Gdy ktoś zapyta mnie o mój ulubiony gwiazdozbiór, będę miał problemy ze wskazaniem wyraźnego faworyta. Łatwiej byłoby mi wymienić dziesięć konstelacji, które uważam za najciekawsze czy najładniejsze. Nie mam przy tym wątpliwości, że wśród tej finałowej dziesiątki znalazłby się gwiazdozbiór Strzały (łac. Sagitta).

Na pierwszy rzut oka nic nie uzasadnia takiego wyboru. Po pierwsze mamy do czynienia z jednym z najmniejszych gwiazdozbiorów. Jego powierzchnia wynosi tylko 80 stopni kwadratowych, co oznacza, że jest na szarym końcu jeśli chodzi o wielkość. Tylko Źrebię i Krzyż Południa są mniejsze. Po drugie, nie ma w nim żadnej jasnej gwiazdy. Najjaśniejszy obiekt to gwiazda Gamma Sge o jasności 3.51 magnitudo. Po trzecie, nie ma w nim żadnego, bardzo efektownego obiektu głębokiego nieba.

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

PROMOCJA SONY - 50% RABATU NA OBIEKTYW!

Sony A7 IV + 24-70/4 FE ZA OSS

15122 zł 13710 zł

Sony A7 III + 50/1.8 FE

8846 zł 8422 zł

Sony A7 III + 24-70/4 ZA FE OSS

10822 zł 9410 zł

Sony A7 IV + 50/1.8 FE

13146 zł 12722 zł

Obiekt:	Strzała
Inne nazwy:	Sagitta (Sge)
Gwiazdozbiór:	Sagitta (Sge)
Typ:	Gwiazdozbiór
Jasność obserwowana:	najjaśniejsza gwiazda 3.5 mag.
Rozmiar kątowy:	80 stopni kwadratowych
Najlepsza widoczność:	lato
Zdjęcie:	Michał Kałużny

Co więc czyni Strzałę godną uwagi? Po pierwsze, położenie. Znajduje się ona prawie w centrum Trójkąta Letniego utworzonego przez jasne gwiazdy wakacyjnego nieba czyli Wegę z Lutni, Deneba z Łabędzia i Altaira z Orła. Po drugie, rejon ten to obszar, przez który przebiega jedna z najbardziej efektownych na półkuli północnej połaci Drogi Mlecznej. Po trzecie, sam kształt gwiazdozbioru, który rzucił się w oczy już starożytnym i średniowiecznym astronomom. W tym przypadku nie mamy wątpliwości, że konstelację Strzały należało nazwać dokładnie tak jak się nazywa. Patrząc na kształty wielu innych gwiazdozbiorów i ich nazwy, często trzeba naprawdę bujnej wyobraźni aby dojrzeć tam to, co widzieli dawni kreślarze map nieba. Ze Strzałą tego problemu nie ma. Po czwarte, kompaktowość głównej części Strzały pozwala umieścić ją w jednym polu widzenia typowej lornetki, a przez to podziwiać ją samą oraz mrowie słabych gwiazd w jej okolicy. Po piąte, choć w Strzale nie ma żadnego efektownego obiektu, nie znaczy to, że nic ciekawego tam nie ma. Znajdziemy tam przecież gromadę kulistą M71, jasną cefeidę czy też jedną z najciekawszych gwiazd kataklizmicznych na naszym niebie. To wszystko w zupełności wystarczy, aby Strzale poświęcić jeden z odcinków naszego cyklu pt. "Niebo przez lornetkę".

Ponieważ w naszych artykułach sporo miejsca poświęcamy obiektom z katalogu Messiera, tym razem też tak będzie, a to za sprawą gromady kulistej M71, którą znajdziemy w połowie drzewca Strzały.

Messier 71 - jedna z najmniej typowych gromad kulistych nie posiadająca zgęszczenia centralnego. Zdjęcie wykonane Teleskopem Kosmicznym Hubble'a (NASA/ESA).

Już powyższe zdjęcie bardzo wyraźnie pokazuje z jak nietypowym obiektem mamy do czynienia. Na pierwszy rzut oka M71 wygląda bowiem na gromadę otwartą, a nie kulistą. Co ciekawe, za taki właśnie obiekt była uważana do lat 70-tych XX wieku. Wraz z rozwojem nowoczesnych technik obserwacyjnych udało się uzyskać lepsze diagramy barwa-jasność gromady, które pokazały że przypominają one bardziej to co obserwujemy u gromad kulistych niż otwartych. Przede wszystkim punkt odejścia od ciągu głównego sugerował, że mamy do czynienia z obiektem o wieku 9-10 miliardów lat. M71 może więc uchodzić za młodzika pośród gromad kulistych, ale na gromadę otwartą jest zdecydowanie za stara. Co więcej, na diagramie barwa-jasność udało się zidentyfikować krótką ale wyraźną gałąź horyzontalną. Jest ona utworzona przez gwiazdy, które stabilnie syntezują hel w węgiel w swoich jądrach i jednocześnie jest ona cechą charakterystyczną dla gromad kulistych.

M71 została odkryta w roku 1746 przez Philippe'a Loys de Chéseaux. W roku 1780 Charles Messier dopisał ją do swojego katalogu obiektów mgławicowych pod numerem 71. Katalog ten był tworzony dla obserwatorów i poszukiwaczy komet, aby nie mylili oni tego typu obiektów z kometami. A że o pomyłkę łatwo, można przekonać się na poniższym zdjęciu, gdzie obok M71 mamy uwiecznioną zielonkawą kometę C/2009 P1 Garradd, która przeleciała przez ten rejon nieba w sierpniu 2011 roku. Jeśli weźmiemy pod uwagę to, że obserwując wizualnie niewielkim instrumentem optycznym nie widzimy kolorów, i kometa i M71 wyglądają bardzo podobnie przypominając małe mgiełki, w których jasność wzrasta w kierunku środka.

Konstelacja Strzały z doskonale widoczną gromadą M71 oraz zielonkawą kometą C/2009 P1 Garradd, która przeleciała przez Strzałę pod koniec sierpnia 2011 roku. Fot. A. Olech

Dopiero użycie większego teleskopu i większego powiększenia pozwala łatwo odróżnić jeden obiekt od drugiego. W takiej sytuacji kometa nadal wygląda jak mgiełka, natomiast gromada zaczyna dzielić się na pojedyncze gwiazdy. Widać to dobrze na poniższym zdjęciu.

Spotkanie gromady kulistej M71 i komety C/2009 P1 Garradd, do którego doszło 26 sierpnia 2011 roku. Fot. M. Kałużny.

Na zakończenie omawiania M71 warto dodać, że znajduje się ona w odległości 12-13 tysięcy lat świetlnych od nas i ma rozmiar 27 lat świetlnych. Na naszym niebie ma więc rozmiar kątowy 7 minut i jasność obserwowaną 8.2 magnitudo. Dla małych lornetek nie jest ona obiektem efektownym. Lornetki klasy 20x80 czy 25x100 pozwalają jednak cieszyć oczy ładnym widokiem gromady pięknie wpasowanym w konstelację Strzały i ogromną liczbę słabych gwiazd Drogi Mlecznej.

Centralna część gwiazdozbioru Strzały. Fot. A. Olech

Gdy już jesteśmy przy konstelacji Strzały nie sposób nie wspomnieć o jednej z najciekawszych gwiazd zmiennych całego nieba, która jest położona właśnie w tym gwiazdozbiorze. Mowa tutaj o obiekcie oznaczonym symbolem WZ Sge, który zalicza się do szerokiej grupy gwiazd kataklizmicznych.

Gwiazdy kataklizmiczne to tak naprawdę ciasne układy podwójne - na tyle ciasne, że zmieściłyby się we wnętrzu naszego Słońca. Głównym (najbardziej masywnym) składnikiem jest tutaj biały karzeł - bardzo gęsty obiekt o masie porównywalnej do naszego Słońca ale o rozmiarach Ziemi. Drugi obiekt to zwykła gwiazda - zniekształcona przez silną grawitację białego karła i okradana przez niego z materii. Materia ta osiada w końcu na powierzchni białego karła, zwiększa swoją gęstość i temperaturę, aż do momentu, w którym osiąga warunki do zapoczątkowania reakcji termojądrowych. Zapłon tych reakcji w materii zdegenerowanej z jaką mamy do czynienia w przypadku białego karła jest bardzo gwałtowny (pisaliśmy o tym w odcinku poświęconym M27). Dochodzi więc do potężnego wybuchu, w którym układ może pojaśnieć nawet milion razy. Astronomowie mówią, że wtedy na naszym niebie pojawia się gwiazda nowa.

Taki był właśnie początek historii gwiazdy WZ Sge. W listopadzie 1913 roku, na fotograficznych płytach przeglądu Harvarda zidentyfikowano nową gwiazdę o jasności 7.0 magnitudo. Uzyskała ona oznaczenie "Nova Sge 1913". Blask gwiazdy stopniowo spadał i po około miesiącu zmniejszył się 1500 razy.

Opisany wcześniej wybuch gwiazdy kataklizmicznej jest nazywany także wybuchem nowej klasycznej. Ponowne zebranie dostatecznej ilości materii na powierzchni białego karła i ponowny wybuch tego typu może nastąpić po kilkudziesięciu-kilkuset tysiącach lat. Astronomowie byli więc bardzo zdziwieni, gdy w roku 1946, w tym samym miejscu na sferze niebieskiej, znów zobaczono obiekt o jasności 7.2 mag. Okres 33 lat dzielący oba wybuchy był zbyt krótki by uznać, że mamy do czynienia z nową klasyczną. Za pojaśnieniami WZ Sge musiał stać inny mechanizm.

Warto w tym miejscu dodać, że w tych latach znano już kilkadziesiąt tego typu obiektów. W znacznej większości z nich pojaśnienia powtarzały się wyraźnie częściej niż u WZ Sge (typowo co kilkadziesiąt-kilkaset dni), a wzrost jasności sięgał co najwyżej 500-1000 razy - był więc o kilka rzędów mniejszy niż u typowych nowych klasycznych. To było właśnie przyczyną nazwania tego typu gwiazd nowymi karłowatymi.

Obserwując nowe karłowate, nie tylko mierzono ich jasność, lecz także badano ich widma. Typowe widmo gwiazdowe składa się z tła, w którym widać wszystkie kolory tęczy od fioletu do czerwieni, i widocznych na jego tle ciemnych i jasnych prążków tzw. linii widmowych. Wytwarzane przez różne pierwiastki linie widmowe są dla astronoma tym, czym dla detektywa linie papilarne: każda "normalna" gwiazda ma ich charakterystyczny zestaw. Dzięki niemu możemy poznać temperaturę, rozmiary i masę gwiazdy. Linie nowych karłowatych układały się jednak w zestawy, których nie można było jednoznacznie zinterpretować. Co więcej, kształt i położenie linii widmowych zmieniały się z upływem czasu!

Zagadkę rozszyfrował na początku lat sześćdziesiątych amerykański astronom Robert Kraft: wszystkie zbadane przez niego nowe karłowate okazały się układami podwójnymi. Układ podwójny to dwie gwiazdy trwale związane siłami grawitacji, które obiegają się nawzajem. Gdy taką parę oglądamy z zewnątrz, każdy z jej składników na zmianę albo się do nas przybliża, albo oddala. Widmo gwiazdy zbliżającej się jest "poniebieszczone" (linie przesuwają się na stronę niebieską), zaś gwiazdy oddalającej się "poczerwienione" (linie przesuwają się na stronę czerwoną). Prawa mechaniki Newtona wymagają, by ruchy gwiazd i związane z nimi zmiany położenia linii widmowych powtarzały się po upływie czasu potrzebnego gwiazdom do dokonania jednego obiegu. Czas ten astronomowie nazywają okresem orbitalnym lub okresem układu. Im mniejsza jest odległość między gwiazdami, tym okres układu jest krótszy. Okresy orbitalne nowych karłowatych okazały się najkrótszymi ze znanych. Szybko obliczono, że cały układ typowej nowej karłowatej bez trudu zmieściłby się we wnętrzu naszego Słońca, które do największych gwiazd przecież nie należy!

Dokładna analiza widm doprowadziła Krafta do jeszcze jednego wniosku. W każdej zbadanej przez niego nowej karłowatej składnikiem głównym (czyli gwiazdą o większej masie) jest biały karzeł - gwiazda o masie porównywalnej ze Słońcem i rozmiarach niewiele większych od Ziemi. Obiekty tego typu są zbudowane z materii tak mocno sprasowanej przez grawitację, że każdy jej centymetr sześcienny waży kilka ton! Drugi składnik pary, czyli tzw. składnik wtórny układu, jest na szczęście zwykłą gwiazdą podobną do Słońca (nieco od niego mniejszą i chłodniejszą).

Mapa centralnej części konstelacji Strzały.

Dalsze dzieje nowych karłowatych są już nierozłącznie związane z astronomami z Warszawy. Polski wątek w historii tych obiektów otwierają prace Wojciecha Krzemińskiego, który na początku lat sześćdziesiątych odbywał praktykę w amerykańskich obserwatoriach Licka i Lowella. Korzystając z nowoczesnych urządzeń, Krzemiński prowadził dokładne pomiary jasności nowych karłowatych "w stanie spoczynku" (tj. w okresie między rozbłyskami, które astronomowie do dziś uparcie nazywają wybuchami). W 1962 roku otrzymał krzywą zmian blasku U Gem, która o nowych karłowatych powiedziała nam więcej niż wszystkie dotychczasowe obserwacje razem wzięte.

Przede wszystkim zmiany jasności powtarzały się niezwykle regularnie, potwierdzając tym samym, iż U Gem jest układem podwójnym. Przez mniej więcej połowę okresu jasność utrzymywała się na niemal stałym poziomie. Przez drugą połowę powoli rosła prawie o 100%, po czym zaczynała równie powoli maleć. Spokojne przygasanie przechodziło w pewnym momencie w bardzo gwałtowny spadek jasności, po którym następował jej równie gwałtowny wzrost i kontynuacja przygasania.

Krzemiński skonstruował model takiego układu, w którym za powolne zmiany jasności był odpowiedzialny nierównomiernie oświetlony składnik wtórny, a za wąskie i głębokie minima zaćmienie białego karła. Składnik wtórny miał też być odpowiedzialny za wybuchy charakterystyczne dla nowej karłowatej.

Koncepcja Krzemińskiego, w której za wybuch nowej karłowatej odpowiedzialny był składnik wtórny, zyskała duże uznanie wśród fachowców. Po kilku latach od jej opracowania okazało się jednak, że... biały karzeł w U Gem w ogóle nie jest zaćmiewany! Tym samym runął jeden z filarów, na których Krzemiński oparł swoje rozumowanie.

Model Krzemińskiego, choć ostatecznie nie zdał egzaminu, okazał się niezwykle użyteczny. Po pierwsze zainteresował astronomów zagadnieniem stabilności gwiazd podobnych do Słońca (wyniki badań są pomyślne możemy spać spokojnie). Po drugie umożliwił zadanie nowym karłowatym właściwie postawionego pytania (uprawianie nauki polega bowiem nie tylko na znajdowaniu właściwych odpowiedzi, lecz także na stawianiu właściwych pytań!). Brzmiało ono: "cóż więc jest w tych układach zaćmiewane, jeśli nie jest to żaden ze składników?". Odpowiedział na nie drugi astronom warszawski, Józef Smak, który na początku lat siedemdziesiątych uzupełnił obraz nowej karłowatej o pewien istotny element.

W obrazie tym materia tracona przez składnik wtórny nie uderza bezpośrednio w białego karła, lecz układa się wokół niego w płaski, świecący własnym światłem dysk (tzw. dysk akrecyjny). Wypływająca z "dzióbka" struga gazu zderza się z zewnętrznym brzegiem owego dysku, a obszar zderzenia widzimy jako jasno świecącą gorącą plamę. To właśnie ona, a nie biały karzeł, jest zaćmiewana przez wtórny składnik układu. Zarówno między wybuchami, jak i podczas nich gorąca plama świeci z jednakowym natężeniem. W czasie wybuchu ze składnikiem wtórnym nie dzieje się nic szczególnego; natomiast bardzo silnie świeci centralna część dysku, w której blasku gorąca plama po prostu tonie (dzięki temu jej zaćmienia stają się niezauważalne). Zwiększają się również rozmiary dysku. Z tego powodu zaraz po wybuchu zaćmienia plamy trwają dłużej niż tuż przed nim.

Artystyczna wizja nowej karłowatej. Rys. A. Czarnecka

Model Smaka pomyślnie przeszedł wszystkie testy obserwacyjne i do dziś nie wprowadzono do niego żadnych poprawek. Zagadka nagłych pojaśnień dysku, które obserwujemy jako wybuchy nowych karłowatych, okazała się jednak na tyle trudna, że na jej rozwiązanie przyszło czekać całe dziesięciolecie. Na początku lat osiemdziesiątych jednocześnie dokonało tego kilku astronomów, wśród których znalazł się również Józef Smak. Okazało się, że odpowiedzialny za wybuchy jest dysk akrecyjny. Tak naprawdę zjawisko to trudno nazwać nawet wybuchem. Gromadząca się w dysku materia z czasem staje się coraz gęstsza i gorętsza. W pewnym momencie osiąga temperaturę kilkudziesięciu tysięcy stopni K, w której wodór przechodzi ze stanu neutralnego do zjonizowanego. To przejście pociąga za sobą zmianę własności materii w dysku i umożliwienie zrzucenia jej na białego karła. Zrzucanie materii w głęboką studnię potencjału grawitacyjnego (jaką tworzy mały ale bardzo masywny biały karzeł) jest bardzo wydajnym procesem produkcji promieniowania (nawet kilkadziesiąt razy wydajniejszym niż reakcje termojądrowe zachodzące we wnętrzu naszego Słońca). Taki zrzut materii powoduje więc gwałtowne pojaśnienie układu, które obserwujemy jako wybuch nowej karłowatej. Po jego zakończeniu dysk jest mało gęsty i chłodny, ale materia ze składnika wtórnego wciąż do niego napływa więc cały proces rozpoczyna się od nowa.

Można zapytać gdzie tutaj miejsce dla WZ Sge? Otóż w latach 60-tych XX wieku Krzemiński uzyskał dokładne krzywe zmian blasku nie tylko U Gem, ale także WZ Sge. Już w przypadku U Gem, gdzie zaćmienia powtarzały się co niespełna 5 godzin, okres ten wydawał się bardzo krótki. Dość płytkie i stosunkowo szerokie minima w krzywej WZ Sge powtarzały się zaś co niespełna ... 82 minuty! To oznaczało, że mamy do czynienia z rekordowo ciasnym układem podwójnym.

Dziś już wiemy co powoduje, że WZ Sge jest wyjątkowa. Okazało się, że jest ona jedną z najstarszych gwiazd kataklizmicznych. Przez miliardy lat ewolucji składnik wtórny tracił swoją materię na rzecz białego karła, aż... przestał być gwiazdą. Kula gazu nazywana jest gwiazdą, gdy w jej centrum zachodzą reakcje termojądrowe. Aby jednak one zachodziły musi panować odpowiednio wysoka temperatura. A ona, dla odmiany, może być wytworzona tylko w obiektach o masie większej niż 0.08 masy Słońca. Składnik wtórny w układzie WZ Sge ma właśnie masę na poziomie 0.07-0.08 masy Słońca i niedawno przestał być gwiazdą. Reakcje termojądrowe przemiany wodoru w hel w nim wygasły i stał się on zdegenerowanym brązowym karłem.

W tak starym układzie, w którym składnik wtórny jest zdegenerowanym i małomasywnym obiektem, przepływ materii do dysku jest bardzo słaby. Dysk więc zwiększa swoją gęstość i temperaturę bardzo powoli - to powoduje, że wybuchy w tego typu obiektach powtarzają się co małe kilkadziesiąt lat, a nie co kilkadziesiąt dni jak u typowych nowych karłowatych.

WZ Sge i obiekty jej podobne okazały się jednymi z najciekawszych gwiazd zmiennych naszego nieba. Co ważne, w ich poznaniu czynny udział mieli polscy astronomowie. Oprócz wspominanych już Krzemińskiego i Smaka, dodać należy prace Bohdana Paczyńskiego, w których pokazał on, że tego typu układy nie mogą mieć okresów orbitalnych krótszych niż 80 minut, bo po osiągnięciu tej wartości i przejściu składnika wtórnego do konfiguracji zdegenerowanej, układ zaczyna ewoluować nie w kierunku krótszych okresów orbitalnych (jak to było dotychczas), ale w kierunku dłuższych. Jeśli chodzi o samą WZ Sge nie można nie wspomnieć o pracy Ewy Bohusz i Andrzeja Udalskiego, którzy obserwując pojaśnienie tej gwiazdy w grudniu 1978 roku odkryli tzw. supergarby, co pozwoliło stwierdzić, że mamy do czynienia nie ze zwykłym wybuchem ale z superwybuchem i WZ Sge należy do grupy gwiazd typu SU UMa. Czym są te gwiazdy, czym są superwybuchy i supergarby opowiemy jednak innym razem.

Na samo zakończenie można dodać, że WZ Sge jest jedną z najjaśniejszych nowych karłowatych naszego nieba. W maksimum blasku jej jasność wynosi 7.0-7.5 mag, co powoduje, że dojrzymy ją przez małą lornetkę. W minimum jej jasność spada do około 15 magnitudo, więc do jej obserwacji potrzebujemy całkiem solidnego teleskopu.

Widok na południową część nieboskłonu w połowie lipca w okolicach północy i pod koniec sierpnia około godziny 22.

Druga połowa lata to świetny czas na obserwacje konstelacji Strzały. Obiekt góruje na wysokości prawie 60 stopni - w połowie sierpnia około godziny 23, w połowie września około godziny 21. Gdy chcemy konstelację Strzały podziwiać jako całość, a także swobodnie przeczesać gęste obszary Drogi Mlecznej w jej okolicy, wybierzmy do obserwacji astronomiczną lornetkę przeglądową o parametrach 7x50 lub 8x56. Instrumenty tego typu zbierają już dostatecznie dużo światła, dają obraz o dużej jasności powierzchniowej, a jednocześnie można nimi prowadzić obserwacje z ręki i cieszyć się polem widzenia na poziomie 7.0-7.5 stopnia. Gdy interesują nas jakieś konkretne obiekty czyli na przykład wsominana gromada M71, zwrócmy uwagę na większe instrumenty w stylu 20x80 czy 25x100.

Lornetka Delta Optical Titatnium 8x56 ED o polu 7.3 stopnia świetnie nadaje się do przeczesywania okolic gwiazdozbioru Strzały.

Sponsorem cyklu „Niebo przez lornetkę” jest firma: