Piłka jest jedna!

Czas czytania: 6 minut

Czas zakończyć sezon wakacyjny i wrócić do rzeczywistości. Trwają igrzyska olimpijskie, a za nami mistrzostwa Europy w piłce nożnej. Dzisiejszy wpis będzie zatem poświęcony piłce. Nie, no oczywiście nie będzie to wpis o klasycznej fizycznej piłce, ponieważ jak na razie, nikt nie odkrył swobodnie dryfującej piłki sportowej w kosmosie – ani jej tam nie wysłał 😉.  

Jednak ludzki mózg lubi nadawać różnym naturalnym formacjom kształty, które są mu dobrze znane. Przyjrzymy się zatem pewnej „kosmicznej piłce”. Tą kosmiczną piłką jest mgławica planetarna: Kronberger 61, znana również po prostu jako „Soccer Ball Nebula”, czyli Mgławica Piłka Nożna.

Zanim jednak rozpoczniemy podróż, trzeba zrozumieć czym jest mgławica planetarna. Jest to nazwa nieco myląca, ponieważ nie ma ona nic wspólnego z planetami i nie należy mylić jej z dyskiem protoplanetarnym. Mgławica planetarna powstaje kiedy gwiazda (w przybliżeniu do 10 mas Słońca maksymalnie), odrzuca swoją powłokę zewnętrzną (nie mylmy tego z supernową). Nie będę tu omawiał cyklu życia gwiazdy, bo to temat niesamowicie obszerny sam w sobie. Nie jest też do końca jasne, czy każda taka gwiazda odrzucająca powłokę tworzy mgławicę planetarną. Nie wiadomo zatem, czy Słońce utworzy kiedyś taką mgławicę.  
Mgławica planetarna jest jednym ze szczególnych rodzajów mgławicy emisyjnej.

Mgławica Kronberger 61 (Oznaczenie katalogowe: Kn 61)odkryta została w 2011r. przez astronoma amatora: Mattiasa Kronbergera, na zdjęciach wykonanych w ramach przeglądu Digital Sky Survey. Sama mgławica ma kilka ciekawych cech i skrywa pewne tajemnice.
Na początek chciałbym wskazać, na niepewność pomiaru odległości mgławicy od nas. Na podstawie danych Gemini odległość ta wynosi 13 040 lś i tę odległość przyjmę za obowiązującą. Biorąc pod uwagę rozmiar samej mgławicy możliwe jest, że znajduje się nieco bliżej.
Jeśli jednak przyjrzymy się paralaksie podanej w bazie SIMBAD (olbrzymia baza obiektów gwiezdnych i im podobnych) można wyliczyć, że odległość ta wynosi ok. 23 520 lś. Jest to odległość za duża. Paralaksa nie jest jedynym elementem wyznaczania rzeczywistej odległości obiektu, na który wpływ ma wiele czynników (np. prędkość radialna). Im dalej znajduje się obiekt tym trudniej precyzyjnie wyznaczyć odległość. W pewnej odległości (lub dużej skali np. galaktycznej) trzeba zastosować inne metody – jest ich całkiem sporo.
Wracając jednak do naszej mgławicy. Jeśli spojrzymy na bazę danych Wezyr – VisieR (jedna z największych baz danych gwiazdowych i pokrewnych w Internecie) i informacje pochodzące z trzeciej serii danych misji GAIA- odległość dla tej mgławicy będzie jeszcze większa. Trzeba jednak pamiętać, że dane misji GAIA dotyczą samej gwiazdy centralnej mgławicy, a nie jej samej – chociaż odległość i tak będzie za duża. Moim zdaniem, w przyszłości należy przyjrzeć się jeszcze odległości podawanej dla tego obiektu.

Średnica mgławicy wynosi w przybliżeniu 6,26 lś. Wiek bąbla szacowany jest na 16 000 lat (wiek szacowany jest na założoną odległość). Pewne aspekty pomiarów mogą wskazywać na obecność układu podwójnego w sercu mgławicy (nie jest to potwierdzone).

Mgławica jest wyraźną kulistą powłoką z charakterystycznymi włóknami. Prędkość włókien (mierzona na aktualny stan obserwacji mgławicy) to 67,7 km s^-1 ( to to samo co km/s, tak dla ciekawostki). Aktualnie jednak mgławica nie rozszerza się równomiernie, przez co z czasem będzie ona tracić swój sferyczny kształt i zacznie bardziej przypominać elipsę. Ruch włókien jest m.in. zależny od gwiazdy centralnej. Kinematyka (badanie ruchu) włókien, ich zależności itp. w tej czy innych mgławicach planetarnych jest przedmiotem gorących debat i sporów.
Jedną z nietypowych cech tej mgławicy stanowi to, że jest bardzo dobrze zachowana jak na swój wiek. Inną ciekawą cechą charakterystyczną tej mgławicy jest silny niedobór wodoru – to samo dotyczy gwiazdy macierzystej. Oznacza to, że gwiazda w chwili odrzucenia powłoki zewnętrznej niemal całkowicie zużyła swój wodór. Mgławica posiada też inną cechę: całkowity brak linii emisyjnych azotu czy siarki. Mgławica ta niemal całkowicie składa się z podwójnie jonizowanego tlenu (atom tlenu pozbawiony dwóch elektronów). Tlen ten nadaje jej charakterystyczną niebieską barwę. Resztę stanowi śladowa, wręcz symboliczna ilość wodoru i jeszcze mniejsza helu. Brak linii emisyjnych azotu i siarki (zwłaszcza azotu), może być tłumaczony aktywnością samej gwiazdy centralnej i jej wysoką temperaturą.

Gwiazdę macierzystą mgławicy stanowi gwiazda o subtelnym, przejrzystym oznaczeniu: SDSS J192138.93+381857.2. Gwiazda ta została ujęta również w trzeciej serii danych misji GAIA o numerze katalogowym:  Gaia DR3 2052811676760671872. Prawda, że pięknie i uroczo 😉

Podobnie jak cała mgławica, gwiazda macierzysta posiada duże niedobory wodoru. Jest to gwiazda o klasie PG 1159. Jest to bardzo specyficzny typ gwiazdy poza ciągiem głównym – gwiazda ta, co prawda odrzuciła już swoją powłokę, ale nie stała się jeszcze białym karłem. Być może nadal przeprowadza ona syntezę helu. Nie jest do końca jasne, czy jest to gwiazda zmienna czy nie. Niektóre obserwacje potwierdzają cykliczność i możliwy zmienny charakter gwiazdy.
Biorąc również pod uwagę dane z misji GAIA, uważam, że temperatura powierzchniowa tej gwiazdy jest za niska (8915,43 K – wyższa niż Słońca, ale za niska na ten typ gwiazdy – aczkolwiek muszę się tu przyznać, że może to być błędny odczyt z mojej strony, lub określenie temperatury może być problematyczne). Grawitacja powierzchniowa wyższa od słonecznej: porównując te same jednostki 4,4377 dla Słońca i 4,6155 dla tej gwiazdy. Gwiazda ta wydaje się również nieco za duża, aczkolwiek nie jest ona jeszcze w pełni ukształtowanym białym karłem i być może wciąż przeprowadza syntezę helu, co może oznaczać, że jeszcze zmniejszy objętość.
Jak widać, wiele pomiarów nie jest jeszcze ustandaryzowanych i pewnych dla tej gwiazdy. Myślę, że ważnym elementem układanki jest również fakt, że gwiazda ta w swojej klasie PG 1159 uzyskała dodatkowe oznaczenie grupy 3 = lg E. W skrócie oznacza to, że została zakwalifikowana jako mgławicowa gwiazda centralna o niskiej grawitacji (w porównaniu do standardowych przedstawicieli klasy PG 1159). Klasa tej gwieździe została nadana w roku 2014. Uznany pomiar odległości i wieku również został wykonany w latach 2011-2014. Trzecia seria danych misji GAIA została opublikowana 13.06.2022. Być może więc rozbieżności jakie przedstawiłem tu w pomiarach dla tej gwiazdy, wynikają z braku aktualizacji danych i konkluzji?

Mgławica ta jest jedną z pierwszych, dla których zauważono powiązanie pomiędzy włóknistą strukturą mgławic i ich kinematyką, a centralną gwiazdą typu PG 1159 i jej aktywnością.

Podsumowując, nie jest to zbyt dobrze zanalizowana mgławica planetarna. Istnieje wobec niej wiele niepewności:

– niepewny pomiar odległości mgławicy od Układu Słonecznego;

– moim zdaniem, być może niepewny szacunek wieku mgławicy;

– brak pewności, czy gwiazda centralna jest gwiazdą podwójną (lub więcej);

– brak pewności co do pulsacyjnego charakteru gwiazdy centralnej (pomiary jakimi dysponujemy zdają się przechylać szalę, że tak właśnie jest). Pulsacyjny charakter gwiazdy centralnej mógłby tłumaczyć również oscylacje, na podstawie których wysuwa się podejrzenie o podwójnym charakterze gwiazdy centralnej;

– duża niepewność co do temperatury powierzchniowej gwiazdy centralnej mgławicy.

Gdyby potwierdził się pulsacyjny charakter tej gwiazdy, również jest on nietypowy. Jest bardzo długi. Cykliczna zmienność tej gwiazdy (mając na uwadze niepewność pomiaru, margines błędu i bardzo małą liczbę prób pomiaru) wynosiłaby od 2 do 6 dni. Standardowo, jeśli w tego typu gwiazdach zachodzi cykliczna zmiana jasności, to jest ona liczona w sekundach. Charakter zmienności (i to czy nie jest wynikiem błędów pomiarowych), musi zostać jeszcze wyjaśniony i potwierdzony.

Podsumowując, Wszechświat chce grać z nami w grę. Nie jest to do końca uczciwa gra, bo zwyczajnie w świecie nie znamy do końca jej zasad. Od czasu do czasu rzuca nam właśnie taką piłkę. Gdy wydaje nam się, że już poznajemy zasady gry, z za rogu wyskakuje piłka. Patrzymy się na tę piłkę, nie do końca wiedząc co z nią zrobić. Możemy ją pominąć i pójść dalej za swoimi sprawami. Ale czy nie zabawniej będzie ją podnieść, lub kopnąć i dołączyć do gry? 😉