29.12.2017.

ĆELAVA GALAKSIJA

Kad sam, kao dete, jedne večeri švrljao gusarskim durbinom aperture 50mm po Mlečnom Putu, u jednom momentu sam uočio nešto zaista čudno. Astronomiju sam teoretski dosta dobro znao (za svoj uzrast) ali mi sazvežđa i lokacije objekata nekako baš nisu dobro išli. Ovde je bio očigledan nedostatak zvezdanih mapa, ako ne i nekog atlasa. Znao sam, međutim, da se na jugu leti, u najgušćem delu Mlečnog Puta nalazi dosta čudnih maglinica ali nisam znao šta je šta. Međutim, ovo je bilo negde s jeseni blizu zenita - ogromna mutna mrlja koja je sjajnija u centru. Posle nekog vremena i dužeg razgledanja zaključio sam da nije kometa već je najverovatnije galaksija u Andromedi. Treba imati u vidu da je držanje durbina u ruci sa uvećanjem od 20x velika vratolomija i za odraslog čoveka, a kamoli za dete od najviše deset godina, odatle i potiču sve teškoće oko posmatranja.

U suštini bio sam u pravu, mada to i nije bilo teško pogoditi. Ova galaksija se pod optimalnim uslovima može nazreti i golim okom, a to jasno govori ko je ko u Lokalnoj Grupi - M31 je gazda a mi u Mlečnom Putu možemo samo da zavidimo tamošnjim Andromeđanima. U suštini velika masa i velika gravitacija znače da ćemo imati i dosta pratilaca a u slučaju Andromede tu su svima vidljive male kuglice M32 i M110. Međutim, na nekih 7 stepeni severno od M31 se nalaze još dve satelitske galaksije koje baš i nisu stekle tako legendarni status - verovatno zato što ih nije tako lako ugurati u kadar sa M31.

Dakle, reč je o NGC185 i NGC147, dve patuljaste sferoidne galaksije (oznaka dSph) koje se unekoliko razlikuju od M32 i M110 koje su patuljaste eliptične (dE). Iako se po obliku na prvi pogled veoma malo razlikuju, sferoidne i eliptične patuljaste galaksije imaju i neke osobine koje ih razdvajaju. U prvom redu to je činjenica da se eliptične češće javljaju u gušćim galaktičkim jatima kao i u formi bliskih pratioca većih galaksija. S druge strane, sferoidne su više nalik globularnim jatima, mada su od njih najčešće za ceo red veličina veće. A i ređe - pojedine sferoidne galaksije imaju toliko malo zvezda i toliko mnogo mase da se mnogi s pravom pitaju koliko je procenat tamne materije u njima, pošto je evidentno da je to jedina objektivno bitna razlika između globularnih jata i sferoidnih patuljastih galaksija - galaksije imaju mnogo veću masu čak i ako im je prečnik isti.


Inače patuljaste sferoidne i patuljaste eliptične imaju i neke zajedničke osobine, a to je pre svega nedostatak gasa, prašine i formiranja zvezda. Za eliptične se pretpostavlja da su nastale ili stapanjem manjih galaksija u veće, ili (što je verovatnije slučaj sa M32 i M110) "kresanjem" galaktičkih krakova od strane matične galaksije oko koje orbitiraju. U potonjem slučaju ostaje samo jezgro koje je više ili manje eliptično: ćelava galaksija najprostije rečeno.

Ako imate dvogled (ili durbin, kao ja) sasvim sigurno će M31 biti interesantna meta. Međutim, ne očekujte da ćete lako uočiti M110 i M32, a naročito ne NGC147 i NGC185. Ove dve zadnje su veće po površini ali ne i po površinskom sjaju pa će tu ipak biti potreban teleskop. A i kad nađete lokaciju na kojoj je smeštena galaksija NGC147 velike su šanse da, sem možda stelarnog jezgra, tamo neće biti ničeg uočljivog. Ja, recimo, nisam čak ni to uočio, već sam samo po rasporedu okolnih zvezda znao da sam tu gde treba. Druga galaksija, NGC185, mnogo je sjajnija i samim tim lakša za pronalaženje. Vlasnici iole većih teleskopa (recimo iznad 100mm) ne bi trebalo da imaju nikakvih problema oko uočavanja ove galaksije, njeno jezgro može i da podseća na nerazlučeno globularno jato; jedini limit oko detalja može biti izmaglica u atmosferi ili svetlosno zagađenje.

Snimak gore je nastao iz 54 poluminutne ekspozicije a pošto sam imao i izmaglicu i svetlosno zagađenje - jasno je da je krajnji rezultat očigledno morao da bude vrlo skroman. Doduše, to vrlo malo ima veze sa osobinama kamere ili teleskopa, već pre svega atmosfere, ali to je već poznato. Cilj je izvući maksimum iz postojeće situacije.

Ako mislite da je to sve što se vidi, prešli ste se. Monohromatski stack je dodatno bilo moguće rastegnuti:


1) Hodge 1, 17.7mag
2) Hodge 2
3) Hodge 3
4) globularno jato, 18.0mag
5) globularno jato - kandidat, 17.0mag
6) globularno jato, 18.7mag

Paul Hogde je astronom koji je ceo svoj radni vek proveo u ekstragalaktičkoj astronomiji. Objavio je dva atlasa Magelanovih Oblaka, kao i izvršio pretragu patuljastih galaksija Lokalne Grupe. Iako je realizovao i neke egzotične ideje (tu spada lovljenje meteorske i međuplanetarne prašine u atmosferi pomoću bombardera B52) uglavnom je poznat po svom katalogiziranju HII regiona u obližnjim galaksijama - opisano je preko 13 hiljada takvih regiona.
U okviru toga su uočena i neka globularna jata u NGC147. Logično, dobila su oznaku po Hodge-u.

Na osnovu fotografskih ploča sa Kanadsko-Francusko-Havajskog teleskopa (3.6m aperture) i 2m Cassegrain-a sa Pic du Midi došlo se do nekog okvirnog spiska sumnjivih objekata u ovoj galaksiji. Pitanje da li je nešto globularno jato ili ne razrešio je spektroskop Ruske akademije nauka na njihovom šestometarskom teleskopu, i rezultati su sledeći: 5 i 6 su udaljene galaksije a sve ostalo jesu jata. Tačnije globularna jata unutar NGC147, pošto je spektroskopski osim hemijskog sastava merena i radijalna brzina. Dakle, ova jata su pokazivala istu brzinu kao uostalom i cela njihova matična galaksijica, pa je njihova priroda nesporno razrešena.

Interesantan je i odgovor na pitanje da li NGC147 i NGC185 orbitiraju jedna oko druge. Ranije se smatralo da ove dve galaksije nemaju ni teoretsku šansu da orbitiraju jedna oko druge, budući da već orbitiraju oko M31. Objašnjenje je vrlo prosto: prilikom prvog prilaska matičnoj M31 (perigalaktikon) došlo bi do cepanja njihovog sistema, odnosno bliža galaksija bi bila istrgnuta od dalje i sistem bi prestao da postoji. Prva merenja radijalnih brzina iz 1977 godine su donela odgovor da ove dve galaksije imaju isuviše veliku razliku u sopstvenom kretanju da bi bile gravitaciono vezane. Međutim, metoda koja je korišćena je bila više-manje traljava: merene su samo po jedna planetarna maglina iz svake galaksije i to metodom upoređivanja emisionih linija umesto apsorpcionih, koja jeste lakša za izvođenje ali često i nepreciznija.
Naknadna merenja su se odnosila na G8 zvezde ili na promenljive RR Lyrae. Ovde je mogućnost za grešku bila neuporedivo manja i na osnovu radijalnih brzina koje su u obe galaksije veoma slične nedvosmisleno je zaključeno da su one gravitaciono vezane. Takođe je izmerena i njihova međusobna distanca koja iznosi 11 kpc, što je još jedna jaka sugestija da galaksije međusobno orbitiraju.

Još jedan bitan zaključak vangalaktičke astronomije je proistekao iz decenija posmatranja ove dve, ali i ostalih patuljastih galaksija Lokalnog galaktičkog jata. Zaključak glasi da proto-galaksije koje su formirane na istom mestu i imaju istu masu, imaju tendenciju da se razviju u galaksije iste morfologije. Primer su naše dve NGC147 i NGC185 koje su obe patuljaste sferoidne galaksije. Ili recimo Mali i Veliki Magelanov Oblak, dakle obe nepravilne patuljaste. Ili M32 i M110, patuljaste eliptične. Međutim, da sve ne bude tako prosto pobrinule su se upravo gorepomenute NGC147 i NGC185 koje se dramatično razlikuju po sadržaju gasa i prašine - plus što jedna od njih čak ima jeretičku osobinu niske produkcije novih zvezda.

19.12.2017.

(NE)VIDLJIVA ZVEZDA

Nije retkost da se u davna (srednjevekovna) vremena astronomske kartografije s vremena na vreme uoči poneka jeres. Jeres bi ovde bila pojava koja krši crkvenu dogmu (koja vuče poreklo još od Aristotela) oko nepromenljivosti nebeske sfere - komete nisu jeres ali nove i supernove bi to svakako bile. Tako je Tycho Brahe 1572. godine uzburkao javnost jer je objavio knjigu De nova stella, koja je precizno opisivala pojavu nove zvezde koju su te jeseni zabeležili mnogi evropski posmatrači.
Doduše Tycho-u je bilo lako: dok je tih dana inkvizicija besnela i u najveće slala ljude na lomaču (sve u svemu preko hiljadu ljudi je spaljeno pod raznim, uglavnom apsurdnim optužbama) na severu je reformacija bila neuporedivo blaža prema onima koji ispoljavaju drugačije mišljenje.

Dok se inkvizicija svojim progonima u suštini trudila da striktno očuva poredak u Papskoj državi, ni John Flamsteed tih problema nije imao. Čak naprotiv - njegov posao je da kartografiše nebo u kontekstu pomorske navigacije, a znamo da je engleskoj imperiji u XVII i kasnije to bilo od krucijalnog značaja. I tako je Flamsteed bio u prilici da pribeleži nešto slično onome što je Brahe otkrio jedan vek pre toga. Bila je to zvezda 3 Cass koju ni vekovima kasnije a ni danas nikako nije moguće ponovo locirati. Doduše u njenoj blizini se nalazi veoma sumnjiv radio-izvor Cassiopeia A, ali se proračun njenog širenja nikako ne poklapa sa položajem zvezde 3 Cass. Verovatno se radi o jednostavno nepreciznosti samog Flamsteed-a, mada je čudno da čovek sa kvadrantom bude neprecizan kad je posao Kraljevskog astronoma jednostavno da bude po svaku cenu precizan.

Sam Flamsteed je bio krajnje zabrinut za svoju naučnu reputaciju za slučaj da se otkrije i najmanja njegova greška, makar i nenamerna. Zbog toga je ceo svoj radni vek proveo u opsesivnom proveravanju rezultata svojih posmatranja, pa je izostalo objavljivanje toliko željenog atlasa - objavljen je tek nakon njegove smrti. Ovi čudni fenomeni sa zvezdama kojih čas ima a čas nema svakako su bili jedan od glavnih razloga zašto je Flamsteed oklevao sa objavljivanjem atlasa. Drugi takav fenomen je bila zvezda koju je Bayer označio kao x Cygni (chi - čita se hi) i koju je ubeležio kao zvezdu četvrte magnitude. Flamsteed je tu zvezdu označio kao 17 Cyg, belu zvezdu pete magnitude. Budući da je tačno jedan stepen južno prava zvezda x Cygni, jasno je da je Flamsteed gledao u momentu oko minimuma, jer - očigledno je da je x Cygni promenljiva.


Naravno da je nepromenljivost nebesa kao dogma otišla u paramparčad tih godina - Gottfried Kirch je dobrim delom zaslužan za to. On je, prateći situaciju oko Novae Vulpeculae (zvanično prva nova zabeležena u istoriji, prethodno su uočavane supernove), u junu 1686.g. primetio da se Bayer-ova x Cygni ne može detektovati. Nastavio je da osmatra taj sektor i u oktobru iste godine ponovo uočio zvezdu magnitude 5. Vremenom je odredio period promenljive: 404.5 dana.

Danas se mi skoro u potpunosti slažemo sa njegovim procenama oko perioda (uzimamo 408 dana), s tim da je i sam Kirch napomenuo da periodi variraju u dužini. Takođe nema jasnog pravila oko maksimalnog sjaja - sve između 4.0 i 6.0mag je uobičajeno, mada maksimum ponekad izlazi i iz tog opsega. Minimum je obično između 11 i 14mag.
Ovo su prilično velike oscilacije čak i za jednu dugoperiodičnu promenljivu. U pitanju je Mira tip promenljive čiji sjaj više ili manje haotično osciluje za oko 1500-10 000 puta u proseku. Takođe je zanimljivo da je njen prečnik najveći blizu minimuma (prosečan čovek bi mislio da je obrnuto) dok su sjaj i temperatura u minimumu, logično, minimalni. Posledično, možemo pretpostaviti a to je i potvrđeno da je njen prečnik zapravo najmanji mesec dana pre maksimuma. Ovo je potvrđeno interferometrijom, gde je izmereno da prečnik šeta od 19 do 26mas.

Spektralni tip ove zvezde je padao u M klasu u XIX veku. Tada se spektar merio samo na najsjajnijim zvezdama, dakle ovde u maksimumu, i zaista bi se reklo da x Cygni može da se nađe na kraju M klase ali danas je upravo iz razloga lakše diferencijacije uspostavljena S klasa. Unutar te klase dominira cirkonijumska apsorpciona linija (ZrO). Dakle, x Cygni šeta od S6 do S9, a ponekad u minimumu se desi da bude i S10 - za ovu poslednju kategoriju je x Cygni jedini primer na nebu.

Pošto je ovo snimano polovinom septembra, dakle oko mesec dana pre zvezdinog maksimuma, moglo bi se reći da je njen prečnik na minimumu. Upravo u tom momentu je karakteristično da počinje eksplozivni porast sjaja koji za mesec dana iznosi prosečno oko 4-4.5 magnituda. Ja nisam bio u prilici da snimam porast sjaja, jesen je potpuno nezahvalna za astrofotografiju zbog oblaka, ali ako sve bude kako treba u maju sledeće godine imaćemo minimum. Biće to lepa prilika da se ponovi ovaj isti kadar.

13.12.2017.

PRIČA O NESREĆNOM KOČIJAŠU

Po jednoj verziji on je bio sin boga Heliosa. Po drugoj njegov otac je bio Apolon, a uzrok te zabune je verovatno bila činjenica da je u trećem veku p.n.e. religijskom revizijom ovo božanstvo objedinjeno u Apolo Helios.
Bilo kako bilo, on je bio - kao i svaki dečak - fasciniran svojim ocem. Naročito kad je od majke saznao da je otac zapravo božanstvo Sunca lično. Otišao je kod oca i zatražio dokaz da je on njegov sin. Otac se zakleo da će mu ispuniti bilo koju želju kako bi to dokazao, a onda je dečak zatražio da na jedan dan upravlja očevim Sunčevim kočijama.

I ništa nije vredelo. Apolon je pokušao da odvrati sina od te avanture ali to je bilo nemoguće... Čak ni Jupiter nikad nije vozio usijanu kočiju čiji konji bljuju vatru - jer nije smeo! Međutim, otac se zakleo u reku Stiks da će želju ispuniti i tako je moralo biti.
Dao je sinu u samu zoru nekoliko saveta, objasnio da konji znaju put ali i da on mora paziti na pravac. Treba po svaku cenu leteti visoko da se planine ne bi upalile, ali i izbegavati zvezdanu sferu. Naročito Bikove rogove, Strelčevu strelu, Škorpiju i Raka. Čak je i sam Apolon-Helios vozio kočiju sa svakodnevnim strahom, strmoglavljujući se u more na zapadu.

Dečak se zvao Phaethon. To se kod nas različito čita, od Feton (ljubitelji WV-a) preko Faeton do Fajeton. Čini se da je poslednje tačno, budući da Grci pišu Φαέθων. Ali, da preskočimo fonetiku, interesantno tek sledi.

Sunčeve vratnice su se otvorile, kočija je poletela vetikalno i dečak se prenerazio, ispustivši uzde. Konji su osetili da je kočija prazna i da nemaju kontrolu, pa su još više pojurili. Pritom su skrenuli s puta naniže, paleći afričke šume i pretvarajući Saharu u ogromnu pustinju. Ljudi koji su se tamo zatekli, Nubijci i Etiopljani, opekli su svu svoju krv ispod kože i od tad su tamne puti. Mnoge reke i jezera su trenutno isparili a Zemlja je plakala i preklinjala Jupitera da nešto učini.

Protiv svoje volje Jupiter je izašao na brdo i jednom jedinom munjom pogodio krivca. Kočija se razletela a nesrećni kočijaš je s neba pao u svoju smrt, u reku Eridan.

Ovo je sve preuzeto iz Ovidijevih Metamorfoza. Da pređemo na astronomsku tematiku: početkom osamdesetih godina prošlog veka je lansiran satelit IRAS. Bila je to jednotonska šklopocija koja je nosila RC teleskop aperture pola metra, hlađen helijumom. Za deset meseci trajanja misije, za toliko je bilo helijuma, celo nebo je skenirano četiri puta i to je omogućilo kasniju analizu koja traje i danas. Otkriveno je oko 350 hiljada radio-izvora od kojih se veruje da jednu petinu predstavljaju galaksije koje masovno produkuju zvezde. Osim toga, projekat IRAS je doveo do otkrića tri asteroida i šest kometa.

I prvi asteroid koji je otkriven teleskopom iz svemira je otkrio upravo IRAS. U pitanju je bio 1983 TB za koji se kasnije ispostavilo da pripada Apolo grupi asteroida, po njihovom prvootkrivenom članu 1862 Apollo. Njihova fundamentalna osobina je da prividno seku Zemljinu putanju oko Sunca, mada to ne mora nužno da dovede do kolizije. Poenta je u tome da je kosmos trodimenzionalan i da su sve te putanje zapravo jako nagnute pod nekim uglom u odnosu na ravan Sunčevog Sistema. Drugim rečima asteroid koji prividno u dve ravni seče našu putanju zapravo može da prođe daleko "iznad" ili "ispod" nas i da nikad ne dovede do sudara.

Ovo nebesko telo, kasnije zvanično nazvano 3200 Phaethon, ima mnogo razloga da nosi to ime. Pripada kao što je već rečeno Apolo familiji asteroida a i od svih njih ubedljivo se najviše približava Suncu: perihelion je samo 0.14 A.J. (polovina Merkurove distance od Sunca) a aphelion 1.27 A.J.


U momentu dok sam snimao region gde bi se 3200 Phaethon trebao pojaviti, naravno simbolički usred sazvežđa Kočijaša (Auriga), procene njegove magnitude su bile oko 12.8. Nekoliko grešaka sam standardno napravio, bez toga astrofotografija nikako ne ide, mada nisam nezadovoljan. Bolje ja da izgrešim, to ćemo da opeglamo nekako i dobiću kakav-takav rezultat, nego da se pokvari nešto od opreme - te večeri onda ništa nema od snimanja. 
Dakle, prvo sam na početku večeri (ispravno) fokusirao a onda zaboravio da proveravam fokus s vremenom. Kako se teleskopski tubus hladio (bio je mraz) dolazilo je do nejednakog skupljanja staklenog ogledala i metalne cevi teleskopa. Svaki osnovac iz fizike zna da se ovi materijali različito šire i skupljaju s promenom temperature, ali eto, meni je provera fokusa nekako promakla. Osim toga fokusirao sam zvezdu oko centra a kasnije se ispostavilo da je fotoaparat u T2-ringu stajao malo ukoso. Ovo sam mogao da uočim da sam pregledao ćoškove, ali ne - ja sam gledao fokus samo u centru. Opomena, dakle.

Posle 40 minuta snimanja pregledao sam i obrisao greške u vođenju, i ostao sa 46 poluminutnih snimaka. Praktično 50% snimaka je odbačeno i ovo je uobičajen rezultat za nevođenu montažu, naravno, u zavisnosti koliko je ko tolerantan na izdužene zvezde. Ovo nije bio posebno težak objekat, zapravo nije bio težak uopšte, pa sam stoga mogao malo da se posvetim estetici i da pobrišem pola snimaka.

Međutim, kad sam kasnije obrađivao snimljen materijal u Irisu dobio sam - ništa. Ni traga ni glasa od asteroida. Ja zapravo i nisam znao kako bi isti trebalo na snimku da izgleda. Znam samo da bi u najbližem prolasku pored Zemlje Phaethon trebao da ima brzinu od preko pola uglovnog minuta za minut, to je ceo prečnik Jupitera u minutu; ali pet dana pre toga njegova uglovna brzina je bila meni nepoznata. Verovatno bi na snimku objekat ispao kao mala crtica, ali kolika - to nigde nije pisalo pa da izračunam. Međutim, na stack-u, kao što rekoh, nije bilo ničeg. Mozgao sam šta bi i kako moglo da predstavlja problem i setio se: standardni način stekiranja Irisa je kapa-sigma-tandara-mandara... U osnovi taj algoritam je zamišljen da obriše avione, meteore, kosmičke zrake i hot-piksele koje nije skinuo dark-frejm. Dakle, asteroid je tu negde ali se pomera i Iris ga uporno briše i to je dobar znak.
Ponovio sam stacking sa jednostavnim aritmetičkim sabiranjem (Procesing > Add a sequence) i asteroid se pojavio u donjem desnom uglu. Obeležen snimak:


Zvezde levo su magnitude 6.8 i 5.9mag. Budući da sam na stack-u malo pojačao boje hteo sam da vidim da li je obrada odvukla balans boje u neku stranu. Dok sam pregledao manje zvezde sve se uklapalo, kakve su boje u realnosti takve su bile i na snimku. Međutim, 38 Aur je spektralne klase K0III. To bi značilo da je u pitanju klasa K (žuto-narandžasta), 0 znači da je najtoplija u klasi (oko 5200K) i III označava običnog giganta. Sudeći po limun žutoj sa slike to je u potpunosti pogođeno.
Međutim, donja sjajna zvezda, 39 Aurigae, je označena kao F3V. To znači čisto bela zvezda, temperature oko 6600K koja je na glavnom nizu. Kako sam i šta omanuo pa je ona kod mene plava - ne znam. Moguće je da postoji neka vrsta obojenosti rubova i to svakako pre ima veze sa optikom teleskopa nego sa fotoaparatom - mada mnogi objektivi pokazuju obojenost periferije kad se pritegnu. Moram da napomenem da sam 3 ili 4 puta slajder za saturaciju digao za 30-40% tako da je zapravo ovo veoma, veoma podignuta saturacija. Drugim rečima verujem da bi se većina apohromata raspala na tom testu kad je newtonian povukao rubove u plavo - zna se da su reflektori (bar što se tiče vernosti reprodukcije boja) praktično superiorni u odnosu na sve ostale tipove teleskopa.

A možda sam naprosto preterao sa saturacijom, možda je to trebalo manje nagaziti. Ali senzor je definitivno zabeležio plavu boju. Dokaz je činjenica da kad na osnovu 39 Aur stavim gray-point slika postane kompletno crvena. Dakle, to nije greška u obradi i nikako ne može da bude belo (tj sivo).

Dalje, asteroid može da se pogleda izbliza. Monohromatski stack je ovde linearno obrađen i, iako nisam imao volje da merim magnitudu, sjaj se može okarakterisati kao neujednačen.


Ovo je snimljeno blizu ivice kadra pa je koma prilična. A možda i distorzija - pitanje je koliko je aparat stajao pravilno u T2-ringu. Osim toga vidi se čak i minimalno vinjetiranje koje je već korigovano fletom, kao i mnogo šuma.

Skoro sve ovo nabrojano moguće je rešiti pomoću male čarolije u PS-u: otvori se opcija curves, izabere pomoću CTRL + levi klik neko neutralno mesto neba bez zvezda, i onda se levo i desno od te kontrolne tačke krivulja namesti kao na slici:


Ovim je u potpunosti narušena linearnost snimka pa nije moguće ništa meriti, ali ja sam to u startu otpisao. Rezultat:


Ovde se sad mnogo bolje uočavaju oscilacije u sjaju asteroida. Dobar deo putanje su prazne crtice jer su ti snimci izbačeni zbog greške u vođenju, ali i oni snimci koji su ostali pokazuju blago nejednak sjaj. Razlog se rotacija asteroida i njegov nepravilan oblik: period rotacije je tri ipo sata. Asteroid se kreće na snimku u pravcu nagore i jasno je da se njegov sjaj povećava, sasvim sigurno usled rotacije a ne drugih razloga. Oscilacija u ukupnom sjaju za vreme jedne rotacije asteroida je 0.4mag.

Još ponešto o samom nebeskom telu. Ova prepržena stenčuga prečnika 5km je autor meteorskog roja Geminida koji se svake godine javljaju polovinom decembra. To je, osim Kvadrantida, jedini meteorski potok koji nije nastao od komete. 
A sličnosti između Fajetona i prosečne komete je prilično upadljiva. Pre svega o tome svedoči putanja asteroida koja je veoma izdužena odnosno eliptična. To onda znači da u jednom momentu asteroid prilazi jako blizu Sunca i da na njemu u tom momentu površinska temperatura raste na preko 600C što je dovoljno da olovo proključa i da se aluminijum razmekša kao sir za topljenje. Svaka vrsta materije koja ne može da izdrži tu temperaturu ispariće i danas se smatra da je Fajeton zapravo mala spržena lopta sastavljena iz šupljikavih ugljeničnih stena. Ako je nekad bio kometa, a verovatno jeste, usled mnogobrojnih prolazaka pored Sunca prepržio se dovoljno da više nema rep prašine i gasova. I sve što je bilo u tom repu danas su - Geminidi.

Bilo kako bilo, za 24h od momenta pisanja će Geminidi i 3200 Phaethon biti na svom vrhuncu. Pošto jasno vidim da će biti oblačno, normalno, ipak mi je drago što sam snimio malog nevaljalog kočijaša jer će idući (bliži) prolaz pored naše planete biti godine 2093. Nadam se samo da on nikad neće, kao u onoj priči, pasti na Zemlju. Poslednji isto takav preprženi hondrit koji je pao, bio je doduše nekoliko puta veći, udario je u Jukatan.

26.11.2017.

NOĆNI PEJZAŽI SA LEFKADE (II)

Optički gledano, naša atmosfera je vrlo raznovrsna po pitanju fenomena koji se u njoj javljaju. Doduše, možda je to tako samo zbog našeg ugla gledanja - mi smo ovde hiljadama godina proučavali, divili se i opisivali te fenomene a na drugim planetama to nije tako. Primera radi aurora je primećena i na svim ostalim planetama osim Merkura, ali mi za to znamo tek nekoliko decenija unazad.

Jedna velika grupa fenomena su senke u atmosferi. Najprostije je sačekati zalazak Sunca kad je izrazito bistar i vedar dan, i pogledati u pravcu istoka. Tamo se vidi senka naše planete - a iznad nje ružičasto osvetljen pojas. Ovo se zove Venerin pojas (Belt of Venus) i ništa vas ne sprečava da umesto na zalasku ovo posmatrate ujutru prilikom izlaska Sunca, ukoliko ste ranoranioc.


U osnovi iza ovog obojenog fenomena se krije rasejanje. Ukoliko imamo čestice koje rasejavaju svetlost, u ovom slučaju molekule atmosfere, i te čestice su mnogo manjeg prečnika od frekvencije svetlosti, onda govorimo o Rejlijevom (Rayleigh) tipu rasejanja. Ovo je slučaj sa svetlošću u zemaljskoj atmosferi i tu se onda radi o zavisnosti rasejanja od frekvencije svetlosnih talasa, i to u smislu da niže frekvencije više podležu rasejanju od viših.
Ovakav zaključak dugujemo baronu Rejliju koji je bio ekspert za fiziku zvuka i svih talasa uostalom. Svojevremeno je dobio Nobelovu nagradu, bio tri godine predsednik britanske Akademije nauka (Royal Society) i sveukupno zadužio nauku svojim radovima koji su i danas referentna literatura u teoriji akustike. Doduše, povremeno se bavio politikom kao poslanik u Domu Lordova, a pred kraj života se predao spiritualizmu, mada to ne umanjuje njegova prethodna dostignuća u nauci - velika je retkost u istoriji da neko uspe da razdvoji svoja lična uverenja (bio je religiozan) i naučne rezultate koji su stajali pred njim.

Dakle, Lord Rayleigh je vrlo oštroumno zaključio da se plavi fotoni na nebu mnogo više rasejavaju nego crveni. Ovde termin "više" znači da su plavi fotoni u 23% slučajeva rasejani a crveni samo oko 5%. Čak je odredio i koliko je to više: više je 4.4 puta, a to je i matematički definisao: nivo rasejanja je obrnuto srazmeran četvrtom stepenu talasne dužine. Iz ovoga sledi jasan proračun zašto je 450nm (plavi talasi) pretrpelo četiri puta veće rasejanje nego 650nm (crveni talasi). U korenu svega ovog leži činjenica da je svetlosni talas obdaren još jednom fundamentalnom osobinom: on ima električno polje čije oscilacije utiču na kretanje samog talasa - tačnije frekvencija im je ista. Faktički, maksimalno uprošćeno, svetlosni talas je foton koji vrluda u frekvenciji koja se poklapa sa frekvencijom dipola.

I sad dolazimo do ključnog pitanja: zašto je nebo plavo. Zato što je procentualno mnogo više plavih talasa rasejanih nego crvenih. Dakle, nebo je više plavo nego crveno, glasio bi najtačniji odgovor. Osim toga, idući više ka Suncu boja se menja od plave ka crvenoj, budući da se crvena najmanje rasejava - ako bismo dovoljno zatamnili Sunce ono bi imalo crvenu boju. Upravo to se i dešava prilikom zalaska/izlaska Sunca kad je ono nisko na horizontu: crveni zraci produžavaju uglavnom pravo dok se plavi najčešće rasejavaju. Takođe, ako pogledamo nebo prema zenitu ono je tamo najizrazitije plave boje samo zbog činjenice da je atmosfera iznad nas najtanja: debela je nekoliko kilometara. U tom prostoru plavi fotoni uspeju da se raseju samo u proseku po jednom, a većina ni toliko. Crveni praktično i ne trpe rasejanje u zenitu već samo prođu dalje. Ali prema horizontu debljina atmosfere može da bude stotinu i više kilometara i na ovoj distanci fotoni dobijaju priliku da se rasejavaju mnogo puta; tako se statistički sve boje pomešaju i prednost plave se izgubi. U praksi bi zbog ovoga nebo pri horizontu moralo da bude dosta sjajnije, ali usled apsorpcije ono pri vedrom danu nije dosta već je možda malo sjajnije.

Šta se dešava ako čestica ima prečnik koji je uporediv ili veći od frekvencije talasa? Onda nije u pitanju Rejlijevo već Mia rasejanje (Gustav Mie) i to se dešava kad svetlost trpi rasejanje ne prolaskom kroz vazduh već kroz sredinu sa krupnijim česticama: vlaga, prašina, erupcije vulkana, razne vrste zagađenja... Zajedničko im je da boje neba mogu da budu intenzivnije (crveni zalasci Sunca, ali i intenzivnija plava u zenitu).

Ako ovo prevedemo na praktične efekte onda to znači da je rasejanje mnogo veće ukoliko imamo krupnije čestice. Gustav Mie je doradio Rayleigh-ovu formulu tako da se ona može primeniti i na veće čestice. Takođe, na donjem snimku se vidi da je rasejanje svetlosti sa neba mnogo manje (nebo je plavo) u odnosu na rasejanje sa osvetljenog dela oblaka: oblak je žut/crven na velikoj uglovnoj udaljenosti od Sunca. Na toj istoj udaljenosti na nebu dominira plava boja. Još jednom - na oblaku je u pitanju Mia rasejanje (dosta intenzivnije) a na nebu Rayleigh.
Jeste da ovaj snimak nije sa Lefkade ali poslužiće:


Takođe zapazite rasejanje levo od oblaka: osvetljeni zrak je zapravo rasejanje sa čestica vodene pare odnosno vlage u vazduhu i na njega se primenjuje Mia tip rasejanja - rasejanje je mnogo veće. Dakle:

1 - uobičajeno (Rayleight) rasejanje svetlosti na nebu
2 - Mia rasejanje na oblaku, dosta intenzivnije
3 - Mia rasejanje na vodenoj pari u vazduhu, takođe intenzivno


A sa Lefkade imamo još neke interesantne atmosferske pojave. Recimo krepuskularne zrake:


Generalno bi pravilnije bilo reći krepuskularne senke. Ova pojava može nastati usled senki koje u sumrak bacaju planine ili oblaci. Udaljenost do prvog kopna od plaže Porto Katsiki dana 27. avgusta je bila 230km i to je južni deo Italije, ali tu nema planina... Prve planine su malo levo gledano odavde (NP Polino, Apenini) i nalaze se okruglo 400km od Lefkade. Moguće je da su to senke Apenina ali je mnogo veća verovatnoća da se radi o vrhovima kumulonimbusa pošto se oni nalaze na većoj visini od bilo koje planine na ovoj planeti: prosečan evropski i mediteranski kumulonimbus skoro nikad ne prelazi 12-13km visine što je ipak neuporedivo sa Apeninima.

Međutim, posle nekoliko dana (31.8.) su se krepuskularni zraci pojavili skoro na istom mestu:



Ali ako se pogleda malo bolje - apsurdno ali senka počinje na nekoj visini. Ovo znači da se objekat koji baca senku nalazi na nekoj visini a ne na horizontu. I ta visina nije mala... u pitanju je stratosfera, očigledno.

Mesec ipo pre toga, početkom jula su izbili veliki požari u Britanskoj Kolumbiji. Na prostoru dužine oko 600km je istovremeno izbilo mnogo pojedinačnih požara, a budući da im je zajedničko da su nastali u predelima gde dominiraju četinari, razvoj situacije je bio očekivan: četinari leti ne gore već skoro da eksplodiraju, sasvim normalno uzevši u obzir da su puni zapaljive smole i terpenskih jedinjenja generalno. Od tih požara tri su razvili površinu veću od 100 hiljada hektara a ukupno je izgorelo preko milion hektara i evakuisano oko 40 hiljada ljudi. Uzrok svih požara: ljudski faktor i "suve oluje" (dry storms). Ove oluje se javljaju u predelima gde je generalno klima malo suvlja, naročito u pustinjama, mada generalno tu pogoduju svi tereni koji se nalaze u orografskoj senci.

Istovremeno su se javili i požari na više mesta u Oregonu, Montani i Kaliforniji. 

Dakle, kod suve oluje kiša pada iz oblaka ali na putu do zemlje ispari. Razlog je postojanje sloja suvog vazduha koji upije vodu u potpunosti, ili češće samo smanji količinu padavina na nekoliko zanemarljivih milimetara. Pošto ove oluje predstavljaju klasične kumulonimbuse sa svim pratećim efektima (munje) jasno je zašto dolazi do spontanog paljenja vegetacije - odsustvo kiše ovde je bitan faktor koji utiče na širenje novonastalog požara. U Americi postoji termin "dry lightning" čiji opis suštinski ne odgovara situaciji budući da niti je vedro niti suvo u tim slučajevima. Takođe, ponekad se javlja i munja iz vedra neba koja polazi iz natkovnja kumulonimbusa (najviši deo oluje) i može da zahvati objekte udaljene i 25km od oluje - zabeležen je slučaj udara munje u biciklistu na distanci od 40km. U planinskim predelima ovo je u suštini posebno nezgodno jer munja može da dođe preko planinskog vrha u susednu dolinu gde posmatrač uopšte vizuelno ne može da uoči oluju. Efekat na izazivanje požara tad je posebno izražen budući da na mestu udara takve munje nema kiše, kao što joj i ime kaže, pa se požar ubrzano širi.

Dim i vrelina požara mogu da izazovu nastanak pravih olujnih oblaka koji se onda nazivaju pirokumulonimbusi. Njihovi vrhovi često prodiru do tropopauze i odatle bivaju oduvani jakim jet stream strujanjem dalje u pravcu istoka - ka nama, takoreći.


Sedefasti sjaj u gornjem delu kadra je upravo to - sitne čestice čađi u stratosferi. Vidi se i da njihova boja odudara od boje normalnih oblaka i to ima veze sa rasejanjem svetlosti koje je različito za različite  veličine čestica (vode i čađi, vidi gore).

Inače mesto odakle je ovo snimano je Exanthia, definitivno najromantičnije mesto na ostrvu. Zalazak Sunca u jonski Mediteran sa 550nmv je nešto što nikako ne treba propustiti ako ste u blizini. Hrana je prosečno dobra ali je prizor nešto zbog čega vredi voziti možda oko pola sata od zapadne obale do dotičnog sela.


Takođe i ovde se mogu videti krepuskularni zraci zajedno sa horizontalnim smeđim trakama stratosferske prašine i čađi. Za te detalje je odgovorno bezdušno pritezanje kontrasta gde je isplivalo čudo od prašine na senzoru, pa je kloniranje potrajalo.


Sledeće što spada u obaveznu aktivnost svakog turiste-fotografa je snimanje zalazaka Sunca. Nikakvo veliko umeće niti posebna inspiracija nisu potrebni, ali meni je sve to bilo klasičan lov na neke malo ređe optičke fenomene - pa šta ulovim. Tačnije pokušavao sam da zabeležim green flash ali za sve vreme trajanja letovanja nisam bio te sreće.


Jedino što se videlo to je distorzija oblika u zavisnosti od slojeva vazdušnih masa. Međutim, na sledećem snimku se vidi levo grupa pega pod oznakom 2673. Nakon nekoliko dana Sunce je rotiralo i pege su došle u centar Sunčevog diska - i upravo tad se desila velika erupcija koja je materiju poslala u pravcu naše planete.



 Ovo je snimljeno prvog septembra. Moram samo da upozorim one koji nisu baš upućeni u problematiku snimanja pega na zalasku bez filtera: ako je Sunce na zalasku isuviše sjajno da bi se u njega gledalo golim okom - vrlo je verovatno da i vašem DSLR-u može škoditi. Zapravo jedan snimak neće oštetiti senzor, naročito ako je blenda f16 ili manje, ali nije uopšte poenta u tome. DSLR koji stoji na tripodu i "gleda" u Sunce će imati fokusirane zrake na najvećoj blendi - bez obzira što ste vi odabrali rupicu tipa f16. Dakle prosečan jeftiniji teleobjektiv će biti f4-5.6 što je neuporedivo opasnije po pitanju količine upadne svetlosti od f16. Ili ako imate f2.8 zum - njegova apertura je u rangu 70-80mm refraktora, dakle dovoljna da izazove svakakvu štetu na AF senzoru ili svetlomeru. Setite se da takvi refraktori bez problema istope svoje jeftine fokusere ukoliko su od plastike.

Najsigurnije je sačekati dan kad Sunce tone u blagu izmaglicu koja efektivno deluje kao ND filter. Dani koji su kristalno vedri nisu baš pogodni za ovakva snimanja. Primer dana koji nije pogodan:


Ali ponekad i imate sreće, možda ne baš u smislu da Sunce potone do horizonta ali je svakako moguće ponešto snimiti.




Poslednji snimak je nastao dan kasnije (2.9.2017g) i jasno se vidi da su se pege pomerile ka centru.
A šteta bi bilo ne snimiti bar jedan startrails. Ovde je konkretno 19 minuta trajalo snimanje a jedina greška koju sam napravio je bila fokus.


Reklo bi se da sam previše očekivao od objektiva 24 STM. Budući da je blenda bila f4.0 očekivao sam maltene vrhunske performanse što se tiče oštrine u kadru, ali sam pogrešio jer sam fokusirao zvezdu bliže vrhu kadra. Trebalo je fokusirati oko sredine kadra ili horizonta, a ako imate nešto u prednjem planu vredi razmisliti o hiperfokalnoj distanci. Ja sam oštroumno zaboravio da je fokalna ravan jeftinijih objektiva, a i mnogih skupljih, zapravo pre kalota a ne ravan. Zato ipak treba pre početka snimanja lepo proveriti fokus.

Primer izlazećih Vlašića (M45) sa ispravnim fokusom:


I na kraju, kad se krene kući za one koji letuju na Jonskom moru (zapadni deo Grčke), na pola puta do granice se nalazi nešto nesvakidašnje. Isplati se žrtvovati još jedan sat otprilike i skrenuti sa autoputa Egnatia Odos u pravcu juga. A tamo nas je čekalo geomorfološko čudo.


Kameni megaliti koji izranjaju iz ravnice reklo bi se mogu biti samo vulkanske prirode... A na vrhu praktično svakog - po jedan manastir. Naravno, reč je o mestu poznatom kao Meteora, a prevedeno sa grčkog to znači "visok, uzvišen".


A ja dolazim u sumrak... Sve ide po (fotografskom) planu.


Zapravo Meteori nemaju nikakve veze sa vulkanima. Ovako mogu da izgledaju skeleti vulkana (kao recimo Ostvrica) ili lakoliti (izlivi magme ispod slojeva sedimentnih stena). Ovi potonji isplivavaju na površinu nakon dugotrajne erozije - najpoznatiji primer je Devils Tower u Vajomingu, poznat ako ni po čemu drugom ono po filmu Bliski susreti III vrste.

Ali čim sam se približio stenama postalo je i meni geološki_formalno_neobrazovanom očigledno da ovo nema nikakve veze sa vulkanima. Stena je izbliza bila plavičasto-siva, nikako crna kao svež bazalt:


Generalno mesto je prelepo ali i opasno. Decu treba držati na ograđenom vidikovcu pored puta i nikako dalje - ambis je neograđen i ivice platoa se postupno spuštaju u vertikalne litice, što znači da ne postoji neka jasna granica do koje možete ići. Ne smem ni da zamislim šta bi bilo ako bi se neko ovde okliznuo (naravno, da - po turističkoj tradiciji bio sam u sandalama, i ne - nisam nosio čarape).

Ovo je mesto čiji reljef predstavlja ostatak veoma stare rečne delte na obali jezera. To se vidi pre svega po sastavu stena koje čine peščar i konglomerat (rečni sediment sastavljen iz sitnijih i krupnijih kamenčića). Pre oko 60 miliona godina serija zemljotresa je napravila više raseda unutar same delte, i izdigla deltu iznad nivoa vode. U mestima raseda gde je sloj peščara napukao erozija je počela da deluje i da produbljuje doline. Danas je jezero odavno nestalo a duboke doline između ostataka delte su učinile da ovi ostaci sedimenta i peščara dominiraju okolinom. Dakle - ni traga ni glasa od vulkanske aktivnosti.

Međutim, mora da postoji astronomski razlog zašto sam ovde - to je pun Mesec iznad Manastira Svetog Stefana:


Dobro, nije bio baš pun već 97.2%, falilo mu je negde oko 36h da bude 100% ali tad ne bih imao priliku da uskladim zrake zalazećeg Sunca koji osvetljivaju pejzaž sa Mesecem na nebu. Što se mene tiče ovo je bio idealan tajming.


A malo kasnije, kad je Sunce zašlo, bio sam u prilici da snimim Venerin pojas u svom punom sjaju. Što se mene lično tiče - itekako je vredelo skrenuti s puta za ovako nešto i voziti dodatnih stotinak kilometara u jednom pravcu.


07.11.2017.

LAŽA I PARALAŽA (PARALAKSA)

Godine 129.  pre Hrista jedan od najpoznatijih astronoma starog doba, Hiparh, završio je svoje monumentalno delo: zvezdani katalog. Premda su hiljadu godina pre njega Vavilonci sastavili prvi zvezdani katalog koji je obuhvatao 36 najbitnijih zvezda, Hiparhov katalog, iako ne prvi, bio je značajniji jer je sistematski opisivao 850 zvezda vidljivih sa Rodosa. Pomoću armilarne sfere on je za svaku zvezdu veoma precizno opisao položaj i, po prvi put u istoriji, sjaj. Za tu priliku on je sve zvezde podelio u tri nivoa sjaja (magnitude), a njegov savremenik Ptolemej je sve to razvukao na šest magnituda i taj sistem je u upotrebi i danas.

Upoređujući svoje rezultate merenja položaja zvezda sa podacima starim nekih stotinak i nešto godina, Hiparh je primetio da se svi položaji razlikuju za neku vrednost. Armilarna sfera je bila veoma precizna za takva merenja, Hiparh je pre Brahea držao milenijumski primat u najpreciznijim merenjima položaja zvezda, pa je praktično bilo nemoguće da postoji sistemski pomak zvezda tokom vremena a da to on ne primeti. Objašnjenje koje je ponudio Hiparh je i dan-danas formulisao sa dve reči koje je on tad prvi upotrebio: precesija ekvinoksa.
Drugim rečima radilo se o promeni položaja Severnog nebeskog pola usled precesije - oscilacije Zemlje koja se dešava zbog uticaja Meseca i Sunca u toku dužeg vremenskog perioda. A prvi podatak koji je ukazao na to je Hiparhovo merenje koje je pokazalo promenu položaja zvezde Spike za dva stepena.

Mesečeva orbita takođe osciluje ali na dosta kraćoj osnovi; nakon perioda od četiri godine gde Mesec konstantno okultira Aldebaran (orbita je tada u svom južnom položaju) sledi petogodišnji period premeštanja orbite na sever. Zatim šest godina Mesec okultira Alkionu (najsjajniju zvezdu Plejada) i u tom momentu je Mesečeva orbita u severnom ekstremu - a onda se sve okreće lagano unazad. Znajući za ovaj ciklus Edmond Halley je početkom XVIII veka izveo proračun koji je pokazao da je okultacija Aldebarana Mesecem 509. godine iz Atine nemoguća. A postoje istorijski spisi o toj okultaciji... Tačnije, okultacija je moguća samo ukoliko je koordinatna širina Palicijuma (Aldebaran) mnogo manja od današnje.

I tako je Halley otkrio nešto sasvim drugačije od precesije - sopstveno kretanje zvezda stajačica.

Nekoliko najsjajnijih zvezda koje je analizirao (Palicijum, Sirijus, Arktur) su imale značajno drugačije položaje dva milenijuma ranije i to ne računajući precesiju. Te zvezde su se zaista kretale u raznim pravcima za to vreme, i dalje se kreću. Uzmimo za primer Arktur - on se kreće u pravcu jugozapada 2.3 ugaone sekunde godišnje. To nije ništa: jedan Neptunov prečnik (a treba vam malo veći i bolji teleskop da biste Neptun videli na velikom uvećanju kao lopticu umesto zvezdice). Ali, godina po godinu... Za 800 godina to je ceo prečnik punog Meseca. Ja bih za period od pet godina fotografski registrovao pomak na mom teleskopu i aparatu od tačno 7.5 piksela kad je u pitanju Arktur.

Posle svega nije nikakvo čudo što se satelit za merenje zvezdane paralakse i sopstvenog kretanja danas zove Hipparcos.


Ovu dvojnu zvezdu ni po čemu ne bi trebalo izdvajati iz mnoštva koje nastanjuje sazvežđe Labuda. U pitanju je 61 Cygni, par dvojnih zvezda narandžaste boje i spektralne klase K. Sjaja su 5.2 i 6.05mag i mogu se videti kao jedna zvezda golim okom pod nebom koje nema svetlosnog zagađenja. Možda zvezde na ovom snimku deluju malo previše crveno, ali to je zato što većina njih i jeste crvena. Da bih odredio prave zvezdane boje pronašao sam zvezdu u kadru koja je bela - ovde se konkretno radi o F2 tipu spektra:


Nakon obrade se u PS-u odabere pipeta, sample size ide na 3x3 ili 5x5, i odabere se levels (CTRL+L). U donjem desnom uglu se od tri ponuđene pipete odabere srednja (gray point) i zatim se klikne na centar bele zvezde (bitno je da zvezda prethodno nije saturirana odnosno izgorela, zato možda ima smisla tražiti manje zvezde) a zatim OK. Ovim smo sve boje na slici uskladili prema zvezdi za koju unapred znamo da je bela.

Skoro tri veka nakon Kopernika još uvek nije bilo dokazano da se Zemlja okreće oko Sunca. To je bio uglavnom prihvaćen stav u tadašnjoj nauci, mada bez konkretnih dokaza. Astronomima je, dakle, očajnički trebao dokaz.
Glavni argument u opovrgavanju Kopernika je bio stav da bi, u slučaju da je Kopernik u pravu, morala da postoji paralaksa - a nju niko nije detektovao, uprkos upornim pokušajima. Paralaksa je prividno pomeranje bližih zvezda u periodu od 6 meseci, odnosno na distancama koje iznose jedan prečnik Zemljine orbite - dve astronomske jedinice. Praktično isto kao što se udaljeno drvo malo pomera kako napravimo par koraka levo i desno. Ali niko za tih 300 godina nije uočio ni najmanji trag paralakse, razumljivo je to za Brahea koji je merenja zvezdanog položaja obavljao golim okom i kvadrantom, ali... Zapravo, Tiho Brahe je redovno postizao preciznost u merenju koja je ispod jednog ugaonog minuta što je za predteleskopsku eru neshvatljivo dobar rezultat. Drugim rečima, ako bih ja na mom teleskopu imao montiran okular od 2mm (uvećanje od basnoslovnih 375x) onda bi jedan ugaoni minut bio manje od jedne osmine vidnog polja.
Nakon Brahea, teleskopima je bilo moguće preciznije meriti zvezdane položaje, ali nije to bilo baš mnogo preciznije. Tačnije, paralaksu o kojoj je ovde reč niko nije uspeo da izmeri sve dok nije pristup iz korena izmenjen.

Ako presečete objektiv ili ogledalo teleskopa na pola dobićete neupotrebljiv instrument... osim ukoliko to ne uradite krajnje precizno. A preciznost je kod izrade teleskopa u XIX veku već dostignuta, tako da sa dve polovine imamo u teleskopu duplu sliku. U slučaju da položaj obe polovine sočiva/ogledala možemo mikrometarski podešavati onda se i slika može dovesti u precizno poklapanje. Ovo je i suština: ako možemo veoma precizno da pomeramo optiku onda možemo i da merimo odstojanje između dve zvezde. Sve što preostaje to je da se pročita vrednost otklona na sočivu.

Mnogi su prijavili da su izmerili paralaksu 61 Cygni, ali sve to više deluje da su masno slagali: bilo je isuviše neprecizno i ne može se smatrati da su to zaista izmerili. Primera radi, navešću nekoliko vrednosti, autore ne navodim: 500mas, 550mas, 470-510mas, itd... Jednostavno, merna greška je bila veća od merene vrednosti i samim tim rezultat nije mogao da bude validan.

Friedrich Bessel je upotrebio jedan takav refraktor sa prelomljenim sočivom: u pitanju je bio 160mm Fraunhofer refraktor tadašnje Königsberg opservatorije. Godine 1838. je uspeo da izmeri paralaksu zvezdanog para 61 Cygni i time se upisao u istoriju nauke. Ovaj instrument više ne postoji; opservatorija je sravnjena sa zemljom od strane saveznika 1944. godine a grad je danas deo Rusije pod imenom Kalinjingrad.

Dakle, paralaksa je iznosila 369 mas (miliarksekundi) za A odnosno 260 mas za B komponentu. Ovim je Bessel za dlaku pretekao von Struve-a koji je iste godine objavio paralaksu Vege. Ako shvatimo da je ovo u rangu trećine jedne ugaone sekunde, dakle debelo ispod limita atmosfere i velike većine današnjih amaterskih teleskopa, onda je taj rezultat zapravo odličan. I to je sve zasluga principa prelomljene optike - filarni mikrometar (okular sa mrežicom) je trpeo veći efekat turbulencije i nije bilo moguće njime ispravno odrediti paralaksu. Bilo kako bilo, trigonometrija je dala, za tadašnje pojmove, zastrašujuću distancu: 61 Cygni je par zvezda udaljen od nas 10.4 svetlosnih godina.


Ovaj snimak je uvećan 5x u odnosu na originalnu rezoluciju; vidno polje iznosi nešto preko 5x5 ugaonih minuta . Da bih dobio na preciznosti koristio sam deset snimaka po 3.2sec svaki, zahvaljujući tome postignuto je da prečnik tamnijih zvezdica na obrađenom stack-u bude oko 4-6 piksela.Vidimo da je pored para 61 Cygni moguće uočiti još nekoliko zvezda slabijeg sjaja, ali o tome kasnije. Da bismo išli dalje poželjno je proceniti stabilnost atmosfere.


Na ovom isečku iz RAW fajla se vidi veoma uvećan prikaz jedne manje zvezde. Pojam FWHM predstavlja prečnik zvezde koji obuhvata samo 50% najsjajnijih piksela koji predstavljaju zvezdu. Tih 50% ovde okvirno čine površinu 2x2 pikslea, odnosno 3.14 ugaonih sekundi što se generalno računa u relativno dobar seeing.

Nakon što sam očigledno dobio od nebesa dozvolu za merenje, sledi sledeći snimak:


Dakle, na ovom, tačno deset puta uvećanom snimku svaki piksel predstavlja 1.57044 ugaone sekunde. Merenje je neuporedivo lakše i preciznije pomoću digitalnog senzora nego pomoću heliometra ili okulara sa mrežicom. Udaljenost između dve komponente 61 Cygni je 31 sekunda a vrednost paralakse ovog para vam je prikazana dole desno u obliku malog žutog kvadratića. To je tačno jedna petina originalnog piksela - jasno je zašto mnogi astronomski junaci ovde nikom ponikuše (i u crnu zemlju pogledaše). Zapravo, petinu piksela bih ja mogao danas sa ovom opremom pod idealnim okolnostima uz pomoć gomile trikova u obradi da detektujem kao paralaksu, odnosno kao njeno postojanje, ali nikako da precizno izmerim. Treba recimo napomenuti da se guiding savremenih CCD kamera regularno izvodi na subpikselskom nivou, tako da ovo detektovati u principu nije nemoguće.

A zašto su ljudi upravo oko 61 Cygni toliko puta pokušavali da izmere paralaksu? Zar nije bilo lakše meriti na nekoj drugoj zvezdi?
Zato što zvezdani sistem 61 Cygni ima veoma veliko sopstveno kretanje. Godišnje se ove dve zvezde pomere za celih pet ugaonih sekundi, dakle 16x više od njihove paralakse. Ovo je prvi primetio Giuzeppe Piazzi nakon upoređivanja svojih rezultata sa merenjima starim 40 godina. Zvezda je istog momenta dobila naziv "leteća Pjacijeva zvezda". Zahvaljujući brzom kretanju ovaj par na svom putu sreće i prolazi veoma blizu drugih tamnijih zvezda u svojoj okolini, i to daje šanse da se kretanje izmeri preciznije. Nije svejedno kad treba meriti položaj nečega što je udaljeno recimo pola stepena (prečnik Meseca) i nečega što je udaljeno pet sekundi (paralaksa 61 Cygni) - razlika u ta dva slučaja iznosi 360 puta.
Ili da parafraziram tvrdnju Carnegie Institute for Science na tu temu: prosečna zvezdana godišnja paralaksa je reda veličine kao kad biste pokušali da izmerite objekat veličine pice u Njujorku - ali gledano iz San Franciska.

I još nešto: crvenom linijom je obeleženo odstojanje između komponente A i bezimene zvezde magnitude 10.7. U septembru 2017 to odstojanje iznosi 27.5 sekundi a 2015. godine je iznosilo 15 sekundi. Potpuno je jasno da je na osnovu rastojanja između A komponente i bezimene zvezde moguće meriti sopstveno kretanje 61 Cygni, i to ostaje kao projekat za budućnost.

28.10.2017.

DVE SESTRE I JEDNA NAMIGUŠA

Nekih četrdesetak godina svog života je potrošio John Flamsteed na pravljenje kataloga poznatih zvezda. Apsolutno bi bilo besmisleno da je to uradio neko drugi osim njega, budući da je on bio plaćan sto funti godišnje za tako nešto: Flamsteed je bio prvi u istoriji imenovan za kraljevskog astronoma godine 1675. Iste godine je osnovana opservatorija u Griniču a on postavljen za upravnika. Budući da je položaj Britanske imperije najvećim delom zavisio od pomorske prevlasti, a plovidba dobrim delom od efikasne navigacije, jasno je koliko je ovo bila u suštini bitna stvar. Kralj je odrešio kesu za najsavremeniju opremu, dakle, onako, potpuno kraljevski.
Flamsteed je u principu pola svog života proveo praveći zvezdani katalog. Poučen nekim prethodnim iskustvima drugih ljudi, a i svojim greškama (34 Tauri recimo ne postoji - to je bila planeta Uran; ili recimo zvezda 3 Cassiopeiae danas takođe ne postoji, to se povezuje sa ostatkom supernove Cass A) Flamsteed je celog života odlagao izdavanje svog zvezdanog kataloga. Već tada se znalo da su nebesa u suštini promenljiva i ne baš lako predvidiva, i rizikovanje reputacije glavnog astronoma jedine tadašnje supersile je naprosto bilo Flamsteed-u neprihvatljivo. Svoje rezultate merenja i posmatranja je držao pod ključem i pečatom, očekujući dodatna merenja i stoprocentnu sigurnost. Katalog je trebalo da sadrži zvezde označene brojevima, što je mnogo praktičnije od Bayer-ovog označavanja slovima.

Međutim, nestrpljenje je dostiglo vrhunac. Pošto je katalog od 3000 zvezda vidljivih golim okom (tri puta više od dotadašnjeg Tycho kataloga) bio preko potreban i astronomima i moreplovcima, ko zna na čiji nagovor su dvojica naučnika uspeli da ukradu Flamsteed-ove rezultate - niko drugi do Newtoon (u tom momentu predsednik Kraljevskog Društva) i Halley. Katalog je štampan bez autorove dozvole i, bez obzira što je 75% piratskog tiraža kasnije Flamsteed uspeo da prikupi i spali, indirektno mu je stavljeno do znanja da je njegov posao da katalog sastavi i objavi.

Flamsteed je uspeo da umre pre objavljivanja kataloga pod nazivom Historia Coelestis Britannica.

U severnom delu Labuda (Cygnus) se nalazi dvojna zvezda 16 Cygni. Zahvaljujući činjenici da u vreme Flamsteed-a upotreba teleskopa nije bila raširena, to je više bila novotarija za radoznale; najbitnije je bilo precizno izmeriti položaj zvezde tako da je u tom katalogu prilično nepoznata činjenica da je ova zvezda zapravo dvojna. Dva žuta patuljka magnitude 6.2 i 5.96 su iste klase kao i naše Sunce (G1 i G2) a čak im je i masa uporediva sa Sunčevom.
Udaljenost jedne komponente od druge je 39 ugaonih sekundi, a to je nešto što bi bilo uočljivo u najmanjem teleskopu da su samo pogledali svojevremeno na Griniču - premda je to nebitno. Lepo piše tamo da je u pitanju katalog zvezda vidljivih golim okom, onako kako se vide golim okom. Drugim rečima za navigaciju je to nebitno što je zvezda dvojna.


Ovde je za stack upotrebljeno samo 8 snimaka od po pola minuta, uglavnom zbog činjenice da duže ekspozicije zbog atmosfere i nepreciznosti montaže dobrim delom utiču na rezoluciju. A i kad su u pitanju ovako sjajne zvezde duže ekspozicije generalno nisu potrebne - imaćemo samo veću zonu u centru zvezde koja je pregorela, ništa više. Rezolucija je originalna.

U suštini možemo da upotrebimo još kraće ekspozicije i tako dobijemo još malo na rezoluciji. Pritom će i prečnik zvezda biti manji, ali je gubitak u toj razmeni činjenica da su tamnije zvezde slabije vidljive - gubitak koji je sasvim prihvatljiv obzirom da su ove dve zvezde šeste magnitude veoma sjajne. Deset snimaka po 3.2sec i ISO 400 je snimljeno (obavezno paziti da je uključena opcija mirror lock up) i zatim je sve sabrano u Irisu. Konkretno je metod stekinga bio Arithmetic, najprostiji ali vrlo često i najefikasniji. Naravno, prethodno je bilo potrebno uraditi opciju Align stellar images i to preko jedne zvezde. Ovo ne bi bilo pametno uraditi kod gustog i pretrpanog zvezdanog polja, ali je ovde naprosto bilo idealno. Rezultat je kao 32-bitni monohromatski obrađen u PS-u:


Gornja zvezda je 16 Cygni A, donja 16 Cygni B; razmak iznosi 39 sekundi. Merenjem paralakse satelit Hipparcos je došao do cifre koja je oko hiljadu puta manja od međusobnog razmaka ove dve zvezde - 47.44 miliarcsec (A) i 47.14 miliarcsec (B). To je nešto što apsolutno prevazilazi okvire zemaljskih teleskopa korišćenih na klasičan način - paralaksu je moguće meriti jedino interferometrijom. Međutim, razlika koja je uočena u paralaksi komponente A i B iznosi 0.30 miliarcsec, što bi praktično bilo nemoguće u slučaju da imamo dvojni sistem. Drugim rečima paralaksa obe zvezde bi trebalo da bude praktično ista, nikako da se razlikuje za toliko. Ali... srednja greška Hipparcos-a iznosi nešto manje od jedne miliarksekunde, pa je ova trećina iste zapravo vrlo precizno merenje. Obe zvezde su praktično na istoj udaljenosti.

Udaljenost zvezde A i B je oko 870 AU i vreme potrebno za njihov međusobni obilazak je procenjeno na 18 hiljada zemaljskih godina.

Međutim, ovaj dvojni sistem ima zapravo nešto kompleksniju strukturu. Oko komponente A kruži još jedna zvezda (C) pa onda ovo nije dvojni već trojni sistem. To doduše nije moguće mojim teleskopom tako lako optički razdvojiti, budući da je njihovo trenutno međusobno rastojanje 73 AU, a generalno ni elementi orbite još uvek nisu poznati. Takođe ostaje pitanje magnitude komponente C koja je u suštini crveni patuljak.
Koliko je to 870 prema 73 astronomskih jedinica, vidi se na ovom isečku koji je uvećan u odnosu na originalnu rezoluciju oko dvadeset puta.


Zelena linija je 870 AU a ljubičasta 73AU. Komponente A i C su gore desno. Svetli "repići" nalik kometinim sa desne strane obe zvezde su upravo to - koma kao optička aberacija je tako dobila naziv.

Zapravo i komponenta B krije u sebi doskoro nepoznate tajne. Merenjem radijalne brzine ove zvezde došlo se do otkrića malih nepravilnosti koje su 1996. godine interpretirane kao prisustvo velike planete u orbiti zvezde. Planeta je dobila službenu oznaku 16 Cygnus Bb i treba joj 800 dana da obiđe pun krug oko matične zvezde. Masa planete je procenjena na preko dve Jupiterove, orbita je veoma eliptična i ekscentrična, pa je smenjivanje visokih i niskih temperatura na ovoj planeti sasvim očekivana stvar. Poluosa orbite je 1.7 AU, sa minimalnih 0.54 AU i maksimalnih 2.8 AU.
Ovo praktično garantuje da na toj planeti nema života, ili bar nema onakvog kakav mi poznajemo. Samim tim je još čudnija odluka SETI projekta da 1999 godine tamo pošalje poruku, naročito ako se uzme u obzir mišljenje Stvena Hokinga da, ako vanzemaljci postoje, ne bi nikako bilo pametno da im mašemo.

Srećom po sve nas, postoji velika verovatnoća da ova planeta ima veliku inklinaciju orbite u odnosu ugao gledanja odavde. Ovo bi onda značilo da merenje radijalne brzine matične zvezde nije sasvim precizno, što dalje može da implicira mnogo veću masu planete. Ukoliko je orbita Bb planete zaista nagnuta 173 stepena kao što se pretpostavlja onda je masa planete 14 masa Jupitera. Granica između planete i braon patuljka je 13 Jupitera, pa tako izgleda da ovde imamo posla sa malom takoreći zvezdicom. Doduše, ta granica je povezana sa fuzijom deuterijuma i nije tako striktna; objekti ispod 13 MJ takođe vrše fuziju deuterijuma ali u nekoj manjoj količini; objekti iznad 13 MJ potroše većinu svog deuterijuma; tako da - ukoliko je tamo vanzemaljaca ikad i bilo - onda su oni malo preplanulog izgleda.

Te večeri u vidnom polju teleskopa nije bila samo dvojna zvezda 16 Cygni. Pola stepena dalje se nalazila jedna još čudnija mutnjikava zvezda: Herschell je opisao kao planetarnu maglinu, svetlu, veliku i okruglu, sa centralnom zvezdom magnitude 11 i dao joj oznaku NGC6826. Sve iz opisa je tačno osim da je velika. Maglina je prečnika 24x27 ugaonih sekundi (što je manje od prečnika Jupitera) i poznata je kao blinking planetary (trepćuća maglina u bukvalnom prevodu).

 
Zašto je to tako najbolje će nam razjasniti pojam perifernog vida. U centru retine poznatom kao fovea centralis se nalazi centar vidnog polja. To je faktički ona tačka u koju gledamo; i sasvim je logično da ona ima ubedljivo najveću rezoluciju jer ima i najveću gustinu senzornih ćelija poznatih kao čepići. Čepići imaju veliku preciznost što se tiče razlučivanja detalja, kao i precizno određenu osetljivost na boje - ali imaju nedostatak što rade samo danju, kad ima dovoljno svetla. S druge strane štapići rade sve obrnuto, veoma su osetljivi na svetlost ali ne i na boje. Takođe štapića ima svuda po periferiji, tako da kad gledamo neki tamni objekt perifernim vidom mi faktički možemo da vidimo dosta više detalja nego ako gledamo centralno u tu tačku.

Kod ove magline posmatranje teče ovako: na nekim manjim uvećanjima (do 50x) se ne zapaža ništa specifično, osim možda malo čudnije mutnjikave zvezde. Na većim uvećanjima (preko 100x) se uočava struktura, ali tek ako pogled skrenete u stranu. Ako pogled vratite na centralnu zvezdu - struktura magline istog trenutka nestaje, i tako u nedogled. Ovo je nekog podsetilo na oko koje namiguje i tako je maglina dobila kolokvijalni naziv za sva vremena.


U uglu je dat isečak uvećan šest puta iz koga se vidi nešto iz strukture magline. Jasno se vidi da centralna zvezda pliva u manjem oblaku oko koga lebdi veći, ovalni oblak jonizovanog gasa. Poreklo manjeg i svetlijeg oblaka mi nije sasvim jasno; verovatno je da to predstavlja fazu u razvoju planetarne magline poznatu kao fuzija helijuma. Kad temperatura jezgra zvezde dosegne 100 miliona K (dešava se samo kod zvezda masivnijih od 3 Sunca) onda helijum stupa u fuziju i to privremeno zaustavlja kontrakciju jezgra; ovo znači pauzu u odbacivanju spoljnih slojeva zvezde. Onog momenta kad se helijum potroši proces se nastavlja i spoljni slojevi zvezde odlaze u svemir, ostavljajući ogoljeno jezgro. Ukoliko temperatura površine zvezde pređe 30 hiljada K onda se značajan deo energije zvezde izračuje u obliku UV zračenja a upravo je to ono što jonizuje maglinu.
Dakle, verovatno ovde imamo pri kraju ili završen proces fuzije helijuma u centralnoj zvezdi.

Na kraju, kompletan snimak svega:


22.10.2017.

JATO I MAGLINA - PROSTO MILINA

Globularno jato i planetarna maglina u istom kadru? Na jednu trećinu stepena jedno od drugog? Astrofotografski san... Zvuči previše dobro da bi bilo istinito.
Ali ipak to postoji: NGC6440 i NGC6445 u sazvežđu Sagittarius predstavljaju lak plen za svaki teleskop u prosečno tamnoj junskoj večeri. Odsustvo Meseca se podrazumeva i sa 150/750 možete uočiti bledo globularno jato magnitude nešto malo svetlije od 10. Za maglinu je detekcija već malo teža; može se uočiti da nečeg ima ali je ona relativno malog prečnika. Najsjajniji elementi bipolarne strukture se vide uglavnom zbog činjenice da je prosečni površinski sjaj magline relativno svetlih 9.6mag/arcmin2, ali to ipak ostaje objekat za veliki teleskop i veliko uvećanje. Inače, ekspozicija od 30sec na ISO1600 bez problema otkriva i maglinu i jato, što znači da se i ne radi o nekim natprosečno teškim objektima ali je činjenica da njihov mali prečnik i mala visina nad horizontom stvaraju određene poteškoće kod posmatranja u manjim teleskopima.

Dakle, maglina NGC6445 je otkrivena i opisana 1786. godine od strane Herschell-a kao "mala, sjajna, nepravilnog oblika". Upravo zbog oblika on je novootkrivenu maglinu smestio u klasu II (tamne) umesto u IV (planetarne). Interesantno je danas sa ove distance analizirati sve greške i tumaranja u pokušaju opisivanja prirode ovog objekta: Lord Rosse je 1848. godine prvi uočio tamnu prazninu u centru magline ali je potpuno omanuo kod procene oblika - po njemu je ova maglina prstenasta. Nije to neka velika greška ali je interesantno da je on veću pažnju obratio na mali klaster zbijenih i dobro definisanih zvezda koje su se gurale u neposrednoj okolini. To je stvorilo indiciju da je jato u sklopu nebule (ili obrnuto).

Interesantno, od difuzne magline dođosmo do zbijenog jata sa rupom u centru.

Četrdesetak godina kasnije je tehnologija obrade stakla dosta napredovala i moguće je bilo praviti velike refraktore, doduše ahromatske. Amerikanac Frank Muller je refraktorom od 65cm, veoma sličnom onome sa Astronomske opservatorije Beograd, dao vrlo detaljan opis o dva nukleusa koji zajedno čine eliptičnu nebulu. Prednost refraktora u kontrastu na velikim uvećanjima je postala očigledna.

Međutim napredak u fotografiji je učinio ovu prednost irelevantnom. Još gore - tadašnje fotografske ploče su bile slabo osetljive i "gladne" i tražile su sve više i više svetlosti pa je imperativ postao pravljenje velikih i brzih teleskopa. I tu je reflektor (doduše sa ogledalima od stakla a ne legure bakra i kalaja) ne samo uhvatio korak već i prestigao svog brata sa sočivima - moguće je napraviti i veći i fotografski brži instrument kad je u pitanju reflektor. Pritom reflektivnost staklenog ogledala je već dostizala devedesetak posto (u poređenju sa 66% koliko su imala starija metalna ogledala) i to je moglo da bude mnogo upotrebljivije za fotografiju od refraktora čija je maksimalna apertura vrlo brzo dostigla svoj limit. Osim toga, ogledalo teleskopa Lorda Rosse-a je imalo i nezgodnu osobinu da se deformiše pod uticajem gravitacije i promene temperature u toku noći. Taj teleskop je bio prvi u istoriji koji je stoga imao kompleksan sistem poluga u okviru nosača ogledala, pa je podešavanjem na licu mesta mogla da se dobije prihvatljiva slika. Takođe, ogledalo je rđalo u rekordnom roku pa su se svi tadašnji teleskopi isporučivali sa minimum dva-tri ogledala od kojih je jedno služilo za posmatranje dok su ostala bila na poliranju. A što je još gore, poliranje je menjalo oblik pa je to značilo da se ogledalo mora ponovo glačati do prihvatljivog oblika... i tako u nedogled.

Odjednom imam puno razumevanja za rezultate posmatranja Lorda Rosse-a.

Da se vratimo fotografiji: na kraju Prvog svetskog rata je Heber Curtis publikovao rezultate analize svih do tada poznatih planetarnih maglina. Kod NGC6445 je stajalo da je "nepravilni kockasti prsten". Još je opisao i nepravilne petlje koje se pružaju unaokolo od magline ("ring-like ansae") a to je nešto što nikako nije moglo da se otkrije bez fotografije. Drugim rečima ove strukture su toliko tamne i veoma često ispod fona neba pa praktično ne postoje šanse uočiti ih vizuelno, makar uzeli najveći teleskop i najopakiji nebula-filter.

Pošto sam ovo snimio sa obronaka Crnog Vrha, odnosno sa nekih 400mnv, bilo je dovoljno 18x30sec ISO1600 da se uoči oblik magline. O petljama van magline ovog puta ni reči.


Radi veće realističnosti je snimak procesiran u monohromatskom modu i 32 bita tako da je ovo je nešto što bi moglo odgovarati starim fotografskim pločama o kojima je bilo reči. Razvlačenje je bilo linearno (levels umesto curves). Osim toga, rezolucija je u odnosu na originalnu uvećana 2x da bi ilustrovala kako ovo može da izgleda na nekom većem uvećanju - ovo bi najbliže bilo uvećanju od 150x na teleskopu žižne daljine 750mm. Dve zvezde u kadru su magnitude 7.5 i 9.3 mag i mogu da posluže kao orijentir gde tražiti maglinu. Prečnik magline na senzoru eosa 40d iznosi tačno 20 piksela odnosno 31.4 ugaone sekunde - približno toliko iznosi prividni prečnik Jupitera kad je najdalji od Zemlje.

Još jednom sam rastegao već rastegnuti stack i ipak dobio te famozne petlje (ansae, lat.) koje se pružaju gore levo i dole desno od magline. Od jata Lorda Rosse-a na obodu magline ni traga ni glasa - najverovatnije ih je maglina pokrila... A možda je halucinacija deformisanog ogledala... Ili je možda i Lord video petlje?


Jedna digresija je neophodna da bi se objasnila struktura planetarnih maglina. Termin "planetarna maglina" je skovao Herschell, kako većina ljudi danas misli zato što su te magline u većini slučajeva kružni, pomalo spljošteni prstenčići ili loptice, u potpunosti nalik na blede diskove velikih gasovitih planeta poput Urana. Ili se bar tako mislilo... Međutim prava je istina da je Herschell mislio da se ovde radi o planetarnim sistemima u nastanku budući da je većina tih maglina pokazivala u svom centru barem jednu bledu zvezdu koja je očigledno u nekoj vezi sa tim sistemom. Danas je prilično očigledno da je stvar sa evolutivnog aspekta možda potpuno obrnuta: možda gledamo smrt a ne rađanje planeta. Planetarne magline bi pre mogle da budu stelarni sistemi na izdisaju, i to pod uslovom da crveni gigant nije prethodno usisao svoje planete. A čak i da nije onda su stenovite planete u tom momentu već spržene i oduvane, gasni džinovi ošišani na delić svoje početne mase i to sve ukoliko pričamo o spoljnim planetama. Unutrašnje su odavno zaplovile po zvezdanoj atmosferi.

Prosečan život planetarne magline traje samo oko 10 hiljada godina. Praktično to je treptaj oka u poređenju sa stadijumom glavnog niza gde se ta ista zvezda zadržava u proseku možda oko pet milijardi godina. Samim tim je jasno da je svaka planetarna maglina zapravo jedan relativno redak i kratak stadijum i da se one menjaju bukvalno za vreme trajanja ljudskog života.

Dakle, recept za planetarnu maglinu počinje sa "uzeti zvezdu mase između 0.8 i 8 Sunčevih". Ako je masa veća zvezda će veoma brzo eksplodirati kao supernova; ako je masa manja onda neće biti dovoljno energije da zvezda "prokuva" do stadijuma AGB (asymptotic giant branch) odnosno u prevodu do stadijuma asimptotskog giganta.
A taj stadijum počinje na kraju života prosečne zvezde koji može trajati više milijardi godina. Zvezde ovako male, možda bolje reći prosečne mase veoma štedljivo troše zalihe vodonika u svom jezgru. Na HR dijagramu ovo je označeno kao glavni niz. Sporim tempom vodonik može fuzijom prelaziti u helijum jako dugo, sve to na 15 miliona K. Poenta je u činjenici da postoji upečatljiva ravnoteža između gravitacionog pritiska jezgra zvezde s jedne strane, i energije fuzije koja deluje u suprotnom pravcu. Onog momenta kad se usled iscrpljivanja zaliha vodonika fuzija zaustavi ta ravnoteža nestaje i jezgro polako počinje da tone samo u sebe. Ovim skupljanjem temperatura raste i dostiže 100 miliona stepeni što itekako utiče na spoljne slojeve zvezde - zvezda se nadima i postaje crveni gigant (AGB stadijum).

Ova temperatura je granica preko koje sledi paljenje helijuma, odnosno fuzija helijuma iza koje ostaju kiseonik i ugljenik. Ovo privremeno zaustavlja skupljanje jezgra, ali to "privremeno" je samo jedan mali trenutak u zvezdanom životu - dvadeset hiljada zemaljskih godina. Odmah potom se proces skupljanja jezgra nastavlja (praktično čim se potroši helijum), samim tim i temperatura istog raste a skok temperature tera spoljne slojeve na udaljavanje. Ovo je ključni element celokupnog mehanizma - usled povećanja temperature zvezdanog jezgra cela zvezda se širi, a najizraženije je to u spoljnim slojevima. Kad spoljni slojevi pređu neku granicu u svom širenju onda gravitacija zvezde na toj distanci drastično opada i više nije u stanju da zadrži spoljne slojeve. S jedne strane visoka temperatura gura spoljne slojeve na udaljavanje a s druge strane gravitacija ih više ne drži.  Atmosfera zvezde, dakle, nepovratno odleti u svemir i tako smo dobili ljusku oko same zvezde. Međutim, pošto je od zvezde ostalo samo ogoljeno jezgro veoma visoke temperature na površini (tipično oko 30 hiljada K) onda se tu radi više o ultraljubičastom zračenju nego o vidljivoj svetlosti - setite se da kako temperatura zvezde raste boja zvezde se menja od crvene do plave - centralna zvezda emituje ultraljubičaste elektrone veće energije nego u vizuelnom spektru.
Pošto kako pada talasna dužina elektromagnetnih talasa gledano od crvene do ultraljubičaste u našem slučaju, tako raste i frekvencija, što je itekako logično, više talasa = veća frekvencija; sa padom talasne dužine skače energija koju ti talasi nose. Drugim rečima ultraljubičasti zraci s pravom spadaju u tzv jonizujuće zračenje jer svojom energijom bez problema izbijaju elektrone iz strukture atoma/molekula i tako jonizuju materiju. Naravno, ovo dosta zavisi i od toga koje su čestice u pitanju - nije ista sposobnost jonizacije elektrona i neutrona koji je mnogo masivniji, ili alfa i beta čestica koje su još masivnije.

Nama je ovo od manjeg značaja budući da centralna zvezda praktično isključivo šalje fotone u ultraljubičastom opsegu. Ti fotoni imaju različitu energiju, ali je za jonizaciju kiseonika i vodonika potrebna ubedljivo najmanja energija (14eV), dok danas fizika granicu jonizujućeg zračenja postavlja na 10eV. Za dobijanje opekotina prilikom sunčanja je potrebna mnogo manja energija - tipično oko 3.1eV. Onda je jasno kako zvezda progenitor sa lakoćom uspeva da jonizuje sopstvenu odbačenu atmosferu na velikim distancama od sebe: trik je u ultraljubičastom zračenju.

Način da planetarna maglina okonča svoje postojanje je veoma prost. Isto je kao kad u sobi ugasite svetlo: ovde je prestanak fuzije helijuma i naglo hlađenje patuljka razlog zašto se emisija ultraljubičastog zračenja prekida. Kao posledica toga gasni slojevi oko belog patuljka prestaju da budu jonizovani i samim tim prestaju svetle. Planetarna nebula je još uvek tu, samo ne svetli i mi ne možemo da je detektujemo teleskopima u vidljivom ili ultraljubičastom opsegu.


Na kolor snimku se uočava da crvena boja dominira u spoljnim slojevima, dok je unutra dominantna cijan-zelena. Ovo je u saglasnosti sa fizičkim objašnjenjem da je najniža potrebna energija za jonizaciju upravo energija potrebna da se jonizuje vodonik (crvena boja). Helijum, kiseonik i azot prilikom jonizacije isijavaju plavo i zeleno a usled veće energije koja je potrebna ovi elementi su skoncentrisani bliže zvezdi-progenitoru.

Po obliku na prvi pogled kockasta, ova maglina u realnosti je daleko od bilo kakve kocke. Reč je o perspektivi: mi gledamo u valjak sa strane. A kad bismo u valjak pogledali odozgo (ili odozdo), što je apsolutno nemoguće iz našeg dela galaksije, videli bismo mali prstenčić - potpuno isto kao M57. Po nekim mišljenjima sve planetarne magline počinju svoj razvojni put u obliku cilindra kad je reč o odbačenom gasu. Zašto je to tako, zato što u osnovi odbacivanja materijala sa zvezde leži bipolarna struktura. Tačnije imamo dva pola zvezde gde se vrši izbacivanje potoka visokoenergetskih čestica, najverovatnije da se te ejekcione tačke poklapaju sa magnetskim polovima. Potom taj pravilni gasni cilindar skoro bez izuzetka trpi deformacije: od strane zvezde pratioca iz binarnog sistema, od strane preživelih planeta, od strane magnetnog polja same zvezde progenitora koja rotira u dodatnoj ravni usled precesije... I onda se planetarna nebula vremenom toliko deformiše da dobijemo svakakve spektakularne oblike.

Da se vratimo na klasične današnje osmatračke dileme. U skladu sa potrebom prosečnog amaterskog osmatrača da maksimalno uprosti svaku nomenklaturu i da da sopstvene nazive, ovu maglinu zbog oblika mnogi nazivaju Box nebula, mada je "originalna" Box nebula (NGC6309) smeštena u sazvežđu Ophiuchus. Takođe imamo i naziv Little Gem ali je to prvobitno namenjeno objektu NGC6818, tako da i taj prozaični naziv otpada. Na kraju neki su zbog oblika predložili Crescent nebula mada svi lepo znamo da je to rezervisano za mnogo veću maglinu u sazvežđu Cygnus (NGC6888).

Ja u te dileme neću da se petljam. Sasvim je dovoljna oznaka NGC6445.


Međutim u neposrednoj okolini se nalazi još jedan interesantan objekat: zbijeno (globularno) jato NGC6440. U pitanju je objekat prečnika 6.3 uglovna minuta, što je u okviru nekog proseka za zbijena jata; i magnitude 9.2 što je takođe u okviru proseka. Ali po jednoj osobini ovo jato ne spada u prosek.


Do skoro je u ovom jatu bilo priznato postojanje jednog pulsara a od 2007. godine se zna da je jato dom za (trenutno) šest pulsara obeleženih slovima od A do F. Za NGC6440A se odranije znalo da je pulsar u okviru binarnog sistema, u prevodu pulsar koji sa zvezdom pratiocem čini binarni sistem. Ali tri od ovih pet novootkrivenih pulsara takođe postoje u okviru binarnih sistema, a jedan čak predstavlja prvi do sada otkriveni eklipsni binarni pulsar. Drugim rečima pulsar NGC6440D ima period orbitiranja 6.9h i eklipsu koja je 10% trajanja tog ciklusa.
Objašnjenje ovog fenomena je sledeće: pomračenje izaziva oblak materijala oko pratioca. Oblak je promenljivog oblika i ima sopstvenu rotaciju pa je trajanje i intenzitet eklipse svaki pu drugačije. To onda znači da sistem nije "edge on" kako bi rekli u engleskom govornom području, tj poprečno postavljen; već je pod nekim uglom drugačijim od nule (ali je jasno i da je taj ugao manji od 90 stepeni).


Pre, posle, a nekad i za vreme trajanja eklipse beleži se kašnjenje snopa sa pulsara u trajanju od 0.5ms. Ovo se objašnjava povećanom gustinom elektronskog snopa u blizini zvezde pratioca; objašnjenje možda malo rogobatno zvuči ali je taj fenomen već opisan kod drugih pulsara u binarnim sistemima.

Pošto je fotografisanje ova dva nebeska čuda obavljeno na visini od 26 stepeni, odnosno dok su čuda tranzitirala na jugu, savršeno je jasno zašto nijedna zvezda nije razlučena u jatu. Zvezde su sjaja ispod 16mag a dodatno sjaj ovog jata koje je od nas udaljeno relativno bliskih 20-30 hiljada svetlosnih godina opada jer prolazi kroz najgušće regione Galaksije, pa kao posledicu imamo umanjenje sjaja od čitave četiri magnitude. Za matematički neupućene - to je 40 puta manji sjaj od onog koji bi ovo jato imalo da se između njega i nas ne nalaze gusti regioni oko jezgra Galaksije.