka, ahol Laci mellett szorgalmas segédmunkásként igyekeztem helytállni a kocsi összerakásakor. Persze, hogy a fő tartóoszlopot Gödön hagytam. Isteni szerencse, hogy akadt egy korábban más célokra használt, és éppen megfelelő vascső. 3 órás autókázástól menekültem meg így! Kezdetét vette a méricskélés, a fúrás, a flexelés, a hegesztés, csiszolás. Közben meg-megálltunk egy cigi szünetre. (Figyelem, a dohányzás halált okozhat!) Sok paramétert figyelembe kellett venni. A tubus hosszát, annak az ajtónak a méretét, amin majd keresztül kell tolnom otthon a távcsövet. A terepet, ahol a kocsi majd az igen masszív tömeggel közlekedik. A szintkülönbségek, hepehupák, és a küszöbök miatt például direkt nem tömör kereket választottam, hanem egy szélesebb, „traktoros mintázatú” felfújhatót. De még a saját termetem is fontos szerepet játszott, hiszen fontos volt, hogy megfelelő testtartás mellett tudjam húzni-vonni a műszert. Már javában sötétedett, mire lassan elkészültünk. A felületek csiszoláskor már reflektorfényben szállt a fémpor az udvaron.

Magammal vittem az SXVR-H18-as kamerámat is, mert tudtam róla, hogy annak kollimációja nem teljesen tökéletes. Az APO kihuzata szerencsére lehetővé tette ennek korrigálását, a nagy Newton viszont már nem adta volna meg ezt a játékteret. Mivel ez a kamera szerencsére csavarokkal kollimálható, így egy 2ʺ-os toldatot satuba fogva, abba bedugva a kamerát, egy fehér ernyő és zöld lézer segítségével a rögtönzött optikai padon megtörtént a kamera beállítása is.

Kis lyuk támadt a felhőzeten, így pihenés képen segítettem Laci új 458 mm-es főműszerének vezetőtávcsövét beállítani. Ő odafent a magasban tornászva állított az Off-Axis Guider-en, míg én lent a monitort figyeltem ennek következményét. A jól végzett munka jutalma újabb adag remek sonka volt.

Majd következett a tubussal való „ismerkedés”. A tükrök a német Teleskop Service-től kerültek beszerzésre. A fűtükör 300/1200-as, a segédtükör 88mm-es GSO gyártmány. Elsőre semmi különös, azonban a rendszer optikai minőségére legyen elég az, hogy a korábban párhuzamosan szerelt λ/10-es 300/1200-as Orion Optics főtükrű, és 88mm-es λ/20-as Antares segédtükörrel szerelt távcsővel megegyező minőséget adott mély-ég fotózásra. Mivel anno három távcsövet használt párhuzamosan Laci (a „trinokli” idejében), ezért ez a két távcső folyamatosan együtt dolgozott. Ráadásul ezzel a műszerrel készültek a B színszűrős képek, illetve keskenysáv esetén az SII szűrős képek, így bármiféle optikai hiba azonnal kiugrott volna. Ezek a tartományok igen érzékenyek a minőségi problémákra! A nyers képek, és az abból készült fotók is, abszolút egyezőséget mutattak minőségben a fent említett „pöpec” Orion Optics optikai rendszerrel. Ugye még emlékszik az olvasó, hogy a magukat felső kategóriás gyártóknak hirdető cégek termékeivel kapcsolatban volt némi kétségem. Tényleg valóban annyival jobbak-e a produktumaik, mint amit a feláruk tükröz?

A cső anyaga természetesen karbon kompozit, mivel a minimális hőtágulás, s így fix fókuszpozíció volt a cél. Ennek a célnak a kompozitok a legalkalmasabbak. A karbon kompozit csövet Takács András gyártotta. A fűtükörtartót a régebbi Orion Optics távcsövének mintájára, kis módosítással, László saját magam készítette 20 x 20 mm-es acél zártszelvényekből. A főtükör összesen hat ponton támaszkodik fel, oldal irányban állítható távolságú L-alakú acél elemek tartják középen, az elfordulást három, a főtükörre ragasztott tengely gátolja meg. A főtükör így abszolút feszültségmentes, nincs semmi karom, vagy hátsó feszítés. Észlelési helyzetekben akár 5-10 mm-t is lehet rajta emelni, minden irányból direkt eltúlzottan laza illesztésű, de pontos a tartó. Ami viszont nagyon fix, az a főtükröt tartó 6 db „tüske”, illetve az oldalmozgást gátló L-alakú elemek. A segédtükör tartó középrésze Papp Andrástól származik, egy régebbi rendelésből maradt ki neki egy „klasszikus csavarodás mentes dizájnú” darab. A segédtükör tartó lábait 2mm-es acélból készültek, több mint szükséges merevséget adnak a segédtükör tartónak. A segédtükör, az eltolás kimérés után FBS-el került felragasztásra három ponton, illetve a még precízebb pozíció megtartása végett még három ponton a külső peremen kétkomponensű fémgyantával került rögzítésre. Mivel az FBS egy alapvetően rugalmas anyag, így ezek a gyurmák totális szilárdságot adnak, feszmentesen, hőmérsékleti alakváltozástól mentesen. A kihuzat egy 2ʺ-os Moonlite típus, nagyon finoman kidolgozott gyártmány, az összes illesztés precíz. A Moonlite gyártmányok igen szívós alumínium ötvözetből készülnek. Lacinak volt alkalma egy másikat fűrészelni, ez közel – vagy teljesen – acél minőség. A nyers darabot vastag és kemény felületkezeléssel látták el. A fókuszálást SkyWatcher fókuszmotor könnyíti meg. Az ember nem is gondolná az ára alapján, hogy milyen remek ez a fókuszírózó. Köröket ver pár drágább riválisra is.

A főtükör tartót kültéri, vízálló, bükk. 40 mm vastag rétegelt lemez közdarabbal lett rögzítve a tubushoz. Az anyag előnye, hogy nagy a szilárdsága ilyen keresztmetszetben, könnyű, hőmérsékletváltozásra nagyságrenddel kisebb a méretváltozása, mint például az alumíniumé. Ugyanilyen anyagból készült a cső elején a segédtükör tartó lábakat pozicionáló karika is. A cső belülről öntapadó matt fekete tapétával lett bevonva. László külön ügyelt minden egyes elemre, mely reflexiót okozhat. Az összes csavar, mely a távcsőben van, mind méretre van vágva, nincsenek kinyúló részek. A csavarok végei mind a tükrök, mind a kihuzat körül matt fekete akril festékkel mattítva vannak. Ugyanígy a segédtükör széle is, nem alkoholos filccel lett megfestve (az László szerint nem eléggé matt), hanem a velúr tapéta anyagból került rá egy réteg.

A BK7 anyagú főtükör tapasztalat szerint kissé nagyobb méretváltozással reagál a hőmérsékletváltozásra, mint például a Pyrex. Míg az Orion Optics távcsőben lévő Pyrex anyagú főtükör szinte nem is mutat optikailag semmi eltérést az észlelés előtt, a BK7-nek azonban kell kb. fél óra, ameddig felveszi a közel környezeti hőmérsékletet. Ennek meggyorsítása érdekében kerültek beépítésre a teljes csövet átszellőztető ventilátorok. A távcsőben négy darab, gyors fordulatú axiális ventilátor csinálja a „huzatot”, a tubus alja felé szívva a levegőt. A ventilátorok egy 3 mm-es farost lemezre vannak felfogatva. Ezt a lemezt a távcsőhöz átmenetként puha, rugalmas, de kellően tartós Armalok szigetelőből készült sapka fogja fel. A ventilátorok lemeze így kézzel is billegtethető, a ventilátorokból érkező nagyobb frekvenciás rezgéseket pedig ez az anyag jól elnyeli, s így észlelés közben is használhatóak, bekapcsolás után semmiféle „csillagméret” növekedést nem tapasztaltam.

A távcső véleményem szerinti legnagyobb erénye, a kialakításnak és a felhasznált anyagoknak köszönhetően, hogy mechanikai rezgések, rázkódások után is pontosan megtartja a kollimációt. Ezt oly mértékben sikerült elérni, hogy a cipeléshez használt kocsin, fűben, és küszöbökön döcögtetés során is majd csak akkor kell kollimálni, mikor a tükrök egyébként is már tisztításra szorulnak. Ez lehet akár fél év, vagy egy év is.

Miután a csővel közelebbről is összebarátkoztam, következett a dolgok szétbontása, és a Kombi Opel Astra-ba való bepakolás. Ugye mondtam, hogy sok paramétert figyelembe kellett venni a szerelésekkor? Azt viszont elfelejtettem, hogy az autó befogadóképességét is felmérjem. A csomagteret az alsó lemezig kellett bontani, hogy beemeljük a fémszerkezetet. Még szerencse, hogy volt nálam régi szakadt lepedő bőven, hogy a fém a fémet ne bántsa. Az is fontos tapasztalat, hogy nem szabad emelés közben kínunkban nevetni. Az autó megtelt a távcső tartozékaival. A nehéz tubusnak már csak az anyósülésen jutott hely. Bőkezűen bántunk a gumipókokkal, mert nem szerettem volna, ha egy kanyarban fejbe kólint a cső. Azért volt pár alkalom, amikor a hazavezető úton fenyegetően így is megindult felém, de a rövid póráz megakadályozta abban, hogy belém harapjon.

Hosszú, de élményekkel teli, remek szombati nap volt ez, mely igencsak belenyúlt a vasárnapba is. Ráadásul óraátalítás is volt, így a végső kézfogást követően „látszólag” csak valamivel több, mint egy órával később hagytam magam mögött a Kiskunfélegyháza határát jelző táblát. Azért örültem, hogy nem állított meg hazafelé a rend őre, mert hosszasan kellett volna magyarázkodnom, hogy mit, hogyan és hová is viszek. Otthon egyszerűen csak kivánszorogtam a kocsiból, és arccal előre bevágódtam az ágyba.

Másnap felébredve, a szokásos reggeli rutin, és a gyors reggeli után tele voltam izgalommal. Nekiálltam összeszerelni a dolgokat. Ebben nagy segítségemre volt feleségem: Kati. Nélküle csak igen nehezen tudtam volna mindent megcsinálni. A kocsi hamar összeállt, mert csak alig pár elemet kellett a helyére illeszteni. Következett a mechanika fej, melyet az oszlopon előzőleg az oszlopon vágott kis ablakon benyúlva rögzítettem. A furatok és az egész konstrukció igen pontosra sikerült. Az ellensúlyokat tartó rúd kapott egy hosszabbító, majd felkerültek az ellensúlyok. A távcsövet felemeltem a fejre, majd Kati segítségével rögzítettem. A végső kiegyensúlyozást csak akkor végeztem el, amikor már minden a tubuson volt. Itt is elkelt bőven asszonykám segítsége.

300_1200_1-s1

A távcső összeszerelés az új otthonában. Nemcsak apunak van kiskocsija. 🙂

A kihuzatba Paracorr Type2 kóma korrektor került, aminek egyik számomra áldásos mellékhatása, hogy az eredetileg 1200 mm-es fókuszt, 1380 mm-re nyújtja. Ez jól jön az apró objektumok esetén. A távcső fényereje viszont még így is f/4.5 marad. Apropó hosszú fókusz. Egy ilyen 1 métert már jelentősen meghaladó érték esetén még csak eszembe sem jutott, hogy külső vezetést alkalmazzak a fotózás során. Így, a Teleskop Service keskeny Off-Axis Guider adaptere követte a fényútban a kóma korrektort. Vezetésre a meglévő MGEN-emet használom. Egyelőre legalábbis. Rá kellett, hogy jöjjek az első tesztek során, hogy bár az MGEN szoftveresen egy remek eszköz, a kamerája egy ilyen felállásban már igen csak vaksi! A piacon ennél sokkal érzékenyebb vezető kamerák is kaphatóak ma már. Az Off-Axis Guider-hez kapcsolódik, az évek óta használt Lacerta szűrőváltóm, amit a jövőben majd szintén le fogok cserélni. Egyrészt automatizálni szeretném a szűrőváltást, másrészt az 1.25-ös szűrők már nem ideálisak ehhez a konfigurációhoz. Jelentős, bár még nem durva vignettázást okoznak. A harmadik ok pedig az, hogy vastag. Sajnos a Paracorr Type2 mögött igen csak limitált a fényút hossza a kamera szenzoráig. Most pár milliméterrel túl is lógok ezen. Igaz, ennek esetleges következménye eddig semmi hátrányt nem okozott. Végül az egész „szerelvényt” az SXVR-H18 CCD zárja le.

Pár kiegészítő még mindig hiányzott azonban, amit be kellett szereznem, vagy meg kellett építeni. Most csak az igazán fontosakat említeném meg.

A fókuszáláshoz a Bahtinov-maszkot az egyik hazai kereskedőnél rendeltem meg, melyet a 36 cm-es tubusátmérő miatt külön kellett legyártani. Igen kevés ingerenciát éreztem arra, hogy ekkora méretben saját magam készítsek egy ilyet.

A flat box saját tervek alapján készült. A doboz anyagának kartonplasztot választottam, mely könnyű, és viszonylag egyszerű vele dolgozni. Egy óbudai kreatív boltban vásároltam meg a 2 m x 1 m-es fehér táblát Csoknyai Attila tanácsára, akitől egyébként a kartonplaszt ötlete is származott. Kivitelezője azonban Nagy Tibor volt, aki a szerelés mellett még rengeteg jó ötlettel egészítette ki az eredeti tervet. Gyakorlatilag csak egyetlen kartonplaszt anyaga került felhasználásra. A merevítésről a levágott, és behajtogatott részek gondoskodtak. A megvilágításról LED-ek gondoskodnak, melyek fényereje villogás nélkül szabályozható. Ennek titka mindössze annyi, hogy PWM (Pulse-width modulation) LED Dimmer-t használok a szabályozására. A fény homogenitásáról két darab 50 cm x 50 cm-es 3 mm-es tejplexi gondoskodik. A LED panel és a két plexi egymástól nagyjából 10-10-10 cm-re helyezkedik el.

Flat_Box_01-s1

A flat box kivágva a kartonplaszt anyagból. Láthatóak a bemetszések is a tejplexik számára. Kezdődhet a hajtogatás!

Flat_Box_02-s1

A flat box összehajtva, és már megragasztva. Alul pedig kivágva, hogy azt a tubusra lehessen húzni.

Flat_Box_03-s1

A flat box oldalnézetben. Látszanak a plexi lapok is. A doboz úgy lett kialakítva, hogy a világítás felőli rész záruljon utoljára. Innen lehet szerelni az elektronikát, ha esetleg valami meghibásodna. A teljes megvilágító modul egy az egyben kicserélhetőre készült. Így az esetleges meghibásodás mellett felkészültem arra is, hogy a tesztek esetleg nem hozzák a kívánt eredményt. Vagyis esetleg nem lesz kellően homogén a megvilágítás.

Flat_Box_04-s1

A világításért felelős modul, mely a tubus számára kivágott nyílás korongjából készült. Nem magára a doboz fedélre lett rögzítve, hanem egy a kivágásból hátra maradt darabra. Teljesen önálló, és az alkalmazott ügyes hajtogatásnak köszönhetően szorul meg teljesen magától és párhuzamosan a plexi lapokkal, vagyis egyáltalán nem is kellett beragasztani.

Minden együtt volt hát, már csak a derült égre kellett várnom. Az első éjszakán még magasan járt, és fényesen világított a Hold, de nem hagyhattam ki, hogy az első teszteket elvégezzem. Minden flottul ment, azonban a kollimáció nem volt tökéletes. Értetlenül álltam a dolog előtt, mert sötétedéskor még mindent jónak láttam. Mivel Szeri Laci is ébren volt még, éppen saját felvételeit készítette, így rácsörögtem. Majd egy órán keresztül próbálkoztam beállítani a tükröket Laci távoli tanácsai alapján, majd tesztfelvételekkel ellenőrizni a kollimációt, de mind hiába!  Nem tudtam elérni a kívánt eredményt. Nem egy olyan nagy varázslat a dolog, de mégsem ment. Miért? Nem találtam semmi műszaki okát. Nagyon felbosszantott a dolog, és visszatoltam a távcsövet a helyére. Később még egy holdas éjszakát elszúrtam, de csak nem akart tökéletes lenni a kép. Végül Laci ellátogatott hozzám az egyik nap, mert ő sem értette, hogy mi lehet a baj. Hagytam, hogy ő végezze el a beállításokat. Majd annál a pontnál, amikor a lézerpöttyöt a főtükör karikájának közepébe kell rakni, kibújt a szög a zsákból! Mutatta, hogy most van középen. Szerintem meg nem volt ott. Feleségem is kijött, hogy megnézze. Szerinte is középen volt. Ekkor belenéztem újra a tubusba, és egy kicsit elmozgattam a fejemet. A pont is elmozdult. Ahogy óvatosan forgattam a fejem a pont körbetáncolt. Ó! Istenem! Pár héttel korábban váltottam multifokális szemüvegre, mert az olvasáshoz már külön szemüvegre lenne szükségem, és nem akartam kettőt is magamnál hordani. A szemüvegemnek nincs egyetlen egzakt fókuszpontja. A dioptria a felületen egy mintázat szerint folyamatosan változik. Ez pedig a lézerpötty vándorlását okozza attól függően, hogy éppen hogy tartottam a fejem. A mindennapi életben ez nem jelent problémát, de a kollimációnál bizony igen! Miután végül a kollimációm már rendben volt, Laci még ragaszkodott hozzá, hogy több kört menjek a kertben a kiskocsival, méghozzá nem csak úgy óvatosan. Hadd dolgozzanak csak a buckák, és a fűcsomók! Újra ellenőriztük a beállításokat. A tükrök nem mozdultak el a kerti rally hatására. Még pár kört tettem. Még mindig rendben volt a dolog, és lekopogom, ez azóta is így van.

A harmadik derült, de teliholdas éjszakán végül megfelelően kollimált távcsővel láttam neki a teszteknek. Beállítottam a vezetést, objektumonként 4-6 felvételt vettem fel, más-más expozíciós idővel, bin1 és bin2 alkalmazásával. A mechanika és a vezetés tesztelése céljából az ég különböző pontjairól választottam célpontot. Az optika, a mechanika, a vezetés tette a dolgát. A végén, a kihuzatból nem is vettem ki a fotózásra használt „szerelvényt”. Elégedetten toltam a helyére a távcsövet, és végre igazán nyugodtan aludtam.

Másnap a véglegesítettem a kábelezést, felkerült a 100 W-os külön tápegység, ami biztosítja a 12 V-os ellátást a mechanikának, a vezetésnek, a ventilátoroknak. Egyedül a CCD-t hajtom meg a saját gyári tápegységéről biztos, ami biztos alapon. Innentől kezdve már csak ki kell tolnom a távcsövet, elindítani a ventilátorokat, és az előbb említett fél óra bőven elég az egyéb előkészületekhez. Vagyis, az asztalka, az észlelő/horgászszék és a notebook kicipelésére. Továbbá, a pólusra álláshoz, és a mechanika betanításához. Ennél már csak a saját csillagvizsgáló kinyitása lenne gyorsabb, de az már a jövő zenéje. Talán. Egyszer.

Az első éles bevetésre végül 2016. április 29-én került végül sor. Ekkor már azzal a tudattal mentem ki az ég alá, hogy működik a rendszer, és NGC6015-öt fogom végre lefotózni. Legalábbis bíztam benne, és így is lett. Sokat vártam erre! Kicsit sem zavart, hogy aznap éjjel az égbolt minősége még átlagosnak sem volt mondható gödi viszonylatban.

Külön köszönöm feleségemnek, hogy képes volt elviselni az elmúlt hónapokban (is)!

300_1200_wip-crv3-s1

Készül a kertben az NGC6015-ről a felvétel.

(A fotót természetesen a felvételek közötti bolygatás pillanataiban lőttem mobiltelefonnal. 😉 )

Felhasznált irodalom:

L. Verdes-Montenegroa, A. Bosma, and E. Athanassoula: The ringed, warped and isolated galaxy NGC 6015

H. M. Hernández-Toledo, J. Zendejas-Domínguez, and V. Avila-Reese: BVRI Surface Photometry of Isolated Spiral Galaxies

John Kormendy: Secular Evolution in Disk Galaxies

Ronald J. Buta: Galaxy Morphology

NGC7582, NGC7590, NGC7599 – A Grus Kvartett háromnegyede, s még sokan mások

NGC7582-90-99-LRGB-20151014-T30-300s-TTK

NGC7582, NGC7590, NGC7599

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

2015-10-14, 2015-10-16 – Siding Spring Observatory – 25 x 300 sec L, 8 x 300 sec R,G,B

Régi vágyam volt, amatőrcsillagászati léptékben nagy átmérőjű távcsővel egy olyan felvételt készíteni, ahol több galaxis „játssza a főszerepet”, miközben a háttérben távoli galaxisok sokasága látható. Vagyis, ezek száma összemérhető a Tejútrendszerünkhöz tartozó előtércsillagokéval. Illetve terveim között szerepelt (szerepel) távoli galaxishalmazok fotózása.

Az őszi borús, ködös estéken bújtam a déli égboltot ábrázoló csillagtérképeket (planetárium programokat használva), böngésztem a galaxishalmaz katalógusokat, miközben az adott területek SDSS (Sloan Digital Sky Survey) felvételeit nézegettem. Végül a Daru csillagképben akadtam rá valami olyasmire, amit kerestem. Már csak ki kellett szerkesztenem az elképzelt fotó közepének égi koordinátáit, hogy a távoli Ausztráliában a robot távcső a megfelelő pontot célozza meg.

Had invitáljam meg az olvasót egy rövid „tárlatvezetésre”. Ismerkedjünk meg először a galaxisokat tartalmazó csillagképpel.

A Daru csillagkép

A XVI. században az egyik legnagyobb nyereséggel kecsegtető üzletet az egzotikus fűszerekkel való kereskedelem jelentette. A Portugál Birodalom pedig monopolhelyzetben volt ezen a téren (is). A Holland kereskedők kénytelenek voltak készleteiket a Portugáloktól beszerezni, akik így lefölözték a haszon jelentős részét. A század utolsó évtizedében a Spanyolok és Hollandok között kiéleződött a helyzet, mely háborúskodássá fajult. Mivel Portugália ebben az időben dinasztikus unióban állt Spanyolországgal, így a Hollandok számára a fűszerbeszerzések forrása teljesen elapadt. Tenniük kellett valamit. Kézenfekvőnek látszott, hogy saját maguk szerezzék be az értékes portékát, és megdöntsék végre a Portugál hegemóniát. Egyetlen bökkenő akadt csak, hogy a Portugálok titokban tartották az útvonalat mely Indonéziába vezetett. 1592-ben Petrus Plancius német térképész és csillagász végül publikálta azokat a térképeket, mely a Hollandok előtt megnyitotta a fűszerekhez vezető utat. Biztos, ami biztos, a holland kereskedők Portugáliában, a beépített embereikkel még ellenőriztették a térképet, és további információkat szereztek. Megfelelő itiner birtokában 1595-ben elindították expedíciójukat Indonézia felé. A küldetés két évig tartott, és közel sem volt problémamenetes. Hol a szél, hol a hajón kitört betegségek miatt kellett vesztegelniük. Rengeteg embert veszítettek, de végül a vállalkozás elérte a célját. A holland kereskedők számára busásan megtérült az anyagi befektetés és a sok vállalt kockázat.

Pieter Dirkszoon Keyser és Frederick de Houtman szintén résztvevői voltak az első Hollandok indította kereskedelmi expedíciónak Indonéziába. A tengeri navigációhoz elengedhetetlen volt az égbolt ismerete. Nemcsak jó minőségű földi, de megfelelő égi térképre is nagy szükség volt, főleg a jövőben indítandó kereskedelmi hajózáshoz. A két úriember a nevét, a déli égbolt feltérképezésével írta be magát a történelembe. Megfigyeléseiket az elsők között, a már korábban is említett Petrus Plancius használta fel, aki ennek nyomán 12 új déli csillagképet konstruált. Ezek egyike volt a Daru (Grus) csillagkép. A Daru először Petrus Plancius és Jodocus Hondius által készített éggömbön jelent meg 1598-ban. Az elnevezést Johann Bayer is átvette, és fel is tüntette az új konstellációt az 1603-ban kiadott híres Uranometria-ban. A Daru ekkor kerül először csillagtérképre. Később, egyéb alternatív elnevezések is felbukkantak például a kócsag és a flamingó, azonban Bayer munkájának népszerűsége oly nagy volt, hogy végül Plancius elnevezése győzedelmeskedett, és a XX. század első felében a Nemzetközi Csillagászati Unió is ezt fogadta el.

Grus-Bayer-Uraniometria

Johann Bayer csillagtérképének, az Uranometria-nak (1603) az úgynevezett déli madarakat ábrázoló lapja. A Daru (Grus) csillagkép a bal felső sarokban látható – Kép forrása: U.S. Navy Library

A Daru csillagkép „kialakítása” a szomszédos Déli Hal (Piscis Austrinus) rovására történt. A ma γ Gru-ként ismert, a Daru szemét jelölő kék óriás csillag, Ptolemaiosz Almagesztjében még a Déli Hal farkát alkotta. Erről a csillag Al Dhanab arab elnevezése is tanúskodik. A Dhanab szó farkat jelent, utalva a Déli Hal farkára. Bayer egyszerűen kiegyenesítette a Déli Halat, hogy az ne érintkezzen az újonnan született csillagalakzattal.

Grus-map6

A Daru (Grus) csillagkép és szomszédjai Ausztráli egén: Szobrász (Sculptor), Déli Hal (Piscis Austrinus), Mikroszkóp (Microscopium), Indián (Indus), Tukán (Tucana), Főnix (Phoenix)

Ennek, a nagy földrajzi felfedezések korában született csillagképnek, csak a legészakiabb része emelkedik hazánkban a horizont fölé. Az előbb említett γ Gru mindössze 5° magasan delel lakóhelyemről nézve. A csillagkép látnivalóinak személyes megcsodálásához délre kell utazni, bár nem feltétlenül kell elhagynunk Európát. Aki viszont a teljes konstellációt szeretné látni, annak el kell merészkednie nagyjából az északi szélesség 30°-ig. Bár még ott sem emelkedik túl magasra a horizont fölé.

A Daru (Grus) csillagkép irányába tekintve, a Tejútrendszerünk síkjától délre, attól már kellő messzeségben, pompás kilátás nyílik az igen távoli galaxisok világára. Errefelé fordítva a távcsövet, csillagvárosunkban nincs jelentős mennyiségű por, sem jelentős mennyiségű gáz, ami számottevően tompítaná a fényüket. Továbbá galaxisunk csillagainak koncentrációja is alacsonyabb, mint a korongban. Ezért is fésültem át ezt a területet is célpontok után kutatva.

Ez a régió főleg a galaxisok és kettőscsillagok kedvelőinek nyújt felejthetetlen élményeket, ám nem szabad elfeledkezni az IC5148 gyönyörű planetáris ködről sem. Aki pedig az igazán különleges csemegéket kedveli, az felkeresheti a Gliese 832-őt. Ez a 8.7 magnitúdó látszó fényességű vörös törpe csillag mindössze 16 fényévre van tőlünk. Különlegessége, hogy bolygórendszerrel rendelkezik, és a kettő ismert bolygójából az egyik, a Gliese 832c az (optimista) lakhatósági zónában kering. Ha van rajta víz, akkor elképzelhető, hogy az folyékony halmazállapotú. Ez az exobolygó a szuper-föld típusba tartozik, vagyis a Földnél csak néhányszor nagyobb tömegű.

Grus-map5

A Daru (Grus) csillagkép Ausztrália égboltján (Siding Spring 2015. 10. 14. 11:48 UT). A Tejút sávja viszonylag messze húzódik a konstellációtól.

Kinek kvartett, kinek trió

A Daru csillagkép területén található a Grus Kvartett, melyet az NGC7582, az NGC7590, az NGC7599 és a NGC7552 kölcsönható spirál galaxisok alkotnak. Az égen egymástól a legtávolabbi tagokat 42ˊ választja el egymástól. A különböző nyomtatott és internetes irodalmak gyakran hivatkoznak Grus Triplettként csak az NGC7582, az NGC7590, és az NGC7599 hármasára. Most akkor kvartett vagy trió? Mondhatni, ez csak látómező kérdése. Valójában mindegyikük egy nagyobb struktúrának, a laza IC1459 Grus galaxis csoportosulásnak a tagjai. A továbbiakban csak a képemen látható tagokkal fogok foglalkozni.

Grus-map3b-m1

Csillagtérkép a Grus Kvartetthez. A távcső látómezejébe csak az NGC7582, az NGC7590, az NGC7599 fért bele (baloldali kék kör). Az NGC7552 (jobboldali kék kör) kissé távolabb helyezkedik el az égen az előbb felsorolt három galaxishoz képest. A térkép baloldalán a Daru két csillaga, a θ Gru (4.3 magnitúdó) és az ι Gru (3.85 magnitúdó) látható.

A fotó alapján már elsőre is roppant szembetűnő, hogy a három spirál galaxis mennyire különböző. Szépségüket tekintve én még mindig nem tudtam eldönteni, hogy melyik a kedvencem. Talán nem is kell. Eltérő megjelenésük a távcső okulárján keresztül is szépen megmutatkozik, ahogy erről Sánta Gábor vizuális észlelése is tanúskodik. Gábor a megfigyelését még 2011. szeptember 27-én végezte Görögországban (Kotronas, Monastery Sotiros). 25 cm-es tükrös távcsövet és 163x nagyítást használt.

grus-kvartett_snt_25t_163x

„A 24ˊ-es LM három galaxist tartalmaz (NGC 7582, 7590, 7599), amely a kissé távolabbi (a LM-n kívül maradó) NGC 7552-vel kvartetté egészül ki. A látómező mindhárom galaxisa jókora méretű, az NGC 7582 kb. 5 x 1.5ˊ-es, centruma elliptikus, és nincs csillagszerű magja. Két folt látszik benne. Az NGC 7590 a legfényesebb, alakja háromszög (!), pereme éles. Csillagszerű magja neki sincsen, de a centrális rész 1ˊ kiterjedésű, fényes. Északi részén egy markáns spirálkar látható. Az NGC 7599 a legnagyobb és egyszersmind a leghalványabb a három objektum közül. 5 x 2ˊ-es foltja igen diffúz, centruma alig van. A keleti részén egy alacsony kontrasztú foltocska látható.”

Az NGC7582

NGC7582-fn-cut1

NGC7582 – Morfológiai besorolása: R1SB(s)ab. Távolsága (középérték): 22Mpc. Látszólagos mérete az égen: 5ˊ x 2.1ˊ. Fényessége: 11 magnitúdó

A Tejútrendszerünkhöz hasonló méretű, körülbelül 100-135 ezer fényév átmérőjű NGC7582 küllős spirál galaxis a legalaposabban tanulmányozott a hármasból. Tudományos értelemben is ő az egyik legérdekesebb. Kompakt magja a lencse alakú központi régiónál sokkalta fényesebben ragyog. A korongban, mivel a galaxis majdnem élével fordul felénk, lehetetlen spirális struktúrákat felfedezni, de így is nagyon jól látszik, hogy roppant komplex a felépítése. Itt-ott csillagkeletkezési régiók tűnnek fel, porsávok, foltok tarkítják. Ennek a zűrzavaros sokszínűségnek szöges ellentétei, a korong két átellenes pontjaiból kiinduló, kis felületi fényességű, vastag külső spirálkarok. Ezek simák, nincsenek benne igazán feltűnő struktúrák. A külső karok szinte teljesen körülölelik az NC7582-t, egy úgynevezett álgyűrűt (pseudoring) alkotnak a galaxis körül.

PR1-galaxy

Az NGC7582 így nézne ki, ha merőlegesen látnánk rá. A karok gyűrűként (pseudoring) ölelik körül a fényes, lencse alakú, küllős szerkezetű korongot. Forrás: Ronald J. Buta

Megfigyelések szerint, a küllős spirál galaxisok 10%-kának van a galaxist körülvevő külső gyűrűje, vagy álgyűrűje. Tekintve, hogy ezek felületi fényessége igen alacsony, a valóságban akár 20% is lehet a valódi arány. E képződmények általában kissé kékes árnyalatúak, jellemző rájuk némi kék színtöbblet. Létezésükre a magyarázat, a küllős spirál galaxisok belső dinamikájában keresendő. Az egyik legvalószínűbb elképzelés szerint a csillagok és a csillagközi anyag centrum körüli mozgása és a rotáló küllő közötti, úgynevezett keringési rezonancia hozza létre a gyűrű alakú struktúrákat. Amennyiben a küllő forgása során megelőzi, lehagyja a külsőbb régióban lévő csillagokat és intersztelláris gázt, azok epiciklusos galaktikus keringése során, akkor milliárd éves időskálán kialakul a külső gyűrű. A küllő képes teljesen átrendezni a spirál galaxist, miközben maga is változik, fejlődik. A álgyűrűk és külsőgyűrűk között nem mindig egyszerű különbséget tenni, ráadásul a szimulációk szerint fejlődési kapcsolat van közöttük.

Barred_galaxy_High_Pattern_Speed_Evo

A gyűrűk (ring), álgyűrűk (pseudoring) kialakulása, evolúciója olyan küllős spirál galaxisokban, ahol a küllő mintázat nagy szögsebességgel forog. Az egyes sorok különböző szögsebességre vonatkozó eseteket mutatnak be. Forrás: Byrd és mások

Lassan két évtizedes felismerés, hogy az aktív galaxis maggal rendelkező csillagrendszerek centrumának néhányszor 100 pc sugarú környezetében sokszor igen nagyszámú fiatal és középkorú csillag figyelhető meg. Ez sokkal kevésbé jellemző a nem aktív magú társaikra. De mi az oka ennek? Az aktív magú galaxisoknál a korong síkjában gáz áramlik befelé a centrumba. A masszív beáramlás heves csillagkeletkezést vált ki a centrum környékén, továbbá ellátja a mag aktvitásáért felelős központi szupermasszív fekete lyukat gázzal, kielégítve annak „határtalan étvágyát”, és így fenntartva a mag aktivitását. Egy másik elképzelése szerint a beáramló gáz többnyire csak a csillagkeletkezésért felelős, míg az így keletkező csillagok életük folyamán elszenvedett tömegvesztéséből (csillagszél, külső héjak ledobása) és a szupernóva-robbanásokból származik annak a gáznak túlnyomórésze, amit a galaxis centrumában lévő fekete lyuk elnyel. A második teória szerint, a csillagkeletkezés valamivel megelőzi a mag aktivizálódását.

A csillagászok a fentebb vázolt folyamatok tanulmányozása végett az NGC7582-őt is górcső alá vették, ugyanis az Seyfert 2 típusú, aktív magú galaxis. A vizsgálatok szerint, por takarta centrumában a szupermasszív fekete lyuk tömege 55-70 milliószorosa a Napunkénak. Több csillagkeletkezési régió is megfigyelhető a mag közelében, melyek nagyjából 190 pc sugarú gyűrű mentén helyezkednek el. Ezek a területek bővelkednek a fiatal, nagytömegű csillagokban. Sugárzásával két csillagbölcső is kiemelkedik a csillagkeletkezési gyűrűből. Fluxusuk alapján, ezek egyenként nagyságrendileg 1000 darab, 5 millió év körüli, nagytömegű O6 típusú csillagot tartalmaznak. A csillagászok megvizsgálva a molekuláris gáz mozgását, azt találták, hogy az az NGC7582 korongja mentén áramlik befelé a centrum irányába. Ez a beáramlás strukturált, úgynevezett magbéli küllő (nuclear bar) mentén történik. (Küllős spirál galaxisok esetében a magbéli küllő jóval kisebb, mint a galaxis fő küllője. Az, eme utóbbiba ágyazódva, a galaxis centrumában található. Adott esetben még az orientációjuk is eltérő lehet.) A gáz a centrumban egyenletes eloszlású. Mivel a csillagkeletkezési gyűrű mentén nem mutatható ki egyértelmű sűrűsödés, vagyis úton a fekete lyuk felé a „készletek” nem csappannak meg, a gáz képes eljutni egészen a „célig”. A csillagászok az NGC7582 esetében kiszámolták, hogy mennyi gázt kell begyűjtenie a magnak évente ahhoz, hogy a röntgentartományban megfigyelhető sugárzását fedezni tudja. A megfigyelt beáramlás ezt igen hosszútávon képes biztosítani. Meghatározták azt is, hogy a gyűrű csillagainak mekkora az éves tömegvesztesége. Ez is nagyságrendekkel több, mint ami az aktív mag sugárzásának a fenntartásához kell. Vagyis akár a csillagok szele is, évmilliók alatt eljutva a központig, képes lehet táplálni a fekete lyukat.

NGC7582-core02

Felül a baloldalon az NGC7582 központi része. Felül jobboldalon a Hubble űrtávcső WFPC2 kamerájával készült felvétel a mag vidékéről. Lent a galaxis magvidékének Brγ fluxus térképe. (A Brγ hidrogén emisszió a HII régiók, így közvetve OB csillagok jelenlétére utal.) A magenta körök a fiatal csillaghalmazokat jelölik. Forrás: Rogemar A. Riffel és mások.

Az NGC7582 esetében a kutatók egyelőre nem tudták egyértelműen eldönteni, hogy a mag aktivitása a csillagkeletkezési hullámnak köszönhető-e, vagy mind a kettőt szimplán a galaxis centrumába beáramló gáz indítja be. Mind a kettő lehet igaz. A dolgot az is nehezítette, hogy nem a most megfigyelhető csillagkeletkezési hullám volt az első ebben a galaxisban. Ezt megelőzőleg, legalább 10 millió éve is volt egy nagyobb. Így e csillagok tömegveszteségéből származó gáz mára már akár el is elérhette a fekete lyukat. A csillagok termelése pedig tovább folyik. Egyes vizsgálati eredmények arra utalnak, hogy a gyűrűn belül egy újabb születési hullám van kibontakozóban. Az NGC7582 esete is jól mutatja, hogy a spirál galaxisokban a centrum környéki heves csillagkeletkezés és az aktív galaxis mag gyakorta kéz a kézben járnak, a mögöttes pontos mechanizmusok azonban még továbbra is tisztázásra szorulnak.

Az NGC7590 és az NGC7599

NGC7590-99-fn-cut1

Felül az NGC7599 – Morfológiai besorolása: SB(s)c. Távolsága (középérték): 19.7 Mpc (elég pontatlanul ismert). Látszólagos mérete az égen: 4.4ˊ x 1.3ˊ. Fényessége: 12 magnitúdó

Alul az NGC7590 – Morfológiai besorolása: SA(rs)bc. Távolsága (középérték): 25.5 Mpc (elég pontatlanul ismert). Látszólagos mérete az égen: 2.7ˊ x 1ˊ. Fényessége: 12 magnitúdó

A két galaxis tudományos szempontból sokkal „elhanyagoltabb”, mint az NGC7582. Mivel csak igen kevés kutatás foglalkozott konkrétan velük, így én is csak nagyon röviden írnék róluk.

A távolságadatok bizonytalansága ellenére elmondható, hogy a két galaxis közül az NGC7599 a nagyobb, hozzávetőlegesen 90000 fényév az átmérője. Ugyan az NGC7590 távolsága még az előző galaxisénál is pontatlanabbul ismert, ám ha a távolságértékek közül a legnagyobbat választjuk ki, még akkor is durván 10000 fényévvel alulmarad a versenyben.

Az NGC7590-et és NGC7599-et viszonylag egyszerű spirális struktúrával áldotta meg a természet. Azonban, ez utóbbinak a karjait több csillagkeletkezési régiónak és fényes csillaghalmaznak a foltja tarkítja, és több a karokban az elágazás. Azért az NGC7590-nek sincs szégyenkeznivalója. Kompakt magja fényesen ragyog az egész galaxishoz mérten, belső diszkje domináns.

Az NGC7590 Seyfert 2 típusú galaxis. Legalábbis ezt a besorolást kapta 1999-ben az ASCA (Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics) röntgentávcsővel végzett megfigyelések alapján. Már akkor voltak olyan kutatók, akik az eszköz kis szögfelbontása miatt (∼1ˊ PSF FWHM) kétségbe vonták, hogy a sugárzás csakis a galaxis magjából ered. A kétkedőket igazolta az a 2010-es tanulmány, mely már a modernebb, így sokkal jobb szögfelbontású (∼6˝ PSF FWHM) XMM-Newton röntgentávcső megfigyeléseire támaszkodott. Kiderült, hogy a megfigyelt sugárzás túlnyomórésze egy a centrumon kívüli ultrafényes röntgenforrástól (ULX: ultra-luminous X ray source), illetve a galaxis egy kiterjedtebb részétől származik. A mag röntgensugárzása igen-igen gyenge az előzőleg felsorolt forrásokhoz képest, melynek legvalószínűbb oka, hogy a sugárzás forrását tekintélyes mennyiségű, a röntgensugárzást elnyelő anyag veszi körbe. Mivel az NGC7590-re majdnem oldalról látunk rá, a Seyfert galaxisok általános modellje szerint (lásd a lenti ábrát), a fekete lyukat körülvevő vastag portórusz felfogja a sugárzás zömét. Ez azonban csak egy lehetséges magyarázat. A tanulmány szerzői is kiemelik, hogy további megfigyelésekre van szükség ahhoz, hogy egészen biztosan kijelenthessük: az NGC7590 Seyfert 2 típúsú galaxis, közepében egy aktív maggal, annak szívében egy szupermasszív fekete lyukkal.

Seyfert_uniform

Az ábra a Seyfert galaxisok általános modelljét szemlélteti. A központi sugárzás forrását, molekula felhők tórusza veszi körül. Ezek a felhők portartalmuknak, és a szabad elektronoknak köszönhetően bizonyos betekintési szög esetén leárnyékolják a magban keletkező sugárzás zömét. A Seyfert 1 típusú galaxisoknál a pólusok felől belátunk a rendszerbe, míg a Seyfert 2 típusúak esetén legfeljebb a szórt sugárzást (electron scattering) figyelhetjük csak meg. Forrás: H. Netzter

Az NGC7590 példája is jól mutatja, hogy a műszerek fejlődésével miként változik egy adott objektumról, jelenségről, így a világegyetem működéséről alkotott kép.

Számomra különösen érdekes, hogy mind az előző pontban tárgyalt NGC7582, mind az NGC7590 (valószínűleg) aktív magú (Seyfert 2 típusú) galaxis, mégis mennyire merőben más a felépítésük. Nem irigylésre méltó a csillagászok helyzete, rendszert kell alkotniuk, és az elméleteiknek igen változatos környezetben is helyt kell állniuk.

Galaxisok a háttérben

NGC7582-90-99-LRGB-20151014-T30-300s-TTK_lab4

A háttérben több száz galaxis látható. Csak a Pixinsight beépített programja (ImageSolver script) 68 PGC katalógusbeli galaxist azonosított a látómezőben. A galaxishalmazok közül, az Abell S1111-et emelném ki, mely igen hangsúlyos szerepet játszott abban, hogy a többi jelölt helyett, inkább az égbolt e területét választottam. Érdemes a képre kattintani, és a nagyobb felbontású változatot tanulmányozni.

Az előzőekben tárgyalt három spirál galaxis „csupán” 20-25 Mpc (65-80 millió fényév) távolságban van. A fény akkor indult útnak felénk, amikor még a dinoszauruszok uralkodtak a Földön, ám ez lassan a végéhez közeledett. Vajon milyen messze van a felvételen látható többi galaxis? Távoliak, és ezért látszanak kisebbnek, vagy csupán eltörpülnek az NGC7582, az NGC7590, az NGC7599 mellet? Az apró fénypöttyök galaxisunkhoz tartozó előtér csillagok, vagy szinte felfoghatatlan messzeségben lévő extragalaktikus objektumok?

A kérdések megválaszolásához először azonosítanom kellett az objektumokat, majd a publikusan elérhető adatbázisokból (NASA/IPAC Extragalactic Database, Simbad) ki kellett keresnem a távolságukat. A kis hobbikutatás oroszlánrészét nem manuálisan, hanem számítógépes programok (Pixinsight, Astrometry) segítségével végeztem el. Meg kellett állapítanom, hogy a galaxisnak vagy kvazárnak bizonyuló objektumok nagytöbbsége esetén, a pozícióján, a látszó méretén és a fényességadatain túl szinte semmilyen információ nem nyerhető ki a fent említett adatbázisokból. Szerencsére azért akadtak szép számmal olyanok is, ahol legalább a vöröseltolódást megmérték valamikor a múltban.

A világegyetem tágulásának köszönhetően a galaxisok távolodnak tőlünk, méghozzá annál nagyobb sebességgel, minél nagyobb a távolságuk. Ez az összefüggést nevezik Hubble-törvénynek. A Doppler-effektus miatt, a távolodó égitest spektrumában a színképvonalak a sebességgel arányosan a vörös szín felé tolódnak. Tehát a mérhető vöröseltolódásból kiszámítható a távolodás sebesség, s így Hubble-törvény felhasználásával megkapható a távolság.

A kozmológiában egy vöröseltolódáshoz többfajta távolság típus tartozik. Erről Dr. Kiss László írt egy remek összefoglalót pár éve az MCSE oldalán. Én itt a fényidőtávolságot fogom használni, pontosabban azt a visszatekintési időt, amennyi év alatt a fény elér hozzánk.  A legközelebbi csillagról a fény 4 év alatt ér ide, azaz mondhatjuk azt, hogy távolsága 4 fényév. Hasonlóan kiszámítható, hogy egy z vöröseltolódású galaxisból kibocsátott fény mennyi ideig utazott, ami a fényidőtávolság, vagy a visszatekintési időből származó távolság definiálását teszi lehetővé.

Lássuk ezek után, hogy mi a megfogalmazott kérdésekre a válasz! Nem szándékozom az olvasót hosszas felsorolással untatni, így csak pár objektumot ragadnék ki.

Kezdjük rögtön egy kivétellel. A PGC 70982 nagyságrendileg az NGC7582, az NGC7590, és az NGC7599 távolságában van. A galaxisok nagytöbbsége azonban nem a méretüknek köszönhetőn látszik kisebbnek. Rögtön az Abell S1111 galaxishalmazzal kezdeném (lásd a fenti képet), melyről a fény durván 600 millió évig utazott hozzánk. Megduplázva a „tétet”, a PGC 123621 közel 1.4 milliárd fényéves távolságból ragyog ránk. Igazi óriás, a látszó mérete alapján elsőre nem gondoltam volna, hogy ennyire távoli. Az RX J231829.9-422041 röntgenforrás, és aktív magú galaxis 3.4 milliárd fényévnyi távolságban van. De az abszolút rekorder, legalábbis a képen látható, és ismert vöröseltolódású objektumok között a PKS 2315-424 katalógusjelű kvazár, mely 11 milliárd évvel ezelőtt bocsájtotta ki azokat a fotonokat, melyeket most a CCD kamera érzékelői felfogtak. Ekkora távolságból, a galaxis aktív magja, ez ugyanis maga a kvazár, mindössze egy kékes színű csillagnak látszik a felvételen.

NGC7582-90-99-LRGB-20151014-T30-300s-TTK_labs4

Az alábbi táblázat, a fenti képen megjelölt extra galaktikus objektumok vöröseltolódását, visszatekintési idejét, fényességét, és az objektum típusát tartalmazza.

Anélkül, hogy pontosan megmagyaráznám (természetesen az olvasó szabadon utánanézhet a szakirodalomban), a távolság kiszámításánál a kozmológiai korrekcióban a következő értékek kerültek felhasználásra: H = 73.00 km/sec/Mpc, Ωmatter=0.27, Ωvacuum=0.73. Az adatok forrása: NASA/IPAC Extragalactic Database (NED)

Objektum z (vöröseltolódás) visszatekintési idő fényesség (magnitúdó) típus
PGC 70982 0.005397 ± 0.000267 61 millió év 16.09 Galaxis
PGC 093936 0.054491 ± 0.000133 693 millió év 18.21 Galaxis
PGC 071043 0.054541 ± 0.000133 693 millió év 14.2 (R) Galaxis (BL Lac?)
PGC 164573 0.056656 ± 0.000150 720 millió év 16.82 Galaxis
PGC 123621 0.112621 ± 0.000163 1387 millió év 16.81 Galaxis
PGC 126608 0.141114 ± 0.000350 1708 millió év 18.28 Galaxis
RX J231829.9-422041 0.316000 3433 millió év ? Aktív Galaxis (Röntgenforrás)
PKS 2315-424 2.850000 11093 millió év 19.58 Kvazár

Végül teljesült hát a vágyam. Készítettem, amatőrcsillagászati léptékben nagy átmérőjű távcsővel egy olyan felvételt, amin az előtérben több galaxis uralja a látványt, míg a háttérben távoliak sokasága látható.

Lehet, hogy hosszabb és több expozícióval még „mélyebbre” tekinthettem volna. Talán léteznek ennél részletesebb, vagy szebb felvételek. De ez nekem mind nem számít, csak maga az élmény, melyet a terület kiválasztása, a felvételek feldolgozása, a témával való foglalkozás jelentett. Ezt pedig minden egyes alkalommal felidézhetem, mikor majd elsétálok otthon a falra akasztott kép mellett, és vetek rá egy hosszabb-rövidebb pillantást.

Felhasznált irodalom:

Ian Ridpath: Star Tales (Grus)

R.A. Wittenmyer, Mikko Tuomi, R.P. Butler, H.R.A. Jones, Guillem Anglada-Escude, Jonathan Horner, C.G. Tinney, J.P. Marshall, B.D. Carter, J. Bailey, G.S. Salter, S.J. O’Toole, D. Wright, J.D. Crane, S.A. Schectman, P. Arriagada, I. Thompson, D. Minniti, J.S. Jenkins, M. Diaz: GJ 832c: A super-earth in the habitable zone

Stephen James O’Meara: Deep-Sky Companions: Southern Gems (ISBN: 9781107015012)

John Kormendy: Secular Evolution in Disk Galaxies

Ronald J. Buta: Galaxy Morphology

J. A. Acosta-Pulido, A. M. Pérez García, M. A. Prieto, J. M. Rodríguez-Espinosa, L. M. Cairós: The MID-IR emission of seyfert galaxies: relevance for CANARICAM

Rogemar A. Riffel, Thaisa Storchi-Bergmann, Oli L. Dors Jr, Claudia Winge: AGN-Starburst connection in NGC7582: Gemini near-infrared spectrograph integral field unit observations

X. W. Shu, T. Liu, J. X. Wang: XMM Observations of the Seyfert 2 Galaxy NGC 7590: the Nature of X-ray Absorption

J. S. Farnes, D. A. Green, N. G. Kantharia: Spectropolarimetry with the Giant Metrewave Radio Telescope at 610 MHz: a case study of two Southern Compact Group fields

H. Netzter: AGN EMISSION LINES

NGC7793

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

NGC7793

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

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

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

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

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

Szomszédok és lakótársak

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

Sculptor-map1

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

Sculptor-map2

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

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

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

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

sbfluc

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

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

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

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

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

HRD-TRGB.PNG

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

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

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

NGC7793-lr

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

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

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

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

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

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

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

Sculptor-gxs01

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

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

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

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

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

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

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

NGC7793, avagy a káosz és a rend

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

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

NGC7793-M51-01-cut1

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

A spirál galaxisokat a karok megjelenési formája szerint a csillagászok három fő csoportba sorolják. Az első csoportba a szabályos spirál galaxisok (grand design galaxy) tartoznak. Fő jellemzőjük a két szimmetrikus, egybefüggő és határozott spirálkar. Igen, a legtöbbünkben ez a kép él a tipikus spirál galaxisról, annak ellenére, hogy mindössze csak a 10%-uk ilyen. A második csoportot az úgynevezett pelyhes galaxisok (flocculent galaxy) alkotják. Ezeknél a karok nehezen kivehetőek, szakadozottak, kissé „szedett-vedett”, kaotikus a korong. Az NGC7793 is ide sorolható, akárcsak a spirál galaxisok 30%-a. Végül a harmadik csoportot a sok-karú (multiple arm) galaxisok képviselik, melyekre az erősebb belső karok és a kaotikus külső a jellemző. Ezek képviselik 60%-kal a spirál galaxisok túlnyomó többséget. Megjegyzem, hogy a kutatók egy része egy csoportként tekint a pelyhes és a sok-karú galaxisokra.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

NGC 7793 Spitzer

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

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

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

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

m51-infra

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

Mikrokvazár és fekete lyukak az NGC7793-ban

NGC7793-P13-S26-01

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

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

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

A kvazárok több milliárd fényéves távolságban lévő aktív galaxis magok (Active Galactic Nucleus – AGN). A ma elfogadott modellek szerint a kvazárok magjában szupermasszív központi fekete lyuk található. Ezek a fekete lyukak gravitációjukkal csapdába ejtve, mohón próbálják elnyelni a környezetükben található anyagot. Az étekként szolgáló intersztelláris gáz és por, mely a környező felhőkből, vagy éppen szétszaggatott csillagokból származik, akkréciós korongot formál. A korongot kívülről sűrűbb, lassabban keringő gázfelhők veszik körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog és felhevül. A folyamatban a mozgási energiájának egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Az akkréciós korong mindkét oldalán, arra merőlegesen, a forgástengely mentén plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyek a fekete lyuk közeli erős mágneses terében közel fénysebességre gyorsított, töltött szubatomikus részecskékből állnak. Ezek a töltött részecskék a mágneses térben kifelé spirálozva felelősek az úgynevezett szinkrotronsugárzásért.

A jet-ek létrejöttének pontos mechanizmusa még a mai napig vita tárgyát képezi a kutatók körében. Valószínűsíthető, hogy az akkréciós korongban felcsavarodó mágneses térnek kitüntetett szerepe van abban, hogy a forgástengely mentén keskeny nyalábba terelődik a kiáramlás. A jet-ek, kilövellések hatalmasak is lehetnek, hosszuk nemritkán eléri akár a több millió fényévet. Ehhez képest maga a belső szerkezet, vagyis a korong és az azt körülvevő gázfelhők a fényéves nagyságrendbe esnek. Emlékeztetőül a Tejútrendszer átmérője 100000 fényév. A kvazárok óriási mennyiségű energiát sugároznak ki, méghozzá csillagászati értelemben véve roppant kis területről.

agn_tipusok

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

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

A csillagok tömegének nagyságrendjébe esők, akkor válnak láthatóvá, ha van egy kísérőjük, akitől csillaganyagot tudnak zsákmányolni. Egy kettős rendszerben mindkét komponens esetén megvan az a térrész, amit az adott égitest gravitációja ural. Ezt Roche-térfogatnak nevetik. Ami azon kívül kerül az akár el is hagyhatja a rendszert, vagy a páros körüli pályára áll. A belső Langrange-ponton keresztül azonban anyag áramolhat át az egyik Roche-térfogatból a másikba. Ez meg is történik akkor, ha a fekete lyuk társa fejlődése során felfúvódik és kitölti a saját Roche-térfogatát. Az átáramló csillaganyag a fekete lyuk körül akkréciós korongot hoz létre, és beindul a kvazároknál már ismertetett folyamat, csak éppen „kicsiben”. Ennek köszönhetően intenzív röntgensugárzás keletkezik, és így a „láthatatlan” láthatóvá válik a Föld körül keringő röntgen távcsövek felvételein.

Roche-lobes-corrected

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

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

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

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

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

NGC7793-P13-artp

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

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

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

Eddington_Limit-c02

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

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

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

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

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

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

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

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

Zárszó

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

Felhasznált irodalom:

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

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

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

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

Bruce G. Elmegreen: Star Formation in Spiral Arms

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

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

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

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

 

NGC6910, IC1318 részlet (IC1318a, IC1318b), Sadr

NGC6910-IC1318-LRGB-20150710-2344-sx-600s-TTK

Sadr – NGC6910 – IC1318 részlet (IC1318a, IC1318b)

2015-07-10, 2015-07-17, 2015-07-20, 2015-07-21 – Göd

15 x 600 sec L, 10 x 600 sec R, 10 x 600 sec G, 15 x 600 sec B

UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel

SXVR-H18 CCD kamera, Hutech IDAS P2 LPS filter és Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

2015. július 9-én 19 óra körül lelkes amatőrcsillagászok kis csoportja gyűlt össze a Polaris Csillagvizsgálóban. Összejövetelük célja nem volt más, mint megmutatni az égbolt sok csodáját az odalátogatóknak. Így megy ez már hosszú évek óta, legyen szó az év bármelyik keddjéről, csütörtökjéről, vagy éppen szombatjáról. Jómagam, csak a közelmúltban csatlakoztam ismét ehhez a kis társasághoz. Nem egyszerű három gyermek mellől elszabadulni, így feleségemnek külön hálás vagyok azért, hogy alkalmanként mégis részt tudok venni egy-egy bemutatáson.

Aki tartott már bemutatót érdeklődőknek, bizonyosan osztja véleményemet, hogy látni, hallani a rácsodálkozás örömét felemelő érzés. Belsőnkből, hobbinkból ilyenkor átadunk egy darabot. Csak remélni merem, főleg az ifjak esetében (!), hogy az elültetett mag kihajt, és szárba szökken. A dolgok beépülnek gondolataikba, és így talán a világkép nevű „nagy kirakós játékhoz” én is hozzáadhattam egy keveset.

Ezen a nyári csütörtökön némi szél keretében hidegfront volt levonulóban. Tépett felhőzetét fürgén vonszolta maga után, így amikor elért „a riadólánc” 10 éves fiamat a hónom alá csaptam, és együtt indultunk Óbudára. Miközben a kupolában a nagytávcsőnél Kárpáti Ádám sürgölődött, én kicipeltem a teraszra a 20 cm-es Dobson távcsövet. A korán, sötétedés előtt érkezők jutalma, a fák lombjainak közelében bóklászó Jupiter és Vénusz volt. Ugyan már nem alkottak szoros párt, mint egy héttel korábban, de látványuk külön-külön is rabul ejtette a szemlélődőket. Sokszor vagyok úgy, hogy amit még nem próbáltam, azt elsőre valahogy varázslatnak, ördöngösségnek tartom. Így vannak ezzel a bemutatásokon résztvevők is. Hagytam hát, az alapvető játékszabályok lefektetése után, hogy a gyerekek maguk birkózzanak a nagy csővel, és beállítsák az alacsonyan járó Szaturnuszt, illetve pár fényesebb kettőscsillagot. Boldogság sugárzott arcukon, midőn megjelent a „személyes égitestük” az okulár látómezejében. Tényleg maguk fedezhették fel őket. Közben belegondoltam, hogy pont azt a szó szoros értelemben vett gyermeki örömöt élték át, amit én is szoktam, amikor a távcsővel egy-egy nehezebb objektumot sikerül végre becserkészni, megpillantani, lefotózni. Sosem növök fel!

Bár a bemutatott csillagászati objektumokat sokszor láttam már, mindig újra magukkal ragadnak. Az általam elmondottakat pedig gyakran továbbgondolom. Működik egyfajta visszacsatolás, engem is érnek inspirációk, melyek kihatnak amatőrcsillagász tevékenységemre. Ezen az estén sem volt ez másként. Amíg a vendégek a kupolában voltak, amatőrcsillagász társam, Török Tünde felvetette, hogy beállítanám-e azt a nyílthalmazt, amit múltkor a Hattyú csillagképben látott. A katalógus számára nem emlékezett, de nem is volt rá szükség. Olyan benyomást tett rá a korábbi látvány, úgy élt még emlékezetében, hogy szavai alapján szinte rögtön beugrott: ez bizony csak az NGC6910 lehet. Ennek az apró, nagyjából 7ˊ-10ˊ kiterjedésű nyílthalmaznak a beállítása egyáltalán nem nehéz, így pár pillanattal később már meg is lehetett csodálni a 20 cm-es Dobson-ban. Ha csak egyetlen mondattal lehetne jellemezni az első benyomást, akkor ezt mondanám: filigrán csillagív, melyet két sárgás színű csillag zárt le.

Ezen az estén határoztam el, hogy megörökítem a halmazt, illetve a környékét otthonról. Már akkor tudtam, hogy a fényképen egészen másként fest majd, hisz műszerem kisebb a Polaris teraszán használt Dobson-nál, egészen más lesz a látómező, a kamera érzékenységével pedig szemem nem veheti fel a versenyt. Eredetileg több időt szerettem volna szánni a felvételre, de a nyár nemcsak az enyém, hanem a családé is. Eddig 7.5 órát töltöttem a régió fotózásával, s mivel idén talán már nem tudom folytatni, így elérkezettnek láttam az időt, hogy feldolgozzam a nyersanyagot, és leüljek mesélni egy kicsit a képen látható régióról.

Amennyiben magunk szeretnénk felkeresni az NGC6910-et tudnunk kell, hogy merre is induljunk. Ígérem, ahogy fentebb is említettem, nem lesz nehéz a dolgunk. Júliusban, sötétedéskor már a Hattyú (Cygnus), a Lant (Lyra) és a Sas (Aquila) triumvirátusa uralja az égboltot a meridiántól keletre. Ezeket a csillagképeket az olvasó is könnyűszerrel azonosíthatja, még némileg fényszennyezett nyári égbolton is, ugyanis viszonylag fényes csillagokból állnak.

NGC6910-map1

A Hattyú (Cygnus), a Lant (Lyra) és a Sas (Aquila) csillagképek égi helyzete Gödről nézve 2015. július 10-én az első felvétel megkezdésének időpontjában (21:44 UT). (E: Kelet, S: Dél)

Amennyiben ráakadtunk a Hattyú jellegzetes keresztjére, a szárak metszéspontjában a γ Cygni nevű csillagot kell megcéloznunk.

NGC6910-map2

A Hattyú jellegzetes keresztje. A szárak metszéspontjában található a γ Cygni (Sadr).

Sikerült beállítani a távcsőben? Helyes! Itt álljunk is meg egy pillanatra.

A γ Cygni, vagy arab nevén a Sadr a felvételem bal alsó sarkában (délkeleti részén) látható fényes csillag. A Sadr távolsága, ugyan a Hipparcos űrszonda is megmérte azt, meglehetősen pontatlanul ismert: 1830±280 fényév.  Már a világűrben tartózkodik a Hipparcos utódja, a Gaia űrszonda, melyet 2013 decemberében bocsájtottak fel. Ennek az eszköznek 1 milliárd csillag pozíciójának a megmérése és elmozdulásának detektálása a feladata. A várt pontossága 0.000001 ívmásodperc. Ezerszer nagyobb, mint a Hipparcos szondáé volt. Remélhetőleg a Sadr távolságát illetően is pontosabb érték birtokában leszünk hamarosan. Annyi azonban már a Hipparcos mérései alapján is bizonyos, hogy a csillag közelebb van hozzánk, mint az NGC6910, illetve a felvételen vörösen derengő IC1318 ködössége. Bár gyakran emlegetik az égbolt eme területét Sadr régióként, a γ Cygni csupán előtércsillag.

Ez a csillag a maga nemében is roppant különös. Színképtípusa F8Iab, vagyis a szuperóriás csillagok egy viszonylag ritka, különleges osztályába tartozik. A legtöbb ismert szuperóriás csillag vagy vöröses árnyalatú, mint a Skorpió csillagkép legfényesebb csillaga az Antares, vagy az Orionban a Betelgeuse, vagy inkább kékes árnyalatú, mint az Orionban a Rigel, vagy a szintén a Hattyúban található Deneb. Felszíni hőmérsékletük így vagy a skála alján, 3000-3500 K körül (vörös árnyalat) található, vagy éppen annak tetején a 10000 K nagyságrend körül (kékes árnyalatúak).  Viszonylag kevés ismert szuperóriás sárgás-fehér színű, a Sadr pedig éppen ilyen, köszönhetően 5790 K felszíni hőmérsékletének. Sárgás-fehér árnyalatát azonban nemcsak egyedül ennek köszönheti. A Sadr fényét intersztelláris porfelhő(k) is vörösítik, illetve közel fél magnitúdóval tompítják látszólagos fényességét.

Ugyan felszíni hőmérséklete hasonló Napunkéhoz, azonban sugara 150±80-szorosa központi égitestünkének. Összehasonlításként: a Föld átlagos távolsága a Naptól csillagunk sugarának nagyjából 215-szöröse, a Vénusz átlagos távolsága a Naptól csillagunk sugarának nagyjából 155-szöröse, a Merkúr átlagos távolsága a Naptól csillagunk sugarának nagyjából 83-szorosa.

Nemcsak hatalmas, de tömege is igen tekintélyes, mely becslések szerint 14.5±1.1 naptömeg. A nagytömegű csillagokra jellemzően két végén égeti a gyertyát. Az ebbe a tömegtartományba eső csillagok gyorsan, 10 millió éves időnagyságrendben felhasználják magjukban a hidrogén készleteiket, és elhagyják a fősorozatot a Hertzsprung-Russell diagramon (HRD-n). A hidrogén fúziója külső héjba tevődik át, ahonnan folyamatosan lefelé, a mag irányába szivárog a hélium, így az ott egyre dúsul. A csillag elindul a HRD vörös oldala felé, felszíni hőmérséklete lecsökken és felfúvódva vörös szuperóriás csillaggá válik. Idővel beindul a magban a hélium fúziója, a hidrogén fúziója pedig a külső rétegben továbbfolytatódik. A hélium fúzióját a szén, az oxigén, és egyre nehezebb elemek váltják a magban egészen a vasig bezárólag. A csillag tömeget veszít az intenzív csillagszél révén, ledobja külső burkát. Ha kellően nagy a tömege, akkor mindeközben a HRD kék tartománya felé kezd mozogni. Adott esetben sárga szuperóriássá válik, sőt megfelelő nagy tömeg esetén elmozog egészen a kék szuperóriás állapotig. Minden egyes újabb fúziós ciklus egyre rövidebb ideig tart. A csillag belső szerkezet lassan egy hagymáéra kezd emlékeztetni. A héjakban befelé haladva a magig egyre nehezebb elemek fúziója zajlik. A vasnál nehezebb elemek azonban már nem jöhetnek létre fúzió révén, így a csillag összeomlik, és szupernóvaként fejezi be az életét szétszórva anyagát a világűrben. A központban pedig 10-20 Km átmérőjű, gyorsan pörgő, roppant sűrűségű neutron csillag marad hátra. (A fekete lyuk létrejöttéhez ennél nagyobb kiindulási tömeg szükséges.) Megoszlanak a vélemények arról, hogy a Sadr pontosan melyik fejlődési állapotot képviseli, pontosan hol is tart a fentebb vázolt folyamatban, milyen utat jár is be majd haláláig a HRD-n. A bizonytalanság ellenére a csillagfejlődési modellek szerint kora nagyjából 12 millió évre tehető. Az életét lezáró szupernóva robbanásig pedig valószínűleg már ennél is kevesebb ideje van hátra.

NGC6910-IC1318-LRGB-20150710-2344-sx-600s-TTK-cut1

A γ Cygni és az NGC6910.

Amennyiben korábban sikeresen beállítottuk a γ Cygni-t távcsövünkbe, és 1-2° körüli a látómezőnk, máris megpillanthatjuk az NGC6910-es nyílthalmazt, melynek távolsága az előbb említett csillagtól mindössze 33ˊ észak-északkeletre. Bár az égen közel látszanak egymáshoz, de ahogy korábban is említettem, az NGC6910 távolabb, durván 1500 pc-re, vagyis majdnem 5000 fényévre (1500 pc 4890 fényévnek felel meg) van tőlünk. Az Orion spirálkarban helyezkedik el, akárcsak Napunk, túl azokon a porban gazdag sötét molekuláris felhőkön, melyek hasadékot rajzolnak a Tejútba a Hattyú csillagkép farkától egészen a Nyilasig.

NGC6910-sadr-01

A Nap (Sun), a Sadr (távolsága nagyjából 1830 fényév) és az NGC6910 (távolsága nagyjából 4890 fényév) elhelyezkedése a Tejútrendszerben.

A halmaz ráadásul mélyen beágyazódott az IC1318-ba, tehát lokálisan is por és molekuláris felhők, valamint emissziós gázködök veszik körül. A felsorolt intersztelláris médiumok a halmaztagok fényét átlagosan 1 magnitúdóval csökkentik, színüket pedig jelentősen a vörös felé tolja. Ha nem lenne ez az effektus, akkor az NGC6910 olyan fényesen ragyogna, mint az Orion-köd híres Trapéziuma, vagy a Rák csillagképben található M44-es nyílthalmaz. A legnagyszerűbb, hogy a vörösödés jelenséget a figyelmes szemlélő saját maga is láthatja! Ugye még emlékszik a kedves olvasó, hogy az elején említettem, hogy pár fényesebb csillagnak feltűnően sárgás a színe a távcsőben? A vörösödés a legjobban a V2118 Cyg változócsillag (HD 194279, NGC 6910 2) esetén érhető tetten, melyet B1.5Ia színképtípusa alapján kékes színűnek kellene látnunk. Ez a szuperóriás mégis határozott sárgás árnyalatot mutat már egy 20-30 cm-es távcsőben is nagyobb nagyításon. Ez nem is csoda, mert B-V színindexe 0.85. Ráadásul az intersztelláris anyag hatása halmaztagról halmaztagra változik, játékot űzve velünk, akadályt gördítve a csillagászok elé megfigyeléseik feldolgozása közben. Természetesen ezek nem leküzdhetetlenek.

NGC6910-stars3-cut1

A cikkben külön megemlített csillagok a felvételemen.

NGC6910-vorosodes

A vörösödés mértékének változása az NGC6910 bizonyos területein. A sötétebb területeken erősebb az effektus. Forrás: Kolaczkowski és mások

Rengeteg a háttér és előtércsillag, így nem egyszerű feladat kiválogatni, hogy melyik égitest tartozik a halmazhoz. A nyílthalmazok csillagai születésük óta együtt mozognak a térben. Színképükben az egyes vonalak eltolódásából, melyet a Doppler-effektus okoz, meghatározható a radiális sebességük.  Hasonlóan megmérhető az IC1318 komplexum, a vizsgált csillag közelében elhelyezkedő részének radiális sebessége. Ezen információ birtokában már eldönthető, hogy ki a csapattag, és ki nem. Egy másik módszer, ami ebben az esetben használható, hogy a csillagok színképére „rárakódik” az intersztelláris anyag fényelnyelő hatása (Diffuse Interstellar Bands), miközben fényük eljut hozzánk. A halmaztagok színképében hasonlóak az abszorpciós vonalak mintázata és azok intenzitása. E két módszer alapján a korábban is említett V2118 Cyg változócsillag (HD 194279, NGC 6910 2) biztosan halmaztag, míg például a V1973 Cyg (HD 229189, NGC 6910 6) biztosan nem az NGC6910 része, csak egy előtércsillag. Van azonban jó pár fényesebb jelölt, aminek a státusza máig nem teljesen tisztázott. A V2245 Cyg (HD 229196, NGC 6910 4) halmaztagsága például nem teljesen bizonyos. Ez az O típusú spektroszkópikus kettőscsillag, melynek színét szinté erősen vörös irányba tolja a por és a gáz, talán csak háttércsillag. Az előzőekből következik, hogy nehéz megmondani pontosan az NGC6910 méretét, ezért is írtam a bevezetőmben, hogy az égen nagyjából 7ˊ-10ˊ a látszólagos mérete. Elfogadva a közel 5000 fényéves távolságot, valóságos kiterjedése durván 15 fényév lehet.

Egy nyílthalmaz kora több módszerrel is meghatározható. A 30 millió évnél idősebbek esetén használatos a gömbhalmazoknál már ismertetett módszer. A halmaz Hertzsprung-Russel diagramja (HRD) árulkodik annak koráról. Az egyszerre született (azonos fémtartalmú) csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ. A nagyobb tömegű fényesebb és forróbb csillagok hamarabb elhasználják hidrogén készleteiket, és elhagyják a fősorozatot. Az idő előrehaladtával már csak a kisebb tömegű, és kevésbé fényes csillagok maradnak a fősorozaton. Minél idősebb egy halmaz, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” az óriás ág felé. Felrajzolva a HRD-t egy adott halmazra, az előbb említett pontnak a meghatározásával, továbbá felhasználva a csillagfejlődési elméleteket, izokron illesztésével megbecsülhető a halmaz kora. Az izokron a csillagfejlődésben használt kifejezés, mely a HRD-n az azonos korú csillagokat összekötő görbét jelöli.

nyilthalmaz-HRD1

Különböző korú nyílthalmazok Hertzsprung-Russel diagramja. Kép forrása: Australia Telescope Outreach and Education

Az NGC6910 azonban nagyon fiatal nyílthalmaz, így itt egy kissé más módszer a célravezetőbb, bár ez is a halmaz Hertzsprung-Russel diagramján alapszik, és az azonos korú, azonban eltérő tömegű csillagok fejlődési sebességén, mely már „csecsemőkorukban” is megmutatkozik. A hideg molekuláris gázfelhőkben születő csillagoknak időre van szüksége, hogy kellően összesűrűsödve, magjukban beinduljon a hidrogén fúziója. Egy nagytömegű csillag esetén ehhez nagyjából 100 ezer év szükséges, míg a kisebb tömegűeknél akár több 10 millió évig is eltarthat, míg elérik a fősorozatot. A nagyon fiatal halmazokban így úgynevezett fősorozat előtti csillagokat kell keresnünk. Majd felrajzolva a halmaz Hertzsprung-Russel diagramját, a csillagfejlődési elméletekből származó izokron illesztésével meghatározható a halmaz kora.

A fiatal halmazoknál, mivel még tartalmaznak fősorozat előtti csillagokat, meghatározható az is, hogy milyen időintervallumban születtek a csillagok a gázfelhőből. Alapvetően ez a legidősebb és a legfiatalabb csillag korkülönbsége. A módszer lényege leegyszerűsítve az, hogy a halmaz legidősebb csillagának tekintjük azt a csillagot, amelyik éppen elhagyja a fősorozatot (turn-off age), továbbá megkeressük a legfiatalabb fősorozat előtti csillagot (turn-on age). A kettő különbsége pedig jó közelítéssel megadja, hogy mennyi ideig folyt csillagkeletkezés a halmazban.

NGC6910-preMS-isoch

Az NGC6910 Hertzsprung-Russel diagramja, melyre a csillagászok különböző izokronokat illesztettek.

A fenti vizsgálatokat kutatók több csoportja is elvégezte, és bár az értékek kissé eltérnek, mégis jól közelítenek egymáshoz. A halmaz életkora nagyjából 7 millió év, a tagok jelentős része pedig az első 3 millió éves időintervallumban született. Bár a keletkezés üteme később lassult, de még fél millió évvel ezelőtt is keletkeztek csillagok.

De miért érdekli ennyire ez a nem túl népes nyílthalmaz a csillagászokat? Miért vizsgálják fiatal csillagait ekkora alapossággal? Miért érdekes kora, a csillagkeletkezés üteme? Az ok nagyon röviden: megismerni galaxisunk egyik legnagyobb csillaggyárát a durván 650 fényév kiterjedésű Cygnus X komplexumot, vagy más néven a Cygnus csillagkeletkezési régiót, amely mellett még az Orion komplexum (ennek része az Orion-köd) is eltörpül. Míg ez utóbbira viszonylag szabad rálátásunk van, addig a Cygnus X porfelhőkbe burkolódzik. Elég csak a fotóra tekinteni, hogy lássuk, az ehhez a csillagközi felhőhöz tartozó IC1318 (melynek csak egy részét örökítettem meg) is erősen porsávokkal szabdalt. Illetve emlékezzünk vissza a fentebb leírtakra a csillagok fényességével és vörösödésével kapcsolatban.

A misztikusnak tűnő Cygnus X elnevezés, még a múltszázad közepéről származik, amikor megkezdődött az égbolt feltérképezése a rádiótartományban. Ekkor derült ugyanis ki, hogy a Sadr irányába egy kiterjedt, diffúz rádióforrás található. A Cygnus X nem tévesztendő össze a Cygnus X-1-gyel, mely egy csillag és egy fekete-lyuk párosa, és egyben az egyik legintenzívebb röntgenforrás az égbolton.

Az itt található molekula felhő tömege óriási, 2-3 millió naptömeg. Területén legalább öt fiatal és igen népes O és B típusú csillagok alkotta, úgynevezett OB asszociáció található. Az asszociációk tagjai, a nyílthalmazokkal ellentétben, nem kötődnek egymáshoz gravitációsan. Gázfelhők közelében, vagy abba ágyazódva akadhatunk rájuk. Kiterjedésük pedig sokszorosa lehet a nyílthalmazokénak, elérheti akár 200-300 fényévet is. A Cygnus X-ben az egyik jelentősebb asszociáció, az OB9 magját az NGC6910 alkotja, így már talán érthető, miért övezi nagy érdeklődés ezt a nyílthalmazt. Az OB2, még az OB9-nél is masszívabb. Azért, hogy az előtérbe lévő intersztelláris médium extinkcióját redukálják, az asszociációt közeli infravörös tartományban vizsgálták meg a csillagászok. Kiderült, hogy az OB2 körülbelül 2600 O és B típusú fiatal csillagot foglal magában, melyből nagyságrendileg 100 különösen nagytömegű és forró O típusú csillag. Az OB2 teljes tömege becslések szerint 30000 naptömeg, de egyesek szerint akár 100000 naptömeget is elérheti, így egyike galaxisunk legnagyobb ismert csillagtársulásainak. Tömege majdnem felveszi a versenyt pár gömbhalmazéval. Éppen ezért akadt pár csillagász, aki tanulmányában születő félben lévő gömbhalmaznak aposztrofálta, azonban a szakemberek nagytöbbsége, a tagok közötti szoros gravitációs kapcsolat hiányában, továbbra is „csak” nagytömegű asszociációként tekint rá. Csillagainak kialakulása, hasonlóan az NGC6910 csillagaihoz, nagyságrendileg 10 millió évvel ezelőtt vette kezdetét, de a „Cygnus csillaggyár” még napjainkban is aktív. A nagytömegű O csillagok intenzív UV sugárzásukkal gerjesztik, ionizálják a körülöttük lévő intersztelláris anyagot. A közelükben lévő hidrogén felhők ennek köszönhetően „világítani” kezdenek. Az IC1318 is egy O9 típusú nagytömegű csillagnak köszönheti a fényét, melyet az optikai tartományban porfelhők fednek el a szemünk elől. Erős sugárzásuk nemcsak életet lehel ezekbe a felhőkbe, de azonnal erodálni is kezdi azokat. Ezek a forró, kék csillagok hatalmas, látványos üregeket fújnak azokba a ködökbe, melyben korábban megszülettek. A tovaterjedő ionizációs frontok pedig szemet gyönyörködtető formákat hoznak létre, miközben beleütköznek a nagyobb sűrűségű csillagközi anyagba, vagy éppen felgyorsulnak ott, ahol a sűrűség kisebb. A kibocsájtott nagyenergiájú fotonok mellett, a kisebb csillagokhoz képest erős csillagszelük, vagyis a belőlük kiáramló anyag is fontos szerepet játszik a környező világűr alakításában. Mindez azonban a Cygnus csillagkeletkezési régió esetén szinte teljesen rejtve marad előlünk az optikai tartományban. Igazi titkait csak a rádió, infravörös és gamma tartományban fedi fel.

cygnusX-infra

Ezen a 8nm-es hullámhosszon készült infravörös felvételen jól látszanak az O típusú csillagok által a por és gáz komplexumba fújt hatalmas üregek, melyeket forró és ritka gáz tölti ki, a taréjok pedig az üregek falai. A fényes fehér csomók és ívek (a taréjoknál) azok a területek, ahol jelenleg is csillagkeletkezés zajlik. Kép forrása: NASA/IPAC/MSX

A Cygnus X egy tökéletes laboratórium a csillagászoknak, ahol tanulmányozhatják azokat a folyamatokat, melyek a csillagok keletkezését kiváltják, tanúi lehetnek csillagok születésének, ráakadhatnak a különböző fejlődési fázisokra, hogy aztán az egészet egy láncba fűzzék. Megfigyelhetnek végnapjaikat élő gyorsan fejlődő nagytömegű csillagokat, és olyan titkok kulcsát is megtalálhatják itt, melyeket már régóta keresnek.

Az egyik ilyen titok, hogy pontosan honnan is származik a kozmikus sugárzás, mely javarészt (90%-ban) közel fénysebességgel, a galaxisunkon átszáguldó protonokból áll. Nem egyszerű azonban ezek forrását megtalálni, ugyanis a galaktikus mágneses tér eltéríti a töltött részecskéket. Lehetetlen visszakövetni őket forrásukig. Amennyiben azonban a kozmikus sugárzás intersztelláris gázzal ütközik, nagyenergiájú gammasugárzás jön létre. Ezek a fotonok pedig már egyenes úton jutnak el hozzánk, így felfedve a sugárzás születésének a helyét.

Az elméletek szerint a kozmikus sugárzás legjelentősebb forrásai azok a gyorsan táguló ionizált gázhéjak, illetve erős mágneses terek, melyek a szupernóvákhoz kapcsolódnak. A teóriákat azonban megfigyelésekkel is kell bizonytani. A Cygnus X és környezete több okból is megfelelőnek látszott az elmélet ellenőrzése céljából. Ahogy fentebb is írtam, itt viszonylag gyakoriak a különösen nagytömegű csillagok, melyek rövid 5-10 millió éves életük végén szupernóvaként robbannak fel, így a környéknek tartalmaznia kell természetes részecskegyorsítóként működő maradványokat. A rádiócsillagászati megfigyelésekből már eleve ismert volt a γ Cygni irányába, egy becslések szerint 7000 éves szupernóva-maradvány, mely 1000 fényévvel a Cygnus X mögött található.

A csillagászoknak sikerült is megfigyelni a Fermi űrtávcsővel, a masszív csillagok által vájt, forró gázzal telített üregekben a keresett gamma-sugárzást.

Gamma_Cyg_X_Fermi_LAT226

A Fermi űrtávcsővel detektált gamma-sugárzás a Cygnus X-ben. Kép forrása: NASA/DOE/Fermi LAT – I. A. Grenier és L. Tibaldo

Alapos vizsgálatok után a Fermi csapata arra a következtetésre jutott, hogy a megfigyelt gamma-sugárzásért nagy valószínűséggel valóban a szupernóva-maradvány(ok) által kibocsájtott kozmikus sugárzás és a Cygnus X anyagának kölcsönhatása a felelős. Az OB asszociációk nagytömegű szörnyetegeinek sugárzása okozta sokkhatás felkeveri a gázt, a környező mágneses teret pedig összekuszálja, így a frissen keletkezett kozmikus sugarak csapdába esnek, miközben megpróbálnak áthatolni a régión. Nem zárták ki azonban azt a lehetőséget sem, hogy a részecskéket helyi folyamatok, vagyis az intenzív csillagszél okozta lökéshullámok gyorsítják fel. Nagyon úgy néz ki, hogy akik a szupernóvákra fogadtak, mint a kozmikus sugárzás egyik lehetséges fő forrásaira, végre megfigyelési bizonyítékokkal is rendelkeznek.

Remélem, hogy ezzel a rövid cikkel sikerült kedvet csinálnom az olvasónak ahhoz, hogy egy kellemes nyári vagy kora őszi éjszakán maga is felkeresse a Tejút eme izgalmas és szép vidékét. És talán ahhoz is, hogy ezt másnak is megmutassa, és meséljen róla. Páratlan élmény lesz!

Felhasznált irodalom:

Leonid S. Lyubimkov, David L. Lambert, Sergey I. Rostopchin, Tamara M. Rachkovskaya, Dmitry B. Poklad: Accurate Fundamental Parameters or A, F, and G-type Supergiants in the Solar Neighbourhood

Markus M. Hohle, Ralph Neuhaeuser, Bernard F. Schutz: Masses and Luminosities of O and B – type stars and red super giants

L.E. Pasinetti Fracassini, L. Pastori, S. Covino, A. Pozzi: Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) – Third Edition – Comments and Statistics

David F. Gray: Photospheric variations of the supergiant γ Cyg

Bhavya B, Blesson Mathew, Annapurni Subramaniam: Pre-main sequence stars, emission stars and recent star formation in the Cygnus Region

Kolaczkowski, Z.; Pigulski, A.; Kopacki, G.; Michalska, G.: A CCD Search for Variable Stars of Spectral Type B in the Northern Hemisphere Open Clusters. VI. NGC 6910

J. Kubat, D. Korcakova, A. Kawka, A. Pigulski, M. Slechta, P. Skoda: The H-alpha stellar and interstellar emission in the open cluster NGC 6910

Science Journals: A Cocoon of Freshly Accelerated Cosmic Rays Detected by Fermi in the Cygnus Superbubble – (a szerzőket lásd az oldalon)