21.06.2017.

DETELINA SA TRI LISTA

Neko zna a neko ne zna da Saturn trenutno gostuje u predelu Mlečnog Puta. Gigantska zvezda prve prividne magnitude (tačnije 0.92mag) je smeštena u sazvežđu Ophiuchus (Zmijonoša) i odličan je reper za traganje dvogledom po prostranstvima južnog neba.
Tako sam i počeo - dvogledom po Mlečnom Putu. Gomila svetlijih i tamnijih mutnih mrljica se pojavljivala a najlakše je bilo naći dve mrljice otprilike jedno vidno polje dvogleda levo od Saturna. Svetlija mrljica je bila gore i sastavljena od sitnih zvezdica; dole je bila tamnija mrljica ali upadljivo veće površine. Odlučio sam da snimam ono što mi bude najinteresantnije u dvogledu i odluka je pala u sekundi.
Snimak je nastao na 390 metara nadmorske visine i ako se uporedi sa ovim snimkom koji je snimljen iz ravnice, a koji ima duplo duže vreme izlaganja - razlika je ipak očigledna. U korist planine, naravno.

Nakon 29 snimljenih frejmova po pola minuta Mesec je oko ponoći izašao i to je označilo kraj snimanja. Na ovom snimku levo je sever.


Dana (ili preciznije noći) 5. juna 1764.godine je Charles Messier otkrio oba ova objekta. Otvoreno zvezdano jato levo je dobilo oznaku M21 a maglina desno M20. Istini za volju, od magline u dvogledu i manjem teleskopu skoro ni traga ni glasa; vidi se malo otvoreno jato i blage naznake rasvetljenja ali bez mnogo detalja - a naročito bez boje.
Vlasnici reflektora srednjeg kalibra, recimo oko 200mm, mogli bi da imaju ovakvu sliku na malom uvećanju:


Sa tamnijih lokacija se može videti pukotina u strukturi magline, ali to nije tako lako - na našim prostorima M20 ne prelazi 23 stepena visine u najvišoj tački, tako da je gledanje kroz debele slojeve atmosfere odličan način da se izgubi kontrast, zvezde u prečniku malo porastu i sveukupno da se izgubi na prečniku sitnijih detalja.

Jato koje se nalazi iznad magline (u ovom slučaju levo od nje) je, već je rečeno, M21. Radi se o izuzetno mladom otvorenom jatu (4.6 miliona godina, naspram 100 miliona godina starosti Plejada) koje je sastavljeno iz 57 gusto zbijenih zvezda. Najsvetlije su plavi giganti, što se i uočava ako napravimo animaciju od plavog i crvenog kanala:


Ovde se primećuje da najsjajnije zvezde jata čine plave zvezde dok je dosta pozadinskih zvezda koje se vide u crvenom kanalu. To je i razumljivo obzirom na ekstinkciju oko centra Mlečnog Puta, a i obzirom na visinu prilikom snimanja od bednih dvadesetak stepeni nad horizontom.

Sve između 2000 i 4250 svetlosnih godina se navodi kao udaljenost M21 od nas. Interesantno je da se udaljenost do magline u komšiluku, M20, takođe različito navodi - ali niko nije mišljenja da su M20 i M21 na istoj udaljenosti.
Takođe treba navesti i da je ovo veoma malo jato. Prečnik iznosi petnaestak svetlosnih godina, što za pedeset-šezdeset zvezda nije mnogo - jato je gusto napakovano, iako morfologiji i nastanku spada u otvorena zvezdana jata.

Sledeći objekat ima malo kompleksniju strukturu. Strogo gledano, maglina Trifid liči na detelinu sa tri lista ali je u praksi sastavljena iz četiri objekata: otvorenog jata, emisione magline, refleksione magline i tamne magline. Isečak u originalnoj rezoluciji:


Otvoreno jato se u praksi mnogo lakše nazire vizuelno nego fotografski. Čak je i sam Messier ovaj objekat opisao kao relativno nezanimljivo jato koje je utopljeno u slabo izraženu pozadinsku maglinu. Ništa nije tako neugledno vizuelno, a tako spektakularno fotografski kao M20!

Pošto je tamni molekularni oblak počeo da se kondenzuje u pojedinačne zvezde, zvezdani sjaj u UV spektru je izazvao jonizaciju oblaka. Budući da se najveći deo molekularnog oblaka sastoji iz vodonika, jonizacija će izazvati emisiju tamnocrvene svetlosti na 656.5nm frekvencije i mi to vidimo kao emisionu maglinu. To praktično znači da ovaj gas samostalno svetli, odnosno emituje fotone na osnovu sopstvene jonizacije od strane mladih vrelih zvezda.

S druge strane plavi deo magline je nešto sasvim drugo, taj gas nije jonizovan već je neutralan. Samim tim gas jednostavno odbija zračenje mladih zvezda i nema osobinu da samostalno emituje svetlost - ovde je u pitanju rasejanje. U principu refleksione magline najvećim delom nisu reflektujući gas već pre svega prašina i krupnije čestice, ali princip je potpuno isti kao i činjenica da je na Zemlji nebo u podne plavo upravo zbog rasejanja. Rasejanje je najjače u plavom delu spektra i zato su te magline plave. I još nešto: refleksione magline po pravilu prate mlada otvorena jata čije superluminozne zvezde nemaju problem da obasjavaju čitave tamne molekularne oblake. Dakle, gde imate plavu maglinu - nepisano je pravilo da se tu u okolini rađaju mlade zvezde.

Pukotine u strukturi emisione magline su tamne magline i smatra se da imaju taj oblik pre svega zbog činjenice da se u maglini Trifid veoma često dešavaju eksplozije supernova. Te eksplozije onda svojim udarnim talasom utiču na pravac prostiranja i strukturu tamnih maglina koje se nalaze ispred emisione magline.

Da treba sad da izaberem i da se kladim gde će se najverovatnije i najskorije u našoj galaksiji desiti eksplozija supernove, odabrao bih maglinu Trifid. Ima na nebu nekoliko nestabilnih zvezda giganata za koje sve ukazuje da su pred terminalnom eksplozijom, ali to su pojedinačne zvezde a Trifid krije u sebi gomilu jako nestabilnih mladih giganata. U tom slučaju bi detelina mogla, što sad nije slučaj, u nekoliko sekundi da postane jako interesantan vizuelni objekat. Čak i za one koji nemaju teleskop.

18.06.2017.

PRIKAZ JEDNE DUGOPERIODIČNE PROMENLJIVE

Dugoperiodične promenljive spadaju u vrlo šaroliku kategoriju zvezda čiji period oscilacije sjaja iznosi od nekoliko nedelja do nekoliko godina. U principu radi se o pulsirajućim zvezdama i dalja podela se može izvesti na više načina. Jedna od opširnijih (i starijih) podela je na Mira promenljive, polupravilne, sporo-nepravilne promeljive, i crvene gigante male amplitude. U poslednje vreme se ovde ubrajaju i RV Tauri promenljive.

Ono što je zajedničko dugoperiodičnim zvezdama je da se radi o hladnim crvenim gigantima (ili nadgigantima) koji pulsiraju. Period pulsacija iznosi od nekoliko dana do preko hiljadu dana, a u proseku je možda oko stotinak dana. Spektralni tip ovih zvezda je najčešće M, S ili C - prva kategorija se ubraja najbanalnije rečeno u hladnije crvene zvezde a druge dve su ugljenične zvezde i zvezde sa podjednakim odnosom ugljenika i kiseonika u svojim atmosferama. Sve ovo za posmatrača znači da je boja ovih promenljivih praktično crvena.

Dosta suvoparnih opisa, da pređemo na (doduše ništa manje suvoparne) mehanizme koji pokreću ove procese. Većina dugoperiodičnih promenljivih (ako ne i sve) su AGB zvezde odnosno asimptotski giganti. Radi se o klasi zvezda koje u HR dijagramu imaju osobinu da se približavaju asimptoti koju predstavljaju crveni divovi - RGB klasa (setite se srednjoškolske matematike i šta je asimptota).
Asimptotski giganti u svom centru sadrže velike količine inertnog kiseonika i ugljenika. Oko ovog jezgra se nalazi tanak sloj, praktično ljuska, u kojoj se izvodi fuzija helijuma u ugljenik. Još bliže površini je ljuska u kojoj nastaje helijum usled fuzije vodonika.

Postoje dve faze u evoluciji asimptotskih giganata. Prva faza je rana (E-AGB) faza gde se glavni izvor energije nalazi u ljusci odnosno sloju u kome se vrši fuzija helijuma u ugljenik. To je jedan neprekidni ciklus za vreme kog se zvezda enormno uveća u prečniku - tako nastaju crveni giganti koji u ovoj fazi mogu imati prečnik koji je uporediv sa prečnikom Zemljine orbite oko Sunca.

Međutim, fuzija helijuma nije beskonačan proces jer ni količina helijuma nije beskonačna. Onog momenta kad se helijum potroši zvezda prelazi u drugu fazu koja se zove termalno pulsiranje (TP-AGB faza). Zvezda svoju energiju više ne crpi iz fuzije helijuma već iz fuzije vodonika u površinskom sloju koji tako proizvodi helijum. Vremenom se helijum nagomilava ispod sloja fuzije vodonika i u periodu od prosečno 10-100 hiljada godina količina helijuma postaje dovoljna za fuziju. U momentu kad se helijum zapali ("helium flash") stvaraju se preduslovi da temperatura i luminoznost zvezde skoče - naravno uz izvesno kašnjenje pošto su potrebne godine da energija koja potiče iz sloja helijumske fuzije dopre do površine zvezde. Pritom se, kao što je rečeno, prečnik zvezde i luminoznost uvećavaju i traju možda nekoliko stotina godina dok se helijum ponovo ne potroši i fuzija ne prestane. Najjači skok sjaja se dešava prvih par godina i ako bismo luminoznost samo helijumske ljuske unutar zvezde posmatrali zasebno, ona je u tom momentu hiljadama puta veća od ukupne luminoznosti zvezde. Srećom, zvezde nisu providne pa se magnituda ne menja bitno - možda nekoliko desetina jedne magnitude može da iznosi porast sjaja u narednih par stotina godina.

Razlog za tako nešto je činjenica da helijumski fleš traje relativno kratko - dok se helijum ne potroši i istovremeno ne dođe do sloja u kome je fuzija vodonika. Povećana temperatura fuzije helijuma dovodi do "paljenja" vodonika odnosno do njegove fuzije u helijum - i krug je zatvoren pošto fuzija vodonika guši fuziju helijuma. Sad opet treba čekati stotinak hiljada zemaljskih godina dok se helijum ne nakupi i ponovo ne zapali. Ove oscilacije zvezde u prečniku i luminoznosti su vrlo upadljive ako to pogledamo na skali od nekoliko miliona godina. Pritom je takođe upadljivo da prilikom ovog pulsiranja može doći do mešanja svih nabrojanih elemenata od jezgra do površine, pa tako pojedine zvezde mogu postati "karbonske", ali o tome drugom prilikom.


U centru snimka se nalazi jedna klasična dugoperiodična promenljiva koja je uz to svrstana u AGB populaciju zvezda (asimptotski giganti), dakle, na nju bi se mogla u potpunosti odnositi kompletna goreopisana priča.
Nimalo poetske oznake TU CVn odnosno HD 112264 su vezane za ovu zvezdu. Njen sjaj je prosečno 5.84mag i period oscilacija je 44.2 dana. Nalazi se u sazvežđu Canes Venatici i spektralni tip je M5III, što znači da je zvezda narandžasto-crvene boje... Na snimku se vidi da sam to uspeo da pogodim.

Sledi malo objašnjenje oko spektralne klasifikacije.
Danas dominira Morgan-Keenan (MK) sistem i on se sastoji iz tri komponente: prvo ide slovo (O, B, A, F, G, K, M), zatim cifra 0-9 i na kraju rimski broj (I-VII, uključujući i nulu).
Prva oznaka, slovo, označava spektralne karakteristike a u prilično je dobroj korelaciji sa bojom i temperaturom zvezde. U našem slučaju je to klasa M koja obuhvata crvene gigante i patuljke, njihova temperatura je ujednačena i iznosi 2400-3700K. Druga oznaka je cifra (5) i označava temperaturu zvezde. Nula je najtoplija a 9 najhladnija; naša zvezda je, dakle, na sredini svoje klase što znači da je njena temperatura negde oko 3050K (mada po nekim merenjima i 3320K). Zadnje je rimska cifra koja označava klasu luminoznosti a u praksi i to mnogo govori o samoj zvezdi. Klasa III je rezervisana za obične gigante, a postoje još i svi prelazni oblici od nadgiganata do belih patuljaka.

Dakle, naša zvezda spada u crvene gigante uobičajene luminoznosti.

Defokusiranje teleskopa omogućava da se boje zapažaju lakše - a ujedno to pomaže fotometriji. Snimak od 10sec i ISO400 je bio sasvim dovoljan u tu svrhu.


U desnom uglu se nalazi merena zvezda, dakle TU CVn, a levo je HR 4919 koja je veoma sličnog sjaja - ona ima magnitudu 6.11 što je malo tamnije od prosečnih 5.84 koliko ima TU CVn. Inače fotometrija funkcioniše odlično kad je razlika u magnitudi mala, malo teže kad je razlika veća a najbolji scenario bi bio kad bi se i spektralne klase poklopile. Ovde to nije bio slučaj, a postoji još jedna veoma bitna stvar kod izbora referentne zvezde: ona ne sme da bude promenljiva - konkretno HR4919 nije promenljiva.

Nakon što su izmerene magnitude obe zvezde, određena međusobna razlika i to sabrano sa magnitudom referentnte, dobio sam grafik sjaja TU CVn:


Prosečna magnituda ove zvezde na osnovu merenja je 5.786333333 mag. To je veoma slično prosečnoj magnitudi koju navode katalozi - 5.84mag. Znači nisam zasad ništa omašio...
Ostaje da se vidi kakva je promena ako budem imao prilike u narednom periodu da ponovo snimim ovu zvezdu.





08.06.2017.

ZVEZDANO JATO U JATU DEVICE

Svi znamo da se u sazvežđu Device (Virgo) nalazi galaktičko jato koje se prosto zove Jato iz Device ili Virgo klaster. U tom sazvežđu (a ujedno i jatu) se može izbrojati 11 Messier objekata i preko 200 NGC objekata samo do magnitude 13.
Virgo klaster je sastavljen iz 1300, a po nekim procenama i svih 2000 galaksija. U tih 8 stepeni prečnika na nebu se može videti da ovo veliko jato zapravo ima tri celine: Virgo A sa centrom u M87 i M86; Virgo B sa centrom u M49, i Virgo C sa centrom u M60. Tu neki pridodaju i Coma klaster, posebno galaktičko jato iz sazvežđa Coma Berenices koje je u procesu prilaženja Virgo klasteru. Sve ovo ukazuje da se ove tri celine plus četvrta (Coma Berenices) nalaze u postupku mešanja i stapanja u jednu celinu. Takođe, ovo sve ukazuje i da je sistem Virgo zapravo veoma mlad i da je diferencijacija uveliko u toku.
Mi možemo u sazvežđu Device amaterskim teleskopima da vidimo desetine, i da fotografišemo stotine od tih objekata. I sve su to odreda galaksije - neke spiralne a neke eliptične.

Sve osim jedne koja to nije.


Da, jedini objekat u celom M i NGC katalogu u Devici koji nije galaksija je NGC5634, malo zbijeno jato magnitude 10. Jato se nalazi između Mi i Jota Virginis i tako ga je najlakše naći - dve zvezde četvrte magnitude su dovoljno precizan reper iole pažljivom posmatraču.

Nisam pokušavao da razlučim jato, dovoljno mi je bilo što sam pored zvezde osme magnitude pronašao svetlu mrljicu. Kasnije se ispostavilo da bi razlučivanje ovog jata bilo čisto gubljenje vremena - nema podataka o magnitudi najsjajnije zvezde ali je sjaj horizontalne grane (HBmag) 17.8... Daleko ispod granice mog instrumenta. Horizontalna grana je inače u Hircšprung-Raselovom dijagramu upravo to: horizontalni pojas velikog broja zvezda u dijagramu koje su u istom stadijumu. Ovo se pre svega viđa u zbijenim jatima, i posmatračima je bitna činjenica da prosečna magnituda horizontalne grane, u ovom slučaju skoro 18mag, predstavlja onu magnitudu na kojoj je veliki broj zvezda već optički razlučen. Drugim rečima od mog teleskopa vizuelno - mrka kapa.

Ukupno je upotrebljeno 26 snimaka po pola minuta eksponiranja. Već se i na pojedinačnim snimcima videlo da se poneka zvezdica jata razlučuje, možda sveukupno desetak. Pojedinačni snimak bez obrade, samo prebačen u monohromatski mod - ako izuzmemo pojedine razlučene zvezdice u jatu, ovo je veoma blizu onog što se vizuelno može videti kroz teleskop:


Na finalnom snimku, logično, ima mnogo više razlučenih zvezda; evo isečka u originalnoj rezoluciji:


Postoji klasifikacija zbijenih zvezdanih jata u zavisnosti od morfologije i zove se Shapley–Sawyer klasifikacija zbijenosti. U principu se sva jata dele na 12 kategorija pri čemu je prva najzbijenija (titula pripada jatu M75) a zadnja 12. kategorija predstavlja najrazuđenije jato. U ovoj klasifikaciji je NGC5634 kategorija 4 i predstavlja samu sredinu po pitanju stepena zbijenosti.

Ovo jato je udaljeno 88 hiljada svetlosnih godina. Zvezda koja se na ovom snimku nalazi na 11h od jata je mnogo bliža i očigledno je da nije članica jata, uostalom, njena osma magnituda je neuporedivo sjajnija od čitavog jata (po nekima 10mag a po nekima 11mag). Postoje još dve zvezde u neposrednoj okolini, magnitude 10 i 12, ali ni one ne predstavljaju članice jata.

Jato po svom poreklu izgleda da uopšte ne pripada našoj galaksiji. Merenjem i upoređivanjem brzina i putanja skoro se došlo do zaključka da novootkrivena (1994g) Sagittarius Dwarf Sferoidal Galaxy, skraćeno Sgr DEG, ima čast da bude prethodni vlasnik jata NGC5634. Pošto je tu patuljastu galaksiju gravitaciono pocepala naša galaksija, ovo jato je istrgnuto i trenutno živi svoj novi usamljenički život. A i ta mala patuljasta galaksija možda ima veoma značajnu ulogu za nas - neke simulacije ukazuju da je spiralna struktura Mlečnog Puta rezultat ponavljanih bliskih susreta naše sa dotičnom patuljastom galaksijom.

01.06.2017.

ZAŠTO NE TREBA MEŠATI BABE I ŽABE

Dobar deo zaključaka u fotometriji su posredni zaključci, nastali iz merenja. Zato je jako bitno da merenje bude precizno a zaključivanje tačno, bez prevelike filozofije. Međutim ponekad sve može da bude načelno tačno ali zbog klizavog terena rezultati mogu da budu dosta drugačiji od realnosti.

Verovatno su se neki zapitali zbog čega se meri magnituda na sekvenci snimaka, zašto ne prostije na stack-u? Tako bi bilo neuporedivo brže i jednostavnije. Prvi odgovor je zbog promene sjaja u jedinici vremena, što je i primarna namena fotometrije. Ali postoji i drugi razlog: zato što stacking nije uopšte takva metoda koja bi mogla poslužiti u merenju.
Postoji više metoda staking-a, najprostije je aritmetičko sabiranje koje je ujedno i najpreciznije ali ima manu da se vrlo brzo izađe iz opsega senzora (zvezde izgore, čak iako smo na pojedinačnim light-ovima vodili računa o defokusiranju i eksponiranju). Nešto bolji metod stekinga je median, gde se izbacuju svi pikseli koji značajno odstupaju od prethodno određenih srednjih vrednosti, a to su recimo sateliti, avioni i hot-pikseli.
Postoji još metoda koji se baziraju na više-manje sličnom principu (min-max, adaptive weighting, sigma clipping) i zajedničko im je da se piksel u stekingu odbacuje ako značajno odstupa on neke unapred određene ili izračunate vrednosti. Ovo sve najčešće nema nekog većeg uticaja na fotometriju stacionarnih zvezda, ali može da ima pa je samim tim i nepoželjno.
Dakle, ostaje prva metoda (aritmetičko sabiranje) u Irisu uz neizbežnu normalizaciju:

>add_norm LFC 23
>save stack

Normalizacija zaustavlja na vrednosti 32767, odnosno sprečava pregorevanje merenih zvezda na finalnom rezultatu. LFC je ime light-frejmova a 23 njihov broj. Dalje se klasično obeleže promenljiva i referentna zvezda, kao što je ovde opisano, i odradi fotometrija preko Analysis > Automatic photometry.

Input generic name: LFC
Number: 1
Output data file: phot
Magnitude output: čekirano
No matching: čekirano
Aperture photometry: čekirano

Interesantne stvari nastaju kad dođe na red tumačenje rezultata. Da preskočim teoriju, rezultat sa stack-a se razlikuje u odnosu na sekvencu - a ne bi trebalo. Sekvenca snimaka daje prosečnu magnitudu Betae Lyrae od 4.174478mag. Ta vrednost je dobijena tako što su sve izmerene magnitude u toku ta 4min sabrane i izvađen je prosek. Međutim sa stack-a je izmerena magnituda 4.093 što daje razliku od 0.08148mag - skoro celu jednu desetinu magnitude. Razlika je prevelika da bi bila prihvatljiva, zaključak: ne merite magnitudu sa stack-a.

Drugi razlog zašto se fotometrija izvodi na seriji snimaka je upravo pomenut: cilj je otkrivanje promene sjaja u jedinici vremena. Da bih to demonstrirao uzeo sam snimke od 24. aprila gde je snimana Beta Lyrae; na istim snimcima se vidi i kometa 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak, poznata i po tome što ju je pre nekih par meseci naša planeta prestigla na svojoj putanju. Ova kometa se nalazila najbliže nama na 1.14 astronomskih jedinica i pet dana nakon snimanja sjaj komete je procenjen na 7.7mag. Evo snimka:


Pažljivijim pogledom vidi se da je kometa prilepljena uz 8.8mag zvezdu BD+45 2618 (označeno pod 1). Dakle zvezdu i kometu merimo kao jedan objekt. Pritom prva opaska je da uvek treba izbegavati da merimo objekte čiji sjaj se briži graničnoj magnitudi sistema, u ovom slučaju operišemo oko devete magnitude što nije granica ali nije ni daleko za pedeseticu na krop DSLR-u. Drugim rečima imaćemo rezultate ali neku vrhunsku preciznost ne treba očekivati. Za referentnu zvezdu je odabrana BD+46 2380 (2) magnitude 8.09 i sve što je trebalo uraditi to je izmeriti razliku sjaja.
Evo te razlike:



Kao što se i vidi, razlika sjaja opada. A to znači da merena zvezda povećava svoj sjaj, odnosno da se lagano po sjaju približava referentnoj zvezdi (koja je sjajnija, ako se sećate). Postoji samo jedno moguće objašnjenje a to je da kometa prolazi preko posmatrane zvezde i njihov se sjaj sabira.
Ako znamo da je predviđena razlika u magnitudi ove dve zvezde 0.71mag, a izmerena je u proseku 0.38mag, možemo smatrati da je odstupanje zapravo posledica sjaja komete.
Evo grafikona koji pokazuje to odstupanje:


Kad ne bi bilo komete onda bi ovaj grafik u idealnom slučaju trebao da prikazuje nulu. E sad, neko bi rekao da ovo predstavlja izmeren sjaj komete ali nije baš tako prosto...
Zapravo kometa se približava centru zvezde i lagano povećava doprinos izmerenom sjaju, ali niukom slučaju glava komete nije u centru posmatrane tj merene oblasti. Osim toga, kometa nije stelarni već pre svega difuzni objekt pa njena koma daje najveći doprinos porastu sjaja, a to ide vrlo postepeno. To sve praktično znači da porast sjaja treba da bude postepen a ne skokovit; upravo iz razloga jer nam je u centru merene oblasti bio jedan periferni deo kome a ne ukupan kometin sjaj.

Zato ne možemo precizno da izmerimo sjaj komete. Mada, zabave radi, možemo da probamo da sabiramo babe i žabe... Možemo recimo samo okvirno da odredimo prosek, a to je 0.328783mag, što daje 9.128783mag kao prosečnu magnitudu komete, odnosno onog kometinog dela koji je prošao preko zvezde. Ako znamo da je tih dana kometa imala procenjen sjaj na možda malo sjajnije od osme magnitude - logično je onda da greška od 1-1.5mag predstavlja veoma veliku grešku. Odnosno to je greška od 2.5-4.4 puta u sjaju a to je... Mnogo, čak i za mentalni eksperiment.