Mai kép - A Rák-köd - Csizmadia Szilárd - VCSE
Mai kép – A Rák-köd – Csizmadia Szilárd – APOD

A Bika csillagképben látható Rák-köd fényessége és közelsége okán az egyik – vagy a – legjobban tanulmányozott szupernóvamaradvány. Arab, kínai, japán és – bizonytalanul értelmezett szövegek szerint – európai csillagászok figyelték meg 1054. július 4-én és az azt követő napokon először, a hajnali égen a szupernóvát. Lehetséges, hogy pueblo-indiánok is hagytak ránk emléket a szupernóva-megfigyelésükről, csak néha nehéz értelmezni az általuk hagyott piktogramokat. Az SN 1054 jelű szupernóva szabad szemmel két évig volt látható az égen. A felrobbant csillag maradványa a táguló M1 vagy becenevén a Rák-köd, de ezt az objektumot csak távcsővel lehet látni, ezért a 18. századig nem ismerték. Ch. Messier fedezte fel a maradványt 1758-ban, jele M1 lett katalógusában.

1921-ben először C. O. Lampland vélt felfedezni a Rák-ködben változásokat. Ugyanabban az évben J. C. Duncan megerősítette ezt a felfedezést, különböző években készített fotók összehasonlításával. Ugyancsak 1921-ben állította össze K. Lundmark a régi kínai krónikák alapján a “vendégcsillagok” (galaktikus nóvák és szupernóvák ősi kínai neve) listáját, időpontjukat, égi helyzetüket, és ezzel összevetve sikerült azonosítani a köd és az 1054-es szupernóva kapcsolatát (Bár Biot-ék már 1843-ban említették az 1054-es nóva régi megfigyeléseit, de Lundmark listája teljesebb).

1928-ban Hubble vizsgálta a ködöt, megállapítva mérete növekedését és annak ütemét. Amikor a ködbeli mozgásokból visszaszámolták, hogy a köd mikor kezdett el tágulni, visszakapták az 1054-es robbanási időpontot.

A 12 fényév legnagyobb méretű Rák-köd kb. 6500 fényévre van tőlünk.

1957 után lassan lehetőség nyílt űrtávcsöveket küldeni az űrbe, így a földfelszínről nem látható hullámhosszakon is lefényképezni a ködöt. A mellékelten bemutatott kép a Rák-köd 21. századbeli képe. Négy űrtávcső: a Chandra röntgenben (rózsaszín), az XMM-Newton ultraibolyában (kék), a Hubble Űrtávcső láthatóban (az összes látható színárnyalatot egy színnel, zölddel jelenítették meg), a Spitzer infravörösben (sárga) fotózta le a ködöt. A földfelszínről pedig a VLA rádiótávcső-rendszer rádióhullámhosszakon vette fel a képét (ez vörössel van jelölve a képen). A kép közepén lévő fényes kerek valami a tengelye körül másodpercenként 30-szor megforduló Rák-ködbeli pulzár, egy neutroncsillag, aminek a képe és a hozzá kapcsolódó spirálszerű áramlatok a túlexponált röntgenképen tűnnek elő, ezért a rózsaszín ott átment fehéres telítettségbe. (A neutroncsillag sokkal kisebb, mint ami a képen látszik: optikai effektus, a kép túlexponálása okozza kiterjedt voltát.)

Ilyen képet az űrtávcsöveket megelőző korban és a modern rádiócsillagászati eszközök nélkül nem lehetett volna készíteni, mert a Föld légköre elnyeli, nem engedi át az égitestek infravörös, röntgen- és ultraibolya sugárzását.

Az itt bemutatott kép a nap Csillagászati Képe (Astronomy Picture of the day, APOD) volt a NASA-nál 2017. május 11-én: https://apod.nasa.gov/apod/ap170511.html.

VCSE - Mai kép - HGC 90 - APOD
VCSE – Mai kép – HCG 90 – APOD

1982-ben a kanadai hivatásos csillagász Paul Hickson kereken 100 olyan kompakt galaxiscsoportot katalogizált, amelyekben nagyon szorosan helyezkednek el a kisebb-nagyobb galaxisok: éppen összeolvadnak. (Később a katalógust több adattal kiegészítették, a csoportokat alaposabban megvizsgálták, ez ingyenesen elérhető itt: http://adsabs.harvard.edu/abs/1989ApJS…70..687H). A táborokban is észlelt Stephan-kvintett pl. a HCG 92 katalógusjelzést viseli ebben az összeállításban, minthogy a 92-ik a Hickson Compact Group listában.

A Hickson-féle kompakt galaxiscsoportot ő maga így határozta meg: “Olyan galaxiscsoportok, amelyek kompaktak, egyben morfológiai vagy kinematikai oldalról nézve nagy arányban tartalmaznak pekuliáris galaxisokat, magbeli rádió és infravörös emisszió jön a tagokból, és/vagy aktív galaxismagok is előfordulnak. Nagy mennyiségű diffúz gázt tartalmaznak és a halmaz dinamikáját elsősorban a sötét anyag gravitációja irányítja. Gravitációs hatások révén fejlődnek és gyakran kisebb alcsoportokat alkotnak gyengén kötődve egy nagyobb csoportosuláshoz.”

A HCG-k listája itt érhető el: https://en.wikipedia.org/wiki/Hickson_Compact_Group

Több közülük amatőr műszerekkel is észlelhető.

A mellékelt képet a HCG 90-ről a Hubble Űrtávcső készítette. Három galaxis mutat erős kölcsönhatást, de csak kettő látszik a képen: egy poros és erősen torzult spirális galaxis a kép közepén, és egy elliptikus galaxis tőle balra lenn. Ez utóbbinak erős, fényes, jól kivehető magja van. A szoros galaxismegközelítés ebben az esetben is heves csillagkeletkezést indukál. A galaxisszimulációk azt mutatják, hogy végül a három galaxis egyetlen nagy galaxisban fog egyesülni. Ez általában véve is a HCG-k végső sorsa.

A HCG 90 a Piscis Austrinis (Déli Halak) csillagképben látszik, tőlünk mintegy 100 millió fényévre van. A kép kb. 40 ezer fényév hosszú területet fog át – emlékeztetőül a mi Tejútrendszerünk átmérője 100 000 fényév.

A Stephan-kvintettről, egy másik Hickson-féle kompakt galaxiscsoportról itt lehet olvasni: http://vcse.hu/tag/stpehan-kvintettet/. (Ugyanott van egy link egy, a galaxiscsoportokról szóló előadás videófelvételére.) A galaxishalmazokról pedig a VEGA 69-ik számában, ami itt érhető el: https://drive.google.com/file/d/0B5vbbBRLdg3sbjh0LXFheW9LYUE/view

Kép és eredeti cikk forrása: APOD, https://apod.nasa.gov/apod/ap170517.html .

2017. május 19-én (pénteken) 21-00 óra között nyilvánosan (a facebookon) meghirdetett csillagászati távcsöves bemutatót tartottunk Vasszécsény mellett.
Még friss az élmény, így hazaérve a bemutatóról, hát leírom, ahogy illik: fénykép nem készült, mert ez is a kapkodós szervezés következménye (gyakorlatilag előtte nap döntöttük csak el a bemutatót). Ahogy az is, hogy négyen voltunk, pedig további nyolcra számítottam, mert ígérte, hogy eljön. De mi így is jól éreztük magunkat, és jó volt látni, ahogy rácsodálkoznak az égre: “Jé, mennyi csillag!”. Szóval nem is kell távcső, elég, ha kiviszünk valakit a sötét ég alá. Jandó Dániel 150/750-es Newtonjával (SW-gyártmány) észleltünk 21:00-tól éjfélig (NYISZ szerint).
A távcső felállítása után rögtön feladatot kaptak a vendégek: ki találja meg a Polarist, hogy pólusra tudjak állni.
Aztán jöhetett a Jupiter a négy Galilei-holddal, meg felhősávokkal, először 25 mm-es, majd 10 mm-es és végül 10 mm+2x Barlow nagyítással (ezek 30x, 75x, ill. 150x-es nagyításoknak felelnek meg rendre). A felhősávok a Jupiteren és a derült ég itt a Földön lelkesítette a kis csapatot. Majd csillagképek ismertetése (részemről némi bénázással – a Coma Berenices helyét benéztem). Hanna – Tamás kollégám 13 éves lánya – rengeteg kérdést tett fel fekete lyukakról, galaxisokról, gömbhalmazról, és tényleg érdekelte, és jókat kérdezett. Aztán ahogy sötétebb lett, rámentünk a látványosabb mélyég objektumokra: M13, M82, M81, M65-M66, M92, M51. Valahogy az M57-et nem találtuk meg a látómezőben, pedig a GOTO nem téved (csak néha – a szerk.).
Végül levezetésként beszélgettünk távolságokról, fényességről, galaxisok ütközéséről, meteorokról, meg hol hogyan érdemes észlelni, mekkora távcsövek vannak, hogyan fedeznek fel exobolygókat. Szerencsére a szerény ismeretem elég volt a kielégítő válaszra. Majd a végén jött a legérdekesebb, amit nem tudok mi volt, de Ti talán segítetek:
Az történt, hogy 23:36 NYISZ-kor a Jupiter és a Denebola között kb. pár tized másodperce egy Jupiternél sokkal fényesebb -4 vagy -5 mg-sra becsülhető felvillanást láttam. Csak én néztem éppen arra, de a többiek (még aki háttal állt, az is) egyből észrevették a villanást, és kérdezték, hogy ez mi volt. Én elsőre Iridium-flare-re gyanakodtam, de ahhoz túl gyors volt. Megnéztem, a Heavens above szerint nem is volt jelezve Iridium-fler. Nem is mozgott, csak felvillant és elhalványult. Másik tippem, hogy egy meteor éppen felénk tartott – lehetséges, hogy pontszerű felvillanásnak láttam?
A szerk megj.: a leírás tűgömbre vall, a pár tizedmásodperc lehetséges, ha a tűzgömb az észlelőhöz képest nagyon kis szög alatt jött.
Szóval a kis létszám ellenére jó volt! Ha jó lesz az ég és lesz érdeklődő, akkor kedden vagy szerdán is kimegyek.
Derült eget!

A Nap Csillagászati Képe (APOD) 2017. május 4-én a Chandra Röntgen Űrobszervatórium felvétele volt. A mellékelt képen kb. 1 millió fényév átmérőjű terület látható. A fantasztikus ábra a tőlünk 240 millió fényévre lévő Perzeusz galaxishalmaz forró gázeloszlását mutatja be a galaxishalmaz centrumához közel.

Mai kép - Perseus Galaxishalmaz hullámai - VCSE
Mai kép – A Perzeusz galaxishalmaz hullámai – VCSE

A galaxishalmazok legalább kettő, de inkább sokkal több galaxisból állnak, a leggazdagabbakban akár több ezer galaxis is lehet – a Perzeusz galaxishalmaz a gazdagabbak közé tartozik. Az ilyen halmazokon belüli térrész ott sem üres, ahol nincsenek benne galaxisok. A galaxisközi tér (intergalaktikus tér) jobbára gázzal van kitöltve, amelynek a hőmérséklete több tízmillió fok is lehet, ezért sugároz halovány röntgenfényben. Ennek a gáznak az eloszlása tanulmányozható így ezen a képen.

A galaxisközi gáz több forrásból is táplálkozik: egyfelől a halmazt létrehozó eredeti, ún. primordiális gázfelhők maradványa is lehet – szétoszlott, vagy más galaxisok széttépték a felhőcsomót -, vagy még nem indult be a galaxisképződés egy ilyen felhőben, és sötét galaxisként éli életét; de a galaxisok is vesztenek gázt a halmazokban, és táplálják a galaxisközi teret.

Hiába több tízmillió fokos ez a gáz, nagyon, de nagyon ritka. Látható fénybeli fotókon gyakran elő sem jön, mert nem ver vissza elég fényt ahhoz, hogy lássuk. Mivel a hőmérséklet a gázt alkotó részecskék mozgási (kinetikus) energiájával van kapcsolatban az

f/2 kT = 1/2 mv2

egyenletnek megfelelően (ahol f a szabadsági fokok száma, ami egy-, két-, ill. háromatomos molekulákra 3, 5, ill. 6; k a Boltzmann-állandó, m a gázrészecskék átlagos tömege, v2 az átlagos sebességnégyzetük), a hőmérséklet valójában-lényegében csak a mozgási energiát fejezi ki más egységekben. Mivel a galaxisközi nagyon ritka sűrűségű helyeken nagyon gyorsan mozognak ezek a részecskék, és nagyon ritkán ütköznek egymással, nem is vesztik el sebességüket – tehát e gáz hőmérséklete nagy.

A hőérzet viszont attól függ, hány darab részecske és milyen sebességgel ütközik az ember testének. Ha csak kevés, mégoly nagy sebességgel is, hideget érzünk, mert egy részecske alig képvisel átadható mozgási energiát. Ha sűrűbb közegben vagyunk, pl. a földi légkörben, akkor jóval alacsonyabb hőmérsékletű – tehát lassabban mozgó – gázrészecskék is jobban felmelegítenek minket, mert gyakrabban ütköznek testünknek.

A galaxisközi gáz eloszlása igen izgalmas képet tár fel ennek a galaxishalmaznak a belső szerkezetéről.

A cianopoliének olyan kémiai vegyületek, amelyekben egy láncra úgy vannak felfűzve az atomok, hogy a lánc hidrogénnel indul, nitrogénnel végződik, és közte páratlan számú szénatom foglal helyet.

A cianopoliéneket nagyon nehéz a Földön, laboratóriumban előállítani, és instabilitásuk okán gyorsan el is bomlanak más anyagokká. Ennek ellenére sokkal tovább létezhetnek a hideg csillagközi térben, ezért számos és nagy mennyiségű cianopoliént figyeltek meg pl. csillagközi felhőkben. Magukat a cianopoliéneket is rádiócsillagászati úton fedezték fel 1971-ben csillagközi molekulafelhőkben.

Ezek az anyagok az Univerzum korai időszakában is létrejöhettek, nagyjából az első tízezer évben a következő kémiai reakcióval:

C3H2 + N -> HC3N + H

Azóta és manapság inkább a következő reakciók lehetnek felelősek előállásukért a csillagközi felhőkben:

HCN + C2H2 -> HC3N

CnH2 + CN -> HCn+1 N + H (n 4, 6 vagy 8 lehet)

Hogy melyik reakció valósul meg, az attól függ, milyen a felhő kémiai összetétele, milyen kiindulóanyagok állnak rendelkezésre.

Egy időben az ebbe a csoportba tartozó HC11N tartotta a rekordot, mint a legnagyobb méretű, csillagközi anyagban megfigyelt molekula, de később kétségbe vonták, hogy jól azonosították be a megfigyelt színképi vonalakat.

Extragalaxisokban csak nemrég figyeltek meg HC3N-molekulákat, amit két tanulmányban is olvashattunk nemrég.

2017. januári az a tanulmány, amiben bemutatják a következő eredményeket. Kínai csillagászok a németországi 100 m-es effelsbergi rádiótávcsővel 20 galaxisban keresték a HC3N előfordulását; kilenc másik extragalaxis észleléséhez pedig a 10 méteres szubmilliméteres távcsövet használták (Submilliméter Telescope, SMT: ez az ilyen hullámhosszúságú sugárzást fogja fel). A 29 vizsgált galaxis közül ötben találtak HC3N-t: az IC342-ben, az M66-ban, az NGC 660-ban, az NGC 1068-ban és az IC 694-ben. Egyben ez az első alkalom, hogy más galaxisokban is megtalálták ezeket a molekulákat. Úgy tűnik, hogy a HC3N viszonylag ritkán fordul elő más galaxisokban, vagy csak olyan kevés van belőle, és ezért olyan gyenge jelet produkál, hogy nem tudjuk észlelni mai eszközeinkkel. Azt is megfigyelték az említett tanulmányban, hogy a HC3N-nek a HCN-hez (hidrogén-cianid, kéksav) vagy a HCO-hoz való aránya sokat változik galaxisól galaxisra, egyelőre ebből az öt sikeres kezdeti mérésből nem látni összefüggést a különböző anyagok előfordulási gyakoriságának aránya között. Egyértelműen több és érzékenyebb megfigyelésre van szükség, hogy a galaxisok asztrokémiájának e szegmensét jobban megismerjük. Úgy tűnik, igen kevéssé ismerjük akár a részleteket, akár a főbb vonalakat  a csillagközi felhők kémiáját illetően. (Forrás: https://arxiv.org/abs/1701.00312)

2017 májusában jelent meg egy másik tanulmány, ami HC3N-mézert talált az NGC 253 csillagontó rudas (horgas) spirálgalaxisban (https://arxiv.org/abs/1705.03080). Ez a galaxis gazdag Wolf-Rayet csillagokban, de eddig csak egy szupernóvát észleltek benne, azt is 1940-ben. Az említett tanulmány szerzői ezúttal ausztrál és kínai csillagászok. A mézer 2500 K hőmérsékletű környezetből jön, és az NGC 253 extragalaxis centrumától kb. 300 parszekre lehet eltolódva. Közel van egy korábban is ismert metanol-mézerhez; és ugyancsak közel van ahhoz a helyhez a galaxis rúdjához (horogjához), ahol a rúd csatlakozik a belső molekulafelhő-zónához. Azt gyanítják, itt molekuláris gáz megy még beljebb és kis sebességű lökéshullámok alakulnak ki. Ebben a galaxisban korábban már több víz- és ammóniamézert és OH-mézert is találtak.

A mézerekről bővebben itt lehet olvasni: https://hu.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9zer. Vannak természetes és mesterséges mézerek.

A szerző nem vegyész, csak érdeklődik a csillagászat minden szegmense iránt. Amennyiben szakértő kémikus kiegészítéssel kíván élni, a vcse @ vcse.hu címre legyen szíves írjon!