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.

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.

M45, Merope – NGC1435, Maia – NGC1432

M45-20141212-1901-sx-300s-TTK

M45 (középső tartomány)

2014-12-12 – Göd – 8 x 300 sec L

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

SXVR-H18 CCD kamera

NGC1435-Merope-20130915-TTK.JPG

Merope – NGC1435

2013-09-15 – Göd – 28 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

ngc1432-maia-20131128-ttk

Maia – NGC1432

2013-11-27 – Isaszeg környéke – 73 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

Az M45-öt mi magyarok Fiastyúkként szoktunk emlegetni, mely a csibéivel a Bika csillagkép hátán csücsül. A görögök Plejádoknak (Πλειάδες / Pleiades) nevezték, a mitológiai hét nővér után. Homérosz Odüsszeia és Iliász művében is említést tesznek a halmazról, de még a Bibliában is. A felkelő nap országában Subaru-ként ismert ez a nyílthalmaz. Igen, az a japán gépkocsi márka is innen kapta a nevét. De nemcsak az. A Japán Nemzeti Obszervatórium 8.2 méteres, az optikai és infravörös tartományban is működő távcsövét is Subaru-nak hívják. Nincs olyan kultúra, ahol ne lenne valamilyen elnevezése, vagy ne kapcsolódna hozzá valamiféle történet. Ez nem is csoda, hisz az M45 az egyik legközelebbi nyílthalmaz, és fényes csillagai már a régi időkben is magára vonták az emberek tekintetét. Nem is beszélve arról, hogy őseink fényszennyezéstől mentes égen csodálhatták a ragyogó gyémántokat.

Apropó Messier 45. Messier katalógusában ez az egyik legfurcsább objektum, hisz a katalógus célja az volt, hogy felsorolja az üstökös szerű objektumokat. A többi Messier katalógusbeli objektum azért ennél sokkal halványabb, és talán tényleg könnyebben összekeverhető volt akkoriban egy üstökössel.

Szabad szemmel látható tagjai forró, kékes fényű, nagytömegű csillagok. Színképtípusuk B2-B6. Maga az M45 nyílthalmaz körülbelül 150 millió éves, és a modellek szerint a csillagok a következő 250 millió évet még együtt fogják eltölteni, majd a környezet hatására a halmaz felbomlik. A halmaz öregebb tehát, mint civilizációnk, és remélhetőleg mi fogjuk túlélni a létezését, és nem pedig fordítva.

Az M45-ben a hosszú expozíciós felvételeken reflexiós ködök is megfigyelhetőek. Kezdetben azt gondolták, hogy ez még a csillagok keletkezése után maradt hátra. Azonban az újabb modellek alapján a halmaz túl idős ahhoz, hogy ezek a születés után hátra maradt ködfoszlányok még egyben maradhassanak. A kék forró csillagok sugárzása ezt már rég elfújta volna. Sokkal valószínűbb az a magyarázat, hogy a nyílthalmaz éppen egy ködös területen halad keresztül, mely visszaveri a tagok fényét így gyönyörködtetve az észlelőt.

A halmazban kicsit több mint ezer csillagot azonosítottak tagként sztellárstatisztikai módszerekkel, a halmaz tagjai ugyanis egy irányba mozognak. Persze az azonosított tagok között bőven akadhatnak még fel nem bontott kettősök is. A tömegét 800 naptömegre, míg méretét körülbelül 45 fényévre becsülik a jelenleg elfogadott távolság alapján. Bár éppen a távolság tekintetében pár hónapja izgalmas új eredmények láttak napvilágot. Hogy miért is érdekes ez annyira? Röviden hadd meséljek most erről.

A Hertzsprung-Russell diagramját (szín-fényesség diagram) felrajzolva egy csillaghalmaznak, annak kora megbecsülhető. Egy nyílthalmaz csillagai, mind egyszerre keletkeznek a galaxis por és gázok alkotta ködjeiben. Azonban tömegük különböző, és éppen emiatt eltérő életpályát futnak be. A harmincszoros vagy annál nagyobb tömegűek gyorsan elhasználják hidrogén készletüket, mindössze pár millió évet töltenek csak a fősorozaton, majd elhagyják azt. Az ezeknél valamivel kisebb tömegű, vagyis a tízszeres naptömeg körüli csillagok esetében, a fősorozaton töltött idő már tízmillió években mérhető. A Napnál háromszor nagyobb tömegű esetén több százmillió évről, a kétszer nagyobb tömegűek esetében pedig már pár milliárd évről van szó. Egy, a Naphoz hasonló csillag nagyjából 10 milliárd évet tölt a fősorozaton.  Vagyis, ahogy a halmaz egyre idősebb lesz, már csak a kisebb tömegű, és kevésbé fényes csillagok maradnak a fősorozaton. Minél idősebb egy halmaz, annál lejjebb tolódik az elkanyarodási pont (Turnoff point) a fősorozaton, ahol a csillagok elvándorolnak az óriás ág felé.

csillaghalmazok_kora

Felrajzolva a HRD-t, a lefordulási pontnak (turnoff point) a meghatározásával, felhasználva a csillagfejlődési elméleteket, megbecsülhető a halmaz kora. Az animáción látszik, ahogy a halmaz öregszik, a csillagok sorra elhagyják a fősorozatot.  Az Myr millió évet, a Gyr milliárd éveket jelent. (Forrás: http://astro.berkeley.edu/~dperley/univage/univage.html)

A  nyílthalmazok kitűnő terepet szolgáltatnak a csillagfejlődési elméletek kidolgozásának és ellenőrzésének, amennyiben távolságuk pontosan ismert. A távolság roppant fontos, hogy a Hertzsprung-Russell diagramon a luminozitás értékét (függőleges tengely) pontosan megadhassuk.

Több módszer is létezik a távolság meghatározására, azonban a csillagászatban egyik legalapvetőbb távolságmérési módszer a trigonometrikus parallaxis. Többször megmérve egy viszonylag közeli csillag pozícióját egy év folyamán azt tapasztaljuk, hogy az megváltozik. A csillag elmozdulni látszik a távolikhoz képest. Az elmozdulás ciklusa pedig pontosan egy év, ami alatt a Föld egyszer megkerüli a Napot. A Föld ugyanis egy nagyjából 300 millió kilométeres nagytengelyű ellipszis pályán mozog, és kissé más irányból nézünk a csillagot a pálya különböző pontjain. Az égi látszólagos elmozdulás szögét megmérve, a Nap és Föld távolságot ismerve, kiszámolható a csillag távolsága trigonometrikus alapismeretek birtokában.

parallaxis

Az évi parallaxis jelensége. Az ábra csak szemléltetés, ugyanis a valóságban mivel maguk a csillagok is mozognak a látóirányunkra merőlegesen (sajátmozgás) egy év alatt, így nem pontosan magába záródó ellipszisgörbén látjuk elmozdulni a csillagot.

A csillagászatban a fényév helyett éppen ezért vezették be a parszek (pc) távolsági egységet. 1 parszek 3.26 fényév. Egy parszek (pc) távolságra van tőlünk az az objektum, melyből merőleges rálátás esetén a földpálya sugara éppen 1 ívmásodperc szög alatt látszik.

A módszernek az szab határt, hogy mekkora a legkisebb szög, amit még ki tudunk mérni. A Földön a légkör is akadályt gördít elénk, így 1989-ben pályára állították a Hipparcos űreszközt mely 120000 csillag parallaxisát mérte meg nagy pontossággal, és még további egymillió csillagról gyűjtött adatokat. A Hipparcos 0.001 ívmásodperc pontossággal tudott mérni. A program keretében az M45 távolságának meghatározására is sorkerült. A műhold első parallaxis mérései hibákkal voltak terhelve, így később felülvizsgálták a kapott eredményeket. Hosszas viták és elemzések után 120.2 pc, azaz 392 fényéves eredményt kaptak a távolságra 1% hibahatáron belül. Ez azonban egyáltalán nem volt összhangban a különböző földi módszerekkel meghatározott távolságokkal, melyek inkább a 133 pc, vagyis 435 fényéves távolságot valószínűsítették.

A két érték között durván 10% a különbség. Amennyiben a halmaz közelebb van a korábban feltételezettnél, akkor a csillagok abszolút fényességére (luminozitására) kisebb érték adódik. Kisebb annál, melyet a csillagfejlődési modellek megjósolnak. Vagy a 435 fényév körüli távolság, és a csillagfejlődési elméletek a helyesek, vagy a Hipprcos mérései alapján kapott 392 fényév. Ez utóbbi esetben, a modellek felülvizsgálatra szorulnak. Ezt az ellentmondást nevezik a csillagászatban Plejádok távolság problémának. A vita hosszú ideje dúl már, és egészen a közelmúltig nem történt igazi előrelépés az ügyben.

2014 augusztusának végén megjelent egy publikáció, melyben Carl Melis és munkatársai VLBI alapú méréseikkel, állításuk szerint, feloldották a problémát. A VLBI (Very-long-baseline interferometry), egy hosszú bázisvonalú interferometrikus módszer, mely a rádiócsillagászatban használatos. A módszer lényege, hogy a Föld távoli pontjain elhelyezkedő rádióteleszkópokat használnak fel. Az egyes teleszkópokra különböző időkben esik be egyazon rádióforrás jele. A teleszkópok távolságát és az időbeli differenciát felhasználva a rendszer úgy működik, mintha a megfigyeléseket egy akkora rádiótávcsővel végeznék, melynek mérete megegyezik a komponensek közötti legnagyobb távolsággal. Ezzel a felbontás megsokszorozódik. Melis csapata alapvetően másféléves programjuk során szintén a parallaxis jelenség segítségével határozták meg az M45 távolságát, melyre 444 fényév (136.2 pc) adódott 1% pontosságon belül.

Úgy tűnik a csillagfejlődési modellek mégis helytállóak. Nem ez azonban az egyetlen érdekessége ennek a tanulmánynak. Pár fontos kérdést jó lenne még tisztázni. Vajon mi okozta a Hipprcos megfigyelési hibáit? A mérések milyen hibákkal terheltek? Mit nem vettek figyelembe a kutatók? Szisztematikus hibáról van-e szó?

Miért fontos kérdések ezek? Egyfelől lehet, hogy ez a Hipprcos összes mérése érintett. Másfelől, már a világűrben tartózkodik a Hipparcos utódja, a Gaia űrszonda, melyet 2013 decemberében bocsájtottak fel. Ennek az eszköznek 1 milliárd csillag pozíciójának a megmérése és elmozdulásának detektálása lesz a feladata. A pontossága 0.000001 ívmásodperc. Ezerszer nagyobb, mint a Hipparcos szondáé volt. Pár éven belül rengeteg pontos távolság adat birtokában lehetünk a Tejútrendszerben található csillagok esetében. A Gaia tervezése nagyon hasonló elődjéhez, így már csak ezért is megnyugtató lenne tisztázni a fentebb feltett kérdéseket.

A felvételek

2013. szeptember 15. – Merope NGC1435 – ASI 120MM kamera

NGC1435-Merope - 20130915 - ttkAz M45 az ASI 120MM kamerám biztosított látómezőhöz képest túlságosan nagy objektum. Mégis ezek a fentebb említett reflexiós ködök valahogy vonzottak. A tervem az volt, hogy elkészítem a magam monokróm felvételeit a Merope és a Maia környékéről. Első célpontnak a Merope-t választottam és az azt körülvevő reflexiós ködöt, az NGC1435-öt. Ezt az NGC objektumot gyakran szokták emlegetni Merope ködként. Ismert még Tempel ködeként is, felfedezője, Wilhelm Tempel után, aki 1859-ben akadt rá.

Az éjszaka első felében az M33-ról készítettem felvételeket B szűrőn keresztül. Miután ezzel végeztem, még nem akartam összepakolni, és lefeküdni. Ekkora a körülmények már egyáltalán nem voltak ideálisnak mondhatóak, ugyanis átúszó felhők jelentek meg, és a párásodás is egyre jelentősebbé vált. Ennek ellenére a Merope (23 Tau) körüli területről készítettem pár próba expozíciót. Tudtam, hogy sok felvételt már nem tudok majd rögzíteni, de érdekelt „élesben” milyen értékekkel kellene dolgoznom majd. Végül teljesen befelhősödött, így nekiálltam a dark-ok készítésnek, és a pakolásnak. Az észlelő asztalomon addigra már szinte vízben állt a notebook. Nem is gondoltam, hogy egyszer még hasonlóan mostoha körülmények között ismét fotózni fogom ezt a területet, igaz akkor teljesen más célból.

Napokig nem vettem elő a nyersanyagot, mert sok jóra nem számítottam. Miután kidobtam a felhős képeket összesen 28 kockám maradt, melyből végül elkészítettem a felvételt. A monokróm felvétel majdnem olyan lett, amilyet szerettem volna.

2013. november 27/28. éjszaka – Maia és az NGC1432 – ASI 120MM kamera

NGC1432-maia-20131128-ttkHosszú borult és észlelésre alkalmatlan novemberi időszak után 2013. november 27/28. éjszakára végre derült eget jósoltak. Nem hagyhattam ki a lehetőséget. Nagy Tibivel egész nap arra készültünk, hogy végre észlelünk majd este. Még mielőtt a Nap a horizont alá bukott volna, már autóban ültünk, felszerelésünk pedig a csomagtartóban pihenve várta a bevetést. A napközbeni hosszas tanakodás után egy Isaszeg környéki dombocskára esett a választásunk. Az autóból kiszállva barátságtalan 0 fok várt minket, melyből később -6 lett. A valószínűleg nemrég megművelt föld kemény rögein egyensúlyozva megkezdtük a kipakolást. A délnyugati horizonton a Vénusz vakítóan ragyogott a csupasz erdősáv fáinak ágai között, míg az égen a fényesebb csillagok már feltűntek. Valamikor 18 óra környékén már halkan zümmögtek az óragépek, miközben rövid pihenő gyanánt megpróbálkoztunk a C2013/R1 Lovejoy megpillantásával. Sajnos a horizont közelében valamiféle furcsa páraréteg helyezkedett el, így szabad szemmel hiába próbáltuk megpillantani. Binokulárral és távcsővel azonban könnyű volt ráakadni. A Göncöl rúdja pontosan megmutatta az irányt az égi vándor felé. Ez után a kis vizuális élmény után nekiláttam felszerelni a kamerát és egy kellemeset birkóztam a vezetéssel is. A guider nem akarta az igazságot, és nem vett tudomást arról, hogy őt bizony már a kamerához kapcsoltam. Végül a technika ördögén sikerült felülkerekedni, miután az eloxidálódott UTP kábel csatlakozóját egy kissé megcsiszoltam. A kitelepülésnek mindig van egy apró mellékzöngéje, valamivel mindig meg kell küzdeni, mielőtt elmerülhetne az ember az égbolt csodáiban. Van, hogy a terep gördít akadályt az ember elé, néha a zord idő tesz próbára, míg máskor a felszerelésünk tréfál meg minket. De utólag az ég alatt szerzett élmények, ezt mind feledtetik, és csak a későbbi anekdotázásokban emlékezünk meg ezekről. Az eset óta mindig van nálam tartalék kábel (is).

Az egyik előre kiszemelt célpont a Maia (20 Tau) és az NGC1432 volt az NGC1514 planetáris köd mellett. A Fiastyúk ezen területe az, amit még feltétlenül meg szerettem volna örökíteni. Mivel a Merope környékéről már korábban készítettem felvételt, így annak tapasztalatai alapján állítottam be a távcsövet és az expozíciós időket.

Máig nem tudom eldönteni, hogy az M45 Merope vagy Maia körüli régiója tetszik-e jobban. A maga nemében mind a kettő lenyűgöző, és itt nem a saját felvételemről beszélek, mely csak másolata az égiek/természet alkotta festménynek.

2014. december 12/13. éjszaka – M45 teszt fotó – SXVR-H18 kamera

M45-20141212-1901-sx-300s-TTKMár több mint egy éve nézegettem az internetes áruházak kirakatait, keresve az ASI kamerám utódját. Mindenképpen CCD irányba szerettem volna továbblépni. Az igazat megvallva már az ASI megvásárlásakor CCD-t szerettem volna, de akkor még nem tudtam, hogy mennyire fog érdekelni az asztrofotózás. Egy kisebb kóstoló után azonban már kétségtelen volt a számomra, hogy szórakoztat ez a hobbi, és hosszabb távon is leköt. Sok jelöltet végignéztem, sokat olvastam, és rengeteget konzultáltam Szeri Lászlóval a témában. A CCD utáni vágyamat csak erősített az iTelescope.net hálózatának használata.

Egyszer aztán szembejött egy kihagyhatatlan lehetőség, és szert tettem egy SXVR-H18-as kamerára. Gyermeki izgalommal vártam a futár érkezését a csomaggal. Amíg a kamera utazott, elolvastam a kézikönyvét, más tulajdonosok leírásait böngészgettem az interneten. Később kiderült, hogy vár rám még egy ennél is hosszabb várakozás.

Valahogy mindig úgy járok egy csillagászati kütyü beszerzésekor, hogy az ég csak azért sem akar kiderülni.  Most sem volt másképp. Heteken át figyeltem az időjárás jelentést, és bíztam benne, hogy csak elmennek a felhők, vagy végre egyszer a javamra tévednek a meteorológusok. Végül egy pénteki napon enyhülni látszott a felhők szorítása. Azonban, mire hazaértem a munkából a helyzet már közel sem volt olyan rózsás. Az eget cirrus felhők lepték el, és párássá vált. Mivel csillagok így is látszottak, kipakoltam, hogy végre csillagokat is mutathassak a kamrának, és elvégezzek jó pár tesztet.

Sok minden várt rám ezen az éjszakán. A CCD-nek köszönhetően a már bejáratott szokásaimon, és összeállításon is változtatni kellet. Az egész távcsövet teljesen máshogyan kellett kiegyensúlyozni a jelentős plusz tömegnek köszönhetően. A tubust feljebb kellett tolnom, és az ellensúlyok új ideális pozícióját is meg kellet találnom. Ezután következett a fókuszálás. Ebben nagy segítségemre volt maga a kamera egy beépített képessége, mely a fókuszálást segíti. Nem volt más hátra, mint választani egy célpontot. Az M45 több szempontból is ideálisnak tűnt. Egyfelől a pocsék átlátszóság mellet is bíztam abban, hogy vezetőcsillagok garmadáját biztosítja majd a nyílthalmaz. Továbbá nagyszerűen használható a látómező megmérésére. Ezt korábban kiszámoltam természetesen, de látni akartam a saját, illetve a kamera szemével is.

Ideje volt nekilátni a felvételek készítésének, illetve a vezetés tesztelésének. Az ASI kamerával sosem kellett 2 percnél többet vezetni. Tudtam, hogy erre képes a mechanika. Terveimben az szerepelt, hogy a jövőben minimum 5, de inkább 10 perces expozíciókat szeretnék majd készíteni. Következett hát az 5 perces felvételek tesztelése. -20 °C-ra hűtöttem a kamerát, és elindítottam a vezetést, majd a felvételt. Lélegzetvisszafojtva vártam, hogy az első kép elkészüljön. Igaz, hogy az MGEN pislákolásából is látszott, hogy nincs gond a vezetéssel, de ezt igazán az első felvétel mutatta meg, ami alapján nekem jónak tűnt a vezetés. Elindítottam egy 10 képes szériát. Közben egyre párásabb lett az ég, és a felhők kezdtek összeállni. A nyolcadik kép közepén el is veszítettem a vezető csillagot.

Ezzel azonban még nem ért véget az éjszaka. El kellett készítenem a bias, flat, és dark fotókat. Igazából ezek közül a flat kép jelentett csak némi kihívást. Ezzel elbíbelődtem egy darabig. A flat box-ot felraktam a távcsőre, és elkezdtem keresni azt az expozíciós időt, ahol a kép legfényesebb (középső) részén 25000 ADU értéket mutat a szoftver. Majd elkészítettem a flat képeket. A bias és dark felvételek már a távcsőről leszerelt kamerával készültek, miközben pakoltam befelé.

Igazából nem azt sajnáltam, hogy csak 8 felvételt tudtam készíteni, hanem inkább azt, hogy miért nem rögtön a 10 perces fotókkal kezdtem. Akkor azt is tudhatnám már, hogy a 10 perces felvételekkel sem lesz gond.

Csak 8 expozíció, csak egyenként 5 percesek, cirrus felhők, párás ég. Nem vártam, hogy a feldolgozást követően egy remek képet kapok majd. A kép egy kicsit talán „érdes”, de szerintem illeszkedik a korábban az ASI kamerával készült M45 részletek sorához. Sok mindent kitapasztaltam az ég alatt azon az éjszakán, és később a feldolgozás közben is. Ebben pedig az M45 nagy segítségemre volt. Ezt köszönöm is az égieknek. Tényleg.

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.

NGC660

ngc660-20131026-ttk
2013-10-26 – Göd – 91 x 86 sec light és 15 x 86 sec dark felvételt.

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

ASI 120MM monokróm kamera

A Halak (Pisces) csillagképnek a határán található ez a roppant érdekes alakú égi objektum. Az NGC660 egy kis csoportosulás tagja, melyet legfényesebb galaxisa után M74 csoportnak is neveznek. Az M74-től az égbolton is alig 2.5 fokra helyezkedik el. Amikor felkeresem az NGC660-ot az Éta Psc-től indulva, mindig teszek egy röpke kitérőt az amúgy is nagyjából útba eső M74 felé.

Galaxisunktól mért távolsága roppant bizonytalan. A valódi érték valahol 20 és 48 millió fényév között lehet. Attól függ a kapott távolság, hogy milyen módszert használtak annak meghatározásához. Ebben a világegyetem méreteihez képest viszonylag kis távolságban a vörös eltolódásból származtatott távolságadatok nem tekinthetőek igazán megbízhatónak. A vörös eltolódással meghatározott távolság 26 millió fényév, mely érték az előbb említett lehetséges távolság tartomány alsó részében foglal helyet. Egy másik módszer a Tully-Fisher reláció használata (elliptikus galaxisok esetén nem használható, csak spirális és lentikuláris galaxisoknál), mely egy tapasztalati összefüggés a galaxisok tömege vagy luminozitása és emissziós vonalainak szélessége, vagyis a galaxison belüli szögsebességek között. A részletekbe nem nagyon elmerülve, arról van szó, hogy a viszonylag könnyen mérhető galaxison belüli sebességekből meghatározható a galaxis luminozitása, és ebből pedig távolsága. Ugyanis, a galaxis csillagainak dinamikáját a galaxis tömege határozza meg, mely pedig összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva a látszólagos fényesség ismeretében a távolság már meghatározható. E tapasztalati reláción alapuló módszer szerint valahol 38 és 48 millió fényév közötti távolságban lehet a galaxis. Az NGC660 mérete hozzávetőlegesen harmada vagy fele lehet a mi galaxisunkénak (a távolság értékétől függően).

A galaxis látszólagos vizuális fényességére 10.8 magnitúdót szoktak megadni, míg mérete 9 ívperc. Meg kell azonban jegyezni, hogy korongja az, ami feltűnőbb a távcsőben, és az előbb említett égen látszó méretéből a korong csak egy kisebb rész.

Az NGC660 típusa: Polárgyűrűs galaxis (Polar Ring Galaxy). 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, valójában két galaxis ütközés utáni formációját látjuk.

Valójában nem ismerünk túlságosan sok példányt ebből a galaxis típusból. Az NGC660 azonban fajtájának is egy egyedi képviselője. A legtöbb esetben a Polárgyűrűs galaxis csoportba sorolt csillagvárosok korongja úgynevezett korai lentikuláris galaxis jellemzőit mutatja. Az NGC660 korongja azonban inkább a késői lentikuláris galaxisokéra hasonlít. Ráadásul itt a gyűrű nem is merőleges a galaxis korongjára, annak inklinációja durván 45 fok.

Az NGC660 valójában újjáéledt az ütközésnek köszönhetően. Hogy mire is célzok pontosan? Térjünk vissza egy pillanatra a lentikuláris (lencse alakú) galaxisokhoz. Morfológiai szempontból ezek a galaxisok átmenetet képeznek a spirális galaxisok és az elliptikus galaxisok között. Már nem zajlik bennük intenzív csillagkeletkezés, de jelentős mennyiségű porral rendelkező csillagokból álló vörös korongok. A csillagok igen idősek ezekben a galaxisokban és ezek vöröses fénye dominál. Nem jellemző rájuk a 21 cm-es rádiósugárzás sem, mert szinte nincsenek bennük hideg hidrogén felhők, melyek kibocsájthatnák azt, és melyek nélkülözhetetlenek a csillagok keletkezéséhez. Nem mondhatóak spirális galaxisoknak, mert korongjuk teljesen struktúra nélküli. Nem mondható elliptikusnak sem, mert galaxis magja körüli dudor túlságosan gömbszimmetrikus, ráadásul porban túlságosan dúsak. Ugyanakkor bizonyos lentikuláris galaxisok rendelkeznek a küllős spirálisokhoz hasonlóan küllőszerű formációval (az angol nyelvű irodalomban: bar). Bennük a csillagok dinamikája is nagyon hasonlatos a spirális galaxisokéhoz, ugyanis eltolva a spirális galaxisok esetén érvényes Tully-Fisher reláció diagramját megkapjuk a lentikuláris galaxisokra jellemzőt. Ma két elfogadott elmélet van kialakulásukra. Az egyik szerint a spirális szerkezetét elvesztett galaxisokról van szó, melyben kifogyott a nyersanyag a csillagkeletkezéshez. Míg másik elmélet szerint galaxisok összeolvadása hozta létre eme korong alakú csillagvárosokat. Gondoljunk csak bele, hogy a második eshetőség esetén egy korábbi összeolvadást követő újabb ütközés felelős azért, amilyennek most az NGC660 látjuk. Ha ez igazság, akkor igazán mozgalmas múlttal rendelkező galaxisról beszélhetünk! Az NGC660 körüli gyűrűt létrehozó ütközés azonban új lendületet adott a csillagok keletkezésének, de azok már nem a korongban gyúlnak fel, hanem a gyűrűben. Érdemes megnézni a Hawaiion lévő Gemini távcsővel készült felvételt, melyen szépen megfigyelhetőek a vörös csillagkeletkezési régiók a gyűrűben, illetve a fiatal és fényes nagytömegű kék csillagok.

ngc660_gemini_legacy

http://apod.nasa.gov/apod/image/1211/ngc660_gemini_legacy.jpg

Így már értelmet nyer a korábbi mondatom, melyben egy ütközés utáni újjáéledésről beszéltem. Akárhogy is jönnek létre a lentikuláris galaxisok és ebből a Polárgyűrűs galaxis család tagjai, hosszú szünet után csillagok új nemzedéke népesíti be újra e galaxisokat. Azonban az optikai tartományból átváltva a rádió tartományba, és ott hallgatózva, érdekes titkot rejt az NGC660. A központjában alig egy durván 32 fényév méretű terület igen erősen sugároz. Talán az ütközés által kiváltott esemény hatására a magban is intenzív csillagkeletkezés indult be, és az ott formálódott több ezernyi kék forró fényes és fiatal csillagok halmaza az, ami a környezettel kölcsön hatva létrehozza a rádiósugárzást. De az is lehet, hogy egy hatalmas akár 100 naptömeget is meghaladó óriási kék csillagszörny született, mely gyorsan fejlődve szupernóvává vált, így újabb csillagkeletkezési hullámot elindítva. Az ütközés nemcsak az optikai tartományban jól látható módon hagyta ott a kézjegyét az NGC660-on, de a rádiósugárzás megmutatja számunkra, hogy a magban is beindított valamit.

A gyűrű azonban más dolgokra is rávilágított. Az egyik legizgalmasabb kérdés, ami a csillagászokat foglalkoztatja az a sötét anyag jelenléte és hatása a világegyetemre. Megvizsgálva az NGC660 körüli gyűrű mozgását, pontosabban a rotációs sebességnek és a galaxis centrumától mért távolságnak a kapcsolatát, a jelek arra mutatnak, hogy nagyon jelentős sötét anyag van jelen az NGC660 halójában. Elképzelhető, hogy a további kutatások ebben a galaktikus laboratóriumban újabb válaszokkal szolgálnak majd a kozmológia nagy kérdéseire.

Mindenkit csak arra biztatnék, hogy észlelje bátran ezt az izgalmas galaxist, miközben eltöpreng egy picit a fenti dolgokon. Még akkor is, ha pár dolog pontosítása még várat magára, illetve sok a megválaszolatlan kérdés, biztosan páratlan élményben lesz részünk.