Niebo przez lornetkę - M10, M12 i M14
1. Kuliste trio w sercu Wężownika
W poprzednim odcinku opisywaliśmy gromadę kulistą M5 leżącą w konstelacji Węża. Trochę na wschód od niej znajdziemy ogromny gwiazdozbiór Wężownika, a w jego sercu aż trzy, położone niedaleko siebie gromady kuliste oznaczone symbolami M10, M12 i M14. Nie są one tak jasne i duże jak M5, ale wciąż bez problemów dojrzymy je przez przeglądową lornetkę klasy 50–56 mm, a więc świetnie nadają się na bohaterki kolejnego odcinka naszego cyklu.
 |
|
| Obiekt: | Messier 10, Messier 12, Messier 14 |
| Inne nazwy: | NGC 6254, NGC 6218, NGC 6402 |
| Gwiazdozbiór: | Wężownik (Oph) |
| Typ: | Gromada kulista |
| Jasność obserwowana: | 6.4, 6.7, 7.6 magnitudo |
| Rozmiar kątowy: | 20, 16, 11 minut łuku |
| Najlepsza widoczność: | wiosna/lato |
| Zdjęcie: | Fot. M. Kałużny, Wikipedia |
Na poszukiwania gromad w Wężowniku najlepiej wybrać się wiosną lub latem. Formalnie, najlepsze warunki geometryczne do ich obserwacji występują w drugiej połowie czerwca, kiedy to w okolicach północy górują one na wysokości około 30 stopni nad południowym horyzontem.
Widok na południowy nieboskłon w połowie czerwca około północy. |
W drugiej połowie czerwca noce są jednak jasne, ze względu na płytkie położenie Słońca pod horyzontem. Stąd na obserwacje lepiej wybrać się w maju lub w lipcu. Podobny wygląd nieba co w połowie czerwca o północy zobaczymy na początku maja około godziny 3 nad ranem i pod koniec lipca około godziny 22.
Z trójki opisywanych gromad najłatwiej odnaleźć M10. Po pierwsze, dlatego że jest najjaśniejsza i największa kątowo. Po drugie, dlatego że leży blisko gwiazdy 30 Oph, która ma jasność 4.8 magnitudo i łatwo ją dojrzeć gołym okiem. Wystarczy nakierować naszą lornetkę na tę gwiazdę, aby być już praktycznie w polu M10. Gwiazda 30 Oph leży bowiem niecały stopień od centrum gromady. Tak więc jeśli nawet używamy dużej lornetki, która daje nam pole widzenia tylko 2–3 stopnie, mając w polu 30 Oph, mamy w nim także szukaną gromadę.
 Konstelacja Wężownika z zaznaczonym położeniem gromad kulistych M10, M12 i M14. |
Gdy znajdziemy M10, odnalezienie M12 nie powinno być żadnym problemem, bo centra obu gromad leżą od siebie tylko 3.5 stopnia. Przeglądowa lornetka klasy 7×50 czy 8×56, która ma typowo pole widzenia na poziomie 6.5–7.5 stopnia, pozwoli jednocześnie obserwować 30 Oph, M10 i M12. Patrząc przez taki instrument wyraźnie zobaczymy, że obie gromady różnią się swoim wyglądem od gwiazd ukazując się jako lekko rozmyte mgiełki z koncentracją wzrastającą ku centrum.
Najtrudniej odnaleźć M14. Znajduje się ona prawie dokładnie 10 stopni na wschód od M10. Będąc najsłabszą z całej trójki nie rzuca się łatwo w oczy nawet w lornetce klasy 7×50 czy 8×56. Znacznie łatwiej ją zlokalizować i odróżnić od gwiazd używając większych modeli przeglądowych w stylu 9×63 czy 10×70.
 Gromady kuliste M10 i M12. Fot. M. Kałużny |
Gromada M10 została odkryta przez francuskiego astronoma Charlesa Messiera dnia 29 maja 1764 roku i włączona do jego katalogu obiektów mgławicowych pod numerem 10. Messier opisał ją jako mgławicę bez śladu pojedynczych gwiazd. Dopiero dwadzieścia lat później, William Herschel używając większego teleskopu rozdzielił ją na indywidualne gwiazdy i prawidłowo opisał jako bardzo gęste skupisko gwiazd.
 Centralna część (3.5×3.5 minuty łuku) gromady kulistej M10 sfotografowana przy pomocy Teleskopu Kosmicznego Hubble’a. Źródło: NASA/ESA |
Całkowity rozmiar M10 ocenia się na 20 minut łuku, co oznacza, że obejmuje ona obszar tak duży jak 2/3 tarczy Księżyca. Tak naprawdę gromada jest jednak gęsto upakowana i to co wyróżnia się z tła nieba ma rozmiar około 8–9 minut łuku. W rzeczywistości jej gęste jądro, mocno upakowane gwiazdami, ma rozmiar tylko 35 lat świetlnych. Całkowitą liczbę gwiazd w M10 szacuje się na małe kilkaset tysięcy. Gromada jest oddalona od nas o 14 tysięcy lat świetlnych, a jej wiek szacuje się na 11 miliardów lat.
 Lornetka Delta Optical 25×100 powinna pokazać trójkę gromad z Wężownika w pełnej krasie. |
Obserwując M10 nie sposób nie zauważyć M12. Nic więc dziwnego, że Charles Messier, praktycznie w tym samym czasie co M10, odkrył też M12. Jego opis był prawie taki sam – mamy do czynienia z niewielkim obiektem mgławicowym. Nawet duża lornetka nie pozwoli nam na rozdzielenie jej na pojedyncze gwiazdy. Dokonamy tego bez problemów dopiero przy pomocy teleskopu o średnicy 20–25 cm i przy użyciu powiększenia sporych kilkudziesięciu razy. Wtedy ujrzymy M12 jako gęste skupisko gwiazd obejmujące około 3 minuty łuku otoczone przez rzadsze halo o średnicy około 10 minut. W rzeczywistości M12 zajmuje obszar prawie 80 lat świetlnych i jest oddalona od nas o niespełna 16 tysięcy lat świetlnych. Jej wiek szacuje się na ponad 12 miliardów lat. M12 jest mniej masywna i zawiera mniej gwiazd niż M10. Jej jądro nie jest tak gęsto upakowane jak u większości gromad kulistych i przez pewien czas była nawet uznawana za gęstą gromadę otwartą.
 Centralna część (3.2×3.1 minuty łuku) gromady kulistej M12 sfotografowana przy pomocy Teleskopu Kosmicznego Hubble’a. Źródło: NASA/ESA |
Najmniej efektowna z całej trójki jest gromada M14. Wcale nie dlatego, że jest ona najmniejsza. Wręcz przeciwnie. Jej rzeczywisty rozmiar, masa i liczebność gwiazd są większe niż u M10 i M12. To, że M14 wygląda na naszym niebie dość niepozornie wynika z jej dużej odległości od nas, która jest szacowana na 30 tysięcy lat świetlnych. Leży więc ona ponad dwa razy dalej od Ziemi niż M10 i M12.
 Gromada kulista M14 sfotografowana teleskopem amatorskim. Fot. Hewholooks, Wikipedia. |
Nietrudno zgadnąć, że i ta gromada została odkryta przez Charlesa Messiera i znów była opisywana jako słaby obiekt mgławicowy. Nawet duże lornetki nie pozwolą rozdzielić jej na pojedyncze gwiazdy, bo najjaśniejsze z nich mają blask około 14 magnitudo. Dojrzeć je możemy dopiero przez teleskop klasy 30 cm.
 Zdjęcie gromady kulistej M10 wykonane 1-metrowym teleskopem Swope w Las Campanas Observatory w Chile. Fot. J. Kałużny (CAMK PAN). |
Stali Czytelnicy naszego cyklu już zdążyli się przyzwyczaić do tego, że każdy odcinek to jednocześnie okazja do jakiejś astrofizycznej dygresji. Nie inaczej będzie i tym razem. W tym odcinku powiemy bowiem trochę więcej o ekstynkcji międzygwiazdowej, czyli o tym jak na światło odległych gwiazd wpływa gaz i pył międzygwiazdowy.
 Zdjęcie gromady M12 wykonane 1-metrowym teleskopem Swope w Las Campanas Observatory w Chile. Zdjęcie powstało poprzez złożenie trzech ujęć w filtrach U, B i V. Źródło: J. Kałużny (CAMK PAN). |
Gdy spojrzymy na mapkę zaprezentowaną na samym początku tego tekstu, pokazującą położenie konstelacji Wężownika i omawianych gromad, zobaczymy, że znajdują się one na skraju pasa Drogi Mlecznej. Droga Mleczna to nic innego jak dysk naszej Galaktyki oglądany od wewnątrz. Znajduje się w nim nie tylko dużo gwiazd, które tworzą poświatę Drogi Mlecznej, ale także mnóstwo chmur gazu i pyłu międzygwiazdowego. Materia ta ma wpływ na światło gwiazd i jego część jest pochłaniana, przez co blask gwiazd na naszym niebie jest mniejszy niż byłby gdyby przestrzeń była pusta. W postaci wzorów można napisać to następująco:
V = V0 + AV
I = I0 + AI
Przy czym wzory zostały napisane dla trzech podstawowych filtrów używanych w dzisiejszej astronomii czyli niebieskiego B, zielonego V i podczerwonego I. Wartości z indeksem zero to rzeczywiste jasności, a te bez indeksu to wielkości obserwowane. Wielkość A z odpowiednim indeksem mówi nam, ile z początkowej jasności gwiazdy jest pochłaniane przez materię międzygwiazdową. Nieprzypadkowo wartość ta jest oznaczona inaczej dla każdego z filtrów. Okazuje się, że fotony o różnych energiach inaczej oddziałują z cząstkami gazu i pyłu. Im bardziej energetyczne promieniowanie (czyli im bardziej niebieskie) tym chętniej jest pochłaniane. W efekcie blask gwiazdy jest nie tylko osłabiany ale także obiekt robi się bardziej czerwony. Stąd bardzo powszechnie wpływ materii międzygwiazdowej na światło odległych obiektów jest nazywany poczerwienieniem międzygwiazdowym.
To co napisaliśmy słowami, możemy zapisać w postaci wzorów:
V-I = (V-I)0 + EV-I
Obserwowany kolor gwiazdy (rozumiany jako różnica jasności w dwóch filtrach) to suma jej rzeczywistego koloru i nadwyżki barwy (poczerwienienia). Oczywiście wszystkie powyższe równania implikują:
EV-I = AV – AI
Wszystkie powyższe wielkości są dodatnie, bo – tak jak już napisaliśmy – mocniej pochłaniane jest światło bardziej energetyczne, a to implikuje, że AB > AV > AI.
Jakie to ma praktyczne znaczenie? Powróćmy na chwilę do odcinka poświęconego gromadzie kulistej M13 i przypomnijmy sobie jak wyglądają diagramy barwa-jasność dla gromad kulistych i jak nazywamy widoczne na nich elementy.
Spójrzmy teraz na diagram barwa-jasność uzyskany przy pomocy teleskopu klasy 1-metra i opublikowanego w pracy von Braun i in. (2002).
 Diagram barwa-jasność dla gromady M12 zaprezentowany w pracy von Braun i in. (2002), ApJ, 124, 2067 |
Wszystko wygląda tutaj jak należy. Mamy ładny i wąski ciąg główny z pięknie zarysowanym punktem odejścia, który przechodzi gładko w gałąź podolbrzymów, a dalej w gałąź czerwonych olbrzymów. Widać też prawie równoległą do niej gałąź asymptotyczną oraz po lewej stronie diagramu zaginającą się ku dołowi gałąź horyzontalną.
Teraz spójrzmy na diagram barwa-jasność uzyskany w ten sam sposób ale dla gromady M10.
 Diagram barwa-jasność dla gromady M10 zaprezentowany w pracy von Braun i in. (2002), ApJ, 124, 2067 |
Na pierwszy rzut oka różnice nie są duże, ale gdy się uważnie przyjrzymy zauważymy, że ciąg główny jest znacznie szerszy, a w okolicach punktu odejścia wydaje się nawet rozdwajać. Bardzo poszerzona jest też gałąź czerwonych olbrzymów, która przez to zlewa się prawie zupełnie z gałęzią asymptotyczną. Także gałąź horyzontalna nie wygląda tak ładnie jak w przypadku diagramu dla M12.
Diagramy barwa-jasność dla gromad kulistych (otwartych zresztą też) wyglądają tak ładnie, bo obiekty te zawierają gwiazdy o jednolitym składzie chemicznym i takim samym wieku. Nietypowy wygląd diagramu M10 może być więc wytłumaczony tym, że gromada jest wyjątkowa i zawiera gwiazdy, które narodziły się z dwóch niezależnych chmur gazu i pyłu, różniących się składem chemicznym. Ewentualnie, można domniemywać, że fala narodzin gwiazd w początkowych etapach życia M10 była mocno rozciągnięta w czasie, przez co starsze gwiazdy urodziły się 1–2 miliardy lat wcześniej niż młodsze. Inne możliwe wytłumaczenie to sugestia, że M10 powstała poprzez zlanie się dwóch różnych gromad.
Oczywiście takie scenariusze są możliwe i znamy na naszym niebie gromady, w których mamy różnice w składzie chemicznym poszczególnych członków gromady. W przypadku M10 przyczyna jest jednak bardziej prozaiczna. Napisaliśmy już, że M10 to spory obiekt, który na naszym niebie zajmuje rozmiar około 20 minut łuku. Okazuje się, że pomiędzy nami a gromadą znajduje się duża i mocno niejednorodna chmura gazowo-pyłowa. W efekcie światło gwiazd z jednej części gromady jest pochłaniane i poczerwienione inaczej niż z innych części.
We wspominanej już pracy von Braun i in. (2002) autorzy byli nawet w stanie narysować mapę poczerwienienia międzygwiazdowego dla pola gromady M10. Wygląda ona następująco.
 Mapa poczerwienienia międzygwiazdowego dla pola gromady M10 zaprezentowana w pracy von Braun i in. (2002), ApJ, 124, 2067 |
W najbardziej przysłanianym przez pył miejscu poczerwienienie wynosi aż EV-I=0.15 mag, co oznacza że jasność gwiazdy jest tam osłabiana o prawie 0.5 magnitudo, czyli o czynnik 1.5 raza! Z kolei w innym miejscu materia potrafi prawie w ogóle nie wpływać na blask gwiazd. Taka ekstynkcja różnicowa powoduje, że gwiazdy na obserwowanym diagramie barwa-jasność przesuwają się o różne wektory w zależności od tego, w której części nieba leżą. Stąd diagram dla M10 wygląda nie tak ładnie jak u gromad, dla których problem różnicowego poczerwienienia nie istnieje.
Znając już mapę ekstynkcji, czyli wiedząc jak zmienia się jasność i kolor gwiazdy w każdym miejscu gromady, możemy to uwzględnić i narysować wolny od wpływu materii międzygwiazdowej diagram barwa-jasność dla gromady M10.
 Poprawiony na wpływ ekstynkcji międzygwiazdowej diagram barwa-jasność dla gromady M10 zaprezentowany w pracy von Braun i in. (2002), ApJ, 124, 2067 |
Jak widać, tym razem wygląda on już znacznie ładniej i zdecydowanie bardziej przypomina to, co widzieliśmy u M12. Uwzględnienie wpływu materii międzygwiazdowej na światło gwiazd gromady pozwoliło nam uniknąć snucia mijających się z prawdą hipotez odnośnie różnej historii ewolucyjnej poszczególnych gwiazd w M10 i jednocześnie pozwoliło lepiej oszacować podstawowe parametry tego obiektu takie jak metaliczność, wiek czy odległość.
Ekstynkcja międzygwiazdowa to jeden z ważniejszych tematów współczesnej astrofizyki. Znaczna większość metod wyznaczania odległości we Wszechświecie opiera się o pomiary jasności różnych obiektów. Bez umiejętnego uwzględnienia wpływu materii międzygwiazdowej na ich kolor i jasność poprawne wyznaczenie odległości nie jest możliwe.
Optyczne.pl jest serwisem utrzymującym się dzięki wyświetlaniu reklam. Przychody z reklam pozwalają nam na pokrycie kosztów związanych z utrzymaniem serwerów, opłaceniem osób pracujących w redakcji, a także na zakup sprzętu komputerowego i wyposażenie studio, w którym prowadzimy testy.