W naszych artykułach z cyklu "Niebo przez lornetkę" wspominaliśmy już o asocjacjach i gromadach otwartych. Przyszedł więc czas na trzeci typ skupisk gwiazdowych, który nazywamy gromadami kulistymi. To co odróżnia je od gromad otwartych to znacznie większa liczba gwiazd (typowo kilkaset tysięcy, ale bywają też obiekty w których jest ich ponad milion) i ich gęste upakowanie, które prowadzi do przyjmowania kształtu sferycznego z koncentracją rosnącą w kierunku centrum.

Trudno mówić o odkryciu pierwszych gromad kulistych, bo dwie najjaśniejsze z nich czyli Omega Centauri oraz 47 Tucanae są bez problemów widoczne gołym okiem. Tyle, że mogą je podziwiać obserwatorzy z półkuli południowej, więc nie wspominają o nich żadne starożytne czy średniowieczne kroniki cywilizacji rozwijających się na półkuli północnej.

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

PROMOCJA SONY - 50% RABATU NA OBIEKTYW!

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

10822 zł 9410 zł

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

15122 zł 13710 zł

Sony A7 IV + 50/1.8 FE

13146 zł 12722 zł

Sony A7 III + 50/1.8 FE

8846 zł 8422 zł

Obiekt:	Messier 13
Inne nazwy:	NGC 6205
Gwiazdozbiór:	Herkules (Her)
Typ:	Gromada kulista
Jasność obserwowana:	5.8 magnitudo
Rozmiar kątowy:	20 minut łuku
Najlepsza widoczność:	wiosna/lato
Zdjęcie:	Robert J. Vanderbei (Wikipedia)

Formalnie więc uważa się, że pierwszym obserwatorem, który rozpoznał gromady kuliste jako osobną klasę obiektów jest niemiecki miłośnik astronomii Abraham Ihle, który w roku 1665 obserwował gromadę M22 (choć wtedy się jeszcze tak nie nazywała). Ówczesne teleskopy były na tyle słabej jakości, że gromady kuliste wyglądały przez nie jak delikatne mgiełki, a nie jak skupiska gwiazd. Dopiero Charles Messier i William Herschel przeprowadzili obserwacje na tyle dokładne, że pozwoliły one na zarejestrowanie gwiazd w zewnętrznych częściach gromad.

Dość szybko okazało się, że gromad jest całkiem sporo i że nasza Galaktyka zawiera ich ponad 150. Co ważne, w przeciwieństwie do gromad otwartych, nie grupują się one blisko dysku galaktycznego zawierającego młode obiekty lecz leżą w halo galaktycznym utworzonym przez obiekty znacznie starsze (tzw. Populacji II). Właśnie wiek gromad kulistych okazał się tym, co szczególnie przyciągnęło uwagę badaczy.

Jądro gromady M13 sfotografowane przez Teleskop Kosmiczny Hubble'a (fot. ESA/NASA).

Znów musimy się tutaj odwołać do poprzednich odcinków, w których omawialiśmy jak wygląda diagram barwa-jasność dla gromad otwartych. Tam było prosto. Dość regularna linia gwiazd przecinająca diagram z lewego-górnego do prawego-dolnego rogu to tzw. ciąg główny czyli gwiazdy na etapie ewolucji podobnym do naszego Słońca czyli syntezujące wodór w swoich jądrach.

Ponieważ ewolucja gwiazdy zależy od jej masy (im większa masa, tym większa temperatura w jądrze i tym większe tempo reakcji termojądrowych), najbardziej masywne gwiazdy znajdujemy tylko w najmłodszych gromadach. W starszych, obiekty te przeszły już do innych etapów ewolucji. Patrząc więc gdzie po lewej stronie urywa się ciąg główny (czyli gdzie jest tzw. punkt odejścia) możemy ocenić wiek gromady. Dla przykładu możemy tutaj powrócić do porównania diagramów barwa-jasność dla dwóch bliskich gromad otwartych czyli Plejad i Hiad. Ta druga, ma punkt odejścia usytuowany znacznie dalej w kierunku niskich temperatur i mniejszych jasności, a więc jest wyraźnie starsza.

Porównanie diagramów barwa-jasność dwóch gromad otwartych: Plejady i Hiady.

Gdy spojrzymy na diagram barwa-jasność dla typowej gromady kulistej, obraz będzie znacznie bardziej skomplikowany. Z ciągu głównego została tylko jego prawa-dolna część. Od punktu odejścia ciągnie się grupa gwiazd, które nazywamy czerwonymi olbrzymami. Grupę tę, w połowie, przecina tzw. gałąź horyzontalna, która ciągnie się dla odmiany w kierunku wyższych temperatur. Asymptotycznie do gałęzi olbrzymów ciągnie się nomen omen gałąź asymptotyczna. A jak spojrzymy uważnie, poniżej ciągu głównego dojrzymy równoległy do niego ale mniej liczny ciąg białych karłów. Jakby tego było mało, przed punktem odejścia, znajdują się błękitni maruderzy - czyli gwiazdy, których nie powinno być.

Diagram barwa-jasność dla jednej z gromad kulistych obserwowanych przez polski zespół CASE. Poszczególne symbole oznaczają: CG - ciąg główny, PO - punkt odejścia, CO - czerwone olbrzymy, BM - błękitni maruderzy, GH - gałąź horyzontalna, GA - gałąź asymptotyczna. Rys. B. Mochejska & J. Kałużny (CAMK PAN).

Warte zwrócenia uwagi jest to, że w przypadku Plejad punkt odejścia znajdował się w okolicach temperatury efektywnej wynoszącej 10000 K. W przypadku starszych Hiad leżał on w okolicach 7500 K. Dla zaprezentowanej powyżej gromady kulistej znajduje się on już w okolicach temperatury 6200 K. Nie ulega więc wątpliwości, że gromada kulista jest znacznie starsza niż Hiady.

Gdy w pierwszej połowie lat 50-tych XX wieku udało się uzyskać pierwsze diagramy barwa-jasność dla gromad kulistych, które sięgały poniżej punktu odejścia, jasne stało się, że mamy do czynienia z zaawansowanymi ewolucyjnie obiektami. Pierwsze oszacowania mówiły o wieku ponad 15 miliardów lat! Bez wątpienia mieliśmy więc do czynienia z jednymi z najstarszych obiektów we Wszechświecie. Co więcej, wiek najstarszych gromad wydawał się większy niż uzyskiwany innymi metodami wiek całego Wszechświata! Lata obserwacji, analiz, modelowania ewolucji gwiazd nie pomagały. Dokładne określenie parametrów gromad kulistych stało się jednym z najważniejszych problemów astrofizyki w drugiej połowie XX wieku.

Dlaczego z problemem tym borykano się przez kilka dziesięcioleci? Przyczyn było kilka. Przede wszystkim gromady kuliste to obiekty dalekie - leżą znacznie dalej niż gromady otwarte. Najbliższa nam gromada kulista to NGC 6937 oddalona o 7200 lat świetlnych. Uzyskanie dobrych obserwacji tak dalekich obiektów, szczególnie w czasach, w których nie było kamer CCD, było bardzo trudne. Po drugie, gwiazdy wchodzące w skład gromad kulistych to stare obiekty Populacji II. Zawartość metali (astronomowie to specyficzny rodzaj naukowców, którzy za metale uważają wszystko co jest cięższe od wodoru i helu) jest w nich od kilkunastu do ponad stu razy mniejsza niż w Słońcu i w okolicznych, dobrze zbadanych gwiazdach. Różny skład chemiczny ma zasadniczy wpływ na kolory i jasności gwiazd, a to stwarza problemy w poprawnej interpretacji położeń obiektów na diagramie barwa-jasność i zrozumieniu ewolucji tego typu gwiazd.

Jeszcze pod sam koniec XX wieku, problemy z konstruowaniem poprawnych modeli i ścieżek ewolucyjnych dla gwiazd małomasywnych powodowały, że wiek wielu gromad szacowano na 13-15 miliardów lat.

W ostatnich latach zarówno obserwatorzy jak i modelarze doszli w końcu do rozsądnych wyników, więc wszyscy odetchnęli z ulgą. Gromady kuliste nie są starsze niż Wszechświat. Obecnie, wiek Wszechświata szacuje się na 13.7 miliarda lat, natomiast wiek najstarszych gromad kulistych należących do naszej Galaktyki ocenia się na 12.5-12.7 miliarda lat. Sprzeczności więc nie ma. Nie ulega jednak wątpliwości, że mamy do czynienia z jednymi z najstarszych obiektów w całym Kosmosie. Patrząc na gromadę kulistą robimy więc pewnego rodzaju wycieczkę i w przeszłość i w przyszłość. W przeszłość, bo mamy do czynienia z naprawdę starymi obiektami, a w przyszłość, bo mówią nam one jak będą wyglądały dalsze etapy życia Słońca i innych gwiazd.

Słońce ma bowiem 5 miliardów lat. Ocenia się, że wodoru w jego jądrze starczy na stabilne spalanie jeszcze przez kolejne 5 miliardów lat. Nasza dzienna gwiazda na etapie ciągu głównego spędzi więc 10 miliardów lat. Gdyby narodziła się ona w gromadzie, której wiek oceniamy na 12 miliardów lat, od 2 miliardów lat nie byłoby jej na ciągu głównym. Gdzie dokładnie by się znalazła i jaki byłby jej dalszy los opowiemy w jednym z kolejnych odcinków. Teraz koniec dygresji i skupiamy się na głównym bohaterze naszego tekstu czyli M13.

W przypadku M13 także trudno mówić o formalnym odkryciu. Mając całkowitą jasność 5.8 magnitudo, w ciemną noc, możemy ją dojrzeć gołym okiem. Trzeba jednak przyznać, że bez żadnego instrumentu optycznego trudno ją odróżnić od zwykłej, słabej gwiazdy. Uznaje się jednak, że pierwszą osobą, która uznała M13 za gromadę był Edmond Halley, który swego odkrycia dokonał w roku 1714. Równo pół wieku później Charles Messier włączył tę gromadę kulistą do swego katalogu i nadał jej numer 13.

M13 składa się z kilkuset tysięcy gwiazd o całkowitej masie ponad pół miliona mas Słońca. Wszystkie te obiekty upakowane są w obszarze o średnicy niespełna 200 lat świetlnych. Gromada znajduje się w odległości 25 tysięcy lat świetlnych od Ziemi. Jej wiek ocenia się na 11.7 miliarda lat.

Jako ciekawostkę można podać, że w roku 1974 największy na świecie radioteleskop, o średnicy czasy wynoszącej 305 metrów i znajdujący się w Arecibo (Puerto Rico), wysłał w kierunku M13 wiadomość zawierającą podstawowe informacje o ludzkiej rasie. Jeśli w M13 rozwija się jakaś cywilizacja, otrzyma ona naszą wiadomość za 25 tysięcy lat. Ewentualna odpowiedź nadejdzie więc w okolicach roku 52000.

Szersze ujęcie pola M13. W lewym-dolnym rogu widać galaktykę NGC 6207. Fot. A. Olech

Na naszym niebie M13 zajmuje obszar o średnicy 23 minut łuku. Biorąc pod uwagę, że tarcza Księżyca ma rozmiar 30 minut, jest to całkiem słuszna wielkość. Jak już wspominaliśmy, gołym okiem M13 da się dojrzeć, ale wtedy wygląda ona jak słaba gwiazda. Gdy użyjemy małej lornetki o średnicy obiektywu 30-50 mm, bez problemów zorientujemy się że nie mamy do czynienia z gwiazdą. W niewielkiej lornetce M13 jawi nam się jako niewielka mgiełka z jasnością wzrastającą w kierunku centrum.

Lornetka Delta Optical 25x100 powinna pozwolić rozdzielić M13 na pojedyncze gwiazdy.

Niestety nawet użycie całkiem sporych lornetek o obiektywach 70-80 mm może nie pozwolić nam rozdzielić pojedynczych gwiazd w M13. Uda nam się to dopiero wtedy, gdy zastosujemy duże lornety klasy 25x100 lub potężne modele o obiektywach 80-150 mm z wymiennymi okularami, które pozwolą na uzyskanie powiększeń w okolicach kilkudziesięciu razy. Dojrzenie pojedynczych gwiazd w M13 jest trudne, bo najjaśniejsza z nich (gwiazda zmienna oznaczona symbolem V11 znajdująca się na samym czubku gałęzi czerwonych olbrzymów) ma średnią jasność wynoszącą 11.95 mag.

Galaktyka NGC 6207 o jasności 11.5 mag, świecąca na sferze niedaleko M13. Fot. HST (ESA/NASA)

Dysponując dużą lornetką, oprócz rozdzielenia gwiazd M13, możemy pokusić się o odnalezienie sąsiadującej z nią na niebie galaktyki NGC 6207. Ma ona blask 11.5 mag i leży tylko 28 minut kątowych na północny-wschód od M13.

Messier 13 to obiekt przełomu wiosny i lata. O północy góruje on w okolicach połowy czerwca. Znajdziemy go wtedy ponad 70 stopni nad południowym horyzontem. Ponieważ, krótkie i jasne czerwcowe noce nie zawsze sprzyjają obserwacjom, o odnalezienie M13 możemy pokusić się trochę wcześniej lub później. Przykładowo, pod koniec kwietnia w górowaniu znajdziemy ja w okolicach godziny 3 nad ranem. Dla odmiany na początku sierpnia dobrym czasem do obserwacji jest wieczór, bo M13 góruje o godzinie 21.

Widok na południowy horyzont w połowie czerwca w okolicach północy.

Gdy w którymś z w.w. okresów spojrzymy na niebo kierując swój wzrok na południe, konstelację Herkulesa, w której świeci M13, znajdziemy na wysokości 40-70 stopni nad horyzontem. Dobrym drogowskazem do niej będzie Wega - jedna z najjaśniejszych gwiazd, która świeci trochę na wschód od Herkulesa.

Po odnalezieniu Herkulesa, musimy zwrócić uwagę na trapez składający się z gwiazd Pi, Eta, Epsilon i Zeta Herkulesa. Wykreślając linię łączącą Etę z Zetą, w 1/3 odległości między nimi, odnajdziemy M13. Teraz nie pozostaje nam nic innego jak skierować na nią naszą lornetkę i cieszyć się widokiem gromady wypełniającym pole widzenia naszego instrumentu. Miłego oglądania!

Sponsorem cyklu „Niebo przez lornetkę” jest firma: