NGC185 elliptikus törpegalaxis és gömbhalmazai

NGC185-LRGB-20170730-0142-sx-bin2-360s-TTK

NGC185

2017-07-30, 2017-08-21, 2017-08-25 – Göd

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

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

SkyWatcher EQ-6 Pro GoTo mechanika

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

Nagyon is jól emlékszem az estére, amikor az első felvételeket rögzítettem ehhez a fotóhoz. Az amúgy sem hosszú nyári éjszaka nagy részét azzal töltöttem, hogy ismerkedtem a nemrég beszerzett Stralight Xpress Lodestar X2 Autoguider vezető kamerámmal és a PHD2 programmal. A Lacerta MGEN standalone autoguider-t, mely évekig szolgált, ezzel a felállással váltottam ki. Már vészesen közeledett a hajnali 2 (NYISZ), mikor úgy éreztem, most már tényleg minden rendben, és nem kívánok már többet foglalkozni a hosszabb expozíciók készítéséhez elengedhetetlen vezetéssel. Elégedett voltam a beállításokkal, a PHD2-ről pedig éppen eleget tudtam már. Volt még idő pirkadatig, és mivel eleget szereltem, kábeleztem, teszteltem a rendszert ezen az estén, úgy éreztem, jár nekem némi jutalom. Különben is jobban szeretem, ha én dolgoztatom a műszereket, és nem ők engem. Igaz, meghálálják a törődést.

Az elmúlt években az érdeklődésem egyre jobban a galaxisok és a gömbhalmazok felé fordult. Ó, nem mintha a többi, a Naprendszer határain túli úgynevezett mély-ég objektum nem lenne érdekes és csodálatos! Nagyon is az! Egyszerűen csak engem eme két objektum típus megismerése, megfigyelése, esetleges megörökítése lelkesít a legjobban. Nyilván mások preferenciái eltérők, de így van ez rendjén. És akkor még a Naprendszer béli égitesteket nem is említettem. Mostanában egyre gyakrabban kapom magam azon, hogy holdas éjszakákon kint vagyok az udvaron, és távcsővel fürkészem kísérőnket, mint kezdetekben. Néha még képet is készítek egy-egy alakzatról a felszínén.

Visszatérve a galaxisokra és a gömbhalmazokra, akkor hajnal felé az a gondolatom támadt, hogy miért ne lehetne ötvözni a kettőt. Legyen a célpont valamelyik „szomszédos” csillagrendszer és annak gömbhalmazai! Az Androméda, a Cassiopeia csillagképek és ezek környezet már elég magasan járt az égbolton ahhoz, hogy a megfelelő jelölt fényképezésébe belevágjak. Hamar leszűkítettem a kört, mert a városi égbolt, a távcsövem látómezője, és az átlátszóság behatárolta a lehetőségeimet. Érdekes, hogy a légköri nyugodtság a szokásoshoz képest egészen jó volt. Választhattam volna a 2.5 millió fényévre lévő Androméda-galaxist (M31) és a gömbhalmazait is akár, de ennek 3.167° × 1° kiterjedése miatt mozaik felvételeket kellett volna készítenem. Elhessegettem ezt a gondolatot. Az elmúlt években egyébként is sok szép észlelés és fotó készült róla. Az Andromédának több tucatnyi szatellit galaxisa van azonban, melyek közül akadnak olyanok, amik amatőr műszerekkel is megfigyelhetők. Nem egynek pedig régóta ismert több gömbhalmaza.

Az NGC147 és az NGC185 elliptikus törpegalaxisok között vívódtam. Ezt a kettő, az M31-et kísérő csillagrendszert 58′ választja el egymástól az égen, de a valóságban is csak nagyjából 300 ezer fényév (kb. 93 kpc) a köztük lévő távolság. A látszólagos közelségük miatt gyakorta egyetlen fényképen szokták megörökíteni ezeket a rövidebb fókuszú amatőr távcsövekkel. Az én műszeremmel viszont nem lehet ekkor égterületet átfogni. Választanom kellett. Az NGC185 távolsága 2.02 millió, míg az NGC147 távolsága 2.3 millió fényév. Az NGC185 valamivel közelebb van tehát. Mondhatnánk, hogy némileg több az esély a részletek megörökítése tekintetében. Valójában azonban nem ez volt az egyetlen szempont, hogy az NGC185 mellett tettem le a voksomat. A két törpegalaxis egészen más megjelenésű és felépítésű. Régebbi vizuális megfigyeléseim alapján még jól emlékeztem rá, hogy az NGC185 felületi fényessége számottevően nagyobb, mint az NGC147 galaxisé, így a fényszennyezett égen az előbbi lefényképezése jóval több sikerrel kecsegtetett.

NGC185-map4

Az NGC185 a Cassiopeia csillagképhez tartozó égboltterületen látható, nagyjából „félúton” helyezkedik el az Androméda csillagkép és a Cassiopeia jellegzetes „W” alakot formáló csillagai között. Vagy, ha úgy tetszik, akkor „félúton” az Androméda-galaxis és a Cassiopia Shedar nevű csillaga között. Az Androméda-galaxishoz nemcsak látszólag, de valójában is közel van. A két galaxis távolsága 600 ezer fényév (181 kpc).

Továbbá, ahogy Walter Baade is írta a múlt század negyvenes éveiben: „Az NGC185 egyike azon elliptikus ködöknek, ahol a fényelnyelő anyag jelenléte teljesen nyilvánvaló. Két ilyen sötét köd is van az NGC185 centrumának közelében.”. Ezek az én felvételemen is jól láthatók, egy markáns és egy jóval kevésbé sötét ív formájában. A semleges hidrogén megfigyelésével kapcsolatos vizsgálatok alapján ma már tudjuk, hogy az NGC185 gázkészlete közel 300 ezer naptömeg. Az infravörös tartományban készült felvételek tanúsága szerint pedig nagyjából 5000 naptömegnyi por van jelen ebben a galaxisban. Ezzel szöges ellentétben, az NGC147-ben nincs számottevő, azaz észlelhető mennyiségű por és gáz. Ez volt az a másik különbség a két galaxis között, ami még vonzóbbá tette számomra az NGC185-öt.

Meg kell mondjam, hogy ezek a látszólagosan kicsiny porívek számomra különösen izgalmassá teszik ezt a galaxist. Jogosan merül fel a kérdés, hogy miként lehetséges a csillagközi por és a gáz jelenléte az NGC185-ben, míg a tőle nem is oly távoli NGC147 szegényes intersztelláris médium tekintetében. A legvalószínűbb magyarázat, hogy más evolúciós utat jártak be, mivel eltérő az M31 körüli pályájuk konfigurációja. Az NGC147-et a múltban sokkal gyakrabban és nagyobb mértékben érintette az M31 gravitációs hatása. Pályáján közel kerülve az Androméda-galaxishoz, az óriás spirális csillagrendszer kiszakította belőle a port és a gázt. Míg az NGC185 keringési periódusa elég nagy ahhoz, hogy az Androméda-galaxissal csak kevesebb számú „gravitációs csatát vívott”. Továbbá, pályájának pericentruma távolabb esik az Androméda-galaxistól, mint az NGC147-é, így ezek a „csaták” kevésbé voltak intenzívek. Összességében, mivel az az NGC185 csak ritkábban, és kevésbé közelítette meg az M31-et, így megőrizhette por és gáz készleteinek bizonyos részét.

Az NGC185 „felülete” nem véletlenül kelt a fotómon szemcsés zajos benyomást. Ez nem a felvételek rögzítésének, illetve a feldolgozásuknak a hibái. 300 mm átmérő és 1380 mm (a korrektor miatt) fókusztávolság esetén a galaxis fotografikusan már mutatja a csillagokra való bontás legelső jeleit. Ezt igyekeztem finoman még szembetűnőbbé tenni a kép kidolgozásakor. (Az általam használt PixInsight csillagászati képfeldolgozó program ehhez remek eszközökkel van felvértezve.) Már a megtisztított és összeadott képet először látva olyan benyomásom támadt, mintha az okuláron keresztül egy már a csillagokra bontás határán lévő halvány, „grízes” gömbhalmazt néznék. Bár a felvételemen már látszik „valami”, de többnyire ez összeolvadó csillagok fénye. Ahhoz, hogy ez a galaxis valóban teljesen csillagjaira essen szét, ennél azért tekintélyesebb átmérőre és jóval hosszabb fókuszra van szükség. Mondjuk a Hooker távcsőre, amivel több mint hét évtizeddel a saját felvételem előtt ez először sikerült. Néhány gondolat erejéig tekerjük most vissza az idő kerekét!

Walter Baade a II. világháborús elsötétítések miatt kiváló körülmények között dolgozhatott a világ akkor legjobb távcsövével. A Mount Wilson-on álló 100 hüvelykes távcsőre ma is legendaként tekintenek a csillagászok. Baade minden korábbinál nagyobb határfényességű képeket készített az Androméda-galaxisról, és igen meghatározó felismerést tett: a galaxis különböző területeire más-más típusú csillagok a jellemzők. Míg a karokban a kékes fényű csillagok domináltak a felvételein, addig a magvidéken a vörösebb, és halványabb csillagok. Bevezette a csillagpopulációk fogalmát. A fémekben gazdag csillagokat az I. populációba, míg a fémekben szegényeket II. populációba sorolta. A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Az 1940-es évek igen termékenyek voltak a csillagászat terén. Nemcsak a megfigyelő csillagászat élte a forradalmát, de a kutatók addigra megértették a csillagok energiatermelési folyamatait. A csillagok belső felépítésével és fejlődésükkel kapcsolatos első számítások is ehhez az évtizedhez köthetők. Még ha csak a kezdetekről is beszélünk. Idővel világossá vált a csillagászok számára mi is okozza a kémiai összetétel különbségét a populációk között. Egy csillag fémtartalmát általában a Naphoz szokták hasonlítani a kutatók. A világegyetem története folyamán, a csillagoknak hála egyre dúsabb lett fémekben. Az újabb és újabb csillaggenerációk egyre több fémet tartalmaztak, így minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag a Naphoz képest, vélhetőleg annál ősibb objektum. A Baade féle populációk tehát csillaggenerációk, ahol az I. populáció a fiatalabb, a II. populáció pedig az idősebb csillagok tartoznak. Igaz, hogy napjainkra ezt a csoportosítást már tovább finomították, és nem csak két populációról szoktak beszélni, de a felismerés jelentőségéből ez mit sem von le. Sőt, Baade munkássága nemcsak a galaxisok csillagösszetételéről alkotott elképzeléseket változtatta meg, de a Világegyetem méreteivel kapcsolatosakat is.

A szomszédos óriás spirál galaxis, az M31 csillagait korábban már Edwin Hubble is tanulmányozta a 100 hüvelykes Hooker távcsővel.  Hubble Cepheida típusú változócsillagokat keresett az Androméda-galaxisban, hogy meghatározhassa annak távolságát.

Henrietta Swan Leavitt még 1912-ben felfedezte fel a Cepheida-k fényváltozási periódusa és abszolút fényessége között fennálló kapcsolatot, miután a Nagy Magellán-felhő Cepheida változóiról készült több száznyi fotólemezt áttanulmányozta. E csillagok úgynevezett standard gyertyaként használhatók a csillagászatban távolságmérésre. A Cepheida periódusából adódik, annak abszolút fényessége. Ennek, és a mért látszólagos fényességnek a birtokában a távolság pedig már meghatározható.

Hubble-nek sikerült is azonosítania ilyen típusú változócsillagokat az M31-ben. A periódus-fényesség relációjuk felhasználásával bizonyította 1926-ban, hogy az Androméda-galaxis a Tejútrendszeren kívül elhelyezkedő önálló csillagváros, és ezzel pontot tett egy régóta húzódó vita végére. Azt is fontos megemlíteni, hogy Hubble még pontatlanul, csak 1.5 millió fényévet kapott a galaxis távolságára. Mostani ismereteink szerint ez 2.54 millió fényév. Csak Baade jött rá később, így Hubble még nem tudhatta, hogy bár a Cepheida változóknak mind a két populációban vannak képviselőik, ezeknek azonban némileg eltérő a periódusa és fényessége közötti összefüggés (a két populáció Cepheida változói eltérő fényességűek). Az Univerzum „hirtelen nagyobb lett”, az Androméda-galaxis pedig „távolabb került” tőlünk.

Baade vizsgálatai nemcsak az M31-re, de annak két kísérő galaxisaira is kiterjedt 1943-ban. Az M32, illetve az M110 törpe galaxisok különálló csillagai is szépen látszottak a Hooker távcsővel készült fotólemezeken. Itt is sikerült kimutatnia a két jól megkülönböztethető populáció jelenlétét. Illetve megfigyelései megerősítették, hogy ezek egyértelműen az M31 szatellit galaxisai. Bár ezt addig is sejtették a csillagászok, mert az M31-hez hasonlónak találták a radiális sebességüket, és gömbhalmazaik látszólagos mérete is összemérhető volt az Androméda-galaxis gömbhalmazaiéval. Azonban az a tény, hogy a legfényesebb csillagok látszólagos fényessége nagyon hasonló az M31-ben, az M32-ben és az M110-ben még jobban alátámasztotta ezt.

De nem állt meg ennél a két törpe méretű csillagrendszernél, és az az NGC185-ről és az NGC147-ről is készített felvételeket. A két galaxis csillagait tanulmányozva megállapította, hogy érdekes módon az NGC147 csak II. populációba tartozó csillagok alkotják. Az NGC185 esetében viszont érdekes dolgot sikerült konstatálnia: bár a csillagok itt is túlnyomórészt II. populációjúak, de a centrum környékén talált egy tucatnyi kék színű csillagot, melyek az I populációt reprezentálják ebben a galaxisban. Mondhatjuk, hogy ez meghökkentette, mindenesetre speciálisnak (peculiar) jelölte meg a galaxist. Úgy gondolta, hogy az NGC185 csillagkeletkezési folyamatai sajátságosak lehettek.

M. Geha és munkatársai a Hubble űrtávcsővel 2009/2010 telén vizsgálták a környező törpegalaxisokat, és munkájuknak hála ma már többet tudunk az NGC185 csillagkeletkezési történetéről. De miért foglalkoztatja ennyire például az NGC185 a csillagászokat? (Az említett tanulmánynak része az NGC147 is, ezzel az objektummal e helyütt most nem foglalkozom). Az elliptikus törpegalaxisok jobbára, ha nem szinte kizárólagosan, galaxishalmazokban, galaxis csoportosulásokban fordulnak elő. Éppen ezért a környezeti hatások roppant fontos szerepet játszottak kialakulásukban és fejlődésükben. E galaxisok morfológiája azonban olyan sokszínűséget mutat, hogy manapság sem lehet leírni kialakulásukat egyetlen folyamattal. Ugyan mások már korábban tanulmányozták például a Fornax és Virgo halmaz törpegalaxisait, de ezek oly messze vannak, hogy igazán pontosan nem sikerült megállapítani, hogy mennyi bennük az öreg és középkorú csillagok aránya, és a csillagkeletkezési történetükre sem derült fény. A Lokális Csoportban három olyan elliptikus törpegalaxis is van (M110/NGC205, NGC185, NGC147) melyek alapvetően hasonló tulajdonságokat mutatnak, mint a távolabbi galaxishalmazok törpéi. Ami pedig a legfontosabb, ezek kellően közel vannak ahhoz, hogy a Hubble űrtávcső csillagokra bontsa őket, oly módon, hogy még a fősorozat csillagai is részletesen tanulmányozhatóvá váljanak, és nemcsak az ezeknél jóval fényesebb óriás ágak csillagai. Így ez a három csillagrendszer kitűnő terepet nyújt az elliptikus törpegalaxisokkal kapcsolatos vizsgálatokhoz. Mondhatjuk, hogy a mai műszerezettég mellett ezek jelentik a belépőt a megismerésükhöz.

A kutatók programjuk során fotometriai vizsgálatoknak vetették alá az NGC185 csillagait, és felvették annak szín-fényesség diagramját (Color Magnitude diagram – CMD), mely tulajdonképpen a klasszikus Hertzsprung-Russel diagram (HRD) „gyakorlatias” változata. A vízszintes tengelyen két különböző szűrővel mért fényesség értékek különbsége (jelen esetben HST ACS F606W-F814W) van feltüntetve a színképosztály helyett. A függőleges tengelyen pedig ezek közül az egyik színszűrővel (HST ACS F606W szűrő) felvett fényességérték szerepel.

NGC185-CMD2

Az NGC185 szín-fényesség diagramja. A fekete pöttyök az NGC185 három külön területén megfigyelt csillagokat reprezentálják. A vörös pöttyök azok a csillagok melyek spektrumát a Keck/Deimos programban vették fel. Az ábra jobb felén az egyes fényességekhez tartozó hibahatárok vannak feltüntetve (1 sigma error bars). Forrás: M Geha és mások

A csillagok egy részét spektroszkópiai elemzésnek is alávetették földi óriástávcsövekkel (Keck/DEIMOS study of Local Group dEs), vagyis információt nyertek a csillagok kémiai összetételéről (fémtartalmáról). Ez utóbbi elengedhetetlen volt, mivel fel akarták térképezni, hogy tulajdonképpen hányféle korosztály található a galaxisban. Ne feledjük, ahogy fentebb már említettem, az újabb csillaggenerációk már a korábbiak által legyártott elemekkel beszennyezett gázfelhőkből alakultak ki. Továbbá, az azonos tömegű, de különböző kémiai összetételű csillagok más-más fejlődési utat járnak be a szín-fényesség diagramon. Ez pedig fontos tényező, amikor a csillagfejlődési elméleteket felhasználva megpróbálják a csillagászok adott csillagok halmazának korát meghatározni úgynevezett izokron illesztésével. Az izokron a csillagfejlődésben használt kifejezés, mely a szín-fényesség diagramon az azonos korú csillagokat összekötő görbét jelöli. Tekintve, hogy az egyszerre született, vagyis azonos fémtartalmú, illetve azonos kémiai összetételű csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ, és mivel a masszívabb csillagok gyorsabban fejlődnek, így adott időpillanatban minden csillag meghatározott helyet foglal el a szín-fényesség diagramon. Más-más kémiai összetételekhez azonban más-más izokron tartozik.

csillaghalmazok_kora

Az egyszerre született (azonos fémtartalmú!) csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ. A nagyobb tömegű fényesebb és forróbb csillagok hamarabb elhasználják hidrogén készleteiket, és elhagyják a fősorozatot. Az idő előrehaladtával már csak a kisebb tömegű, és kevésbé fényes csillagok maradnak a fősorozaton. Ahogy idősödik az adott csillaggeneráció, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” az óriás ág felé, így az adott generáció kora meghatározható. Az Myr millió évet, a Gyr milliárd éveket jelent. Animáció forrása: http://astro.berkeley.edu/~dperley/univage/univage.html

A kutatók végül arra pontra illesztették az eltérő kémiai összetételhez, és azon belül a különböző korú csillagokhoz tartozó izokronokat a szín-fényesség diagramon, ahol a fősorozaton a csillagok elkanyarodnak az óriás ág felé (Turn off point). A vörös kupacra (Red Clump – RC az ábrán), illetve a horizontális ágra való illesztést végül elvetették, mert ezeket nem tudtak kellően megbízhatóan modellezni. (A vörös óriás ágat elhagyó csillagokkal, vagyis a magjukban már héliumot égető csillagokkal kapcsolatos modellekben még akadnak kérdőjelek.) A legmegfelelőbb izokronokat alkalmazva, illetve a modellezett szín-fényesség diagram alapján pedig levonták a következtetéseiket.

NGC185-CMD-izokron-modell2

Balra a megfigyeléseken alapuló Hess diagramja az NGC185-nek. A Hess diagram a csillagok előfordulásának relatív sűrűségét ábrázolja a Hertzsprung-Russell diagram különböző szín-fényesség pozícióiban. Figyeljük meg a Hess diagramon az illesztett izokronokat (Padova csillagfejlődési modell alapján képzettek). A színek a különböző fémtartalmakhoz tartoznak: [Fe/H] = −2 (zöld), −1 (kék) és 0.0 dex (vörös). Adott kémiai összetételhez, három különféle csillagkorhoz tartozó izokron került illesztésre. Ezek rendre 2, 8 és 12 milliárd év.

Jobbra a modellezett csillagkeletkezési történetek közül a megfigyelésekre legjobban illeszkedő szintetikus csillagpopulációkból képzett szín-fényesség diagramja az NGC185-nek.

A sárga szaggatott vonaltól balra eső, továbbá fölötte lévő területeket a csillagászok nem vették figyelembe az illesztéskor.

Forrás: M Geha és mások

Az NGC185 csillagainak 70%-ka legalább 12.5 milliárd éves. A maradék nagyobb része pedig valamikor 8 és 10 milliárd évvel ezelőtt formálódott. A galaxisban a csillagkeletkezés legalább 3 milliárd éve leállt, de legalábbis csillagainak 90%-át biztosan legyártotta akkora a galaxis. „Baade kék csillagai” pedig egy nem túl szignifikáns csillagkeletkezési hullámban születtek, mely a galaxis centrumának 650 fényéves (200 pc) környezetében zajlott 100 millió éve.

Fontos megjegyezni, hogy míg a Tejútrendszer és az Androméda-galaxis nagyobb luminozitású törpegalaxisait főleg idős és középkorú csillagok keveréke alkotja, addig érdekes módon az NGC185 inkább a Sextans és a Draco törpékre hasonlít, ahol az ősi csillagok jelentősen dominálnak a középkorúakhoz képest. A Sextans törpe esetében bizonyosnak látszik, hogy csillagait körülbelül 600 millió éves időskálán gyártotta le, és az egész folyamat véget ért nagyjából 12.9 milliárd éve, mivel a II. típusú szupernóvák egyszerűen kisöpörték a gázkészleteket ebből a galaxisból. Ez hamarabb megtörtént, minthogy befejeződött volna a Világegyetem reionizációs korszaka, tehát maga a galaxis fosszília ebből a korból. Csakhogy az NGC185-ben a csillagok össztömege (vizsgálati módszertől függően) 100-700 millió naptömeg körül mozog. Ez a Sextans és a Draco törpékénél hozzávetőlegesen 100-szor nagyobb, így valószínűtlen, hogy rá is hasonló csillagkeletkezési forgatókönyv lett volna az érvényes. Nem beszélve arról, hogy még mindig található benne intersztelláris anyag, ellentétben a másik kettővel. Sokkal valószínűbb, hogy az Androméda-galaxissal történt közelebbi találkozások vezényelték a születési hullámokat, illetve a csillagok keletkezésének elcsendesülését. Ennek megerősítéséhez mindenesetre még részletes sajátmozgás vizsgálatokra van szükség a jövőben, hogy a radiális sebességekkel együtt felrajzolhassák a csillagászok az NGC185, és a többi szatellit 3D-s mozgását az M31 körül.

Az NGC185 több olyan objektum típus is található, amelyet általában amatőrcsillagászként előszeretettel figyelnénk meg ha ezek a közelben lennének, és nem egy másik galaxisban. Mivel az NGC185-ben rengeteg a fejlődésben előrehaladott, a fősorozatot már régen maga mögött hagyó csillag, így bővelkedik hosszú periódusú változócsillagokban (90-800 napos periódus). Az ismert Míra, félszabályos, az szabálytalan (irreguláris) változók száma 513-ra rúgott 2011-ben. De planetáris-köd jelöltekből is akad jónéhány. Sőt a galaxis centruma környékén egy öreg szupernóva-maradvány is található, melyet az OIII (kétszeresen ionizált oxigén) vonalak hiánya miatt talán nem is kollapszus-szupernóva (core collapse supernova) hozott létre, hanem úgynevezett Ia típusú szupernóva. Ugyan ezekről amatőrcsillagász műszeremmel le kell mondanom, de még mindig ott vannak az NGC185 gömbhalmazai. Még akkor is, ha nem többek apró fényfoltocskáknál.

NGC185-LRGB-20170730-0142-sx-bin2-360s-TTK-label4

Az NGC185 gömbhalmazai. Történeti okokból az FJJ VI-ot is feltüntettem, de arról a Hubble űrtávcsővel történt vizsgálatok megállapították, hogy távoli elliptikus galaxis. A PAN-N185 pedig viszonylag friss felfedezés (J. Veljanoski és munkatársai, 2013.)

Valószínűleg nem lepem meg az olvasót azzal, hogy az NGC185 első két gömbhalmazát még Baade fedezte fel 1944-ben. Paul W. Hodge 1974-ben újabb hárommal gyarapította a törpegalaxis körül ismert halmazok számát. Holland C. Ford, George Jacoby és David C. Jenner a NGC185 és az NGC47 planetáris ködjeiről írt munkájuk appendixében a Baade és Hodge által felfedezett halmazok listáját még újabb néggyel egészítette ki, ám Hodge egyik halmazát elhagyták a sorból (Hodge 2), mivel az nem bizonyult gömbhalmaznak. A későbbiekben a csillagászok átvették Fordnak és munkatársainak nomenklatúráját, akik I-VIII-ig számozták a halmazokat, és a későbbi szakirodalmakban már FJJ I-VIII névvel hivatkoztak rájuk. Douglas Geisler és munkatársai 1999-ben számoltak be az IAU az évi szimpóziumára készült publikációjában az NGC185 (és az M110/NGC205) törpegalaxisok gömbhalmazaival kapcsolatos, a Hubble űrteleszkóppal végzett vizsgálatainak első eredményeiről. Az FJJ VIII-at leszámítva az összes többit egyenként megvizsgálta, és az FJJ VI kivételével mindegyikről megerősítette, hogy azok valóban gömbhalmazok. Az FJJ VI-ról azonban kiderült, hogy valójában egy távoli elliptikus galaxis. Geisler csapata, a Hubble WFPC2 kamerájának hála, bámulatos felbontást tudott elérni. Az 1999-es tanulmányban például bemutatták az FJJ V (előzetes, még korrekciókra szoruló) szín-fényesség diagramját, de már a másik két halmazzal kapcsolatban is voltak eredményeik. Már akkor megállapították, hogy ezek a gömbhalmazok a szín-fényesség diagram szerint szinte csak idős csillagokból állnak. Legalábbis a felső aszimptotikus óriás ágon a csillagok hiánya arra utalt, hogy a középkorú csillagok aránya elenyésző lehet. A spektroszkópiai elemzések pedig azt mutatták, hogy fémekben szegények az NGC185 gömbhalmazai. Mára ezek az észrevételek az összes többi esetében is megerősítést nyertek.

Az NGC185 ismert gömbhalmazainak sorát (a cikk írásának pillanatában) a Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS) keretében felfedezett PAN-N185 zárja. Bár halványabb, mint a többiek, de a felvételemen mégis látszik. Hogy miért nem akadták rá eddig? Egyszerűen korábban nem kerestek ilyen távolságban gömbhalmazt az NGC185 körül. Igazából pont a PAandAS mutatott rá, hogy például az M31 halója sokkal távolabbra terjed ki, mint az korábban gondolták a csillagászok. Érdemes tehát gömbhalmazokat keresni az adott galaxis centrumától távolabb is.

Vannak még terveim az NGC185-tel kapcsolatban. Igen, még készíthetnénk több felvételt mondjuk jobb átlátszóságú égbolt esetén. Vagy magam mögött hagyva a kisvárost, elmehetnék sötétebb ég alá, hogy ott folytassam. De minek? Az NGC185 főbb vonásai és gömbhalmazok már látszanak a fotón. A terv pedig pontosan ez volt. Sokkal inkább vágyom arra, hogy egy 50-60 cm tükör átmérőjű távcsővel a saját szememmel is lássam a gömbhalmazokat. Tudomásom van arról, hogy vannak olyan szerencsés amatőrcsillagászok akiknek ez már megadatott. Én is szívesen tartoznék közéjük!

Az NGC185 gömbhalmazainak égi koordinátái, fényessége, és a távolságuk alapján kalkulált abszolút fényessége.

ID  RA(J2000)  Dec. (J2000)  V0  MV0  
  (h m s)  (d m s)  (mag)  (mag) 
FJJ I  00 38 42.7  +48 18 40.4  17.70 ± 0.03  −6.26 
FJJ II  00 38 48.1  +48 18 15.9  18.00 ± 0.03  −5.96 
FJJ III  00 39 03.8  +48 19 57.5  15.99 ± 0.173  −7.97 
FJJ IV  00 39 12.2  +48 22 48.2  17.37 ± 0.02  −6.59 
FJJ V  00 39 13.4  +48 23 04.9  16.12 ± 0.02  −7.84 
FJJ VII  00 39 18.4  +48 23 03.6  18.10 ± 0.02  −5.85 
FJJ VIII  00 39 23.7  +48 18 45.1  17.04 ± 0.01  −6.92 
PA-N185  00 38 18.8  +48 22 04.0  18.41 ± 0.01  −5.55 

Felhasznált irodalom:

H. C. Ford, G. Jacoby, D. C. Jenner: Planetary nebulae in local group galaxies. IV – Identifications, positions, and radial velocities of nebulae in NGC 147 and NGC 185

Doug Geisler, Taft Armandroff, Gary Da Costa, Myung Gyoon Lee, Ata Sarajedini: HST Color-Magnitude Diagrams of Globular Clusters in NGC 185 and NGC 205

Jenny C. Richardson, Mike J. Irwin, Alan W. McConnachie, Nicolas F. Martin, Aaron L. Dotter, Annette M. N. Ferguson, Rodrigo A. Ibata, Scott C. Chapman, Geraint F. Lewis, Nial R. Tanvir, and R. Michael Rich: PAndAS’ Progeny: Extending the M31 dwarf galaxy cabal

D. Lorenz, T. Lebzelter, W. Nowotny, J. Telting, F. Kerschbaum, H. Olofsson, H.E. Schwarz: Long-period variables in NGC147 and NGC185

J. Veljanoski, A. M. N. Ferguson, A. P. Huxor, A. D. Mackey, C. K. Fishlock, M. J. Irwin, N. Tanvir, S. C. Chapman, R. A. Ibata, G. F. Lewis, A. McConnachie: Newly-Discovered Globular Clusters in NGC 147 and NGC 185 from PAndAS

D. Crnojević, A. M. N. Ferguson, M. J. Irwin, A. W. McConnachie, E. J. Bernard, M. A. Fardal, R. A. Ibata, G. F. Lewis, N. F. Martin, J. F. Navarro, N. E. D. Noël, S. Pasetto: A PAndAS view of M31 dwarf elliptical satellites: NGC147 and NGC185

M. Geha, D. Weisz, A. Grocholski, A. Dolphin, R. P. van der Marel, P. Guhathakurta: HST/ACS Direct Ages of the Dwarf Elliptical Galaxies NGC 147 and NGC 185

Roya H. Golshan, Atefeh Javadi, Jacco Th. van Loon, Habib Khosroshahi, Elham Saremi: Long period variable stars in NGC 147 and NGC 185. I. Their star formation histories

Jeff Kanipe and Dennis Webb: Annals of the Deep Sky, Volume 4 (ISBN-13: 978-1942675051)

M. Bettinelli, S. L. Hidalgo, S. Cassisi, A. Aparicio, G. Piotto: he star formation history of the Sextans dwarf spheroidal galaxy: a true fossil of the pre-reionization era

NGC6503 – Magányos (???) galaxis a „semmi” peremén

NGC6503-LRGB-20170517-2304-sx-bin2-360s-TTK

Az NGC6503 galaxis a Sárkány csillagképben.

2017-05-17, 2017-06-19, 2017-06-20 – Göd

34 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

Lokális Ritkulás

A világegyetem nagy léptékű szerkezete leginkább egy óriási pókhálóra hasonlít. Egyes részei szinte teljesen sötétek és üresek, míg mások galaxisokkal zsúfoltak. Galaxisok, galaxis csoportosulások, galaxishalmazok, szuperhalmazok alkotják ezt a kusza „szövetet”.

cosmic_web2_s

A kozmikus pókháló – Kép forrása: Volker Springel/Max Planck Institute For Astrophysics/SPL

A galaxisok eloszlása a Lokális Univerzumban. Az animáció a Lokális Csoporttól indul (Tejútrendszer, Androméda-galaxis, stb.), és egészen a 10000 km/s vöröseltolódáshoz tartozó távolságig mutatja be a galaxisok eloszlását. Figyeljük meg, hogy a Lokális Csoport szinte a közvetlen közelében helyezkedik el a Lokális Ritkulásnak (The Local Void), melyben szinte alig találhatunk galaxisokat. Az egységnyi területre eső galaxisok száma itt igen alacsony.

Forrás: CLUES Projekt (https://www.clues-project.org/cms/observations/) – H. Courtois, D. Pomarède; SDvision

A világegyetem legnagyobb galaxisokat tömörítő struktúrái az úgynevezett szuperhalmazok. 2014. szeptember 4-én jelent meg az a cikk a Nature-ben, melyben Brent Tully (University of Hawaii) és kutatócsapatának 8000 galaxis mozgásának megfigyelésén alapuló kutatási eredményét közölte. Az Ősrobbanás óta táguló világegyetem globális hatását figyelembe véve korrigálták a mért eredményeket, és ebből megkapták, hogy miként hatnak pusztás a galaxisok egymásra. Egy háromdimenziós térképet alkottak, mely teljesen újradefiniálta a szuperhalmazok fogalmát. A földrajzban is ismert vízválasztó vonalakhoz hasonló analógiával élve, a galaxisok csoportjai különböző gravitációs vonzócentrumok irányába igyekeznek, akárcsak a víz egy vízválasztó vonal két oldalán.  Jól elhatárolható felületek vannak a világegyetemben, melyek egyik oldalán az egyik, míg a másik oldalán egy másik ilyen vonzócentrum felé mozognak a galaxisok, illetve azok csoportosulásai.

Mintegy 100 ezer társával egyetemben Tejútrendszerünk, a közel 520 millió fényév (160 Mpc) kiterjedésű Laniakea vagy más néven a Lokális szuperhalmazhoz tartozik. E szuperhalmaz összes galaxisa, legyen az magányos, vagy valamilyen kisebb csoport, esetleg népes halmaznak a tagja, mind a „Nagy Vonzó” („Great Attractor”) felé mozog. A körülbelül 10 millió fényév kiterjedésű, a Tejútrendszerrel együtt valamivel több mint 50 galaxist tömörítő Lokális Csoport is részt vesz ebben a kozmikus áramlásban.

A Laniakea szuperhalmaz. A fentebb említett kozmikus filamenteket, szálakat halványkék színnel jelölték a szerzők. A vörös és fekete galaxisok különböző áramlásokhoz tartoznak. A videóban a Tejútrendszerünk van az origóban (zöld pötty), mely a feketével jelölt áramlásban vesz részt. Mint az látható, mi az ekképpen definiált Laniake szuperhalmaz külső peremén lakunk. A Lokális szuperhalmazban pedig különböző színekkel jelölték azokat a területeket, ahol a galaxisok sűrűbb, historikus csoportosulásai találhatók. Évtizedeken keresztül a csillagászok úgy vélekedtek, hogy mi a zöld régióval jelölt szuperhalmaznak vagyunk a részei. De kiderült, hogy ez is csak „kis szelete” valami sokkal nagyobbnak. A Laniakea hawaii nyelven mérhetetlen mennyet, mérhetetlen eget jelent. Ezzel az elnevezéssel próbálták a kutatók érzékeltetni, hogy milyen hatalmas struktúráról is van szó a világegyetemben. A 2014-ben Tully és kutatótársai által bevezetett új szuperhalmaz fogalom sokkal egyértelműbbé tette, hogy hol találhatóak eme grandiózus kozmikus képződmények határvonalai.

Forrás: R. Brent Tully, Helene Courtois, Yehuda Hoffman és Daniel Pomarède (Nature, vol 513, number 7516, p71 – 4 September 2014)

Ma már tudjuk, hogy a Föld csupán harmadik bolygója a Naprendszernek. Csillagunk nagyjából 27000 fényévre kering galaxisunk centrumától. A Tejútrendszerünk „másodhegedűs” az Androméda-galaxis mellett egy nem túl népes csoportosulásban. A Lokális Csoport pedig a Laniakea szuperhalmaz külső, mondhatni félreeső részén helyezkedik el.  Nem vagyunk semminek sem a középpontjában, ahogy ezt hosszú időn keresztül gondolta az emberiség. Peremvidéki lakosok vagyunk. Ráadásul nemcsak „a valami”, hanem „a semmi” határán. Bár ahogy ezt mindjárt látni fogjuk, van ebben azért némi túlzás.

A galaxisok, galaxishalmazok, szuperhalmazok kusza rostos hálózata mellett, legalább annyira érdekesek az ezeket elválasztó hatalmas ürességek. Pontosabb azonban, ha ezeket inkább ritkulásoknak tekintjük. A továbbiakban ezt a kifejezést fogom használni az angol „Cosmic Void” magyar fordításaként. A Világegyetem ezen területei ugyanis nem teljesen üresek. Bennük is találkozhatunk galaxisokkal, galaxishalmazokkal, de szignifikánsabban kevesebbel. A legközelebbi ilyen hatalmas „üreg”, a Lokális Ritkulás (Local Void) határa éppen extragalaktikus szomszédságunkban húzódik.

Local_Group_and_its_immediate_vicinity.jpg

Az ábrán a Lokális Csoport közvetlen szomszédsága látható két különböző vetületben. A három koncentrikus kék kört nagyjából 6.5 milliló fényév (2 Mpc = 150 km/s) választja el egymástól. A felső vetületen figyelhetők meg a legjobban az egyes csoportok szeparációja. A sötét pöttyök, a szürke négyzetek, a háromszögek az egyes galaxisokat jelölik, annak megfelelően, hogy azok (sorrendben) nagyjából ebben a síkban, vagy inkább e fölött, vagy az alatt helyezkednek el. Az alsó vetületen jól látszik, hogy a galaxisok többsége közelítőleg egy síkban koncentrálódik (Local Sheet). Továbbá azt is jól szemlélteti, hogy e sík fölött mennyire üres a kozmosz. Forrás: Hélène M. Courtois, Daniel Pomarède, R. Brent Tully, Yehuda Hoffman, Denis Courtois

A Lokális Ritkulás létezését 30 évvel (1987) ezelőtt ismerte fel Brent Tully és Rick Fisher.  Tully és munkatársainak vizsgálata alapján a Lokális Csoportnál kezdőd ritkulás nagyjából 150-200 millió fényév (45-60 Mpc) kiterjedésű. Továbbá, centrumának távolsága legalább 75 millió fényévnyire (23 Mpc) van tőlünk. Meg kell jegyeznem azonban, hogy pontos kiterjedését a mai napig viszonylag nagy bizonytalanság övezi. A galaxisok által kevésbé benépesített területek pontos feltérképezése nem könnyű, mivel összességében kevés elektromágneses sugárzás érkezik onnan. Csekély számú, és a legtöbb esetben halvány galaxisok tanulmányozására nyílik csak lehetőség. Mondhatni a sötétben tapogatóznak a csillagászok. Illetve, a fényesebb, galaxisokkal benépesített régiók tulajdonságai alapján igyekeznek következtetést levonni.

Igazából nem is egyetlen nagy összefüggő térségről van szó. A Lokális Ritkulás Tully-ék szerint három elkülönülő szegmensből áll, melyeket galaxisok alkotta vékony szálak választanak el egymástól. A Lokális Csoport az úgynevezett Belső Lokális Ritkuláshoz kapcsolódik.

A Lokális Ritkulás régiói. A kék ellipszis a Belső Lokális Ritkulásnak nevezett szektort jelöli. Ennek a falához tapad a Lokális Csoport, és szűkebb környezete (Local Sheet). Az Északi kiterjesztést a szaggatott világoskék, a Déli kiterjesztést a szaggatott zöld ellipszis jelöli. Az egyes szektorokat vékony, galaxisok alkotta filament-hidak választják el egymástól. Az egyes síkokban a Lokális Ritkulástól való távolodásunk irányát, relatív sebességének nagyságát a vörös vektor (nyíl) mutatja. Forrás: R. Brent Tully, Edward J. Shaya, Igor D. Karachentsev, Helene M. Courtois, Dale D. Kocevski, Luca Rizzi, Alan Peel

Laniakea-Local_Void1

Kozmikus áramlások és sűrűsödések a Laniakea szuperhalmazban. Ebben a metszetben jól látszik, hogy a Lokális Sűrűsödés elnyúlik egészen a Virgo galaxishalmaz mögé. A galaxisok kiáramlása a ritkulásból teljesen evidens ebben a nézetben.  Forrás: Hélène M. Courtois, Daniel Pomarède, R. Brent Tully, Yehuda Hoffman, Denis Courtois

A vizsgálatok tanúsága szerint a Lokális Ritkulás tágul. A Lokális Csoport és a környező galaxisok alkotta fal (Local Sheet) távolodik a ritkulás centrumától. Úgy tűnhet, mintha az „üresség” taszítana minket. A helyzet azonban nem ez. Arról van szó, ahogy azt már fentebb említettem, hogy a galaxisok mozgásából levonva a világegyetem tágulásának hatását, azok összeáramlása, koncentrációja figyelhető meg a Világegyetemben. Mindez meghatározott vonzócentrumok irányába történik, és a jelenség a gravitációnak köszönhető. De nemcsak e masszív képződmények játszanak fontos szerepet az egészben, hanem ellenpárjaik, a ritkulások is. A korábban említett vízválasztós példánál maradva, az is fontos tényező a víz áramlása szempontjából, hogy van-e magas hegy a közelben. A ritkulások pedig magas, meredek falú hegyeknek tekinthetők, ahol gyorsabban igyekszik a víz a völgybe. Vagyis, ezek közelében a helyi csoportok gyorsabban mozognak az „alacsonyabban fekvő”, vagyis a sűrűbb régiók felé, mint azt egyébként tennék. A nettó hatást pedig úgy érzékeljük, mintha a ritkulás „eltaszítaná” magától, a vonzócentrum pedig „húzná” maga felé a galaxisokat, és ennek a kettőnek a hatás pedig a tőlük való távolság függvényében összeadódik. A Lokális Ritkulást ugyan szinte teljesen galaxisok veszik körül, de ezek eloszlás nem egyenletes. Van olyan része, ahol szinte „semmi sincs”, erről a környékről így még több anyag képes távozni. Az analógiát tovább használva, a hegyek idővel egyre nagyobbá, kiterjedtebbé nőnek, miközben a róluk lezúduló víz a völgyekben összegyűlik. Az összeáramlással a ritkulások egyre nagyobb méreteket öltenek, és pontosan ez az, ami a Lokális Ritkulással is történik.

Egy 2017-es publikáció szerint létezik egy sokkal „meghatározóbb” ritkulás is, ami mintegy „eltaszít” minket magától. Így megoldás kínálkozik a Lokális Csoportnak a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzáshoz viszonyított túlságosan nagy sebességére. Azonban, ezzel a mostani cikk keretein belül nem foglalkozom, mert nem egy átfogó kozmológiai cikk megírása volt a célom. Kizárólag a Lokális Ritkulásra koncentrálnék. Akit mégis érdekel a téma, annak Yehuda Hoffman, Daniel Pomarede, R. Brent Tully, Helene Courtois: The Dipole Repeller című cikkét ajánlom a figyelmébe, ami az arxiv.org-on szabadon elolvasható. A Nature-ben megjelent változat fizetős. Illetve, aki csak pár percet szánna rá, annak itt egy rövid kis videó.

NGC6503

Vonzott a gondolat, hogy a galaxishalmazok, kompakt galaxiscsoportok után az űr „sötétebb” tartományait is megfigyeljem. Való igaz, hogy ezek feltérképezése a hivatásos csillagászok terepe, és az eredményeiket sem pusztán egyetlenegy galaxis szimpla lefényképezésével érték el, de amatőrcsillagászként nekem nem is ez volt a szándékom. Átfutott az agyamon, hogy a Lokális Ritkulás mélyéről válasszak csillagrendszert, de végül az NGC6503 katalógusjelű galaxis mellett tettem le a voksom. Nem voltam biztos abban, hogy a gödi ég minősége, illetve műszerem, kamerám megfelelő lenne a többi jelölt megörökítéséhez. Már akkor izgatottság lett rajtam úrrá, midőn megláttam az NGC6503 első nyers „digitális lenyomatát” a laptop képernyőjén. „A semmi határán lebegő” galaxis. Az alapvetően is felfoghatatlanul üres kozmosz partját bámultam, melyen túl még nagyobb üresség kezdődik. A csillagászatban gyakran találkozunk extrém adatokkal, de a földi hétköznapokhoz szokott elménk ezekkel csak nehezen tud mit kezdeni.

ESO 461-36 - NGC6503 - 15 ivpec - 2

Jobbra: az ESO 461-36 a Lokális Ritkulásban. A felvétel középen az apró fényfolt maga a galaxis.

Balra: az NGC6503 a Lokális Ritkulás peremén. Ez a galaxis a középső régióját tekintve, viszonylag nagy felületi fényességű.

A felvételek az SDSS (The STScI Digitized Sky Survey) adatbázisból származnak, azonos módon készültek, a feldolgozás is teljesen identikus. A látómező 15 x 15 ívperc.

A Sárkány csillagképben található galaxist Georg Friedrich Julius Arthur von Auwers (1835-1897) fedezte fel 1854-ben. A később az asztrometria területén szép karriert befutó csillagász ekkor még a Göttingeni Egyetemen tanult. Minthogy Auwers saját 2.6 hüvelykes (6.6 cm) Fraunhofer refraktorával akadt rá a galaxisra, így arra gondoltam, hogy megkeresem az égen a jó öreg 20×60-as Tento binokulárommal. Addig sem unatkozom, míg a 300/1200-as Newton távcsővel készülnek a felvételek. A csillagkörnyezetre rá is akadtam, de a galaxist nem sikerült meglátnom. Ennek persze több oka is lehetett. Talán a kisvárosi égboltom aznapi minősége akadályozott meg ebben. Talán, ha lett volna állványom. Talán, ha még úgy látnék, mint régen.

Három hónappal később, a Meteor 2017 Távcsöves Találkozó második éjszakáján egy Kínából rendelt kis elektronikus egységet teszteltük Nagy Tiborral. A cél az volt, hogy a tableten futó SkySafari programmal vezéreljük a SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanikát, melyre a UMA-GPU APO Triplet 102/635 távcsövem került fel. Tibor már korábban elvégezte laptopjáról a néhány dolláros modul beállítását, de ég alatt még sosem próbáltuk ki.  Az elgondolásunk a gyakorlatban is bevált, már csak be kell majd dobozolni, hogy a nyákra szerelt LED-ek vakító fénye ne zavarja az észlelőt. Egymás után böködtük a különböző célpontokra. A mechanika tette a dolgát, mi pedig a távcsőbe pillantva élveztük az éppen beállított objektum látványát. Ekkor jutott eszembe újra az NGC6503. Tarján égboltja jobb, mint az én otthonim, és ez a távcső már bőven elég kell legyen a galaxis megpillantásához! Ha Auwers látta a 2.6 hüvelykes Fraunhofer refraktorával, akkor nekem is menni fog! Az okulárba pillantva azonnal felismertem a csillagkörnyezetet, és a 8.6 magnitúdós csillag (a fényes sárgás árnyalatú csillag a képen) mellett ott volt a galaxis orsó alakú foltja. A belső fényesebb rész inhomogenitást mutatott, de ez nem volt azonnal nyilvánvaló. A külső, halvány régió szinte teljesen simának tűnt. Azonban, a keleti-délkeleti oldalán mintha egy fényesebb foltot érzékeltem volna. Vizuális megjelenése alapján kb. 4 x 1 ívpercesnek saccoltam a galaxist. Nehéz leírni, hogy mennyire örültem annak, hogy végre a saját szememmel is láthattam.

NGC6503-map1

Az NGC6503 a Sárkány csillagképben.

NGC6503-map2

A Sárkány csillagkép NGC6503 körüli részlete. A narancs színű ellipszis jelöli a galaxis pozícióját, ami az Alahakan-tól (χ Dra, 44 Dra) 3.5° távolságra van. 

A Simbad adatbázis szerint látszó mérete az égbolton 4.7 x 1.5 ívperc, míg a NED 7.1 x 2.4 ívpercet közöl. A saját felvételem alapján én az utóbbi értéket tekintem elfogadhatóbbnak. Az elmúlt három évtizedben tucatnyi publikáció közölt értékeket a távolságával kapcsolatban, melyek 17 és 20 millió fényév között szórtak. Az utóbbi években megjelent publikációk zöme inkább a 17.2 millió fényévet (5.27 ± 0.53 Mpc) veszi alapul a számításaihoz. A továbbiakban az ennek megfelelő értékek lesznek olvashatók. Átmérője (a NED által megadott látszólagos mérete alapján) 35 ezer fényév körüli. Vagyis, kiterjedése mindössze harmada, negyed a Tejútrendszerének. Éppen ezért, sokan a törpe spirál galaxisok közé sorolják.

NGC6503 2015-06-10 HST

Az NGC6503 a Hubble űrtávcső felvételén. Forrás és szerzők: NASA, ESA, D. Calzetti (University of Massachusetts), H. Ford (Johns Hopkins University), Hubble Heritage Team

Az NGC6503 viszonylag közeli galaxis, így a Hubble űrtávcsővel és a legnagyobb földi műszerekkel nem jelent különösebb problémát a csillagokra bontása. De legalábbis, a fényesebb csillagok tanulmányozhatók általuk. A galaxist azonban nemcsak a látható fény, hanem az elektromágneses sugárzás szélesebb spektrumán is megvizsgálták a csillagászok. Minden egyes hullámhossz hozzáadott valamit felépítésének megértéséhez, illetve több esetben e részeredmények kombinációjából született meg a konklúzió.

A galaxisra majdnem az éléről látunk rá, inklinációja 75.1 (kb. ±1° a különböző publikációkban). Szerencsére a kutatóknak megvannak a megfelelő matematikai módszereik, hogy az ebben a projekcióban rögzített megfigyeléseiket olyan nézetbe transzformálják, mintha csak merőlegesen látnánk rá az NGC6503 korongjára. Továbbá, rendelkezésükre állnak speciális képfeldolgozási eljárások, melyekkel a galaxis bizonyos struktúráit ki tudják emelni. Adott esetben azonban „a látványt” önmagában nehéz lenne értelmezni alapos fotometriai és spektroszkópiai elemzések nélkül. Példának okáért, a galaxis felületi fényességének változása a centrumtól mért távolság függvényében, illetve a galaxis belső dinamikája sok mindenről árulkodik. Fontos azonban megemlíteni, hogy a csillagászok erősen támaszkodnak a korábbi megfigyelésekből kapott eredményekre, tapasztalati törvényekre. Továbbá, modellek jóslataira, szimulációkból származó eredményekre próbálják illeszteni a saját méréseikből származó adatokat. (A továbbiakban legfeljebb vázlatosan fogok ezekről említést tenni, a cikk után felsorolt felhasznált irodalomban megtalálhatóak a pontos részletek.)

A galaxis kicsiny, kompakt magja intenzíven sugároz. Az NGC6503 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. Máig vitatott, hogy pontosan miért látjuk ezeket az emissziós vonalakat a LINER galaxisok színképében. 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. Elképzelésük szerint a LINER-ek mindössze kis luminozitású aktív galaxismagok, vagyis a Seyfert galaxisok és a kvazárok kevésbé energetikus rokonai. 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. Mások szerint a csillagkeletkezési régiók fiatal, masszív és egyben forró csillagai gerjesztik a gázt. Egy harmadik elképzelés szerint, 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. (Akit a LINER-ekkel kapcsolatos ismeretek mélyebben érdekelnek, annak érdemes elolvasnia a Hickson68 kompakt galaxiscsoportról írt cikkem ezen részét.)

Az NGC6503 spirál galaxis centrumában „miniatűr”, galaxismagbeli spirális struktúra (nuclear spiral structure) figyelhető meg a Hubble űrtávcső F814W szűrőjével (szélessávú közeli infravörös szűrő) készült felvételén. A magot, és a spirál alakú képződményt közvetlenül körbevevő tartomány feltérképezése viszont közel sem bizonyult már ennyire egyszerűnek. Itt a képfeldolgozási eljárások már nem sokat értek. E. Freeland és munkatársai szimulált sebesség profilokra, pozíció-sebesség profilokra, felszíni fényesség profilokra, stb. próbálták illeszteni az észlelések eredményeit. A felhasznált „teoretikus minták” egyik csoportját korábban azért alkották meg, hogy könnyeben eldönthessék a nagy inklinációjú spirál galaxisokról, hogy azok küllősök-e, vagy sem. A küllő (bar) jelenléte ugyanis, a galaxison belüli irányultsága és erőssége függvényében otthagyja kézjegyét az említett profilokon. Megint más „teoretikus minták” pedig a galaxismagot körülvevő korongok (circumnuclear disk) kimutatására alkalmasak. A látható fényben, és a közeli infravörösben egyaránt megvizsgálták a galaxis belső vidékeit. Ennek köszönhetően például a galaxison belüli intersztelláris anyag okozta extinkciót (fényelnyelést) is számításba tudták venni a felületi fényesség profiloknál. (A por okozta extinkció effektívebb a rövidebb hullámhosszokon.) Kiderült, hogy a galaxismagbeli spirális struktúra egy korongban foglal helyet. Ennek a galaxismagot körülvevő korongnak a mérete pedig durván 250-330 fényév (89 ± 13 pc). Azt is megállapították, hogy az e korongon kívüli tartomány esetében a megfigyelések csak olyan küllő jelenlétével értelmezhetőek, amire a vége felől látunk rá. A küllő méretére 2000 fényév (660 pc) adódott. Korábban nem így gondolták, de az NGC6503 (nagy valószínűséggel) küllős spirál galaxis. Megjegyzem, hogy mindebből nemcsak a saját, de a Hubble fenti felvételén sem érzékelhető semmi. A következőkben az NGC6503 olyan tulajdonságairól ejtek szót, melyek amatőrcsillagászati műszerekkel készült felvételeken is látszanak, vagy tetten érhetők.

NGC6503-nuclear-spiral

A Hubble űrtávcső felvétele a galaxis centrumáról, mely F814W (szélessávú közeli infravörös) szűrővel készült. A képet utólag képfeldolgozási eljárásokkal élesítették. A fehér ellipszis a galaxismag körüli korongot reprezentálja. Forrás: E. Freeland, L. Chomiuk, R. Keenan, T. Nelson

NGC6305-bar-spiral-NIR

Az NGC6503 központi területe a közeli infravörös hullámhosszon (1.6 μm).  A vége felől látszó küllő csak kör alakú foltnak látszik a kép közepén. A felvételen kivehetők még a küllő átellenes végén induló prominens spirálkarok is. A belső szürke ellipszis a galaxismag körüli korongot jelöli. Forrás: E. Freeland, L. Chomiuk, R. Keenan, T. Nelson – A felvétel a Kitt Peak Nemzeti Obszervatórium 3.5 méteres WIYN távcsövének infravörös kamerájával készült (WHIRC – WIYN High Resolution Infrared Camera)

A fotómra pillantva is látszik, hogy a galaxis kompakt magját porsávokkal szabdalt sárgás-vöröses terület öleli körül. A színért a kisebb tömegű, előrehaladottabb fejlődési állapotban lévő idősebb csillagok a felelősek. A centrumtól kifelé haladva, a szorosan „feltekeredett” spirál karokban egyre sűrűbben fordulnak elő a Napunknál jelentősen nagyobb tömegű, forró és fiatal csillagok. Ezek a kisebb tömegű testvéreiket kékes fényükkel könnyűszerrel túlragyogják, így az én műszeremmel elért felbontáson egyre inkább a kék szín válik dominánssá. Csillagászati értelemben ezek csak rövid ideig, mindössze néhány millió, néhány tízmillió évig léteznek. Jelenlétük annak indikátora, hogy itt a közelmúltban intenzív csillagkeletkezés zajlott, és ez valószínűleg még ma is tart. Ha nem lenne folyamatos az utánpótlás, akkor az említett időtartamon belül mind kivesznének. A masszív csillagok nemcsak beragyogják a galaxisnak ezen területeit, de gerjesztik is a környezetükben található gázködöket intenzív UV sugárzásukkal, melyek ennek hatására vöröses/rózsaszínes árnyalattal világítanak. A felvételemen e régiók közül csak azok látszanak, melyek kellőképpen nagyok és fényesek.

Már az első Hα keskenysávú szűrőkkel készült fotók azt sejtették, hogy a csillagkeletkezési régiók gyűrűt képeznek a galaxis korongjában. De pontosan miként bocsájtanak ki Hα (Hidrogén alfa) sugárzást ezek a vöröses/rózsaszínes csillagközi gázfelhők a 656.81 nm-es hullámhosszon? Az atomban meghatározott, diszkrét energiaszintek tartoznak az elektronhoz. Az elektron mindig igyekszik elfoglalni a legalacsonyabb, n=1 energiaszintet. A fényes, fiatal, kék csillagok által kibocsátott nagyenergiájú fotonok gerjesztik, ionizálják a közelükben lévő gázfelhők hidrogén atomjait, vagyis az elektront egy magasabb energiaszintre „lökik”, vagy akár le is szakítják magáról a hidrogén atomról. Az előbbi a gerjesztés, az utóbbi az ionizáció jelensége. Annak a valószínűsége, hogy az n=3-as energiaszintre kerüljön az elektron anélkül, hogy leszakadna a hidrogén atomról, roppant kicsi. Vagyis, ha akkora energiát „közlünk” az elektronnal, ami az n=3 szintre juttatná, a hidrogén atom ionizálódik. A szabad elektron hamar találkozik egy elektron nélküli csupasz hidrogén atommaggal, egy protonnal, és új hidrogén atom jön létre (rekombináció). Ebben a folyamatban az elektron bármilyen energiaállapotot felvehet, de végül kaszkád folyamatban visszatér az alapszintre (n=1). A „lefelé lépéskor” a szintek különbségével megegyező energiájú foton sugárzódik ki. Nagyjából az átmenetek felét képezi az n=3 szintről az n=2 szintre történő átmenet, amikor is a 656.81 nm-es sugárzás keletkezik. Végső soron a Hα emisszió annak köszönhető, hogy az atomos hidrogén korábban ionizálódott. A csillagászok ezen a hullámhosszon tudják a legkönnyebben feltérképezni a gázfelhők hidrogénjét az optikai tartományban. Pontosabban, az úgynevezett HII régiókat, vagyis az ionizált hidrogént tartalmazó területeket.

NGC6503 Ha-NIR

Ez a speciális, felvétel a Hubble űrtávcsővel készült az NGC6503-ról. A látómező 3.3 x 1.8 ívperc. A színek nem véletlenül furcsák, ugyanis ez egy úgynevezett bicolor (hamis színes) felvétel. A vörös szín abból a 28 perces expozícióból származik, mely olyan szűrűvel készült (F658N keskenysávú szűrő), ami csak a Hα emissziót engedi át. A vörös szín tehát a HII régióktól származik, amelyek a csillagkeletkezési régiókhoz köthetők. Majd ezt, a közeli infravörös tartományban (F814W szűrő) rögzített 12 perces felvétellel kombinálták, melyet a megfelelő kontraszt kedvéért kékre színeztek. Figyeljük meg, hogy a HII területek egy széles gyűrűben foglalnak helyet. A csillagkeletkezési gyűrű más hullámhosszokon még ennél is evidensebb. Forrás és szerzők: ESA/Hubble és NASA

A csillagászokat azonban nemcsak az ionizált hidrogén, hanem a galaxis teljes hidrogénkészletének mennyisége, illetve eloszlása is érdekelte. Hogy a HI régiókról képet kaphassanak a csillagászok, a VLA (Very Large Array) rádiótávcső rendszerrel a 21 cm-es hullámhosszon figyelték meg az NGC6503-at. A HI régiók olyan intersztelláris felhők, melyeket javarészt atomos hidrogén alkot (a területek ionizációs foka jellemzően igen alacsony: 1:10000) némi héliummal, és a héliumnál nehezebb elemekkel szennyezve. A 21 cm-es rádiósugárzás a hidrogén hiperfinom szerkezetében nagyon kis spontán valószínűséggel (A=2.88×10−15 s−1 ≈ 1/107 év) végbemenő átmenetnek köszönhetően keletkezik. Nagyon leegyszerűsítve, tekintsük a hidrogén atom protonjának és elektronjának spinjét kvantummechanikai impulzusmomentumnak. Egy adott spin állapot hiperfinom állapotokra bomlik a proton és az elektron spinjei szerint. Nagyobb energiájú állapotról van szó, amikor a proton és az elektron spinje megegyezik, azzal szemben, amikor éppen ellentétes. A két energiaállapot közötti hiperfinom átmenetkor keletkezik az említett sugárzás.  Mivel ez a jelenség csak roppant kis valószínűséggel következik be, így jelentős mennyiségű atomos hidrogéngáznak kell jelen lennie ahhoz, hogy ezen a hullámhosszon a csillagászok megfigyelhessék a sugárzásukat.

21cm-es_sugarzas

A hiperfinom átmenet keltette 21 cm-es sugárzás. Ne feledjük, hogy a spin, mint kvantummechanikai impulzusmomentum csak egy analógia, de segít megérteni a jelenséget.

A galaxis rádiótérképén jól látszott, hogy a HI régiók gyűrűbe tömörülnek. A csillagászoknak az ebben található semleges hidrogénkészlet tömegét 200 millió naptömegben határozták meg (E. Greisen és mások, 2009), vagyis a gyűrű tetemes mennyiségű csillag előállításához szükséges anyagot tartalmaz. Érdekes, hogy abban a két végpontban, ahol a küllő metszi a gyűrűt csak igen kevés gáz található. Pedig, a tapasztalatok szerint, általában éppen a küllők végeinél szokott az atomos és molekuláris hidrogén felhalmozódni, továbbá a hidrodinamikai szimulációk is ezt jósolják. Talán az NGC6503 esetében egy nem is olyan rég lezajlott hevesebb csillagkeletkezés az oka ennek a devianciának. E. Freeland és munkatársainak feltételezések szerint, a HI régiók hiánya csak temporális jellegű. A csillagkeletkezés talán kimeríthette az itteni készleteket, vagy éppen az intenzív csillagszél, illetve szupernóva-robbanások söpörhették tisztára a régiót.

NGC6503-HI

A HI régiók rádió kontúrja a GALEX (Galaxy Evolution Explorer) ultraibolya (NUV) tartományban készült felvételére montírozva. Csak a legfényesebb HI régiók kerültek rá a képre, hogy a gyűrű egyértelműen látszódjon. A hidrogénfelhők kiterjedése a korongban ennél sokkal nagyobb (55-72 ezer fényév), de ezek sűrűsége több nagyságrenddel kisebb, mint a gyűrűben lévőé. Figyeljük meg, hogy az UV felvételen is mennyire szembetűnő a gyűrűs struktúra! Forrás: Forrás: E. Freeland, L. Chomiuk, R. Keenan, T. Nelson

Nem véletlen, hogy a fenti képen a GALEX (Galaxy Evolution Explorer) űrtávcső ultraibolya tartományban készült felvételére került rá a HI területek 21 cm-es rádiókontúrja. A csillagkeletkezési gyűrű ugyanis az UV hullámhosszokon igen tisztán látszik, hála a nagytömegű fiatal csillagoknak. Ezek sugárzása itt még erőteljesebb, mint a látható spektrum kék végén. A másik adaléka annak, hogy a csillagászok a két felvételt fedésbe hozták, hogy így figyelembe tudták venni a GALEX adatainak kiértékelésénél a HI régiók vörösítő hatását. A gyűrű tőlünk távolabb eső (felső) fele valamivel „vörösebb”, mint a hozzánk közelebbi (alsó) fele. Mivel a GALEX két UV hullámhossz régióban (FUV: 180-275 nm, NUV: 140-170 nm) is készített felvételeket, ezáltal külön-külön egyfajta „UV színt” is hozzá lehetett rendelni a gyűrűben található csillagkeletkezési régiókhoz. A „színből”, vagyis a két felvétel intenzitás különbségeiből, pedig meg lehet becsülni a csillagkeletkezési régiók korát. Az FUV – NUV < 1 reláció azt indikálja, hogy ezek 500 millió évnél is fiatalabbak.

Az NGC6503 vizsgálata a LEGUS (Legacy ExtraGalactic UV Survey) felmérésnek is része volt. A LEGUS projekt keretében a Hubble űrtávcsővel 50 darab, 12 Mpc-nél közelebbi galaxist fényképeztek le a WFC3 és ACS képrögzítő műszereit használva. Olyan célpontokat választottak, melyekben jelenleg is aktív csillagkeletkezés zajlik.  A célpontok közelsége miatt a galaxisokat alkotóelemeikre, vagyis csillagokra, csillaghalmazokra, asszociációkra tudták bontani. Több különböző szűrőt (WFC3/F275W, WFC3/F336W, WFC3/F438W, WFC3/F555W, WFC3/F814W, ACS/F435W, ACS/F814W, ACS/F606W) is használtak, így egyaránt lefedték a közeli infravörös, az optikai és az UV hullámhosszokat.

NGC6503-LEGUS-comp1cl1

Az NGC6503-ról a LEGUS projekt keretében készült felvételek. A felső „hibrid kép” baloldalán a galaxis optikai, a jobboldalán az UV „megjelenése” látható. Az optikai képhez használt szűrők és a hozzájuk rendelt színek: F435W (kék), F555W (zöld), és F658N (vörös). Az UV képhez használt szűrők és a hozzájuk rendelt színek: F275W (kék), F336W (zöld), és F435W (vörös). Figyeljük meg, hogy miként rajzolja ki a csillagkeletkezési gyűrűt az alsó, UV tartományban készült felvételen a masszív csillagok sokasága. Forrás:  Legacy ExtraGalactic UV Survey/STScI

A LEGUS NGC6503-mal kapcsolatos fotometriai eredményeit felhasználva D. A. Gouliermis és munkatársai úgynevezett kontúralapú térképelemzés technikát vetettek be annak érdekében, hogy a felszíni csillagsűrűség alapján következtetéseket vonhassanak le a csillagkeletkezési gyűrűről. (A cikk után, a felhasznált irodalomban megtalálhatók a pontos részletek.) Az elemzést szűrőpárok szerint válogatott minták segítségével végezték el. A használt párosítások hullámhossz (nm) szerint: F275 – F336, F336 – F438, F438 – F555, F555 – F814. Tulajdonképpen a párokkal a különböző színű csillagokat válogatták le. Az első páros a kékes árnyalatú csillagokat fedi le, míg a negyedik a vörösöket.

NGC6503-LEGUS-Blue-Red

A csillagok térbeli eloszlása az NGC6503-ban. Balra fent a „kék színű csillag” minta (F275 – F336 szűrőpár), jobbra fent a „vörös színű csillag” minta (F555 – F814). Alul ezek „felülnézetbe transzformált” képe látható, a galaxis inklinációját figyelembe véve. A kék csillagok már szemmel láthatóan is kirajzolják a csillagkeletkezési gyűrűt. A vörösök sokkal nagyobb területen oszlanak el. Mindazonáltal, eme utóbbiaknál is sejthető, hogy némileg követik a csillagkeletkezési régiókat. Fontos megjegyezni, hogy a küllő a hiányos fotometriai felmérés miatt nem jelenik meg a vörös csillagok eloszlásában. A kék csillagok hiánya a centrum környékén azonban valós. Forrás: D. A. Gouliermis és mások.

Mint az fentebb már kiderült, a kék csillagok kijelölik a csillagkeletkezési régiókat. Az NGC6503-ban ezek eloszlását vizsgálva a centrumtól mért távolság függvényében, a kutatók meghatározták a gyűrű külső és belső sugarát is. Az előbbire 1 kpc (326 fényév), míg az utóbbi 2.5 kpc (815 fényév) értéket kaptak. A gyűrű tehát a galaxis küllőjén kívül helyezkedik el.

A csillagászoknak összesen 244 kék csillagokból álló struktúrát sikerült behatárolniuk különböző bizonytalansággal. Határozottan tehát nem jelenthető ki, hogy mind a 244 struktúra valós halmaz, vagy valós asszociáció. Jelentős részük lehet, hogy csak véletlen fluktuáció az adatokban. A tudomány már csak így működik. Az elemzésük szerint, ezek 95%-a hierarchikusan, a gyűrű mentén elhelyezkedő 3 domináns szuper-struktúrához tartozik.

A gyűrűben a fiatal csillagoknak valamivel több mint a fele halmazok, asszociációk része, míg a többiek ezen komplexumok között oszlanak el. Elmondható az is, hogy inkább a legfiatalabbak (legfényesebbek) tömörülnek ilyen struktúrákba, míg a némileg idősebbek, de még mindig fiatal csillagok, inkább szerteszóródottabbak. De a struktúrák mérete és sűrűsége is mutat korrelációt a korral. A legfiatalabb csillagok inkább a kisebb és kompaktabbak lakói, míg a valamivel idősebbek, a lazább és nagyobb kiterjedésűekhez tartoznak. D. A. Gouliermis és szerzőtársai szerint, ez alátámasztja azt az elképzelést, hogy a csillagképződést a gyűrű gázfelhőiben turbulenciák szabályozzák, s melyek aztán felszabdalják azokat (turbulent fragmentation). Vagyis, a nagyobb felhők belsejében idővel kisebb felhők tömörödnek össze, azaz a hideg csillagközi anyag hierarchikus felhőkbe rendeződik (multi-fraktál). Az NGC6503 kék mintájában (F275 – F336 szűrőpár) sikerült is tetten érni a folyamatot. A vizsgált kék csillagok nagyjából 100 millió éves időskálán belül keletkeztek. A legfiatalabb körülbelül 4 millió, míg a legidősebb 110 millió éves lehet, míg maga a fragmentáció pedig nagyjából 60 millió éves időskálán zajlott le.

A turbulenciákat a gyűrűben azok a nyíróerők táplálják, melyek annak belső és külső pereme közötti jelentős forgási sebességkülönbség miatt lépnek fel. Tekintettel arra, hogy 100 millió év alatt a gyűrű belső pereme három fordulatot is végez, az NGC6503 esete azt bizonyítja, hogy ezek a „nyírómechanizmusok” sokkal inkább fenntartják a csillagkeletkezést, mintsem megakadályozzák azt. Továbbá, a LEGUS projekt eredményein alapuló, az NGC6503 kapcsolatos megfigyelések támogatják azt az elképzelést is, hogy a galaxisokban gyűrűk rezonancia jelenségek, melyeket egy forgó küllő vagy éppen valami más nem tengelyszimmetrikus korongbéli zavar hoz létre. Igaza lehet tehát azoknak, akik szerint a gyűrűk a küllős galaxisok dinamikájának természetes következményei (Buta és Combes, 1996).

Kimondottan viszonylagos közelsége, de főleg izoláltsága révén övezi különleges érdeklődés ezt a galaxist. Általánosan elmondható, hogy az izolált galaxisok nem állnak kölcsönhatásban más galaxissal, illetve halmaztagok sem fejtenek ki rá hatást. Így van ez szinte a világegyetem keletkezése óta, de legalább azóta, hogy tömegüknek a felét összegyűjtötték. Az ilyen típusú csillagvárosok ideálisak, hogy a csillagászok ellenőrizzék a galaxisok evolúciójával kapcsolatos elméleteiket. Továbbá fontos a szerepük abban, hogy jobban megérthessék a környezeti hatásokat a népes galaxis halmazokon belül, és megválaszolhassák, e hatások miként befolyásolják egy-egy galaxis, illetve a halmaz egészének fejlődését.

Azonban J. Koda és munkatársainak a közelmúltban (2015) megjelent publikáció azt sugallja, hogy az NGC6503 talán mégsem annyira magányos, mint azt korábban gondolták. A Subaru távcsővel még 2013-ban készítettek felvételeket az NGC6503-ról és környezetéről B, V, R, I, és NA656 (Hα) szűrőket használva, a Subaru extended ultraviolet disk survey program keretében. Az eredeti tudományos cél az NGC6503 optikai korongján is túlnyúló, kiterjedt UV sugárzásnak (XUV) a tanulmányozása és megértése volt. Ez viszonylag gyakori jelenség, mert a közeli galaxisok nagyjából 30%-a mutat ehhez hasonló jegyeket, de pontosan még ma sem tudják a csillagászok, hogy mi lehet ennek a sugárzásnak az oka. A Subaru ekkor készült felvételein akadtak rá a csillagászok, az utólag NGC6503-d1-nek elkeresztelt halvány törpe galaxisra.

NGC6503-d1

NGC6503-d1 törpe galaxis, mely átmenetet képez a törpe irreguláris galaxisok (dIrrs), és a törpe szferoidális galaxisok (dSph) között. Irreguláris megjelenését a néhány 100 millió éve történt csillagkeletkezésnek köszönheti. Míg a szimmetrikusabb alrendszert az idősebb, több milliárd éves csillagok alkotják. Az NGC6503-d1 igencsak „pehelysúlyú” a galaxisok között, mert összességében mindössze 4 millió naptömegű. Érdekes, hogy a becslések szerinti 3.6 milliói naptömeggel, a 8 milliárd évnél idősebb csillagok teszik ki a galaxis tömegének tetemes részét. Ehhez képest a fiatal generáció tömege csupán 280 ezer naptömeg körüli.

(a): A Subaru B, V, R szűrős felvételeiből képzett színes kép (pseudo-color), (b) DSS (Digitized Sky Survey), (c) Subaru V szűrős felvétele logaritmikus skálázással – ez kiemeli az öreg csillagok szimmetrikus alrendszerét, (d) GALEX NUV (ultraibolya) – itt a fiatalabb csillagok tűnnek elő, (e) Subaru Hα – a kis kör az egyetlen detektált HII régiót jelöli

A DSS felvétel esetén 30.2 x 12.7 ívperc a látómező, a többinél  2 x 2 ívperc.

Forrás: J. Koda és mások

Az NGC6503-d1 és az NGC6503 távolsága az égbolton 17 ívperc. A számítások szerint az NGC6503 500 ezer fényévnyi (150 kpc) területét képes „gravitációjával uralni”. Ez a távolságát figyelembe véve, 100 ívpercnyi területét jelenti az égboltnak. Így, ha a két galaxis nagyjából azonos távolságra van tőlünk, akkor az NGC6503-d1 az NGC6503 kísérője.

Az NGC6503-d1 látszólagos mérete és fényessége alapján (ezek távolságfüggő paraméterek) ennek megvan a valószínűsége. Legalábbis, a csillagászok erre a következtetésre jutottak, amikor a csillagrendszert a Lokális Csoport törpe galaxisaival hasonlították össze. Egészen pontosan a központi felületi fényesség, a fél-fényesség sugár (half-light radius – az a sugár, amiből a rendszer fényességének 50%-ka származik), és az abszolút fényesség korrelációját vizsgálták. Megállapították, hogy strukturális felépítése azokhoz a Lokális Csoportban található halvány törpe galaxisokéhoz hasonlít, melyek abszolút fényessége (MV) kb. -10.5 magnitúdó, fél-fényessége sugara (re) nagyjából 1300 fényév (400 pc), és központi felszíni fényessége (μ0,V) 25.2 magnitúdó/ívmásodperc2. Ezekből az adatokból pedig már következtetni tudtak a csillagrendszer távolságára.

Az NGC6503-d1 távolságának meghatározásához a vörös óriás ág legfényesebb csillagait is felhasználták indikátorként a csillagászok. De min alapszik ez a módszer? A vörös óriások eloszlását felrajzolva egy szín-fényesség diagramon, ahol a szín a vizuális és a közeli infravörös tartományban megfigyelt fényességek különbsége (V-I), míg a fényesség a közeli infravörös tartományban látszó fényesség (I), azok eloszlása egyszerű hatványtörvényt követ. A csillagfejlődési elméletek és a megfigyelések szerint is, a vörös óriásoknak a közeli infravörös tartományban van egy jól definiált maximális luminozitása. Ezt a pontot az első vörös óriás ág tetejének nevezik, illetve az angol nyelvű szakirodalomban ez a „Tip of the Red Giant Branch” (TRGB). Megfelelő matematikai apparátus birtokában meghatározható a TRGB látszólagos közeli infravörös fényessége. Az idős (több milliárd éves) vörös óriás csillagok esetén, melyek fémtartalma kicsi ([Fe/H] ≤ -0.7), a közeli infravörös tartományban a TRGB abszolút fényessége független azok fémtartalmától. Ez már nem teljesen igaz a fiatalabb, így nagyobb fémtartalmú csillagokra. (A csillagászok minden olyan elemet, ami nem hidrogén vagy hélium, fémnek neveznek.) A csillagok fémtartalma fontos szerepet játszik fejlődésükben, és ennek köszönhetően kissé más utat járnak be. A nagyobb fémtartalmú vörös óriások életpályája a szín-fényesség diagramon kissé a kék tartomány felé tolódik. A módszer egyik lényeges sarokköve tehát, hogy a csillagok fémtartalma, vagyis kora egy tág intervallumban (>2 milliárd év) nem befolyásolja szignifikánsan a távolság meghatározás pontosságát. Éppen ezért is, a vörös óriás ág (TRGB) tetejének fényessége, mint sztenderd gyertya, a csillagászatban előszeretettel használt távolságmérési módszer. Nem is beszélve arról, hogy nagy fényességüknek köszönhetően, ezek a vörös óriások igen messziről látszanak.

M106-NGC4254-TRGB-example

Példa szín-fényesség diagram a vörös óriások eloszlásának és a TRGB-nek a szemléltetéséhez. Nem véletlen, hogy nem az NGC6503-d1 diagramja szerepel itt. A kisszámú mintán közel sem lenne ennyire szemmellátható a dolog! (Az NGC6503-d1 esetén alkalmazott módszer leírása az eredeti publikációban megtalálható.) Az M106 (NGC4258) galaxis szín (V-I) és közeli infravörös fényesség diagramjának forrása: Barry F. Madore, Violet Mager, Wendy L. Freedman

A csillagászoknak nem volt könnyű a dolga az NGC6503-d1 esetén. Nagyjából 300 csillagot tudtak felbontani a galaxisban. Ezekből kellett a következtetéseiket levonni, illetve a TRGB fényességét is ezek alapján próbálták meghatározni. Természetesnek mondható, hogy az ilyen relatíve kisszámú minta hagy bizonytalanságot az eredményekben.

Külön-külön a fentebb leírt módszerek és megfontolások magukban még nem lennének elegendők, hogy egyértelműen kijelenthető legyen: az NGC6503-d1 az NGC6503 kísérője. Azonban, ezek kombinációja már valószínűvé teszi azt. Így, a publikáció egyik konklúziója, hogy az NGC6503-d1 távolsága nagyjából 17 millió fényév (5.25 Mpc), és valószínű, hogy az NGC6503 szatellit galaxisa. Itt az ideje elfelejteni a magányos jelzőt e galaxis esetében? J. Koda és szerzőtársai szerint: igen. Azt sem tartják kizártnak, hogy a jövőbeli felmérésekben további, az NGC6503-d1-nél halványabb kísérő törpe galaxisok nyomára bukkannak majd az NGC6503 környékén.

Felhasznált irodalom:

R. Brent Tully, Edward J. Shaya, Igor D. Karachentsev, Helene M. Courtois, Dale D. Kocevski, Luca Rizzi, Alan Peel: Our Peculiar Motion Away from the Local Void

R. Brent Tully: Our CMB Motion: The Local Void influence

E. Freeland, L. Chomiuk, R. Keenan, T. Nelson: Evidence for a Strong End-On Bar in the Ringed Sigma-Drop Galaxy NGC 6503

Hélène M. Courtois, Daniel Pomarède, R. Brent Tully, Yehuda Hoffman, Denis Courtois: Cosmography of The Local Universe

R. Brent Tully, Helene Courtois, Yehuda Hoffman, Daniel Pomarède: The Laniakea supercluster of galaxies

Jin Koda, Masafumi Yagi, Yutaka Komiyama, Samuel Boissier, Alessandro Boselli, Alexandre Y. K. Bouquin, Jennifer Donovan Meyer, Armando Gil de Paz, Masatoshi Imanishi, Barry F. Madore, David A. Thilker: Discovery of New Dwarf Galaxy near The Isolated Spiral Galaxy NGC 6503

Dimitrios A. Gouliermis, David Thilker, Bruce G. Elmegreen, Debra M. Elmegreen, Daniela Calzetti, Janice C. Lee, Angela Adamo, Alessandra Aloisi, Michele Cignoni, David O. Cook, Daniel Dale, John S. Gallagher III, Kathryn Grasha, Eva K. Grebel, Artemio Herrero Davo, Deidre A. Hunter, Kelsey E. Johnson, Hwihyun Kim, Preethi Nair, Antonella Nota, Anne Pellerin, Jenna Ryon, Elena Sabbi, Elena Sacchi, Linda J. Smith, Monica Tosi, Leonardo Ubeda, Brad Whitmore: Hierarchical Star Formation across the ring galaxy NGC 6503

Luca Rizzi, R. Brent Tully, Edward J. Shaya, Ehsan Kourkchi, Igor D. Karachentsev: Draining the Local Void

CLUES (Constrained Local UniversE Simulations) projekt

Abell1060 (Hidra I Halmaz)

Abell1060-LRGB-20160527-T32-300s-bin2-TTK

Abell1060

2016-05-27, 2016-05-29, 2016-05-30, 2016-05-31 – Siding Spring Observatory

19 x 300 sec L (Bin2), 9 x 300 sec R (Bin2), 9 x 300 sec G (Bin2), 9 x 300 sec B (Bin2)

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

A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.

A kertem azon zuga, ahonnan saját távcsövemmel az eget szoktam fürkészni viszonylag védett az utcai fényektől. Természetesen Budapest fényeivel, illetve északi irányban, 5-6 km-re lévő ipari parkkal nem tudok mit kezdeni. Szerencsére a mostani szomszédjaimat sikerült meggyőzni arról, hogy éjszaka nincs sok értelme a felém néző lámpákat égetni, kimondottan akkor nem, amikor már ők régen alszanak. Tudomásul vették, hogy mellettük lakik valami fura fickó, aki derült éjszakákon a távcsöve mellett gubbaszt. Direkt pedig miért is babrálnának ki vele? Elvégre, mindenkinek lehet valami furcsa heppje! Csendes őrült. Gondolják ők!

A házam nagyjából 30 fok magasságig kitakarja az eget ÉNY-É-ÉK irányba, így közvetlenül nem látok rá azokra az égtájakra, ahonnan a felhőket gyakorta fölém sodorja az áramlat. Ősszel és telente a köd is gyakorta erről szokott támadni. Éppen ezért, miközben hátul a kertben a távcső végén dolgozik a kamera, alkalmanként átsétálok a telkem északi oldalára, az utcafrontra, hogy lássam közelít-e valami, mely véget vethet az éjszakai mókának. Ilyenkor az utcalámpák narancsos ragyogásában, hunyorogva kémlelem a messzi horizontot, reménykedve abban, hogy a csillagok fénye még mindig töretlen.

Így tettem azon az éjszakán is, mikor az NGC6015 izolált galaxisról rögzítettem az első felvételeket. Hátamat a falnak vetve azon töprengtem, hogy ha már itthonról magányos galaxis fotózásába kezdtem, akkor az iTelescope hálózat Ausztráliában lévő egyik távcsövével belefogok valamelyik távoli galaxis halmaz fotózásába. De melyik legyen az? Még tavaly ősszel készítettem egy listát azon galaxis halmazokról, melyeket a jövőben majd le szeretnék fotózni. Időközben sok publikációt is elolvastam róluk, ugyanis nagyon érdekelt ez a csillagászati téma.

A lehetséges célpontok között volt az Abell1060 is. A halmaz tagjaira két sziporkázó, a Tejútrendszerünkhöz tartozó csillag fénye mögött látunk rá. Kápráztatóak, akárcsak a nátrium utcalámpák a csillagos égbolt előtt. Sosem gondoltam volna, hogy az éjszaka fölénk boruló Univerzum látványától megfosztó közvilágításról valaha is az Abel1060-nak, az SDSS (The Sloan Digital Sky Survey) program keretében készült fotója fog beugrani. Az észlelési programomba, ha élhetek ezzel a kifejezéssel, viszont nem kimondottan a látványa, sokkal inkább érdekességei miatt került be anno. Hamarosan ezekből fogok majd szemezgetni, s rajtuk keresztül igyekszem majd képet festeni a galaxis halmazok világáról. Előbb azonban, had szenteljek egy kis figyelmet magának az Abell katalógusnak, és megalkotójának.

Az Abell katalógus (Abell catalog of rich clusters of galaxies)

Abell1976

George Ogden Abell (1927-1983) előadást tart 1976-ban a Summer Science Program keretében. A program nyári foglalkozásaival a tudományos pálya felé igyekezett terelni a tehetséges középiskolásokat. Megismertette a résztvevőket a csoportos kutatómunka nagyszerűségével. Nappal elméleti képzést kaptak (csillagászat, fizika, matematika, szférikus trigonometria, szoftverfejlesztés, stb.), éjszaka pedig például kisbolygó megfigyeléseket végeztek, és kiszámolták pályájukat. Abell fontosnak tartotta, és sokat is tett azért, hogy a fiatalokat oktassa. Nemcsak kiváló tudós, de igen népszerű tanár is volt a hallgatók körében. Fotó: Ken Nordhauser

George Ogden Abell megfigyelő csillagászként kezdte pályafutását a Palomar Égboltfelmérő Programban (Palomar Sky Survey). A Palomar Obszervatórium 48 hüvelykes Schmidt típusú távcsövét használta a projekt fotólemezeinek elkészítéséhez. A Schmidt távcsövek (szokás még Schmidt kamerának is hívni) speciális felépítésüknek köszönhetően egyszerre az égbolt viszonylag nagy területéről képesek éles képet rögzíteni. Bernhard Schmidt-nek, a távcsőtípus feltalálójának pontosan egy ilyen rendszer megalkotása volt a célja. Az ötvenes évektől szinte az ezredfordulóig három nagy Schmidt távcső, köztük a Samuel Oschin (régebben Palomar Schmidt) biztosította az egész égboltra kiterjedő felmérésekhez a fotografikus források túlnyomó többségét.

George Abell preparing to take plate with 48-inch Schmidt telescope

A fiatal George Ogden Abell a Palomar Obszervatórium Samuel Oschin 48 hüvelykes (1.2 méteres) Schmidt távcsövével. Abell ezzel a távcsővel készítette a Palomar Égboltfelmérő Programhoz a felvételeket. A távcső napjainkban már teljesen automatizált, praktikusan működésközben senki sincs fizikailag a kupolában. A fotólemezeket pedig CCD technológia váltotta fel. Teljesen hasonlóan készült a saját felvételem is az Abell1060-ról. Az iTelescope távcsöve teljesen önállómódon, az általam megadott program alapján készítette el a kívánt felvételeket. – A kép forrása: Caltech

Egy-egy felvétel az égbolt nagyjából 6 fokos területét fedte le. Összehasonlításként, a Hold látszólagos mérete mindössze ½ fok. A teljes ég nagyjából 75%-át sikerült lefényképezni a program keretében, mely magában foglalta majdnem a teljes északi éggömböt, illetve a délinek egy részét. Abell 879 fotólemezt használt fel a 935-ből, hogy a galaxis halmazok után kutasson. Egyenként átnézte ezeket, s olyan régiókat keresett, ahol az átlagosnál nagyobb volt a galaxisok koncentrációja. 1958-ban publikálta katalógusát, mely 2712 galaxis halmazt tartalmazott. Vizsgálatait munkatársaival később a déli égboltra is kiterjesztette. Ehhez, a UK Schmidt teleszkóppal az 1970-es években készült felvételeket használta fel. E távcső otthonául ugyanaz a Siding Spring Observatory szolgál, ahol az iTelescope ausztráliai robottávcsövei találhatóak. A felvételem az Abell1060 halmazról egészen közel készült egy olyan távcsőhöz, ami maga is kulcsfontosságú szerepez játszott Abell munkássága során. A kiegészített katalógusának előzetes változata 1983-ban került bemutatásra, de egy hónappal későbbi halála miatt félbemaradt a projekt. A munkát végül társzerzői fejezték be, és 1989-ben került kiadásra, s így az Abell katalógusba az egész égboltot lefedő kutatás után 4073 galaxisokban gazdag halmaz került be.

Az Abell katalógus meghatározó munka volt már az 1958-as megjelenésekor is, ugyanis elég nagy mintát jelentett ahhoz, hogy össze lehessen hasonlítani az egyes halmazok karakterisztikáját. Továbbá először kínálkozott alkalom a galaxisok térbeli eloszlásának vizsgálatára a felmérés nagyságrendjének és kiterjedtségének köszönhetően.

Abell a halmazokat a szerint osztályozta, hogy azok mennyire gazdagok galaxisokban (Richness). Ha belegondolunk, akkor a halvány galaxisokat egyáltalán nem könnyű detektálni. Abell úgy próbált fogást venni a problémán, hogy egy bizonyos luminozitási (fényességi) tartományba eső tagokat számlálta meg. Saját definíciója szerint, az m3 és az m3+2 tartomány számosságát vette figyelembe, ahol m3 a halmaz harmadik legfényesebb tagjának a fényessége (magnitúdóban). A kapott érték alapján 6 külön csoportba osztotta a halmazokat.

Munkájához távolság adatokra is szüksége volt, ami akkoriban közel sem állt rendelkezésre a halmazok legtöbbje esetén. Azt a korábbi tapasztalati összefüggést használta fel, miszerint minden egyes népes halmaznak a 10 legfényesebb tagja meghatározott fényességű. Csillagász kollégái alig két évvel korábban publikálták az első eredményeket a halmazok luminozitás függvényével kapcsolatban (Humason, Mayall, és Sandage – 1956). Abell így a fényesebb tagok látszó fényességét, mint távolságindikátort használta fel. Ez a módszerrel ugyan csak igen durva becsléseket tett lehetővé, de arra éppen megfelelt, hogy eldönthető legyen egy-egy halmazról, hogy az közelebbinek vagy távolabbinak számít-e. Végül a halmazokat 7 különböző csoportba sorolta a fenti módszerrel a távolságuk alapján.

Arra is metodikát dolgozott ki, hogy miként jelölje ki a halmazokat és tagjaikat. Tudatában volt annak, hogy vannak előtér, és háttér galaxisok. Látóirányunkban lehetnek véletlen egybeesések, s így talán nem is egy valódi halmazt látunk.  Megszámolta a galaxisokat a fotólemez egyes területein. S, hogy minimalizálja az előbb említett hibákat, azt mondta, hogy akkor beszélünk halmazról, amennyiben az, adott sugárban 50 vagy több galaxist tartalmaz a centruma körül. Vagyis, a távolság függvényében a fotólemezen meghatározott méretűnek látszó körön belül kell lennie annak a minimum 50 galaxisnak, melyek luminozitása átlép egy bizonyos küszöböt. Későbbi kutatásokból kiderült, hogy nem is járt messze az igazságtól. Erre az általa definiált, halmazokra érvényes „standard” sugárra manapság Abell rádiuszként (AR) szoktak hivatkozni, és a Hubble-állandó elfogadott értéke alapján pedig 2 Mpc a mérete. Az eredetileg a katalógusában szereplő 2712 galaxis halmaz jelölt közül, végül 1682 esetében jelentette ki, hogy statisztikailag ezek valószínűsíthetően tényleg valódi halmazok.  És valóban, mások ezt követő tanulmányai szerint, az esetek túlnyomó többségében igaza is lett.

Az Abell névvel azonban nemcsak galaxis halmazok nevében találkozhatunk amatőrcsillagászként. Egyik korai munkája az alacsony felületi fényességű planetáris ködök tanulmányozása volt. Ehhez szintén a Palomar Égboltfelmérő Program során készült fotólemezeket használta fel. A 48 hüvelykes Schmidt távcső ideális volt a nagy kiterjedésű, de halvány felületi fényességű objektumok megörökítéséhez. 1966-ban kiadott publikációja 86 planetáris ködöt tartalmazott. Ezekre nem mind ő akadt rá. Nagyjából a felük Albert George Wilson, míg a maradék hozzá, illetve Robert George Harrington és Rudolph Minkowski nevéhez köthető. Bár 4 planetáris köd jobban ismert más katalógusokból, és szintén 4-ről később kiderült, hogy valójában más objektum, de Abell-nek Peter Goldreicher-rel karöltve fontos szerepe volt abban, hogy a csillagászok kapcsolatot teremtsenek a vörös óriás csillagok életének végső fázisa és a planetáris ködök között. Vagyis, neki is köszönhető, hogy a nagyjából a Napunk tömegével rendelkező csillagok halálához vezető útja elkezdett kirajzolódni.

Abell1060 (Hidra I Halmaz)

Abell1060-LRGB-20160527-T32-300s-bin2-TTK-label

Abell1060 – A felvételemen szereplő galaxisok NGC és PGC azonosítói, melyek közül többre is hivatkozom majd a lenti szövegben.

A két fényes csillag (HD 91964 balra, HD 92036 jobbra) távolsága alig valamivel több, mint 16 ívperc, vagyis nagyjából fele, mint a Hold mérete az égen. A felvételen szereplő, két legnagyobbnak látszó galaxis mérete pedig, a katalógusok szerint 3.5 ívperc (NGC3311), illetve 3.2 ívperc (NGC3312). A fotóm az égbolt durván Hold méretű területét fedi le. A halmaz 157 tagja viszont az égbolt nagyjából 2 fokos szeletén helyezkedik el. Én mindössze csak a központi részt örökítettem meg.

A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.

E galaxis halmaz megfigyeléséhez mindenképpen érdemes délre utaznunk, ugyanis hazánkból a legnagyobb delelési magassága is mindössze 14-16 fok körüli. Én is ennek okán választottam Ausztráliát a felvétel elkészítéséhez.

A látómező legfényesebb objektuma a HD 92036 katalógusszámú vörös óriás csillag (színképosztály: M1III). 4.85 (V) magnitúdós fényességével szabad szemmel is megpillantható a Hidra csillagképben. Távolsága 488 fényév. Ha jóval közelebb lenne hozzánk, akkor könnyen megcsodálhatnánk pompás színét, mely leginkább a Betelgeuse narancsos vöröséhez hasonlatos. Így aki látta már téli egünk ezen égkövét, az el tudja képzelni milyennek is látnánk saját szemünkkel. Valójában a HD 92036 egy árnyalattal még vörösebb is, ugyanis B-V színindexe 1.64, míg a Betelgeuse B-V színindexe 1.52.

A másik fényes csillag a képen a HD 91964. Ez szintén vörös óriás csillag (pontosabban narancs óriás, színképosztály: K4/K5III), azonban már távolabb, 1042 fényévre van tőlünk. Fényessége 6.65 (V) magnitúdó, így ezzel már a szabadszemes láthatóság határa alatt marad.

Ez a két csillag, akár csak a többi a felvételen, mind a Tejútrendszerhez tartozik, és igen csak közelinek számítanak a háttérben látható galaxisokhoz képest. Az Abell1060, vagy más néven a Hidra I halmaz (Hydra I Cluster) távolsága nagyjából 51-54 Mpc (166-176 millió fényév), vagyis ezek a csillagrendszerek durván 36 ezerszer távolabb vannak, mint a fényesen ragyogó HD 92036.

Abell1060-map04

Az Abell1060 a Hidra csillagképben található, nagyjából 4 foknyira a Légszivattyú (Antlia) csillagkép legfényesebb csillagától (α Antliae).

Az egész Univerzum galaxisok alkotta bonyolult hálózat. Leginkább egy óriási pókhálóra hasonlít. Egyes részei szinte teljesen sötétek és üresek, míg mások galaxisokkal zsúfoltak. Galaxisok, galaxis csoportosulások, galaxis halmazok alkotják ezt a kusza „szövetet”.

cosmic_web2_s

A kozmikus pókháló – Kép forrása: Volker Springel/Max Planck Institute For Astrophysics/SPL

A legnagyobb struktúrák az úgynevezett szuperhalmazok. A népes Hidra I halmaz, akár csak hozzá képest eltörpülő Lokális Csoport, melynek Tejútrendszerünk is része, a Laniakea vagy Lokális szuperhalmazhoz tartozik. A Lokális szuperhalmaz létezéséről teljes bizonyossággal nem is olyan régen tudunk.

2014. szeptember 4-én jelent meg az a cikk a Nature-ben, melyben Brent Tully (University of Hawaii) és kutatócsapatának 8000 galaxis mozgásának megfigyelésén alapuló kutatási eredményét közölte. Az Ősrobbanás óta táguló világegyetem globális hatását figyelembe véve korrigálták a mért eredményeket, és ebből megkapták, hogy miként hatnak pusztás a galaxisok egymásra. Egy háromdimenziós térképet alkottak, mely teljesen újradefiniálta a szuperhalmazok fogalmát.

A földrajzban is ismert vízválasztó vonalakhoz hasonló analógiával élve, galaxisok csoportjai különböző gravitációs vonzócentrumok irányába mozognak, akárcsak a víz egy vízválasztó vonal két oldalán.  Jól elhatárolható felületek vannak a világegyetemben, melyek egyik oldalán az egyik, míg a másik oldalán egy másik ilyen vonzócentrum felé mozognak a galaxisok halmazai. A galaxisok mozgása alapján felfedezett, 500 millió fényévénél valamivel nagyobb képződményt Laniakea szuperhalmaznak nevezték el. A Laniakea hawaii nyelven mérhetetlen mennyet, mérhetetlen eget jelent. Ezzel az elnevezéssel próbálták a kutatók érzékeltetni, hogy milyen hatalmas struktúráról is van szó a világegyetemben. A Laniakea szuperhalmazban a galaxisok halmazai a „Nagy Vonzó” („Great Attractor”) felé mozognak, míg például a szomszédos Perseus-Halak szuperhalmazban egy másik pont felé igyekeznek.

A Nature Youtube csatornáján publikált angol nyelvű videó, mely bemutatja a Laniakea szuperhalmazt. Érdemes figyelni, a videón a Lokális Csoport (Local Group) mellett, a Hidra I Halmaz (Hydra I Cluster) is feltűnik (2:21)!

(Akiket ennél is mélyebben érdekel a téma, azoknak a tanulmány egyik társszerzőjének Youtube csatornáján lévő szintén angol nyelvű videót is érdemes megnéznie.)

A fotóm az égbolt durván Hold méretű területét fedi le. A teljes halmaz azonban hozzávetőlegesen 2 fok kiterjedésű, így a képen csak az Abell1060 központi, de egyben legizgalmasabb része látszik.

Abell1060-LRGB-20160527-T32-300s-bin2--NGC3311-NGC3309-TTK-cut1-l1cAz galaxis halmaz dinamikai központjában, tőlünk nagyjából 51-54 Mpc-re (166 -176 millió fényévre) az NGC3311 óriás diffúz galaxis foglal helyet. Morfológiai típusa: cD.

Nem egyedi jelenségről van szó. Igen gyakori, hogy a népes, nagyobb galaxis halmazok középpontjában egy olyan óriás galaxis figyelhető meg, mely gravitációjával uralja a halmazt. Az angol szakirodalomban ezeket BCG-nek (Brightest Cluster Galaxy) is nevezik, és a Világegyetem legnagyobb csillagrendszereinek többsége közülük kerül ki. Az óriási elliptikusak mintegy egyötödét kitevő alosztály a cD típus, melyek óriás méretüket roppant kiterjedt, de kis felületi fényességű halójuknak köszönhetik. Nem ritka, hogy a galaxis sűrűbb, belső régióját akár százezer, több százezer, vagy extrém esetekben millió fényéves haló veszi körül. Az NGC3311 esetében a centrumtól körülbelül 24-30 kpc távolságig sikerült nyomon követni a csillagászoknak a külső halót, így a galaxis átmérője hozzávetőlegesen 156-196 ezer fényév, valamivel több, mint másfélszerese a Tejútrendszerünkének. (A külső haló olyan halvány, hogy az éppen csak előbújik a felvételemen.)

De hogyan nőnek ekkorára? Miként jönnek létre? Erre a válasz a galaxis csillagaiban keresendő.

A különböző régiók kémiai összetétele, fémtartalma, illetve az egyes elemek egymáshoz viszonyított aránya árulkodik a csillagok koráról, a kialakulásuk körülményiről, és származási helyéről. A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Egy csillag fémtartalmát általában a Naphoz szokták hasonlítani a kutatók. A világegyetem története folyamán, a csillagoknak hála folyamatosan dúsult fémekkel. Az újabb és újabb csillaggenerációk egyre több fémet tartalmaztak, minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag az adott rendszerben, vélhetőleg annál ősibb objektum. A fémtartalom azonban nemcsak a csillagok korától függ, hanem attól is, hogy milyen körülmények között alakultak ki.

Az NGC3111 esetébe, a centrum 8.4-8.9 kpc sugarú területének fénye, a galaxis nagyon korai időszakában kialakult, közel 13 milliárd éves ősi csillagaitól származik. De ezen távolságon túl is jelentős a hozzájárulásuk a galaxis fényéhez. Az ilyen korú csillagokhoz képest relatíve magas a fémtartalmuk. Ez arra utal, hogy a galaxis már fejlődése kezdetén is tekintélyes tömegű volt, s az erős gravitáció nem engedte a szupernóvák által a csillagközi anyagba szétterített fémeket eltávozni a galaxisból.

Ezekben a csillagokban az alfa elemek aránya a vashoz képest szintén viszonylag magas. Hogy mi következik ebből? Ennek megértéséhez tegyünk egy kis kitérőt.

Az alfa folyamat (alpha process) az egyik fajtája annak a termonukleáris fúziónak, amiben a csillagok életük későbbi szakaszában héliumból nehezebb elemeket hoznak létre. Ehhez egy hélium-4 atommag (alfa részecske) és egy héliumnál nehezebb néggyel osztható rendszámú elemre van csak szükség a vasig bezárólag. A másik héliumot felhasználó fúzió a 3-alfa folyamat, amiben 3 hélium-4 atommagból végül szén jön létre. Az alfa elemek ezekben folyamatokban keletkeznek, melyeket aztán a szupernóvák terítenek szét a galaxisban. A masszív nagytömegű, és ezért rövid életű csillagok II típusú szupernóva-robbanásai az O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Ti (az alfa folyamatok termékeivel), továbbá az N és Na elemekkel szennyezik be a környezetet. Az I típusú szupernóvák ugyan szintén szórnak szét alfa elemeket, de jellemzően a Fe és Cr elemek tekintetében mutatnak jelentős csúcsot. Ez utóbbi esetben viszont nem egy rövid életű masszív csillag haláláról van szó. Éppen ellenkezőleg. Ezek a robbanások kisebb tömegű, és ezért tovább élő csillagok végső állapotát jelentő fehér törpékhez köthetőek, melyek kettős rendszer tagjai.  Az egyik vezető elmélet szerint a robbanásra akkor kerül sor, amikor a fehér törpe kísérőjétől elég anyagot gyűjtött ahhoz, hogy tömege átlépjen a kritikus Chandrasekhar-határt (1.44 naptömeg). A másik elmélet szerint két fehér törpe kering egy kettős rendszerben, egymáshoz folyamatosan közeledve. Míg végül egymásba spiráloznak, és ekkor történik a szupernóva-robbanás. Akármelyik elmélet is igaz az I típusra, az biztos, hogy a galaxisok csillagainak megszületése után sokkal hamarabb került sor II típusú robbanásra, mint I típusúra. Vagyis az Univerzum korai idejében az alfa elemek aránya relatíve nagyobb volt a vashoz képest.

Itt az ideje megválaszolni a fentebb feltett kérdést. Az NGC3311 belső területének csillagaiban az alfa elemek aránya a vashoz képest azért viszonylag magas, mert rövid időintervallumon belül, a galaxis születése után keletkeztek. Az NGC3311 élete tehát igen heves és nagymennyiségű csillag keletkezésével kezdődött.

A haló csillagai azonban már egyáltalán nem mutatják ezt a homogén kémiai összetételt. Ott a fémtartalom, és az alfa elemek aránya a vashoz képest is változó, több csúcs és hullámvölgy is megfigyelhető az eloszlásban. Ellentétben tehát az NGC3311 belső részéhez képest, ezek nem annak a korai gyors, és intenzív csillagszületési hullámnak a produktumai, amelyben a galaxis kialakulásakor összehúzódó gázfelhők, egyesülő sűrű gázcsomósodások játszották a főszerepet. Sokkal inkább valószínű, hogy a haló fényének 40%-ért felelős csillagok, különböző kiindulási tömeggel és más csillagfejlődési történettel megáldott galaxisokkal történt interakciókból kerültek oda. Ezt támasztják alá az NGC3311 csillagaival kapcsolatos kinematikai vizsgálata is. A befogott csillagoknak, a galaxis maradványoknak csillagászati értelemben sok időre van szüksége, hogy elvegyüljenek a többiek között (viszonylag hosszú a relaxációs idő), és ez az a jelenség, ami megfigyelhető az NGC3311 esetében is.

NGC3311-multiband

Az ábra az NGC3311 nagyméretű struktúráit mutatja a külső halóban. Az „A” panelen a galaxis optikai tartományban (V szűrővel) készült  intenzitás térképe látható. A „B” panelen a külső haló excentrikus alrendszere speciális módszerrel kiemelve. (Az NGC3311 felületi fényessége a centrumtól mért távolság függvényében jól leírható egyetlen úgynevezett Sérsic profillal, vagyis egy matematikai függvénnyel, amennyiben az úgynevezett Sérsic index n=10. Azonban, ha e Sérsic profil adta szimmetrikus modellt, a levonjuk a felvételből, akkor a maradékból előbukkan az említett struktúra.) A „C” panel XMM-Newton röntgen műhold felvétele forró gáz jelenlété mutatja a galaxis halmaz középpontjában. A vörös körök az NGC3311 körüli törpe galaxisokat jelöli. Forrás: Barbosa és mások

A külső halónak ráadásul van egy alrendszere, aminek centruma nem esik egybe a galaxiséval, attól nagyjából ÉK-i irányba található. Az optikai tartományban ez igen halvány. A haló fényének mindössze 30%-át adja. Az excentricitás legjobban a központi galaxis és a körülötte lévő törpe galaxisok sötét anyagból álló halójának, vagy esetleg (de közel sem biztosan!) az NGC3311 és az NGC3309 sötét halóinak kölcsönhatásával értelmezhető. Vagyis, az ezek okozta árapályerők tehetőek felelőssé azért, hogy a galaxis és a külső haló ezen alrendszerének centruma nem esik egybe. Míg a szimmetrikus haló jelentős részére korábban, más galaxisokkal történt kölcsönhatások eredményeként tett szert ez a csillagrendszer, addig az excentrikus haló létezése annak is a bizonyítéka, hogy e kiterjedt struktúra építése az NGC3311 körül még mindig folyamatban van.

A jelenségnek nemcsak az optikai tartományban van nyoma. Jellemzően a galaxis halmazok központja környékén, a csillagrendszerek között, forró (10-100 millió K), és ezért a röntgentartományban sugárzó ritka gáz (Intercluster Medium, ICM) található. Ezt leegyszerűsítve, még a halmaz kialakulásakor felszabaduló gravitációs potenciális energia táplálta lökéshullámok fűtötték fel, illetve később fontos szerep jutott ebben a galaxisok szupernóváinak, a masszív csillagok kibocsájtotta csillagszélnek, összefoglalóan az úgynevezett galaktikus szélnek is. Egyes teóriák az aktív galaxisok magjában található fekete lyukak jet-jeinek is nagy jelentőséget tulajdonítanak. A galaxisok közti anyag, ahogy a neve is mutatja, nem köthető a halmaz egyik tagjához sem, ha csak nincs a rendszer gravitációs központjában domináns galaxis. Az XMM-Newton röntgen műhold felvételén is jól látszik a forró intergalaktikus anyag, illetve az, hogy az excentrikus külső haló területén sugárzási többlet figyelhető meg. A röntgen tartományban intenzívebben sugárzó régió körül találhatóak a fentebb említett, a Hidra halmazhoz képest relatíve nagy látóirányú sebességgel rendelkező törpe galaxisok csoportja. Ezek a szemünk előtt zuhannak az Abell1060 központi csillagrendszerébe, felkavarva és tovább hizlalva annak külső halóját.

Abell1060-LRGB-20160527-T32-300s-bin2--NGC3311-NGC3309-HCC1-l-TTK-cut1

Az NGC3311 körüli törpe galaxisok a felvételemen. A fotón még éppen kivehető leghalványabb törpék: HCC35 – 19.15 magnitúdó, HCC45 – 19.91 magnitúdó. A pozíciók forrás: Misgeld és mások (2008), NED

Az NGC3311-gyel kapcsolatos imént ismertetett megfigyelési tapasztaltak jól egybevágnak azokkal az elméletekkel, melyek szerint az óriás elliptikusak kialakulása két fázisban történik. A fejlődésük legelején bekövetkező igen gyors, a centrumtól kifelé terjedő, intenzív csillagontást a galaktikus kannibalizmus követi. Megjegyzem, hogy hasonló eredményre vezettek más cD galaxisokkal kapcsolatos kutatások is. Továbbá, a Hidra I halmaz óriása és környezete kitűnő terepet nyújt a csillagászoknak, hogy ellenőrizzék és csiszolgassák a galaxisok fejlődésben igen fontos szerepet betöltő sötét anyaggal kapcsolatos elméleteiket.

Az NGC3311 olyan érdekességeket is tartogat, amik a saját felvételemen már nem látszanak, mégis érdemes róla szót ejteni. 1999-ben Hilker és munkatársainak tanulmányában bukkantak fel először az ultrakompakt törpe galaxisok (Ultra-Compact Dwarf galaxy, UCD galaxy). A kutatók e különös objektumokra először a Fornax galaxis halmazban akadtak rá. Majd más, népes halmazokat átfésülve újabb, és újabb példányok kerültek elő. Ősi, a világegyetem korával összemérhető korú csillagok alkotta objektumok ezek. Abszolút fényességük (MV) -9 és -14 magnitúdó közé esik, míg fél-fényesség sugaruk (half-light radius, rh), vagyis az a sugár, amiből a rendszer fényességének 50%-ka származik 10 pc és 100 pc közötti. Ahhoz tehát túl halványak és kompaktak, hogy törpe galaxisoknak lehessen őket nevezni, ahhoz viszont túlontúl nagyok és fényesek, hogy a konvencionális gömbhalmaz elnevezést használják rá a csillagászok.

De hogyan jöttek létre? Ezek galaxisok vagy inkább óriási gömbhalmazok? Éppen e kérdések miatt gyakran törpe galaxisok és gömbhalmazok közötti átmeneti objektumoknak (Dwarf-Globular Transition Objects, DGTOs) is hívják őket tudományos cikkekben. A lehetséges válaszok alapvetően három csoportba oszthatóak. Az első szerint ezek valaha törpe galaxisok voltak, hasonlatosak azokhoz melyek bőségesen találhatóak a Hidra I halmazban is. Mostani megjelenésüket annak köszönhetik, hogy a halmazon belüli pályájukon, akár többször is, túl közel merészkedtek az óriás galaxisokhoz, azok pedig könyörtelenül megtépázták őket. E törpék elveszítették diffúz külső burkukat, s csupán lecsupaszított sűrű magjuk maradt hátra, így manapság UCD galaxisok képében figyelhetjük meg őket. De az is lehetséges, hogy több csillaghalmaz egyesüléséből jöttek létre, még azokban az időkben, mikor az ősi galaxisok sűrű csomóiban megindultak a robbanásszerű csillagkeletkezési folyamatok. A harmadik elmélet szerint pontosan ugyanúgy keletkeztek, mint kisebb tömegű unokatestvéreik a gömbhalmazok. Ebben az esetben, az UCD-k valójában ultra nagytömegű gömbhalmazok.

Az UCD galaxisok eredetét tisztázandó, a csillagászok az Abell1060 népes halmaz központját is átvizsgálták. Kimondottan annak a ténynek a tudatában, hogy az NGC3311 bővelkedik gömbhalmazokban. Becslések szerint 16000 ilyen csillaghalmaznak szolgál otthonául, így ezzel a számmal simán versenybe száll a Virgo halmaz óriásával, az M87-tel. Érdekességként és összehasonlításként megjegyzem, hogy a Tejútrendszerünkben, a jelölteket is beleszámítva, mindössze valamivel 150 fölött van az ismert gömbhalmazok száma, de a teljes populáció sem lehet sokkal több 180-200-nál.

NGC3311-Gemini-20080310ngc33110001-cut1-rot

Az NGC3311-ről, Chilében, a Cerro Pachón hegyen álló 8.1 méteres Gemini South teleszkóppal készült felvétel. A látómezőben az NGC3309 elliptikus galaxis mellet törpe galaxisok egész garmadája látható. A apró kis pöttyök pedig a galaxis gömbhalmazai. Nem egy pötty azonban a vizsgálatok tanulsága szerint ultrakompakt törpe galaxis (Ultra-Compact Dwarf, röviden UCD). Érdemes a képre kattintani, és nagyobb felbontásban is megszemlélni a képet. A látvány igen csak lenyűgöző. A kép forrása: Gemini Observatory

A vizsgálatokhoz a Gemini South távcsövének GMOS (Gemini Multi-Object Spectrographs) műszerét használták a kutatók. A fenti képre pillantva is látható, hogy még nagy távcső esetén sem olyan egyszerű azonosítani a keresett objektumokat, ezek még a 8.1 méteres távcsőre szerelt kamera számára is csillagszerűek. Első lépésként ki kellett zárni, hogy a kiválasztott „pöttyök” a felvételen esetleg saját galaxisunk csillagai. De azt is meg kellett állapítani nagy bizonyossággal, hogy a vizsgálni kívánt objektum tényleg a Hidra I halmaz, pontosabban az NGC3311 távolságában van, és nem csak egy még nagyobb távolságban lévő háttér galaxis. Először is, ha ezek előtér csillagok lennének, akkor színük sokkal egyenletesebb eloszlást mutatna, ugyanakkor pedig a látómezőben véletlenszerűbben oszlanának el. A lenti ábrákra tekintve látható, hogy nem ez a helyzet.

NGC3311-UCD2

Az NGC3311 körüli UCD jelöltek. Kép forrása: Elizabeth M. H. Wehner és William E. Harris

NGC3311-UCD1

A NGC3311 gömbhalmazainak, és a vörös téglalapban az UCD jelöltjeinek vagy masszív gömbhalmazainak szín-fényesség diagramja. A vízszintes tengelyén a csillag vizuális és közeli infravörös fényesség különbsége, míg a függőleges tengelyén a közeli infravörös fényessége szerepel. Az ábrán szerepeltetett adatok már az intersztelláris anyag okozta vörösödéstől megtisztított értékek. Jól látszik a diagramon is, hogy az UCD jelöltek egy jól definiálható tartományban csoportosulnak. Ábra forrása: Elizabeth M. H. Wehner és William E. Harris

Mivel megjelenésük csillagszerű, továbbá nem csomókban helyezkednek el, ez valószínűtlenné teszi, hogy ezek galaxisok a háttérben, pontosabban távoli galaxis halmazok tagjai. Természetesen az igazán meggyőző bizonyítékot nem a „szemrevételezés”, hanem az eloszlás alapos matematikai vizsgálata jelenti. Az analízisből kiderült, hogy az UCD jelöltek nagyon nagy bizonyossággal az NGC3311 körül csoportosulnak, és legalább annyira koncentráltak, mint a gömbhalmazok.

Ahogy ezt a fenti szín-fényesség diagramon is látható, az NGC3311 esetében az UCD-k a gömbhalmazok folytatásaként értelmezhetőek. A vörös és fémekben viszonylag gazdag gömbhalmaz populáció és az UCD-k között fölfelé fokozatos az átmenet.

Az objektumok tömegére tömeg-fényesség reláció, vagyis az (M/L)V arányszám alapján próbáltak becslést adni a kutatók. Tipikus gömbhalmazok esetén ez 1 és 3 közötti érték. UCD-k esetén ezt eredetileg 6 és 9 közöttinek gondolták, ám az UCD és az óriás galaxisok közötti kölcsönhatást is figyelembevevő szimulációk inkább a 3 és 5 közötti értékeket valószínűsítik. Más modell, inkább arra fektette a hangsúlyt, hogy a legfontosabb tényező a csillagrendszerek 12 milliárd évnél is idősebb kora. Ezen utóbbi szerint 1 és 6 közötti az arányszám. Nem folytatnám a sort, a csillagászatban ez a fokú bizonytalanság egyáltalán nem szokatlan. Végül, mivel az NGC3311 körüli UCD-k a szín-fényesség diagramon elfoglalt helyük, és eloszlásuk alapján is leginkább a gömbhalmazokhoz hasonlítnak, így e megfigyelésben részt vett tudósok az „arany középutas” 3 mellett tették le a voksukat, és ezzel számoltak. Az UCD jelöltek, vagy ha úgy tetszik, az ultra nagytömegű gömbhalmazok tömegének alsó határára 6 x 106 naptömeget, míg felső határára 3 x 107 naptömeget kaptak. A Fornax és Virgo halmazbeli rokonaiknál némileg kisebb tömegűek, melyek tömege inkább a 107-108 naptömegű intervallumba esik.

Nemcsak a tömegre próbáltak azonban becslést adni, hanem a méretekre is. Összehasonlításképpen, a normál törpe galaxisok 300 pc mérettartományba esnek. Mivel a Gemini South GMOS műszerével a felvételek éjszakáján 0.5ʺ felbontást értek el, és az UCD-k még mindig csillagszerűek voltak, így méretük bizonyosan kisebb, mint 50 pc. Pár ilyen objektumra, korábban a Hubble űrteleszkóp WPFC2 kamerájával készült felvételek között is ráakadtak, így annak felbontása alapján a UCD-k effektív átmérője nagyon nagyjából 20 pc lehet. Bár az alkalmazott módszerrel mindössze csak durva becslést adtak, mégis az eredmény összeegyeztethető a Fornax és Virgo halmazbeli UCD-k méreteivel.

A 29 UCD jelölt, továbbá más korábbi tanulmányok alapján végül a csillagászok igen érdekes konklúzióra jutottak. Az NGC3311 UCD jelöltjei világosan megmutatták, hogy kapcsolatban állnak a gömbhalmazokkal. Régen ismert tény, hogy a gömbhalmazok méretskálája független a tömegüktől. Az rh ~ 3 pc, vagyis az a sugár, ahonnan fényességük 50%-ka származik, többé-kevésbé 3 pc körüli. Az elliptikus galaxisok esetében ez a sugár azonban összefügg a tömegükkel: rh ~ M0.6. Minden jel szerint, a 107 naptömeget meghaladó masszív csillaghalmazok kialakulása, környezettől függetlenül, mindinkább egyre nagyobb méretskálán zajlik. Így az UCD-k eltérő módon is kialakulhattak, s nem feltétlenül egyetlen evolúciós utat jártak be. Igen valószínű, hogy folyamatos az átmenet a gömbhalmazok, az NGC3311 UCD jelöltjei, a más halmazokban talált nagytömegű UCD-k, és a törpe elliptikus galaxisok között a strukturális paraméterek tekintetében. Az NGC3311 UCD jelöltjei mindenesetre egy szekvenciát alkotnak annak gömbhalmazaival. Bárhogyan is keletkeztek tehát az ultrakompakt törpe galaxisok, hidat képeznek a gömbhalmazok és az elliptikus törpe galaxisok között. Úgy látszik, hogy mégis csak van valamiféle kapocs e két, mindig is teljesen különállónak gondolt objektum típus között. Logikusnak tűnik a kutatások folytatása, hogy teljesen bizonyosak legyenek a csillagászok abban, hogy feltételezésük helyes, és meglássák, hogy vajon a híd elér-e egészen a közepes tömegű ősi csillagrendszerekig.

Az NGC3311 egyértelműen az egyik, ha nem „a központi figurája” az Abell1060-nak, de mellette az NGC3309 elliptikus és NGC3312 spirál galaxisok is meghatározóak. Majdnem 150 ezer fényéves átmérőjükkel e két galaxisnak sincs szégyenkeznivalója. Ugyan kisebbek, mint az NGC3311, de Tejútrendszerünket így is lekőrözik.

Az NGC3009 E3 morfológiai besorolású elliptikus galaxis. A klasszikus Hubble-féle osztályozásban az E után álló érték a galaxis „nyúltságára” utal. Definíció szerint ez 10 x ( 1 – (b/a) ), ahol „a” a csillagrendszer kontúrjának nagytengelye, és „b” a kistengelye. A képletből kapott eredményt pedig a közelebbi egész számhoz kerekítik.  A legtöbb esetben ez 3 körül van. Az NGC3311 így ebben az értelemben tipikus. Abban az értelemben viszont egyáltalán nem, hogy az ekkora méretű elliptikus galaxisokhoz képest, meglepően kevés a gömbhalmazainak a száma, alig néhány százat tudhat a magáénak. Megjegyzem, hogy ez nagy könnyebbséget jelentett az NGC3311 gömbhalmazainak vizsgálata esetében. A Gemini South távcsővel készült felvételen látható halmazoknak ugyanis mindössze pár százaléka tartozik az NGC3309-hez, így azok, az NGC3311 halmazaira vonatkozó statisztikai vizsgálatokat nem befolyásolták számottevően. De miért relatíve ily szegény gömbhalmazokban ez az óriás elliptikus? Az NGC3309 az NGC3311 centrumától az égen látszólag csak 100 ívmásodpercre van. S mint azt korábban is említettem, ez utóbbi, a halmaz központjában pöffeszkedő óriás igyekszik a környezetében lévő dolgokat magába gyűjteni. Ez azt sugallja, hogy a kérdésre a válasz az, hogy a közte és az NGC3309 között lévő kölcsönhatásban az NGC3311 egyszerűen „elhalászta” annak halmazait. Logikusnak tűnik. A látszó közelség azonban még nem perdöntő bizonyíték. Amennyiben a két óriás között tényleg heves kölcsönhatás zajlik, vagy zajlott a múltban, annak az NGC3309 morfológiájában is meg kell mutatkoznia. A csillagászoknak nagyon jól jön, ha több hasonló objektumot, illetve jelenséget is meg tudnak figyelni. Egy-egy jelenség értelmezésében sokat segít, ha minél több minta áll a rendelkezésükre. A Fornax halmaz NGC1399 és NGC1404 párosa sok tekintetben hasonlít az Abell1060 kettőséhez. Az NGC1404 ott is gömbhalmazokban szegény. Azonban, míg a Chandra röntgen űrtávcső felvételen az NGC1404 kontúrja jól láthatóan torzult az NGC1399 hatására, az NGC3309 esetében semmilyen deformáció nem figyelhető meg. Így, az NGC3311-gyel való kölcsönhatásnak, ha egyáltalán van vagy volt ilyen köztük, nem találták nyomát. Valószínűsíthető, hogy a két galaxis közelség mindössze csak látszólagos, és az NGC3309 igazából hozzánk közelebb, az előtérben helyezkedik el. Mindenesetre, ezt támasztja alá az a 2005-ös, a Hidra halmaz tagjainak távolságát (is) taglaló publikáció, mely szerint az NGC3309 5 Mpc-kel (16.3 millió fényévvel) közelebb van hozzánk, mint az NGC3311. Összességében tehát, a mai napig nem teljesen tisztázott, hogy mi is az igazi oka annak, hogy egy ilyen népes galaxis halmaz, óriás elliptikusa miért is van viszonylag szűkében a gömbhalmazoknak. Továbbra is megoldatlan az NGC3309 e különös rejtélye.

Abell1060-LRGB-20160527-T32-300s-bin2--NGC3312-TTK-cut1-lAzt már láttuk, hogy a népes halmazokban, mint amilyen az Abell1060 is, a centrumban kolosszális galaxisok képesek kialakulni az idők folyamán. Arra is láttunk példát, hogy uralkodásuk árnyékában a másodhegedűsöknek, még ha maguk is óriások, már nem annyira „fényes” a pályafutásuk. Had mutassam be a halmaz harmadik prominens galaxisát is, az NGC3312-t. S e spirál galaxis révén folytassuk ismerkedésünket a galaxis halmazok világával.

Ehhez ugorjunk vissza az időben két-három évtizedet. Akkoriban a csillagászok a spirál galaxisok statisztikai vizsgálata során érdekes összefüggésekre akadtak. Történt ugyanis, hogy összehasonlították a spirál galaxisok korongjának optikai tartományban és rádiótartományban megfigyelhető méretét. Arra a kérdésre keresték a választ, hogy mennyi atomos hidrogént tartalmaz az adott csillagrendszer. A rádió tartományban jól megfigyelhetőek a galaxisok HI régiói, vagyis az olyan intersztelláris felhők melyeket javarészt atomos hidrogén alkot (a területek ionizációs foka jellemzően igen alacsony: 1:10000) némi héliummal, és a héliumnál nehezebb elemekkel szennyezve. Az optikai tartományban pedig főleg a csillagok fénye a domináns. Így, az optikai és rádió korongok méretének arányából már le lehet vonni a megfelelő következtetéseket. Ha a rádió korong bizonyult nagyobbnak, akkor atomos hidrogénben gazdagnak, ha az optikai, akkor atomos hidrogénben szegénynek tekintették a spirál galaxist. Kiderült, hogy a halmazok spirál galaxisai atomos hidrogénben jóval szegényebbek magányos társaikhoz képest. Továbbá, az atomos hidrogénben legszegényebb spirál galaxisok az adott halmazon belül a centrum közelében helyezkednek el. Arra is fényderült, hogy az atomos hidrogénben szegény spirál galaxisok aránya egy adott halmazon belül korrelációt mutat annak röntgen luminozitásával. De mi ennek az oka?

Fentebb már említést tettem a halmazokat kitöltő, galaxisok közötti igen forró (10-100 millió K) gázról, illetve arról, hogy az erősen sugároz a röntgentartományban.  A galaxisok közötti gáz bár forró, de extrém alacsony a sűrűsége, mindössze 10-4-10-2 elektron/cm3. Sok-sok nagyságrenddel kisebb, mint a galaxisok atomos hidrogénjének sűrűsége, ami 0.2-100 atom/cm3.  Elsőre azt hihetné az olvasó, hogy a halmazban mozgó galaxisokra nincs hatással a roppant ritka gáz. S mégis! Több galaxis halmaz megfigyelése, például a Virgo halmazé is, azt mutatta, hogy torlónyomás lép fel, mely a csillagrendszer korongjának külső területeiről képes letépni a csillagközi anyagot (Ram Pressure Stripping). Hasonlóan ahhoz, ahogy a menetszél kerékpározás közben lefújja az ember fejéről a sapkát. Ehhez nem kell más, csak az, hogy a galaxis relatív nagy sebességgel mozogjon a halmazon belül, illetve elég sűrű legyen a halmazon belüli gáz. Ez utóbbi két feltétel pedig teljesül a halmaz centrumának közelében.

A kilencvenes évek legelejére tehát már ismert volt a fenti jelenség, és a kutatók igyekeztek egyre több halmazra kiterjeszteni ez irányú vizsgálataikat. Éppen ezért, csillagászok csoportja a Hidra I halmazt is górcső alá vette. Még egy szándék vezérelte őket, miszerint akkoriban még nem volt pontosan ismert a halmaz galaxisainak távolsága. Talán e utóbbin csodálkozik az olvasó, de ne feledje, hogy ebben az időben még sem a Keck távcsövek, sem a VLT távcsövek, sem a Subaru, de még csak a Gemini-k sem készültek el! És ezzel, még csak néhány ma használatos óriástávcsövet említettem. Még mindig a Palomar Obszervatórium Hale távcsöve volt, a maga 5 méteres tükrével a hadra fogható műszerek között a legnagyobb. A Hubble űrtávcső ugyan már keringett a Föld körül, de az 1993-as első szervizig, optikai hibája miatt, képtelen volt nyújtani az elvárt teljesítményt. A műszeres forradalom újabb hulláma csak pár év múlva vette kezdetét. De nézzük, mire jutottak a kutatók!

Az NGC3312 az égen látszólag nincs messze a Hidra I halmaz centrumától. Ráadásul alakja szabálytalan, a galaxis kissé „féloldalas”. Az egyik felén szálas, úgynevezett filamentáris szerkezetet mutat, míg a csillagkeletkezés jelentős része éppen az ezzel ellentétes oldalára koncentrálódik. Ha ez nem lett volna elég, akkor a radiális sebessége is messze elmaradt a halmazban megfigyelhető középértéktől. Elképzelhető, hogy szuperszonikus sebességgel vágtat keresztül a Hidra I-en? Minden oka megvolt hát a csillagászoknak, hogy gyanakodjanak. A vizsgálat során bár az aszimmetriát a rádió megfigyelések is igazolták, azonban az NGC3312 atomos hidrogénben csak kevésbé bizonyult szegényebbnek, mint a hozzá hasonló típusú spirál galaxisok. Végül az a konklúzió született, hogy a halmaz galaxisai közti anyag igen valószínűtlen, hogy számottevő hatást gyakorolna az NGC3312-re. S ebből következően, ez a csillagrendszer bizonyosan nem a Hidra I halmaz középpontjában helyezkedik el. Sokkal inkább hozzánk valamivel közelebb, azzal a pár környező galaxissal együtt, melyek szintén nem bizonyultak atomos hidrogénben igazán szegénynek.

Ma már tudjuk, hogy távolsága körülbelül 46 Mpc  (150 millió fényév). Vagyis, valóban igaza volt pár évtizede a csillagászoknak. Miért is vettem elő pont egy ilyen régi kutatást? Mert meg akartam mutatni az NGC3312 példáján keresztül, hogy miként vonnak le indirekt módon következtetéseket a csillagászok, és nem utolsó sorban egy, a galaxis halmazokon belül munkálkodó jelenséget is megmutathattam általa.

A megfigyeléseknek azonban gyakran van valamiféle „mellékterméke”. Az NGC3312 alapos vizsgálata is rámutatott valami másra. Mégpedig arra, hogy szabálytalan alakját az NGC3314a-val nagyjából 1 milliárd éve történt kölcsönhatásnak köszönheti. Folytassuk is a sort ezzel a galaxissal! Vagy még inkább, galaxisokkal.

Abell1060-LRGB-20160527-T32-300s-bin2--NGC3314AB-TTK-cut1-HST2

A Hubble űrtávcső mozaikokból összerakott felvétele az NGC3314A és NGC3314B galaxisokról. A jobb felső sarokban a saját felvételem a galaxisokról. Az eredeti kép forrása: NASA, ESA, – „The Hubble Heritage” program (STScI/AURA) – W. Keel

Az NGC3314A és NGC3314B galaxisok kitűnő bizonyítékai annak, hogy a természet igazi illuzionista, és könnyen képes megtéveszteni érzékeinket. Bár az első benyomása az embernek az, hogy kölcsönható spirál galaxisokat lát a képen, de erről szó sincs. Az egész látvány csak a kozmikus perspektíva játéka. Az NGC3314B-t valójában az NGC3314A-n keresztül, annak takarásában látjuk. Most, hogy elárultam a trükköt, azt is megmutatom, hogy miként fejtették meg a csillagászok.

Már korábban is említettem, hogy mindig vannak árulkodó jelek két galaxis gravitációs kölcsönhatásakor. A köztük munkálkodó hatalmas erők eltorzítják a csillagrendszerek alakját. De ezen túl, ha a galaxis gázban kellően gazdag, márpedig ezek a spirál galaxisok ilyenek, akkor a kölcsönhatás csillagok új generációinak születését indítja be. Ennek folyományaként az ilyen galaxisokban több helyen is nagytömegű forró, és ezért fényes csillagok kékes ragyogása és vöröses fényű gázködök figyelhetőek meg. Az NGC3314A, vagyis az előtérben lévő galaxisban némi deformáció valóban megfigyelhető. A két galaxis rotációs mintájának tanulmányozása során azonban a kutatók megállapították, hogy az NGC3314A és NGC3314B nincs gravitációs hatással egymásra. Az NGC3314A enyhe torzultságáért sokkal inkább egy másik galaxis, valószínűleg az NGC3312 tehető felelőssé.

A másik érv a fizikai kapcsolatuk valószínűtlensége mellett, hogy a ma elfogadott távolságadatok szerint a két galaxis ahhoz túlságosan messze van egymástól. Az NGC3314A 36 Mpc (117 millió fényév), míg az NGC3314B 43 Mpc (140 millió fényév) távolságra van tőlünk.

A szerencsés együttállás szó szerint teljesen más megvilágításba helyezi ezeket a galaxisokat. A legtöbb spirál galaxis porsávjai csak nehezen láthatóak. Ezek a porfelhők jellemzően csak az infravörös tartományban figyelhetőek meg egyszerűen. Azonban, az NGC3314A porsávjainak éles sziluettje, az NGC3314B hátsó megvilágításban kitűnően tanulmányozható. Megjegyzem, hogy az NGC3314B porsávjai pedig azért érzékelhetőek kevésbé, mert azt, az előtérben lévő NGC3314A fényes csillagfüggönyén keresztül látjuk.

NGC1376-NGC3370-HST-m

Milyen lenne a két galaxis külön-külön? Hasonló, mint az Eridanus csillagkép területén látható NGC1376 (balra), illetve az Oroszlán csillagképben az NGC3370 (jobbra). Eredeti képek forrás: NASA, ESA, – „The Hubble Heritage” program (STScI/AURA)

A fotón több olyan galaxis is van, ami még megérne pár sort. De talán majd máskor. Ebben a cikkben inkább csak a nagyobbakkal, és én legalábbis úgy vélem, az érdekesebbekkel kívántam foglalkozni. Illetve, kissé átfogóbban magával az Abell1060-nal. Persze, akadnak még érdekesek, csak éppen azok fotón már a láthatóság határán vannak, vagy éppen ebben a felbontásban alig kivehető izgalmas felépítésük. A látómező tanulmányozásakor igen gyakran belebotlottam olyan objektumba is, melyekről szinte semmi biztos nem tudható. Talán magánál az Abell1060-nál is távolabb helyezkednek el. Ki tudja? De nincs ezen semmi csodálkoznivaló, ha az ember ily messzire tekint otthonától. Igaz, „a messzire” is csak relatív. Maradjunk annyiban, hogy műkedvelők számára hozzáférhető technikával, illetve nekem, az eddig direkt megcélzott galaxis halmazok tekintetében számít ez csak nagy távolságnak. Igazából, az Abell1060 galaxisai közt tett sétával még mindig csak a Laniakea (Lokális) szuperhalmaz viszonylag közeli szegletébe ruccantatunk ki. S bár sok minden egyre világosabb a csillagászok előtt, remélem azt is sikerült megmutatnom, hogy akadnak még elvarratlan szálak bőven. De ez utóbbi cseppet sem zavar, hisz ez biztosíték arra, hogy a jövőben is olvashatok majd még meghökkentő publikációkat, új felfedezéseket ebben a témában.

Felhasznált irodalom:

Abell, George O.: The Distribution of Rich Clusters of Galaxies.

Abell, George O.; Corwin, Harold G., Jr.; Olowin, Ronald P.: A catalog of rich clusters of galaxies

Mark H. Jones, Robert J. Lambourne, David John: An Introduction to Galaxies and Cosmology

Abell, George O.: Properties of Some Old Planetary Nebulae

R. Brent Tully, Helene Courtois, Yehuda Hoffman, Daniel Pomarède: The Laniakea supercluster of galaxies

Carlos Eduardo Barbosa, Magda Arnaboldi, Lodovico Coccato, Michael Hilker, Cláudia Mendes de Oliveira, Tom Richtler: The Hydra I cluster core. I. Stellar populations in the cD galaxy NGC 3311

Elizabeth Wehner, Bill Harris, Brad Whitmore, Barry Rothberg, Kristin Woodley: The Globular Cluster Systems around NGC 3311 and NGC 3309

I. Misgeld, S. Mieske, M. Hilker: The early-type dwarf galaxy population of the Hydra I cluster

Thomas, Daniel; Maraston, Claudia; Bender, Ralf; Mendes de Oliveira, Claudia: The Epochs of Early-Type Galaxy Formation as a Function of Environment

Elizabeth Wehner, William Harris: UCD Candidates in the Hydra Cluster

Elizabeth Wehner, Bill Harris, Brad Whitmore, Barry Rothberg, Kristin Woodley: The Globular Cluster Systems around NGC 3311 and NGC 3309

T. Richtler, R. Salinas, I. Misgeld, M. Hilker, G.K. T. Hau: The dark halo of he Hydra I galaxy cluster: core, cusp, cosmological? Dynamics of NGC 3311 and its globular cluster system

S. Mieske, M. Hilker, L. Infante: The distance to Hydra and Centaurus from surface brightness fluctuations: Consequences for the Great Attractor model

P. M. McMahon, J. H. van Gorkom, O.-G. Richter, H. C. Ferguson: H I imaging of NGC 3312 and NGC 3314a – A foreground group to the Hydra cluster?

A trick of perspective — chance alignment mimics a cosmic collision