Címke: mély-ég

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

M3 – LRGB változat

2014-06-04 – Göd – 84 x 14 sec Luminance, 20 x 14 sec R, 20 x 14 sec G, 20 x 14 sec B és 15 x 14 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

Az M3 gömbhalmazt 1764. május 3-án fedezte fel Charles Messier a Vadász Ebek (Canes Venatici) csillagképben. Arra készültem, hogy napra pontosan 250 évvel később készítek is egy felvételt erről a csodás halmazról. Az ember hiába tervez azonban, az időjárás a nagyobb úr. A felhők fölött nincs hatalmam, így belenyugodtam abba, hogy ebből már nem lesz kerek évfordulós felvétel.

Az M3 felfedezése után Messier életében is jelentős fordulat állt be. Még 1758. szeptember 12-én fedezte fel az M1-et (Rák-köd), majd két év telt el a második objektumig, mely a Vízöntő (Aquarius) csillagképben található M2 gömbhalmaz volt. Ezután újabb évek teltek el, mire az M3-at felfedezte. Ez volt az első olyan objektuma, melyet valóban ő pillantott meg először és nem újrafelfedezésről volt szó. Innentől kezdve felgyorsultak az események, és a következő 7 hónapban feljegyzésre került még 37 objektum. Mi lehetett ennek az oka? Miért fedezett fel az első 6 évben csak hármat? Miért volt annyira termékeny az ezt következő 7 hónap? A lehetséges válaszok megfogalmazásához fontos tudni, hogy 1758 és 1764 között 5 üstököst is felfedezett. Valószínű, hogy ezekkel az általa kezdetben üstökösnek vélt objektumokkal már mind találkozott ebben a roppant aktív megfigyelői periódusában. Később pedig visszatérhetett azokhoz, melyeket első megpillantáskor még üstökösnek vélt, hogy feljegyezze pozíciójukat, leírást készítsen, és katalógusba foglalja azokat. Az is hozzátartozik az igazsághoz, hogy amikor egyre másra akadt rá olyan dolgokra az égen, melyekről kiderült, hogy mégsem üstökösök, elhatározta, átnézi mások korábban összeállított katalógusait is. Így próbálta elkerülni, hogy valami megtévessze a Naprendszer csóvás vándorainak keresése közben. Átnézte Hevelius, Halley, Maraldi, de Cheseaux, LeGentil, és Lacaille katalógusait. Ezeket az objektumokat is szerepeltette saját katalógusában, ha az megfelelt annak a kritériumnak, hogy ködös volt a megjelenése. Természetesen arról is készített feljegyzést, ha nem találta meg valamelyik objektumát az előbb felsorolt katalógusoknak. Talán tudományos karrierjének emelkedése is nagy szerepet játszott abban, hogy 7 hónap alatt háromtagúról negyvenesre hízott a katalógusa. 1764-ben a Tudományos Akadémia tagságára jelölték, 1765-ben Királyi Természettudományos Társaság tagjának választották. 1769-ben megtalálta a C/1769 P1 fényes periodikus üstököst.  Még ebben az évben a Svéd Akadémiának is tagja lett. Viszonylag rövid idő alatt az akkori csillagászati élet ismert szereplőjévé vált. Az a tény, hogy elismert csillagász lett, minden bizonnyal újabb felfedezésekre és publikációkra buzdította. Így került kiadásra katalógusának első fele 1770-ben, mely az 1764-ig katalogizált 40 objektumát tartalmazta, és még plusz öt könnyen láthatót, melyet mások fedeztek fel.

Messier még ködös objektumként írta le a gömbhalmazt:

„A ködöt a Bootes és Hevelius egyik Vadász Ebe között fedeztem fel. Nem tartalmaz csillagokat. Közepe ragyogó, fénye fokozatosan csökken, kör alakú.”

Az írások tanúsága szerint 1784 környéke volt azaz év, amikor William Herschel először csillagokra bontotta. Így ő látta először a halmazt saját mivoltában, vagyis a központja felé sűrűsödő csillagok sokaságaként.

Távcsőben az M3 véleményem szerint az M13 után a második leglátványosabb gömbhalmaza az északi égboltnak. Talán csak azért keresik fel kevesebben, mert egy árnyalattal nehezebb rátalálni az M13-hoz képest. Pedig valójában nem is ördöngösség. A gömbhalmaz 6.2 magnitúdós és 18 ívperces méretet szoktak rá megadni, ebből a fényes mag úgy 5-6 ívperc körüli. Amatőr műszerekkel körülbelül 12 ívmásodpercesnek látszik. Ezen tulajdonságainak köszönhetően biztosan felismeri az ember, amikor távcsövével célhoz ér. A legegyszerűbb, ha az Arcturus-tól (α Boo) egy képzeletbeli egyenes mentén elindulunk a Cor Caroli (α CVn) felé. Már majdnem félúton ráakadunk erre a feltűnő gömbhalmazra. Akár egy binokulárral is megpróbálkozhatunk a megkeresésével. Saját tapasztalatom szerint, egy 10×50-es, vagy 20×60-as binokulárral kicsiny ködös csillag benyomását kelti. Saját távcsövem keresőjében szintén ilyen a megjelenése. Eltéveszthetetlen.

Az M3 az Arcturus-tól (α Boo) egy képzeletbeli egyenes mentén a Cor Caroli (α CVn) felé majdnem félúton található.

Tejútrendszerünkben, a galaxis síkjától 31600 fényévnyire, északra helyezkedik el, míg annak magjától durván 38800 fényév választja el. Mi, amikor távcsővel szemléljük, akkor 33900 fényévnyi távolságba tekintünk, és egyben ugyanennyi évet vissza a múltba.

Az M3 elhelyezkedés a galaxisban. A kis sárga pötty a Napunkat, a kékkel bekarikázott sárga folt az M3-at jelöli.

Az M3 a Tejútrendszer nagyjából 150 ismert gömbhalmaza közül az egyik legnagyobb tömegű és egyben az egyik legfényesebb is. Gondoljunk csak bele, hogy ilyen távolságból is 6.2 magnitúdósnak látszik. Ebből kiszámolható, hogy -8.93 magnitúdós az abszolút fényessége. Olyan, mintha 300000 Nap fényével ragyogna. A kutatók szerint nagyjából félmillió csillagból áll.

Az M3 mérete körülbelül 180-220 fényév. A méretét több módszerrel is megpróbálták meghatározni. Ez egyfelől a távolság és az égen látszó méret ismeretében számolható ki. Nézzük először is a látszólagos méret kérdését. Elsőre fel sem merül az emberben, hogy ez egyáltalán tényleg kérdés lehet. Pedig nem is olyan egyszerű meghatározni mekkora is a kiterjedése egy gömbhalmaznak az égen. Csak nézzünk rá a felvételemre. Hol a pereme? Fontos megemlítenem, hogy ezen a teljes gömbhalmaznak csak egy része látszik, az valójában ennél nagyobb. A külső csillagok már beleolvadnak nálam a háttérbe. De a jelenség fellép nagy távcsövek esetén is, csak ott a magtól távolabb vesznek bele a halmaztagok az égi háttérbe. Ennek az a magyarázata, hogy a halmaz külső részén a csillagok sűrűsége már extrém módon lecsökken a belsőbb régióhoz képest. Ahhoz, hogy a halmaz külső leghalványabb tagjait is azonosítani lehessen, profi távcsövek, hosszú expozíciós idő és kifinomult módszerek kellenek. A különböző vizsgálatok alapján valahol 18 ívperc körül lehet az M3 látszólagos mérete, de van olyan kutató, aki 20 ívpercet mond a saját megfigyelései és mérései alapján. A méretet tekintve azért a különböző eredmények jó egyezéseket mutatnak. Nézzük a távolság kérdését. Az M3 is, akár a többi gömbhalmaz, bővelkedik RR Lyrae változócsillagokban. Ezen halmazváltozóknak is nevezett csillagok pulzációs periódusa és abszolút fényességük között pedig reláció áll fent, így tökéletesek távolság meghatározására, akár csak a Cepheida változók. Amennyiben e változócsillagok segítségével meghatároztuk a távolságot, már csak egyszerű matematika a látszó méretből a valódi méret kiszámítása.

A másik módszer a méret meghatározására azon alapszik, hogy a kutatók megpróbálják megmondani, mekkora régióban uralkodik a gömbhalmaz gravitációs tere. Az ezen kívül eső csillagok már meg tudnak szökni a halmazból. Pontosabban, a galaxis árapály keltő hatása révén ezt le tudja szakítani a halmazról. Az M3 igen elnyúlt pályán (e=0.55) kering a galaxis centruma körül annak a halójában. Keringése folyamán, a legtávolabbi pontján 66000 fényévre kerül a galaxis magjától és 49000 fényévre is eltávolodik a galaxis síkjától. Pályájának legközelebbi pontja a galaxis magjához pedig 22000 fényév. E közelség esetén a legkisebb az a térfogat, ami felett a gömbhalmaz gravitációja uralkodik, vagyis amiben még képes megtartani a csillagait. Ennek a területnek az átmérője számítások szerint ilyenkor valamivel kevesebb, mint 200 fényév. Ebből az következik, hogy az M3 mérete valamivel 200 fényév alatt lehet.

Az 500000 csillag tehát közel 200 fényéves területen oszlik el. A csillagok sűrűsége pedig folyamatosan csökken a gömbhalmaz magjától távolodva, ahogy ezt már fentebb is írtam. A halmaz magja roppant sűrű és viszonylag kicsi. Mérések szerint az átmérője 10-20 fényév nagyságrendbe esik. A halmaz tömegének viszont közel a fele ezen a területen összpontosul. Irdatlan zsúfoltság van a halmaz belsejében. A gömbhalmazokat éppen e tulajdonságuk alapján is osztályozzák. Van, amelyiknek iszonyúan sűrű magja és diffúz a halója, míg másoknak egyáltalán nincs is diszkrét, sűrű magja. A 12 fokozatú Shapley–Sawyer osztályozásban, mely a halmaz csillagainak koncentrációján alapszik, az M3 középen helyezkedik el. Besorolása: VI.

Az M3 egy igen idős objektum, kora becslések szerint 8-10 milliárd év. A gömbhalmazok korát a HRD (Hertzsprung-Russel Diagram) alapján becsülik meg. A halmaz tagjai jó közelítéssel egyszerre keletkeztek. Arról, hogy mit is jelent a „jó közelítés”, egy kicsit később még szó lesz. 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 a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” az óriás ág felé. Felrajzolva az M3 esetén a HRD-t rögtön szembetűnő, hogy a jelentősebb fényességű nagytömegű csillagok már mind elfejlődtek a fősorozatról. Ezeknél, a csillag energia ellátását már rég nem a magban zajló hidrogén héliummá történő átalakítása szolgálja. Azoknál az óriásoknál és szuperóriásoknál, ahol még mindig hidrogénből héliumot gyárt a csillag, az már nem a magban, hanem külsőbb héjakban történik, melynek következtében a csillag felfúvódik, és külső része lehűl. Ezek a képen a fényes narancs és vörös színű domináns csillagok. A horizontális ág tagjai pedig a magjukban már héliumból szenet hoznak létre. Ez a folyamat a kék szín irányába tolja a csillag fényét. Az óriások és a horizontális ág között van egy rés, ahol a már korábban megemlített RR Lyrae csillagok találhatóak. A rés azért van, mert a két állapot között csillagászati értelemben a csillagok hamar keresztüljutnak. Az RR Lyrae váltózó csillagok magjában már javában folyik a hélium szénné alakítása.

Az M3 Hertzsprung-Russel diagramja. A fősorozat, az óriás ág, a horizontális ág, és a kék vándorok régióját nyíllal jelölve. Az RR Lyrae változókat a kék pöttyök jelölik.

Az M3-ban összesen mintegy 200 darab változócsillagot azonosítottak. Ez a szám több mint akármelyik másik gömbhalmazban azonosítottak száma. Az M3 a nagy gömbhalmazok közé tartozik, de ebben egyértelmű rekorder. Számomra ez a téma különösen érdekes, mert amatőrcsillagászként évekig követtem csillagok fényének a változását. Vagy, ahogy az amatőr szleng említi: változóztam. Bár RR Lyrae típusúakkal nem foglalkoztam, mert azok megfigyelése inkább a hivatásos kutatók profiljába vág.

Az M3 változócsillagai – az animációt egy éjszaka 4 különböző időpontjában készült felvételeiből rakták össze. Minden időpontban 3 szűrőn keresztül (BVI) rögzítettek felvételeket, és ebből készült a színes kép (Krzysztof Stanek, Andrew Szentgyorgyi – Publikáció: Joel Hartman)

De nemcsak ezzel tart rekordot. A halmaz igen érdekes objektumai a kék vándorok. Ezek a csillagok nagyon nem illenek bele abba a képbe, amit a halmaz esetén a felrajzolt HRD-t tanulmányozva a csillagok fejlődéséről megállapítottak korábban. Ezek a fősorozat közelében abban a tartományban találhatóak, ahonnan korábban a nagytömegű kékes csillagok már régen elfejlődtek. Létezésükre a ma elfogadott egyik magyarázat, hogy ezek halmaztagok összeolvadásával jönnek létre. Így lehetséges csak, hogy sokkal nagyobb a felszíni hőmérsékletük (kékebbek), mint az azonos fényességgel rendelkező halmaztagoké. Életpályájuk egészen más lett ennek köszönhetően, mint a halmaz kialakulásakor létrejött fősorozatbelieké.

Pontosan nem ismeretes még ma sem, hogy a galaxisok fejlődésében milyen szerepet is töltenek be a gömbhalmazok és kialakulásuk pontos körülményét is homály fedi. Egyelőre nem ismerünk olyan gömbhalmazt, amiben ma is aktív csillakeletkezés zajlik. Régebben úgy kezelték őket, amiben minden csillag egyszerre keletkezett. Közben a kutatók felfedezték, hogy bizonyos gömbhalmazok nem is egy nemzedék csillagaiból állnak. Van olyan példánya ezen objektumoknak, melyeknél az első nemzedék után 100 millió évvel alakult ki a következő. Ezt a csillagok fémtartalmának vizsgálatával állapították meg. A később létrejöttek már tartalmazzák a korábbi generációk halálakor szétszóródó anyagot, így az azok által legyártott fémeket is, tehát nagyobb a fémtartalmuk. Ráadásul jellemzően külsőbb és elliptikusabb pályán mozognak a gömbhalmazon belül a kissé fiatalabb csillagok (aki azért így is elég idősnek számítanak).

A fémtartalom vizsgálata egy másik érdekességre is rámutatott. A fémtartalom alapján azt is megállapították a kutatók, hogy a gömbhalmazok kora sem teljesen egységes galaxisunkban. Itt jól meghatározott korcsoportokról lehet beszélni. Bizonyos elképzelések szerint egyes halmazokat a Tejút bekebelezett azok szülő galaxisával együtt. Ebben a galaxisban máskor és máképpen történt a gömbhalmazok kialakulása, ez pedig magyarázhatja a koruk közötti eltérést. Az M3 ebben is különleges, ugyanis a magasabb fémtartalmú gömbhalmazokhoz tartozik.

Remélem, hogy ezzel a rövid ismertetővel sikerült felkeltenem az olvasó érdeklődését a gömbhalmazok iránt. Amellett, hogy impozáns megjelenésűek, asztrofizikájuk is roppant érdekes. Már több évszázada figyeljük őket, de bőven akad még rejtély körülüttök. Ráadásul az M3 abba a mély-ég kategóriába tartozik, hogy az általam készített kép megtekintése után sem okoz majd csalódást egy közepes amatőrcsillagász műszer okulárjába pillantva. Ugyan a teljesen kerek 250 éves évfordulóról lemaradtam, továbbá 2014. június 4-én lehetett volna nyugodtabb és átlátszóbb a légkör, mégsem bánom, hogy aznap este a távcsövemet az M3 felé fordítottam. Jó volt a felvételek készítése közben elmélkedni egy kicsit a gömbhalmaz „viselt dolgairól”.

M3 – monokróm változat

2013-06-04 – Göd – 84 x 14 sec Luminance és 15 x 14 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera

NGC5907

2014-05-19 – Göd – 42 x 86 sec light és 15 x 86 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera

NGC5907

2014-05-19 – Göd – 42 x 86 sec light és 15 x 86 sec dark

2014-07-02 – Göd – 37 x 86 sec R és 15 x 86 sec dark

2014-07-04 – Göd  – 38 x 86 sec G, 39 x 86 sec B és 15 x 86 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

2014. május 19-én, miután leszállt az éjszaka, vizuális távcsöves túrába kezdtem a Sárkány (Draco) csillagképben. Már hónapok óta nem barangoltam az égnek ezen a területén. A hatalmas kígyószerű sárkány mitológiai alakja hosszasan tekeredett az égbolton. Szépen ragyogott a 14 fő csillaga. Igaz, hogy mindössze két csillaga fényesebb 3 magnitúdónál, de ettől függetlenül nem mondanám, hogy egy jellegtelen halvány csillagkép. Sőt! Cirkumpoláris csillagkép, így mivel sosem nyugszik le, egész évben tanulmányozható. Azonban az égen való elhelyezkedése miatt, miszerint egy félkörívben öleli körbe a Kis Medve csillagképet, és így a pólust, inkább a tavaszi, nyári és őszi hónapokban szoktam felkeresni. Mindez attól is függ, hogy melyik részén helyezkedik el a kiszemelt objektum, és az a rész mikor áll magasan a horizont fölött. A csillagkép bővelkedik látnivalókban. Legyen szó galaxisról, planetáris ködről, kettős csillagról és ne feledkezzünk meg a változócsillagokról sem.

Egymás után kerestem fel a galaxisokat, és azon töprengtem, hogy melyikről is készítsek felvételt. Több izgalmas jelölt is akadt. Végül az NGC5907 került kiválasztásra. Ezen az éjszakán L szűrőn keresztül készült felvételekből raktam össze a fent is látható monokróm változatot. Július elején újra visszatértem a galaxishoz. 2014. július 1/2. éjszakáján R szűrőn, majd 2014. július 3/4. éjszakáján G és B szűrőn keresztül rögzítettem felvételeket. A fent látható színes (LRGB) változat a három éjszaka felvételeinek felhasználásával készült.

Halvány, 11 magnitúdós galaxisról van szó. A katalógusok szerint 12.3 x 1.8 ívperc a látszólagos mérete az égen. Majdnem pontosan az élével fordul felénk. Megjelenése miatt, nagyon találóan, gyakran hasonlítják egy késpengéhez vagy egy szilánkhoz. A spirál galaxisok általában már csak ilyenek. A korongjuk vastagsága kicsi a galaxis átmérőjéhez képest. Ez alól nem kivétel Tejútrendszerünk sem. Véleményem szerint egy spirál galaxis porsávok szabdalta oldalnézete legalább olyan impozáns tud lenni, mint amikor nagyjából merőleges látunk rá egyre, és spirálkarjaiban gyönyörködhetünk.

Első ránézésre tipikusnak mondhatnánk ezt a 40 millió fényévre lévő csillagvárost. De csak első ránézésre. Már vizuálisan is látszott, hogy a legtöbb spirál galaxistól eltérően az NGC5907 egyáltalán nem rendelkezik markáns központi dudorral. Jegyezzük meg az NGC5907-nek ezt a tulajdonságát, mert egy kicsit később még előkerül majd. Arra, hogy milyen is oldalnézetből egy jellegzetes központi dudor egy spirál galaxis estén jó példa a szintén a majdnem pontosan az élével felénk forduló NGC891.

Az éléről látszó NGC891, mely a legtöbb spirál galaxishoz hasonlóan, markáns dudorral rendelkezik.

2013-08-30 – Göd – 72 x 86 sec light és 15 x 86 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera

De a legmeglepőbb tulajdonságára csak akkor derül fény, ha roppant hosszú expozíciós idők keretében tekintünk az űr mélységeibe, és nem foglalkozunk azzal, hogy közben a galaxis fénye beleég a végső felvételbe. Ha ezt megtesszük, akkor valami igazán meglepőt láthatunk a galaxis körül: hurkokat.

Az NGC5907 és a galaxist körülölelő hurkok David Martınez-Delgado felvételén (BlackBird Remote Observatory)

Ezek a hurkok (loops) csillagfolyamok, vagyis olyan csillagok áradata, melyek ezeken a különös pályákon járják táncukat a galaxis magja körül és nem a galaxis korongjában, magja környékén, vagy éppen a halóban. Létezésük egy újabb bizonyítéka annak, hogy a galaxisok világa nem statikus, ahogyan egy évszázada még gondolták, hanem igen csak viharos, mely ütközésekkel és összeolvadásokkal tarkított. A hurkok létrejötte galaxisok kölcsönhatásnak köszönhető. Rögtön két magyarázat is kínálkozik a hogyanra.

Az egyikben egy kisebb tömegű galaxis ütközik oly módon a nagyobb társával, ebben az esetben az NGC5907-tel, hogy annak korongján többször keresztülhatol, miközben a nagyobb megkopasztja azt. A pályája metszi a nagyobb galaxis korongját, újra és újra keresztülhatol ezen a síkon. Pályáján gázt és port veszít, illetve csillagainak egy részét. Amennyiben ez a magyarázat a helyes, akkor a jóslatok szerint a végén csak egy mag marad hátra a kisebbikből. Ezen csillagok ugyanis gravitációsan sokkal kötöttebbek, így nehezebb ennek a formációnak a szétszakítása.

A másik esetben a két ütköző galaxis tömege hasonló. Miközben a két galaxis egy nagyobbá olvad össze, csillagok dobódhatnak ki, melyek létrehozzák ezeket a hurkokat.

Az első esetben találnunk kellene egy lecsupaszított galaxis magot. Ilyet egyelőre nem találtak. A másik esetben pedig sokkal nagyobb felfordulást kellene látnunk, ha az NGC5907-re tekintünk. Nehéz eldönteni, hogy mennyire lehetett egyenlőtlen a küzdelem, pedig fontos kérdés ez. Miért? Ma úgy gondolják a kutatók, hogy a nagyobb galaxisok mind ütközések, és kannibalizmus révén jöttek létre. Igen, még a Tejútrendszer is. Egyre több nyomát találják ezeknek a folyamatoknak, ahogy műszerek, illetve a kutatási módszerek egyre kifinomultabbá válnak. A mi galaxisunk esetén is sikerült azonosítani ilyen csillagáramlatokat. Az egyik ilyen annak a folyománya, hogy a Tejút éppen elfogyasztja a Sagittarius törpe galaxist.  Összefoglalva, fontos ezen a galaxisok fejlődése szempontjából kulcsszerepet játszó folyamatoknak a megértése.

Mit lehet azonban tenni, ha nem találjuk a Szent Grált? Tovább kell keresni, és ehhez segítségül hívhatóak a számítógépek. Egészen pontosan a szuperszámítógépek, melyek nagy számítási teljesítménye elegendő, bonyolult és sokparaméteres feladatok megoldására. Fel kell hát állítani a megfelelő szereplőket a színpadra, kezdő paramétereket választani és indulhat a tánc. A végén a kapott eredményt össze kell vetni a megfigyelhetővel. Leegyszerűsítve így végeztek szimulációkat az NGC5907 esetén is.

A kutatók három csoportba osztották az ütközéseket aszerint, hogy milyen volt a kiindulási tömegarány. Nagyobb ütközésnek nevezték el a 3:1-5:1, míg közepesnek az 5:1-12:1, és kisebbnek a 12:1-nél kezdődő tartományt. Majd megnézték, hogy a szimuláció eredménye megfelel-e annak, amit tapasztalunk. Kijön a hurok alakja, mérete, excentricitása, láthatósága, az anyag eloszlása? Az ütközés után meddig észlelhető még a hurok? Milyen gázeloszlást kapunk eredményül? A galaxis korongjának, halójának, magjának és a központi dudornak a kapott paraméterei leírják, vagy legalább közelítenek az észlelthez? Ezután összegezték az eredményt, és megpróbálták kiválasztani a legvalószínűbbet. Egyik modell sem fedte le ugyanis tökéletesen a valóságot. A legjobban a 3:1-5:1 tartomány illeszkedett gázban gazdag kiinduló galaxisokat választva. Azonban nem igazán sikerült reprodukálni egy vékony galaktikus diszk által uralt, és központi dudortól mentes galaxist a végeredményben. Emlékszik az olvasó? Említettem, hogy ez még fontos lesz. A hurokok egészen pontos geometriája sem jött ki. Azért azt el kell mondanom, hogy ezek csak egyfelől fakadnak a felhasznált modellből. Úgy igazságos, ha azt is kihangsúlyozom, hogy rengeteg a bizonytalanság az NGC5907 alapvető paraméterei között is. Csak egyet kiragadva, ilyen például a galaxis távolságának 30%-os bizonytalansága. Ennek következtében a barionos tömeg is bizonytalanul ismert. Ez pedig a modell pontatlanságához vezet, és így tovább. Említést érdemel még az is, hogy az elektromágneses spektrum különböző tartományaiban más és más képet fest a galaxis. Az egyikben vékonyabb, a másikban vastagabb a korong. Valljuk be, nemcsak a modell felállítása és a szimuláció jelentett kihívást, de a kapott eredmény összevetése a valósággal is. A kérdés nincs lezárva, mindössze kiválasztottak egy igen valószínű forgatókönyvet. Ez azonban már önmagában is egy fontos eredmény. Természetesen a kutatások folynak tovább.

Végezetül, érdemes megnézni egy kis videót a szimulációról:

Mindig lenyűgöz, hogy miféle események zajlanak a kozmoszban, és párért csillagászati értelemben elég csak a szomszédba tekinteni, vagy körülnézni házunk táján. Az pedig külön öröm, ha az előadás egy jelenetét vagy annak egy mutatós részletét saját távcsövemmel is elcsíphetem.

M57 (Gyűrűs-köd)

2014-05-05 – Göd – 82 x 22 sec Luminance, 63 x 22 sec R, 63 x 22 sec G, 63 x 22 sec B és 15 x 22 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

A Gyűrűs-ködként is ismert M57 planetáris ködre könnyen ráakadhatunk a Lant csillagképben. A hangszer testét alkotó 4 fényesebb csillag egy paralelogrammát formáz. Ennek az alakzatnak a két csillaga, vagyis a Sulafat (γ Lyr) és a Sheliak (β Lyr) között helyezkedik el nem egészen félúton ez a mély-ég objektum.

A Lant (Lyra) csillagkép, és benne az M57.

A planetáris ködre Antoine Darquier de Pellepoix francia csillagász akadt rá 1779-ben. Majd nem sokkal később, tőle teljesen függetlenül, honfitársa Charles Messier is felfedezte 1779. január 31-én, miközben üstökösökre vadászott az égen. Messier katalógusában az 57. sorszámmal szerepel.

A felvételemen is jól látható központi csillag létezéséről először Friedrich von Hahn német csillagász számolt be 1800-ban. Ez után évtizedek teltek el úgy, hogy megerősítést nyert volna felfedezése. Honfitársunk Gothard Jenő 1886-ban egy 26 cm-es tükrös távcsövet használva, egészen pontosan egy 260/1967-es Newton-távcsővel, a világon elsőként sikeresen megörökítette a köd központi csillagát. Hogy mennyire más idők voltak ezek, mi sem bizonyítja jobban, hogy Gothard beszámolói szerint már 1885-ben is próbálkozott a 14.8 magnitúdós csillag lefényképezésével, de csak egy év múlva koronázta siker fáradozásait. A viszonylag érzékelten fotólemezek korában vitathatatlanul hatalmas eredmény volt, amit elért. Nagyságrendekkel többet kellet exponálnia, mint nekem 128 évvel később. Nálam már egyetlen 22 másodperces nyers felvételen jól látható a központi csillag. Azonban ehhez kellet az amatőrcsillagászok körében az utóbbi 10 évben elterjedt digitális technika. Bizony nem is olyan régen, még komoly kihívásnak számított Gothard Jenő eredményének a megismétlése amatőr felszerelésekkel.

De mit is takar a planetáris köd elnevezés, és honnan származik? Mielőtt erre a kérdésre válaszolnék, térjünk egy kicsit vissza a felfedezőkhöz, és a beszámolóikhoz.

Antoine Darquier de Pellepoix a következőket írta az M57-ről:

„Tudomásom szerint még senki sem akadt rá erre a ködre. Jó távcsőre van szükség a megfigyeléséhez. Semmilyen már ismert ködre nem hasonlít. Megjelenése emlékeztet a Jupiterére. Tökéletes kör az alakja és nagyon éles a pereme. A központi rész valamivel sápadtabb fényű, mint a felület többi része.”

Charles Messier pedig így számol be felfedezéséről:

„Egy halmaz a Gamma Lyrae és Béta Lyrae között, melyet akkor fedeztem fel, amikor az 1779-es üstököst kerestem, és ami ennek közelében haladt el. Kerek fényfolt benyomását kelti, amit apró csillagok alkotnak, azonban még a legjobb távcsövekkel is lehetetlen megkülönböztetni azokat. Csak gyanakodhatunk, hogy tényleg ott vannak.”

Még a XIX. században is általánosan elfogadott vélekedés volt, hogy minden köd csillagokra bontható, és ez csak távcső kérdése. Azonban Herschel-t pár planetáris köd megjelenése ebben elbizonytalanította. Herschel volt az a személy, aki először használta a planetáris köd kifejezést. Úgy vélte ezek újonnan kialakuló bolygórendszerek. Az elnevezést aztán átvettették a csillagászok. Annyira megragadt, hogy még akkor sem változtatták meg, amikor kiderült, hogy nem égitestek születéséhez, hanem éppen halálához vezető út egy állomását jelentik ezek a ködök. A körülbelül 0.8 és 8 kiindulási naptömeggel rendelkező csillagok a vörös óriás fázisában (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. Mire ez a folyamat teljesen befejeződik, a planetáris köd elenyészik az űr sötétjében, láthatatlanná válik.

A Gyűrűs-köd tőlünk durván 2300 fényévre található. A távolsága még manapság is viszonylag pontatlanul ismert. Az égen 1.5 x 1 ívperc a látszólagos mérete, így valós mérete olyan 1.3 fényév körül lehet. Mivel már évtizedek óta rendelkezésre állnak nagyfelbontású felvételek a ködről, így megállapítható, hogy minden évszázadban körülbelül 1 ívmásodpercet tágul a köd. Nagyságrendileg 6-8 ezer éves lehet ez a képződmény.

Az M57 3D-s modellje

A planetáris ködök morfológiájáról már írtam korábban. Most kizárólag az M57-re koncentrálnék. Az M57 is, több planetáris ködhöz hasonlóan, bipoláris struktúrával rendelkezik. Ahogy fentebb is írtam a köd anyaga a központi fehér törpe csillag erős UV sugárzásának köszönhetően sugároz, az gerjeszti. Minden színért egy más kémiai elem a felelős. A köd főgyűrűje (main ring) jól látható az én felvételemen is. Ennek vöröses színe az ionizált nitrogénnek (N II tiltott vonalak – 654.8 nm és 658.3 nm) és a gerjesztett hidrogénnek (Balmer vonalak – 656.3 nm) köszönhető. Ez a vörös peremű fánk, vagy tórusz alakú terület, melyre majdnem merőlegesen látunk rá. Ezt a tórusz alakú területet oxigén tölti ki. Az oxigén emissziós vonalainak (495.7 nm és 500.7 nm) a zöldes szín köszönhető. A központi rész kékes színéért pedig a hélium (He II – 469 nm) emissziós vonalai tehetők felelőssé. A hélium a gyűrűre merőleges hossztengelyű lebenyben (Lobe) található, mely egy rögbi labda alakjára hasonlít. Ezek eddig mind megfigyelhetőek az én felvételemen is. A további struktúrák bemutatásához már egy a Hubble űrtávcső (Hubble Space Telescope) és a Nagy Binokuláris Távcső (Large Binocluar Telescope) felvételeinek kombinációjából kapott képre van szükség.

Az M57 a Hubble űrtávcső (Hubble Space Telescope) és a Nagy Binokuláris Távcső (Large Binocluar Telescope) felvételeinek kombinációjából kapott képen.

A felvételen, a gyűrű belső karimájában szabálytalan alakú sötét, sűrű anyagcsomók figyelhetőek meg. Ezek a csomók annyira sűrűk, hogy ellenállnak a központi csillag erős sugárzása okozta eróziónak. Olyan szerkezetet kölcsönöznek a ködnek, mintha bicikli küllők lennének benne. A csápok akkor alakultak ki, amikor a ledobott forró gázok nekiütköztek a korábban ledobott hidegebb gázoknak. A küllőknek a folytatása a főgyűrűn kívül is látható, mintha dárdák döfnék keresztül azt. Létezésük árnyékhatásnak köszönhető, melyben a sötét csomók árnyékolják a csillag sugárzását.

Végezetül a külső gyűrűk, melyek az én felvételemen szintén nem láthatóak, akkor jöttek létre, amikor a gyorsabban mozgó gáz beleütközött a korábban ledobott lassabban mozgóba.

Végezetül pedig érdemes megnézni az alábbi rövid kis videót, melyet a NASA publikált. Az angolul esetleg nem beszélő olvasó, a fentiek végigolvasása után is bizonyosan képet kap az M57 térbeli szerkezetéről.

2014. 05. 04/05 éjszaka

Az éjszaka első felét a Hold tanulmányozásával töltöttem. Az átlátszóság kitűnő volt, a nyugodtság azonban nem. Tipikus hidegfront átvonulást követő éjszaka vette kezdetét napnyugta után. Miután a Hold lenyugodott, az átlátszóság is romlani kezdett. Nem maradt más választásom, mint tesztfelvételek készítése. Ilyenkor sosem fejezek be egy témát, csak különböző beállításokkal készítek nagyjából 10 fotót a lehetséges jövendőbeli célpontjaimról. Azt is megpróbálom megállapítani, hogy mennyire merészkedhetek közel Budapest fénykupolájához. Ilyenkor mindig elszomorodom, hogy a déli egem szinte teljesen odavan.

Éjfél után viszont kezdtem elunni a dolgot. Ekkor jutott eszembe, hogy már május van, és bizony egy éve kezdtem el az asztrofotózást.  Az egyik első mély-ég objektum, amit megpróbáltam megörökíteni több-kevesebb sikerrel az a Gyűrűs-köd volt. Ezen az estén az ég állapota közel sem volt ideális, de ennek ellenére szerencsét próbáltam. Ezúttal a színek felvétele volt a fő cél, egy LRGB fotót szerettem volna készíteni. 22 másodperces expozíciós időt választottam, és készítettem 82 darab Luminance, 63 darab R, 63 darab G, és 63 darab B szűrős felvételt. Napokig nem vettem elő az anyagot, mert az ég miatt semmi jóra nem számítottam. Végül csak feldolgoztam.

Az M57 volt az első mély-ég objektum, amit távcsövön keresztül megmutattak nekem még az Uránia Csillagvizsgálóban, a nyolcvanas években. Az M57 ott volt az első objektumok között, amiről felvételt készítettem. Ezzel az M57 fotóval pedig asztrofotózással töltött első évemet ünnepelem. Egy torta ez, amit saját magam sütöttem, de egy szeletet szívesen megosztok bárkivel. Tudom, nem tökéletes. Sokat kell még tanulnom. De remélem ez az első év csak a kezdet, és még sokáig „rongálhatom” az eget így vagy úgy.

2014-04-21, 2014-04-24, 2014-05-01 – Siding Spring Observatory – 30 x 120 sec L,  10 x 120 sec R,G,B

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

Amikor még csak a csillagképekkel való ismerkedésénél tartottam, idestova majdnem három évtizede, először azokkal kezdtem, melyek viszonylag magasan rótták útjukat az égen. Azok a csillagképek, melyek nem emelkedtem legalább 20 fok magasra deleléskor, részben vagy teljes egészében kimaradtak az életemből egészen addig, míg a nyolcvanas évek végén elkezdtem Ráktanyára járni.

A téli égbolton a jól ismert Orion csillagképtől délre helyezkedik el a Nyúl (Lepus) csillagkép. A Nyúltól folytatva az irányt délnek megérkezünk a Galamb (Columba) csillagképhez. Ez már csak alig emelkedik hazánkban deleléskor a látóhatár felé. Ez is egy olyan csillagkép, ami évekig ismeretlen volt a számomra. Modernkori csillagképről van szó, ugyanis Petrus Plancius a déli eget is ábrázoló térképén tűnik fel először 1592-ben. Plancius teológus volt, és a csillagképpel Noé a szárazföld felkutatására kiküldött galambjának kívánt emléket állítani az égbolton.

Petrus Plancius az akkor ismert világot ábrázoló térképének, a déli eget bemutató részletén a Galamb csillagkép, melyet a hazánkból is látható Orion, a Hydra és a Nagy Kutya csillagképek fognak közre.

Ez a csillagkép rejt egy igen izgalmas galaxist, az NGC1808-at. Érdekes módon az amatőrcsillagászok viszonylag ritkán észlelik. A hosszú ideje tevékenykedő általam ismert asztrofotósok repertoárjából teljesen hiányzik. Itt természetesen csakis a külföldiekre gondolok, mert hazánkban még 5 fok magasságba sem emelkedik deleléskor ez a galaxis. Megfigyelése itthonról bár nem lehetetlen, de igazi kihívás.

Az égen egy nagyjából 6.5 ívperc kiterjedésű és körülbelül 10 magnitúdós objektumról van szó. Fényességéhez a spirál karok csak alig járulnak hozzá, melyek hihetetlenül halványak a központi régiókhoz képest. A felvételemen is csak finom pára benyomását keltik, melyek egyedül a lencseformájú porsávokkal szabdalt küllők átellenes végeinél hangsúlyosabbak.

A galaxis morfológiai besorolása (R)SAB(s)a. Haladjunk végig az egyes betűkön. Az (R) arra utal, hogy a galaxist kívülről egy gyűrűs szerkezet veszi körül. Vagyis, a szorosan felcsavarodott karok gyűrűszerűen veszik körbe a galaxist. Az SAB besorolást olyan spirál galaxisok kapják, amelyek átmenetet képeznek a normál és a küllős spirál galaxisok között. Az (s) jelölés a küllős spirál galaxisoknál azt jelzi, hogy a karok a küllők végéből indulnak ki. A végén az a arra utal, hogy a karok igen szorosan csavarodnak a galaxis körül és a központi régió mérete igen nagy a karokhoz képest.

A 40 millió fényévre lévő NGC1808 35000 fényéves átmérőjével viszonylag kisméretű a Tejútrendszerhez képest, aminek az átmérője 100000 fényév. Ha méretével nem is, de két egyéb tulajdonságával azonban túltesz saját csillagvárosunkon.

Már a felvételt megnézve is árulkodó lehet a roppant fényes mag. A galaxis sugárzásának jelentős része egy viszonylag kis területről származik. A galaxis igazi természetét azonban a spektruma árulja el. A felvételen egy Seyfert II típusú galaxissal nézünk farkasszemet.

Itt most csak nagyon röviden foglalnám össze, amit a Seyfert galaxisokról tudni érdemes. Ugyanis, a Carl Seyfert által megalkotott, és róla elnevezett galaxis osztályról, illetve az aktív galaxis magokról (Active Galactic Nucleus – AGN) már többször is írtam. Akit a részletek is érdekelnek, azoknak ajánlom az M108, kvazárok és távoli aktív galaxis magok, továbbá az NGC613 és NGC1097 – Seyfert galaxisok Ausztrália egén című cikkeim elolvasását.

A Seyfert galaxisok magjában egy szupermasszív központi fekete lyuk található, melynek tömege a pár milliótól több milliárd naptömegig terjedhet. Ezek a fekete lyukak próbálják elfogyasztani a környezetükben található anyagot. 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, miközben szinkrotonsugárzást bocsájtanak ki.

A fenti folyamatnak köszönhető az NGC1808 magjának aktivitása az elektromágneses sugárzás különböző hullámhosszain. Bár a Tejútrendszerünk is bizonyítottan tartalmaz egy szupermasszív központi fekete lyukat, ellentétben az NGC1808-cal a mi szörnyetegünk éppen ebéd utáni sziesztáját tölti, békésen hortyog és nem igazán aktív.

A másik tulajdonság, amiben ez a galaxis túltesz a miénken, az a csillagok keletkezésének heves üteme. Az NGC1808 úgynevezett csillagontó galaxis. Ennek kiváltó oka vélhetőleg egy másik galaxis. Az NGC1792 a felvételemen nem látható, ugyanis a látómező ehhez nem volt elég nagy. A két galaxis kölcsönhatásba áll egymással, és az NGC1792 árapály keltő gravitációs hatása lehetett az, ami beindította az NGC1808 molekuláris gázfelhőiben a csillagok heves keletkezését immáron mintegy 50-100 millió éve. Az alapelképzelés még 1978-ból származik, amikor is a kutatók (Larson, Tinsley, van den Bergh) felfigyeltek arra, hogy az NGC1808 torzult, és morfológiája sok hasonlóságot mutat az M82 galaxiséval. Az M82 deformációját az M81-nek köszönheti, akárcsak az NGC1808 az NGC1792-nek, és az M82 szintén egy csillagontó galaxis. Úgy vélték, hogy akár csak abban az esetben itt is a társ a tettes, vagyis a felelős a heves csillagkeletkezési hullámért.

A leghevesebb születési hullám a központi régióban és a küllőkben zajlik. Ez nagyszerűen megfigyelhető a Hubble űrtávcső felvételén.

Az NGC1808 korongja és központi régiója a Hubble űrtávcső felvételén. A kék területek a fényüket a fényes fiatal és nagytömegű kékszínű csillagoknak köszönheti.

A sárgás fényű területeken az idősebb kisebb tömegű csillagok találhatóak, míg a kékes területeket fiatal igen nagytömegű kék színű csillagok népesítik be. Érdemes megfigyelni, hogy mennyi por és gáz található a központ környékén.

Bár jellemzően egy galaxis csillagpopulációját 70%-ban M típusú, kistömegű vörös törpe csillagok alkotják, azonban a csillagok igen nagyszámban keletkeznek, és ezért igen sok a nagytömegű csillag a galaxis magjának a környékén és a küllőkben. Ha nem lenne folyamatos az utánpótlásuk, akkor életüket leélve hamar eltűnnének. A nagytömegű csillagok csillagászati értelemben korai és látványos halált halnak, méghozzá szupernóva robbanások keretében. Ezek egyfelől újabb születési hullámot indítanak be, másfelől gázt és port pumpálnak kifelé a galaxis halójába. Így szupernóvák az új generációk genezise szempontjából egyik kezükkel adnak, míg a másikkal elvesznek.

Az NGC1808 arcán viseli mozgalmas életének jegyeit. A sávok szabdalta belső régiók, a furcsa megjelenésű belső karok, és a külső diffúz gyűrűszerű struktúra az, ami igazán figyelemreméltóvá tette számomra ezt a galaxist, illetve amiért kiválasztottam célpontnak.

Egy felvétel azonban gyakran tartogat meglepetéseket az ember számára. Ez esetben is így volt ez. Csak Luminance felvétel feldolgozás közben döbbentem rá, hogy mennyire gazdag ez az égterület apró galaxisokban. Természetesen az apró szó itt csak a kicsinek látszó értelemben helytálló. Nem számoltam meg, de azaz érzése az embernek, hogy a háttér galaxisok száma szinte összemérhető az előtérben látszó, és a Tejútrendszerhez tartozó csillagok számával.

2014-04-21 – Siding Spring Observatory – 30 x 120 sec L

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

Van köztük több igazán érdekesnek látszó is. Ilyen például az alábbi képen kiemelt PGC16801 katalógus számú galaxis, és a valószínűleg hozzá tartozó hosszú ív. Sajnos a mai napig nem találtam semmiféle információt a galaxisról, illetve az ívről. Először hibának véltem a felvételen, de később kiderítettem, hogy a különböző égboltfelmérések keretében készített felvételeken is megtalálható a galaxis és az ív is.  Lehetséges, hogy még senki nem foglalkozott a szóban forgó objektummal? Könnyen előfordulhat. Lehet, hogy a kiemelt galaxis, vagyis a PGC16801 és a társa, vagyis a PGC16804 egy kölcsönható páros? Ki tudja?

Alul a PGC16801 a különös ívvel, felül a PGC16804

Annyit sikerült csak kiderítenem, hogy a NED (NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE) ESO 305-IG 010 NED01, illetve 2MASX J05082627-3739292 néven ismeri a PGC16801-et, míg ESO 305-IG 010 NED02, illetve 2MASX J05082812-3739232 néven ismeri a PGC16804-et. Sajnos vörös eltolódást csak eme utóbbi esetében mértek. Erre a galaxisra z=0.052179 +/- 0.000093, ami azt jelenti, hogy a fény nagyjából 675 millió évet utazott bolygónkig.

Sajnos így a fenti kérdéseimre egyelőre nem tudtam meg a választ. Bármi is legyen az ott a felvételen, megfogott, elgondolkodtatott és kutakodásra késztetett. Az ilyen és ehhez hasonló dolgok miatt is érdemes művelni az amatőrcsillagászatot.

Talán még egyszer visszatérek ez égnek erre a területére, de nem hamarabb, mint a következő kedvező láthatóságkor. Most egyelőre hagyom, hogy a nappali égre költözve láthatatlanná váljon egy félévre.