Csillaghalál: planetáris ködök közelről

A planetáris ködök említésekor feltehetően mindenkinek eszébe jutnak olyan jól ismert objektumok, mint pl. a Gyűrűs-köd a Lyra-ban, vagy a Bagoly-köd az Ursa Majorban. Jelen cikk célja ezen rendkívül érdekes égitesttípus áttekintése, mind történeti, mind a modern csillagászati kutatások fényében. Emellett észlelési ajánlatként szeretnénk átnyújtani egy csokrot a Kedves Olvasónak a fényes planetáris ködökből. Mindezek során kitekintünk a planetáris ködökkel közeli rokonságban álló objektumokra is (felmenő és lemenő ágon), amelyek hasonlóságáért a kialakulásukat meghatározó folyamatok felelősek.
 
 

Egy kis história

Maga a planetáris köd kifejezés tisztán leíró jellegű, mivel ezen objektumoknak semmi közük a bolygókhoz. Egyedül az átlagos megjelenésük hasonlít a Jupiter, Uránusz, vagy a Neptunusz távcsőben látott képéhez. Nem teljesen klasszikus példány az elsőként felfedezett Gyűrűs-köd, amelyet Antoine Darquier francia csillagász talált meg 1779-ben. Háromhüvelykes távcsövével a Jupiterre emlékeztető korongot írt le, aminek azonban egyenletesen halványodik a fénye a pereme felé. Ugyanebben az évben Messier is megtalálta egy üstökös észlelése közben és rengeteg halvány csillag együttesének gondolta. William Herschel 1785-ben az ég egyik legfurcsább objektumának tekintette, ami feltételezései szerint egy gyűrű alakú csillaghalmaz.

A 19. század során tucatnyi új planetáris ködöt találtak, a valódi természetük azonban nagyon sokáig homályban maradt. Ehhez megfigyelési oldalról a spektroszkópia csillagászati alkalmazása, elméleti oldalról pedig a csillagfejlődés megértése bizonyult nélkülözhetetlennek. Herschel még azt gondolta, hogy az összes ködös objektum távoli csillaghalmaz(ok) összeolvadó fényéből áll, és hogy emiatt a távcsövek javulásával előbb-utóbb mindegyik felbomlik majd halvány csillagokra. A 19. sz. második felében a színképelemzés utalt először a különböző ködök teljesen eltérő jellegére. A planetáris ködök színképe akkoriban nehezen, vagy egyáltalán nem azonosítható, éles emissziós vonalakból áll, amiket a fizikusok laboratóriumi kísérletei ritka gázok izzításakor mutattak. Ezzel szemben az elsőként felvett galaxisszínkép (Andromeda-köd) a csillagokéra emlékeztető elnyelési vonalakat tartalmazott, amiből többen már 1900 körül a galaxiselmélet helyességére következtettek (t.i. a spirálködök nagyon távoli csillagrendszerek). Ilyeténképpen a planetáris ködök gázköd felépítése fizikai igazolást nyert. Asztrofizikai helyzetük azonban lényegében semmit nem tisztult.

A fő nehézséget nagyon sokáig a "közeli bolha, vagy távoli elefánt" problémája jelentette, ugyanis még a legfényesebb planetáris ködök parallaxisát sem sikerült kimérni. Emiatt a távolságok ismeretlenek maradtak, a látszó átmérőket nem lehetett valódi átmérőre átszámítani, így akár kialakulófélben levő naprendszer, akár éppen keletkező galaxis is lehetett volna egy-egy köd. Az 1970-es évekig kellett várni, míg a megfigyelési technikák fejlődése, valamint a kis- és közepes tömegű csillagok fejlődésének elmélete kialakította a planetáris ködök ma elfogadott képét, ami tömören egy csillagfejlődési végállapothoz vezető út látványos közbülső állomásaként foglalható össze. Lássuk a részleteket!
 
 

Úton a keletkezés felé

Minden csillag önszabályzó termonukleáris erőműként működik mindaddig, amíg belsejében elegendő "üzemanyag" áll rendelkezésre. Kezdetben a hidrogént fúziós reakciókon keresztül héliummá alakító csillagmag elegendő sugárnyomást biztosít a csillag súlyának összeroppantó erejével szemben. Később, a hidrogén elfogytával szétválik a kis- és nagytömegű csillagok életének menete (a határ valahol 10 Mo körül van). A nagytömegűeknél lépcsőzetesen ismétlődő folyamatok játszódnak le, amelyek során az előző energiaforrás kimerülése után a magjuk összehúzódik, majd a kellően nagy nyomás és hőmérséklet kialakulásával magasabb rendszámú elemek fúziós reakciói indulnak be. A sorozat legvégén áll a teljes kimerülés, az energiát már nem termelő, hanem elnyelő vasmag létrejötte, ami után megállíthatatlanul összeomlik a csillag, és II-es típusú szupernóvaként befejezi életét. Mindez néhány millió, vagy tizmillió év alatt zajlik le.

Egészen más utat járnak be a kis- és közepes tömegű csillagok. Érdemes megjegyezni, hogy mivel ebbe a kategóriába a durván 0,6-5 Mo tömegű csillagok tartoznak, ezért Tejútrendszerünk csillagainak 90%, köztük a mi Napunk is, hasonló sorsra jut. Ezek a csillagok fejlôdésük során évmilliárdok alatt eljutnak a vörös óriás állapotba, amikor a Hertzsprung-Russell-diagram aszimptotikus óriáságán (AGB) tartózkodva energiatermelésük kikerül a degenerálttá váló magjukból az azt övezô hidrogén- és héliumhéjakba. A fajlagosan nagyobb magbeli hőmérséklettel járó állapot felfújja a légkörüket, így akár néhány száz Ro sugarúvá híznak a csillagok. Pontosan a felfúvódás lesz az oka a planetáris köd kialakulását biztosító körülmények létrejöttéért. Ekkor ugyanis a légkör külső tartományai olyan messzire kerülnek a rendszer gravitációs központjától, hogy viszonylag kisebb instabilitások is elindíthatják az AGB-n jelentkező erős tömegvesztési folyamatokat. A tömegvesztést modulálhatják az energiatermelés ingadozásait okozó ismétlődő héliumhéj-lobbanások (termális pulzusok). A termális pulzusok alatt a magot övező hélium-, ill. hidrogénhéjakban egyenetlenül történnek a fúziós reakciók, amelyek jellemzően néhány száz évig tartanak és átalakítják a belső régiókat. Az AGB-n fejlődő csillagok tömegük jelentôs részét elvesztik. A ledobott anyagot a kései hélium-villanások révén napvilágra kerülô, nagyságrendileg százezer K hômérsékletű csillagmag planetáris köd formájában ionizálja és fénylésre gerjeszti.


Molekulahéjak az U Camelopardalis körül.

Természetesen felmerül a kérdés, hogy a fentebb részletezett, és az 1970/1980-as években elvégzett elméleti számításokon alapuló csillagfejlődési képet milyen megfigyelési tények támasztják alá (hozzá kell tenni, hogy az eredeti ötlet még Sklovszkijtől származik 1956-ból). Talán nem egyértelmű, de az AGB-n tartózkodó vörös óriás csillagok az amatőrcsillagászoknak is kedvelt objektumai, hiszen itt vannak a mirák és a félszabályos változócsillagok (SRa, SRb, Lb). Fényváltozásukat légkörük pulzációja okozza, ami szintén hozzájárulhat a tömegvesztéshez. A vörös változók jellemzően 10^-7-10^-6 Mo/év mennyiségű anyagot veszítenek lassú (kb. 10 km/s) csillagszél formájában, mint azt az infravörös és mikrohullámú tartományban felvett színképvonalak elemzése kimutatta. A termális pulzusokra mira változóknál éppen a belső szerkezet átrendeződése miatt fellépő periódusváltozáson keresztül következtethetünk - kizárólag évtizedes amatőr fénybecslések segítségével! A legmeggyőzőbb megfigyelési bizonyítékot azonban az utóbbi 4-5 évben, rádiótartományban elvégzett mérések adták, amelyek több félszabályos csillag körül is kimutattak levált molekulahéjakat (X Her, Y CVn, TT Cyg, U Cam). Ezek jórészt széncsillagok, körülöttük pedig széndioxidban gazdag, 15-20 km/s-os sebességgel táguló molekulahéjakat találtak. Színes mellékletünkben (igaz ez?) mutatjuk be a TT Cyg-et övező, jó 25" sugarú héjat (ttcyg.jpg).

Az AGB tetején találjuk az ún. OH/IR csillagokat, ezek már a ledobott anyagból kialakult sűrű burokban vannak, belül pedig egy mira, vagy ahhoz hasonló infravörös változócsillag helyezkedik el, ami az erős mézersugárzás mellett a szintén infravörös mérések szerint évente 10^-5-10^-4 Mo-et veszít el (pl. CW Leo). Az ismétlődő termális pulzusok végül lelökik a csillagmagot burkoló rétegeket, feltárul a kompakt, igen forró központi égitest (a leendő fehér törpe), aminek sugárnyomása elindítja az akár 2000 km/s sebességű gyors csillagszelet. Ennek kölcsönhatása az AGB-csillag maradványával (lassú szél) fogja kialakítani a planetáris ködöt.
 
 

Nehéz szülés

A megértéshez szükséges "csillagfejlődési alapozás" után vegyük szemügyre magát a planetáris ködöt létrehozó folyamatot. A jelenleg utalkodó elképzelések szerint a gyors csillagszél hamar utoléri a lassú csillagszéllel távozott anyagot. Ütközésük határfelületén egy lökéshullám elindul kifelé, valamint egy gyengébb befelé. A kifelé haladő lökéshullám mögött egy anyagmentes zóna is halad előre, és az elmélet szerint, ameddig ez a kettős eljut, addig látjuk a forró központi csillag-maradvány sugárzása által jórészt ionizált gázanyag rekombinációs sugárzását (csak emlékeztetőül: a semleges atomokat a bejövő nagyenergiájú fotonok gerjeszthetik, vagy akár ionizálhatják is, majd a korábbi állapot visszaállásakor az ionok, ill. gerjesztett atomok az energiakülönbséget kisugározzák). Ami mind a mai napig izgalmassá teszi a vázolt jelenséget, az az, hogy a pontos fizikája nem ismert kellő részletességgel, így nagyon kérdés várja a tisztázását. Ösztönösen sejthetjük, hogy a probléma kezeléséhez hidrodinamikára és sugárzásterjedésre van szükségünk, ennek részletezése azonban nem célja cikkünknek.

Ahogy a lökéshullám átfut a korábban ledobott csillagkörüli anyagon (nagyságrendileg néhány tíz év alatt), az egész világítani kezd. Innen nevezhető teljesnek a planetáris köd. A lassú szél sebességével - 10-20 km/s - tágul, majd szép lassan eloszlik a csillagközi térben. A központi maradvány megindul a fehér törpékhez vezető hűlési útvonalon. Mindennek a végén ott áll egy fehér törpe, egy Föld-méretű egykori csillagmag, magányos esetben a Világegyetem egyik legstabilabb képződménye. Az átmenet néhány tízezer évig tart, és eddig figyelhetjük meg a planetáris ködöket, a csillaghalál csodaszép kísérőjelenségeit.
 
 

Gömb, pont, tengely, vagy valami más

A planetáris ködökkel kapcsolatban az utóbbi évek legintenzívebben vizsgált kérdése a különböző szimmetriák értelmezése. A Hubble Űrtávcső (HST) drámai felbontású képei több kérdést vetettek fel, mint amennyit megmagyaráztak - talán érthető, hogy miért szontyolodtak el az elméleti szakemberek. Néhányan egy tavaly ősszel tartott konferencián egyenesen úgy fogalmaztak, hogy az elmúlt 5 év nagyfelbontású képei tisztán rámutattak, hogy mennyire nem értjük a planetáris ködöket formáló mechanizmusokat.

Miről is van szó? Mint azt a színes mellékletünkben található planetáris ködös galéria is szépen mutatja, rendkívül különböző szimmetriájú ködökkel találkozhatunk. A gömbszimmetria mellett leggyakrabban tengelyszimmetriát látunk, ám egyértelmű pontszimmetriával is összefuthatunk. Hogy a helyzet bonyolultabb legyen, előfordulhat kombinált szimmetria-együttes is (pl. tengely- és pontszimmetria), de bizonyos planetáris ködökben még spirális szerkezeteket is megörökített a HST.

A megfigyelt szimmetriák értelmezése nem könnyű. Magányos csillagoknál "természetes" feltevés, hogy gömbszimmetrikus lesz a planetáris köd. Tengelyszimmetrikus lehet egy kettős rendszer, de egy magányos csillag is, csak éppen erős mágneses térrel. A kérdéssel foglalkozó kutatók egy része a kettőscsillag hipotézis mellett teszi le a voksát, míg mások a mágneses teret részesítik előnyben. Sajnos megfigyelési szempontból mindkét lehetőség nehezen igazolható, főleg az olyan, planetáris köd állapothoz legközelebb álló előrehaladott AGB-csillagokban, mint pl. a sűrű porburokkal fedett OH/IR csillagok esetében. Ugyanígy nem kónnyű a planetáris ködök központi csillagának kettősségét nagy számban kimutatni, hogy legalább statisztikusan következtetni lehessen a kettős rendszerek gyakoriságára. Mindezeken túl tengelyszimmetriához vezethet még a szülő csillag gyors tengelykörüli forgása, esetleg nem-radiális pulzációja.

Pontszimmetriához olyan gyors csillagszél szükséges, ami jet-szerűen irányított, ráadásul még precesszálnia is kell. Ez is olyan feltevés, ami vagy kettősséget, vagy mágneses teret, vagy specifikus határfeltételű hidrodinamikát igényel. Ismét az a gond, hogy nem tudunk választani hasonló morfológiát generálni képes modellek között. Mindenképpen várható, hogy az egyre jobb felbontású képek (HST, VLT, NGST...), ill. részletesebb modellszámítások érdekes eredményekre fognak vezetni a következő években.
 
 

Köd előttem, köd utánam

Érdekes kérdés, hogy egy tetszőleges ködös objektumról hogyan lehet eldönteni a pontos természetét. A szupernóva-maradványok (SNR), ionizált hidrogénfelhők (HII-régiók) és a Herbig-Haro objektumok (HH, kialakuló fiatal csillagokat övező anyagfelhők) mind lehetnek planetáris ködökhöz (PN) hasonló megjelenésűek. Mint a csillagászat annyi más területén, itt is a színképelemzésé a döntő szó. Mellékelt ábránkon egy igazi diagnosztikai segédeszközt mutatunk be, ahol a két tengelyen három jellegzetes emissziós vonal (H-alfa, egyszeresen ionizált nitrogén és kén) erősségeiből képezhető két hányados van feltüntetve. Ezen a diagramon a négy hasonló objektumtípus jól elkülönülő tartományokat jelöl ki. Ennek megfelelően egy első pillantásra nehezen besorolható diffúz köd színképét felvéve, valamint a vonalak erősségét kimérve, a grafikonon elfoglalt pozíció jelzi a valós természetet. Jó példa az ilyen empirikus módszerek alkalmazásának szükségességére a színes melléklet x. ábráján látható egzotikus nevű ködösség, a PN G218.9-10.7 1. Ez az érdekes objektum mind a HII-régiók, mind a szupernóva-maradványok, mind pedig a planetáris ködök jellegzetességeivel rendelkezik. A színképekből meghatározott paraméterek alapján valószínűleg egy olyan planetáris ködről van szó, amelyik rendkívül erős kölcsönhatásban áll a környező csillagközi anyaggal. Nos, aki kedveli az igazán bonyolult számításokat, kezdhet elmélyülni az elméleti asztrofizikai tankönyvekben...

Újjászületés 1

Mint azt korábban említettük, a planetáris köd "begyulladását" követően a központi csillag a fehér törpékhez vezető hűlési útvonalon halad a Hertzsprung-Russell-diagram bal alsó fertálya felé (forró és kis abszolút fényességű tartományba). Az 1980-as évek elején elméleti számítások arra utaltak, hogy ez a hűlési útvonal nem szükségszerűen fullad bele az egyenletesség monotóniájába, hanem a csillagmag összehúzódásával a vékony, hidrogénben és/vagy héliumban gazdag vékony héjban még egyszer utoljára beindulhat a fúzió. Ezt hívják végső hélium-villanásnak (Final Helium Flash) és 1996-ig csak a Nova Aql 1919-cel kapcsolatban gyanították, hogy nóvarobbanás helyett talán végső hélium-villanást átélt csillag lehetett (egyesek az FG Sge-t is ide sorolták). Ilyenkor a csillag felfúvódik, az egyenletes halványodás helyett egy fényes, "újjászületett" óriáscsillagként tűnik fel, és az övező, adott esetben már elhalványodott planetáris köd is újra fényesebben ragyoghat. A jelenség igen ritka, mivel nagyon rövid ideig tart az "újjászületett" állapot, tipikusan 100-1000 évig, ami után a csillag végleg elindul a fehér törpék közé.

Amikor Yukio Sakurai japán amatôrcsillagász az 1996. február 21-én készített fotóin egy "új" csillagot talált a Sagittarius csillagképben, az elsô napokban mindenki egy nóvarobbanásra gondolt. Az ESO-ban felvett színképfelvételek azonban megcáfolták a kezdeti feltevést, ugyanis egy bonyolult, szénben gazdag, hidrogénben pedig szegény csillagra utaló abszorpciós spektrum látszott a nóvák emissziós színképe helyett. Mindez nagyon jól illett a végsô hélium-villanást éppen átélô csillag elméletileg várt színképéhez. Amikor pedig egy 32" átmérôjű, igen halvány planetáris köd-maradványt is azonosítottak közvetlen leképezéssel, széleskörben elfogadták a szakirodalomba a felfedezôrôl elnevezett objektum állapotának értelmezését (l. még Meteor 1996/7-8, 15. old.). Az 1996 és 1999 közötti folyamatos mérések a következô megfigyelési alapokra helyezték a végsô hélium-villanás feltevését:

1. a csillagot egy tipikus elfejlôdött planetáris köd színképét mutató anyagfelhô veszi körül.


A Sakurai objektum a 4,2 m-es William Herschel Teleszkóppal.

2. a fotoszféra hidrogénben szegény, ugyanakkor gazdag nehezebb elemekben. Már egy-két év alatt kimutathatóan csökkent a hidrogén mennyisége, míg az s-folyamattal keletkezô elemek feldúsultak.

3. a fényváltozása jó egyezést mutatott az elméleti modellekkel.

4. az erôs infravörös többlet alapján az elmúlt években egyre sűrűbb porfelhô alakult ki körülötte. Az ezzel párhuzamosan fellépô elhalványodás az R CrB-csillagokhoz teszi hasonlóvá Sakurai objektumát.
 
 

Újjászületés 2.

Szintén a planetáris köd újjászületéséhez vezethet, ha a központi csillag kellően szoros közelségben van egy kísérő komponenssel. Ekkor valamennyi idő után létrejöhet egy kölcsönható kettőscsillag, pl. egy nóva, ami nóva-robbanáson eshet át, megvilágíthatja az esetleg már elhalványodott planetáris ködöt. Újabban a GK Persei-ről (Nova Per 1901) gondolják azt, hogy a nóva 1901-es 0 magnitúdós maximuma után rögtön felfedezett diffúz ködösség esetleg a planetáris köd állapoton átesett fehér törpe ledobott maradványa. Mivel a csillag átlagosan 800 naponta kis kitöréseket mutat, amikor 13,0-ról felfényesedik közel 10,0-s kis maximumáig, a csillagot övező ködösség folyamatosan kap enyhe megvilágítást. Ezt láthatjuk a mellékelt ábra jobb oldalán, ahol a Digital Sky Survey fotóján a minimumbeli állapot látszik. Bal oldalon egy 1901. november 12-én felvett fotót mutatunk be, ami a 90 cm-es Crossley-reflektorral (Lick Obszervatórium) készült 10 órás (!) expozíciós idővel.

...és mindez a távcsőben

Ennyi - remélhetően nem emészthetetlen - elmélet után utaljunk rá, mit is láthatunk kisebb-nagyobb műszereinkkel ezekből a csodálatos égitestekből! Mindenképpen távcsőre, azaz nagyobb nagyításokra is képes műszerre van szükségünk. Jómagam, ha tehetem, 20x60-as binokulárommal mindig megcsodálom a Súlyzó-köd almacsutkáját, vagy az ezzel a nagyítással kicsiny korongnak látszó Gyűrűs-ködöt. A Cet halvány szelleme, az NGC 246 szintén binokulárért (és jó átlátszóságért) kiált, amit jól példáz Messieres rovatvezetőnkkel közös szegedi észlelésünk, amikor a jó 15 perces 40 cm-es "szemfolyatás" (a Szegedi Csillagvizsgáló 40 cm-es Cassegrein-távcsövével) kontrasztjaként binoklimban azonnal feltűnt a kicsiny paca. Ezek azonban nem fedik fel az igazi mélységeket.

Igyekezzünk mindenféle skálán végignézni az objektumokat, azaz, váltogatni a nagyításokat. Néhol meglepő külső halokkal találkozhatunk, másutt a belső tartományok nagyfelbontású észlelése rejteget nemmindennapi megfigyelői örömöket. Jó tíz évvel ezelőtt pl. a reveláció erejével bírt az NGC 7662 közepének gyengén kontrasztos, ám egyértelmű sötétsége, míg az NGC 6543 finom osztásainak látványa csak a legkitartóbb vizuális észlelők jutalma lehet. Természetesen a CCD-s megfigyelők is hosszú órákat eltölthetnek a planetáris ködök képének rögzítésévél, hiszen a nagy intenzitáskülönbségek igazi képfeldolgozó-virtuózokat igényelnek a látványos és tetszetős megjelenéshez. Az észleléshez kedvet kapó amatőrök az alábbi táblázat segítségével rándulhatnak ki a legfényesebb planetáris ködök közé.

E.E. Barnard 1901-ben még az Astrophysical Journal-ban publikál(hat)ta azon megfigyelését, hogy a 102 cm-es Yerkes-refraktorral észlelve 0,25 hüvelykkel különbözik a csillagokra és a planetáris ködökre éles képet adó helyzet fókusza. Azóta nem csak azt tudjuk, hogy ennek oka a színképekben fellépő jelentős különbség, hanem sikerült megérteni az ég egyik leglátványosabb égitesttípusát, el tudtuk helyezni a csillagfejlődés grandiózus forgatókönyvébe, ezen keresztül pedig megsejtettük saját Napunk néhány milliárd éves jövőjét.

KISS LÁSZLÓ

Felhasznált irodalom:

Ali, A., Pfleiderer, J., 1999, A&A, 351, 1036

Barnard, E.E., 1901, ApJ, 14, 151

Burnham, R., 1978, Burnham's Celestial Handbook, Dover Publications, 1978

Carroll, B., Ostlie, D., 1996, An Introduction to Modern Astrophysics, Addison-Wesley Publ. Corp.

HST sajtóközlemények (http://hubble.stsci.edu)

Iben, I. és munkatársai, 1983, Apj, 264, 605

Keeler, J.E., 1890, PASP, 2, 265

Lindquist, M. és munkatársai, 1999, A&A, 351, L1

Newkirk, B.L., 1904, PASP, 16, 13

Olofsson, H. és munkatársai, 1998, A&A, 330, L1

Pollacco, D., 1999, MNRAS, 304, 127

Soker, N., 1996, ApJ, 469, 734

Wilczynski, E.J., 1896, ApJ, 4, 97

Zanin, C., Kerber, F., 2000, A&A, 356, 274

Táblázat: Fényes planetáris ködök. A koordináták tizedperc és tizedívperc pontossággal adottak.
 
Koord. (2000)
Név
Csillagkép 
Rövid leírás
0013,0+7231,3 NGC 40 Cep 10,5 mag., 60"x40", 11,5 mag. közp. cs.
0047,0-1152,3 NGC 246 Cet 8,5 mag., 4'x3,5', 12 mag. közp. cs.
0142,3+5134,6 NGC 650 (M76) Per 11,0 mag., 140"x70", 16,5 mag. közp. cs.
0407,0+6055,2 NGC 1501 Cam 12,0 mag., 55"x48", 13,5 mag. közp. cs.
0414,3-1244,4 NGC 1535 Eri 9,0 mag., 20"x17", kékes köd közepén 11,5 mag. cs.
0729,2+2054,7 NGC 2392 Gem "Eszkimó-köd", 8 mag., 40", 10 mag. közp. cs.
1007,0-4026,2 NGC 3132 Vel 8 mag., 84"x52", 10 mag. közp. cs.
1024,8-1838,5 NGC 3242 Hya 9 mag., 40", 11 mag. közp. cs. egy szem alakú ködben
1114,8+5501,2 NGC 3587 (M97) UMa "Bagoly-köd", 11 mag., 150", 14 mag. közp. cs.
1644,5+2348,0 NGC 6210 Her Fényes kis korong. 9,5 mag., 20"x16", 12,5 mag. közp. cs.
1758,6+6638,0 NGC 6543 Dra "Macskaszem-köd", zöldes korong, 8,5 mag., 22"x16", közp. cs. változik
1812,1+0651,2 NGC 6572 Oph Fényes kékes korong. 9 mag., 15"x12", 12 mag. közp. cs.
1853,6+3301,7 NGC 6720 (M57) Lyr "Gyűrűs-köd", 9 mag., 80"x60", 15 mag. közp. cs.
1944,8+5031,5 NGC 6826 Cyg "Pislogó-köd", 9 mag., 25", 11 mag. közp. cs.
1959,6+2243,0 NGC 6853 (M27) Vul "Súlyzó-köd", 8 mag., 8'x5', 13,5 mag. közp. cs.
2104,2-1121,8 NGC 7009 Aqr "Szaturnusz-köd", 8 mag., 25", 12 mag. közp. cs.
2229,8-2049,4 NGC 7293 Aqr "Hélix-köd", hatalmas, halvány gyűrű, 12' átm.
2325,9+4232,1 NGC 7662 And 8,5 mag., 30"


Vissza a cikkekhez