Extragalaktikus csillagászat

A Wikipédiából, a szabad lexikonból.

Tartalomjegyzék

1 Az extragalaktikus objektumok megfigyelésének rövid története
2 Extragalaxisok
3 Az extragalaktikus csillagászat távolságmeghatározási módszerei
- 3.1 Primer módszerek
- 3.2 Szekunder módszerek
4 Galaxispárok és galaxiscsoportok
5 Galaxishalmazok
6 A magyar csillagászképzésben szereplő extragalaktikus témájú észlelési programok
7 Lásd még
8 Források
9 Külső hivatkozások

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 nagyléptékű szerkezetének felderítésére. Eredményei között szerepel nem csak a közeli galaxisok feltérképezése, hanem a galaxishalmazok és galaktikus szuperhalmazok térbeli elhelyezkedésének vizsgálata. Az extragalaktikus csillagászat vizsgálódásának területe a Tejútrendszer peremétől, a vörös határig terjed, mely az a legtávolabbi hely és legrégebbi állapot, ahonnan (illetve amilyen régről) a fénybeli információ képes eljutni hozzánk.

Bár óriási távolságokról van szó, mégis nemcsak a hivatásos csillagászok foglalkozhatnak az extragalaktikus objektumokkal. Az amatőrcsillagászok távcsöveivel is számos - általuk - úgy nevezett mélyég objektumot 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 távcsővével.

[szerkesztés] 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 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-Sufi 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 Messier-katalógusban) 103 objektumot sorolt fel (innen például az Androméda-köd M31 illetve a Triangulum-köd M33 kódszáma). Természetesen ezekről a korban egyáltalán nem lehetett tudni, hogy milyen távolságban vannak. Még a XIX. 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-től 1908-ig terjedő időszakban Dreyer dán csillagász és munkatársai hozták létre a New General Calatogue (NGC) gyüjteményt 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 12000-re becsülték a számukat. Az 1960-as években már 800000 extragalaxist tüntettek fel fotokatalógusokban.

A tudomány számára az 1910-es 20-as években vált nyilvánvalóvá, hogy a mélyég objektumok 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 fotolemezeken már a csillagködök belső szerkezetét is ki lehetet venni. Ekkor hozták létre az első morfológiai osztályozásokat. Máig elterjedt Edwin Hubble galaxisoszátlyozási 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 tágul, azaz a világegyetem tágul (Hubble-törvény).

[szerkesztés] Extragalaxisok

A következő táblázat a legközelebbi extragalaxisok adatait mutatja.

Csk: csillagkép; l^II, b^II galaktikus hosszúság és galaktikus szélesség fokokban (galaktikus koordinátarendszer), R. A. és dec rektaszcenzió és deklináció (ekvatoriális koordinátarendszer), r: távolság kiloparsecben, D: átmérő kiloparsecben, m: abszolút fényesség magnitúdóban, M: tömeg 10⁹ naptömegben

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

[szerkesztés] Az extragalaktikus csillagászat távolságmeghatározási módszerei

Az extragalaxisok távolságának meghatározására használt legfontosabb módszerek. (M_vis: a módszerben használt égitest abszolút vizulis fényessége, r_max: a módszerrel mérhető maximális távolság)

Módszer	Abszolút M_vis	r_max
RR Lyrae csillagok	+ 0,^m6	650 ezer
Gömbhalmazok legfényesebb csillagai	-2,^m8 -- -1^m9	3,3 millió
Klasszikus cefeidák	-7^m - -2^m	13 millió
Nóvák	-9^m - -6^m	65 millió
Legfényesebb (nem változó-) csillagok	- 9^m	65 millió
Gömbhalmazok	-10^m - -5^m	70 millió
H II területek átmérője	-	80 millió
Szupernóvák	-20^m - -15^m	több százmillió
Legfényesebb galaxisok egy galaxishalmazban	-22^m - -20^m	több milliárd

[szerkesztés] 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 Leavitt figyelte meg, 1912-ben. Az 1910-es években 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.

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

M_pg = - 1,^m80 - 1,^m74 * logP

és

M_pg = - 0,^m35 - 1,^m75 * logP

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

[szerkesztés] 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.

[szerkesztés] 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
M_phg	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 (pl. impulzusnyomatékuk szempontjából)? Egyenletesen helyezkednek-e el?
Van-e összefüggés a rendszer tömege és a galaxisok morfológiai típusai között?

[szerkesztés] Galaxishalmazok

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 a 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.