Just nu står Svanen nära zenit om kvällarna. Denna stjärnbild gränslar vintergatsbandet och rymmer några av amatörastronomernas populäraste objekt, däribland den stora Nordamerikanebulosan och den magnifika supernovaresten Slöjnebulosan. Båda dessa objekt kännetecknas förstås av sin storlek, men också av att de även i ett mindre teleskop (200 mm) uppvisar en detaljrikedom som gör att man inte uttömmer dem i första taget. För dagens objekt, som även det återfinns i Svanen, gäller närmast det motsatta. Även i ett stort teleskop och under hög förstoring är det försvinnande litet och i stort sett anspråkslöst. Detta avslöjas förstås redan genom namnet – Campbells vätestjärna (PK 64+ 5.1) – men den är, som vi ska se, ingen vanlig stjärna.

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.

Campbells egen teckning av hur emissionen i H-beta tog sig ut i okularet. Bilden från Campbell, W. W., ”Hydrogen Envelope of the Star BD. +30°.3639”, Astronomische Nachrichten, vol. 134, s. 133.

Campbells vätestjärna återfinns alltså i Svanens stjärnbild, och man kan hitta den cirka 2,5 grader norr om den välkända dubbelstjärnan Albireo (använd exempelvis karta B30 här). Då centralstjärnan ligger på magnitud 10, kan åtminstone denna ses i en kikare eller ett mindre teleskop. Själva nebulosan framträder genom att denna stjärna, till skillnad från andra stjärnor i området, ter sig lite suddig. För att intrycket ska bli mer distinkt krävs sannolikt ett teleskop på 200 mm. Som vi sett ovan emitterar nebulosan i H-beta varför just ett H-beta kan göra susen.

Clear skies

/Johan