Mówiąc o mgławicach planetarnych od razu trzeba zaznaczyć, że nie mają one nic wspólnego z planetami. Ich nazwę zawdzięczamy Williamowi Herschelowi. W latach 80-tych XVIII wieku wciąż był on pod wrażeniem odkrycia przez siebie Urana, który w jego teleskopie jawił się nie jako punktowa gwiazda lecz jako obiekt o wyraźnej tarczy planetarnej. Uważny obserwator nieba jakim był Herschel szybko zauważył, że na niebie jest więcej obiektów, które wyglądają jak lekko rozmyte tarcze planetarne. W przeciwieństwie do planet nie leżały one jednak tylko na ekliptyce i nie zmieniały swojego położenia na sferze niebieskiej. Dzisiaj wiemy już, że obiekty te nie mają żadnego związku z planetami, ale nazwa nadana im przez Herschela pozostała.

Spoglądając przez współczesne, dużo lepsze teleskopy, łatwo się przekonać, że wielu mgławicom planetarnym do wyglądu tarcz planetarnych naprawdę daleko. Znaczna większość z nich to obiekty składające się z niebieskiej gwiazdy centralnej, która pobudza swym promieniowaniem do świecenia otoczkę, a ta, przechodząc od jednej mgławicy do drugiej może zmieniać się w sposób zasadniczy.

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

PROMOCJA SONY - 50% RABATU NA OBIEKTYW!

Sony A7 IV + 50/1.8 FE

13146 zł 12722 zł

Sony A7 III + 50/1.8 FE

8846 zł 8422 zł

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

15122 zł 13710 zł

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

10822 zł 9410 zł

Obiekt:	Messier 27
Inne nazwy:	NGC 6853, Hantle
Gwiazdozbiór:	Lisek (Vul)
Typ:	Mgławica planetarna
Jasność obserwowana:	7.5 magnitudo
Rozmiar kątowy:	8.0×5.6 minut łuku
Najlepsza widoczność:	lato
Zdjęcie:	ESO, VLT

Omawiając gromadę kulistą M13 zaczęliśmy mówić o ewolucji gwiazd podobnych do Słońca. Chcąc przejść do tematu mgławic planetarnych, musimy o tej ewolucji powiedzieć znacznie więcej.

Słońce jest typową, niewielką gwiazdą – jedną z ponad stu miliardów należących do naszej Drogi Mlecznej. Z jednej strony możemy mówić o szczęściu, że nasza cywilizacja rozwinęła się blisko takiej właśnie gwiazdy – nie za dużej, nie za małej, na tyle spokojnej, aby dać dużo czasu na utworzenie się układu planetarnego i wytworzenie życia na jednej z planet. Z drugiej strony, można się zastanowić co jest przyczyną, a co skutkiem. Gdyby Słońce było inne, nasza cywilizacja mogłaby nie powstać i nie byłoby komu pisać tych słów i ich czytać.

Fakt jest jednak taki, że gwiazdy o masie Słońca przekształcają w reakcjach termojądrowych wodór w hel i jest to proces na tyle spokojny i długotrwały, że zapewnia stabilną konfigurację gwiazdy przez około 10 miliardów lat. Słońce jest w połowie tej drogi, a to oznacza, że wodoru w jego jądrze starczy jeszcze na 5 miliardów lat. Ten etap życia gwiazdy astronomowie nazywają ciągiem głównym.

Jak już zdarzyło się nam wspominać, całe życie gwiazdy to jej ciągła walka z grawitacją. Dopóki w jądrze zachodzą reakcje termojądrowe, kolaps grawitacyjny jest powstrzymywany przez ciśnienie wygenerowanego promieniowania. Co się stanie, gdy reakcji tych zabraknie? Czy gwiazda od razu się zapadnie? Otóż nie. Docelowo, paradoksalnie, znacznie powiększy swoje rozmiary. Ale po kolei…

Mgławica planetarna M27. Zdjęcie powstało przez połączenie w sumie 17.5 godzin ekspozycji wykonanych w filtrach R, G, B, L, H-alfa i OIII. Fot. M. Kałużny

Wodór najpierw wypala się w samym centrum jądra, a potem w jego obszarach zewnętrznych. W samym środku powoli i stopniowo rozbudowuje się jądro helowe, które kurcząc się, gęstnieje i ulega degeneracji. To bardzo ważna cecha. Ciśnienie gazu zdegenerowanego jest w stanie powstrzymywać grawitację, dzięki kwantowomechanicznym własnościom materii, które powodują, iż jądra atomowe i cząstki elementarne, jako wszystkie na raz, nie mogą przyjmować najniższych poziomów energetycznych. Ważną własnością gazu zdegenerowanego jest jego równanie stanu czyli związek opisujący ciśnienie, gęstość i temperaturę. W przypadku zwykłego gazu wszystkie te trzy wielkości są ze sobą związane. Mały wzrost gęstości w jakimś obszarze gwiazdy, pociąga za sobą wzrost temperatury. To zwiększa prędkość cząstek czyli także ciśnienie. Większe ciśnienie powoduje rozprężenie omawianej komórki i spadek temperatury. Wszystko wraca do stanu wyjściowego. W przypadku gazu zdegenerowanego ten mechanizm nie działa, bo w jego przypadku ciśnienie i gęstość gazu nie zależą od temperatury. Ma to poważne konsekwencje i jest przyczyną wielu gwałtownych zjawisk we Wszechświecie. O jednym z nich powiemy za chwilę.

W miarę narastania helowego jądra, reakcje termojądrowe przenoszą się do otoczki jądra, gdzie wodoru nie brakuje, a temperatura jest wciąż na tyle duża, aby zagwarantować zachodzenie tego procesu. Skurczenie się jądra powoduje lekki wzrost temperatury obszarów wewnętrznych, gwiazda, aby zachować odpowiedni gradient temperatury, lekko powiększa swoje rozmiary. Na diagramie H-R gwiazda przesuwa się od ciągu głównego lekko w górę i w lewo – w kierunku większych jasności i większego promienia.

„Wyciskanie” energii z kurczącego się jądra powoduje przekazanie jej otoczce, która nadyma się powodując ciągły wzrost rozmiarów gwiazdy. Duże rozmiary powodują jednak, że temperatura na powierzchni obniża się. Na tym etapie gwiazda, na diagramie H-R, przemieszcza się poziomo w kierunku niższych temperatur i staje się podolbrzymem.

Ewolucja Słońca na diagramie H-R. Zaznaczono linie stałego promienia dla wartości 0.1, 1, 10 i 100 promieni Słońca.

Niska temperatura na powierzchni i duża w jądrze powoduje powstanie ogromnego gradientu temperatury. Przy tak dużym gradiencie transport promienisty nie jest w stanie przenieść całej energii, musi pojawić się więc konwekcja. Na tym etapie jest ona potężna i obejmuje całą otoczkę gwiazdy.

Dalsza ewolucja gwiazdy podobnej do Słońca odbywa się prawie pionowo w górę. Gwiazda składa się wtedy z izotermicznego jądra helowego, otoczki w której pali się wodór i ogromnej, zewnętrznej warstwy konwektywnej. W końcowej fazie tego etapu gwiazda zwiększa swoje rozmiary 100–150 razy, a jej temperatura powierzchniowa spada do okolic 3000 K. Obiekt staje się czerwonym olbrzymem.

Warto uzmysłowić sobie jakie konsekwencje będzie miało to dla naszego układu planetarnego. Za pięć miliardów lat planety Merkury i Wenus znajdą się pod powierzchnią Słońca, a warstwy zewnętrzne naszej dziennej gwiazdy dotrą mniej więcej do orbity Ziemi paląc ją na popiół. Słowa „z prochu powstałeś, w proch się obrócisz” nabierają tutaj dosłownego znaczenia.

Gwiazda o masie podobnej do Słońca jest w stanie w swoim helowym jądrze wytworzyć na tyle dużą temperaturę, że dojdzie do następnych etapów ewolucji. Zdegenerowane jądro helowe jest w stanie osiągnąć masę około 0.4 masy Słońca i to niezależnie od tego, jak wyglądają warstwy zewnętrzne. Tak masywne jądro jest w stanie wytworzyć temperaturę odpowiednią do zapoczątkowanie przemiany helu w węgiel. Proces ten rozpoczyna się jednak bardzo gwałtownie, a to właśnie za sprawą degeneracji materii. Zapoczątkowanie reakcji momentalnie podnosi temperaturę, ta jednak nie ma wpływu na ciśnienie. Wzrost temperatury przyspiesza jednak reakcje termojądrowe i to bardzo gwałtownie. Tempo procesu przemiany helu w węgiel bardzo silnie (jak T do potęgi 40) zależy od temperatury. Lekki wzrost tego ostatniego parametru powoduje gwałtowne przyspieszenie reakcji, wzmożenie ilości wyprodukowanej energii, co pociąga za sobą dalszy wzrost temperatury. Proces ten przebiega lawinowo bez zupełnej reakcji jądra jako całości. Nie może on jednak trwać w nieskończoność. W pewnym momencie temperatura wzrasta do wartości, w której materia przestaje być zdegenerowana. Wtedy zaczyna obowiązywać równanie stanu gazu doskonałego, w którym ciśnienie zależy od temperatury i wraz z jej wzrostem zacznie ono gwałtownie rosnąć. Następuje wtedy gwałtowna ekspansja jądra, jego ochłodzenie, a to pociąga spadek i unormowanie się tempa reakcji termojądrowych. Mniejsze tempo reakcji, to mniej energii, mniejszy gradient temperatury i mniejszy gradient ciśnienia, który nie jest w stanie zrównoważyć grawitacji, a to pociąga za sobą skurczenie się gwiazdy. Całe opisane powyżej zjawisko nosi nazwę błysku helowego.

Ogromne wrażenie robi energia wyzwalana w tym błysku. W ciągu bardzo krótkiej chwili temperatura w jądrze gwiazdy wzrasta dwukrotnie, a wydzielona moc jest porównywalna z mocą promieniowania… całej Galaktyki! Co ciekawe, tylko niewielkie ilości energii z tego błysku są wyświecane, bo większość idzie na zniesienie degeneracji jądra.

Zdjęcie M27 wykonane aparatem Canon EOS 20D z teleobiektywem Sigma 2.8/300 z konwerterem 1.4x. Fot. A. Olech

W tym momencie nasza gwiazda składa się z helowego jądra, w którym zachodzą reakcje przemiany helu w węgiel, otoczki, w której wodór przemieniany jest w hel i konwektywnej warstwy zewnętrznej. Tym samym gwiazda osiąga drugi po ciągu głównym stabilny etap swojej ewolucji i osiada na tzw. gałęzi horyzontalnej.

Gdy w jądrze zaczyna brakować helu, sytuacja się powtarza. W środku gwiazdy powstaje kurczące się izotermiczne jądro węglowe, wokół niego powstaje obszar palenia helu w węgiel, w kolejnej warstwie wodór pali się w hel, a nad tym utrzymuje się pęczniejąca i konwektywna otoczka. Wyciskanie energii z jądra powoduje przekazanie jej do otoczki, szybki wzrost rozmiarów i spadek temperatury. Gwiazda znów powraca do obszaru czerwonych olbrzymów.

To jednak nie koniec powiększania rozmiarów. Spadek temperatury warstw zewnętrznych powoduje, że w coraz większych obszarach wodór zaczyna przechodzić ze stanu zjonizowanego do neutralnego. Proces ten zwany rekombinacją przyczynia się do dodatkowej emisji fotonów, a więc zwiększa jasność gwiazdy. Wzrost jasności, to wzrost gradientu temperatury i jednocześnie wzrost rozmiarów. Nasza gwiazda przechodzi więc do obszaru czerwonych nadolbrzymów i może osiągnąć promień nawet 1000 promieni Słońca. To oznacza, że powierzchnia Słońca dotrze i spali nie tylko Merkurego, Wenus, ale także Ziemię, Marsa i Jowisza, a na dodatek może solidnie pokiereszować Saturna.

Moc promieniowania gwiazdy zależy od jej temperatury i powierzchni. Temperatury czerwonych olbrzymów nie są wysokie, ale powierzchnie za to ogromne. Ogromne są przez to ich moce promieniowania. Nadolbrzym jest w stanie wysyłać w przestrzeń ponad 10 tysięcy razy więcej energii niż nasze Słońce.

Skomplikowany kształt mgławicy planetarnej NGC 2392 (Fot. HST/NASA/ESA)

Rozmiary gwiazdy, z oczywistych względów, nie mogą rosnąć w nieskończoność. Na arenę wkracza bowiem proces, który jest odpowiedzialny za powstanie mgławicy planetarnej. Gdy gwiazda ma rozmiar rzędu kilkuset promieni Słońca, warstwa rekombinacji wodoru (proces ten następuje dla temperatury około 50000 K) znajduje się głęboko pod powierzchnią. Materia jest tam na tyle gęsta, że ilość energii uzyskiwanej z rekombinacji robi się duża i zaczyna być sporym przyczynkiem do całkowitej jasności gwiazdy. Otoczka reaguje na zwiększenie strumienia promieniowania dalszym puchnięciem, a to powoduje jej ochłodzenie i przesunięcie się warstwy rekombinacyjnej głębiej, do obszaru o większej gęstości. To dla odmiany powoduje zwiększenie wydzielania energii. Proces narasta lawinowo i w krótkim czasie prowadzi do zdmuchnięcia otoczki i odsłonięcia gorącego jądra gwiazdy. Na naszym niebie pojawia się mgławica planetarna.

Mgławice planetarne, w kosmicznej skali czasowej, są obiektami bardzo nietrwałymi. Szybko stygnąca i przechodzącą do obszaru białych karłów gwiazda centralna oraz odrzucone warstwy oddalające się z prędkościami kilkudziesięciu km/s powodują, że mgławice zanikają w czasie około kilku–kilkunastu tysięcy lat. To bardzo ważny wniosek. Fakt, że pomimo krótkiego czasu życia na naszym niebie widzimy aż około 1000 mgławic planetarnych oznacza, że jest to zjawisko bardzo powszechne. Obecnie ocenia się, że każda gwiazda o masie od 0.8 do 8 mas Słońca przechodzi etap odrzucenia mgławicy planetarnej.

Bardzo ładny filmik ukazujący ewolucję Słońca na diagramie H-R oraz zmiany jego wyglądu jest zaprezentowany tutaj.

Skomplikowany kształt mgławicy planetarnej NGC 6826 (Fot. HST/NASA/ESA)

Piękno mgławic planetarnych i różnorodność ich kształtów zawdzięczamy nie tylko ostatniemu etapowi, w którym cała otoczka jest ostatecznie odrzucana, ale także silnym wiatrom gwiazdowym i aktywności chromosferycznej, które są bardzo intensywne na etapie czerwonego olbrzyma i nadolbrzyma. Prawie cała materia utracona przez gwiazdę jest teraz jonizowana i pobudzana do świecenia przez silne promieniowanie ultrafioletowe jądra gwiazdy – teraz odsłoniętego i rozgrzanego do temperatury prawie 100000 K. Światło to w piękny sposób pokazuje i uwypukla wszystkie fazy utraty materii pokazując, jak bardzo zmienia się obraz, gdy przechodzimy od jednego obiektu do drugiego.

Mgławica planetarna M27, z racji swojego kształtu zwana także Hantlami, to pierwsza mgławica tego typu, o której wspominają obserwatorzy. Pierwsze zapiski na temat tego obiektu pojawiają się już w roku 1764, kiedy to zauważył ją Charles Messier i dodał do swojego katalogu obiektów mgławicowych pod numerem 27.

M27 widziana w podczerwieni przez Teleskop Kosmiczny Spitzera (Fot. NASA/JPL-Caltech/J. Hora)

M27 jest najjaśniejszą mgławicą planetarną na północnym niebie. Jej blask wynosi 7.5 magnitudo, co oznacza że nie mamy żadnych szans aby dojrzeć ją gołym okiem. Na szczęście, użycie nawet małej lornetki pozwala ją bez problemu zlokalizować i odróżnić od otaczających ją gwiazd.

Lornetka Delta Optical Extreme 15x70 ED świetnie nadaje się do podziwiania M27.

Rozmiar kątowy M27 to 8.0 na 5.6 minut łuku. Nie jest to obiekt duży więc zdecydowanie odradzamy obserwowanie go przez lornetki o niewielkim powiększeniu. Ponieważ mamy do czynienia z obiektem mgławicowym, konieczność uzyskania jednocześnie większego powiększenia i dużej jasności powierzchniowej obrazu pociąga za sobą konieczność użycia dużego obiektywu. Nic więc dziwnego, że M27 najlepiej podziwiać przez lornetki o powiększeniach z zakresu 15–25x i o obiektywie od 70 do 100 mm. W takich instrumentach bez problemów zobaczymy strukturę mgławicy i na własne oczy przekonamy się dlaczego nazwano ją Hantle. Nie liczmy jednak na łatwe dojrzenie gwiazdy centralnej. Jej blask to tylko 13.8 magnitudo, a więc największe lornetkowe „smoki” o obiektywach 120–150 mm nie dadzą tutaj rady.

Fragment otoczki M27 widziany przez Teleskop Kosmiczny Hubble’a (Fot. NASA/ESA/C.R. O’Dell)

Skoro już przy gwieździe centralnej jesteśmy, warto nadmienić iż według grupy astronomów kierowanej przez G. Fritza Benedicta z McDonald Observatory, University of Texas, jest to największy znany nam biały karzeł. Jego rozmiar szacuje się na 0.055 ±0.02 promienia Słońca (czyli 38 tysięcy kilometrów – obiekt niespełna sześć razy większy od Ziemi), a masę na 0.56 ±0.01 masy Słońca.

Najlepszym okresem do obserwacji M27 jest lato. Może nie sam jego początek, kiedy noce są jasne i krótkie, ale już połowa lipca to odpowiedni czas. W tym właśnie momencie geometryczne warunki do obserwacji są najlepsze, bo obiekt góruje w momencie, gdy Słońce schowane jest najniżej pod horyzontem. M27 znajdziemy wtedy prawie 60 stopni nad południowym horyzontem. Świetnym czasem do obserwacji Hantli jest też sierpień. Obiekt przechodzi wtedy na niebo wieczorne, a ciepłe, wciąż wakacyjne i pogodne noce zachęcają do obserwacji. Pod koniec sierpnia M27 będzie górować w okolicach godziny 22 naszego czasu.

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

To nie koniec ciekawostek związanych z M27. Ciekawy jest sam gwiazdozbiór, w którym możemy odnaleźć tę mgławicę. Mowa tutaj o konstelacji Liska (łac. Vulpecula). To mały i niezbyt jasny gwiazdozbiór, wprowadzony do atlasów nieba przez gdańskiego astronoma Jana Heweliusza. Ponieważ leży on w samym środku pasa Drogi Mlecznej i składa się ze słabych gwiazd (najjaśniejsza z nich ma blask tylko 4.4 magnitudo), trudno go bezpośrednio zlokalizować. Leży on jednak w samym środku słynnego Trójkąta Letniego czyli trójkąta utworzonego przez najjaśniejsze gwiazdy letniego nieba: Wegę z Lutni, Deneba z Łabędzia i Altaira z Orła. Tuż pod Liskiem znajduje się charakterystyczny gwiazdozbiór Strzały. Gdy już zlokalizujemy Strzałę, wystarczy skierować naszą lornetkę na grot Strzały czyli gwiazdę Gamma Sge o jasności 3.5 magnitudo i przesunąć się niespełna 4 stopnie w górę. M27 powinna wtedy znaleźć się w centrum naszego pola widzenia.

Droga Mleczna w centrum Trójkąta Letniego. W lewym-górnym rogu zielono-niebieski obiekt to M27. W prawym górnym rogu "Wieszaczek". Trochę powyżej środka znajduje się Strzała, a na dole, najjaśniejsza gwiazda to Altair z konstelacji Orła. Fot. M. Kałużny.

Mapa nieba okolic mgławicy planetarnej M27.

Sponsorem cyklu „Niebo przez lornetkę” jest firma: