10 największych kątowo obiektów na niebie

Przyjrzyjmy się obiektom, które zajmują na naszym niebie największy obszar. Część z nich będzie oczywista, część nieco zaskakująca, a może nawet dla kogoś nieznana (przyznam, że dla mnie jeden taki był). Niektóre z nich bez problemu dostrzegalne gołym okiem (pod ciemnym niebem), inne kompletnie niewidoczne. Granice wielu z nich nie są precyzyjnie określone, a także podatne na zmiany. Naukowcy wciąż odkrywają, definiują parametry i cechy kosmicznych obiektów. Z powodu wszystkich tych naukowych niespójności, potraktujcie tę listę jako pewien zarys i ciekawostkę.

• DROGA MLECZNA

Widoczna z Ziemi jako mglisty pas białego światła o szerokości około 30° (i długości 360° naturalnie), wyginający się w łuk na nocnym niebie. Chociaż wszystkie pojedyncze gwiazdy widoczne gołym okiem na całym niebie są częścią naszej galaktyki, sam termin „Droga Mleczna” ograniczymy w tym przypadku do wspomnianego pasa światła. Światło pochodzi z akumulacji nierozdzielonych gołym okiem gwiazd i innej materii znajdującej się w kierunku płaszczyzny galaktycznej. Jaśniejsze obszary wokół pasma pojawiają się jako plamy światła, znane jako obłoki gwiezdne. Najlepiej widocznym z nich jest Wielki Obłok Gwiezdny Strzelca, będący częścią centralnego zgrubienia Galaktyki. Ciemne obszary w pasie, takie jak Wielka Szczelina czy Worek Węgla (do niego jeszcze wrócimy), to obszary, w których międzygwiezdny pył blokuje światło odległych gwiazd. Obszar głębokiego nieba zasłaniany przez Drogę Mleczną nazywa się Strefą Unikania.

Droga Mleczna ma stosunkowo niską jasność powierzchniową. Jej widoczność może być znacznie zmniejszona przez inne światło, takie jak zanieczyszczenie sztucznym światłem czy blask Księżyca. Aby Droga Mleczna była widoczna, niebo musi być ciemniejsze niż około 20,2 magnitudo na sekundę kątową. Graniczna jasność gwiazd dla gołego oka ma w takich warunkach wartość w przybliżeniu +5,0 mag. Aby dostrzec więcej szczegółów Drogi Mlecznej musimy udać się pod niebo oferujące 1 magnitudo „więcej”. To sprawia, że ​​Droga Mleczna jest trudna do zauważenia z jasno oświetlonych obszarów miejskich lub podmiejskich, ale jest łatwo dostrzegalna, gdy ogląda się ją z obszarów wiejskich, gdy Księżyc znajduje się poniżej horyzontu. Mapy zanieczyszczenia sztucznym światłem pokazują, że ponad jedna trzecia mieszkańców Ziemi nie widzi Drogi Mlecznej ze swoich domów.

Widziany z Ziemi widoczny obszar płaszczyzny galaktycznej Drogi Mlecznej zajmuje obszar nieba obejmujący 30 konstelacji. Centrum Galaktyki leży w kierunku Strzelca, gdzie Droga Mleczna jest najjaśniejsza. Od Strzelca mglisty pas białego światła wydaje się przechodzić do „antycentrum” Galaktyki w Woźnicy. Następnie pas kontynuuje drogę dookoła nieba, z powrotem do Strzelca, dzieląc niebo na dwie mniej więcej równe półkule.

Płaszczyzna galaktyczna jest nachylona o około 60° do ekliptyki (płaszczyzny orbity Ziemi). Względem równika niebieskiego przechodzi daleko na północ, aż do gwiazdozbióru Kasjopei i daleko na południe, aż do gwiazdozbioru Krzyża, co wskazuje na duże nachylenie płaszczyzny równikowej Ziemi i płaszczyzny ekliptyki w stosunku do płaszczyzny galaktycznej. Północny biegun galaktyczny znajduje się w rektascensji 12h 49m i deklinacji +27,4° w pobliżu gwiazdy β Comae Berenices, a południowy biegun w pobliżu α Sculptoris. Ze względu na tak duże nachylenie, w zależności od pory nocy i roku, łuk Drogi Mlecznej może znajdować się bardzo blisko horyzontu lub stosunkowo wysoko na niebie. Dla obserwatorów z szerokości geograficznych od około 65° na północ do 65° na południe, Droga Mleczna przechodzi bezpośrednio nad głową dwa razy na dobę.

• STRUMIEŃ MAGELLANICZNY

W 1965 roku w rejonie Obłoków Magellana znaleziono obłoki gazu o nietypowej prędkości. Gaz rozciąga się na niebie na długość co najmniej 180 stopni. Odpowiada to 180 kpc (600.000 lat świetlnych) w przybliżonej odległości 55 kpc (180.000 l.ś.). Kilka lat później (w 1974 roku) odkryto, że jest to strumień gazowych obłoków HVC (chmury o dużej prędkości, ang. high velocity cloud) łączących Wielki i Mały Obłok Magellana. Strumień ten ciągnie się za Obłokami wzdłuż ich orbity. Badacze szacują, że Strumień Magellaniczny istnieje już ok. 2,5 miliarda lat. Badania z 2013 roku wykazały, że większość Strumienia pochodzi z Małego Obłoku Magellana. Ta jego część powstała ponad 2 miliardy lat temu. Mniejsza i młodsza część Strumienia ma swoje źródło w Wielkim Obłoku Magellana, jednak wciąż nie ma konsensusu co do tego, w jaki sposób Strumień powstał.

Na tym polu ścierają się ze sobą trzy główne hipotezy. Jedna z nich mówi, że powstanie tego strumienia związane jest z obdarciem gazu obu Obłoków Magellana, gdy przeszły one przez galaktyczne halo Drogi Mlecznej. Inna wskazuje na oddziaływanie grawitacji Drogi Mlecznej na satelickie Magellany, zaś według kolejnej, Mały i Wielki Obłok Magellana w przeszłości znalazły się na tyle blisko siebie, że dzięki oddziaływaniu pływowemu pomiędzy nimi doszło do gwałtownej produkcji gwiazd, w efekcie czego utworzył się strumień łączący oba Obłoki Magellana.

Dzięki bliskości Obłoków Magellana i możliwości rozdzielenia poszczególnych gwiazd i określenia ich paralaks oraz ruchu własnego, kolejne obserwacje dały pełną informację o 6-wymiarowej przestrzeni fazowej obu Obłoków (z bardzo dużymi błędami względnymi dla prędkości poprzecznych). Umożliwiło to obliczenie prawdopodobnej przeszłej orbity Wielkiego i Małego Obłoku Magellana w odniesieniu do Drogi Mlecznej. Obliczenia wymagały dużych założeń, na przykład dotyczących kształtów i mas 3 galaktyk oraz charakteru tarcia dynamicznego między poruszającymi się obiektami.

• MGŁAWICA GUMA

Widoczna na zdjęciach południowego nieba jako rozległy obszar zjonizowanego wodoru, który otacza dobrze znaną pozostałość po supernowej w Żaglu. Gum 12, jeden z największych obiektów w naszej galaktyce, został po raz pierwszy rozpoznany jako pojedynczy kompleks emisyjny przez Colina S. Guma w latach pięćdziesiątych XX wieku. Do niedawna astronomowie zakładali, że była to „sfera Strömgrena” wzbudzona światłem ultrafioletowym z gorących gwiazd gamma Velorum i zeta Puppis. Ten proces wzbudzenia dotyczy między innymi Mgławicy Oriona i innych regionów H-II.

Gum 12 jest obszarem emisji tak dużym i bliskim, że w rzeczywistości jest bardzo trudny do zobaczenia. Pokrywając ponad 40° nieba, w rzeczywistości ma średnicę 1100 lat świetlnych, a jego przednia krawędź znajduje się “zaledwie 450 lat świetlnych od naszego Układu Słonecznego. Uważa się, że jest to wciąż rozszerzająca się pozostałość (lub pozostałości) jednej lub wielu supernowych, które eksplodowały od 0,9 do 2,6 mln lat temu.

Mgławica Guma jest obserwowalna jako ciąg słabych mgławic pomiędzy konstelacjami Rufy i Żagla, a jej rozmiary sprawiają, że wydaje się być zdecydowanie największą mgławicą na niebie. Północny skraj jest widoczny w pobliżu gwiazdy pi Puppis, natomiast południowa granica jest o kilka stopni od asteryzmu „Fałszywego Krzyża” (Avior, Aspidiske, Alsephina i Markeb). Podczas gdy południowe brzegi są dobrze rozpoznawalne, północne krawędzie pozostają niepewne; według niektórych naukowców krawędź ta zbiega się z długimi gazowymi filamentami znajdującymi się głównie w gwiazdozbiorze Kompasu i znanymi jako Sharpless 2-312.

Pomimo ogromnej wielkości, nie jest ona widoczna ani gołym okiem, ani przez amatorski teleskop, ponieważ tworzące ją włókna świecą bardzo słabo, większość emisji odbywa się w zakresie podczerwieni i linii Hα. Mgławica znajduje się daleko na południowej półkuli niebieskiej, jej widoczność z półkuli północnej jest więc bardzo ograniczona; w całości mgławicę można obserwować na południe od 35-36 stopnia szerokości geograficznej północnej, a powyżej 50°N (na większości terytorium Polski) żaden jej fragment nie jest możliwy do rejestracji. Na półkuli południowej natomiast jest widoczna przez większość nocy w roku (szczególnie od grudnia do kwietnia.

• WIELKA SZCZELINA W ORLE (/WĘŻU)

Obszar nieba znajdujący się głównie w konstelacjach Orła, Węża i wschodniej części Wężownika zawierający ciemne chmury międzygwiazdowe znajdujące się pomiędzy Układem Słonecznym a ramieniem Strzelca w odległości kilku tysięcy lat świetlnych. Region ten stanowi część Wielkiej Szczeliny, pobliskiego ciemnego obłoku kosmicznego pyłu, który zasłania środek płaszczyzny galaktycznej Drogi Mlecznej, patrząc do wewnątrz. 

Obłoki te są nieprzezroczyste dla światła w optycznej części widma ze względu na obecność ziaren pyłu międzygwiazdowego zmieszanych z gazem. Dlatego chmury w Szczelinie blokują światło gwiazd znajdujących się za nimi z naszej perspektywy, tworząc „ciemną szczelinę”. Kompleks znajduje się w kierunku wewnętrznej Galaktyki, więc możliwe jest, że nie wszystkie elementy szczeliny znajdują się w tej samej odległości i są fizycznie ze sobą powiązane. Gołym okiem Wielka Szczelina jawi się jako ciemny pas, która pionowo dzielący wzdłuż jasny pas Drogi Mlecznej. Podobne pasy pyłu można zaobserwować w wielu galaktykach skierowanych do nas swoją krawędzią, takich jak NGC 891 w Andromedzie i NGC 4565 (Galaktyka Igła) w Warkoczu Bereniki.

Ciemne strefy w jasnym pasie Drogi Mlecznej, były rozpoznawane przez wiele starożytnych cywilizacji. W Ameryce Południowej Inkowie nadawali im nazwy podobne do normalnych konstelacji gwiazd, w tym szereg nazw zwierząt, takich jak lama, lis, ropucha i tak dale. Uważano, że piją one z „wielkiej rzeki” Drogi Mlecznej. Klasyczni Grecy czasami opisywali Wielką Szczelinę jako ścieżkę zniszczeń pozostawioną przez Faetona, który próbował poprowadzić rydwan Heliosa (boga Słońca) po niebie i stracił kontrolę (konie przestraszyły się napiętego łuku Strzelca), siejąc spustoszenie, zanim został powalony piorunem Zeusa.  Współczesna astronomia po raz pierwszy zaczęła mocniej interesować się naturą tego typu obiektów w XVIII wieku, ale bezskutecznie starała się wyjaśnić ich naturę aż do E. E. Barnarda i Maxa Wolfa na początku XX wieku.

• CHMURA SMITH

Ogromna chmura gazu poruszającego się z dużą prędkością, znajdująca się w gwiazdozbiorze Orła. Chmura została odkryta w 1963 roku na bazie danych z radioteleskopu w Dwingeloo przez Gail Bieger (z domu „Smith”, stąd nazwa), studentkę astronomii na Uniwersytecie w Leiden w Holandii. Korzystając z teleskopu w Green Bank, radioastronomowie oszacowali później, że Obłok Smith znajdujący się około 36.000 lat świetlnych od nas, ma masę co najmniej miliona mas Słońca i mierzy 3000 parseków (9800 l.ś.) długości i 1000 pc (3300 l.ś.) szerokości. Z naszej perspektywy obiekt ma kątową średnicę od 10 do 12 stopni, w przybliżeniu tak szeroką jak konstelacja Oriona, czyli ponad 20 razy większą od średnicy Księżyca w pełni. Niestety (albo stety) chmura nie jest widoczna gołym okiem.

Obłok najwyraźniej porusza się w kierunku dysku Drogi Mlecznej z prędkością 73 ± 26 kilometrów na sekundę. Oczekuje się, że Chmura Smith połączy się z Drogą Mleczną za około 27 milionów lat w ramieniu Perseusza, w odległości około 30.000 l.ś. od Ziemi. Astronomowie uważają, że uderzy on w dysk Drogi Mlecznej pod kątem 45°, a jego uderzenie może spowodować wybuch formowania się nowych gwiazd lub superpowłokę neutralnego wodoru.

Symulując trajektorię obłoku wstecz w czasie, szacuje się, że przeszedł on przez dysk Drogi Mlecznej około 70 milionów lat temu. Aby wyjaśnić przetrwanie poprzedniego spotkania, astronomowie zasugerowali, że jest on osadzony w masywnym halo ciemnej materii. Oznacza to, że ​​prawdopodobnie jest znacznie masywniejszy niż wcześniej sądzono i może być kandydatem na ciemną galaktykę. W tym scenariuszu byłaby to nieudana galaktyka karłowata, ze składnikami do utworzenia typowej galaktyki gwiezdnej. Jednak pomiary obfitości chemicznej z Teleskopu Kosmicznego Hubble’a przeczą tej hipotezie; pomiary te pokazują, że Obłok Smith ma średnią metaliczność równą połowie wartości słonecznej, co wskazuje, że jego gaz pochodzi z naszej galaktyki, a nie z pozagalaktycznego źródła. Orbita i metaliczność obłoku są zgodne z pochodzeniem w zewnętrznym dysku Drogi Mlecznej, a mechanizm uwolnienia tego gazu i powstania obłoku nie jest znany.

• WIELKI OBŁOK MAGELLANA

Nazywany również „Nubecula Major” jest największą galaktyką satelitarną Drogi Mlecznej. Generalnie uważany za galaktykę nieregularną, ale posiada elementy struktury spiralnej. Najprawdopodobniej pierwotna struktura spiralna Obłoku została zniszczona przez oddziaływanie grawitacyjne Drogi Mlecznej. Znajdując się w odległości około 50 kiloparseków (≈160 000 lat świetlnych) jest drugą lub trzecią galaktyką najbliżej Drogi Mlecznej, po SagDEG (Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy) i hipotetycznej karłowatej galaktyce w Wielkim Psie. Średnica galaktyki wynosi około 14.000 lat świetlnych (4,3 kpc), tym samym jest czwartą co do wielkości galaktyką w Grupie Lokalnej, po Galaktyce Andromedy (M31), Drodze Mlecznej i Galaktyce Trójkąta (M33).

Nazwa galaktyki pochodzi od nazwiska Ferdynanda Magellana, który obserwował obiekt podczas wyprawy dookoła świata w latach 1519–1522. Jednak najstarsza zachowana wzmianka o obserwacjach Wielkiego Obłoku Magellana przez mieszkańców półkuli północnej pochodzi z 964 roku od perskiego astronoma Al Sufiego. Obiekt, nazwany przez Arabów Al Bakr (Biały Wół), został zaobserwowany podczas wypraw kupieckich wzdłuż wschodnich wybrzeży Afryki.

Przy deklinacji około -70°, galaktyka jest widoczna jako słaba „chmura” z południowej półkuli Ziemi i północy sięgającej 20°N. Rozciąga się na około 10° gołym okiem (bardziej precyzyjne rozmiary to 10.75° na 9.17°), czyli ponad 20 – krotność średnicy Księżyca w pełni. Rotuje wokół własnej osi z okresem 250 mln lat i zawiera ok. miliarda gwiazd. Bogata w gromady kuliste zarówno młode (wiek ok. 10 mld lat), jak i stare (wiek ok. 12 mld lat) oraz mgławice planetarne. Galaktyka zawiera Mgławicę Tarantula, zwaną także 30 Doradus. Jest to ogromny żłobek gwiazd, podobny do Mgławicy Oriona (Messier 42), ale w zupełnie innej skali. Około 100 razy większa od M42, 30 Doradus jest największym regionem gwiazdotwórczym w Lokalnej Grupie galaktyk, świecącym z taką mocą, że gdyby była tak blisko nas jak Mgławica Oriona (około 1300 lat świetlnych), jej światło byłoby w stanie rzucać cień. 24 lutego 1987 roku w LMC zaobserwowano supernową SN 1987A – najbliższą Ziemi supernową od czasu Nowej Keplera.

• PĘTLA BARNARDA

Jest częścią Kompleksu Obłoków Molekularnych Oriona, który zawiera również znaną ciemną mgławicę Koński Łeb i Wielką Mgławicę Oriona. Pętla przybiera formę dużego łuku, którego środek przypadałby w przybliżeniu na Mgławicy Oriona. Uważa się, że za jonizację pętli odpowiedzialne są młode i gorące gwiazdy w Orionie. Prawdopodobnie obserwowana już przez Williama Herschela w 1786 roku. Odkryta w 1894 roku przez E.E. Barnarda, który określił ją mianem „Pętli Oriona”.

 

Szacuje się, że znajduje się w odległości około 1600 lat świetlnych od Ziemi, co oznacza, że rzeczywiste rozmiary wynoszą około 300 lat świetlnych. Dokładne pochodzenie struktury nie jest znane. Jasne, młode gwiazdy w Orionie mogły wytworzyć „gwiezdne wiatry”, które ją rozdmuchały. Możliwy również jest udział dawnej supernowej, której wybuch miał miejsce około 2 milionów lat temu, czego wynikiem może być również szybki ruch kilku znanych gwiazd uciekających, w tym AE Aurigae, Mi Columbae i 53 Arietis, co do których sądzi się, że mogły być składnikami układu wielokrotnego gwiazd, w którym jeden składnik wybuchł jako supernowa. Niedawno odkryto, że ogromna mgławica może być nawet wewnętrzną powierzchnią jeszcze większego obłoku wodorowego otaczającego rozległy obszar przestrzeni, który zawiera gorący, zjonizowany gaz o niskiej gęstości oraz asocjację Oriona OB1, grupę bardzo gorących młodych gwiazd typów widmowych O i B. Ten ogromny „bąbel” został prawdopodobnie uformowany przez serię wybuchów supernowych, być może około 3 miliony lat temu.

Ostatnie szacunki umieszczają Pętlę w odległości 159 pc (518 lat świetlnych) lub 440 pc (1434 lat świetlnych), co daje jej wymiary odpowiednio około 100 lub 300 l.ś. Obserwowana z Ziemi, Pętla rozciąga się na około 600 minut kątowych (około 10°), obejmując znaczną część gwiazdozbioru Oriona. Jest dobrze widoczna na fotografiach o długiej ekspozycji, jednak przy skrajnie sprzyjających warunkach można spróbować dostrzec ją gołym okiem.

• MGŁAWICA ZETA OPHIUCHI (SH2-27)

W pobliżu głowy konstelacji Skorpiona (i nogi Wężownika) świeci ogromny czerwony bąbel wodoru o średnicy około 10 stopni, co odpowiada wielkości pięści trzymanej na wyciągnięcie ręki bądź 20 średnicom Księżyca w pełni. Oficjalna nazwa tej ogromnej ekspansji gazu to Sharpless 2-27.

Rzeczywista odległość Sh2-27 wciąż pozostaje niepewna. Szacunki dotyczą około 500 lat świetlnych, co oznaczałoby, że obłok gazu rozciąga się na około 100 lat świetlnych. Jasna gwiazda w centrum to Zeta Ophiuchi, gorąca „uciekająca” gwiazda typu O prawdopodobnie wyrzucona z układu podwójnego dawno temu.

Mimo ogromnych rozmiarów, mgławica jest niewidoczna dla gołego oka i nawet astrofotografia nie zawsze jest w stanie ją uchwycić. Najczęściej możemy ją zobaczyć na szerokich kadrach obejmujących zespół mgławic w Skorpionie – Wężowniku (Antares – Rho Ophiuchi) bądź jeszcze szerszych ujęciach wraz z centrum Drogi Mlecznej. Mgławica jest bardzo duża duża i ma wyjątkowo niską jasność powierzchniową. Z tego powodu wiele atlasów nieba pomija jej zarys. Z racji swej wielkości i kształtu, przypomina nieco mniejszą Sh2-264 (Angelfish Nebula), którą można znaleźć w „głowie” gwiazdozbioru Oriona. Sama mgławica Sh2-27 jest możliwa do zobaczenia przez lornetkę. Filtry H-Beta ujawniają kilka włókien i rozjaśnionych obszarów z katalogu LBN.

• SagDEG (ELIPTYCZNA GALAKTYKA KARŁOWATA W STRZELCU)

Najbliższa potwierdzona galaktyka satelitarna Drogi Mlecznej o średnicy około 10.000 lat świetlnych, znajdująca się obecnie około 70.000 lat świetlnych od Układu Słonecznego, poruszająca się po orbicie polarnej (przechodzącej nad biegunami galaktycznymi Drogi Mlecznej) w odległości około 50 000 lat świetlnych od jądra naszej galaktyki – co stanowi około 1/3 odległości Wielkiego Obłoku Magellana (LMC).

Oficjalnie odkryta w 1994 roku przez Rodrigo Ibatę, Mike’a Irwina i Gerry’ego Gilmore’a, została natychmiast rozpoznana jako najbliższa znana sąsiadka Drogi Mlecznej. Sporna galaktyka karłowata w Wielkim Psie, odkryta w 2003 roku, jeśli zostanie potwierdzona, może zabrać jej to miano. Pomimo tego, że jest jedną z najbliższych galaktyk towarzyszących Drodze Mlecznej, główna jej część znajduje się po przeciwnej stronie jądra galaktyki względem Ziemi i w konsekwencji jest bardzo słaba, chociaż obejmuje duży obszar nieba (ok. 7.5° na 3.6°).  

Dalsze odkrycia dokonane przez zespoły astrofizyków z University of Virginia i University of Massachusetts Amherst, czerpiące z danych z 2MASS Two-Micron All Sky Infrared Survey, ujawniły całą strukturę w kształcie pętli (filmik poniżej). W 2003 roku, przy pomocy teleskopów na podczerwień i superkomputerów, Steven Majewski, Michael Skrutskie i Martin Weinberg byli w stanie stworzyć mapę nieba, wyławiając z masy gwiazd tła, obecność, pozycję i zapętlony kształt ciągnący się za galaktyką. 

 

Galaktyka eliptyczna w Strzelcu zawiera cztery gromady kuliste. Najjaśniejsza z tych czterech była znana na długo przed odkryciem samej galaktyki w 1994 roku i jest oznaczona jako NGC 6715 lub Messier 54. M54 wydaje się znajdować w jądrze galaktyki, podczas gdy pozostałe trzy: Terzan 7, Terzan 8 i Arp 2 – znajdują się w innych częściach galaktyki. Obecnie uważa się, że Palomar 12 i Whiting 1 również są związane z galaktyką Sag DEG.

• WOREK WĘGLA

Obiekt, który zajmuje przestrzeń o długości 20-30 lat świetlnych, znajduje się około 600 lat świetlnych od nas, w południowej części konstelacji Krzyża. Jest to najbardziej znana ciemna mgławica na niebie, dobrze widoczna gołym okiem, niczym duża ciemna łata w Drodze Mlecznej. Mgławica była dobrze znana mieszkańcom półkuli południowej od bardzo dawna. Inkowie uważali, że bóg Ataguchu, w przypływie złości, kopnął Drogę Mleczną i fragment odpadł i odleciał tworząc Mały Obłok Magellana, a w miejscu z którego wypadł pozostało czarne znamię.

Pierwszym znanym Europejczykiem, który prawdopodobnie zobaczył ten niezwykły obiekt był hiszpański żeglarz i odkrywca Vincente Yanez Pinzon, kiedy popłynął do wybrzeża Ameryki Południowej w 1499 roku. Amerigo Vespucci nazwał mgławicę “il Canopo Fosco” (czarny Kanopus) około roku 1503. Worek Węgla później zdobył przydomek “Czarny Obłok Magellana”, w porównaniu do blasku dwóch widocznych gołym okiem sąsiednich galaktyk. Pierwszy formalny opis mgławicy został wykonany przez włoskiego historyka Pedro Mártira de Anghiera między 1511 i 1521 rokiem. Francuski astronom i ksiądz Mikołaj Louis de Lacaille zamieścił opis “Worka” w swoim katalogu w 1755 roku.

Podobnie jak inne ciemne mgławice, Worek Węgla jest w rzeczywistości międzygwiezdnym obłok gazu i pyłu, tak grubym, że uniemożliwia światłu większości gwiazd znajdujących się za nim, przedostania się w naszym kierunku. Worek Węgla nie jest jednak całkowicie czarny. Już w 1970 roku, fiński astronom Kalevi Mattila opublikował wyniki obserwacji, według których mgławica ma około 10% jasności otaczającej jej Drogi Mlecznej. Część światła jednak przedostaje się przez chmury, co jest nieźle widoczne na nowym zdjęciu ESO. Światło widocznych na tym zdjęciu gwiazd znajdujących się w polu ciemnej mgławicy wygląda na bardziej czerwone niż powinno być. To dlatego, że materia ciemnych mgławic pochłania i rozprasza niebieskie światło bardziej niż czerwone.

---

Gdyby poprowadzić tę listę dalej, znalazłyby się na niej takie obiekty jak kompleks mgławic Rho Ophiuchi (4,5° na 6,5°), Hiady (5°30′), Mały Obłok Magellana (5°20′ na 3°5′), Galaktyka Andromedy (3°10′ na 1°), Pętla Łabędzia (3°) czy Mgławica Serce (2,5° na 2,5°). 

 

1 734 views