NGC2442 – A kobra és a titkai

NGC2442-LRGB-20180115-T30-300s-TTK

NGC2442 (balra) a PGC21457 (jobbra) társaságában

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

A felvételek 2016-02-05 és 2018-01-18 között készültek – Siding Spring Observatory – 34 x 300 sec L, 10 x 300 sec R,G,B

(Kép orientációja: észak alul, kelet jobbra) 

Mindig is lenyűgözött az NGC2442 morfológiája, így azóta rajta volt a digitális észlelési listámon, amióta csak belevágtam asztrofotózásba. Tekintve, hogy ez a spirális szerkezetű galaxis a déli Repülő Hal csillagkép (Piscis Volans, röviden ma már csak Volans) területén található, így hazánkban sosem emelkedik a horizont fölé. Ezért döntöttem úgy, hogy távcsőidőt bérlek az iTelescope-nál. Az ausztráliai obszervatóriumuk (Siding Spring Observatory) közel fél méter átmérőjű tükrös távcsövét választottam a múltbéli tapasztalatok alapján. Megjegyzem, hogy a cirkumpoláris (mindig a helyi horizont fölött látható) csillagrendszer még ott is csak kb. 51° magasságba emelkedik maximum, így igyekeztem a delelés környékén fotózni. Előre elkészítettem a script-eket, így a felvételek készítését teljesen automatikusan hajtotta végre a távcső. Nem valami nagy ördöngösség ez, a webes felületükön pár kattintással össze lehet rakni. Kell a célpont neve vagy koordinátája. Meg kell adni az expozíciók hosszát, azok darabszáma, monokróm CCD esetén a használni kívánt szűrők. Egyéb beállításokra is van lehetőség. Ilyen például a fókuszálás gyakorisága (bár ezt magától is rendszeresen elvégzi, ha változik a hőmérséklet, vagy szűrőváltás történik), legyen-e vezetés (a mechanikák elméletileg maguktól is képesek vezetés nélkül is 5-10 percen keresztül követni a célpontot az égen), történjen-e bolygatás (dithering) a felvételek között, stb. Belegondolva, nem nagyon van ez másként a saját távcsövünk esetében sem, azok is félig meddig robotok ma már. A különbség csupán annyi, hogy az iTelescope.net esetében szolgáltatást veszünk igénybe. Nekem ez kényelmes, praktikus, és mivel távoli hozzáférésről van szó (nincs utazás!), így időt is takarít meg. De persze döntse el mindenki saját maga!

A déli pólushoz közeli NGC2442 galaxis, az ausztrál égen cirkumpoláris Repülő Hal (Volans) csillagképben. Forrás: ESO, IAU, Sky & Telescope

A képhez a felvételek közel 2 éves időintervallumban készültek. Meg kell mondjam, nem így terveztem. Történt ugyanis, hogy 2016 februárjába elszúrtam a koordináták megadását. Teljesen banális módon nem vettem figyelembe a téglalap alakú látómező égi tájolását. A felvételre nem pontosan az, továbbá nem pontosan úgy került, ahogy azt én elképzeltem. A saját balgaságom annyira felbosszantott, hogy inkább belevágtam az NGC3201 gömbhalmaz fotózásába, mely a következő célpont volt a sorban. Az expozíciók eredményét azonban nem töröltem le.

2017/2018 tele nem volt bőkezű a derült, mély-ég megfigyelésre is alkalmas éjszakák tekintetében. Saját távcsövem már több hónapja arra várt, hogy újra kitoljam az udvarra. Januárban eszembe jutott a „2016-os fiaskó”. Felvetődött bennem a folytatás gondolata. A korábbi bosszúság már a múlt halványuló emléke volt csupán. Megnéztem, hogy mit is lehetne kihozni az adott helyzetből. Arra jutottam, hogy egyszerűen majd más lesz a kivágás. Ennek felismeréséhez 1 perc sem kellett. Nem is értettem, miért reagáltam anno túl a dolgot. Az NGC2442 és a PGC21457 galaxisok úgyis rajta lesznek a képen, és amúgy is ezek köré szerettem volna a látványt „szervezni”. Akkor meg? Nem változtattam a programon, hagytam lefutni ugyanazokkal a koordinátákkal, csupán a színszűrős felvételek elkészítését adtam hozzá. 2018 áprilisának utolsó hetében pedig végre lett időm, hogy az egyik este feldolgozzam a felvételeket.

Közelebbi törpe vagy távolabbi óriás?

Amennyiben felütünk néhány régebben kiadott könyvet, vagy egy-egy régebbi cikkeket elolvasunk az interneten, akkor azzal találkozunk, hogy az NGC2442 távolsága 50-54 millió fényév. (Az interneten a szerzők gyakorta egyszerűen csak átveszik az adatokat egymástól, így akár még friss cikkekben is előfordulnak ezek a számok). Ezek a régebben elfogadott értékek javarészt még a múlt században végzett, az úgynevezett Tully-Fisher relációt felhasználó méréseken alapultak (például R. B. Tully: Nearby Galaxy Catalog, 1988).

A Spirál és lentikuláris galaxisoknál használható módszer lényege nagyon röviden annyi, 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. (Elliptikus galaxisok esetén a Tully-Fisher reláció nem használható.)

Időközben a műszerek és a vizsgálati módszerek azonban jelentősen fejlődtek. Így például Tully és munkatársai is új katalógust publikáltak 2009-ben, melyben az NGC2442 távolságát is felülvizsgálták. Újabb eredményeik alapján 70 millió fényév (21.5 Mpc) a galaxis távolsága.

Pár évre rá a sors újabb „mérőpálcát” adott a csillagászok kezébe. Az Ia típusú szupernóvák úgynevezett sztenderd gyertyák a csillagászatban. De mik is ezek az objektumok? Alapvetően két elképzelés uralkodik erről a csillagászatban Az egyik vezető elmélet szerint a robbanásra akkor kerül sor, amikor a fehér törpe kísérőjétől elegendő anyagot gyűjtött ahhoz, hogy tömege átlépje a kritikus Chandrasekhar-határt (1.44 naptömeg). A másik elmélet szerint két fehér törpe kering egy kettős rendszerben, egymáshoz folyamatosan közeledve. Míg végül egymásba spiráloznak, és ekkor történik az Ia típusú szupernóva-robbanás. Sokáig úgy tűnt, hogy a megfigyelések majd eldöntik a kérdést, de egyre inkább valószínű, hogy egyetlen modell nem írja el ezeket, feltételezhetően legalább két altípusból állnak. (Akit a téma részletesebben is érdekel, annak a Magyar Csillagászati Egyesület hírportálján megjelent ismeretterjesztő cikket ajánlom a figyelmébe.

Mivel roppant fényesek, így igen-igen távoli galaxisokban is megfigyelhetők. Mindenféle típusú galaxisban elfordulnak. Ráadásul, csillagászati értelemben viszonylag gyakori jelenségről van szó, mivel jellemzően egy-egy Tejútrendszer méretű galaxis életében átlagosan 1000 évente következik be Ia típusú szupernóva-robbanás. Figyelembe véve a megfigyelhető galaxisok roppant nagy számát, bizonyos megfontolások szerint havonta (nagyságrendileg) 12+ ilyen robbanást kell látnunk. Természetesen, amennyiben megfelelő rendszerességgel képesek vagyunk pásztázni az egész égboltot. De mitől sztenderd gyertyák, és hogyan használhatók a távolság kiszámítására? Az Ia típusú szupernóvák maximális fényessége nem egyezik meg teljesen. Azonban, Mark Phillips, Mario Hamuy több közreműködő kutatóval együtt kimutatta, hogy a kisebb maximális fényességűek gyorsabban fényesednek fel, majd gyorsabban el is halványodnak, míg a fényesebbek lassabban halványodnak (Phillips relationship). Maximális fényességük és fénygörbéjük karakterisztikája között kapcsolat van tehát. Nem kell mást tenni, mint a halványodás lefolyását megfigyelni (mennyit halványodott az első 15 napban), és ebből (egyéb korrekciók után) már kellő pontossággal meghatározható az abszolút fényességük. (Az abszolút fényesség megmutatja, hogy milyen fényes lenne az adott objektum, ha az 10 pc távolságra lenne tőlünk.) A látszólagos fényesség és az abszolút fényesség ismeretében a távolságuk pedig már kiszámítható. (Azonos abszolút fényesség esetén, a látszólagos fényesség a távolság négyzetével fordítottan arányos.)

Némileg árnyalja a képet, hogy a módszer a „normál” Ia típusú szupernóvák esetén működik csak. Az esetek 70%-ban tehát használható, de vannak „renitensek” az Ia-k között, akik jól láthatóan kissé másként is viselkednek. De, ahogy fentebb is utaltam rá, egyre világosabban látszik az, hogy az Ia típusra nem tekinthetünk többé teljesen homogén halmazként. Ez persze nem ássa alá magának a módszernek a használhatóságát. A „normál” Ia típus tagjai továbbra is hatalmas messzeségből látszódó, jól meghatározható abszolút fényességű objektumok. Megfelelő sztenderd gyertyák, afféle „kozmikus méterrudak”.

Igen, jól sejti az olvasó. Az NGC2442-ben is sikerült ilyen robbanást elcsípni.  Libert A. G. Monard (ismertebb néven Berto Monard) 2015 márciusában fedezte fel, a később SN2015F-ként katalogizált Ia típusú szupernóvát. Monard az AAVSO prominens tagja, ismert változócsillag észlelő (MLF névkóddal). Igaz, hogy amatőrcsillagász (vagyis nem csillagászként végzett), azonban tagja a Nemzetközi Csillagászati Uniónak is. Az SN2015F alapján a galaxis távolsága (a használt szűrők függvényében) 69-71 millió (21.2-21.8 Mpc) fényévnek adódott. Ahogy a ezt a mérést taglaló cikk szerzői, R. Cartier és munkatársai is megjegyzik, ez igen jó egyezik Tully 2009-es eredményeivel.

A Changsu Choi and Myungshin Im (Seoul National University) készítette animáció az SN2015F feltűnését és elhalványodását mutatja be. A szerzők szintén az iTelescope egyik műszerét vették igénybe tudományos megfigyeléseikhez. Céljuk a szupernóva fényességváltozásnak nyomon követése volt.

Adam G. Riess és munkatársai az NGC2442 távolságát egy harmadik, a Cepheida változócsillagokon alapuló módszer segítségével is meghatározták. Henrietta Swan Leavitt még 1912-ben felfedezte fel a Cepheida-k fényváltozási periódusa és abszolút fényessége között fennálló kapcsolatot, miután a Nagy Magellán-felhő Cepheida változóiról készült több száznyi fotólemezt áttanulmányozta. E csillagok szintén sztenderd gyertyának tekinthetünk, vagyis ezek is jól használhatók távolságmérésre. A Cepheida periódusából adódik, annak abszolút fényessége. Ennek, és a mért látszólagos fényességnek a birtokában a távolság már meghatározható. A kutatók valójában a Hubble-állandó értékének bizonytalanságát igyekeztek leszorítani. Olyan galaxisok voltak a célpontjaik melyben korábban már detektáltunk Ia típusú szupernóvát, továbbá megfelelnek annak a kritériumnak, hogy a Hubble űrtávcső képes ezeket csillagokra bontani. De legalábbis a Cepheida változóik azonosíthatók. Reiss és kutató társai 65.5 millió fényévben (20.1 Mpc) határozták meg az NGC2442 távolságát. Ez a csillagászatban még mindig elég jó egyezésnek számít a fenti három adattal.

Most már válaszolhatunk a fejezet címében szereplő kérdésre. Látszólagos méretére 5.5 x 4.9 ívpercet ír a NED (NASA/IPAC Extragalactic Database), azonban a SIMBAD (SIMBAD Astronomical Database) az infravörös megfigyelések alapján 6.2 x 5.4 ívpercet közöl. Ezekkel az értékekkel, illetve a fent felsorol három távolságadattal számolva a galaxis átmérője 100-130 ezer fényév körül lehet. A felvételen tehát egy a Tejútrendszerünkhöz hasonló, nagyobb méretű spirál galaxis látható.

Az NGC2442 megjelenéséről, avagy megannyi nyitott kérdés

NGC2442-LRGB-20180115-T30-300s-TTK-label

Az NGC2442 mellett a felvételemen látható három fényesebb galaxis. A háttérben még több érdekes galaxis is megbújik, de ezekről a cikkben nem teszek említést.

(Kép orientációja: észak alul, kelet jobbra)

Az NGC2442 kampóra emlékeztető formájára már felfedezője, John Herschel is utalt. Később aztán a csillagrendszerre akasztották a Húskampó galaxis elnevezést. Jómagam sokkal jobban kedvelem azt a hasonlatot, ami a galaxist áldozatát üldöző (PGC21457) kobrának tekinti. A képet én is ennek megfelelően forgattam el, vágtam ki. Persze bárki bármi mást is láthat benne, és ha esetleg mindössze csak magát a galaxist, az is teljesen rendjén van.

Az NGC2442 látványos megjelenését kétségtelenül a külső deformált spirálkarjainak köszönheti. Belül a spirál karok a galaxis centrumát igen szorosan ölelik körbe. Ezzel olyan benyomást keltve, mintha óriási északkeleti-délnyugati orientációjú küllője lenne a csillagrendszernek. Igaz, hogy az NGC2442 küllős spirál galaxis, azonban a valódi küllő csak 66 ívmásodperc hosszú, és keleti-nyugati irányban döfi keresztül a magvidéket. Ha már az apró struktúráknál tartunk, akkor megemlítendő, hogy a magot elliptikus alakban molekula felhők és csillagkeletkezési régiók veszik körbe (circum-nuclear ring). Ennek az ellipszisnek a nagytengely körülbelül 12.5 ívmásodperc, orientációja pedig megegyezik a küllőjével.

NGC_2442-HST-1-740px

A Hubble űrtávcső felvétele az NGC2442-ről, mely a saját fotómnál is jobban mutatja a centrum körüli vidéket.

Felhívnám az olvasó figyelmét a magtól srégen jobbra lent lévő háttér galaxisra, melyet az NGC2442-őn keresztül láthatunk. Meglepő ugye, hogy ennyire átlátszók a galaxisok? A figyelmesebbek a saját felvételemen is felfedezhetik ezt, bár ott közel sem ennyire szembetűnő. Én el is siklottam volna felette, ha korábban már nem láttam volna ezt a fotót. Egyszerűen csak az NGC2442 struktúrájának részeként tekintettem volna rá. Aki nagyon szemfüles, az több ilyet galaxist is találhat a Hubble fotóján.

Forrás: NASA és ESA

A küllő végéből kiinduló két kar az első 2 ívpercet követően teljesen aszimmetrikussá válnak. Az északi elnyúlt kar a markánsabb. Érdemes megfigyelni, hogy a prominens porsávok miként ágaznak el benne, és hogy kifelé tartva miként vesz 90 foknál is „élesebb kanyart”. A déli kar már korántsem ennyire karakteres, bár szélesebb. Itt a porsávok pedig roppant kaotikus mintázatot mutatnak. Ez a kar kívül 180 fokban fordul vissza, majd egyre kevésbé feltűnő jelenség.

De mi ennek a különös aszimmetriának az oka? Minek köszönheti ez a galaxis különös megjelenését?

Az NGC2442 az LGG 147 kompakt galaxiscsoport legnagyobb tagja. A csoporthoz még vagy egy tucatnyi kisebb galaxis tartozik. Teljesen kézenfekvő ötlet, hogy a csoport valamelyik másik galaxisát gyanúsítsuk meg azzal, hogy valamikor a múltban megközelítette az NGC2442-őt. Ilyen közeli találkozók alkalmával a két galaxis közötti gravitációs kölcsönhatás közben fellépő árapályerők erősen megtépázzák a résztvevő galaxisokat. Ezek az erők akár teljesen el is torzíthatják a galaxisok eredeti alakját. Csillagjaiknak egy része szétszóródhat a galaxisok közötti űrben. De hasonló sorsra juthat a bennük lévő intersztelláris médium is akár. Az árapály erők azonban nem csupán pusztítani képesek, de teremthetnek is. A gázfelhőkben olyan lökéshullámok keletkezhetnek, melynek hatására megindul azok csillagokká tömörülése. Felfokozott csillagkeletkezés veheti kezdetét a galaxisok egyes területein.

Chris Mihos és Greg Bothun 1997-ben tették közzé tanulmányukat melyben az NGC2442 megfigyelhető tulajdonságaiért a PGC21457 (AM 0738-692) galaxist tették felelőssé. Ha megnézzük eme utóbbi csillagrendszert, akkor valóban annak is szemmel láthatóan torzult az alakja. Valamit szemmel látni nem feltétlenül elég! Alapos morfológiai és kinematikai vizsgálatnak vetették alá az NGC2442-őt. Illetve, numerikus szimulációkat futtattak. Modellezték, ahogyan a két galaxis megközelíti egymást, kölcsönhat, majd eltávolodik egymástól. Találtak is olyan megoldást, ami az NGC2442 legtöbb tulajdonságát egészen jól megmagyarázta. Arra a következtetésre jutottak, hogy a találkozóra valamikor 150-250 millió évvel ezelőtt kerülhetett sor. Továbbá, a modelljük szerint az északi kar kialakulásában sokkal inkább a két galaxis közötti gravitációs kölcsönhatás játszotta a fontosabb szerepet, mintsem a spirál galaxisok karjait megformáló sűrűséghullám. Nem is klasszikus értelemben vett spirálkar tehát, hanem úgynevezett árapály-csóva (tidal tail). Amennyiben valóban erről van szó, az jól megmagyarázza a prominens porsáv létét, a felfokozott csillagkeletkezést, és e terület különös színképprofilját. A déli kar sokkal diffúzabb a gáz itt kevésbé tömörült össze.

A karok kinézete, kinematikája egyaránt a randevú históriáját mesélik el. Mikor a PGC21457 megközelítette az NGC2442-őt, akkor korongjának hozzá közelebbi oldalán az árapályerők nyíróhatása igen jelentős volt, igy a két galaxis közötti ideiglenesen kialakuló árapály-híd (tidal bridge) csillagai és gázfelhői hamar szét is szóródtak. Ezzel ellentétben a korong túloldala valamivel enyhébb, de még mindig elég effektív árapályhatásnak volt kitéve. Így itt egy sokkal koherensebb árapály-csóva alakult ki. A szimuláció szerint a kis galaxis az NGC2442 déli részét közelítette meg a legjobban. Mivel a korong külső része mára szignifikánsan elfordult, így ez a pont átkerült az északkeleti részre (a Földről tekintve a galaxisra). A két szerző még arra is jóslatot adott, hogy az NGC2442 és a PGC21457 nagyjából 3 milliárd év múlva egy végső találkozás folyamán összeolvad majd.

Az NGC2442 és a PGC21457 (AM 0738-692) galaxisok kölcsönhatását modellező numerikus szimuláció képkockái. Forrás: Chris Mihos és Greg Bothun

Az NGC2442 és a PGC21457 (AM 0738-692) galaxisok kölcsönhatását modellező numerikus szimuláció vizualizációja. Forrás: Chris Mihos és Greg Bothun

Chris Mihos és Greg Bothun modellje látszólag választ ad a feltett kérdésre. Van azonban némi bökkenő. Először is a PGC21457 nem mutatja egyértelmű jelét annak, hogy ő lenne a tettes. Nemhogy ez a galaxis nem, de semelyik sem az NGC2442 környékén. Természetesen lehet, hogy a lövés eldördült, de akkor kellene lennie füstölgő puskacsőnek is. Egyelőre ilyet nem találtak a csillagászok. Találtak azonban valami egészen mást.

A századforduló környékén zajlott a HI Parkes All Sky Survey (HIPASS) projekt. Célja a semleges hidrogén feltérképezése volt a 21 cm-es hullámhosszon. Korábban nem volt olyan jellegű program, ami ezen a hullámhosszon a teljes déli égboltot lefedte volna. A felmérés kiterjedt egészen az északi ég +25 deklinációig. Ehhez az ausztráliai 64 méter átmérőjű Parkes rádiótávcsövet, vagy becenevén „A Tányért” használták a csillagászok. A projekt egyik legérdekesebb felfedezése a HIPASS J0731-69 gázfelhő az NGC2442 közelében. Kinematikáját tekintve leginkább egy diffúz gázáramláshoz hasonlít. Az objektumban egyetlen csillag sincs, így az az optikai tartományban nem is látható. 1 milliárd naptömegű semleges hidrogéngázról van szó. Ez a tekintélyes mennyiség nagyjából harmada az NGC2442 teljes atomos gázkészletének.

NGC2442 - HIPASS - 0103099v1.f1

A HIPASS program keretében felfedezett HIPASS J0731-69 óriási gázfelhő, ami valaha talán az NGC2442 része lehetett. Forrás: Stuart D. Ryder és mások

Stuart D. Ryder és csapata, 2001-ben az Astrophysical Journal-ban megjelent cikkében azt feltételezi, hogy ez a hatalmas mennyiségű atomos hidrogéngáz mind az NGC2442-ből származik. De hogyan történhetett ez? Ryder-ék körül járták azt a lehetőséget, miszerint egy másik galaxissal történt kölcsönhatás tépte ki a gázt „a horgos” galaxisból. Kompakt galaxiscsoportokban egyáltalán nem ritkák az ilyen események. Esetenként, akár 100 ezer fényév hosszúságú árapály-csóvák is megfigyelhetők. Gondoljunk csak a tavaszi égbolt egyik látványosságára! A Leo hármasban (Leo triplet: M65, M66, és NGC3628) pont ilyen jelenség figyelhető meg, ami akár amatőrcsillagász műszerrel is lefotózható. Ne feledjük azonban, hogy a HIPASS J0731-69 felhőt esélyünk sincs megpillantani, az csak a rádiótartományban sugároz (eddigi ismeretek szerint).

A galaxisok közötti interakción alapuló elképzelést több dolog is bizonytalanná teszi, ugyanakkor nem elvetendő az ötlet. Sajnos a HIPASS adatai kevéssé adekvátok ahhoz, hogy eldönthető legyen egyetlen gázfelhőről van-e szó, vagy felhők csoportjáról. A felmérésből azt sem lehet egyértelműen kijelenteni, hogy van-e anyaghíd, ami összeköti az NGC2442-vel. Természetesen ismert volt a szerzők számára Chris Mihos és Greg Bothun szimulációja. Azonban, kevéssé tartották valószínűnek, hogy a PGC21457 (AM 0738-692) valaha ennyi gázt tartalmazott volna, vagy éppen ekkora mennyiséget képes lett volna kiszakítani az NGC2442-ből. Ez a galaxis „túl ártatlan ahhoz”. Ha már csillagrendszerek gravitációs csatájáról van szó, akkor csak sokkal masszívabb jelöltek jöhetnek szóba. Talán az NGC2443 elliptikus galaxis északnyugatra. Talán az NGC2397 és NGC2397A párosa. Talán. Ennek megerősítéséhez, ahogy fentebb is utaltam rá, ezeknek a galaxisoknak is mutatni kellene valami olyan tulajdonságot, ami a múltban lezajlott kölcsönhatásra utal. Ilyenről pedig egyelőre nem tudni.

Ryder és csillagászkollégái szerint azonban felvetettek egy másik eshetőséget is, amivel az NGC2442 torzult alakját és a HIPASS J0731-69 felhő létezését esetleg meg lehet magyarázni. A galaxisok közötti tér sem teljesen üres. Több halmaz esetében igen forró (10-100 millió K) gáz tölti azt ki (IGM – Inter Galactic Medium). Ennek azonban 10-4-10-2 elektron/cm3, vagyis extrém alacsony a sűrűsége. Sok-sok nagyságrenddel kisebb, mint a galaxisok atomos hidrogénjének sűrűsége, ami 0.2-100 atom/cm3. Elsőre azt gondolhatnánk, hogy a halmazban mozgó galaxisokra nincs hatással a roppant ritka gáz. Több galaxishalmaz megfigyelése azonban azt mutatta, hogy miközben a galaxisok ebben a gázban mozognak, torlónyomás lép fel, ez pedig képes letépni a csillagrendszer korongjának külső területeiről a csillagközi anyagot (Ram Pressure Stripping). Hasonlóan ahhoz, ahogy a menetszél kerékpározás közben lefújja az ember fejéről a sapkát. Ehhez nem kell más, csak az, hogy a galaxis relatív nagy sebességgel mozogjon a halmazon belül, és elég sűrű legyen a halmazon belüli gáz.

Több példát is felsoroltak a szerzők. Szerintük az NGC2276, NGC4273, NGC7421, NGC4388, NGC4654, NGC4522 esete ékesen bizonyítja, hogy érdemes foglalkozni a kérdéssel. Több esetben a Föld körül keringő műszerekkel is sikerült kimutatni a röntgentartományban a halmazon belüli gázt, bár ahogy szerzők is megjegyzik, ez azért nem minden esetben annyira nyilvánvaló. Ahogy a felvételeken is látható, az NGC2442 korongjának északi része elég éles határvonalú, míg a délkeleti, délnyugati rész igen diffúz. Ez a Hα keskenysávú felvételeken még sokkal nyilvánvalóbb. Ebből arra lehet következtetni, hogy a csillagrendszer mintegy „keresztülfúrja” magát az intergalaktikus gázon. Amennyiben tényleg helyes az elképzelés, akkor az északi kar képviseli azt az NGC2442 előtti lökéshullámot (orr-hullám, bow shock), ami a korong anyagának és a galaxisok közötti gáz ütközésének következménye. Hogy könnyebben elképzelhessük az egészet, tekintsünk a galaxisra, mint egy csónakra. A csónak orra az északi kar keleti részénél van (a képen a galaxis centrumától jobbra és le). A csónakkal ellentétben a galaxis korongja viszont forog, ami a lökéshullámot elnyújtja, és a gáz az északi kar mentén áramlik a galaxis „mögé”. A HIPASS J0731-69 tulajdonképpen a galaxis „mögött” húzódó gázáramlat, ami akár talán teljesen le is szakadhatott róla. Korábbi megfigyelések eredményei (Houghton 1988), mely a galaxisban a semleges hidrogéngáz mozgására vonatkoztak, alátámasztani látszanak ezt a teóriát.  Pontosabban, akár ezzel is magyarázhatók. A ROSAT HRI felvételein, vagyis a röntgentartományban viszont alig látszik az NGC2442, nem is beszélve bármiféle forró gázról a környékén.

Bár nem történt meg az egész galaxis molekuláris gázainak feltérképezése (12CO emissziós vizsgálat), de úgy tűnik, hogy az jelentős koncentrációt mutat az északi kar keleti részén, ahol az visszahajlik. Tekintve, hogy a molekuláris gáz inkább a galaxis korongjára jellemző, így bármiféle aszimmetria annak eloszlásában, az az árapály elképzelés malmára hajtja a vizet. Továbbá, a csillagászok tapasztalata alapján a torlónyomás (ram pressure) a molekuláris hidrogént inkább összetömöríti, míg az atomos hidrogént pedig kisöpri a galaxisból. Az atomos és molekuláris gáz aránya az NGC2442-ben viszont teljesen közel áll ahhoz, ami az ilyen típusú (Sbc) galaxisoknál megszokott.

Mit lehet ezek fényében mondani? Pillantson csak az olvasó újra ennek a résznek a címére! Elképzelhető, hogy az NGC2442 felépítése annak köszönhető, hogy korábban valamelyik környékbeli galaxis megközelítette. Hogy melyik, abban nem lehetünk egyelőre biztosak. Azonban, nem zárható ki, hogy a galaxisok között lévő gázzal való ütközés formálta ilyenre az alakját. Konkrét válaszok helyett – kevés biztos akad, inkább azt szerettem volna megmutatni, hogy miként működik a csillagászat tudománya. Megfigyelés és analitikus gondolkodás folyamata ez. Ebben az esetben is van még bőven feladvány. Újabb megfigyelésekre, újabb megfontolásokra lesz még szükség.

Az NGC2442-nek nemcsak a megjelenése lenyűgöző, hanem az is, ahogy egyelőre féltve őrzi titkait. Én mindenesetre továbbra is figyelni fogom a vele kapcsolatos újabb fejleményeket. A fotó elkészítésével még nem ért véget a kettőnk közötti „affér”.

Felhasznált irodalom:

Chris Mihos, Greg Bothun: NGC 2442: Tidal Encounters and the Evolution of Spiral Galaxies

S. D. Ryder, B. Koribalski, L. Staveley-Smith, V. Kilborn, D. Malin, G. Banks, D. Barnes, R. Bhatal, W. de Blok, P. Boyce, M. Disney, M. Drinkwater, R. Ekers, K. Freeman, B. Gibson, P. Henning, H. Jerjen, P. Knezek, M. Marquarding, R. Minchin, J. Mould, T. Oosterloo, R. Price, M. Putman, E. Sadler, I. Stewart, F. Stootman, R. Webster, A. Wright: HIPASS Detection of an Intergalactic Gas Cloud in the NGC 2442 Group

J. Harnett, M. Ehle, A. Fletcher, R. Beck, R. Haynes, S. Ryder, M. Thierbach, R. Wielebinski: Magnetic fields in barred galaxies III: The southern peculiar galaxy NGC 2442

Anna Pancoast, Anna Sajina, Mark Lacy, Alberto Noriega-Crespo, Jeonghee Rho: Star formation and dust obscuration in the tidally distorted galaxy NGC 2442

https://arxiv.org/abs/1009.1852

Adam G. Riess, Lucas M. Macri, Samantha L. Hoffmann, Dan Scolnic, Stefano Casertano, Alexei V. Filippenko, Brad E. Tucker, Mark J. Reid, David O. Jones, Jeffrey M. Silverman, Ryan Chornock, Peter Challis, Wenlong Yuan, Peter J. Brown, Ryan J. Foley: A 2.4% Determination of the Local Value of the Hubble Constant

R. Cartier, M. Sullivan, R. Firth, G. Pignata, P. Mazzali, K. Maguire, M. J. Childress, I. Arcavi, C. Ashall, B. Bassett, S. M. Crawford, C. Frohmaier, L. Galbany, A. Gal-Yam, G. Hosseinzadeh, D. A. Howell, C. Inserra, J. Johansson, E. K. Kasai, C. McCully, S. Prajs, S. Prentice, S. Schulze, S. J. Smartt, K. W. Smith, M. Smith, S. Valenti, D. R. Young: Early observations of the nearby type Ia supernova SN 2015F

 

NGC185 elliptikus törpegalaxis és gömbhalmazai

NGC185-LRGB-20170730-0142-sx-bin2-360s-TTK

NGC185

2017-07-30, 2017-08-21, 2017-08-25 – Göd

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

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

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

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

Nagyon is jól emlékszem az estére, amikor az első felvételeket rögzítettem ehhez a fotóhoz. Az amúgy sem hosszú nyári éjszaka nagy részét azzal töltöttem, hogy ismerkedtem a nemrég beszerzett Stralight Xpress Lodestar X2 Autoguider vezető kamerámmal és a PHD2 programmal. A Lacerta MGEN standalone autoguider-t, mely évekig szolgált, ezzel a felállással váltottam ki. Már vészesen közeledett a hajnali 2 (NYISZ), mikor úgy éreztem, most már tényleg minden rendben, és nem kívánok már többet foglalkozni a hosszabb expozíciók készítéséhez elengedhetetlen vezetéssel. Elégedett voltam a beállításokkal, a PHD2-ről pedig éppen eleget tudtam már. Volt még idő pirkadatig, és mivel eleget szereltem, kábeleztem, teszteltem a rendszert ezen az estén, úgy éreztem, jár nekem némi jutalom. Különben is jobban szeretem, ha én dolgoztatom a műszereket, és nem ők engem. Igaz, meghálálják a törődést.

Az elmúlt években az érdeklődésem egyre jobban a galaxisok és a gömbhalmazok felé fordult. Ó, nem mintha a többi, a Naprendszer határain túli úgynevezett mély-ég objektum nem lenne érdekes és csodálatos! Nagyon is az! Egyszerűen csak engem eme két objektum típus megismerése, megfigyelése, esetleges megörökítése lelkesít a legjobban. Nyilván mások preferenciái eltérők, de így van ez rendjén. És akkor még a Naprendszer béli égitesteket nem is említettem. Mostanában egyre gyakrabban kapom magam azon, hogy holdas éjszakákon kint vagyok az udvaron, és távcsővel fürkészem kísérőnket, mint kezdetekben. Néha még képet is készítek egy-egy alakzatról a felszínén.

Visszatérve a galaxisokra és a gömbhalmazokra, akkor hajnal felé az a gondolatom támadt, hogy miért ne lehetne ötvözni a kettőt. Legyen a célpont valamelyik „szomszédos” csillagrendszer és annak gömbhalmazai! Az Androméda, a Cassiopeia csillagképek és ezek környezet már elég magasan járt az égbolton ahhoz, hogy a megfelelő jelölt fényképezésébe belevágjak. Hamar leszűkítettem a kört, mert a városi égbolt, a távcsövem látómezője, és az átlátszóság behatárolta a lehetőségeimet. Érdekes, hogy a légköri nyugodtság a szokásoshoz képest egészen jó volt. Választhattam volna a 2.5 millió fényévre lévő Androméda-galaxist (M31) és a gömbhalmazait is akár, de ennek 3.167° × 1° kiterjedése miatt mozaik felvételeket kellett volna készítenem. Elhessegettem ezt a gondolatot. Az elmúlt években egyébként is sok szép észlelés és fotó készült róla. Az Andromédának több tucatnyi szatellit galaxisa van azonban, melyek közül akadnak olyanok, amik amatőr műszerekkel is megfigyelhetők. Nem egynek pedig régóta ismert több gömbhalmaza.

Az NGC147 és az NGC185 elliptikus törpegalaxisok között vívódtam. Ezt a kettő, az M31-et kísérő csillagrendszert 58′ választja el egymástól az égen, de a valóságban is csak nagyjából 300 ezer fényév (kb. 93 kpc) a köztük lévő távolság. A látszólagos közelségük miatt gyakorta egyetlen fényképen szokták megörökíteni ezeket a rövidebb fókuszú amatőr távcsövekkel. Az én műszeremmel viszont nem lehet ekkor égterületet átfogni. Választanom kellett. Az NGC185 távolsága 2.02 millió, míg az NGC147 távolsága 2.3 millió fényév. Az NGC185 valamivel közelebb van tehát. Mondhatnánk, hogy némileg több az esély a részletek megörökítése tekintetében. Valójában azonban nem ez volt az egyetlen szempont, hogy az NGC185 mellett tettem le a voksomat. A két törpegalaxis egészen más megjelenésű és felépítésű. Régebbi vizuális megfigyeléseim alapján még jól emlékeztem rá, hogy az NGC185 felületi fényessége számottevően nagyobb, mint az NGC147 galaxisé, így a fényszennyezett égen az előbbi lefényképezése jóval több sikerrel kecsegtetett.

NGC185-map4

Az NGC185 a Cassiopeia csillagképhez tartozó égboltterületen látható, nagyjából „félúton” helyezkedik el az Androméda csillagkép és a Cassiopeia jellegzetes „W” alakot formáló csillagai között. Vagy, ha úgy tetszik, akkor „félúton” az Androméda-galaxis és a Cassiopia Shedar nevű csillaga között. Az Androméda-galaxishoz nemcsak látszólag, de valójában is közel van. A két galaxis távolsága 600 ezer fényév (181 kpc).

Továbbá, ahogy Walter Baade is írta a múlt század negyvenes éveiben: „Az NGC185 egyike azon elliptikus ködöknek, ahol a fényelnyelő anyag jelenléte teljesen nyilvánvaló. Két ilyen sötét köd is van az NGC185 centrumának közelében.”. Ezek az én felvételemen is jól láthatók, egy markáns és egy jóval kevésbé sötét ív formájában. A semleges hidrogén megfigyelésével kapcsolatos vizsgálatok alapján ma már tudjuk, hogy az NGC185 gázkészlete közel 300 ezer naptömeg. Az infravörös tartományban készült felvételek tanúsága szerint pedig nagyjából 5000 naptömegnyi por van jelen ebben a galaxisban. Ezzel szöges ellentétben, az NGC147-ben nincs számottevő, azaz észlelhető mennyiségű por és gáz. Ez volt az a másik különbség a két galaxis között, ami még vonzóbbá tette számomra az NGC185-öt.

Meg kell mondjam, hogy ezek a látszólagosan kicsiny porívek számomra különösen izgalmassá teszik ezt a galaxist. Jogosan merül fel a kérdés, hogy miként lehetséges a csillagközi por és a gáz jelenléte az NGC185-ben, míg a tőle nem is oly távoli NGC147 szegényes intersztelláris médium tekintetében. A legvalószínűbb magyarázat, hogy más evolúciós utat jártak be, mivel eltérő az M31 körüli pályájuk konfigurációja. Az NGC147-et a múltban sokkal gyakrabban és nagyobb mértékben érintette az M31 gravitációs hatása. Pályáján közel kerülve az Androméda-galaxishoz, az óriás spirális csillagrendszer kiszakította belőle a port és a gázt. Míg az NGC185 keringési periódusa elég nagy ahhoz, hogy az Androméda-galaxissal csak kevesebb számú „gravitációs csatát vívott”. Továbbá, pályájának pericentruma távolabb esik az Androméda-galaxistól, mint az NGC147-é, így ezek a „csaták” kevésbé voltak intenzívek. Összességében, mivel az az NGC185 csak ritkábban, és kevésbé közelítette meg az M31-et, így megőrizhette por és gáz készleteinek bizonyos részét.

Az NGC185 „felülete” nem véletlenül kelt a fotómon szemcsés zajos benyomást. Ez nem a felvételek rögzítésének, illetve a feldolgozásuknak a hibái. 300 mm átmérő és 1380 mm (a korrektor miatt) fókusztávolság esetén a galaxis fotografikusan már mutatja a csillagokra való bontás legelső jeleit. Ezt igyekeztem finoman még szembetűnőbbé tenni a kép kidolgozásakor. (Az általam használt PixInsight csillagászati képfeldolgozó program ehhez remek eszközökkel van felvértezve.) Már a megtisztított és összeadott képet először látva olyan benyomásom támadt, mintha az okuláron keresztül egy már a csillagokra bontás határán lévő halvány, „grízes” gömbhalmazt néznék. Bár a felvételemen már látszik „valami”, de többnyire ez összeolvadó csillagok fénye. Ahhoz, hogy ez a galaxis valóban teljesen csillagjaira essen szét, ennél azért tekintélyesebb átmérőre és jóval hosszabb fókuszra van szükség. Mondjuk a Hooker távcsőre, amivel több mint hét évtizeddel a saját felvételem előtt ez először sikerült. Néhány gondolat erejéig tekerjük most vissza az idő kerekét!

Walter Baade a II. világháborús elsötétítések miatt kiváló körülmények között dolgozhatott a világ akkor legjobb távcsövével. A Mount Wilson-on álló 100 hüvelykes távcsőre ma is legendaként tekintenek a csillagászok. Baade minden korábbinál nagyobb határfényességű képeket készített az Androméda-galaxisról, és igen meghatározó felismerést tett: a galaxis különböző területeire más-más típusú csillagok a jellemzők. Míg a karokban a kékes fényű csillagok domináltak a felvételein, addig a magvidéken a vörösebb, és halványabb csillagok. Bevezette a csillagpopulációk fogalmát. A fémekben gazdag csillagokat az I. populációba, míg a fémekben szegényeket II. populációba sorolta. A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Az 1940-es évek igen termékenyek voltak a csillagászat terén. Nemcsak a megfigyelő csillagászat élte a forradalmát, de a kutatók addigra megértették a csillagok energiatermelési folyamatait. A csillagok belső felépítésével és fejlődésükkel kapcsolatos első számítások is ehhez az évtizedhez köthetők. Még ha csak a kezdetekről is beszélünk. Idővel világossá vált a csillagászok számára mi is okozza a kémiai összetétel különbségét a populációk között. Egy csillag fémtartalmát általában a Naphoz szokták hasonlítani a kutatók. A világegyetem története folyamán, a csillagoknak hála egyre dúsabb lett fémekben. Az újabb és újabb csillaggenerációk egyre több fémet tartalmaztak, így minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag a Naphoz képest, vélhetőleg annál ősibb objektum. A Baade féle populációk tehát csillaggenerációk, ahol az I. populáció a fiatalabb, a II. populáció pedig az idősebb csillagok tartoznak. Igaz, hogy napjainkra ezt a csoportosítást már tovább finomították, és nem csak két populációról szoktak beszélni, de a felismerés jelentőségéből ez mit sem von le. Sőt, Baade munkássága nemcsak a galaxisok csillagösszetételéről alkotott elképzeléseket változtatta meg, de a Világegyetem méreteivel kapcsolatosakat is.

A szomszédos óriás spirál galaxis, az M31 csillagait korábban már Edwin Hubble is tanulmányozta a 100 hüvelykes Hooker távcsővel.  Hubble Cepheida típusú változócsillagokat keresett az Androméda-galaxisban, hogy meghatározhassa annak távolságát.

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

Hubble-nek sikerült is azonosítania ilyen típusú változócsillagokat az M31-ben. A periódus-fényesség relációjuk felhasználásával bizonyította 1926-ban, hogy az Androméda-galaxis a Tejútrendszeren kívül elhelyezkedő önálló csillagváros, és ezzel pontot tett egy régóta húzódó vita végére. Azt is fontos megemlíteni, hogy Hubble még pontatlanul, csak 1.5 millió fényévet kapott a galaxis távolságára. Mostani ismereteink szerint ez 2.54 millió fényév. Csak Baade jött rá később, így Hubble még nem tudhatta, hogy bár a Cepheida változóknak mind a két populációban vannak képviselőik, ezeknek azonban némileg eltérő a periódusa és fényessége közötti összefüggés (a két populáció Cepheida változói eltérő fényességűek). Az Univerzum „hirtelen nagyobb lett”, az Androméda-galaxis pedig „távolabb került” tőlünk.

Baade vizsgálatai nemcsak az M31-re, de annak két kísérő galaxisaira is kiterjedt 1943-ban. Az M32, illetve az M110 törpe galaxisok különálló csillagai is szépen látszottak a Hooker távcsővel készült fotólemezeken. Itt is sikerült kimutatnia a két jól megkülönböztethető populáció jelenlétét. Illetve megfigyelései megerősítették, hogy ezek egyértelműen az M31 szatellit galaxisai. Bár ezt addig is sejtették a csillagászok, mert az M31-hez hasonlónak találták a radiális sebességüket, és gömbhalmazaik látszólagos mérete is összemérhető volt az Androméda-galaxis gömbhalmazaiéval. Azonban az a tény, hogy a legfényesebb csillagok látszólagos fényessége nagyon hasonló az M31-ben, az M32-ben és az M110-ben még jobban alátámasztotta ezt.

De nem állt meg ennél a két törpe méretű csillagrendszernél, és az az NGC185-ről és az NGC147-ről is készített felvételeket. A két galaxis csillagait tanulmányozva megállapította, hogy érdekes módon az NGC147 csak II. populációba tartozó csillagok alkotják. Az NGC185 esetében viszont érdekes dolgot sikerült konstatálnia: bár a csillagok itt is túlnyomórészt II. populációjúak, de a centrum környékén talált egy tucatnyi kék színű csillagot, melyek az I populációt reprezentálják ebben a galaxisban. Mondhatjuk, hogy ez meghökkentette, mindenesetre speciálisnak (peculiar) jelölte meg a galaxist. Úgy gondolta, hogy az NGC185 csillagkeletkezési folyamatai sajátságosak lehettek.

M. Geha és munkatársai a Hubble űrtávcsővel 2009/2010 telén vizsgálták a környező törpegalaxisokat, és munkájuknak hála ma már többet tudunk az NGC185 csillagkeletkezési történetéről. De miért foglalkoztatja ennyire például az NGC185 a csillagászokat? (Az említett tanulmánynak része az NGC147 is, ezzel az objektummal e helyütt most nem foglalkozom). Az elliptikus törpegalaxisok jobbára, ha nem szinte kizárólagosan, galaxishalmazokban, galaxis csoportosulásokban fordulnak elő. Éppen ezért a környezeti hatások roppant fontos szerepet játszottak kialakulásukban és fejlődésükben. E galaxisok morfológiája azonban olyan sokszínűséget mutat, hogy manapság sem lehet leírni kialakulásukat egyetlen folyamattal. Ugyan mások már korábban tanulmányozták például a Fornax és Virgo halmaz törpegalaxisait, de ezek oly messze vannak, hogy igazán pontosan nem sikerült megállapítani, hogy mennyi bennük az öreg és középkorú csillagok aránya, és a csillagkeletkezési történetükre sem derült fény. A Lokális Csoportban három olyan elliptikus törpegalaxis is van (M110/NGC205, NGC185, NGC147) melyek alapvetően hasonló tulajdonságokat mutatnak, mint a távolabbi galaxishalmazok törpéi. Ami pedig a legfontosabb, ezek kellően közel vannak ahhoz, hogy a Hubble űrtávcső csillagokra bontsa őket, oly módon, hogy még a fősorozat csillagai is részletesen tanulmányozhatóvá váljanak, és nemcsak az ezeknél jóval fényesebb óriás ágak csillagai. Így ez a három csillagrendszer kitűnő terepet nyújt az elliptikus törpegalaxisokkal kapcsolatos vizsgálatokhoz. Mondhatjuk, hogy a mai műszerezettég mellett ezek jelentik a belépőt a megismerésükhöz.

A kutatók programjuk során fotometriai vizsgálatoknak vetették alá az NGC185 csillagait, és felvették annak szín-fényesség diagramját (Color Magnitude diagram – CMD), mely tulajdonképpen a klasszikus Hertzsprung-Russel diagram (HRD) „gyakorlatias” változata. A vízszintes tengelyen két különböző szűrővel mért fényesség értékek különbsége (jelen esetben HST ACS F606W-F814W) van feltüntetve a színképosztály helyett. A függőleges tengelyen pedig ezek közül az egyik színszűrővel (HST ACS F606W szűrő) felvett fényességérték szerepel.

NGC185-CMD2

Az NGC185 szín-fényesség diagramja. A fekete pöttyök az NGC185 három külön területén megfigyelt csillagokat reprezentálják. A vörös pöttyök azok a csillagok melyek spektrumát a Keck/Deimos programban vették fel. Az ábra jobb felén az egyes fényességekhez tartozó hibahatárok vannak feltüntetve (1 sigma error bars). Forrás: M Geha és mások

A csillagok egy részét spektroszkópiai elemzésnek is alávetették földi óriástávcsövekkel (Keck/DEIMOS study of Local Group dEs), vagyis információt nyertek a csillagok kémiai összetételéről (fémtartalmáról). Ez utóbbi elengedhetetlen volt, mivel fel akarták térképezni, hogy tulajdonképpen hányféle korosztály található a galaxisban. Ne feledjük, ahogy fentebb már említettem, az újabb csillaggenerációk már a korábbiak által legyártott elemekkel beszennyezett gázfelhőkből alakultak ki. Továbbá, az azonos tömegű, de különböző kémiai összetételű csillagok más-más fejlődési utat járnak be a szín-fényesség diagramon. Ez pedig fontos tényező, amikor a csillagfejlődési elméleteket felhasználva megpróbálják a csillagászok adott csillagok halmazának korát meghatározni úgynevezett izokron illesztésével. Az izokron a csillagfejlődésben használt kifejezés, mely a szín-fényesség diagramon az azonos korú csillagokat összekötő görbét jelöli. Tekintve, hogy az egyszerre született, vagyis azonos fémtartalmú, illetve azonos kémiai összetételű csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ, és mivel a masszívabb csillagok gyorsabban fejlődnek, így adott időpillanatban minden csillag meghatározott helyet foglal el a szín-fényesség diagramon. Más-más kémiai összetételekhez azonban más-más izokron tartozik.

csillaghalmazok_kora

Az egyszerre született (azonos fémtartalmú!) csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ. A nagyobb tömegű fényesebb és forróbb csillagok hamarabb elhasználják hidrogén készleteiket, és elhagyják a fősorozatot. Az idő előrehaladtával már csak a kisebb tömegű, és kevésbé fényes csillagok maradnak a fősorozaton. Ahogy idősödik az adott csillaggeneráció, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” az óriás ág felé, így az adott generáció kora meghatározható. Az Myr millió évet, a Gyr milliárd éveket jelent. Animáció forrása: http://astro.berkeley.edu/~dperley/univage/univage.html

A kutatók végül arra pontra illesztették az eltérő kémiai összetételhez, és azon belül a különböző korú csillagokhoz tartozó izokronokat a szín-fényesség diagramon, ahol a fősorozaton a csillagok elkanyarodnak az óriás ág felé (Turn off point). A vörös kupacra (Red Clump – RC az ábrán), illetve a horizontális ágra való illesztést végül elvetették, mert ezeket nem tudtak kellően megbízhatóan modellezni. (A vörös óriás ágat elhagyó csillagokkal, vagyis a magjukban már héliumot égető csillagokkal kapcsolatos modellekben még akadnak kérdőjelek.) A legmegfelelőbb izokronokat alkalmazva, illetve a modellezett szín-fényesség diagram alapján pedig levonták a következtetéseiket.

NGC185-CMD-izokron-modell2

Balra a megfigyeléseken alapuló Hess diagramja az NGC185-nek. A Hess diagram a csillagok előfordulásának relatív sűrűségét ábrázolja a Hertzsprung-Russell diagram különböző szín-fényesség pozícióiban. Figyeljük meg a Hess diagramon az illesztett izokronokat (Padova csillagfejlődési modell alapján képzettek). A színek a különböző fémtartalmakhoz tartoznak: [Fe/H] = −2 (zöld), −1 (kék) és 0.0 dex (vörös). Adott kémiai összetételhez, három különféle csillagkorhoz tartozó izokron került illesztésre. Ezek rendre 2, 8 és 12 milliárd év.

Jobbra a modellezett csillagkeletkezési történetek közül a megfigyelésekre legjobban illeszkedő szintetikus csillagpopulációkból képzett szín-fényesség diagramja az NGC185-nek.

A sárga szaggatott vonaltól balra eső, továbbá fölötte lévő területeket a csillagászok nem vették figyelembe az illesztéskor.

Forrás: M Geha és mások

Az NGC185 csillagainak 70%-ka legalább 12.5 milliárd éves. A maradék nagyobb része pedig valamikor 8 és 10 milliárd évvel ezelőtt formálódott. A galaxisban a csillagkeletkezés legalább 3 milliárd éve leállt, de legalábbis csillagainak 90%-át biztosan legyártotta akkora a galaxis. „Baade kék csillagai” pedig egy nem túl szignifikáns csillagkeletkezési hullámban születtek, mely a galaxis centrumának 650 fényéves (200 pc) környezetében zajlott 100 millió éve.

Fontos megjegyezni, hogy míg a Tejútrendszer és az Androméda-galaxis nagyobb luminozitású törpegalaxisait főleg idős és középkorú csillagok keveréke alkotja, addig érdekes módon az NGC185 inkább a Sextans és a Draco törpékre hasonlít, ahol az ősi csillagok jelentősen dominálnak a középkorúakhoz képest. A Sextans törpe esetében bizonyosnak látszik, hogy csillagait körülbelül 600 millió éves időskálán gyártotta le, és az egész folyamat véget ért nagyjából 12.9 milliárd éve, mivel a II. típusú szupernóvák egyszerűen kisöpörték a gázkészleteket ebből a galaxisból. Ez hamarabb megtörtént, minthogy befejeződött volna a Világegyetem reionizációs korszaka, tehát maga a galaxis fosszília ebből a korból. Csakhogy az NGC185-ben a csillagok össztömege (vizsgálati módszertől függően) 100-700 millió naptömeg körül mozog. Ez a Sextans és a Draco törpékénél hozzávetőlegesen 100-szor nagyobb, így valószínűtlen, hogy rá is hasonló csillagkeletkezési forgatókönyv lett volna az érvényes. Nem beszélve arról, hogy még mindig található benne intersztelláris anyag, ellentétben a másik kettővel. Sokkal valószínűbb, hogy az Androméda-galaxissal történt közelebbi találkozások vezényelték a születési hullámokat, illetve a csillagok keletkezésének elcsendesülését. Ennek megerősítéséhez mindenesetre még részletes sajátmozgás vizsgálatokra van szükség a jövőben, hogy a radiális sebességekkel együtt felrajzolhassák a csillagászok az NGC185, és a többi szatellit 3D-s mozgását az M31 körül.

Az NGC185 több olyan objektum típus is található, amelyet általában amatőrcsillagászként előszeretettel figyelnénk meg ha ezek a közelben lennének, és nem egy másik galaxisban. Mivel az NGC185-ben rengeteg a fejlődésben előrehaladott, a fősorozatot már régen maga mögött hagyó csillag, így bővelkedik hosszú periódusú változócsillagokban (90-800 napos periódus). Az ismert Míra, félszabályos, az szabálytalan (irreguláris) változók száma 513-ra rúgott 2011-ben. De planetáris-köd jelöltekből is akad jónéhány. Sőt a galaxis centruma környékén egy öreg szupernóva-maradvány is található, melyet az OIII (kétszeresen ionizált oxigén) vonalak hiánya miatt talán nem is kollapszus-szupernóva (core collapse supernova) hozott létre, hanem úgynevezett Ia típusú szupernóva. Ugyan ezekről amatőrcsillagász műszeremmel le kell mondanom, de még mindig ott vannak az NGC185 gömbhalmazai. Még akkor is, ha nem többek apró fényfoltocskáknál.

NGC185-LRGB-20170730-0142-sx-bin2-360s-TTK-label4

Az NGC185 gömbhalmazai. Történeti okokból az FJJ VI-ot is feltüntettem, de arról a Hubble űrtávcsővel történt vizsgálatok megállapították, hogy távoli elliptikus galaxis. A PAN-N185 pedig viszonylag friss felfedezés (J. Veljanoski és munkatársai, 2013.)

Valószínűleg nem lepem meg az olvasót azzal, hogy az NGC185 első két gömbhalmazát még Baade fedezte fel 1944-ben. Paul W. Hodge 1974-ben újabb hárommal gyarapította a törpegalaxis körül ismert halmazok számát. Holland C. Ford, George Jacoby és David C. Jenner a NGC185 és az NGC47 planetáris ködjeiről írt munkájuk appendixében a Baade és Hodge által felfedezett halmazok listáját még újabb néggyel egészítette ki, ám Hodge egyik halmazát elhagyták a sorból (Hodge 2), mivel az nem bizonyult gömbhalmaznak. A későbbiekben a csillagászok átvették Fordnak és munkatársainak nomenklatúráját, akik I-VIII-ig számozták a halmazokat, és a későbbi szakirodalmakban már FJJ I-VIII névvel hivatkoztak rájuk. Douglas Geisler és munkatársai 1999-ben számoltak be az IAU az évi szimpóziumára készült publikációjában az NGC185 (és az M110/NGC205) törpegalaxisok gömbhalmazaival kapcsolatos, a Hubble űrteleszkóppal végzett vizsgálatainak első eredményeiről. Az FJJ VIII-at leszámítva az összes többit egyenként megvizsgálta, és az FJJ VI kivételével mindegyikről megerősítette, hogy azok valóban gömbhalmazok. Az FJJ VI-ról azonban kiderült, hogy valójában egy távoli elliptikus galaxis. Geisler csapata, a Hubble WFPC2 kamerájának hála, bámulatos felbontást tudott elérni. Az 1999-es tanulmányban például bemutatták az FJJ V (előzetes, még korrekciókra szoruló) szín-fényesség diagramját, de már a másik két halmazzal kapcsolatban is voltak eredményeik. Már akkor megállapították, hogy ezek a gömbhalmazok a szín-fényesség diagram szerint szinte csak idős csillagokból állnak. Legalábbis a felső aszimptotikus óriás ágon a csillagok hiánya arra utalt, hogy a középkorú csillagok aránya elenyésző lehet. A spektroszkópiai elemzések pedig azt mutatták, hogy fémekben szegények az NGC185 gömbhalmazai. Mára ezek az észrevételek az összes többi esetében is megerősítést nyertek.

Az NGC185 ismert gömbhalmazainak sorát (a cikk írásának pillanatában) a Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS) keretében felfedezett PAN-N185 zárja. Bár halványabb, mint a többiek, de a felvételemen mégis látszik. Hogy miért nem akadták rá eddig? Egyszerűen korábban nem kerestek ilyen távolságban gömbhalmazt az NGC185 körül. Igazából pont a PAandAS mutatott rá, hogy például az M31 halója sokkal távolabbra terjed ki, mint az korábban gondolták a csillagászok. Érdemes tehát gömbhalmazokat keresni az adott galaxis centrumától távolabb is.

Vannak még terveim az NGC185-tel kapcsolatban. Igen, még készíthetnénk több felvételt mondjuk jobb átlátszóságú égbolt esetén. Vagy magam mögött hagyva a kisvárost, elmehetnék sötétebb ég alá, hogy ott folytassam. De minek? Az NGC185 főbb vonásai és gömbhalmazok már látszanak a fotón. A terv pedig pontosan ez volt. Sokkal inkább vágyom arra, hogy egy 50-60 cm tükör átmérőjű távcsővel a saját szememmel is lássam a gömbhalmazokat. Tudomásom van arról, hogy vannak olyan szerencsés amatőrcsillagászok akiknek ez már megadatott. Én is szívesen tartoznék közéjük!

Az NGC185 gömbhalmazainak égi koordinátái, fényessége, és a távolságuk alapján kalkulált abszolút fényessége.

ID  RA(J2000)  Dec. (J2000)  V0  MV0  
  (h m s)  (d m s)  (mag)  (mag) 
FJJ I  00 38 42.7  +48 18 40.4  17.70 ± 0.03  −6.26 
FJJ II  00 38 48.1  +48 18 15.9  18.00 ± 0.03  −5.96 
FJJ III  00 39 03.8  +48 19 57.5  15.99 ± 0.173  −7.97 
FJJ IV  00 39 12.2  +48 22 48.2  17.37 ± 0.02  −6.59 
FJJ V  00 39 13.4  +48 23 04.9  16.12 ± 0.02  −7.84 
FJJ VII  00 39 18.4  +48 23 03.6  18.10 ± 0.02  −5.85 
FJJ VIII  00 39 23.7  +48 18 45.1  17.04 ± 0.01  −6.92 
PA-N185  00 38 18.8  +48 22 04.0  18.41 ± 0.01  −5.55 

Felhasznált irodalom:

H. C. Ford, G. Jacoby, D. C. Jenner: Planetary nebulae in local group galaxies. IV – Identifications, positions, and radial velocities of nebulae in NGC 147 and NGC 185

Doug Geisler, Taft Armandroff, Gary Da Costa, Myung Gyoon Lee, Ata Sarajedini: HST Color-Magnitude Diagrams of Globular Clusters in NGC 185 and NGC 205

Jenny C. Richardson, Mike J. Irwin, Alan W. McConnachie, Nicolas F. Martin, Aaron L. Dotter, Annette M. N. Ferguson, Rodrigo A. Ibata, Scott C. Chapman, Geraint F. Lewis, Nial R. Tanvir, and R. Michael Rich: PAndAS’ Progeny: Extending the M31 dwarf galaxy cabal

D. Lorenz, T. Lebzelter, W. Nowotny, J. Telting, F. Kerschbaum, H. Olofsson, H.E. Schwarz: Long-period variables in NGC147 and NGC185

J. Veljanoski, A. M. N. Ferguson, A. P. Huxor, A. D. Mackey, C. K. Fishlock, M. J. Irwin, N. Tanvir, S. C. Chapman, R. A. Ibata, G. F. Lewis, A. McConnachie: Newly-Discovered Globular Clusters in NGC 147 and NGC 185 from PAndAS

D. Crnojević, A. M. N. Ferguson, M. J. Irwin, A. W. McConnachie, E. J. Bernard, M. A. Fardal, R. A. Ibata, G. F. Lewis, N. F. Martin, J. F. Navarro, N. E. D. Noël, S. Pasetto: A PAndAS view of M31 dwarf elliptical satellites: NGC147 and NGC185

M. Geha, D. Weisz, A. Grocholski, A. Dolphin, R. P. van der Marel, P. Guhathakurta: HST/ACS Direct Ages of the Dwarf Elliptical Galaxies NGC 147 and NGC 185

Roya H. Golshan, Atefeh Javadi, Jacco Th. van Loon, Habib Khosroshahi, Elham Saremi: Long period variable stars in NGC 147 and NGC 185. I. Their star formation histories

Jeff Kanipe and Dennis Webb: Annals of the Deep Sky, Volume 4 (ISBN-13: 978-1942675051)

M. Bettinelli, S. L. Hidalgo, S. Cassisi, A. Aparicio, G. Piotto: he star formation history of the Sextans dwarf spheroidal galaxy: a true fossil of the pre-reionization era

Hickson68 (NGC5350, NGC5353, NGC5354, NGC5355, NGC5358) – Paul Hickson interjú

Hickson68-LRGB-20170326-2144-sx-bin2-360s-TTK

A Hickson68 kompakt galaxiscsoport a Vadászebek csillagképben

2017-03-26, 2017-03-28 – Göd

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

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

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

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

Be kell valljam, hogy 2017. március 26-án kissé felkészületlenül álltam a hátsó udvaron sötétedés után. Több hónapja, hogy távcsövem téli álmát aludta. A tél azonban rég elmúlt, és fejem fölött már ott sötétlett a galaxisoktól hemzsegő tavaszi égbolt. Nem volt az a koromfekete és kristálytiszta, de kisvárosi éghez képest éppen megfelelő. Amúgy is régen rögzítettem felvételeket kerti magányomban az űr valamelyik távoli szegletéről. Ki tudja, mikor lesz a következő alkalom? Miközben a megszokott rutin keretében pólusra álltam, betanítottam a mechanikát, és meggyőződtem róla, hogy a műszer tényleg készen áll a fotózásra, azon töprengtem, hogy mi legyen a kiszemelt célpont. Egyáltalán nem volt semmilyen tervem. Nem készültem.

Pár nappal korábban olvastam egy cikket az arxiv.org-on, mely a galaxisok evolúciójának kérdésével foglalkozott, és amelyben Paul Hickson munkásságára is hivatkoztak. Sok amatőrcsillagász számára ismerős lehet Hickson katalógusa, kimondottan a mély-ég objektumok kedvelőinek. Hickson a Palomar Obszervatórium Égboltfelmérő Programban (Palomar Observatory Sky Survey) készült, vörös színszűrővel rögzített felvételeit fésülte át alaposan, és speciális kritériumok alapján 100 kompakt galaxiscsoportot azonosított. Célja a galaxisok felépítésének és dinamikus fejlődésének tanulmányozása volt, ezek a csoportok pedig kitűnő terepet szolgáltattak ehhez.

35 év telt el, hogy Hickson publikálta a kompakt galaxiscsoportok tulajdonságait taglaló munkáját (Systematic properties of compact groups of galaxies – Hickson, 1982). Ezt újabb felismerésekkel, és ahogy az lenni szokott, újabb kérdések feltevésével egészítette ki az évek során. De nemcsak saját maga, hanem más csillagászok is előszeretettel tanulmányozták ezeket a csoportosulásokat, illetve támaszkodtak eredményeire. Hickson talán máig az egyik legteljesebb és legjobban tanulmányozott mintát állította össze ebben a témában. Kijelenthető, hogy az ő munkásságának is jelentős szerep jutott abban, hogy a csillagászok ma már többet tudnak a galaxisokról, mint évtizedekkel korábban.

Ezekkel a gondolatokkal a fejemben elhatároztam, hogy a célpontom valamelyik Hickson kompakt galaxiscsoport lesz. Végül a Hickson68-ra esett a választásom. Éppen megfelelő pozícióban volt az égen, figyelembe véve a kertet szegélyző fákat, a szomszédok házait, és bizony a fényszennyezést is.

Az öt galaxist tömörítő Hickson68 kompakt galaxiscsoport a Vadász Ebek (Canes Ventaici) csillagkép területén, a Seginus (γ Boo), Alkaid (η UMa) és a Cor Caroli (α2 CVn) háromszög déli oldalának közelében található. Megtalálásukban nagy segítséget jelent a Seginus és a Cor Caroli között félúton lévő 6.5 magnitúdós HD121197 jelzésű csillag. (7.8 fokra a Seginus-tól). Amennyiben ezt sikerült azonosítani, máris az égbolt megfelelő szegletében járunk, ugyanis ez az a vöröses árnyalatú csillag az, ami a felvételemen is a legfényesebben tündököl.

Hickson68-map1

A Hickson68 elhelyezkedése az égen.

A világegyetem tágulásának köszönhetően a galaxisok távolodnak tőlünk, méghozzá annál nagyobb sebességgel, minél nagyobb a távolságuk. Ezt az összefüggést nevezik Hubble-törvénynek. A Doppler-effektus miatt, a távolodó égitest spektrumában a színképvonalak a sebességgel arányosan a vörös szín felé tolódnak. A vöröseltolódást megmérve tehát, kiszámítható a távolodás sebessége. Ebből pedig, az említett Hubble-törvényt felhasználva, következtetni lehet az adott galaxis távolságára. A Hickson68 galaxisainak vöröseltolódása alapján, azok 111-123 millió fényévre vannak tőlünk. Megjegyzem, hogy az egyéb, a vöröseltolódástól független távolságmeghatározási módszerekkel kapott értékek 90 és 120 millió fényév között szórnak. Ez elfogadható egyezésnek számít a csillagászatban. (Én a továbbiakban a csakis a vöröseltolódáson alapuló távolságokat fogom alapul venni.) A hangsúly nem is a pontos távolságon, sokkal inkább a közel azonos vöröseltolódáson van. Vagyis, az öt galaxis ténylegesen közel van egymáshoz, a Hickson68 mind az öt tagját gravitációs kapocs köti össze, és nemcsak véletlenül látszanak azonos irányban. Ilyen véletlenek márpedig előfordulnak. Csak két híres példát említenék: a Stephan-galaxisötös (Stephan’s Quintet), illetve a Seyfert-galaxishatos (Seyfert’s Sextet) egy-egy tagja csak látszólag az adott csoportosulás része. A valóságban hatalmas távolság választja el a többiektől. Továbbá, a Seyfert-galaxishatos hatodik objektuma nem is galaxis, sokkal inkább a galaxisok közötti kölcsönhatás eredményként létrejött úgynevezett árapálycsóva (tidal tail). A csillagászatban is előfordul, hogy nem mindez az, amink elsőre látszik. Azonban, a vöröseltolódásukat megmérve ezek az imposztorok leleplezhetők.

Hickson68-LRGB-20170326-2144-sx-bin2-360s-TTK-label

A Hickson68 mind az öt galaxisa szerepel az NGC katalógusban. A továbbiakban erre fogok hivatkozni.

A Hickson68 öt galaxisa közül az NGC5350 küllős spirál galaxis az egyik legközelebbi. Vöröseltolódása alapján távolsága 111 millió fényév. Bár látszólag csak 3.2 x 2.3 ívperces kis objektum az égen, de a távolság adatok tükrében, az átmérője a Tejútrendszer 100 ezer fényéves átmérőjével vetekszik.

A „kvintettnek”, az égbolton egymáshoz igen közel látszó két galaxisa az NGC5353 és az NGC5354. Mind a kettő úgynevezett lentikuláris galaxis. Ez a típus átmenetet képez a spirál és az elliptikus galaxisok között. A lentikuláris galaxisok alapvetően diszk alakúak akárcsak a spirál galaxisok. Nincsenek azonban spirálkarjaik, a korongban nem figyelhetők meg határozott struktúrák. Jellemző rájuk, hogy a központi dudor a galaxis korongjához képest viszonylag nagyméretű, és meghatározó a galaxis felépítése szempontjából.

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

Sersic_models

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

Használatos még, mivel nincs tökéletesen éles határ, ami elválasztaná az elliptikus és lentikuláris galaxisokat, az E/S0 morfológiai típus is. A Hickson68-ban lévő NGC5353 például néhány szerzőnél ilyen besorolású.

Az NGC5353 a fényesebb (ez vizuálisan is jól kiütközik) a kettőjük közül. Halvány kiterjedt halója, ami összeolvadni látszik a NGC5354 galaxiséval, inkább csak a fotókon bukkan elő. Szinte lehetetlen megmondani, hogy mekkora e két galaxis kiterjedése. Véleményem szerint, a legtöbb katalógusban e külső leplek nélküli méretek szerepelnek. Mindenesetre a SIMBAD adatbázisa az NGC5353-ra 3.6 x 1.7 ívperc, míg az NGC5354-re 2.9 x 2.4 ívperc értéket tüntet fel. De térjünk vissza az NGC5353 és az NGC5354 látszólag egymásba olvadó halvány külső részéhez. A vöröseltolódása alapján az NGC5353 111 millió fényévre, az NGC5354 123 millió fényévre van tőlünk. Amennyiben a csillagászok mérései pontosak, akkor a két galaxist nagyjából 12 millió fényév választja el egymástól. Ez összehasonlításként majdnem ötszöröse a Tejútrendszert és az Androméda-galaxist elválasztó távolságnak. Igazából az NGC5350 küllős spirál és az NGC5353 lentikuláris galaxisok nagyságrendekkel közelebb vannak egymáshoz. Ugyanakkor, egyelőre nincs igazán meggyőző bizonyíték arra nézve, hogy a galaxisok szoros kölcsönhatásban állnának egymással. Sem az NGC5350, sem az NGC5353, de még csak az NGC5354 esetében sem figyelhetők meg az interakcióban lévő galaxisokra jellemző vonások. Ilyen például a rotációs görbék két oldala közötti különbség, a csillagok mozgásában lévő „zavarok”. Vagy éppen a csillagok és az intersztelláris anyag eloszlásában mutatkozó eltérések, esetleges árapály csóvák, vagy az infravörös tartományban megfigyelhető sugárzási többlet. Eddig egyiket sem sikerült kimutatni az esetükben. A két lentikuláris galaxis halvány leplének összefonódása tehát perspektivikus hatás csupán. Ezek a csillagrendszerek azonban már önmagukban is érdekesek.

Az NGC5353 és NGC5354 számottevő aktivitást mutatnak a rádiótartományban, illetve az optikai spektrumuk is több kérdést vet fel. Mind a kettő a LINER (Low Ionization Nuclear Emission Region) galaxisok csoportjába tartozik. A LINER-ek a nevüket magjuknak színképe alapján kapták, amiben tipikusan gyengén ionizált atomok (egyszeresen ionizált oxigén, nitrogén, kén, stb.) keskeny vonalai figyelhetők meg, míg az erősen ionizált atomok (például kétszeresen ionizált oxigén) vonalai viszonylag gyengék. A LINER galaxisok közel sem olyan ritkák, mint az elsőre gondolnánk. A megfigyelések azt mutatják, hogy a környezetünkben (486 elemű, legalább 12.5 magnitúdós (BT) galaxismintát tekintve) minden ötödik-harmadik galaxis ilyen. Érdekes, hogy túlnyomórészt inkább elliptikus és lentikuláris galaxisok esetén figyelhető meg ez a jelenség, bár számottevő a spirál galaxisok mennyisége is. Az irreguláris galaxisok között viszont csak elvétve akad ilyen.

Máig vitatott, hogy pontosan miért látjuk ezeket az emissziós vonalakat a LINER galaxisok színképében. Már abban sincs egyetértés a csillagászok között, hogy egyáltalán miként jön létre maga a gerjesztés. Egyesek szerint az intersztelláris gázban terjedő lökéshullámok (shock waves), míg mások szerint a fotoionizáció (intenzív UV sugárzás) okozza azt. Nemcsak az ionizációs mechanizmus kérdésében oszlik meg a kutatók véleménye, de annak forrását illetőleg is.

A csillagászok egyik jelentős tábora szerint, e galaxisok esetében a centrumban tanyázó szupermasszív fekete lyukak a felelősek a gáz gyenge ionizációjáért. Szerintük a kis luminozitású aktív galaxismagok (Low-Luminosity Active Galactic Nuclei – LLAGN), ahová a kevésbé fényes magú Seyfert galaxisok, és a LINER-ek is tartoznak, illetve azok a galaxismagok, melyek színképe a LINER-ek és a HII régiók közt átmenetet mutat, csupán a nagyságrendekkel intenzívebben sugárzó Seyfert galaxisoknak és a kvazároknak a rokonai. Ezen utóbbiak magjában, a szupermasszív fekete lyuk felé áramló anyag akkréciós korongot formál, s miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog és felhevül. A folyamatban a mozgási energiájának egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Az akkréciós korong mindkét oldalán, a forgástengely mentén plazmából álló jet-ek jönnek létre. A jet a fekete lyukhoz közeli erős mágneses térben közel fénysebességre gyorsított, töltött szubatomikus részecskék fókuszált nyalábja. A relativisztikus sebességgel mozgó töltött részecskék a mágneses térben kifelé spirálozva felelősek az úgynevezett szinkrotronsugárzásért. A kis luminozitású aktív galaxismagok hasonlóan működnek e csillagászok vélekedése szerint, csak éppen kevésbé energikusak.  Míg például a kvazároknál a jet-ek hossza elérheti akár a millió fényéves nagyságrendet is, addig a kis luminozitású aktív galaxismagok esetében inkább csak fényéves méretekről lehet beszélni, de extrémebb esetekben is pár száz fényévről. Az eltérések az aktív galaxis magok, és a kis luminozitású aktív galaxismagok között a fekete lyukak tömegére, az anyagbefogás ütemére, az akkréciós korong fizikai paramétereire, illetve a fekete lyukat körbevevő galaktikus környezetre (por és gáz, azok hőmérséklete stb.) vezethetők vissza, hogy csak pár lehetséges okot említsek. Amennyiben tényleg rokoni szálak fűzik őket össze, akkor a LINER galaxisok alkotják az aktív magú galaxisok legnépesebb alosztályát, számuk messze lekörözi a nagyobb luminozitású Seyfert galaxisok és kvazárok számát.

agn_tipusok

Aktív galaxismag sematikus vázlata.

Black Hole – Fekete lyuk, Torus of Neutral Gas and Dust – Ionizálatlan gázok és por tórusza, Accretion Disk – Akkréciós korong, Radio Jet – Rádió Jet

A kétezres évek elején, több más kis luminozitású aktív magú, és „klasszikus” aktív magú galaxissal együtt az NGC5353-at és az NGC5354-et is vizsgálták a VLA (Very Large Array)  és a VLBA (Very Long Baseline Array) rádiótávcső rendszerekkel, hogy pontosabb képet kapjanak arról, hogy mi is történik azok centrumában. Sokuknál sikerült az ezred ívmásodperces felbontást is elérni (VLBA), ami azt jelenti, hogy szub-parszekes skálán (1 parszek körülbelül 3.26 fényév) tudták vizsgálni a galaxisok centrumából származó rádiósugárzást. Kiderült, hogy a két galaxis magja azokhoz a kis luminozitású aktív galaxismagokhoz tartozik, ahol mindössze alig néhány fényév hosszúságú, és görbült a jet. Tehát, nemcsak náluk, hanem más, a kiválasztott mintában szereplő galaxis magjánál is megfigyeltek hasonlót. A legtöbbjük pedig szintén LINER galaxis volt. Az is hozzátartozik az igazsághoz, hogy nem minden LINER esetében tudták ezt kimutatni. Ahol viszont igen, ott úgy tűnik, hogy a jet-ek nem jutnak messze a központi fekete lyuktól. Lehetséges, hogy egyik galaxis esetében sem eléggé kollimált a nyaláb. De az is elképzelhető, hogy a környező anyaggal való kölcsönhatásban egyszerűen csak hamar elveszíti energiájának tekintélyes részét. Ha ez utóbbi a helyes magyarázat, akkor a jet jelentős mennyiségű energiát ad le alig néhány fényéven belül, így lelassítja a gáz beáramlását az akkréciós korongba. Ez pedig kihat a fekete lyuk anyagbefogási ütemére is. Talán éppen ez az oka, hogy kisebb luminozitásuk ezek a magok a többi aktív galaxismaghoz képest. Csakhogy, sok LINER galaxisban aktív magnak semmi nyoma, így vannak, akik nem támogatják ezt a fentebb vázolt elképzelést, vagy kissé árnyaltabban vélekednek róla.

NGC5353-NGC5354-radio_core01-cut1

Balra: Az NGC5353 centrumának rádióképe. A görbült „megnyúlások” a feket lyuktól induló jet-ek, melyek alig pár fényévre jutnak csak el. Forrás: Nagar és mások

Jobbra: Az NGC5354 centrumának rádióképe. Itt is görbületet mutatnak a jet-ek, és hasonlóan rövidek, mint az előző esetben. Forrás: Filho és mások

Egyesek szerint a csillagkeletkezési régiók fiatal, masszív és egyben forró csillagai gerjesztik a gázt. Való igaz, hogy pár LINER galaxis esetében találtak erre utaló jeleket a közeli infravörös tartományban végzett spektroszkópiai vizsgálatok során. De a Spitzer űrtávcsővel is folytattak kampányt a csillagászok, melyben 33 LINER galaxist vetettek alá alapos spektroszkópiai vizsgálatnak a közép infravörös tartományban. Az átfogó minta elemzésével sikerült kapcsolatot kimutatni a fényes infravörös galaxisok (Luminous Infrared Galaxies – LIRGs) LINER emissziója és a csillagkeletkezési aktivitás között. Ezek olyan távoli galaxisok, amelyek főként a Világegyetem abban a korszakában léteztek, amikor a csillagkeletkezési ráta még jelentősen nagyobb volt a ma megfigyelhetőnél. A tömegével születő csillagokat egy ideig még körbevették azok a gázfelhők, amelyben keletkeztek. Az ezekben a felhőkben lévő por a csillagok fényének jelentős részét elnyelte, majd pedig visszasugározta infravörösben. Ezek az intenzív csillagkeletkezést produkáló galaxisok így nem is a látható fényben, hanem sokkal inkább infravörösben igazán fényesek. Innen származik a nevük is. Megjegyzem, hogy aktív galaxismag jelenlétét is detektálták pár esetben. Ellenben, ugyanezen vizsgálat eredményei szerint, a környező normál (nem csillagontó), az infravörösben kevésbé fényes galaxisok LINER emissziója nem a csillagkeletkezésre vezethető vissza. Nem utolsósorban az elliptikus és lentikuláris galaxisokban nem jellemző a masszív és éppen ezért forró fiatal csillagok jelenléte. Ugyanis, ezek csillagászati értelemben rövid ideig, tömegüktől függően mindössze néhány millió, néhány tízmillió évig élnek csak. Ezeknél a galaxisoknál pedig már sokkal régebben véget ért az aktív csillagkeletkezés korszaka.

Vannak olyan csillagászok, akik nem az aktív galaxismagban, vagy éppen az intenzív csillagkeletkezésben látják a megoldás kulcsát. Sőt, éppen ezek hiányával magyarázzák az egészet. Az 1 milliárd évnél öregebb, előrehaladott fejlődési állapotban lévő csillagok, az aszimptotikus óriás ág elhagyása után (post AGB phase) rövid ideig elég forrók ahhoz, hogy képesek legyenek gyengén ionizálni a környező csillagközi gázokat. Az emisszió megfigyelésére pedig azért nyílik egyáltalán lehetőségünk, mert sem az aktív mag, sem a fiatal forró csillagok keltette sugárzás nem ragyogja túl azt. Ez a magyarázat akár működőképes is lehet. Ehhez csak némi gázra és 1 milliárd évesnél öregebb csillagokra van szükség. Ez az elképzelés arra is választ adhat, hogy a LINER-ek miért főként öreg csillagok alkotta masszív galaxisok, amikben már igen kicsi a csillagkeletkezési aktivitás. Ugyanakkor azt se felejtsük el, hogy akadnak aktív magú LINER galaxisok is.

Nem könnyű eldönteni, hogy pontosan melyik teória a helyes, mert oly változatos morfológiájúak, annyira eltérő tulajdonságúak a LINER galaxisok. Könnyen lehet, és éppen e mellett teszik le a voksukat a legutóbb vázolt elmélet képviselői is, hogy az aktív magnak, a fiatal csillagok ionizációs hatásának, és a LINER tulajdonságnak a kérdését teljesen külön kell kezelni. Ez pedig jelentősen átrajzolhatja a galaxisokról alkotott képet, mivel évtizedek óta a LINER tulajdonságot az aktív mag indikátorának tekinti a kutatók jelentős része.

Míg az előző három galaxis a Tejútrendszerhez nagyjából hasonló méretű, addig a 113 millió fényévre lévő NGC5355 átmérője hozzávetőlegesen csak harmada, míg a 115 millió fényévre lévő NGC5358 átmérője valahol a fele és a harmada között van galaxisunkénak. Ezek ketten szintén lentikuláris galaxisok. Azonban, az NGC5358 esetében küllő szerkezet keresztezi a központi dudort, még ha ez így majdnem oldalnézetből nem is tűnik evidensnek elsőre. A galaxis centrumából kiinduló küllő nemcsak a spirál galaxisok „privilégiuma”, a lentikuláris galaxisok esetében is előfordul. Míg azonban az első típus esetében a küllők végéből spirálkarok indulnak ki, addig a lentikuláris galaxisoknak nincsenek karjaik. Az NGC5358 a küllős és küllő nélküli lentikulárisok közötti átmenet képviselője.

Nem tagadom, hogy a tavaszi égen szerényen megbúvó kis halmaz belopta magát a szívembe. Mondom ezt annak ellenére, hogy elég küzdelmes volt a halványabb részletek előcsalogatása, ami a Gödről készült felvételeken szinte alig vált el az égi háttértől. A kép feldolgozásának végén elmorfondíroztam azon, hogy talán 100 millió fényéven túl, valaki a hátsókertjében – ha létezik ott olyan – éppen a Lokális Halmazt vizsgálgatja. Milyen jól nézhet ki onnan tágabb otthonunk! A látványt bizonyára az Androméda-galaxis (M31, NGC 224), és a Tejútrendszer párosa uralja, amihez a Triangulum-galaxis (M33, NGC 598) asszisztál. Vajon nekik is vannak csillagképeik, és mi melyikben lehetünk? Már, ha szintén az optikai tartományban látnak, mint mi. Ha egyáltalán van ott valaki.

Paul Hickson interjú

Azon az estén azt is elhatároztam, hogy rövid interjút készítek Paul Hickson professzorral.

Paul Hickson

Paul Hickson – Fotó: Oscar Saa, CTIO

Először is köszönöm, hogy elfogadta a felkérést!

Miként kezdődött kapcsolata a csillagok világával? Mi volt az első meghatározó csillagászati élménye? Milyen hatások terelték a csillagászat felé?

P.H.: „Amióta csak az eszemet tudom, mindig is érdekelt a fizika és a matematika. Még kisgyermek voltam, mikor a szüleim megajándékoztak egy kis távcsővel. Teljesen lenyűgözött, hogy láthattam vele a Jupiter holdjait, és megfigyelhettem vele a mozgásukat. Később elhatároztam, hogy saját távcsövet készítek. Megtanultam tükröt csiszolni, és elsajátítottam annak módszerét, hogy miként ellenőrizhetem a készülőfélben lévő 8 hüvelykes parabola tükör optikai minőségét.

Az egyetemen fizikára specializálódtam, és csillagászati kurzusokat is felvettem. Szerencsésnek mondhatom magam, hogy később felvettek egy nagyon jó posztgraduális képzésre, ahol rengeteg mindent megtanultam. Az asztrofizikában is itt mélyedtem el igazán.”  

Tanulmányai befejeztével rögtön belevetette magát a galaxisok kutatásába, vagy előtte kipróbálta magát a csillagászat más területein?

P.H.: „A posztgraduális iskolában a doktori értekezésem kozmológiai témájú volt. A galaxishalmazok segítségével vizsgáltam a Világegyetem tágulási ütemének változását. Meglepetésemre az eredmények nem voltak összhangban azzal a várakozással, hogy a tágulás üteme lassul. Azok sokkal inkább támogatták a gyorsulva táguló Univerzum lehetőségét.”

A szerző megjegyzése: Ebben az időben a kozmológiai modellek a világegyetem tágulásának lassulását jósolták. S mint az látható, voltak már jelek a gyorsulva tágulás lehetősége mellett, de a Nobel-díjat érő bizonyosságig 1998-ig kellett várni.

„Mindeközben sok érdekes dolgot megtanultam Doug Richstone és Ed Turner kollégáimtól a sűrű galaxiscsoportok dinamikai problémájával kapcsolatban. Ez keltette fel érdeklődésemet a kis galaxiscsoportok iránt, ekkor vágtam bele tulajdonságaik vizsgálatába.”

Miért érdekesek a kompakt galaxiscsoportok? Mitől különlegesek? Milyen szerepet játszanak a galaxisok evolúciójában? 

P.H.: „Richstone és Turner rájöttek, hogy a galaxisok kompakt csoportjai instabilak. Mivel ezekben a csillagrendszerek igen sűrűn helyezkednek el, így a köztük fellépő erős gravitációs interakciók letépik a galaxisokat körbevevő sötét anyagot. Nagy, egybe függő tengere jön létre a sötét anyagnak. A galaxisok a pályájukon mozogva energiát veszítenek miközben keresztülvágnak ezen, és így viszonylag gyorsan a csoport centruma felé spiráloznak, ahol összeolvadnak. Az ilyen egyesülés a spirál galaxisokat elliptikus galaxisokká alakítja át. Ez az egész felvázolt folyamat a kompakt csoportokban sokkal gyorsabban játszódik le, mint bármely más galaxisok alkotta rendszerben.”

Korábban már mások is készítettek katalógusokat kompakt galaxiscsoportokról, vagy éppen a kölcsönható galaxisokról. Csak, hogy néhányat említsek: Interacting Galaxies (Vorontsov-Velyaminov 1959, 1975), Atlas of Peculiar Galaxies (Arp 1966), Shakhbazian többek közreműködésével 376 új kompakt galaxiscsoportot katalogizált a hetvenes években, és így tovább. Mi késztette arra, hogy ön is összeállítsa a saját katalógusát? Mik voltak azok a kritériumok, amik alapján kiválasztotta a kompakt csoportokat? Miért éppen azokra a kritériumokra esett a választása?

P.H.: „Való igaz, hogy már más gyűjtemények, katalógusok is megjelentek korábban a kompakt galaxiscsoportokkal kapcsolatban. Néhány ezekben szereplő csoport kimondottan híres volt, és olyan galaxisokat is tartalmazott, melyek vöröseltolódása eltért. Azonban, mivel a minták nem voltak homogének, így igazából nehéz volt belőlük bármilyen statisztikai következtetést levonni. Olyan csoportok, mint például a Stephan-galaxisötöse (Stephan’s Quintet) szokatlan természetük miatt szerepeltek a katalógusokban.”

A szerző megjegyzése: A Stephan-galaxisötös (Stephan’s Quintet), illetve a Seyfert-galaxishatos (Seyfert’s Sextet) egy-egy tagja csak látszólag az adott csoportosulás része. A valóságban hatalmas távolság választja el a többiektől. Továbbá, a Seyfert-galaxishatos hatodik objektuma nem is galaxis, sokkal inkább a galaxisok közötti kölcsönhatás eredményként létrejött úgynevezett árapálycsóva (tidal tail). A csillagászatban is előfordul, hogy nem mindez az, amink elsőre látszik. Azonban, a vöröseltolódásukat megmérve ezek az imposztorok leleplezhetők.

„Rájöttem, hogy megfelelő kiválasztási kritériumok kellenek ahhoz, hogy egy katalógus statisztikailag is hasznos legyen. A kritériumokat végül úgy választottam meg, hogy olyan rendszerekre illeszkedjenek, amelyek hasonlatosak a klasszikus kompakt csoportokhoz, mint amilyen például a Stephan-galaxisötös (Stephan’s Quintet), a Seyfert-galaxishatos (Seyfert’s Sextet), és a VV172. Az így kapott katalógus végül tényleg hasznosnak bizonyult. Különösen azért gondolom ezt, mert sok-sok későbbi kutatás célpontjává váltak ezek a csoportok, illetve azok galaxisai. A csillagászok az optikai, infravörös, rádió és röntgen hullámhosszakon is alaposan tanulmányozták őket. Ennek köszönhetően ma más sokkal jobban értjük a kompakt galaxiscsoportok fejlődését, és helyüket a galaxishalmazok általános hierarchiájában.”

Mit érdemes tudni az illusztrációként szolgáló Hickson 68-ról? Van-e valami különlegessége ennek a galaxiscsoportnak a többiekhez képest?

P.H.: „Szép fénykép!”

Köszönöm!

P.H.: „Ez a csoport szokatlan, ugyanis két fényes korai típusú (elliptikus, lentikuláris – S0) galaxis is található benne. Ezekben a csillagrendszerekben már legalább 1 milliárd éve leállt a csillagképződés, így öreg csillagokból állnak. Ezekhez hasonlókat rendszerint a nagy galaxishalmazok centrumában figyelhetünk meg, így jelenlétük egy ilyen kompakt csoportban mindenképpen figyelemfelkeltő. A valószínű magyarázat, hogy ezek valaha gázban gazdag spirál galaxisok lehettek. Azonban, a múltban lezajlott ütközések felmelegíthették a gázt annyira, hogy az kiszabaduljon a galaxisból. Illetve a másik lehetőség, hogy a szintén az ütközésnek köszönhető heves csillagkeletkezés emésztette fel gázkészleteiket.”

Tudomásom szerint ön a csillagászati műszerek területén is elismert szakember. Igazi különlegességnek számítanak a folyékony tükrű távcsövek (Liquid-Mirror Telescopes). Kérem meséljen ezek felhasználási területéről, és tapasztalatairól.

P.H.: „A földfelszíni csillagvizsgálókba és űrbeli felhasználásra tervezett folyékony tükrű teleszkópok (LMT-k) optikai felületét, a kellőképpen sima parabolikus tál tetején lévő vékony higanyréteg képzi. Jellemzően a higany vastagsága mindössze néhány milliméter. A tálat általában üvegszálból, grafitból vagy kevlárból és epoxiból készítik, és nagyon pontos ütemben forgatják a függőleges tengelye körül. A gravitációs és a centrifugális erők kombinációjának köszönhetően, a higany felülete kitűnő optikai minőségű paraboloid alakot vesz fel. Ez a technológia lehetővé teszi, hogy viszonylag alacsony költséggel építhessünk olyan nagy teljesítményű távcsöveket, amelyek mindig csak a zenitbe tekintenek. E távcsövek nagyszerűen alkalmazhatók olyan felmérésekben (surveys), ahol nem szükséges egy adott objektumokra ráállni és követni a műszerrel. A NASA közel egy évtizede működteti 3 méteres folyékony tükrű távcsövét, megfigyelve vele az űrszemetet. Egy 4 méteres folyékony tükrű csillagászati teleszkóp pedig hamarosan működésbe lép az indiai Himalájában, az International Liquid-Mirror Telescope projekt keretében. Immáron több éve annak is, hogy saját kutatócsoportom Vancouver közelében megépített egy ilyen 6 méteres példányt, melyet azóta is használunk. A Nagy Zenit Távcső (Large Zenith Telescope) ötlete a lézeres adaptív optika és a Föld mezoszferikus nátriumrétegének tanulmányozásának céljából született meg.”

A Thirty Meter Telescope már nemcsak egy álom csupán, hanem a megvalósulás útjára is lépett. Milyen potenciál van ebben a távcsőben? Milyen fontos tudományos áttörések elé nézünk ennek a műszernek köszönhetően?

P.H.: Nos, a nagy földi optikai és infravörös teleszkópok következő generációja, mint például a Giant Magellan Telescope (GMT), a Thirty Meter Telescope (TMT) és az európai Extremely Large Telescope (ELT), a közeli bolygórendszerektől kezdve egészen a legtávolabbi galaxisokig tanulmányozni fogja az Univerzumot. Szinte nem is lehet megnevezni egyetlen célt, mert annyi tudományos program kapcsolódik majd ezekhez. Átfogó információk tekintetében, érdemes azonban felkeresni ezen távcsövek weboldalait.

Egyetlen dolgot azonban ki tudnék emelni. Ezek az új távcsövek teljes mértékben az adaptív optikára támaszkodnak. Ez a technológia lehetővé teszi, hogy soha nem látott képminőséget érjenek el. Olyat, mely élességben túlszárnyalja még a jelenlegi űrtávcsöveket is. De az adaptív optika nagy lökést ad a távcsövek érzékenységének is, az adott műszer átmérőjének negyedik hatványával arányosan. Biztosra veszem, hogy számos tudományos áttörés várható, miután ezen óriások hadrendbe állnak.”

Mik a tudományos tervei a jövőre nézve?

P.H.: „Diákjaimmal és kollégáimmal folytatni szeretném a távcsövekhez, csillagászati műszerekhez és az adaptív optikákhoz kapcsolódó projekteket.”

Nekem a csillagászat a hobbim, önnek a munkája. De tudtommal, önnek is van egy különleges szenvedélye: a repülés. Hogyan kezdődött? Miként hódol a repülésnek?

P.H.: „Igen, körülbelül 30 éve vagyok pilóta. A repülést egy motoros Cessna repülőgéppel, valamint Piper Cub-bal kezdtem. Később vezettem Citabria-t és több otthon épített repülőgépet is. Jelenleg egy Zlin 142C Aerobatic Trainer-rel és egy kétmotoros Beach Baron-nal repülök. Kanada nyugati partja gyönyörű terület. A vizek felett és a hegyek között szállni igazi élvezetet nyújt. A repülés szabadságot ad.”

Köszönöm az interjút, és további sok sikert kívánok az életben!

 

Felhasznált irodalom:

P. Hickson: Systematic properties of compact groups of galaxies

P. Hickson: Compact groups of galaxies

Luis C. Ho, Alexei V. Filippenko, and Wallace L. W. Sargent: A Search for “Dwarf” Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies

M. E. Filho, F. Fraternali, S. Markoff, N. M. Nagar, P. D. Barthel, L. C. Ho, F. Yuan: Further Clues to the Nature of Composite LINER/HII Galaxies

Neil M. Nagar, Heino Falcke, Andrew S. Wilson: Radio Sources in Low-Luminosity Active Galactic Nuclei.IV. Radio Luminosity Function, Importance of Jet Power, and Radio Properties of the Complete Palomar Sample

S. Torres-Flores, C. Mendes de Oliveira, P. Amram, H. Plana, B. Epinat, C. Carignan, C. Balkowski: Kinematics of galaxies in Compact Groups. Studying the B-band Tully-Fisher relation

E. Sturm, D. Rupke, A. Contursi, D.-C. Kim, D. Lutz, H. Netzer, S. Veilleux, R. Genzel, M. Lehnert, L.J. Tacconi, D. Maoz, J. Mazzarella, S. Lord, D. Sanders, A. Sternberg: Mid-Infrared Diagnostics of LINERs

Robert L. da Silva, J. Xavier Prochaska, David Rosario, Jason Tumlinson, Todd M. Tripp: Shining Light on Merging Galaxies I: The Ongoing Merger of a Quasar with a „Green Valley” Galaxy

R. Singh, G. van de Ven, K. Jahnke, M. Lyubenova, J. Falcón-Barroso, J. Alves, R. Cid Fernandes, L. Galbany, R. García-Benito, B. Husemann, R. C. Kennicutt, R. A. Marino, I. Márquez, J. Masegosa, D. Mast, A. Pasquali, S. F. Sánchez, J. Walcher, V. Wild, L. Wisotzki, B. Ziegler, the CALIFA collaboration: The nature of LINER galaxies: Ubiquitous hot old stars and rare accreting black holes

L.H.S. Kadowaki, E.M. de Gouveia Dal Pino, Chandra B. Singh: The role of fast magnetic reconnection on the radio and gamma-ray emission from the nuclear regions of microquasars and low luminosity AGNs

H. B. Ann, Mira Seo, and D. K. Ha: A catalog of visually classified galaxies in the local (z ~ 0.01) universe

P. Marziani, M. D’Onofrio, D. Bettoni, B. M. Poggianti, A. Moretti, G. Fasano, J. Fritz, A. Cava, J. Varela, A. Omizzolo: Emission Line Galaxies and Active Galactic Nuclei in WINGS clusters

Mark Bratton: The Complete Guide to the Herschel Objects: Sir William Herschel’s Star Clusters, Nebulae and Galaxies (ISBN-13: 978-0521768924)

Adatok: NED és SIMBAD adatbázisok

NGC1808

NGC1808-LRGB-20140424-TTK

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

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

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

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

Columba_Petrus_Plancius

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

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

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

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

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

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

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

A Seyfert galaxisok magjában egy szupermasszív központi fekete lyuk található, melynek tömege a pár milliótól több milliárd naptömegig terjedhet. Ezek a fekete lyukak próbálják elfogyasztani a környezetükben található anyagot. Az étekként szolgáló anyag akkréciós korongot formál, melyet kívülről sűrűbb lassabban keringő gázfelhők vesznek körül. Az akkréciós korong anyaga miközben befelé örvénylik, egyre gyorsabban mozog, és felhevül. A mozgási energiájának pedig egy jelentős része elektromágneses sugárzássá alakul. Továbbá a mozgási energia egy része biztosítja a töltött részecskék relativisztikus (közel fénysebességre) történő gyorsítását. Az akkréciós korongra merőleges, a forgástengellyel párhuzamosan plazmából álló jet-ek jönnek létre, melyben az említett részecskék kifelé haladva spiráloznak, miközben szinkrotonsugárzást bocsájtanak ki.

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

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

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

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

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

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

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

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

NGC1808-20140421-TTK

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

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

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

PGC16801-PGC16804-B

Alul a PGC16801 a különös ívvel, felül a PGC16804

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

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

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