30.01.2018.

STRUKTURA JEDNE GRUDVE SNEGA

Odmah nakon što je imenovan za Kraljevskog astronoma, William Herschell se dao u sistematsku potragu za dvojnim zvezdama širom neba. Nije dugo trebalo da naiđe na nešto toliko čudno da se nikako nije moglo klasifikovati, pa je cela klasa IV nebeskih objekata po Herschell-u formirana upravo da bi se ovakve čudne pojave mogle u nju ugurati.

Dakle, 7.7.1782.godine on je uočio "čudnu nebulu, ili kako god, ne znam kako to da nazovem. Oblika je donekle okruglog, i na ovom uvećanju (460x) izgleda da je prečnika 10 ili 15 sekundi."

Takođe on je utvrdio već prve večeri da se ovaj objekt ponaša između zvezde i planete po pitanju povezanosti sjaja i uvećanja. Drugim rečima po Herschell-u sjaj ne varira mnogo kako se uvećanje diže kao što varira kod planeta, ali ipak varira - za razliku od zvezda gde sjaj ostaje isti. Isto tako, to nešto je imalo bledi sjaj maglina ali i jasno diferenciran uniformni disk kao kod planeta, pa je uskoro nastao naziv "planetarna maglina". U opticaju je i druga teorija koja kaže da je Herschell verovao da su planetarne magline sa centralnim zvezdama u sredini zapravo mali planetarni sistemi u nastanku, slično Sunčevom sistemu, gde se planete još uvek nisu kondenzovale iz magline koja okružuje zvezdu; ali je sasvim sigurno da ova ideja nije mogla da padne na pamet mladom Herchell-u na početku svoje astronomske karijere. To je eventualno moglo da mu padne na pamet pred kraj života, ili njegovom sinu John-u koji je na polovini XIX veka imao dosta bolje teleskope na raspolaganju, kao i mogućnost da stvari sagleda iz makar malo šire perspektive od svog oca.

Ali za orguljaša i crkvenog kompozitora iz Hanovera čiji su preci samo par generacija pre toga prešli iz judaizma u hrišćanstvo, i ovo je bilo veliki uspeh. Neopterećen egzistencijom, ovenčam slavom onoga koji je otkrio Uran, ostvario je svoje snove i svakako da je imao punu slobodu da, oslobođen bilo kakvih dogmi, izvlači zaključke o prirodi nebeskih tela. Njegovo mišljenje se svakako poštovalo. A objekat nad kojim se zamislio je danas poznat kao Saturn nebula, NGC7009 u Aquarius-u. Veoma brzo se grupa IV punila i od 15 minijaturnih bledih planetarnih diskova mi danas kao planetarne nebule priznajemo deset, dok su pet eliptične galaksije.
Jedna od tih čudnih pojava je bila i NGC7662 u Andromedi za koju Herschel navodi da je "okrugla, sjajna, prilično dobro definisanog planetarnog diska". Bilo je očigledno da je za njega uniformnost  diska i njegova relativno jasna granica dovoljan razlog za povezivanje ovih objekata sa planetama. Čak je tu i boja; mnoge sjajne planetarne magline u većim teleskopima imaju plavičast ili zelenkast sjaj - upravo kao i disk planete Uran, pa je povlačenje analogije kod Herschell-a bilo potpuno očekivano.


Detalji snimka: 17x30sec ISO1600 za svetlije delove, 20x1.6sec ISO1600 za unutrašnju strukturu magline. Izuzetno je retko naći snimak ove magline gde se vidi nešto više od uobičajene strukture, odnosno ponešto od detalja spoljnog haloa.

Danas je za ovu maglinu uobičajen naziv "Blue Snowball" odnosno plava grudva, obzirom da je njenu boju relativno lako naslutiti. Od pomoći kod manjih teleskopa uvek može biti tehnika defokusiranja; ovim se mnogo lakše uočava boja i zvezda i drugih sitnijih (stelarnih) objekata. Da bi se maglina našla dovoljno je naći zvezdu 13 And (na snimku gore je na 17h) koja je magnitude 6 i u vidnom polju malog uvećanja vam je i NGC7662. Tačnije na nekih pola stepena. Potrebno je samo naći mutnjikavu zvezdu koja odbija da se jasno fokusira, i to je to - jedino iznenađenje može biti boja koja kod posmatrača mnogo češće bude zelena nego plava.


Ovo je isečak koji je uvećan duplo u odnosu na originalnu rezoluciju. Vidi se da teleskop 150/750 nije namenjen za sitnije objekte mada ipak može da isporuči dovoljno veliku rezoluciju za ovako nešto. Prečnik nebule je inače vrlo grubo procenjen na 32x28 arcsec i to je nešto manje od prečnika Jupitera. Dobijanje detalja u maglini je, dakle, jednako teško kao i dobijanje detalja pomoću DSLR-a na Jupiteru.

Priroda planetarnih maglina je ipak malo kompleksnija nego što se krajem XVIII i početkom XIX veka naslućivalo. Od ukupno oko 3 hiljada planetarnih maglina koje su danas u našoj galaksiji poznate, skoro sve su skoncentrisane u galaktičkoj ravni, a veći deo prema centru Galaksije. Ako uzmemo u obzir današnju procenu o broju zvezda u Galaksiji (oko 200 milijardi, što najviše zavisi od toga šta se sve podrazumeva pod zvezdom) dolazimo do zaključka da su planetarne magline zapravo veoma retke pojave. Ili naprotiv, ako nisu retke onda su u suštini jedan veoma kratkotrajan period u životu jedne zvezde.

Današnja shvatanja podržavaju ovu drugu tvrdnju. Sve zvezde veće mase od 8 Sunčevih završavaju svoj život kao supernove, zvezde srednje i male mase (0.8-8 Sunčevih) podležu sasvim drugačijim procesima. Najprostije definisano, ove potonje zvezde tokom svog (inače dugog) života lagano konvertuju vodonik u helijum. Za ovaj proces (fuzija) je potrebna temperatura u jezgru od oko 15 miliona K. Na ovaj način zvezda dolazi u ekvilibrijum, odnosno u stanje dugotrajne ravnoteže između pritiska fuzije (koja gura iz jezgra napolje) i pritiska gravitacije (koja teži da zvezdu sabije u njeno jezgro). Takva ravnoteža je stadijum poznat kao glavni niz i koji traje i do nekoliko milijardi godina, zavisno od početne mase zvezde.

Onog momenta kad se vodonik potroši - nema više pritiska fuzije, gravitacija preseže i zvezda se skuplja. Osim toga tu je i činjenica da teži element (helijum) uvek zauzima manju zapreminu od lakšeg (vodonik) pa je to još jedna manifestacija skupljanja: jedan kilogram olova je uvek manje zapremine od kilograma vazduha, na primer. Dakle, zvezda se skuplja i kao posledica porasta pritiska u jezgru nastupa i skok temperature čak i do 100 miliona K. U tom momentu je vrelo jezgro svojom toplotom već dovoljno zagrejalo ostale slojeve zvezde tako da su spoljni slojevi, sačinjeni od lakšeg vodonika, jednostavno krenuli da se odvajaju i šire u okolni prostor. Usled ovog stelarnog vetra i do tri četvrtine mase zvezde može da bude oduvano u okolni prostor.

Kad temperatura pređe 100 miliona K situacija se dramatično menja: pali se i helijum i procesom fuzije prelazi u ugljenik i kiseonik. Tog istog momenta se zaustavlja proces odvajanja spoljnih slojeva i zvezdino jezgro prestaje da se skuplja. Ravnoteža između fuzije i gravitacije se ponovo uspostavlja ali nakratko; neki prosek trajanja ove (druge, helijumske) fuzije je oko 20 hiljada zemaljskih godina. Razlog je pre svega činjenica da se ovde radi o relativno malim zvezdama (3-8 Sunčevih masa) koje, logično, imaju male rezerve stvorenog helijuma potrebnog za ovu fuziju. Kad se i to potroši onda se jezgro ponovo skuplja a spoljni slojevi odbacuju usled ogromne temperature koju gasovi tih slojeva ne mogu da podnesu. Pošto znamo da gravitacija opada sa kvadratom odstojanja veoma brzo spoljni slojevi prelaze granicu na kojoj je stelarni vetar jednostavno jači od gravitacije zvezde i - ovo je tačka na kojoj su spoljni slojevi nepovratno izbačeni u okolni prostor. Nastaje planetarna maglina: zvezda džin postaje oblak gasa i u njemu veoma toplo ogoljeno zvezdano jezgro. I pošto je temperatura površine ovog ogoljenog jezgra prešla 30 hiljada K veliki deo izračenih fotona je u UV spektru što stiže do odbačenih oblaka i vrši njihovu jonizaciju. Maglina je time i počela da svetli - kao kad u sobi punoj dima upalite svetlo.

Zamislite recimo koliki haos nastaje ako zvezda sukcesivno prelazi u stadijum helijumske fuzije i zaustavlja je; proces poznat kao kasno termalno pulsiranje. Fuzija traje samo oko 200 godina a onda sledi period od nekoliko hiljada godina dok se fuzijom vodonika ne nakupi dovoljno helijuma, pa opet nanovo. Tom prilikom se zaustavlja i pokreće odvajanje spoljnih slojeva, i uključite tu rotaciju zvezde i njeno magnetno polje i eto recepta za veoma šarolik i kompleksan oblik pojedinih planetarnih maglina.

U našem konkretnom slučaju, centar magline NGC7662 zauzima zvezda progenitor magnitude 13, plavi patuljak, čija je površinska temperatura procenjena na 75 000 K. Školjkasta struktura magline je sasvim očigledna:


Nakon pomnog iščitavanja detalja rada udruženih ekipa sa Astrofizičkog Instituta Andaluzije i Astronomskog Departmana Univerziteta Ilinois, koji imate ovde, možemo preciznije da opišemo strukturu magline. Snimak je uvećan tačno 10x u odnosu na originalnu rezoluciju sistema.

1) Centralna zvezda i unutrašnji sloj prečnika 17.9"x12.4"
2) Spoljni sloj prečnika 30.8"x27.2"
3) Bledi spoljni halo prečnika 134", ali na ovoj slici se vidi samo najsjajnijih unutrašnjih 55-60".


Pošto sam pokušao da uhvatim detalje spoljnog haloa originalni stack (17x30sec) sam pretvorio u plavi i zeleni kanal (boje magline), crveni kao nepotreban izbacio, i sve rastegao do maksimuma. Vide se naznake spajkova oko magline, dokaz da je ista sjajna; a radi upoređivanja uključio sam još jednu sjajnu zvezdu. Na zaokruženom delu bi trebalo da se nalazi najsjajniji deo spoljnog haloa, ali ja koliko vidim - to nije zabeleženo.


I na kraju struktura magline kroz 1.6sec ekspozicije, tu je dobrim delom moguće preskočiti zamagljenje koje unosi turbulencija atmosfere i greške vođenja montaže. Poslednji snimak je i nešto najbliže onome što bi čovek mogao da vidi na velikom uvećanju kroz veoma veliki amaterski teleskop, recimo 15-20 inča: