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

NGC2808 – Csillagok generációi a gömbhalmazokban

NGC2808-LRGB-20170220-T32-180s-TTK

Az NGC2808 gömbhalmaz

2017-02-20, 2017-02-21 – Siding Spring Observatory

21 x 180 sec L, 8 x 180 sec R, 8 x 180 sec G, 8 x 180 sec B

iTelescope.net T32 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 17″ – 43 cm, f/6.8 – FLI Proline 16803 CCD kamera

A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.

A gömbhalmazokról írt összefoglaló cikkem írásakor merült fel bennem először, hogy felvételt készítsek az NGC2808-ról. A déli Hajógerinc (Carina) csillagképben található, ezért nálunk sosem emelkedik a horizont fölé. A megfigyeléséhez vagy délre kell utazunk, vagy távcsőidőt kell bérelnünk ott. Én eme utóbbi megoldást választottam.

NGC2808-map1

Az NGC2808 a déli Hajógerinc (Carina) csillagképben.

Az NGC2808 a Tejútrendszer ősi csillaghalmazai között is igazi óriásnak számít. Ugyan van nála nagyobb, és masszívabb is akad, de 130 fényéves átmérője és tömege, ami 1.42 milliószorosa Napunkénak, így is messze kimagaslónak számít a gömbhalmazok mezőnyében. Csillagai extrém koncentrációt mutatnak a mag felé. A 12 fokozatú Shapley-Sawyer féle osztályozás szerint, mely a gömbhalmazok előbb említett tulajdonságon alapszik, az I. osztályba tartozik. Nem sok riválisa akad. Csak a hazánkból is megfigyelhető M75 (Nyilas csillagkép), és az NGC7006 (Delfin csillagkép) esetében tapasztalhatunk hasonlót. Ezek viszont fényességben és méretben is elmaradnak tőle. Megjegyzem, hogy talán éppen a csillagok koncentrációja, és a mag döbbenetes fényessége jelentette a legnagyobb nehézséget a kép kidolgozása során. Ennek részleteivel azonban nem untatnám az olvasót.

NGC2808-Tejutrendszer2

Az NGC2808 elhelyezkedése a Tejútrendszerben. Napunkat a kis sárga pöttyjelöli.

Talán már magában az NGC2808 impozáns paraméterei, illetve az ennek köszönhető látványa is izgalmassá tenné a 31300 fényévre (9.1 kpc) lévő, 6.2 magnitúdós gömbhalmazt. Én elsősorban mégsem ezért választottam ki. A gömbhalmazok megismerésében játszott kulcsfontosságú szerepe volt az, ami számomra különösen érdekessé tette.

Sokáig úgy gondolták a csillagászok, hogy a gömbhalmazok csillagjai egyszerre keletkeztek. Kémiai összetételük éppen ezért teljesen homogén. A gömbhalmazok korát, azok Hertzsprung-Russel diagramja (HRD) alapján határozták meg, élve az előbbi feltételezéssel. Az egyszerre született, azonos fémtartalmú csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ.

A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Egy csillag fémtartalmát általában a Naphoz szokták hasonlítani a kutatók. A világegyetem története folyamán, a csillagoknak hála folyamatosan dúsult fémekkel. Az újabb és újabb csillaggenerációk egyre több fémet tartalmaztak, így minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag a Naphoz képest, annál ősibb objektum. Kezdetben csak a vas és a hidrogén arányát vizsgálták, és ez alapján vontak le következtetéseket. Később azonban más elemek hidrogénhez viszonyított arányát is elkezdték vizsgálni, amikor arra voltak kíváncsiak, hogy eltérő-e két csillag kémiai összetétele. Mint ezt később látni fogjuk, csak a vas relatív mennyisége nem mindig árulkodó.

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.

M55HRD-label

Nincs „tipikus” gömbhalmaz, de az M55 Hertzsprung-Russel diagramja jól szemlélteti a szövegben foglaltakat. Main sequence – Fősorozat, Red giant branch – Vörös óriás ág, Horizontal Branch – Horizontális ág, AGB (Asymptotic Branch) – Aszimptotikus óriás ág, Blue stragglers – Kék vándorok, White dwarfs – Fehér törpék

Az ábra forrása: Australia Telescope National Facility (ATNF)

Megnézve egy gömbhalmaz Hertzsprung-Russel diagramját rögtön szembetűnő, hogy a valaha legfényesebb, a Nap tömegét több mint nyolcszorosan meghaladó csillagok mind hiányoznak a fősorozatról. Ezek réges-régen „kihunytak”, miután szupernóvaként lángoltak fel. De a közepes tömegűeket, vagyis a Nap tömegét nagyjából kétszeresen, de maximum nyolcszorosan meghaladó csillagokat sem találjuk már ott. Bennük is leálltak a fúziós energiatermelő folyamatok, ma a gömbhalmazok fehér törpe populációját gyarapítják, hogy aztán sok-sok évmilliárd év alatt nagyon lassan kihűljenek. 10 milliárd év után a gömbhalmazokban – márpedig a Tejútrendszer gömbhalmazai jellemzően ennél is idősebbek -, már csak a Nap tömegével összemérhető, illetve a Nap tömegénél kisebb tömegű csillagok belsejében folyik energiatermelés. Azonban, ezekből is a nagyobb tömegűek magjában már kifogytak a hidrogénkészletek, és így el is hagyták a fősorozatot. Miután a csillag fejlődése során a magban elfogy a hidrogén, ennek héliummá történő átalakítása a magot körülvevő külső héjba tevődik át, és a csillag felfúvódva a vörös óriás állapotba jut. A horizontális ág tagjai a magjukban már héliumból szenet hoznak létre. (Elméleti megfontolások szerint, ehhez legalább nagyjából 0.5 naptömeg szükséges.) Ennek az ágnak a csillagai kis fémtartalmú ősi, kisebb tömegű csillagok. A Naphoz hasonló, vagy csak valamivel kisebb fémtartalmú, és tömegű csillagok nem „foglalják el” a horizontális ágat, csak némileg válnak forróbbá, miközben luminozitásuk csökken. Ezek alkotják az úgynevezett vörös kupac (Red Clump) csillagait a Hertzsprung-Russel diagramon. Miután a hélium is elfogy az addigra szénben és oxigénben gazdag magban, a fúzió az azt körülvevő külső héjba tevődik át. Az energia nagy része azonban nem itt keletkezik, hanem a külsőbb hidrogén héjban. A csillag külső rétegei ismét felfúvódnak és lehűlnek. Ennek köszönhetően a csillag fényessége ismét megnő, túlszárnyalva a korábbi vörös óriás fázist, színe pedig ismét a vörös felé tolódik. A csillag elfoglalja helyét az aszimptotikus óriás ágon (AGB fázis). Innen, ezeknek a csillagoknak útja is a fehér törpe állapot felé vezet, ugyanis már a Napunk tömege is kevés ahhoz, hogy valaha is beinduljon a magjában a szén vagy az oxigén fúziója, nem is beszélve a nála kisebb tömegű csillagokról.

Evolutionary_track_1m.svg

Nagyjából 1 naptömegű csillag fejlődési útvonala a fősorozat után a Hertzsprung-Russel diagramon. A gömbhalmazok ma megfigyelhető, a fősorozatról korábban eltávozott csillagjai is nagyjából hasonló utat járnak be. Jelenleg, tömegüktől függően, a görbe valamelyik pontjának közelében tartózkodnak. A pontos útvonal azonban függ a csillag kémiai összetételétől is.

Ábra forrása: Wikipedia.org

Minél idősebb egy halmaz, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” a vörös óriás ág felé. Felrajzolva a HRD-t egy adott halmazra, az előbb említett pontnak a meghatározásával, továbbá felhasználva a csillagfejlődési elméleteket, izokron illesztésével megbecsülhető a halmaz kora. Az izokron a csillagfejlődésben használt kifejezés, mely a HRD-n az azonos korú csillagokat összekötő görbét jelöli. Évtizedeken keresztül alkalmazták a módszert a csillagászok, és végig egyetlen csillaggenerációt feltételezve, keresték azt „az egyetlen” görbét, mely a legjobban illeszkedik az adott halmaz Hertzsprung-Russel diagramjára. A gömbhalmazokat a csillagfejlődési elméletek tökéletesítésére, tesztelésére, kalibrálására használták, és természetesen használják még a mai napig is. De e halmazok révén a Tejútrendszer és más galaxisok kialakulásával, evolúciójával kapcsolatos elméletek is ellenőrizhetők. Fontos tehát, hogy a csillagászok alaposan ismerjék felépítésüket, tulajdonságaikat.

Mindig is volt azonban egy bizonyos probléma a gömbhalmazok Hertzsprung-Russel diagramjával kapcsolatban, ami nagyon zavarta a csillagászokat, és a múlt század hatvanas éveitől kezdve évtizedeken át nem lelték a megoldását.

Azt viszonylag hamar felismerték (ezt korábban már említettem is), hogy a csillagok „működése”, fejlődése nagyban függ a fémtartalomtól. Némileg más utat jár be a fémekben szegény csillag a HRD-n, mint a fémekben gazdagabb. A fémtartalom a csillag színhőmérsékletére is kihat. A fémekben szegények kékebbek, mint a fémekben gazdagabbak. Éppen ezért a fémekben gazdagabb gömbhalmazoknak általában vörösebbek a horizontális ágon tartózkodó csillagjai. Találtak tehát egy paramétert, amivel a horizontális ágak morfológiájának különbségét magyarázni lehetett. A halmazok horizontális ágán lévő csillagok színeloszlása azonban még így is furcsa devianciát mutatott bizonyos esetekben.

GC_masodik_parameter1-m

Az ábrán fémekben gazdagabb négy halmaz szín-fényesség diagramja (HRD) látható. A vízszintes tengelyen B és V szűrővel mért fényesség értékek különbsége van feltüntetve (ez tekinthető a csillagok színének) a színképosztály helyett. A függőleges tengelyen pedig V színszűrővel felvett fényességérték szerepel. Figyeljük meg, hogy míg a felső kettő horizontális ága csak egy „vörös csonkból” áll, vagyis vöröses árnyalatú csillagok alkotják, addig az alsó kettő horizontális ága, a vörös csillagokat követő résen túl (balra), kékes csillagokban is bővelkedik. Hasonló a fémtartalom, pontosabban a vas hidrogénhez viszonyított aránya, de mégis eltérő a horizontális ág morfológiája. Ábra forrása: C. Sosin és mások.

A csillagászok találtak olyan nagyjából hasonló fémtartalmú, hasonló vas/hidrogén arányú gömbhalmazokat, melyek horizontális ágai meglepően más képet mutattak. Egyeseké vörösebb, másoké inkább kékes árnyalatú volt, de akadtak a kettő között átmenetet képezők is. Mintha ezek nem akarták volna betartani az előbb felvázolt „szabályt”. A kutatók lázasan keresték, hogy a fémtartalom mellett a halmazok milyen más paramétere lehet hatással a horizontális brancs eloszlására. Innen származik a szakirodalomban használt elnevezés is: a második paraméter problémája.

Ennek egy példája látható a fenti ábrán is. A fémekben gazdagabb gömbhalmazok horizontális ágának vörös csillagait tökéletesen le lehetett írni a korabeli csillagfejlődési elméletekkel, melyek már a fémtartalommal is számoltak. A kékes csillagok előtt viszont némileg értetlenül álltak a csillagászok. Ezeknek nem kellett volna ott lenniük, csakis a fémszegény halmazokban tudták értelmezni a jelenlétüket.

A második paraméterre az idők folyamán több jelölt született. Ezek közül nagyon röviden megemlítenék néhányat. Volt, amelyik a fémtartalom mellett, a halmazok korkülönbségét nevezte meg második paraméterként. Sokáig talán ez volt a legnépszerűbb elképzelés. Mások lokális okokra hivatkoztak. Az egyik ilyen szerint a halmazokon belül a csillagok sűrűsége fontos tényező, ez ugyanis indirekt módon kihatással bír a csillagok késői fejlődési állapotában történő tömegvesztésre, amivel pedig megmagyarázható, hogy miért is különbözőek az azonos fémtartalmú halmazok horizontális ágai. Olyan elképzelés is akadt, mely az eltérő szén-nitrogén-oxigén (CNO) tartalmat tette felelőssé. A horizontális ág csillagainak magjában hélium fúzió zajlik, míg az azt körülvevő héjban pedig hidrogén fúzió. Eme utóbbira pedig nagy hatással van, hogy mekkora a szén-nitrogén-oxigén aránya a csillagban (CNO-ciklus). Mivel a szén-nitrogén-oxigén mennyisége a csillagban befolyásolja annak energiatermelését, így nagyban meghatározza, hogy az hol foglal helyet a Hertzsprung-Russel diagram horizontális ágán. Önmagában végül egyik elképzelés sem volt képes megoldani a problémát.

Az NGC2808 szintén a problémás esetek közé tartozott. Már a múlt század hetvenes éveiben ismert volt a tény, hogy horizontális ágát vörös és kék csillagok alkotják, melyeket tekintélyes rés választ el egymástól. A két csoport között teljesen hiányoztak a „köztes színű” csillagok.

A Hubble űrtávcső teljesen új fejezetet nyitott a csillagászatban, így a gömbhalmazok kutatásában is. A Hubble és kamrája (WPFC2 – Wide Field and Planetary Camera 2) olyan jellegű fotometriai vizsgálatokat tett lehetővé, amiről korábban a kutatók még csak nem is álmodhattak. A rendkívül zsúfolt gömbhalmazok fotometriája az akkori földi műszerekkel igencsak nehézkes volt. Pár példány esetében a Hubble-re volt ahhoz szükség, hogy egyáltalán azonosítani lehessen a horizontális ágon a csillagait. Nagy lendülettel vetették tehát bele magukat a csillagászok a munkába, mely az NGC2808 esetében is izgalmas új részleteket tárt fel. Kiderült, hogy a horizontális ág kék oldala kiterjedtebb, mint az korábban gondolták. Az kezdetben vízszintesen indult, majd hosszan lefelé hajlott a HRD-n. Első alkalommal sikerült nyomon követni a horizontális ág kék csillagait egészen 21 (V) magnitúdóig. Ráadásul, a Hubble ultraibolya szűrőjével (F218W, λeff = 2189Å) készült szín-fényesség diagramján a horizontális ág kék része csomósodásokat mutatott. Ebből kettő teljesen egyértelmű volt, míg egy harmadik jelenléte is gyanítható volt az extrém kék végén. Semmilyen mechanizmus nem volt ismert, mely megmagyarázhatta volna ezeknek a csomóknak a létét. Összefoglalva tehát, 1997-re világossá vált, hogy az NGC2808 horizontális ága három elkülöníthető, egy vörös és két kék csoportból áll. Azonban egy negyedik kék csoport létezése sem volt teljesen kizárt. Lassan gyűltek a jelei annak, hogy a gömbhalmazok talán mégsem egyetlen csillaggenerációból állnak. De az igazi áttörésre még várni kellett.

 NGC2808-HST-CMD-97Sosin-m

Balra az NGC2808 szín-fényesség diagramja (HRD) látható. A vízszintes tengelyen B és V szűrővel mért fényesség értékek különbsége van feltüntetve (ez tekinthető a csillagok színének) a színképosztály helyett. A függőleges tengelyen pedig V színszűrővel felvett fényességérték szerepel.

A jobb alsó ábrán külön kiemelésre került az NGC2808 horizontális ágának szín-fényesség diagramja (HRD). A vízszintes tengelyen FUV (ultraibolya) és B (kék) szűrővel mért fényesség értékek különbsége van feltüntetve. A függőleges tengelyen pedig B színszűrővel felvett fényességérték szerepel. A vörös része a horizontális ágnak itt nem látható, ugyanis azok a csillagok túlságosan halványak az FUV szűrős felvételeken. Jobb felső diagramon a horizontális ág kék csillagainak szín szerinti eloszlása látható. Figyeljük meg a csomósodásokat!

Ábra forrása: C. Sosin és mások.

A következő jelentős felfedezésre csak pár évet kellett várni. 2004-ben annak felismerése keltett nagy izgalmat, hogy az ω Centauri (NGC5139) gömbhalmaz fősorozatán, a Hubble űrtávcsőnek hála, sikerült elkülöníteni két különálló csillagcsoportot. Az ezt követő spektroszkópiai analízis is megerősítette azt a tényt, hogy ezek bizony különböző csillaggenerációk. A két csoport fémtartalma különböző volt. Egészen pontosan a második generációra csak olyan izokron illeszkedett, amiben a csillagok héliumban jelentősen gazdagabbak voltak a domináns öregebb populációhoz képest. Ehhez a bravúrhoz egyértelműen az űrtávcsőre volt szükség! Nemsokkal később már legalább három generáció jelenlétét sikerült igazolni a fősorozaton, mely a szubóriás ágon négy különböző brancsra bomlott kora és fémtartalma alapján. Ezek a felismerések megerősítették a gyanút, hogy az ω Centauri talán nem is gömbhalmaz, hanem egy törpe galaxis maradványa.

Kampány indult annak kiderítésére, hogy vajon a Tejútrendszer más gömbhalmazát is több csillaggeneráció alkotja-e. Éppen tíz évvel ezelőtt, 2007-ben jelent meg a tanulmány, aminek a szerzői (G. Piotto és mások) bejelentették, hogy elsőként az NGC2808 esetében siker koronázta próbálkozásukat. Már korábban, 2005-ben megszületett az a felismerés (D’Antona és mások), miszerint a halmaz fősorozata anomális kiterjedést mutat a kék szín irányába. Ebben a fősorozat csillagainak nagyjából 20%-ka volt érintett, így kimondottan ennek a jelenségnek a vizsgálata volt az egyik fő cél. A csillagászok biztosak szerettek volna lenni abban, hogy a vizsgálatuk tárgyát képező csillagok tényleg a halmazhoz tartoznak, és nem előtér vagy háttér csillagok csupán. Éppen ezért, a megfigyeléseiket 18 hónapra nyújtották el, és azt 3 különböző időpontban végezték el. Ez már elég volt ahhoz, hogy a csillagok sajátmozgását figyelembe vegyék. Az elmozdulásuk alapján így el lehetett dönteni, hogy a vizsgált csillag halmaztag-e, vagy sem. Megállapították, hogy az NGC2808 fősorozata egyértelműen 3 különböző csillagpopulációból áll. Ugyanakkor, ezek fémtartalma, pontosabban a vas és a hidrogén aránya nem tér el számottevően, ahogy ezt például az ω Centauri esetében megfigyelték. Jelentősen különbözik azonban az egyes csoportok hélium tartalma.

NGC2808-iso

Az NGC2808 gömbhalmaz fősorozata, amelyben 3 csillagpopuláció is elkülöníthető Piotto és kutatótársainak 2007-es tanulmánya szerint. Az ábrán látható, hogy a fősorozat több izokronnal írható csak le. Ezek az izokronok a csillagok kémiai összetételben (hélium tartalmában) térnek el egymástól. Ábra forrása: G. Piotto és mások

Pár évvel korábban más kutatók (E. Carretta és mások) spektroszkópiai vizsgálatoknak vetették alá az NGC2808 vörös óriás ágát. A nátrium/vas és oxigén/vas arányát vizsgálták és szignifikáns oxigén-nátrium antikorrelációt találtak. A vörös óriás csillagok túlnyomó többségének oxigéntartalma a galaktikus halóra jellemző értéket mutatott. Azonban, kimutatható volt még két másik csoport is: egy oxigénben szegény, és egy oxigénben kimondottan szegény. E mellett marginális eltérést is megállapítottak a vas és a hidrogén arányában az egyes csoportok között. Az oxigénben nagyon szegényekben némileg több volt a vas aránya a hidrogénhez képest, mint a normál mennyiségű oxigént tartalmazókban. Ezt az eltérő héliumtartalomra vezették vissza, ugyanis a héliumtöbblet, erősebbé teszi a fémek vonalait.

Végső konklúzióként az született 2007-ben (G. Piotto és mások), hogy a horizontális ág megfigyelt morfológiája, a fősorozat felépítése, a vörös óriás ág kémiai összetételében tapasztalható különbségek csakis egy módon értelmezhetők: az NGC2808 legalább három, különböző korú csillagok generációjából áll. Az első generációt követő újabbak, már az korábbiak által beszennyezett gázból formálódtak.

Az NGC2808 vizsgálata nem ért véget 10 évvel ezelőtt. A folytatáshoz nagyban hozzájárult a Hubble űrtávcső negyedik szervizmissziója 2009 májusában. Újra használhatóvá vált a WFC/ACS műszer (Wide Field Channel of the Advanced Camera for Surveys), továbbá ekkor helyezték üzembe az új UVIS/WFC3 (Ultraviolet and Visual Channel of the Wide Field Camera 3) eszközt. Az utóbbinak köszönhetően a kutatók nagyobb hangsúlyt fektetettek az NGC2808 csillaggenerációinak ultraibolya tartománybéli megfigyelésére (Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic GCs). Az elektromágneses spektrum ultraibolya régiója kiváló lehetőségeket nyújt az eltérő kémiai összetételű csillagpopulációk tanulmányozására. Azoknak a molekuláknak a sávjai (OH, NH, CH, CN), amelyekből következtetni lehet a csillagok szén (C), nitrogén (N) és oxigén (O) tartalmára az ultraibolya tartományba esnek. A több hullámhosszon elvégzett fotometriai vizsgálatokra, eltérő kémiai összetételt feltételező szintetikus spektrumokra, és nagy felbontású spektroszkópiára épülő eredményeket taglaló cikk 2015-ben jelent meg (A. P. Milone és mások).

NGC2808-HST-CMD-15Milone-1

Az NGC2808 gömbhalmaz szín-fényesség diagramja (HRD). A belső ábrákon a vízszintes és függőleges tengelyeken, a nagy ábrától eltérő, az egyes vizsgálatok szempontjából „legpraktikusabb” hullámhosszokból konstruált szín-fényesség diagrammok láthatók. Balra alul: vörös óriás ág. Jobbra alul: fősorozat. Jobbra felül: szubóriás ág. Már szemmel is látható a többszörös szekvencia jelenléte. Az alapos analízis 5 csillaggeneráció jelenlétét mutatta ki.

Ábra források: A. P. Milone és mások

Kiderült, hogy az NGC2808 felépítése még komplexebb, mint azt korábban gondolták. A vörös óriás ágon 5 populációt sikerült elkülöníteni. Bár a fősorozaton már nem volt ennyire egyértelmű a helyzet, de végül ott is 5 külön populációt találtak. A 2007-es tanulmányban (G. Piotto és mások) kimutatott két kékebb csoport mellett, a fősorozat többséget alkotó vörös csoportot is három részre tudták bontani. Újra megerősítést nyert az is, hogy a horizontális ág kék része 3 populációból áll. Továbbá, konfirmálták más csillagászok 2014-ben publikált (Marino és mások) felismerését, hogy a horizontális ág vörös részét valójában két eltérő kémiai összetételű csillagcsoport lakja (nátriumban gazdag, és nátriumban szegény). De még az aszimptotikus óriás ágon is egyértelműen elkülöníthető volt három populáció.

Összességében tehát elmondható, hogy az NGC2808-ban ma 5 csillaggenerációról van tudomásunk, melyek kémiai összetétele eltérő, vagyis változik populációról, populációra. Azt, hogy az eltérések kimondottan diszkrétek, nem lehet figyelmen kívül hagyni. Az egyes generációk születése is diszkrét kellett, hogy legyen. Az adott generáció csillagai szinte tökéletesen egyszerre keletkeztek. A legelső az ősi gázfelhőből, így annak kémiai összetételét örökölte. Az azt követők pedig már a megelőzők által beszennyezett gázból. Az is tény, hogy a körülbelül 12.5 milliárd éves gömbhalmazban alig néhány 100 millió éve alatt le is játszódtak az epizodikus születési hullámok. Az NGC2808 példája is azt mutatja, hogy a masszív gömbhalmazokban mégis csak maradhat elég gáz az első heves csillagkeletkezés után ahhoz, hogy abból további nemzedékek születhessenek. És nem csak az NGC2808 az egyetlen példa erre.

Sőt, ma már ismerünk olyan gömbhalmazokat is, ahol több generáció él együtt, noha az nem is tartozik az igazán masszívak közé. Ilyen például az M4 és az NGC3201 is. Hogy miképpen lehetséges ez? Hogyan születnek egymást követően az egyes nemzedékek? Ez elég komplex probléma, és még ma is vita tárgyát képezi. Erről egy lehetséges „forgatókönyv” vázlatosan olvasható a gömbhalmazokról írt összefoglaló cikkemben.

Felhasznált irodalom:

Young-Wook Lee, Pierre Demarque, Robert Zinn: The horizontal-branch stars in globular clusters. 2: The second parameter phenomenon

C. Sosin, G. Piotto, S.G. Djorgovski, I.R. King, R.M. Rich, B. Dorman, S. Phinney, J. Liebert, A. Renzini: Globular Clusters Color-Magnitude Diagrams with HST

Craig Sosin, Ben Dorman, S. George Djorgovski, Giampaolo Piotto, R. Michael Rich, Ivan R. King, James Liebert, E. Sterl Phinney, Alvio Renzini: Peculiar Multimodality on the Horizontal Branch of the Globular Cluster NGC 2808

Alistair R. Walker: CCD Photometry of Galactic Globular Clusters V. NGC 2808

E. Carretta, A. Bragaglia, R.G. Gratton, F. Leone, A. Recio-Blanco, S. Lucatello: Na-O Anticorrelation And HB I. The Na-O anticorrelation in NGC 2808

G. Piotto, L. R. Bedin, J. Anderson, I. R. King, S. Cassisi, A. P. Milone, S. Villanova, A. Pietrinferni, A. Renzini: A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808

Jason Boyles, Duncan R. Lorimer, Phil J. Turk, Robert Mnatsakanov, Ryan S. Lynch, Scott M. Ransom, Paulo C. Freire, Khris Belczynski: Young Radio Pulsars in Galactic Globular Clusters

A. P. Milone, A. F. Marino, G. Piotto, A. Renzini, L. R. Bedin, J. Anderson, S. Cassisi, F. D’Antona, A. Bellini, H. Jerjen, A. Pietrinferni, P. Ventura: The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. III. A quintuple stellar population in NGC2808

NGC1514 plantáris köd

NGC1514-LRGB-20161104-0039-sx-bin2-360s-TTK

NGC1514 – planetáris köd a Bikában

2016-11-04, 2016-11-22 – Göd

24 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

Az NGC1514 is egy azon objektumok közül, melyet kisebb lencsés távcsővel, ASI 120mm kamerával korábban már lefényképeztem. Anno csak luminance felvételeket készítettem, vagyis monokróm fotó született. A dolog akkoron félbe is maradt, színeket már nem rögzítettem hozzá. Elraktam a dolgot későbbre. Végül sosem fejeztem be. A kis ködösség az égen arra várt, hogy nagyobb átmérőjű, hosszabb fókuszú műszerrel egyszer majd jobban „szétcincáljam”. 2016 őszén néhány vele kapcsolatos cikk került a kezembe, mely újra felé fordította a figyelmem.

A felvételek feldolgozása közben rá kellett döbbennem, hogy van még tartalék a célpontban és a környező látómezőben. Ezt azonban kisvárosi ég alól (LRGB technikával) már nehezen fogom tudni kiaknázni. A nagyon halvány részek a nyers felvételeken már csak alig-alig váltak el az égi háttértől. De sebaj! Az éppen felsejlő, az egész területen ólálkodó csillagközi anyagot, port, majd egy másik alkalommal leplezem le. Most csak ott bujkál, kissé fátyolossá téve a hátteret, a csillagok fényét tompítva, s narancsos árnyalatot kölcsönözve nekik. Mindez a fizika játéka. A por okozta extinkció effektívebb a rövidebb hullámhosszakon. S minthogy a rövidebb hullámhosszú fény intenzitása jobban csökken, a csillagok fénye a vörös felé mozdul (szín-excesszus). El lehetne még azon is mélázni, hogy jó pár nagyon távoli galaxis is megbújik a háttérben, de most még csak nem is róluk lesz szó. Mindössze a látómező nagyjából 3 ívperces központi területére fogok koncentrálni. Több ott a megfejtetlen titok, mintsem elsőre gondolnánk! Az NGC1514 pontos mibenléte fogós feladvány.

„Egyedülálló jelenség! Egy nagyjából 8 magnitúdós csillag halványan fénylő légkörrel, melynek körkörös az alakja és 3 ívperc az átmérője. A csillag pontosan középen van és a ködösség körülötte nagyon halvány és olyannyira egyenletes, hogy úgy vélem nem is csillagok alkotják. Nem lehet kétséges a kapcsolat a csillag és a légkör között.” Ezekkel a szavakkal jellemezte William Herschel, a ζ Persei-től nem egészen 3.5 fokra található planetáris ködöt, ami valójában már a Bika csillagkép területén található.

Akkoriban általánosan elfogadott vélekedés volt, hogy minden köd csillagokra bontható, és ez csak távcső kérdése. Azonban Herschel-t pár planetáris köd megjelenése ebben elbizonytalanította, és közéjük tartozott az NGC1514 is. Szintén Herschel volt az a személy, aki először használta a planetáris köd kifejezést a Macskaszem-köd, hivatalos nevén az NGC6543 esetében, melynek megjelenése szerinte az Uránuszra hajazott. Az elnevezést aztán a többi csillagász is átvette. Annyira megragadt a szaknyelvben, hogy még akkor sem változtatták meg, amikor már biztosan tudható volt, hogy a planetáris ködök és a bolygók között semmiféle kapcsolat sincsen. A planetáris ködök létezése, az életük végéhez közelítő közepes tömegű csillagoknak köszönhető. Közepes tömeg alatt a 0.8 és 8 naptömeg közötti tartomány értendő. A továbbiakban csakis ezekkel foglalkozom majd, és nem térek ki sem a kisebb, sem a nagyobb tömegűekre.

Evolutionary_track_1m-5m

Közepes tömegű csillagok fejlődési útvonala a Hertzsprung-Russel diagramon. Main Sequence – Fősorozat, Subgiant Branch – Szubóriás ág, Giant Branch – Óriás ág, Horizontal Branch – Horizontális ág, Asymptotic Giant Branch – Aszimptotikus óriás ág, Instabilty Strip – Instabilitási sáv

Ábrák forrása: Wikipedia.org

A csillagok életük jelentős részét a Hertzsprung-Russel diagram úgynevezett fősorozatán töltik, miközben magjukban a hidrogén héliummá fúziónál. E folyamatban keletkező energiának köszönhetően képes dacolni a gravitációval. Leegyszerűsítve, a kifelé ható sugárnyomás akadályozza meg, hogy saját gravitációja összeroppantsa a csillagot. Ez a harc születésüktől fogva zajlik, s egészen halálukig, az energiatermelő termonukleáris folyamatok megszűnéséig tart. A hidrogénkészletek azonban nem tartanak örökké. Szerencséjükre a magban zajló hidrogén fúziója nem túlélésük egyetlen kulcsa. Sorsuk azonban így is beteljesül.

A Nap tömegének nagyságrendjébe eső, a fősorozatot elhagyó csillag esetén a hidrogén fúzió már régen nem a magban zajlik. Ekkora, a hidrogén héliummá történő átalakítása már a magot körülvevő külső héjba tevődik át, melynek következtében a csillag felfúvódik, és külső része lehűl, így jut el a vörös óriás fázisba. Majd miután a magban a hőmérséklet eléri a 100 millió fokos nagyságrendet, beindul a hélium fúziója. Ez a folyamat a kék szín irányába tolja a csillag fényét. Hogy mennyire, ez nagy részben a fémtartalomtól függ. (A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Egy csillag fémtartalmát általában a Naphoz szokták hasonlítani a kutatók. A világegyetem története folyamán, a csillagoknak hála folyamatosan dúsult fémekkel. Az újabb és újabb csillaggenerációk egyre több fémet tartalmaztak, így minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag a Naphoz képest, annál ősibb objektum.) A horizontális ág tagjai a magjukban már héliumból szenet hoznak létre. Ennek az ágnak a csillagai kis fémtartalmú ősi, kisebb tömegű csillagok. A Naphoz hasonló fémtartalmú, 1-2 naptömegű csillagok nem „foglalják el” a horizontális ágat, csak némileg válnak forróbbá, miközben luminozitásuk csökken. Ezek alkotják az úgynevezett vörös kupac (Red Clump a fenti ábrán) csillagait a Hertzsprung-Russel diagramon. A 2-8 naptömegűek viszont kissé nagyobb kitérőt tesznek a kék szín irányába, felszíni hőmérsékletük is jobban megemelkedik. Ezek a kék hurok (Blue Loop a fenti ábrán) csillagai. Azonban, e csillagok életében ez mindössze egy rövidke epizód.

Miután a hélium is elfogy az addigra szénben és oxigénben gazdag magban, a fúzió az azt körülvevő külső héjba tevődik át. Az energia nagy része azonban nem itt keletkezik, hanem a külsőbb hidrogén héjban. A csillag külső rétegei ismét felfúvódnak és lehűlnek. Ennek köszönhetően a csillag fényessége ismét megnő, túlszárnyalva a korábbi vörös óriás fázist, színe pedig ismét a vörös felé tolódik. A csillag elfoglalja helyét az aszimptotikus óriás ágon (AGB fázis). Ugyan a valamivel nagyobb tömegű (2-8 naptömeg közötti) csillagok némiképp más utat járnak be, de nagy vonalakban hasonló folyamatok zajlanak le azoknál is.

Az AGB fázisban a csillagok jelentős mennyiségű tömeget veszítenek a magból a felszínre emelkedett szén, oxigén és egyéb nehéz elemeknek köszönhetően porban gazdag, 10-15 km/s sebességű, sűrű csillagszél révén. Ez évente mintegy 10-7 naptömeget jelent. Ezt egy rövid ideig tartó, hirtelen felgyorsuló, intenzív anyagkiáramlás, az úgynevezett szuperszél követi. Ennek a folyamatnak a végére már szinte csak a lecsupaszított, szénben és oxigénben feldúsult forró mag marad hátra. A csillagot körbevevő anyagfelhőt ebben az állapotban protoplanetáris ködnek nevezik, ugyanis még csak visszaveri szülőcsillagának fényét (nincs még gerjesztés, mint a későbbi planetáris köd fázisban).

A magot vékony hidrogénburok veszi körül, amiben még mindig zajlik a hidrogén fúziója héliummá. A csillag így egyre forróbb, és forróbb lesz. (Balra mozogva a Hertzsprung-Russel diagramon.) A tömegvesztés lelassul évi 10-8 naptömegre. A lassú és sűrű csillagszelet 200-2000 km/s-os gyors, de kis sűrűségű csillagszél váltja fel, mely beleütközik a korábban ledobott, főleg a szuperszél időszakából származó csillagkörüli anyagba. A gyors csillagszél mintegy maga előtt tolva azt, képes sűrű héjat formálni belőle.

Mikor a csillag felszíni hőmérséklete átlépi a 30000 K-t intenzív UV sugárzásával gerjeszteni kezdi a körülötte lévő gázt. A köd többé már nem a csillag fényét veri vissza, hanem „világítani” kezd. Színképét ettől fogva a hidrogén rekombinációs vonalai, és az úgynevezett ütközéssel gerjesztett tiltott vonalak uralják. (Eme utóbbiak csak roppant ritka csillagközi gázban jöhetnek létre, ezért hívják tiltott vonalaknak. Ilyen például az OIII színképvonala is.) Ettől a ponttól beszélünk planetáris ködről.

Alapvetően, az előbb említett különböző típusú anyagkiáramlások bonyolult kölcsönhatása az, mely meghatározza a planetáris köd felépítését, szerkezetét. Hihetetlen tűnik, de kezdeti tömegüknek akár több mint a felét is elveszíthetik a csillagok késői fejlődési fázisukban. Illetve, az esetenként akár 100000 K-nál is nagyobb felszíni hőmérsékletű központi csillag intenzív UV sugárzása teszi a ködöt „láthatóvá”.

Azt mindenképpen ki szeretném emelni, hogy az AGB fázisban történő anyag kibocsájtás, tömegvesztés pontos megértése még várat magára. Sok minden nem teljesen világos még a csillagászok előtt.

A planetáris ködök csillagászati időskálán mérve roppant gyorsan jönnek létre. Az AGB fázis végén ehhez elég mindössze néhány évszázad. Létezésük pedig alig pár tízezer év. A planetáris ködök szülőcsillagai nem elég nagytömegűek, hogy magjukban beinduljon a szén és az oxigén fúziója. Idővel a nukleáris fúzió a külső rétegekben is leáll. A csillagszél megszűnik, és lassan a fehér törpe állapotba jut a csillag. Mire ez a folyamat teljesen befejeződik, a planetáris köd elenyészik az űr sötétjében, láthatatlanná válik.

A fehér törpék esetében az úgynevezett elfajult elektrongáz nyomása dacol gravitációval. Ez a kvantummechanikai eredetű nyomás csakis a sűrűségtől függ, a hőmérséklettől egyáltalán nem – ellentétben az ideális gázokkal -, s egészen 1.44 naptömegig (Chandrasekhar-határ) képes egyensúlyban tartani a csillagot.

A fentebb ismertetett, úgynevezett kölcsönható csillagszél modellel tehát nagyszerűen megmagyarázható, hogy miként keletkeznek a sűrűbb héjak a lassan haldokló csillag körül. Azonban a legtöbb planetáris köd egyáltalán nem gömbszimmetrikus. Tekintélyes hányadukra például sokkal inkább jellemző valamiféle tengelyes szimmetria (bipolárisak, esetleg multipolárisak). Csak hogy két példát említsek azok közül, melyeket korábban már megörökítettem, sem az NGC6302, de még csak M57 sem gömbszimmetrikus.

ngc6302-lrgb-20140414-ttk-1

NGC6302 planetáris ködről már elsőre látszik, hogy sokkal inkább valamiféle tengelyes szimmetria jellemző rá, még ha az nem is oly tökéletes. Bíbor csápjait messzire nyújtja az űrben. A központi részen két fénykaréj fordít egymásnak hátat, így téve még hangsúlyosabbá a homokóraformáját az objektumnak. A bipoláris planetáris ködök gyönyörű példánya. (A szerző saját felvétele.)

M57-LRGB-20140505-TTK

Az M57 felépítése is valami mást takar. (A szerző saját felvétele.)

Hogyan értelmezhető e planetáris ködök szerkezete? Egyes elképzelések szerint, már az AGB fázisban, a forgó csillagról kiáramló lassú csillagszél sem gömbszimmetrikus, az a csillag egyenlítőjénél sűrűbb, míg a pólusok irányában ritkább. A csillag körül, annak egyenlítőjének a síkjában, tórusz alakú sűrűsödés alakul ki. A későbbi fejlődési állapotban meginduló gyors csillagszél, így könnyebben el tud szökni a pólusok irányába, és ott messzebbre jutva, létrehozza a bipoláris planetáris ködökre jellemző homokóraformát (pillangóformát). Az, hogy milyennek látjuk ezeket a ködöket, az nagyban függ attól, hogy milyen irányból tekintünk rájuk, ahogy ez a lenti ábra is szemlélteti.

planetaris-kodok-persp

Az, hogy a bipoláris planetáris köd megjelenése gyűrűre, vagy inkább homokórára emlékeztet, az attól függ, hogy milyen irányból tekintünk rá. Forrás: http://astro.u-szeged.hu/oktatas/galaktikus/34planetaris_nezet.html

Csakhogy, az elméleti megfontolások arra engednek következtetni, hogy az AGB fázisban a csillag forgása ahhoz nem elég gyors, és a mágneses mezeje sem elég erős, hogy működhessen a modell.  Ráadásul a planetáris ködök formavilága roppant változatos. Van, ami bár közel gömb alakú, de belsejében furcsa struktúrák figyelhetőek meg. Van ahol több héjból áll a köd. Egyeseknél jet-ek (kilövellések) láthatóak. Olyan planetáris ködök is vannak, ahol csak úgy értelmezhető a megfigyelhető látvány, hogy a csillag „imbolygott” (precesszió) az anyagkibocsájtás közben.

A világegyetemben a csillagok nagyjából fele nem magányos. Körülbelül 50 ± 10 % egyedüli, 38 ± 10 % kettős, 8 ± 3 % hármas, 3 ± 1 % többes rendszer tagja. A csillagászok joggal feltételezték, hogy a planetáris ködök szülőcsillagainál sincs ez másképpen.

The Frosty Leo Nebula

Az IRAS 09371+1212 planetáris köd (Frosty Leo Nebula) szerkezete arról árulkodik, hogy szülőcsillaga nem magányos. Forrás: ESA/Hubble – NASA

És valóban! Az esetek felében – ahol sikerült megfigyelni a központi csillagot -, azt találták a csillagászok, hogy az nem magányos. Alapvetően tehát szülőcsillaguk UV sugárzása a felelős e ködök fényéért, azonban a szerkezetük kialakításában kulcsszerep jutott a társcsillagnak. Hogyan?

Két mágnesezett és egymás körül keringő csillag egymásra gyakorolt hatását egyelőre nem lehet egzakt módon kiszámítani, mindössze kvalitatív képe van csak a csillagászoknak a dologról. Úgy látszik azonban, hogy a kísérőcsillag segít a mágneses mező fenntartásában. Továbbá, a keringésből származó perdület egy részét a gerjesztő csillagra juttatva felgyorsíthatja annak forgását. Mégis csak lehetséges tehát, amennyiben kettőscsillagról van szó, hogy már eleve az AGB fázisban sérül a gömbszimmetria. A kettősségnek köszönhetően mégiscsak működhet az elképzelés, miszerint a csillag egyenlítőjénél sűrűbb, míg a pólusok irányában ritkább a lassú csillagszél, illetve a szuperszél.

Másfelől, mivel a kettős rendszer tagjai a közös tömegközéppont körül keringenek, így a kiáramló csillagszél „megkavarodik”. A ledobott héjak összenyomódnak a keringés irányában, az anyag a vezető oldalon jobban összesűrűsödik, majd a köd tágulásával a „mintázat” felfúvódik. Ez a jelenség megmagyarázza, hogy miért látunk több planetáris ködben is spirális mintázatot.

R_Sculptoris_ALMA_data_visualisation

Az ALMA (Atacama Large Millimeter Array) milliméteres/szubmilliméteres tartományban működő rádiótávcsövek hálózatából álló rendszer felvétele az R Sculptoris félszabályos változócsillagról, mely egy AGB fázisban lévő vörös óriás csillag. A csillakörüli anyag különös mintázatát valószínűleg a „láthatatlan” kísérőjének köszönhető. Az R Sculptoris pályája különböző pontjain „pöfögte le” magáról külső rétegeket, miközben a kettős rendszer a közös tömegközéppont körül keringett.  Forrás: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Kettőscsillag alkotta rendszerekben más egyéb folyamatok is alakíthatják a planetáris köd szerkezetét. Talán a legkülönösebb mintázatokat az egymáshoz viszonylag közel keringő kölcsönható kettősök hozzák létre.

Mindkét tag esetén megvan az a térrész, amit az adott égitest gravitációja ural. Ezt Roche-térfogatnak nevezik. Ami azon kívül kerül az akár el is hagyhatja a rendszert, vagy a páros körüli pályára állhat. A belső (L1) Langrange-ponton keresztül azonban anyag áramolhat át az egyik Roche-térfogatból a másikba. Amennyiben az egyik csillag társa fejlődése során felfúvódik, és kitölti saját Roche-térfogatát, vagy csak intenzív csillagszele révén az AGB fázisban sok anyagot veszít, és ez tölti ki az említett térfogatot, akkor megindul az anyag átáramlása a társra.

Roche-lobes-corrected

Az ábra a Roche-térfogatot szemlélteti. Az L1 a szövegben is említett belső Langrange-pont. Az eredeti ábra forrása: Wikipedia.org (az eredeti ábra hibás volt, így módosítottam)

Bizonyos esetben azonban nem jut el az AGB társ összes anyaga a kísérőjére, hanem gázfelhő formájában veszi körül a párost. Közös gázburokkal körülvett kettőscsillagoknak (common envelope binary systems) nevezik az ilyen rendszereket. (Megjegyzés: A gázburok más ütemben rotál, mint a benne található kettőscsillagok. Ez különbözteti meg ezeket a kettősöket az érintkező kettős rendszerektől.)

Közös gázburok olyankor alakul ki kettőscsillagok körül, ha az egyik komponens valamilyen okból nagyon gyorsan fúvódik fel, vagy a két csillag közötti szeparáció nagyon gyorsan ütemben csökken. Ezeknél a párosoknál is, amikor a felfúvódó donor kitölti a Roche-térfogatot, megindul az anyagátadás. Tömege csökken, a Roche-térfogata zsugorodik. Így még jobban kitölti a térfogatot. Gyorsul az anyagátadás üteme, gyorsul a Roche-térfogat kitöltése (az folyamatosan megy össze), és így tovább. Egy megszaladó dinamikusan instabil anyagátadás valósul meg a kettős rendszerben. Adott esetben a „fogadó” oldali csillag már nem is tudja begyűjteni az összes gázt, és ezért közös gázburok alakul ki a páros körül. A gázburok fékező hatást fejt ki a kettős rendszerre. A csillagok energiát veszítenek, és közelebb kerülnek egymáshoz, ami szintén maga után vonja a Roche-térfogat zsugorodását, s így az anyagátadás fokozódását. A keringésből származó „lopott” energia felfűti és kitágítja a közös burkot. Idővel a donor felfúvódása abbamarad, a közös burok pedig tágulva elhagyja a rendszert. (Az is előfordulhat, hogy a kettős tagjai végül összeolvadnak, de e helyütt ezzel most nem foglalkozom.)

Akár közös burok veszi körül a párost, akár sem, amikor a Roche-térfogat kitöltésekor az anyagátadás megvalósul, akkor a gáz nem közvetlenül zuhan a második csillagra, hanem úgynevezett akkréciós korongot formál körülötte, s így befelé spirálozva éri el a csillag felszínét. Az ilyen akkréciós korongok gyakori sajátossága a forgástengellyel párhuzamos kifújások (jet) a csillagnál. Amennyiben a korong még precessziós mozgást is végez (imbolyog), az epizodikus kifújások dugóhúzó, vagy S mintázatot rajzolnak a térben. Ennek a jelenségnek egy nagyszerű példája a Fleming 1 planetáris köd.

The planetary nebula Fleming 1 seen with ESO’s Very Large Telescope

A Fleming 1 planetáris köd közepén nem is egy, hanem két degenerált (post-AGB fázisú, ifjú fehér törpe) csillag is található. A kiinduláskor a két csillag tömege igen közel lehetett egymáshoz. Az árnyalatnyival nagyobb tömegű komponens, csillagászati értelemben csak alig valamivel hamarabb érte el a planetáris ködöt létrehozó fejlődési állapot. Nem sokkal később a társa is követte. A különös S mintázatot az AGB csillagról a fehér törpére átáramló anyag formálta akkréciós korong jet-jei alakították ki.  Forrás: ESO (VLT)

A Fleming 1 S alakú mintázatának kialakulását szemléltető video.

Egyre elfogadottabb tehát az a nézet, hogy a gömbszimmetriától való eltérés magyarázata, a központi csillag kettőssége.  A planetáris ködök központi csillagainak hatoda ráadásul nem is kettős, de hármas rendszer tagja. Ilyen esetekben még a tengelyes szimmetria sem teljesül. De mi a helyzet azokkal a ködökkel, amelyek középpontjában magányosnak tűnő csillag csücsül, és mégsem gömbszimmetrikusok? Az elméleti megfontolások szerint nincs szükség feltétlenül csillagkísérőre, hogy működjenek a fentebb vázolt mechanizmusok. Már egy barna törpe társ, vagy akár a csillag bolygórendszere is képes „tönkretenni” a szabályos gömbformát. Napjainkban már több ezer exobolygóról van tudomásunk, s azt is tudjuk, hogy a bolygórendszerek igen gyakoriak a csillagok körül. Mondhatni, szinte nincs is valójában magányos csillag, csupán olyan, melynek nincs csillagtársa.

Röviden áttekintettem a megfigyelések, következtetések, elméleti megfontolások azon láncolatát, melyek Herschel „planetáris köd definíciójától” a mai, modern képig elvezettek. Igaz, e helyütt csak kialakulásukkal, felépítésükkel foglalkoztam. Azzal is csak vázlatosan. Akit a téma részletesebben is érdekel, annak ajánlom figyelmébe a felhasznált irodalmak listájából Szabados László cikkét. Évtizedek óta nem jelent meg magyar nyelven ahhoz hasonló összefoglaló cikk a planetáris ködökről! Ráadásul (teljesen természetes módon), azokban sok információ mára elavult.

Lépjünk tovább, és vegyük alaposabban szemügyre az NGC1514-et! A planetáris ködöt William Herschel fedezte fel 1790-ben, és tőle származik az objektum első vizuális jellemzés is. Elmondható, hogy a következő fontos lépést Kohoutek teszi meg 1968-ban az NGC1514 morfológiájának értelmezése felé. Tanulmányában megemlíti, hogy a köd kettős szerkezetet mutat. Az, egy ∼136ʺ méretű belső héjból, és egy ∼206ʺ szferikus, homogén külső héjból áll. A belső héj tengelyes szimmetriájára is felhívja a figyelmet (P. A. 35°), de ő még azt toroid alakú kondenzációként értelmezi. A múlt század katalógusaiban tipikusan kör alakúként, vagy kissé elnyúlt, elliptikus planetárisként írták le. Napjainkban sincs ez jelentősen másként. Az egyik legutóbbi osztályozási rendszerben, amit Quentin Parker és munkatársai publikáltak (2006), és amelyet David Frew egészített ki (2008), az „Es” címkét kapta meg. Az E jelentése: elliptikus. Az s jelentése: kivehető a belső szerkezete (s: structure).

Ugyan a századforduló előtti két évtizedben többen is alaposan elemezték a ködöt, és lassan világossá kezdett válni annak felépítése, azonban az egyik máig legpontosabb vizsgálatnak Muthu és Anandarao vetette alá 2003-ban. Legalábbis az optikai tartományban. Bár korábban már készültek nagy mélységű, részletes fotók az 5007 Å (OIII) hullámhosszon, azonban ők a ködön belüli mozgásokat is alaposan feltérképezték. Az általuk használt Fabry-Pérot spektrométernek, és a kutatók kitartó munkájának köszönhetően, addig soha nem látott részletességű és pontosságú (relatív) sebességtérkép készült az NGC1514-ről. Modelleket illesztve a különböző pontokban kapott sebességprofilokra, konklúzió született a köd felépítését illetően.

NGC1514-felepitese-cut1Az NGC1514 alapvetően 3 fő komponensből épül fel. Egyrészt a halvány külső héjból. Másodrészt a nézőpontunkhoz képest dőlt tengelyű ellipszoid alakú belső héjból. Harmadrészt pedig, a belső héjban elhelyezkedő fényes anyagbuborékokból (blobs). Ezek majdnem teljesen szimmetrikusak, és az általuk kijelölt tengely, nagyjából párhuzamos az égbolt síkjával. De csak nagyjából. A délkeleti buborék enyhe kék, míg az északnyugati enyhe vörös eltolódást mutat. Vagyis, míg az elsőben az anyag közelít, a másodikban távolodik tőlünk. Azonban az NGC1514 mégsem „tipikus” esete a bipolaritást mutató planetáris ködöknek. Ezek a buborékok bár ellentétes irányba mutatnak, de jelentős bennük a sebesség diszperzió (velocity dispersion). Vagyis, a buborékokban az áramlás nem elég kollimált, nem egy jól összefogott nyaláb mentén történik. Ahogy ezt már korábban is említettem, a bipolaritás egyik feltételezett oka a központi csillag kettőssége, illetve a planetáris köd szülőcsillagát körülvevő, annak egyenlítői síkjában elhelyezkedő tórusz, vagy korong alakú sűrű anyagfelhő. Ez az, ami a csillag pólusainak iránya mentén, az AGB fázist követően meginduló gyors csillagszelet nyalábba tereli. Az NGC1514 központi csillaga esetében – Muthu és Anandarao vélekedése szerint -, az említett anyagfelhő vagy túlságosan nagy kiterjedésű, vagy egyáltalán nem is létezik, így nincs ami effektíven kollimálja a kiáramlást. A két csillagász diszkussziója szerint, mely a planetáris köd kinematikája mellett annak kémiai összetételére is erősen épít, a közös gázburokkal körülvett kettőscsillag (common envelope binary systems) modell, és az akkréciós korongoknál keletkező epizodikus kifúvások (jet-ek) adják a legkézenfekvőbb magyarázatot az NGC1514 felépítésre.

Már az optikai tartományban is magával ragadó az NGC1514 szerkezete, de 2010-ben a NASA WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) nevű űrtávcsöve bebizonyította, hogy 220 évvel felfedezése után még mindig meg tud hökkenteni minket az NGC1514. Az infravörös tartományban készült felvételen a köd új arca tárult fel a csillagászok előtt.

ngc1514-infra

Az NGC1514 a WISE infravörös felvételén. Forrás: NASA/JPL-Caltech/UCLA

Az NGC1514-et tengelyesen szimmetrikus, porban gazdag gyűrűk ölelik körül. Más kutatókhoz hasonlóan Ressler és munkatársai is megpróbálták értelmezni a látottakat.  Mivel az infravörös megfigyelésekhez nem álltak rendelkezésükre kinematikai eredmények, így akárcsak e planetáris köd első optikai felméréseinél, a struktúrák elemzésével és hasonló esetek tanulmányozásával próbálták a következtetéseket levonni.

Szerencsére az NGC1514 a gyűrűivel nincs egyedül, más planetáris ködöknél is megfigyelhetőek hasonló struktúrák. Ennek egyik legszebb példája a MyCn18 (Homokóra-köd), melyről a Hubble űrtávcső készített anno egy mára ikonikussá vált felvételt. A többi csillagász korábban már behatóan foglalkozott az NGC1514 „testvéreinek” modellezésével, és azok homokórára emlékeztető alakját, de legfőképpen a gyűrűiket sikerült is megmagyarázniuk a kettőscsillag rendszerekben munkáló kölcsönható csillagszél modellel. Ressler és munkatársai elővéve ezeket a munkákat, rámutattak, hogy részben az NGC1514 gyűrűi is leírhatóak ezekkel, amennyiben azok különösen nagy tömegvesztés keretében születtek. Sőt, kimondottan ennek kellett a legnagyobb anyagkidobódásnak lennie a központi csillag életében, mely még valószínűleg az AGB fázis legelején történhetett. Ezzel a feltételezéssel azért kellett élniük, mert az NGC1514 hasonszőrű társai esetében több gyűrű helyezkedik el egy tengely mentén, míg ennél a planetáris ködnél csak egy-egy gyűrűt sikerült kimutatni. Elképzelhető persze, hogy nagyobb érzékenységgel felvett felvételeken a köd kiterjedtebb lenne, és több, halványabb gyűrűt is sikerülne kimutatni, de ez a jövőbeni infravörös megfigyelésekre vár.

hourglass-1996-07

MyCn18 (Homokóra-köd) a Hubble űrtávcső felvételén.

A többi homokóra alakú köd esetében azonban az optikai tartományban is remekül látszanak a gyűrűk, míg az NGC1514-nél ezeknek semmi nyoma nincs a látható fényben. Ennek egyik oka lehet, hogy anyaga ehhez nem elég meleg. Az infravörös megfigyelések szerint ∼160 K a por hőmérséklete. Az is elképzelhető azonban, hogy fénye egyszerűen csak belevész a halvány külső halóéba.

A WISE felvételei, és a ráépülő kutatásoknak köszönhetően addig ismeretlen struktúrák létezésére derült fény, így a szülőcsillag tömegvesztésének hosszabb időszakáról van ma már lenyomatunk. Ez is megerősítni látszik azt a tényt, hogy az NGC1514 belsejében kettőscsillag lakik.

Közvetve, a planetáris köd szerkezetének tárgyalásakor már többször hivatkoztam az NGC1514 központi kettőscsillagára. Vizsgáljuk meg alaposabban, hogy mit sikerült kideríteni róla a csillagászoknak!

A felvételemen köd középpontjában ragyogó fehéres, kékes-fehér színű különös csillag (BD+30°623) furcsaságai nagyon régóta ismertek voltak a csillagászok előtt. A különös szót nem véletlenül használtam, bár írhattam volna sajátost, ha úgy tetszik. A BD+30°623 csillag a planetáris ködök központi csillagainak speciális csoportját képviseli, melyre az angol szakirodalomban a „peculiar central stars” kifejezést használják. Azokat sorolják ide, melyek nem elég forróak ahhoz, hogy ionizálják az őket körülvevő planetáris ködöket. Több olyan példa is akad, ahol A-K színképosztályú csillag látható a planetáris köd középpontjában. Az NGC1514 is ilyen eset. Még Lutz (1977) vetette fel az ötletet, miszerint ezeknek kell, hogy legyen egy halvány, de forró társuk. Valójában ez a gerjesztő csillag, és nem a hűvösebb, de fényesebb komponens.

Amennyiben ez tényleg így van, bár egyetlen csillagot látunk, de két színkép rakódik egymásra. Így, bár nem kevés munkával, de különválasztható a két csillag, és külön-külön meghatározhatóak a paramétereik. Hogy ez mennyire nem is egyszerű feladat, az bizonyítja, hogy az évtizedek alatt többször is nekifutottak a különböző szakemberek a problémának. Bár Kohoutek (1967) elsőként hívta fel a figyelmet a színképelemzés alapján a BD+30°623 kettősségére, e cikkben most csak a legutolsó, és (talán) a legpontosabb eredményekre hivatkoznék.

Aller és kutatótársai egyfelől az optikai tartományban, földi távcsővel (Calar Alto obszervatórium, 2.2 méteres távcső, Calar Alto Faint Object Spectrograph) felvett színkép elemzésével próbáltak fogást találni a problémán. Másfelől pedig az IUE (International Ultraviolet Explorer) űrtávcső, az ultraibolya tartományban, 1978-1989 között a csillagról rögzített archív spektrumait használták fel. Eme utóbbiak azért voltak roppant fontosak, mivel az NGC1514 He II emissziós vonalai alapján a forró társ hőmérsékletére legalább 60000 K fokot feltételeztek. Az ilyen forró csillagok sugárzásuk jelentős részét már az ultraibolya tartományban bocsájtják ki, így itt a legkönnyebb karakterizálni őket.

A valós színképeket szintetikus színképekkel modellezték. Alapvetően olyan felszíni hőmérsékletű, felszíni gravitációs gyorsulású, fémtartalmú (kémiai összetételű) modellcsillagokat kerestek, melyek szintetikus spektruma a legjobban illeszkedett az igazi spektrumhoz. A lehetséges megoldásokhoz több iterációval jutottak el.

Az elméleti csillagfejlődési modellek szerint, adott fémtartalmú (kémiai összetételű), és adott tömegű csillaghoz, meghatározott fejlődési görbe tartozik a Hertzsprung-Russel diagramon, amennyiben a diagram vízszintes tengelyén az effektív hőmérséklet, függőleges tengelyén pedig a felszíni gravitációs gyorsulás logaritmusát ábrázoljuk. A kutatók a színképelemzésből kapott lehetséges felszíni hőmérséklettel és a lehetséges felszíni gyorsulással a kezükben, az elméleti csillagfejlődési modelleket felhasználva, megkeresték a csillagokra legjobban illeszkedő fejlődési útvonalat, így meghatározva a csillagok tömegét. Mivel a fejlődési modellek azt is megmondják, hogy milyen fejlődési görbe tartozik a választott tömeghez a Hertzsprung-Russel diagramon, amikor annak vízszintes tengelyén az effektív hőmérséklet, függőleges tengelyén pedig a csillag a Naphoz viszonyított luminozitásának logaritmusát ábrázoljuk, így a csillagok további paraméterei is meghatározhatóak. Végső soron levezethető a csillag tömege, sugara, luminozitása, és távolsága. A távolság meghatározásához igyekeztek megbecsülni, és figyelembe venni, az intersztelláris anyag okozta, az NGC1514 irányában igen számottevő extinkciót (fényelnyelést), és szín-excesszust (vörösítő hatást).

Több kritériumnak is meg kellett felelnie azonban az egyes levezetett csillagparamétereknek. Az abszolút és a megfigyelt látszólagos fényességből kiszámított távolságnak elég jól kellett egyeznie a két csillagra, hiszen kettőscsillagról van szó, egymás közelében vannak. A távolságadatoknak ráadásul összhangban kellett lennie az egyéb független módszerekkel kapott mérésekkel. Bár a köd távolsága elég pontatlanul ismert, 200-300 pc távolság tűnik a legelfogadhatóbbnak. A csillagok korának is megfelelő egyezést kellett mutatnia. De nemcsak egymással, hanem a fejlődési modellekkel is.

Ennek fényében döntöttek úgy, hogy a hűvös, fényesebb komponensre illeszkedő két lehetséges megoldás közül csak az egyik lehetőséget tartják meg. Azt az a megoldást elvetették a kettősségi kritérium alapján, hogy a hűvösebb társ egy nagyobb tömegű, a fősorozatról elfejlődő csillag lenne. Ebben az esetben ugyanis jóval fiatalabb lenne a gerjesztő csillagnál. Ráadásul, akkor jóval távolabb is lenne, így semmiképpen sem alkothatna a két csillag egyetlen párt. Az a megoldás illett csak a képbe, hogy a hűvös társ alacsony fémtartalmú és éppen a horizontális ágon tartózkodik.

NGC1514-bs-evotrack

Fejlődési útvonalak a csillagfejlődési elméletek alapján.

Balra a halvány, forró komponens fejlődési útvonalai. Kékkel jelölve a lehetséges paraméterű területet.

Jobbra a fényes, hűvös komponens fejlődési útvonalai. Szürkével az óriás ági fejlődési útvonalak, melyek elvetésre kerültek az ezekből származtatott kor és távolság miatt. Ezek a „megoldások” túl fiatal kort, és túl nagy távolságot eredményeztek a forró csillaghoz képest. Kékkel jelölve a lehetséges paraméterű pont, vörössel a hozzá tartozó horizontális ági fejlődési útvonal.

Részletek a szövegben. Forrás: A. Aller és mások

Mindezek után, Aller és szerzőtársai megalkották a diszkussziót. (Az összes adat a felhasznált irodalomnál megjelölt cikkben érhető el). A fényesebb, hideg komponens 9850±150 K felszíni hőmérsékletű, a HRD horizontális ágán tartózkodó, A0 színképosztályú óriáscsillag. A Napnál nagyjából kétszer nagyobb sugarú (2.1±0.6 R), és fele akkora tömegű (0.55 ± 0.02 M). A fejlődési modellek szerint, fémtartalomtól függően kezdetben 0.8-0.9 naptömegű lehetett. A forró, halvány gerjesztő csillag nagy valószínűséggel O színképosztályú szubtörpe csillag (sdO), de ezt egészen biztosan csak nagyobb felbontású UV spektrum elkészítése, és elemzése után lehetne kijelenteni. Felszíni hőmérséklete 80000-95000 K közötti. Sugara a Napénak mindössze kéttizede (0.22±0.03 R), és körülbelül hasonló, vagy talán alig valamivel nagyobb tömegű (0.56 ± 0.03 M), mint a társa. Viszont kezdetben Napunkhoz nagyon hasonló lehetett a tömege. A páros tagjai 8-12 milliárd évesek. Távolságukra pedig a hűvösebb csillag paraméterei alapján 294±69 pc, a forró komponens paraméterei alapján pedig 253±88 pc adódott.

A diszkussziójukban a kutatók helyt adtak egy „apró”, de mégiscsak fontos megjegyzésnek. Tény, hogy a megfigyeléseikből kikövetkeztették a páros paramétereit. Továbbá a kettősség mellett szól az NGC1514 komplex, buborékos, tengelyszimmetrikus felépítése, amit magányos szülőcsillaggal nem lehet megmagyarázni. Azonban, a duó nem mutatja a kettőscsillagok egyéb jellegzetességeit. Mindmáig nem sikerült változásokat kimutatni a BD+30°623 radiális (látóiránybeli) sebességében. Egy kettőscsillag tagjainak mutatni kellene némi „előre-hátra” irányuló mozgást, miközben a közös tömegközéppont körül keringenek. Ez pedig a Doppler-effektusnak köszönhetően detektálható, kimérhető lenne a színképből. A megfigyelt színképe ilyen jellegű változásokat azonban hosszú időskálán sem mutatott. A BD+30°623 egyszerűen „nem akar” tipikus spektroszkópiai kettőscsillagként viselkedni. A csillag fényességbeli változásokat sem produkál. Tagjai tehát keringés közben nem fedik el egymást. A BD+30°623 nem fedési kettőscsillag. Miért nem látjuk az említett jelenségeket? A szerzők ezt azzal magyarázzák, hogy valószínűleg nagyon szorosan helyezkedik el a két csillag. Talán közös gázburok öleli őket körül. Vagy éppen a pólusaik felől látunk rá a kettősre. Ez az elképzelés egybevág a vonalak keskenységével a hűvös komponens színképében, amit a csillag forgásának ki kellene szélesítenie amúgy (Doppler-effektus). Az is lehet magyarázat, hogy tág rendszerről van szó. Akkor viszont a csillagpályáknak speciálisaknak kell lenniük, amely egyéb problémákat vet fel. Hosszú periódusú, elnyúlt pályával ugyan megmagyarázható lenne az említett jegyek hiánya, de ez nagyban megnehezíteni a köd komplex struktúrájának értelmezését. Nem kizárható, hogy a hűvös, fényes csillag, csak a véletlennek köszönhetően látszik a köd középpontjában.

Ezt a kérdést feszegette Méndez és Kudritzki is. Vajon a két csillag tényleg összetartozó, ahogy ezt mindig is feltételezték a különös színkép alapján? Radiális sebesség vizsgálatuk, melyet a CHFT-vel (France-Hawaii Telescope – Mauna Kea), és az Espandos nagy felbontású spektrográffal végeztek el, ezt erősen megkérdőjelezi. A két csillag radiális sebességében 13±2 km/s sebesség eltérést találtak, de ami még ennél is fontosabb, ez nem mutatott változást a közel 500 nap alatt.

Továbbá meghatározták a hűvös, fényes csillag fémtartalmát is, amire nagyobb értéket kaptak annál, mint ami a horizontális ág tagjaira jellemző. Az A0 színképosztályú csillag tehát jóval fiatalabb a forróbb gerjesztő csillagnál. A csillagfejlődési modellek szerint inkább 3 naptömegű, és fényesebb is, tehát legalább 400 pc a távolsága. Így a két csillag nem lehet egymás társa (253±88 pc a legalább 400 pc ellenében). Aller-nek és társainak korábbi két alternatívája közül Méndez és Kudritzki megfigyeléseinek eredménye, mégiscsak a fősorozatot elhagyó, nagyobb tömegű csillag elképzelést támasztják alá. Ne feledjük el, hogy Aller-ék ezt csak a kettősségen alapuló előfeltevés miatt dobták el!

De térjünk vissza a radiális sebességekre! A forró csillagnál 57±1 km/s, míg a hűvös csillagnál 44±2 km/s sebességet kaptak átlagosan, mely szignifikánsan nem változott a mérés hosszú időtartama alatt. Ha mégis csak feltesszük, hogy összetartozik a két csillag, akkor a sebességek különbsége kizárja azt, hogy a pólusok felől lássuk a közös tömegközéppont körüli keringésüket. Illetve, a radiális sebességek állandósága, hosszú periódust feltételez a keringésre. Akkor viszont, ahogy erre már korábban is utaltam, a hűvös csillagnak nem sok szerepe lehetett a köd struktúrájának felépítésében.

Harmadik érvként az hozható a fel a kettősség ellen, hogy magának az NGC1514-nek a radiális sebessége csak a forró csillag radiális sebességével kompatibilis. Vagyis csak a forró gerjesztő csillag lehet a köd középpontjában. Természetesen nem zárható ki, hogy a planetáris köd eddigi radiális sebességének meghatározására irányuló mérések egytől-egyig szisztematikus hibát tartalmaznak. Amennyiben ez még sincs így, illetve Méndez és Kudritzki mérései sem hibákkal terheltek, akkor a fényes csillag nem a planetáris ködben található.

Összességében tehát Méndez és Kudritzki tanulmánya elveti azt a feltevést, amiből sok korábbi tanulmány kiindult. Vagyis, hogy fizikailag is összetartozó az a két csillag, amit egynek látunk, ha az NGC1514 középpontjára tekintünk. A csillagok a köd közepén talán csak a szerencsés véletlennek köszönhetően látszanak azonos irányba. Ennek a valószínűsége bár nem kizárható, de mindenképpen kicsi. Kimondottan annak tükrében, hogy a Hubble űrtávcsővel sem sikerült felbontani a BD+30°623-at két csillagra (Ciardullo és mások – 1999). Nem vethető el az a lehetőség sem a tanulmányuk alapján, hogy valamiféle kis amplitúdójú sebességváltozás mégiscsak jelen van a csillagok mozgásában. Mind a két csillagnak lehet bolygórendszere, vagy kicsiny tömegű társa. Ezt viszont már csak a jövőbeli pontosabb mérések dönthetik el.

Pár éve, a több mint 3000 ismert galaktikus planetáris köd központi csillagainak csak durván 13%-ról volt spektroszkópiai információnk. Illetve, körülbelül háromtucatnyi alaposan vizsgált központi csillagot katalogizáltak kettőscsillagként. Ezek a számok a cikk írásáig sem emelkedtek meredeken. Továbbiak megfigyelésekre van szükség! Mindenesetre, ha valami végső konklúziót szeretnék levonni az NGC1514-gyel, és úgy általában a planetáris ködökkel kapcsolatban, akkor talán az az lenne, hogy a gömbtől eltérők, változatos alakjának kulcsa a rendszerek kettősségében rejlik. Legyen a társ másik csillag, vagy kisebb tömegű égitest, mint például egy barna törpe, vagy bolygórendszer.

Ahogy az elején is mondtam: az NGC1514 több titkot rejt, mintsem elsőre azt az olvasó sejtené. Még akkor is, ha néhányra időközben már fényderült.

Külön köszönettel tartozom Szabados Lászlónak az általános rész írásakor nyújtott konzultációs lehetőségért!

Felhasznált irodalom:

C. Muthu, B. G. Anandarao: A Spatiokinematic Study of the Planetary Nebula NGC 1514

Michael E. Ressler, Martin Cohen, Stefanie Wachter, D. W. Hoard, Amy K. Mainzer, and Edward L. Wright: The Discovery of Infrared Rings in the Planetary Nebula NGC 1514 During the WISE All-Sky Survey

B. Aryal, C. Rajbahak, R. Weinberger: A giant dusty bipolar structure around the planetary nebula NGC 1514

Henri M. J. Boffin, Brent Miszalski, Thomas Rauch, David Jones, Romano L. M. Corradi, Ralf Napiwotzki, Avril C. Day-Jones, Joachim Koeppen: An Interacting Binary System Powers Precessing Outflows of an Evolved Star

A. Aller, B. Montesinos, L. F. Miranda, E. Solano, A. Ulla: Spectral analysis of BD+30°623, the peculiar binary central star of the planetary nebula NGC 1514

R.H. Mendez, R.P. Kudritzki, M.A. Urbaneja: The two central stars of NGC 1514: can they actually be related?

Szabados László: Planetáris ködök (Meteor csillagászati évkönyv 2017)