PTES petitioning the empty sky

www.francsicslaszlo.hu

A Cederblad 214

 
  • objektumadatok:
  • -------------------
  • Cepheusz csillagkép
  • típus: csillagkeletkezési régió
  • kiterjedés: 60'x60'

A jelenségről

 

A Hubble-paletta alkalmazása finom részleteket tár fel egy csillagkeletkezési területen. A Cederblad 214-ben fiatal csillaghalmaz fénye ragyogja be a ködösségben rejtőző gázoszlopokat.

  • képadatok:
  • -------------
  • 250/1000 Asztrográf - Paracorr -1
  • Canon EOS 350D
  • 6 óra/ISO 800
  • hőmérséklet: -3 °C
  • átlátszóság: 10/7
  • Bükkszentlélek
  • 2012. november
  • ---------------
  • 200/800 Asztrográf - Paracorr -1
  • Starlight Express CCD
  • hőmérséklet: -20°C (hűtött)
  • 34x30 perc SII
  • 15x30 perc H-alfa
  • 23x30 perc OIII
  • Etyek, 2012. április - Dán András
  • ---------------
  • A felvétel Dán András közreműködésével készült

kapcsolódó képek

 
 
 
Az ngc7822

A Cederblad 214 és a Hubble-paletta

 

Dán Andrással közös együttműködésünk gyümölcse ez a barokk mennyezetfreskók színvilágát idéző felvétel. Büszke vagyok rá, 43 órányi expozíció került bele, aminek nem csak az elkészítése, ami kb. 8-10 éjszakát vett igénybe, hanem a feldolgozása is komoly nehézségeket támasztott. De miért is lett barokk mennyezetfreskó stílusú? Hiszen egyszerűbb lett volna az ionizált hidrogén hagyományos és természetes vörös árnyalatában megörökíteni a jelenséget. Egyáltalán mitől lett sárga az, ami eddig vörös volt, és honnan jött a kék? Ezek mind jogos kérdések, kedves szemlélő!


Tulajdonképpen arról van szó, hogy nem csupán azok a színtartományok rögzíthetőek fotografikusan, amik szabad szemmel is látszanak. A csillagászok a szín definícióján egy tágabb fogalmat, két különböző hullámhosszúságú fény intenzitásának különbségét értik (pontosabban annak logaritmusát). A mi szemünk csak a három alapszín, a piros, a zöld és a kék különbségét értelmezheti, hiszen fényérzékeny sejtjeink ezeket tudják elkülöníteni egymástól. Az agyunkban létrejövő színérzet, az alapszínek keveréke, azaz különbsége. Azonban volt egyszer egy Hubble Űrtávcső, annak pedig egy újszerű fénymérési technológiája, mégpedig az, hogy sok (több tucat) speciális hullámhosszon is tudott fényt rögzíteni. Ezekből a hullámhosszokból 3 rendkívül elterjedté vált később a csillagászok körében: az egyszer ionizált kén spektrumvonala, az ionizált hidrogén balmer-alfa spektrumvonala, és a kétszer ionizált oxigén spektrumvonala, amiket együttesen Hubble palettának neveznek csillagászati köznyelven. A piros-zöld-kék helyett ezt a hármas kombinációt azóta is előszeretettel alkalmazzák a csillagködök megörökítésénél, ugyanis olyan leheletfinom részleteket tudnak vele elkülöníteni, amiket hagyományos módszerrel nem. A felvétel megjelenése a megszokottól természetesen jelentősen eltérő lesz, de én éppen erre a másságra voltam kíváncsi, amikor Dán Andrást ennek a három szűrőnek az alkalmazására kértem. Vajon megérte?



 

  A Berkeley 59 csillaghalmaz

A Cederblad 214 jelű ködkomplexum egy a jól megszokott csillagkeletkezési területek közül. A tőlünk 800-1000 parszek (3-3.5 ezer fényév) távolságra a Cepheus csillagkép irányában lévő fiatal, néhány millió éves jelenséget a Berkeley 59 csillaghalmaz ragyogja be és alakította a ma is látható formájára. A Berkeley 59 azonban csak egy második generációs csillagtársulás, amit egy korábbi, nagyjából 5 millió évvel ezelőtt lejátszódó csillagontó folyamat előzött meg. Akkor, első lépésben a Cepheus OB4 asszociáció (a felvételen nem látható) legöregebb tagjai jöttek létre, amelyek később erős csillagszeleikkel gyűrű-, pontosabban úszógumiszerű alakzatban összesűrítették maguk körül a csillagközi anyagot. A gyűrű déli karimájának egyik sűrű csomójában született meg a Berkeley 59, és alakítja át lokálisan a csillagközi felhőket. A Be59 halmaz legfényesebb csillaga a BD +66 1673 egy fedési kettős, melynek egyik tagja O5V színképtípusú, azaz rendkívül fényes. Ez a csillagóriás a Napunk 1 kpc-es körzetében lévő egyik legfényesebb csillag! Felszíni hőmérséklete 45000°K, abszolút luminozitása, azaz fényereje a Napunkénak 100 ezerszerese. Ne tévesszen meg minket a két ragyogó csillag a felvétel közepén! Azok az előtérben találhatóak, a Naprendszerhez sokkal közelebb, mint maga a ködkomplexum.

 

  Az ionizációs front

A Berkeley 59 csillaghalmaz körül, más fiatal halmazokhoz hasonlóan HII zóna, azaz ionizált hidrogénből, más gázokból és porból álló csillagközi felhő található. A halmaz ultraibolya sugárzása és csillagszele forró belsejű kagylóhéj alakú üreget tágít a hideg molekulafelhőbe. És ahol az üreg hideg falát eléri az agresszív sugárzás, fénylő ionizációs front alakul ki, ami lassan, a Cederblad 214 esetében jól megfigyelhetően délfelé (a felvételen lefelé) álló félkörívben tovaterjed. Az ionizációs front vékony felülete mögött a molekulafelhő anyaga újból összesűrűsödik és az úgynevezett Rayleigh-Taylor instabilitásnak köszönhetően inhomogénné válik. Sűrű csomók alakulnak ki benne, melyek azonban jobban ellenállnak a csillagok erodáló hatásának.


 

  A gázoszlopok

Csillagászok felderítették, hogy a csomók kiemelkednek a ködösségből, hossztengelyük mentén megnyúlnak, és ujj-szerű alakzatot öltenek. Ezek a gázoszlopok a legtöbb esetben a centrális csillag felé mutatnak. Lassan sűrűsödnek össze, miközben új csillagok keletkezhetnek bennük. Némelyik oszlop a szülő anyagfelhő kezdeti perdületének köszönhetően csavarodik is, így az őt alkotó gáz filamentek spirális formát vehetnek fel. Ennek szép példája látszik a bal oldali vékony nyúlványon. A felvételen előbukkanó formációk bizony nagyon nehezen elkülöníthetőek az égi háttértől. Ebben segített a Hubble paletta alkalmazása, ami kettéválasztotta a kékes ionizált oxigénben gazdag hátteret a kénben és hidrogénben gazdag oszlopoktól.


 

  A csillagbölcsők

A csillagközi gáz, por, ionizáló sugárzás és erős csillagszelek együttes játékának eredményeként a csillagszülő felhő párologni kezd, és eloszlik nagyjából 10 millió év alatt. A gázoszlopok ritka anyagból álló szárát elfújják a csillagszelek, megmarad azonban az oszlopok csúcsa, melyben a tömegük jelentős része tömörül. A visszamaradt fényes felszínű sűrű gázokból és porból álló csomók a globulák. Bennük az agresszív csillagszelektől védett helyen kistömegű csillagok kezdeményei rejtőznek. Körülöttük az aurát a Berkeley 59 csillaghalmaz ultraibolya sugárzása kelti, ami felforrósítja a globula felszínét, ezért annak külső rétegei a ritka anyagú csillagközi térbe párolognak. Így keletkezik fénylő glória az újdonsült csillagbölcső körül. A csillagbölcső legkésőbb fél millió éven belül teljesen elpárolog, és ekkor nap – pontosabban csillagvilágot látnak az újszülöttek.