26.05.2017.

DVE PROLEĆNE KOMETE

U principu veoma često se dešava da na nebu imamo nekoliko kometa. Da to sve budu vizuelno atraktivne, vidljive dvogledom ili golim okom - to se baš retko dešava. A da obe komete budu u kadru, to je potpuni kuriozitet. Ja, naravno, nisam bio te sreće i morao sam da se zadovoljim snimanjem dve komete koje su sasvim prosečne u dvogledu, nikako spektakularne. Ipak se legendarna 2014 neće skoro ponoviti.
Snimljeno je 6 snimaka na 17mm i dužine izlaganja 30sec, naravno sa tripoda. Za ovakve brzinske izlete idealan je tripod i tehnika stekinga - mada je najbolji ipak astrotracker. Pošto isti košta skoro kao moja plata, jasno je da će ipak poslužiti malo kvalitetniji tripod (koji nije ništa jeftiniji, ali je bar univerzalna i višestruko korisna fotografska alatka). A postavljati veliku teleskopsku ekvatorijalnu montažu da bi se fotografisalo objektivom, to je otprilike 45min montiranja (i isto toliko razmontiranja) i to u najboljem slučaju i ukoliko ništa ne pođe nizbrdo.


Tamron 17-50 na 2.8 jeste malo slabijih performansi u uglovima, ali na nebu dobar deo degradacije performansi otpada na neprecizno stakiranje u PS-u. Tačnije svaki kadar sam morao ručno da rotiram i pomeram i verovatno se tu potkrala i neka greška od možda piksel-dva u tih šest slojeva. To se na kraju akumulira i upadljivo degradira sliku u uglovima, pošto ja bez problema centriram sliku u centru.
Dosta tamno nebo severne Beljanice u pozadini daje šanse da se uoči i airglow u levom delu kadra.
Dakle, u levom uglu: 41P Tuttle-Giacobini-Kresak, aktuelni šampion (9.5mag, prečnik kome 9 minuta). U desnom uglu izazivač: C/2015 V2 Johnson (8.7mag, 4.7 minuta).


Ove vrednosti magnitude i prečnika treba uslovno shvatiti pošto se odnose na polovinu maja, a snimano je krajem aprila (recimo da je tad koma bila većeg prečnika i magnituda veća kod 41P).
Postoji i drugi pristup za lenštine. Naprave se snimci pedeseticom sa tripoda i onda, budući da je žižna daljina malo veća, distorzije neuporedivo manje i sveukupno geometrija manji problem - odradi se steking u nekom od programa koji to regularno rade. Ja sam koristio Iris, mada uz malo više pažnje oko curves i balansa boja to isto može i DSS.


Sve u svemu, 29 snimaka po deset sekundi svaki,  f2.8, ISO1600 daju nepuna pet minuta. Uz blendu 2.8 to uopšte nije malo kao što se čini, ali ovde nije poenta u blendi već u maloj žižnoj daljini koja daje i malu aperturu. Već je poznata stvar u astronomiji da krajnja magnituda zavisi isključivo od aperture, i zato malo tamniji objekti kao što su galaksije i komete ne blistaju baš kao što bi se na prvi pogled očekivalo. S druge strane, svi ti objekti u teleskopima izgledaju mnogo bolje - upravo zbog veće aperture. I zato Mlečni Put sa nekim širokougaonim objektivom tipa 10mm žižne daljine nikad ne može da bude ni približno dobar kao panorama Mlečnog Puta sklapana pedeseticom - pedesetica ima 18mm aperture na f2.8 a neki hipotetički 10mm f2.8 ima 3.57mm. Na stranu što većina širokougaonih za krop počinju od f4.5, to daje herojskih 2.2mm rupicu kroz koju možete da snimite graničnu magnitudu od... možda 6-7.

U donjem delu snimka se vidi Vega i najveći deo sazvežđa Lire. U gornjem delu kadra je zelenkasta maglinica, kometa 41P. Obeležen položaj:


Istini za volju, položaj obe komete se do polovine maja malo promenio ali i njihov međusobni odnos. Tako je 41P izgubila i u prečniku i u sjaju i na kraju je jedva vidljiva na snimku pedeseticom. Ukupno 23x10sec, f2.8:


Da ne znam položaj na ovom snimku, ni ja ne bih pronašao kometu, toliko je izgubila sjaj.


21.05.2017.

BETA LYRAE

Jedna od retkih oblasti amaterske astronomije koja u jednoj priličnoj meri može dati podatke dovoljno kvalitetne za izvlačenje naučnih zaključaka je fotometrija.
Po definiciji astrometrija se odnosi na merenje položaja nebeskih tela a fotometrija na merenje sjaja, i obe metode se u praksi lepo dopunjuju. Osim toga, zadnjih nekoliko decenija su unele pravu malu revoluciju pre svega zbog pojave CCD kamera, pa je to itekako uticalo na činjenicu da mnogi ljudi iz svog dvorišta mogu da snime tranzite vansolarnih planeta. Pre toga se još od 1861.g. za merenje sjaja koristio fotometar, neka vrsta detektora-brojača fotona; a još pre toga se za merenje sjaja koristila metoda vizuelne komparacije.

Današnje CCD kamere se mogu  posmatrati kao skup nekoliko miliona fotometara od kojih svaki za sebe meri intenzitet svetla jednog segmenta slike. To onda u praksi znači veliku prednost, jer sa starim fotometrom vi ste merili samo jednu zvezdu a sa kamerom možete recimo imati u kadru neko zvezdano jato i samim tim merenje sjaja stotina zvezda u isto vreme postaje moguće.

Metoda koja je nama najinteresantnija, a ujedno spada i u najprostije je diferencijalna fotometrija. Radi se o postupku merenja koji podrazumeva da kroz isto vidno polje optičkog sistema snimamo tj merimo ciljani objekt a i kontrolni objekt koji služi za upoređivanje sjaja. Ovim se izbacuje gomila promenljivih iz jednačine a i softver koji se pritom koristi veoma lako izlazi na kraj sa merenjem razlike. Tako se dobije krivulja razlike sjaja između promenljive i kontrolne zvezde, bez navođenja konkretne magnitude oba ova objekta. Ako znamo tačnu magnitudu kontrolne zvezde onda je relativno lako odrediti magnitudu promeljive zvezde, ali rekoh, ovde to uopšte nije toliko primarno koliko sama promena u jedinici vremena. Ako je u pitanju promenljiva, tranzit vansolarne planete, tranzit zvezde pratioca, rotacija asteroida ili bilo šta drugo, nama je po definiciji bitnija sama ta promena i njena magnituda od aposlutne magnitude.

Pošto za uplovljavanje u fotometrijske vode nije potrebna samo dobra volja već još ponešto, zacrtao sam da odradim jednostavnu vežbu - diferencijalnu fotometriju nečeg osnovnog. Tako valjda neću mnogo da zabrljam a možda i dobijem neke rezultate.
Optički sistem: EOS 40D i objektiv EF 50 1.8 zavrnut na 2.8; pravilo je da se objektivi u fotometriji koriste širom otvoreni ali je ovaj objektiv širom otvoren ne baš briljantan primer optičko-tehničkih dostignuća japanske industrije. Ova preporuka da se objektiv koristi širom otvoren je iz razloga što blende raznih objektiva imaju različite oblike, ovaj je recimo petougao, ali i zato da se ne bi bespotrebno rasipali resursi.
Jako bitno je pre početka snimanja podesiti vreme u aparatu po UT precizno u sekund. Ovo iz razloga jer softver uzima vreme iz aparata za merenje.
Snimci su sa tripoda i ekspozicija je bila po deset sekundi. Sve je blago defokusirano i pošto sam takve snimke dobio greškom - sinula mi je ideja da bih mogao da ih iskoristim za fotometriju. Jer, aperturna fotometrija se i radi sa blago defokusiranom slikom.

Evo isečka u originalnoj rezoluciji; Lirin trougao se lepo raspoznaje. Fokusa, dakle, ni u tragovima i to je ono što je odlično.


Zapazite da sem Vege nijedna zvezda nije pregorela. Double-double ni u nijednom kanalu nije, a Zeta Lyrae (donja zvezda u trouglu) je presaturirana samo u G i B kanalu. Ko ne veruje - Photoshop i pipetu u šake, podesite na point sample i gledajte gore desno u info boksu. Sve vrednosti ispod 255 su prihvatljive za merenje. U tome je i poenta - sve snimke za aperturnu fotometriju treba malo defokusirati kako bi ovi svetli kružići mogli da posluže za precizno merenje; u slučaju da imamo potpuno fokusiran snimak - šta možemo da merimo na pregoreloj beloj tačkici od dva-tri piksela? Ovako je razmažemo na deset piksela i njen sjaj se automatski distribuira na većoj površini i nema pregorevanja.

Što se tiče softvera koji sam koristio, svi znaju da ja volim da se mučim sa Irisom. Program vrlo moćan, napisan da može kompletno da radi i iz komandne linije, dozlaboga kompleksan i jednom rečju savršen. Vidi se da ga je napisao čovek veoma upućen istovremeno i u astronomiju i u informatiku - Cristian Buil. Što je najlepše program je potpuno džabe, besplatan, koštaju vas samo vaši živci dok naučite.

Na terenu treba snimiti proizvoljan broj light frejmova, ja sam sa goreopisanim parametrima snimio ukupno 23. Zatim sa tim istim podešavanjima po pitanju ISO i dužine izlaganja, ali poklopcem na objektivu treba snimiti dark frejmove. Koliko - to zavisi od vas; ja sam snimio 16 a preporuka je što više (mada više od tridesetak već gubi poentu, neće manji broj uneti šum toliko koliko ljudi ponekad misle). Na kraju a najbolje je kući, treba snimiti flat frejmove na ISO100. Oni će služiti za rešavanje prašine i vinjetiranja optičkog sistema, to je veoma bitno kod fotometrije - mnogo bitnije nego kod klasične astrofotografije gde u obzir mogu da dođu i sintetički fletovi (jer se po rubovima ionako ne nalazi ništa bitno). U fotometriji na samom rubu mogu biti zvezde koje se mere a takav slučaj ćemo upravo imati - bez ispravne kalibracije sve pada u vodu.
Flet se najbolje uzima na ravnomernom plavom nebu, ili ekranu monitora. Ja sam imao oblačno nebo i morao sam da u PS-u generišem ravnomerno sivu, objektiv maksimalno defokusiram i približim se monitoru. Možda nebitno pošto je u RAW-u, ali podesite i WB na daylight, nikako na auto. Neki kažu da nema nikakve veze a neki kažu da ima, ne košta ništa da izbegnemo dilemu pošto će auto opcija na Canonu (a možda i Nikonu) garantovano da promaši. Fletova treba da ima isto kao i darkova, ja sam snimio 16.

Čega sve ima možete videti na jednom fletu gde je kontrast pritegnut do maksimuma. Neko će imati prašinu, neko pečurke, a neko (kao ja) čist senzor i vinjetiranje.


Ovo deluje jako lepo, a to je iz razloga što je pedesetica objektiv za fulfrejm, odnosno moj aparat vidi samo optički najbolji, centralni deo slike koju objektiv pravi. Na FF aparatu zasigurno ne bismo bili tako sigurni u performanse ovog objektiva, bar kad je vinjetiranje u pitanju.

Za sledeći postupak najbolji opis je dat u veoma korisnom Vodiču kroz digitalnu astrofotografiju koji je napisala grupa hrvatskih autora, odakle sam ukratko prepričao (uz minimalne izmene radi uprošćavanja) jedan deo koji je pisao Vid Nikolić, a koji vodi poreklo sa stranice Saratogaskies. Ukratko, radi se iz komandne linije da bi bilo brže.

Odabere se opcija Digital Photo > Decode RAW files i zatim se mišem prevuku light frejmovi. Da im se neko ime, ja recimo koristim LFA (Light Frames A) a zatim se klikne na CFA. Zatim se sve to obriše opcijom Erase list i prebace se dark frejmovi; da se neko ime da asocira na to, recimo DFA (Dark Frames A) i opet CFA. Na kraju tako isto prebacite flat frejmove i imenujete (FLA). Kad je sve to gotovo onda se ide na opciju Done.
Prvo što treba uraditi je da dobijemo master dark, tj kombinaciju svih dark fajlova. Ako bismo koristili samo jedan dark za oduzimanje onda bi njegov šum izazvao neujednačenosti na finalnom steku. Dakle, komanda je smedian DFA 16, gde 16 označava broj dark frejmova u mom konkretnom slučaju. Nakon toga se snimi - save dark.

Sa finalnim dark frejmom u memoriji otkucate komandu stat koja daje očitavanja parametara koji su vezani za hot-piksele. Zatim se kuca find_hot cosmetic N gde je N broj koji varira u zavisnosti od tipa DSLR-a, starosti senzora i ambijentalne temperature. Meni se na 40D taj broj koji treba ukucati kreće oko 15000-16000 i slobodno eksperimentišite jer je cilj da Iris prijavi da je "hot pixel number" između 10 i 50. Naravno, leti na +30C se i očekuje da broj hot-piksela bude veći, na 20D je išao i preko 200.

Sad ide opet komandna linija:

>load DFA1
>fill 0
>save offset
>fill 1
>save flat

Nakon ovoga ide Digital photo > Make a flat-field a tu se upisuje:

Generic name: FLA
Offset image: offset
Normalisation value: 20000
Number: 16

Komandna linija: >save flat


Sledeće je iz menija Digital photo > Preprocesing.

Input generic name: LFA
Offset: offset
Dark: dark
Flat-field:  flat
Cosmetic file:  cosmetic
Output generic name: LFB
Number: 23 (broj LFB tj light-frejmova)
Optimize - isključeno.

Sad dolazi opet malo teorije. Svi DSLR senzori (sa izuzetkom nekih egzotičnih Sigma Foveon i Fuji senzora) imaju Bayer-ovu matricu zasnovanu na pikselima tri osnovna tipa (R, G i B). Za osnovnu interpretaciju nečega što je u fotometriji snimljeno moramo između ostalog da znamo i na kojoj je talasnoj dužini snimljeno (odnosno koji je filter korišćen pri snimanju). Za nas je najbitnije da od nekih par stotina filtera koji su se koristili (i koriste se još uvek) jedan praktično perfektno odgovara: Johnson V-band sa pikom na 551nm je najbliži G kanalu na DSLR-u.
Dakle, potrebno je samo izvaditi G kanal i raditi sa njim kao sa crnobelim snimkom. Razlog zašto je to tako je činjenica da mnoge zvezde imaju različite boje (plava zvezda je primetno veća u B nego u R kanalu) tako da se na ovaj način uzima neki etalon, koji se otprilike nalazi na sredini opsega vidljive svetlosti. Zato se V filter ponekad i naziva vizuelni - mada je činjenica da bilo koji kanal možemo koristiti za fotometriju.
Postoje dve mogućnosti za dobijanje zelenog kanala. Jedna je da u Photoshopu napravite akciju kojom bi se iz svakog pojedinačnog RAW-a selektovao samo G kanal i kopirao kao layer u novi fajl, a zatim se rezultat snima kao TIF. Jeste da bi bilo mukotrpno jedan po jedan RAW učitavati i primenjivati akciju, postoji opcija još veće automatizacije ali je ja zasad ne znam a ne troši mi se vreme na traganje za tim, ionako je ostala obrada sasvim dovoljno zahtevna. Tu akciju zasad prepuštam onima koji bi da eksperimentišu, možda neki drugi put bude stajao opis. Jedino ostaje dilema kako u Irisu otvoriti tolike TIF fajlove, ali i tu postoji odgovor - iz menija File se odabere Select files, odabere TIF i ubace svi potrebni fajlovi.
Druga solucija je da to umesto nas uradi Iris. Pošto postoje dva zelena piksela uz po jedan plavi i crveni, samim tim imamo i dva zelena kanala.

Komanda koja "razbija" CFA fajl na kanale - jedan crveni, jedan plavi i dva zelena; je komanda split. Zašto dva... pojma nemam, zato što je takva zapravo arhitektura DSLR senzora, imamo duplo više zelenih nego plavih i crvenih piksela. Dakle treba mukotrpno učitavati jedan po jedan LFB fajl, razbiti na četiri kanala a zatim spojiti dva zelena u jedan i snimiti takav fajl.
Dat je primer za prvi LFB, cifra 1 se dalje menja u 2 itd do kraja liste od 23 ili koliko već imate snimaka. Prečicu zasad nisam otkrio; ovu sekvencu ćete upisati i izvršiti 23 puta.

>load LFB1 * cifra 1 se menja
>split_cfa s1 s2 s3 s4
>load s1
>load s4
>add_norm s 2 * cifra 2 se NE menja
>save LFB1 * cifra 1 se menja

Registracija je neophodna da bismo dalje radili. Registrovani fajlovi imaju posmatranu zvezdu uvek na istom mestu, i to je neophodno za stekiranje (mada mi ne idemo u tom pravcu jer nam i ne treba - treba nam samo sekvenca snimaka za fotometriju):

>setspline 1
>coregister2 LFB LFC  23

I to bi sve bilo kad su u pitanju pripreme za ono glavno što sledi. Da bismo regularno nastavili sa merenjem moramo da izvršimo jednu proveru. Nađite zvezdu na snimku koju merite, nacrtajte levim tasterom miša mali kvadratić oko nje, a zatim desnim tasterom miša odaberite shape (neke verzije imaju opciju profile) iz malog padajućeg menija koji se pritom pojavljuje. Dobićete grafikon na kome je prestavljena distribucija sjaja zvezde idući od centra ka periferiji. Na apscisi je predstavljena udaljenost u desetim delovima piksela, a na ordinati je intenzitet signala zabeležen na senzoru.


Na gornjem grafiku vidite profil zvezde onako kako treba da izgleda, a na donjem je profil Vege gde se jasno vidi da je zvezda debelo presaturirana, i to u poluprečniku od 3 piksela. Mada je moguće i tu raditi fotometriju ipak preciznost će do jedne mere biti žrtvovana a ovde se sve i vrti oko preciznosti. Drugim rečima, ako se ne potrudite da otklonite svaku nepreciznost koju je moguće otkloniti - nemojte se ni baviti fotometrijom. Jer, kome su potrebni neprecizni rezultati? Kakve je zaključke moguće dobiti na osnovu nepreciznih merenja? U estetici je preciznost merenja često od manjeg značaja u odnosu na sposobnost improvizacije od strane astronoma, ali ovde je tačnost u postupku praktično imperativ.

Takođe iz grafika se vidi da su zvezde tako defokusirane da se zona gornje zvezde prostire tri piksela van centra, to je faktički poluprečnik; a da je donja zvezda poluprečnika 4.5 piksela.

Nakon što smo se uverili da ni promenljiva ni referentna zvezda nisu izgorele u centru, sledi fotometrija iz sekvence snimaka koji su obeleženi sa LFC. Iz menija se odabere Analyze > Select object. Sad sledi obeležavanje prvo promenljive zvezde, a zatim referentne (možete odabrati i više referentnih zvezdi, ja sam odabrao jednu zbog jednostavnosti ali je preporuka da ih bude bar dve-tri, zbog neuporedivo veće tačnosti). Nakon što se završi obeležavanje isključi se Select object. Sledeće je iz menija Analysis > Automatic photometry. U prozoru se redom upisuje:

Input generic name: LFC
Number: 23
Output data file: phot
Magnitude output: čekirano
No matching: čekirano
Aperture photometry: čekirano

Interpretacija rezultata može da bude na prvi pogled malo konfuzna (kao da ovo dosad nije bilo dovoljno konfuzno), i rezultati su smešteni pre svega u okviru fajla phot a takođe se vide i u Output prozoru. Leva kolona je UT vreme (jeste podesili UT na početku? Niste? A lepo sam vam rekao), druga kolona je izmerena magnituda prve zvezde, treća kolona je magnituda druge zvezde itd.
Par dodatnih objašnjenja. Prvo, magnituda koja je ovde izmerena nije ujedno i ona magnituda na koju svi mislimo (eh, da je tako prosto...), ovo je faktički magnituda kojom Iris izražava razliku između centra zvezde i onog selektovanog prstena neposredno oko zvezde. Drugim rečima ovo je razlika između zvezde i neba (koje takođe ima neku svoju magnitudu). Sve što nas ovom prilikom interesuje je diferencijalna magnituda odnosno razlika između promenljive i referentne zvezde i ona je vrlo tačno izmerena. Zato referentna zvezda ne sme da bude promenljiva, jer bi automatski unela grešku u merenje.
Druga stvar je da možemo lepo da ispratimo tok merenja pomoću fajla VERIF.DAT. Iz menija se ide na View > Plot > File > Load > verif. Ovde se prikazuje varijacija u magnitudi promenljive zvezde svakog fajla posebno - u poređenju sa prosekom magnitude referentne zvezde. Ovaj fajl služi za orijentacioni pregled profila promenljive zvezde, nikako za naučne komparacije.


Da sad ovde imamo eklipsnu promenljivu - profil bi bio sasvim drugačiji. Ovde vidimo random grešku u suštini.

Sve je ovo bilo neka vrsta uvoda; vreme je da se pređe na merenje. Zvezda koja je označena kao Beta Lyrae spada u promenljive eklipsnog tipa sa periodom od nešto manje od 13 dana. Varijacije su 3.2-4.4mag. Interesantno je što je ova zvezda kontinuirano zaklonjena pratiocem, ovo je binarni sistem polukontaktnog tipa (jedna zvezda prevazilazi Rošeov limit). Manja zvezda je nekad bila veća i evoluirala je u giganta koji je gubio masu u korist druge zvezde. Druga zvezda, danas masivnija, je okružena akrecionim diskom iz perioda usisavanja mase sa svog pratioca. Rezultat postojanja ovog gigantskog diska je činjenica da mi danas ne možemo da vidimo drugu zvezdu, upravo jer je skrivena unutar diska. A sjaj akrecionog diska (koji i dalje vredno radi) je otprilike jedna petina sjaja celokupnog binarnog sistema. Ovo je sve moguće iz jednog prostog razloga: dve zvezde orbitiraju na relativno maloj međusobnoj udaljenosti.

Ono što je izuzetno bitno u ovoj priči je da se na 46 sekundi (skoro jedan najveći Jupiterov prečnik) nalazi zvezda magnitude 7.2, a na 86" se nalazi zvezda magnitude 10. Zašto je to bitno, zato što prilikom defokusiranja na objektivu 50mm a i merenja spoljni prsten Irisa bez problema obuhvata i ove zvezde i to sve utiče na tačnost merenja. Kad bi se merenje obavilo na teleskopu preklapanja ne bi bilo.

Za kontrolnu zvezdu sam odabrao nešto tamniju μ Lyrae, magnitude 5.12. Podatke koji su u Irisu bili u Output prozoru sam ručno upisivao u Excel, tačnije drugu i treću kolonu, a onda sam ih oduzimao i to je bila još jedna kolona - tačno ono što mi treba, razlika između posmatranih zvezda izražena u magnitudama.
Ovo je grafikon iz Excela koji pokazuje Irisove izmerene nagnitude obe zvezde, primetite da to nema veze sa pravim magnitudama tih zvezda. Ovde su vrednosti kao prvo negativne, a kao drugo one predstavljaju razliku između zvezdine okoline i same zvezde.


Primetno je da postoje neke oscilacije u sjaju obe zvezde, npr na frejmu 11 obe zvezde su podjednako pretrpele pad sjaja. Moguće je da se radi o promeni atmosferskih uslova u smislu cirusa ili nečeg sličnog - ali ne mogu da isključim ni da je greška samog aparata iz nekog razloga bila 0.1 magnitude. U svakom slučaju nebitno je, jer mi ovde (upravo iz tih fantomskih razloga) merimo samo razliku u sjaju ove dve zvezde.
Oduzeo sam magnitude ove dve zvezde i ta razlika je na sledećem grafikonu:


Pošto je ovolika razlika malo isuviše, moram da priznam da je Beta Lyrae bila na visini od 16 stepeni nad horizontom u momentu merenja. Neko iskusniji u fotometriji bi rekao da sve ovo jednostavno treba obrisati, meriocu opaliti šamar i meriti u momentu kad je Beta bliža zenitu - tačno, ali ovo je bila samo vežba. Iz tog razloga i oscilacije: turbulencija i scintilacija itekako utiču na merenje, što se i vidi iz izmerene razlike. Oscilacije su išle do 0.13 magnitude što se praktično isključivo može pripisati visini od 16 stepeni.
Još malo diskusije: sudeći po donjoj tabeli, ulovio sam momenat kad je Beta Lyrae u minimumu. Međutim, zajedno sa njom su i pratioci koje sam gore naveo, sasvim je sigurno da je iris u sjaj Betae uračunao i njihov doprinos. To bi onda moglo da pokaže da je Beta apsurdno ispod svog minimuma - a sa druge strane u kalkulaciju nije uvedena apsorpcija koja na ovako malim visinama sasvim sigurno igra veliku ulogu... Tako da ovo merenje onda očigledno ne spada u red najtačnijih.

Na kraju imamo grafikon samo sjaja Betae Lyrae izračunat na osnovu poznate magnitude kontrolne zvezde, što je i bio cilj merenja. Jedina korisna sugestija bi bila da se sve ovo obavi tako što bi se merio sjaj jednom dnevno i tako u periodu od 13 dana. Onda bismo dobili pravu krivulju sjaja - ovde su date oscilacije sjaja u periodu od nepuna 4 minuta.


I na kraju da vidimo kako bi izgledao fokusiran snimak tog istog regiona neba sa istim parametrima: isto 23 snimka sa tripoda, isto f2.8...
Ovde je uzet isečak iz originalne rezolucije, odnosno možete smatrati da je fotka uvećana 2.5 puta.


U gornjem levom uglu se vidi referentna zvezda (μ Lyrae) a u donjem desnom Beta Lyrae. Čak ako bolje pogledate u donjem levom uglu tog kvadrata se vidi tirkizna tačkica - M57 - ali bez bilo kakvih detalja. Pa mnogo bi i bilo ako bih sa 50mm tu očekivao detalje.

12.05.2017.

POKLON ZA ROĐENDAN (II)

Ne zato što sam ja tad rođen, ali maj je najlepši mesec u godini. A najlepši Mesec u najlepšem mesecu može da bude samo pun Mesec - i to neposredno pre žurke iznenađenja koju su mi prijatelji priredili.


Dakle, Mesec iznad Rtnja (po ko zna koji put). Ali poklonu se u zube ne gleda tako da sam ja hrabro izašao na teren i snimio ovu pojavu. Znam, Mesec je mogao biti malo niže radi bolje kompozicije, ali za tako nešto ja sam morao da idem jedno 2-5km jugozapadno. Onda bi Mesec izašao tačno iznad vrha Rtnja ali sa te (jugozapadne) pozicije nemam lep pogled na Rtanj, odnosno jednim delom ga zaklanja Baba a drugim delom Đurđevo brdo.


A odlična transparencija je bila naprosto idealna za pejzaže tako da mi je bilo pomalo krivo što nisam na nekom egzotičnijem mestu.


Neposredno ispod Meseca se vidi Venerin pojas, senka planete Zemlje u atmosferi. Pošto je to oblast u kojoj, gledano iz te perspektive, trenutno zalazi Sunce - logično je da je boja crvena.
To se najbolje vidi na jugu; na istoku recimo toga skoro uopšte nema.


Par reči o poreklu našeg pratioca. Zasad postoji nekoliko teorija, idemo redom:

1) Teorija o velikom udarcu. U ranoj mladosti Sunčevog sistema je postojala Zemlja, više-manje sa današnjim dimenzijama ili malo manja, a zatim je u nju udarilo telo dimenzija Marsa. Te dimenzije su, po današnjim shvatanjima, neophodne da bi se desilo ovo što se desilo - gomila materijala izbačenog u orbitu oko Zemlje. Taj materijal se sastojao i iz impaktora i iz Zemljine kore, po nekima je bilo više u tome impaktora a po nekima je zemaljski materijal bio dominantniji.
Bilo kako bilo, vreli materijal u orbiti se ubrzo kondenzovao i stvorio nebesko telo odnosno današnji Mesec. To nebesko telo je bilo deset puta bliže Zemlji nego danas i svaki prolazak iznad Zemljine površine je izazivao zemljotrese i erupcije, tačnije bio konstantni okidač za iste. Setimo se samo da ova sila deluje na kub, tačnije deset puta manja udaljenost daje hiljadu puta jaču plimsku silu. Smatra se da je ovako "niska" orbita Meseca mogla da bude faktor koji je pomogao očuvanju Zemljinog rastopljenog magmatskog okeana ispod površine.
Usled razmene ugaonog momenta između Zemlje i Meseca dolazi do postepenog udaljavanja Meseca od nas a i posledičnog usporenja rotacije i Zemlje i Meseca (na taj način dolazi do produženja i dana i meseca).

2) Druga teorija je podvarijanta prve, samo se razlikuju dimenzije. Sudarila su se dva tela istih dimenzija, svako približno pet puta veće od Marsa, i u potpunosti napravila disk sitnog materijala koji je sporo rotirao. Postepeno su se iz diska kondenzovali Zemlja i Mesec.

3) Hipoteza hvatanja. Zemlja je uspela da uhvati i gravitaciono zarobi Mesec, koji je ko zna otkud dolutao. Teorija je generalno bila popularna do osamdesetih godina prošlog veka.

4) Hipoteza otcepljenja. Osim što je autor hipoteze lično Čarls Darvin, ničeg vrednog u naučnom smislu nema u ovoj pretpostavci. Smatrao je da se komad Zemlje iz današnjeg Pacifika otcepio usled prebrze rotacije i eto nama Meseca.

5) Akrecioni disk. Po ovome se smatra da su Mesec i Zemlja nastali u paketu, iz primarnog akrecionog diska Sunčevog Sistema.

Biće nabrojane činjenice koje idu u prilog pojedinim teorijama.
Zemljina rotacija (spin) i Mesečeva imaju istu orijentaciju - ovo je u prilog teoriji 1). Takođe u prilog iste teorije govori i činjenica da je Mesec sastavljen iz materijala koji je nekad bio rastopljen. U prilog 1) takođe ide i Mesečeva mala gustina u odnosu na Zemlju, što bi vrlo lako moglo da se poveže sa kondenzacijom prstena oko Zemlje. Pritom je prsten najlakši materijal koji je izbačen, a Zemlja čini teži materijal po sastavu. I još jedna činjenica govori u prilog teoriji 1) a to je sastav Zemlje i Meseca. Na osnovu merenja pojedinih izotopa (što je postalo moguće precizno izmeriti tek proteklih deceniju ili dve) ispostavilo se da je sastav Mesečevog regolita donetog u misiji Apolo potpuno istog porekla kao i materijal sa Zemlje - Mesec i Zemlja, sudeći po tome, su nastali u istom vremenskom periodu i na istom mestu.
Nepravilne orbite pojedinih malih satelita Jupitera i Saturna mogu da se dovedu kao indirektni dokaz u prilog teoriji 3). To je indirektno zato što ukazuje da je hvatanje malih asteroida moguće, ali nije direktan dokaz da se to i dogodilo kad je Mesec u pitanju.
U prilog hipotezi 4) ne ide ni jedna danas poznata naučna činjenica.

Ima i činjenica koje govore direktno protiv određenih shvatanja.
Protiv teorije 1) stoji da je za sada nemoguće objasniti zastupljenost, takoreći, "isparljivih" elemenata na Mesecu. Tu se pre svega misli da elemente sa nižom tačkom topljenja, recimo na rubidijum (Ru) i cezijum (Cs). Što se tiče teorije pod 3) uglavnom je danas ova teorija odbačena, pre svega zato što su šanse za "upad" Meseca na orbitu beskonačno male. Drugim rečima može se desiti da Mesec padne na Zemlju ili da joj pobegne, sve drugo je verovatno isto koliko i balansiranje na ivici noža. I to balansiranje koje traje nekoliko milijardi godina. Za ovu hipotezu bi bilo potrebno da Zemlja ima gigantsku i gustu atmosferu (kakvu danas nema ni približno) koja bi trenutno usporila prolazeći Mesec, taman toliko da upadne u orbitu. Osim toga, u prilog protiv teorije 3) govori i koncentracija O2 izotopa koja je kod Zemlje i Meseca ista, odnosno to je znak da su ova dva tela nastala u isto vreme i na istom mestu.
I na kraju, protiv 4) i 5) govori činjenica da te hipoteze nikako ne objašnjavaju ugaoni moment sistema Zemlja-Mesec.

Nakon ove gomile ovako nabacanih činjenica i zaključaka osećam odgovornost i potrebu da kažem da je teorija br.1) danas jedina široko prihvaćena kao ispravna u naučnim krugovima.