Oto oszałamiające zdjęcia zrobione przez kosmiczny teleskop Jamesa Webba II

Na zdjęciu widzimy obiekt oddalony od nas o około 1000 lat świetlnych i położony w gwiazdozbiorze Perseusza. Co takiego niezwykłego jest w tym obiekcie? Przedstawia on bowiem... narodziny gwiazdy. Na fotografii widzimy dwubiegunowy dżet, płynący przez kosmos z naddźwiękową prędkością, który tworzy fale uderzeniowe powstałe w wyniku zderzania się z obłokami gazu i pyłu. Obiekt HH 211 został wybrany nieprzypadkowo. Według naukowców sfotografowany dżet jest konsekwencją narodzin gwiazdy, która będzie w przyszłości taka jak Słońce. Kształtowania się gwiazdy potrwa kilkaset tysięcy lat, ale dzięki tej obserwacji możemy się dowiedzieć jak powstało nasze Słońce.

Obecnie przyjmuje się, że M57 znajduje się w odległości około 2,3 tys. lat świetlnych i zbliża się z prędkością 19,2 km/s. Według wcześniejszych oszacowań opartych na różnych modelach dystans miał wynosić od około 1 do 5 tysięcy lat świetlnych.

Wymiary obserwowane mgławicy wynoszą około 1,4 na 1,0 minut kątowych, co odpowiada wymiarom rzeczywistym ok. 1,9 na 1,3 roku świetlnego. Znając aktualne wymiary obserwowane i szybkość ekspansji wiek mgławicy można z grubsza oszacować na około 6-8 tysięcy lat. Prędkość ekspansji mgławicy szacuje się na 20–30 km/s.

Centralna gwiazda mgławicy, oznaczona jako HD 175353, została odkryta w roku 1800 przez niemieckiego astronoma Friedricha von Hahna przy użyciu teleskopu o ogniskowej długości 20 stóp. Jest ona białym karłem o wielkości planety, o jasności obserwowanej 14,7m i jasności absolutnej ok. 5-6m (niewiele słabsza niż słoneczna). Jest pozostałością podobnej, jednak prawdopodobnie nieco masywniejszej od Słońca gwiazdy, która odrzuciła swoje zewnętrzne warstwy. Stało się to gdy gwiazda była czerwonym olbrzymem podobnym do Miry Ceti. Teraz temperatura gwiazdy sięga 100 tysięcy K, jednak wkrótce zacznie stygnąć, świecąc jako biały karzeł przez kilka miliardów lat, po czym zakończy swój żywot jako czarny karzeł.

W wewnętrznym pierścieniu mgławicy znajduje się około 20 000 gęstych globul bogatych w wodór cząsteczkowy. W obszarze wewnętrznym widać bardzo gorący gaz. Zewnętzna powłoka zawiera cienki pierścień o zwiększonej emisji cząsteczek węglowych, znanych jako wielopierścieniowe węglowodory aromatyczne (WWA). Około dziesięciu koncentrycznych łuków znajduje się tuż za zewnętrzną krawędzią głównego pierścienia. Uważa się, że łuki powstają w wyniku interakcji gwiazdy centralnej z towarzyszem o małej masie, krążącym w odległości porównywalnej z odległością między Ziemią a Plutonem.

Tak, to ten sam obiekt, który był powyżej. Jednak obserwowany przez zupełnie inny zestaw przyrządów. Na tym zdjęciu widzimy globule zawierające wodór, a także koncentryczne zewnętrzne łuki. Uwidacznia się też gorący gaz w środku mgławicy. Za to zupełnie znikła zewnętrzna powłoka stworzona z wielopierścieniowych wodorów aromatycznych.

NGC 1433 (również PGC 13586) – galaktyka spiralna z poprzeczką (SBa), znajdująca się w gwiazdozbiorze Zegara. Odkrył ją James Dunlop 28 września 1826 roku. Należy ona do galaktyk Seyferta, jej aktywne jądro wyrzuca krótki dżet materii o długości 150 lat świetlnych, zaobserwowany przez obserwatorium ALMA. Galaktyka znajguje się 46 milionów lat świetlnych od Ziemi.

Powyższa galaktyka jest jedną z łącznie 19 galaktyk przeznaczonych do badania w ramach współpracy w ramach współpracy z Physics at High Angular resolution in Nearby GalaxieS (PHANGS). Galaktyka spiralna z poprzeczką NGC 1433 nabiera zupełnie nowego wyglądu obserwowana przez instrument MIRI należący do Webba.

Ramiona spiralne NGC 1433 są pełne dowodów na to, że niezwykle młode gwiazdy uwalniają energię, a w niektórych przypadkach wydmuchują gaz i pył z ośrodka międzygwiazdowego. Obszary, które w obrazowaniu optycznym wydają się ciemne i przyćmione, rozjaśniają się fotografowane przez Webba w podczerwieni. Dzieje się tak na skutek skupisk pyłu i gazu w ośrodku międzygwiazdowym, które pochłaniają światło powstającej gwiazdy i emitują je z powrotem w podczerwieni.

W centrum galaktyki jasne jądro o unikalnej strukturze podwójnego pierścienia jest wyraźnie widoczne. W tym przypadku ten „podwójny pierścień” to tak naprawdę ciasno owinięte ramiona spiralne, które tworzą owalny kształt wzdłuż poprzeczki galaktyki.

NGC 1433 to galaktyka, która posiada w centrum supermasywną czarną dziurę pochłaniajacą materię z dużą szybkością. Jasność i brak pyłu na zdjęciu mogą wskazywać na niedawne zderzenie z inną galaktyką.

Zdjęcie Neptuna wykonane 12 lipca 2022 r. za pomocą kamery NIR pokazuje pierścienie wokół planety. Najbardziej widoczne cechy atmosfery Neptuna na tym zdjęciu to seria jasnych plam na południowej półkuli planety, które reprezentują chmury metanu i lodu znajdujące się na dużych wysokościach. Cienka jaśniejsza linia na równiku planety może być wizualną sygnaturą globalnej cyrkulacji atmosferycznej, która napędza wiatry i burze Neptuna. Ponadto Webb po raz pierwszy dostrzegł pasmo chmur na dużych szerokościach geograficznych otaczających znany wcześniej wir na południowym biegunie Neptuna.

Neptun – gazowy olbrzym, ósma, najdalsza planeta w Układzie Słonecznym, czwarta pod względem średnicy i trzecia pod względem masy. Neptun jest ponad 17 razy masywniejszy od Ziemi i masywniejszy od swojego "bliźniaka" Urana, który ma masę prawie 15 razy większą od masy Ziemi. Krąży wokół Słońca w odległości około 30 razy większej niż dystans Ziemia-Słońce. Nazwa pochodzi od rzymskiego boga mórz Neptuna.

Odkryty 23 września 1846 Neptun jest jedyną planetą Układu Słonecznego, której istnienie wykazano nie na podstawie obserwacji nieba, ale na drodze obliczeń matematycznych. Niespodziewane zmiany w ruchu orbitalnym Urana doprowadziły astronomów do wniosku, że podlega on perturbacjom pochodzącym od nieznanej planety. Neptun został następnie zaobserwowany przez Johanna Galla w miejscu przewidzianym przez Urbaina Le Verriera, a wkrótce został też odkryty jego największy księżyc, Tryton; żaden z pozostałych 13 znanych dziś księżyców Neptuna nie został odkryty za pomocą teleskopu aż do XX wieku. Neptun został odwiedzony przez tylko jedną sondę kosmiczną, Voyager 2, która przeleciała w pobliżu planety 25 sierpnia 1989.

Mgławica Tarantula (również NGC 2070, 30 Doradus) – wielka mgławica (obszar H II) w Wielkim Obłoku Magellana. Znajduje się w konstelacji Złotej Ryby. Mgławica Tarantula po raz pierwszy została skatalogowana jako gwiazda 30 Doradus. 5 grudnia 1751 roku Nicolas-Louis de Lacaille uznał ją za mgławicę. Nazwa Tarantula nawiązuje do tego, że jej świetliste włókna przypominają nogi pająka.

Jej średnica kątowa 20' na niebie odpowiada w rzeczywistości około 1000 lat świetlnych. Masa mgławicy jest równa co najmniej 3000 mas Słońca. Mgławica Tarantula ma widomą wielkość gwiazdową 8, co przy odległości mgławicy (c.a. 170 000 – 179 000 lat świetlnych) oznacza bardzo jasny obiekt. Gdyby obiekt ten znajdował się w takiej odległości od Ziemi jak Mgławica Oriona (1300 lat świetlnych), to na ziemskim niebie rozciągałby się na szerokość kątową 60 Księżyców i byłby na tyle jasny, aby w nocy rzucać cień.

Jest to najbardziej aktywny obszar gwiazdotwórczy w całej Grupie Lokalnej. W centrum mgławicy znajduje się młoda gromada masywnych gwiazd skatalogowana jako R136. To właśnie intensywne promieniowanie i silny wiatr pochodzące z tej gromady tworzą poświatę mgławicy oraz kształtują jej włókna. Znajdujący się w mgławicy gaz poprzez owe wiatry oraz wybuchy supernowych został podgrzany do temperatury milionów stopni, stając się źródłem promieniowania rentgenowskiego.

Mgławica Tarantula zawiera także inne młode gromady gwiazd, jak również ciemne obłoki, rozciągnięte i postrzępione włókna gazu, zwarte mgławice emisyjne, niemal sferyczne pozostałości po supernowych oraz superbąble otaczające gorące gwiazdy. Na obrzeżach mgławicy znajduje się w niej również najbliższa od czasów odkrycia teleskopu supernowa – SN 1987A.

W lewym górnym rogu zdjęcia widzimy gromady młodych gwiazd a w środku mgławicy starsza gwiazda wyraźnie ukazuje osiem charakterystycznych kolców dyfrakcyjnych. Podążając w górę za centralnym kolcem tej gwiazdy, widzimy charakterystyczny bąbel w chmurze. Znajdiją się tam młode gwiazdy, wciąż otoczone pyłową materią, jadnak już rozdmuchują pył, zaczynając wycinać własną wnękę podobną to tej z ich prawej strony. Astronomowie wykorzystali dwa spektrografy Webba, aby bliżej przyjrzeć się temu obszarowi i określić skład chemiczny gwiazdy i otaczającego ją gazu. Te informacje widmowe powiedzą astronomom o wieku mgławicy i liczbie pokoleń gwiazd, które się tam zrodziły.

Dalej od środka w którym tworzą się nowe gwiazdy chłodniejszy gaz przybiera rdzawy kolor, co mówi astronomom, że mgławica jest bogata w węglowodory wielopierścieniowe. Ten gęsty gaz jest materiałem, z którego utworzą się przyszłe gwiazdy. Gdy wiatry masywnych gwiazd wymiatają gaz i pył, część z nich gromadzi się i przy pomocy grawitacji tworzy nowe gwiazdy.

Galaktyka Koło Wozu (również ESO 350-G40) – galaktyka pierścieniowa znajdująca się w konstelacji Rzeźbiarza. Galaktyka ta jest odległa o około 500 milionów lat świetlnych od Ziemi, a jej średnica wynosi około 150 tys. lat świetlnych.

Wygląd Galaktyki Koło Wozu jest wynikiem kolizji dwóch galaktyk, która nastąpiła miliony lat temu. Mniejsza galaktyka przeszła przez dużą galaktykę spiralną odrzucając jej gwiazdy w otaczający środek pierścień. Rotująca fala gęstości, która odpowiada za tworzenie ramion spiralnych, została zaburzona. Spowodowało to zanik struktury spiralnej. Mniejsza galaktyka oddaliła się już z miejsca zderzenia pozwalając na powolną regenerację ramion spiralnych widocznych teraz jako mgliste szprychy rozchodzące się od zwartego jądra. Zderzenie to wywołało falę formowania gwiazd, która koliście rozeszła się od punktu zderzenia podobnie jak fale na powierzchni stawu. Proces ten prowadzi do gwałtownego powstawania gorących, jasnych gwiazd tworzących zewnętrzny pierścień. Z kolei fala rozchodząca się od zewnętrznego pierścienia do centrum galaktyki prawdopodobnie skupiła jądro galaktyki, przypominające obecnie środek tarczy strzelniczej. W jądrze galaktyki znaleziono obłoki kometarne ciągnące się przez tysiące lat świetlnych. Powstają one, gdy gorący i szybki gaz, wprawiony w ruch przez kolizję, przedziera się przez gęstszą i wolniejszą materię.

Przez lata uważano, że sprawcą tej galaktycznej kolizji była jedna z dwóch najbliższych galaktyk. Obie widoczne są na zdjęciu z prawej strony Galaktyki Koło Wozu. W wypadku małej niebieskiej galaktyki na jej udział w kolizji wskazywał jej nieregularny kształt oraz zachodzące w niej intensywne procesy powstawania gwiazd. Z kolei żółta galaktyka wygląda, jakby w wyniku kolizji została obdarta ze swojego gwiazdotwórczego gazu. Jednakże badania przeprowadzone na falach radiowych ujawniły strumień gazu ciągnący się do galaktyki odległej od miejsca zdarzenia o 250 000 lat świetlnych. To właśnie ta niewidoczna na zdjęciu galaktyka jest rzeczywistym sprawcą kolizji.

Podobne wydarzenia nie zdarzają się w kosmosie często. Zazwyczaj kolizje międzygalaktyczne są tylko draśnięciami lub powolnym tańcem ku ostatecznemu połączeniu obiektów w jeden. Podczas zderzenia galaktyk nie dochodzi też do zderzania się gwiazd. Galaktyka Koło Wozu jest przykładem jak wyglądają skutki prostopadłego przejścia jednej galaktyki przez drugą z wielką prędkością. Naukowcy nie są zgodni do tego jaką ostateczną formę przybierze galaktyka.

Kwintet Stephana, Hickson 92, Arp 319 – zwarta grupa galaktyk powiązanych ze sobą grawitacyjnie. Została odkryta w 1877 roku przez Édouarda Stephana z Uniwersytetu w Marsylii. Była to pierwsza odkryta grupa tego typu. Znajduje się w konstelacji Pegaza.

Grupa ta stanowi mieszankę galaktyk spiralnych, spiralnych z poprzeczką i eliptycznych zniekształconych wzajemnymi oddziaływaniami. Wizualnie do Kwintetu Stephana należy pięć galaktyk, jednak powiązane wzajemnymi oddziaływaniami są cztery z nich. Galaktyki NGC 7317, NGC 7318A, NGC 7318B oraz NGC 7319 są powiązane ze sobą, natomiast NGC 7320 jest galaktyką intruzem, widoczną na pierwszym planie (to ta najbardziej po lewej stronie). Przeprowadzone w 1961 roku badania przesunięcia ku czerwieni wykazały, że największa galaktyka z grupy NGC 7320 w rzeczywistości oddala się od nas z mniejszą prędkością niż pozostałe. NGC 7320 znajduje się w odległości 40 milionów lat świetlnych, a pozostałe leżą w odległości około 290 milionów lat świetlnych.

Jednak zdaniem niektórych astronomów smugi materii łączą galaktykę NGC 7320 z galaktykami grupy. Oznaczałoby to, że przesunięcie ku czerwieni tej galaktyki wskazuje na jej bardzo dużą prędkość względem sąsiadek. Wskazywałoby to również na to, że porusza się ona w kierunku Ziemi, przez co zmniejsza się jej całkowita prędkość oddalania się oraz przesunięcie w widmie. Możliwe jest również, że przesunięcie ku czerwieni nie jest pochodną od tego ruchu. Kwintet Stephana jest więc szczególnie ważny dla małej grupy astronomów uważających, że nie każde przesunięcie ku czerwieni wynika z rozszerzania się Wszechświata, a prawo Hubble'a nie jest prawem uniwersalnym.

Na zdjęciu gromady wykonanym przez Kosmiczny Teleskop Spitzera zaobserwowano jedną z najrozleglejszych fal uderzeniowych. Fala ta (zielony łuk na zdjęciu) powstaje w wyniku uderzenia jednej z galaktyk w drugą z prędkością ponad miliona km/h. Źródłem fali jest galaktyka NGC 7318B. Ogromna fala uderzeniowa, zbudowana z gorącego wodoru, jest większa niż Droga Mleczna. Została wykryta przez Calar Alto Observatory w Hiszpanii w zakresie widzialnym. NGC 7318B, uderzając w gaz wypełniający grupę, podgrzewa atomy wodoru poprzez falę uderzeniową i pobudza je do świecenia.

Na razie to wszystkie najciekawsze zdjęcia nadesłane przez teleskop i udostępnione przez NASA. Jeżeli pojawią się kolejne - nie omieszkam ich pokazać wraz z drobnymi opisami.