Upptäckten gjordes den 23 januari 2004 från McNeils observatorium i Paducah, Kentucky. McNeil är som amatörastronom intresserad av astrofotografering, och just denna kväll testade han en nyinköpt 76 mm refraktor genom att fotografera Messier 78 i Orions stjärnbild. När exponeringen var färdig och han undersökte resultatet vid datorn la han genast märket till en liten sudd i utkanten av bildfältet som han inte kände igen sedan tidigare. Genom att jämföra med andra fotografier kunde han snart konstatera att detta måste vara en alldeles nyfödd nebulosa. McNeil fick några dagar senare kontakt med Bo Reipurth, astronom vid University of Hawaii och expert på nyfödda stjärnor. Reipurth kunde bekräfta upptäckten med hjälp av Geminiteleskopet och uppmanade McNeil att rapportera saken till Internationella astronomiska unionens telegramcentral. Här publicerades upptäckten i deras nyhetscirkulär den 9 februari 2004. McNeil beskiver sina känslor på klubbens hemsida:

The idea of this thing evolving from my 3-inch scope, which one can easily hold using one hand, to an instrument with more than 342 tons of moving parts is absolutely staggering! The fact that it all happened in less than 48 hours is even more thought provoking?

Som redan nämnts kunde McNeil själv slå fast att nebulosan saknades på äldre plåtar, däribland Digital Sky Survey (DSS) från 1994. Senare har det emellertid konstaterats att nebulosan varit synlig många år tidigare och att den fångats på en bild som publicerats i Sky & Telescope redan 1966. MacNeils nebulosa är alltså variabel. Vidare forskning har klargjort att nebulosan är associerad med en nyfödd och variabel stjärna – V1647 Ori – inbäddad i spetsen på själva nebulosan. Stjärnan har ännu inte stabiliserats varför den flammar upp då och då. Och när den gör det lyser den samtidigt upp den gas den är inbäddad i. Astronomer tror att detta är ett normalt skede i stjärnornas liv, och att de flesta stjärnor går igenom en liknande fas. McNeils nebulosa är emellertid ett av de få fall där vi faktiskt kan följa utvecklingen live på himlen.

McNeils nebulosa lämpar sig kanske bäst på astrofotografernas objektlista, men den rapporterades visuellt redan 2004 av en amerikansk amatör som observerade den med ett 250 mm teleskop. Därefter har den falnat bortom amatörteleskopens räckvidd under 2006 för att flamma upp igen under några månader 2008. I dagsläget verkar den åter ligga bortom räckvidd för även riktigt stora amatörteleskop. Men den kan förstå vakna till liv igen vilken dag som helst. Här finns också en ingång för variabelamatörer. I början av 2011 gick American association of variable star observers (AAVSO) ut med en förfrågan om observationer av den inblandade stjärnan, V1647 Ori. Under 2011 har den pendlat mellan magnitud 16,5 och 19. För den som vill göra ett försök kan man generera lämpliga kartor här (ange V1647 Ori).

Clear skies!

/Johan

Bortsett från Vintergatan själv, torde Barnards båge (katalogiserad som Sh2-276) vara det största visuellt synliga objektet på hela stjärnhimlen [*]. Som framgår av bilden ovan är denna ytterst ljussvaga nebulosa tillräckligt stor för att omsluta den himmelska storjägaren Orion från midjan till fötterna. Dess vinkelutsträckning är därmed drygt 10 grader, vilken motsvarar storleken på din knytnäve hållen på rak arm. Idag vet vi att bågen är rester efter en eller flera supernovaexplosioner i hjärtat av Orionnebulosan för ungefär två miljoner år sedan. Astronomer tror också att explosionerna var så kraftiga att de förutom att ha skapat den chockvåg i det interstellära mediet som nu kan beskådas som själva bågen, också kastat ut flera stjärnor ur systemet. Dessa så kallade rymlingsstjärnor har tidigare varit ena parten i ett dubbelstjärnesystem, och där den andra parten exploderat. Kandidater är stjärnorna AE Aurigae (som idag tänder Flamnebulosan i Kusken), Mu Columbae och 53 Arietis, som alla är på snabb flykt bort från området kring Orionnebulosan.

Barnards båge upptäcktes inte av Barnard själv. Istället materialiserade den sig första gången 1890 på en fotografisk plåt tagen av William Henry Pickering och hans assistenter vid Harvard College Observatory. Plåten var ett delresultat i ett större projekt där Pickering systematiskt fotograferade av Orions stjärnbild för att undersöka den vid tiden relativt nya fototeknikens räckvidd. Han fångade förstås alla de redan kända nebulosorna i området, men hittade dessutom en rad nya, däribland både IC434 och Hästhuvudnebulosan. I en artikel som berättar om projektet – men där själva bågen inte nämns – menar han att om proportionerna mellan tidigare kända objekt och de nya fotografiska han funnit i Orion gäller generellt över hela himlen, så finns det mellan fyra och fem tusen objekt nya att hitta för astrofotografer.

Ett par år senare var Barnard själv engagerad i ett liknande projekt vid det amerikanska Lick-observatoriet. Han hade börjat experimentera med en vidvinkellins som tillät honom att fotografera stora partier av himlen med en enda exponering. Och precis som Pickering siktade han bland annat in sig på Orions stjärnbild. I en artikel som berättar om resultatet utbrister han: ”Till min förvåning uppvisade dessa bilder en enorm krökt nebulosa som omsluter bältet och den stora nebulosan [M42] och täcker en stor del av jättens kropp.” Han berättar också att han först när artikeln var färdig dragit sig till minnes Pickerings rapport om objektet (denna artikeln finns inte på nätet). Trots att Pickering alltså var först blev det Barnard som kom att associeras med objektet [**]. Varför är oklart, men det verka som att det var Barnards, snarare än Pickerings, fotografi som började cirkulera bland astronomer och sannolikt är detta anledningen.

Därmed torde en amatörastronomisk utmaning värdig ett långt och förhoppningsvis högtrycksbetonat juluppehåll vara given. Att bågen är fotogenisk torde framgå av det ovan sagda, men faktum är att den också är ett visuellt objekt. I det senare fallet krävs emellertid mycket speciella förutsättningar. Till att börja med måste man hantera det faktum att bågen är enormt stor. Det duger därmed inte med teleskopens normalt ganska små synfält. Bättre är då att satsa på att observera den antingen med blotta ögat, med en fältkikare eller med en liten refraktor med stort synfält (minst 3 grader). Vidare kan ett H-beta-filter vara påkallat för den norra delen bågen, och ett UHC-filter för resten. Slutligen måste himmeln vara månfri, transparent och riktigt mörk. Av det observationsrapporter som cirkulerar på nätet framgår att den del av bågen som löper norröver från den lilla stjärnhopen NGC 2112 är den ljusaste, men att det i princip går att följa hela bågen. En lämplig karta finns här.

Och avslutningsvis en bonusutmaning: Tittar man på bilder av Barnards båge verkar det saknas ett stort segment till höger (västerut). Men så är kanske inte fallet. Astronomer menar idag att bågen är en del av ett större komplex, Orion-Eridanus-superbubblan, som sannolikt skapats av en serie samtida supernovaexplosioner. Den västra delen, som också är ett visuellt objekt, ligger dock närmare 30 grader västerut och sträcker sig som ett smalt band  (Sh2-245) i nord-sydlig riktning från Oxens stjärnbild ner i Eridanus, eller Floden. Detta objekt syns som ett smalt stråk till höger i den imponerande översiktsbild ovan. Att den västra delen har hunnit så mycket längre sedan explosionerna, förklaras med att det interstellära mediet är mycket tunnare på denna sida, och att rörelsen därför inte bromsats upp på samma sätt. För att observera detta objekt visuellt tar man lämpligen sikte på stjärnan ν Tau. Den ljusaste delen av nebulosan ligger två grader rakt söder om stjärnan.

God Jul (med gnistrande stjärnhimlar) tillönskas

/Johan

[*] Som framgår av kommentarerna nedan, bör det kanske stå på ”norra stjärnhimlen” istället. Vilket som är störst i sammanhanget beror lite på vad man menar med objekt.

[**] Och här lyckades jag alldeles glömma att William Herschel faktiskt observerade bågens ljusaste norra del redan vid slutet av 1700-talet. Se vidare Timos kommentar nedan.

Rudolf Minkowski (1895-1976) – brorson till den kanske mer berömde kosmologen Hermann Minkowski – tillhörde den generation forskare av judiskt ursprung som tvingades fly från Tyskland under nazisternas härjningar. Han hade disputerat i Breslau 1921 på en avhandling inom spektroskopin och hade därefter gjort sig en karriär inom fysiken. När Hitler efter maktövertagandet beordrade universiteten att göra sig av med alla judiska lärare, tvingades han 1935 att fly landet. Han begav sig till USA där vännen och kollegan Walter Baade, som hade lämnat Tyskland redan 1931, ordnade en assistentanställning åt honom på Mount Wilson-observatoriet i Kalifornien. Minkowski skulle tillhöra staben på observatoriet under större delen av sin karriär, även om han från 1948 engagerades vid systerobservatoriet på Mount Palomar. Det är också här vi finner honom när han gör den ovan nämnda studien.

Max Wolf (1863–1932) var professor i astronomi och föreståndare för observatoriet i Heidelberg-Königstuhl (Königstuhl är en kulle i Heidelberg där observatoriet ligger). Han hade disputerat vid universitetet i staden 1888, och kom förutom två postdokår hos Hugo Gyldén vid Stockholms observatorium, att arbeta där under hela sitt professionella liv. I sin forskning var han en av pionjärerna då det gällde att utnyttja fototekniken till astronomins fromma. Han gjorde till exempel den första fotografiska upptäckten av en asteroid, vilken senare följdes av över 200 ytterligare asteriodupptäckter. I vårt sammanhang är det emellertid en lång serie fotografiska studier av galaxtäta områden som aktualiseras. Detta arbete påbörjades vid sekelskiftet och redovisades i sexton artiklar som var och en behandlar en specifik himmelsregion. Med fototekniken kunde Wolf nå betydligt djupare än tidens visuella astronomer, och på detta sätt upptäckte han cirka 6000 nya objekt. Ett av dessa är alltså WLM-galaxen som han enligt uppgift fångade på bild första gången 1909. Jag har emellertid inte lyckats hitta var upptäckten publicerades; hänvisningar på nätet pekar på denna artikel, men så vitt jag kan bedöma ligger alla här listade galaxer nära alpha Ceti, det vill säga i andra änden av stjärnbilden.

För M:et i WLM-akronymen måste vi flytta över kanalen, till Greenwich­observatoriet utanför London. Här hade Philibert Jacques Melotte (1880-1961) börjat sin bana som femtonårigt räknebiträde för att sedan långsamt avancera till föreståndare för observatoriet. Även han kom att specialisera sig på astrofotografering, och skulle under många år ha huvudansvaret för Royal astronomical societys utgåva av The Franklin-Adams chart. Detta var en fotografisk atlas som byggde på en lång serie fotografier tagna av den brittiske amatören John Franklin-Adams (1843–1912) och som i drygt tvåhundra plåtar täckte hela stjärnhimlen. Första upplagan av atlasen publicerades 1914 och den andra 1922.

Det var när Melotte påbörjar arbetet med tredje upplagan som den sista bokstaven – L som i Knut Lundmark (1889–1958) – steg in på scenen. Lundmark hade disputerat i Uppsala 1920 och därefter varit ett år vid några av de amerikanska observatorierna. Tillbaka i Sverige hade han ordnat ett nytt resestipendium vilket alltså tagit honom till Greenwich-observatoriet. Här kom han att arbeta sida vid sida med Melotte för att bland annat göra en del statistiska undersökningar av stjärnfördelningen på Franklin-Adams-plåtarna. När herrarna arbetade med de många plåtarna upptäckte de en del tidigare okända objekt, däribland en ytterst ljussvaga nebulosa i Valfisken, det vill säga vad vi idag kallar WLM-galaxen. Upptäckten, som de gjorde oberoende av varandra, tillkännagavs här.

Så vitt jag kan avgöra användes akronymen första gången 1956 av de amerikanska astronomerna Milton Humason, Nicholaus Mayall och Allan Sandage i en artikel om galaxernas rödförskjutning. Därefter är WLM en vedertagen beteckning.

För den som vill göra ett försök att fånga detta ljusskygga villebråd är det hög tid att ge sig ut i mörkret. Just nu står WLM-galaxen som högst (altitud 17 grader från Göteborgs horisont) och i söder vid halvtiotiden på kvällen. Här bör man hålla i minnet att den upptäcktes först med hjälp av fototekniken, och att den visuellt är allt annat än iögonfallande. Ytljusstyrkan är förskräckande låg (14.6) så ska man ha en chans måste man bruka så låg förstoring som möjligt. Dessutom behöver man en riktigt mörk himmel, då alla ljusföroreningar suddar bort den. Själv har jag försökt några gånger, men utan framgång. Av rapporter på nätet att döma krävs det ett teleskop om 450 mm för att fånga den. För att hitta den utgår man exempelvis från Omega-2 i angränsande Vattumannen och stjärnhoppar sig fram. En lämplig karta finns här (ark B64).

Clear skies!

/Johan

Campbells vätestjärna fotograferad i infrarött. Bild: Gemini Observatory, US National Science Foundation och University of Hawaii Institute for Astronomy.

Detta objekt upptäcktes 1893 av den amerikanske astronomen William Wallace Campbell (1862–1938) vid Lick-observatoriet på Mount Hamilton. Campbell hade några år tidigare påbörjat en anställning vid observatoriet och skulle från 1901 bli dess föreståndare. Som astronom specialiserade han sig på spektroskopiska undersökningar av stjärnornas så kallade radialhastigheter, ett område centralt placerat i tidens astronomi. Sedan tidigt 1800-tal hade man haft klart för sig att fixstjärnor inte är så fixa som man tidigare trott, utan att de uppvisar extremt små, men observerbara rörelser över himlen. Visuellt kunde man genom att år från år studera utvalda stjärnor mäta dessa rörelser så som de projicerades mot himmelsbakgrunden, däremot kunde man inte mäta den rörelsekomponent som avslöjar huruvida stjärnorna även närma sig eller avlägsnar sig från oss, det vill säga rörelser längs synlinjen. Denna komponent blev emellertid tillgänglig vid slutet av seklet med spektroskopin, och avslöjades genom en röd- eller blåförskjutning av de aktuella stjärnans spektrum. Campbell var pionjär och länge en ledande forskare i detta arbete. Till sin hjälp hade han ett speciellt utvecklat instrument där man kunde studera stjärnornas spektrum visuellt direkt vid teleskopet. Under trettio år skulle han göra noggranna och upprepade mätningar på närmare tre tusen stjärnor. En biprodukt av arbetet var att han då och då snubblade över stjärnor som föll utanför mallen – Campbells vätestjärna är en av dessa.

William Wallace Campbell. Bild: Wikipedia Commons.

Upptäckten tillkännagavs 1893 i Astronomische Nachrichten. Här berättar Campbell att stjärnan i fråga (BD +30 3639) uppvisar ett spektrum typiskt för så kallade Wolf-Rayet-stjärnor. Ett normal stjärnspektra kännetecknas av att det är genombrutet av mörka linjer, associerade med ämnen som finns i stjärnans atmosfär och som absorberar ljus på vissa våglängder. Men Wolf-Rayet-stjärnor uppvisar dessutom starka och överlagrade emissionslinjer från specifika gaser (vilka vi idag vet skapas när dessa stjärnor kastar av sig de yttersta lagren av sin atmosfär). Det som var unikt med just denna stjärna var en mycket stark emissionslinje associerad med väte (H-beta). Bilden nedan är hämtat från Campbells artikel och åskådliggör hur linjen tog sig ut i okularet. Instrumentet skapade ett kontinuerligt spektrum, men med hjälp av en smal spalt kunde detta studeras linje för linje. För en given linje fick man då en rund bild av stjärnan på just denna våglängd (den svarta pricken i figuren). Men som framgår sträcker sig H-betalinjen långt utanför pricken, vilket betyder att den måste härstamma från en område som fysiskt ligger utanför och omsluter stjärnan. Campbell kunde därför sluta sig till att stjärnan ligger inbäddad i ett ”hölje av lysande väte”. Senare forskning har visat att Campbells stjärna i själva verket är en planetarisk nebulosa, det vill säga besläktad med exempelvis Ring- och Hantelnebulosan. Men där dessa har vita dvärgstjärnor i centrum har Campbells nebulosa en Wolf-Rayet-stjärna.

Jones 1. Foto: T.A. Rector/University of Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN and NOAO/AURA/NSF

Jag brukar normalt förbereda dessa artiklar genom att läsa de publikationer som av olika skäl föranlett att astronomer kopplats så starkt till objekten att de också fått ge dem namn. Normalt söker jag också kompletterande information om objektet, astronomen ifråga och sammanhanget för arbetet. I detta fall körde jag emellertid fast tämligen omgående. Astronomihistorien känner många Jones och ingen kunde på något entydigt sätt knytas till denna nebulosa. Slår man till exempel upp objektet i de tjeckiska astronomerna Luboš Pereks och Luboš Kohouteks katalog över planetariska nebulosor (härav PK-beteckningen ovan) noteras bara helt kort, och utan referenser, att den upptäcktes av ”Jones 1941”. Därmed är det i alla fall klart att det är en sentida upptäckt. Söker man sen i det digitala astronomibiblioteket SAO/NASA Astrophysics Data System på Jones och 1941, eller åren därefter, får man inte heller några träff. Till slut ställde jag frågan på det amerikanska amatörforumet Cloudy Night, där en mycket hjälpsam Steve Gottlieb snart kunde peka mig i rätt riktning (thanks Steve!).

Det visade sig då att nebulosans existens tillkännagavs första gången 1949 i en artikel i Astrophysical Journal av Harvard-astronomerna F. D. Miller och E. van der Dien. I artikeln berättar de att de har upptäckt en ny och mycket stor planetarisk nebulosa i Pegasus. De ger position och uppskattad magnitud, beskriver den som två stora bågar kring en centralstjärna och menar också att den efter Hantelnebulosan, Helixnebulosan och NGC2474-75 är den största planetariska nebulosa vetenskapen känner. (Senare visar det sig att Miller och van der Dien blandat bort korten – NGC-beteckningen avser ett galaxpar – och att de egentligen menar en nebulosa, PK 164 +31.1, i Lodjurets stjärnbild.) Men herrarna blev tvungen att backa på sina anspråk och redan i nästa nummer av tidskriften införde de följande rättelse: “We are indebted to Dr. [Hermann] Minkowski for informing us that he learned of this object by letter from the Harvard College Observatory in 1941, that is was found on the Metcalf plate by Miss Rebecca Jones, and that no description of it has been published.” Därmed har alltså Jones även ett förnamn – Rebecca.

Rebecca Jones (19??-1966) arbetade alltså på Harvard College Observatory. Observatoriet har sedan det grundades 1839 haft en framträdande plats i astronomihistorien, inte minst för att det var det första observatorium som (från 1890-talet) började anställa kvinnor, låt vara som lågavlönade räknebiträden. Dessa kvinnor kom dessutom att göra ett bestående avtryck i astronomihistorien, bland annat genom den spektralklassificering de utformade, vilken astronomerna fortfarande använder, och förstås genom Henrietta Swan Leavitts upptäckt av de så kallade Cepheid-variablerna, vilka kom att spela en helt avgörande roll för de kosmiska avståndsbestämningarna. Om denna bakgrund också spelat en roll för Rebecca Jones, vill jag låta vara osagt – de uppgifter jag hittat om henne är ytterst knapphändiga – men klart är att hon efter några år som assistent på Lick-observatoriet under många år arbetade tillsammans med Harlow Shapley på observatoriet. Efter kriget lämnade hon emellertid institutionen för IBM:s Watson Scientific Laboratory i New York, där hon arbetade med att utveckla automatiserade mätapparater, bland annat förgångarna till vår tids datorer. Här gifter hon sig också och går därefter under efternamnet Karpov.

Rebecca Jones och Wallace Eckart. Tidningsklippet återfinns i Jean Ford Brennan, "The IBM Watson Laboratory at Columbia University A History".

Omständigheterna kring upptäckten av nebulosan i Pegasus är, som framgått ovan, höljda i dunkel. Jones verkar aldrig ha publicerat upptäckten och brevet från Minkowski  räknas därför som det formella prioritetsdokumentet. Det kan också tilläggas att Jones upptäckte ytterligare en planetarisk nebulosa, fast denna gång tillsammans med R. Emberson. Detta är samma objekt som Miller och van der Dien blandade ihop med ett galaxpar (ovan) och återfinns alltså i stjärnbilden Lodjuret och har även beteckningen Jones-Emberson 1.

För den som vill observera Jones nebulosa, står Pegasus just nu högt i öster framåt midnatt. För att lokalisera den stjärnhoppar man lämpligen från Alpheratz, det vill säga alpha Pegasi. En detaljerad stjärnkarta över området kan laddas ner här (objektet återfinns på B-svitens karta 26). Det ska dock sägas att detta inte är en alldeles enkelt objekt. Det krävs en mörk himmel, ett teleskop om minst 150 mm, och gärna ett UHC- eller ännu hellre ett OIII-filter.

Clear skies!

/Johan

Låt oss börja med Joseph Baxendell (1815-1887). Han började sin karriär som sjöfarare och gjorde som ung flera resor till Sydamerika, först för att råda bot på en vacklande hälsa, och senare för sin utkomst. Efter åren på sjön slog han sig ner i Manchester, startade en mäklarfirma och började samtidigt odla sina astronomiska intressen. Här fick han också tillträde till vännen Robert Wortingtons privatobservatorium vid Crumpsall hall. Wortington hade skadat synen i en olycka och Baxendell fick rycka in och kom under många år att ägna sin fritid åt att arbeta vid observatoriet. Astronomiskt specialiserade han sig på att observera variabla stjärnor. Med tiden blev hans färdigheter kända inom Manchesters vetenskapliga kretsar, vilket banade väg för att han 1859 installerades som ”Astronomer to the Corporation of Manchester”, ett uppdrag som mot en blygsam ersättning och med hjälp av en lika blygsam instrumentering gick ut på att förse staden med astronomiskt korrekt tid. Senare blev han föreståndare för det lilla observatoriet i Hesketh Park i Southport, och ytterligare senare byggde han ett eget observatorium i Birkdale utanför staden. Till Baxendells astronomiska insatser hör upptäckten av 18 variablerna, en vid tiden uppmärksammad teori om en korrelation mellan solfläcksintensiteten och meteorologiska fenomen här på jorden, och så förstås den ofotograferbara nebulosan.

Baxendell upptäckte nebulosan 1880 med en 150 mm refraktor från sitt observatorium i Birkdale. I sin rapport till Monthly Notices of the Royal Astronomical Society beskriver han den som stor (75’ x 52’), mycket diffus och till sin karaktär snarlik den vid tiden mycket omdiskuterade Merope-nebulosan (tidigare Tempels nebulosa, se vidare del 3 av serien). Den senare hade upptäckts 1859 och astronomer hade länge diskuterat om den verkligen existerade – vissa kunde se den andra inte, och fortfarande tjugo år senare var det ett kontroversiellt objekt. Baxendells nebulosa gick emellertid ett annat öde till mötes. Redan 1885 kunde den inflytelserika John Louis Emil Dreyer, mannen bakom New General Catalogue och en av dem som hade ifrågasatt Merope-nebulosans existens, bekräfta Baxendells nebulosa och han förde in den i katalogen som NGC 7088. Fram till 1930 hade ytterligare en handfull astronomer bekräftat den och samtliga observerade den som en stor, oval och mycket diffus nebulosa (se bilden nedan).

Visuella observationer av Baxendells nebulosa. Bilden från Walter Strohmeier & A. Güttler, "Zur Frage der Existenz des Baxendell-Nebels NGC 7088", i Astronomische Nachrichten, volume 280, 1952.

Men sen tog det stopp. Vid början av 1900-talet hade fototekniken utvecklats till ett vedertaget astronomiskt hjälpmedel, och nebulosan blev ett av de objekt man försökte fånga på bild. Men till skillnad från exempelvis Merope-nebulosan, vägrade Baxendells dito att göra avtryck på plåtarna. En lång rad astronomer försökte sig utan framgång på det gäckande objektet. För att reda ut situationen gjorde tyskarna Walter Strohmeier och A. Güttler 1952 en systematisk utvärdering av dels alla visuella observationer och dels alla försök att fotografera den. Deras slutsats blev helt enkelt att ”objektet inte längre kan betraktas som reellt”. Och detta verkar vara den vetenskapliga slutpunkten i denna märkliga historia. Baxendell lämnade ett enda bidrag till NGC-katalogen och det visade sig dessvärre vara ett hjärnspöke.

Hur kommer det sig då att så många erfarna astronomer trots allt observerade nebulosan? Strohmeier och Güttler föreslår att det är den närbelägna och mycket ljusstarka klotformiga stjärnhopen M2 som har spökat (jag har markerat den på kartan ovan). Hopen ligger bara en halv grad söder om nebulosan, det vill säga precis utanför synfältet i de flesta teleskop, och kanske har den skapat reflektioner i utrustningen som uppfattats som en svagt och diffust sken. Dagens (historiska) utmaning är därmed given: När mörkret återvänder om några veckor står M2, som finns i Vattumannens stjärnbild, ganska högt i söder vid tolvtiden på kvällen. Leta upp den i ett teleskop (använd till exempel popast:s stjärnkarta). Använd låg förstoring och gärna ett okular med litet synfält. Höj instrumentet något så att M2 hamnar precis nedanför synfältet och se om du kan ana ett diffust töcken. Gör du inte det är allt i sin ordning; vi vet nu att det inte finns något där att se. Men om du faktiskt ser något som svarar mot Baxendells beskrivning så har ditt instrument återskapat det fenomen som tidigare lurat så många astronomer. (Givetvis kan du observera M2 med en kikare, men då dessa har ett betydligt större synfält än teleskopen är det svårt att återskapa de historiska förhållandena.)

Clear skies!

/Johan

Delfinen. Foto: Akira Fujii & David Malin Images.

Både Sualocin och Rotanev har en magnitud på omkring fyra, vilket gör dem till långtifrån iögonfallande. De bebor också en av himlens mindre stjärnbilder, Delfinen. Men trots detta finner många Delfinens karaktäristiska mönster enkelt att känna igen, och konstellationen tillhör en av de 48 som har varit med oss ända sedan antikens store astronom, Ptolemaios, listade dem i sin Almagest (ca 147 e. Kr.).

För att nysta upp denna historia måste vi backa tillbaka till början av 1800-talet och till observatoriet i Palermo, Sicilien. Observatoriet, som hade invigts 1789, stod under den italienska astronomen Giuseppe Piazzis (1746–1826) ledning. Piazzi hade sin bakgrund i den Rom-baserade munkordern Teatinerna och hade under många år verkat som kringresande lärare i teologi och matematik med uppdrag i en lång rad italienska städer. Han började undervisa i matematik i Palermo 1781, vilket också banade väg för uppdraget att leda det nya observatoriet. Som astronom torde han vara mest känd för upptäckten av den första, och den största, av asteroiderna, Ceres 1801. I vårt sammanhang aktualiseras han emellertid av en stjärnkatalog ‒ Praecipuarum stellarum Inerrantium Positiones Mediae Ineunte saeculo XIX ‒ som han publicerade 1803, och i en uppdaterad version 1814. Katalogen innehöll noggranna positionsbestämningar för 7646 stjärnor. Det är också här Sualocin och Rotanev dyker upp.

Giuseppe Piazzi (som pekar på Ceres) och Niccolo Cacciatore.

Arbetet med den andra upplagan av katalogen hade påbörjats 1807. Piazzi själv hade förlorat synen på grund av sjukdom och det mesta av arbetet gjordes av en av hans assistenter, Niccolò Cacciatore (1770-1841). Cacciatore var född på Sicilien och fick sin grundutbildning i Palermo. Här kom han också i kontakt med Piazzi. Han började arbeta på observatoriet, först som forskarstuderande och från 1801 som fast anställd. Och det var alltså Cacciatore som smög in de två stjärnnamnen i katalogen (se nr 227 och 254 i kataloglänken ovan). Återstår då frågan om vad de två till synes obegripliga namnen egentligen betyder (gåtan löstes först 1859 av den engelske astronomen Thomas William Webb i Celestial objects for small telescopes). Översätter man Cacciatore till svenska så betyder namnet jägare. Nu hade han förstås ingen anledning att översätta sitt namn till svenska. Däremot var det tradition bland många av tidens intellektuella att hålla sig med ett latiniserat namn. Jägare på latin blir Venator och Cacciatore gick alltså även under benämningen Nicolaus Venator. Läser man slutligen namnet baklänges så torde det stå klart att Alfa och Beta i Delfinen har fått namn efter en assistent som efter åratal av slit med observationer och beräkningar tyckte att han själv förtjänade en plats på himlen.

Just nu är natthimlen för ljus för astronomiska observationer, men när mörkret har återvänt i augusti så är Delfinen enkel att lokalisera. Man utgår lämpligen från sommartriangeln som då står i söder framåt midnatt. Delfinen finner man till vänster om den nedre spetsen av triangeln, det vill säga Altair i Örnen. En karta finns här.

Clear skies!

/Johan

Markarians kedja. Wikipedia Commons.

Markarin kom alltså från Armenien, vilket under hans livstid var en del av Sovjetunionen. Han fick sin astronomiska grundutbildning vid universitetet i Yerevan i Armenien, men disputerade sedan vid universitetet i Leningrad 1944. Därefter återvände han till Yerevan för att delta i planeringen och byggandet av det nya Byurkanobservatoriet. Observatoriet leddes av Victor Ambartsumian, som var en internationellt framträdande forskare inom galaxastronomin och president för Internationella astronomiska unionen 1961-64. Under hans ledning kom observatoriet att specialisera sig på att göra kataloger över olika typer av galaxer ‒ bland astronomer talar man till exempel om Arakeliangalaxer, Kazariangalaxer och om kompakta Shahbaziangrupper, alla med namn från astronomer vid observatoriet. Markarian själv skrev in sig i denna tradition när han publicerade en viktig katalog över galaxer som strålade ovanligt starkt i ultraviolett, det vi idag kallar aktiva galaxer (First Byurakan Spectral Survey of the Northern Sky, 1965-1980).

Benjamin Markarian.

Den konstellation som nu bär hans namn går emellertid tillbaka på en studie han gjorde 1961. I denna uppmärksammar han en grupp galaxer i hjärtat av Virgohopen som till synes formar en krökt kedja. Kedjan sträcker sig över cirka en och en halv grad och utgörs av M84, M86, NGC4435, 4438, 4458, 4461, 4473 och 4477 (från höger till vänster i bilden ovan). Han börjar med att beräkna sannolikheten för att formationen är en slumpmässig upplinjering av de ingående galaxerna, och finner den vara en på sex miljarder. Utfallet tyder därmed på att galaxerna är gravitationellt bundna till varandra, och att gruppen är en genuin struktur inom den större struktur som utgör Virgohopen. Genom att sedan studera de ingående galaxerna rörelser finner han också att strukturen är instabil och att den kommer att upplösas inom 100 miljoner år. I Markarians efterföljd har andra astronomer studerat gruppen, och så vitt jag kan bedöma kvarstår hans slutsatser.

Även om natthimlen nu är för ljus för mer ambitiösa observationer, bör man kunna få syn på åtminstone delar av Markarians kedja. De ingående galaxerna är ljusstarka och har visuella magnituder på mellan cirka 9 och 10, det vill säga de ligger väl inom räckhåll för ett mindre teleskop (20 cm). Då området, som tidigare sagts, rymmer mängder av galaxer, så krävs goda stjärnkartor (eller ett Goto-teleskop) för att navigera fram till rätt objekt. För stjärnhoppare utgår man exempelvis från Vindimiatrix i Jungfrun och hoppar sedan, via M60 och M87, till M86 och M84 vilka utgör den södra änden på kedjan.

Clear skies!

/Johan

Om vi sparar Copeland själv ett stycke, så kan vi först konstatera att denna täta konstellation består av sju galaxer fördelade på ett område ungefär så stort som en tjugofemtedels fullmåne. De har NGC-numren 3745, 3746, 3748, 3750, 3751, 3753 respektive 3754. Hopen som sådan katalogiserar också som HCG 57 och Arp 320 (i det senare fallet ingår inte NGC 3751). Galaxerna är gravitationellt bundna till varandra, men det finns också indikationer på att några av dem håller på att falla samman. Gruppen ligger på ungefär 400 miljoner ljusårs avstånd. Som framgår av bilden nedan rymmer fältet ytterligare en rad mycket ljussvaga galaxer, men dessa ligger betydligt längre bort och tillhör alltså inte gruppen.

Därmed till astronomen i fråga. Ralph Copeland (1837–1905) var en engelsk astronom verksam först hos William Parsons (Lord Rosse) vid observatoriet på Birr Castle i Irland, och senare som ”Astronomer Royal” vid The Royal Observatory i Edinburgh. Under sin karriär upptäckte han trettiofem djuprymdsobjekt och gjorde också viktiga insatser inom spektroskopin. Därutöver investerade han en stor del av sin tid i att planera och genomför astronomiska expeditioner av olika slag och han blev med tiden en ytterst vittberest man. Han deltog bland annat i expeditioner till Grönland (1869) för att göra en del geodetiska undersökningar, till Mauritius (1874) och Jamaica (1882) för att observera Venus-passagerna, och till Vadsö i Nordnorge (1896), Indien (1898) och Spanien (1900) för att observera solförmörkelser.

Ralph Copeland (1837–1905)

Den lilla galaxhopen upptäckte han i februari 1874 under sin tid hos William Parsons och med hjälp av den berömda Leviathan, ett teleskop som med en öppning på 1,8 meter var världens största fram till början av 1900-talet. Copeland var egentligen på jakt efter en galax (eller nebulosa som man sa vid tiden) som tappats bort men upptäckte dessa istället. Upptäckten publicerades först i William Parsons Observations of nebulae and clusters of stars made with the 6-foot and 3-foot reflectors at Birr Castle from the year 1848 up to the year 1878 (1880) men letade sig senare in i det blivande standardverket New General Catalogue där galaxerna också fick de nummer de fortfarande har. På katalogens förkortade manér beskriver Copeland fem av de sju galaxerna i gruppen som ”pB”, det vill säga ”pretty bright” och två som ”F”, ”faint” respektive ”vF”, ”very faint”.

För att få perspektiv på Copelands ”Pretty bright” kan man försöka sig på att observera hopen själv. För att se de ljusstarkaste galaxerna krävs en riktigt mörk himmel och ett teleskop om cirka 250 mm öppning (några observationsrapporter kan man hitta på DeepSkyPedia). Här måste det dock understrykas att galaxerna är allt annat än påtagliga och att ett utskrivet fotografi därför kan vara ett gott stöd. En observationsguide med kartor och fotografier för alla Hickson-grupper kan laddas ner på den tyska amatörastronomen Reine Vogels hemsida (PDF, septetten återfinns alltså som nummer 57).

Clear skies!

/Johan

PS. Som kuriosa kan tilläggas att det också fanns en Ray Copeland som spelade trumpet i en septett, men det är en helt annan historia. DS.

Plejaderna. Tempels nebulosa är den stora nebulosan som pekar nedåt i bild. Foto: Antonio Fernandez-Sanchez.

Ernst Wilhelm Leberecht Tempel (1821-1889) var tysk astronom men verksam först under den berömde Urbain Leverrier vid observatoriet i Marseille och senare under den lika berömda Giovanni Schiaparelli vid Brera-observatoret i Milano. Från 1874 verkade han sedan som föreståndare för Arcetri-observatoriet i Florens. Idag är hans namn i första hand förknippat med några av de 21 kometer han upptäckte, däribland komet 55p/Tempel-Tuttle som är associerad med meteorskuren Leoniderna och med komet 9P/Tempel vilken i sin tur är mest känd då NASA:s Deep Impact-sond krockade med den 2005.

Men vid sidan av kometjakten var Tempel djupt engagerad i nebulosaastronomin. Han följde William Herschel i fotspåren och gjorde förnyade observationer av många av de nebulosor denne hade upptäckt. Han upptäckte också en del egna objekt. Som ung hade han försörjt sig som grafiker, och hans observationer åtföljdes ofta av utsökta skisser, de flesta dessvärre opublicerade. Den nebulosa som bär hans namn upptäckte han redan 1859 under en studieresa till Venedig, men han skulle återvända till den många gånger, bland annat därför att det skulle dröja länge innan dess existens blev erkänd av andra astronomer. Det visade sig nämligen att samtidigt som många astronomer med tillgång till mindre instrument kunde bekräfta upptäckten, kunde andra astronomer, däribland John Louis Emil Dreyer som vid tiden arbetade vid världens största teleskop, Leviathan i Parsonstown, inte se någon nebulosa på den angivna positionen. Kontroversen, som blev tämligen infekterad, varade i flera år och avslutades inte förrän det stod klart att det var förstoringen som var problemet. Dreyer arbetade normalt under hög förstoring och då blev kontrasten så dålig att den helt enkelt inte syntes.

Ernst Wilhelm Leberecht Tempel och hans teckning av Merope-nebulosan (teckningen är vänd upp och ner för att matcha bilden ovan). Foto: Wikipedia Common.

Idag menar astronomerna att Tempels nebulosa – eller Merope-nebulosan som man alltså säger idag – är en reflexionsnebulosa. Detta betyder att den inte lyser med eget ljus utan reflekterar ljus från en närliggande stjärna, i detta fall Merope själv. Man menar också att Merope inte är sprungen ur nebulosan – stjärnor föds ju som bekant i stora gasmoln – utan att de har råkats i ett senare skede. Det kan också nämnas att Merope-nebulosan faktiskt döljer ytterligare en astronom. 1890 upptäckte den amerikanske astronomen Edward Emerson Barnard (mer om honom senare i serien) en mycket liten nebulosa precis intill stjärnan Merope. Den går numera under beteckningen IC 349, men kallas också för Barnards Merope-nebulosa.

För den som själv vill se efter är Plejaderna lätta att hitta. Just nu står de vid tiotiden på kvällen ganska lågt i väster, en bit till höger om Orion (jämför popast:s stjärnkarta). Man känner igen dem som en ganska stor suddig fläck som upplöses i stjärnor vid närmare betraktande. Tempels nebulosa är däremot ganska svår att få syn på. Plejaderna bör stå högt på himlen, vilket de gör först till vintern igen, och man bör ha tillgång till en riktigt mörk himmel. Det krävs också ett mindre teleskop (200 mm) eller en kikare och man bör, som vi sett ovan, använda låg förstoring (ca 50x).

Clear skies!

/Johan

PS. Tack till Jan Sandström som tipsade mig om att Merope-nebulosan också har ett äldre namn. DS.

Lucian Kemble. Fotografiet från The Royal Astronomical Society of Canada.

Kemble var född i Pincher Creek i den kanadensiska provinsen Alberta. Efter några år som radiooperatör under Andra världskriget gick han med i Franciskanerordern och skulle för resten av sitt liv verka som munk och präst. I kyrkliga sammanhang var han känd för sitt insisterande på att äktenskapet ingicks mellan personer och inte mellan personer av olika kön. Han var själv homosexuell, något som sannolikt bidrog till att kyrkan försökte tysta den frispråkige munken. Vid sidan av sin prästerliga gärning var Kemble också en passionerad amatörastronom och blev med tiden en framträdande personlighet i dessa kretsar. Som amatör var han i första hand visuellt orienterad och han hann bokföra drygt fem och ett halvt tusen djuprymdsobjekt, en minst sagt imponerande insats.

Den kaskad som nu bär hans namn är inte ett djuprymdobjekt i strikt mening, utan en asterism. Asterismer är en samling stjärnor som inte är fysiskt relaterade, men som grupperar sig på ett sådant sätt att det skapar ett igenkännbart mönster. Våra stjärnbilder är därmed exempel på asterismer – stjärnorna i Orion ligger till exempel på mycket olika avstånd och är inte bundna till varandra gravitationellt – men när astronomer talar om asterismer avses inte stjärnbilderna utan antingen större formationer som överflyglar flera stjärnbilder, eller mindre grupperingar som ligger i eller är en del av någon stjärnbild. Till de mest kända hör Sommartriangeln, som utgörs av de starkaste stjärnorna i Svanen, Lyran respektive Örnen, Karlavagnen, som är en del av stjärnbilden Stora Björn och Brocchis kluster, den himmelske klädhängaren, som är en mindre formation i stjärnbilden Räven.

Kembles kaskad. Foto Noel Carboni & Greg Parker, New Forest Observatory.

Om Kemble var den förste som noterade den asterism som nu bär hans namn ska väl vara osagt, men klart är att han blev så förtjust att han skrev om sitt fynd till Walter Scott Houston. Houston, som under nästan femtio år var redaktör för den stående avdelningen ”Deep-Sky Wonders” i den amerikanske tidskriften Sky and Telescope, blev också förtjust och fångades speciallt av Kembles beskrivning: ”a beautiful cascade of faint stars tumbling from the northwest down to the open cluster NGC 1502″. Houston skrev en artikel om asterismen i sin spalt och döpte den samtidigt till just Kembles kaskad. Resten är som man säger historia.

Kembles kaskad hittar man i stjärnbilden Camelopardalis, Giraffen. Giraffen tillhör inte de stjärnbilder som sticker ut på himlen, och kan vara svår att se, även om man vet var man ska leta. Just nu står den nära zenit om kvällarna och ligger i utrymmet mellan Perseus och Cassiopeia på ena sidan och Stora Björn på den andra. Kaskaden däremot är lätt att se i en vanlig fältkikare. För att hitta den kan man utgå från Cassiopeia och ta ut riktningen enligt denna figur. Har man tillgång till ett mindre teleskop så kan man ’trilla’ ner för kaskaden tills man kommer till den utsökta lilla stjärnhopen NGC 1502. För den som vill titta efter fler asterismer – däribland Kembles drake, Napoleons hatt och Förlovningsringen – kan hitta inspiration här.

Clear skies!

/Johan

Hubbles variabla nebulosa. Fotografi: NASA/ESA, The Hubble Heritage Team (AURA/STScI)..

1783 upptäckte av William Herschel, under en av sina otaliga svep med teleskopet över himlarna, en liten nebulosa i Enhörningens stjärnbild. Herschel fäste inget större avseende vid den – den var bara en av ett par tusen andra objekt han upptäckte. Den beskrivning har gjorde och som senare letat sig in i katalogerna ger emellertid en god bild av hur objektet tar sig ut i ett teleskop: ”B, vmE 330°, N com = * 11”, vilket uttytt betyder ”Bright, very much elongated towards position angle 330°, Nebula cometic with star of 11th magnitude”. Nebulosan är alltså kometliknande och har en svag stjärna i den spetsiga änden. Idag betecknas den som NGC 2261, men går allmänt under namnet Hubbles variabla nebulosa.

När den amerikanske astronomen Edwin Hubble började intressera sig för nebulosan i början av 1900-talet hade astronomer lyckats påvisa att många nebulosor har både rörelser i rummet liksom i vissa fall även en intern rotation. I en artikel publicerad 1916 (PDF) menar Hubble att han nu även har hittat en nebulosa, NGC 2261, som inte bara uppvisar rörelser, utan som också ändrar form. Förändringarna är dessutom snabba och framträder på fotografier tagna med bara åtta års mellanrum (vilket för astronomer som normalt räknar interstellära skeenden i årmiljoner är minst sagt ovanligt). Efter att ha redogjort för sina undersökningar, där han bland annat beskriver förändringarna i detalj och kan konstatera att de är reella, försöker han också förstå vilka mekanismer som kan ligga bakom: Hela nebulosan kanske roterar så att vissa delar dyker upp och andra försvinner; vissa delar av nebulosan kanske varierar i ljusstyrka och på så sätt skapar ett intryck av rörelse; eller vissa mindre delar kanske rör sig i relation till hela nebulosan. Hubble menar att de två första förklaringarna stämmer dåligt med de förändringar han bokfört, och att den tredje därför är den mest plausibla. Idag lutar astronomer så vitt jag begriper åt en kombination av andra och tredje alternativet.

Animation: Glenlea Astronomical Observatory, University of Manitoba.

Sedan 1860-talet har det varit känt att den stjärna som alltså redan Herschel associerade med nebulosan, varierar i ljusstyrka (stjärnan betecknas numera som R Mon). Senare har man konstaterad att den tillhör en speciell typ av mycket unga, variabla stjärnor (T Tauri-stjärnor) som bland annat kännetecknas av att de är omgärdade av en så kallad protoplanetarisk disk. I en modell som publicerades 1997 (PDF) använder man detta förhållande för att förklara Hubblenebulosans beteende. När R Mon-systemet roterar blåser strålningstrycket samtidigt upp ett strutformat hål i den omkringliggande nebulosan. Vi ser struten från sidan och det är därför nebulosan har en trekantig form. Samtidigt pågår en annan process där damm och stoff som faller in mot stjärnan blåses ut i långa strängar inuti struten. Dessa kastar i sin tur skuggor på nebulosans väggar, det vill säga på insidan av struten, och det är dessa skuggor som gör att nebulosan verkar ändra skepnad hela tiden.

Avslutningsvis ska sägas att Hubbles nebulosa är ett tacksamt objekt för intresserade amatörastronomer med tillgång till ett mindre teleskop (visuellt krävs teleskop i storleken 150- 200 mm för att se den). Och faktum är att om man men jämna mellanrum fotograferar eller gör noggranna teckningar, så kan man själv konstatera att Hubbles variabla nebulosa faktiskt är just variabel. Nebulosan återfinns alltså i Enhörningens stjärnbild som just nu står högt i söder (till vänster om Orion) vid tiotiden på kvällen. Instruktioner för hur man hittar nebulosan finns här. Alternativt kan man själv lokalisera den med hjälp av kartblad 59 i TriAtlas B (PDF).

Clear skies!

Peter Nilson. Foto: Ulla Montan.

Peter Nilson (1937-1998) är förstås välbekant som populärvetenskaplig och skönlitterär författare. Till hans mer uppskattade böcker hör Rymdväktaren (1995), fortsättningen Nyaga (1996) och Himlavalvets sällsamheter (1977), en bok som för övrigt gjorde ett enormt intryck på mig i min ungdom. Lika känt är kanske inte att Nilson innan han lämnade akademin 1977 också varit professionell astronom. Efter sin grundutbildning vid Uppsala universitet arbetade han från 1965 som amanuens och senare som forskarassistent vid observatoriet. Det är under dessa år som katalogen kommer till.

Inledningen till Nilsons katalog innehåller en lång historisk mönstring som diskuterar tidigare astronomiska kataloger liksom deras relevans för modern galaxastronomi. Det är inte utan att man undrar varför ytterligare en katalog var av nöden. En förklaring finns emellertid i Nilsons syftesbeskrivning: “Man kan förvänta sig att en katalog av detta slag ska komma till användning på tre sätt: för det första, som ett referensverk vilket ger grundläggande data för ett stort antal galaxer på den norra himlen; för det andra, som en tämligen homogen datamängd som kan användas för statistiska undersökningar; för det tredje, som en guide för att välja ut objekt vid olika typer av observationsprogram, som exempelvis studier av interagerande galaxer [min översättning].” Och med dessa ambitioner dög inte de äldre katalogerna. Många av dem, som exempelvis den stor NGC/IC-katalogen, var kompilationer, det vill säga man hade samla data från en lång rad observatörer som hade arbetat under högst olikartade förhållanden och med lika varierande utrustning. Till detta ska förstås läggas att många av de äldre katalogerna tillkommit innan astronomerna lyckats göra skillnad på extragalaktiska nebulosor (vad vi numera kallar galaxer) och galaktiska nebulosor (gasmoln av varierande storlek och art i vår egen galax, Vintergatan), vilket förstås var ytterligare ett problem. Var man som Nilson, och även hans handledare Holmberg, intresserad av att göra statistiska undersökningar av galaxerna så var dessa förhållande tillräckligt besvärande för att ta saken i egna händer.

Grodyngelgalaxen, även känd som UGC 10214. Bild: NASA, H. Ford/JHU, G. Illingworth/UCSC/LO, M.Clampin/STScI, G. Hartig/STScI), ACS Science Team, ESA

Nilson påbörjade arbetet med katalogen vid mitten av 60-talet. Precis som flera av de astronomer vi stött på i de senare delarna av serien arbetade han med de så kallade POSS-plåtarna, en fotografisk atlas för astronomiskt bruk över den norra stjärnhimlen. Ambitionen, som han formulerar i inledningen till katalogen, är att den ska förteckna alla galaxer på den norra stjärnhimlen ner till en skenbar magnitud av 14,5. Mer konkret sökte han systematiskt igenom POSS-plåtarna tre gånger för att hitta alla galaxer de avtecknar. Han identifierade dem i förekomna fall i relation till andra kataloger, mätte upp deras position, skenbara storlek, orientering och beskrev och klassificerade dem också i olika typer. Med tanke på att den publicerade katalogen rymmer 12.921 objekt är detta inget annat än imponerande.

Uppsala general catalogue of galaxies: Data for 12, 921 galaxies north of δ=-2o30′ publicerades 1973 i Uppsala astronomiska observatoriums annaler. Men till skillnad från några av sina föregångare i katalogbranschen valde Nilson att inte låta den tjäna som doktorsavhandling. Den kommer istället året därpå och är med utgångspunkt i data från katalogen ägnad en statistisk undersökning av galaxernas orientering i rummet.

Och med detta sagt går denna långa serie till vila – läs alla Katalogaria-inläggen här. Givetvis återstår en förskräcklig massa kataloger, många av dem historiskt intressanta, men framöver kommer jag skriva om något annat. Jag avstår också från att ge några direkta förslag på observationer från UGC-katalogen, och hänvisar istället till Steinicke & Jakiels Galaxies and How to Observe Them där UGC-objekt behandlas på s. 136.

Clear skies

/Johan

HII-regioner i M33. Notera NGC 604 upp till vänster. . (Foto: Ray Gralak. För en nytagen bild i färg, se Dagens astronomibild för 3 december)

I förra delen av serien nämndes i förbigående att de så kallade POSS-plåtarna som Abell använde för att leta efter galaxhopar också kom till användning för andra katalogiseringsprojekt. Ett sådant genomfördes ungefär samtidigt vid United States Naval Observatory Flagstaff station av den numera pensionerade amerikanske astronomen Stewart Sharpless. Eftersom plåtarna avbildade hela den norra stjärnhimlen, och drygt så, lämpade de sig också väl för att leta efter Vintergatans H II-regioner.  Sharpless ambition var att upprätta en katalog över dessa regioner för att med dess hjälp försöka bestämma hur Vintergatans spiralarmar löper.

Katalogen publicerades i två delar (1953 och 1959) och rymmer tillsammans 313 HII-regioner från framförallt den norra stjärnhimlen (idag refererar man normalt till den andra katalogen och använder därför beteckningar på formen Sh2-xx). Sharpless berättar i inledningen till den första artikeln att ett problem i arbetet varit att sortera bort andra typer av nebulosor, speciellt planetariska nebulosor (rester efter exploderande stjärnor) och reflexionsnebulosor (moln av dammpartiklar som inte lyser själva utan bara reflekterar ljuset från närbelägna stjärnor). Senare studier har visat att han inte riktigt lyckades med detta och katalogen innehåller både planetariska nebulosor, supernovarester liksom två galaxer.

När Sharpless analyserade sina data kunde han till att börja med styrka idén om den inre så kallade Sagittariusarmen, men också visa att den kröker sig och försvinner bort mot stjärnbilden Skölden. Vidare kunde han påvisa en krökning av Orionarmen, den spiralarm solen befinner sig i, och att den verkar dela sig i två. Det visade sig också att Perseus-armen är glesare befolkad än de andra armarna. Slutligen kunde han genom att argumentera för att HII-regionerna också definierar det galaktiska planet beräkna positionen för de galaktiska polerna med betydligt större noggrannhet än tidigare, liksom visa att solen befinner sig ett gott stycke (under eller över) det galaktiska planet. En modern representation av Vintergatans spiralarmar återges nedan.

Schematisk figur över intergatans spiralarmar. Bilden från ”Guidance online for astronomy teachers”.

För den som vill följa Sharpless i spåren och försöka få en skymt av Vintergatans spiralarmar, finns det många objekt i katalogen att välja på, både för den som observerar med kikare eller med teleskop av olika storlekar. Flera av objekten, som exempelvis Kalifornien- och Nordamerikanebulosorna (Sh2-220 respektive SH2-117), är så stora att de gör sig bäst i en kikare eller ett litet teleskop. Andra som speciellt Orionnebulosan (Sh2-281) är så ljusstark att den kan ses för blotta ögat. Den senare undantagen, kräver emellertid H II-regionerna mycket goda himmelsförhållanden för att framträda. O III liksom H-betafilter kan också vara nödvändigt. För de allra största H II-regionerna, som Barnards loop (Sh2-276), har man kanske bäst chans om man helt enkelt håller upp filtret framför ögat.

Clear skies!

/Johan