30.03.2017.

VIŠESTRUKE ZVEZDE ILI KAKO SMO SNIMALI KOZU


Višestruke zvezde su veoma rasprostranjene na nebu. Zapravo, moglo bi se reći da značajan deo zvezda pripada nekom zvezdanom sistemu, bilo da su to dvojne, trojne ili druge višestruke zvezde. U svakom od tih slučajeva mi imamo par ili više zvezda koje se nalaze jako blizu jedna drugoj u vidnom polju teleskopa.

Najjednostavnija podela je na optički i fizički višestruke zvezde. Optički višestruke su višestruke samo gledano iz naše perspektive; njihov položaj na nebu je čist privid jer je jedna mnogo dalje od druge ali mi to ne možemo iz ovog ugla da percipiramo. Fizički višestruke zvezde bi bili pravi zvezdani sistemi koji imaju članice koje orbitiraju oko zajedničkog centra mase.
Fizički višestruke zvezde se dalje dele na dvojne, trojne, četvorne itd; a druga podela po tipu putanje je na hijerarhijske sisteme i na Trapesia-sisteme. Prvi predstavljaju uređene sisteme sa više članica koje imaju strogo definisane i stabilne putanje u dužem vremenskom periodu. Drugi tip je omaž Trapezijumu iz Orionove magline - mlado jato sa članicama koje imaju potpuno haotične putanje. Naravno da se očekuje u narednom periodu da članice Trapezijuma katapultiraju neku ili neke svoje sestre u okolni prostor, ali cena takvog razvoja situacije je da preostale članice skupa imaju uređene putanje i da kao sistem mogu duže da prežive na nekim stabilnim orbitama.

Nakon ove suvoparne podele da pređemo na konkretne stvari.
Ćupričani i ja smo se dogovorili da odemo negde i snimamo; Dragan je imao obaveze pa je sa mnom pošao samo Goran. Otišli smo na neki prevoj na 400mnv južno od Despotovca da bismo tamo ustanovili da je nebo OK ali i da duva košava za sve pare. Teleskop je montiran iza zaklona od auta ali je bilo očigledno da sve funkcioniše na samoj granici mogućnosti.


Na primer bilo je praktično nemoguće dobiti oštar fokus, konkretno zbog turbulencije istočnog vetra koji "preskače" brdo na kome smo. Osim toga, mikroskopske vibracije reflektora na montaži sigurno nisu baš doprinosile kvalitetu slike - EQ6 jeste jaka kao zemlja ali to za reflektore ne znači puno, oni se na vetru ponašaju kao jedra.

Rezultat snimanja i obrade 10 snimaka po 30sec i ISO1600:


Zvezda Capella (sa latinskog - koza) ima sjaj nulte magnitude (tačnije 0.08mag). To je treća zvezda po sjaju na severnoj hemisferi iza Vege i Arktura. Ako bi vas neko pitao koje je boje - defokusiranje teleskopa veoma lako otkriva da je u pitanju žuta zvezda, kao što se na snimku i vidi.

Međutim, ovo nije jedna zvezda. Godine 1899 je W.W. Campbell analizirao snimke sa spektroskopa opservatorije Lick. Spektri sa ploča u razmaku od nekoliko meseci su se razlikovali, očekivano je da za 6 meseci postoji razlika u smislu plavog i crvenog pomaka zbog kretanja Zemlje oko Sunca, ali ovde se jasno u jednom slučaju videla razlika spektra dve zvezde odnosno apsorpcione linije su bile razdvojene - dok su tri meseca kasnije apsorpcione linije bile poklopljene.
Capella je proglašena za dvojnu zvezdu. Odmah potom su svi pokušali da "razdvoje" taj par, ali bez uspeha. Nova metoda koja je prilično obećavala se zvala interferometrija i ubrzo, tačnije dvadeset godina kasnije sa Mt.Wilson opservatorije je objavljeno da je par razdvojen. To je bilo prvo uspešno interferometrijsko merenje objekta koji se nalazi van Sunčevog Sistema: ove dve zvezde se najveći deo vremena nalaze na oko 1/20 ugaonih sekundi jedna od druge. U prevodu to je tačno petnaest puta ispod teorijske rezolucije mog teleskopa, a praktično gledano i više. Reflektor od 6 inča aperture bi dao teorijski najmanji mogući Airy disk od 1.67 što je približno dimenzijama piksela na EOS 40D. Dakle - mrka kapa da ja bilo šta od toga snimim.

Zapravo, jedini iole upotrebljiv snimak dve zvezde po imenu Capella je dobijen iz Cambridgeshire-a, pomoću interferometrije na sistemu COAST.

Dva sjajna člana sistema su poznati kao Capella Aa i Ab i obe imaju približno po 2.5 Sunčeve mase. Nalaze se na međusobnoj distanci od 100 miliona kilometara, što je 2/3 distance od Zemlje do Sunca. Radi se o dva žutocrvena giganta, klase K i G. Ova druga zvezda (Ab) se trenutno širi i hladi, sa tendencijom da jednog dana postane crveni gigant. U jezgru prve (Aa) se vrši fuzija helijuma dok druga komponenta još nije došla u tu fazu, mada mnogo toga ukazuje da je na pragu te faze (helium flash).

Međutim, oko ovog para se nalazi još dosta zvezda. Sve one su detaljno posmatrane i opisane, ima ih šest (Capella B-G) i danas se smatra da nijedna nije fizički član sistema Capella. Nalaze se na distancama od 46 sekundi do 9 minuta od glavnog para, najprostije rečeno to je krug površine možda dve trećine punog Meseca. Ali na obodu tog kruga...


...se nalazi neugledni crveni patuljak magnitude 10.16, spektralne klase M2.5V. To je čuvena komponenta H koja i formalno obilazi oko glavnog para zvezda na udaljenosti od 10 hiljada AU. Godine 1935 je ustanovljeno da se na 1.8 sekundi (dakle na granici rezolucije mog teleskopa) od patuljka nalazi "izbočenje" (protuberanca) i vrlo brzo je na scenu stupio drugi, još manji crveni  patuljak magnitude 13.7.


Kao što vidite, na ovom snimku je evidentno da fokus nije baš na svom mestu. Već sam napomenuo da je to više zbog atmosferske turbulencije i orkanskog vetra nego zbog moje greške, ali je evidentno da se separacija H i L komponenti sa ovog snimka ne može izvršiti. Vidi se da je par HL (označena pozicija - crvena zvezda) zalepljen za belu zvezdu iznad nje, ali se sam HL ne može razdvojiti. Separacija danas iznosi tri sekunde; to je nešto više od dva piksela i pod optimalnim okolnostima bi trebalo da bude moguće da se to zabeleži.

Komponenta H ima masu 1/3 a komponenta L samo negde oko 10% mase Sunca. Sa udaljenosti od 43 svetlosne godine od Zemlje pravi je uspeh uopšte pronaći i vizuelno detektovati ovaj par patuljaka.

Par HL je težak izazov za vizuelne lovce na dvojne zvezde. Tu je najmanje u pitanju separacija od 3", to je sasvim dovoljno; već se radi o dve druge činjenice. Prvo, magnituda manjeg pratioca od 13.7 je već granična za mnoge amaterske teleskope i traži dobro nebo, a drugo kad je razlika u sjaju dvojne zvezde velika - eto još većeg problema.
Imajte u vidu da su ljudi prijavljivali da im 15" aperture nije bilo dovoljno da na 200x razdvoje HL.

Poslednja vest kaže da je razlika između magnitude H i L u infracrvenom opsegu dosta veća od vizuelnog opsega, i to bi moglo da ukaže na eventualno postojanje još neke zvezde u sistemu Capella HL.

28.03.2017.

ZIMSKI PEJZAŽI: KRAJ SEZONE


Pošto je došlo proleće, a zima otišla, vreme je da se rekapitulira zimska sezona. Teleskop nije nešto često video nebo ali zato tripod i fotoaparat jesu.


Zima ima i svojih čari - nebo je u Mlečnom Putu prepuno fenomenalnih objekata. Međutim, ovde je na snimku jug, potpuno dosadan i bez ikakvih atrakcija.


Vide se sazvežđa Fornax i deo sazvežđa Kit. Aklo neko baš insistira - desno su čuvene galaksije NGC253 i NGC247 ali samo kao minijaturne mrljice. Otprilike ni u prosečnom dvogledu doživljaj ne bi bio ništa bolji.

Na zapadu ništa novo. Famozna ekliptika, oblast na nebu po kome se prividno kreću Sunce i sve planete, ponekad se može videti kao bledi odsjaj. Reč je o prašini u ravni putanje Sunčevog Sistema koja svetli zbog odsjaja. Ova pojava se zove zodijačka svetlost i najbolje se uočava oko obe ravnodnevice.

Ali to ne znači da nije vidljiva u ostatku godine.


U suštini zodijačka svetlost oko ekliptike se može videti uvek tokom godine, samo je pitanje ugla prema horizontu i svetlosnog zagađenja. I naravno, pitanje je vremena - logično je da je zodijačka svetlost najjača u unutrašnjem Sunčevom sistemu, odnosno na nekih 0-60 stepeni od Sunca. U praksi ovo znači da ovu pojavu treba tražiti oko sat-dva (bolje dva) posle zalaska i pre izlaska Sunca.

Na ovom snimku se zodijačka svetlost možda i ne uočava dovoljno, zato je obeležen položaj ekliptike. Zapazite da su planete poređane praktično u jednoj ravni.


Na kraju valja pogledati šta se rađa na jugoistoku - zimski Mlečni Put. Broj otvorenih jata i maglina zaista prevazilazi okvire konvencionalnog opisa, prikladnije bi bilo o tome napisati knjigu, tako da samo sa dvogledom možete da osmatrate satima. Naravno da ovo na minusu i nije baš lako, tako da većina nas mnogo bolje znamo mapu letnjih nego zimskih sazvežđa.


Svi snimci su steking od 6x30sec sa tripoda, 17mm f2.8, ISO1600, bez darkova i složeno u Photoshopu.

25.03.2017.

OTVORENO JATO I PLANETARNE MAGLINE

Nešto što čekam već skoro deceniju da fotografišem je upravo M46, veliko otvoreno jato u sazvežđu Krme (nije prase u pitanju već zadnji deo palube...). Ovo relativno prostrano sazvežđe se nalazi na jugu, neposredno ispod nebeskog ekvatora i većim delom je vidljivo sa naših prostora. Nekad je to bilo ogromno sazvežđe koje se nazivalo Argo Navis; brod koji su koristili Jason i Argonauti, ali je sazvežđe bilo krajnje nepraktično za upotrebu, naročito zato što se to sazvežđe prostiralo duž jednog značajnog dela Mlečnog Puta vidljivog sa južne polulopte. Vrlo brzo su zbog lakšeg snalaženja astronomi lađu razbili na Krmu (Puppis), Jedro (Vela) i Kobilicu (Carina).
Kako naći ovo jato? Veoma jednostavno. Od Sirijusa se nađe levo zvezda Gamma Canis Majoris i taj njihov razmak se produži još dva puta. Zatim nešto južno od tog mesta se mogu naći u dvogledu ili širokougaonom teleskopu dve svetle mrljice: M47 i M46. Prvo je krupno jato sastavljeno iz nekoliko sjajnih zvezda a drugo je na malom uvećanju bledo otvoreno jato mnogobrojnijih ali i tamnijih zvezdica. Ovo drugo je naše jato.


Kada je Messier predstavio Francuskoj Akademiji Nauka svoje prvo izdanje kataloga, bilo je to godine 1774, katalog je obuhvatao objekte M1-M45. Pritom je od tih 45 objekata samo 17 originalno otkriveno od strane Messier-a, ostalo su samo sistematizacije otkrića drugih astronoma.
Neposredno nakon toga je Messier otkrio još nekoliko kometolikih objekata i prvi je dobio oznaku M46. U katalog je dodato istovremeno M46-M49.

Jato M46 se sastoji iz oko 150 zvezda koje možemo videti prosečnim amaterskim teleskopom, dakle u pitanju su zvezde magnitude 10-13. Sve je to rasplinuto na prostoru veličine tridesetak stepeni, odnosno približno prečniku punog Meseca. A u dvogledu ovo jato je smešteno odmah pored svoje mnogo sjajnije sestre - M47. Dok se M47 jasno izdvaja kao skup malobrojnih i sjajnih zvezda, M46 je u dvogledu neugledna tamna mrljica koja tek u teleskopu pokazuje svoju strukturu.
Smatra se da jato ima ukupno oko 500 članica raspršenih po sferi prečnika 30 svetlosnih godina. Ovo bi moglo da ukaže na starost jata od nekih 300 miliona godina.


Ono što prvo pada u oči je planetarna maglina na severnom obodu jata. Messier nije znao za planetarnu; on je M46 klasifikovao kao nebulu koja tek "dobrim refraktorom" može da se razbije na zvezde. Ostavljam vam da zamišljate performanse tog dobrog refraktora kad njime nije bilo moguće uočiti planetarnu maglinu, sve ukazuje da bi performanse bile između dobrog dvogleda i najjeftinijeg supermarket-refraktora.
Planetarnu maglinu je prvi uočio, ko bi drugi nego William Herschell. Objekat je dobio oznaku NGC2438 i opis da nije ni u kakvoj povezanosti sa jatom M46. Impresivna intuicija!

Od ovog astronoma potiče i termin "planetarna maglina", nikakve veze to nema sa planetama već je prečnik ovakvih maglina otprilike u rangu većih planeta kao što su Jupiter i Saturn - u ovom konkretnom slučaju je to 1.1 minut što je skoro duplo više od Jupiterovog prividnog prečnika. U centru ove magline stoji autor iste, zvezda magnitude 17.5 koja je i spektroskopski dokazana kao progenitor. Međutim, mi danas lepo vidimo da se u maglini nalaze tri zvezde između 13.5 i 16mag, koje se očigledno nalaze ispred magline. Usput, ovde je granična magnituda 16-16.5mag, što je poprilično loš rezultat za moj teleskop. Odgovor na to pitanje daje meteorologija: nakon samo 12 snimaka po pola minuta bio sam prinuđen da okončam snimanje zbog oblaka. Ovde je, dakle, izlaganje trajalo samo 6 minuta i samim tim je rezultat praktično odličan.

Merenjem radijalne brzine se došlo i do nekih vrednih zaključaka. Pre svega se vidi upadljiva razlika između brzine kretanja M46 i NGC2438: 77km/sec i 34km/sec. Isuviše velika razlika da bi bila slučajnost. Ovo može da da tri mogućnosti:

1) planetarna maglina je ispred jata; centralna zvezda (17.5mag) je prividno priljubljena uz sjajnu zvezdu (13.74mag) iz M46;
2) planetarna maglina je trenutno gost u M46, ali njihove putanje se razlikuju;
3) maglina se nalazi iza M46.

Za sada je, na osnovu merenja W. Götz-a, preovlađujuća prva opcija (mada u naučnim krugovima ima i zagovornika treće). Takođe još neke stvari podupiru tu teoriju: recimo planetarne magline se javljaju praktično isključivo kod malih zvezda mase 3-8 Sunčevih. Da bi takva zvezda došla do stadijuma planetarne magline ona mora da prođe ciklus crvenog giganta i za tako nešto je potrebno dosta vremena; često i milijarde godina. To baš i nije u saglasnosti sa starošću M46 koje čine relativno sredovečne zvezde, tačnije statistički ne bi trebalo nijedna da je već dospela u stadijum planetarne magline. Takođe, stadijum planetarne magline je jedan veoma kratak momenat u stelarnoj evoluciji, deset hiljada godina spram nekoliko milijardi je zaista treptaj oka. Drugim rečima statistički su neuporedivo veće šanse da je NGC2438 oko nego u M46. A kad smo već kod statistike, planetarne nebule se takođe mnogo češće javljaju kod globularnih nego kod otvorenih jata (M15 i M22, zatim neka globularna jata u Andromedinoj galaksiji, naspram samo jednog potvrđenog slučaja u otvorenom jatu).

Ali nije ovo jedini slučaj planetarne nebule na slici. Severno od M46 se nalazi još jedna.


Na ovom bezdušno nategnutom kropu se ne vidi ništa sumnjivo. Međutim, tu se krije M1-18 ili PK 231 +04.1. U pitanju je dosta manja maglina, prečnika 30 minuta i vidljiva praktično samo sa teleskopima velike aperture i OIII filterom. Na astrofotkama se ovaj objekt može nešto lakše uloviti, ali i dalje predstavlja malo teži objekt. Obeležena pozicija otkriva da se ova maglina ipak detektuje, premda je 6 minuta apsolutno nedovoljno za bilo kakav ozbiljniji rad.


A sad stiže pravo iskušenje. Nedaleko od NGC2438 se nalazi Calabash maglina, protoplanetarna nebula koju nekad nazivaju i Rotten Egg (pokvareno jaje). Ovaj nimalo lirski naziv maglina je dobila zbog svoje žute boje i činjenice da je bogata sumporom. Usled još uvek nedovoljne temperature centralne zvezde, i njenog IR zračenja, protoplanetarna maglina se smatra nekom vrstom refleksione magline - za razliku od njene starije planetarne sestre.
Protoplanetarne magline su stadijum koji neposredno prethodi planetarnoj maglini, pa kad su ove potonje nazvane krajnje kolokvijalno "planetarne", a nikakve veze sa planetama nemaju, onda je logično da faza pre nosi prefiks "proto". Kad je bal...

Nažalost, na ovom isečku se ne registruje apsolutno nikakav detalj Calabash nebule. Pravougaonik označava njen položaj.


Snimanje ove nebule je moguće, mada ne sa nekim velikim i kontrastnim detaljima kao što je dobijeno pomoću HST. S druge strane Calabash nebula, sudeći po radijalnoj brzini, predstavlja objekat koji se (za razliku od prethodnih maglina) nalazi unutar jata M46.

17.03.2017.

ISTORIJA JEDNE MISTERIJE: EPSILON AURIGAE

Jedna od trenutno najvećih misterija u astronomiji je upravo ova zvezda - i tako već  dva veka unazad. Zvezda treće magnitude u neposrednoj blizini Kapele je primećena još u najranijim vremenima; u ranom srednjem veku je od strane Arapa dobila ime Almaaz (što znači jarac; nimalo čudno uzevši u obzir da se Kočijaš odnosno Erihtonijus uvek predstavljao kao dekica koji u naručju drži dva mala jareta).

Gledano u teleskopu, ova misterija uopšte ne izgleda misteriozno. Zvezda treće magnitude, osim što se nalazi na rubu tamne magline - ničeg interesantnog unaokolo, reklo bi se da čak nije ni dvojna.


Zahvaljujući povremenim posmatranjima ove zvezde, 1821.godine je nemački sveštenik i astronom amater Johann Fritsch je konstatovao da je sjaj ove zvezde opao za jednu magnitudu. To je trajalo godinu dana i onda se zvezda mirno vratila na svoju uobičajenu 2.92mag. Epsilon Aurigae je ekspresno svrstana u kategoriju promenljivih.
Kad se gubitak sjaja ponovio godine 1847, dakle posle 27 godina - ova zvezda je navukla na sebe svu pažnju tadašnje astronomske zajednice. Od tad pa do početka XX veka je važila teorija da je u pitanju nepravilna promenljiva. Treba podsetiti da je u preprošlom veku pojam dvojnih zvezda bio prilično usko definisan i nedovoljno dobro objašnjen - postojale su optički i spektroskopski dvojne zvezde. Epsilon se nije uklapala ni u jednu od tih kategorija... Otprilike krajem XIX veka su stidljivo počele da se pojavljuju hipoteze o mogućnosti da je Algol eklipsna zvezda, logično je da tek Epsilon Aurigae nije bilo moguće razjasniti.

Posmatranja 1903g su bila neuporedivo preciznija u određivanju i praćenju sjaja, između ostalog i zahvaljujući primeni fotografije. Došlo se do zaključka da pomračenje traje dve godine; da je postepen pad sjaja dužine 6 meseci, zatim stagnacija od godinu dana, i na kraju postepen porast sjaja još 6 meseci. Tek sad su svi bili zbunjeni, jer spektroskop nije otkrivao nikakvu zvezdu pratioca, nikakve duple linije. Primećeno je da je glavna zvezda pulsirajuća promenljiva, ali to nije imalo nikakve veze sa pomračenjima. Još gore: spektroskopski nije bilo nikakve selektivne apsorpcije za vreme zatamnjenja, sve talasne dužine su podjednako gubile sjaj. Ovo bi značilo i definitivno da nema zvezde pratioca, a šta je to što zaklanja glavnu zvezdu - to niko nije imao pojma. Još dva puta se desilo pomračenje, sve je izmereno još preciznije, ali pomaka nije bilo.
Iz ovoga su sledili čudni zaključci. Prvo, objekat koji pomračuje Epsilon u trajanju od dve godine mora da bude zaista ogromnih dimenzija - izračunato je da ima prečnik od 3000 Sunčevih prečnika. Drugo: dotični džin nema sopstveni sjaj koji je moguće evidentirati u spektometru.

Iz poznatih činjenica je bilo moguće graditi teorijske modele. Hans Luderdorf (1924) je vešto izbegao da upotrebi termin "oblak", budući da prilikom pomračenja nije bilo ekstinkcije. Umesto toga on je ovaj poluprovidni objekt definisao kao gusti meteorski roj koji orbitira oko glavne zvezde. Kuiper, Struve i Strömgren (1937) su bili neuporedivo maštovitiji: zvezda-pratilac sija u infracrvenom delu spektra isključivo, zato je nevidljiva. Osim toga, radijacija pratioca formira omotač naelektrisanih čestica (mi bismo danas rekli jonosferu) i taj omotač je zapravo odgovoran za blokiranje sjaja glavne zvezde. Kasnije (1955) se Struve predomislio i umesto jonosfere počeo da koristi termin "gasni oblak" oko pratioca.

Zatamnjenje 1983 godine je donelo neobičan podatak: na sredini procesa je glavna zvezda živnula za dve desetine magnitude - možda beznačajno ali zapravo veoma značajno. To je dokaz da pomračenje izaziva disk sa rasvetljenjem odnosno šupljinom u sredini (Amerikanci bi rekli krofna). Iz svega toga je izašla pretpostavka da imamo protoplanetarni disk oko tamne zvezde, odnosno faktički planetarni sistem u nastanku koji kruži oko glavne zvezde. Odmah se javljaju pitanja "a zašto ne disk kondenzacije oko planeta", odgovor je veoma prost,  smatralo se da glavna zvezda ima masu od 15 a disk sa centralnom zvezdom 13 Sunčevih masa. Sa tako velikim masama planete jednostavno ne mogu da postoje, usled pritiska u njihovim jezgrima bi započele termonuklearne reakcije i to su onda zvezde.
Odmah nakon toga se pojavila druga teorija koja je masu Epsilon Aurigae smanjila na dve Sunčeve mase a masu oblaka na pet Sunčevih. Obe strukture rotiraju oko zajedničkog centra mase;  vidljiva zvezda (Epsilon) se po toj teoriji smatra da je na pola puta evolucije iz crvenog džina u belog patuljka. To u praksi znači da se zvezda kontrahuje i istovremeno odbacuje spoljne slojeve, proizvodeći planetarnu maglinu. U prilog ovoj teoriji idu spektroskopski snimci povremenih naglih promena u radijalnoj brzini atmosfere vidljive zvezde. Ovo bi moglo da se objasni kolabiranjem spoljnih slojeva zvezde.

Prečnik oblaka se smatra da je negde kao prečnik Uranove orbite. Sa svakim novim obilaskom oko zajedničkog centra mase detektuju se nove promene u procesu okultacije, i tako sto godina unazad otkad traju precizna merenja. Ovo može da bude slučaj samo ukoliko se i sam protoplanetarni oblak menja, bilo usled sopstvene rotacije, bilo iz drugih razloga.

Poslednje vesti: ono što smo izvukli kao zaključke iz tranzita 2010 je da su dimenzije čestica diska preko jednog mikrona, odnosno da je sastavljen iz relativno krupnih čestica. Dalje, disk je zagrejan sa jedne strane od strane glavne zvezde (F klase) na 1100K. I na kraju kad se preračunaju masa i dimenzije, ispada da je najlogičnije da zvezda u centru oblaka bude klase B, preciznije B5V. Prečnik protoplanetarnog diska bi mogao da bude oko 3.8AU a distanca od vidljive zvezde bi onda bila oko 10AU.


02.03.2017.

KOMETA I VENERA

Dana 23. februara je položaj komete 2P/Encke bio potpuno prikladan za posmatranje i snimanje: vedro, nema Meseca, kometa 7 stepeni zapadno tj ispod Venere... Praktično siguran penal i nemoguće za zabrljati.
Ali ne moram da zabrljam ja da bi nešto bilo zabrljano.


Složeno je 19 snimka po 8sec svaki, ISO1600, pedesetica na blendi 2.8. I ništa nije zabrljano ni prilikom snimanja ni prilikom obrade - izuzev što je kometa neuporedivo tamnija od predviđene pete magnitude.

Sjaj komete na ovom snimku sam, na osnovu okolnih zvezda, procenio na između 8.5 i 9.0mag. Neki modeli su mnogo optimističkije predviđali sjaj ovog nebeskog tela, tačnije tog dana je trebalo da bude oko 5.0mag, ali, kao i milion puta u slučaju kometa dosad - ispostavilo se da su komete praktično potpuno nepredvidive kad je u pitanju njihov sjaj. Pretpostavlja se da je prečnik kome u momentu snimanja bio oko 5-6 minuta; nikakve naznake ni kome a kamoli repa nije bilo. Videlo se zelenkasto jezgro i to više/manje stelarno, dakle izuzetno teško na snimku sa 50mm proceniti da li je u pitanju zvezda ili nešto drugo.


Zaključak je da je ovo u tom momentu ipak teleskopski objekt. Mada obzirom da je kometa ovako blizu periheliona i da ne pokazuje neke spektakularne znake aktivnosti, vrlo je moguće da ni nadalje neće biti nekog vatrometa. Prvo, to je periodična kometa što znači da je već više puta prošla pored Sunca i lepo se pržila, i drugo, kometa će biti sjajnija narednih dana sve do polovine marta - ali i u nepovoljnijem položaju za posmatranje. To što je neka kometa magnitude 2 ili 4 ne znači ama baš ništa ako je ona smeštena tik pored Sunca.

Da li ste znali kakve veze kometa Encke ima sa kukastim krstom?
Sad malo idemo u potpuno pseudonaučne vode. Za vreme dinastije Han su crteži najvećih kometa sistematizovani, i videlo se da jedna od tzv velikih kometa podseća na svastiku. Neke pretpostavke kažu da je u pitanju bila kometa Encke, tj njena prethodnica koja se raspala u današnju kometu, a ostatak predstavlja meteorski roj Taurida. A teoretski raspad komete u obliku vrtloga (ili svastike) je moguć; bitan je samo ugao pod kojim kometa rotira oko svoje ose.

Ova kometa je odigrala bitnu ulogu i u još jednoj, skoro pa takođe pseudonaučnoj raspravi. Krajem XIX veka u fizici se ništa nije znalo o prirodi svetlosti i kao sasvim validna teorija koja je trebalo da objasni situaciju, nametnula se pretpostavka o eteru. Eter bi bio nosilac svetlosti, medijum koji to omogućava.
Pošto je eter klasifikovan kao medijum koji ima neku sopstvenu gustinu, logično je bilo da prilikom kretanja oko Sunca nebeska tela trpe otpor koji pruža eter. I upravo tu su idealni kandidati ispale kometa 2P/Encke i kometa Biela (danas nepostojeća tj raspadnuta; 1846 se podelila na dva fragmenta a u vreme predviđenog prolaska 1872g se desio jedan od najveći zabeleženih meteorskih pljuskova u istoriji -Andromedidi). Obe ove komete su "trpele" uticaj etera tj njegov otpor; Encke je prilikom svakog svog obilaska oko Sunca produžavala vreme obilaska za dva zemaljska dana; kometa Biela za jedan dan. Međutim, ono što mi danas znamo to je da rotacija komete Encke oko svoje ose nije baš tako prosta, pre svega se tu misli na činjenicu da polovi menjaju mesta. Osim toga ovde situacija postaje još komplikovanija usled džetova, odnosno gejzira gasova kad je kometa blizu Suncu. Te erupcije itekako utiču i na rotaciju komete oko svoje ose i na dužinu obilaska komete oko Sunca (revoluciju): pun ciklus rotacije polova traje 81 godinu a polovinu tog perioda kometa ubrzava a polovinu usporava brzinu svog obilaska oko Sunca.

Eto, nikakvog etra zapravo nema - osim u hemiji i ratnoj hirurgiji.