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.