VCSE - A Medőza-köd (IC 443), egy szupernóva-maradvány az Ikrek csillagképben - Kép: Mezei Balázs
VCSE – A Medúza-köd (IC 443), egy szupernóva-maradvány az Ikrek csillagképben. A kép “sima” RGB, a H-alfa csatorna a vörös rétegbe került. Itt a színek valóságosabbak, részletekben viszont szegényebb a kép. – Kép: Mezei Balázs

 

Az Ikrek (Gemini) csillagképben látható Medúza-köd (Jellyfish-nebula, IC 443, Sharpless 248, Sh2-248) amatőrcsillagász körökben egy kevésbé ismert szupernóva-maradvány, holott a szakcsillagászok sokat észlelték különböző hullámhosszakon és sok ismeretet gyűjtöttek róla. Ez az egyik legtöbbet tanulmányozott olyan szupernóva-maradvány, ami kölcsönhat a környezetében lévő molekuláris felhőkkel. (A SIMBAD adatbázis szerint 1128 szakcsillagászati cikket publikáltak róla, illetve ennyiszer fordul elő a szakcikkben a neve 2021 júniusáig.) Kb. 5000 fényévre van a Naprendszertől. A sok rajta végzett kutatás ellenére meglehetősen bizonytalanul tudjuk, hogy mikor robbant az őt létrehozó szupernóva: valamikor 3000 és 30 000 évvel ezelőtti időpontban. Lehetséges, hogy a CXOU J061705.3+222127 jelű neutroncsillag is ebből a szupernóva-robbanásból származik.

Látszó átmérője 50′, vagyis 66%-kal nagyobb, mint a teleholdé. Ha tényleg 5000 fényévre van tőlünk, akkor ez kb. 20 parszekes (kb. 70 fényéves) átmérőnek felel meg a valóságban.

 

Ez a szupernóva-maradvány ún. héjszerkezetű. Két alhéjból áll, amelyek középpontja nem esik egybe, és a két héj mérete különböző. Ebben a két héjban van a szupernóva-robbanásban kidobott anyag legtöbbje. Érdekesség, hogy a csillagászok egy harmadik alhéjat is elkülönítettek. Idővel kiderült, hogy ez egy idősebb – százezer évesre becsült – másik szupernóva-maradványból származik, ami véletlenül pont az IC 443 területén látszik! Az IC 443 két héja optikai és rádió-hullámhosszakon is látszik.
VCSE – Ezen a képen az L csatornát a H-alfa kép adja, így a részleteket jobban ki lehet emelni, a köd színe azonban kicsit elment. – Kép: Mezei Balázs

 

Az IC 443-ban is megfigyeltek lágy röntgensugárzó héjat. Az előtérben, vagyis a szupernóva-maradvány és köztünk lévő molekuláris felhők elnyelik a látható és a röntgenfény jó részét, és ennek sötét sziluettje alakítja ki a köd megfigyelhető alakját. A ködösséget megfigyelték a Chandra és az XMM-Newton röntgenűrtávcsövekkel is.

 

Az IC 443 a szupernóva-maradványok között az ún. plerion-alcsoportba tartozik. A plerion-ködök olyan ködök, ahol a központban lévő pulzár – egy gyorsan forgó, erős mágneses térrel bíró neutroncsillag, aminek mágneses pólusai felől érkező szinkrotronsugárzását fordulatonként kétszer felénk löveli – ionizálja és röntgensugárzásra készteti a szupernóva-maradványt. Ehhez a pulzárról eltávozó szél, vagyis a pulzárról származó elektronok, protonok, egyéb részecskék adják a forrást. Az IC 443-nak a déli része mutatja a plerionokra jellemző tulajdonságokat: vagyis a pulzár szele keltette lágy röntgensugárzást és a szupernóva-maradvány közepén mutatkozó fényesedést. Neutroncsillagokat a II-es típusú szupernóva-robbanások hagyhatnak hátra, ezért az a gyanú, hogy ezt a ködöt is ilyen típusú szupernóva hozta létre.

 

Ebben a szupernóva-maradványban is nagyon komplex struktúrákat lehet megfigyelni, ahogy azt a fenti képek is mutatják. Nagyon erősen változik az anyagsűrűség a ködben. Valószínűleg a szupernóvát létrehozó forró O színképosztályú csillagról nagyon erős csillagszél fújt változó intenzitással. A csillagszéllel eltávozott anyag lassabban haladt (talán csak pár száz km/s-mal), mint később a szupernóva-robbanás által szétlökött anyag (ami akár 15 000 km/s-mal is rohanhat). Így a szupernóva-robbanásban szétrepült anyag utolérte a csillagszéllel távozott, változó anyageloszlású felhőt, és beleütközött. Az ütközés közben lelassult és felforrósodott az anyag. A csillagszél addigra lehűlt anyaga is felmelegedett. Ez újabb sugárzásra késztette az atomokat, molekulákat, és ez is hozzájárult a ma megfigyelhető bonyolult szerkezetű alakzathoz.

 

Az O színképosztályú csillagok nagyon gyors ütemben használják el hidrogén-üzemanyagukat energiatermelésre és világításra, a legtöbbjük csak tipikusan 30 millió évig vagy rövidebb ideig él. Utána szupernóvaként fejezik be életciklusukat. Ennyi idő alatt az a molekuláris anygaból és hidrogéngázból álló köd nem oszlik el teljesen, amiből született. A belsejébe a forró csillag egy lyukat fúj (Strömgren-zóna). A szupernóva-robbanásban gyorsan rohanó anyag ebbe a hideg, sötét molekuláris ködbe és hidrogéngázba is beleütközik, még tovább bonyolítva a világos, világító maradvány megfigyelhető alakját. Csak itt-ott takarja el a köd anyaga a maradványt, sötétködöket rajzolva a maradvány belsejébe. A csillagászoknak sikerült egyes helyeken 10 000 részecske/köbcentiméter sűrűséget mérniük a szupernóva-maradványban. A szupernóva ma is táguló héjai 10 és 1000 részecske/köbcentiméter közötti sűrűségű anyagba hatolnak be, ahogy tágulnak. (Szöveg: Csizmadia Szilárd)

 

Mezei Balázs, a kép készítőjének leírása:
A bemutatott Ha-RGB kép két éjjelen készült: 2021. február 14-én és 18.-án. H-alfában 23×5 perc,

 

R-ben 13×5 perc, G-ben 19×5 perc és B-ben 21×5 perc expozícióval. Összesen 6 óra 20 perc expozíciós idő.

 

Távcső 250/960 Newton

 

Korrektor: TS Maxfield 0.95x

 

Kamera: QHY163M
Szűrők Astronomik RGB és Ha 12 nm.

 

A képrögzítés Kstars-zal történt.

 

A képek zalaegerszegi házunk kertjéből, fényszennyezett, de jó átlátszóságú éjszakán készültek. A 18.-i éjszakán kissé párás volt a légkör.

 

Feldolgozás:
– korrekciós képek (flat-dark-bias), stack, RGB kép összeállítása, színegyensúly állítása: Astro Pixel Processor
– utómunka: fényesség-kontraszt állítás: ImagesPlus 6.5, zajszűrés: Topas Labs DenoiseAI.

 

A képen látszó fényes csillag, ami a képen majdnem lehetetlenné tette ragyogása miatt a kép elkészítését, az Éta Geminorum (Propus). A főtükör bevonata igen ramaty állapotban volt, ennek eredménye a csillag körüli “csodálatos” halo.

 

A medúzára emlékeztető alakja nem annak köszönhető, hogy a szülőcsillag esetleg krumpli alakú lett volna, hanem a táguló gáznak a környezetében lévő változatos sűrűségű és eloszlású csillagközi anyaggal való kölcsönhatásának.