NGC660

NGC660-LRGB-20191022-T11-600s-TTK

Az NGC660 Polárgyűrűs galaxis (Polar Ring Galaxy)

iTelescope.net T11 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI ProLine PL11002M CCD camera

A felvételek 2019-10-22 és 2019-11-01 között készültek – Új-Mexikó (Mayhill közelében) – 29 x 600 sec L (bin2), 8 x 600 sec R,G,B (bin2)

Ez a roppant érdekes alakú csillagrendszer a Halak (Pisces) csillagképben található. Az NGC660 egy kis csoportosulás tagja, melyet legfényesebb galaxisa után M74 csoportnak is neveznek. Az M74-től az égbolton látszó távolsága valamivel kevesebb, mint 2.5 fok.

Fényessége 11.2 magnitúdó (V szűrővel) . Mivel a galaxis halvány, így a távcső okulárjába tekintve érdemes türelmesnek lenni. Anno, a környékbeli csillagok beazonosítása után, nekem elfordított látással (nem közvetlenül az objektumra tekintünk, hanem mellé) sikerült csak megpillantanom elsőre egy 25 cm-es Dobson távcsőben az oldalról látszó korongját. Vizuális és fotografikus észlelése is kihívások elé állítja az amatőrcsillagászt. Mindenképpen sötét, fényszennyezéstől mentes égbolton érdemes felkeresni.

NGC660-map1

Az NGC660 a Halak (Pisces) csillagképben. Hazánkban 55-56 fok magasságban delel, így az év késő őszi, kora téli időszaka a legalkalmasabb a megfigyelésére.

Tőlünk való távolsága máig némi bizonytalansággal terhelt. Csak az elmúlt 10-15 évet tekintve a csillagászok többször is megkísérelték meghatározni azt. A kapott értékek, ha nem is nagyságrendi, de jelentős szórást mutatnak. A mérések alapvetően két módszeren alapultak.

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

A másik lehetséges módszer az NGC660 esetében, a Tully-Fisher reláció használata (elliptikus galaxisok esetén nem használható, csak spirális és lentikuláris galaxisoknál). Ez egy tapasztalati összefüggés a galaxisok tömege vagy luminozitása és emissziós vonalainak szélessége, vagyis a galaxison belüli szögsebességek között. A részletekbe nem nagyon elmerülve, arról van szó, hogy a viszonylag könnyen mérhető galaxison belüli sebességekből meghatározható a galaxis luminozitása, és ebből pedig távolsága. Ugyanis, a galaxis csillagainak dinamikáját a galaxis tömege határozza meg, mely összefüggésben áll annak luminozitásával. Az így kapott luminozitást felhasználva, a látszólagos fényesség ismeretében a távolság már meghatározható.

A fentebb említett vizsgálati módszerek alapján, az NGC660  távolsága valahol 13.3 millió pc (43.3 millió fényév) és 14.7 millió pc (47.9 millió fényév)  között lehet. Ennek fényében, a galaxis mérete hozzávetőlegesen harmada vagy fele a mi galaxisunkénak (a távolság értékétől függően).

Az NGC660 polárgyűrűs galaxis (Polar Ring Galaxy). Ezen galaxisok körül csillagokból, gázból és porból álló gyűrűszerű képződmény figyelhető meg, mely jellemzően a galaxis korongjára nagyjából merőlegesen helyezkedik el. Az első ilyen galaxist 1978-ban figyelték meg csillagászok, és azóta is csak mintegy tucatnyit ismerünk belőlük. Ritkaságszámba mennek tehát a csillagrendszerek között.

NGC_4650A_I_HST2002

A polárgyűrűs galaxisok egy másik példánya a Hubble űrtávcső felvételén. Az NGC4650A galaxis a Centaurus csillagképben található. Forrás: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA)

A gyűrű létrejöttére több magyarázat is létezik. A közös ezekben a teóriákban, hogy két galaxis gravitációs kölcsönhatása okozza, csupán a mikéntben vannak különbségek.

A korongra merőleges gyűrűk kialakulása a szimulációk szerint két galaxis ütközésével magyarázható. A karambolozó feleknek azonban nem azonos a „súlycsoportja”. Továbbá, a kisebb galaxis szinte teljes mértékben merőleges ütközőpályán közelíti meg a nagyobb tömegű tag korongját. Ebben a találkozóban a nagyobb fél kis partnerét teljesen megsemmisíti, és annak anyagából jön létre a nagyobb galaxis korongjára merőleges gyűrű alakú formáció. Maga a gyűrű annak mementója, hogy Dávid és Góliát harcában ezúttal nem Dávid győzedelmeskedett. A gyűrű maga a gázban gazdag kis galaxis, legalábbis ami megmaradt belőle.

Ahogy említettem, nem ismerünk túlságosan sok példányt ebből a galaxis típusból, de az NGC660 fajtájának is egyedi képviselője. A legtöbb esetben a polárgyűrűs galaxis csoportba sorolt csillagvárosok korongja úgynevezett korai lentikuláris galaxis jellemzőit mutatja. Az NGC660 korongja viszont inkább a késői lentikuláris galaxisokéra hasonlít. Ráadásul, a gyűrű nem is merőleges a galaxis korongjára, annak inklinációja durván 45 fok. Éppen ezért pár csillagász sokkal inkább preferálja a ferde gyűrűs galaxis (IRG: Inclined Ring Galaxy)  besorolását.

Ennek a tábornak a képviselői szerint, az NGC660 ferde gyűrűje nehezen értelmezhető két galaxis merőleges ütközésével. És itt lép be a második elképzelés: az árapály akkréció. Az NGC660 és a felé közelítő gázban gazdag galaxis csupán elhaladtak egymás közelében. Ennek során az NGC660 gravitációs árapály hatása „megtépázta” a másik galaxist, begyűjtve és gyűrűt formálva gázkészleteinek tekintélyes részéből.

Az biztos, hogy akár az első, akár a második elképzelés is legyen az igaz, az NGC660 mintegy újjáéledt. Hogy mire is célzok pontosan? Térjünk vissza egy pillanatra a lentikuláris (lencse alakú) galaxisokhoz. Morfológiai szempontból ezek a galaxisok átmenetet képeznek a spirál galaxisok és az elliptikus galaxisok között.

NGC4036 lenticular galaxy

A Nagy Medve csillagkép területén elhelyezkedő NGC4036 lentikuláris galaxis a Hubble Űrtávcső felvételén. A korong szinte struktúra nélküli. Egyedül a csillagközi por, az ami megtöri a viszonylagos egyhangúságot. Bár csillagok kialakulásához szükséges  intersztelláris gáz  nincs igazán bennük (nincsenek bennük hideg hidrogénfelhők), de sokuk porban gazdag. Forrás: ESA/Hubble & NASA – Judy Schmidt

A lentikuláris galaxisok alapvetően diszk alakúak akárcsak a spirál galaxisok. Nincsenek azonban spirálkarjaik, a korongban pedig álltalában nincsennek határozott struktúrák. Ugyanakkor, bizonyos lentikuláris galaxisokban, a küllős spirál galaxisokhoz hasonlóan szerkezet (az angol nyelvű irodalomban: bar) figyelhető meg. 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.

Rádiósugárzásuk a 21 cm-es hullámhosszon nem szignifikáns, mivel híján vannak az atomos állapotban lévő hidrogén gáznak. Szintén nincs, vagy csak nagyon minimális mennyiségben fordul elő bennük molekuláris állapotú hidrogén. Mivel a hideg molekulafelhők nélkülözhetetlenek a csillagok keletkezéséhez, így manapság már nem zajlik bennük intenzív csillagkeletkezés. Utánpótlás hiányában a nagyobb tömegű, kékes árnyalatú csillagok már régen kivesztek ezekből a csillagrendszerekből. Csillagászati értelemben röpke életük szupernóva-robbanással zárult. Mára, csak a kisebb tömegű, és éppen ezért hosszabb életű sárgás, vöröses csillagok maradtak hátra. Ezek dominanciája, és a bennük lévő tekintélyes mennyiségű pornak a vörösítő hatása határozza meg a lentikuláris galaxisok színét.

NGC 936

A 8.2 m tükörátmérőjű VLT-vel (Very Large Telescope) és B, V, R, I szélessávú szűrőkkel készült felvétel az NGC936 küllős lentikuláris galaxisról. Forrás: ESO (Cerro Paranal, Chile)

Nem mondhatók elliptikus galaxisoknak sem, bár kétségtelenül vannak nagyon hasonlatos jegyeik. Éppen ezért, az elliptikus galaxisokat és a lentikuláris galaxisokat gyakran nem is olyan könnyű megkülönböztetni egymástól. Például, a színképük az öreg csillag populációjuknak hála alig tér el. A prominens központi dudor szintén jellemző mind a kettőre. Ezekben a csillagok mozgása véletlen eloszlást mutat. Nincs sem kitüntetett iránya, sem kitüntetett síkja a csillagok keringésének a centrum körül. Ellenben, a lentikuláris galaxisok korongjában van kitüntetett keringési irány, és a pályák is síkba rendezettek. Ez pedig, határozottan megjelenik az egész galaxis dinamikájában. Tekintve, hogy az elliptikusoknak nincs korongja, így megfigyelve a galaxison belüli mozgások jellegét, különbséget tudunk tenni a lentikuláris és az elliptikus csillagrendszerek között.

Ez elsőre remekül hangzik, de a megfigyeléseket több dolog is nehezíti. A teljességre törekvés nélkül, csak párat említenék ezek közül. A Doppler-effektusnak hála, a színképvonalak eltolódása sok mindent elárul a galaxison belüli mozgásokról. Kezdjük is a színképelemzés buktatóival. A spirál galaxisok esetében éppen a 21 cm-es emissziójukat szokták felhasználni, hogy kinematikájukat feltérképezzék. A lentikuláris galaxisok esetében ugye ez nem lehetséges. Mivel nincs jelentős, a fiatal és masszív csillagok által ionizált hidrogénkészletük, így a Hα emissziós vonalak vizsgálata szintén lehúzható a listáról. Maradnak az abszorpciós színképvonalak, de azokkal csak kevésbé megbízható eredményt lehet produkálni. Tegyük fel, hogy ezekre alapozva mégis elvégeztük a méréseket. Az értelmezésükhöz ismernünk kell pontosan a korong inklinációját (látóirányunkba eső tengelyferdeségét). Ez elengedhetetlen, ha a tényleges keringési sebesség érdekel minket. Ezt viszont nem is olyan triviális meghatározni ezen galaxisoknál. Akkor ott van még, hogy adott pontban nem egyszerű a korongon belüli rendezett, és a dudoron belüli rendezetlen mozgások szétválasztása. És így tovább. Lehet tehát a galaxisok csillagainak dinamikája alapján is definíciót alkotni, hogy mikor beszélünk elliptikus, és mikor lentikuláris galaxisról, de csillagász legyen a talpán aki kifésüli és értelmezi a mérési eredményeket.

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

Sersic_models

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

Ma két elfogadott elmélet van kialakulásukra. Az egyik szerint a spirális szerkezetét elvesztett galaxisokról van szó, melyben kifogyott a nyersanyag a csillagkeletkezéshez. Míg a másik elmélet szerint galaxisok összeolvadása hozta létre eme korong alakú csillagvárosokat.

Gondoljunk csak bele, hogy a „vörös és halott” galaxis (az angol szakirodalomban gyakran használják a „red and dead” kifejezést a csillagokat már nem produkáló galaxisokra) egy ütközésnek, vagy éppen csak egy erőteljes gravitációs kölcsönhatást követő akkréciónak hála még egy esélyt kapott, hogy csillagok újabb nemzedékének adjon életet.

Az éppen folyamatban lévő csillagkeletkezés indikátorai a forró, és ezért kékes színű masszív csillagok tömeges jelenléte. Egy spirál galaxis csillagpopulációját 70%-ban az úgynevezett M típusú, Napunknál is kisebb tömegű, halvány vörös törpe csillagok alkotják. Ez az arány 90% az elliptikus galaxisoknál, és hasonló ezek arány a lentikuláris galaxisok esetében is. Hiába nagyobb a kis tömegű sárgás-vöröses halvány csillagok aránya, heves csillagkeletkezés esetén oly iramban keletkeznek csillagok ezeken a területeken, hogy igen magas lesz a nagy tömegű csillagok száma is. Ezek pedig fényükkel könnyűszerrel túlragyogják a kisebb testvéreiket. Így végső soron, nekik köszönhetően világítanak a fiatal csillagok halmazai kékes fényfüzérekként az NGC660 gyűrűjében. A masszív csillagok azonban tömegüktől függően mindössze néhány millió, vagy néhány tízmillió évig léteznek. (A kisebb tömegű csillagok hosszabb ideig élnek, ahogy már fentebb is utaltam rá.) Létezésük tehát annak bizonyítéka, hogy legalább az említett időintervallumokon belül intenzív csillagkeletkezés folyt az adott területen. Hasonlóan a fiatal masszív csillagok sugárzása által ionizált hidrogén gázfelhői, vagyis a HII régiók vöröses-rózsaszínes pamacsai is az „éppen zajló” csillagkeletkezés jelei. Nagy távolságok esetén, ahol már távcsövünk felbontása kevés, ezek fénye már gyakorta elvész a kék behemótok ragyogásában. Érdemes itt egy pillanatra megállni, és a leírtak tudatában újra megszemlélni az NGC660-ről készített felvételemet.

ngc660_gemini_legacy

Bár a saját felvételemen is már látszanak valamelyest a gerjesztett hidrogén felhők vöröses-rózsaszínes pamacsai, de érdemes megnézni ezt a Hawaiion lévő Gemini óriástávcsővel készült felvételt. Ezen tömegével látszanak vörös csillagkeletkezési régiók a gyűrűben, illetve a fiatal és fényes nagytömegű kék csillagok alkotta halmazok. A felvétel g, r, I, és Hα szűrőkkel készültek. Az ezekhez hozzárendelt színek: kék, zöld, narancs és vörös. A látómező 9.3×5.6 ívperc. Forrás: Gemini Observatory / AURA

A Hubble űrtávcsővel több száz különálló objektumra bontható fel az NGC660 gyűrűje. Ezeknek az objektumoknak tekintélyes hányada kék és vörös szuperóriás csillag. A gyűrű populációkának ezek csupán a legfényesebb tagjai, de tökéletesen megfelelnek korbecsléshez. A vizsgálatok alapján, a legfiatalabb csillagok csak alig 7 millió évvel ezelőtt alakultak ki. Továbbá, a gyűrű kb. 1 milliárd éves lehet a szín-indexén (V-I) alapuló megfigyelések szerint. Összességében tehát elmondható, hogy a hosszú ideje tartó csillagkeletkezés a gyűrűben még mind a mai napig is zajlik.

Jogosan merül fel a következő kérdés az olvasóban, ahogy a csillagászok is megfogalmazták azt. Ha csak megközelítette a kisebb galaxis az NGC660-ot, akkor hol van most? Hol a tettes? Az igazság az, hogy a csillagászok erre nem tudják a pontos választ. Amennyiben 1 milliárd évvel ezelőtt történt az esemény, akkor lehetséges, hogy mostanra már egyszerűen tovább állt. Vagyis, kimozgott abból a látómezőből, ahol eddig a csillagászok keresték.

A másik érdekesség, hogy árapálycsóváknak semmi nyoma, mint például az NGC1316, az NGC6769 és NGC6770 párosa, NGC2442, vagy az Arp 271 kölcsönható, illetve kölcsönhatáson átesett galaxisok esetében. Hogy csak pár korábbi fotómat említsem. Az igazság az, hogy mindkét említett modell esetében létrejöhet úgy a gyűrű, hogy nem alakul ki árapálycsóva. A csóva hiánya nem perdöntő bizonyíték az egyik vagy a másik elképzelés mellett.

Természetes, hogy amikor az ember először erre a galaxisra tekint, akkor a sárgás korong előtt látható kusza porsávok sziluettje, és a gyűrű ami megragadja a tekintetét. Az NGC660 magvidéke viszont legalább ennyire érdekes. Ennek megfigyelése viszont már messze túlmutat az amatőrcsillagász műszerek lehetőségein, de adott esetben még a látható elektromágneses sugárzás tartományán is. Mégis szót kell ejteni róla, hogy összeálljon az olvasó fejében a teljes kép erről a csillagrendszerről.

A mag vizsgálata talán segíthet eldönteni a fentebb boncolgatott kérdést. Amennyiben összeolvadás történt volna, akkor az NGC660 magja kettőséget kellene, hogy mutasson. Ennek viszont semmi nyomát nem találták egyelőre a csillagászok. Nincs jele annak, hogy a galaxis centrumában két szupermasszív fekete lyuk is helyet foglalna. Több olyan galaxist is ismerünk, miben két masszív fekete lyuk is található, mely egyértelmű bizonyítéka, hogy az két másiknak az összeolvadásaként jött létre.

NGC6240-3blackholes

Már korábban is ismert volt az NGC6240-ben egy szupermasszív fekete lyuk. Mivel az volt a kutatók feltételezése, hogy ez a furcsa alakú galaxis két másik összeütközése révén jött létre, így a VLT UT4 (Yepun) távcsövére szerelt MUSE műszerrel alapos vizsgálatnak vetették alá a csillagrendszert.

Ekkor jött a meglepetés, hogy nem egy, hanem rögtön másik két szupermasszív fekete lyukat is találtak a csillagászok. Ez az elsőként talált ilyen eset (2019), hogy egy galaxis centrumán környékén három ilyen behemót is tanyázik. Nincsennek is messze egymástól. Mind a három, egy nagyjából 3000 fényév átmérőjű térrészen belül helyezkedik el, ami a galaxis teljes méretének 1%-ka sincs. Egyenként kb. 90 millió naptömegűek. Az NGC6240 tehát nem is egy, hanem három galaxis összeolvadásának az eredménye. Kép forrása: P. Weilbacher (AIP), NASA, ESA, the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration, and A. Evans (University of Virginia, Charlottesville/NRAO/Stony Brook University)

Az NGC660 a LINER (Low Ionization Nuclear Emission Region) galaxisok csoportjába tartozik. A LINER-ek a nevüket magjuknak színképe alapján kapták, amiben tipikusan gyengén ionizált atomok (egyszeresen ionizált oxigén, nitrogén, kén, stb.) keskeny vonalai figyelhetők meg, míg az erősen ionizált atomok (például kétszeresen ionizált oxigén) vonalai viszonylag gyengék. A LINER galaxisok közel sem olyan ritkák, mint az elsőre gondolnánk. A megfigyelések azt mutatják, hogy a környezetünkben (486 elemű, legalább 12.5 magnitúdós (BT)  galaxismintát tekintve) minden ötödik-harmadik galaxis ilyen. Érdekes, hogy túlnyomórészt inkább elliptikus és lentikuláris galaxisok esetén figyelhető meg ez a jelenség, bár számottevő a spirál galaxisok mennyisége is. Az irreguláris galaxisok között viszont csak elvétve akad ilyen.

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

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

 

agn_tipusok

Aktív galaxismag sematikus vázlata.

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

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

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

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

Mint említettem, az elliptikus és lentikuláris galaxisokban álltalában nem jellemző a masszív és éppen ezért forró fiatal csillagok jelenléte. De az NGC660 esetében a rádiótávcsöves vizsgálatok ennek ellentmondani látszanak. A galaxis központjának durván 32 fényév kiterjedésű régiója igen erős rádiósugárzást bocsájt ki. A csillagászok úgy vélik, hogy az NGC660 és a másik galaxis közötti kölcsönhatás eredményeként tekintélyes mennyiségű gáz áramolhatott a mag vidékére. Illetve, a gravitációs kölcsönhatás lökéshullámokat hozott létre ezekben a gázfelhőkben. Így, a magban is intenzív csillagkeletkezés indult be. Vagyis, nemcsak az NGC660 gyűrűjében zajlanak egyedül viharos csillagkeletkezési folyamatok. A magban hatalmas számban keletkeztek forró, fényes, kékes árnyalatú csillagok. És talán éppen ezen fiatal csillagoknak a környezetükre gyakorolt hatása felelős magáért a rádiósugárzásért. Ezek, az akár 100 naptömeget is meghaladó óriási „csillagszörnyek” rövid idő elteltével szupernóvaként robbantak fel. Ezáltal újabb lökéshullámokat keltve az intersztelláris anyagban. Végső soron, beindítva az újabb csillagkeletkezési hullámokat a csillagrendszer centrumában. Az egészet, mint egy megszaladó folyamatot kell elképzelni. Az NGC660 nemcsak polárgyűrűs, vagy mások értelmezése szerint ferde gyűrűs galaxis, de úgynevezett csillagontó galaxis is (starburst galaxy).

Mindenkit csak arra biztatnék, hogy észlelje bátran ezt az izgalmas galaxist, miközben eltöpreng egy picit a fenti dolgokon. Szemünk előtt a galaktikus evolúció egy ritka példánya. Egyetlen csillagrendszer, megannyi zavarba ejtő tulajdonsággal. Legalábbis, amíg a csillagászok ki nem bogozzák az összes szálat.

Felhasznált irodalom:

G.M.Karataeva, N.A.Tikhonov, O.A.Galazutdinova, V.A. Hagen-Thorn, V.A.Yakovleva: The stellar content of the ring in NGC 660

Brian E. Svoboda, Jeff Mangum: Temperature and Heating Mechanisms in the Polar Ring Galaxy NGC660

R. Riffel, A. Rodriguez-Ardila, I. Aleman, M. S. Brotherton, M. G. Pastoriza, C. J. Bonatto, O. L. Dors Jr: Molecular Hydrogen and [Fe II] in Active Galactic Nuclei III: LINERS and Star Forming Galaxies

Jeffrey G. Mangum, Jeremy Darling, Christian Henkel, Karl M. Menten, Meredith MacGregor, Brian E. Svoboda, Eva Schinnerer: Ammonia Thermometry of Star Forming Galaxies

R. Buta, K. Sheth, E. Athanassoula, A. Bosma, J. Knapen, E. Laurikainen, H. Salo, D. Elmegreen, L. Ho, D. Zaritsky, H. Courtois, J. Hinz, J-C. Muñoz-Mateos, T. Kim, M. Regan, D. Gadotti, A. Gil de Paz, J. Laine, K. Menendez-Delmestre, Sebastien Comeron, S. Erroz Ferrer, M. Seibert, T. Mizusawa, B. Holwerda, B. Madore: A Classical Morphological Analysis of Galaxies in the Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies (S4G)

R. E. Mason, A. Rodriguez-Ardila, L. Martins, R. Riffel, O. Gonzalez Martin, C. Ramos Almeida, D. Ruschel Dutra, L. C. Ho, K. Thanjavur, H. Flohic, A. Alonso-Herrero, P. Lira, R. McDermid, R. A. Riffel, R. P. Schiavon, C. Winge, M. D. Hoenig, E. Perlman: The Nuclear Near-Infrared Spectral Properties of Nearby Galaxies

Megan Argo, Ilse van Bemmel, Sam Connolly, Robert Beswick: A new period of activity in the core of NGC660

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

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

A Hickson68 kompakt galaxiscsoport a Vadászebek csillagképben

2017-03-26, 2017-03-28 – Göd

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

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

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

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

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

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

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

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

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

Hickson68-map1

A Hickson68 elhelyezkedése az égen.

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

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

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

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

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

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

Sersic_models

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

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

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

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

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

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

agn_tipusok

Aktív galaxismag sematikus vázlata.

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

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

NGC5353-NGC5354-radio_core01-cut1

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

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

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

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

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

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

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

Paul Hickson interjú

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

Paul Hickson

Paul Hickson – Fotó: Oscar Saa, CTIO

Először is köszönöm, hogy elfogadta a felkérést!

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

P.H.: „Szép fénykép!”

Köszönöm!

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

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

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

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

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

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

Mik a tudományos tervei a jövőre nézve?

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

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

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

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

 

Felhasznált irodalom:

P. Hickson: Systematic properties of compact groups of galaxies

P. Hickson: Compact groups of galaxies

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Adatok: NED és SIMBAD adatbázisok