Extragalaktikus csillagászat

bélyegkép|280px|Fantáziakép a Tejútrendszerről

Az extragalaktikus csillagászat a csillagászat tudományának azon ága, mely az univerzum Tejútrendszeren kívüli objektumaival foglalkozik. Manapság, a megfigyelési technika rohamos fejlődése révén az extragalaktikus csillagászat hivatott a világegyetem nagy léptékű szerkezetének felderítésére. Eredményei között szerepel nem csak a közeli galaxisok feltérképezése, hanem a galaxishalmazok és galaktikus szuperhalmazok térbeli elhelyezkedésének vizsgálata is. Az extragalaktikus csillagászat vizsgálódásának területe a Tejútrendszer peremétől a vörös határig terjed, mely az a legtávolabbi hely és legrégebbi állapot, ahonnan (illetve amilyen régről) bármilyen információ képes eljutni hozzánk.

Bár óriási távolságokról van szó, mégis nemcsak a hivatásos csillagászok foglalkozhatnak az extragalaktikus objektumokkal. Az amatőrcsillagászok távcsöveivel is számos – általuk – úgynevezett mélyégobjektumot figyelhetnek meg. Ezek közé sorolják a galaxisokat is. A felfedezés öröméből az elhivatott amatőrcsillagászok is kivehetik részüket, ha először pillantanak meg egy extragalaktikus szupernóvát. Szupernóvát galaxisban már magyar amatőrcsillagász is fedezett fel saját, mélyégobjektumok megfigyelésére is alkalmas távcsövével.

Az extragalaktikus objektumok megfigyelésének rövid története

Az éjszakai égbolton a csillagokon kívül néhány halvány, elmosódott, nem csillagszerű jelenség is megfigyelhető, melyek azonban a csillagokhoz hasonlóan nem változtatják az égbolton elfoglalt helyüket. A város fényeitől távoli helyen szabad szemmel is megfigyelhető például az Androméda-köd (az Andromeda csillagképben), vagy az M33 galaxis (a Triangulum csillagképben). A déli félteke embere felfigyelhet a Kis és Nagy Magellán Ködre. Mindezeknek a ködszerű képződményeknek számbavétele a csillagászat viszonylag késői szakaszában kezdődött.

thumbnail|280px|Az Andromeda csillagképet ábrázoló csillagtérkép

Bár az Androméda-ködről már a X. században élt Al-Szufi arab csillagász is írt, a legtöbb ilyen objektum felfedezéséhez várni kellett a távcső feltalálásáig, sőt száz évvel azután sem ismertek több ilyen objektumot, mint a középkor tudósai. Aki először listát készített az égi ködökről, az Charles Messier francia csillagász volt az 1770-es években. Katalógusában, a róla elnevezett Messier-katalógusban 103 objektumot sorolt fel (innen ered például az Androméda-köd M31 illetve a Triangulum-köd M33 kódszáma). Természetesen ezekről abban a korban egyáltalán nem lehetett tudni, hogy milyen távolságban vannak. Még a 19. század végén sem volt könnyű megkülönböztetni a Tejútrendszer csillaghalmazait és ködeit a feltehetően extragalaktikus képződményektől. A szisztematikus kutatást a Messier Katalógus hatására az Uránusz bolygó felfedezője, William Herschel kezdte el, majd ezt folytatta fia, John Herschel. 1864-ben tették közzé „A General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars” (Ködök és csillaghalmazok általános katalógusa) című munkájukat, a GC katalógust, mely már 5079 ilyen képződményt tartalmazott. Az 1888-tól 1908-ig terjedő időszakban Dreyer dán csillagász és munkatársai hozták létre a New General Catalogue (NGC-katalógus) gyűjteményt és ennek kiegészítéseit, az Index Katalógusokat (IC I. és IC II.). Mindeddig a kutatók nagyrészt távcsöves észlelésre támaszkodtak. A fototechnika elterjedése során vették észre, hogy a galaxisok száma jóval nagyobb annál, mint amennyit érdemes lenne katalógusba foglalni. Az 1930-as évekre már 12 000-re becsülték a számukat. Az 1960-as években már 800 000 extragalaxist tüntettek fel a fotókatalógusokban.

A tudomány számára az 1910-es, 1920-as években vált nyilvánvalóvá, hogy a mélyégobjektumok katalógusaiban szereplő ködök 90%-a nem galaktikus képződmény. A geometriai és fotometriai távolságmérési módszerek alkalmazása során kiderült, hogy a Tejútrendszer legtávolabbi csillagainál is messzebb elhelyezkedő objektumokról van szó. Ezt erősítette, hogy a fotólemezeken már a csillagködök belső szerkezetét is ki lehetett venni. Ekkor hozták létre az első morfológiai osztályozásokat. Máig elterjedt Edwin Hubble galaxisosztályozási módszere (Hubble-típusok). Itt kell megjegyezni, hogy a galaxisok spektroszkópiai vizsgálata fontos kozmológiai felfedezéseket eredményezett. Hubble és munkatársai 1931-ben arra a megállapításra jutottak, hogy a galaxisok távolsága egyenesen arányos a távolodási sebességükkel, sőt az univerzum minden extragalaktikus objektuma távolodik tőlünk, azaz a világegyetem tágul (Hubble-törvény).

Extragalaxisok A következő táblázat a legközelebbi extragalaxisok adatait mutatja.

Csk: csillagkép; lII, bII galaktikus hosszúság és galaktikus szélesség fokokban (galaktikus koordináta-rendszer), R. A. és dec rektaszcenzió és deklináció (ekvatoriális koordináta-rendszer), r: távolság kiloparszekben, D: átmérő kiloparszekben, m: abszolút fényesség magnitúdóban, M: tömeg 109 naptömegben

Galaxis neveKatalógusszámCskTípusalIIbIIR. A.decTávolságÁtmérőmpgMMéretTejútrendszer––Sb––––1030−20,5m100–SMCNGC 292TucIr I303−450h 52,7m−72o 50m506,3−17,8m145o x 3oLMCMendSB05h 23m−69o 45m1,7*105fé−17,4m10,75o x 9,17oAndromédaNGC 224, M 31AndSb121−2100h 42m +41o 16'69033−16,2m2180' x 63'–NGC 221, M 32AndE 2121−2200h 42m +40o 51'6900,7−18,5m147,6' × 5,8'–NGC 205AndE 5121−2100h 40m +41o 41'6902,4−15,9m822' x 11'–NGC 598, M 33TriSc135−2101h 33,9m +30o 39'72014−18,5m1473' x 45'–NGC 6822, IC 4895SgrIr I26−3219h 44m−14o 48'4802,3−14,9m0,415,5' x 13,5'–NGC 147, DDO 3CasdE5120−1400h 33m +38o 30'6901,4−14,2m113,2' x 8,1'–NGC 185CasdE3121−1400h 38m +48o 20'6901−14,5m111' x 9,8'–IC 1613, DDO 8CetIr I129−6001h 5,1m +02o 08'7203−14,3m0,120' x 18,5'SculptorSclE284−8400h 55,4m−34o 14'500,7−9,8mFornaxPCG 10093, A0237FordE2237−6502h 39,9m−34o 32'1101,6−11,3mLupusLupE574−735001,5−12,7mLeo IDDO 74, A1006LeodE3227 +4910h 8,5m +12o 18'2600,6−11,1m9,8' x 7,4'Leo IIUGC 6253, DDO 93LeodE0227 +6811h 13,5m +22o 10'1800,3−8,7m–IC 10CasSc119−3 +00h 20,4m +59o 18'5' x 4'–IC 342CamSBcd139 +1003h 46,8m +68o 06'17,8'–NGC 6946, UGC 11597CepSBc97 +1120h 34m +60o 0,9'8002−17m11' x 9,8'Leo III, Leo ALeoIr187 +54Sextans ASexIr246 +406300féSextans CSexE4000féUrsa MaiorUMaEPegasusPegEDracoDradE17h 19,4m +57o 58'700,3Ursa MinorUMidE15h 08,2m +67o 18'500,3–NGC 300SceSAcd299−8000h 54m−37o 41'−8m

Az extragalaktikus csillagászat távolságmeghatározási módszerei Az extragalaxisok távolságának meghatározására használt legfontosabb módszerek. (Mvis: a módszerben használt égitest abszolút vizuális fényessége, rmax: a módszerrel mérhető maximális távolság) Módszer Abszolút Mvis rmax RR Lyrae csillagok + 0,m6 650 ezer Gömbhalmazok legfényesebb csillagai -2,m8 -- -1m9 3,3 millió Klasszikus cefeidák -7m – -2m 13 millió Nóvák -9m – -6m 65 millió Legfényesebb (nem változó-) csillagok - 9m 65 millió Gömbhalmazok -10m – -5m 70 millió H II területek átmérője

80 millió Szupernóvák -20m – -15m több százmillió Legfényesebb galaxisok egy galaxishalmazban -22m – -20m több milliárd

Primer módszerek Olyan távolságmérési eljárások, amelyeket a Tejútrendszeren belül is alkalmaznak. Ezen eljárások közös alapelve olyan objektumok látszó fényességének vagy szögátmérőjének a meghatározása, amelyek abszolút fényessége vagy valódi nagysága ismert. Természetesen itt feltételezzük, hogy a világegyetem vizsgálandó területén az említett égitestek mindenhol ugyanolyan tulajdonságokkal rendelkeznek.

RR Lyrae csillagok

Legfényesebb szuperóriások

Gömbhalmazok

H II területek

Nóvák

Szupernóvák

Cefeida-parallaxis (a Cefeida változócsillagok periódus-fényesség relációja alapján). A cefeidák fényességváltozását elsőként Henrietta Swan Leavitt figyelte meg 1912-ben. Az 1910-es években Harlow Shapley szisztematikus módszerrel meghatározta a periódus-fényesség reláció nullpontját, és ezzel egy új távolságmeghatározási módszerhez, a cefeida-parallaxishoz jutott. Ezzel a módszerrel nem csak a Tejútrendszeren belüli objektumok, hanem az extragalaxisok távolsága is meghatározható lett.

A fényességváltozás periódusából kiszámítható a csillag abszolút fényessége. A reláció függ a populációtól R. P. Kraft eredménye szerint:

Mpg = – 1,m80 – 1,m74 * logP

és

Mpg = – 0,m35 – 1,m75 * logP

az első ill. a második populációs cefeidák esetén. Mpg a fotografikus magnitúdót, P pedig a fényességváltozás mért periódusát jelöli. Az utóbbi összefüggés azonban csak a második populációs, -2m – nál fényesebb cefeidákra érvényes.

Szekunder módszerek Háromszögelés (geometriai módszer). Ezt a módszert alkalmazta Arisztarkhosz a Nap és a Hold távolságának becsléséhez.

Trigonometrikus-parallaxis (1818, Bessel). Ez a módszer csak a kb. 300 fényéven belüli csillagok távolságának meghatározására alkalmas.

Statisztikus-parallaxis

Doppler-effektus (az égitestek színképének vöröseltolódásásból). Shapley mutatott rá először, hogy a spirálködök (spirálgalaxisok) színképvonalai a laboratóriumi értékhez képest a hosszabb hullámhosszak, azaz a vörös felé eltolódtak. Ezt az ún. vöröseltolódás jelenséget 1919-ben C. Doppler a galaxisok távolodása miatt fellépő effektusként értelmezte; felállította a Hubble-törvényt: a galaxisok a távolságukkal egyenes arányban távolodnak tőlünk.

Galaxispárok és galaxiscsoportok Csillagászati megfigyeléseink bizonyítják, hogy galaxisok között szorosabb fizikai kapcsolat is kialakulhat egy adott galaxishalmazon belül. Erre elsősorban a galaxisok színképéből következtetnek (multiobjektum-spektrográfia). A megfigyeléseknél komoly problémát jelent a valódi és vetületi párok megkülönböztetése.

A Galaxiscsoportot alkot a Tejútrendszer a Kis Magellán-felhővel (SMC) és a Nagy Magellán-felhővel (LMC). Tipikus csoport még az M31 (Androméda-köd), M32 és az M110 Messier-objektumok. Az alábbi táblázat az utóbbi csoport fizikai tulajdonságait adja meg:

M 31 M 32 M 110 Mphg A B C Szögnagyság 4,6 9,4 9,7 Galaxis típusa Sb E2 SG0

m: magnitúdó, m(phg): fotografikus magnitúdó. A szögnagyság ívpercben van kifejezve, a galaxis típusa a Hubble-féle osztályozás alapján van megadva.

A galaxiscsoportok kutatása a csillagászat egy kevésbé fejlett területe, amely még számtalan megválaszolatlan kérdést tartogat a csillagászok számára:

A fizikai párok tagjainak abszolút fényessége, színe, alakja, mérete eltér-e a különálló galaxisokétól? Van-e kapcsolat az egybetartozó galaxisok abszolút fényessége, színe, alakja, mérete között? Rendszerezettek-e a párok (például impulzusnyomatékuk szempontjából)? Egyenletesen helyezkednek-e el? Van-e összefüggés a rendszer tömege és a galaxisok morfológiai típusai között?

Galaxishalmazok A galaxisok halmazokba tömörülnek, amelyek akár több, mint ezer galaxist is tartalmazhatnak. Emiatt egyes galaxishalmazok össztömege elérheti a 10 naptömeget, átmérőjük pedig a 3 fényévet. A csillagászati megfigyelések arra utalnak, hogy a galaxisok túlnyomó része halmazokban található. A legismertebb halmazok:

A halmaz, B halmaz, Bootes, Centaur, Coma, Corona Borealis, Hercules, Hydra, Leo, Perseus, Pisces, Ursa Maior I, Ursa Maior II, Virgo

A Virgo-halmaz környékén feltűnően sok galaxis található. Ebből arra következtethetünk, hogy a galaxisok szuperhalmazokat alkotnak. Tejútrendszerünk e szuperhalmaz szélén, a Virgo-halmaz pedig a közepe táján helyezkedik el. A Virgo szuperhalmaz – aminek átmérője meghaladja az 1,5 fényévet – galaxisai 50-200 milliárd év alatt kerülik meg egyszer a középpontját. A szuperhalmazokon túlmenően úgy tűnik, hogy a galaxisok egy buborékszerű képződményben helyezkednek el, térbeli eloszlásuk tehát nem egyenletes.

A magyar csillagászképzésben szereplő extragalaktikus témájú észlelési programok

A galaxisok általános jellemzői és osztályozása A galaxisok térbeli eloszlása Galaxishalmazok Elliptikus galaxisok és öblök Galaxiskorongok. S0 galaxisok Küllős spirálgalaxisok Spirálgalaxisok Intenzív csillagképződés galaxisokban. Im és pekuliáris galaxisok A galaxisok kölcsönhatása Aktív elliptikus galaxisok