NGC6791 – A maga nemében furcsa csillaghalmaz

NGC6791-LRGB-20180713-2306-sx-bin2-360s-TTK

NGC6791

2018-07-13, 2017-08-15 – Göd

23 x 360 sec L (Bin2), 8 x 360 sec R (Bin2), 8 x 360 sec G (Bin2), 8 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 utolsó „égi felvétel” a régi gödi házunk udvaráról.

A nyílthalmazokról álltalában

A halmazok definíciója, hogy csillagaik gravitációsan kötődnek egymáshoz, de mint látni fogjuk, ez adott esetben nem feltétlenül tart addig, míg az utolsó csillagok is „kihunynak” benne. Alapvetően a csillaghalmazok két típusát különböztetjük meg: a nyílthalmazokat és a gömbhalmazokat. A gömbhalmazokról korábban már részletesen írtam. A továbbiakban, így kizárólag csak a nyílthalmazok témakörére fogok szorítkozni.

M45-Panik

Talán az égbolt egyik legismertebb nyílthalmaza az M45. Mi magyarok Fiastyúkként szoktunk emlegetni, mely a csibéivel a Bika csillagkép hátán ücsörög. A görögök Plejádoknak (Πλειάδες / Pleiades) nevezték, a mitológiai hét nővér után. A felkelő nap országában pedig Subaru-ként ismert ez a nyílthalmaz. Nincs olyan kultúra, ahol ne lenne valamilyen elnevezése, vagy ne kapcsolódna hozzá valamiféle történet. Az M45-ben a hosszú expozíciós felvételeken reflexiós ködök is megfigyelhetőek. Kezdetben azt gondolták, hogy ez még a csillagok keletkezése után maradt hátra. Azonban az újabb modellek alapján a halmaz túl idős ahhoz, hogy ezek a születés után hátra maradt ködfoszlányok még egyben maradhassanak. A kék forró csillagok sugárzása ezt már rég elfújta volna. Sokkal valószínűbb az a magyarázat, hogy a nyílthalmaz éppen egy sűrűbb csillagködön halad keresztül, mely visszaveri a tagok fényét, gyönyörködtetve ezáltal a szemlélőt. Fotó: Panik Zoltán Imre

A nyílthalmazok legfeljebb néhány ezer tagot számlálnak. A csillagászok becslése szerint a Tejútrendszerben a számuk akár a 100 ezret is elérheti. Ehhez a hatalmas számhoz képest azonban, mindössze alig néhány ezret ismerünk. Ennek legfőbb oka, hogy főként galaxisunk korongjának síkjához közel helyezkednek el. Jellemzően egyikük sincs 500-600 fényévnél távolabbra ettől.  Tejútrendszerük korongjában viszont igen erős az intersztelláris anyag fényelnyelő és vörösítő hatása. De azt is érdemes megemlíteni, hogy a csillagokkal zsúfolt korongban nem is olyan egyszerű felismerni őket. A felsorolt három hatás kimondottan a galaktikus centrum irányában nehezíti meg a csillagászok dolgát. Összességében elmondható, hogy a becsült teljes népességhez képest csak igen kevés van hozzánk kellően közel, illetve kedvező helyzetben ahhoz, hogy alaposabban is tanulmányozhassák őket a kutatók. Vagy hogy éppen mi amatőrcsillagászok megfigyelhessük, lerajzolhassuk, vagy akár fotografikus portrét készíthessünk róluk. Vagy éppen csak egyszerűen gyönyörködhessünk bennünk.

Hogy a galaxison belül miért egy viszonylag vékony síkban, és a centrumtól nagyjából 16-65 ezer fényév sugárú tartományon belül helyezkednek el? Erre csillagrendszerünk története, a nyílthalmazok születési körülményei, és későbbi fejlődésük ad magyarázatot.

A legtávolabbi, korai galaxisok megfigyelésével szerzett eddigi információink, illetve a modellek alapján feltételezhető, hogy azokhoz hasonlóan a Tejútrendszer története is törpe szferoidális és szabálytalan alakú ős-galaxisok ütközésével és egyesülésével indult, melyek már tartalmazhattak csillagokat. A kezdetben szabálytalan alakú és kaotikus gázfelhőben nem volt kitüntetett keringési iránya a születő csillagoknak. Az összeolvadások révén jelentős tömegűvé duzzadt, összehúzódó felhőben idővel kialakult egy kitüntetett forgási irány, a forgás üteme pedig egyre gyorsult az impulzus megmaradás törvénye értelmében. Körülbelül 9 milliárd (8.8 ± 1.7 milliárd) évvel ezelőtt ez az egész folyamat egy lapos forgó korongba terelte a gázt és a port. Az így létrejött, úgynevezett vastag molekuláris korong (thin molecular gas disc) gázfelhőiben később keletkező csillagok pályája már ezt a kitüntetett irányt és síkot örökölte. (Csak a pontosság kedvéért megjegyzem, hogy a Tejútrendszer még későbbi története során is bekebelezett más törpe galaxisokat.)

Az egyes nyílthalmazok csillagai mind ugyanabban a hatalmas molekula felhőben keletkeztek, és koruk is nagyjából hasonló. A tagok gravitációsan ugyan kötődnek egymáshoz, de ez a kapocs gyenge, és nem tart örökké. A legtöbb nyílthalmaz elég „instabil”, ami arra vezethető vissza, hogy tömegük nem elég nagy ahhoz, hogy csillagaikat hosszú időn át megtartsák. Márpedig, ha a halmazra érvényes szökési sebesség kisebb, mint az őt alkotó csillagok átlagos sebessége, akkor azok belső és külső hatásokra viszonylag könnyedén elszöknek. De milyen hatások érik az egyes csillagokat?

Természetes belső folyamat a csillagok közötti közeli találkozás, melynek révén, az adott csillag elég sebességre tehet szert, hogy legyőzze a halmazon belüli szökési sebességet. A halmaz „párolgásában” fontos szerepet játszik továbbá a galaxis árapály hatása is, illetve közeli találkozások a galaxis többi csillagával, halmazaival. De ezzel még nincs vége a sornak, ugyanis a hatalmas molekula felhők megközelítése, vagy azokon való áthaladása is erodálja a halmazt.

Egyes becslések szerint a nyílthalmazok 90%-ka már addigra felbomlik, mire a csillagai egyáltalán elhagyhatnék azt a molekula felhőt, amiben születtek. Az ezt túlélő halmazokra is azonban idővel hasonló sors vár. Hogy mikor oszlanak fel? Ez nagyban függ a kiindulási tömegüktől. Csak az igazán népes és sűrű nyílthalmazok – amiből pedig igen keveset ismerünk – érik meg a több milliárd éves kort. Ettől a kevés kivételtől eltekintve, a „születési megpróbáltatásokat” átvészelő nyílthalmazok többség is általában néhány 100 millió éves időskálán szétesik.

A felbomlott nyílthalmazok tagjai továbbra is hasonló pályán mozognak, mozgó csoporttá (moving group) válnak. Ilyen mozgó csoporthoz tartozik például a Göncölszekér 5 fényes csillaga is (Ursa Major Moving Group). Mozgásuk, azonos kémiai összetételük, azonos koruk a bizonyítéka, hogy valaha, egy mára már felbomlott, nagyjából 300-500 millió éve született nyílthalmaz tagjai voltak.

UMA_Moving_Group_Goncol1-m1

A Nagy Medve (Ursa Major) csillagkép részét képező Göncölszekérnek, az Ursa Major Moving Group magjához tartozó csillagai. A mozgó csoport centruma tőlünk nagyjából 80 fényévre található. Kiterjedését tekintve, a tagok egy 30 fényév nagytengelyű és 18 fényév kistengelyű ellipszoid alakú térrészt töltenek ki. A jelölteket is beleszámolva, valamivel több, mint 4 tucat csillagról lehet szó, melyek az égboltunkon viszonylag nagy szeletén szétszórva láthatunk (a Cepheus-tól egészen „le” a Déli Háromszög csillagképig), s melyek látszólag a Nyilas csillagkép egy meghatározott pontja felé tartanak. Kiemelném, hogy egy csillagokban gazdag nyílthalmaz könnyen akár 200 csillagot is számlálhat ekkora területen.

Foglaljuk tehát össze!  Koruk a néhány millió, 10 millió, 100 millió éves nagyságrendtől körülbelül 10 milliárd évig tejed. A Tejútrendszer azon korszakának szülöttjei, amikor a csillagkeletkezés már a galaxis korongjában történt. Ezért itt koncentrálódnak, ennek síkjába. Azt a néhány, több milliárd éves nyílthalmazt leszámítva, melyek a többséghez képest jelentősen nagyobb tömeggel születtek, tagjaik a galaxisunk korához képest csak viszonylag rövid ideig maradnak együtt. A csillagok fémtartalma bennük magasabb, mint a Tejútrendszer ősi, öreg csillagjaié. A pályájuk mellett, így az is bizonyíték arra, hogy tagjaik inkább a Tejútrendszer fiatalabb csillaggenerációjának képviselői, I populációs csillagok. (Még az öregebb nyílthalmazok is gazdagabbak fémekben, mint a legősibb csillagok.)

De mi az a fémtartalom? Hogyan korrelál a csillag korával? Mi az az I populáció egyáltalán?

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 már 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.

Az utóbbi évtizedek égboltfelmérő programjai világítottak rá arra, hogy fémtartalom a galaxisunkon belül igen változatos képet mutat. Nagyban függ attól is, hogy az adott csillagok a galaxis mely területén helyezkednek el. Kiderült, hogy a Tejútrendszer a korábbi elképzelésekkel ellentétben bonyolultabb felépítésű. Vagyis, sokkal több kémiai és dinamikai értelemben is elkülönülő alrendszerből áll össze. Az egyes vidékeken más és más volt ütemben folyat a csillagok „fémszennyező” tevékenysége. A nagyobb fémtartalom, tehát nem törvényszerűen jelent egyértelműen fiatalabb kort. A csillag származási helye is sokat nyom a latban.

De miként tudják meghatározni a kutatók egy nyílthalmaz korát? A 30 millió évnél idősebbek esetén a gömbhalmazoknál már ismertetett metódust alkalmazzák a csillagászok.

A módszer lényege, hogy fotometriai vizsgálatoknak vetik alá a nyílthalmaz csillagait, és felrajzolják annak szín-fényesség diagramját (Color Magnitude diagram – CMD), mely tulajdonképpen a Hertzsprung-Russel diagram (HRD) „gyakorlatias” változata. A vízszintes tengelyen két különböző szűrővel mért fényesség értékek különbsége kerül feltüntetésre a színképosztály helyett. (Ezt a csillag egyfajta színének lehet ezt tekinteni.) A függőleges tengelyen pedig ezek közül az egyik színszűrővel felvett fényességérték szerepel.

A halmaz szín-fényesség diagramja sok mindent elárul annak koráról, ugyanis az egyszerre született és azonos fémtartalomú csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ. A nagyobb tömegű fényesebb és forróbb csillagok hamarabb elhasználják hidrogén készleteiket, és hamarabb el is elhagyják a fősorozatot. Az idő előrehaladtával már csak a kisebb tömegű, és kevésbé fényes csillagok maradnak a fősorozaton. Minél idősebb egy halmaz, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” az óriás ág felé.

csillaghalmazok_kora

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 fotometria eredményeiből megalkotva a szín-fényesség diagramját egy adott halmaznak, az előbb említett pontnak a meghatározásával, illetve a csillagfejlődési elméletek jósolta izokron illesztésével megbecsülhető a halmaz kora. Az izokron a csillagfejlődésben használt kifejezés, mely a szín-fényesség diagramon az azonos korú csillagokat összekötő görbét jelöli.

nyilthalmaz-HRD1

Különböző korú nyílthalmazok szín-fényesség diagramja. Kép forrása: Australia Telescope Outreach and Education

NGC6791-CMD

Az NGC6791 nyílthalmaz szín-fényesség diagramja, és az azokra illesztett 3 különböző izokron. A vörös 7.7 milliárd évnek, a kék 8.2 milliárd évnek, a fekete 9 milliárd évnek felel meg. A diagram függőleges tengelyén a V szűrővel mért fényesség, még a vízszintes tengelyen a különböző szűrőkkel felvett fényességek különbségei láthatók. A B (kék), V (vizuális), I (közeli infravörös) fényességek különbségeit színeknek is tekinthetjük. Balra a „kékebb”, jobbra a „vörösebb” csillagok találhatók. Az ábrán jól látható, ahogy a fősorozat egyszer csak véget ér, és elkanyarodik az óriás ág felé. Adott kémiai összetétel és kor esetén, ezeknek a csillagfejlődési elméletekből számított görbéknek a mentén kell elhelyezkedniük a csillagoknak a szín-fényesség diagramon. Amennyiben a nyílthalmaz 7.7 milliárd, 8.2 milliárd, vagy éppen 9 milliárd éves lenne. Forrás: F. Grundahl és mások

Lehetőség szerint a nyílthalmaz csillagait spektroszkópiai elemzésnek is alávetik, vagyis információt nyernek a csillagok kémiai összetételéről (fémtartalmáról). Ne feledjük, ahogy fentebb már utaltam rá, az újabb csillaggenerációk már a korábbiak által legyártott elemekkel beszennyezett gázfelhőkből alakultak ki. A csillagok „működése”, fejlődése nagyban függ a fémtartalomtól. Némileg más utat jár be a szín-fényesség diagramon a fémekben szegény csillag, mint a fémekben gazdagabb az idő előrehaladtával. A fémtartalom a csillag színhőmérsékletére is kihat. A fémekben szegények kékebbek, mint a fémekben gazdagabbak. Más-más kémiai összetételekhez, más-más izokron tartozik.

A nagyon fiatal nyílthalmazok esetében kissé más módszer a célravezetőbb, bár ez is a halmaz szín-fényesség diagramján alapszik. Az azonos korú, azonban eltérő tömegű csillagok fejlődési sebességének különbsége már „embriókorukban” is megmutatkozik. A hideg molekuláris gázfelhőkben születő csillagoknak időre van szükségük, hogy kellően összesűrűsödve, magjukban beinduljon a hidrogén fúziója. Egy nagytömegű csillag esetén ehhez nagyjából 100 ezer év szükséges. A kisebb tömegűeknél viszont akár több 10 millió évig is eltarthat, míg elérik a fősorozatot. A nagyon fiatal halmazokban tehát a fősorozat előtti csillagokat keresnek a kutatók, majd a csillagfejlődési elméletek által szolgáltatott lehetséges izokronokat ezekre illesztik a diagramon. Végül ezekből próbálják megállapítani a halmaz korát.

A fiatal halmazoknál, mivel még tartalmaznak fősorozat előtti csillagokat, meghatározható az is, hogy milyen időintervallumban születtek a csillagok a gázfelhőből. Alapvetően ez a legidősebb és a legfiatalabb csillag korkülönbsége. A módszer lényege leegyszerűsítve az, hogy a halmaz legidősebb csillagának tekintjük azt a csillagot, amelyik éppen elhagyja a fősorozatot (turn-off age), továbbá megkeressük a legfiatalabb fősorozat előtti csillagot (turn-on age). A kettő különbsége pedig jó közelítéssel megadja, hogy mennyi ideig is folyt csillagkeletkezés a halmazban.

NGC6910-preMS-isoch

Az NGC6910 nyílthalmaz szín-fényesség diagramja a fősorozat előtti csillagokkal, melyre a csillagászok különböző izokronokat illesztettek. A fentebb említette vizsgálatokat kutatók több csoportja is elvégezte, és bár az értékek kissé eltérnek, mégis jól közelítenek egymáshoz. Az NGC6910 életkora nagyjából 7 millió év, a tagok jelentős része pedig az első 3 millió éves időintervallumban született. Bár a keletkezés üteme később lassult, de még fél millió évvel ezelőtt is keletkeztek csillagok. Forrás: Bhavya B. és mások

 

Az NGC6791-ről

Még mindig élének él bennem az emlék, mikor életemben először láttam a halmazt. Annak a nyári éjszakának már idestova 30 éve. Tinédzserként, sámlin egyensúlyozva küszködtem, hogy beállítsam 150/1200-as Newton-távcsövem látómezöjébe. Az égbolton akkor már magasan állt a halmaz, így valamire fel kellett lépnem, hogy az okulárba pillanthassak.

Bevallom, nem találtam meg elsőre. Többször elindultam a Vegától. Az akkori mechanikám ekvatoriális szerelésű volt, és mivel a halmaz és a Vega deklinációja között nagyjából csak 1 fok a különbség, ezért elég lett volna csak egyetlen tengely mentén mozgatni a távcsövet a Hattyú csillagkép irányába. Ez volt az ötlet. Ha az ember kellő pontossággal pólusra állítja a távcsövét, akkor némi gyakorlattal tényleg nem is olyan nehéz megtalálni ezt a nyílthalmazt. A „némi rutin” azonban hiányzott még, a pólusra állás meg… Jobban jártam volna, ha csillagról csillagra ugrálva állítom be.

Végül csak sikerült felismernem a halvány, némiképp nyúlt fényfoltot a sűrű csillagmezőben. Talán 30x-os nagyítást használhattam. Már nem emlékszem pontosan az okulár fókusztávolságára. Arra viszont igen, hogy kissé lötyögött benne az egyik lencsetag. (Ezt később orvosoltam.)  Körülbelül 60x-os nagyításnál már nagyjából tucatnyi fényesebb csillag látszott benne, de a tagjainak többsége még mindig csak halovány ködösség volt csupán. Egyszerre volt meghökkentő és lenyűgöző. Őszintén? Nem pontosan erre a látványra számítottam. Sokkal inkább keltette kis felületi fényességű gömbhalmaz benyomását. A nem túl messze „szárnyaló” Hattyú csillagkép kezdőként megismert nyílthalmazai után, az NGC6791 valami egészen más volt. Akkor és ott még nem tudtam azt, hogy nemcsak a látványát tekintve egyedi ez a nyílthalmaz. Ezzel csak jóval később szembesültem. Nem is sokkal korábban, mint ahogy ez a felvétel készült. Ez pedig sok év után újra csak a halmaz felé terelte a figyelmemet.

Meg kell jegyeznem, hogy sem e felvétel elkészítésével, sem a kép kidolgozásával nem törődtem annyit, mint magának az objektumnak az „értelmezésével”. Amatőrcsillagászként nekem ez jelentette az igazi élményt. Amennyiben a kedves olvasó továbbra is velem tart, végig vezetem ezen az úton.

NGC6791-map1

Az NGC6791 a Lant (Lyra) és a Hattyú (Cygnus) csillagkép között helyezkedik el, de még a Lanthoz tartozik.

NGC6791-map4

Az NGC6791 az SDSS (The Sloan Digital Sky Survey) keretében készült felvételen. A látómező durván 3.75 x 3.75 fok körüli. A képpel csupán a vidék csillaggazdagságát, és a halmaz fényességét kívánom szemléltetni a környezethez képest.

A tőlünk körülbelül 13300 fényévre lévő NGC6791 talán az egyik legérdekesebb nyílthalmaz fizikai és orbitális paramétereinek köszönhetően. A szín-fényesség diagramja alapján korát úgy 8 milliárd évre teszik a csillagászok. A színképelemzések tanúsága szerint csillagjaiban a vas aránya a hidrogénhez képest kétszerese a Napunkéhoz képest. Tömege 5000 naptömeg körüli. Mindezek alapján a Tejútrendszer egyik legősibb, legnagyobb fémtartalmú nyílthalmaza. Ráadásul egyike a legmasszívabbaknak. Álljunk is itt meg egy pillanatra! Öregebb, mint a Napunk és mégis fémekben gazdagabb?

A galaxis centrumától nagyjából 26 ezer fényévnyi távolság választja el. Majdnem annyi, mint Naprendszerünket. Eme utóbbi 26.4 ± 1.0 ezer fényév (8.09 ± 0.31 kpc). Továbbá, 2600 fényévvel a Tejútrendszer síkja fölött található. Azonban, a Luis Martinez-Medina által vezetett kutatócsoport véleménye szerint a nyílthalmaz pályája igencsak más lehetett a múltban. Ez pedig szerintük mindent meg is magyaráz.

NGC6791-SUN-MW

Az NGC6791 helyzete a Tejútrendszerben. A sárga pötty a Nap pozícióját jelöli.

Kézenfekvő lehetőségnek tűnik, hogy a halmaz extragalaktikus eredetű. Vagyis, egy mostanra a Tejútrendszerbe olvadt törpegalaxis szülötte. Az ütközés során a csillagrendszerünk által gravitációsan erősen megtépázott halmaz csupán, mely tagjainak tetemes részét elveszítette. Tekintve, hogy a múltban a törpegalaxisnak a Tejútrendszerétől eltérő lehetett a kémiai evolúciója, így a halmaz öreg kora ellenére értelmezhető az, hogy miért is nagyobb csillagjaiban a vas aránya a hidrogénhez képest, mint a Napban. Csakhogy a Lokális Csoport törpegalaxisainak kémiai profilja eltér e halmazétól. Márpedig az esetlegesen felfalt törpegalaxisé sem lehetett a többiekétől nagyon különböző. Legalábbis ez nem túl valószínű. Ez pedig aláássa az „extragalaktikus forgatókönyvet”.

Elképzelhető-e az egyáltalán erről a halmazról, melynek ennyire speciálisak a tulajdonságai, hogy mégiscsak a Tejútrendszerben keletkezett?  Speciális tulajdonságok alatt értendő a kora, a fémtartalma, a galaxis síkjától és centrumtól való távolsága. Luis Martinez-Medina és szerzőtársai szerint ez egyáltalán nem kizárt. Sőt, ez igenis lehetséges.

Ahogy már az előző fejezetben is utaltam rá, a galaxisunkban a fémtartalom nemcsak egyszerűen a csillag korától függ, bár korrelál azzal. Meghatározó az is, hogy a csillag a galaxis mely vidékén született. A csillagkeletkezési ráta nemcsak időben, de helyileg is eltérő volt a Tejútrendszer múltjában. Márpedig, amennyiben a csillagok „fémszennyező” tevékenységének intenzitása között eltérés mutatkozik egy adott időpillanatban a galaxison belül, akkor két különböző régióban, de azonos pillanatban született csillagok fémtartalma is eltérő lesz. Leegyszerűsítve, annak lesz magasabb a fémtartalma, melynek keletkezését megelőző időszakban hevesebb volt a csillagkeletkezés. Hogy miért? A fokozott csillagkeletkezés, több nagyobb tömegű csillagot jelent, ez pedig több kollapszus-szupernóva eseményt. De ezt követően nagyobb lesz az összeolvadó neutroncsillagok, a felrobbanó fehér törpék (Ia típusú szupernóvák) gyakorisága is. Illetve, pusztán maga a nagyobb születési szám azt is eredményezi, hogy az öregedő csillagok a késői fejlődési fázisukban összességében még több anyagot juttattatnak vissza a környezetükbe. Mindezt pusztán a nagyobb számosságuk miatt. Összességében ezek azok legfőbb folyamatokat, amiként a csillagok képesek fémeket juttatni az intersztelláris anyagba. Az újabb generációk pedig már a fémekben gazdagabb gázfelhőkben születtek.

Alapvetően, ahogy a Tejútrendszer idővel öregedett, a korongban úgy haladt fokozatosan kifelé a csillagkeletkezési hullám. A centrumtól a peremrész irányába. A kép azonban ennél némileg összetettebb. Csillagrendszerünk más spirál galaxishoz hasonlóan kémiai és kinematikai szempontból is elkülönülő alrendszerekből áll.

A galaxis belső vidékén a fémekben gazdag (legalább a Naphoz hasonló vagy annál is nagyobb fémtartalmú) csillagok a csillagrendszerünk küllője mentén koncentrálódnak. Valójában kompozit csoportról van szó. Egyik felüket azok az öreg, de fémekben gazdag csillagok alkotják, amelyek még a Tejútrendszer fiatalabb korában, a korai korongban keletkeztek, és csak később „csatlakoztak” a küllőhöz. A másik felük már újabb csillagkeletkezési epizódok eredményei, jóval fiatalabbak is. Bizonyos elképzelés szerint ezek már az úgynevezett szupervékony küllőben (superthin bar) születtek. Ugyanakkor az sem kizárt, hogy ezek is csak a küllő csapdájába esett csillagok.

Az említett csillagok, egy a náluk, illetve Napunknál is valamivel fémszegényebb csoporttal együtt alkotják galaxisunk szögletes/földimogyoró alakú központi dudorját (boxy/peanut-shaped bulge, B/P bulge). Eme utóbbiak eredetileg a vékony korongból származnak, s még a küllő kialakulása előtt keletkeztek. Vertikálisan ez az alrendszer jóval kiterjedtebb, mint az előző. Kinematikájuk alapján azokkal ellentétben ezek eredetileg a centrumtól nagyobb távolságban alakultak ki.

A szakemberek többsége ma úgy véli, hogy a korong alakú galaxisokban, vagyis a spirálisokban és a lentikulárisokban idővel törvényszerű a küllő kialakulása. A küllős szerkezet megjelenése e galaxisok dinamikus fejlődésének egyik természetes állomása. Amennyiben, a küllős galaxis korongja az élével fordul felénk, és a küllőre a hosszanti tengelye mentén látunk rá, akkor szögletes alakúnak, amennyiben a hosszanti tengelye merőleges a látóirányunkra (a küllő keresztben áll), akkor földimogyoró alakúnak látjuk a galaktikus dudort. Akit a téma részletesebben is érdekel, az korábbi cikkemben részletesebben is olvashat erről.

A videó a küllő kialakulásának és fejlődésének folyamatát mutatja be. Várjunk türelmesen! 1 perc 20 másodperc környékén láthatóvá válik mindaz, amiről írtam. Szerzők: Fabian Lüghausen, Benoit Famaey, Pavel Kroupa

Az előbbieknél is fémszegényebb csillagok tulajdonságai már nem mutatnak szignifikáns kapcsolatot a küllővel. Eloszlásuk, mozgásuk, pályájuk alakja és orientációja alapján a vastag koronghoz tartoznak. Csak úgy, mint a fémekben igen szegény csillagok (ezek fémtartalma Napunkénak egytizede vagy annál is kevesebb). Megjegyzem, hogy ezen utóbbiak kémiai összetétele nagyon hasonlóak azokhoz az öreg csillagokéhoz, amelyek a Nap környéken is megfigyelhetők a vastag korongban. Végezetül egy teljesen külön osztály az extrém fémszegény csillagok csoportja a magvidéken. Ezek feltehetőleg vagy a Tejútrendszer kisméretű klasszikus dudorjának csillagai, vagy a galaxist körbevevő ősi haló belső részének csillagai.

Az NGC6791 csillagainak kémiai összetétele nagyon hasonló a fentebb említett fémekben gazdag öreg csillagokéhoz. Azokéhoz, melyek a Tejút belső vidékén, a galaktikus dudorban figyeltek meg a csillagászok, illetve amik a küllő mentén orientálódnak. Már a 2010-es évek elején felmerült az ötlet, hogy az NGC6791 talán éppen a galaxisunk e területről származik (Jílková és mások 2012, Bensby és mások 2013). Amennyiben ténylegesen ez a helyzet, az magyarázatot nyújt a nyílthalmazokhoz képest nagy tömegére is. A múltban ugyanis, a galaktikus dudorban, illetve a korong belső részén kellőképpen gyors és intenzív volt a csillagkeletkezés ahhoz, hogy egy ilyen paraméterű halmaz megszülethessen.  Van azonban egy nyugtalanítónak tűnő kérdés, mely választ követel. Mit keres jelenleg 26 ezer fényévnyi távolságra a centrumtól, és miért van 2600 fényévvel a Tejútrendszer síkja fölött? Luis Martinez-Medina és csapata erre a kérdésre próbált választ találni.

A Tejútrendszerben, a többi spirál galaxishoz hasonlóan, a spirálkarok és a küllő erőteljes gravitációs hatásának köszönhetően, a korongban a csillagok pályája folyamatosan kifelé tolódik a centrumtól. Ez az úgynevezett radiális migráció. Maga a jelenség már egy ideje ismert a csillagászok előtt. Például, a Nap a keletkezése óta, vagyis az elmúlt 4.6 milliárd évben körülbelül 2000 fényévet távolodott a centrumtól.

Martinez-Medina szerzőtársaival megalkotta a Tejútrendszer részletes  (az eddig legrealisztikusabb) számítógépes modelljét a ma rendelkezésre álló információk alapján. Korábban is voltak már ilyen próbálkozások, azonban azok jóval egyszerűbb modellek voltak. Arról se feledkezzünk meg, hogy a komputerek, pontosabban szuperkomputerek számítási kapacitása mekkorát növekedett az elmúlt években.

A kutatók fél millió lehetséges pálya analízisét végezték el. 8 milliárd évnyi mozgást szimuláltak, és olyan megoldást kerestek, melynek a végén a halmaz pontosan abba a pozícióba kerül, ahol manapság az NGC6791-et láthatjuk. Továbbá, sajátmozgása és radiális sebessége jó egyezést mutat a megfigyelésekkel. Ellentétben más csillagászok korábbi vizsgálataival, 240 olyan esetet is találtak, mely a kívánt eredményt produkálta.

A galaxison belüli gravitációs árapályerők (spirálkarok, küllő, más halmazok, csillagok, por és gázfelhők stb.) folyamatosan bomlasztják a halmazokat. Egyáltalán a halmaz túlélhet-e ilyen hosszú időszakot? Mekkora kiindulási tömeg szükséges ahhoz, hogy közel 8 milliárd évvel később még mindig 5 ezerszer nagyobb tömegű legyen, mint a Nap?

A számítások, szimulációk szerint az NGC6791 kiindulási tömege körülbelül tízszer nagyobb lehetett a mainál, vagyis születésekor olyan 50 ezer naptömegű lehetett. Az analízis azt is megmutatta, hogy 420 darab ilyen masszív halmazból, mely valamikor 7.5 és 8.5 milliárd évvel ezelőtt, a centrumtól 9780-16300 fényéves (3-5 kpc a tanulmányban) tartományon belül született, egy biztosan túlélhette a mai napig. De nemcsak túlélhette, hanem a megfigyelt távolságba juthatott a centrumtól, illetve megfelelő magasságba emelkedhet a galaktikus korong fölé. Ami pedig a legfontosabb: biztosan megfigyelhető a Földről.

A tanulmányt végül Martinez-Medina és kutatótársai azzal zárták, hogy igen is lehetséges, miszerint az NGC6791 8 milliárd évvel ezelőtt a korong belső vidékén keletkezett, és a radiális migráció sodorta messzebb onnan. Éppen a különös tulajdonságai tesznek bizonyságot arról, hogy ez a vándor Tejútrendszerünk „szülöttje”.

Kepler-19 – exobolygók a látómezőben

NGC6791-LRGB-20180713-2306-sx-bin2-360s-TTK-mark

A Kepler-19 az NGC6791-ről készült felvételemen.

A Kepler missziója, nemsokkal ezen sorok írása előtt ért véget (2018. november 15.). Az űrtávcső elsődleges feladata exobolygók keresése volt. Ahogy Thomas Zurbuchen fogalmazott: „A NASA első bolygóvadász missziójában a Kepler túlszárnyalta minden várakozásunkat, és egyben kitaposta az utat a földön kívüli élet keresése előtt, legyen szó akár a Naprendszerről, vagy az azon túli világokról.” Nemcsak megmutatta, hogy milyen sok csillagnak van saját bolygója (exobolygó), de szemünk előtt új kutatási terület is született. Nyugodtan állíthatjuk, hogy az exobolygók kutatása ma a csillagászat egyik legforrongóbb területe.

10-15 By the numbers - mission stats

A Kepler misszió eredményei számszerűsítve. 9.6 év a világűrben. 530503 megfigyelt csillag. 2662 megerősített exobolygó. Csak, hogy a fontosabbakat említsem. Ábra forrása: NASA/Ames/Wendy Stenzel

A K1 misszióban (ahogy eredetileg is tervezték) a Hattyú és a Lant csillagképek határán lévő égterülete fürkészte éveken keresztül. A csillagászok parányi fényváltozásokat kerestek a csillagok fényében. Olyanokat, melyeket a csillag előtt elhaladó exobolygók fedései okoznak (tranzit módszer). Ebbe a látómezőbe az NGC6791 is beleesett.

NGC6791-Kepler_329161main_fullFFIHot300

Az NGC6791 nyílthalmaz a Kepler látómezőjében (K1 misszió). Forrás: NASA/Ames/JPL-Caltech

Az NGC6791-től nem is olyan messze látható a Kepler-19 katalógusjelű csillag, mely körül mai ismereteink szerint három exobolygó is kering. Ez a közelség azonban mindössze látszólagos, mert a csillag 717 ± 3 fényévre van, vagyis a valóságban sokkal közelebb, mint az NGC6791.

A legbelső exobolygót, a Kepler-19b-t tranzit metódussal fedezték fel. A Kepler-19b okozta elhalványodások alapos elemzése arra is rávilágított, hogy léteznie kell még egy bolygónak a rendszerben, ami azonban nem halad el a csillag korongja előtt. A csillagok körül keringő bolygók gravitációsan egymásra is hatnak, vagyis befolyásolják egymás mozgását. Ennek eredményeképpen pedig adott esetben periodikusan változó eltérések figyelhetők meg a fedésekben (transit-timing variation method). A Kepler19-b esetében ez kb. 300 napos periódussal változó, 5 perces amplitúdójú eltérést jelentett. Ez a felismerés vezetett végül a Kepler-19c felfedezéséhez, mely a csillagtól számított második bolygó a rendszerben. A Kepler-19d-t, ami szintén nem halad el a Kepler-19 korongja előtt, a csillag radiális sebességében mutatkozó apró változásokból sikerült kimutatni. Amennyiben a csillagnak elég nagy tömegű a bolygója, akkor az a keringése során kimutathatóan „megrángatja” magát a csillagot. Precízebben fogalmazva, a csillag is kering a közös tömegközéppontjuk körül. Tehát periodikusan hol közeledik, hol távolodik hozzánk képest. A Doppler-effektus miatt pedig a csillag színképében a vonalak hol a kék, hol pedig a vörös felé tolódnak el. Tekintve, hogy még a nagyobb bolygók tömege is jóval kisebb a csillagjához képest, így igen kis effektusról van szó. Nagyon precíz mérésekre van szükség. A mai műszerekkel, azonban már 1 m/s sebességváltozás is kimutatható akár. Ez nagyjából egy kényelmesen sétáló ember sebessége. (Hosszabb, sok éves adatsorokból a HARPS műszerrel nem lehetetlen a 30 cm/s sebességváltozás detektálása sem!)

Bár csak egy fénypötty a fotón a Kepler-19, de mégis érdekes belegondolni, hogy három bolygó biztosan kering körülötte. Vajon van-e élet rajtuk? Kifejlődhetett-e a mienkéhez hasonló intelligens faj? Persze, hogy ezek a kérdések foglalkoztatja leginkább az embert. Talán elszomorítom az olvasót, de ez valószínűtlen. A három bolygó tömegét tekintve bizonyosan nem kőzetbolygó. Sokkal inkább a Neptunuszhoz hasonló világok ezek. Nekem azonban ez a tény csöppet sem szegi kedvem. Az Univerzum hatalmas, és ha nem itt, talán majd máshol rálelünk a válaszra. Egyedül vagyunk?

Bolygók a csillagtól való távolságuk sorrendjében Tömeg Földhöz viszonyítva Keringési periódus napokban Excentricitás Inklináció Sugár a Földhöz viszonyítva
b 8.4 +1.6 / −1.5 M 9.28716 +0.00004 / −0.00006 0.12 ±0.02 89.94° 2.209 ±0.048 R
c 13.1 ±2.7 M 28.731 +0.012 / −0.005 0.21 +0.05 / −0.07
d 22.5 +1.2 / −5.6 M 62.95 +0.04 / −0.30 0.05 +0.16 / −0.01

 

Felhasznált irodalom:

Charles J. Lada, Elizabeth A. Lada: Embedded Clusters in Molecular Clouds

L. R. Bedin, M. Salaris, G. Piotto, S. Cassisi, A. P. Milone, J. Anderson, and I. R. King: The Puzzling White Dwarf Cooling Sequence in NGC 6791: A Simple Solution

F. Grundahl, J. V. Clausen, S. Hardis, S. Frandsen: A new standard: Age and distance for the open cluster NGC 6791 from the eclipsing binary member V20

Luca Malavolta, Luca Borsato, Valentina Granata, Giampaolo Piotto, Eric Lopez, Andrew Vanderburg, Pedro Figueira, Annelies Mortier, Valerio Nascimbeni, Laura Affer, Aldo S. Bonomo, Francois Bouchy, Lars A. Buchhave, David Charbonneau, Andrew Collier Cameron, Rosario Cosentino, Courtney D. Dressing, Xavier Dumusque, Aldo F. M. Fiorenzano, Avet Harutyunyan, Raphaëlle D. Haywood, John Asher Johnson, David W. Latham, Mercedes Lopez-Morales, Christophe Lovis, Michel Mayor, Giusi Micela, Emilio Molinari, Fatemeh Motalebi, Francesco Pepe, David F. Phillips, Don Pollacco, Didier Queloz, Ken Rice, Dimitar Sasselov, Damien Ségransan, Alessandro Sozzetti, Stéphane Udry, Chris Watson: The Kepler-19 system: a thick-envelope super-Earth with two Neptune-mass companions characterized using Radial Velocities and Transit Timing Variations

Matthieu Portail, Christopher Wegg, Ortwin Gerhard, Melissa Ness: Chemodynamical Modelling of the Galactic Bulge and Bar

Luis A. Martinez-Medina, Mark Gieles, Barbara Pichardo, Antonio Peimbert: New insights in the origin and evolution of the old, metal-rich open cluster NGC 6791