30.09.2017.

IZGUBLJENO JATO I NOVOGODIŠNJI VATROMET

Godine 1783. William Herschell je završio svoj drugi teleskop žižne daljine 20 stopa (6 metara). Prvi je bio iste žižne daljine, s tim što su se teleskopi razlikovali po aperturi: stari je bio 300mm a novi 470mm. I te dimenzije instrumenata su mu omogućile da malo dalje zaviri u kosmički prostor, budući da je apertura ključna za tamnije objekte.
Međutim, optički posmatrano ti teleskopi su u principu bili vrlo primitivni. Ako izuzmemo montaže koje su bile alt-azimutne, ogledala su bila od tzv spekuluma - to je legura koja sadrži 31.7% kalaja i ostatak bakra. Osobina ove legure je da može da se glača do besvesti i da pritom praktično postane ogledalo, ali je i osobina da vremenom (naročito pod uticajem vlage) brzo potamni. Ako se doda malo više bakra onda je legura žuta, ako se doda više kalaja onda je plavičasta; ali boja je manje bitna u odnosu na činjenicu da samo ova proporcija (31.7%:68.3%) može adekvatno da se glača a da ne pukne.

Dakle, Herchell je imao pred sobom vrlo ćudljiva ogledala koja usput nisu imala visoku reflektivnost kao današnja. Ovo je u praksi dosta smanjivalo mogućnost teleskopa da prikaže tamne detalje, pa se teleskop aperture 18 inča efektivno ponašao kao da ima drastično manji prečnik, tako da je Herschell napravio modifikaciju newtonian teleskopa na taj način što je dijagonalno ogledalo (sekundarno) potpuno izbacio i primarno ogledalo okrenuo direktno prema sebi. Ovim je dobio distorziju slike koja je na velikim uvećanjima bila praktično zanemarljiva, a takođe je pomagala činjenica da su njegovi teleskopi bili obično oko f10. Tako je dobijen tzv heršelijanski tip reflektora koji se i danas ponegde može videti. Međutim, nije slaba reflektivnost bila osnovni razlog ove modifikacije - to se ionako da premostiti većim ogledalom; glavni razlog je bila rezolucija.
Tačnije, Herchell je oštroumno primetio da svaka opstrukcija (sekundarno ogledalo i nosač istog) prilično utiče na rezoluciju. Osim toga, veoma često se desi da orijentacija spajkova i dan-danas kod reflektora bude takva da ne možete razdvojiti dvojne zvezde koje bi takav instrument morao sa lakoćom da razdvoji; a to se dešava upravo zato što tamniju zvezdu ponekad prekrije senka nosača (spajk). Imajući u vidu da je on svoju nebesku odiseju započeo kao posmatrač dvojnih zvezda (u tom momentu je već imao dva objavljena kataloga novootkrivenih dvojnih zvezda sa ukupno 703 dvojna i višestruka sistema) rezolucija instrumenta mu je bila od krucijalne važnosti.

Dakle, jedne februarske noći 1784. godine Herschell je, pomoću 300mm teleskopa, otkrio nešto što je "sjajno, prilično veliko, pomalo izduženo, sjajnije u centru i mlečno". Ovo zadnje ("mlečno") je atribut kojim je u jednom momentu on častio mnoge magline koje nije bilo moguće razlučiti na zvezde, mada je kasnije shvatio da bi taj opis mogao komotno da zaboravi obzirom da je skoro svaki objekat imao takav opis. Objekat je dobio oznaku  NGC4153 i njegova pozicija (12 08.1 + 18 38) je zabeležena u odnosu na zvezdu 5 Comae.

Ali mi na tom mestu danas ne možemo da pronađemo ni naznake tog objekta.


Najsjajnijih par zvezda u kadru su magnitude 13-14; mala, ja bih rekao, eliptična galaksija (LEDA 1556900) u dnu kadra je magnitude 16.7 i prečnika 0.3 minuta. Zapravo, ja sam mislio da je eliptična - na ovom krajnje rastegnutom BW stack-u koji je ujedno i maksimum koji 40D može da prikaže u 32-bitnoj obradi, ova galaksija se jedva nazire. I nije eliptična nego spiralna (ScD po modifikovanoj Hubble klasifikaciji) što znači da ima grane koje su dosta difuzno razvijene, nisu zbijene već pomalo rasturene i jezgro ne dominira toliko galaksijom kao kod nekih drugih tipova. Doduše MK klasifikacija ide više na ruku mojoj proceni: ova galaksija je definisana kao ona u kojoj postoji rotaciona simetrija ali je nemoguće uočiti naznake spiralne ili eliptične strukture.

Ovaj objekat magnitude skoro 17 je debelo ispod mogućnosti Herschell-ovog teleskopa od 300mm. Taj teleskop je verovatno u rangu današnjeg 200mm reflektora što znači da bi Herschell imao mogućnost da u ovom polju detektuje par zvezdica i praktično ništa više. Dakle, njegova pozicija za NGC4153 je netačna.

Međutim na samo 15-20 ugaonih minuta od tog mesta se nalazi sledeće čudo:


Herschell je i taj objekt opisao samo mesec dana kasnije kao "veoma sjajan, umereno veliki, postepeno sjajan u sredini". Oznaka je NGC4147 i pozicija dotičnog jata je određena u odnosu na zvezdu 11 Comae. Mi smo danas potpuno sigurni da je u oba slučaja opisao isto zbijeno jato, s tim da je druga pozicija tačna. Njegov sin (John Herschell) i svi ostali astronomi kasnije su NGC4153 ostavili u katalogu, mada taj objekt više nikad nije viđen. Sasvim je jasno da su Herschell-ove sposobnosti pozicioniranja objekata na početku njegove deepsky avanture bile nedovoljno razvijene, obzirom da mu se potkrala tolika greška. Primera radi to je jedno celo vidno polje mog teleskopa na velikom uvećanju (190x) a budući da je Herschell-ov tadašnji teleskop imao skoro deset puta veću žižnu daljinu od mog 750mm reflektora - to je prilična nepreciznost. Očigledno je da je greška nastala sabiranjem prethodnih grešaka prilikom merenja položaja zvezda 5 i 11 Comae, i grešaka prilikom pozicioniranja jata. Eto kako relativno male greške mogu kumulativno da dovedu do većih grešaka.

Današnji vizuelci mogu da, pomoću malo većih apertura (recimo 400-500mm) i na uvećanjima od 200-300x, razdvoje ovo neugledno jato na nekoliko zvezdica, uključujući i najsjajniju na rubu jezgra južno (ovde na slici to je na 8h) koja je magnitude 14. Detalji u jezgru su nevidljivi a pojedine trake zvezda u spoljnom sloju se naziru, mada su ispod jasne mogućnosti detekcije. Imajte u vidu da su današnji dobsoni daleko iznad bakarnih ogledala teleskopa XVIII veka.

Ovo jato (dakle NGC4147, ne 4153) ima i neke pomalo neuobičajene osobine. U prvom redu u jatu postoje neke zvezde koje su plave a znamo da su zbijena jata sastavljena iz starih crvenih zvezda, nikako plavih. Animacija zelenog i plavog kanala (uz sumanuto uvećanje, možda jedno četiri puta iznad originalne rezolucije koju daje sklop kamere i teleskopa) nam pomaže da vidimo koje su to zvezde vuku malo na plavo - prosto se vidi koje su sjajnije u B kanalu:


Razlike su suptilne i za slučaj da vam nisu očigledne, obeležio sam nekoliko plavih zvezda, a u jatu ih zvanično ima 23:


O njima je pisano ovde, ove zvezde su označene kao "blue stragglers" odnosno kao plave lutalice. Još uvek nije jasno da li su one dolutale u jato ili su tu nastale usled spajanja npr u tesnom binarnom sistemu. Pošto se većina njih nalazi u jezgru izgleda da ipak teorija o stapanju možda ima prednost. Svakako da je to jedna od većih misterija današnje astronomije a NGC4147 je karakteristično i po niskoj metaličnosti odnosno zastupljenosti elemenata težih od vodonika i helijuma. Naravno, ovde odmah pada u oči da astronomi metalima ovde naprosto označavaju sve živo, ali prava istina je da je termin "metal" možda malo nesrećno izabran. Suština je da je originalni, stari univerzum bio sastavljen samo iz dva elementa - vodonika i helijuma, a sve ostalo je nastalo kasnijom sintezom u nuklearnim procesima koji su se odvijali unutar zvezda. Termin "metal" dakle označava sve ono što je evoluiralo i najprostije posmatrano globularna jata kao metuzalemi bi trebala da imaju nultu metaličnost. A ipak sadrže metale i - plave skitnice... Eto to je razlika između teorije i prakse.

Unutar ovog jata se nalazi i dvadesetak kandidatkinja za promenljive tipa RR Lyrae. Ova kategorija zvezda je naprosto idealna za izučavanje budući da se smatraju "standradnim svećama" odnosno bukvalno mernim jedinicama za određivanje udaljenosti. Radi se o promenljivim zvezdama koje su najčešće u globularnim jatima od svih promenljivih, praktično više od 80% promenljivih u jatima čine RR Lyrae. Pošto one pulsiraju, izmereno je da odnos između perioda pulsacije i apsolutne magnitude praktično konstantan, pa se danas udaljenost do globularnih jata skoro isključivo meri na ovaj način. Druge promenljive, kao recimo cefeide, ne nalaze se u globularnim jatima već uglavnom unutar galaktičke ravni pa su generalno nepodesne za merenje udaljenosti zbijenih jata. Takođe RR Lyrae imaju masu od oko jedne polovine Sunčeve mase, pa su neprikladne za posmatranje u drugim galaksijama - ovde su recimo cefeide neprikosnovene budući da u Andromedinoj galaksiji mogu da se "napipaju" već na oko 20-22mag, što je sitnica za današnje opservatorijske instrumente.

Interesantan je i mehanizam pulsiranja. Unutar HR dijagrama se nalazi jedna zona u obliku pravougaonika, nazvana traka nestabilnosti, unutar koje se nalazi velika većina tipova pulsirajućih promenljivih (između ostalih W Virginis, klasične cefeide i RR Lyrae). Za sve njih je karakteristično postojanje helijuma u zvezdanoj fotosferi (vidljivoj površini) koji je u neutralnom stanju. Međutim, dublje unutar zvezde temperatura i pritisak skaču: na 25 - 30 000 K helijum se jonizuje u He II (prva jonizacija) a još dublje (35-40 000K) nastupa He III (druga jonizacija). Zvezda koja ima sva ova tri sloja prilikom svoje kontrakcije kontrahuje i srednji sloj (He II). Tom prilikom skače temperatura i helijum iz drugog sloja prelazi u drugu jonizaciju (He III) čime se menja propusnost tog helijumskog sloja za fotone iz unutrašnjosti. Tačnije He III efektivnije blokira fotone odnosno neprovidan je za njih, za razliku od mnogo propusnijeg He II iz prethodne faze. Ovo je slično pravljenju brane na reci - voda se nagomilava a slično se dešava i sa zvezdom: onda raste u prečniku a i temperatura raste. Međutim, prilikom širenja i posledičnog pada pritiska dešava se obrnuti proces: He III se rekombinuje u He II što dovodi do veće propusnosti za fotone i temperatura spoljnih slojeva pada što dovodi do njihove kontrakcije. Postupak kreće iz početka.

Na kraju, globularno jato NGC4147 se nalazi na takvom položaju da je idealan kandidat za pripadnost Strelčevom potoku, lancu zvezda koje je iz Strelčeve sferoidne patuljaste galaksije istrgla gravitacija naše Galaksije. U tom slučaju bi ovo jato, nekada član patuljaste galaksije, danas bilo negde blizu svog apogalaktikona (najudaljenija tačka orbite) jer je u perigalaktikonu istrgnuto i deformisano. Konturne mape jata pokazuju "repove" u obliku slova S na severnoj i južnoj strani jata gledano u odnosu na pravac rotacije naše Galaksije.

U neposrednom okruženju ovog jata se nalazi još jedan interesantan objekt.


Poprečna spiralna galaksija na ovom snimku ima magnitudu 15 i prečnik 3.25x0.28 arcmin što je rekordno "tanka" galaksija koju sam dosad snimio. Problem uopšte nije atmosfera niti kamera već pre svega slab sjaj ovih galaksija - naprosto postoji granica ispod koje ovako tanke galaksije nije moguće detektovati mojim instrumentom. Ovo je verovatno jako blizu te granice.
Dakle, galaksija se zove UGC7170 i ima distorziju na krajevima. Ovaj snimak je otprilike ono što bi se moglo videti vizuelno na dobsonima od pola metra - primetno je da nikakvih jasnih detalja nema. Oštrija obrada pokazuje da i dalje nema jasno izdvojenog jezgra:


Na 0.7 ugaonih minuta od jezgra (ovde je to na 10h) se vidi zvezda 15.4mag čiji je sjaj uporediv sa sjajem čitave galaksije. Nije ni čudo što je ova galaksija izmakla Herschell-ovom oku, osim niske ukupne magnitude ovde nije moguće imati ni stelarno jezgro koje bi se uočilo u nekom manjem teleskopu.

Za novu 2014. godinu, dakle prvog januara, se desilo nešto spektakularno - vatromet u dotičnoj galaksiji. Supernova je u momentu otkrića razvila magnitudu 17.0, na radost tima Catalina Transient Survey.

Takođe u okolini ima još nečega.


Velika eliptična galaksija u gornjem delu kadra po pravilu znači veliku crnu rupu u njenom jezgru. Naprosto, eliptična galaksija ima dosta veću zapreminu (a sam tim i masu) u odnosu na spiralnu ili nepravilnu galaksiju istog prečnika, tako da je sasvim normalno da u njenom centru bude veća crna rupa. A u ovom slučaju (NGC4155) se radi o galaksiji magnitude 14.5 koja se klasifikuje kao radio-galaksija. Ovoj kategoriji inače pripadaju aktivne galaksije čija jezgra imaju jaku emisiju u radio opsegu (frekvencije iznad infracrvenog opsega, dakle sve ono što postoji ali se ne može detektovati kao vidljivi spektar). Ova radio emisija se odvija u sklopu sinhrotronskog procesa a najdalje strukture koje formira džet izbačene materije, tzv režnjevi (lobusi) se mogu prostirati više megaparseka od jezgra (od nas do M31 ima možda pola megaparseka).

Sledeća galaksija nije tako upadljiva bez obzira što ima veoma sličnu magnitudu - 15.072.


U pitanju je dobar dokaz da određeni sjaj kad se razvuče na veliku površinu i taj isti sjaj na maloj površini - nije isto. Prethodna galaksija je imala 14.5mag (praktično isto) ali manju površinu, tako da je ovu galaksiju (UGC07133) Herschell takođe preskočio. Radi se o spiralnoj galaksiji, što je prilično teško zaključiti iz snimka, a posledica je činjenice da je galaksija postavljena licem prema nama.

I na kraju evo celokunog društva na okupu. Pošto su sve ovo bili B/W isečci originalni snimak je u boji, parametri su 33x30sec i ISO1600.