2018. augusztus 16-án, a VEGA ’18 Nyári Amatőrcsillagászati Megfigyelőtábor záróéjszakán készült felvételemet szeretném megosztani veletek, melyet az NGC 891 galaxisról és az Abell 347 galaxishalmazról készítettem, 70x210s objektum (light), 20 sötét (dark), 20 mezősimító (flat), 20 flatdark, ISO 1600 képből, a Zselici Csillagpark területéről.

A felvétel Skywatcher HEQ-5 mechanikára rögzített 200/800-as Newton tubussal, Skywatcher F/4 kómakorrektorral és átalakított Canon EOS 6D fényképezőgéppel készült, a felvételek vezetése Lacerta MGEN autoguiderrel történt. A feldolgozás Astro Pixel Processor, Startools és Photoshop szoftverekkel történt.

VCSE - NGC 891 és Abell 347 - Ágoston Zsolt
VCSE – NGC 891 és Abell 347 – Ágoston Zsolt

 

VCSE - NGC 891 és Abell 347 - Ágoston Zsolt
VCSE – NGC 891 és Abell 347 – Ágoston Zsolt

 

Az NGC 891 galaxist az éléről láthatjuk, megfigyelhető a sötét porsáv a galaxis síkjában, és a galaktikus mag kidudorodása. William Herschel fedezte fel 1784. október 6-án, távolsága a Földtől 30 millió fényév. 100 000 fényév átmérőjű spirálgalaxis.

Az Abell 347 galaxishalmaz tagjai: NGC 906, NGC 909, NGC 910, NGC 911, NGC 912, NGC 913, NGC 914, NGC 923. Nyolcszor messzebb vannak, mint az NGC 891, közel 240 millió fényévre, tagjai között vannak elliptikus, és spirális galaxisok is.

Számos távolabbi, halvány és apró galaxist is találtam az Aladin segítségével 15-18 magnitúdó fényességgel, de távolságukról nem találtam információt.

A hasonló felvételek számomra jól visszaadják a világegyetem méreteit, és az időbeli távolságokat: a kisebb NGC galaxisokból a fény akkor indult el, amikor a Földön még a Pangeán korai őshüllők éltek. A szerencsésebb fotonok az évmilliókon át tartó utazást pedig a fényképezőgépem érzékelőjén fejezték be 🙂

A Boyajian-csillagot (katalógusszáma: KIC 8462852) Tabetha Boyajian amerikai csillagásznőről nevezték el, aki az első szerzője volt a csillagot elsőként tanulmányozó kutatócsoport cikkének. Ez a cikkük 2015-ben jelent meg, és a Kepler űrtávcső mérési adatai között vették észre a furcsa fényváltozásokat mutató objektumot. A csillagot néha Tabby csillagaként is nevezik, ami könnyebben kiejthető és megjegyezhető…

VCSE - A Boyajian-csillag fényváltozása az utóbbi időkben - B. Gary gyűjteményéből
VCSE – A Boyajian-csillag fényváltozása az utóbbi időkben. A szaggatott vonal a csillag feltételezett viselkedését mutatja, a zöld kockák V-sávbeli, a zöld körök g’-sávbeli fotometriai mérések. A függőleges tengelyen 1,0 jelentené a csillag normális fényességét, egyébként pedig fluxusértékek vannak feltüntetve (a magnitúdó ennek logaritmusa szorozva 2,5-del lenne, amihez járulna még egy konstans tag). – B. Gary gyűjteményéből

A csillag a fenti ábrán is bemutatott irreguláris, érthetetlen, előrejelezhetetlen és rapszodikus elhalványodásairól vált híressé. Igen sok magyarázat látott napvilágot. A csillagot azóta gyakorlatilag folyamatosan észlelik, színképét sokszor felvették és lényegében minden hullámhosszon több időpontban is megfigyelték.

Az így gyűjtött hatalmas anyag a javasolt magyarázatok némelyikével jobb, másokkal rosszabb egyezésben áll. Egyelőre a csillagászok még nem találták meg a végleges okot, ami a fényességváltozásokat okozza ebben az esetben.

J. T. Wright 2018-ban megjelent rövid cikkében újraértékelte az eddig javasolt megoldásokat a problémára:

Műszerhiba: ma már teljesen kizárható, hogy a Kepler vagy bármelyik másik távcső valamilyen rejtett hibája okozná a fényváltozásokat, hiszen nagyon sok földi és űrtávcsővel is észlelték a jelenségeket. Ennyi távcső ennyi különböző évben ugyanolyan módon nem hibásodhat meg, még rejtett módon sem.

Sarki csillagfoltok: változó méretű csillagfoltok okozhatnak ilyen elhalványodásokat, hiszen a csillagfoltok a napfoltokhoz hasonlóan többnyire rendszertelenül jelennek meg a csillagok felszínén, és mivel a csillagok felszínénél (fotoszférájánál) halványabbak, a csillag kevesebb fényt küld felénk. A fénygörbén azért nem látunk időben szinuszos modulációt, mert ebben az esetben a csillag pólusain jelennének meg a foltok, így forgási moduláció nem lép fel. A fényességváltozást a folt méretváltozása okozná. (A napon a foltok apró pórusként jelennek meg, növekednek, majd maximális méretük elérése után kisebbednek, végül eltűnnek. Hasonlót más csillagokon is megfigyeltek.) Mindenesetre a csillag mért színindexei nem férnek össze teljesen a sarki csillagfolt-hipotézissel, és ebben az esetben erős kalcium- és hidrogénemissziót is kellene mérnünk. Emiatt a sarki folthipotézis is valószerűtlen a mérések függvényében.

Felhő a Naprendszerben: vajon lehet-e egy felhő a Naprendszerben magas ekliptikai szélességeken, amely elhalad a csillag előtt, és a felhő sűrűbb-ritkább részei eltakarják a csillagot? De miért ilyen kis kiterjedésű ez a felhő, hogy csak ezt az egy csillagot takarja ki, és a látómezejében látszó többit nem? Mi lehet egy ilyen felhő eredete? Wright szerint ez a hipotézis továbbgondolásra, fejlesztésre szorul, mielőtt elfogadnánk vagy elvetnénk.

Csillagközi felhők okozta takarások: mindezidáig ez a legjobb magyarázat, amely – egy kivétellel – minden eddig kapott megfigyelési adattal összhangban áll, különösen a csillagnak az elhalványodások során mért színváltozásaival. Eszerint a felhő valahol a csillagközi térben van, amely köztünk és a Boyajian-csillag között mozog. E felhő sűrűbb-ritkább részei takarnák el a csillagfényt előlünk.

Az egyetlen hiányzó láncszem ebben a magyarázatban az, hogy a csillag felé a csillagközi gáz oszlopsűrűsége (vagyis a csillag felé irányított kúpban) a rádióadatok szerint a fedések során nem növekszik meg. Pedig pont ezt várnánk ebből az elméletből. De lehet, hogy ez nem is probléma. A rádiómérések a gáz mennyiségét mérik, de ilyen kis felhők esetén – esetleg egy másik felhőből leszakadt apró darab, ami a Hattyú csillagképben nem is lenne meglepő – a gázfelhő-darabka nem biztos, hogy tartalmaz port. A port infravörösben lehetne kimutatni, de jelenleg nincs fenn érzékeny infravörös űrtávcső a világűrben (a következő ilyen műszer a késlekedő James Webb űrteleszkóp lesz, kérdés, hogy elég hosszú hullámhosszakon is tudja-e ezt mérni az infravörösben ahhoz, hogy e kérdésben nyilatkozni tudjon), a földfelszínről pedig az érdekes hullámhosszak nem érhetők el a földi légkör e hullámhosszakon történő erős fényelnyelése miatt.

Elnyelt bolygó-hipotézis: e 2017-ben feldobott ötlet szerint 10-10 000 évvel ezelőtt (a bolygó tömegétől függ az időtartam) a csillag elnyelt egy hozzá túl közel merészkedő bolygót. A bolygó korábban is közel volt hozzá, és az árapályerők miatt pályasugara folyamatosan csökkent. A fényváltozásokat részben az okozná, hogy a csillag az elnyelt bolygóból felszabadult gravitációs energiát sugározza vissza – a 19. század vége óta 14%-kal csökkent a csillag fényessége az archív fotólemezek alapján, így ezzel összhangban van az ötlet -, a bolygó széttépődésekor keletkezett törmelékanyag pedig kering a csillag körül, és időről-időre elhalványodásokat okoz. Ez az elképzelés azonban nem magyarázza meg az észlelt színváltozásokat és azt sem, hogy néha mitől fényesedik ki a csillag.

A csillag saját fényváltozása: eszerint a csillag erősen mágneses, ami hihető egy konvekciós héjjal bíró F-csillag esetében. Elméleti számítások szerint a csillagnak e héjában mágneses energia tárolódik, majd amikor véletlenszerű módon erőt gyűjtve felszabadul, a csillag kifényesedik, de hasonlóképpen csillagfoltok jelennek meg rajta és elhalványodik. A konvekciós zónában, ahol a csillag anyaga fel-le áramlik, ott keletkezik a mágneses tér, és elég változékony, már-már véletlenszerű módon viselkedik. Bizonyos speciális csillagparaméterek (kor, tömeg, kémiai összetétel, vékony konvekciós zóna stb.) ilyen viselkedés elképzelhető. Végeredményben tehát ez a magyarázat fényes és sötét csillagfoltokkal operál. Érdekes módon az észlelt színváltozásokkal is összhangban van. Egyetlen dolgot nem magyaráz meg: miért csak egy ilyen csillagot ismerünk a galaxisban, miért nincs belőlük több??? Ugyancsak nem jósolja meg, hogy az elhalványodások során miért van gázabszorpció-növekedés.

Mára gyakorlatilag kikerült a lehetséges magyarázatok közül, hogy egy intelligens civilizáció Dyson-szférája venné körül a csillagot (az elhalványodások üteme és színe ezzel nincs összhangban), és az egyik legelsőként felvetett ötlet, az exoüstökösök is elvetett ötletnek tekintendők. Ez utóbbi esetben sok tíz, vagy akár százezernyi exoüstökös repülne rajokban a csillagok körül.

2016-ban felvetették azt is, hogy esetleg egy betolakodó fekete lyuk került a csillag rendszerébe, és az elkezdte az anyagot elszívni a normál F-csillagról, de még csak a folyamat kezdetén jár. Ez a magyarázat sem jó, mert ekkor az anyagbefogási korong (akkréciós diszk) sugárzását, és gázemissziót kellene látnunk.

Wright szerint az eddigi legjobb magyarázat a csillag fény-, szín- és színkép-változásaira egy mozgó csillagközi felhő köztünk és a csillag között, ami nemcsak az első helyen áll a lehetséges magyarázatok közül, de lassan minden bizonyíték összegyűlik rá. Sajnos, az utolsó bizonyíték, a közeli infravörös-beli emissziótöbblet hiányzik e magyarázathoz, pedig a por ilyet sugározna ki. Egyébként nem feltétlenül egy csillagközi felhőről szakadt le egy kis darab felhőcske (ez elég meglepő lenne egyébként is, hiszen egyfelől akkor miért nem észleltünk többször ilyet, másfelől, a felhők mágneses tere elég jól összetartja ezeket), hanem inkább a csillagtól távoli tartományokban, de még a csillag rendszerében sok-sok kisbolygó ütközött össze és keltett törmeléket. Ez legalább azzal is összhangban van, miért csak e csillag fényessége változik, a közelében látszódóké miért nem.

Végső magyarázat azonban még nincs a kezünkben. A mérések folytatása – akár amatőr fényességméréseké is – sokat segíthet.

VCSE - A Fátyol-köd nyugati része - Majoros Attila felvétele
VCSE – A Fátyol-köd nyugati része. A kép kattintásra megnő. – Majoros Attila felvétele

A Fátyol-ködről a fenti felvételt készítettem ZWO 153/612-es Newton-rendszerű asztrográffal, ami egy Skywatcher gyártmányú EQ-6R mechanikára volt téve, hűtött Canon EOS 700Da fényképezőgéppel, Baader gyártmányú RCC1 kómakorrektorral. Astronomik 12nm H-alfa szűrővel 17×15 percet, OIII (EOS clip változa) szűrővel 7×15 percet exponáltam a területre. A vezetést Lacerta Mgen autoguider biztosította. A képek Guernsey-szigetről, 2018. augusztus 5-6-án készültek.

A szerk. kiegészítése: A Fátyol-köd egy nagyon nagy kiterjedésű szupernóva-maradvány, egyetlen képbe sokszor bele se fér. Különböző részei más és más NGC-számon futnak. A köd részletes bemutatása ide klikkelve található meg. A fenti rész az NGC 6960-at, a köd nyugati részét ábrázolja (a képen a felső köd, nyugati irány felfelé van). Ezt néha Boszorkányseprű-ködnek is nevezik. A kép bal alsó sarkában – a valóságban északkeletre – a Pickering-háromszög látszik. Az objektumot – amit néha, inkább tévesen, NGC 6979-nek is neveznének, de valójában ez a szám egy ettől még keletebbre, a képen nem látható Fátyol-ködbeli csomóra van fenntartva – a Harvard Obszervatórium igazgatójáról nevezték el, bár Williamina Fleming skót-amerikai csillagásznő fedezte fel, az Obszervatórium asszisztense. Ugyanő találta meg 1888-ban – már az NGC katalógus publikálása után – az IC 434-et, vagyis a Lófej-ködöt. Fleming összesen 59 ködöt, 310 változócsillagot, 10 nóvát fedezett fel, valamint fehér törpéket is tanulmányozott és talált is őket. Érdemes a képen megfigyelni a Pickering-háromszög déli – a képen bal –  csúcsától felfelé – az égen nyugatra – elinduló, kukacszerű porsávot, ami egy másik ködösségben végződik. (Cs. Sz.)

VCSE - A Deimos vizuális észlelése - Kocsis Antal és társai
VCSE – A Deimos vizuális észlelése – Kocsis Antal és társai

Örömmel számolhatok be róla, hogy 2018. augusztus 4/5-én sikeresen észleltük a Deimos holdacskát a Mars fényes korongja mellett, a bolygótól nyugatra. A megfigyelést az MCSE Balatonfűzfői Csoport (Fücsop) tagjai Farkasréti György amatőrcsillagász társunk új, 508 mm átmérőjű Newton-rendszerű távcsövével végezték (SkyWatcher). Részletek az alábbiakban:

Észlelő neve: Kocsis Antal
Észlelés helye: Szentgál mellett DNy-ra, erdei úton
Észlelés időpontja: 2018-08-04 21:10:00 UT
Észlelés vége: 21:17 UT
Objektum neve: Mars Deimos holdja
Műszer típusa: Newton
Műszer átmérő (mm): 508
Műszer fókusz (mm): 2000
Eredő fókusz (mm): 2000
Okulár típusa: Plössl, Meade, kitakaró szállemez a fókuszsíkban
Okulár fókusza (mm): 9,7
Nagyítás: 206x
Leírás: Mars – (M2) Deimos
Látómező: kb. 8-9 ívperc
S: 6-7/10, T: 4-3,5/5, hmg: 6,5
Mars – Deimos távolság: 70-71 ívmásodperc (a bolygóperemtől)
Észlelő: Kocsis Antal
Látták még:
Farkasréti György
Dominek Anna
Schné Attila
Novák András
Németh Csaba
Presits Péter
Póta László

508/2000 T/206x: A Deimos viszonylag könnyen észlelhető, észrevehető a kitakaró szállemeznek köszönhetően. A segédtükör tartólábak diffrakciós tüskéje közelében, a bolygótól nyugatra (balra) található a Deimos (M2), fényessége 11,6 magnitúdó a Guide9 szerint, de csak alig 16 fok magasan látszik, így a légkör erősen befolyásolja, rontja a látványt. A kitakaró szállemezen egy kicsit világosabb körrel jelöltem a Mars korongját. Keletre, a látómező szélén a TYC 6910 27 katalógusszámú, 9,245 magnitúdós csillag látható, délre, de már a látómezőn kívül két csillag, a TYC 6914 40 és 42 jelűek (9,992 és 11,113 magnitúdósak). Sajnos a Phobos (M1) nem volt látható, mire kiértem és emberibb magasságba emelkedett a bolygó, addigra már túlságosan közel került a bolygóhoz. Nagy élmény és öröm 15 év után újra látni ezt a kis holdacskát, ugyanazokkal az észlelőtársakkal, akikkel akkor elsőnek sikerült megpillantani a bolygó két holdacskáját a 342 mm-es közös távcsövünkkel.

VCSE - Az ALMA rádiótávcső rendszer
VCSE – Az ALMA rádiótávcső rendszer – © ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Francia csillagászok az ALMA rádiótávcső-hálózattal kéksavat (HCN, hidrogén-cianid) fedeztek fel  Szaturnusz légkörében. A molekula 354.5 GHz frekvencián történt sugárzását figyelték meg  2018. május 25-én. Ez az első alkalom, hogy a Szaturnuszban a kéksav jelenlétét kimutatták.

A felfedezést a Nemzetközi Csillagászati Unió CBET rövidítésú elektronikus táviratának 4535. számában jelentették be 2018. július 19-én.

A kéksavhoz hasonló vegyületek viszonylag gyakran előfordulnak az Univerzumban. Itt lehet kémiai tulajdonságairól többet olvasni.