Astrofotografia – PekDar – Inżynieria Astrofotografii

Mgławica Rozeta NGC 2237 – Caldwell 49

PekDar — Sun, 15 Jun 2025 14:00:47 +0000

Słowem wstępu

W niniejszym artykule, w jednym miejscu zebrałem najciekawsze informacje dotyczące całej mgławicy oraz jej wybranych obszarów. Informacje zawarte w niniejszej treści stanowią własne opracowanie na podstawie zebranych danych.

O samej mgławicy
Mgławica Rozeta (znana również jako Caldwell 49 ) to obszar H II (zjonizowany wodór) położony w pobliżu jednego końca gigantycznego obłoku molekularnego w Jednorożcu – region Drogi Mlecznej.

Rosette Nebula – NGC 2237 – Caldwell 49

Zauważono, że mgławica ma kształt przypominający ludzką czaszkę i jest czasami nazywana „Mgławicą Czaszki”. Nie należy jej mylić z obiektem oznaczonym jako NGC 246 , który również jest nazywany „Mgławicą Czaszki”.

Mgławica Rozeta NGC 2237 – Lokalizacja

Firmament – Współrzędne dla pozycji odniesienia mgławicy (Equatorial (J2000)):

RA, Dec: 06h30m54.6143s, +05d02m57.008s
RA, Dec [Deg]: 97.727560, 5.049169

Rosette Nebula – KStars – lokalizacja

Kompleks mgławicowy posiada następujące oznaczenia Nowego Katalogu Generalnego (NGC):

NGC 2237 – Część obszaru mgławicowego (stosowane również do określenia całej mgławicy)
NGC 2238 – Część mgławicowego regionu
NGC 2239 – Część mgławicowego regionu (Odkryta przez Johna Herschela)
NGC 2244 – Gromada otwarta wewnątrz mgławicy (Odkryte przez Johna Flamsteeda w 1690 r.)
NGC 2246 – Część mgławicowego regionu

Gromada i mgławica znajdują się w odległości 5000 lat świetlnych od Ziemi i mierzą około 130 lat świetlnych średnicy. Promieniowanie z młodych gwiazd pobudza atomy wodoru w mgławicy, powodując, że same emitują promieniowanie, tworząc mgławicę emisyjną, którą widzimy. Masę mgławicy szacuje się na około 10 000 mas Słońca.

Badanie mgławicy za pomocą Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra ujawniło obecność licznych nowo narodzonych gwiazd wewnątrz optycznej Mgławicy Rozeta i usianych gęstym obłokiem molekularnym. Łącznie w tym kompleksie gwiazdotwórczym znajduje się około 2500 młodych gwiazd, w tym masywne gwiazdy typu O HD 46223 i HD 46150, które są w głównej mierze odpowiedzialne za rozdmuchiwanie zjonizowanego pęcherzyka wodoru. Większość trwającej aktywności gwiazdotwórczej ma miejsce w gęstym obłoku molekularnym, na południowy wschód od bańki.

Widać także rozproszone promieniowanie rentgenowskie widoczne między gwiazdami w bańce. Przyczyną jest bardzo gorąca plazma o temperaturze od 1 do 10 milionów K. Jest to temperatura znacznie wyższa niż temperatura plazmy o temperaturze 10 000 K obserwowanej w obszarach H II i prawdopodobnie jest to spowodowane wiatrami rozgrzanymi przez szok elektryczny masywnych gwiazd typu O.

Region NGC 2237 – Część Mgławicy Rozeta

NGC 2237 jest częścią Mgławicy Rozeta, dużego regionu H II znajdującego się w gwiazdozbiorze Jednorożca (Monoceros). Jest jednym z kilku skatalogowanych obszarów mgławicy, obok NGC 2238, NGC 2239 i NGC 2246.

Główne cechy NGC 2237

Typ: Mgławica emisyjna (część Mgławicy Rozeta).
Odległość: Około 5 000–5 200 lat świetlnych od Ziemi.
Rozmiar: Cała Mgławica Rozeta ma średnicę około 130 lat świetlnych.
Struktura: Zawiera zjonizowany gaz wodorowy, który świeci pod wpływem promieniowania pobliskich młodych gwiazd.

Poniżej wyeksponowany cały obszar obejmujący regiony:

NGC2237
NGC2238
NGC2239
NGC2246

Regiony: NGC2237 NGC2238 NGC2239 NGC2246

Rola mgławicy w procesie formowania gwiazd

NGC 2237 jest częścią regionu formowania gwiazd, gdzie nowe gwiazdy rodzą się z zapadających się obłoków gazu i pyłu. Gromada otwarta NGC 2244, znajdująca się w centrum Mgławicy Rozeta, zawiera młode, masywne gwiazdy, które emitują silne promieniowanie i wiatry gwiazdowe, kształtując otaczającą mgławicę.

Obserwacje i znaczenie naukowe

Badania rentgenowskie (np. przy użyciu Chandra X-ray Observatory) ujawniły liczne młode gwiazdy osadzone w mgławicy.
Obserwacje w podczerwieni pomagają wykryć ukryte protogwiazdy, które wciąż formują się w gęstych obłokach molekularnych.
Szacuje się, że mgławica ma masę około 10 000 mas Słońca, co czyni ją ważnym obiektem do badań nad ewolucją gwiazd i dynamiką mgławic.

Region NGC 2238

NGC 2238 to część Mgławicy Rozeta, która jest regionem H II znajdującym się w gwiazdozbiorze Jednorożca. Jest to obszar intensywnej aktywności gwiazdotwórczej, gdzie młode gwiazdy emitują promieniowanie jonizujące, pobudzając atomy w mgławicy do świecenia.

W porównaniu do innych regionów H II, takich jak Mgławica Oriona (M42) czy Mgławica Laguna (M8), region NGC 2238 jest mniej intensywnie badany, ale nadal stanowi interesujący obszar formowania się gwiazd. Pod względem jasności, NGC 2238 ma wielkość gwiazdową około 6, co oznacza, że jest widoczna przez małe teleskopy i lornetki. Jeśli chodzi o rozmiar, NGC 2238 jest częścią większego kompleksu Mgławicy Rozeta, który ma średnicę około 130 lat świetlnych.

NGC 2238 to część Mgławicy Rozeta, która jest jednym z najbardziej fascynujących regionów gwiazdotwórczych w naszej galaktyce.

Formacja gwiazd w NGC 2238
Wewnątrz Mgławicy Rozeta, w tym w NGC 2238, znajdują się młode, gorące gwiazdy, które powstały z materii mgławicy około 4 miliony lat temu. Te gwiazdy emitują intensywne promieniowanie ultrafioletowe, które jonizuje gaz mgławicy, powodując jej świecenie.
Dodatkowo, wiatry gwiazdowe generowane przez te młode gwiazdy wydmuchały centralną część mgławicy, tworząc charakterystyczną pustkę otoczoną warstwami gazu i pyłu. To zjawisko jest typowe dla regionów H II, gdzie masywne gwiazdy wpływają na kształtowanie się otaczającej materii.

Struktura i obserwacje
NGC 2238, podobnie jak inne części Mgławicy Rozeta, jest mgławicą emisyjną, co oznacza, że jej gaz świeci dzięki jonizacji przez pobliskie gwiazdy.

Metody obserwacji NGC 2238

1. Obserwacje wizualne

Lornetki: Już niewielka lornetka o obiektywach 50 mm pozwala dostrzec fragmenty mgławicy w ciemnym niebie
Teleskopy: Do obserwacji większych struktur mgławicy zaleca się małe powiększenia (20–50x) oraz szerokokątne okulary
Filtry: Filtry UHC lub OIII pomagają wyodrębnić struktury mgławicy i zwiększyć kontrast

2. Fotografia astronomiczna

Kamery CCD: Wykorzystywane do rejestrowania mgławicy w różnych zakresach światła, w tym w H-alfa, co pozwala na uchwycenie szczegółów struktury gazowej.
Długie ekspozycje: Mgławica jest stosunkowo słaba, więc wymaga długich czasów naświetlania i odpowiedniego prowadzenia teleskopu.
Filtry wąskopasmowe: Filtry H-alfa i SII pozwalają na uchwycenie mgławicy w specyficznych długościach fali, co poprawia jakość zdjęć.

3. Obserwacje w podczerwieni

Teleskopy kosmiczne: Obserwacje w podczerwieni, np. za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzer, pozwalają na badanie struktur ukrytych w pyłach mgławicy.
Noktowizory: Niektóre mgławice, w tym NGC 2238, można obserwować przy użyciu noktowizorów z filtrami H-alfa.

Region NGC 2239

NGC 2239 jest widoczna z obu półkul w określonych porach roku i ma jasność wizualną około 4.8 magnitudo, co oznacza, że jest ledwo dostrzegalna gołym okiem, ale łatwo widoczna przez lornetkę.
Znajduje się w odległości około 5 000 lat świetlnych od Ziemi i ma średnicę około 130 lat świetlnych.
To fascynujący obszar kosmosu, który jest aktywnym miejscem narodzin gwiazd!

Współrzędne obiektu – J2000
Right Ascension: 06h 31m 55s
Declination: +04° 56’ 34”

Region NGC 2246

Jest to region H II, czyli obszar, w którym intensywne promieniowanie młodych gwiazd jonizuje gaz, powodując jego świecenie. NGC 2246, znajduje się około 5 000 lat świetlnych od Ziemi i ma średnicę około 130 lat świetlnych. W jego wnętrzu znajduje się około 2 500 młodych gwiazd, w tym masywne gwiazdy typu O, które są odpowiedzialne za tworzenie bąbla jonizowanego gazu.

Regiony H II powstają w miejscach narodzin gwiazd, gdzie intensywne promieniowanie młodych, gorących gwiazd typu O i B powoduje jonizację otaczającego gazu.

Region H II w kontekście NGC 2246

NGC 2246 jest częścią Mgławicy Rozeta, która sama stanowi klasyczny przykład regionu H II. Młode, masywne gwiazdy w gromadzie NGC 2244 emitują potężne strumienie promieniowania ultrafioletowego, które jonizują wodór wokół nich. Proces ten prowadzi do powstania świecącego gazu, który sprawia, że mgławica jest widoczna w optycznym zakresie światła.

W regionach H II dochodzi również do procesów, które wpływają na dalsze powstawanie gwiazd. Silne wiatry gwiazdowe i ciśnienie promieniowania mogą sprężać gaz i pył, prowadząc do zapadania się obłoków i tworzenia nowych gwiazd. W przypadku Mgławicy Rozeta, która jest częścią olbrzymiego obłoku molekularnego, obserwuje się liczne tego typu procesy.

Regiony H II odgrywają kluczową rolę w ewolucji galaktyk, ponieważ regulują powstawanie nowych gwiazd i wpływają na rozkład gazu w przestrzeni. Dzięki badaniom takich obszarów, astronomowie mogą lepiej zrozumieć mechanizmy prowadzące do formowania się gwiazd i struktur w galaktykach.

Konkretne procesy tworzenia gwiazd w regionie H II, takie jak Mgławica Rozeta (w której skład wchodzi NGC 2246), obejmują:

1. Grawitacyjne zapadanie się obłoków molekularnych:

Prekursorem regionu H II jest olbrzymi obłok molekularny (GMC), składający się głównie z zimnego (10-20 K) wodoru molekularnego (H2)
W tych obłokach istnieją naturalne fluktuacje gęstości. Kiedy gęstość w pewnych obszarach staje się wystarczająco wysoka, a ciśnienie zewnętrzne nie jest w stanie przeciwdziałać sile grawitacji, fragmenty obłoku zaczynają się zapadać pod własnym ciężarem
Ten proces zapadania prowadzi do formowania się gęstych jąder, które są prekursorami protogwiazd

2. Indukowane formowanie gwiazd (Triggered Star Formation)

Wpływ masywnych, młodych gwiazd: W centralnej części Mgławicy Rozeta znajduje się młoda gromada otwarta NGC 2244, która zawiera wiele masywnych gwiazd typu O i B. Te gwiazdy są niezwykle gorące i emitują silne promieniowanie ultrafioletowe (UV) oraz potężne wiatry gwiazdowe.
Fronty jonizacyjne i fale uderzeniowe: Promieniowanie UV z tych gwiazd jonizuje otaczający gaz, tworząc gorący (ok. 10 000 K) zjonizowany obszar H II. Gorący gaz rozszerza się gwałtownie, tworząc front jonizacyjny i fale uderzeniowe, które rozchodzą się w chłodniejszym, gęstszym gazie molekularnym na obrzeżach obszaru H II
Kompresja i kolaps: Te fale uderzeniowe i ciśnienie promieniowania działają jak „spust” (trigger), ściskając i kompresując gęste regiony w otaczającym obłoku molekularnym. Zwiększona gęstość i ciśnienie w tych skompresowanych obszarach powoduje ich dalsze grawitacyjne zapadanie się, prowadząc do formowania się nowych protogwiazd
„Słonie trąby„ i globule Boka: Charakterystyczne dla regionów H II są ciemne, gęste struktury gazu i pyłu, często nazywane „słoniami trąbami” lub globulami Boka. Są to obszary, które są bardziej odporne na fotoewaporację (rozpraszanie przez promieniowanie UV) i w których nadal zachodzi intensywne formowanie się gwiazd. Promieniowanie z pobliskich gwiazd może nawet pomagać w kompresji materii w tych globulach, przyspieszając kolaps grawitacyjny.
Sekwencyjne formowanie gwiazd: Proces ten często przebiega sekwencyjnie. Nowo powstałe masywne gwiazdy w skompresowanych obszarach same zaczynają jonizować i ściskać otaczający gaz, prowadząc do kolejnych fal formowania gwiazd, rozprzestrzeniających się na zewnątrz od pierwotnego centrum

3. Procesy wewnętrzne w zapadających się rdzeniach (Formowanie Protogwiazd)

Fragmentacja obłoku: Zapadający się obłok molekularny fragmentuje się na mniejsze, gęste rdzenie
Akrecja: Materia z tych rdzeni nadal opada na centralne zagęszczenie, tworząc protogwiazdę. Protogwiazda świeci głównie w podczerwieni, ponieważ jest otoczona gęstym „kokonem” gazu i pyłu
Dyski protoplanetarne i dżety: Wokół protogwiazd często tworzą się dyski protoplanetarne, z których mogą powstawać planety. Z biegunów protogwiazd często emitowane są silne dżety, które usuwają nadmiar momentu pędu i wpływają na otaczające środowisko
Rozpoczęcie fuzji termojądrowej: Kiedy protogwiazda zgromadzi wystarczającą masę i jej jądro osiągnie odpowiednią temperaturę i ciśnienie, rozpoczynają się reakcje fuzji termojądrowej wodoru w hel. W tym momencie gwiazda staje się gwiazdą ciągu głównego

W przypadku NGC 2246, jako części Mgławicy Rozeta, te procesy są aktywnie obserwowane. Zapadające się ciemne globule, obszary intensywnej emisji rentgenowskiej od nowo narodzonych gwiazd (wykryte przez Chandra X-ray Observatory) oraz obecność młodych gromad gwiazdowych (jak NGC 2244) świadczą o dynamicznym i ciągłym procesie formowania się gwiazd, często wyzwalanym przez promieniowanie i wiatry masywnych gwiazd już istniejących w tym regionie.

Klaster Gwiazd NGC 2244 (Caldwell 50)

Gromada Otwarta w Mgławicy Rozeta, jest ściśle związana z samą mgławicą (jej centrum), znana również jako Gromada Satelitarna lub Caldwell 50, jest to młoda gromada otwarta w gwiazdozbiorze Jednorożca (Monoceros).

Gwiazdy NGC 2244 powstały z materii Mgławicy Rozeta w ciągu ostatnich kilku milionów lat.
Ich promieniowanie ultrafioletowe jonizuje otaczający gaz wodorowy, powodując świecenie mgławicy.
Gromada jest odpowiedzialna za centralną wnękę w Mgławicy Rozeta, utworzoną przez wiatry gwiazdowe, które wypychają gaz i pył na zewnątrz gromady.

Region: NGC2244

Kluczowe cechy gromady

Odległość: Około 5 200 lat świetlnych od Ziemi.
Wiek: Mniej niż 5 milionów lat.
Rozmiar: Gromada ma promień około 18 lat świetlnych.
Jasność: Ma pozorną wielkość gwiazdową 4,8, co czyni ją widoczną przez lornetkę.

Najważniejsze Gwiazdy

HD 46223: Masywna, bardzo gorąca gwiazda typu O4V, około 400 000 razy jaśniejsza od Słońca i 50 razy masywniejsza. Jest jedną z najbardziej energetycznych gwiazd w tym regionie. Temp. Powierzchni: Około 40 000 K (Kelwinów).
HD 46150: Gwiazda typu O5V, o jasności 450 000 razy większej niż Słońce i masie do 60 razy większej.

Gwiazdy te emitują intensywne promieniowanie i wiatry gwiazdowe, które kształtują otaczającą mgławicę.

Gwiazdy: HD46223, HD46150

Znaczenie klastra NGC 2244 w astronomii

NGC 2244 ma duże znaczenie w astronomii ze względu na swoją rolę w procesach formowania gwiazd oraz interakcję z otaczającą Mgławicą Rozeta. Oto dlaczego astronomowie badają tę gromadę:

Młode, masywne gwiazdy – NGC 2244 zawiera gorące, masywne gwiazdy typu O, które należą do najbardziej jasnych i energetycznych gwiazd we Wszechświecie. Emitują one intensywne promieniowanie ultrafioletowe, które jonizuje otaczający gaz wodorowy, powodując świecenie Mgławicy Rozeta
Wpływ gwiazd na otoczenie – Silne wiatry gwiazdowe pochodzące z gwiazd NGC 2244 wypychają gaz i pył, tworząc centralną wnękę w Mgławicy Rozeta. Proces ten pomaga astronomom zrozumieć, w jaki sposób masywne gwiazdy kształtują swoje otoczenie i wpływają na przyszłe formowanie gwiazd.
Badania nad formowaniem gwiazd – NGC 2244 jest stosunkowo młodą gromadą (ma mniej niż 5 milionów lat), co czyni ją doskonałym obiektem do badania wczesnych etapów ewolucji gwiazd. Obserwacje tej gromady pomagają naukowcom lepiej zrozumieć, jak powstają, ewoluują i oddziałują gwiazdy.
Obserwacje w promieniowaniu rentgenowskim i podczerwonym – Astronomowie wykorzystują teleskopy, takie jak Chandra X-ray Observatory i Spitzer Space Telescope, aby badać gromadę w zakresie promieniowania rentgenowskiego i podczerwonego. Te obserwacje pozwalają odkryć ukryte młode gwiazdy, które wciąż są otoczone gazem i pyłem, dostarczając cennych informacji o narodzinach gwiazd.
Okno na ewolucję galaktyk – Ponieważ NGC 2244 jest częścią większego regionu H II (jonizowanego obłoku wodoru), jej badania pomagają astronomom zrozumieć, w jaki sposób podobne mgławice przyczyniają się do wzbogacania chemicznego i ewolucji galaktyk.

Jak astronomowie obserwują NGC 2244 za pomocą różnych teleskopów?

Astronomowie badają NGC 2244 i Mgławicę Rozeta przy użyciu różnych teleskopów, które obserwują różne zakresy promieniowania elektromagnetycznego. Każdy typ obserwacji dostarcza unikalnych informacji o strukturze, składzie i procesach zachodzących w gromadzie oraz otaczającej mgławicy.

1. Obserwacje w świetle widzialnym – Teleskopy optyczne, takie jak Hubble Space Telescope (HST) oraz naziemne teleskopy, rejestrują światło widzialne emitowane przez gwiazdy i zjonizowany gaz mgławicy. Pozwalają na szczegółowe badania struktury gromady, rozmieszczenia gwiazd oraz ich jasności.

Przykłady teleskopów:
Hubble Space Telescope (HST)
Very Large Telescope (VLT) – ESO
Keck Observatory

2. Obserwacje w podczerwieni – Teleskopy podczerwone, takie jak Spitzer Space Telescope i James Webb Space Telescope (JWST), pozwalają na obserwację młodych gwiazd ukrytych w gazie i pyłach.
Podczerwień przechodzi przez obłoki pyłu, ujawniając procesy formowania nowych gwiazd.

Przykłady teleskopów:
Spitzer Space Telescope (NASA)
James Webb Space Telescope (JWST)
Infrared Astronomical Satellite (IRAS)

3. Obserwacje w promieniowaniu rentgenowskim – Chandra X-ray Observatory bada wysokoenergetyczne promieniowanie rentgenowskie emitowane przez gorące, młode gwiazdy w NGC 2244.
Pomaga w identyfikacji gwiazd neutronowych, czarnych dziur oraz procesów związanych z silnymi wiatrami gwiazdowymi.

Przykłady teleskopów:
Chandra X-ray Observatory (NASA)
XMM-Newton (ESA)

4. Obserwacje radiowe – Radioteleskopy, takie jak ALMA i VLA, badają chłodne obłoki gazu i pyłu, które mogą być miejscem narodzin nowych gwiazd.

Przykłady teleskopów:
Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA)
Very Large Array (VLA)
Green Bank Telescope (GBT)

Dlaczego używa się różnych teleskopów?
Każdy zakres promieniowania elektromagnetycznego dostarcza unikalnych informacji o NGC 2244 i Mgławicy Rozeta:

Światło widzialne → Struktura mgławicy i rozmieszczenie gwiazd.
Podczerwień → Ukryte młode gwiazdy i procesy formowania.
Rentgen → Gorące, masywne gwiazdy i ich wpływ na otoczenie.
Radio → Chłodne obłoki gazu i pyłu, z których powstają nowe gwiazdy.

Pomagają w analizie składu chemicznego mgławicy oraz dynamiki gazu.

Podsumowanie

Mgławica Rozeta dostarcza cennych informacji o procesach ewolucji gwiazd i wpływie masywnych gwiazd na swoje otoczenie, co czyni ją jednym z najważniejszych obiektów badań w astrofizyce.

Bibliografia:
https://en.wikipedia.org/wiki/Rosette_Nebula
https://www.nasa.gov/image-article/rosette-nebula/
http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=NGC+2237
https://theskylive.com/sky/deepsky/ngc2239-object
https://theskylive.com/sky/deepsky/ngc2246-rosette-b-object

http://cdsportal.u-strasbg.fr/?target=NGC%202238%20
http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=NGC%202238
http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=NGC+2237
https://ned.ipac.caltech.edu/cgi-bin/objsearch?extend=no&hconst=73&omegam=0.27&omegav=0.73&corr_z=1&out_csys=Equatorial&out_equinox=J2000.0&obj_sort=RA+or+Longitude&of=pre_text&zv_breaker=30000.0&list_limit=5&img_stamp=YES&objname=NGC%202238
https://pl.wikipedia.org/wiki/NGC_246

PGC 13696 (UGC 2838) – Galaktyka w tle Plejad. Test zasięgu i optyki

PekDar — Sat, 21 Jan 2023 15:06:30 +0000

PGC 13696 (UGC 2838)

Podczas fotografowania gromady M45 (Plejady), większość uwagi skupia się na jasnych, błękitnych gwiazdach i otaczającej je mgławicy refleksyjnej. Jednak dla astrofotografa-inżyniera, prawdziwym wyzwaniem jest to, co leży w głębi. Tuż obok gwiazdy Electra znajduje się obiekt, który jest doskonałym testem sprawności zestawu optycznego i przejrzystości nieba – galaktyka spiralna PGC 13696, katalogowana również jako UGC 2838.

Dane techniczne i Rzeczywistość

Jasność tej galaktyki wynosi około 17 magnitudo (B). Jest to obiekt poza zasięgiem wizualnym większości amatorskich teleskopów (nawet 10-12 cali pod przeciętnym niebem).

Typ: Galaktyka spiralna (Sc)
Odległość: ~315-330 milionów lat świetlnych (z redshiftu z ~ 0.022)
Rozmiar pozorny: ok. 1.0′ x 0.2′

Perspektywa Kosmiczna

Patrząc na to zdjęcie, widzisz drastyczny kontrast czasu i przestrzeni.

Pierwszy plan (Electra i pył): Światło z gwiazd Plejad podróżowało do nas „zaledwie” 440 lat. Same gwiazdy są młode, uformowały się ok. 100 milionów lat temu – w czasach, gdy na Ziemi królowały dinozaury (Kreda).
Tło (PGC 13696): Światło z tej niepozornej „mgiełki” wyruszyło w naszą stronę ponad 300 milionów lat temu. To okres Karbonu na Ziemi – zanim pojawiły się pierwsze dinozaury, gdy nasza planeta była pokryta gigantycznymi paprociami i lasami, które dziś kopiemy jako węgiel.

Fotony z tej galaktyki przebyły drogę blisko milion razy dłuższą niż fotony z Plejad, by trafić w ten sam piksel sensora mojej kamery.

Na wykadrowanym zdjęciu, wyraźnie widać wydłużony kształt dysku galaktycznego oraz majaczącą strukturę ramion spiralnych. Zarejestrowanie tego obiektu w pobliżu tak jasnej gwiazdy jak Electra (3.7 mag) jest wyzwaniem ze względu na olśnienie i konieczność zachowania wysokiej dynamiki tonalnej zdjęcia. Wymaga to precyzyjnej kalibracji klatkami Flat, aby wyciągnąć słaby sygnał z tła nieba (szumu).

PGC 13696 Spiral Galaxy – crop

Światło z niej pochodzące podróżuje do nas przez około 315-330 milionów lat świetlnych. Nie wyobrażalna odległość. Ciekawe jak ta galaktyka wygląda dziś? Czy na jej drodze znajdowała się inna, mniejsza galaktyka, której nie dostrzegamy, z którą być może zderzyła się? A może zasłonił ją międzygwiezdny, gęsty pył lub inny obiekt i pewnego dnia stracimy ją z widoku na nieokreślony czas? Nawet jeżeli tak się stało, to światło będące świadkiem tego zdarzenia dotrze do nas z tą informacją z ogromnym opóźnieniem. Jest to fascynujące ale i trochę przytłaczające. Za każdym razem, gdy patrzę na tak odległe obiekty, zdaję sobie sprawę, czym że jest przeciętna długość życia człowieka w skali kosmicznego czasu. Cząstką …, jakże małą.

Informacje techniczne
Data: 12.2020
Skład: APP,
Obróbka: APP + RT + GIMP + dodatki (Linux),
Łączny czas ekspozycji po odjęciu wadliwego materiału: 6h
Klatki kalibracyjne (nie wszystkie sesje): Flat, Bias, Darks

Triplet Lwa (M66 Group) – Grawitacyjny taniec trzech galaktyk

PekDar — Tue, 03 Jan 2023 11:29:50 +0000

Triplet Lwa (grupa M66) – Kosmiczne laboratorium

Triplet Lwa (znany również jako Grupa M66) to coś więcej niż popularny cel astrofotograficzny na wiosennym niebie. To podręcznikowy przykład oddziaływań pływowych między galaktykami. Zlokalizowana około 35 milionów lat świetlnych od Ziemi grupa składa się z trzech dużych galaktyk spiralnych: M65, M66 oraz NGC 3628, które mieszczą się w jednym polu widzenia, tworząc spektakularny kadr.

Źródło: https://pl.wikipedia.org/wiki/Triplet_Lwa

Szczegółowa analiza obiektów

M65 (NGC 3623): W przeciwieństwie do swojej sąsiadki, M65 wydaje się „spokojna”. Jest to ciasno zwinięta spirala, która mimo bliskości pozostałych obiektów, zachowała relatywnie nienaruszoną strukturę dysku, choć wprawne oko dostrzeże delikatne warp (zwichrowanie) na krawędziach.

M65 to galaktyka spiralna znajdująca się w konstelacji Lwa w odległości około 40 milionów lat świetlnych. Galaktyka ta ma mało pyłu oraz gazu i dlatego mało gwiazd w niej powstaje, ale pewna aktywność gwiazdotwórcza miała jednak miejsce w ramionach spiralnych stosunkowo niedawno. Średnio jednak stosunek ilości starych gwiazd do nowych jest dość wysoki. W większości zakresów długości fal galaktyka jest mało interesująca, chociaż w NRAO VLA Sky Survey widoczne jest radioźródło, oddalone od centrum o ok. 2 minuty kątowe. Tożsamość tego źródła jest niepewna, jako że nie zostało ono zidentyfikowane wizualnie lub oficjalnie przebadane. Galaktyka ma aktywne jądro, ale aktywność nie jest zbyt silna, i galaktyka sklasyfikowana jest jako LINER (Low-ionization nuclear emission-line region).

Widziany przez teleskop dysk M65 wydaje się trochę wygięty i stosunkowo nagłe pojawienie się formacji gwiezdnych w jego obrębie sugeruje jakiś zewnętrzny wpływ. Rots (1978) sugeruje, że dwie pozostałe galaktyki Tripletu Lwa zaczęły oddziaływać ze sobą jakieś 800 milionów lat temu. Badania przeprowadzone przez Duana (2006) sugerują, że w M65 efekty oddziaływania mogły być istotne, choć w dużo mniejszym stopniu. To mogłoby wyjaśniać utworzenie nowych gwiazd w zgrubieniu centralnym galaktyki, odzwierciedlone w nieco bardziej niebieskim kolorze zgrubienia niż spodziewany. Zauważył również, że M65 może posiadać centralny pas gwiazd, co jest trudne do potwierdzenia, gdyż galaktyka ta jest przez nas widziana pod bardzo ostrym kątem.

W Messier 65 zaobserwowano do tej pory jedną supernową: SN 2013am

Opracowanie własne: Dariusz Krzempek

Źródło: https://pl.wikipedia.org/wiki/Messier_65

M66 (NGC 3627): Największa i najjaśniejsza z grupy (9.0 mag). Na zdjęciu widać wyraźną asymetrię jej ramion spiralnych. Jest to bezpośredni skutek grawitacyjnego „szarpania” przez sąsiednią NGC 3628. Jądro jest przesunięte, a struktura pyłowa zaburzona – dowód na burzliwą przeszłość dynamiczną.

Znajduje się w gwiazdozbiorze Lwa w odległości około 36 milionów lat świetlnych od Ziemi. M66 ma średnicę 96 tysięcy lat świetlnych. Wzdłuż rozległych spiralnych ramion galaktyki znajdują się ogromne ilości pyłu i liczne jasne gromady gwiazd. M66 wraz z galaktykami M65 i NGC 3628 jest częścią małej grupy galaktyk Triplet Lwa.

W galaktyce tej zaobserwowano dotychczas cztery supernowe: SN 1973R, SN 1989B, SN 1997bs.

Opracowanie własne: Dariusz Krzempek

Źródło: https://pl.wikipedia.org/wiki/Messier_66

NGC 3628 (Galaktyka Hamburger): Widziana idealnie od krawędzi (edge-on). Najbardziej charakterystyczną cechą jest potężny pas pyłowy przecinający ją wzdłuż równika. To właśnie ta galaktyka ucierpiała najbardziej w starciu grawitacyjnym – jej dysk jest widocznie spuchnięty i zniekształcony na krańcach.

Znajduje się w gwiazdozbiorze Lwa w odległości około 35 milionów lat świetlnych od Ziemi. Ma około 100 000 lat świetlnych średnicy. Jest to galaktyka z aktywnym jądrem typu LINER, zaliczana jest też do radiogalaktyk.

Galaktyka ta należy do tripletu Lwa. Jej zniekształcony kształt i słaby ogon pływowy sugerują, że oddziałuje ona z M65 oraz M66, również należącymi do tej grupy.

Jej najbardziej rzucającą się w oczy cechą jest szeroki i zaciemniający pas pyłu znajdujący się wzdłuż zewnętrznej krawędzi jej ramion spiralnych, skutecznie przecinający galaktykę w kierunku widoku z Ziemi.

Opracowanie własne: Dariusz Krzempek

Źródło: https://pl.wikipedia.org/wiki/NGC_3628

Wyzwanie inżynierskie

Ogon pływowy Największym wyzwaniem podczas obróbki tego materiału nie jest samo pokazanie galaktyk, ale zachowanie detalu w ciemnym pasie NGC 3628 przy jednoczesnym nieprzepaleniu jąder M65 i M66. Głęboka ekspozycja (długi czas integracji) pozwala w sprzyjających warunkach zarejestrować słaby „ogon pływowy” (tidal tail) ciągnący się od NGC 3628 – strumień gwiazd wyrwanych z galaktyki przez grawitację M66 około 800 milionów lat temu.

Podsumowanie techniczne

Zdjęcie prezentuje różnorodność morfologiczną galaktyk spiralnych w zależności od kąta ich nachylenia względem obserwatora: od „face-on” (M66), przez kąt pośredni (M65), aż po „edge-on” (NGC 3628).

Zdjęcia 14/15.3.2020 koło Bielska-Białej.

Skład: Astro Pixel Processor 1.8,
Obróbka: GIMP v2.10.30 + dodatki (Linux),
Lights: 44 x 180[s] ISO-800,
Darks: 15 ISO-800,
Bias: 20 ISO-800

Mgławica Merope (NGC 1435) – Fizyka niebieskiego pyłu w Plejadach

PekDar — Sat, 13 Aug 2022 07:50:13 +0000

Latarnia we mgle

To zdjęcie przedstawia fragment jednego z najbardziej dynamicznych obszarów gromady M45 (Plejady). Choć wzrok przyciąga blask jasnych gwiazd, kluczowym obiektem fizycznym jest tutaj materia, która je otacza – Mgławica Merope (NGC 1435). Widoczne w kadrze mniejsze gwiazdy, zidentyfikowane jako HD 23463 (typ widmowy K2) oraz HD 23479 (typ B9), służą jako doskonałe punkty odniesienia do analizy gęstości i struktury otaczających je obłoków pyłowych.

Fizyka zjawiska

Dlaczego niebieski? Obszar ten jest podręcznikowym przykładem mgławicy refleksyjnej. W przeciwieństwie do mgławic emisyjnych (które świecą własnym światłem, zazwyczaj na czerwono od wodoru H-alpha), tutaj obserwujemy mechanizm rozpraszania.

Ziarna pyłu węglowego i krzemianowego działają jak miliardy mikroskopijnych luster.
Światło pobliskiej, potężnej gwiazdy Merope (poza kadrem lub na krawędzi) ulega rozproszeniu.
Krótsze fale (niebieskie) są rozpraszane znacznie efektywniej niż czerwone (zjawisko tożsame z tym, które nadaje błękitny kolor ziemskiemu niebu).

Analiza obrazu i struktury

Gwiazdy HD 23463 i HD 23479 wydają się być „zawieszone” w delikatnej mgle. W rzeczywistości Plejady „przepływają” obecnie przez niezwiązany z nimi obłok pyłu międzygwiezdnego z prędkością względną około 11 km/s. Na zdjęciu warto zwrócić uwagę na włóknistą strukturę (filamenty) mgławicy. Układają się one zgodnie z liniami pola magnetycznego oraz pod wpływem ciśnienia promieniowania pobliskich olbrzymów B-typu. Uchwycenie tych subtelnych pasm wymagało wysokiego kontrastu lokalnego i precyzyjnego odszumiania, aby nie zniszczyć detalu w cieniach.

Gwiazda HD 23463

Na powiększonym zdjęciu ta wyżej o kolorze pomarańczowym. Dystans od ziemi: 432.24 lat świetlnych. Szacunkowo jej temperatura powierzchniowa zawiera się w przedziale 3700–5200 [K]. Nie należy do konstelacji Byka chodź znajduje się w jego granicy. Niedostrzegalna gołym okiem, konieczna jest lornetka lub teleskop.

Klasa widmowa gwiazdy: K2 – jej masa względem słońca to 0,45 do 0,8. Zatem jest „mniejsza” od naszego słońca, chodź liczebność gwiazd tej klasy zalicza się do 12% ciągu głównego a więc, gdy przeglądamy niebo, gwiazdy te występują całkiem często. Przeglądając widmo gwiazdy zauważymy, że tego typu gwiazdy mają znaczące linie metali, gdzie w astronomii, metalem nazywamy każdy pierwiastek cięższy od helu.

Gwiazda HD 2347

Jest to zmienna, erupcyjna gwiazda, koloru niebieskiego. Dystans od ziemi: 440.76 lat świetlnych. Szacuje się, że jej temp. powierzchniowa znajduje się w przedziale 7,500 a 10,000 [K] . Dla porównania nasze słońce ma temp. powierzchniową około 5,770 [K]. Zatem może być i nawet dwa razy bardziej gorąca od naszego słońca.

Klasa widmowa gwiazdy: A – Masa względem słońca to 1,4 do 2,1 razy większa. Ten typ gwiazd zasila ciąg główny ilościowo w zaledwie 0,6% a mimo to są dobrze widoczne na niebie. Do gwiazd ciągu głównego typu A zalicza się między innymi Syriusz i Wega.

Klasa jasności: V – karzeł spalający wodór. 8.8 Magnitudo.

HD 23463 and HD 23479 – crop

Gwiazdy ciągu głównego: https://pl.wikipedia.org/wiki/Ci%C4%85g_g%C5%82%C3%B3wny

Gwiazdy typu widmowego K: https://pl.wikipedia.org/wiki/Gwiazdy_typu_widmowego_K

Diagram Hertzsprunga-Russella: https://pl.wikipedia.org/wiki/Diagram_Hertzsprunga-Russella

Informacje techniczne

Data: 12.2020

Skład: APP,

Obróbka: APP + RT + GIMP + dodatki (Linux),

Łączny czas ekspozycji po odjęciu wadliwego materiału: 6h

Klatki kalibracyjne (nie wszystkie sesje): Flat, Bias, Darks

IC 1805 (Mgławica Serce) – Rejon H II i rzeźbienie wiatrem gwiazdowym

PekDar — Sat, 16 Jul 2022 17:00:27 +0000

Anatomia giganta

IC1805 potocznie zwana Mgławicą Serce, to w rzeczywistości rozległy obszar formowania się gwiazd (rejon H II), rozciągający się na niebie na obszarze niemal 2.5 stopnia (to odpowiednik pięciu tarcz Księżyca w pełni). Znajdująca się w odległości około 7500 lat świetlnych od Ziemi w ramieniu spiralnym Perseusza, mgławica ta jest klasycznym przykładem interakcji między młodymi, masywnymi gwiazdami a macierzystym obłokiem gazowym.

Jasne czerwone światło IC 1805 jest emitowane przez najczęściej występujący pierwiastek: wodór.
W samym centrum Mgławicy Serce znajduje się gromada otwarta Melotte 15.

Silnik układu

Melotte 15 Klucz do zrozumienia tego zdjęcia leży w samym centrum mgławicy. Jasna gromada otwarta, widoczna w środku kadru, to Melotte 15. Zawiera ona kilka ultra-masywnych gwiazd typu widmowego O (o masach sięgających 50 mas Słońca). To nie jest spokojne sąsiedztwo. Te gwiazdy emitują potężny wiatr gwiazdowy i intensywne promieniowanie UV.

Wykopaliska w gazie: Wiatr gwiazdowy dosłownie „wydmuchał” gaz z centrum mgławicy, tworząc charakterystyczną pustkę wokół gromady.
Jonizacja: Promieniowanie UV wybija elektrony z atomów wodoru w otaczającym obłoku. Gdy elektrony te rekombinują (wracają na niższe powłoki energetyczne), emitują fotony o specyficznej długości fali – głównie linię H-alpha ( $656.28 \text{ nm}$ ). To właśnie ten proces fizyczny odpowiada za głęboką czerwień dominującą na zdjęciu.

Struktury pyłowe i „trąby słoniowe” Kontrastując z jasną plazmą wodorową, na zdjęciu widoczne są ciemne pasma pyłu międzygwiezdnego (krzemiany i węgiel). Warto zwrócić uwagę na struktury przypominające filary (często nazywane „trąbami słoniowymi”) skierowane w stronę centrum. Są to gęstsze obszary gazu i pyłu, które opierają się niszczycielskiej sile wiatru gwiazdowego z Melotte 15. Wewnątrz tych ciemnych kokonów wciąż trwają procesy grawitacyjnego zapadania się materii – rodzą się tam nowe gwiazdy.

Aspekt techniczny

Zarejestrowanie IC 1805 wymagało użycia kamery czułej na pasmo h-alpha lub modyfikacji aparatu, ponieważ standardowe filtry podczerwieni w sprzęcie konsumenckim wycinają większość sygnału z tego obiektu. Ze względu na ogromny rozmiar kątowy, zdjęcie to wymaga albo optyki o krótkiej ogniskowej, albo techniki mozaikowej.

Zdjęcie jest wynikiem łączenia dwóch, różnych sesji fotograficznych wykonanych w tej samej lokalizacji. Kadr nie jest proporcjonalny, jest za szeroki. Jednak nie chciałem przycinać go ze względu na ujawniający się pył międzygwiezdny z lewej strony kadru. Osobiście, bardzo mi się spodobało to zdjęcie i myślę, że jest lepsze od wcześniejszego, które powstało tylko z jednej sesji fotograficznej.

IC 1805 – Mgławica Serce

Źródło: https://pl.wikipedia.org/wiki/Mg%C5%82awica_Serce

Informacje techniczne

Data: 12.2020
Skład: APP,
Obróbka: APP + RT + GIMP + dodatki (Linux),
Łączny czas ekspozycji po odjęciu wadliwego materiału: 4h 36min.
Lights: 276
Klatki kalibracyjne: Flat, Bias, Darks

M45 – Plejady (Pleiades): dwa ujęcia jednego obiektu + pełny przewodnik

PekDar — Thu, 30 Dec 2021 19:29:23 +0000

M45 Plejady – gromada otwarta

To jeden z najbardziej rozpoznawalnych obiektów DSO – jasna gromada otwarta zdominowana przez młode, gorące gwiazdy typu B, otoczona niebieską mgławicą odbiciową. Odległość wynosi około 444–445 lat świetlnych, a jasność całkowita to ~1,6 mag. Kątowy rozmiar gromady sięga ~2° (ok. cztery średnice Księżyca). Najlepiej widoczna jest w Byku w sezonie jesień–zima.

Obiekt: kluczowe fakty

RA/Dec (J2000): ~03h 47m, +24° 07′ (rejon Byka).
Odległość: ~444–445 ly (paralaksa Gaia/HST; wartości w literaturze nieco się różnią).
Wiek: ~100 mln lat (zakres 75–150 mln w zależności od metody).
Rozmiar kątowy: ~2°; jasność: ~1,6 mag.
Mgławice odbiciowe: NGC 1432 (wokół Maia) i NGC 1435 (wokół Merope); pył jest niezwiązany z procesem powstawania gromady – gwiazdy aktualnie przecinają obłok.
Ewolucja: przewidywane rozproszenie gromady za ~250 mln lat wskutek oddziaływań grawitacyjnych w sąsiedztwie Galaktyki.

Nowe badania (2025): Analiza obrotów/chemii i orbit (TESS + Gaia) wskazuje na „Greater Pleiades Complex” – szeroko rozproszoną rodzinę >3 000 spokrewnionych gwiazd rozciągniętą na ~1 900 ly, co trzykrotnie powiększa dotychczasowy zbiór członków. To nie zmienia klasycznego wyglądu M45 na niebie, ale daje nowy kontekst dla pochodzenia i dynamiki grupy.

Ujęcie A (jeden kadr – teleskop 6″)

Pokazuje inne kadrowanie i charakter nebulizacji (np. lepiej widoczna Merope Nebula / NGC 1435 lub układ Atlas–Pleione w „rączce” mini‑Wielkiego Wozu). Użyteczne do porównania kolorystyki i kontroli halo wokół najjaśniejszych gwiazd.
Kontekst obiektów mgławicowych wokół gwiazd: NGC 1432 (Maia), NGC 1435 (Merope), vdB 23 (Alcyone); bardzo mały IC 349 przy Merope.

Data: 12.2020

Obróbka: APP + RT + GIMP + dodatki (Linux),
Łączny czas ekspozycji po odjęciu wadliwego materiału: 6h
Klatki kalibracyjne (nie wszystkie sesje): Flat, Bias, Darks

Ujęcie B (mozaika wielosesyjna z 2019 r.)

Integracja: 5 h 56 min netto (kilka sesji; ISO 1600 + 1000; część materiału bez Flat).
Obróbka: APP + RT + GIMP; łączenie wielu sesji → mała mozaika.

Jak znaleźć i kiedy fotografować

M45 leży w Byku; z północnych szerokości geograficznych najlepiej obserwowana w grudniu (wysoko, dobry kontrast). Obiekt jest na tyle jasny, że widoczny gołym okiem nawet z obszarów o umiarkowanej łunie.

Ciekawostki

„Złota Brama Ekliptyki”: Plejady wraz z Hiadami tworzą klasyczny „brzeżek” ekliptyki.
Subaru: w Japonii gromada nazywa się Subaru – stąd logo producenta aut.
Mitologia: Siedem Sióstr (Alcyone, Maia, Merope, Electra, Taygeta, Celaeno, Sterope), z Atlasem i Pleioną.

Źródła:

IC 1848 (Mgławica Dusza) – Westerhout 5 i indukowane narodziny gwiazd

PekDar — Sat, 16 Oct 2021 14:06:05 +0000

Widmo w radioteleskopie

IC 1848 Mgławica Dusza dla współczesnego astrofotografa obiekt ten jest znany ze względu na swój kształt towarzyszący pobliskiemu „Sercu”. Jednak dla nauki jest to przede wszystkim Westerhout 5 (W5). Został on po raz pierwszy skatalogowany w latach 50. XX wieku przez holenderskiego astronoma Garta Westerhouta, nie za pomocą teleskopu optycznego, ale radioteleskopu. W5 jest silnym źródłem promieniowania radiowego, co wskazuje na obecność ogromnych ilości zjonizowanego gazu, niewidocznego dla ludzkiego oka, a doskonale rejestrowanego przez współczesne matryce w paśmie wodoru (H-alpha).

Jest sąsiadką Mgławicy Serce (IC 1805), a razem tworzą słynny kompleks „Serce i Dusza”. Mgławica Dusza rozciąga się na obszarze około 100 lat świetlnych, a jej charakterystyczne, świecące struktury są kształtowane przez intensywne promieniowanie młodych, gorących gwiazd, które tam powstały. Dzięki swojej fotogeniczności, IC 1848 jest popularnym i wdzięcznym celem dla astrophotografów, zwłaszcza przy użyciu filtrów wąskopasmowych (np. $H\alpha$ , $OIII$ i $SII$ ).

IC 1848 – Mgławica Dusza

Znajdująca się w konstelacji Kasjopeja w ramieniu Perseusza, w odległości około 6000 lat świetlnych od Ziemi. Nazwą IC 1848 (również OCL 364) określa się też powiązaną z Mgławicą Dusza otwartą gromadę gwiazd, która podświetla mgławicę. Jasność jej to 6,5 magnitudo.

Obie też emitują jasne czerwone światło wzbudzonego wodoru.

Struktura

Kosmiczne Bąble – Patrząc na zdjęcie, nie widzisz płaskiej plamy, ale trójwymiarowe kawerny. Mgławica ta składa się z gigantycznych bąbli wyżłobionych w ośrodku międzygwiezdnym.

Centrum: Znajdują się tu masywne gwiazdy gromady IC 1848.
Mechanizm: Ich wiatr gwiazdowy i promieniowanie „oczyszczają” przestrzeń wokół siebie, pchając materiał na zewnątrz.
Krawędzie: To właśnie tam, na granicach tych bąbli (widocznych jako jaśniejsze, kontrastowe krawędzie na zdjęciu), gaz zostaje skompresowany.

Indukowane formowanie gwiazd (Triggered Star Formation) To zdjęcie dokumentuje proces „sztafety pokoleniowej”. Ciśnienie wywierane przez masywne gwiazdy z centrum zagęszcza gaz na obrzeżach mgławicy. W tych zagęszczeniach dochodzi do kolapsu grawitacyjnego i narodzin nowych gwiazd. W szczególności we wschodniej części mgławicy (często nazywanej „Głową” lub „Embrionem”) astronomowie zidentyfikowali liczne EGGs (Evaporating Gaseous Globules) – gęste kokony gazowe, w których wciąż formują się protogwiazdy, chronione przed niszczącym UV swoich starszych sąsiadów.

IC 1848 – Mgławica Dusza – zredukowana jasność gwiazd

Wyzwanie fotograficzne

IC 1848 jest obiektem o niższej jasności powierzchniowej niż sąsiednia Mgławica Serce. Wymaga dłuższego czasu integracji, aby wydobyć subtelne struktury pyłowe wewnątrz „bąbli”, a nie tylko jasne krawędzie. Kluczowe jest tu odseparowanie sygnału mgławicowego od gęstego pola gwiazdowego Drogi Mlecznej w Kasjopei (tzw. star reduction), aby uwydatnić strukturę gazu.

Intensywność gwiazd zmniejszyłem za pomocą programu GIMP.

Źródło: https://pl.wikipedia.org/wiki/Mg%C5%82awica_Dusza

Informacje techniczne – jak fotografować

Data: 12.2020
Skład: APP,
Obróbka: APP + RT + GIMP + dodatki (Linux),
Łączny czas ekspozycji (czas naświetlania) po odjęciu wadliwego materiału: 4h 36min.,
Lights: 238
Klatki kalibracyjne: Flat, Bias, Dark

IC 1805 – Mgławica Serce

PekDar — Fri, 01 Oct 2021 16:09:17 +0000

Znajdująca się w konstelacji Kasjopei w ramieniu Perseusza. Mgławica ta kształtem przypomina ludzkie serce. Jest to mgławica emisyjna, ukazująca świecący zjonizowany gazowy wodór.

Znajduje się w odległości około 7500 lat świetlnych od Ziemi i rozciąga na niemal 200 lat świetlnych. W samym centrum Mgławicy Serce znajduje się gromada otwarta Melotte 15.

Intensywność gwiazd zmniejszyłem za pomocą programu GIMP.

IC 1805 – Mgławica Serce – zmniejszona intensywność gwiazd

Źródło: https://pl.wikipedia.org/wiki/Mg%C5%82awica_Serce

Informacje techniczne

Data: 12.2020,
Skład: APP,
Obróbka: APP + RT + GIMP + dodatki (Linux),
Łączny czas ekspozycji po odjęciu wadliwego materiału: 4h 36min.
Lights: 238
Klatki kalibracyjne: Flat, Bias, Darks

Melotte 15 – Ultramasywne gwiazdy napędzające Mgławicę Serce (IC 1805)

PekDar — Sat, 25 Sep 2021 12:55:28 +0000

Serce w Sercu Gromada Melotte 15

jest jądrem energetycznym ogromnego kompleksu emisyjnego IC 1805 (Mgławica Serce). Zamiast być jedynie zbiorem jasnych punktów, jest to laboratorium astrofizyczne, które demonstruje, w jaki sposób masowe gwiazdy rzeźbią materię w skali galaktycznej. Gromada jest wyjątkowo młoda – jej wiek szacuje się na zaledwie 1.5 miliona lat, co czyni ją jednym z najmłodszych, aktywnie badanych regionów w Drodze Mlecznej.

Gwiazdy O-Typu: Krótki i Burzliwy Życiorys Kluczem do zrozumienia Melotte 15 są jej najjaśniejsze i najbardziej masywne składniki, w tym kilka gigantów typu O oraz liczne gwiazdy typu B.

Gwiazdy Typu O: Są ekstremalnie gorące (temperatura powierzchniowa może przekraczać $40 000 \text{ K}$ ), mają ogromne masy (do 50 mas Słońca) i żyją bardzo krótko (tylko kilka milionów lat).
Emisja UV: Ze względu na wysoką temperaturę, emitują ogromne ilości promieniowania ultrafioletowego (UV), które jest głównym czynnikiem jonizującym otaczający gaz wodoru, powodując charakterystyczne czerwone świecenie IC 1805.
Wiatr Gwiazdowy: Gwiazdy te wyrzucają też potężne wiatry gwiazdowe, które, niczym olbrzymia miotła, usunęły gaz z centrum mgławicy, tworząc widoczną kawernę wokół Melotte 15.

Gromada znajduje się w konstelacji Kasjopei w odległości około 6000 lat świetlnych od Ziemi. Jest niezwykle młodą gromadą o średniej wieku 1,5 miliona lat. Znajduje się w samym centrum Mgławicy Serce, choć jest położona około 50 lat świetlnych przed mgławicą. Gromada ta zawiera kilka jasnych gwiazd OB o masie blisko 50 razy większej od masy Słońca oraz wiele słabych gwiazd, mających zaledwie ułamek masy Słońca. Melotte 15 jest jedną z gromad rdzenia asocjacji Cas OB6. Gromada ta ma w znacznym stopniu charakter mgławicowy.

Melotte 15 – Gromada Otwarta w centrum mgławicy Serce

Dojrzałość i Koniec Cyklu

Obecność tak masywnych i gorących gwiazd oznacza, że gromada przeżywa swój najbardziej intensywny okres. Jednak jej dominacja nie potrwa długo. Gwiazdy typu O zużywają swoje paliwo termojądrowe w tempie tysiące razy szybszym niż Słońce. W ciągu najbliższych kilku milionów lat wyczerpią wodór i eksplodują jako supernowe, co doprowadzi do rozproszenia pozostałości mgławicy i ostatecznego rozpadu samej gromady.

Wyzwanie Techniczne

Balans jasności Astrofotografia Melotte 15 stanowi wyzwanie, ponieważ jasność tych centralnych, masywnych gwiazd jest tysiące razy większa niż subtelne struktury mgławicowe. Wymaga to precyzyjnej obróbki HDR (High Dynamic Range) i starannej redukcji halo wokół najjaśniejszych gwiazd, aby nie „przepalić” ich jąder i jednocześnie zachować detal w tle.

Źródło: https://pl.wikipedia.org/wiki/Melotte_15

Informacje techniczne

Data: 12.2020
Skład: APP,
Obróbka: APP + RT + GIMP + dodatki (Linux),
Łączny czas ekspozycji po odjęciu wadliwego materiału: 4h 36min,
Lights: 238
Klatki kalibracyjne: Flat, Bias, Darks

Kompleks Mgławicy Koński Łeb: Barnard 33, IC 434 i Płomień (NGC 2024) – Analiza Astrofizyczna

PekDar — Fri, 17 Sep 2021 16:50:46 +0000

Laboratorium Grawitacji i Promieniowania

Kompleks Mgławicy Koński Łeb, zlokalizowany w gwiazdozbiorze Oriona, jest jednym z najważniejszych i najbardziej pouczających obszarów w naszej Galaktyce. Znajdująca się w odległości około 1500 lat świetlnych od Ziemi, jest to najbliższa nam strefa aktywnego formowania się gwiazd, która stanowi podręcznikowe laboratorium fizyki międzygwiezdnej.

Pierwsze zdjęcie koncentruje się na dynamicznej interakcji trzech fundamentalnych typów materii kosmicznej, które koegzystują w jednym kadrze:

Mgławice Emisyjne (IC 434, NGC 2024), które emitują światło w wyniku jonizacji wodoru.
Mgławice Ciemne (Barnard 33), które pochłaniają światło, stanowiąc gęste, zimne kokony.
Mgławice Refleksyjne (NGC 2023), które jedynie odbijają i rozpraszają światło pobliskiej gwiazdy.

Głównym motorem napędowym i rzeźbiarzem tego regionu jest promieniowanie ultrafioletowe (UV), emitowane przez masywne, krótkowieczne gwiazdy, takie jak Alnitak ( $\zeta$ Orionis) oraz Sigma Orionis. Ich energia tworzy potężne wiatry gwiazdowe i generuje fale uderzeniowe, które w ciągu milionów lat erodują i zagęszczają macierzyste obłoki gazu i pyłu. W efekcie, zdjęcie to jest wizualnym zapisem ciągłego cyklu kosmicznej destrukcji i kreacji.

Trzy Typy Mgławic w Jednym Kadrze

Kompleks w Orionie jest laboratoryjną wizytówką, która demonstruje, jak potężne promieniowanie ultrafioletowe (UV) pobliskich masywnych gwiazd – takich jak Sigma Orionis i Alnitak – wpływa na strukturę i świecenie ośrodka międzygwiezdnego. W tym jednym kadrze widzimy podręcznikowe przykłady trzech podstawowych mechanizmów interakcji światła i materii.

Tło Emisyjne: IC 434 (Jonizacja Wodoru)

Jasne, czerwone tło, które dominuje w kadrze, to IC 434 – gigantyczna chmura wodoru. Jest to klasyczna mgławica emisyjna (obszar H II), która nie odbija, lecz emituje własne światło w procesie rekombinacji elektronów.

Mechanizm: Światło UV o wysokiej energii, pochodzące z odległej, ale niezwykle potężnej gwiazdy Sigma Orionis, wybija elektrony z atomów wodoru. Kiedy te elektrony „przeskakują” z powrotem na niższe orbity energetyczne, emitują foton.
Kolor/Sygnatura: To właśnie ten proces odpowiada za charakterystyczną, głęboką czerwoną poświatę widoczną na zdjęciach, zdominowaną przez linię H-alpha ( $656.28 \text{ nm}$ ).
Kluczowa Rola: IC 434 stanowi „ekran projekcyjny” dla Mgławicy Koński Łeb (Barnard 33). Gdyby nie to tło emisyjne, ciemna sylwetka B33 nie byłaby widoczna.

Barnard 33 (Erozja Pyłu)

Charakterystyczna, czarna sylwetka w kształcie figury szachowego konia to Barnard 33. Jest to mgławica ciemna – jeden z najbardziej znanych obłoków molekularnych w Drodze Mlecznej.

Mechanizm: Barnard 33 to nie brak materii, ale ekstremalnie gęsty, zimny obłok molekularny pyłu i gazu, który jest zbyt gruby, aby przepuścić światło z IC 434. Obłok aktywnie pochłania światło zza siebie, tworząc kontrastową sylwetkę.
Kształt i Erozja: Specyficzny kształt „głowy konia” jest wynikiem fotoewaporacji. Potężne promieniowanie UV z IC 434 (które jonizuje wodór) jednocześnie niszczy i odparowuje zewnętrzną warstwę B33.
Przyszłość: Barnard 33 jest reliktem: jego gęstość pozwala na tworzenie się gwiazd w środku, ale jest on stopniowo „zjadany” przez promieniowanie swoich gwiezdnych sąsiadów.

Mgławica Płomień (NGC 2024)

Po prawej stronie kadru dominuje Mgławica Płomień (NGC 2024). Podobnie jak IC 434, jest to obszar emisyjny, ale jego dynamika jest bardziej gwałtowna, co wynika z bliskości źródła energii.

Napęd: Jest ona zjonizowana przez pobliską, ale nie widoczną w środku Mgławicy, gwiazdę Alnitak ( $\zeta$ Orionis), najdalej na wschód wysuniętą gwiazdę Pasa Oriona.
Struktura: Światło UV z Alnitaka jest tak intensywne, że wydaje się, iż mgławica „pali się” w jej kierunku. Charakterystyczne ciemne włókna to gęsty pył zlokalizowany przed jaśniejszym gazem emisyjnym.
Gwiazdotwórczość: Za tymi ciemnymi włóknami Mgławicy Płomień astronomowie wykryli liczne protogwiazdy – Płomień jest jednym z najbardziej aktywnych i najbliższych nam obszarów tworzenia się gwiazd.

Mgławica Refleksyjna (NGC 2023)

Mała, niebieska poświata u podstawy Końskiego Łba to NGC 2023. Jest to jeden z najjaśniejszych przykładów mgławicy refleksyjnej.

Mechanizm: W przeciwieństwie do IC 434 (która świeci własnym światłem), NGC 2023 jedynie odbija światło od gwiazdy znajdującej się w jej wnętrzu (HD 37903).
Kolor/Fizyka: Świeci na niebiesko, ponieważ jest to proces ten sam, co nadaje błękitny kolor ziemskiemu niebu – Rozpraszanie Rayleigha. Krótkie fale (niebieskie) są znacznie skuteczniej rozpraszane przez drobne ziarna pyłu, niż długie fale (czerwone).
Wniosek: Ten obiekt dopełnia kompleks, pokazując wszystkie trzy stany interakcji materii i promieniowania: emisja, absorpcja i odbicie.

ASAS 053739-0146.3 (USNOA2 0825-01610019)

Gwiazda zmienna typu Mira Cet.

Typ widmowy: M9 (Czerwony karzeł, najchłodniejszy)

Temperatura powierzchniowa w przedziale: 2,400–3,700 K

IR – Źródło fal podczerwieni

Mag: 15.35

Gwiazdy klasy M występują zdecydowanie najczęściej. Około 76% gwiazd widmowego ciągu głównego w sąsiedztwie Słońca (klasa G) to właśnie gwiazdy klasy M (czerwone karły), mają tak niską jasność, że nie sposób dostrzec je nieuzbrojonym okiem, chyba że w wyjątkowych warunkach.

Najjaśniejszą znaną gwiazdą ciągu głównego klasy M jest M0V Lacaille 8760, jasności 6,7mag (graniczna jasność dla typowej widzialności gołym okiem w dobrych warunkach jest zwykle podawana jako 6,5mag). Zatem, jest bardzo mało prawdopodobne, aby w najbliższym czasie mógł pojawić się jakikolwiek jaśniejszy przykład gwiazdy klasy M. Chodź całkowicie tego wykluczyć nie można.

Jak widać na przykładowym zdjęciu, teleskopem o ogniskowej 420 [mm], jasności F2.8 oraz czułą kamerą RGB, odpowiednio długo naświetlając wybrany obszar nieba, można zarejestrować gwiazdy typu widmowego M (najchłodniejsze, czerwone karły) o bardzo niskiej jasności (15.35 mag) z bardzo wyraźną ich prezencją w całym kadrze.

Warto zauważyć, że czerwone karły wypalają się bardzo powoli, a to znaczy, że potrafią być bardzo, bardzo stare w stosunku do pozostałych typów gwiazd.

Informacje techniczne

Data: 12.2020,
Skład: APP,
Obróbka: APP + RT + GIMP + dodatki (Linux),
Łączny czas ekspozycji po odjęciu wadliwego materiału: 2h50min.,
Lights: 170 x 60[s] (2h 50min.),
Klatki kalibracyjne: Flat, Bias, Darks.

Bibliografia

– https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification

– https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification#Class_M

– https://astrobackyard.com/types-of-stars/#:~:text=%20The%207%20Main%20Spectral%20Types%20of%20Stars%3A,Arcturus%29%207%20M%20%28Red%29%20%28%20Betelgeuse%29%20More%20

– https://pl.wikipedia.org/wiki/Mg%C5%82awica_P%C5%82omie%C5%84

– https://pl.wikipedia.org/wiki/Mg%C5%82awica_Ko%C5%84ski_%C5%81eb

– https://pl.wikipedia.org/wiki/NGC_2023