Planetární mlhovina NGC 40 „Bow-Tie Nebula“
NGC 40 je nádherná planetární mlhovina v souhvězdí Kefea. Díky své vysoké deklinaci 72˚40′ v našich zeměpisných šířkách nikdy neklesá nízko k obzoru a je pozorovatelná po celý rok. Taktéž díky své vysoké deklinaci neutíká tak rychle ze zorného pole dalekohledu v případě, že pozorujete s dalekohledem bez pohonu.
Planetární mlhovinu vytvořila hvězda na sklonku svého života, jež odhodila své vnější slupky bohaté na vodík a obnažila své vnitřní vrstvy bohaté na helium a uhlík. Ještě se ale nejedná o bílého trpaslíka. Centrální hvězda HD 826 je tudíž poměrně jasná a v dalekohledu dobře viditelná.
Při pohledu dalekohledem v zorném poli uvidíte hvězdy jako bodové zdroje, avšak jedna z nich má okolo sebe mlhavý obláček (planetární mlhovinu). Pokud se podíváte periferně, obláček ještě více vystoupí. V okolí planetární mlhoviny NGC 40 se nacházejí tři výrazné hvězdy, jež jsou na pozorovacím nákresu označeny písmeny a)-c). Parametry hvězd jsme našli v programu Stellarium. Jde o hvězdy
a) Gaia DR3 537479839584656640: 9,42 mag, RA: 00h 15m 13s, DEC: 72° 41′ 14“
b) Gaia DR3 537386965211175424: 9,58 mag, RA: 00h 14m 16s, DEC: 72° 36′ 22“
c) Gaia DR3 537387446247511936: 10,89 mag, RA: 00h 13m 39s, DEC: 72° 35′ 42“
Při pozorování dalekohledem jsem nejdřív zakreslil okolní hvězdné pole, a nakonec jsem nakreslil i planetární mlhovinu NGC 40. Při zpracování pozorování jsem podle Stellaria našel parametry výrazných hvězd a dokreslil jsem souřadnicovou síť. Při pozorování se mi podařilo zakreslit polohy hvězd kupodivu přesně, takže souřadnicová sít v rámci možností sedí. Také jsem vyznačil směr k severnímu pólu (N) a k jarnímu bodu (γ) kvůli snazší orientaci nákresu.
Pozorování proběhlo na Astronomické expedici v noci 25.-26.08.2025 v 02:30 ráno. NGC 40 byla v době pozorování přibližně ve výšce 67° nad obzorem. Pozorování bylo provedeno Newtonovým dalekohledem na Dobsonově azimutální montáži.
Průměr primárního zrcadla: 305 mm
Ohnisková vzdálenost primárního zrcadla: 1500 mm
Ohnisková vzdálenost okuláru: 8 mm
Zvětšení: 187,5x
Planetární mlhovinu NGC 40 také můžete najít pod názvy „Bow-Tie Nebula“ nebo Caldwell 2.
Horký pozůstatek hvězdy v centru planetární mlhoviny má spektrum odpovídající Wolf-Rayetovým hvězdám s uhlíkovými čárami [WC8] (Grosdidier et al., 2001). Asi 10 % planetárních mlhovin má v centru hvězdu typu [WC] (García-Rojas et al., 2013). Spektrální typ hvězdy se v tomto případě dává do hranatých závorek, aby se odlišil od běžných Wolf-Rayetových hvězd typu WC s vysokou hmotností 10-20 hmotností Slunce.
Planetární mlhovina NGC 40 vznikla z hvězdy, jejíž původní hmotnost byla okolo 6 hmotností Slunce (Grosdidier et al., 2001). Centrální hvězda HD 826 má v současnosti poloměr přibližně 0,56 poloměrů Slunce, hmotnost přibližne 0,6 hmotností Slunce a svítivost přibližně 7000 svítivostí Slunce (Toalá et al., 2019).
Je nepochybně zajímavé, že efektivní teplota centrální hvězdy Teff = 71 000 K spočítaná z jejího viditelného a UV spektra je výrazně vyšší než očekávaná teplota TZanstra = 45 000 K spočítaná ze spektra planetární mlhoviny Zanstrovou metodou (Toalá et al., 2019). Zanstrova metoda (detaily např. v Helfer et al., 1981) předpokládá rovnováhu mezi množstvím ionizujících fotonů emitovaných hvězdou a množstvím rekombinací iontů s elektrony v mlhovině. Jestliže se ale okolo hvězdy nachází mračno prachu, část ultrafialového záření z hvězdy přemění na méně energetické infračervené, které nemá schopnost ionizovat plyn v mlhovině. Z intenzity pozorované rekombinace iontů a elektronů v mlhovině se tudíž zdá, jako by hvězda byla chladnější, než ve skutečnosti je. Pozorování provedená na vlnových délkách 5-14 μm pomocí vesmírného infračerveného teleskopu Spitzer ukazují, že centrální hvězdu HD 826 skutečně obklopuje toroidální struktura z materiálu bohatého na uhlík (Toalá et al., 2019).
Tento materiál byl s vysokou pravděpodobností vyvržen z hvězdy při pozdním vzplanutí (zde si nejsem jistý českým termínem, ale anglický termín je „late thermal pulse“). Toto pozdní vzplanutí nastalo až po vzniku planetární mlhoviny. Centrální hvězda odvrhla i část svých vnějších slupek bohatých na uhlík. Vyvržený materiál se pospojoval do zrnek prachu a nyní se nachází mezi hvězdou a původně vyvrženým plynem. Zde blokuje část ultrafialového záření z centrální hvězdy a tím snižuje množství ionizace a rekombinace v mlhovině, než kdyby na ni centrální hvězda svítila přímo. Takto může dojít k tomu, že Zanstrova teplota centrální hvězdy určená se spektra mlhoviny je nižší, než je skutečná povrchová teplota centrální hvězdy.
Pozn.: K přežvýkání vědeckých článků jsem využil pomoc umělé inteligence.
Zdroje:
García-Rojas, J., et al. (2013). Analysis of chemical abundances in planetary nebulae with [WC] central stars. Astronomy & Astrophysics.
Grosdidier, Y., et al. (2001). Turbulent outflows from [WC]-type nuclei of planetary nebulae. Astronomy & Astrophysics
Helfer, H. L., et al. (1981). The Effect of Dust in Planetary Nebulae on Determination of Zanstra Temperatures of the Central Stars. Astronomy & Astrophysics
Toalá, J. A., et al. (2019). Hidden IR structures in NGC 40: signpost of an ancient born-again event. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.