Extragalaktikus csillagászat

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
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, mélyég objektumok megfigyelésére is alkalmas távcsövével.[1]

Az extragalaktikus objektumok megfigyelésének rövid története[szerkesztés]

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 Androméda 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.

Az Androméda 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[szerkesztés]

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 neve Katalógusszám Csk Típusa lII bII R. A. dec Távolság Átmérő mpg M Méret
Tejútrendszer
-
-
Sb
-
-
-
-
10
30
- 20,5m
100
-
SMC
NGC 292
Tuc
Ir I
303
- 45
0h 52,7m
- 72o 50m
50
6,3
- 17,8m
14
5o x 3o
LMC
Men
dSB
05h 23m
- 69o 45m
1,7*105
-17,4m
10,75o x 9,17o
Androméda
NGC 224, M 31
And
Sb
121
- 21
00h 42m
+ 41o 16'
690
33
- 16,2m
2
180' x 63'
-
NGC 221, M 32
And
E 2
121
- 22
00h 42m
+ 40o 51'
690
0,7
- 18,5m
14
7,6' × 5,8'
-
NGC 205
And
E 5
121
- 21
00h 40m
+ 41o 41'
690
2,4
- 15,9m
8
22' x 11'
-
NGC 598, M 33
Tri
Sc
135
- 21
01h 33,9m
+ 30o 39'
720
14
- 18,5m
14
73' x 45'
-
NGC 6822, IC 4895
Sgr
Ir I
26
- 32
19h 44m
- 14o 48'
480
2,3
- 14,9m
0,4
15,5' x 13,5'
-
NGC 147, DDO 3
Cas
dE5
120
- 14
00h 33m
+ 38o 30'
690
1,4
- 14,2m
1
13,2' x 8,1'
-
NGC 185
Cas
dE3
121
- 14
00h 38m
+ 48o 20'
690
1
- 14,5m
1
11' x 9,8'
-
IC 1613, DDO 8
Cet
Ir I
129
- 60
01h 5,1m
+ 02o 08'
720
3
- 14,3m
0,1
20' x 18,5'
Sculptor
Scl
E
284
- 84
00h 55,4m
- 34o 14'
50
0,7
- 9,8m
Fornax
PCG 10093, A0237
For
dE2
237
- 65
02h 39,9m
- 34o 32'
110
1,6
- 11,3m
Lupus
Lup
E5
74
- 73
500
1,5
- 12,7m
Leo I
DDO 74, A1006
Leo
dE3
227
+ 49
10h 8,5m
+ 12o 18'
260
0,6
- 11,1m
9,8' x 7,4'
Leo II
UGC 6253, DDO 93
Leo
dE0
227
+ 68
11h 13,5m
+ 22o 10'
180
0,3
- 8,7m
-
IC 10
Cas
Sc
119
- 3
+ 00h 20,4m
+ 59o 18'
5' x 4'
-
IC 342
Cam
SBcd
139
+ 10
03h 46,8m
+ 68o 06'
17,8'
-
NGC 6946, UGC 11597
Cep
SBc
97
+ 11
20h 34m
+ 60o 0,9'
800
2
- 17m
11' x 9,8'
Leo III, Leo A
Leo
Ir
187
+ 54
Sextans A
Sex
Ir
246
+ 40
6300fé
Sextans C
Sex
E
4000fé
Ursa Maior
UMa
E
Pegasus
Peg
E
Draco
Dra
dE
17h 19,4m
+ 57o 58'
70
0,3
Ursa Minor
UMi
dE
15h 08,2m
+ 67o 18'
50
0,3
-
NGC 300
Sce
SAcd
299
- 80
00h 54m
- 37o 41'
- 8m

Az extragalaktikus csillagászat távolságmeghatározási módszerei[szerkesztés]

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[szerkesztés]

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[szerkesztés]

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[szerkesztés]

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[szerkesztés]

A galaxisok halmazokba tömörülnek, amelyek akár több, mint ezer galaxist is tartalmazhatnak. Emiatt egyes galaxishalmazok össztömege elérheti a 10·1015 naptömeget, átmérőjük pedig a 3·107 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 1,5·1010 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[szerkesztés]

Jegyzetek[szerkesztés]

  1. „Meteor”, Budapest XXIX. (6.), 3-5.. o, Kiadó: MCSE. ISSN 0133-249X.  

Kapcsolódó szócikkek[szerkesztés]

Források[szerkesztés]

Külső hivatkozások[szerkesztés]