Znajdź zawartość

Galaktyka ma uporządkowaną strukturę. Spłaszczony dysk z młodszych gwiazd (tzw. I populacja) otacza zgrubienie centralne zawierające głównie gwiazdy starsze (II populacja). W środku znajduje się supermasywna czarna dziura. Dysk obraca się powoli a w obszarach ramion spiralnych powstają fale gęstości pobudzające tworzenie nowych gwiazd z materii międzygwiazdowej. Na nocnym niebie dysk widoczny jest jako jaśniejsze pasmo Drogi Mlecznej z jej bogactwem gwiazd, mgławic i gromad otwartych. Jednak nie wszystkie obiekty galaktyczne mieszczą się w tym prostym schemacie. Patrząc praktycznie w każdym kierunku nieboskłonu możemy odnaleźć mniej lub bardziej liczne obiekty odmienne ? świetlne plamki, często o średnicy kilku - kilkunastu minut kątowych. W odróżnieniu od galaktyk są zawsze okrągłe i często całkiem jasne. Większość, choć nie wszystkie odnajdziemy patrząc w stronę wnętrza Drogi Mlecznej. Muszą więc należeć do naszej Galaktyki, choć nie grupują się w płaszczyźnie jej dysku. Są to gromady kuliste, obiekty oddalone od nas bardziej niż większość gromad otwartych a także znacznie od nich większe. Najczęściej mają ponad 100 l. ś. średnicy i zawierają powyżej 100 tysięcy gwiazd, chociaż liczba ta waha się od tysięcy nawet do milionów. W powiększeniach teleskopowych gromady kuliste przynajmniej na swoich obrzeżach dają się rozdzielić na poszczególne gwiazdy. Bliżej środka niezliczone kropeczki mogą zlewać się w jednolitą poświatę. Omega Centauri. Źródło: https://en.wikipedia.org/wiki/Omega_Centauri Przez lornetkę widzimy na ogół tylko plamki lub nieco rozmyte ?gwiazdki?, chociaż w dużej lornecie o znacznym powiększeniu niektóre z nich wydają się mieć niejednolitą, jakby kaszkowatą strukturę. Dostrzec można pojaśnienie rdzenia oraz nieostre, stopniowo ciemniejące obrzeża. Prawie czujemy ich puchatą, miękką kulistość. Nie bez powodu astroamatorzy mówią o nich ?kulki?. Od gromad otwartych różnią się diametralnie. Zawierają nie setki a setki tysięcy gwiazd. Mają kształt wielkich kul, niekiedy lekko spłaszczonych a tylko wyjątkowo bardziej zniekształconych. Co więcej, przeciwnie niż gromady otwarte, składają się z bardzo starych gwiazd o niskiej zawartości pierwiastków cięższych niż wodór i hel (zwanych w astronomii ?metalami?). Pod tym względem podobne są do gwiazd znajdujących się w centralnych zgrubieniach galaktyk. Pozorny bezład gromad kulistych na nieboskłonie nie jest całkiem przypadkowy. Z efektu Dopplera ? przesunięć barwy światła ku czerwieni lub przeciwnie, ku niebieskiemu, można wyznaczyć szybkość oraz kierunek ich ruchu. Dzięki temu rozpoznano, że one także krążą wokół centrum Drogi Mlecznej, jednak po orbitach odmiennych niż inne obiekty. Orbity gromad kulistych są wydłużone i wcale nie układają się w płaszczyźnie dysku, tylko przecinają go z różnych kierunków i pod różnymi kątami. Przypominają orbity komet w Układzie Słonecznym. Najwyraźniej w Galaktyce mamy dwie różne grupy składników: większość należy do płaskiego dysku galaktycznego, jednak część do tzw. halo galaktycznego - ażurowej, rzadkiej struktury sferycznej złożonej z gromad kulistych wraz z nielicznymi swobodnymi gwiazdami. Rozmieszczenie gromad kulistych w Galaktyce. Źródło: http://www.atlasoftheuniverse.com/globular.html Istnieją przypuszczenia, że przynajmniej niektóre z tych niezwykłych gromad mogą pochodzić z innych galaktyk. Niektórzy badacze uważają, że nawet 40% spośród ok. 160 znanych gromad kulistych Drogi Mlecznej jest pochodzenia zewnętrznego. Wcześniej mogły należeć do mniejszych galaktyk wchłoniętych lub mówiąc bardziej obrazowo ?skanibalizowanych? przez Drogę Mleczną. Inne mogły być nawet samodzielnymi galaktykami karłowatymi. Jest to ciągle hipoteza wymagająca dalszego potwierdzenia, jednak przemawia za nią różnorodność wieku a nawet składu chemicznego gwiazd w gromadach kulistych ? wszystkie są stare, ale jak by powiedział Orwell, niektóre są starsze od innych. Taką przechwyconą kiedyś mini-galaktyką może być Omega Centauri, najjaśniejsza i największa gromada kulista, widoczna niestety tylko z półkuli południowej. Jest to gigantyczne zbiorowisko około 10 milionów gwiazd krążących wokół centralnego środka ciężkości, którym według dotychczasowych przypuszczeń może być masywna czarna dziura. Bayer w swym pierwszym kompletnym atlasie nieba zatytułowanym Uranometria potraktował ten mglisty, dobrze widoczny gołym okiem obiekt jako gwiazdę i oznakował go grecką literą ?. Podobnego potknięcia nie ustrzegł się Flamsteed w swoim katalogu gwiazd Historia Coelestis Britannica, gdzie drugiej co do jasności gromadzie kulistej nadał używane do dzisiaj gwiazdowe oznakowanie 47 Tucanae. Ta widoczna gołym okiem gromada także znajduje się daleko na południowej półkuli nieboskłonu. Nawet jeśli gromady kuliste powstały w naszej Galaktyce, było to bardzo dawno. Ich wiek określa się na 6,5 do niemal 13 miliardów lat. Gdzieniegdzie spotyka się jeszcze większe liczby ? nawet ponad 14 miliardów Powstawały więc w warunkach całkiem odmiennych od obecnych. Nic dziwnego, że także zachowują się odmiennie niż młodszy od nich dysk galaktyczny. Być może dysku jeszcze w ogóle nie było, gdy powstawały lub zostały przechwycone. Wiek gromad kulistych wyznaczono z diagramu Hertzprunga-Russela ? wykresu zależności między barwą (czyli głównie temperaturą) i jasnością gwiazd w poszczególnych gromadach. Diagram H-R ogólny. Źródło: http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/stellarevolution_hrintro.html Ciąg główny w diagramach gromad kulistych jest zawsze bardzo krótki i sięga w górnej części najwyżej gwiazd typu widmowego G lub ?późnych? (najchłodniejszych) typu F ? czyli tych barwy żółtej, o temperaturach poniżej 6000 kelwinów. Gwiazdy gorętsze i większe już dawno zużyły cały wodór w jądrze. Dlatego gałąź podolbrzymów i czerwonych olbrzymów, ?spalających? wodór już tylko w otoczce, jest na wykresie tak liczna. Wyraźna jest także tzw. gałąź horyzontalna olbrzymów, gwiazd syntetyzujących w jądrze cięższe pierwiastki. Diagram H-R gromady kulistej . Źródło: https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l7_p5.html Część gwiazd z gałęzi horyzontalnej leży w pasie niestabilności i regularnie pulsuje. Są to krótkookresowe zmienne typu RR Lyrae (okresy pulsacji 1,5 godziny do ponad 1 dnia) o stałej średniej jasności absolutnej ok. 0,6mag. Ich obecność umożliwia pomiar odległości do gromad kulistych. Odległości te są znaczne, od kilkunastu tysięcy nawet do ponad 100 tysięcy lat świetlnych. Dla obserwatora z lornetką to zła wiadomość, poszczególnych gwiazd w gromadzie nie uda się dostrzec. W powiększeniach teleskopowych, przez dobrej jakości optykę kula z drobnych gwiazd, rzadkich na obrzeżach zaś w centrum zbijających się w coraz jaśniejszą masę robi wrażenie wprost niesamowite. Widząc to po raz pierwszy chciałoby się wręcz zawołać ? ?nie, takich obiektów nie ma!?. Gwiazdy w gromadzie kulistej są silnie związane grawitacyjnie i krążą wokół wspólnego środka ciężkości. Dzięki wzajemnym oddziaływaniom następuje ich sortowanie ? cięższe gromadzą się bliżej centrum, lżejsze wyrzucane są na obrzeża. Cały układ ?trzyma się dobrze? zachowując integralność przez miliardy lat. Gwiazdy w centrum gromady zdają się zlewać w jedną masę, jednak w rzeczywistości oddalone są od siebie na miesiące a nawet lata świetlne. Dla ewentualnych mieszkańców planety w gromadzie kulistej nocne niebo jest więc zawsze rozświetlone wieloma czerwonymi lub pomarańczowymi gwiazdami na tyle jasnymi, że mogą rzucać cień. Słońce będą jednak mieli tylko jedno, chyba, że układ planetarny w którym żyją jest bardziej egzotyczny i okrąża gwiazdę wielokrotną. Niesymetryczne rozmieszczenie gromad kulistych na nieboskłonie doprowadziło ich najsławniejszego badacza Harlowa Shapleya do wniosku, że centrum Drogi Mlecznej znajduje się w gwiazdozbiorze Strzelca zaś Układ Słoneczny oddalony jest od niego o 30 000 lat świetlnych. Shapley wraz ze swą współpracowniczką Helen Sawyer opracował także dwunastostopniowy system klasyfikacji gromad kulistych w oparciu o ich stopień koncentracji: od klasy I - silne zagęszczenie w kierunku centrum, do klasy XII - niemal brak zagęszczenia w kierunku centrum. Spostrzeżenia Shapleya możemy sami potwierdzić obserwacjami przez lornetkę. Patrząc ?na zewnątrz? Galaktyki, w okolicach jej bieguna północnego znajdującego się w gwiazdozbiorze Warkocza Bereniki odnajdziemy tylko pojedyncze gromady kuliste. W zasięgu niewielkiej lornetki mamy M53 (7,5mag, 12,5? średnicy). Szukajmy jej niecały stopień na północny wschód od ? Com, najjaśniejszej gwiazdy Warkocza, tuż pod parą gwiazd 6mag. Jeśli dysponujemy dużą lornetą i niezaświetlonym wiejskim niebem, w najbliższej okolicy, 1° na wschód od M53 możemy próbować dostrzec jeszcze jedną, słabszą gromada kulista NGC 5053 (9,9mag, 10,5? średnicy). Tę gromadę wspominam tylko ze względu na bliskie sąsiedztwo z M53 i łatwość ?namierzenia?. Jest to obiekt znacznie trudniejszy, o małej jasności powierzchniowej, więc nie róbmy sobie wyrzutów w razie trudności z jego zobaczeniem. Jednak spróbować zawsze warto. Wbrew pozorom, z tych dwóch odległych gromad bliższa jest słabsza NGC 5053. Znajduje się w odległości ok. 50 000 l. ś., podczas gdy do M53 mamy 65 000 l. ś ? niemal o 1/3 dalej. Jest ona jedną z najmniej licznych gromad kulistych, zawiera tylko 3400 gwiazd, tyle, co spora gromada otwarta. W dodatku jest luźna ? jej stopień koncentracji określono na XI. Jednak kształt jej wykresu Herzsprunga-Russela i obecność zmiennych typu RR-Lyrae jednoznacznie wskazują, że jest to gromada kulista. Za to z pewnością widoczna będzie gromada M3. Znajduje się w połowie odległości między pomarańczowym Arkturem (? Boo), jedną z najjaśniejszych gwiazd nieboskłonu, a białą gwiazdą Cor Caroli (? CVn), także całkiem okazałą (2,89mag). Jest trzecią pod względem jasności gromadą kulistą północnego nieba. Dzięki swej wielkości i względnej bliskości (27 000 l. ś.), ma jasność widomą aż 5,9 mag i średnicę 16?. Znów w pobliżu łatwej gromady jest obiekt dla ambitniejszych a raczej lepiej wyposażonych obserwatorów, w dodatku dysponujących niezaświetlonym wiejskim niebem. O 6° na wschód od M3 znajduje się znacznie słabsza i trudniejsza do dostrzeżenia gromada NGC 5466. Dane na temat jej jasności wahają się od 9 mag aż do 10,5mag. Należy do rzadko spotykanej XII klasy koncentracji, jest więc bardzo luźna. Jest osobliwa także pod innymi względami. Zawiera wiele nietypowych zmiennych niebieskich gwiazd, leżących w gałęzi horyzontalnej na wykresie Herzsprunga-Roussela. Jednak podobnie jak w innych gromadach kulistych jej gwiazdy są bardzo ubogie w metale. Wędrując po nieboskłonie tym razem na południowy wschód od Arktura poprzez ? Boo (lewą ?stopę? Wolarza), po około 18? natkniemy się na inną okazałą ?kulkę? - M5. Jest ona jasna (5,7mag, choć niektóre źródła podają ponad 6mag) i rozległa, ma średnicę 15?, jak pół tarczy Księżyca. Kierować się do niej można także od jasnej, czerwonej gwiazdy w Głowie Węża - Unukalhai (? Ser), schodząc około 6? w dół i nieco w prawo (na południowy zachód). Jest jedną z najstarszych i największych gromad kulistych, jej wiek szacuje się na 10 do 13 miliardów lat a oddziaływanie grawitacyjne rozciąga się na 200 l. ś. Wielkie lornety z powiększeniem 25-30x mogą częściowo rozdzielić ją na poszczególne gwiazdy. Najbardziej znana wśród astroamatorów jest jednak Wielka Gromada w Herkulesie, czyli M13. Znajdziemy ją z prawej, zachodniej strony trapezu stanowiącego korpus Herkulesa, złożonego z gwiazd ?, ?, ? oraz ? Her, w 1/3 odległości między ? i ? Her. Jest widoczna i łatwo rozpoznawalna przez każdy sprzęt obserwacyjny a pod wiejskim niebem także gołym okiem. Ma jasność określaną w różnych źródłach na 5,6mag-5,8 mag i średnicę ponad 20?. Zawiera kilkaset tysięcy gwiazd a oddalona jest od Ziemi o ponad 25 tysięcy lat świetlnych. M13 jest czwartą co do jasności gromadą kulistą. Jaśniejsze są tylko gigantyczne i bliskie gromady nieba południowego - ? Cen i 47 Tuc, oraz widoczna także z Polski, mniej liczna lecz bliska gromada M22 w Strzelcu. Większa wysokość nad horyzontem sprawia jednak, że gromadę w Herkulesie obserwuje się łatwiej i częściej. W lornetkach 7-10x50 widoczna jest nawet z przedmieść dużych miast. Obserwowana przez dobrą lornetkę pod wiejskim niebem robi wrażenie puchowej kuli niewiele mniejszej od tarczy Księżyca. Drugą ?kulkę Herkulesa? - gromadę kulistą M92 także da się wypatrzyć gołym okiem w bardzo dobrych warunkach obserwacyjnych. Szukajmy jej 7° na północ od lewego ramienia sylwetki herosa, pomarańczowej gwiazdy ? Her. M92 ma wprawdzie mniejszą zarówno jasność jak i wielkość kątową (6,3mag, 14? średnicy), lecz jej jasność powierzchniowa jest duża, co ułatwia dostrzeżenie. Też można ją wypatrzyć z przedmieść przez średnią lornetkę a pod wiejskim niebem jej plamka robi wrażenie bardzo jasnej. M92 jest uboga w metale i bardzo stara, niewiele młodsza od samego wszechświata. Wikipedia podaje nawet 14,2 miliarda lat. Posiadacze średnich a najlepiej większych lornetek mogą spróbować wypatrzyć trzecią kulkę w Herkulesie ? gromadę NGC 6229. Leży ona sporo wyżej, 10° na północ, ponad trapezem z gwiazd ?, ?, ? oraz ? Her. Szukać jej można przedłużając o drugie tyle na północ linię łączącą gwiazdy ? i ? Her, czyli bok trapezu zawierający M13. Około 8° nad ? Her natkniemy się na stosunkowo jasną gwiazdę 52 Her (4,8mag) a 1,5° ponad nią, zaś 1° na prawo od krótkiej prostej linii 4 słabszych gwiazd wypatrzymy trójkącik o bokach ok. 10? złożony ze słabych ?gwiazdek?. Jego nieco rozmyty wschodni wierzchołek, ten od strony wspomnianej linii, nie jest jednak gwiazdą ? to gromada kulista o jasności 9,4 mag i kątowej średnicy 4,5?. Wędrując po nieboskłonie na południowy wschód od Herkulesa trafiamy na gwiazdozbiór Wężownika. W perspektywie galaktycznej kierujemy się coraz bardziej ku centrum Drogi Mlecznej. Spotykać też będziemy coraz więcej interesujących nas dzisiaj obiektów. W Wężowniku katalog Messiera wymienia 7 gromad kulistych, NGC zawiera ich kilkadziesiąt. Łatwiejsze do obserwacji choć jest ich mniej są te położone wyżej na nieboskłonie, w północnej i środkowej części gwiazdozbioru. Poruszając lornetką na południowy wschód od ? Oph, inaczej Marfik (?talia? Wężownika), odnajdziemy w odległości pięciu stopni gromadę M12 zaś po dalszych trzech stopniach M10. Mieszczą się więc obie w polu widzenia praktycznie każdej lornetki. Mają podobną jasność i wielkość kątową (odpowiednio 6,8mag, 14,5? i 6,6mag, 15?) i można je dostrzec nawet z miejskiego balkonu. Konieczna jest jednak osłona od bezpośrednich świateł. Kolejna gromada kulista w ?talii? gwiazdozbioru to M14. Jest słabsza i mniejsza od poprzednich (jasność 7,5mag, średnica 11?) lecz ciągle do wychwycenia w warunkach podmiejskich, choć już nie tak łatwo. Znajduje się ona w lewym boku nieforemnego pięciokąta czy raczej wieloboku Wężownika i nieco wyżej od poprzednich. Można ją odnaleźć 8? na południe (w dół) od lewego, wschodniego ramienia Wężownika ? czerwonej gwiazdy Kalbalrai (? Oph). Pod wiejskim niebem gromada ta jest dobrze widoczna w średnich lornetkach. W Wężowniku są jeszcze dwie dostępne gromady kuliste z katalogu Messiera ? M107 i M9. Wychwycenie kolejnej, jeszcze niżej położonej M19 możliwe jest raczej wyjątkowo, zaś najniższej M62 praktycznie niemożliwe, przynajmniej ze środkowej Polski. Pod ? Oph (środkowa gwiazda podstawy wieloboku), w odległości 3? na południe jest M107, niewiele ciemniejsza i mniejsza od M14. Jednak z powodu niskiego położenia dostrzec ją znacznie trudniej i wymaga dobrych warunków obserwacyjnych. Podobnie jest z M9, położoną 4? pod gwiazdą ? Oph, która stanowi lewy, wschodni narożnik wieloboku. Jeśli jednak ją dostrzeżemy, możemy sięgnąć po jeszcze ambitniejsze cele. Jeden stopień na północny wschód (po lewo i ponad M9) jest znów nieco mniejsza i słabsza NGC 6356. Gdy się nam i to uda, 1? pod M9 szukajmy jeszcze słabszej i mniejszej NGC 6342.Teoretycznie jest do wychwycenia przez sporą lornetkę, ma jasność widomą 9,8 mag i 3? średnicy. Dolne, południowe partie Wężownika to już obszar Drogi Mlecznej. Jednocześnie zbliżamy się do jej centrum a zarazem patrzymy przez coraz grubszą warstwę ziemskiej atmosfery wraz z jej zamgleniem i zapyleniem nisko nad horyzontem. W pole widzenia trafia coraz więcej obiektów lecz tylko te najokazalsze dają się dostrzec, i to nie zawsze. Tak jest z gromadami kulistymi Skorpiona i Strzelca. W wiosenno-letnie wieczory nisko na południu świeci czerwona, jasna gwiazda Antares (? Sco) czyli serce Skorpiona. 2°-3° po jej zachodniej i północnej stronie (po prawo i powyżej) przy czystym powietrzu można dostrzec wachlarzyk z czterech obiektów. Jego północny, górny skraj stanowi gwiazda a właściwie układ gwiazd ? Oph należących jeszcze do gwiazdozbioru Wężownika. Przez lornetkę zobaczymy zgrabny, wydłużony trójkąt równoramienny na powierzchni ok. 5?x3?. Stopień poniżej i w prawo od nich mamy białą gwiazdę ? Sco, dalszy 1° w dół najjaśniejszą z ?wachlarzyka? także białą ? Sco. Jeszcze 1° w dół i w stronę Antaresa można dostrzec coś innego - obiekt wyraźnie rozmyty, nie gwiazdowy. Jest to jasna i bliska, być może najbliższa Ziemi gromada kulista M4 (odl. 6500 lat świetlnych, 23? średnicy, 5,8mag). W dobrych warunkach jest na skraju widoczności gołym okiem, co nie znaczy, że zawsze łatwo ją zobaczyć. Wprost przeciwnie, każde zamglenie nad horyzontem skutecznie ją przesłania. Jeśli jednak noc będzie idealna, dysponując lornetą przynajmniej 15x70 dostrzeżemy ?kaszkowatą? strukturę mgiełki ? początki rozdziału na poszczególne gwiazdy. W dobrych warunkach mamy także szanse dostrzec większe zagęszczenie gwiazd na linii północ-południe. Druga gromada kulista Skorpiona dostępna dla lornetki, M80, leży nieznacznie wyżej, 4° na północny zachód od Antaresa, w połowie drogi pomiędzy nim a gwiazdą ? Sco ? Graffias. Jest wyraźnie mniejsza ( 9? średnicy) i nie tak jasna (7,3mag), jednak w dobrych warunkach jest nieźle widoczna przez średnie lornetki. Jeszcze bliżej centrum Galaktyki, w gwiazdozbiorze Strzelca, gromad kulistych ujętych w katalogu NGC jest ponad dwadzieścia zaś skatalogowanych przez Messiera ? sześć. Niestety z tego mrowia tylko nieliczne znajdują się dostatecznie wysoko nad horyzontem i są na tyle jasne by dać się dostrzec przez lornetkę. Jednak jeśli odnajdziemy czerwoną gwiazdę Kaus Borealis (? Sgr), na pewno zobaczymy 2° na północny wschód od niej (po lewo i nieco wyżej) rozległą okrągłą plamę światła. To gromada kulista M22. Jest jaśniejsza (5,1mag) i ma średnicę ponad 30?, czyli 1,5x większą niż M13 ? Wielka Gromada w Herkulesie. Tylko niższemu położeniu nad horyzontem zawdzięcza mniejszą sławę niż ta ostatnia. W dobrych warunkach przez dużą lornetę można niekiedy rozdzielić jej obrzeża na poszczególne gwiazdy i zauważyć granulację środkowej części. W najbliższej okolicy jest więcej gromad kulistych, choć nie tak spektakularnych. Jeśli warunki obserwacyjne są odpowiednie, stopień na zachód można rozpoznać niewielką NGC 6642 a dwa stopnie na południowy zachód, już po prawo od Kaus Borealis ? dwa razy od niej większą i znacznie jaśniejszą M28 (11? średnicy, 7,66mag). W stronę centrum Galaktyki widać wiele gromad kulistych. Czy obiekty takie zobaczymy także patrząc w płaszczyźnie galaktycznego dysku ?na zewnątrz? Będzie o tyle łatwiej, że nie zasłoni ich horyzont ani gruba warstwa ziemskiej atmosfery i o tyle trudniej, że dysk zawiera chmury galaktycznego pyłu. Jednak w gwiazdozbiorze Strzały brak jest ciemnych mgławic i tam właśnie odnaleźć można gromadę M71, oczywiście jeśli niebo nie jest zbyt zaświetlone a powietrze wystarczająco czyste. Szukajmy jej niewiele ponad 1° na wschód od białej gwiazdy ? Sge a w połowie odległości między pomarańczowymi ? i ? Sge. Ma jasność 8,3mag, średnicę kątową 7,2? i jest stosunkowo luźna, przez co długo uważano ją za gromadę otwartą. Na skraju Drogi Mlecznej, w gwiazdozbiorze Delfina są dwie gromady kuliste stanowiące wyzwanie dla obserwatora lornetkowego. NGC 6934 znajdująca się ok. 3? na przedłużeniu ?ogonka? za końcową ? Del nie jest aż tak trudna (8,9 mag, 6? średnicy). Jednak NGC 7006 do rozpoznania wymaga powiększenia przynajmniej 12x i dobrej jakości optyki, by ją odróżnić od słabej gwiazdy (10,5 mag, 2,8? średnicy). Szukać jej trzeba 2,5? przed ?głową? ? ? Del. Na wschód od Delfina, już poza pasmem Drogi Mlecznej, latem i jesienią łatwo zauważyć czerwoną gwiazdę Enif czyli ? Pegaza. To najjaśniejsza gwiazda tego gwiazdozbioru. Cofając się od niej 4? w kierunku ?nosa? Delfina (na północny zachód), musimy natknąć się na okazałą gromadę kulistą M15. Ma jasność 6,5 mag oraz 12? średnicy i w sprzyjających warunkach jest widoczna nawet gołym okiem. Gwiazdy w jej centrum są rozmieszczone bardzo gęsto i a jądro zapada się emitując promieniowanie rentgenowskie. Wskazuje to na obecność masywnej czarnej dziury. Na M15 patrzymy ukośnie poprzez płaszczyznę galaktycznego dysku, już nieco w stronę południowego bieguna naszej Galaktyki. Typowo jesienne gwiazdozbiory Wodnika i Koziorożca widzimy na nieboskłonie daleko poza Drogą Mleczną. W maju dostępne są one dopiero nad ranem. Nasz wzrok sięga poprzez cienki galaktyczny dysk w obszar coraz bliższy południowemu biegunowi galaktycznemu. Dają się dostrzec obiekty bardziej odległe. Do najokazalszych w tym rejonie należą gromady kuliste M2 i M30. Enif znów posłuży nam jako drogowskaz, tym razem do M2. Znajduje się ona w 2/3 odległości w kierunku południowym między Enifem a także czerwoną gwiazdą - ? Wodnika (Sadalsuud). Odległość między Enifem a Sadalsuud to ok. 15?, M2 znajduje się więc niemal 5? nad Sadalsuud. Jest to gromada równie jasna i nieznacznie większa niż M15 i podobnie łatwo ją odnaleźć. Jest nieco owalna, lecz niełatwo to dostrzec. Piętnaście stopni na południe od M2 znajduje się biała gwiazda ? Cap (Deneb Algedi) ze słabszą ? Cap 1,5? z prawej strony. Stanowią one lewy, wschodni róg wielkiego trójkąta stanowiącego rdzeń gwiazdozbioru Koziorożca (gwiazdy ?, ? oraz ? Cap). Jeszcze niżej, 7° mniej-więcej na południe, obok sierpowatego układu gwiazd z najjaśniejszą czerwoną ? Cap, znajduje się kolejna jasna gromada kulista M30 (7,5 mag, 11? średnicy). Nie dość, że porusza się ona po dziwacznej, wstecznej orbicie względem galaktycznego dysku, to jeszcze jej rdzeń jest bardzo zagęszczony ? uległ zapadnięciu, co doprowadziło do powstania wielu gwiazd odmłodzonych ? niebieskich maruderów. W gromadzie tej obserwuje się więc gradient barwy ? w jej centrum gwiazdy są bardziej niebieskie niż na skrajach. Były to tylko przykładowe gromady kuliste, jasne lub łatwe do dostrzeżenia z powodu swej lokalizacji oraz dobrze ilustrujące rozmieszczenie halo galaktycznego. W różnych porach roku zaawansowany obserwator z lornetką sięgnie zapewne po obiekty słabsze lub trudniej dostępne. Zimą może to być na przykład gromada M79 w gwiazdozbiorze Zająca. Jest wprawdzie dość jasna i spora (7,8mag, 8,7? średnicy), jednak niskie położenie na nieboskłonie utrudnia jej dostrzeżenie pomimo dość oczywistej lokalizacji 4° poniżej gwiazdy ? Lep. Z kolei w gwiazdozbiorze Rysia, górującym w zimowe i wiosenne noce w okolicach zenitu można odnaleźć bardzo ciekawą gromadę kulista NGC 4219 nazywaną Międzygalaktycznym Wędrowcem (Intergalactic Wanderer). Znajduje się ona niezwykle daleko, bo 300 000 l. ś. od Układu Słonecznego i centrum Galaktyki, czyli dalej niż Obłoki Magellana. Pomimo tego okazało się, że związana jest z Drogą Mleczną a więc otrzymała swoje przezwisko nie całkiem słusznie. Ją także da się zobaczyć przez lornetkę, chociaż ma jasność 10,3 mag zaś średnicę tylko 3? i łatwo pomylić ją z gwiazdą. Szukajmy jej 7° dokładnie na północ od Kastora (? Gem), w rządku z w trzema gwiazdami 7-9mag. Jesienią lub późnym latem poszukiwać można gromady M75 we wschodnich partiach Strzelca, już w pobliżu Koziorożca. Ta niezbyt jasna (8,5mag) i kątowo niewielka gromada (6?), leży niewysoko na nieboskłonie i w dodatku niełatwo ją zlokalizować. Za to jest bardzo gęsta (l klasa koncentracji) i bardzo odległa ? 67 500 l. ś. To jedna z najodleglejszych gromad kulistych po północnej stronie galaktycznego dysku. Tym większa satysfakcja, gdy ją odnajdziemy. Galaktycznych obcych można więc oswoić a nawet polubić. Towarzyszą nam przecież cały rok. Są tacy kuliści i puszyści, wprost chciałoby się ich głaskać. Głaskajmy więc przynajmniej w myślach każdą odnalezioną kulkę, gdy wpatrujemy się w nią przez nasz ulubiony sprzęt ? wszystko jedno, jaki. W każdym będą nas fascynować swoją egzotyczną urodą.