M27 – első LRGB próbálokzásom

m27-dumbbell-lrgb-second-20130808-ttk

 

2013-08-08 – Göd – 60 x 35 sec L, R, G, B és 15 x 35 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

Első LRGB próbálkozásom. Az ég borzasztó volt. Az objektumot szinte mindenki fotózta már, de kellett egy könnyű színes köd, amivel az LRGB alapjait elkezdhetem tanulni. Ráadásul a szűrőváltáskor elment az élesség egy kicsit. Rengeteget tanultam a feldolgozás folyamán. Nem tökéletes (sőt!), de végső soron ez az első LRGB felvételem. Nagyon örültem neki, amikor elkészült.

SN2013ej – M74

Sajnos csak hajnali három előtt jutott eszembe 2013. augusztus 9-én, hogy az M74-ben lévő szupernóvát le kellene fotózni, így csak 44 másodperccel fért bele a kívánatos képmennyiség. Az ég csapnivaló volt, de sikerült megörökítenem az M74 galaxisban felrobbant szupernóvát.

Frissítés (2016. május 5.): Hazai kutatók munkájának is köszönhető, hogy újabb eredmények láttak napvilágot az SN2013ej szupernóvával, a  szupernóva-robbanásokkal, és az M74 galaxissal kapcsolatban.

“…

A Swift-űrtávcső ultraibolya adataira, valamint földfelszíni optikai színképekre és közeli-infravörös adatsorokra is épülő analízis eredményeképp kiderült, hogy az ún. II-P típusú robbanás (a II-es szám a korai színképekben lévő hidrogénvonalak, a “P” a fénygörbében lévő, hónapokig tartó konstans szakasz, az ún. plató jelenlétére utal) szülőobjektuma egy vörös szuperóriás csillag volt, amely a végzetes esemény előtt Napunknál csaknem 200-szor nagyobb sugarúra tágult ki. A magyar kontribúciót az eredményeket összefoglaló amerikai sajtóközlemény is kiemeli; ennek köszönhetően sikerült például pontosítani az M74 galaxis távolságát (29,3±1,2 millió fényév), felhasználva egy korábbi, szintén ebben a galaxisban felrobbant szupernóva, az SN 2002ap adatait is.

…”

További részletek magyar nyelven a csillagaszat.hu oldalon olvashatóak.

m74-sn2013ej-20130809-ttk

2013-08-09 – Göd – 60 x 44 sec light és 15 x 44 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera

m74-sn2013ej-20130809-ttk-label

2013-08-09 – Göd – 60 x 44 sec light és 15 x 44 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera

Három nappal később 2013. augusztus 12-én készítettem még felvételeket RGB szűrőkön keresztül.

m74-sn2013ej-lrgb-20130812-ttk

2013-08-12 – Göd – 60 x 44 sec L, 51 x 44 sec R, G, B és 15 x 44 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

m74-sn2013ej-lrgb-20130812-ttk-label

2013-08-12 – Göd – 60 x 44 sec L, 51 x 44 sec R, G, B és 15 x 44 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

 

NGC7635 – Buborék-köd

ngc7635-buborek-kod-20130811-ttk

2013-08-11 – Göd – 61 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

ngc7635-buborek-kod-lrgb-20130815-ttk

2013-08-11 – Göd – 61 x 55 sec light és 15 x 55 sec dark

és

2013-08-15 – Göd – 61 x 55 sec R, G, B és 15 x 55 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

Az NGC7635 (Caldwell11) emissziós köd a Cassiopeia csillagképben található. A különböző katalógus számok mellet egy igen találó elnevezést is ráragasztottak: Buborék-köd.

Tőlünk 7100-11000 fényévre található a SAO 20575 (BD +60 2522) katalógusjelű szuperóriás csillag. Tömege valahol a Napénak tízszerese és negyvenszerese között lehet. Ennek a csillagnak az intenzív csillagszele az, ami ezt a 6-10 fényév átmérőjű buborékot fújta az őt körülvevő gázkomplexumba. Arról a kékes színű csillagról van szó, amely a felvételemen a buborék középpontjából nézve majdnem kilenc óra irányban látható. Máris felmerülhet egy teljesen jogos kérdés. Hogyhogy nem az üreg középpontjában csücsül ez a behemót? Miért aszimmetrikus az elhelyezkedése? Nos, a magyarázat abban rejlik, hogy a csillagot körülvevő intersztelláris anyag, amit éppen igyekszik kitakarítani, a tér különböző irányaiban más és más sűrűségű. A kozmoszban nem ritka, hogy nagytömegű és forró csillagok üregeket „vágnak” maguknak az őket körülvevő felhőkben. Azonban ezen üregek alakja igen változatos lehet az ködök anyageloszlásának függvényében. Továbbá sok helyen nem is egy csillag, hanem csillagok halmaza végzi annak a ködnek a pusztítását, melyben korábban születtek.

A SAO 20575 (BD +60 2522) egy Wolf-Rayet csillag. Charles Wolf és Georges Rayet után nevezték el a csillagoknak e típusát. 1867-ben a Hattyú csillagképben három különös csillagot találtak, melyek színképében nagyon széles emissziós vonalak voltak megfigyelhetők. Már akkor tudták, hogy valami különösre akadtak. 1929-ben aztán értelmezést nyert a színkép. A WR csillagok igen nagy ütemben és hatalmas sebességgel veszítenek anyagot. A Napunknak is van csillagszele (napszél), melynek révén anyagot veszít. Ez évente 10^-14  naptömeget jelent. Ehhez képest egy WR csillag 10^-5 naptömeget veszít minden évben, méghozzá észveszejtő 300-2400 Km/s sebességgel. A nagysebességgel kiáramló forró anyag emissziós vonalait látjuk a csillag színképében a Doppler-effektus által kiszélesítve.

A WR csillagok kialakulása és működése körül még mindig rengeteg a kérdés. Publikációk születnek, melyet akár egy éven belül meg is cáfolnak egy mérési eredménnyel. A tudomány már csak így működik. Éppen ezért nem mennék bele a részletekbe. Lássuk csak nagyon röviden, hogy miből is lesznek a WR csillagok. A ma általánosan elfogadott vélekedés szerint, ezek igen nagytömegű csillagok életpályájának azon szakaszát jelentik, mely közvetlenül a csillag halálát jelentő szupernóva robbanást előzi meg. A 8 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok ugyanis életük végén szupernóvaként lángolnak fel. Azonban, hogy ehhez milyen út vezet, az nagyban függ a tömegüktől. A 8-15 naptömegű csillagok a fősorozatot elhagyva vörös szuperóriássá válnak. Ezt a stádiumot zárja le a szupernóva robbanás. 15-20 naptömeg között azonban nem közvetlenül a vörös szuperóriás állapot után következik be a csillag magjának összeomlása, majd a robbanás. A külső rétegek ledobása után a vörös szuperóriás állapotot elhagyva a csillagból sárga szuperóriás lesz és vagy ekkor, vagy tovább fejlődve a kék szuperóriás állapotban történik a szupernóva robbanás. A 20 naptömegnél nagyobb csillagokból azonban a fősorozatot elhagyva sosem lesz vörös szuperóriás. Ezek végig megtartják kékes árnyalatukat, és WR csillagokká válnak. Ezután következik be a szupernóva robbanás.

Tudomásom szerint a mai napig nem sikerült olyan szupernóva robbanást elcsípni, melynek progenitora egyértelműen azonosítható volt bármilyen olyan égitesttel, mely egy WR csillag jellemzőit mutatta. 2013 októberében egy rövid időre felcsillant a remény, hogy talán az NGC5806-ban feltűnt iPTF13bvn Ib típusú szupernóva egy WR csillag volt a robbanás előtt. Azonban nem kellet sokat várni, és 2014 márciusában ezt már meg is cáfolták. Bár a cáfolat két dolgot azért elismert. Először is valószínűleg az előző csapat jól azonosította azt a csillagot a korábbi felvételeken, amelyik felrobbant. Másodszor valóban Ib típusú volt a szupernóva.

A WR típusú csillagok és a szupernóvák kapcsolatának vizsgálata egy igen izgalmas forrongó kutatási terület. Az elképzelések az Ib/c és IIn típusú szupernóva robbanásokat kötik az WR típushoz, azonban a mai napig nincs igazán biztos megfigyelés a kezünkbe.

Talán a fenti rövid leírásból is kitűnik, hogy mennyire izgalmas égi objektumról van szó. Már szemeztem egy ideje ezzel a kozmikus buborékkal. Az éjszaka jónak ígérkezett, az objektum magasan állt 2013. augusztus 11/12. éjszakáján. Így készült egy monokróm felvétel, melyet pár estével később (2013. augusztus 15/16.) L komponensként használtam fel az akkor fotózott RGB komponensekkel együtt egy LRGB verzióhoz.

NGC891

NGC891-20130830-TTK

NGC891 – monokróm változat

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

NGC891-LRGB-20140923-TTK

NGC891 – LRGB változat

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

2014-08-25, 2014-08-29, 2014-09-23 – Göd – 42 x 86 sec R, 45 x 86 sec G, 44 x 86 sec B

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

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

Az NGC891 egy éléről látszó, 10 magnitúdós és 12ˊ látszólagos méretű spirál galaxis. Amikor a sötétség beállta után, a házunk takarásából kilép az NGC891, az bizony már előrevetíti az ősz eljövetelét. Augusztus legvégén, szeptember elején, a hosszabbodó éjszakákban, az Andromeda és a Perseus csillagkép egyre magasabbra emelkedik, így egyre kedvezőbb a lehetőség az NGC891 megfigyelésére. Az Andromeda Almaak (α And) nevű csillagától a Perseus felé indulva alig 3.5 fokra található a galaxis. Ekvatoriális mechanikát használva, elég csak az egyik tengely mentén elfordítani a távcsövet, mert a deklinációja az előbb említett csillagnak és a galaxisnak csak alig pár ívperc eltérést mutat. Sötét, fényszennyezéstől mentes égen nem nehéz rátalálni. De ki volt az, aki először láthatta a történelemben?

William Herschel (1738-1822) nevéhez több csillagászati felfedezés is fűződik. Ő lelt rá az Uránuszra, de annak két holdját a Titaniat és az Oberont is ő pillantotta meg először, akárcsak a Szaturnusz Mimas és Enceladus nevű holdjait. Több éves kettőscsillag megfigyelési programja során észrevett, hogy némelyek esetében a tagok egymáshoz viszonyított pozíciója megváltozott. Az elmozdulás pedig nem volt magyarázható a Föld Napunk körüli keringéséből adódó parallaxis jelenséggel. Ő ismerte fel a kettőscsillagok azon természetét, miszerint ezeket gravitációs kapocs köti össze. Ezen kettősrendszerek komponensei, a rendszer közös tömegközéppontja körül keringenek. Herschel végezet el a csillagászattörténet első nagyszabású és szisztematikus mély-ég felmérést is, és összeállította ködöket és csillaghalmazokat tartalmazó katalógusait. Valamivel több, mint 2400 mély-ég objektum felfedezésével büszkélkedhet. Nem dolgozott azonban egyedül.

Észleléseiben Caroline húga segítette. A testvérek többször párhuzamosan folytatták megfigyeléseiket, melyhez külön műszereket használtak. Caroline saját bevallása szerint kevésbé ismeret az égboltot. A csillagtérkép tanulmányozása helyett, hogy időt nyerjen, gyakran konzultált a mellette észlelő William-mel. Jellemzően amint valami érdekeset talált, mindig hívta bátyját mielőtt feljegyezte volna. Feladata volt a bátyjának történő jegyzetelés is, így mondhatni az éjszakai munka írnoki része teljesen ráhárult. A jegyzetek áttekintésére, és az objektumok végső katalogizálására azonban csak később került sor. A testvérek munkamódszerének köszönhetően pár objektum duplán került be a korábban említett katalógusba, míg néhány elveszett, illetve összekeveredett pár tétel. Ilyen hányattatott sorsú volt azt NGC891 is, melyet William később összekevert Caroline önálló felfedezésével az NGC205-tel (M110). Bármelyikük is lelt rá először, annyi teljes mértékben bizonyos, hogy az NGC891 felfedezése a Herschel névhez köthető.

Az NGC891 viszonylag közeli galaxis a maga 30 millió fényéves távolságával. 100000 fényév az átmérője, akárcsak Tejútrendszerünké, így könnyen gondolhatnák, hogy saját csillagvárosunk ikertestvérére tekintünk rá oldalról. Morfológiailag azonban az NGC891 típusa SA(s)b. Tehát nem küllős spirál galaxisról van szó, míg galaxisunk az.

Maga a galaxis az úgynevezett NGC 1023 csoport tagja. A csoport az egyik legközelebbi formációhoz tartozik, melyre Vadászebek Felhőként (Canes Venatici Cloud) szoktak hivatkozni. Azonban, ez csupán gravitációsan csak laza kapcsolattal rendelkező galaxisok csoportosulása. Nem is olyan régen még úgy gondolták, hogy ez a felhő magának a Virgo vagy Lokális szuperhalmaznak (Virgo/Local Supercluster) a része, akárcsak a Lokális Csoport, melyben a Tejút is helyet foglal.

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

A földrajzban is ismert vízválasztó vonalakhoz hasonló analógiával élve, galaxisok csoportjai különböző gravitációs vonzócentrumok irányába mozognak, akárcsak a víz egy vízválasztó vonal két oldalán.  Jól elhatárolható felületek vannak a világegyetemben, melyek egyik oldalán az egyik, míg a másik oldalán egy másik ilyen vonzócentrum felé mozognak a galaxisok halmazai. A galaxisok mozgása alapján felfedezett, 500 millió fényévénél valamivel nagyobb képződményt Laniakea szuperhalmaznak nevezték el. A Laniakea hawaii nyelven mérhetetlen mennyet, mérhetetlen eget jelent. Ezzel az elnevezéssel próbálták a kutatók érzékeltetni, hogy milyen hatalmas struktúráról is van szó a világegyetemben. A Laniakea szuperhalmazban a galaxisok halmazai a „Nagy Vonzó” („Great Attractor”) felé mozognak, míg például a szomszédos Perseus-Halak szuperhalmazban egy másik pont felé igyekeznek.

A Nature Youtube csatornáján publikált angol nyelvű videó, mely bemutatja a Laniakea szuperhalmazt.

A Virgo szuperhalmaz trónfosztottá vált, kiderült, hogy csak egy nyúlványa egy még „mérhetetlenebb” halmaznak, a Laniakea-nak. Ezen eredmények tükrében az NGC891 az NGC 1023 csoport tagjaival együtt és a Tejútrendszert is tartalmazó Lokális Csoport egy vonzási centrum felé igyekszik, vagyis a két csoportosulás egyazon szuperhalmaz része.

Az NGC891 a felvételemen békésen lebeg a Tejút csillagai mögött. A spirál galaxis igen fejlett, nagy központi dudorral rendelkezik. A kidudorodást a mag környékén a nagyon markáns, vastag porsáv osztja ketté. Távolodva a központi régiótól a porsáv az egyik irányba, megőrizve hangsúlyosságát, tovább folytatódik és egy határozott egyenes mentén sötét szalagként húzódik végig a galaxis korongját kettéosztva, míg a másik irányba kevésbé sötét és érszerűen szertefut a galaktikus egyenlítőtől. A porsávokból, vagyis a galaxis síkjára merőlegesen szálak indulnak „felfelé” és „lefelé”. Ezek a felvételemen is láthatóak, ha azt alaposabban szemügyre vesszük. Olyan képződményekről van itt szó, melyben por és gáz hagyja el a fősíkot a galaxis halója felé. A ma széleskörűen elfogadott elképzelések szerint, ez a „párolgás” két mechanizmusnak köszönhető, mely a csillagok születésével és halálával kapcsolatos. Az egyik mozgatórúgó az aktív csillagkeletkezésben születő fényes, forró és nagytömegű csillagok szele, mely hatalmas erővel fújja ki az anyagot. A másik hatás éppen az ilyen nagytömegű és éppen ezért gyorsan fejlődő csillagok tragikus halálát követő szupernóvák fellángolásának köszönhető. Ezek a hatalmas erejű robbanások szintén hozzájárulnak a korongból történő anyag kilökődéséhez.

NGC891 Edge-on beauty

A Hubble űrtávcső nagyfelbontású felvételén kitűnően látszik a kémények füstjéhez hasonlatos, a galaxis síkjából felszálló, távozó anyag.

De honnan ez a nagyfokú aktivitás? Miért keletkeznek ekkor ütemben csillagok? A korábbi tapasztalatok alapján Itt is valamiféle külső hatásra gyanakodtak a csillagászok. Ennek nyomán indultak el, és keresték a lehetséges jelölteket. A galaxis alakja, struktúrája, HI spektruma, a rotációs görbék elemzése mind arra utalt, hogy a háttérben az UGC1807 jelű galaxis áll. A kutatók az UGC1807 és az NGC891 galaxisok gravitációs kölcsönhatását teszik felelőssé azért, hogy az NGC891-ben a csillagok keletkezésének üteme felülmúlja az átlagos galaxisokét. Mivel ez a galaxis az én látómezőmön kívül esett, így nem is látható a felvételemen.

ngc891-sky-map-org

Az UGC1807 (bekeretezve) és az NGC891 – Forrás http://www.sky-map.org/

Az NGC891 röntgensugárzását és az infravörös tartományban kibocsájtott sugárzását összevetve a környezetünkben található átlagos és csillagontó galaxisokéval elmondható, hogy az NGC891 egy olyan csillagontó galaxis, ami most egy nyugodtabb és csendes időszakát éli, legalábbis más ilyen típusú galaxisokhoz képest.

Rádió tartományban vizsgálva az NGC891-et már évtizedekkel ezelőtt észrevették a csillagászok, hogy egy kiterjedt gázból álló haló veszi körül. De nemcsak a kiterjedése nagy, hanem a galaxishoz viszonyított tömege is. A galaxis HI készletének 30%-át ez a régió tartalmazza. A HI régiók olyan intersztelláris felhők melyeket javarészt atomos hidrogén alkot (a területek ionizációs foka jellemzően igen alacsony: 1:10000) némi héliummal, és a héliumnál nehezebb elemekkel szennyezve. A HI területek 21 cm-es rádió tartományban sugároznak a hidrogén hiperfinom szerkezetében nagyon kis spontán valószínűséggel (A=2.88×10−15 s−1≈1/107 év) végbemenő átmenetnek köszönhetően. Nagyon leegyszerűsítve, a hidrogén atom protonjának és elektronjának spinjét kvantummechanikai impulzus momentumnak tekintve, egy adott spin állapot hiperfinom állapotokra bomlik a proton és az elektron spinjei szerint, vagyis nagyobb energiájú állapotról van szó, amikor a proton és az elektron spinje megegyezik, azzal szemben, amikor éppen ellentétes. A két energiaállapot közötti hiperfinom átmenetkor keletkezik a 21 cm-es elektromágneses sugárzás.  Mivel ez a jelenség roppant kisvalószínűséggel következik csak be, így jelentős mennyiségű gáznak kell jelen lennie ahhoz, hogy a 21 cm-es hullámhosszon megfigyelhessük sugárzásukat, és így feltérképezzük a HI régiókat.

NGC891-Halo-Radio

Az NGC891 rádió térképe, melyen jól látható a galaxist körbevevő gázok alkotta haló – Forrás: Tom Oosterloo, Filippo Fraternali, Renzo Sancisi: The cold gaseous halo of NGC 891 című publikációja.

Az első rádiótartományban történt vizsgálatok óta a galaxist körülvevő gáz megfigyelésére bevetett módszerek sokat finomodott, továbbá a galaxist vizsgálták az elektromágneses spektrum több tartományában is.

Tom Oosterloo, Filippo Fraternali és Renzo Sancisi sokat foglalkoztak az NGC891-et körülvevő gáz struktúrájának, dinamikájának vizsgálatával. Én most csak pár dolgot ragadnék ki eredményeikből, anélkül, hogy a részletekbe belemennék. Ők térképezték fel először talán a legalaposabban a rádiótartományban az NGC891 hideg gáz halóját. Kutatásaik rávilágítottak, hogy sokkal kiterjedtebb képződményről van szó, mint az elsőre gondolták a csillagászok. Ahogy fentebb is említettem, a galaxis HI készletének közel egyharmadát (30%) tartalmazzák. Megvizsgálták a gázok alkotta haló szerkezetét, kiterjedését, és dinamikáját. Az egyik legérdekesebb kérdés talán, amire keresték a választ, hogy mi a forrása ezeknek a gázoknak. Ezek a felhők akár 14 kpc-re is megfigyelhetőek a korong fölött, de van ahol a 22 kpc-et is eléri a távolságuk. A dinamikai vizsgálataik eredménye megerősítette azt az elképzelést, hogy az egyik meghatározó forrás maga a korong. A korábban már említett, és a felvételemen is látható, szálakban, ívekben felfelé áramló gázok, elérik a galaxis halóját. A korongból kozmikus szökőkutakban távozik az ionizált anyag, mely aztán később lehűl, majd visszahullik. Ezt a Hα tartományban végzett vizsgálatok, továbbá a ROSAT és XMM röntgen műholdakkal végzett megfigyelések is megerősítették, mely utóbbiakkal a forró gázokat térképezték fel korábban más kutatók. Továbbá, az NGC891 különböző régiójában megfigyelhető csillagkeletkezési ütem és a gáz kiterjedése között egyértelmű kapcsolat van. A galaxis fényesebb régiói felett nagyobb magasságba „törnek fel” a HI régiók. Kijelenthető tehát, hogy egyértelműen a galaktikus szökőkút játssza a főszerepet a haló gázanyagának utánpótlásban a fiatal csillagoknak, és a szupernóváknak köszönhetően.

Azonban nem származhat egyedül a korongból az összes gáz. A három kutató véleménye szerint az intergalaktikus térből is történik kis impulzusmomentumú anyag befogása, mely ugyan csak a halóban megfigyelhető gáz mindössze 10%-ért felelős, de e nélkül, nehezen lenne értelmezhető a gázfelhők megfigyelt kinematikája. Az egyik problémás terület, egy a korongból 22 kpc-re felnyúló szál. Ennek a kinematikája, és a korongtól mért nagy távolsága nehezen magyarázható azzal, hogy forrása egyedül maga a korong. Ilyen hatalmas távolságra eljuttatni ekkora tömeget csak több százezernyi szupernóva lenne képes. Igen valószínűtlen, hogy erről lenne szó. Sokkal valószínűbb, hogy létezésének oka valamiféle külső forrás. A kutatók szerint a felhő sokkal inkább egy befelé áramlás lehet, melyet a galaxis gravitációja nyújtott hosszúra, a beáramló gáz pedig felvettek környezetének dinamikáját. Talán az anyag az intergalaktikus térből származik, esetleg a galaxist körülvevő forró gáz áramlik befelé. De lehet egy korábbi ütközés eredménye is. Ahogy már korábban említettem, az UGC1807 galaxis gravitációs hatásával magyarázzák a csillagászok a viszonylag intenzív csillagkeletkezési ütemet az NGC891-ben. Ez a különös nyúlvány pedig nagyjából az UGC1807 irányába mutat, vagyis elképzelhető hogy a két galaxis korábbi közeli interakciójának köszönheti létét. Látszik, hogy a publikációban nem sikerült minden mérési eredményt, megfigyelést megmagyarázni, azok újabb kérdéseket is felvetettek. Véleményem szerint nincs is ezzel semmi baj. Már maguk csak a vizsgálatok és eredményeik is roppant értékesek a tudomány számára.

Az NGC891-ről készült felvételemen van egy 17.8 (R) magnitúdós, kékes színű csillag. Ez valójában nem is csillag, hanem a CXOSEXSI J022224.3+422139 katalógusjelű röntgenforrás, amely egy aktív galaxis mag (active galactic nucleus: AGN), pontosabban a kvazárok egy fajtája, úgynevezett BLAGN. (Az aktív galaxis magokról és kvazárokról részletesebb leírás olvasható az M108-ról készült ismertetésemben.) Mért vöröseltolódása z=1.181, vagyis 354055 km/s sebességgel távolodik tőlünk. A z értéke alapján kiszámolható a visszatekintési idő, amennyi év alatt a fény elért hozzánk. A legközelebbi csillagról a fény 4 év alatt ér ide, azaz mondhatjuk azt, hogy távolsága 4 fényév. Hasonlóan, kiszámíthatjuk, hogy egy z vöröseltolódású galaxisból kibocsátott fény mennyi ideig utazott, ami a fényidőtávolság, vagy visszatekintési időből származó távolság definiálását teszi lehetővé. Ennek a kvazárnak az esetében 8.167 milliárd évet utazott a fény, még távcsövemig elért. Amatőrcsillagászként már magát ezt a tényt roppant izgalmasnak tartom, de legalább ilyen izgalmas, hogy mire használták fel csillagászok ennek a roppant nagy energiakibocsájtású kvazárnak a fényét.

NGC891-LRGB-20140923-TTK-AGN

A CXOSEXSI J022224.3+422139 katalógusjelű kvazár a felvételemen. A fény 8.167 milliárd évvel ezelőtt indult útnak, hogy miután keresztülhaladt az NGC891 gázok alkotta halóján, a kutatók elemezzék a spektrumot, és eldöntsék a haló eredetének kérdését.

Kutatók egy csoportja (Joel N. Bregman, Eric D. Miller, Patrick Seitzer, C.R. Cowley, Matthew J. Miller: Outflow vs. Infall in Spiral Galaxies: Metal Absorption in the Halo of NGC 891) a távoli CXOSEXSI J022224.3+422139 spektrumát elemezte. A galaxis síkja felett az objektum 106˝ távolságra található. Az NGC891 távolsága alapján ez azt jelenti, hogy a fény a galaktikus egyenlítő felett 5.1 kpc távolságnyira halad el. Miközben a kvazár fénye áthatolt a halón, az itt található gázok alkotta anyag elemei otthagyták újlenyomatukat a spektrumán, vagyis a kvazár spektrumának vizsgálatából meg lehet határozni a gázfelhők összetételét.

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. A csillagok folyamatosan szennyezték környezetükben a gázködöket, melyből aztán újabb csillagok születtek. Az újabb és újabb csillaggenerációk egyre több fémet tartalmaztak, így minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag a Naphoz képest, annál ősibb objektum. Ugyanez elmondható a galaxisokban található gázködökről is. A galaxisok közötti gáz azonban megőrizte ősi összetételét, és a mai napig roppant alacsony a fémtartalma.

A csillagászok arra voltak kíváncsiak, hogy mekkora a halóban található gáz fémtartalma. A kvazár spektrumát megvizsgálva, arra a következtetésre jutottak, hogy a galaxis síkja fölött 5.1 kpc magasságban, a gázok alkotta haló fémtartalma a Napunk fémtartalmához igen hasonló. Az itt lebegő gázfelhők forrása tehát nem az intergalaktikus tér, hanem magának az NGC891-nek a korongja. Ez a vizsgálat is megerősítette tehát azt az elképzelést, hogy a galaktikus szökőkutak a felelősek a hideg gázból álló haló létezéséért, legalábbis a koronghoz közelebbi tartományokban.

Az NGC891 egy nagyszerű laboratórium a csillagászok számára. Kozmikus értelemben közeli, az élével fordul felénk, és mint a kvazáros vizsgálatból is látszik, bizonyos szempontból szerencsés az elhelyezkedése. A csillagászok az elmúlt évtizedekben folyamatosan vizsgálták, az eredmények alapján elméleteket alkottak, elméleteket teszteltek rajta. Igen valószínű, hogy így lesz ez a jövőben is, mert rengeteg még a nyitott kérdés. Ha sikerül megérteni, megfejteni e galaxison keresztül a spirál galaxisok titkait, akkor saját galaxisunk, a Tejútrendszer megismeréséhez is közelebb jutunk.

Csak biztatni tudok mindenkit, hogy amennyiben ősszel kimegy az ég alá, ne feledkezzen meg erről a gyönyörű galaxisról.

Én is izgatottan vártam 2013. augusztus legutolsó napjaiban a derült és Holdtól mentes éjszakát, mely 2013. augusztus 30-án el is jött, és elkészítettem a már régóta tervezett NGC891 felvételem monokróm verzióját.

Egy évre rá 2014. augusztus 25-én, 2014. augusztus 29-én és 2014. szeptember 23-án pedig színszűrős felvételeket is készítettem, hogy összerakhassam a színes LRGB változatot.

M76 – Pillangó az égen

m76-little-dumbbell-lrgb-20130901-ttk

2013-09-01 – Göd – 60 x 55 sec L, R, G, B és 15 x 55 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

Ez egy 10 (fotografikusan 12) magnitúdós 4 ívperc és 36 ívmásodperc méretű planetáris köd a Perseus csillagképben. Az M76 az egyik leghalványabb objektum a Messier katalógusban. Gondoltam megpróbálkozom a fotografikus észlelésével, és amúgy sem egy gyakori téma (most már értem miért). Nem egyszerű a megörökítése sem, mert a központi rész hamar be tud égni, de a külső régióhoz hosszabb expozíció szükséges. Szóval az expozíciós idővel is játszottam egy keveset. Nagyon megizzasztott az objektum a későbbi feldolgozás során is. Rendesen kellett görbézgetni. Egyelőre úgy érzem kissé ki is fogott rajtam. Meg kell jegyeznem, hogy a pillangó szárnyai csak egy része a külső területeknek. A köd távolsága nem pontosan ismert (valahol 2000 és 15000 fényév közötti szórást mutatnak a fellelhető információk) és ennek megfelelően a mérete is bizonytalan (1 és 12 fényév). Valaha két ködnek vélték, és ezért az NGC650 és az NGC651 katalógus szám is hozzátartozik. Az úgynevezett bipoláris planetáris ködök csoportjába tartozik. Egy haldokló Napunkhoz hasonló csillag lehelete ez a világűrben.

M16 – a teremtés oszlopai

m16-sas-kod-20130907-ttk

2013-09-07 – Felsőpakony – 70 x 44 sec light és 15 x 44 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera

Az M16 és környezete a gyönyörűségét egy fiatal nyílthalmaz és a környéken található gáz és por kölcsönhatásának köszönheti. Már viszonylag kis távcsövekkel is kitűnő célpont. Ismert még Sas-ködként is. Távolsága kb. 7000 fényév, míg az objektum méretét 70 x 55 fényévnek becslik. Ebből maga a halmaz 15 fényév. A vizuális fényességre 6 magnitúdót szoktak megadni, míg látszólagos mérete 35 ívperc. Ez az én látómezőmnek már egy kissé nagy volt, így igyekeztem “a teremtés oszlopai” néven is ismert elefántormányokra és a nyílthalmazra koncentrálni, amikor a kompozíciót beállítottam. A kidolgozásnál a köd finomságát próbáltam megtartani úgy, hogy a csillagkeletkezési régiók és a globulák mégis jól látszanak a csillagok sziporkázás közepette. A köd szerkezete mindig lenyűgöz. Az egyik személyes kedvencem a sötét területek előtt felfénylő gerjesztett ütközési zónák. Olyanok, mint valami sötét hajók orránál keletkező hullámok a csillagszél óceánján.

A 90 fokos elforgatás direkt van, mert így nekem jobban tetszett.

NGC7293 – Helix-köd

ngc7293-helix-kod-20130907-ttk

2013-09-07 – Felsőpakony – 61 x 69 sec light és 15 x 69 sec dark

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

ASI 120MM monokróm kamera

Híres és gyönyörű planetáris-köd a Vízöntő (AQR) csillagképben. Otthonunkból a Földről kitűnő rálátás nyílik erre az objektumra. Fajtájának egyik legközelebbi képviselője, mindössze nagyjából 700 fényévnyire található tőlünk. A felvételemen csak a belső részeket örökítettem meg, így mindössze egy 3 fényév átmérőjű rész látható a fotón. A külső haló megörökítése ennél hosszabb expozíciót kíván. A köd az élete végén járó és valaha naptömegnyi anyaggal rendelkező csillag külső ledobott burka. Ez a kilökődés nagyon durván 10000 évvel ezelőtt lehetett. A központi csillag most is jól látható a köd közepén. A felvétel alapján már sejthető, hogy a ködnek érdekes geometriája van, de a valóság ennél is bonyolultabb: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/32/image/e/

Az égen a látszólagos mérete 12 ívperc és 7.6 magnitúdó a fényessége. Észlelése nem egyszerű, mert az előbb említett fényesség nagy felületen oszlik szét. Hazánk földrajzi elhelyezkedése még tovább nehezíti a megfigyelést, illetve fotózást, ugyanis még deleléskor sem emelkedik magasra (20-21 fok).

A fotó Felsőpakonyban készült. Ide autóztam el, hogy Budapestnek hátat fordítva annak fényei ne zavarjanak. A település határában egy épülő lakópark melletti réten meg is találtam az ideális helyszínt. Kitelepülés után azonban nem ezzel a köddel kezdtem, mert volt egy másik célpontom is aznap éjszaka (M16). Sajnos mire az NGC7293-ra került volna a sor már horizont fölött kb. 30 fok magassági emelkedett a pára, és kellemesen tocsogóssá vált minden. De nem adtam fel. Az látszott már a nyers fotókon, hogy nem most készítem el életem legjobb fotóját a ködről. Viszont ha mát ott voltam készítettem 61 felvételt, de a 69 másodperc azért már látszott, hogy kevés lesz.

Ez a köd egyszer meg fog érni egy LRGB változatot, mert csodás színei vannak. De akkor biztosan hosszabb expozíciós időt használok majd! Egy tesztnek viszont ez is jó volt.

M33 belső vidéke extragalaktikus NGC és IC objektumokkal – LRGB

M33-LRGB-20130914-TTK

A képeket 3 éjszakán keresztül Gödön vettem fel (L: 2013. 08. 18/19., R és G: 2013. 09. 05/06., B: 2013. 09. 14/15.). Összesen 70 x 44 sec L,R,G,B és szűrönként 15 x 44 sec dark készült.

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

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

Az M33 a Triangulum csillagképben megfelelően sötét égen egy binokulárral is könnyen megtalálható égi objektum. Ilyenkor én mindig a Mothallah-tól (a Triangulum két hosszabbik szára által alkotott csúcs) indulok észak felé. Tökéletes sötét égen akár szabad szemmel is látható állítólag, bár nekem ebben az élményben még sosem volt részem. Az égen látszó mérete még a teliholdnál is nagyobb (kb. 71 x 42 ívperc), de felületi fényessége nagyon alacsony, katalógusokban fényességére 5.7 és 6 magnitúdó közötti értékek szerepelnek. A galaxis inklinációja a Földről nézve 54 fok. A felvételen is szépen látszik, hogy a galaxis karjai szinte a magból indulnak, és nem egy a magot körülvevő határozott megjelenésű korongból. Az M33 a Lokális Csoport (ami amúgy a Virgo szuperhalmaz része) harmadik legnagyobb galaxisa az Androméda és saját galaxisunk után. Mérete azonban mindössze a fele a Tejútnak átmérője nagyjából 50000 fényév, és tömegét a Tejút tömegének tizedére becsülik csak, kb. 40 milliárd naptömegről van szó. Ehhez képest a Tejút tömegére 400 milliárdot szoktak megadni, míg az M31 tömege akár 1000 milliárd naptömeg is lehet. Távolsága tőlünk 3 millió fényév. Nagyon aktív csillagkeletkezés zajlik benne, melynek egyik indikátora lehetett a korábban az Androméda galaxissal történt találkozó (2-8 milliárd év). Ennél azonban egy sokkal hevesebb találkozóra is sor fog majd kerülni nagyjából 2.5 milliárd év múlva. Hogy mi lesz a sorsa az M33-nak az még nem teljesen világos. Elképzelések között szerepel, hogy az M31 teljesen szétszaggatja majd, vagy elnyeli, de a Lokális Csoportból való kilökődés is a lehetőségek között szerepel. Időnk azonban még bőven van lesz addig megfigyelni, rajzolni vagy éppen fotózni a galaxist.

Mivel az én felszerelésem számára kissé nagy az M33 mérete, így megpróbáltam más aspektusból megközelíteni a témát. Ennek szellemében, még 2013. 08. 18/19. éjszakáján készítettem egy monokróm felvételt, mely később alapul szolgált az LRGB változathoz.

m33-20130818-ttk

Az M33-on belül külön NGC és IC  katalógusban szereplő objektumok is találhatóak, melyek közül az egyik leghíresebb az NGC604 HII régió, melyet még William Herschel fedezet fel 1748-ban. 4 NGC és 10 IC objektumnak is otthona e gyönyörű spirál galaxis, és mind már ismert volt a XIX. szászadban.

Ez adta az ötlete, hogy a cél akkor legyen a galaxisban található ködök, csillagkeletkezési régiók, csillag társulások megörökítése, melyek az NGC és/vagy IC számmal rendelkeznek, és természetesen elférnek a látómezőmben.  Az igazsághoz hozzátartozik az is, hogy korábban egy vizuális beszámolót is olvastam ezekről még talán egy Sky and Telescope számban, mely szintén inspirált. Az M33-ban később katalogizálásra kerültek olyan csillag társulások, és gömbhalmazok is, melyek korábban sem a New General Catalogue-ban (NGC), sem az Index Catalogue-ban (IC) nem szerepeltek. Ezekből is sikerült párat nyakon csípni.

M33-LRGB-20130914-TTK-label

A legfeltűnőbb, az előbb említett NGC604 éppen ráfért a felvételre. A kép bal alsó sarkában található vöröses HII régió az egyik legnagyobb és legfeltűnőbb objektum, mely önálló katalógusszámmal is rendelkezik. 1500 fényévnek becslik a gázkomplexum méretét, és így a Lokális Csoport egyik legnagyobb ilyen objektuma. Csak összehasonlításképpen az Orion ködnél 1000-szer nagyobb ez a régió. Alakja kissé ovális, és a benne található kb. 200 fényes fiatal csillagnak köszönheti nagy fényességét.

Az A71 egy ködös terület, mely egy nagyobb csillagtársulást vesz körül. Erre példákat bőven találunk az égen saját galaxisunkban is, melyek kedvelt célpontjai a megfigyelőknek és kutatóknak. Szintén egy hatalmas csillag társulás az IC143. Érdemes megfigyelni, hogy milyen szép számban fedezhetőek fel fényes kék csillagok a felvételen, melyek szinte uralják az M33 ezen területét.

Az A66 jelű területnél a spirálkar, akár csak egy könyöknél, nagy szögben hajlik meg. Folytatva az utunkat az óramutató járásával megegyező irányba megérkezünk az NGC595-höz, mely a második ismert legnagyobb HII régió ebben a galaxisban.

Az A48 és A14 területek viszonylag kicsi csomók a felvételen. Az első esetében némi vörös keveredik az objektum színébe, míg a másodiknál a kék szín dominál. Szintén a fényes kék csillagok uralják többségében az IC 135-140 katalógusbeli területeket.

NGC6946 – Fireworks Galaxy – LRGB

ngc6946-fireworks-galaxy-lrgb-20131003-ttk

2013-10-03 – Göd – 61 x 86 sec LRGB és minden komponens estén 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

A Cepheus csillagképben az Aldemarin-tól indulva, és érintve az Éta Cepheus-t könnyen ráakadhatunk erre a gyönyörű felénk lapjával forduló galaxisra, amint ott örvénylik az égen az NGC6939 nyílthalmaz társaságában attól durván fél fokra 11ˊ látszó méretével. Az első írásos nyom William Herschel nevéhez kötődik. Pár évvel a XVIII. század vége előtt (1798) fedezte fel. Látszólagos vizuális fényessége 8.9 magnitúdó, azonban ez ne tévesszen meg senkit, mert elég alacsony a felületi fényessége. Ráadásul például kék tartományban csak 9.6 magnitúdós. Nem csodálhatjuk teljes pompájában, mert a tőlünk nagyjából 20 millió fényévre lévő galaxis fényének keresztül kell haladnia a Tejút por és köd függönyén. Vizuálisan szerintem egy 20 cm átmérő legalább szükséges a részletek megpillantásához. Persze én nem látok tökéletesen, és öregszem is már. Számomra azért is izgalmas ez a galaxis, mert megtöri kissé az amatőrök által oly gyakran felkeresett ködök és nyílthalmazok sorát, melyek az ég e táján találhatóak. Ez azonban nem is annyira meglepő, hisz mikor tekintetünket/távcsövünket ebben az irányba fordítjuk, a Tejút hömpölygését csodálhatjuk meg, amint a Cygnus-on át a Cepheus és a Lacerta között a Cassiopeia irányába tart, és ilyenkor a tapasztalt amatőrcsillagásznak nem galaxisok, hanem ködök és nyílthalmazok jutnak az eszébe jellemzően.

Nem ez azonban az egyetlen különlegessége ennek a 40000 fényév átmérőjű (a Tejút átmérője kb. 100000 fényév) spirális galaxisnak. Az elmúlt 100 évben 10 szupernóva robbanást is megfigyeltek benne. Az első feljegyzett még 1917-ben, míg a legutolsó 2017-ban villant fel. Emiatt az NGC6946-ra ráakasztották “Fireworks/Firecracker galaxy” (Tűzijáték/Petárda galaxis) elnevezést. A manapság elfogadott becslések szerint saját galaxisunkban évszázadonként egy szupernóva robbanással lehet számolni, tehát igencsak túltesz a Tejúton. Ha a széria folytatódik, nekünk is lesz még lehetőségünk bőven megcsodálni egy robbanást (sőt többet is!) az NGC6946-ban.

E nagyfokú aktivitás azonban nagy talány is egyben, mert a csillagokat hatalmas iramban gyártó majd eltemető galaxisok általában valami más galaxissal történő interakció eredményeként mutatják nekünk ezen arcukat. Erre látunk példákat bőven. Itt azonban egyelőre nem találták ennek nyomát. Bár két törpe galaxist felfedeztek az óta a közelben, de nem bizonyítható, hogy ezek hatása okozza a jelenséget. Pontosabban ez a két törpe semmiképpen nem tud kellő hatást kifejteni a tűzijáték beindításához.

Vannak olyan elképzelések is, miszerint valahogy konzerválódott a csillagok előállításához szükséges nyersanyag még a múltban, és amit látunk a spirális galaxis evolúciójának egy természetes állomása csak. Ezt az elméletet több megfigyelés is alátámasztja, mely mind a 2000-es évek terméke. Az NGC6946 a küllős spirál galaxisok típusába tartozik. Besorolása alapján SAB(rs)cd. Az SAB arra utal, hogy ezek a küllők bár jelen vannak, de nem igazán hangsúlyosak (még). A gáz pontos kinematikájának felmérését és tanulságait Eva Schinnerer 2006-os tanulmányában ismerteti, melyhez az adatokat az IRAM Plateau de Bure Interferometer (PdBI) biztosította. Ezen tanulmányt fejelhetjük meg a Hubble Űrtávcső 2000 galaxist magában foglaló felmérése, a Cosmic Evolution Survey (COSMOS) eredményeivel. Az eredmények szerint a múltban kisebb volt a küllős galaxisok aránya a spirális galaxisok között. Nagyjából 20%-ról lehet beszélni, míg napjainkban ez 65%. A felmérés azt mutatja, hogy 7 milliárd év alatt megháromszorozódott a számuk. Továbbá az is kiderült, hogy a galaxis tömege is fontos szerepet játszik abban, hogy mikor válik egy spirális galaxis küllőssé, vagyis mikor éri el a fejlettség/érettség eme szintjét. Az látható, hogy a nagytömegűek gyorsan legyártják csillagaikat, majd vörös korongokká válnak az űrben. A kisebb tömegűek azonban nem fejlődnek olyan gyorsan. Náluk később alakulnak ki a küllők, és később indul csak be a csillagok nagyfokú termelése. A küllők talán a legfontosabb katalizátorai egy galaxis átváltozásának, ugyanis nagymennyiségű gáz juttatnak annak központja felé, így biztosítva csillagok népes számú új nemzedékének kialakulását, létrehozva a mag környéki kidudorodást, és egyben etetve a magban üldögélő nagytömegű fekete lyukat. Minden jel arra mutat, hogy az NGC6946 csak nemrég gyújtotta be a rakétákat és kapcsolt nagyobb fokozatra. A szemünk láttára esik át egyfajta átváltozáson, mely után a kiforrott/kialakult struktúrával rendelkező spirális galaxisok csoportjába fog tartozni. Teszi mindezt szemünk előtt sziporkázva.

Egy másik kutatási terület (ami még igencsak gyerekcipőben jár) a galaxisok körül található hidrogén halókkal foglalkozik. Ma még nem értik pontosan a kutatók ezek pontos szerepét, illetve pontosan honnan származnak. Az NGC6946 helyzete viszont kitűnő lehetőséget biztosít eme haló vertikális sebességének vizsgálatára. Az már egyértelműen látszik, hogy az aktív csillagkeletkezési régiók irányába nagy sebességgel áramlik gáz a halóból. Aktív kapcsolat van tehát a hidrogén haló és a legaktívabb területek között. Vannak olyan teóriák, hogy a szupernóva robbanások vagy fiatal nagytömegű csillagok szele söpri ki az anyagot a korongból. Szökőkúthoz hasonlítják a jelenséget pár szakirodalomban. Míg más elméletek szerint az intergalaktikus térből gyűjti a galaxis a hidrogént halóhoz. Mindenestre egyfajta visszahullás megfigyelhető. Ebben a témában azonban még bőven vannak még megválaszolatlan kérdések.

Ez a galaxis ad otthont a ma ismert legerősebb röntgen forrásnak (SNR MF16), mely szupernóva maradványhoz köthető. A híres Cas A röntgenforrásnál ezerszer erősebb a sugárzása.

Az NGC6946 sok izgalmat rejt tehát egyfelől a kutatók, másfelől a műkedvelők számára.

Még 2013. július 18-án kezdtem el készíteni egy monokróm felvételt miután a harang elütötte az éjfélt. Akkor 51 képet készítettem egyenként 86 másodpercet exponálva:

ngc6946-fireworks-galaxy-20130718-ttk

2013-07-18 – Göd – 51 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

Ez a galaxis engem akkor nagyon megragadott és sokat foglalkoztam vele még az azt követő időszakban is mindenféle cikket elolvasva. Ezen rajongásom vitt rá arra, hogy még felvételeket a galaxishoz RGB szűrőn keresztül is. Az addicionális anyagokat 2013. 09. 26/27., 2013. 09. 28/29. és 2013. 10. 03/04. éjszakákon vettem fel. Még emlékszem, hogy a nyári L komponens készítéskor pólót és rövidnadrágot viseltem. Hallgattam a tücskök ciripelését és a nyári éjszaka hangjait, melyet egy pár házzal arrébb mulatozó társaság kurjongatása tört meg néha. Szeptemberben, amikor kipakoltam már vadludak húztak át az égen és érezni lehetett a lassan beosonó őszi hideget. Az októberi felvételkor már cudarul hideg volt, és az éjszaka közepén már nagyon fáztam. Azzal szórakoztattam magam miközben készültek a felvételek, hogy az észlelő asztalomra ráfagyott párán egy porvédő kupakot használva spontán egyszemélyes jégkorongmérkőzést rendeztem. De rég volt már a gyermekkor az én hajam is deresedik már, akárcsak a fák ilyentájt. Ezen az éjszakán a fókusz is elment egyszer, így azt korrigáltam. Ezt a jelenséget eddig csak mások beszámolóiból ismertem. Bár még zöldfülű vagyok, hisz féléve készítettem csak első asztrofotóimat, így közel sem láttam még mindent. Amikor már igazán nem bírtam tovább a hideget bepakoltam, de mielőtt az állványt beraktam volna, még bámultam egy kicsit az eget. Ekkor egy gyönyörű fényes meteor húzott keresztül az égen a Perseus felől (a látómezőmön kívül indult) le ÉÉK irányba 30 fok magasságig eltűnve a fűzfa mögött (2013. 10. 03. 23:14 UT). Szép befejezés. Ideje volt nyugovóra térni, mert másnap indult a szokásos taposómalom a maga monoton ritmusával és rutinjával.

Másnap délután belevetettem magam a nyersanyag feldolgozásába. Már a monokróm verzión is jól látszott, hogy a karok több helyen is elágaznak. Néhol szakadások tarkítják. Az egész eléggé fragmentált. Elsőre egy spirális galaxist megpillantva, mindig az örvénylés ragadja meg a szemlélőt, de hosszabban tanulmányozva egy ilyen objektumot az ember rájön, hogy minden galaxisnak megvan a maga személyisége. Színeket adva a képhez már az is látszik, hogy a belső vidéket az öregebb csillag populációk festik sárgásra, míg a kart kék és vöröses szín egyvelege alkotja köszönhetően a fiatal fényes kékes csillagoknak és a vöröses árnyalatú csillagkeletkezési régióknak.

Technikai adtok: 61 x 86 sec LRGB és minden komponens estén 15 x 86 sec dark.

M13

M13-LRGB-20131004-TTK

2013-10-14 – Göd – 50 x 14 sec L, R, G, 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 M13 az északi égbolt talán egyik legtöbbször észlelt objektuma. Nincs olyan távcsővel rendelkező műkedvelő, aki legalább egyszer ne fordította volna távcsövét az M13 felé. Ez nem is csoda, hisz viszonylag kis távcsövekben is csillagokra bontható. Nem volt ez azonban mindig így, mert Messier még olyan ködösségként írta le, ami nem tartalmaz csillagot. Gondoljunk csak bele, hogy a korabeli észlelők távcsövei mennyivel elmaradtak teljesítményben a maiakétól. Bár Charles Messier katalógusának tizenharmadik objektumaként a legközismertebb, de Edmond Halley-hez fűzik a felfedezését. Nagyon könnyű ráakadni a Herkules csillagképben. Csak az Éta Her felé kell fordítanunk a távcsövünket, és onnan egyszerűen déli irányba kell mozogni durván 2 és fél fokot. Kb. egyharmadnyi úton van az Éta és a Zéta Her között. 6 magnitúdós fényességének köszönhetően a keresőben már azonnal látszik, mint bolyhos csillag. Igazából oly fényes, hogy nagyon sötét égen akár szabad szemmel is megpillanthatjuk.

Távolsága tőlünk 25000 fényév. Nehéz pontosan megmondani a bene található csillagok számát, de biztosan több százezerről lehet szó. A tömegét 300000 naptömegnyinek becsülik. 145 fényév az átmérője, de amatőr műszerekkel csak kisebb részét láthatjuk. A csillagai a központ felé egyre sűrűsödnek, de közel sem olyan kompakt és nagysűrűségű a mag, mint például a M15 esetén. Általánosságban elmondható, hogy a csillagok távolsága egy ilyen halmazban átlagban tipikusan 1 fényév. A magban azonban ennél is extrémebb a helyzet. Ott két csillag közé éppen beférne a Naprendszerünk. Százszor vagy akár ezerszer közelebb vannak egymáshoz a tagok, mint a Nap közelében a csillagok. És éppen a gömbhalmaz csillagokra bontása az a nehézség, ami miatt nehéz megmondani a tagok számát. Mindenesetre durván 30000 egyedi tagot tudtak benne eddig azonosítani, és innen statisztikus módszerekkel becsülték az teljes mennyiséget. A halmaz legfényesebb és legdominánsabb tagjai vörös óriások. Ezek egyenként 2000 Nap fényével ragyognak. Roppant érdekes belegondolni, hogy milyen jól látszanak ezek a tagok műszereinkkel innen a Földről, míg gondolatban a gömbhalmazhoz elutazva, és onnan visszatekintve Napunk még a mai legnagyobb távcsövekkel sem lenne látható. Valószínűsíthető azonban, hogy a gömbhalmazban uralkodó állapotok nem megfelelőek stabil bolygó pályák kialakulásához, így roppant valószínűtlen, hogy ott értelmes lények fürkésznék az eget. Az is szinte biztosra vehető, hogy az 1974-ben az Arecibo rádiótávcsővel küldött üzenetünket se fogja senki meghallgatni.

m13-hrdIgen idős objektumról van szó, mely a galaxisunk halójában (és nem a fősíkban) rója útját annak centruma körül. Ehhez elég csak felrajzolni egy halmaz esetén a HRD-t (Hertzsprung-Russel Diagram). 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, melyekről már fentebb is írtam. 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 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. Pulzációs periódusuk és abszolút fényességük között pedig reláció áll fent, így tökéletes távolság meghatározására, akár csak a Cepheida változók. Egy kicsit büszkék lehetünk arra is, hogy az RR Lyrae kutatások egyik fellegvárának számított hazánk is. 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 magyarázat miszerint, 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.

Minden megfelelő tömeggel rendelkező galaxisnak van gömbhalmaza, melyek száma igen széles skálán mozog. A Tejútnak kicsit több mint 150 ismert gömbhalmaza van, de a valódi szám valahol 180 körül lehet. Azonban az Androméda 500 körüli számmal büszkélkedhet. De ezek meg sem közelítik a hatalmas elliptikus galaxisok gömbhalmaz arzenálját. Maga az M87 13000 ilyen objektummal rendelkezik.

Újabb kutatások azt is kimutatták, hogy törpe galaxisok bizonyos fajtája (Törpe Kísérő Galaxisok – Dwarf Satellite Galaxies) és a gömbhalmazok között talán kapcsolat van. Hasonló a felépítésük, és köztük a határ igencsak elmosódott. Illetve olyanok a gömbhalmazok, mintha ilyen galaxisok magjai lennének. Lehetséges hát, hogy talán az ütközésben lecsupaszított és a Tejút által felfalt kicsiny galaxisok magjait tanulmányoznánk akkor, mikor távcsövünket egy gömbhalmaz felé fordítjuk? Izgalmas lehetőség. Egy biztos, hogy az M13 csillagai már akkor beragyogták az univerzumot, amikor Naprendszerünk még csak nem is létezett, nemhogy én, aki ezt a felvételt rögzítette.

Erre a felvételre mondhatni nem teljesen tudatosan készültem. Még asztofotós tevékenységem legelején tapasztalatlanságomnak köszönhetően kétszer is készítettem monokróm felvételt az M13-ról, amiből a másodikkal már elégedett voltam.

m13-20130616-ttk

2013-06-16 – Göd – 90 x 14 sec

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

ASI 120MM monokróm kamera

Akkor nem gondoltam arra, hogy a közeljövőben még valaha foglalkozom ezzel a Messier objektummal. Azonban az M13 nagyon jól bevált a nyári időszakban a fényképezés előtti élesség beállítására. A próba felvételek pedig ott csücsültek a számítógépemen. 2013. október 4-én kitelepültem az ég alá, mert derültnek és jónak ígérkezett. Egészen más terveket forgattam akkor a fejemben. Az ég azonban párássá vált, és nem volt megfelelő az általam kiszemelt célpont fotózására. Kissé bosszús voltam, és némi vizuális nézelődés után eszembe jutottak az M13-ról készült felvételek. Mi lenne, ha gyúrnék belőlük valamit? Készítettem még annyi felvételt, hogy meglegyen a 50 darab az összes LRGB komponensekből. Másnap este aztán elütöttem az időt a felvételek feldolgozásával. Mivel nem pontosan álltam rá az M13-ra (nem raktam pontosan középre) az egyes éjszakákon, és a kamera állása is szórt +-2 fokot, így a végeredményt ki kellet vágnom. Próbáltam egy esztétikailag is megfelelő és a lehető legkevesebb veszteséggel történő kivágást alkalmazni. Tudom, hogy nagyon gyakran fotózott objektum, de gondoltam, ne vesszen kárba a már meglévő anyag és az idő, amit a kipakolással és bepakolással töltöttem. Így készült hát az M13 LRGB változata.