Az NGC5078 galaxis (a képen balra), és az IC879 galaxis (a képen jobbra) párosa a Hidra csillagképben
iTelescope.net T32 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 17″ – 43 cm, f/6.8 – Moravian G4 16000 CCD kamera
A felvételek 2024-03-09 és 2024-04-10 között készültek – Siding Spring Observatory (Ausztrália) – 29 x 600 sec L, 10 x 600 sec R, 10 x 600 sec G, 10 x 600 sec B
(Kép orientációja: észak felül, nyugat jobbra)
A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.
Az NGC5078 és IC879 galaxis páros a Hidra csillagképben, vagy más nevén az Északi Vízikígyó csillagképben található. Hazánkból nézve sosem emelkedik 14,5 foknál magasabbra a horizont felé. Megfigyeléséhez érdemes délre utazni, vagy a déli félteken távcsőidőt bérelni. Eme utóbbi lehetőséget választottam én is. A fotó elkészítéséhez az ausztráliai Siding Spring Observatory T32-es robottávcsővét béreltem ki.
Az NGC5078 galaxis a Hidra csillagképben található. Kicsitt több, mint 4 fok választja el a γ Hya (Gamma Hydrae) csillagtól.
Mind a két galaxis az NGC5061 laza galaxiscsoport tagja, melynek jelenleg 10 tagja ismert. Az NGC5078-ra kezdetben lentikuláris galaxisként tekintettek. Ma már tudjuk, hogy spirál galaxisról van szó. De miért kellettek évtizedek, hogy ezt a csillagászok felismerjék? Egyáltalán miben hasonlítanak és miben térnek el egymástól a két típus képviselői?
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. Porban viszonylag ezek is gazdagok. Ellentétben a spirál galaxisokkal, a lentikuláris galaxisokban csekély mennyiségű molekuláris gáz található, ezért alacsony bennük a csillagkeletkezési ráta. 21 cm-es rádióemissziójuk is jelentéktelen, mivel alig van bennük atomos hidrogént tartalmazó intersztelláris anyag. Az ionizált hidrogént tartalmazó HII régiók hiányában Hα sugárzásuk sem számottevő. Ugyanakkor, bizonyos lentikuláris galaxisokban, a küllős spirál galaxisokhoz hasonlóan szerkezet (az angol nyelvű irodalomban: bar) figyelhető meg. Továbbá, bennük a csillagok dinamikája is nagyon hasonlatos a spirál galaxisokéhoz, ugyanis eltolva az ezek esetében érvényes Tully-Fisher reláció diagramját megkapjuk a lentikuláris galaxisokra jellemzőt. Az NGC5078 korongjára az éléről látunk rá, és ebből a nézetből sokszor nem is olyan könnyű megkülönböztetni a spirál galaxisokat és a lentikuláris galaxisokat. Ezért is volt sokáig bizonytalan a morfológiai besorolása.
A csillagászati megfigyelési módszerek fejlődésével, illetve az űrtávcsövek térnyerésével lehetővé vált a galaxisok alaposabb vizsgálata. A Spitzer infravörös űrtávcsővel történt átfogó, 2352 közelebbi galaxist magában foglaló felmérésnek köszönhetően (Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies – S4G), lehetővé vált a galaxisok osztályozásának további finomítása, és az addig kérdéses esetek tisztázása. Az infravörös tartomány olyan részleteket is felfed, melyeket a csillagok közötti térben lebegő por vagy gáz elfed a látható elektromágneses sugárzás tartományában.
75 közelebbi galaxisról készült Spitzer felmérésből összerakott Hubble-de Vaucouleurs galaxis morfológiai diagram, mely az egyes galaxis típusokat mutatja. Az infravörös tartományban készült felvételek sokkal többet elárulnak egy-egy galaxis belső felépítéséről, így könnyebé téve azok tanulmányozását, illetve besorolását. Forrás: NASA/JPL-Caltech/K. Gordon (STScI) és a SINGS (Spitzer Infrared Nearby Galaxiies Survey) csapat.
Ma már tehát tudjuk, hogy az NGC5078 a spirál galaxisok családjába tartozik. Csakúgy, mint az IC879. Igaz, itt sokkal könnyebb dolga volt a csillagászoknak, mert kitűnő rálátásunk nyílik a korongjára. A felvételemen jól látható, hogy a spirálkajai nem a magból, hanem az úgynevezett küllőből (bar) indulnak ki, amely sokkal prominensebb a halvány karokhoz képest. Az IC879 küllős spirál galaxis.
A Hubble Űrtávcső 2000 galaxist magában foglaló felmérése, a Cosmic Evolution Survey (COSMOS) eredményei szerint a múltban kisebb volt a küllős galaxisok aránya a spirális galaxisok között. A mai univerzumban a spirál galaxisok körülbelül 65% rendelkezik küllős szerkezettel, míg a múltban ez az arány, mindössze 20% volt. 7 milliárd év alatt megháromszorozódott a számuk. A szakemberek többsége ma úgy véli, hogy a korong alakú galaxisokban, vagyis a spirálisokban és a lentikulárisokban idővel törvényszerű a küllő kialakulása. A küllős szerkezet megjelenése e galaxisok dinamikus fejlődésének egyik természetes állomása.
Az NGC5078 galaxis (a képen balra), és az IC879 galaxis (a képen jobbra) – képkivágás az eredeti felvételemből.
A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.
Az NGC5078 és az IC879 az égen látszólag közel helyezkednek el, de a valóságban is így van ez?
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.
Az NGC5078 vörös eltolódáson alapuló távolsága: 28.96 ± 2.08 Mpc, ami körülbelül 94.5 ± 6.8 millió fényévnek felel meg. (A NED adatai alapján – NASA/IPAC Extragalactic Database)
Az IC879 vörös eltolódáson alapuló távolsága: 31.61 ± 2.27 Mpc, ami körülbelül 103.1 ± 7.4 millió fényévnek felel meg. (A NED adatai alapján – NASA/IPAC Extragalactic Database)
Látható, hogy a távolságadatokban van egy jelentős bizonytalanság. Vannak más, a távolság meghatározására alkalmas extragalaktikus mérési módszerek is, de ezen galaxisok esetében egyelőre ezeket nem alkalmazták. Mindenesetre elmondható, hogy a két galaxis szeparációja akár a Tejútrendszert és a Kis- és Nagy Magellán Felhőket elválasztó tartományába is eshet, vagyis talán nem több 100-200-300 ezer fényévnél. De akár több milliónyi fényévre is lehetnek egymástól. Azonban, az NGC5078 porsávjait alaposabban megnézve, azok jelentős torzulást mutatnak, mégpedig valószínűleg az IC879 galaxissal való árapály kölcsönhatás miatt. De az utóbbi maga is „S” alakban torzult, pekuláris spirál galaxis. Valószínűbb tehát, hogy viszonylag közel vannak egymáshoz.
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.
E két kölcsönható galaxis esetében, ellentétben az általam korábban fotózottakkal, nem mondható el, hogy az interakció következtében jelentősen nőtt volna a csillagkeletkezési üteme. És valóban! Nagyszámú kölcsönható galaxist megvizsgálva elmondható, hogy bár a kölcsönhatások statisztikailag fokozhatják a csillagképződést, de bőven akad olyan példa, amikor mégsem figyelhető meg ez a jelenség. Ez próbára teszi azokat az elméletek, amelyek következtetése az, hogy a kölcsönhatások mindig jelentős növekedést eredményeznek a csillagképződési aktivitásban.
Egyes kölcsönható galaxisok esetében a csillagképződés növekedésének hiánya több tényezőből is adódhat. A csillagképződéshez szükséges hideg gáz mennyisége korlátozó tényező lehet. Ha egy galaxisban ebből kevés van, akkor a kölcsönhatás nem fogja jelentősen növelni a csillagképződést. A csillagok keletkezéséhez hideg és kellően sűrű molekuláris gázfelhőkre van szükség. Annak, hogy kevés az adott galaxisban a megfelelő mennyiségű és minőségű „alapanyag” több oka is lehet. Esetleg egy korábbi viharos csillagkeletkezésben már felhasználta azt. Vagy éppen, az ütközések és az árapály kölcsönhatások felmelegíthetik annyira a gázt, hogy az kiszabaduljon a galaxisból, vagy éppen megakadályozza azok összetömörülését. A galaxisok kölcsönhatása bonyolult dinamikai folyamatokat indíthatnak el, amelyek közel sem biztos, hogy kiváltják a heves csillaggenezist. De a galaxisok közötti térben található intergalaktikus médium (gáz) is befolyásoló tényező lehet.
Be kell valljam, hogy éppen ezért esett a választásom erre a párosra. Szerettem volna, ha a fotografikus észlelési gyűjteményembe olyan kölcsönható páros is szerepel, amely éppen azt bizonyítja: nem kötelező érvényű, hogy a felek között dúló gravitációs viadal mindig együtt jár a robbanásszerű csillagkeletkezéssel. Valami kivételes kettős, ami próbára teszi a szabályt.
Felhasznált irodalom:
Lauberts, A.: VizieR Online Data Catalog: ESO/Uppsala Survey of the ESO(B) Atlas (Lauberts 1982)
Chandreyee Sengupta, Ramesh Balasubramanyam: HI content in galaxies in loose groups
E. Laurikainen, H. Salo, R. Buta, J.H. Knapen: Near-IR Atlas of S0-Sa galaxies (NIRS0S)
