Podwójna gromada Perseusza NGC 869 i NGC 884, The Double Cluster in Perseus

Podwójna gromada Perseusza (znana również jako h+χ Persei oraz Rękojeść Miecza[1]) – gromada utworzona przez dwie gromady otwarte NGC 869 oraz NGC 884. Znajduje się w gwiazdozbiorze Perseusza.

Podwójna gromada Perseusza została po raz pierwszy skatalogowana przez greckiego astronoma, Hipparcha, choć z pewnością była obserwowana już znacznie wcześniej. Wynika to z faktu, że gromada ta jest widoczna gołym okiem.

Obie gromady znajdują się w odległości ponad 7000 lat świetlnych od Ziemi, jednak od siebie są oddalone już tylko o setki lat świetlnych. Kolejną cechą łączącą te gromady jest ich podobny wiek, który można ocenić na podstawie właściwości poszczególnych gwiazd obu gromad. Są one stosunkowo młodymi grupami, NGC 869 ma 5,6, a NGC 884 3,2 miliona lat według Katalogu nieba 2000. Dla porównania, wiek Plejad szacuje się na 75 do 150 milionów lat. NGC 869 do Ziemi zbliża się z prędkością 22 km/s, a NGC 884 zbliża się z podobną prędkością 21 km/s. Obie gromady zawierają gwiazdy znacznie młodsze i gorętsze od Słońca. Dowodzi to, że te dwie gromady powstały najprawdopodobniej z tego samego obszaru formowania gwiazd.

Każda z nich zajmuje na niebie obszar o wielkości kątowej odpowiadającej wielkości Księżyca w pełni. NGC 869 jest jaśniejsza i zawiera więcej gwiazd (około 200) niż NGC 884, która z kolei jest bardziej rozproszona. Większość gwiazd w gromadach jest niebieskobiała, ale w obrębie i w pobliżu NGC 884 znajduje się kilka czerwonych olbrzymów. Przez lornetkę można zobaczyć zakrzywiony warkocz gwiazd wybiegający na północ w stronę dużego skupiska gwiazd zwanego gromadą 

Znajdująca się w odległości jakichś 7 tysięcy lat świetlnych, para otwartych, galaktycznych gromad gwiazd jest łatwym celem obserwacji lornetkowych, gdyż z ciemnych terenów jest widoczna nawet gołym okiem. Skatalogowana została już w 130 roku p.n.e. przez greckiego astronoma, Hipparchusa. Obecnie znana jest jako h i chi Persei, albo NGC 869 (z lewej) oraz NGC 884. Same gromady oddalone są od siebie zaledwie o kilkaset lat świetlnych i zawierają gwiazdy znacznie młodsze i gorętsze, niż nasze Słońce. Oprócz bliskości, gromady łączy również podobny ich wiek, wynikający z właściwości poszczególnych ich gwiazd. Jest to dowód na to, że obie gromady powstały najpewniej z tego samego obszaru formowania gwiazd.

Źródła 

Wikipedia: https://pl.wikipedia.org/wiki/Podwójna_gromada_Perseusza

NASA https://www.starobserver.org/ap201118/

http://apod.pl/apod/ap031202.html

Podwójna gromada Perseusza NGC 869 i NGC 884 - The Double Cluster in Perseus

16.11.2023

Blogeinträge

IC 1871 -  Soul Nebula  - Mgławica Dusza

Czy serce i dusza naszej Galaktyki znajdują się w Kasjopei? 

Być może nie, ale to właśnie tam znajdują się dwie jasne mgławice emisyjne o przydomkach Serce i Dusza. Mgławica Serce, oficjalnie nazwana IC 1805 i widoczna na wyróżnionym zdjęciu w prawym górnym rogu, ma kształt przypominający klasyczny symbol serca. Kształt ten być może pasuje do Walentynek. Mgławica Dusza została oficjalnie oznaczona jako IC 1871. Obie mgławice świecą jasno w czerwonym świetle naenergetyzowanego wodoru, jednego z trzech kolorów pokazanych w tym trójkolorowym montażu. Światło potrzebuje około 6000 lat, aby dotrzeć do nas z tych mgławic, które łącznie rozciągają się na około 300 lat świetlnych. Badania gwiazd i gromad, takich jak te znajdujące się w mgławicach Serce i Dusza, koncentrowały się na tym, jak tworzą się masywne gwiazdy i jak wpływają na swoje otoczenie.

Ipod NASA  https://apod.nasa.gov/apod/ap230214.html

Gwiazdy formują się w Duszy Królowej Aethopii. Mówiąc dokładniej, duży obszar formowania się gwiazd zwany Mgławicą Duszy można znaleźć w kierunku gwiazdozbioru Kasjopei, którą mitologia grecka uznaje za próżną żonę króla, który dawno temu rządził ziemiami otaczającymi górny bieg rzeki Nil. Znana również jako Westerhout 5 (W5), Mgławica Dusza zawiera kilka otwartych gromad gwiazd, grzbietów i filarów zaciemnionych przez kosmiczny pył oraz ogromne bańki ewakuacyjne utworzone przez wiatry młodych masywnych gwiazd. Znajdująca się w odległości około 6500 lat świetlnych Mgławica Dusza rozciąga się na około 100 lat świetlnych i jest zwykle obrazowana obok swojej niebiańskiej sąsiadki Mgławicy Serce (IC 1805). Prezentowany obraz jest złożeniem ekspozycji wykonanych w różnych kolorach: czerwonym emitowanym przez wodór, żółtym emitowanym przez siarkę i niebieskim emitowanym przez tlen.

Ipod NASA https://apod.nasa.gov/apod/ap230314.html

IC 1871 - Soul Nebula - Mgławica Dusza

16.11.2023

Blogeinträge

M81 & M82: Bode & Cigar Galaxy - Galaktyka Bodego & Galaktyka Cygaro

M81 Galaktyka Bodego - Odkryta przez niemieckiego astronoma Johanna Elerta Bode w 1774 roku, M81 jest jedną z najjaśniejszych galaktyk na nocnym niebie. Znajduje się w odległości 11,6 miliona lat świetlnych od Ziemi w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy i ma jasność pozorną 6,9. Przez lornetkę galaktyka jawi się jako słaba plama światła w tym samym polu widzenia co M82. Mały teleskop pozwoli dostrzec jądro M81. Galaktykę najlepiej obserwować w kwietniu.

Ten oszałamiający obraz Hubble'a został złożony z obserwacji w świetle widzialnym i podczerwonym. Spiralne ramiona galaktyki, które wiją się aż do jej jądra, składają się z młodych, niebieskawych, gorących gwiazd powstałych w ciągu ostatnich kilku milionów lat. Znajduje się tam również populacja gwiazd powstałych podczas epizodu formowania się gwiazd, który rozpoczął się około 600 milionów lat temu. Światło ultrafioletowe pochodzące od gorących, młodych gwiazd fluoryzuje otaczające je obłoki wodoru. Wiele falistych pasów pyłu wije się aż do jądra M81.

Centralne wybrzuszenie galaktyki zawiera znacznie starsze, bardziej czerwone gwiazdy. Jest ono znacznie większe niż wybrzuszenie Drogi Mlecznej. W centrum M81 znajduje się czarna dziura o masie 70 milionów mas Słońca, która jest około 15 razy większa od centralnej czarnej dziury Drogi Mlecznej. Poprzednie badania Hubble'a wykazały, że rozmiar czarnej dziury w jądrze galaktyki jest proporcjonalny do masy wybrzuszenia galaktyki.

M82 lub galaktyka Cygaro, świeci jasno w podczerwieni i jest niezwykła ze względu na swoją aktywność formowania się gwiazd. Galaktyka Cygaro doświadcza oddziaływań grawitacyjnych ze swoim galaktycznym sąsiadem, M81, powodując niezwykle wysokie tempo formowania się gwiazd - wybuch gwiazd.

Wokół centrum galaktyki młode gwiazdy rodzą się 10 razy szybciej niż w całej naszej galaktyce Drogi Mlecznej. Promieniowanie i energetyczne cząstki z tych nowo narodzonych gwiazd wbijają się w otaczający gaz, a powstały wiatr galaktyczny spręża wystarczającą ilość gazu, aby utworzyć miliony kolejnych gwiazd. Szybkie tempo powstawania gwiazd w tej galaktyce w końcu zostanie samoograniczone. Gdy formowanie się gwiazd stanie się zbyt intensywne, zużyje lub zniszczy materiał potrzebny do wytworzenia większej liczby gwiazd. Gwiezdny wybuch ustąpi, prawdopodobnie za kilkadziesiąt milionów lat.

Źródła: 

NASA: 

M81: https://science.nasa.gov/mission/hubble/science/explore-the-night-sky/hubble-messier-catalog/messier-81/

M82: https://science.nasa.gov/mission/hubble/science/explore-the-night-sky/hubble-messier-catalog/messier-82/

Wikipedia: 

M81  https://pl.wikipedia.org/wiki/Galaktyka_Bodego

M82 https://pl.wikipedia.org/wiki/Galaktyka_Cygaro

M81 & M82: Bode & Cigar Galaxy - Galaktyka Bodego & Cygaro

14.11.2023

Blogeinträge

W63 Sadr - Pejzaż wokół Krzyża Północy - Gamma Cygni Region

Astro ILLINOIS: Jim Kaler 9/4/98; & 11/30/12

„SADR (Gamma Cygni). Wymawiana bardziej jak "sudder" lub "sadder", gwiazda ta nie jest tak niejasna jak jej nazwa własna. W połowie drugiej wielkości (2,20), Sadr (choć druga najjaśniejsza) jest gwiazdą Gamma konstelacji Cygnus, Łabędzia, i leży w centrum słynnego asteryzmu Cygnus, Krzyża Północy, w punkcie przecięcia się laski i pręta. Nazwa odnosi się jednak do wielkiego starożytnego niebiańskiego ptaka i pochodzi od arabskiej frazy oznaczającej "pierś kury". Sadr leży we wspaniałej części Drogi Mlecznej, która biegnie wzdłuż długiej osi Cygnusa. Znajduje się w pobliżu północnego krańca słynnej Wielkiej Szczeliny, ciemnego pasa, który wydaje się dzielić Drogę Mleczną - dysk naszej Galaktyki - na dwie części i rozciąga się w dół przez Strzelca i Skorpiona. Szczelina w rzeczywistości składa się z ogromnego kompleksu dość pobliskich zimnych obłoków pyłu, w których rodzą się gwiazdy. Bardziej szczegółowe badania regionu wokół Sadra pokazują, że jest on wypełniony świecącymi obłokami międzygwiazdowymi (podobnymi do Mgławicy Oriona), a także pozostałością po eksplodującej gwieździe, z których żadna nie jest bezpośrednio związana z samym Sadrem, chociaż gdyby linia wzroku była czysta, Sadr, przesłonięty pyłem międzygwiazdowym, byłby o pół magnitudo jaśniejszy. (Region ten, jasny w widmie radiowym, został dawno temu nazwany "Cygnus X", nie mylić z "Cygnus X-1", który jest gwiazdą podwójną zawierającą czarną dziurę). Nomenklatura astronomiczna, wywodząca się z historii, może być zabawnie myląca). 

Sadr Sadr (w środku), w złożonym regionie Drogi Mlecznej, otoczony jest czerwonawymi obłokami międzygwiazdowymi, które świecą w świetle ultrafioletowym gorących gwiazd, IC 1318 w górę i na prawo. Nieco w górę i na lewo od Sadra znajduje się gromada otwarta NGC 6910, natomiast na lewo od środka, w pobliżu dolnej krawędzi, leży bardziej znana gromada Messier 29. P Cygni znajduje się przy prawej dolnej krawędzi. Identyfikacja znajduje się na oznaczonym zdjęciu. Nawet w swoim niezwykłym otoczeniu nasza gwiazda wyróżnia się jako dość nietypowy supergigant klasy F (F8). Większość supergigantów jest albo dość gorąca, albo dość chłodna i czerwonawa. Nieliczne, takie jak Sadr, są żółto-białe i mają średnią temperaturę bliską 5800 Kelwinów, czyli zbliżoną do temperatury Słońca (Sadr ma niepewne 5870 K), dzięki czemu większość promieniowania rozchodzi się w widmie optycznym. Z odległości 1830 lat świetlnych, z uwzględnieniem dużej niepewności wynoszącej 280 (druga redukcja Hipparcosa), stwierdzamy, że gwiazda świeci z całkowitą jasnością około 60 000 Słońc. Temperatura i jasność prowadzą zatem do dużego promienia 235 razy większego niż promień Słońca, czyli o 10 procent większego niż orbita Ziemi. Jednak bezpośrednie pomiary średnicy kątowej za pomocą interferometrii dają promień 183 Słońc, o 30 procent mniejszy, co pokazuje, że coś może być nie tak z niektórymi parametrami wejściowymi, a może wskazuje, że znaczenie "powierzchni" dla tak rozciągniętej gwiazdy jest niejednoznaczne. 

Chociaż Gamma Cyg jest w trakcie umierania, po zaprzestaniu syntezy wodoru w swoim głębokim jądrze, nie jest możliwe ustalenie, w jakim stanie znajduje się gwiazda, czy będzie się nagrzewać lub ochładzać na swojej powierzchni, czy też nastąpi fuzja helu, czy też już nastąpiła, co trwa dłużej niż jakikolwiek człowiek zobaczy.  Chociaż Sadr nie jest oczywiście zmienną, gwiazda wydaje się pulsować w złożony sposób z okresem 74 dni. W odległości nieco ponad dwóch minut łuku znajduje się "towarzyszka" o jasności dziewiątej magnitudo, sama będąca gwiazdą podwójną, Gamma Cyg BC, której trzeci człon znajduje się w odległości 41 sekund łuku. Jedyny związek jest jednak w nazwie, ponieważ BC porusza się względem Sadra właściwego, aby nie być niczym więcej niż kolejną zbieżnością linii widzenia. (Podziękowania dla Deana Moberga za wskazanie mi tej gwiazdy).”  

Źródła: 

APOD https://apod.nasa.gov/apod/ap181102.html

Astro Illinois http://stars.astro.illinois.edu/sow/sadr.html , http://stars.astro.illinois.edu/sow/sowlist.html

W63 Sadr - Pejzaż wokół Krzyża Północy - Gamma Cygni Region

22.10.2023

Blogeinträge