Wielka Niedźwiedzica to trzeci co do wielkości gwiazdozbiór całego nieba, a jego powierzchnia to aż 1280 stopni kwadratowych. Nic więc dziwnego, że na tak dużym obszarze znajdziemy szereg ciekawych obiektów. Wystarczy tylko wspomnieć jeden z najbardziej znanych układów wielokrotnych gwiazd, czyli zestaw Mizar-Alkor lub opisywaną w już w naszym cyklu parę galaktyk M81 i M82. Na tym lista oczywiście się nie kończy i w tym odcinku zajmiemy się kolejnym obiektem, który możemy odnaleźć pośród gwiazd Wielkiej Niedźwiedzicy, czyli galaktyką Messier 101, zwaną także galaktyką Wiatraczek.

----- R E K L A M A -----

RABATY FUJIFILM DO 10000zł

Fujifilm X-H2S

11358 zł 10498 zł

Fujifilm X-T5 BLACK

8798 zł 6798 zł

FujiFilm 50-140/2.8 XF R LM OIS WR

7358 zł 6498 zł

Fujifilm GFX 100S

26998 zł 16998 zł

Główny bohater tego odcinka leży na samym brzegu konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy, tuż przy granicy z z gwiazdozbiorem Wolarza. Dość łatwo go odnaleźć, bo tworzy trójkąt równoramienny z dwiema ostatnimi gwiazdami dyszla Wielkiego Wozu czyli Alkaidem i Mizarem będąc od nich oddalonym o około 5.5 stopnia.

Deklinacja M101 wynosi aż 54.3 stopnia, co oznacza, że w Polsce jest on obiektem okołobiegunowym, który nigdy nie chowa się pod horyzont. Wartość deklinacji, która wynosi prawie dokładnie tyle samo, co szerokość geograficzna naszego kraju oznacza, że w górowaniu M101 świeci praktycznie w zenicie. Najlepszy czas do obserwacji tej galaktyki to przełom zimy i wiosny, kiedy to można obserwować ją praktycznie przez całą noc z górowaniem w okolicach północy. Najmniej korzystny czas to przełom lata i jesieni, kiedy tytułowy Wiatraczek, przez większą część nocy, świeci nisko nad północnym horyzontem.

Galaktyka M101 sfotografowana przez Teleskop Kosmiczny Hubble’a, Źródło: NASA/ESA

Galaktykę M101 w dniu 27 marca 1781 roku odkrył Pierre François André Méchain, francuski astronom, przyjaciel i współpracownik Charlesa Messiera. Messier szybko potwierdził obserwację Méchaina i dopisał nowy obiekt do swojego katalogu nadając mu numer 101.

W następnych latach obserwował ją i opisywał William Herschel, a następnie William Parsons, który mając do dyspozycji imponujący jak na tamte czasy teleskop Newtona o średnicy zwierciadła 72 cali, nie miał problemów z zaobserwowaniem wyraźnej struktury spiralnej M101. Zachwyciła go ona na tyle, że wykonał kilka szkiców, które zachowały się do naszych czasów.

Obraz galaktyki M101 złożony ze zdjęć wykonanych w promieniach Rentgena, zakresie widzialnym i podczerwieni. Źródło: NASA/CXC/SAO, Detlef Hartmann, NASA/JPL-Caltech

Przeglądowe lornetki o obiektywach 50–56 mm pokażą M101 podobnie do tego, co widzieli jej odkrywcy opisujący ją jako słabą, pozbawioną gwiazd „mgiełkę” o jasności 7.9 magnitudo i rozmiarach kątowych 6–7 minut łuku. Większe teleskopy i zdjęcia pokazują jednak, że rzeczywisty obszar na sferze niebieskiej jaki zajmuje M101 to aż 28′.8 × 26′.9 czyli rozmiar niewiele mniejszy od tarczy Księżyca.

Chcąc mieć więcej frajdy z podziwiania M101 zalecamy więc wyjście na obserwacje z większymi lornetkami. Dobrej klasy instrumenty o obiektywach 70–80 mm pozwolą zobaczyć ją bez najmniejszych problemów, natomiast zalążki struktury galaktyki będziemy mogli dojrzeć dopiero, gdy użyjemy potężnych lornet o obiektywach klasy 100–150 mm. Nie musimy chyba dodawać, że koniecznością w tym przypadku jest naprawdę ciemne niebo i wzrok prawidłowo zaadaptowany do ciemności.

Ze względu na małą jasność powierzchniową M101 zaleca się stosowanie instrumentów o dużych źrenicach wyjściowych, które zapewnią najlepszą możliwą jasność uzyskiwanego obrazu. Powinniśmy więc tak dobierać instrumenty, aby źrenica wyjściowa była mniej więcej równa źrenicy naszego oka w warunkach, w których prowadzimy obserwacje. Mając więc wybór pomiędzy lornetką 12×80 a 20×80, zdecydowanie lepiej wybrać tą pierwszą. Podobnie będzie w przypadku większych lornet z wymiennymi okularami. Zastosujmy te, które umożliwią nam uzyskiwanie małych powiększeń i stosunkowo dużych źrenic.

Z lornetką klasy Delta Optical Extreme 15×70 ED zdecydowanie warto wybrać się na obserwacje M101. Będąc młodą osobą i mając do dyspozycji naprawdę ciemne niebo, lepszym wyborem może okazać się model o parametrach 10.5×70, który lepiej poradzi sobie z obiektem o tak małej jasności powierzchniowej.

Kto nie ma możliwości wyjścia na obserwacje, może cieszyć oko obrazem M101 opracowanym przez naukowców z NASA i ESA. Korzystając z 51 zdjęć wykonanych Teleskopem Kosmicznym Hubble’a oraz dodatkowymi danymi naziemnymi złożyli oni zdjęcie M101 o wynikowej, jakże imponującej rozdzielczości 196 MPix (15852×12392 pix). Można je pobrać choćby z Wikipedii, wydrukować w dużym formacie i delektować się pięknem Kosmosu.

M101 jest dużą galaktyką, której rozmiar szacuje się na 170 tysięcy lat świetlnych. Dla porównania nasza Droga Mleczna ma średnicę około 100 tysięcy lat świetlnych. M101 jest dodatkowo znacznie bogatsza w gwiazdy, bo zawiera ich aż bilion (1 z dwunastoma zerami), podczas gdy w naszej Galaktyce jest ich ponad dwa razy mniej. Dystans dzielący nas od bohatera tego odcinka to aż 21 milionów lat świetlnych.

Galaktyka M101 jest największą przedstawicielką małej grupy galaktyk, do której zalicza się obiekty takie jak NGC 5204, NGC 5474, NGC 5477, NGC 5585 i Holmberg IV. Są one ze sobą grawitacyjnie związane, oddziałując wzajemnie i wpływając silnie na kształt struktury M101. Dojrzenie galaktyk satelitarnych M101 amatorskim sprzętem jest bardzo trudne, bo ich jasności zawierają się w przedziale od 11 do 14 magnitudo.

Galaktyka NGC 5477, satelita M101, sfotografowana przez Teleskop Kosmiczny Hubble’a, Źródło: NASA/ESA

Wierni Czytelnicy naszego cyklu „Niebo przez lornetkę” zdążyli już przyzwyczaić się do tego, że każdy odcinek to pretekst do przemycenia nie tylko astronomii obserwacyjnej, ale przede wszystkim odrobiny wiedzy astrofizycznej. Nie inaczej będzie i tym razem, bo w galaktyce M101 mieliśmy niedawno okazję do obserwacji bardzo jasnej supernowej. Co ciekawe, na tyle jasnej, że dało się ją dojrzeć niewielką jak na astronomiczne zastosowania lornetką o średnicy obiektywu 40–50 mm.

Supernowa SN 2011fe w M101. Źródło: Wikipedia. Fot. Thunderf00t.

Historia obserwacji supernowych w M101 rozpoczęła się w roku 1909 wraz z obiektem oznaczonym symbolem SN 1909A, który osiągnął maksymalną jasność 12.1 mag. Kolejne obiekty tego typu odnotowano jeszcze w latach 1951 i 1970. Najciekawsza jest jednak supernowa SN 2011fe odkryta 24 sierpnia 2011 roku w ramach programu Palomar Transient Factory. W momencie odkrycia obiekt miał jasność 17.2 mag, jaśniał jednak błyskawicznie. Następnego dnia był 10 razy jaśniejszy, a kolejnego dnia jego blask wzrósł sześciokrotnie. Wzrosty te trwały dalej i 13 września supernowa osiągnęła maksimum swojego blasku osiągając poziom 9.9 mag. Oznaczało to, że bez problemów dało się ją dojrzeć lornetką klasy 10×50 – oczywiście pod warunkiem wykonywania obserwacji z ciemnego miejsca.

Krzywa zmian blasku supernowej SN 2011fe w różnych filtrach. Źródło: https://sne.space/sne/SN2011fe

Choć supernowe kojarzone są najczęściej ze śmiercią masywnej gwiazdy, tutaj mieliśmy do czynienia z innym obiektem. SN 2011fe należała bowiem do typu Ia – bardzo ważnego we współczesnej astrofizyce, bo uznawanego za świetną świecę standardową, dzięki której można dokładnie mierzyć odległości na ogromnych skalach.

Supernowe typu Ia pojawiają się w ciasnych układach podwójnych składających się z białego karła i zwykłej gwiazdy. Układ jest na tyle zwarty, że grawitacja białego karła zniekształca towarzysza, który przybiera kształt łzy z dzióbkiem skierowanym w kierunku białego karła. Astronomowie mówią wtedy, że towarzysz wypełnia swoją powierzchnię Roche’a.

Schemat ciasnego układu podwójnego, który może wybuchnąć jako supernowa typu Ia. Źródło: Wikipedia.

Koniec dzióbka to tzw. wewnętrzny punkt Lagrange’a, miejsce, w którym równoważą się wszystkie siły w układzie podwójnym. Materia, która przekroczy ten punkt zbliżając się choć trochę w kierunku białego karła, nie jest już w stanie wydostać się z jego pola grawitacyjnego. Składniki układu obracają się wokół wspólnego środka masy, przez co materia przepływająca przez punkt Lagrange’a ma niezerowy moment pędu. Nie opada przez to bezpośrednio na białego karła lecz zaczyna formować wokół niego dysk, który astronomowie zwą dyskiem akrecyjnym.

Materia w dysku nie może akumulować się w nieskończoność i zaczyna opadać na białego karła. W różnych typach układów dzieje się to w różny sposób – w niektórych dopływ materii do dysku jest na bieżąco równoważony jego odpływem w kierunku powierzchni białego karła, a w innych materia jest sukcesywnie zbierana w dysku, aby raz na jakiś czas zostać gwałtownie zrzucona.

Problem w tym, że biały karzeł nie może akumulować opadającej materii w nieskończoność. Dlaczego? Aby to wyjaśnić musimy na chwilę cofnąć się do przełomu lat 20. i 30. XX wieku.

To właśnie wtedy, młody, 20-letni Hindus Subrahmanyan Chandrasekhar skończył pierwszy etap swoich studiów w Presidency College w Madras i chwilę potem otrzymał stypendium rządu Indii, dzięki któremu mógł wybrać się na studia do prestiżowego University of Cambridge. Ponieważ drogę z Indii do Wielkiej Brytanii pokonywało się wtedy statkiem, młody naukowiec miał dużo czasu na prowadzenie swoich badań dotyczących końcowych etapów ewolucji gwiazd.

Młody Subrahmanyan Chandrasekhar. Fot. Stephen Lewellyn. Źródło: University of Chicago

Życie gwiazdy to ciągła walka z grawitacją. Gdy w jądrze zachodzą reakcje termojądrowe, generowane jest promieniowanie i jego ciśnienie jest w stanie przeciwdziałać grawitacji tworząc trwałą konfigurację, która w przypadku gwiazd podobnych do Słońca może być stabilna przez miliardy lat. Chandrasekhara interesowało jednak to, co stanie się z gwiazdą, gdy reakcje termojądrowe ustają i zanika ciśnienie promieniowania. Wiadomym było, że powinien rozpocząć się wtedy kolaps gwiazdy i młody naukowiec zastanawiał się, czy jest jakaś siła, która może go powstrzymać oraz w jakiej sytuacji się ona pojawia.

Mechanizm, który jest odpowiedzialny za taką siłę został zaproponowany ledwie pięć lat wcześniej przez Wolfganga Pauliego i właśnie dlatego nazywamy go dzisiaj zakazem Pauliego. Mówi on, że dwa bliskie fermiony nie mogą znajdować się w takim samym stanie energetycznym (tzn. przyjmować takich samych liczb kwantowych). Ponieważ elektrony są fermionami, obowiązuje je dokładnie taki sam zakaz. Nie można więc w dowolny sposób, bardzo gęsto upakować elektronów w najniższych stanach energetycznych. Gdy próbujemy to robić, zakaz Pauliego wymusza zajmowanie wyższych poziomów energetycznych i pojawia się tzw. ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego, które zaczyna dawać opór grawitacji.

Oczywiście ten mechanizm pojawi się dopiero wtedy, gdy materia będzie miała naprawdę dużą gęstość. W przypadku naszego Słońca, musi się ono zapaść do rozmiarów Ziemi, czyli zmniejszyć swoje rozmiary aż ponad sto razy. Nie zmienia to jednak faktu, że taki właśnie los czeka naszą dzienną gwiazdę za jakieś pięć miliardów lat.

Główne osiągnięcie Chandrasekhara polegało jednak na pokazaniu, że jest pewna graniczna masa gwiazdy, powyżej której grawitacja zwycięża nawet z ciśnieniem zdegenerowanego gazu elektronowego i tak masywny biały karzeł zaczyna zapadać się dalej, aż do gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury. Jego obliczenia pokazały, że owa graniczna masa to 1.44 masy Słońca. Dzisiaj tę właśnie wartość nazywamy masą graniczną Chandrasekhara, a sam Chandrasekhar za badania nad późnymi etapami ewolucji gwiazd, w roku 1983, został uhonorowany nagrodą Nobla.

Galaktyka M101 sfotografowana amatorskim teleskopem Schmidta-Cassegraina o średnicy obiektywu 20 cm oraz modyfikowanym Canonem EOS 350D. Źródło: Wikipedia. Fot. Anttler

I tutaj właśnie dochodzimy do sedna naszej historii. Wyobraźmy sobie ciasny układ podwójny, w którym znajduje się normalna gwiazda i stabilny biały karzeł o masie trochę poniżej masy Chandrasekhara. Biały karzeł ściąga jednak materię ze swojego towarzysza, a przez to cały czas zwiększa swoją masę. Gdy przekroczy owe 1.44 masy Słońca, przegrywa walkę z grawitacją, zapada się i eksploduje jako supernowa typu Ia.

Mówiąc precyzyjniej, w ciągu dosłownie kilku sekund od zapaści, większość materii białego karła zapala się w intensywnych reakcjach termojądrowych generując energię na poziomie 10 do potęgi 44 dżuli (nasze Słońce, świecąc z obecnym blaskiem, potrzebowałoby kilkunastu miliardów lat, żeby wyemitować podobną ilość energii). To tworzy propagującą się na zewnątrz falę uderzeniową, która pędzi z prędkością od 5000 do 20000 km/s niszcząc cały układ podwójny. Na naszym niebie pojawia się supernowa.

Proces, który prowadzi do tej eksplozji, jest w zasadzie zawsze taki sam. Zawsze mamy do czynienia z wybuchem białego karła o masie bliskiej 1.44 masy Słońca. Nic więc dziwnego, że zawsze emitowane jest tyle samo energii. Stąd supernowe typu Ia są tak doskonałymi świecami standardowymi, bo ich obserwowana jasność zależy tylko od ich odległości od obserwatora (z dokładnością do pochłaniania części światła przez materię międzygwiazdową). Co więcej, wybuch supernowej jest tak potężny, że w maksimum swojego blasku świeci ona z jasnością porównywalną do jasności całej swojej galaktyki macierzystej. Supernowe mogą być więc obserwowane z ogromnych odległości i właśnie na ich podstawie jesteśmy w stanie wyciągać wnioski odnośnie Wszechświata jako całości, a także jego przeszłości, obecnego stanu i przyszłej ewolucji. Co z tego wynika i jak ogromna jest nasza niewiedza w tej kwestii, to jednak materiał na zupełnie inną opowieść.

Sponsorem cyklu „Niebo przez lornetkę” jest firma: