A nyílthalmazok és a cefeidák galaktikus eloszlása

Ahogy a 4. fejezet elején már szó volt róla, a spirálkar-indikátorok eloszlása olyan egy galaxison belül, hogy megmutathatja a spirális struktúrát. A legfrissebb méréseket felhasználva megvizsgáltam a spirálkar-indikátorok közül a nyílthalmazok és a cefeidák eloszlását Tejútrendszerünben azt az eredményt várva, hogy ezzel kirajzolódik a spirálszerkezete.

Figure: Fiatal nyílthalmazok és HII régiók eloszlása a galaktikus síkra vetítve. A sötét pontok jelelölik a nyílthalmazokat, a világosak a HII területeket. A saját karunk a ${\it l}=80^{\circ}$ és ${\it l}=260^{\circ}$ között tartományban, ${\it l}=290^{\circ}$ és ${\it l}=30^{\circ}$ között a Carina-Sagittarius kar látszik. (Kolesnik és Vedenicheva, 1979)

Mivel egy nyílthalmaz csillagai gravitációsan kötöttek egymáshoz, feltételezhetjük, hogy ezeknek a csillagoknak a kialakulása közel azonos időben kezdődhetett. Ha a sűrűséghullám elméletet tekintjük, akkor a nyílthalmaz kialakulása tulajdonképp akkor kezdődött, amikor egy sűrűséghullám odaéert ahhoz a felhőhöz, amiből kialakult az adott nyílthalmaz. Így tehát, ha a sűrűséghullám a spirálkarok mentén halad végig, akkor a tőle kialakuló nyílthalmazok ugyanolyan spirális formát vesznek fel. Mivel a halmazoknak is van sajátmozgása, sok idő elteltével már kikerülhetnek a spirálkarokból. De ha elegendően fiatal nyílthalmazokat vizsgálunk és természetesen elég nagy számban, akkor azoknak még mutatniuk kell a spirális struktúrát.

Figure: A Tejútrendszer nyílthalmazainak eloszlása. Felső ábra a $\log{t}=8$-nál fiatalabb, alsó ábra $\log{t}=7,2$-nél fiatalabb halmazok esetén. (Dias és munkatársai adatai alapján, 2002)

Dias és munkatársai (2002) katalógusából kigyűjtöttem a nyílthalmazok galaktikus koordinátarendszer szerinti koordinátáit, távolságaikat, valamint a halmazok korát. Ezekből az adatokból elkészítettem azoknak nyílthalmazok eloszlását, amelyek $\pm 10^{\circ}$ galaktikus szélesség között helyezkednek el. Először a $\log{t}=8$ fiatalabb (21. ábra, fenn), majd a $\log{t}=7,2$ fiatalabb (21. ábra lenn) nyílthalmazok eloszlását rajzoltam meg. Eredményül a Kolesnik és Vedenicheva (20. ábra) cikkében található ábrát vártam, de sajnos nem azt kaptam. Ennek több oka is van nagy valószínűséggel. Egyrészt a korongban koncentrálódó por és gáz miatt nem pontosak a nyílthalmaz-távolságok. Kolesnikék cikkében, valamint más galaktikus nyílthalmazok eloszlását vizsgáló cikkben szereplő ábrák jól mutatják a spirálkarokat. A jelenleg rendelkezésre álló adatokból több szempont szerint is megpróbáltam hasonló eredményre jutni, így például csak a legfiatalabb nyílthalmazokat vettem figyelembe vagy csak bizonyos galaktikus szélességeken belül lévő halmazokat vizsgáltam. Egyik sem vezetett hasonló eredményre. Ezért csak arra tudok következtetni, hogy ez annak tudható be, hogy azokon az ábrákon, ahol jól kirajzolódnak a spirálszerkezet egyes darabjai, a szerkezethez nem tartozó pontok mesterségesen kisebb súllyal lettek figyelembe véve, amit a szerzők nem említettek az eredeti publikációkban.

Figure: A Tejútrendszer cefeidáinak eloszlása. Felső ábra az összes cefeida esetén, alsó ábra ezeknek a pontoknak a sűrűsége. (Fernie és munkatársai adatai alapján, 1995)

A cefeidák fiatal, I. populációs, pulzáló változócsillagok. Az, hogy fiatal csillagok, alapja annak, hogy jó objektumok lehetnek spirálkar-indikátorként. Emellett nagy jelentőségű a rájuk jellemző periódus-fényesség reláció, ami azt jelenti, hogy a pulzációs periódusuk kapcsolatban áll az abszolút fényességükkel a 4.1 fejezetben bemutatott (11)-es képlet szerint. Így a mérhető periódus segítségével megkaphatjuk abszolút fényességüket, amelyből pedig a távolságmodulussal a távolságukat. Természetesen a cefeida változókra is igaz, hogy távolságuk meghatározásának pontosságát nagy mértékben befolyásolja az extinkció, amelynek mértéke megjelenik a távolságmodulusban. Ugyanis ahogy a csillag fénye keresztülhalad az intersztelláris poron, a porszemek hullámhossztól függően szórják a fényét, azaz a kék fény nagyobb szögben szóródik, mint a vörös. Így a csillag fényét vörösebbnek látjuk. Ezt a jelenséget hívjuk intersztelláris vörösödésnek. Mivel az extinkció mértéke a Tejútrendszer síkjában jelentős, így nagyon nehéz galaxisunkban nagy pontossággal meghatározni a távolságukat, ami jelentősen befolyásolja azt, hogy mennyire tudjuk velük reprezentálni a spirális szerkezetet.

Mivel periódusuk arányos az abszolút fényességükkel, így luminozitásukkal, minél hosszabb periódusú cefeidákat vizsgálunk, azok annál nagyobb luminozitásúak, tehát azok nagyobb távolságból is vizsgálhatók. Ez azt jelenti, hogy cefeidák segítségével nagyobb távolságokon vizsgálható a spirálszerkezet. A távolabbi cefeidák vizsgálatának viszont az a hátránya, hogy mivel messzebb vannak, nagyobb mennyiségű intersztelláris anyagon megy keresztül a fényük, tehát nagyobb az extinkció, amely pontatlanná teszi a távolságukat.

A David Dunlap Obszervatórium galaktikus cefeidákról szóló adatbázisából (Fernie, 1995) összegyűjtöttem a cefeidák galaktikus koordinátáit, távolságait és periódusukat. Ezekből elkészítettem tejútrendszerbeli eloszlásukat periódus szerint. Először az összeset ábrázoltam (22. ábra fenn). A 10 napnál hosszabb periódusúakat is megvizsgáltam, mert ezek általában fiatalabbak, de mivel kevés ilyen található, nem mutattak jelentősebb struktúrát. A 22. ábrán látható eloszlás nagyon hasonló, mint ami C. Kim (1987) cikkében szerepel (23. ábra).

Figure: Kim (1987) cikkében található galaktikus cefeidák eloszlása.

Szerinte az általa kapott eloszlásból leginkább saját karunk azonosítható, amely $l \simeq 80^{\circ}$-tól folytatódik R=3 kpc távolságra a Naptól minimum $l \simeq 290^{\circ}$, R=7 kpc-ig. Ez alapján Kim $20^{\circ}$-osnak határozta meg a kar hajlási szögét.

A cefeidák térbeli eloszlásának szemléltetésére Kiss László segítségével ábrázoltam a pontok sűrűségeloszlását. Ez a 22. ábra alsó részén látható, amely ugyanúgy van skálázva, mint a felső ábra. Jól kitűnik egy karszerű struktúra a kép közepén balról átlósan felfelé haladva. Ez nem egy valóságos kar, valószínűleg csak jobban rálátunk erre a részre.