Címke: mély-ég

NGC4945

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

2015-02-16, 2015-02-17, 2015-04-15, 2015-04-16– Siding Spring Observatory – 25 x 300 sec L, 8 x 300 sec R,G,B

Az NGC1316-ról (Fornax A) készült fotó befejezése után hosszasan töprengtem, hogy melyik déli galaxis legyen a következő célpontom. Az M97 és M108 párosról még készülőben volt a fotó, amikor megszületett az elhatározás: az NGC4945 galaxis lesz a következő távészleléssel megörökítendő csillagváros. Az utóbbi időben párhuzamosan használom kis műszeremet a kertből, és az iTelescope.net Ausztráliában (Siding Spring Observatory) található egy-egy távcsövét. Hogy mi a kapocs a kettő között? Ez esetben az M108 megjelenése nagyban inspirált, hogy nagyobb távcsővel „lencsevégre kapjak” egy kusza porsávokkal tarkított, (majdnem) éléről látszó galaxist. (Előtte még tettem egy kis kitérőt a Wolf-Rayet csillagok körül található különös ködök világába.) Hamarosan látni fogjuk azonban, hogy ennek a galaxisnak az asztrofizikája legalább olyan izgalmas, mint megjelenése.

Az NGC4945 a Centaurus csillagkép déli területén található, így sosem emelkedik lakhelyem horizontja fölé. Bár hazánk égboltján is sok az érdekes csillagváros, mégis irigylem azokat, akik tőlünk délebbre, saját maguk is megfigyelhetik ezt a 20ˊ x 3.8ˊ látszólagos méretű 9.3 magnitúdós galaxist. Valószínűleg a déli féltekén élő amatőrcsillagászok is hasonlóan éreznek pár nagyszerű északi objektum említése esetén. Talán ezekben a percekben valaki éppen elhatározza, hogy északra utazva végre megcsodálja, lefotózza az Örvény-ködöt (M51), vagy távcsőidőt bérel egy északi félteken lévő csillagvizsgálóban.

Az NGC4945 a Centaurus csillagkép déli területén található. A kép az első expozíciók készítésekor, az ausztráliai (Siding Spring Observatory) égbolt állapotát mutatja. Kelet-északkelet felé (a baloldalon) a hazánkból is megfigyelhető csillagképek láthatóak fejjel lefelé.

De hol helyezkedik el a kozmoszban?  Távolságát csak az elmúlt egy évtizedben többször is meghatározták. Alapvetően két módszert használtak a csillagászok: a Tully-Fisher relációt, és a galaxisban lévő vörös óriásokat.

A Tully-Fisher relációról már korábban is írtam. Azoknak, akik ezeket a cikkeket nem olvasták:

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 maga Tully és kutatótársai, továbbá Nasonova és csapata is meghatározta az NGC4945 távolságát. Az első esetben 3.55 Mpc, míg a másodikban 4.5 Mpc adódott a galaxis távolságára.

A vörös óriás csillagok földi távcsövek esetén 3 Mpc távolságon belül kitűnően használhatóak a galaxisok távolságának meghatározására. A Hubble űrtávcsővel ez a távolság még a négyszeresére kiterjeszthető, ugyanis ilyen távolságig képesek vele a kutatók csillagokra bontani a galaxisokat. Egészen pontosan a fényesebb csillagok, így a vörös óriások is, ekkora távolságban még detektálhatóak. A módszer megértéséhez nézzük meg a Napunk tömegével rendelkező csillagok fejlődését egy olyan diagramon, ahol a vízszintes tengelyen a csillag effektív hőmérsékletének logaritmusa, míg a függőleges tengelyen a Naphoz viszonyított luminozitásának logaritmusa található. A csillag fejlődése során jellegzetes görbe mentén mozog. Nem célom bemutatni a teljese életpályát, csupán a módszer megértéséhez szüksége fogalmakat szeretném tisztázni.

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 ezután 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 (V-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 birtokában meghatározható a TRGB látszólagos közeli infravörös fényessége.

A vörös óriások eloszlása az NGC4945 galaxis szín (V-I) és közeli infravörös fényesség diagramján. Forrás: M. Mouhcine, H.C. Ferguson, R.M. Rich, T.M. Brown, T.E. Smith

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.

Adott vörös óriások csoportja esetén, megfelelő csillagászati és matematikai ismeretek birtokában a TRGB meghatározható. Ennek a pontnak a közeli infravörös tartományban látszó fényességéből, illetve az abszolút fényessége birtokában már kiszámítható a galaxisok távolsága.

Ez elsőre igen jól hangzik, és ígéretessé teszi ezt a távolság meghatározási eljárást. 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. Egy ilyen például, hogy az NGC4945 viszonylag közel látszik a saját galaxisunk síkjához, így az intersztelláris médium némi vörösödést okoz a megfigyelt objektumok fényében, illetve tompítja azt. Magában a távoli galaxisban található por és gáz szintén hatással lehet a megfigyelt színre és fényességre. Mint az hamarosan látni fogjuk, ez a hatás nagyban csökkenthető, ha megfelelő helyről választjuk a vörös óriásokat.

Végezetül a TRGB abszolút fényességét is be kell kalibrálni. A kalibrációkat olyan gömbhalmazokon és csillagpopulációkon végezték el, ahol más távolság meghatározási módszerek is rendelkezésre álltak.

Mouhcine, H.C. Ferguson, R.M. Rich, T.M. Brown, T.E. Smith az NGC4945 halójából választott célpontokat, ahol az idősebb csillagpopulációk találhatóak, viszonylag könnyen azonosíthatóak, illetve a por által okozott vörösödés kevésbé számottevő. A TRGB meghatározásával kiszámították a galaxis távolságát, mely szerintük 3.36 Mpc.

A bekeretezett területeken fésülték át a kutatók az NGC4945 halóját megfelelő vörös óriások után kutatva.

Jeremy Mould és Shoko Sakai az előbb vázolt módszert is felhasználva 3.8 Mpc-et kapott a csillagváros távolságára. Céljuk azonban egy kissé más volt, mint Mouhcine csapatának, ugyanis különböző távolságmérési módszereket hasonlítottak össze tanulmányukban.

Anélkül, hogy felsoroltam volna az összes távolsággal kapcsolatos kutatást, az értékek láthatóan eltérnek valamelyest. Amennyiben a témával kapcsolatban fellelhető publikációk eredményeinek középértékét fogadjuk el, az NGC4945 távolsága 3.8 Mpc. Ha az átlagot vesszük, akkor pedig 4.1 Mpc jön ki. Valószínűleg nem tévedünk nagyot, ha azt mondjuk: az NGC4945 távolsága 12-13 millió fényév. Ez jól összeegyeztethető a Centaurus galaxis csoport (súlypontjának) távolságával, melynek az NGC4945 az egyik a legfényesebb tagja.

Tudva, hogy milyen messze van, illetve ismerve az égen a látszólagos méretét, az NGC4945 átmérője nem sokkal marad el a Tejútrendszerünké mögött: nagyjából 70000-75000 fényév (12-13 millió fényéves távolság és 20ˊ látszólagos átmérő esetén). Az Androméda galaxis után a második legközelebbi nagyméretű spirál galaxis.

A felvételre pillantva jól látható, hogy a galaxis hemzseg a csillagkeletkezési területektől. Fiatal, forró csillagok halmaza festi helyenként kékre a csillagvárost, míg a vöröses szín e csillagok által gerjesztett, ionizált hatalmas hidrogénfelhőktől származnak. A csillagok keletkezési üteme felülmúlja Tejútrendszerünkét, így az NGC4945-öt a csillagontó galaxisok közé sorolják.

A csillagok ragyogása, a világító hidrogénfelhők, a sötét kanyargó porfelhők igazán impozánssá teszik ezt a majdnem éléről látszó galaxist. Ám ami nekem a szépséget jelenti, az a csillagászoknak a nehézséget. Egy nagyjából 78° inklinációval rendelkező spirál galaxisra „rápillantva” roppant nehéz megmondani a pontos morfológiai felépítését. Hogyan helyezkednek el a karok? Mennyire szorosan csavarodnak a galaxis köré? Küllős-e a spirál galaxis? Van központi dudor? Mi történik a magban?

Természetesen vannak árulkodó nyomok már az optikai tartományban is. A látható spektruma alapján, az NGC4945 Seyfert II típusú galaxis, vagy aktív galaxis maggal rendelkezik (Active Galactic Nucleus – AGN). A mag által kisugárzott nagymennyiségű energia az ott elhelyezkedő szupermasszív fekete lyuk jelenlétével magyarázható. Az egész jelenséget azonban por és molekula felhők takarásából kell szemlélnünk. Találóan kijelenthető, hogy az NGC4945 titkai jórészt ködbe burkolóznak. Hagyjuk hát el a vizuális tartományt, és pillantsunk a dolgok mélyére.

Az NGC4945 magjának optikai tartományban és röntgen tartományban (kék és rózsaszín) készült kompozit képe.  – Röntgen tartomány: NASA/CXC/Univ degli Studi Roma Tre/A.Marinucci és mások, optikai tartomány: ESO/VLT & NASA/STScI

Az NGC4945 1ˊx1ˊ központi régiója a röntgen tartományban (vörös:0.3-2 keV, zöld: 2-10 keV) – Forrás: NASA/CXC/Univ degli Studi Roma Tre/A.Marinucci és mások

Amíg az optikai spektrum csak „sejtetni engedi”, hogy a magban nagyenergiájú folyamatok zajlanak, megfigyelve az NGC4945 által kibocsájtott röntgensugárzást ez teljesen nyilvánvalóvá válik. A 10 keV (kemény) röntgen tartományban direkt emissziót láthatunk, míg a 0.3-2 KeV (lágy) nem kibocsájtó közeg, csupán szóródik rajta a sugárzás. Ez az utóbbi jelenség az úgynevezett Compton-szórás. Nagyon leegyszerűsítve: amikor egy nagyenergiájú röntgen foton atomos anyaggal ütközik, akkor energiájának csak egy részét adja át a „kibillentett” elektronnak, majd kisebb energiájú (lágyul a sugárzás), megváltozott irányú fotonként folytatja az útját („mintegy szóródik az atomon”).

A röntgensugárzás keletkezésének egyik oka a galaxis magjában található szupermasszív, 1-1.5 millió naptömegű fekete lyuk. A fekete lyuk megpróbálja elnyelni a környezetében található anyagot, mely akkréciós korongot formál körülötte. Ezt pedig kívülről sűrűbb, lassabban keringő gázfelhők veszik körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog és felhevül. Mozgási energiájának egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Míg a felszabaduló energiája másik része biztosítja a töltött részecskék relativisztikus (közel fénysebességre) történő gyorsítását. A fekete lyuknál az akkréciós korongra merőleges, a forgástengellyel párhuzamosan plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyben az említett részecskék kifelé haladva spiráloznak a mágneses térben, miközben szinkrotonsugárzást bocsájtanak ki.

De vannak csillagászok, akik vitatják, hogy egyedül a fekete lyuk lenne felelős a megfigyelt sugárzásért, illetve a magot körülvevő intersztelláris anyag felfűtéséért. Az NGC4945 centruma körül más viharos események is zajlanak.

A csillagászok rádiótávcsöveikkel feltérképezték a molekuláris gázfelhők eloszlását és azok dinamikáját az NGC4945-ben. Ehhez az atomos hidrogén és az a CO (karbon-monoxid) által kibocsájtott rádiósugárzást vizsgálták. Az intenzitás térkép mellett felrajzolták a felhők pozíció-sebesség diagramját is. Így a molekuláris felhők eloszlása és sűrűsége mellett, a galaxison belüli sebességükre és mozgásuk irányára is fény derült. A megfigyelések igazolták, hogy az NGC4945 valóban küllős spirál galaxis. A küllő mentén pedig gáz áramlik a galaxis középpontja felé. Igen valószínű, hogy ennek a folyamatnak köszönhető az, hogy a csillagváros centrumát hatalmas, nagyjából 200 pc (652 fényév) átmérőjű gyűrű alakú molekuláris gázfelhőkből álló képződmény veszi körül. Az ennek mélyén elhelyezkedő tórusz alakú régióban pedig robbanásszerű csillagkeletkezés zajlik, melynek nyomai a rádió és infravörös tartományban egyaránt megfigyelhetőek.

Az NGC4945 Paschen alfa (Pa-α) emissziós térképén jól látszik a tórusz alakú csillagkeletkezési régió a centrum körül. Az 1875 nm-es infravörös Pa-α sugárzás a gerjesztet hidrogén atom n=4-ről n=3 energiaszintre történő átmenete során keletkezik. Kép forrása: Marconi és mások.

Ebben a régióban igen jelentős mennyiségben keletkeznek a Napnál jóval nagyobb tömegű csillagok, melyek intenzív UV sugárzásukkal gerjesztik, ionizálják a körülöttük lévő intersztelláris anyagot. Ezek a forró, kék csillagok hatalmas üregeket fújnak azokba a ködökbe, melyben korábban megszülettek. A tovaterjedő ionizációs frontok felfűtik a csillagközi anyagot. A fényes behemótok tömegtől függően pár millió, vagy pár tízmillió év alatt leélik életüket, és szupernóvaként lángolnak fel. A robbanás keltette lökéshullámok újabb sokkhatást hoznak létre az intersztelláris médiumban, még tovább fűtve azt. A több millió fokosra hevült gáz sugározni kezd a röntgen tartományban. (Ez a gáz roppant ritka, így ha űrhajósként ellátogatnánk ebbe a környezetbe, sokkal jobban kéne aggódnunk a nagyenergiájú fotonok és a csillagszél töltött részecskéi okozta káros hatások miatt, mint hogy „megsülünk” a több millió fokos gázban.) A fiatal csillagok erős csillagszelének és a szupernóva-robbanásoknak köszönhetően, a felhevült gáz nagy sebességgel áramlik kifelé a galaxis magjából. A szakirodalomban ezt a jelenséget nevezik galaktikus szuperszélnek (superwind). Két ellentétes hatás dolgozik tehát ebben a galaxisban. A befelé áramló gáz újabb csillagok keletkezéséhez biztosít nyersanyagot, míg a galaktikus szuperszél kisöpri azt. A megfigyelések szerint egyelőre az első folyamat áll nyerésre, a robbanásszerű csillagkeletkezés még nem érte el a csúcsát az NGC4945-ben.

Miközben rátekintünk az NGC4945 fotójára, vagy miközben a szerencsésebbek az okuláron keresztül szemlélik a látványt, érdemes azon elgondolkodni, hogy kizárólag az optikai megfigyelésekre támaszkodva viszonylag keveset tudnánk erről a galaxisról. Ahhoz, hogy egy csillagászati objektum természetét teljesen megérthessék, a kutatóknak több hullámhosszon is vizsgálniuk kell azt. Ez a tény azonban ne tántorítson el minket az égbolt látnivalóinak élvezetétől. Derült éjszakákon pillantsunk fel az égre, ragadjunk távcsövet. Hagyjuk, hogy lelkünk szárnyaljon! Tapasztalni fogjuk, hogy a racionális és kíváncsi tudományon túl, van az ég dolgainak megfigyelésében valami spirituális. Valami, ami a léleknek szól. Én így hiszem.

Felhasznált irodalom:

M. Salaris, S. Cassisi: The ‘Tip’ of the Red Giant Branch as a distance indicator: results from evolutionary models

Mouhcine, H.C. Ferguson, R.M. Rich, T.M. Brown, T.E. Smith: Halos of Spiral Galaxies. I. The Tip of the Red Giant Branch as a Distance Indicator

Jeremy Mould és Shoko Sakai: The Extragalactic Distance Scale without Cepheids

Ott, J.B. Whiteoak, C. Henkel, R. Wielebinski: Atomic and Molecular Gas in the Starburst Galaxy NGC4945

Richard C. Y. Chou, A. B. Peck, J. Lim, S. Matsushita, S. Muller, S. Sawada-Satoh, Dinh-V-Trung, F. Boone, C. Henkel: The Circumnuclear Molecular Gas in the Seyfert Galaxy NGC4945

A. Marconi, E. Oliva, P.P. van der Werf, R. Maiolino, E.J. Schreier, F. Macchetto, A.F.M. Moorwood: The Elusive Active Nucleus of NGC 4945

A. Marinucci, G. Risaliti, Junfeng Wang, E. Nardini, M. Elvis, G. Fabbiano, S. Bianchi, G. Matt: The X-ray reflector in NGC 4945: a time and space resolved portrait

NGC2903

2015-02-14, 2015-02-17, 2015-03-09, 2015-03-17 – Göd

39 x 480 sec L, 10 x 480 sec R, 10 x 480 sec G, 10 x 480 sec B

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

SXVR-H18 CCD kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

2015. február 14-én az alkonyat után arra várva, hogy a távcsövem felvegye a környezet hőmérsékletét, a Rák csillagképben járó Jupiterben és holdjaiban gyönyörködtem. Mind a négy Galilei-hold látszott, szépen egyvonalban sorakoztak fel a látómezőben. Ezek a holdak egy síkban keringenek a Jupiter körül, és ezekben a hónapokban Föld is éppen ebben a síkban helyezkedett el. A szigorú rendet a Ganymedes törte csak meg kissé azzal, hogy a többiekkel átellenes oldalt választotta. Lassan beállt a teljes sötétség, és eljött az idő, hogy a távcsövemet egy kicsit arrébb mozdítsam térben és időben. A Jupiter azon az éjszakán 4.36 CsE (1 Csillagászati Egység 149 597 870 700 m távolságnak és nagyjából 8.3 fénypercnek felel meg), vagyis nagyjából 36 fényperc távolságra volt a Földtől. A távcsövemben így 36 perccel korábbi állapotát vehettem szemügyre. Új célpontom azonban az Oroszlán csillagkép fejénél, sokkalta messzebb, 29 millió fényévnyi távolságban volt (Drozdovsky és mások 2000). Így a távcsövet bár alig mozdítottam arrébb, máris több tízmillió évet utaztam vissza az időben. Izgalmas dolog a csillagok világa.

Az NGC2903 küllős spirál galaxis. Fényessége 9.7 magnitúdó, míg mérete 12.6ˊ x 6ˊ. Ez az impozáns csillagváros 80000 fényéves átmérőjével alig kisebb Tejútrendszerünknél.

Az NGC2903 spirál galaxis az Oroszlán csillagképben. A térkép a 2015. február 14/15. éjszaka állapotát mutatja, amikor a Jupiter is a közelben tartózkodott.

Szeretek magamnak megfigyelési programokat összeállítani. Nem kell komoly tudományos tevékenységre gondolni, csupán valami vezérelvet követve böngészem végig az eget, választom ki az egyes célpontokat. Ez a felvétel folytatása annak a sorozatnak, amit még az NGC7331-gyel kezdtem el. Az NGC2903 egy újabb tagja annak a mély-ég gyűjteményemnek, melyek valamely módon kimaradtak Messier katalógusából.

Charles Messier korának ismert üstökös vadásza volt. Ahogy G.M. Caglieris is rámutatott, és Messier eredeti észlelőnaplójából is kiderül, három üstökös is az NGC 2903 közelében haladt el az égen Messier pályafutása során. Hogyan lehetséges akkor, hogy egyszer sem vette észre a galaxist?

1760. második üstököse február 11/12. éjszaka, 1° 40ˊ-re közelítette meg a csillagvárost. Azonban a fényes üstökös csóvája épp a galaxis irányában látszott, ami minden bizonnyal megnehezíthette vagy meggátolhatta észrevételét.

De mi a helyzet az 1762-ben és 1771-ben feltűnt csóvás égi vándorokkal, melyek szintén nem voltak különösebben messze az NGC2903-tól? Alaposabban utánajárva kiderül, hogy Messier az 1762-es üstököst július első napjaiban látta utoljára az Oroszlán fejében, még elég messze a galaxistól. Utána már nem tudta megfigyelni. Ez az égterület a kora nyári időszakban már nagyon alacsonyan, 10-20 fok magasan van a sötétség beálltakor, így kizártnak tartom, hogy Messier észrevehette volna a galaxist.

Végül, bár az 1771-es kométa épp a galaxis mellett haladt el, Messier a közelítés idején, kb. 10 napig nem végzett megfigyelést – valószínűleg a borult ég miatt. Mivel az együttállás június közepén történt, így az 1762-es üstökösnél leírtak itt is helytállóak, Messier nem láthatta a galaxist.

Messier azért állította össze katalógusát, hogy kiszűrje azokat a távcsőben látható, általa még nem igazán értett objektumokat, melyek zavarták őt az üstökösök felfedezésében. Nem egyet közülük több éjszakán keresztül is megfigyelt, hátha elmozdul, és így bebizonyosodik róla, hogy valójában üstökös. Ő tehát inkább a buktatókat látta ezekben az égitestekben, és ez inspirálta őt a katalógus összeállítására. Gyakorta azt is szemére vetik, hogy nem volt igazán alapos és módszeres a „ködök” megfigyelésében. Azonban Messier minden más területen nagyon precíz észleléseket végzett, így miért épp az általa felfedezett vagy katalogizált égitestek lettek volna kivételek? Tudjuk, hogy számos ködöt évről évre többször szemügyre vett, méghozzá különféle távcsövekkel. Az elődei által felfedezett objektumok után addig kutatott kitartóan, akár évekig, míg létezésükről – vagy épp hiányukról – meg nem bizonyosodott. Leírásai minden szempontból korrekt mélyég-megfigyelések, amelyek az objektum pozícióján túl tartalmazzák pl. azt, hogy csillagokra bontható-e az égitest. Messier – magyar nyelven soha meg nem jelent – észlelőnaplójából kiderül, hogy nagyon is érdeklődött a ködök iránt, olyannyira, hogy őt túlszárnyaló követője, William Herschel is példaként tekintett munkájára. Ám az első valóban szisztematikus távcsöves égboltfelmérés a nagy német származású angol csillagász nevéhez köthető. A megfigyelési helyéről látható teljes égboltot végigpásztázta, és eközben akadt rá az NGC 2903-as spirál galaxisra 1784-ben, mely saját katalógusában a H I.56 jelölést kapta. Herschel egy fényesebb csomót a galaxison belül egyedi azonosítóval is ellátott. Kettős ködnek írta le ezt az objektumot. A H I.57, a New General Catalogue-ba (Új Általános Katalógus) is bekerült NGC2905 elnevezéssel. Ez a fényes HII régió, Lord Rosse (William Parsons), több mint fél évszázaddal később készült rajzán is felismerhető.

Lord Rosse az NGC2903-ról készített rajzán is feltűnik a fényes HII terület, vagyis az NGC2905.

Lord Rosse ugyan örvényszerű ködként ábrázolja az NGC2903-at, de személy szerint én nehezen ismerem fel benne magát a galaxist. Bindon Stoney rajza, melyet szintén az 1800-as évek derekán készített, talán jobban visszatükrözi az okuláron keresztül látható főbb vonásokat.

Bindon Stoney rajza az NGC2903-ról.

Megfelelően sötét égen, egy mai 10-15 cm-es távcsőben már részleteket mutat magából a galaxis. Példaként álljon itt két vizuális észlelés, melyek az MCSE észlelési adatbázisából származik.

Sánta Gábor észlelése

Észlelés helye: Kisújszállás

Észlelés időpontja: 2007-04-14 00:00:00 (UT)

Objektum neve: NGC 2903 (LEO)

Objektumtípus: Galaxis;

Műszer típusa: reflektor

Műszer átmérő (mm): 114

Nagyítás: 83

Látómező (ívperc): 55

Leírás: Régóta kedvencem az oroszlán eme galaxisa. Az öttömösi messier marazon éjszakáján 83x-os nagyítással a kis Bresser távcsövemben is meglepően részletgazdagnak mutatkozik. Megfigyelhető egy középső rész, mely pár ívmásodperces, illetve látható a központi küllő, amely É-D-i irányú, és rengeteg inhomogenitást tartalmaz (rajzolhatatlanok). A déli oldal sokkal kiterjedtebb, és rögösebb. A két spirálkar a küllő északi végéből nyugarta, illetve a déliből keletre kanyarodik ki, a nyugatiban rögök is láthatók, ezzel szemben a keleti homogén megjelenésű. A galaxis északi peremén látható csillag fényessége 13,7 magnitúdó. A galaxis mérete 6×4ˊ.

Szél Kristóf észlelése

Észlelés helye: Mezőkeresztes

Észlelés időpontja: 2014-03-21 21:34:00 (UT)

Észlelés vége: 22:01 (UT)

Objektum neve: NGC2903

Objektumtípus: Galaxis;

Műszer típusa: 150/1200 Sky-Watcher newton

Műszer átmérő (mm): 150

Műszer fókusz (mm): 1200

Fókusznyújtás: –

Eredő fókusz (mm): 1200

Okulár típusa: Planetary

Okulár fókusza (mm): 6

Nagyítás: 200

Nyugodtság: 6

Átlátszóság: 5

Látómező (ívperc): 18

Leírás: Gyönyörű galaxis! Nagyon parádés látványt nyújt már az én távcsövemben is. Spirálkarjai markánsak. Rövid szemszoktatás után minkét spirálkar és a galaxis magját átszelő küllő foltosnak mutatta magát. A látvány teljesen egyértelmű. Mérete 5X3′.

Mielőtt nekiálltam a fotózásnak, én is megcsodáltam az okuláron keresztül. A csillagkörnyezet mintázata is annyira megragadott, hogy a kamerát is úgy állítottam be, hogy ez valahogy a képemen is megjelenhessen. Természetesen más hatást kelt egy kör alakú látómezőben a látvány, mint a kamerám szögletes keretében.

Viszonylag fényes galaxisról van szó, azonban nemcsak az optikai tartományban ragyog. Szinte „üvölt” a rádiótartományban, de az infravörös, az ultraibolya és röntgen tartományban is tekintélyes mennyiségű sugárzást bocsájt ki. Hamarosan látni fogjuk, hogy a különböző hullámhosszakon végzet megfigyelések, hogyan tárták fel az NGC2903 újabb, és újabb titkát.

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.

A masszív és hatalmas küllő gravitációs hatásának köszönhetően a gáz összegyűlik és összenyomódik az NGC2903 bizonyos pontjain, így indukálva intenzív csillagkeletkezést. A küllő mentén, és környékén aktív csillagkeletkezés zajlik. Még az én, viszonylag kis távcsővel készült felvételemen is láthatóak aktív csillagkeletkezési régiók, illetve fiatal fényes csillaghalmazok a karokban és a küllő közelében. Igaz, csak apró pöttyök, vagy elmosódott apró foltok gyanánt. Van azonban még ezeknél is sokkal aktívabb terület a galaxison belül. A saját felvételemen azonban ez már messze nem kivehető.

Aktív csillagkeletkezési régiók az NGC2903-ban a Hubble űrtávcső felvételén. – A kép forrás: ESA/NASA/William Sparks (Space Telescope Science Institute)

A küllő a mag irányába is nagy mennyiségű gázt és port juttat el, így ott számtalan fényes csillag ragyogott fel az elmúlt pár millió évben. A közeli infravörös tartományban elvégzett vizsgálatok tanulsága szerint, a heves csillagkeletkezés a magot körbevevő 2000 fényév átmérőjű gyűrűben éri el a csúcsát. Ez a struktúra egyáltalán nem egyedi, és nemcsak az NGC2903-ra jellemző. A küllős spirál galaxisok számottevő része rendelkezik mag körüli gyűrűvel (nuclear ring), melyben aktív csillagkeletkezés zajlik.

A Hubble űrtávcső közeli infravörös tartományban készült felvételén jól látszik a mag körüli gyűrű. A fényes fehér csomók a fiatal csillaghalmazok. A vöröses területek az ionizált hidrogént tartalmazó (HII) területek.  – A kép forrás: ESA/NASA/William Sparks (Space Telescope Science Institute)

Az NGC2903 esetében a gyűrűben található fiatal csillagok jelentős része egy viszonylag rövid, 4-7 millió éves időintervallumban született. Szinte robbanásszerű volt a folyamat. Koruk mindössze 6.5-9.5 millió év. Ezen  fiatal csillagok populációja a mag körüli 2000 fényéves régió tömegének számottevő, 7-12 %-os részét teszi ki. A csillagok hatalmas halmazokat alkotnak, melyek tömege több tízezer naptömeg. A mag körüli gyűrű fontos építőkövei a nagyszámban előforduló fényes HII régiók (ionizált hidrogént tartalmazó csillagközi gázfelhők), melyekben valószínűleg hamarosan újabb csillaggenerációk születnek majd. Ezeket a környező fényes, fiatal, kék csillagok által kibocsátott nagyenergiájú fotonok gerjesztik, ionizálják. A HII területek luminozitása összemérhető a Nagy Magellán-felhőben található Tarantula-köd 30 Dorado körüli tartományaival.

Az NGC2309 centruma körüli gyűrűben található HII régiók fényessége összemérhető a Nagy Magellán-felhőben található Tarantula-ködével. Valahogy ekképpen festhetnek az NGC2903 mag körüli gyűrűjének csillabölcsői is. – A kép forrása: NASA, ESA, D. Lennon and E. Sabbi (ESA/STScI), J. Anderson, S. E. de Mink, R. van der Marel, T. Sohn, and N. Walborn (STScI), N. Bastian (Excellence Cluster, Munich), L. Bedin (INAF, Padua), E. Bressert (ESO), P. Crowther (University of Sheffield), A. de Koter (University of Amsterdam), C. Evans (UKATC/STFC, Edinburgh), A. Herrero (IAC, Tenerife), N. Langer (AifA, Bonn), I. Platais (JHU), and H. Sana (University of Amsterdam)

Mégis mekkora ütemben gyártja a csillagokat ez a galaxis? A válasz nagyban függ attól, hogy milyen módszereket, illetve összefüggéseket (modelleket) használtak fel a csillagászok kutatásaik során. A csillagkeletkezési ütem egyrészt meghatározható a HII területek luminozitásából. Ebben az esetben 2.2 naptömeg/év értéket kaptak a kutatók az egész galaxisra. Összehasonlításként a Tejútrendszerben nagyjából 1 naptömeg/év ez az érték. Másrészt a távoli infravörös luminozitás (L_FIR) és a csillagkeletkezési ráta is összefügg, ez alapján 5.7 naptömeg/év lett az eredmény. Ennek a másodikként említett vizsgálatnak egyik érdekes részeredménye, hogy egyedül a mag körüli régió 2.6 naptömeg/évet képvisel. Ez igen kiugró érték, ha a gyűrű 2000 fényéves átmérőjének és a galaxis 80000 fényéves átmérőjének arányait nézzük. Végül a galaxis röntgen tartománybeli luminozitásából is meghatározható az ütem nagysága, így 1.4-2 naptömeg/évet kaptak eredményül. Bár a három különböző módszert alkalmazva végül más-más értéket kaptak a csillagászok, az látszik, hogy az NGC2309-ban a csillagkeletkezés üteme túlszárnyalja a Tejútrendszerünkét. A mag környéke pedig a galaxis egészéhez viszonyítva kiemelkedően aktív ebből a szempontból.

A heves csillagkeletkezés a röntgen tartományban is otthagyta nyomát a galaxison. Az NGC2903-at forró gázokból álló, úgynevezett röntgen haló (X-ray halo) veszi körül, mely tipikus jellemzője a magjukban heves csillakeletkezést produkáló galaxisoknak. De hogyan jönnek létre ezek a több kpc méretű kiáramlások?

Az egyik mozgatórúgó az intenzív csillagkeletkezésben születő fényes, forró és nagytömegű csillagok erős csillagszele, mely hatalmas intenzitással fújja ki az anyagot a csillag környezetéből. A másik hatás éppen az ilyen nagytömegű és éppen ezért gyorsan fejlődő csillagok tragikus halálát követő szupernóvák fellángolásának köszönhető. Ezek a hatalmas erejű robbanások szintén hozzájárulnak az anyag kilökődéséhez, továbbá fel is hevítik a csillagközi anyagot. A gáz hőmérséklete eléri a 10⁷–10⁸ K-t, így sugározni kezd a röntgen tartományban. A kiáramlás iránya jellemzően merőleges a korongra, sebessége pedig az 1000 Km/s nagyságrendbe esik. Az NGC2903-hoz hasonló, azonban élével felénk forduló galaxisok megfigyeléséből tudják a csillagászok, hogy ezek a kiáramlások bipoláris szerkezetűek. Az NGC2903 esetében azonban csak az egyik oldalon sikerült megfigyelni ilyen struktúrát. A probléma azonban csak látszólagos, ugyanis az NGC2903-at nem az éléről látjuk. A velünk ellentétes oldalon keletkező sugárzásnak a teljes galaxis korongon kellene keresztülutaznia, hogy hozzánk eljusson. Ahogy a gáz távolodik a csillagváros síkjától, lehűl, így a röntgensugárzás is lágyabbá válik. Ezt pedig a galaxis korongja blokkolja.

Van azonban más is, ami az optikai tartományban készült felvételeken rejtve marad. A csillagászokat nagy meglepetés érte, amikor a 21 cm-es hullámhosszon rádiótávcsővel feltérképezték az NGC2903 HI régióit, vagyis a főleg atomos hidrogént tartalmazó gázfelhőit.

Korábbi cikkemből rövid emlékeztetőül:

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 HI területek 21 cm-es rádió tartományban sugároznak, a hidrogén hiperfinom szerkezetében nagyon kis spontán valószínűséggel (A=2.88×10⁻¹⁵ s⁻¹ ≈ 1/10⁷ év) végbemenő átmenetnek köszönhetően. Mivel ez a jelenség roppant kisvalószínűséggel következik csak be, így jelentős mennyiségű atomos hidrogéngáznak kell jelen lennie ahhoz, hogy ezen a hullámhosszon a csillagászok megfigyelhessék sugárzásukat, és így felmérés készülhessen a HI régiókról.

Judith A. Irwin és kollégái az Arecibo rádiótávcsővel végzett megfigyelésekből kiderítették, hogy az NGC2903 az optikai tartományban megfigyelhető méreteinél háromszor nagyobb kiterjedésű atomos hidrogénfelhőbe burkolódzik. Ez a felhő elnyúlik egészen az UGC5086 (PGC 027115) kísérő galaxisig. A 16.3 magnitúdós UGC5086 halvány, szinte tökéletesen kör alakú foltja az én felvételemen is látható, az NGC2903 közelében. Az UGC5086 törpe galaxis a megfigyelések alapján nem tartalmaz detektálható mennyiségű atomos hidrogént. Ennek a legvalószínűbb oka az, hogy túl közel van az NGC2903-hoz.

Az NGC2903 rádiótérképe a 21 cm-es hullámhosszon. Látható, hogy a galaxis optikai méretét nagyjából háromszorosan meghaladó hatalmas atomos hidrogénfelhő veszi körül. A csillag az UGC5086 kísérő galaxist jelöli. A jobb felső sarokban az N2903-HI-1 rádiókontúrja fedezhető fel, mely az NGC2903 halójával ütközve folyamatosan veszít a gázkészleteiből. – A kép forrása: Judith A. Irwin és mások: ΛCDM SATELLITES AND H I COMPANIONS – THE ARECIBO ALFA SURVEY OF NGC 2903

A Lokális Csoportban található törpe galaxisok vizsgálata során a csillagászok észrevettek egy érdekes összefüggést. Amennyiben egy törpe galaxis bizonyos távolságnál közelebb van egy nagyobb galaxishoz, akkor nem tartalmaz gázt, és nem folyik benne csillagkeletkezés. Míg ezen a távolságon túl egyértelműen detektálhatóak bennük HI régiók. A „vízválasztó távolság” nagyjából 270 kpc a Tejútrendszerünkhöz hasonló galaxisok esetén. Ez a szabályszerűség nemcsak saját galaxisunk körül figyelhető meg a Lokális Csoportban, de az M31 esetén is. A pontosság kedvéért meg kell jegyeznem, hogy bár a legtöbb törpe galaxisra igaz ez, de természetesen pár renitens mindig akad. A tapasztalt jelenség oka pedig az, hogy a nagy spirál galaxisok kiterjedt halóval rendelkeznek, mely gázt is tartalmaz. Ha egy törpe galaxis megfelelő közelségbe kerül, akkor beleütközik ebbe a gázba, és a fellépő torlónyomásnak köszönhetően elveszíti a csillagközi anyagát (Ram Pressure Stripping). Hasonlóan ahhoz, ahogy a menetszél kerékpározás közben lefújja az ember fejéről a sapkát. Az NGC2903 HI környezetének megfigyelése közben a Lokális Csoporton kívül is sikerült tetten érni ezt a jelenséget. Judith A. Irwin és csapata talált egy új HI régiót az NGC2903-on kívül, mely a kutatóktól a N2903-HI-1 jelölést kapta. Később az optikai tartományban ezt a rádióforrást az SDSS J093039.96+214324.7 törpe galaxissal azonosítottak, melyről megállapították, hogy ez is az NGC2903 egyik kísérő galaxisa.  A N2903-HI-1 külön érdekessége, hogy üstökös szerű struktúrát mutat a 21 cm-es hullámhosszon, vagyis éppen azt figyelhetjük meg, ahogy az NGC2903 halójával ütközik. A torlónyomás „kifújja” a gázt a kis galaxisból. Miközben az NGC2903 újabb csillagpopulációkhoz gyűjt készleteket, a csillagközi anyagától megfosztott törpe galaxisokban leáll a csillagok keletkezése. Igen valószínű, hogy ez a sors vár az SDSS J093039.96+214324.7 galaxisra is.

Az NGC2309 felvételemen is látható kísérő törpe galaxisai. Felső jelölés: UGC5086 (PGC 027115). Alsó jelölés: SDSS J093039.96+214324.7

Herschel hitt abban, hogy az általa ködöknek nevezett objektumok (a planetáris ködöket leszámítva) csillagokra bonthatóak. Mindez csak a távcső teljesítőképességének a kérdése. Nos, ha a ködjei esetében nem is lett teljesen igaza, az kétségtelen, hogy a mai műszerekkel képesek vagyunk sokkal „mélyebben” belelátni a kozmoszba, és mindezt az elektromágneses sugárzás különböző tartományában. A csillagászok az elmúlt több mint 200 évben messzire jutottak attól az éjszakától, amikor is Herschel felfedezte az NGC2903-at. A motiváció azonban mit sem változott ez idő alatt: megismerni, megérteni a környező világot. Végtére is ebben élünk.

Felhasznált irodalom:

Wolfgang Steinicke: The M51 Mystery: Lord Rosse, Robinson, South and The Discovery of spiral Structure in 1845

Alonso-Herrero, S. D. Ryder, J. H. Knapen: Nuclear star formation in the hotspot galaxy NGC 2903

Tschöke, G. Hensler, N. Junkes: An X-ray halo in the „hot-spot” galaxy NGC 2903

A. Irwin, G. L. Hoffman, K. Spekkens, M. P. Haynes, R. Giovanelli, S. M. Linder, B. Catinella, E. Momjian, B. S. Koribalski, J. Davies, E. Brinks, W. J. G. de Blok, M. E. Putman, W. van Driel: LCDM Satellites and HI Companions – The Arecibo ALFA Survey of NGC 2903

Jana Grcevich, Mary E Putman: HI in Local Group Dwarf Galaxies and Stripping by the Galactic Halo

 

Köszönöm Sánta Gábornak Messier üstökös megfigyeléseivel kapcsolatos lektori munkáját.

 

RCW58

2015-02-05 – Siding Spring Observatory – 13 x 600 sec Hα Bin2

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

A déli Carina (Hajógerinc) csillagképben található az RCW58. Ahogyan azt a fénykép alapján az olvasó is valószínűleg sejti, a körülbelül 3000 pc távolságra lévő köd különös megjelenését a közepén elhelyezkedő fényes csillagnak, a WR40-nek köszönheti. Ismerkedjünk meg egy kicsit közelebbről ezzel a végnapjait élő objektummal.

A Napnál jóval nagyobb tömegű csillagok egész életükben nagy befolyással bírnak környezetükre. Szinte attól a pillanattól kezdve átformálják az univerzumot, amint születésük után beindul a magjukban a hidrogén fúziója. Intenzív UV sugárzásukkal gerjesztik, ionizálják a körülöttük lévő intersztelláris anyagot. A közelükben lévő hidrogén felhők ennek köszönhetően „világítani” kezdenek. 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 formálásában. A fényes behemótok tömegtől függően pár millió, vagy pár tízmillió év alatt felhasználják magjukban található hidrogénkészletük jelentős részét, és elhagyják a Hertzsprung-Russell diagramon a fősorozatot.

Csillagok fejlődési útja a Hertzsprung-Russell diagramon. A nagytömegű csillagoknál használt angol rövidítések: MS – fősorozat, BSG: kék szuperóriás, YSG: sárga szuperóriás, RSG: vörös szuperóriás, LBV: fényes kék változó, WR: Wolf-Rayet csillag

A 8-15 naptömegű csillagok a fősorozatot elhagyva vörös szuperóriássá válnak, majd szupernóvaként robbannak fel. Fényük saját galaxisukat is túlragyogja, miközben anyaguk jelentős része szétszóródik az űrben. Még halálukban is képesek befolyást gyakorolni. A táguló maradvány lökéshullámot hoz létre a körülötte lévő por és gáz ködökben, melyekben így újabb csillagok összesűrűsödése indulhat meg. A nagytömegű csillagok halála gyakran egy új genezis kezdete.

A 15-20 naptömeg közti tartományba eső csillagok élete nem közvetlenül a vörös szuperóriás állapot után ér véget. Előbb a külső rétegeiket dobják le, és a vörös szuperóriás állapotot elhagyva, sárga szuperóriás lesz belőlük. Majd vagy ekkor, vagy innen is továbbfejlődve, a kék szuperóriás állapotban következik be a szupernóva-robbanás. A 20 naptömegnél nagyobb csillagokból azonban a fősorozat után sosem lesz vörös szuperóriás. Bár felszíni hőmérsékletük a fősorozat után lecsökken, így a diagram vörös oldala felé indulnak, de idővel visszakanyarodnak. Ezek végig megtartják kékesfehér árnyalatukat, és idővel úgynevezett Wolf-Rayet csillagokká fejlődnek, akárcsak az RCW58 középpontjában található WR40. Sorsukat azonban ezek sem kerülhetik el, és életük lezárásaként szupernóvává válnak.

A Wolf-Rayet csillagok tudományos históriája egészen a XIX. századig nyúlik vissza. Charles Wolf és Georges Rayet 1867-ben a Hattyú csillagképben három különös csillagot talált, melyek színképében nagyon széles emissziós vonalak voltak megfigyelhetők. Már akkor tudták, hogy valami különösre akadtak. 1929-ben aztán értelmezést nyert a színkép. A WR csillagok igen nagy ütemben és hatalmas sebességgel veszítenek anyagot. A Napunknak is van csillagszele (napszél), mely révén folyamatosan anyagot veszít. Ez évente 10^-14 naptömeget jelent. Ehhez képest egy WR csillagról évente 10^-5 naptömeg áramlik ki, méghozzá észveszejtő 300-2400 Km/s sebességgel. Mindez megmagyarázza a spektrum tulajdonságait, miszerint a nagysebességgel kiáramló forró anyag emissziós vonalait látjuk a csillag színképében a Doppler-effektus által kiszélesítve. A WR40 is egyike a Tejútrendszerben ismert valamivel több, mint 200 WR csillagnak.

A WR137 spektruma a széles emissziós vonalakkal. A WR137 az első Wolf-Rayet csillagok egyike, melyet még 1867-ben fedezett fel a Hattyú csillagképben Charles Wolf és Georges Rayet.

De hogyan jött létre az RCW58, vagyis maga a köd? Ahogy fentebb is írtam, a nagytömegű csillagok már a fősorozaton is jelentős csillagszéllel rendelkeznek, folyamatosan anyag áramlik ki belőlük. Ennek és sugárzásuknak köszönhetően mire elhagyják a fősorozatot egy igen forró gázból álló óriási buborék jön létre, melyet néhány km/s sebességgel táguló semleges (nem ionizált) anyagból álló héj határol. Ennek sugara addigra 20 pc-et is meghaladhatja. A fejlődés későbbi állapotában, a tömegveszteség nagysága még jelentősebbé válik, az ekkor jelentkező csillagszél sebessége ugyan viszonylag lassú, de a sűrűsége jelentősen megnő. A csillag, annak tömegétől függően, a vörös szuperóriás, a sárga szuperóriás, vagy a nagy luminozitású kék változó csillag fázisban akár tömege felét is elveszítheti. A legjelentősebb anyagkibocsájtások epizódokban történnek, a kiáramló anyag eloszlása pedig nem gömbszimmetrikus. A csillag szép komótosan „saját maga köré pöfékel”. A kellően nagytömegű csillagok a végső WR stádiumban, extrém UV sugárzásukkal ionizálják a korábban kidobódott anyagot. Ezáltal a köd a H-alfa (Hα), vagyis a 656.81 nm-es hullámhosszon sugározni kezd. (Ez az objektum e tulajdonsága alapján került be anno a déli égbolt 182 objektumot tartalmazó Hα régióit összegyűjtő RCW katalógusba, melyet Alexander William Rodgers, Colin T. Campbell és John Bartlett Whiteoak állított össze.) Gyors csillagszelük pedig utolérve a korábbi lassabb csillagszél anyagát kölcsön hat azzal. Ez és az ionizációs hatás együttese felszabdalja az előzőleg kialakult struktúrákat, így létrehozva azt a lenyűgöző formavilágot, amit a felvételen láthatunk.

A fenti leírt folyamatot az elmúlt évtizedekben több kutató is megpróbálta modellezni. Az idők folyamán egyre több tényezőt vettek figyelembe, hogy a valósághoz minél közelebb álló eredményeket kapjanak. Míg a kilencvenes évek közepén még pusztán hidrodinamikai módszereket alkalmaztak csak a lassú és a gyors szél kölcsönhatásának leírására, addig a kétezres években már az ionizációs sugárzás hatását is figyelembe vették. Továbbá számoltak a csillagok tengelyforgásával, a fémtartalommal, a csillagszél időbeli változásával egy adott fejlődési állapoton belül, és így tovább. J. A. Toalá és S. J. Arthur 2011-ben egy tanulmányt publikált (J. A. Toalá, S. J. Arthur: Radiation-Hydrodynamic Models of the evolving Circumstellar Medium around Massive Stars), melyben korábbi kutatások eredményeit felhasználva, máig talán az egyik legrészletesebben kidolgozott modellel álltak elő. Ahelyett, hogy alaposan belemennék a részletekbe, inkább megmutatom, milyen struktúrák alakulnak ki a WR csillagok környezetében a két kutató 2D-s szimulációjában.

40 naptömegű WR csillag körül kialakuló struktúrák. A modellben a csillag nem forog, és nincs hővezetés. A felső sorban az ionizációs sűrűség, míg az alsó sorban a hőmérséklet látható a távolság függvényében. Az értékek logaritmikusak. Balról jobbra a WR csillagszél beindulása óta eltelt idő: 10600, 22600, 32650, és 36600 év.

40 naptömegű WR csillag körül kialakuló struktúrák. A modellben a csillag forog, de nincs hővezetés. A felső sorban az ionizációs sűrűség, míg az alsó sorban a hőmérséklet látható a távolság függvényében. Az értékek logaritmikusak. Balról jobbra a WR csillagszél beindulása óta eltelt idő: 6800, 8800, 12800, és 16900 év.

60 naptömegű WR csillag körül kialakuló struktúrák. A modellben a csillag nem forog, és nincs hővezetés. A felső sorban az ionizációs sűrűség, míg az alsó sorban a hőmérséklet látható a távolság függvényében. Az értékek logaritmikusak. Balról jobbra a WR csillagszél beindulása óta eltelt idő: 6800, 14800, 24800, és 30900 év.

60 naptömegű WR csillag körül kialakuló struktúrák. A modellben a csillag forog, de nincs hővezetés. A felső sorban az ionizációs sűrűség, míg az alsó sorban a hőmérséklet látható a távolság függvényében. Az értékek logaritmikusak. Balról jobbra a WR csillagszél beindulása óta eltelt idő: 19450, 21450, 23450, és 25500 év.

Vegyük észre, hogy mennyiben függ az eredmény attól, hogy mekkora tömegű csillaggal számoltak a kutatók, illetve, hogy mekkora a csillag tengelyforgási sebessége. Ez a két paraméter nagyban befolyásolja a csillag által a WR stádiumot megelőző életpályáját, így a korábban és a WR stádiumban kibocsájtott csillagszél sebességét, sűrűségét, térbeli eloszlását, folytonosságát.

Az mindenesetre szépen látszik, hogy a késői fejlődési stádiumban (a fősorozat után) kibocsájtott lassú csillagszél és a WR állapot gyors csillagszelének kölcsönhatása a szimulációkban is létrehozza azt a morfológiát, ami a felvételemen is látható.

A WR csillagok kialakulása, működése és fejlődése körül még mindig rengeteg a tisztázatlan kérdés. E csillagoknak és a szupernóvák kapcsolatának vizsgálata talán az egyik legizgalmasabb kutatási terület. Az elméletek az Ib/c és IIn típusú szupernóva-robbanásokat kötik ehhez a csillagtípushoz, azonban továbbra is megerősítésre szorul a WR csillagok és a szupernóvák direkt kapcsolata. Eddig csak közvetett bizonyítékok vannak a kutatók kezében. Tudomásom szerint a mai napig nem sikerült olyan szupernóva-robbanást elcsípni, melynek progenitora egyértelműen azonosítható lett volna bármilyen olyan égitesttel, mely korábban a WR csillagok jellemzőit mutatta volna. 2013 októberében egy rövid időre felcsillant a remény, hogy talán az NGC5806-ban feltűnt iPTF13bvn Ib típusú szupernóva egy WR csillag volt a robbanás előtt. Ezt 2014 márciusában azonban megcáfolták. A 2014-es publikáció két dolgot azért elismert. Először is, az előző csapat minden jel szerint jól azonosította azt a csillagot a korábbi felvételeken, amelyik felrobbant. Másodszor valóban Ib típusú volt a szupernóva.

Ugyan „a végső” bizonyíték még nincs a csillagászok kezében, de az a legvalószínűbb, hogy a WR40 valamikor a jövőben szupernóvaként fog felrobbanni. Bármi is legyen azonban a WR40 sorsa, egyvalami biztos, számomra az RCW58 az egzotikus csillagászati objektumok egyik megtestesítője.

A felvételről

Korábban még sosem használtam keskenysávú szűrőt a csillagászati felvételeim elkészítéséhez. Bár láttam mások képeit, de régóta szerettem volna magam is kipróbálni, hogy milyen eredmény érhető el Hα szűrővel fényesen ragyogó Hold mellett. A puding próbája az evés. Olyan objektumot kerestem, mely szinte csak Hα tartományban sugároz, igen halvány, és nem utolsósorban kellőképpen izgalmas számomra. Ezért felütöttem az RCW katalógust, és átnéztem a déli ég HII régióit. Végül választásom az RCW58-ra esett.

Balra az RCW58, jobbra az M51 látható az SDSS adatbázisból származó felvételeken. Jól érzékelhető a két objektum közötti fényességkülönbség.

Amikor elkezdtem a felvételt a 97.5%-osan megvilágított Hold majdnem 50° magasan állt az égen. E körülmények között készült a 6nm-es Hα szűrővel a 13 darab egyenként 10 perces (Bin2) expozíció.

Az eredményt látva úgy gondolom, hogy érdemes lenne beszereznem egy keskenysávú (Hα) szűrőt, így a holdas éjszakákat is ki tudnám használni. Túl kevés a derült éjszaka idehaza, hogy előbb vagy utóbb ne éljek ezzel a nagyszerű lehetőséggel.

Felhasznált irodalom:

A. Toalá, S. J. Arthur: Radiation-Hydrodynamic Models of the evolving Circumstellar Medium around Massive Stars

Robert A. Gruendl, You-Hua Chu, Bryan C. Dunne, Sean D. Points: A Morphological Diagnostic for Dynamical Evolution of Wolf-Rayet Bubbles

Linda J. Smith, Max Pettini, J. E. Dyson, Thomas W. Hartquist: An optical study of the dynamics of the clumpy wind-blown nebula RCW 58

Jose H. Groh, Cyril Georgy, Sylvia Ekstrom: Progenitors of supernova Ibc: a single Wolf-Rayet star as the possible progenitor of the SN Ib iPTF13bvn

Fremling, J. Sollerman, F. Taddia, M. Ergon, S. Valenti, I. Arcavi, S. Ben-Ami, Y. Cao, S.B. Cenko, A.V. Filippenko, A. Gal-Yam, D.A. Howell: The rise and fall of the Type Ib supernova iPTF13bvn – Not a massive Wolf-Rayet star

NGC1316

2014-11-18, 2014-11-19, 2014-11-20, 2015-01-15, 2015-01-16, 2015-01-17, 2015-01-18 – Siding Spring Observatory – 31 x 600 sec L, 8 x 600 sec R,G,B

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

(A keleti irány felül, az északi jobbra van.)

Az NGC1316 a Fornax halmaz óriás rádiógalaxisa. Majdnem pont egy éve látogattam meg az iTelescope hálózat távcsövét használva, a szintén ehhez a halmazhoz tartozó NGC1365 küllős spirál galaxist. Már akkor elterveztem, hogy egy év múlva visszatérek, és „lencsevégre kapom”, ezt a tőlünk nagyjából 62 millió fényévre lévő, páratlan formavilágú galaxist.

Az NGC1316 morfológiai besorolása SAB(s)0⁰ pec, vagyis úgynevezett lentikuláris galaxis. A „pec” (peculiar) tag pedig arra utal, hogy szerkezetükben van valamiféle különleges, egyéni sajátosság, szabálytalanság. (Megjegyzem, hogy több helyen elliptikus galaxisként is hivatkoznak rá, azonban átnézve az utóbbi évek tudományos publikációit, személy szerint a lentikuláris besorolást tekintem elfogadhatónak.) Természetesen tipikus lentikuláris galaxis nem létezik, az NGC1316 pláne nem az, azonban érdemesnek tartom röviden áttekinteni, hogy milyen jellemzőkkel bírnak általában ezek a galaxisok.

A típus átmenetet képez a spirál és az elliptikus galaxisok között. A lentikuláris galaxisok alapvetően diszk alakúak akárcsak a spirál galaxisok. Nincsenek azonban spirálkarjaik, a korongban nem figyelhetőek meg határozott struktúrák. Jellemző rájuk, hogy a központi dudor a galaxis korongjához képest viszonylag nagyméretű, és meghatározó a galaxis felépítése szempontjából.

Van egy másik jelentős különbség is a spirál galaxisokhoz képest. Interszteláris anyaguk jelentős részét elveszítették, hiányzik belőlük a csillagok kialakuláshoz szükséges gázanyag. Honnan tudják mindezt a csillagászok? Mint a legtöbb esetben, most is az objektum elektromágneses sugárzása az, ami erről árulkodik.

Elsőként nézzük meg, miként bocsájtanak ki sugárzást a csillagközi gázfelhők a Hα (Hidrogén alfa) 656.81 nm-es hullámhosszon. Az atomban meghatározott, diszkrét energiaszintek tartoznak az elektronhoz. Az elektron mindig igyekszik elfoglalni a legalacsonyabb, n=1 energiaszintet. A fényes, fiatal, kék csillagok által kibocsátott nagyenergiájú fotonok gerjesztik, ionizálják a közelükben lévő gázfelhők hidrogén atomjait, vagyis az elektront egy magasabb energiaszintre „lökik”, vagy akár le is szakítják magáról a hidrogén atomról. Az előbbi a gerjesztés, az utóbbi az ionizáció jelensége. Annak a valószínűsége, hogy az n=3-as energiaszintre kerüljön az elektron anélkül, hogy leszakadna a hidrogén atomról, roppant kicsi. Vagyis, ha akkora energiát „közlünk” az elektronnal, ami az n=3 szintre juttatná, a hidrogén atom ionizálódik. A szabad elektron hamar találkozik egy elektron nélküli csupasz hidrogén atommaggal, egy protonnal, és új hidrogén atom jön létre (rekombináció). Ebben a folyamatban az elektron bármilyen energiaállapotot felvehet, de végül kaszkád folyamatban visszatér az alapszintre (n=1). A „lefelé lépéskor” a szintek különbségével megegyező energiájú foton sugárzódik ki. Nagyjából az átmenetek felét képezi az n=3 szintről az n=2 szintre történő átmenet, amikor is a 656.81 nm-es sugárzás keletkezik. Végső soron a Hα emisszió annak köszönhető, hogy az atomos hidrogén korábban ionizálódott. A csillagászok ezen a hullámhosszon tudják a legkönnyebben feltérképezni a gázfelhők hidrogénjét az optikai tartományban. Pontosabban, az úgynevezett HII régiókat, vagyis az ionizált hidrogént tartalmazó területeket.

A 21 cm-es rádiósugárzást pedig 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 HI területek 21 cm-es rádió tartományban sugároznak, a hidrogén hiperfinom szerkezetében nagyon kis spontán valószínűséggel (A=2.88×10⁻¹⁵ s⁻¹ ≈ 1/10⁷ év) végbemenő átmenetnek köszönhetően. Nagyon leegyszerűsítve, tekintsük a hidrogén atom protonjának és elektronjának spinjét kvantummechanikai impulzusmomentumnak. Egy adott spin állapot hiperfinom állapotokra bomlik a proton és az elektron spinjei szerint. Nagyobb energiájú állapotról van szó, amikor a proton és az elektron spinje megegyezik, azzal szemben, amikor éppen ellentétes. A két energiaállapot közötti hiperfinom átmenetkor keletkezik a 21 cm-es elektromágneses sugárzás.  Mivel ez a jelenség roppant kisvalószínűséggel következik csak be, így jelentős mennyiségű atomos hidrogéngáznak kell jelen lennie ahhoz, hogy ezen a hullámhosszon a csillagászok megfigyelhessék sugárzásukat, és így felmérés készülhessen a HI régiókról.

A hiperfinom átmenet keltette 21 cm-es sugárzás. Ne feledjük, hogy a spin, mint kvantummechanikai impulzusmomentum csak egy analógia, de segít megérteni a jelenséget.

Mivel a lentikuláris galaxisok színképében jellemzően nincs domináns Hα emissziós vonal, illetve a 21 cm-es rádió tartományban sem bocsátanak ki szignifikáns sugárzást, így nincs nekik jelentős mennyiségű atomos, illetve ionizált hidrogénkészletük.

Kellő mennyiségű gázanyag híján ma már nem, vagy csak alig keletkeznek csillagok a lentikuláris galaxisokban, ezért az ilyen galaxisokat az idősebb csillagok populációi uralják. Mivel teljesen hiányoznak belőlük a kékszínű, fényes, nagytömegű, ez utóbbi okán rövid életű csillagok, így e galaxisok színe inkább vörösesbe hajló.

Érdekes, hogy bár a csillagközi gáz szinte teljesen hiányzik ebből a típusú galaxisokból, azonban számottevő bennük a csillagközi por mennyisége. Ez az egyik jelentős különbség az elliptikus galaxisokhoz képest, melyek csak igen minimális mennyiségű port és gázt tartalmaznak.

Az elliptikus galaxisokat és a lentikuláris galaxisokat gyakran nem is olyan könnyű megkülönböztetni egymástól. Igen gyakran a csillagászok a felületi fényesség profil alapján szokták eldönteni a galaxisról, hogy az melyik típusba tartozik. Ez a profil leírja, hogy miként változik a galaxis fényessége a centrumtól távolodva. A spirál galaxisok, illetve a lentikuláris galaxisok korongjának profilja tipikusan lapos, míg az elliptikusak szférikus része, illetve a lentikulárisok központi dudorának profilja meredek esésű. A gyakorlat azonban sosem ennyire egyszerű, ugyanis lentikuláris galaxisok esetén a központi dudor jellemzően dominánsabb a koronghoz képest. Tipikusan akkor kap a galaxis lentikuláris, és nem elliptikus besorolást, ha felületi fényesség profilja nem írható le egyetlen indexszel (Sérsic index). Vagyis, csak több, különböző meredekségű görbével ábrázolható.

Felületi fényesség profilok különböző Sérsic index-ek esetén. A vízszintes tengelyen található a centrumtól mért távolság logaritmusa, míg a függőleges tengelyen a felszíni fényesség logaritmusa. Az n=1 a spirál galaxisokat és a lentikulárisok korongját, az n=4 az elliptikus galaxisokat írja le jól.

Máig bizonytalanság övezi a lentikuláris galaxisok kialakulásának körülményeit. Manapság két elképzelése versenyez egymással.

Az első szerint a lentikuláris galaxisok valaha spirál galaxisok voltak, melyek az idők folyamán felélték csillagkeletkezés révén gázkészletüket, és így elvesztették spirális struktúrájukat is. A csillagkeletkezési folyamatokat több hatás is felgyorsíthatta, melyek közül az egyik legvalószínűbb a másik galaxissal történt kölcsönhatás.

Ezt az első elképzelést alátámasztja a lentikuláris galaxisok diszkszerű felépítése, illetve hogy eltolva rájuk is érvényes az úgynevezett Trully-Fisher reláció. A Tully-Fisher reláció, mely 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 reláció felhasználásával a csillagvárosok távolsága kiszámítható. A módszer lényege röviden az, 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 kiszámolható.

A lentikuláris galaxisoknak jellemzően nagyobb a felületi fényessége, mint a spirál galaxisoknak. Ez pedig nehezen egyeztethető össze azzal az előbb felvázolt elmélettel, miszerint ezek gázkészletüket felélt, „elhalványult” spirál galaxisok, melyekben manapság már alig keletkeznek csillagok. A másik ellenérv, amit már fentebb is említettem, hogy a lentikuláris csillagvárosok esetében az úgynevezett központi dudor és korong luminozitási arányszám nagyobb, mint a spirál galaxisok esetében. E két ellenérv a második elmélet támogatóinak a malmára hajtja a vizet, akik szerint a lentikuláris galaxisok spirál galaxisok összeolvadásával jönnek létre. Ezzel az előbb említett tulajdonságok megmagyarázhatóak, továbbá az is, hogy az ilyen galaxisok körül nagyobb számban fordulnak elő gömbhalmazok. Sajnos azonban az ütközések szimulációi nem eredményeznek kellően nagyméretű központi dudort, továbbá ez az elmélet a spirál galaxisokhoz képest eltolt Trully-Fisher relációval sem tud elszámolni, hacsak a múltban nem voltak mások a spirál galaxisok tulajdonságai ahhoz képest, mint amit manapság látunk.

A lentikuláris galaxisok általános áttekintése után térjünk vissza kimondottan az NGC1316-hoz.

Elég csak ránézni a felvételre, hogy az ember meggyőződjön róla, az NGC1316 galaxis múltja közel sem volt békés. A központi fényesebb részen héjak, fodrozódások figyelhetőek meg, mintha csak valaki kavicsokat dobott volna a tóba. A mag körüli részt porsávok ölelik körül. A látványt megkoronázva, nagyon halvány, de kiterjedt árapálycsóva veszi körül az egész galaxist. Szinte kínálja magát, hogy a közelében elhelyezkedő NGC1317-es küllős spirál galaxist gyanúsítsa meg az ember. Ennek valóban van némi valóságalapja, ugyanis a két galaxis kölcsönhatása kétségtelen, azonban a vizsgálatok szerint az NGC1317 tömege nem elég nagy ahhoz, hogy ennyire összekuszálja az NGC1316-ot. Itt valami egészen más áll a dolgok hátterében.

A kutatók olyan felvételeket készítettek, melyeken megpillanthatóak akár az NGC1316 csillaghalmazai is. Kiválasztottak 37 jelöltet. Ebből voltak olyanok, melyekről kiderült, hogy csak előtér csillag. Végül 24-en maradtak versenyben, vagyis ennyi bizonyult a későbbiekben valós csillaghalmaznak. Ezeknek a vizsgálatával több tulajdonságát is felderítették a galaxisnak. A halmazok mozgásából meghatározták, hogy a galaxis mekkora tömeget tartalmaz 24 kpc sugáron belül. Erre (6.6±1.7) x 10¹¹ naptömeget kaptak (2 faktoros bizonytalansággal). A halmazok közül 4 roppant fényesnek bizonyult. Fényesebbnek, mint bármelyik halmaz a Tejútrendszerben, vagy az Androméda galaxisban. Ennek hála ilyen távolságból is nagyon jó jel/zaj viszonnyal sikerült spektrumokat felvenni, melyből további részletekre derült fény. A vizsgált halmazokról kiderült, hogy középkorú gömbhalmazok, vagyis 3.0±0.5 milliárd évesek, és fémtartalmuk a Napéhoz hasonló. Kialakulásuk két galaxis összeolvadásának köszönhető, amikor is az ütközéskor fellépő gravitációs hatások beindították a robbanásszerű csillagkeletkezést a galaxisok gázfelhőiben. A megfigyelések nemcsak arra adtak bizonyítékot, hogy galaxisok ütközésekor gömbhalmazok alakulhatnak ki, de arra is, hogy ezek a halmazok képesek túlélni az ekkor fellépő árapály erők pusztító hatását, vagyis a halmazok nem „szakadnak szét”.

Az NGC1316 két gömbhalmaza a saját felvételemen is felfedezhető

A csillagászok sikeresen tetten érték a körülbelül 3 milliárd évvel ezelőtti ütközést az NGC1316 azon gömbhalmazainak hála, melyek a Tejútrendszer saját halmazait is túlragyogják. Azonban nemcsak gömbhalmazokban keletkeztek csillagok az ütközéskor. A csillagváros belső 3˝ területén, egy durván 2 milliárd éves csillagpopuláció található, melyet színképfelvételek segítségével azonosítottak. Ezek a csillagok az összeolvadás után keletkeztek azokból a molekuláris felhőkből, melyek a másik galaxis bekebelezése után az NGC1316 központja felé zuhantak.

Az NGC1316-nak a 3 milliárd évvel ezelőtti viharos esemény után jött csak meg igazán az étvágya. Valamivel kevesebb, mint 1 milliárd évvel ezelőtt egy kisebb, de gázban igen gazdag galaxist kebelezhetett be, melynek maradványa a nyugati és délnyugati oldalon végighúzódó lebeny. A régiót (a szakirodalomban L₁ loop) megvizsgálták az optikai, rádió és röntgentartományban is. Az ottani forró interszteláris gáz megfigyelt tulajdonságai alapján a kis galaxis „becsapódása” igen nagy sebességű volt, a számítások szerint 380 Km/s. Az NGC1316 fényes központi részét körülvevő halványabb struktúrák közül ez a képződmény a legfiatalabb, és legfényesebb. A többi igen valószínű, hogy a korábbi 3 milliárd évvel ezelőtti összeolvadás maradványa.

Végezetül ott van a por az NGC1316-ban, mely esetében több jel is arra mutat, hogy az a galaxison kívülről származik. A galaxisokban található csillagközi por egy részét a késői fejlődési stádiumban lévő csillagok termelik, miközben anyagot veszítenek, illetve a szupernóvák is jelentős szerepet játszanak ebben. A csillagpopulációk feltérképezésével megbecsülhető, hogy mennyi por jelenlétét várhatjuk a galaxisban. Az NGC1316-ban túl sok a megfigyelt por, ennyit maguk a galaxis csillagai nem állíthattak elő. Ha a csillagfejlődési modellek hibásak is lennének, vagyis a valóságban máshogy és más mennyiségben keletkezne a por, érvként még mindig ott van a por eloszlása.

A felvételemen is jól látszik, hogy mennyire furcsa az alakja, az elrendeződése a porsávoknak. A Spitzer infravörös űrteleszkóp felvételén ez még sokkal szembetűnőbb.

Az NGC1316 porsávjainak különös struktúrája a Spitzer infravörös űrtávcső felvételén. – NASA JPL Caltech

Amennyiben a por a galaxison belülről származna, akkor sokkal egyenletesebben oszlana el, például korongszerűen vagy sávosan, illetve kinematikája egyezést mutatnak az azt termelő csillagokéval.  A helyzet viszont egyáltalán nem ez. Az előbbiek értelmében nagy bizonyossággal kijelenthető, hogy a por az NGC1316-on kívülről, felfalt galaxisokból származik.

Láthattuk a sok megfigyelési eredményt, mely mind arra utal, hogy az NGC1316 igen sikeres nagyragadozó. Mindent elfogyaszt, ami csak a közelébe kerül. Vajon ki lesz a következő áldozat? Az NGC1317 küllős spirál galaxis a közelében, vagy az NGC1310 nyugatra (a felvételemen alul)?

Az NGC1316 a Fornax csillagkép legerősebb rádióforrása, ezért a rádiócsillagászat hőskorában használt nevezéktannak megfelelően, a Fornax A elnevezést kapta. Nem kell akkor sem szégyenkeznie, ha az égbolton megfigyelhető összes rádióforrással kell „megküzdenie” az 1.4 Ghz frekvencián. A negyedik helyezést akkor is kiérdemli. Két hatalmas rádiólebeny keretezi a galaxist, melyek egyenként 600 000 fényév kiterjedésűek. A saját csillagvárosunk majdnem hatszor elférne csak az egyikben.

A Fornax A (NGC1316) hatalmas rádió lebenyeivel. A kép az optikai és a rádiótartományban készült felvételek összemontírozása. Forrás: NRAO/AUI – J. M. Uson

De hogyan jön létre a rádiógalaxisok sugárzása? Magjukban szupermasszív központi fekete lyuk található, melynek tömege a pár milliótól több milliárd naptömegig terjedhet. Az NGC1316 130-150 millió naptömegűvel büszkélkedhet. Ezek a fekete lyukak próbálják elfogyasztani a környezetükben található anyagot, mely ebben az esetben javarészt a pórul járt galaxisokból származó intersztelláris médium. Az étekként szolgáló anyag akkréciós korongot formál, melyet kívülről sűrűbb, lassabban keringő gázfelhők vesznek körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog, és felhevül. A mozgási energiájának pedig egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Továbbá a mozgási energia egy része biztosítja a töltött részecskék relativisztikus (közel fénysebességre) történő gyorsítását. Az akkréciós korongra merőleges, a forgástengellyel párhuzamosan plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyben az említett részecskék kifelé haladva spiráloznak a mágneses térben, miközben szinkrotonsugárzást bocsájtanak ki. A jet-ek mérete hatalmas is lehet, elérhetik akár a több millió fényévet. Ehhez képest maga a belső szerkezet, vagyis a korong és az azt körülvevő gázfelhők a fényéves nagyságrendbe esnek. Az idők folyamán lassan változik a sugárzás intenzitása, iránya, a mágneses tér. A galaxist körülvevő ritka anyag eloszlása, amibe a jet-ek beleütköznek, szintén változik. Ezeknek köszönhetően az NGC1316 körül festői szépségű mintázat rajzolódott ki évmilliók alatt a rádiótartományban.

Az NGC1316 sok titka legalább olyan izgalmas, mint a megjelenése. Bár nem vagyok kutató, az univerzum szépségének és az ismereteknek a befogadása mindig nagy öröm számomra. Csak remélni merem, hogy ebből sikerült átadnom valamennyit a kedves olvasónak.

Felhasznált irodalom:

 

Paul Goudfrooij, Jennifer Mack, Markus Kissler-Patig, Georges Meylan, Dante Minniti: Kinematics, ages and metallicities of star clusters in NGC 1316: a 3-Gyr-old merger remnant

 

Swati Pralhadrao Deshmukh, Bhagorao Tukaram Tate, Nilkanth Dattatray Vagshette, Sheo Kumar Pandey, Madhav Khushalrao Patil: A multiwavelength view of the ISM in the merger remnant galaxy Fornax A

 

Horellou, J.H. Black, J.H. van Gorkom, F. Combes, J.M. van der Hulst, V. Charmandaris: Atomic and molecular gas in the merger galaxy NGC 1316 (Fornax A) and its environment

 

Mackie, G. Fabbiano: Evolution of gas and stars in the merger galaxy NGC 1316 (FORNAX A)

 

Alister W. Graham, Simon P. Driver: A concise reference to (projected) Sersic R^{1/n} quantities, including Concentration, Profile Slopes, Petrosian indices, and Kron Magnitudes

IC443

2015-01-13 – Göd – 14 x 600 sec L

2015-02-20 – Szilváskő – 10 x 600 sec L

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

SXVR-H18 CCD kamera

(A keleti irány felül, az északi jobbra van)

Az η Geminorum (a roppant fényes csillag a képen) az Ikrek csillagkép egyik félszabályos változócsillaga, mely fényességét nagyjából 233 napos periódussal változtatja 3.15 és 3.9 magnitúdó között a katalógusok szerint. A 350 fényéves távolságban lévő M3 spektroszkópiai típusú vörös óriás csillag többszörös rendszer tagja. A fő komponens sugara körülbelül 130-szorosa a Napunkénak, így ha azt központi égitestünk helyébe képzeljük, felszíne elérne egészen a Vénusz pályájáig. Tömege három naptömeg, így a vörös óriás fázis előtt valószínűleg B színképtípusú forró csillag lehetett.  Pillanatnyilag a Hertzsprung-Russel diagramon a korai aszimptotikus óriás ágon helyezkedik el, és talán éppen úton van afelé, hogy Mira típusú pulzáló változócsillaggá váljon. Az η Gem egyszerre vizuális és spektroszkópiai kettőscsillag is. A távolabbi, vizuálisan is megfigyelhető tagtól 1.6˝ távolság választja el az égen. Igazán szép feladat a 6 magnitúdós társ megfigyelése, mely több mint 700 éves keringési periódussal rója útját az η Gem körül. A másik tag létezésére két jel utal. Egyfelől a főkomponens spektrumára rárakódik, a valószínűleg B típusú, második tag színképe. Vagyis valójában nem egy, hanem két csillag spektrumát látjuk. Éppen ezért használják ezekre a kettős rendszerekre a spektroszkópiai kettőscsillag kifejezést. Másfelől az η Gem fénygörbéje az, ami árulkodik. A kisebb távolságra lévő társ pályája ugyanis pont úgy helyezkedik el, hogy 8 évente (kb. 2984 naponta) fedési jelenség következik be, és ilyenkor az η Gem fényessége lecsökken. Vagy azért, mert a másod komponens fedésbe kerül, vagy azért, mert az kitakarja a főkomponens felszínének egy részét. Az η Gem már önmaga is izgalmas célpont, de talán még érdekesebb az a kozmikus csoda, ami (látszólagosan) a közelében rejtőzik: a Medúza-ködként is ismert szupernóva-maradvány, vagy másként az IC443.

Az IC443 szupernóva-maradvány az Ikrek csillagképben, az η Gem szomszédságában található.

Az IC443 távolsága nem ismert pontosan, a különböző módszerekkel kapott eredmények széles tartományban szórnak. A publikációkban 3000 és 30000 fényév közötti értékek lelhetőek fel. A halovány Medúza-köd látszólagos mérete 50°, mely közel kétszerese a Holdénak. A valóságban a világűr 70 fényéves szeletét tölti ki.

Az IC443 létrejötte gigászi tűzijátékkal kezdődött, miután a Napnál jóval nagyobb tömegű csillag elfogyasztotta „az üzemanyagkészletét”. Bár élete folyamán sikeresen dacolt a gravitációval, egészen azóta, hogy egy csillagközi felhőben megszületett, és beindult magjában a hidrogén fúziója, a sors őt is utolérte. A hidrogén készletek felélése után, ahogy ez az ilyen nagytömegű csillagokra jellemző, az egyre nehezebb elemek fúziója következett. A hidrogén fúzióját a hélium követte, és szépen így tovább egészen a vasig. Ennél nehezebb elemek már nem jöhetnek létre magfúzióban. Így a sugárnyomás, ami révén eddig ellenállt a saját gravitációjának, nem védte meg többé az összeomlástól. Az összeroskadás hihetetlen ütembe felgyorsult. Egy pillanattal később vakító ragyogás töltötte be az űrt az elektromágneses spektrum minden tartományában, ahogy a gigászi energiákat felszabadító szupernóva robbanás bekövetkezett. 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.)

Az ember ösztönösen azt gondolná, hogy a robbanás jellemzően gömbszimmetrikus. A NuSTAR-ral (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) folytatott vizsgálatokban a kutatók feltérképezték a radioaktív anyagok eloszlását a Cassiopeia A szupernóva maradványban. Az eredmények azt mutatták, hogy egy szupernóva robbanás egyáltalán nem szimmetrikus módon történik. A csillag a robbanás előtt „lötyögni kezd”.

Egy szupernóva robbanás szimulációja. A csillag „lötyögni kezd” a robbanás előtt. (A számláló felül milliszekundumban számol!)

Akik többet szeretnének tudni a szupernóvákról, azoknak Vinkó József: Rejtélyes csillagrobbanások cikkét ajánlom indulásként. Illetve a szupernóvákról szóló egyik előadását, melyet az MCSE 2013-as változócsillag észlelők találkozóján tartott.

Valószínűsíthető, hogy maga az IC443 szülőcsillaga által elszenvedett explózió sem volt pontosan szimmetrikus. Azt azonban, hogy ma milyennek látjuk, más folyamatok is alakították, de erről majd egy kicsit később.

Az IC443 szülőcsillaga által produkált robbanás után egy neutroncsillag maradt hátra. Bár a mai napig rengeteg a bizonytalanság ezen objektumok elméletét illetően, pár dolog azért elég biztosnak látszik. Mivel halott csillagról van szó, így a gravitációnak nem a sugárnyomás, hanem a degenerált „neutrongáz” nyomása tart ellen. 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. E tömeg felett a mag összeomlik, és fekete lyuk jön létre. A tömegük alsó határa az úgynevezett Chandrasekhar határ, mely egyben a fehér törpék lehetséges legnagyobb tömege, vagyis 1.4 naptömeg. Külön érdekesség, hogy eddig még nem találtak 2 naptömegnél nagyobb tömegű neutroncsillagot, illetve 5 naptömegnél kisebb tömegű fekete lyukat. Vajon mi ennek az oka? 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 mérete 10 Km és 20 Km körüli. Az átlagsűrűségük az előző adatok tükrében óriási, 4 x 10¹⁷ Kg/m³ és 6 x 10¹⁷ Kg/m³ között van. Szerkezetük réteges és roppant különös. Külső kérgük nagyságrendileg 1 Km vastag, és fémes, szilárd szerkezetre emlékeztető tulajdonságai vannak. Ez alatt szupravezető és szuperfolyékony (nincs ellenállása a mozgással szemben), többségében neutronokból álló anyag található. Az atommagoknál is sűrűbb magban még ennél is furcsább lehet a helyzet. Erre vonatkozóan azonban még az elméleti szakemberek körében is csak találgatások vannak. Bizonyos elképzelések szerint, az anyag itt már kvarkos állapotú.

A IC433 neutroncsillagára három diák (Nik Williams, Chuck Olbert, Chris Clearfield) akadt rá. Feldolgozva a Chandra röntgen műhold által készített felvételeket, egy pontszerű röntgenforrást azonosítottak beágyazódva az IC443-ba. Az objektum a CXOU J061705.3+222127 elnevezést kapta. A pontszerű forrást üstökösre emlékeztető képződmény veszi körül.

Az IC443 neutroncsillaga a Chnadra felvételén – Forrás: NASA/NCSSM/C.Olbert

A diákok a Chandra eredményeit kombinálták a National Science Foundation VLA (Very Large Array) rádiótávcső rendszerével történt megfigyelésekkel. Az eredményeiket pedig 2001-ben publikálták: C.M. Olbert, C.R. Clearfield, N.E. Williams, J.W. Keohane, D.A. Frail – A Bow Shock Nebula Around a Compact X-Ray Source in the Supernova Remnant IC443.

Kiderítették, hogy a fenti képen is látható pontszerű röntgensugárzás forrása termális eredetű, és magához a neutroncsillaghoz köthető. De miként jön létre „a csóva”?

Az impulzus megmaradás törvényének értelmében a csillag forgása felgyorsul az összeroppanáskor. Innen származik a neutroncsillagok eszeveszett pörgése. Megmarad azonban a mágneses fluxus is. A mágneses tér így a csillag sugarának négyzetének inverzével arányosan fog erősödni. Így lehetséges az, hogy a 10-20 Km méretű neutroncsillagok mágneses tere akár 10⁸ Tesla is lehet. Összehasonlításképpen ez a Föld esetén 10^-5 Tesla, míg a Nap esetén kb. 10^-2 Tesla. Gondoljunk csak bele, hogy a másodpercenként húszszor, harmincszor, vagy akár ezerszer is körbeforduló roppant erős mágneses tér micsoda elektromos teret tud létrehozni. A Földön található részecskegyorsítókat üzemeltető kutatók biztosan irigykednek erre a kozmikus laboratóriumra. A neutroncsillag hatalmas sebességre gyorsítja a töltött részecskéket. Az erővonalak körül mozgó nagysebességű elektronok pedig úgynevezett szinkrotron sugárzást bocsájtanak ki, mely energiával táplálja a ködöt és a fényét biztosítja. Különös alakját pedig annak köszönheti, hogy a neutroncsillag, a diákok tanulmánya szerint, 250±50 km/s sebességgel száguld keresztül az őt körülvevő gázon. A CXOU J061705.3+222127 a ködben érvényes szuperszonikus sebességgel mozog, ezért a szinkrotron sugárzása „megáll” az általa keltett lökéshullámban, míg mögötte csóvaként „lemarad”, megrajzolva a neutroncsillag útvonalát.

Miután a diákok meghatározták azt a sebességet, mellyel a neutroncsillag a robbanás központjától távolodik, az IC443 távolságának ismeretében arra a következtetésre jutottak, hogy a szupernóva fénye, valamikor 30000 évvel ezelőtt érhette el a Földet.

A megjelent tanulmány után mások tovább folytatták a vizsgálatokat az IC443 neutroncsillaga és környezete ügyében. Tovább boncolgatták a már a 2001-es publikációban is felvetett kérdéseket.

IC443 különböző elektromágneses tartományokban felvett kompozit képe. A felvételen jól látható az üstökös csóvájára emlékeztető képződmény. – Röntgen: Chandra (NASA/CXC/B.Gaensler) és ROSAT (NASA/ROSAT/Asaoka és Aschenbach), Rádió: NRC/DRAO (D.Leahy) és NRAO/VLA, Látható fény (vörös): DSS (Digital Sky Survey) – Forrás: Chandra X-Ray Center (2006)

A CXOU J061705.3+222127 majdnem éppen a külső peremén helyezkedik el a táguló gázbuboréknak. Az igen valószínű, hogy a neutroncsillag és az IC443 kapcsolatban állnak, ugyanis a koruk hasonló nagyságrendbe esik. Ezt támasztja alá a neutroncsillag felszíni hőmérsékletének, és magának a ködnek a vizsgálata is. Vannak más ismert neutroncsillagok is, melyek nem a szupernóva-maradványaik középpontjában helyezkednek el, időközben elvándoroltak onnan.

A hosszú csóvaszerű képződményt is még alaposabb vizsgálatnak vetették alá. Kiderült, hogy az majdnem merőlegesen helyezkedik el arra az egyenesre nézve, mely a neutroncsillagot és az IC443 középpontját köti össze.

Mi lehet ezeknek a furcsaságoknak a magyarázata? Elképzelhető, hogy a progenitor eleve nagy sebességgel mozgott már a szupernóvává válás előtt, így a robbanás helye nem esik egybe a megfigyelhető központtal. Szintén lehetséges, hogy a ködben gyorsan mozgó gázok egyszerűen kibillentették a neutroncsillag nyomvonalát az eredeti helyzetéből. Az igazat megvallva ezek nem többek, mint spekulációk. A pontos és megnyugtató válaszokhoz bizonyosan további, többéves megfigyeléseken keresztül vezet majd az út.

Az IC443 felépítése két táguló héjjal modellezhető (two-shells model). Az objektumot főként molekuláris felhők veszik körül, melybe mintegy belerohan a szupernóva táguló maradványa, lökéshullámot keltve. Az így felgyülemlett energia sugárzássá alakul. Ez a sugárzás gerjeszti, ionizálja a köd anyagát, mely így világítani kezd.

Az IC443 modellje (Forrás: E. Troja, F. Bocchino, F. Reale: XMM-Newton observations of the supernova remnant ic443: i. soft x-ray emission from shocked interstellar medium)

A délkeleti részen kimondottan sűrű, csomós molekula felhő található. Ez az IC443 ottani szerkezetén is nagyszerűen visszatükröződik. Északkeleten, ahol az optikai tartományban a legfényesebb az objektum, a lökéshullám főként atomos hidrogént tartalmazó területre tör be éppen. Ennek, a molekuláris felhőknél kisebb sűrűségű régiónak és a táguló lökéshullámnak a kölcsönhatása felelős azért, hogy az IC443 gyönyörű szálas szerkezetű ezen a frontvonalon. A nyugati oldalán a köd sokkal simább, és kevesebb részlet figyelhető meg benne. Itt az IC443-at körülvevő anyag is sokkal homogénebb, így kevesebb a markáns struktúra az optikai tartományban.

Csak remélni merem, hogy a fenti rövid ismertetőből megtudhatta az olvasó, hogy a természet milyen eszközökkel festette az égboltra a medúzát, és talán egyetért egyik első kijelentésemmel: a Medúza-köd tényleg egy kozmikus csoda.

M97 és M108

2014-12-24 – Göd – 30 x 300 sec L

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

SXVR-H18 CCD kamera

M97 és M108

2014-12-24 – Göd – 30 x 300 sec L

2015-02-12 – Göd – 10 x 300 sec R, 10 x 300 sec G, 10 x 300 sec B

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

SXVR-H18 CCD kamera

Charles Messier katalógusa összesen négy planetáris ködöt tartalmaz, melyből az M97 az egyik. Csak szupernóva maradványból van kevesebb, melyet a Rák-köd (M1) egyedül képvisel. Az M97 felfedezője azonban nem maga Messier, hanem barátja, és egyben asszisztense: Pierre Méchain.

William Parsons, ismertebb nevén Lord Rosse az 1840-es években készített megfigyelést erről a planetáris ködről. Az általa készített rajzon az objektum egy bagoly fejére emlékeztetett. Bár egy soha többé nem észlelt, mások által meg nem erősített csillag is szerepel a rajzon (az egyik szem), az M97-en rajta ragadt a Bagoly-köd elnevezés. Olyannyira, hogy szakcsillagászok tudományos publikációkban még manapság is használják azt néha.

Lord Rosse rajza az M97-ről.

Az M97 a Nagy Medve (Ursa Major) csillagkép Marek (β UMa) nevű csillagától alig több mint 2° távolságra van. A távcsőbe pillantva több fényesebb csillag kalauzol minket egészen a 9.9 magnitúdós és 3ˊ átmérőjű planetáris ködig. Az odavezető úton szembetalálkozunk a majdnem az élével felénk forduló M108-as küllős spirál galaxissal, amely keleti-nyugati irányba megnyúlt 8.6ˊ hosszúságú „fényszivarként” dereng a távcsőben.

A Nagy Medve csillagkép 7 fényes csillaga alkotja a Göncölszekeret. A szekér „alatt” akadhatunk rá az M97-re.

A Marek-től (β UMa) alig több mint 2° távolságra található az M97, közelében pedig ott az M108.

A két Messier objektum gyönyörű párost alkot egy látómezőben. Miközben szemléljük a látványt, érdemes azon eltöprengeni, hogy valójában milyen hatalmas távolság választja el egymástól a planetáris ködöt, és a galaxist. Míg az M97 körülbelül 2600 fényévre van tőlünk (távolsága igen pontatlanul ismert), addig az M108 45 millió fényévre. A felvételen vannak ennél is nagyobb messzeségben lévő egzotikus objektumok. Amennyiben az olvasó még távolabbra szeretne utazni a térben is időben, akkor javaslom, olvassa el az M108-ról írt korábbi bejegyzésem „Kvazárok és távoli aktív galaxis magok” alcímet viselő részét.

De hogyan is jönnek létre a planetáris ködök? Miután a 0.8 és 8 naptömeg közötti csillagok magjukban felhasználták hidrogén készleteiket, felfúvódnak, és vörös óriás csillagokká válnak. Beindul a hélium fúziója, miközben a külső héjakba tevődik át a hidrogén fúzió. A csillag tehát eljut az AGB fázisba (asymptotic giant branch – aszimptotikus óriás ág a Hertzsprung–Russell diagramon). Ebben a fázisban a csillagok instabilak, és jellemző rájuk a helium flash nevű jelenség. Mire ez bekövetkezik, addigra a csillag magja javarészt már szénből és oxigénből áll. A héliumnál nehezebb elemek fúziója azonban már nem tud beindulni, mert ehhez nem elég nagy a tömegük, így a magjukban nem alakulnak ki az ehhez szükséges feltételek (nyomás, hőmérséklet). A belső, a termonukleáris fúzió szempontjából inaktív magot, egy hélium, azt pedig egy hidrogén héj veszik körbe. A fúzió javarészt a hidrogén héjban történik, miközben hélium jön létre, mely lefelé „szivárog” a hélium héj felé. Így ebben az alsó héjban a nyomás egyre nő. A hélium fúzió roppantmód nyomás és hőmérséklet érzékeny folyamat. Egyszer csak megteremtődnek a feltételek, és robbanásszerűen beindul a hélium fúziója. A kifelé irányuló erő kitágítja a hidrogén héjat, az kevésbé lesz sűrű, és leáll benne a hidrogén fúzió. Egy darabig még folyik a hélium héjban a fúzió, majd az is leáll. A hidrogén héj összehúzódik, elég sűrűvé válik, és kezdődik az egész ciklus elölről.

A helium flash jelenség többször is bekövetkezik, és minden egyes ilyen alkalommal megindul a viszonylag kis sebességű, de a magból a felszínre emelkedett szén és egyéb nehéz elemeknek köszönhetően porban gazdag, sűrű csillagszél. E nehezebb elemek alkotta por magával sodorja a felfúvódott csillag külső rétegeiből a gázt. Elsőre hihetetlennek hangzik, de ez a csillagszél elviheti a csillag tömegének 50-90%-át is. Miközben a csillag tömeget veszít, lassan teljesen leállnak a fúziós folyamatok, és fehér törpévé válik. Gyakorlatilag csak a lecsupaszított, szénben és oxigénben gazdag roppant forró mag marad hátra. Ennek felszíni hőmérséklete a 100000 K-t is meghaladhatja. A fehér törpévé válás folyamán a lassú és sűrű csillagszelet, gyors, de kis sűrűségű csillagszél váltja fel. Alapvetően a két különböző típusú anyagkiáramlás bonyolult kölcsönhatása és a központi csillag intenzív UV sugárzása az, mely meghatározza a planetáris köd felépítését, illetve láthatóvá teszi azt.

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. Nukleáris fúzió hiányában a csillagszél megszűnik, miközben lassan a fehér törpe állapotba jut a csillag. Mire ez a folyamat teljesen befejeződik, a planetáris köd elenyészik az űr sötétjében, láthatatlanná válik.

Biztosan emlékszik még az olvasó, hogy azzal kezdtem, hogy Messier katalógus 110 objektumából mindössze 4 csak a planetáris köd. Valószínű, hogy ennek egyik oka éppen ezen objektumok rövid élettartama.

Nézzük, hogy a fenti általános ismertető után milyen jellemzőkkel is bír maga az M97. A központi csillag a megfigyelések szerint roppant forró, effektív hőmérséklete 123000 K. Jelenleg 0.7 naptömegű, azonban a külső burok ledobása előtt még 1.5-2 naptömegű lehetett. Érdekes azonban, hogy a köd tömegének meghatározásakor, mindössze csak 0.15 naptömeget kaptak eredményül a kutatók.

Az M97 látszólagos méretének és távolságának ismeretében (mint azt fentebb is írtam, ez utóbbi elég pontatlanul ismert), a planetáris köd átmérője 2-3 fényévnek adódik. Ezen eredményt és tágulási sebességét felhasználva, az úgynevezett dinamikus kora 6000 év körülinek mondható.

A planetáris ködök roppant változatos morfológiájúak. Foglalkozzunk most konkrétan csak az M97-tel, ahogy ezt több kutató is tette az elmúlt évtizedekben. Egy jó modell a planetáris köd morfológiáját és dinamikáját is leírja. Azonban előtte ezeket fel kell térképezni. Ezt a munkát végezte el Martin A. Guerrero, You-Hua Chu, Arturo Manchado, Karen B. Kwitter. Eredményeikről 2003-as publikációjukban számoltak be. Ismertették mérésük metodológiáját, és modelljüket, mely minden korábbinál jobban adta vissza a műszerekkel megfigyelhető tulajdonságait ennek a planetáris ködnek.

Az M97 felépítése – A külső héj (Outer Shell) körszimmetrikus. A köd belseje (Inner Shell) pedig ellipszoid (1:1.1 az elnyúltság) alakú régió. Ebbe a belső részbe két bipoláris üreg (Central Cavity) helyezkedik el. (Forrás: Martin A. Guerrero, You-Hua Chu, Arturo Manchado, Karen B. Kwitter – Physical Structure of Planetary Nebulae. I. The Owl Nebula)

A köd külső héja körszimmetrikus. Ezen belül foglal helyet az ellipszoid alakú belső terület, melyben két nagy bipoláris üreg található. Ezeknek az üregeknek a hossztengelye 30 fokos szöget zár be a látóirányunkkal. Az üreget, az AGB fázis végén, a nagymennyiségű anyag kidobását követő gyors csillagszél vájta ki. Megnézve a felvételemet, azon is látszik, hogy a bagoly egyik szeme sötétebb. Ez az üreg néz ugyanis nagyjából a mi látóirányunkba. A központi csillag gyors szele napjainkra már rég lecsendesedett, és megkezdődött a lassú feltöltődése az üregeknek.

2014 december 23/24. éjszaka

Az M97 érdekes planetáris köde a tavaszi égboltnak. Ilyenkor, napnyugta után, a Nagy Medve (Ursa Major) csillagkép már magasan a fejünk fölött tartózkodik, így kitűnő lehetőség nyílik a megfigyelésére. Én mégsem tavasszal láttam neki a felvételem elkészítésének, hanem egy decemberi éjszakán éjfél után.

Megnézve a meteorológiai előrejelzéseket, és a műholdas képeket, 2014. december 23/24. éjszakája végre igazán derültnek ígérkezett. Miután a gyermekek lefeküdtek, kipakoltam a kertbe a távcsövet. Erősen fújt a szél, és a felhőzet is csak lassan indult oszlásnak. Egészen éjfélig reménytelennek látszott a helyzet. Ekkor a felhők eltűntek, a szél azonban megmaradt. Addigra az előre kiválasztott objektum már kedvezőtlen helyzetbe került, így más célpont után kellett néznem. Ekkor eszembe jutott régi vágyam, hogy az M97-et és az M108-at együtt örökítsem meg. Aznap el is készült 30 Luminance szűrős felvétel, melyből végül összeraktam az első monokróm verziót.

A felvételt nem tekintem befejezettnek, folytatni szeretném majd. Talán éppen egy kellemes tavaszi éjszakán.

NGC1313

2014-09-19, 2014-09-20, 2014-10-28, 2014-10-29 – Siding Spring Observatory – 20 x 300 sec L, 10 x 600 sec L, 5 x 600 sec R,G,B

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

A zűrzavar, a felfordulás olyan dolgok, melyet a legtöbb ember szeret messzire elkerülni az életben. Azonban, ha egy csillagászati objektumra mondják, hogy zűrzavaros, a helyzet máris merőben más. Ezek gyakran meghökkenthetik kinézetükkel a szemlélőt, illetve próbára teszik a tudományos elméleteket. Hamarosan látni fogjuk, hogy az NGC1313 katalógusjelű galaxis méltán érdemelte ki ezt a jelzőt, és nemcsak a kinézete miatt.

A déli égbolt egy kicsiny csillagképe a Reticulum. Nicolas Louis de Lacaille francia csillagásztól származik ez a ma is használatos elnevezés. Lacaille híres csillagtérképének összeállításában bizonyára sokat segítette okulárjának szálkeresztje, a reticulum. Elképzelhető, hogy ezért (is) keresztelte át Isaac Habrecht svájci órakészítő által, korábban csak Rombusznak nevezett déli konstellációt. Ennek a csillagképnek a területén található az NGC1313.

Az NGC1313 a Reticulum csillagképben. A csillagtérképen a baloldali ködösség a Nagy Magellán-felhő, míg a jobboldali a Kis Magellán-felhő, melyek Tejútrendszerünk kísérő galaxisai.

A skót származású James Dunlop 1826-ban, Ausztrália egén akadt rá erre a 9.2 magnitúdós, kis felületi fényességű és 9.1ˊ x 6.9ˊ látszólagos méretű csillagvárosra. Dunlop ekképpen jellemezte: halvány, egyértelmű határok nélküli, elmosódott ködösség.

Dunlop neve leginkább a déli égbolt felméréséről vált ismerté a korabeli Angliában. 7385 csillag katalogizálását végezte el, melyből igen jelentős számú volt a kettőscsillag. Szám szerint 256. Ez irányú megfigyeléseit 1829-ben publikálta (Approximate Places of Double Stars in the Southern Hemisphere, observed at Paramatta in New South Wales). Emellett feljegyezte azokat a fényesebb mély-ég objektumokat is, melyeket a katalogizált csillagok közelében észrevett. Nem is csoda, hogy John Herschel, aki szintén kiemelkedő eredményeket ért el a kettőscsillag és mély-ég objektumok felmérésben, nagy érdeklődéssel fogadta Dunlop a déli égbolton folytatott munkásságának eredményeit. Amikor Herschel 1834-ben megérkezett Dél-Afrikába, azonnal nekilátott Dunlop megfigyeléseinek tüzetes ellenőrzéséhez. Több pontatlanságra is fény derült, melynek köszönhetően, az addig a Brit csillagászok körében ünnepelt Dunlop népszerűsége jelentősen csökkent. Ez azonban mit sem változtat azon a tényen, hogy ő volt az első ember, aki megpillanthatta az NGC1313-at, illetve kettőscsillag katalógusokban igen gyakran találkozhatunk a DUN előtaggal.

Ha már Herschel szóba került, lássuk milyennek láthatta ő a galaxist. A következő jellemzőket jegyezte fel az NGC1313-ról: kiterjedt, szabálytalan körvonalú, illetve kissé elnyúlt, a közepe felé apránként fényesedő objektum. Herschel 3 ívperces átmérőt említ a feljegyzésében. Ez azt jelenti, hogy ő a 18 inch (kb. 46 cm) átmérőjű távcsövével a galaxisnak a belső fényes tartományait, illetve a karok egy részét láthatta csak. Herschel azt is feljegyezte, hogy csillagokra bontható. Legalábbis ő úgy hitte.

Hazánkból ez a galaxis nem látható, de az elmúlt években több alkalommal is ellátogattak hazánkfiai a messzi Namíbiába, hogy megcsodálják és megörökítsék a déli égbolt látványos világát. Az NGC1313 két magyar vizuális észlelésről van tudomásom. Kernya János Gábor és Sánta Gábor azzal büszkélkedhet, hogy saját szemükkel látták ezt a pompás galaxist. Megfigyelésükhöz egy 40 cm-es tükrös távcsövet használtak. A galaxisról mindketten készítettek szöveges feljegyzést és rajzot is. Hogy milyen látvány tárult a szemük elé?

Sánta Gábor erről a következőképpen írt:

„Hatalmas, foltos galaxis, amelyet egyértelműen ural a rajta keresztül húzódó markáns küllő. A mag csillagszerű, de mellette még egy igen kompakt és fényes folt is látható észak felé. A küllő déli végéből kiinduló egyik spirálkar nagyon határozott, benne több inhomogenitás érződik. A másik spirálkar nem ilyen erőteljes megjelenésű, ezt elsősorban egy fényesebb, leszakadt folt uralja a magtól ÉÉK felé. A küllő északi végénél lévő fényes előtércsillag mellett, valamint a magtól kelet felé is látszik egy-egy diffúzabb, megnyúlt folt. A kissé irreguláris galaxis spirálkar régiói elég halványak a maghoz viszonyítva.”

Kernya János Gábor rajzát megnézve pedig megtudhatjuk, hogy mit is látott ő a távcsövön keresztül.

NGC1313 vizuális megjelenése egy 40 cm-es tükrös távcsőben 220x nagyítással. A látómező mérete 17ˊ. – Kernya János Gábor rajza

Az NGC1313 15 millió fényéves távolságával kozmikus értelemben viszonylag közeli galaxisnak számít. Átmérője nagyjából 50000 fényév, mintegy a fele Tejútrendszerünkének. Inklinációja 48°, így ferde rálátásból csodálhatjuk meg furcsa, kaotikus felépítését. Különös megjelenése ellenére, úgynevezett késői típusú küllős spirál galaxisként sorolták be. SB(s)d típusú a de Vaucouleurs osztályozás szerint. Az ilyen galaxisokra jellemző, hogy fényes maggal, és markáns küllős szerkezettel rendelkeznek. Továbbá, a nyitott karok a küllő végéből indulnak ki. Úgy gondolom, ha az NGC1313-ról csak ennyit mondanék el, akkor a fotón látható galaxistól merőben eltérő kép jelenne meg az olvasó fejében. Olyan ez, mintha egy illetőről csak annyit közölnének, hogy 180 cm magas, sötét hajú, sötét szemű, vékony testalkatú. Ez alapján nem biztos, hogy felismernénk az utcán. Vegyük hát szemügyre alaposabban az egyedi jegyeket, és próbáljunk a dolgok mögé látni, amennyire ez a mai ismeretek alapján lehetséges.

A küllőből kiinduló két rövid kar tele van porban és gázban gazdag csillagkeletkezési területtel. Az NGC1313 egy úgynevezett csillagontó galaxis. Míg a Tejútrendszerben nagyjából 1 naptömeg/év a csillagkeletkezés üteme, ebben a galaxisban ez az 1000 naptömeg/év nagyságrendbe esik. Hihetetlen ütemben keletkeznek a csillagok. Egy galaxis csillagpopulációját 70%-ban M típusú, kistömegű, halvány vörös törpe csillagok alkotják. Azonban hiába nagyobb a kistömegű sárgás-vöröses halvány csillagok aránya, oly nagyszámban keletkeznek a csillagok ezeken a területeken, hogy igen magas a forró nagytömegű csillagok száma. A kisebb testvéreiket pedig kékes fényükkel könnyűszerrel túlragyogják. Így végső soron, nekik köszönhetően világítanak a fiatal csillagok halmazai fényfüzérekként a galaxisban.

Ha nem lenne folyamatos az utánpótlás, akkor életüket leélve hamar eltűnnének a nagytömegű csillagok. Ezek ugyanis, csillagászati értelemben korai és látványos halált halnak, méghozzá szupernóva robbanások keretében. Ezzel egyfelől újabb születési hullámot indítanak be, másfelől gázt és port pumpálnak kifelé a galaxis halójába. Így a szupernóvák az új generációk genezise szempontjából egyik kezükkel adnak, míg a másikkal elvesznek.

A forró fiatal csillagok nemcsak beragyogják a galaxist, de gerjesztik is a környezetükben található gázködöket intenzív sugárzásukkal. Ezek a területek ennek hatására vöröses/rózsaszínes árnyalattal világítanak. A felvételemen e régiók közül azok látszanak csak, melyek kellőképpen nagyok és fényesek, hogy kiemelkedjenek a háttérből.

Csillagkeletkezési területek, és a fiatal csillagok halmazai jellemzően a karokban szoktak csak előfordulni egy spirál galaxis esettében. Azonban az NGC1313 esetében nemcsak a galaxis torzult, aszimmetrikus karjaiban figyelhetőek meg, hanem azon kívül is. Ez pedig, a galaxis deformált alakjával együtt, igencsak feladja a leckét a csillagászoknak.

A heves csillagkeletkezést a csillagontó galaxisok többsége esetén egy másik galaxissal történő kölcsönhatás váltja ki. Legyen szó ütközésről, összeolvadásról vagy csak arról, hogy megközelítik egymást, a gravitációs kölcsönhatás felkavarja, összenyomja a galaxisokban található gázt és port, ezzel elindítva a heves csillagkeletkezést. Erre rengeteg példa található az univerzumban.

Csak a saját észleléseim közül említenék meg párat, ahol a kölcsönhatás tetten érhető, és heves csillagkeletkezés zajlik legalább az egyik komponensben. Ilyen például az M51 (Örvény-köd) és az NGC5195, vagy az NGC1532 és NGC1531 párosa.

Az egyetlen probléma ezzel a magyarázattal ebben az esetben, hogy bár látjuk az intenzív csillagkeletkezést, és a meggyötört szerkezetét a galaxisnak, az NGC1313 magányos. Nincs a közelben másik olyan jelentős galaxis, mely gravitációjával eltorzíthatta volna az NGC1313-at, és felkavarhatta volna benne a port és a gázt, kiváltva ezzel a robbanásszerű csillagkeletkezést.

A galaxis pedig deformáltabb és kiterjedtebb, mint azt elsőre a fent látható LRGB szűrős felvételem alapján gondolnánk. Alaposabban megnézve a fotót, megfelelő monitor mellett feltűnhet, hogy a galaxis körüli térben valami titokzatosan gomolyog. Bár csak alig észrevehetően, ezt elismerem. Az NGC1313 külső tartományai igen messzire elnyúlnak, és a galaxis külső nagyon halvány része „füstként” tölti be a látómezőt. Sokkal hosszabb, és több expozícióval ez igen látványosan megmutatható. Az információ azonban ott van az én fotómon is, így szemléltetés céljából „túlhúztam” a Luminance szűrős felvételem negatív változatát, szemet hunyva afelett, hogy mindeközben maga a galaxis és a csillagok beégnek.

Az NGC1313 egy nagyméretű, de roppant halvány „lepel” veszi körül, mely egyik jele zaklatott múltjának. (Az NGC1313-ról készült Luminance szűrős felvételem „túlhúzott” negatív változata.)

Ha látjuk fodrozódni a tó felszínét, tapasztalataink alapján joggal gondolhatjuk, hogy valószínűleg valami belesett. A vízfelszín azonban fodrozódhat más miatt is. Ugyanígy kézenfekvőnek tűnik az NGC1313 tulajdonságait korábban egy másik galaxissal történt kölcsönhatással magyarázni, azonban egyelőre ehhez nem áll minden bizonyíték a csillagászok rendelkezésére. Nincs meg a kavics.

Természetesen vannak más lehetséges magyarázatok is arra nézve, hogy mi a heves csillagkeletkezés oka, illetve miért találhatóak a galaxis karjain kívül is csillagkeletkezési régiók. A rádió tartományban történt megfigyelések egy táguló, 3.2 kpc szuperbuborék (supershell) jelenlétét mutatták ki az NGC1313-ban (Ryder, S. D., Staveley-Smith, L., Malin, D., & Walsh, W. 1995, AJ, 109, 1592). T. Suzuki és csapata alapos vizsgálatnak vetette alá ezt a galaxist. A kutatók valószínűsítik, hogy kapcsolat van a szuperbuborék és a déli kar, illetve a karon kívüli szatellit HII régiókban megfigyelhető intenzív csillagkeletkezés között (T. Suzuki, H. Kaneda, and T. Onaka – AKARI view of star formation in NGC 1313, A&A 554, A8 (2013)).

Az NGC1313-ban található táguló supershell (szuperbuborék). Alul a galaxis rádió képe, míg felette az ESO 8 méteres távcsövével rögzített keskenysávú felvétel látható. – Forrás: ESO Gemini Observatory, Ryder, Suzuki

Ezeknek az angol nyelvű irodalomban csak supershell-eknek nevezett szuperbuborékoknak a vizsgálata sok évtizedes múltra tekint vissza. Még 1979-ben a Tejútrendszer HI (atomos hidrogén) területeinek a 21 cm-es hullámhosszon történt felmérése közben fedeztek fel a galaxis síkjától távolodó szálas szerkezeteket. A felmérést a Nagy Magellán-felhőben a hatvanas években talált hatalmas HI üregek miatt végezték el. Ahogy folytatták a kutatásokat a Tejútrendszerben, találtak újabb alakzatokat, melyek legtöbbször táguló üregekre, héjakra, hurkokra emlékeztettek. A 80-as évek közepétől világossá vált, hogy bizony más gázban gazdag spirál galaxis is rendelkezik ilyen, akár több 10000 fényév kiterjedésű folyamatosan táguló struktúrával. Ez a méret igen jelentős az egyes galaxisok átmérőjéhez képest. Innentől kezdve folyamatosan keresték az újabb, és újabb jelölteket. Találtak is bőven. Egyetlen probléma volt csak, és van a mai napig is, hogy pontosan megmagyarázzák mik is ezek. Az elképzeléseknek se szeri se száma. Egy biztos, hogy egy ilyen supershell tágulásukhoz hatalmas energia szükséges. Van olyan elképzelés, hogy az intergalaktikus térből beáramló gáz és a galaxis kölcsönhatása a hajtómotor. Vannak, akik heves csillagkeletkezés hatásának tudják be, melyek később nagyszámú szupernóva robbanást generálnak. Szerintük ezek fújják a hatalmas héjakat és alakítják a struktúrákat. Mások szerint az aktív galaxisokra jellemző jet a felelős ezért. Ezen elmélet szerint ez az aktivitás időszakos, periodikus. Így nem kell feltétlenül ilyen aktív jet-et tetten érnünk akkor, amikor ezeket a hatalmas héjakat megfigyeljük. Ezen elmélet kidolgozói úgy vélik, hogy ez a periodikusság a különböző buborékok korában is tetten érhető. Megjegyzem, hogy eddig az NGC1313-ban nem sikerült kimutatni masszív nagytömegű központi fekete lyuk jelenlétét, ez a csillagváros úgy tűnik, nem rendelkezik aktív galaxis maggal. Vannak, akik szerint gamma felvillanások (GRB) közben felszabaduló energia indítja el a buborékok tágulását. Mint látható, létrejöttük még évtizedek múltán sem tisztázott, de azt sejtik a kutatók, hogy a galaxisok fejlődése szempontjából nagy jelentőséggel bírnak ezek a képződmények.

A csillagászati műszerek újabb generációja talán hozzásegíti a csillagászokat a válaszok megtalálásához. T. Suzuki szerint, mivel az NGC1313 közeli galaxis, és az egyik legnagyobb ma ismert supershell található benne, ezért kitűnő célpont lehet a 2013-ban elkészült ALMA rádiótávcső-rendszer (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) számára. Az ALMA lehetőséget biztosít arra, hogy a korábbiaknál nagyságrendekkel jobb felbontásban tanulmányozhassák a kutatók ennek a hatalmas buboréknak a tulajdonságait, illetve kapcsolatát a csillagkeletkezési területekkel. Talán éppen pont ez rádiótávcső-rendszer lesz az, mely elvezeti a csillagászokat ahhoz a válaszhoz, hogy miért is annyira zűrzavaros ez a galaxis.

NGC1532 és NGC1531 – LRGB változat (72%-os kivágás)

2014-07-29, 2014-07-30, 2014-08-02, 2014-08-06 – Siding Spring Observatory – 30 x 120 sec L, 21 x 180 sec L, 10 x 180 sec R,G,B

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

A Tejútrendszeren túl, a galaxisok birodalma egy mozgalmas világ. A galaxisok közötti kölcsönhatás és ütközés teljesen hétköznapi eseménynek számít az világegyetemben, mondhatni szerves részei a galaxisok fejlődésének. A legtöbb csillagvárosról elmondható, hogy részt vett már ilyen interakcióban. Ez alól a Tejútrendszerünk sem kivétel, ugyanis több ütközést elszenvedett már, melyből eddig győztesen került ki, és ennek köszönhetően gyarapodott. A nagy halak felfalják a kisebb halakat, és így nőnek folyamatosan. De nem csak ennek köszönhetően.

Egy nem is oly rég megjelent publikációban kutatók rámutattak arra, hogy bár a kisebb galaxisok bekebelezése kétségtelenül hozzájárul a galaxisok növekedéséhez, azonban e törpék elnyelése nem fedezi a nagy spirál galaxisok világegyetemben megfigyelhető növekedési ütemét. Pontosabban fogalmazva a törpe galaxisok által tartalmazott gáz mindössze egyötöde annak, ami ezekben a nagy spirál galaxisokban megfigyelhető csillagkeletkezési ütem biztosításához szükséges. A nagyra nőtt spirál galaxisok az ütközéseken túl valahonnan máshonnan is szereznek gázt a csillagkeletkezési ütem fenntartásához. A törpe galaxisok elfogyasztása ehhez kevés. Egy lehetséges magyarázat, hogy az intergalaktikus térben található forró gázfelhők az utánpótlás forrásai. Azonban ez is felvet kérdéseket. A csillagok ennél jóval alacsonyabb hőmérsékletű gázködökben születnek. Mi hűti le a gázt? Nos, erre pillanatnyilag még nincs igazán meggyőző magyarázat. Ha a csillagászok nem is tudják pontosan a választ, miszerint honnan is van a gáz utánpótlása, egy valami vitathatatlan: a törpe galaxisok gravitációs hatásuk révén, a gázban gazdag nagy spirál galaxisokkal heves csillagkeletkezést képesek indukálni. A törpe galaxis pedig a végén sok esetben áldozatul esik, és szinte nyomtalanul olvad bele a nála jóval nagyobb tömegű galaxisba, és mindössze egy hátramaradó csillagáramlat tanúskodik csak arról, hogy ott valaha egy viharos esemény történt.

Más esetekben csupán a teljesen lecsupaszított mag marad csak megfigyelhető, amely tovább kering a nagyobb galaxis magja körül. Újabb vizsgálatok eredményei alapján a kutatók egy része azt feltételezi, hogy törpe galaxisok bizonyos fajtája (Törpe Kísérő Galaxisok – Dwarf Satellite Galaxies) és a gömbhalmazok között kapcsolat van. Hasonló a felépítésük, és köztük a határ igencsak elmosódott. Illetve olyanok a gömbhalmazok, mintha ilyen galaxisok magjai lennének. Ezen elképzelések szerint bizonyos gömbhalmazok, az ütközésben lecsupaszított és a Tejút által felfalt kicsiny galaxisok magjai. Mivel a galaxisok magjában a csillagok gravitációsan sokkal kötöttebbek, így nehezebb ennek a formációnak a szétszakítása, a csillagok sűrű raja együttmard, míg a külső lazább régiók leszakadnak. Fontosnak tartom kiemelni, hogy pontosan nem ismeretes még ma sem, hogy a galaxisok fejlődésében milyen szerepet is töltenek be a gömbhalmazok és kialakulásuk pontos körülményét is homály fedi.

Bizonyos esetekben az ütközés mementójaként létrejövő struktúrák összemérhetőek a galaxis kiterjedésével. Ezek van, hogy roppant halványak és csak nagyon hosszú expozícióval érhetőek csak tetten az optikai tartományban. Ennek egyik jó példája az NGC5907 körül megfigyelhető csillagáramlat.

Az NGC5907 és a galaxist körülölelő hurkok David Martınez-Delgado felvételén (BlackBird Remote Observatory). Látható, hogy maga a galaxis teljesen beég a felvételen, amire megjelennek a korábbi ütközés nyomai.

Azonban van, hogy annyira markáns az ütközés maradványa, hogy nem kell hatalmas távcső vagy éppen sok tízórányi expozíciós idő, és akár viszonylag egyszerű amatőrcsillagász felszereléssel is megfigyelhetjük, lencsevégre kaphatjuk az ütközés emlékeit, még ha nem is lesz olyan részletes és szép a felvételünk, mint a hivatásos csillagászok óriástávcsöveivel vagy űrtávcsöveivel készültek képek. Azonban már magáért a megfigyelés élményéért érdemes felkeresni például az NGC660-ot, mely egy polárgyűrűs galaxis (Polar Ring Galaxy).

Az NGC660 galaxis egy korábbi felvételemen. A galaxis körüli gyűrű halványan, de kivehető.

Ezen galaxisok körül egy csillagokból, gázból és porból álló gyűrűszerű képződmény figyelhető meg, mely jellemzően a galaxis síkjára nagyjából merőlegesen helyezkedik el. A gyűrű létrejöttére több magyarázat is létezik. A közös ezekben a teóriákban, hogy két galaxis gravitációs kölcsönhatása, pontosabban összeütközése hozza létre. Csupán a mikéntben vannak különbségek. Egyes elképzelések szerint az ütközésben résztvevő egyik tagról szaggatja le az árapályerő az anyagot a találkozó közben, mely anyag aztán létrehozza magát a gyűrűt. Míg más elképzelések szerint a két karambolozó fél nem azonos súlycsoportba tartozik. A kisebb ütközést elszenvedő galaxis pályája szinte merőleges a nagyobb tag korongjára. Ebben a találkozóban a nagyobb fél kis partnerét teljesen megsemmisíti, és annak anyagából jön létre a gyűrű alakú formáció. Maga a gyűrű – a második elmélet szerint – tehát mementója annak, hogy Dávid és Góliát harcában ezúttal nem Dávid győzedelmeskedett. A gyűrű maga a kis galaxis, legalábbis ami megmaradt belőle. Bármelyik is legyen a helytálló keletkezési elmélet, amikor az NGC660-ra tekintünk, két galaxis ütközése utáni állapotot látjuk.

Szétnézve az égen sok galaxis arcán hordozza viharos múltjának emlékét. Van azonban lehetőségünk a tettenérésre is, vagyis megfigyelhetünk kölcsönható galaxisokat. Rövid életünknek köszönhetően a kölcsönhatásnak, illetve az ütközésnek csak egy pillanatfelvételét láthatjuk, ugyanis egy ilyen esemény általában sok százmillió évig is eltarthat.  Amatőrcsillagászként roppant izgalmasnak tartom egy-egy ilyen pillanat megfigyelését, miközben elgondolkodom azokon a grandiózus dolgokon, amelyek ott munkálnak a dolgok hátterében.

Még tavaly összeállítottam egy listát a kölcsönható galaxisokról, melyeket egyszer talán majd meg is örökítek. Az NGC1097-ről és az M51-ről készült felvételem után egy olyan kölcsönható galaxis párost választottam célpontnak, mely esetében a nagyobb spirális galaxis korongjára inkább éléről látunk rá. Ennek a kritériumnak az NGC1532 és NGC1531 éppen megfelelt. A korábbi két felvételem esetében megcsodálhatjuk, ahogy a kisebb társ eltorzítja a nagyobb spirális szerkezetét, illetve megfigyelhetjük az anyaghidat, továbbá az árapály csóvát. A kisebbik galaxis egyik esetében sem a nagyobb korongjának a síkjában található, azonban ez a rálátási szögnek köszönhetően a fotóimon nehezen érzékelhető. Példának okáért, az M51 esetében a kisebb galaxis, vagyis az NGC5195, éppen távolodik tőlünk, miután keresztülhatolt az M51 látóirányunkra merőleges korongjának a síkján. A képet megnézve, azonban erről vajmi kevés árulkodik.

Az M51 és az NGC5195 kölcsönható galaxisok egy korábbi felvételemen. A kisebbik galaxis (NGC5195) valójában a nagyobb (M51) mögött helyezkedik el a térben.

Az NGC1532 és NGC1351 kiválasztása tehát korábban már megtörtént, és egyszer csak kínálkozott egy lehetőség, melyet ki is használtam. Vagy csak ügyesen megfogtak? Mindenki döntse el maga.

Még május elején felfüggesztettem a tagságomat az iTelescope hálózatán, és inkább csak a saját műszeremmel készítem felvételeket, vagy csak okuláron keresztül kémleltem vele az eget. Ez teljes mértékben ki is elégített. Azonban július végén kaptam egy levelet az iTelescope üzemeltetőitől, hogy amennyiben újra előfizetek, a befizetésemet megduplázzák. Úgy gondoltam elérkezett az idő, hogy valóra váltsam korábban megfogalmazódott tervemet, és elkészítsem a felvételemet a hőn áhított párosról. Ehhez egy eddig általam még ki nem próbált műszert választottam: a T32-es távcsövet. Nem is a távcső vonzott igazán, hanem a rajta található FLI Proline 16803 CCD kamera. Erre voltam igazán kíváncsi.

NGC1532 és NGC1531

Hazánkból nézve, az Erdidanus csillagkép égi folyója hosszasan, kanyarogva hömpölyög lefelé délre az Orion és a Cet csillagkép között, hogy aztán alábukjon a horizonton. Ahhoz, hogy teljes terjedelmében bebarangolhassuk, az égbolt eme hatodik legnagyobb csillagképét, jóval délebbre kell utaznunk. Ez a csillagkép ad otthont az NGC1532 és NGC1531 galaxis párosnak, mely lakhelyemről nézve sosem emelkedik 9.5 foknál magasabbra az égen. Hazánkból tehát igen körülményes lett volna a megörökítése.

Az NGC1532 és NGC1531 galaxisok az Eridanus csillagképben. A páros sosem emelkedik 9.5 foknál magasabbra az égen lakhelyemről nézve.

Az NGC1532 10.6 magnitúdó fényes és 12.6 x 3.3 ívperc a látszó átmérője az égen. A színképvonalakban látható vöröseltolódás alapján 1040 ± 5 km/s sebességgel távolodik tőlünk. A Hubble-törvényt felhasználva, miszerint a galaxisok távolodási sebessége arányos a távolságukkal, az NGC1532 távolságára 50 millió fényévet kapunk. Ez egészen jól egyezik a nem a vöröseltolódáson alapuló távolság meghatározási módszerek adta értékekkel, melyek 45 és 62 millió fényév között szórnak. Elfogadva az 50 millió fényéves távolsági adatot, és felhasználva a viszonylag egyszerűen mérhető látszólagos méretet az égen, kiszámolható a galaxis átmérője, melyre így 180000 fényév adódik. Egy hatalmas, a 100000 fényév átmérőjű Tejútrendszernél is nagyobb, majdnem éléről látszó küllős spirál galaxisról van tehát szó. A galaxis morfológiája a de Vaucouleurs osztályozás szerint: SB(s)b. Ez azt jelenti, hogy a galaxis küllős, a karok a küllők végéből indulnak ki, és azok „felcsavarodása” szoros és a laza közötti. Nem is olyan egyszerű egy ilyen közel éléről látszó galaxis esetén meghatározni a pontos morfológiát. Példának okáért, ebből a betekintési szögből csak alapos vizsgálatokkal lehet eldönteni, hogy a galaxis központi részén látható struktúra egy központi dudor, vagy azok a galaxis küllői.

NGC1532 és NGC1531– LRGB változat (24%-os kivágás)

Érdemes megfigyelni az NGC1532-ben az aktív csillagkeletkezési területek sokaságát, illetve az NGC1531 és az NGC1532 között elhelyezkedő fiatal csillagok asszociációit (NGC1531-nél 7 óra irányában lévő kis kékes pamacs) és a csillagkeletkezési területeket (NGC1531-nél 4 óra irányába lévő vöröses-rózsaszínes távolabbi kis apró folt/pötty).

Az NGC1531 törpe galaxis, az NGC1532 egyik szatellit galaxisa. A törpe galaxis gravitációs hatásának köszönhetően a nagy spirál galaxisban heves csillagkeletkezés zajlik. Elég csak rátekinteni az NGC1532-re, és azonnal szembetűnnek a fényes csomók, melyek hatalmas aktív csillaggyárak. Ezek közül is kiemelkedik a felvételen, az egyik karban megfigyelhető hosszú és fényes ív, ahol szinte egymásba érnek azok a ködök, ahol a csillagok nagy ütemben keletkeznek. Ennek a területnek a fényessége szinte vetekszik a galaxis magja körüli régió fényességével. A mag körüli öreg csillagok sárgásvöröses fényével kel versenyre a karban nemrég született fiatal csillagok és az általuk gerjesztett ködök fénye.

Magának az NGC1532-nek a meggyötört szerkezete is a két galaxis kölcsönhatásának az eredménye. Az egyik hátsó kar szinte kicsavarodik a korong síkjából és ennek folytatása (valószínűleg) anyaghidat képez az NGC1532 és az NGC1531 között. Alaposabban megnézve a felvételt találhatunk rajta „kóbor” csillagkeletkezési területeket is, illetve fiatal csillagok asszociációját, melyek a NGC1532 és az NGC1531 közötti térben helyezkednek el bizonyítékául a kölcsönhatásnak.

Hogy mi lesz a történet vége? Valószínűsíthető, hogy az NGC1531-et teljesen szétszaggatja majd a nagyobb galaxis, és esetleg több százmillió év múlva, az NGC5907-hez hasonlóan, csak az NGC1532 körül megmaradó halvány ívek tanúskodnak arról, hogy valaha is létezett. Az NGC1532 pedig a kölcsönhatás folyományként létrejött új csillagok generációjával rója tovább az útját, talán éppen újabb prédára vadászva.

A nyes felvételeket szabadságom alatt egy borult éjszakán dolgoztam fel a notebook-omon. Talán nem lett a legtökéletesebb, mert a hordozható masinám kijelzője sem az. Továbbá, ekkor láttam csak meg a T32-es távcső pár hibáját. Semmi sem tökéletes azonban. Az igazi örömet így utólag az jelenti számomra, hogy a gyűjteményemet egy újabb kölcsönható galaxis párossal gyarapíthattam, illetve a magam szórakoztatására összerakott észlelési program egy újabb tételét pipálhattam ki.

M56

2014-07-24 – Göd – 51 x 55 sec Light és 15 x 55 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera

„Csillagok nélküli köd, mely halvány.” Így írt az M56-ról Charles Messier. Valójában, az M4 kivételével a 29 általa katalogizált gömbhalmaza közül egyet sem tudott csillagokra bontani, mivel távcsöveinek teljesítménye messze elmaradt a mai műszerek mögött.

Az M56 a Lant csillagképben található, nagyjából félúton a Hattyú Albireo (β Cygni) és a Lant Sulafat (γ Lyrae) nevű csillagait összekötő egyenes mentén.

Az M56 az Albireo (β Cygni) és a Sulafat (γ Lyrae) nevű csillagokat összekötő egyenes mentén található.

Távcsövünkben állítsuk be a fényes Albireo-t (β Cygni), majd miután megcsodáltuk a megunhatatlan aranysárga és kék komponensekkel rendelkező kettőscsillagot, induljunk is tovább a Sulafat (γ Lyrae) irányába. Az M56 felé vezető úton először a 2 Cygni 4.95 magnitúdós csillag mellet haladunk el, majd a látómezőben feltűnik az 5.85 magnitúdós vöröses fényű HIP 94630 katalógusjelű csillag. Ettől egy kicsit vissza, az Albireo felé, alig félfoknyira található maga az M56.

Az M56-ra ráakadhatunk a HIP 94630 katalógusjelű csillagtól alig félfoknyira az Albireo irányába.

Az M56 látszólagos mérete az égen, az általam korábban fotózott gömbhalmazokhoz (M3, M13, M15, M92, NGC104 – 47 Tuc) képest viszonylag kicsi, mindössze 7ˊ 6˝. De nemcsak látszólagos méretben, fényességében is elmarad mögöttük. A halványabb Messier katalógusbeli gömbhalmazok közé tartozik, fényesség mindössze 8.3 (V) magnitúdó. Kicsiny felületi fényessége ellenére megigéző a látvány, ami az okuláron keresztül fogadja a megfigyelőt, ugyanis a Naprendszer és az M56 térbeli elhelyezkedésének köszönhetően, a Tejút megannyi csillaga mögött láthatjuk. A halmaz mindössze 4800 fényévvel helyezkedik el a galaxis síkja fölött, míg tőlünk mért távolsága 32900 fényév. Vagyis valamivel éppen a galaxis síkja fölött, és messzebbre helyezkedik el tőlünk, mint a Tejút centruma.

Az M56 tőlünk 32900 fényévnyi távolságra van. A galaxis fősíkjától 4800 fényévre, északra helyezkedik el. A galaxis centrumától mért távolsága 31500 fényév.

Ez a 84 fényév átmérőjű és 230000 naptömegű gömbhalmaz azonban sokkal különlegesebb, mint azt az okuláron keresztül megpillantva elsőre gondolnánk.

Pörgessük vissza az idő kerekét egészen az ősrobbanást követő első pár másodpercig. Ekkor vette kezdetét az úgynevezett ősi nukleonszintézis (primordial nucleosynthesis, Big Bang nucleosynthesis), melyben összeálltak a legkönnyebb atommagok. Ebben a folyamatban a hidrogén atommagjából kiindulva, mely tulajdonképpen egyetlen proton, a következő elemek atommagjai jöttek létre: deutérium (H-2 kis mennyiségben), hélium (főleg He-4 és kis mennyiségben He-3), és a lítium (Li-7 nagyon kis mennyiségben). Létrejött még két radioaktív izotóp atommagja is, vagyis a tríciumé (H-3) és berilliumé (Be-7), de ezek instabilak lévén héliummá (He-4) és lítiummá (Li-7) bomlottak el. Az egész folyamat az ősrobbanást követő 10 másodperc és 20 perc között történt a ma elfogadott modellek szerint. Innentől kezdve egészen az első csillagok megszületéséig állandó volt a világegyetem kémiai összetétele. A csillagok energiatermelését biztosító fúziós folyamatok azonban ezt megváltoztatták, illetve ezek hozták létre az előbb felsoroltaknál nehezebb elemeket egészen a vasig bezárólag. Az ennél nehezebb elemek szupernóva robbanások termékei. A haldokló csillagok csillagszelükkel, a nagytömegű csillagok a szupernóva robbanások révén pedig igen hatékonyan szennyezték be az univerzumot. A földi élet nélkülözhetetlen eleme, a szén is a csillagokban keletkezett. Az általunk belélegzett oxigén szintén. Az esküvők egyik elmaradhatatlan kelléke, a karikagyűrű aranya pedig szupernóva robbanás terméke.

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 Tejútrendszer 150 ismert gömbhalmazzal rendelkezik, de a valódi szám 180 körül lehet. A gömbhalmazok igen ősi objektumok. A legfiatalabb is legalább 8-10 milliárd éves. A gömbhalmazok fémtartalom vizsgálata rámutatott egy érdekességre. A kutatók megállapították, hogy a gömbhalmazok kora sem teljesen egységes galaxisunkban, vagyis meghatározott korcsoportokról lehet beszélni. Bizonyos elképzelések szerint egyes halmazokat a Tejútrendszer bekebelezett azok szülő galaxisával együtt. Ebben a galaxisban máskor és másképpen történt a gömbhalmazok kialakulása, ez pedig magyarázhatja a koruk közötti eltérést.

Az M56 fémtartalma még a gömbhalmazok között is igen alacsonynak számít. Már ez is arra utal, hogy igen idős. De nem ez az egyetlen kézzelfogható bizonyíték a korát illetően.

A gömbhalmazok korát a HRD (Hertzsprung-Russel Diagram) alapján becsülik meg a csillagászok. A halmaz tagjai jó közelítéssel egyszerre keletkeztek. 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 (Turnoff 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, megbecsülhető a halmaz kora.

Egy hipotetikus gömbhalmaz Hertzsprung-Russel diagramja. Rajta azzal a ponttal (turnoff point), ahol a csillagok „elkanyarodnak” az óriás ág felé.

Több kutató csoport is végzett kormeghatározási vizsgálatot az M56 esetében. Az egyes csapatok más-más eredményeket publikáltak, melyek alapján azt lehet mondani, hogy a gömbhalmaz kora 13 és 13.7 milliárd év közé tehető. Összehasonlításképpen a világegyetem korát 13.8 milliárd évre becslik a kozmológusok. Az M56 egy döbbenetesen öreg, a központja felé csak mérsékelten sűrűsödő, kis fémtartalmú gömbhalmaz. A közös csillagbölcsőben született csillagmatuzsálemek itt vannak viszonylag közel, így nem is kell nagyon messzire pillantanunk ahhoz, hogy következtetéseket vonjunk le az univerzum fejlődésével kapcsolatban. Egészen pontosan, a nagyon távoli, és éppen ezért fiatalnak látszó objektumok vizsgálata mellett, a közeli igen idős objektumok is rengeteg információt hordoznak a világegyetem fejlődésével kapcsolatban.

Ezzel azonban még nem merült ki az M56 érdekességeinek sora. A gömbhalmaz a galaxis centruma körül retrográd pályán mozog, vagyis keringési iránya ellentétes a galaxis korongjában található csillagok keringési irányával. Alaposan megvizsgálva pályájának tulajdonságait, a csillagászok arra a következtetésre jutottak, hogy az M56 nem is a Tejútrendszerben született. Csillagászati értelemben nem sokkal az ősrobbanás után, egy másik galaxisban sűrűsödött össze az a hatalmas méretű gázköd, melynek folyományként megszülettek csillagai. Később ez a galaxis kölcsönhatásba került a Tejútrendszerrel, és galaxisunk egyszerűen felfalta, magába olvasztotta.

Mi vett arra rá, hogy éppen az M56-ről készítsek felvételt 2014. július 23/24. éjszakáján, már jóval éjfélen túl? Az, hogy az M56 Messier katalógusának talán az egyik legöregebb objektuma, továbbá valószínűleg valaha egy másik galaxisban született, roppant izgalmassá tette számomra ezt a gömbhalmazt. Ezen túl nekem esztétikai élményt is jelentett az, ami a hivatásos csillagászoknak nehézséget okoz, miszerint az előtércsillagok sokaságától nem könnyű megkülönböztetni a halmaztagokat. Nekem azonban nem kellett megkülönböztetni, elég volt csak gyönyörködni a látványban.

Az M56 megragadott, így még 24 óra sem telt el, és az idei Meteor Távcsöves Találkozó (MTT2014) első estéjén, újra távcsővégre került. Mennyivel pompásabb volt Tarján ege alatt a látvány, mint az otthoni fényszennyezett égen! Távcsövemet, mintha kicserélték volna. Ilyenkor mindig elszomorít, hogy a fényszennyezés mennyi élménytől fosztja meg az égbolt csodái iránt érdeklődő embert. Ebbe pedig nem szabad beletörődni. Igenis tenni kell, hogy ezek a csodák (is) megmaradjak gyermekeinknek.

NGC6781

2014-06-26 – Göd – 100 x 55 sec light és 15 x 55 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera

NGC6781 – LRGB változat

2014-06-26 – Göd – 100 x 55 sec light és 15 x 55 sec dark

2014-07-26 – Tarján (MTT2014) – 41 x 55 sec R

2014-08-28 – Göd – 42 x 55 sec G, B

Ahogy az év telik, és egyre jobban belehaladunk a nyárba, a tavasszal magasan látható csillagképeket lassan letaszítja trónjáról a Hattyú (Cygnus), a Lant (Lyra) és a Sas (Aquila) triumvirátusa. Június végén az udvaromról belátható vastagszárú T alakú égbolt részt a meridiántól keletre ezek a csillagképek uralják.

A Hattyún és a Sason hömpölyög keresztül a nyári Tejút ezüstös sávja. Sötét fényszennyezéstől mentes égbolton, már maga ez a látvány is megkapó. Az embert arra készteti, hogy távcsövet ragadjon és felkeresse a sok csodás objektumot, melyet a galaxisunk síkja ebbe az irányba rejt. Csillaghalmazok, ködösségek, szupernóva maradványok, planetáris ködök, kettőscsillagok, változócsillagok.

2014. június 26-án azonban egészen mást forgattam a fejemben. Nem indultam hosszú éjszakai túrára az égen, hogy egyenként felkeressem az érdekes látnivalókat. Napnyugta után egy átvonuló hidegfrontot követő éjszaka vette kezdetét, és immáron harmadjára próbáltam szerencsét ebben az évben egy hőn áhított planetáris köd megörökítésével. Korábbi próbálkozásaimat az időjárás sorra meghiúsította. Mire érdemleges mennyiségű felvételt készíthettem volna, addigra mindig beborult. A hidegfront elvonult, maga mögött derült eget, de nyugtalan légkört hagyott hátra. Ezen körülmények között rögzítettem az első 100 darab 55 másodperces expozíciót Luminance szűrőn keresztül, melyből elkészítettem a fentebb látható monokróm képet.

A NGC6781 planetáris köd a Sas (Aquila) csillagképben található. Az amatőrcsillagászok által viszonylag ritkán észlelt és meglepő módon kevésbé ismert planetáris köd. Már akkor felvettem észlelési listámra, amikor elkezdtem saját kis projektemet, melyben a Gyűrűs-köd (M57) alteregóit kívántam lencsevégre kapni. Eddig csak egyetlen objektumot teljesítettem, a Déli Gyűrű-köd néven is ismert NGC3132-t. Ez a felvétel nem saját felszerelésemmel készült, hanem az Ausztráliában található Siding Spring Observatory 32 cm-es Ritchey-Chretien tükrös távcsövével, távészleléssel. A projektet mindenképpen szerettem volna folytatni, azonban most a saját távcsövemen és az északi égbolton volt a sor. Fontos megemlíteni, hogy az alteregók kiválasztásánál csak ahhoz ragaszkodtam, hogy a planetáris ködök megjelenése hasonlatos legyen az M57-hez a fényképeken. Az nem volt kizáró ok, ha a hasonlóság csak látszólagos, és a ködök szerkezete a valóságban eltérő.

Az NGC6781 otthonunktól valahol 2300 és 2900 fényév közötti távolságra van, és a galaxis centrumához közelebb helyezkedik el. Újabb vizsgálatok eredményei a 2600-2700 fényéves távolságot valószínűsítik.

Az NGC6781 elhelyezkedése a galaxisban. Napunkat a sárga pötty jelöli, míg a bekarikázott kék pötty az NGC6781 planetáris köd helyét jelöli.

Az NGC6781 látszólagos mérete az égen 1.8 ívperc. Alig valamivel nagyobb, mint ismertebb rokona, a Gyűrűs-köd (M57). 11.4 magnitúdós vizuális fényességével azonban elmarad mögötte.

Rátalálni nem túlságosan bonyolult. Kiindulásnak használhatjuk a δ Aquilae nevű csillagot. Innen kell még megtennünk nagyjából 3.5 fokot. Ez nem is nagy távolság.

A Sas csillagképben található NGC6781-hez a δ Aquilae-től 3.5 fokra található.

A csillagtérképen az ember könnyen alkothat mindenféle alakzatot, melyeket felhasználva eljuthat a célhoz. Én is így tettem, megalkottam a saját egyszerű négyszögekből és ívekből álló mintázataimat, és végignavigáltam az NGC6781-hez a δ Aquilae-től.

Az általam konstruált alakzatok, és a lépések a δ Aql-tól az NGC6781-ig

Az NGC6781 közvetlen környezete. Ezen a térképen is könnyen felfedezhető az előző térképen berajzolt kis négyszög alakzat.

Miért kézzel állítottam be, amikor távcsövem mechanikája GoTo megoldással felszerelt, és elég lett volna az objektum nevét megadni? Akkor éppen ehhez volt kedvem. Ma már én is ritkán állok rá manuálisan egy célpontra a fényképezésre használt műszeremmel. A gyakorlatból azonban nem jöttem ki. Az egyedül töltött éjszakáknak mindig elmaradhatatlan része, hogy 20×60-as binokulárommal pásztázzam az eget, miközben a felvételek készülnek. Nem tudok csak ott ülni magányomban, és nem törődni a felém boruló csillagos éggel. Egyszóval rendszeresen végzek „gépesítés” nélküli csillagtúrákat. Aznap este arra éreztem késztetést, hogy a régi klasszikus utat válasszam, és saját kezűleg cserkésszem be az NGC6781-et.

Amikor egy planetáris ködre pillantunk távcsövön keresztül, valójában Napunk távoli jövőjét is tanulmányozzuk. A körülbelül 0.8 és 8 kiindulási naptömeggel rendelkező csillagok életük javarészében a magfúzió révén hidrogénből héliumot hoznak létre. A Nap esetében ez a szakasz a modellek szerint körülbelül 10 milliárd év. A felszabaduló energia biztosította sugárnyomás az, ami ellensúlyozza a gravitációt. Ezen csillagok több milliárd évig ebben az egyensúlyi, stabil állapotban léteznek. Miután elfogy a hidrogén készlet, az összehúzódó magban a hőmérséklet a korábbi 15 millió fokról 100-200 millió fokra emelkedik. A hidrogén fúziója a magot körülvevő külső héjakba tevődik át, míg a magban beindul a hélium fúziója. Mindeközben a csillag felfúvódik, külső rétegei lehűlnek. Napunkból is így lesz majdan vörös óriás csillag nagyjából 5 milliárd év múlva. A csillagok életük vége felé a vörös óriás fázisában (pontosabban az AGB fázisban) a csillagszél révén történő anyagvesztés, majd a külső rétegek ledobásával hozzák létre a planetáris ködöket. A táguló gázt a hátramaradó kompakt és forró akár 100000 K felszíni hőmérsékletű központi csillag UV sugárzása gerjeszti, miközben lassan a fehér törpe állapotba jut a csillag, mivel nem elég nagy a tömege a szén és oxigén fúziójához. A fehér törpék még több 10 milliárd évig sugározzák elraktározott energiájukat az űrbe. Energiát már nem termelő Föld méretű lassan hűlő csillagtetemek. Ehhez képest a planetáris ködök kérészéletűek és mindössze pár 10000 évig létező képződmények a haldokló csillagok körül. Ez lesz hát Napunk sorsa is. Érthető hát, hogy a csillagászok nagy figyelmet szentelnek ennek az objektum csoportnak. Az NGC6781 és társai nagyszerű lehetőséget biztosítanak arra, hogy a csillagászok ellenőrizzék és pontosítsák a csillagfejlődés eme késői szakaszával kapcsolatos modelleket.

A fenti életpályát futotta be az NGC6781 központi csillaga is, melynek kiindulási tömege 1.5±0.5 naptömeg volt, mielőtt vörös óriássá fújódott volna fel, és elvesztette volna külső rétegeit. Mostani tömege 0.6±0.03 naptömeg. A központi csillag roppant forró, effektív felszíni hőmérséklete 110000 Kelvin fok. A planetáris köd kialakulása 20000-40000 éve vehette kezdetét. Valamikor akkor, amikor őseink elindultak világhódító útjukra Afrikából.

A planetáris ködök az elektromágneses spektrum széles tartományában sugároznak. A felvételemen azonban ennek csak egy kis szeletét láthatjuk, az optikai tartományt. A csillag UV sugárzása által gerjesztett régiók optikai tartományban történő megfigyelése közel sem tárja fel a köd összes titkát. Az objektumok bizonyos területei láthatatlanok maradnak. Az űrtávcsövek felbocsájtásával azonban szélesre tárult az az ablak, amin keresztül megfigyelhetjük őket. Elérhetővé vált a röntgen, és a távoli infravörös tartomány. Tanulmányok új generációja jelent meg az elmúlt évtizedben, melyek nagyban építenek az űrtávcsövekkel végzett megfigyelésekre, és melyek elvezettek a köd igazi szerkezetének megértéséhez.

A felvételemet megnézve első pillantásra az látszik, hogy egy halvány viszonylag egységes felszínű gyűrű alakú ködről van szó. Ez a megjelenése annak is köszönhető, hogy az NGC6781 egy koros planetáris köd. Alaposabban megnézve azonban feltűnik, hogy valójában nem egy gyűrűről van szó. Helyenként az ugyanis kettős. A morfo-kinematikus vizsgálatok, melyek a molekulák színképvonalainak elemzésén alapszik, továbbá a foto-ionizációs modellek mind arra mutatnak, hogy a köd alakja egy középen összeszűkölő hengerre hasonlít.

Az NGC6781 3D-s modellje

Ennek a formának a hosszanti tengelye 23 fokos szöget zár be a látóirányunkkal. Az NGC6781 a bipoláris planetáris ködök családjába tartozik, fényes központi tórusz (fánk alakú) régióval.

Az NGC6781-gyel egy újabb taggal bővült a Gyűrűs-köd alteregó gyűjteményem. Hogy mennyire tökéletes a hasonlóság? Ennek eldöntését az olvasóra bízom. De talán nem is ez az igazán fontos, hanem inkább az, hogy az ember amatőrcsillagászként, a saját szórakoztatására, valamiféle észlelőprogramot rak össze, és e mentén végzi megfigyeléseit.

Az M57 és alteregói. Balról jobbra: M57 (Gyűrűs-köd), NGC3132 (Déli Gyűrűs-köd), NGC6781