Arp 271 (NGC5426 és NGC5427)

Arp271-NGC5426-NGC5427-LRGB-20180604-T30-300s-TTK

ARP 271, vagyis az NGC5426 (a képen balra) és az NGC5427 (a képen jobbra)

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

A felvételek 2018-06-04 és 2018-06-11 között készültek – Siding Spring Observatory – 25 x 300 sec L, 10 x 300 sec R,G,B

(Kép orientációja: észak jobbra, kelet felül)

Szemezgetve a különböző csillagászati katalógusokból és felmérésekből, amatőrcsillagászként már sok évvel ezelőtt összeállítottam a saját kölcsönható galaxisokkal kapcsolatos észlelési listámat. Az egyik ilyen katalógus, Halton Arp nevéhez köthető. Arp 1966-ban megjelent Atlas of Peculiar Galaxies publikációja 338 olyan felvételt tartalmazott, melyeken a galaxisok alakja elért a szokványostól. Mindegyik valamiféle rendellenességet, különös sajátosságot mutatott. Arp célja nem volt más, mint a galaxisok fejlődésének megértése. Ugyan magyarázatai a galaxisok fejlődésével kapcsolatban mára már meghaladottá váltak, munkássága mégis rávilágított a csillagrendszerek közötti interakciók fontos szerepére.

Ma úgy gondolják a kutatók, hogy a nagyobb galaxisok mind ütközések, és összeolvadások révén jöttek létre. Igen, még a Tejútrendszer is. A „galaktikus kannibalizmus” már a kezdetektől fogva fontos szerepet játszott a csillagrendszerek fejlődésében. Noha ezek a kölcsönhatások, összeolvadások emberi időskálán nézve mérhetetlen hosszú ideig zajlanak, a csillagászok abban a szerencsés helyzetben vannak, hogy népes számú mintán keresztül tanulmányozhatják a Világegyetemet. Éppen ezért is fontos a kölcsönható rendszerek megfigyelése. Azt se felejtsük el, hogy a fény véges terjedési sebessége miatt, minél távolabb tekintünk a Világegyetemben, annak annál korábbi állapotát tanulmányozhatjuk. Így a kutatóknak lehetősége van arra, hogy feltérképezzék azon események lehetséges láncolatát, mely elvezett egészen a környezetünkben manapság megfigyelhető „modern” csillagrendszerekig.

A galaxisok közötti gravitációs kölcsönhatások igen viharos események. A másik csillagrendszer keltette árapály erők akár teljesen el is torzítják 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. Egy új felfokozott csillaggenezis gyakorta két galaxis gravitációs interakciójának vagy éppen összeolvadásának következménye. Ne feledjük, hogy a csillagok között óriási távolságok vannak. Nagyon kicsi annak az esélye, hogy két galaxis összeolvadásakor összeütközzenek. Az intersztelláris anyag esetében már más a helyzet. Azok ütközése a már fentebb említett lökéshullámok kialakulásához vezet. Már amennyiben a galaxisoknak már eleve jelentős gázkészlete volt. Hogy mi a történet folytatása? A spirál galaxisok összeolvadása a mai elképzelések szerint terméketlen elliptikus, vagy éppen lentikuláris galaxisok kialakulásához vezet. Ezekben a csillagkeletkezés szinte teljesen leáll. Az ütközések felmelegíthetik annyira a gázt, hogy az kiszabaduljon a galaxisból, vagy éppen megakadályozza azok összetömörülését (a csillagok keletkezéséhez hideg és kellően sűrű molekuláris gázfelhőkre van szükség). Illetve, a másik lehetőség, hogy szintén az ütközésnek köszönhető heves csillagkeletkezésben egyszerűen felemésztik a gázkészleteiket.

A fotómon látható NGC5426 és NGC5427 párosa Arp 271 néven is ismert. Az égen a Szűz csillagkép irányába látszódnak, így hazánkból a megfigyelésükre a tavaszi időszak a legkedvezőbb. Az NGC5426 látszólagos mérete 3.0ʹ, míg az NGC5427 2.3ʹ. Megjegyzem, hogy ezen értékek meghatározása nem is olyan egyszerű, mivel a két galaxis átfedi egymást.

Arp271-map1

Az Arp 271 a Szűz csillagképben. A páros helyét a négyzet jelöli. A térkép delelés környékén (amikor a legmagasabbra emelkedik a horizont fölé) mutatja az ég állapotát Gödről nézve. A megfigyeléshez tehát nem szükséges távcsövet bérelni Ausztráliában. Bár kétségtelen, hogy ott a delelés sokkal magasabban következik be, így kedvezőbbek a feltételek az Arp 271 megfigyeléséhez/fotózásához.

Vajon tényleg két kölcsönható galaxisról van szó, vagy ez csupán illúzió? Ahhoz, hogy bizonyosak legyünk abban, hogy a galaxisok nem csupán egy irányba látszanak, érdemes tudni a távolságukat. Sajnálatos módon ez máig is csak meglehetősen pontatlanul ismert. A csillagászok az évtizedek folyamán több különböző módszerrel is próbálták.

Az egyik ilyen módszer az úgynevezett Tully-Fisher reláción alapul. A Tully-Fisher reláció (elliptikus galaxisok esetén nem használható, csak spirális és lentikuláris galaxisoknál) egy tapasztalati összefüggés a galaxisok tömege vagy luminozitása és emissziós vonalainak szélessége, vagyis a galaxison belüli szögsebességek között. A részletekbe való elmerülést mellőzve, arról van szó, hogy a galaxison belüli sebességekből következtetni lehet a galaxis luminozitására, és ebből pedig a távolságára. 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.

A Tully-Fisher reláción alapuló mérések 110 és 135 millió fényév közötti értékek között szórnak.

A világegyetem tágulásának köszönhetően a galaxisok színképében megfigyelhető vöröseltolódás nagysága azok távolságával arányos. Ezt az összefüggést nevezik Hubble-törvénynek. Az ember elsőre a vöröseltolódást, mint a távolodás sebességét értelmezi. A Doppler-effektusból kiindulva, szokás a vöröseltolódás mértékéül azt a sebességet megadni, amivel a galaxis távolodik tőlünk. Gyakran mondják, hogy a galaxisok távolodnak tőlünk, méghozzá látszólag annál nagyobb sebességgel, minél nagyobb a távolságuk. Ugyanezt érzékelnénk, egy másik tetszőleges galaxisból szemlélve az eseményeket. A távoli csillagrendszerek vöröseltolódása valójában nem a Doppler-effektushoz köthető, vagyis nem a megfigyelőtől távolodó galaxis mozgása okozza. Arról van szó, hogy az egész tér tágulása miatt a fény hullámhossza „megnyúlik” azon az úton, míg az adott galaxistól hozzánk elér. Minél távolabb van tőlünk az objektum, annál hosszabb utat tesz meg az onnan érkező elektromágneses sugárzás, így az égitest spektrumában a színképvonalak a távolsággal arányosan egyre jobban a vörös szín felé tolódnak. A vöröseltolódást megmérve kiszámítható tehát a távolság.

A NED adatbázisban szereplő vöröseltolódási értékeket és a Hubble-törvényt felhasználva az jön ki, hogy nagyjából 136-138 millió évet utazott a fény, míg az Ausztráliában lévő távcső detektoráig elért. A két galaxis vöröseltolódásában mutatkozó különbség alapján az NGC5426 van az előtérben, míg az NGC5427 a távolabbi. Szintén ebből a különbségből adódik az, hogy a kettőjük távolsága 2 millió fényév körül lehet. (Összehasonlításképpen a Tejútrendszer és az Androméda-galaxis távolsága 2.54 ± 0.11 millió fényév). Ha viszont hozzátesszük azt is, hogy a különböző katalógusokban a távolságadatok 6 millió fényéves bizonytalanságot mutatnak, akkor pusztán a szeparációjuk alapján már nem is tekinthető annyira egyértelműnek, hogy kölcsönhatásban állnak. Összefoglalva: pusztán a pillanatnyilag rendelkezésünkre álló távolságadatokra támaszkodva nem lehetünk biztosak a dologban.

Az NGC5427-re majdnem merőlegesen látunk rá, míg az NGC5426-ra srégen (az inklinációja 59). Orientációjuk olyan, hogy az NGC5426 nyugati (alsó) karja van hozzánk közelebb, míg az NGC5427 délkeleti (bal felső) oldala. Első ránézésre a spirál galaxisok korongjai nem mutatnak semmiféle kölcsönhatásra utaló jelet. Pontosabban, mintha nem mutatna torzulást. Azonban alaposan megnézve az NGC5426 nyugati (alsó) karját, olybá tűnik, mintha ezen keresztül összeköttetésben állna a másik galaxissal. Gyakori, hogy kölcsönható galaxisok között ehhez hasonló porból, gázból és csillagokból álló összeköttetés figyelhető meg. A gravitációs erők játéka által formált, a szakirodalomban hidaknak (bridge like structure) nevezett képződményeken keresztül gáz „pumpálódik át” a galaxisok között. Az átáramló gázfelhők más felhőkkel ütközve összenyomódnak. Ez pedig, nagyban hozzájárul a csillagkeletkezési ráta megugrásához.

Az éppen folyamatban lévő csillagkeletkezés indikátorai a forró, és ezért kékes színű masszív csillagok tömeges jelenléte. Egy spirál galaxis csillagpopulációját 70%-ban az úgynevezett M típusú, Napunknál is kisebb tömegű, halvány vörös törpe csillagok alkotják (ez az arány 90% az elliptikus galaxisoknál). Azonban hiába nagyobb a kis tömegű sárgás-vöröses halvány csillagok aránya, heves csillagkeletkezés esetén oly iramban keletkeznek csillagok ezeken a területeken, hogy igen magas lesz a nagy tömegű csillagok száma is. Ezek pedig a kisebb testvéreiket fényükkel könnyűszerrel túlragyogják. Így végső soron, nekik köszönhetően világítanak a fiatal csillagok halmazai kékes fényfüzérekként a galaxisban. A masszív csillagok azonban tömegüktől függően mindössze néhány millió, vagy néhány tízmillió évig léteznek. (A kisebb tömegű csillagok hosszabb ideig élnek.) Létezésük tehát annak bizonyítéka, hogy legalább az említett időintervallumokon belül intenzív csillagkeletkezés folyt az adott területen. Hasonlóan a fiatal masszív csillagok által ionizált gázfelhők, vagyis a HII régiók vöröses-rózsaszínes pamacsai is az „éppen zajló” csillagkeletkezés jelei. Nagy távolságok esetén, ahol már távcsövünk felbontása kevés, ezek fénye már gyakorta elvész a kék behemótok ragyogásában.

Bár jellemzően a spirál galaxisok karjaiban gyakoriak a csillagkeletkezési régiók, de itt szemmel láthatóan a galaxisok közötti interakció hatására robbanásszerűen megugrott a csillagok gyártása (starburst) a különböző területeken. Az NGC5426 esetében a hatalmas HII régiói különösen csomósak és gyakoribbak is a társához közelebbi oldalon. Inkább a nyugati oldala (alsó fele) bővelkedik ezekben. Míg a keleti, délkeleti oldalán gyakorlatilag nincsenek meghatározó HII területek. Hasonlóan az NGC5427-nek sincs szégyenkezni valója. Ebben a csillagrendszerben inkább az északkeleti része pöttyözött csillagkeletkezési területekkel. Az egyik monumentális régió azonban e csillagrendszer nyugati (alul) karjának vége felé helyezkedik el. Ez a kar egyébként is meglepően egyenes. Mintha árapály erők „roppantották” volna meg, tépték volna ketté a kart. Egyáltalán nem követi a „szokásos” (logaritmikus) spirális mintázatot. Érdekes, hogy a keleti karban (a karokat az indulási oldaluk alapján nevezik el) ott ér véget az intenzív csillagkeletkezés, ahol az egyenes szakasz kezdődik, majd ezt zárja le az előbb említett masszív HII „pamacs”. De nemcsak a spirálkarokban, hanem az előbb említett hidakban is megfigyelhetők a csillagkeletkezés jegyei.

Arp271-Ha-Fuentes-Carrera_et-al

Az a) ábrán a B szűrős felvétel látható az Arp 271-ről (The Carnegie Atlas of Galaxies. Volume II” – Sandage & Bedke 1994. A b) ábrán az Arp 271 monokromatikus Hα felvétele (levonva belőle a kontinuum). A HII régiókat ez a technika jól kiemeli. Még szembetűnőbb az NGC5426-ról és az NGC5427-ről leírtak. A nyíl az NGC5427 keleti karjának egyenes szakaszát mutatja. A pontozott vonal pedig azt mutatja, hogy milyennek kellene lennie egy „klasszikus” spirálkarnak. Az I. és II. régiók a hidak gázaihoz köthetők. Kép forrása: Fuentes-Carrera és mások

Hogy átfogóbb képet alkossanak a csillagászok a két galaxis egymásra gyakorolt hatásáról, spektroszkópiát alkalmazva megfigyelték az egyes galaxisokon belüli mozgásokat (Fuentes-Carrera és mások, 2003). Arra voltak kíváncsiak, hogy miként, és mennyire szabályosan rotálnak a csillagok és gázfelhők az galaxisok centrumai körül. Vajon ebben és/vagy a radiális (látóirányú) sebességekben mutatkozik-e valamiféle szabálytalanság?

A radiális sebességeket tekintve az NGC5426 mindössze igen kis dísztorziót mutat. Az NGC5427 esetében azonban a „kiegyenesített” kar radiális (látóirányú) sebessége már eltérést mutat a másik kar és ennek a karnak a többi szakaszához képest. A HII régiókhoz köthető radiális sebességek szépen kirajzolják a két galaxis közötti összeköttetést, vagyis a hidat. A legtöbb itt elhelyezkedő gázfelhő radiális sebessége inkább az NGC5426-ben megfigyelthez esik közelebb, így ezek valószínűleg ehhez a galaxishoz tartoznak. Csak a híd északkeleti részének radiális sebessége esik közel a másik galaxiséban megfigyelthez. Így, talán ez a rész az NGC5427 spirálkarjához tartozik.

A rotációs görbék tanulmányozása is érdekes eredményre vezetett. A hídnak azon a részén, ami a radiális sebességek alapján az NGC5426-hoz tartozik, több csillagkeletkezési terület (pontosabban HII régió) rotációs sebessége jól láthatóan alatta marad a galaxis átlagos rotációs sebességének. Kivételt ez alól csak az NGC5426-hoz közel esők képeznek. Ezek nem is igazán a híd részei, sokkal inkább a korongé. Az NGC5427 rotációs görbéje kevesebb anomáliát mutat. A legfigyelemreméltóbb az a hirtelen rotációs sebességcsökkenés az egyenes kar nyugati végén, melyet az utolsó előtti és a hatalmas csillagkeletkezési régió között figyeltek meg.

Az előzőekben a csillagkeletkezési régiókról volt szó. Ami még igazán különössé teszi a dolgot, hogy csakis a híd csillagait tekintve, azok egyik galaxis struktúrájához sem igazán illeszkednek. Nem követik azokat.  Orientációját tekintve, a híd szinte merőleges az NGC 5427 déli karján lévő lineáris szegmensre, és a csillagok mozgása nem azt tükrözi, hogy azok az NGC 5426 nyugati karjának részét képeznénk. Nem egyedi esetről van szó. Hasonlót megfigyeltek már az Arp 96 és az M100 esetében is. A különbség a csillagok és a gázok mozgása között elképzelhető, hogy nem gravitációs eredetű. Lehet ennek oka például a galaxist körbevevő forró gázok okozta torlónyomás (ram pressure). Vagy éppen a heves csillagkeletkezés okozta kiáramlások, illetve a jelen lévő mágneses mező. Ugyanakkor az sem zárható ki, hogy ez mégiscsak a spirális szerkezet azon része, amit a kölcsönhatás kitérített a galaxis síkjából.

Később az Arp 271-et a 4.2 méteres William Herschel távcsővel (Observatorio del Roque de los Muchachos, La Palma) is vizsgálták (Hernandez és mások, 2007). A GHαFaS Fabry-Perot interferométer spektrométerrel nyert adatokból a csillagászok megállapították (Font és mások, 2011), hogy az NGC5427 korongja mögött gázfelhők áramlanak be a galaxisba. Eredetét tekintve ez az NGC5427 közelsége miatt szakadt ki NGC5426-ból.

Több jel is utal arra, hogy a két galaxis a kölcsönhatás kezdeti fázisában áll egymással.

A kinematikai vizsgálatok alapján a csillagászok azt is megpróbálták meghatározni, hogy miként helyezkedik el a két galaxis az űrben, hogyan mozognak egymáshoz képest, és mi fog velük történni az elkövetkező néhány millió évben (Fuentes-Carrera és mások, 2003). Ami biztos, hogy az NGC5427 parabolikus mozgást hajt végre az NGC5426-hoz képest, és a másik galaxis mögül az előtérbe fog majd kerülni. Képzeljünk egy hihetetlenül hosszú életű lakót az NGC5427 valamelyik csillagjának bolygóján. Ő azt tapasztalná, hogy a közeledés során az NGC5426 korongja szinte tökéletesen merőlegesen állna a saját galaxisának síkjára. És éppen a két galaxis merőlegessége miatt nem látunk az NGC5427-ből kiinduló árapálycsóvát vagy hidat. Ahogyan, ezt az elméleti megfontolások és a szimulációk is alátámasztják. Mindazonáltal, a kölcsönhatás mégis kiváltja a heves csillagkeletkezést benne. Továbbá, a NGC5426-ból kiinduló hidat is a galaxisok térbeli orientációja miatt látjuk halványabbnak. Ugyanis, a galaxis nagy dőlésszöge (inklinációja) miatt a por eltakarja sugárzásának jelentős részét. Ez is annak a bizonyítéka, hogy az NGC5426 van a kettőjük közül közelebb hozzánk.

Tényleg bekövetkezik majd az ütközés és azt követően az összeolvadás? Vagy mindössze egy gyengébb gravitációs interakció után eltáncol egymás mellet a két galaxis? Erre jelenleg nem tudjuk a választ. Én bizonyára nem élem meg a végkifejletet, de bármi is legyen a két galaxis sorsa, afelől semmi kétségem, hogy ez a galaktikus duó nemcsak érdekes, de egyben szemet gyönyörködtető is. Mindenkinek csak ajánlani tudom, hogy tegyen próbát vele. Távcsőre fel!

Arp271-moving-Fuentes-Carrera_et-al

Az NGC5426 és NGC5427 lehetséges találkozója az elkövetkező millió években. Az NGC5426-ot mozdulatlannak tekintve szaggatott nyíl mutatja az NGC5427 mozgását hozzá képest. A kis nyilak a galaxisok rotációjának irányát mutatják. Az ábrán a korongok 3D-s orientációja is jól látható. (A vastagon satírozott réssel érzékeltette a szerző, hogy melyek a hozzánk közelebb eső peremek). Ábra forrása: Fuentes-Carrera és mások

Felhasznált irodalom:

I. Fuentes-Carrera, M. Rosado, P. Amram, D. Dultzin-Hacyan, I. Cruz-Gonzalez, H. Salo, E. Laurikainen, A. Bernal, P. Ambrocio-Cruz, E. Le Coarer: The isolated interacting galaxy pair NGC 5426/27 (Arp 271)

Beverly J. Smith, Curtis Struck, Mark Hancock, Philip N. Appleton, Vassilis Charmandaris, William T. Reach: The Spitzer Spirals, Bridges, and Tails Interacting Galaxy Survey: Interaction-Induced Star Formation in the Mid-Infrared

Joan Font, John E. Beckman, Margarita Rosado, Benoît Epinat, Kambiz Fath, Olivier Hernandez, Claude Carignan, Leonel Gutiérrez, Monica Relaño, Javier Blasco-Herrera

Beverly J. Smith, Javier Zaragoza-Cardiel, Curtis Struck, Susan Olmsted, and Keith Jones: A Comparative Study of Knots of Star Formation in Interacting vs. Spiral Galaxies

Michael König (szerző), Stefan Binnewies (szerző), Phillip Helbig (fordító): The Cambridge Photographic Atlas of Galaxies (ISBN 978-1-10718-948-5)

Manuel Brea-Carreras, Michael Thiel, Markus Pössel: Simulating Tidal Interactions between Galaxies: A Pre-University Student Project