A Tejútrendszerbeli Palomar 4 (Pal 4) gömbhalmazt egymástól függetlenül fedezte fel Edwin Hubble 1949-ben és Albert George Wilson 1955-ben. Távolságát tőlünk 356 ezer fényévre becsülik. Noha a Tejútrendszer gömbhalmaza, messzebb van jelenleg tőlünk, mint a 163 ezer fényévre lévő Nagy Magellán-Felhő vagy a Sagittarius-törpegalaxis! Ennek oka, hogy nagyon elnyúlt pályán kering a Tejútrendszer centruma körül.

VCSE - Palomar 4
VCSE – Palomar 4 

A Palomar 4 tömege csak mintegy 30 000 naptömeg, a halmazban élesen elválnak a nagytömegű csillagok – amik a magban vannak – a kistömegűektől (amik inkább a szélére húzódtak). Ezt a jelenséget hívják tömegszegregációnak. De kistömegű csillagokból nagyon kevés van benne más halmazokhoz képest Az Univerzum élettartama alatt még nem válhattak volna ennyire szét a nagy- és kistömegű csillagok, egy picivel nagyobb keveredést várnánk benne. A Pal 4 tehát vagy így született eleve, vagy a nagyon elnyúlt, erősen excentrikus pályáján érték hatalmas árapályerők, amik ilyenre alakították.

VCSE - Palomar 4
VCSE – Palomar 4

Egy iráni-német-cseh-amerikai kutatócsoport alaposan megvizsgálta ezt a második lehetőséget. Arra jutottak, hogy a Pal 4 pályájának excentricitása e=0,9 körül lehet (ilyen erős elnyúltsággal a Naprendszerben pl. csak az üstökösök rendelkeznek), és amikor pericentrumban jár, akkor 5 kiloparszekre található a Tejútrendszer centrumától. Amikor megszületett, a Pal 4 tömege 100 000 naptömeg lehetett (ez hasonló a többi gömbhalmazéhoz), és a kezdeti tömeg fele 4-5 parszeken belül lehetett a magjában (ez is hasonló más gömbhalmazokéhoz). Amikor pericentrumban – a Tejútrendszer magjához legközelebb – jár, akkor a Galaxis árapályereje okozhatta a megfigyelt tömegszegregációt. Ha az árapályerők okozta tömegszegregációra a modellszámításaik helyesek, akkor van egy érdekes következménye a kalkulációiknak: a Pal 4-nek a Tejútrendszer körüli, sok évmilliónyi keringésidejű mozgása miatt az égen el kell mozdulnia (ahogy a bolygók is elmozdulnak látszólag az égen számunkra a Nap körüli keringésük során), mégpedig deklinációban -0,52… -0,38 milliívmásodperc/év, rektaszcenzióban -0,30…-0,15 milliívmásodperc/év közötti nagyságú sajátmozgást kellene mutatnia. Bármekkora kicsi szögekről is van szó (a milliívmásodperc az ívmásodperc ezredrésze, az ívmásodperc pedig kb. a telehold látszó méretének 1800-ad része!), a jelenleg is észleléseket végző Gaia asztrometriai műhold kb. 200 mikroívmásodperc/év szögelmozdulásokat már tud mérni, így a várt szögelmozdulás a Pal 4 esetében mérhető ma is. A Gaia végső katalógusa 2019 környékén jelenik meg, így a kutatócsoport jóslata ellenőrizhető lesz a közeli jövőben. Érdekes, hogy a tömegszegregációból a halmaz sajátmozgására is lehet következtetni. (Forrás: https://arxiv.org/abs/1701.06168)

Frissítve: 2017. jan. 30.

A VCSE nyári táborai plakátjain eddig valamelyik űrtávcső felvétele szerepelt asztrofotóként általában. A 2017. évi tábori plakáton most egyik tagtársunk asztrofotóját vagy asztrotájképét szeretnénk megjeleníteni, és azzal reklámozni a tábort. A pályázati kiírás szövege a következő:

A Vega Csillagászati Egyesület elnöksége pályázatot ír ki a 2017. évi nyári tábori plakáton szereplő asztrofotó kiválasztására. A pályázaton csak azok az egyesületi tagok indulhatnak, akik a pályázati anyag benyújtása idejéig tagdíjukat rendezték.

A 2016-os nyári tábor plakátja. A pályázatra küldött képeket nem kell, nem szabad feliratoznotok!

Pályázni legalább egy, legfeljebb három asztrofotóval lehet személyenként. Többen együtt is benyújthatnak egy fotót, mint közös alkotást: ebben az esetben a közös alkotást a benyújtók mindegyikénél egy-egy darab benyújtott képnek kell venni. A benyújtott asztrofotónak saját alkotásnak kell lennie, de bármelyik megelőző évben készülhetett; felbontása minimum 1024×768 képpont legyen, de törekedni kell a minél nagyobb felbontásban történő benyújtásra. Csak standard képfeldolgozáson átesett fotó nyújtható be, montázs, mesterséges beavatkozáson átesett stb., ún. „fake” asztrofotó nem. (Az elnökség fenntartja a jogot ennek értelmezésére vita esetén.)

A pályázat során kérjük megadni a kép adatait: készítője neve, az ábrázolt objektum azonosítója, a képen ábrázolt terület mérete vagy a képskála; a készítés dátuma, ideje, helye; a használt műszer adatai (távcső esetén szabad nyílása, fókusza vagy fényereje, típusa, esetleg extra adatként gyártója), a használt fényképezőgép vagy CCD-kamera típusa, gyártója és egyéb adatai; használt érzékenység ISO-ban, expozícós idő, egyedi képek száma összegkép esetén, hazsnált szűrők. képfeldolgozó programok stb.

A pályázatot kizárólag e-mailben, a szokásos képformátumok egyikében, 2017. február 28-ig kell benyújtani a vcse@vcse.hu e-mail címre; a határidő után beérkezett pályázatok csak akkor vehetők figyelembe, ha a határidőig benyújtott anyagok között az elnökség egyetlen megfelelőt sem talált.

 A pályázat benyújtói a pályázat benyújtásával egyidejűleg vállalják, hogy a képüket a VCSE a tábori plakátokon, a tábor propagandájában, hirdetéseiben, honlapján és facebook-oldalán stb. ingyenesen, térítésmentesen, szabadon felhasználhatja (a kép készítője nevének feltüntetésével egyidejűleg).

A pályázatokat az elnökség tagjai és külső szakértők bírálják el. A bírálati folyamatban nem vehet részt az, aki maga is pályázatot nyújt be, vagy az alapszabályban és a törvényekben megállapított kizáró ok vele szemben fennáll (pl. pályázó rokona stb). Külső szakértőnek legkésőbb 2017. február 15-ig kell önkéntesen jelentkezni, díjazás, egyéb jutalom nincs; legfeljebb három külső szakértő vehet részt a munkában. Az első külső szakértő Francsics László. 

Az itt nem szabályozott kérdésekben a VCSE elnöke dönt az alelnök és a titkár véleményének kikérése után.

Érdeklődve várjuk pályázatotokat!

Szervusztok!
Idén is fel lehet ajánlani a személyi jövedelemadó (SZJA) 1%-át a VCSE-nek. A felajánláshoz szükséges tudni az adószámunkat, ami: 189 537 21 – 1 – 20. Kérjük, támogassátok ilyen módon is Egyesületünket! Ha tudtok olyan szülőről, testvérről, rokonról, barátról, munkatársról, aki nem adja máshová az 1%-át, akkor hívjátok fel a figyelmét arra, hogy a VCSE-nek is adhatná.

A 2017. évi VCSE-tagdíjak befizetési határideje 2017. január 31-e, de érdemes minél korábban elintézni. Részletesebb információk ezen a linken találhatók, itt csak a legfontosabbakat írom le.
Olvasd tovább

Megtalálták az eddig ismert legtávolabbi UFD-galaxist. Az UFD az Ultra Faint Dwarf-galaxy, vagyis a nagyon halvány törpegalaxis rövidítése (vagy, ha úgy tetszik, ultrahalvány törpegalaxis). Az UFD-k az Univerzum leghalványabb galaxisai közé tartoznak, és hihetetlenül alacsony felületi fényességűek, ezért nagyon nehéz felfedezni őket. Az UFD-k csak ezer-százezer naptömegűek (egy Tejútrendszer méretű közepes galaxis látható anyagának tömege 100 milliárd naptömeg!), öregek, fémszegények. Némelyik UFD abszolút fényessége halványabb, mint egyik-másik tejútrendszerbeli gömbhalmazé. Sötét anyag tartalmuk magas. A Tejútrendszer körül hat UFD-t ismernek. Az UFD-k talán az első galaxiskezdemények fosszíliái lehetnek, amelyek nem tudtak elfejlődni igazi galaxissá: csillaganyaguk megszökött és a csillaghalmaz felbomlott, csak a magjukból maradt vissza valamicske kevés. Több csillagász lehetségesnek tartja, hogy az összes galaxistípusból szám szerint az UFD-kből van a legtöbb, csak nagyon nehéz felfedezni őket. Mindenesetre a legnagyobb UFD-kből is milliónyit kellene egybehordani, hogy a Tejútrendszer látható anyagának tömegét kitegyék – tehát ezek nagyon kicsi galaxisok. Az első UFD-ket csak 2005-ben fedezték fel a Sloan Digital Sky Survey-jel, tehát ez nagyon új eredménynek számít a csillagászatban. A mi Galaxisunkon túl az M31 körül is ismert pár UFD. 2015-ben 15 UFD-t találtak a Nagy Magellán-felhő és a Tejútrendszer körül. 2014-ben a Virgo galaxishalmazban is találtak egyet (neve Virgo UFD1), amely csak 81 parszek átmérőjű. Látszólag egyik galaxishoz sem tartozik, ezért tekintik aprónyi önálló csillagvárosnak. Annyira új felismerés az UFD-k léte, hogy 2017 januárjában még önálló szócikket sem találtunk erről az új objektumtípusról az angol nyelvű wikipédián.

A Kemence (Fornax) csillagképben lévő Fornax galaxishalmaz egyik óriásgalaxisa, az NGC 1316 körül készítettek a Hubble Űrtávcsővel (HST) mély felvételeket; így találtak az NGC 1316-tól 55 kpc-re egy felbontott csillagcsoportnak tűnő objektumot, ami valójában egy UFD. Az új törpegalaxisbeli felbontott csillagok fémszegény vörös óriáságbeli csillagok, ezért nagyon fényesek és innen a Föld környékéről is láthatók a HST-vel. A törpegalaxisbeli két legfényesebb vörös óriás segítségével kiderült, hogy az új UFD 19 (plusz-mínusz 1,3) Mpc-re van tőlünk, ezzel a legtávolabbi ismert UFD-nek számít. Neve Fornax UFD1 lett. A 12 milliárd éves vörös óriáscsillagai extra fényszegények (a Nap fémtartalmának csak négy ezredét tartalmazzák). Tényleg törpegalaxisról van szó: becsült átmérője 146 parszek. Ezzel mérete hasonló a Virgo UFD1-hez. A kutatók szerint még jobb határmagnitúdójú vizsgálatokkal még több UFD-t lehetne felfedezni.

VCSE - NGC 1316 (ESO)
VCSE – NGC 1316 (ESO)

A mellékelt képen balra a nagy kép az NGC 1316-ot mutatja az Európai Déli Obszervatórium (ESO) archívumából. A bal alsó sarokbeli négyzet mutatja a jobboldali képek elhelyezkedését az NGC 1316 körül. (Észak felfelé, balra kelet.) A nagy NGC 1316-tól északra (a képen felfelé) látszó galaxis az NGC 1317. A jobb felső képen az egyik galaxis melletti piros kör jelöli az UFD1 helyét. A jobb alsó, 15×15 ívmásodperces képkivágáson egy csillagsűrűsödés látszik, ez a HST-vel készült kép. Ez a csillagcsoport a Fornax UFD1 jelű új, extragalaktikus objektum. Csillagai felbontottak a HST képén.

(Forrás: https://arxiv.org/abs/1701.03465)

Stewart Sharpless (1926-2013) amerikai csillagász volt, aki a Tejútrendszer szerkezetét kutatta. (Amikor még ő volt fiatal, erről nagyon keveset tudtak.) A Yerkes Csillagvizsgálóban, a Wilson-hegyi Obszervatóriumban és az Egyesült Államok Flagstaff-i Tengerészeti Obszervatóriumában is dolgozott, professzor volt a Rochesteri Egyetemen. Olyanok kiváló csillagászok voltak a mesterei és közvetlen munkatársai, mint Johnson és Morgan (a ma széleskörben használatos UBV fotometriai rendszer, illetve a mai sznképosztályozási rendszer megalkotói), Baade, Hubble. 1952-ben adta közre Osterbrockkal közösen végzett munkája eredményeit, amelyben HII-régiók (ionizált hidrogénfelhők) távolságát becsülték meg, és ezek eloszlásából demonstrálták, hogy a Tejútrendszer spirális galaxis. Sharplessről itt lehet bővebben olvasni, az objektumainak szentelt honlapon.

A nevezetes Palomar Observatory Sky Survey (POSS) egy nagy, 122 cm-es Schmidt-távcsővel készült égboltfelmérés volt közvetlenül a II. világháború utáni években. Nagyméretű fotólemezekre örökítették meg az égbolt akkori állapotát. Később a lemezekről galaxisokat, különleges csillagokat, stb. gyűjtöttek katalógusokba, ma pedig összehasonlítási alapként szolgál a csillagok sajátmozgásának és hosszútávú fényességváltozásainak méréséhez: a jó 70-80 évvel ezelőtti képek és a mai mérések összehasonlításával kimutatható a csillagok elmozdulása, fényességük lassú változása.

Sharpless is végignézte a POSS fényképlemezeit, ő a fényes HII-régiókat gyűjtötte össze katalógusába. A katalógus első változata 1953-ban jelent meg, ebben 142 ködösséget lehet találni. A katalógus második, egyben végső változatát 1959-ben tette közzé, a két katalógusban együtt 313 ködösség főbb adatai találhatók meg, ezek alkotják a Sharpless-katalógust. A HII-régiók között katalógusa felsorol néhány szupernóva-maradványt és planetáris ködöt is. Ezek alapvetően azért kerültek be a katalógusba, mert ködösségeknek tűnnek (minthogy azok is, bár fizikai eredetük és némely tulajdonságuk más, mint a HII régióké). A Sharpless-katalógus objektumait általában S- betűvel és a katalógusbeli számmal rövidítjük, néha leírjuk, pl. S156 (S 156 is jó) vagy Sharpless-156. Mivel két katalógust adott köre, a második katalógust egy kettessel különböztetjük meg a név és a szám között, pl. S 2-49 vagy Sharpless 2-49. A csillagászok többnyire a második és végső verziót használják.

Sharpless végül 1900-as epochára adta meg a ködök koordinátáit és csak 1′-es pontossággal, ami később nehézzé tette az azonosítást egyes esetekben. 1982-ben Blitz, Fich és Stark korrigálták a pozícióadatokat, sőt azt találták, hogy az S3-tól az S32-ig az eredeti katalógusban a pozícióadatok rosszak voltak. Ezeket mind korrigálták, valamint 65 új HII ködöt tettek hozzá a listához, kilencet viszont, amit nem találtak, nem tudtak beazonosítani vagy nem HII-köd, töröltek a listából. Az ő munkájukat BFS-katalógusként hivatkozzuk. Új ködjeik a BFS 1-65 katalógusszámot kapták.

Néhány ismertebb objektumnak van Sharpless-száma: pl. az Orion-köd nemcsak M 42-43-ként ismert, de Sharpless 2-281-ként is, a Barnard-ív pedig azonos a Sharpless 2-276-tal.

A Sharpless-katalógus innen letölthető:

A Sharpless-objektumok mindegyikéről itt lehet találni felvételeket: http://www.sharplesscatalog.com/sharpless.aspx

Igencsak sok szép Galaxisbeli ködösséget figyelhetünk ezen a honlapon meg alaposan.

VCSE - Mai kép - Medúza-köd - APOD, E. Coles
VCSE – Mai kép – Medúza-köd – APOD, E. Coles
Az APOD (Astronomy Picture of the Day, a nap csillagászati képe) 2016. jan. 7-i képe az Sh 2-248-ról és az Sh 2-249-ről készült, amiknek van IC-száma is. A képet mellékelten mutatjuk be. Az IC 443 = Sh 2-248, vagy, aki szereti a becézést, annak ez Medúza-köd (Jellyfish Nebula) is lehet. Ez a köd balra lenn, a narancsos-barnásan fénylő terület. A Medúza-köd az északi félteke közepes szélességeiről (pl. Magyarország) igen jól észlelhető, lévén, hogy az Ikrekben van, az Éta Geminorum közelében helyezkedik el. A kép felső részén kékes-zöldesen az IC 443 (=Sh 2-248) látszik, ami egy szupernóva-maradvány. A szupernóva, ami ezt a ködöt létrehozta, kb. 3 000- 30 000 évvel ezelőtt robbant, távolsága tőlünk mintegy 5000 fényév. Közepén egy neutroncsillagot (a csillagmag maradványát) találtak. Az IC 443 látszó átmérője 50′, vagyis nagyobb, mint a teleholdé! Valódi átmérője 20 parszek (kb. 70 fényév). A gyenge röntgenforrásként is viselkedő Medúza-ködöt egy IIp típusú szupernóva hozta létre.

Ez a szupernóva gázanyagban gazdag környezetben robbant. A szupernóva lökéshulláma összesöpörte az anyagot maga előtt, és izzásra, sűrűsödésre késztette.

Az Sh2-249 jobbra fenn a kékeszöldesen derengő terület, egy emissziós köd.

A mellékelt képet E. Coles készítette Astrophysics AP 130 mm-es nyílású, f/6,3-as távcsővel, SBIG STXL 11002 CCD-kamerával, OIII, SII és Halfa szűrőkkel, Hubble-palettára színezve a képet. Egy 0,7-szeres fokuszreduktort is alkamazott. A képfeldolgozáshoz Maxim DL pro 5-öt (ilyen van az egyesületi csillagdánkban is!), PixInsightot és Photoshopot használt. Az képeket 2016. dec. 26-án és 27-én vette fel, 14×900 sec-et exponált OIII és SII szűrőkben, és 30×900 sec-et halfában, összes expozciós idő pedig 14,5 óra volt. A Kép Illinois-ból (USA) készült.