06.10.2019.

DVOJNE ZVEZDE ORIONA (ŠPANSKA SERIJA)

Nije baš da je primarni fokus reflektora 150/750 perfektan za snimanje dvojnih zvezda, ali može da posluži. Problem je, s jedne strane u relativno niskoj rezoluciji a s druge strane u činjenici da svako eksponiranje proporcionalno uvećava prečnik sjajnijih zvezda. Nešto što je praktični minimum prečnika zvezde na najkraćoj ekspoziciji je pojam koji je unapred definisan za neki teleskop u zavisnosti od njegove konstrukcije. Drugim rečiima, i najbolji reflektor će imati malo punije zvezde u odnosu na rerfaktor i to je fizika koju je nemoguće izbeći. Zapravo... Ovo važi za astrofotografiju, u realnom posmatranju vizuelno sva je prilika da će biti potpuno obrnuto.
Osnovno pravilo je da što je veći teleskop manjeg su prečnika zvezde u njemu. Ne govorimo o sjaju već baš o činjenici da na velikom uvećanju (recimo 400x) zvezda magnitude 11mag u dobsonu od 300mm izgleda kao manja i jasnija tačkica nego ta ista zvezda na 400x u refraktoru prečnika 80mm. Naravno da je ta zvezda u dobsonu pritom i neuporedivo sjajnija, to je posledica veće aperture i proporcionalna je toj razlici (bejah dokon pa izračunah - razlika je nešto preko 14 puta).

Ali, ovo sve važi za vizuelno. Gorepomenuta tvrdnja da u astrofotografiji stvari stoje obrnuto je svima očigledna: uzmite bilo koju fotografiju recimo M31 ili M42 snimljenu rerfaktorom od 80mm i dobsonom od 300mm, uvećajte na originalnu rezoluciju kamere i videćete da reflektor ima pomalo pufnaste zvezde, dok su one u refraktoru potpuno oštre tačkice. Kako je to moguće kad veći teleskop daje manje zvezde? Veoma prosto, reč je o prirodi fotografije koja podrazumeva dugo vreme eksponiranja. Tačnije sve zvezde u reflektoru osciliraju oko svog položaja i crtaju malu krofnicu, zahvaljujući termanim strujanjima u tubusu (toga kod refraktora nema) ili jednostavno zahvaljujući atmosferskoj turbulenciji (koja je opet kod 80 APO-a opet dosta manje vidljiva). Kolimaciju, scintilaciju i komu da ne spominjemo, a sve to nikako neće biti na strani teleskopa sa ogledalima.
Zaključak je veoma prost - u reflektoru su krofnice primetno veće. Ali ako uspem da zamrznem turbulenciju dovoljno kratkim eksponiranjem, kao kod planetarnih snimanja, da li ću dobiti bolji snimak? Teoretski da, naravno, ukoliko je teleskop prethodno kolimiran i ohlađen a kamera ispravno fokusirana. Tad bi prečnik najmanje zvezde zavisio samo od aperture sistema i njegove sekundarne opstrukcije. Tačnije, reflektor iste aperture kao refraktor će imati ipak malo gojaznije zvezde - zbog sekundarne opstrukcije koja nešto više sjaja šalje u prvi i ostale difrakcione prstenove u odnosu na to koliko šalje refraktor. Ovo je kod teleskopa bez opstrukcije drugačije, on težište sjaja crta u centru.

Dakle, trik za dobijanje najveće rezolucije je u što kraćem eksponiranju, baš kao i kod planeta. FWHM je onaj prečnik zvezde na kome su označeni samo oni pikseli koji prevazilaze 50% sjaja zvezde - faktički to je sjajnija polovina zvezde; i njen prečnik ovde je 4 piksela - zvezda desno:


Za slučaj da neko nije shvatio koncept, evo objašnjenja: najsjajniji piksel je izmeren kao 122 u G kanalu; od mogućih 255. To znači da svi pikseli koji imaju više od 50% sjaja najsjajnijeg piksela upadaju u igu. U ovom slučaju to je 122/2=61; dakle to su svi pikseli vrednosti preko 61.
Ovo je desetostruko uvećani isečak iz jednog frejma, dakle svaki piksel zauzima nešto preko 1.5 ugaone sekunde na nebu. Obeleženi su crvenom bojom svi pikseli koji su saturisani preko 50% u odnosu na najsjajniji:


Ako pogledamo levo zvezdu koja se jedva nazire primetićemo da se ona nalazi na površini od tačno četiri piksela, dakle njen prečnik je dva piksela. To je otprilike i neki maksimum koji je moguće izvući, budući da se radi o snimcima eksponiranim 1/8 sekunde. Drugim rečima na dužim ekspozicijama praktično nije moguće ponoviti ovakav rezultat što zbog vođenja, što zbog turbulencije u tubusu i turbulencije same atmosfere, što zbog scintilacije... Ali koncept je definitivno takav da možemo smatrati da zvezdu blisku graničnoj magnitudi sitniju od 4 piksela površine u reflektoru skoro i da nije moguće dobiti. Sjajnije zvezde tek prelaze u neke mnogo veće vrednosti kad je u pitanju površina (ili prečnik, svejedno).

U čemu je poenta ovih fotki? U rezoluciji, veoma prosto; što je teleskop veći veća je i rezolucija, a zvezde su - logično - sve manje. I tako u krug, dok atmosfera ne počne da bude limit. Međutim, ono što se na ovim isečcima ne vidi to je sama struktura zvezde, odnosno difrakcioni prstenovi. Granica koju je pritom moguće dostići je ona gde je prvi difrakcioni prsten jedne zvezde utopljen u centar druge zvezde i to je ono gde je te dve zvezde moguće razdvojiti. Svako njihovo približavanje ispod te granice činiće da se te dve zvezde percipiraju kao jedna zvezda - dostignuta je granica razdvojne moći instrumenta. Ovo je zvanično teorijsko objašnjenje kako se izvodi razdvajanje dvojnih zvezda.

Budući da ovde nemamo difrakcione prstenove (zapravo u astrofotografiji ih skoro nikad nemamo) za razdvajanje dvojnih zvezda ne možemo da primenimo gorepomenutu teoriju već malo modifikovanu praksu. Zvezda Iota Orionis je višestruki sistem, zove se još i Nair al Saif (na arapskom) ili Hatysa. Nalazi se odmah ispod Velike Orionove magline (M42) i najsjajnija je zvezda jata NGC1980. Logično, to je najsjajnija zvezda na snimku (snimak je uvećan za potrebe merenja tačno tri puta ali se vide originalni pikseli).


Snimak je nastao sklapanjem 13 pojedinačni frejmova koji su eksponirani po 1/8 sekunde svaki. Faktički ovo je dvadeset sekundi izlaganja i vrlo je logično da najsjajnija zvezda u kadru, tj Iota ima magnitudu 2.77mag. Iz toga sledi da je ona najsjajnija zvezda u svojoj okolini, tj u Orionovom maču. Gle koincidencije: na arapskom "Nair al Saif" znači "najsjajnija u maču" - arapska astronomija je trpela veliki uticaj helenske mitologije odakle je preuzet dobar deo imena sazvežđa, kao i njihove konfiguracije; a nadalje je to prešlo u evropsku nebesku nomenklaturu. Bilo kako bilo, desetostruko uvećan snimak pokazuje raspored zvezdi koje čine ovaj višestruki sistem.


Sa 1, 2 i 3 su označene komponente A, B i C a 4 je... nemam pojma šta je. Pregledao sam položaje šezdesetak sjajnijih asteroida za to vreme ali ništa nisam našao što bi se uklapalo; možda je neka kometa ili slično (mada su veće šanse da je asteroid) budući da se radi o položaju skoro nasred ekliptike. Približno šesta magnituda sama po sebi ne znači ništa; možda je i neki satelit na približno stacionarnoj orbiti ili jednostavno komad svemirskog otpada. Imajte u vidu da je ukupno eksponiranje trajalo 21 sekundu, tako da se pokret koji se nazire zapravo ne može izmeriti.
Ali vratimo se na sistem Iota Orionis: glavna zvezda ima sjaj 2.77mag i spektroskopski je dvojna. Ova zvezda, zapravo ove dve veoma bliske zvezde su plavi giganti sa veoma ekscentričnom orbitom od 29 dana. Ekscentricet ukazuje na verovatni nastanak ovog sistema - preuzimanje a ne situacija da su obe zvezde nastale jedna pored druge. Čak je dato i teorijsko objašnjenje dostojno španske serije: bliski susret dva binarna sistema u kojoj po jedna zvezda iz svakog sistema biva katapultirana a preostale dve zvezde padaju jedna drugoj u zagrljaj. Priroda njihove orbite danas je takva da obe zvezde u najbližem međusobnom položaju (periastron) prilaze jedna drugoj na 1.5 puta veću distancu od zbira njihovih prečnika - a to je veoma veoma blizu. Zapravo je toliko blizu da stelarni vetar obe zvezde u sudaru prilično jako emituje u X frekvenciji i to je ono što je svojevremeno nama Zemljanima prvo zapalo za oko.

Sve je to lepo, ali potrebni su dokazi da bi nešto iz kategorije teoretskog prešlo u praktično. A dokazi su dve zvezde identičnog spektra kao i Iota Orionis, a to su Mu Columbae i AE Aurigae. Pritom spektar nije prva stvar koja je uočena već njihove brzine - obe se udaljavaju sa istog mesta u prostoru brzinom od oko 200km/sec. Mesto je približni položaj Trapezijuma u M42 maglini, a veoma prostom matematikom se može izračunati da su ove dve zvezde ispaljene odatle pre oko 2.7 miliona godina. I ono što je takođe veoma verovatno je da su upravo to one dve sirote zvezde koje su izbačene iz gorepomenutih binarnih sistema da bi nastao sistem Iota Orionis. Eto, život je nekome majka a nekome španska serija.

Zvezda sa oznakom 2 ima magnitudu 7mag i orbitu 4400 AU udaljenu od centralnog para. Označena je kao komponenta B, spektralne klase isto B, i orbite 75 000 (zemaljskih) godina. Na poziciji 3 se nalazi komponenta C kojoj treba deset puta više da završi obilazak oko glavnog para (A) i to sve na prosečnoj udaljenosti od 20 hiljada AU. Separacije B i C u odnosu na A su 11" i 50"; ja sam sa snimka merio 9.89" i 49.4". Ovolika doza odstupanja za prvi par (10%) je najverovatnije manje iz razloga što je teško bilo odrediti tačan centar velike i preeksponirane A zvezde, ali više jer je B komponenta trpela uticaj bliske A komponente pa je to pomerilo centar bliže A komponenti. Faktički A je svojim sjajem "osvetlila" delove B komponente bliske sebi i to je stvorilo lažni centar bliže primarnoj zvezdi. Trebalo je koristiti kraće ekspozicije ili obaviti neku vrstu kalibracije za veliku razliku u magnitudi (2.77 prema 7).


Ako mislite da je ovaj moj rezultat zaista dobar samim tim jer je nastao egzaktnom fotografijom, odnosno da je CCD/CMOS senzor a priori bolji od vizuelnog merenja, očigledno je da u ovom konkretnom slučaju niste u pravu. Greška od 10% je u potpunosti neprihvatljiva za bilo kakva merenja ali tako nešto se i moglo očekivati usled velike razlike u magnitudi i sasvim prirodnog "prelivanja" sjaja na tamniju zvezdu. S druge strane, udaljeniji par je korektno izmeren tako da ste ipak u pravu - fotografski se itekako precizno može meriti separacija i time vizuelno merenje poslati u istoriju. A možda i generalno niste u pravu: u oblasti Oxfordshire u južnoj Britaniji se nalazi mali dvorac Hanwell koji datira iz kasnog 14. veka. Zgrada je jedna od najstarijih u okolini koja je građena ciglom, više puta je rušena i dograđivana i danas sveukupno više liči na malo bolju vlastelinsku kuću (što ona uistinu i jeste) nego na tjudorski dvorac. Naprosto idealno za snimanje serije... U dvorištu imanja je na otvorenom smeštena opservatorija Hanwell; instrumenti koji tu postoje su 30 inča reflektor i isti toliki refraktor (peti najveći refraktor u svetu po rečima članova kluba, malo su se zabrojali ali nema veze, recimo da je deseti - veći od beogradskog i berlinskog Cajsa) kao i reflektor sa ogledalom od 12.5 inča (31.5cm) vrlo neuglednog izgleda. Ovaj poslednji teleskop u potpunosti deluje kao siroče: montaža je alt-azimutna, motori ne postoje, struktura teleskopskog tubusa takođe ne postoji već su u pitanju daske i letve odnosno cev kockastog profila; ogledalo, doduše vrhunsko, stoji sa strane tog takoreći tubusa i datira iz 1908. godine; i detalji se dalje ređaju u Grunf_stilu.

Kompletna optika teleskopa se skida i čuva unutra dok montaža i struktura tubusa ostaju napolju. Naravno, prilikom svakog posmatranja ogledala se iznose u vrt i montiraju, sledi naravno kolimacija i tek onda možemo početi sa posmatranjem - ukoliko čuvena engleska klima to dozvoli, razume se. A možda je ovaj pomalo spartanski redosled postupaka i odgovoran za vanserijske rezultate: današnji vlasnik teleskopa, inače direktor Hanwell opservatorije, važi za čoveka posvećenog detaljima. Kolimaciju izvodi za pet minuta a nivo preciznosti koji se pritom postiže je toliki da ovim teleskopom bez problema vizuelno razdvaja dvojne zvezde na toliko maloj separaciji kao niko na ovoj planeti, iako ne koristi ni interferometar niti prelomljeni refraktorski objektiv. Direktor je Cristopher Taylor, profesor fizike koji inače predaje i astronomiju i matematiku, a njegovi rezultati sa ovim letvama i daskama, pardon, teleskopom su sledeći:

- 0.4-0.5 ugaonih sekundi: dve potpuno razdvojene zvezde sa crnim prorezom između;
- 0.35-0.6" zvezde u direktnom kontaktu, samo povremeno se pojavljuje crna traka između;
- 0.33-0.4" diskovi u preklapanju, vidi se osmica;
- 0.29-0.32" vrlo izdužena šipka ("rod" na engleskom);
- 0.24-0.28" izdužena forma diska oblika masline;
- 0.21-0.23" povremeno se vidi izduženje, premda ipak dovoljno da se odredi PA (Position Angle);
- 0.17-0.20" izduženje se vidi samo u momentima najboljeg seeinga, teško se određuje PA;
- negde oko 0.13" nesigurna detekcija dvojnih zvezda na uvećanju 825x čak i u momentima najboljeg seeinga.

Moram samo sa žaljenjem da podsetim cenjeni autitorijum da je jedan piksel na mojim snimcima 1.57", dakle ravno deset puta veći od profesorovog najboljeg rezultata. Toliko o stolarskom umeću. A što se tiče seeinga, i u Engleskoj i u Srbiji se svaki seeing ispod 2" smatra dobrim, pa u kontekstu toga profesorovi rezultati za sve nas obične smrtnike deluju sablasno nedostižni.

Njegovo omiljeno uvećanje za kolimaciju i posmatranje je gorepomenutih 825x. Nema sumnje da je ovaj teleskop zapravo vrhunski instrument sa osobinama bolida Formule 1 s početka osamdesetih - mukotrpna višesatna podešavanja karburatora i turbine koja samo ponekad daju vrhunski rezultat u vidu najveće moguće snage, a najčešće je snaga prilično manja od teoretske. Ali to je i dalje Formula 1 a mi ostali naše teleskope kolimirane na 150-300x možemo slobodno zvati poljoprivrenim mašinama i slično, znači traktorima, u poređenju sa profesorovim drvenim dobsonom.

Dakle, ovaj čovek već nekoliko decenija rutinski prelazi sve granice za koje se smatra da postoje kad je u pitanju vizuelna astronomija. On upravo te granice i definiše kao nejasne, odnosno da one dosta više zavise od kolimacije (najpresudnije!), ohlađenosti i kvaliteta optike, iskustva onog ko gleda i slično, pa tek na kraju od atmosfere. Takođe, Taylor navodi da je druga najbitnija stvar nakon kolimacije zapravo iskustvo, odnosno sposobnost da se uoče detalji diska i Airy prstenova u momentima savršenog seeinga, dok se 99.9% zabrljane slike naprosto ignoriše i čeka se strpljivo onaj famozni trenutak savršenstva.

Nema sumnje da sve ovo traži čoveka sa živcima jednog zen kaluđera.
Za sve nas ostale koji bismo želeli da se u dvojnim zvezdama samo kratkotrajno oprobamo tu je astrofotografija.