W jednym ostatnich odcinków naszego cyklu „Niebo przez lornetkę” opowiadaliśmy o obiektach takich jak M17, M18, M24 i M25 i jednocześnie wspominaliśmy, że bez problemów uda nam się je zmieścić w polu widzenia typowej, nocnej lornetki przeglądowej. Północna część konstelacji Strzelca jest tak usiana obiektami z katalogu Messiera, że wystarczy to pole widzenia przesunąć troszkę na południowy-zachód, aby znów mieć w nim cztery znane eM-ki. Mamy tutaj na myśli gromady otwarte M21 i M23 oraz efektowne mgławice M8 i M20. Jakby tego było mało, ten obszar nieba jest tak gęsty, że dla posiadaczy większych lornetek znajdzie się tam coś jeszcze. Mamy więc naprawdę bogaty materiał do tego, aby rozpocząć kolejną naszą opowieść.

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

RABATY FUJIFILM DO 10000zł

Fujifilm 8/3.5 XF R WR

3858 zł 2998 zł

FujiFilm 50-140/2.8 XF R LM OIS WR

7358 zł 6498 zł

Fujifilm X-T5 BLACK

8798 zł 6798 zł

Fujifilm X-H2S

11358 zł 10498 zł

Zanim jednak zaczniemy szczegółowo omawiać poszczególne obiekty, musimy ponownie opowiedzieć coś o warunkach do obserwacji. Opisujemy tutaj ciała niebieskie, które w Polsce nigdy nie znajdują się wysoko nad horyzontem. W zasadzie są to obiekty mgławicowe o najniższej deklinacji, które wciąż jeszcze można polecać do obserwacji w naszym kraju. Wyraźnie niżej już nie ma sensu schodzić. Z opisywanych tutaj obiektów najniżej znajduje się M8, której deklinacja wynosi prawie −25 stopni. Tylko raz zdarzyło nam się opisywać niżej położony obiekt i było to w przypadku gromady kulistej M4.

Deklinacja na poziomie −25 stopni oznacza, że w momencie górowania, w centralnej Polsce, obiekt świeci tylko 13 stopni nad horyzontem. Na południu naszego kraju wartość ta zwiększa się do 15 stopni. To wciąż bardzo mało i oznacza, że musimy zadbać o doskonały widok na południowy skraj nieboskłonu, a jednocześnie tak wybrać miejsce obserwacji, aby w tej części nieba nie było żadnych zanieczyszczeń światłem. Nie bez znaczenia jest też czas obserwacji i nie mówimy tutaj tylko o warunkach geometrycznych. Bardziej chodzi tutaj o stan naszej atmosfery – musi być ona przejrzysta, a to zdarza się najczęściej po przejściu chłodnego frontu atmosferycznego, którego opady oczyszczają dolne warstwy i powodują, że nie ma tam zapylenia i zanieczyszczeń.

Oczywiście, tak jak już to wcześniej sugerowaliśmy, problemy rozwiązują się, gdy, korzystając w wakacji, wybieramy się na południe Europy lub do północnej Afryki. Warunki geometryczne do obserwacji znacznie się wtedy polepszają, ale wciąż warto zadbać o prawidłowy dobór naszego miejsca obserwacji i dobrą adaptację wzroku do ciemności.

Formalnie najlepszym czasem do obserwacji omawianych w tym odcinku obiektów są okolice 20 czerwca, kiedy to górują one w momencie lokalnej północy, znajdując się na sferze niebieskiej dokładnie 180 stopni od Słońca. Tyle, że czas ten pokrywa się z przesileniem letnim, czyli okresem, kiedy noc w Polsce jest najkrótsza i najjaśniejsza, a przez to słabo nadaje się do obserwacji astronomicznych. Dlatego z wypatrywaniem M8, M20, M21 i M23 warto poczekać do przełomu lipca i sierpnia. Wtedy na obserwacje można wyjść wieczorem, a do ich przeprowadzenia zachęcają ciepłe i często pogodne, wakacyjne noce.

Widok na południowy horyzont w drugiej połowie czerwca w okolicach północy oraz w pierwszej połowie sierpnia w godzinach wieczornych.

Tak jak w przypadku M16, M17, M18, M24 i M25, omawiane tu obiekty można umieścić w polu typowej, nocnej lornetki przeglądowej. Dobre modele 7×50 mają najczęściej pole widzenia 7.5 stopnia, lornetki klasy 10×50 mogą pochwalić się polem w okolicach 6.5 stopnia, natomiast wysokiej klasy 8×56 przekraczają często 7 stopni. Poniższa mapka pokazuje północną część konstelacji Strzelca wraz z położeniem M8, M20, M21 i M23. Okrąg oznacza pole widzenia wynoszące 7 stopni, czyli typowe dla wspominanych lornetek 7×50, 10×50 i 8×56. Jak widać, cała czwórka obiektów mieści się tam bez problemów. Oczywiście nic nie stoi na przeszkodzie, żeby użyć większej lornetki lub lunety o mniejszym polu widzenia. Stracimy wtedy możliwość obserwacji wszystkich obiektów na raz, ale zyskamy na zasięgu i dostrzegalności szczegółów.

Północna część konstelacji Strzelca z zaznaczonym położeniem M8, M20, M21 i M23. Okrąg oznacza pole widzenia wynoszące 7 stopni.

Z drugiej strony, w tym przypadku, wcale nie stracimy tak wiele. Nawet lornety klasy 20×80 czy 25×100 potrafią dawać pola widzenia na poziomie 2–3 stopni, a to oznacza, że w tym polu umieścimy jednocześnie M8, M20 i M21, a ich widok przy zbierających duże ilości światła obiektywach o rozmiarach 80–100 mm będzie niezapomniany. Oczywiście nie zobaczymy tam kolorów, tak jak na poniższym zdjęciu, ale kształty i zalążki struktur mgławic już zdecydowanie tak.

Okolice M8, M20 i M21. U dołu widoczna jeszcze gromada kulista NGC 6544. Fot. A. Olech

Wiemy już, kiedy prowadzić obserwacje i jak odnaleźć poszczególne obiekty, czas więc napisać kilka słów o ich naturze. Zaczniemy od M8, czyli Mgławicy Laguna. Obiekt ten znalazł się w katalogu autorstwa Giovanniego Battista Hodierna wydanym w roku 1654. Ten włoski astronom jest dużo mniej znany niż Charles Messier, a był pierwszym, który wpadł na pomysł wydania katalogu obiektów mgławicowych, które mogą być mylone z kometami. Dzieło pt. „De systemate orbis cometici, deque admirandis coeli characteribus” ukazało się w roku 1654 i opisywało wiele znanych i podziwianych dzisiaj obiektów mgławicowych, a pośród nich właśnie M8.

Nie powinno nas dziwić, że Mgławica Laguna została odkryta tak wcześnie, bo to jasny i duży obiekt. Jego całkowitą jasność szacuje się na 6 magnitudo, a rozmiar kątowy na aż 90 na 40 minut łuku, co czyni go kilkukrotnie większym niż tarcza Księżyca. Łatwo go dojrzeć nawet przez małą lornetkę. Jawi się wtedy jako wyraźny owal z jaśniejszym jądrem położonym po prawej stronie. W większych lornetkach zaczniemy dostrzegać zalążki struktury mgławicy.

Rzeczywisty rozmiar M8 to 110 na 50 lat świetlnych i w tym obszarze, oprócz dużych ilości gazu i pyłu, znajdziemy jeszcze liczącą ponad 50 gwiazd gromadę otwartą NGC 6530. Najjaśniejsze gwiazdy należące do tej gromady też dojrzymy przez małą lornetkę, bo ich jasność sięga 7 mag.

Mgławica Laguna to obszar, w którym mamy do czynienia z silną aktywnością gwiazdotwórczą. Znajdziemy tam zapadające się obłoki gazu i pyłu, które są na początku swojej drogi do stania się gwiazdami, tzw. globule Boka, czyli ciemne mgławice, w których wnętrzu też dochodzi o formowania się gwiazd oraz obiekty Herbiga-Haro, czyli wysoko skolimowane dżety częściowo zjonizowanego gazu, poruszającego się z prędkością 100–1000 km/s, wychodzące od młodej gwiazdy, z której się wywodzą.

NGC 6544 sfotografowana przez Teleskop Kosmiczny Hubble’a. Źródło: ESA/NASA

Gdy skupimy się na obserwacjach samej M8, umieszczając ją w polu widzenia większej lornetki klasy 15×70, 20×80 czy 25×100, zobaczymy że tylko jeden stopień na południe od niej znajduje się jeszcze jeden ciekawy obiekt. Mowa tutaj o gromadzie kulistej NGC 6544 o jasności 7.8 mag i rozmiarze kątowym sięgającym jednej minuty łuku. Została ona odkryta 22 maja 1784 roku przez Williama Herschela, który przez swój 18.4-calowy teleskop zwierciadlany dojrzał ją i rozdzielił na poszczególne gwiazdy poprawnie identyfikując jej naturę.

Messier 20 sfotografowana przez kamerę Wide-Field Imager umieszczoną ognisku 2.2-metrowego teleskopu MPG/ESO na La Silla Observatory w Chile. Źródło: ESO

Tylko półtora stopnia na północ od M8 znajduje się kolejny bohater naszego odcinka, czyli Mgławica Trójlistna Koniczyna (M20). Jest to niezwykła kombinacja mgławicy emisyjnej (dolna, czerwona część), mgławicy refleksyjnej (górna i niebieska część), gromady otwartej gwiazd oraz ciemnej mgławicy, której smugi przetykają jaśniejsze części.

Ponownie mamy tutaj do czynienia z obiektem jasnym i dużym powierzchniowo. Rozmiar kątowy M20 to 28 minut łuku, a więc mgławica ta jest tylko minimalnie mniejsza od tarczy Księżyca. Świeci ona z blaskiem 6.3 magnitudo, a to oznacza, że dojrzymy ją przez małą lornetkę przeglądową. Jeśli jednak chcemy widzieć cokolwiek innego niż rozmytą kulkę, musimy użyć większych instrumentów.

Centrum mgławicy M20. Najjaśniejsza gwiazda to HD 164492. Źródło: HST/ESA/NASA

Podobnie jak w przypadku M8, tutaj też mamy do czynienia z intensywnymi procesami gwiazdotwórczymi. Dokładne zdjęcia wykonane przez Teleskop Kosmiczny Hubble’a, a w szczególności podczerwony Spitzer Space Telescope, pozwoliły wyszczególnić wiele młodych gwiazd, a także gwiazd-embrionów, które dopiero zaczynają swoją ewolucję. Najmasywniejszym młodym obiektem jest HD 164492A – gwiazda typu widmowego O, której masę ocenia się na 20 mas Słońca. To obiekt o jasności 7.5 magnitudo, który dojrzymy lornetką w samym centrum Trójlistnej Koniczyny.

Tylko pół stopnia na północny-wschód od M20 znajdziemy kolejny obiekt katalogu Messiera, a mianowicie gromadę otwartą M21. Choć znajduje się ona na niebie tak blisko Trójlistnej Koniczyny, nie jest ona z nią fizycznie związana. To zupełnie niezależny obiekt znajdujący się w odległości prawie 4000 lat świetlnych od nas i składający się z ponad 100 gwiazd o łącznej masie około 700–800 mas Słońca. M21 jest bardzo młodą gromadą, bo jej wiek szacuje się na tylko 6.6 miliona lat.

Gromada otwarta M21 z Digitized Sky Survey 2. Źródło: ESO

Jest ona dość łatwa do dojrzenia nawet przez lornetkę przeglądową, bo jej blask ocenia się na 6.5 magnitudo, a rozmiar kątowy na 14 minut łuku. Nic więc dziwnego, że została dostrzeżona już w czerwcu 1764 roku przez Charlesa Messiera i włączona do jego katalogu obiektów mgławicowych.

W tym samym miesiącu Messier odkrył kolejny, niedaleko położony obiekt, a mianowicie gromadę otwartą M23. Jej całkowita jasność wynosi aż 6.9 magnitudo, ale zajmuje ona większy obszar na sferze niebieskiej niż M21, przez co jest wyraźnie mniej zwarta. Nie zawiera też wyjątkowo jasnych gwiazd, bo najjaśniejsza z nich świeci z blaskiem 9.3 mag. M23 jest też wyraźnie starsza niż M21, bo jej wiek ocenia się na 220–330 milionów lat.

Mgławica Trójlistna Koniczyna (M20) i gromady otwarte M21 i M23 (w prawym-górnym roku). Źródło: ESO/S. Guisard

Obiekty omawiane w tym odcinku leżą bardzo blisko centrum naszej Galaktyki. Formalnie bliżej owego centrum znajdują się jeszcze gromady otwarte M6 i M7. Ta ostatnia to dość efektowny obiekt, którego jasność sięga aż 3.3 magnitudo, ale jednocześnie jego deklinacja wynosi tylko −34.8 stopnia, co oznacza że w Polsce jest obiektem praktycznie nieobserwowalnym. To jednocześnie najbardziej na południe położony obiekt katalogu Messiera. A ponieważ M6 i M7 nie da się praktycznie obserwować z Polski i nie poświęcimy im osobnego odcinka, to właśnie w tym warto coś napisać o centrum naszej Galaktyki, bo bliżej niego już się nie znajdziemy.

Gromada otwarta M7 widziana przez Wide Field Imager umieszczony w ognisku 2.2-metrowego teleskopu MPG/ESO w La Silla Observatory w Chile. Źródło: ESO

Centrum Drogi Mlecznej leży na granicy gwiazdozbiorów Strzelca i Skorpiona, 5.6 stopnia poniżej ekliptyki i około 7 stopni od omawianej tutaj Mgławicy Laguna. Lornetka przeglądowa pozwala więc obserwować jednocześnie M8 i owo centrum. Tyle, że oprócz mrowia gwiazd i ciemniejszych smug pyłu nie zobaczymy tam nic specjalnego. Czy to oznacza, że centrum naszej Galaktyki to też nic specjalnego? Otóż wręcz przeciwnie. Obszar ten jest niezmiernie ciekawy, ale leży aż 26 tysięcy lat świetlnych od nas, a przestrzeń ta nie jest pusta lecz wypełniona ogromnymi połaciami gazu i pyłu, który blokuje światło. To blokowanie i pochłanianie światła przez materię międzygwiazdową astronomowie nazywają ekstynkcją lub poczerwienieniem. Ta druga nazwa związana jest z faktem, że ekstynkcja działa tym efektywniej, z im krótszymi długościami fali mamy do czynienia. Operując w zakresie widzialnym, niebieskie promienie będą pochłaniane wydajniej niż czerwone, w efekcie, po przejściu przez obszar ekstynkcji, światło będzie bardziej czerwone niż na początku.

Oczywiście zależność ekstynkcji od długości fali ma miejsce nie tylko w części widzialnej widma, ale też poza nim. Promieniowanie ultrafioletowe będzie więc pochłaniane wydajniej niż światło widzialne, a światło widzialne wydajniej niż mikrofale i fale radiowe.

Okolice centrum naszej Galaktyki pomiędzy Mgławicą Laguna (lewy-górny róg), a gromadą otwartą M6 (prawy-dolny róg). Źródło: ESO/S. Guisard

Przyczyną mało efektownego wyglądu centrum naszej Galaktyki w świetle widzialnym jest właśnie ekstynkcja międzygwiazdowa, która wynosi tutaj… 25 magnitudo. To ogromna wartość. Przypominamy, że wielkości gwiazdowe to skala logarytmiczna, która oznacza, że ubytek 5 wielkości gwiazdowych równa się stukrotnemu spadkowi jasności. Ubytek 25 magnitudo oznacza, że centrum Galaktyki świeci na naszym niebie 10 miliardów razy słabiej niż gdyby nie było ekstynkcji międzygwiazdowej. Pisząc inaczej, gdyby podobne ilości gazu i pyłu umieścić pomiędzy Ziemią i Słońcem, nasza dzienna gwiazda świeciłaby na naszym niebie z blaskiem porównywalnym do Syriusza, czyli najjaśniejszej gwiazdy nocnego nieba.

Większość bohaterów niniejszego odcinka na zdjęciu z Digitized Sky Survey 2. Źródło: ESO

Obserwacje centrum Drogi Mlecznej w zakresie widzialnym są więc bardzo trudne, nic więc dziwnego, że astronomowie zdecydowali się na użycie mniej pochłanianych przez materię międzygwiazdową fal radiowych. Okazało się, że centrum to jest bardzo silnym radioźródłem – jego pierwsza detekcja pochodzi już z roku 1931, kiedy to zarejestrował je Karl Jansky uznawany za ojca radioastronomii. To od niego pochodzi nazwa tego obiektu, czyli Sagittarius A. Późniejsze, dokładniejsze obserwacje pokazały, że w rzeczywistości mamy do czynienia z kilkoma radioźródłami, z których najjaśniejsze to Sgr A*.

Używając całej sieci radioteleskopów można znacznie zwiększyć czułość obserwacji, a także ich rozdzielczość. Wykorzystanie tej techniki do obserwacji Sgr A* pokazało, że mamy do czynienia z bardzo jasnym obiektem, którego rozmiary nie przekraczają 50 mikrosekund łuku. Przy odległości 26 tysięcy lat świetlnych oznacza to, że jego fizyczny rozmiar nie przekracza 60 milionów kilometrów czyli 40% średniej odległości Ziemi od Słońca.

Zdjęcie Sgr A* wykonane przez Chandra X-Ray Observatory. Źródło: NASA

Niewielki obszar, duża masa i spora jasność sugerowały, że mamy do czynienia z masywną czarną dziurą. Może nie tak masywną jak supermasywne obiekty będące źródłem promieniowania kwazarów i najaktywniejszych galaktyk, w których mówi się o masach na poziomie miliardów mas Słońca, ale na pewno masywniejszą niż jakakolwiek inna czarna dziura w naszej Galaktyce.

Dokładne wyznaczenia masy czarnej dziury znajdującej się w centrum Drogi Mlecznej pojawiły się w pierwszym dwudziestoleciu XXI wieku. Wykorzystano tutaj obserwacje ruchu gwiazd krążących wokół owej czarnej dziury. Gwiazdy te poruszają się na tyle szybko, że jesteśmy w stanie w ciągu kilku lat wyznaczyć ich pełne orbity. Znając rozmiary kątowe orbit oraz odległość do Sgr A* jesteśmy w stanie wyznaczyć rzeczywiste kształty tych orbit. A znając te parametry i okres obiegu, trzecie prawo Keplera pozwala wyznaczyć masę obiektu centralnego.

Przypomnijmy jak wygląda III prawo Keplera:

Znając rozmiar orbity gwiazdy znamy wielką półoś a. Gwiazdy poruszając się blisko tak ogromnej masy jak czarna dziura w centrum naszej Galaktyki, pędzą z ogromnymi prędkościami, więc okrążenie wspólnego środka masy zajmuje im kilka-kilkanaście lat – nie ma więc problemów z wyznaczeniem okresu orbitalnego T. We wzorze występują jeszcze doskonale znane nam stałe G (stała grawitacji) i π. Jedyną niewiadomą jest więc suma mas czarnej dziury M i gwiazdy m. A ponieważ czarna dziura około milion razy masywniejsza niż obiegająca ją gwiazda, suma mas jest tutaj tak naprawdę masą czarnej dziury, bo masa gwiazdy jest zaniedbywalnie mała i wyraźnie mniejsza niż błąd pomiarowy.

W zależności od tego, którą gwiazdę badano (a znamy ich już kilkadziesiąt), otrzymywano różne wartości, ale wszystkie trzymały się przedziału od niespełna 3 do 4 milionów mas Słońca. Podobny wynik uzyskano dokonując statystycznej analizy ruchu kilku tysięcy gwiazd znajdujących się w odległości jednego parseka od Sgr A*.

Orbity poszczególnych gwiazd krążących wokół czarnej dziury znajdującej się w centrum Galaktyki (Eisenhauer i in. 2005, ApJ). Źródło: Wikipedia

Warto tutaj jeszcze wspomnieć o gwieździe S62, która jest rekordzistką pod względem najbliższego przejścia obok masywnej czarnej dziury leżącej w centrum Drogi Mlecznej. Minimalny dystans dzielący oba ciała sięgał tylko 16 jednostek astronomicznych, a więc odległości mniejszej niż średnia odległość Urana od Słońca. W momencie najbliższego spotkania, S62 poruszała się z prędkością aż 7% prędkości światła, co czyni ją najszybszą znaną nam gwiazdą.

Na zakończenie warto nadmienić jeszcze jedną ciekawostkę. Ekliptyka, czyli zrzutowana na sferę niebieską droga Słońca na tle gwiazd, przechodzi dokładnie pomiędzy mgławicami M8 i M20. To oznacza, że raz na niespełna miesiąc, w te rejony nieba zapuszcza się Księżyc, który na dodatek może je zakrywać. Co więcej, od czasu do czasu możemy znaleźć tam też planety i obserwować efektowne koniunkcje jasnych ciał Układu Słonecznego z ciekawymi mgławicami i gromadami otwartymi.

Planeta Saturn (jasny obiekt blisko centrum zdjęcia) wraz z innymi obiektami omawianymi w niniejszym odcinku. Fot. A. Olech

To koniec naszej wycieczki do usianych gwiazdami i obłokami gazu oraz pyłu obszarów pogranicza konstelacji Strzelca i Skorpiona. W następnych odcinkach przejdziemy do innych rejonów naszego nieba, w których znajdziemy wiele, nie mniej ciekawych obiektów.

Sponsorem cyklu „Niebo przez lornetkę” jest firma: