17.11.2019.

LAMBADA (LAMBDA ORIONIS)

Per Collinder je bio švedski naučnik koji je diplomirao astronomiju između dva svetska rata. Više od toga: doktorirao je tih dana, a budući da je tad titula doktora nauka bila nešto zaista ozbiljno (ne kao danas) i budući da se za doktorsku disertaciju tražio od kandidata pomak u nauci (ne kao danas) mladi Collinder se dohvatio posla kojim se nikada nije bavio. Nabavio je gomilu fotografija sa raznih opservatorija, naravno pre svega južnih, budući da je iz Upsale pomalo teško loviti objekte oko ekliptike, a još teže one južno od nje. Budući Dr sa velikim D (malo dr označava doktora medicine) se nameračio na katalogizaciju otvorenih zvezdanih jata.
Njegov rad se praktično potpuno zasnivao na pretraživanju fotografskih ploča. Ovo je imalo i neke prednosti, osim navedenog pogleda na jug tu je i mogućnost da gledate u ploče svaki dan, ne samo kad je vedro; zatim mogućnost da koristite različita uvećanja a ne samo jedno (ono originalno teleskopsko; drugim rečima on je mogao da upotrebi lupu) kao i činjenica da je, zbog takvog pristupa, autor bio u stanju da identifikuje veliki broj otvorenih jata različite veličine, od onih koja se gledaju dvogledom do sitnih globularnih.  Naravno, bilo je tu dosta grešaka i zabuna, čak možda i previše ali nije sve to krivica mlađanog doktoranda. Sam NGC katalog u to vreme je imao neke neispravljene greške a i buljenje u fotografije od pre sto godina, umesto u teleskop, je imalo neka svoja ograničenja. Međutim, Collinder je, neopterećen prethodnim iskustvom jer ga nije imao, upravo to iskoristio kao svoju prednost. Mnoge zvezdane strukture koje ranije nisu bile prepoznate kao otvorena zvezdana jata je upravo on prvi put klasifikovao, mada je činjenica da veliku većinu objekata iz kataloga predstavljaju objekti koji su otkriveni ranije (NGC objekti čine, recimo, oko 90%). Dakle, krupna jata koja niko nije video jer su svi tražili sitna i udaljena, kao npr Coathanger/Vešalica, ne dimljena već ona za odelo; Cr399. Doduše mi danas Cr399 i ne smatramo pravim otvorenim jatom ali za Collinder-ov katalog to nije ni bitno, on to nije mogao da zna. Nije koristio podatke o paralaksi sa Hipparcos-a.

U sazvežđu Orion se nalaze dva Collinder objekta: Orionov pojas i Lambda Orionis klaster. Ovo drugo jato je tema večeras i idealna je meta svih dvogleda. Može i teleskopom da se analizira, a evo čega tamo ima.


Najsjajnija zvezda se zove Meissa, levo na snimku; osim oznake Lambda Ori nekad se zvala Gamma Gem; prilikom Bayerovog prepisivanja sa arapskog je došlo do namerne ili nenamerne greške i ime je ostalo. Razlog je bila vrlo upadljiva sličnost ovog otvorenog jata sa grčkim slovom Lambda.

Kao što je već napomenuto, Meissa je najsjajnija zvezda u jatu i pripada kategoriji plavih giganata. Ova džinovska zvezda ima tačno 10 puta veći prečnik od Sunca i temperaturu fotosfere od 30 hiljada Kelvina. Poređenja radi, temperatura Sunčeve fotosfere je oko 5800K, zato ćete u podne na vašim fotoaparatima morati WB manuelno da podesite upravo na 5500-6000K da biste dobili ispravne boje. Naravno, ukoliko uopšte želite manuelno da podešavate ili ukoliko želite da dobijete ispravne boje...
Meissa je, dakle, jedna sjajna zvezda a u ovom klasteru ih ima još dve. Desno gore je plava Phi 1 Orionis, magnitude 4.42mag koja je i spektroskopska dvojna. Ovo u praksi znači da su to dve zvezde na toliko bliskom odstojanju da nijedan teleskop sa Zemlje neće moći da ih razdvoji. Osim, možda, primenom egzotičnih tehnika tipa speckle photometry, ali jedini pravi old_school način za razdvajanje je spektroskop. Druga zvezda sa istovetnom Phi oznakom, Phi 2 Ori je žuti gigant mase približne našem Suncu. Međutim, ova zvezda je malo odmakla u svom starenju, evoluirala, tako da je njen prečnik 8 puta veći od Sunca. Iz ovoga logično proističe da je i temperatura zvezde manja nego Sunca, i to za tačno hiljadu Kelvina. Ovo je sve vrlo logično uzevši u obzir da je procenjena starost Phi 2 Orionis negde oko 7.9 milijardi godina. Poređenja radi, Sunce je duplo mlađe (4.5 milijardi zemaljskih godina).


Istorija Meisse u astronomskom smislu je počela da biva interesantna tek u XIX veku, tačnije 1830.godine. Tad je već bilo poznato da je ovo višestruka zvezda, ali je glavnu komponentu, danas poznatu kao AB, von Struve razbio na dve zvezde separacije 4.5 ugaone sekunde. Kad je već reč o ovom astronomu, u obavezi sam da navedem celo njegovo ime: Friedrich Georg Wilhelm von Struve. Ovo iz razloga što je cela familija Struve kroz istoriju dala više astronoma, matematičara, političara i diplomata i to u više zemalja. Navedeni Struve je bio osnivač i upravnik opservatorije Pulkovo i imao je veliki uticaj na merenje oblika i dimenzija Zemlje kroz svoj geodetski projekat premeravanja površinskog luka između Norveške i Crnog Mora. Takvo premeravanje u XIX veku je bilo povezano sa velikim političkim i administrativnim problemima, tehničke i trasnportne ne treba ni pominjati. U svakom slučaju, evo predloga da se to uvrsti u Unesco spisak Svetske baštine.

Dakle, i A i B komponenta su plavi džinovi. Radi se o mladim zvezdama s tim da je prva, A komponenta, zapravo O zvezda po pitanju spektra što znači da će veoma brzo svoj život verovatno završiti kao supernova. Njena saputnica (B) je takođe gigant ali sa manjom masom i manje brutalnom prognozom - to je trenutno zvezda glavnog niza. Glavni niz ne znači da će ona poživeti jako dugo kao naša zvezda; glavni niz znači da trenutno pretvara vodonik u helijum i da je pritom u hidrostatskom ekvilibrijumu. Što je zvezda manje mase taj period stabilnosti može potrajati duže.

Ja sam ovde eksponirao prema pratiocima tako da je nemoguće bilo razdvojiti A i B komponentu. To je moguće mojom opremom ali treba koristiti veoma kratke ekspozicije.


Separacija između A i C komponente je 28" a ja sam izmerio 29.17". Između A i D je zvanično 79" a meni je ispalo 78.69". Moram da priznam da je verovatan uzrok nepreciznosti činjenica da A i B komponentu na snimku nisam razdvojio već sam za centar A komponente uzeo geometrijski centar između A i B zvezde.

Ovo malo jato je okruženo oblakom gasova koji nosi oznaku Sh2-264. Radi se o jonizovanom vodoniku i molekularnom oblaku, ali je oko svega toga moguće primetiti još jedan gasoviti prsten, doduše u infracrvenom opsegu. Ta struktura je siguran znak nekadašnje eksplozije i pretpostavlja se da je Meissa imala još jednu blisku pratilju u svom sistemu. Ta zvezda je eksplodirala i odbacila Meissa sistem u suprotnom pravcu, tako da danas toj teoriji možemo da dodamo vrlo čudnu i neusklađenu brzinu ovog zvezdanog sistema u odnosu na ostatak Lambda Orionis klastera. Jedan od prirodnih kandidata za ovaj svemirski fudbal je Geminga, mali pulsar u sazvežđu Gemini. Zapravo, Geminga je prirodni kandidat za gomilu nejasnoća oko eksplozija supernova u prošlosti, budući da ova brzorotirajuća neutronska zvezda u suštini predstavlja mali sarkofag nekadašnje zvezde. Po poslednjim ispitivanjima ova neutronska zvezda ipak nije uzrok čudnog kretanja Meissa-e budući da se distance ne mogu uklopiti sa očekivanim vremenom eksplozije.

03.11.2019.

DVOJNE ZVEZDE ORIONA: AMERIČKA SERIJA (II DEO)

Jezuite je osnovao Ignatius Loyola, španski sveštenik sa plemićkim poreklom i vojničkim obrazovanjem i iskustvom; ta organizacija se odmah proslavila kao posebna institucija u Katoličkoj crkvi. Vremenom se ustalilo mišljenje o ovom redu kao o nekim specijalnim jedinicama koje se šalju svuda gde je situacija kritična. Istini za volju, red je tako od strane svog osnivača i zamišljen da funkcioniše, a interesantno zvuči činjenica da su jezuiti svog prvog papu u istoriji dobili tek 2013. godine (današnji Francisko ili Franja). Ali nije samo vojnička disciplina ono što je karakteristično za ovaj red; radilo se i o posebnom pristupu naučnom saznanju u okviru crkve koja je, kao što svi znamo, poprilično dogmatična. I zato deluje malo neuobičajeno da je ovaj red dao veoma veliki doprinos nauci kroz istoriju - članovi reda su bili ljudi kao Copernicus, Mendel, Lemataire, Bacon, Gassendi, Clavius... Objašnjenje se odnosi na prirodu obrazovanja u tim vremenima. Ako ste želeli da dobijete vrhunsko obrazovanje za džabe morali ste da se priključite Crkvi, a od svih redova jezuiti su pružali najbolje šanse da se usavršavate. Primera radi, seizmologija kao nauka je i utemeljena pre tri veka od strane pripadnika ovog reda. Kako je to samo različito od njihove braće u Hristu koji su samo jedan vek pre toga ljude spaljivali na lomači zbog verbalnog delikta...

Ne čudi stoga činjenica da su jezuiti imali i značajan doprinos u astronomiji. Zapravo vrlo je pohvalna činjenica da se oni nisu bavili filozofijom već praktičnim radom - preciznim opisivanjem prirodnog sveta. To je od beskrajno veće važnosti za čovečanstvo od pukog sholastičnog interpretiranja neke vrste mešavine Aristotela i Biblije.
I tako je jedan jezuita izabran za profesora (Heidelberg) i dvorskog astronoma (Manheim). Zvao se Christian Mayer i to se desilo praktično u najgore vreme po njih - na kraju XXVIII veka, kad je ovaj red raspušten u sklopu borbe evropskih kraljevina protiv moćne i bogate internacionalne organizacije u sklopu crkve, koja - o užasa - sluša samo Papu i nikog više.
Naravno, profesor Mayer se snašao i obezbedio finansiranje od strane Kraljevskog društva u Londonu tako da je njegov opservatorijski posao nastavljen. Ubrzo je postao poznat po tvrdnjama da je otkrio dosta dvojnih zvezda (zvezda sa svojim satelitima kako je on tvrdio) na južnom nebu, a budući da značajan deo toga nije mogao da bude potvrđen od strane astronoma sa većim teleskopima (Herschell, npr) to je proglašeno za optičku varku. Upravo u to vreme je proglasio otkrivanje Sigme Orionis kao dvojne zvezde.


On je otkrio AB i E komponentu, sumnjajući da se između njih nalazi još jedna pa je tako Sigma Orionis proglašena za trostruku zvezdu. Von Struve je otkrio tu jednu između dve već poznate, komponentu D, a onda je dodao još jednu sa suprotne strane koja je danas poznata kao komponenta C. I jeste, sve zvezde na slici su bele ili beloplave.


Sistem Sigme Orionis je obeležen ružičastom a trostruka zvezda Struve 761 (levo) cijan bojom.

Na kraju epopeje je jedan američki astronom, S.W. Burnham, glavnu komponentu (AB) prijavio kao dvojnu, merio više puta i i izmerio prosečnu separaciju od 0.26".  Teleskop koji je koristio bio je Lick refraktor od 12 inča.
Burnham je celog života danju bio pisar u sudu a noću je posmatrao i sistematizovao dvojne zvezde. Ne znam koliko su njegovi nadređeni dvadeset godina bili raspoloženi da tolerišu dolazak na posao sa ljubičastim beonjačama, ali je on uspeo kasnije da na četiri godine dobije posao na Lick opservatoriji, a kasnije i na Yerkes opservatoriji. Upravo je kao pisar napravio svoj prvi katalog dvojnih zvezda, a to ga je u međuvremenu i preporučilo za posao na opservatoriji i dalo mu pristup većim teleskopima. Ukupno je on proveo 36 godina praveći svoj katalog koji je, na samom početku pravljenja doduše, ponudio Smithsonian-u ali je odbijen. Štampanje je prihvatila Mornarička opservatorija.

Šesti po redu američki predsednik, John Quincy Adams, po mnogo čemu je bio specifičan i poseban. Osim što se smatra da je on od svih predsednika imao najviši IQ, imao je i čudnu osobinu da uporno pokušava nauku da približi širim narodnim masama. Takođe je shvatao da napredak njegove mlade zemlje dobrim delom zavisi i od napretka nauke, nešto što je danas sasvim očigledno, imajući u vidu da Amerika kao tehnološka i naučna supersila već duže vreme drži pola svetskih naučnih mozgova u svom posedu. U poređenju sa činjenicom da njihov današnji predsednik negira klimatske promene, Adams zvuči kao božanstvo.
A ako kažemo da je prijatelj predsednikov, Smithson, ostavio na kraju svog života veliki novac "za nauku", a Adams to nije protraćio kroz državne fondove ili, još gore, u privatne džepove, već oformio Smithsonian Institution - moje divljenje prema tom čoveku je još veće.

Još samo da dodam da je taj predsednik formirao Mornaričku opservatoriju 1825. godine i da je i sam lično vrlo rado dolazio noću da posmatra kroz teleskope i da skicira položaj zvezda. U poređenju sa naučnom potkovanošću današnjeg predsednika Amerike ovo je kao da poredimo uspešnost spoljne politike cara Dušana i sveukupne rezultate današnje srpske politike, otprilike.

I tako je sudski pisar, tj Burnham, nadahnuto odneo svoj rukopis u instituciju koja je delovala ozbiljno i kompetentno u svojoj oblasti. Mornarička opservatorija je, zajedno sa teleskopima, do pedesetih godina XX veka bila locirana u Washington DC a sad je u Flagstaff-u. Kuća upravnika opservatorije je danas ista kao i prilikom osnivanja, prelepa viktorijanska daščara koja služi kao zvanična rezidencija Potpredsednika Amerike, zajedno sa podzemnim bunkerom i komunikacionom opremom. Da nema obezbeđenja prošla bi možda kao neki kadar iz Dinastije, ili bilo koje druge američke serije.
Dakle Burnham je trljao ruke zbog svoj kataloga, ali je ta nadasve kompetentna ustanova uspela da izgubi rukopis, a potom je štampanje moralo da bude otkazano jer su složili samo pola rukopisa. Burnham se demoralisao i dopunjenu verziju kataloga štampao tek dvadeset godina kasnije kod Carnegy-a.

Verovatno je nekog zbog izgubljenog rukopisa grizla savest, ili je stiglo takvo naređenje, tek danas je vodeći katalog u svetu u oblasti dvojnih i višestrukih zvezda WDS koji je nastao u Mornaričkoj opservatoriji (Washington Double Star Catalog). Danas se njemu može pristupiti ovde ali budite oprezni. Priča se da imaju običaj da izgube vašu šifru i username.


Ovaj snimak je pet puta uvećan po pitanju rezolucije i predstavlja neobrađeni monohromatski stack. Merenje je olakšano i samim tim preciznije u jednoj meri.

Dakle, Sigma Orionis je višestruki sistem u sazvežđu Orion ukupne magnitude 3.8mag. Glavna komponenta je AB čiju separaciju vizuelno mogu da izvedu samo najveći junaci današnjice, ovde piše nešto o jednom takvom geniju iz Britanije. Obe ove zvezde kruže na dvostrukoj distanci Pluton-Sunce a kuriozitet predstavlja činjenica da se komponenta A dalje rastavlja na dve zvezde približno sličnog sjaja, distance jedne AU i orbitalnog perioda 143 dana. Ovo već nije moguće rastaviti drugačije sem spektroskopom i interferometrom, a orbita B komponente oko Aa i Ab je 157 godina.

Komponenta C je najbliža centralnoj zvezdi na snimku, udaljena je 11" i predstavlja zvezdu A spektralne klase i sjaja 8.79mag. Kuriozitet je da na dve sekunde od nje imamo Cb zvezdu koja je vidljiva samo u infracrvenom opsegu, što znači da je najverovatnije reč o braon patuljku. Razumljivo je da ona na snimku nedostaje. Sa suprotne strane, dakle na 6h od centralne zvezde je komponenta D magnitude 6.62, ničim upadljiva zvezda glavnog niza spektralne klase B2. Na kraju sasvim dole, na 7h, nalazi se Sigma Orionis E koja pripada promenljivim kategorije SX Aries. Nju karakteriše bogatstvo helijumom, brza rotacija (jedan dan!) i jako magnetno polje. I E komponenta ima nevidljivog pratioca - infracrveni patuljak na jednu trećinu sekunde od primarne zvezde.

Nisam izbrojao koliko zapravo zvezda ima u ovom sistemu, ali je gorepomenuti praunuk Burnham-ovog kataloga, WDS, izbrojao ravno 15 zvezda! A u Herschell-ovo vreme su mislili da je zvezda trostruka... Posle svega je potpuno jasno zašto se po novim shvatanjima Sigma Orionis klasifikuje kao otvoreno jato a ne kao višestruki zvezdani sistem. Za vizuelnog posmatrača je bitno da će već na stotinak puta uvećanja videti veliku AB komponentu, dve veoma bliske (C i D) i jednu udaljeniju (E). A kao da ovo nije dovoljno, imamo u blizini i Struve 761: trostruku zvezdu koja se ovde vidi gore levo. Razmak između B i C komponenti se vizuelno jasno raspoznaje na srednjem uvećanju. A ako Struve 761 pogledate u WDS katalogu dobićete da se radi o pet zvezda. Istini za volju, četvrta zvezda se vidi, zakopana u šumu, na 10h od komponente A.

Izmerene separacije na mom snimku (setite se da Photoshop ima vrlo korisnu funkciju preciznog merenja distance) od komponente AB su: 11.89"; 12.48" i 41.8". Za Struve 761 separacija između B i C je 8.255". Ovo se u principu veoma malo razlikuje od rezultata koji su zvanično publikovani, i koji iznose za Sigma sistem 11.4″; 12.8″ i 41.2″ dok za Σ 761 separacija iznosi 8.5″. Greške iznose u prvom slučaju 0.49"; -0.32" i 0.6"; za Σ 761 -0.245". Pozitivne i negativne vrednosti označavaju nasumičnu grešku a ne neki sistemski pomak u jednom pravcu, dakle merenje je, onoliko koliko je to moguće, tačno. Zapravo greška u suštini prosečno iznosi trećinu piksela originalnog snimka. To je ispod Dawes-ovog limita za moj teleskop (0.77arcsec, imajući u vidu opstrukciju verovatno i preko 0.80). Prosečna greška je 0.41 sekundu - ovo je po meni više nego odlično. Setite se da Dawes-ov limit označava granicu rezolucije gde je (pod idealnim uslovima) moguće dobiti rezoluciju, odnosno razdvajanje. Ako bih se posvetio tome i sedam dana u nedelji snimao i merio ove separacije, na kraju bih statističkim prosekom verovatno grešku smanjio na neku još manju vrednost. Glavni problem predstavlja u suštini subjektivnost prilikom merenja - sa onolikim pikselima je realno vrlo teško pogoditi geometrijski centar zvezde, a da to bude tačno u nekom okviru koji ide ispod granice atmosfere.

27.10.2019.

MIRACH I U PROLAZU C/2018 N2 ASASSN

Septembarski anticiklon je došao ove godine u oktobru i doneo skoro celog meseca veoma toplo i stabilno vreme. Dobra stvar je što je vedro a loša što se pritom često dešava da južni vetar pravi toliku turbulenciju, što na vrhovima ume i da bude pojačano. Pritom da sam očekivao da na Crnom Vrhu bude polovinom oktobra noću +18C, pa i nisam baš, ali je bilo (u selu ispod je bilo 10C). Iako ne razumem kompleksnu meteorološku dinamiku koja stoji iza ovo anticiklona, znam da se noću dešava inverzija i da vrlo često na planinskim vrhovima bude toplije nego u dolinama. Objašnjenje je veoma prosto: hladan vazduh noću je teži od toplog i sasvim prirodno teče sa vrhova dole kroz doline i formira tzv jezera hladnog vazduha (ovo pod uslovom da nemamo nisko jak vetar iz nekog pravca). Ukoliko je pritom i bez vetra nastaje dole magla a gore na planini bude izvanredno vedro i toplo.
Upravo takve uslove sam imao uz prosečno dobru transparenciju ali i turbulenciju.

Mirach (Mirah, a ne Mirač kao u Sellarium-u, nije baš lak taj latinski) je druga po redu zvezda (Beta) u sazvežđu Andromede. Najsjajnija bi trebalo da bude Alfa, tj Alpheratz ali je u proseku Mirach sjajniji za jedan stoti deo magnitude. Kažem u proseku, jer je Mirach ujedno i polupravilna promenljiva i njen sjaj šeta od 2.01mag do 2.10mag - prosečno 2.05, dok Alfa ima sjaj 2.06mag.
Ako zanemarimo ovo premeravanje fotona i sitničarenje, za ovu zabunu je bio zaslužan Bayer koji za nastanak svog atlasa Uranometria nije upotrebljavao teleskop već samo sopstvene oči. Veoma često je pravio takve, naizgled greške, ali je razlog zapravo činjenica da je on zvezde rangirao po magnitudama - dok u okviru iste magnitude se uopšte nije trudio da napravi redosled. Alfu u nekom sazvežđu je birao ne po sjaju već po položaju i nekoj svojoj vizuelnoj logici, a možda nije ni mogao da sve razlike u magnitudama jasno uoči. Objašnjenje je vrlo prosto: Liperšej (Lippershey) će na obe strane cevi staviti sočiva tek pet godina nakon prvog izdanja Uranometrije, a Galilej još jednu godinu kasnije.
Dakle, Bayer je uradio najbolji mogući posao sa vizuelnog aspekta, ali je očigledno da se oko nekih stvari baš potrudio a oko nekih (magnitude) baš i ne. Primera radi, crteži su praktično vrhunski i za današnje pojmove, delo su čoveka po imenu Alexander Mair i rađeni su kao bakrorez. Ovo znači da, ako su originalne ploče sačuvane... a jesu... mi danas možemo da napravimo egzaktan reprint originalnog izdanja. To zapravo i postoji - eto šta hoću da mi se kupi za rođendan.

Već neko vreme ova zvezda služi kao spektroskopski standard; njena klasa je M0III što znači narandžasti gigant koji je odbacio površinske slojeve u okolni prostor. Mirach, kao i svi nama čudni nazivi zvezda, potiče iz arapskog jezika. Razlog je bio taj što je arapska kultura činila vremenski most između helenske/latinske kulture Starog veka i evropske renesanse. Drugim rečima, mračni Srednji vek je bio zaista mračan u svakom smislu a pre svega u smislu kulture. I neminovno je bilo da prilikom tolikih prevoda i prepisivanja dođe i do grešaka. Tako je Mirach zapravo iskvaren oblik arapskog termina mizar, što znači pojas. Dakle, ova zvezda predstavlja Andromedin pojas i naziv Mirach se u tom obliku prvi put pojavio u Ptolemejevom Almagestu.

ASASSN je ime programa pretrage neba u cilju pronalaženja supernovih, projektom koordiniraju ljudi sa Univerziteta Ohajo. Projekat je vrlo lepo zamišljen i realizovan, celo severno i južno nebo je pokriveno pomoću dvadeset teleskopa koji to u osnovi i nisu - radi se o 400 f2.8 Nikon teleobjektivima opremljenim CCD kamerama. Telefoto nije nikakav nedostatak već prednost, Nikon se lako nabavlja pošto svi ozbiljni koriste Canon (mala šala), apertura je 14cm i dovoljna za magnitudu 18; nebo se veoma brzo snimi i analizira sa rezolucijom od 7.8 arcsec po pikselu. Dakle, ovde je poenta u brzini otkrivanja objekta, a zatim se na metu mogu usmeriti mnogo veći instrumenti koji inače ne služe za takve pretrage jer su spori.
Bilo kako bilo, oni su 7. jula 2018. otkrili kometu 16.4mag koja je ove jeseni smeštena u idealnoj poziciji za snimanje sa severne hemisfere. Procenjen sjaj koji je publikovan za polovinu oktobra je bio 10.7mag a prečnik kome 3.2 ugaona minuta. Merenja s početka meseca (4.10.2019, Carlos Labordena) pokazuju ipak nešto slabiji sjaj - 11.6mag, a kako se u to uklapa moja procena, videćemo. U svakom slučaju, ova kometa dolazi u perihel početkom novembra, odnosno manje od mesec dana nakon nastanka ovog snimka.


Kometa je vidljiva u levom donjem uglu, a pored Miracha se nalazi mala jajolika galaksija NGC404. Snimljeno je teleskopom 150/750, 31x30sec i obrada je uspela iz desetog puta. Sve moguće greške sam napravio, od mešanja X i Y koordinata, preko isprobavanja svih mogućih kombinacija predznaka + i - za koordinate; do njihovog nelogičnog unakrsnog sabiranja. Nakon toga sam grešio u množenju i deljenju da bih odredio brzinu komete u pikselima po satu, i na kraju je nekako uspelo. Ako vas neko pita šta je pozitivna a šta negativna vrednost, u Irisu je to malo nelogično. Nulte vrednosti za X i Y osu počinju od donjeg levog ugla, ne kao što bi ostatak sveta očekivao od gornjeg levog - i eto razloga za još par grešaka i pokušaja.


Merenja su pokazala dužinu repa od nekih deset stepeni, sve je to doduše neprecizno jer se rep gradijalno topi, ali neka minimalna procena je 8.5 stepeni. Ovo naravno nije ni od kakvog praktičnog značaja jer bi bolje nebo, apertura i kamera dali svakako duži rep, makar u nekoj meri bi to bilo moguće izvući iz snimaka. Bilo kako bilo, prečnik kome komete je mnogo validniji parametar i neka odokativna procena je da ovih dana dotična kometa ima komu prečnika dva minuta. Ja sam, i pored najbolje namere da taj rezultat postignem, izmerio 81 sekundu, odnosno nešto preko 1.3 ugaona minuta. Treba imati u vidu i dužinu eksponiranja, koja je bila relativno mala (31x30sec=15min) a to na f5.0 teleskopu i ne daje nešto preterano dobar rezultat. S druge strane, duže eksponiranje unosi duže pomeranje komete u finalni snimak i potrebno je nešto veći deo slike maskirati. Nije meni teško da to maskiram nego se postavlja pitanje svrhe i uopšte etike tolike manipulacije u Photoshopu; nije poenta da ovo bude maštovita kreacija već koliko-toliko realan (istinit) snimak nečega.


Ovo su isečci iz originalne rezolucije uvećani 2.8x. Struktura repa jeste vidljiva ali bez nekih detalja. A čega još ima na snimku?


Svega 7 minuta udaljena od Miracha je mala lentikularna galaksijica NGC404 čiju unutrašnju strukturu osim kao pravilne loptice nije moguće razaznati, i veoma brzo je dobila žargonski naziv "Mirach's Ghost", mada bi po meni pre odgovaralo "Kasper, dobri duh". U pitanju je patuljasta galaksija malo manja i malo sjajnija od našeg Malog Magelanovog Oblaka. Ona čak i produkuje nove zvezde, premda niskim intenzitetom; što je za tako male galaksije prilično neuobičajeno. Takođe to može da ukaže na neke velike poremećaje u bliskoj prošlosti, pa se tako pretpostavlja da je NGC404 pretrpela nekoliko stapanja sa manjim galaksijama i da je pre toga bila mala spiralna galaksija. Ovo nas dovodi do pitanja uopšte nastanka sočivastih (lentikularnih) galaksija, a tu onda preovlađuju tri teorije:

1) teorija slabljenja spiralne galaksije, čiji bledi i anemični krakovi vremenom "ispare" i ostane sočivasto ispupčenje oko jezgra (bulge);
2) stapanje odnosno sudari sa drugim galaksijama usled čega se početna spiralna galaksija naglo ugoji, i
3) porast diska kroz akreciju je slično kao prethodno, samo na mnogo manjoj skali; cetralno ispupčenje raste kroz akreciju okolnog gasa i manjih galaksija.

Naravno, sve ove teorije su imale na umu gomilu drugih velikih lentikularnih galaksija, pre svega na ivici vidljivog univerzuma a ne NGC404. Osim toga, dinamika porasta jezgra i akrecije kroz akreciju gasa u velikim galaktičkim jatima je praktično onemogućena, tako da bar tamo jedan scenario otpada. Ali mali Kasper se ne uklapa u tako nešto - on je malo siroče van svih jata, ne pripada ni Lokalnoj Grupi ni nekom drugom jatu. Drugim rečima, za ovu malu i usamljenu galaksiju važe sasvim druga pravila oko nastanka i nadalje, kao na žalost i za sve siročiće u životu.

19.10.2019.

DEŽURNI KRIVCI

Ako na internetu tražite čoveka koji se zove (ili preziva) Africano, na stranu što ne očekujete buckastog bledolikog, budite spremni da potrošite vreme i da pritom praktično ništa ne nađete. Čovek je svojevrsni Kajzer Soze astronomije i jedino što se o njemu zna to je da je otkrio neku kometu koja je bila idealno vidljiva ovog septembra.
A zapravo ovaj čovek, Brian Africano, radi kao istraživač na Univerzitetu Arizona na projektu pretrage asteroida. U pitanju je CSS (Catalina Sky Survey), mada njegovo ime iz misterioznog razloga nećete naći na spisku članova tima koji stoji na Wikipedia. Kad sam već pomislio da je čovek u programu zaštite svedoka ili da naprosto uopšte ne postoji na ovom svetu pod tim imenom, pronašao sam njegovo ime (čak i fotografiju!) na zvaničnom sajtu  ove organizacije. Dobro je; nije novinarska patka - čovek zaista postoji i radi svoj posao, tj traži asteroide a komete su mu, takoreći, usputno đubre kog mora da se reši kad ga već otkrije: treba istog momenta pisati mejlove na nekoliko adresa, pisati izveštaje, po mogućstvu još neki put ponovo zabeležiti objekat, orbitu srećom drugi ljudi računaju i na kraju istrpeti svojih pet minuta slave kad te svi zovu i pitaju kako to izgleda kad otkriješ nešto tako veliko kao što je kometa.

Imam teoriju da se dotični gospodin godinama krije upravo iz tih razloga. Pet otkrivenih kometa znači pet puta prolaziti kroz isto. Publicitet zna da bude dosadan, a jedan od lepših načina da se rešite toga je da isključite sve društvene mreže, obrišete sve što možete o sebi i da mirno radite 30km od Tasona (Tucson), na vrhu planine Mt Lemmon usred pustinje.

Uz pretpostavku da ovo oko publiciteta možda i nije tačno, zadnja kometa koju je on otkrio krajem novembra 2017. godine je bila bleda mrljica sa malim repićem magnitude 20 tako da mu nije donela neki preterani publicitet. Pritom je Söze, pardon, Africano bio brži od drugog (H. Groeller) koji je kometu takođe video na CSS snimcima za tačno tri minuta - recite mi da je to slučajnost. Kako god, ovih dana je dotična kometa locirana na idealnom mestu za posmatranje, dakle oko ponoći se mota gledano iz Evrope oko samog zenita (sazvežđe Andromede) tako da je gorepomenuti publicitet očekivano skočio...


Ovo je stack od 18 snimaka sa tripoda, objektiv pedesetica i svaki snimak je eksponiran deset sekundi na blendi f2.8. Ukupno vreme izlaganja je, dakle, ispalo tri minuta i dark i flet korekcije nisu vršene. Granična magnituda je između 12mag i 12.5mag i to je bilo sasvim dovoljno da bi se registrovala kometa čiji je ukupni sjaj u tom momentu bio oko 9mag. Koma je, prema publikovanim podacima, imala prečnik od 5.7 ugaonih minuta i prosečan sjaj kome je iznosio 21.4mag/arcsec što uopšte nije loše za detektovati. Za dobar rezultat se zahvalnost može uputiti pre svega tamnom i transparentnom beljaničkom nebu (premda je kometa u momentu snimanja bila na 35 stepeni visine). Koga eventualno zanima, ovo je lokacija u okolini Despotovca.

Međutim, kolika je granična magnituda teleskopa koji je koristio Keyser Söze da bi otkrio ovu kometu?
CSS (Catalina Sky Survey) koristi tri teleskopa, prvi je Cassegrain od 1.5m aperture, drugi isto C od metar i treći je Schmidt od 0.7m. Fotografska brzina sva tri teleskopa je impresivna: prvi je f1.6 (!), drugi f2.6 a treći f1.8 - dakle ovaj zadnji bi mogao da se po brzini uporedi sa mojim objektivom... Zapravo ne, idealno poređenje je onaj drugi (f2.6) pošto ja EF 50 1.8 koristim pritvorenog na f2.8 - na široj blendi od toga zvezde postaju neprihvatljive krmače.

Dakle, prvi teleskop pokriva površinu od oko 30x30 srtepeni neba u toku jedne cele večeri; snimajući pritom sukcesivno jedno po jedno vidno polje ekspozicijama od 30sec. Pritom se postiže fascinantnih 21.5mag bez ikakvog stekinga, i najveći deo zasluge za tako nešto može se pripisati f-odnosu; ali i CCD kameri - radi se o više spojenih detektora koji ukupno imaju 111 megapiksela. Jedno vidno polje je gargantuanskih 5 kvadratnih stepeni. Drugi teleskop ima još veću graničnu magnitudu (22.0mag) i on u principu služi za fokusiranje na mete koje se inicijalnom pretragom označe kao sumnjive ili interesantne. Jedini problem je što on pritom može obraditi najviše četrdesetak meta. I treći (i najmanji) teleskop može pokriti najveći deo neba: otprilike 60x60 stepeni možemo pretražiti i snimiti za jedno veče pod optimalnim okolnostima - idealno za pretragu neba.

Trikovi za postizanje granične magnitude mogu biti različiti, recimo oko arhitekture CCD kamera treba reći da one mogu postići efikasnost maltene blizu 100%, više od ostalih CCD ili daleko više od CMOS senzora - ako se izostavi antiblooming barijera. U tom slučaju preeksponirane zvezde imaju one poznate ružne vertikalne crte, kao da su na teleskopu montirana dva spajka koji drže sekundar. Ako zanemarimo estetiku ovo je u istraživačkim krugovima jako dugo bio preovlađujući standard, naročito na sporim teleskopima tipa SC koji tipično imaju f odnos oko 10. Danas je to nepotrebno (i štetno) jer se iza spajka/crtice može kriti kometa ili asteroid, pa je fokus ponovo postavljen na gradnju što je moguće bržih teleskopa. Možemo slobodno reći da je na današnjim teleskopima Mt Lemmon limit na 30sec upravo fon neba i airglow a ne kamera ili optika, dakle, da je dostignut neki fizički granični opseg detekcije u vizuelnom delu opsega.

Osnovni zadatak CSS projekta je traganje za potencijalno opasnim asteroidima, naročito NEO klase. Komete su tu, kao što je rečeno, nusprodukt na koji se samo gubi vreme. A što se tiče rezultata, osim velikog broja detektovanih i opisanih asteroida, Katalinjani su uspeli i u dva navrata da urade holivudski posao: da otkriju asteroid koji je na kolizionoj putanji prema nama, da to predvide i objave. U jednom slučaju je stenčuga pala u Atlantik a u drugom u Sudan, tako da je svrha projekta što se tiče novca poreskih obveznika regularno ispunjena. Doduše eksploziju iznad Čeljabinska nisu predvideli jer nije ni bilo moguće; kamenčina od 20 metara je došla iz pravca Sunca a tamo zemaljski teleskopi ne mogu da bilo šta otkriju. Ovu činjenicu trenutno naučnici intenzivno ponavljaju finansijerima u nadi da ćemo uskoro dobiti svemirski teleskop koji bi osmatrao navedenu zonu. A možda su jednostavno Rusi dežurni krivci trenutno za sve, pa asteroid od 400kT snage treba mudro prećutati da bismo videli efekte... Da, da... Ali dosta sa glupavim teorijama zavere dostojnim Kurira i Alo, da vidimo lokaciju sa koje je ovo snimljeno.


Mlečni Put snimljen širokougaonim objektivom (10mm na 1.6 kropu) je nastao spajanjem šest snimaka od po pola minuta na blendi f4.5. Mislio sam da će široki objektiv bolje podneti rotaciju neba ali... Ručno sklapanje i rotiranje u Photoshopu bih preporučio samo ljudima sa viškom vremena i živaca, tako da snimanje Mlečnog Puta sa tripoda ostaje privilegija bržih objektiva, recimo f2.8, nevezano za žižnu daljinu. Pritom C 10-18 STM veoma vinjetira pa i ovo ostaje problem prilikom snimanja jer jednostavno nećete moći da izvučete detalje iz tame kao što je to recimo moguće sa Tamronom 17-50 2.8.

A kad su u pitanju brži objektivi, evo jednog koji je već pomenut i koji na f5.6 bez problema isporučuje vrlo oštre detalje dostojne najboljih pejzažnih objektiva: pedesetica. Dakle, izlazak Vlašića (Plejade) iznad Beljanice:


Kad se blenda još malo pritvori, recimo na f8, detalji idu ispod rezolucije četrdesetice. Svojevremeno pre desetak godina su se ispredale bajke o tome kako tadašnji objektivi nisu u stanju da isprate nove senzore koji su se pojavili; bilo je reči o FF aparatima od po 20+ mpx. Koliko je to iluzorno govori i činjenica da 40D sa svojih 10mpx ima gustinu piksela približno kao neki FF od 25mpx, a ovaj objektiv na f8 isporučuje, da lupim bez merenja, i bukvalno duplo veću linearnu rezoluciju; dakle jedno 100mpx FF. Doduše ovo važi samo za centar pošto njegova rezolucija vrlo brzo opada prema rubovima i na kropu, a kamoli na FF, ali koga briga - staklo košta kao dva računa u kafani. Vaše je samo da uspete da pogodite fokus.

Elem, rezultati na f8:


Ako pogledamo malo dalje od pojedinačnih piksela, odnosno ono šta je zapravo na snimku (u suštini ovakvo razmatranje je retkost u savremenoj amaterskoj fotografiji, svi gledaju piksele) videćemo da se radi o pogledu na zapad. Neko bi pomislio da se radi o Jupiteru ili eventualno Saturnu, i ja sam po šumama i gorama pomislio da je Jupiter ali ne... U pitanju je Arcturus, najsjajnija zvezda severnog neba. Još pre 400 godina je ovaj crveni gigant posmatran refraktorom danju (čiju sam boju dobrim delom skinuo u obradi, misleći da se radi o aksijalnoj hromatskoj aberaciji), magnituda je nula, odnosno tačnije -0.05mag. Masa ove zvezde je približna masi Sunca, ali je luminoznost mnogo veća budući da Arktur ima veći prečnik od Sunca tačno 25 puta.
Glavna zvezda Volara (Bootes) je praktično veoma blizu nama, 37 svetlosnih godina konkretno. Naravno da ima i bližih zvezda ali je Arktur od svih njih neuporedivo sjajniji tako da naprosto dominira jesenjim nebom na zapadu. Međutim, posledica ovako male distance je i velika relativna brzina u odnosu na nas: 122km/sec. Ovo prevedeno na astrofotografski rečnik znači dve uglovne sekunde godišnje, odnosno u mom slučaju tri Eosova piksela na teleskopu za dve godine. Eto ideje za dvogodišnji projekat.

A što se tiče Jupitera, on se nalazio te večeri u Mlečnom Putu, dakle na jugu/jugozapadu. Snimak pedeseticom otkriva već navedeni glavni nedostatak ovog objektiva - loš autofokus. Doduše ja sam manuelno fokusirao tako da je greška praktično samo moja, i to se na f2.8 ne prašta, ali stoji da je autofokus u dnevnoj upotrebi ovog objektiva praktično u rangu igara na sreću. Kupite ga samo ako baš morate - noviji 50 1.8 STM kažu da je eonima bolji po tom pitanju. Gore levo se vide magline M8 i M20:


I generalno južni Mlečni Put može da bude veoma fotogeničan. Za sledeći snimak sam koristio palačinku 24 STM, 5x20sec. Da se u budućnosti ne bih zlopatio u PS-u sa sklapanjem layer-a, rotacijom i ostalim problemima, kad bude palo prvo ozbiljnije obnavljanje opreme - pašće neki Astrotracker ili slična mala montaža. Namena: isključivo ovakvi širokougaoni kadrovi.


Kad smo već kod 24-ke, momenat izlaska Hijada na istoku i pogled preko Beljanice koji ne mogu dovoljno da nahvalim, budući da je sa ovog mesta severoistok praktično slobodan od svetlosnog zagađenja sve do Rumunije (a dobrim delom i u Rumuniji - u tom pravcu se projektuju centralni Karpati na nekih 250km):


Palo mi je na pamet da sklopim dva snimka: fokusirani i nefokusirani. Ovaj drugi bi mogao da dočara prave zvezdane boje Velikog Medveda:


Kao što vidite, ova tehnika se nije nešto baš proslavila. Lepo je što smo dobili naznake zvezdanih boja ali pojava koja se zove focus breathing (promena veličine projektovane slike u zavisnosti od promene fokusa) je učinila da se zvezde na rubovima ne poklapaju sa svojim defokusiranim oreolima. Dobro, to još i nije neki problem, u obradi se taj sloj poveća ili smanji, ali ko još može verovati defokusiranom staklu i to još na blendi f2.8?
Iznad Mizara i Alkora se nalazi mala crvena zvezda (83 Ursae Majoris). Njen spektar je M2III i pripada crvenim džinovima - ovde je staklo položilo ispit. Pogledajmo sasvim gornju desno zvezdu u pravougaoniku Velikog Medveda (Dubhe): i ona je K0III, odnosno narandžasti džin. Sve ostale zvezde u asterizmu Medveda su plavobele, tačnije A klase. Izuzetak je Alkaid (B klasa) koji je više plav od ostalih.

Zaključak: ovaj objektiv ne laže kad su boje u pitanju. Međutim, ako se pokuša sa softverskim trikovima i Tamronom 17-50 (vidi ovde) u suštini zvezdane boje ni na koji način nisu tačno reprodukovane.

06.10.2019.

DVOJNE ZVEZDE ORIONA (ŠPANSKA SERIJA)

Nije baš da je primarni fokus reflektora 150/750 perfektan za snimanje dvojnih zvezda, ali može da posluži. Problem je, s jedne strane u relativno niskoj rezoluciji a s druge strane u činjenici da svako eksponiranje proporcionalno uvećava prečnik sjajnijih zvezda. Nešto što je praktični minimum prečnika zvezde na najkraćoj ekspoziciji je pojam koji je unapred definisan za neki teleskop u zavisnosti od njegove konstrukcije. Drugim rečiima, i najbolji reflektor će imati malo punije zvezde u odnosu na rerfaktor i to je fizika koju je nemoguće izbeći. Zapravo... Ovo važi za astrofotografiju, u realnom posmatranju vizuelno sva je prilika da će biti potpuno obrnuto.
Osnovno pravilo je da što je veći teleskop manjeg su prečnika zvezde u njemu. Ne govorimo o sjaju već baš o činjenici da na velikom uvećanju (recimo 400x) zvezda magnitude 11mag u dobsonu od 300mm izgleda kao manja i jasnija tačkica nego ta ista zvezda na 400x u refraktoru prečnika 80mm. Naravno da je ta zvezda u dobsonu pritom i neuporedivo sjajnija, to je posledica veće aperture i proporcionalna je toj razlici (bejah dokon pa izračunah - razlika je nešto preko 14 puta).

Ali, ovo sve važi za vizuelno. Gorepomenuta tvrdnja da u astrofotografiji stvari stoje obrnuto je svima očigledna: uzmite bilo koju fotografiju recimo M31 ili M42 snimljenu rerfaktorom od 80mm i dobsonom od 300mm, uvećajte na originalnu rezoluciju kamere i videćete da reflektor ima pomalo pufnaste zvezde, dok su one u refraktoru potpuno oštre tačkice. Kako je to moguće kad veći teleskop daje manje zvezde? Veoma prosto, reč je o prirodi fotografije koja podrazumeva dugo vreme eksponiranja. Tačnije sve zvezde u reflektoru osciliraju oko svog položaja i crtaju malu krofnicu, zahvaljujući termanim strujanjima u tubusu (toga kod refraktora nema) ili jednostavno zahvaljujući atmosferskoj turbulenciji (koja je opet kod 80 APO-a opet dosta manje vidljiva). Kolimaciju, scintilaciju i komu da ne spominjemo, a sve to nikako neće biti na strani teleskopa sa ogledalima.
Zaključak je veoma prost - u reflektoru su krofnice primetno veće. Ali ako uspem da zamrznem turbulenciju dovoljno kratkim eksponiranjem, kao kod planetarnih snimanja, da li ću dobiti bolji snimak? Teoretski da, naravno, ukoliko je teleskop prethodno kolimiran i ohlađen a kamera ispravno fokusirana. Tad bi prečnik najmanje zvezde zavisio samo od aperture sistema i njegove sekundarne opstrukcije. Tačnije, reflektor iste aperture kao refraktor će imati ipak malo gojaznije zvezde - zbog sekundarne opstrukcije koja nešto više sjaja šalje u prvi i ostale difrakcione prstenove u odnosu na to koliko šalje refraktor. Ovo je kod teleskopa bez opstrukcije drugačije, on težište sjaja crta u centru.

Dakle, trik za dobijanje najveće rezolucije je u što kraćem eksponiranju, baš kao i kod planeta. FWHM je onaj prečnik zvezde na kome su označeni samo oni pikseli koji prevazilaze 50% sjaja zvezde - faktički to je sjajnija polovina zvezde; i njen prečnik ovde je 4 piksela - zvezda desno:


Za slučaj da neko nije shvatio koncept, evo objašnjenja: najsjajniji piksel je izmeren kao 122 u G kanalu; od mogućih 255. To znači da svi pikseli koji imaju više od 50% sjaja najsjajnijeg piksela upadaju u igu. U ovom slučaju to je 122/2=61; dakle to su svi pikseli vrednosti preko 61.
Ovo je desetostruko uvećani isečak iz jednog frejma, dakle svaki piksel zauzima nešto preko 1.5 ugaone sekunde na nebu. Obeleženi su crvenom bojom svi pikseli koji su saturisani preko 50% u odnosu na najsjajniji:


Ako pogledamo levo zvezdu koja se jedva nazire primetićemo da se ona nalazi na površini od tačno četiri piksela, dakle njen prečnik je dva piksela. To je otprilike i neki maksimum koji je moguće izvući, budući da se radi o snimcima eksponiranim 1/8 sekunde. Drugim rečima na dužim ekspozicijama praktično nije moguće ponoviti ovakav rezultat što zbog vođenja, što zbog turbulencije u tubusu i turbulencije same atmosfere, što zbog scintilacije... Ali koncept je definitivno takav da možemo smatrati da zvezdu blisku graničnoj magnitudi sitniju od 4 piksela površine u reflektoru skoro i da nije moguće dobiti. Sjajnije zvezde tek prelaze u neke mnogo veće vrednosti kad je u pitanju površina (ili prečnik, svejedno).

U čemu je poenta ovih fotki? U rezoluciji, veoma prosto; što je teleskop veći veća je i rezolucija, a zvezde su - logično - sve manje. I tako u krug, dok atmosfera ne počne da bude limit. Međutim, ono što se na ovim isečcima ne vidi to je sama struktura zvezde, odnosno difrakcioni prstenovi. Granica koju je pritom moguće dostići je ona gde je prvi difrakcioni prsten jedne zvezde utopljen u centar druge zvezde i to je ono gde je te dve zvezde moguće razdvojiti. Svako njihovo približavanje ispod te granice činiće da se te dve zvezde percipiraju kao jedna zvezda - dostignuta je granica razdvojne moći instrumenta. Ovo je zvanično teorijsko objašnjenje kako se izvodi razdvajanje dvojnih zvezda.

Budući da ovde nemamo difrakcione prstenove (zapravo u astrofotografiji ih skoro nikad nemamo) za razdvajanje dvojnih zvezda ne možemo da primenimo gorepomenutu teoriju već malo modifikovanu praksu. Zvezda Iota Orionis je višestruki sistem, zove se još i Nair al Saif (na arapskom) ili Hatysa. Nalazi se odmah ispod Velike Orionove magline (M42) i najsjajnija je zvezda jata NGC1980. Logično, to je najsjajnija zvezda na snimku (snimak je uvećan za potrebe merenja tačno tri puta ali se vide originalni pikseli).


Snimak je nastao sklapanjem 13 pojedinačni frejmova koji su eksponirani po 1/8 sekunde svaki. Faktički ovo je dvadeset sekundi izlaganja i vrlo je logično da najsjajnija zvezda u kadru, tj Iota ima magnitudu 2.77mag. Iz toga sledi da je ona najsjajnija zvezda u svojoj okolini, tj u Orionovom maču. Gle koincidencije: na arapskom "Nair al Saif" znači "najsjajnija u maču" - arapska astronomija je trpela veliki uticaj helenske mitologije odakle je preuzet dobar deo imena sazvežđa, kao i njihove konfiguracije; a nadalje je to prešlo u evropsku nebesku nomenklaturu. Bilo kako bilo, desetostruko uvećan snimak pokazuje raspored zvezdi koje čine ovaj višestruki sistem.


Sa 1, 2 i 3 su označene komponente A, B i C a 4 je... nemam pojma šta je. Pregledao sam položaje šezdesetak sjajnijih asteroida za to vreme ali ništa nisam našao što bi se uklapalo; možda je neka kometa ili slično (mada su veće šanse da je asteroid) budući da se radi o položaju skoro nasred ekliptike. Približno šesta magnituda sama po sebi ne znači ništa; možda je i neki satelit na približno stacionarnoj orbiti ili jednostavno komad svemirskog otpada. Imajte u vidu da je ukupno eksponiranje trajalo 21 sekundu, tako da se pokret koji se nazire zapravo ne može izmeriti.
Ali vratimo se na sistem Iota Orionis: glavna zvezda ima sjaj 2.77mag i spektroskopski je dvojna. Ova zvezda, zapravo ove dve veoma bliske zvezde su plavi giganti sa veoma ekscentričnom orbitom od 29 dana. Ekscentricet ukazuje na verovatni nastanak ovog sistema - preuzimanje a ne situacija da su obe zvezde nastale jedna pored druge. Čak je dato i teorijsko objašnjenje dostojno španske serije: bliski susret dva binarna sistema u kojoj po jedna zvezda iz svakog sistema biva katapultirana a preostale dve zvezde padaju jedna drugoj u zagrljaj. Priroda njihove orbite danas je takva da obe zvezde u najbližem međusobnom položaju (periastron) prilaze jedna drugoj na 1.5 puta veću distancu od zbira njihovih prečnika - a to je veoma veoma blizu. Zapravo je toliko blizu da stelarni vetar obe zvezde u sudaru prilično jako emituje u X frekvenciji i to je ono što je svojevremeno nama Zemljanima prvo zapalo za oko.

Sve je to lepo, ali potrebni su dokazi da bi nešto iz kategorije teoretskog prešlo u praktično. A dokazi su dve zvezde identičnog spektra kao i Iota Orionis, a to su Mu Columbae i AE Aurigae. Pritom spektar nije prva stvar koja je uočena već njihove brzine - obe se udaljavaju sa istog mesta u prostoru brzinom od oko 200km/sec. Mesto je približni položaj Trapezijuma u M42 maglini, a veoma prostom matematikom se može izračunati da su ove dve zvezde ispaljene odatle pre oko 2.7 miliona godina. I ono što je takođe veoma verovatno je da su upravo to one dve sirote zvezde koje su izbačene iz gorepomenutih binarnih sistema da bi nastao sistem Iota Orionis. Eto, život je nekome majka a nekome španska serija.

Zvezda sa oznakom 2 ima magnitudu 7mag i orbitu 4400 AU udaljenu od centralnog para. Označena je kao komponenta B, spektralne klase isto B, i orbite 75 000 (zemaljskih) godina. Na poziciji 3 se nalazi komponenta C kojoj treba deset puta više da završi obilazak oko glavnog para (A) i to sve na prosečnoj udaljenosti od 20 hiljada AU. Separacije B i C u odnosu na A su 11" i 50"; ja sam sa snimka merio 9.89" i 49.4". Ovolika doza odstupanja za prvi par (10%) je najverovatnije manje iz razloga što je teško bilo odrediti tačan centar velike i preeksponirane A zvezde, ali više jer je B komponenta trpela uticaj bliske A komponente pa je to pomerilo centar bliže A komponenti. Faktički A je svojim sjajem "osvetlila" delove B komponente bliske sebi i to je stvorilo lažni centar bliže primarnoj zvezdi. Trebalo je koristiti kraće ekspozicije ili obaviti neku vrstu kalibracije za veliku razliku u magnitudi (2.77 prema 7).


Ako mislite da je ovaj moj rezultat zaista dobar samim tim jer je nastao egzaktnom fotografijom, odnosno da je CCD/CMOS senzor a priori bolji od vizuelnog merenja, očigledno je da u ovom konkretnom slučaju niste u pravu. Greška od 10% je u potpunosti neprihvatljiva za bilo kakva merenja ali tako nešto se i moglo očekivati usled velike razlike u magnitudi i sasvim prirodnog "prelivanja" sjaja na tamniju zvezdu. S druge strane, udaljeniji par je korektno izmeren tako da ste ipak u pravu - fotografski se itekako precizno može meriti separacija i time vizuelno merenje poslati u istoriju. A možda i generalno niste u pravu: u oblasti Oxfordshire u južnoj Britaniji se nalazi mali dvorac Hanwell koji datira iz kasnog 14. veka. Zgrada je jedna od najstarijih u okolini koja je građena ciglom, više puta je rušena i dograđivana i danas sveukupno više liči na malo bolju vlastelinsku kuću (što ona uistinu i jeste) nego na tjudorski dvorac. Naprosto idealno za snimanje serije... U dvorištu imanja je na otvorenom smeštena opservatorija Hanwell; instrumenti koji tu postoje su 30 inča reflektor i isti toliki refraktor (peti najveći refraktor u svetu po rečima članova kluba, malo su se zabrojali ali nema veze, recimo da je deseti - veći od beogradskog i berlinskog Cajsa) kao i reflektor sa ogledalom od 12.5 inča (31.5cm) vrlo neuglednog izgleda. Ovaj poslednji teleskop u potpunosti deluje kao siroče: montaža je alt-azimutna, motori ne postoje, struktura teleskopskog tubusa takođe ne postoji već su u pitanju daske i letve odnosno cev kockastog profila; ogledalo, doduše vrhunsko, stoji sa strane tog takoreći tubusa i datira iz 1908. godine; i detalji se dalje ređaju u Grunf_stilu.

Kompletna optika teleskopa se skida i čuva unutra dok montaža i struktura tubusa ostaju napolju. Naravno, prilikom svakog posmatranja ogledala se iznose u vrt i montiraju, sledi naravno kolimacija i tek onda možemo početi sa posmatranjem - ukoliko čuvena engleska klima to dozvoli, razume se. A možda je ovaj pomalo spartanski redosled postupaka i odgovoran za vanserijske rezultate: današnji vlasnik teleskopa, inače direktor Hanwell opservatorije, važi za čoveka posvećenog detaljima. Kolimaciju izvodi za pet minuta a nivo preciznosti koji se pritom postiže je toliki da ovim teleskopom bez problema vizuelno razdvaja dvojne zvezde na toliko maloj separaciji kao niko na ovoj planeti, iako ne koristi ni interferometar niti prelomljeni refraktorski objektiv. Direktor je Cristopher Taylor, profesor fizike koji inače predaje i astronomiju i matematiku, a njegovi rezultati sa ovim letvama i daskama, pardon, teleskopom su sledeći:

- 0.4-0.5 ugaonih sekundi: dve potpuno razdvojene zvezde sa crnim prorezom između;
- 0.35-0.6" zvezde u direktnom kontaktu, samo povremeno se pojavljuje crna traka između;
- 0.33-0.4" diskovi u preklapanju, vidi se osmica;
- 0.29-0.32" vrlo izdužena šipka ("rod" na engleskom);
- 0.24-0.28" izdužena forma diska oblika masline;
- 0.21-0.23" povremeno se vidi izduženje, premda ipak dovoljno da se odredi PA (Position Angle);
- 0.17-0.20" izduženje se vidi samo u momentima najboljeg seeinga, teško se određuje PA;
- negde oko 0.13" nesigurna detekcija dvojnih zvezda na uvećanju 825x čak i u momentima najboljeg seeinga.

Moram samo sa žaljenjem da podsetim cenjeni autitorijum da je jedan piksel na mojim snimcima 1.57", dakle ravno deset puta veći od profesorovog najboljeg rezultata. Toliko o stolarskom umeću. A što se tiče seeinga, i u Engleskoj i u Srbiji se svaki seeing ispod 2" smatra dobrim, pa u kontekstu toga profesorovi rezultati za sve nas obične smrtnike deluju sablasno nedostižni.

Njegovo omiljeno uvećanje za kolimaciju i posmatranje je gorepomenutih 825x. Nema sumnje da je ovaj teleskop zapravo vrhunski instrument sa osobinama bolida Formule 1 s početka osamdesetih - mukotrpna višesatna podešavanja karburatora i turbine koja samo ponekad daju vrhunski rezultat u vidu najveće moguće snage, a najčešće je snaga prilično manja od teoretske. Ali to je i dalje Formula 1 a mi ostali naše teleskope kolimirane na 150-300x možemo slobodno zvati poljoprivrenim mašinama i slično, znači traktorima, u poređenju sa profesorovim drvenim dobsonom.

Dakle, ovaj čovek već nekoliko decenija rutinski prelazi sve granice za koje se smatra da postoje kad je u pitanju vizuelna astronomija. On upravo te granice i definiše kao nejasne, odnosno da one dosta više zavise od kolimacije (najpresudnije!), ohlađenosti i kvaliteta optike, iskustva onog ko gleda i slično, pa tek na kraju od atmosfere. Takođe, Taylor navodi da je druga najbitnija stvar nakon kolimacije zapravo iskustvo, odnosno sposobnost da se uoče detalji diska i Airy prstenova u momentima savršenog seeinga, dok se 99.9% zabrljane slike naprosto ignoriše i čeka se strpljivo onaj famozni trenutak savršenstva.

Nema sumnje da sve ovo traži čoveka sa živcima jednog zen kaluđera.
Za sve nas ostale koji bismo želeli da se u dvojnim zvezdama samo kratkotrajno oprobamo tu je astrofotografija.

19.06.2019.

DVE KONJUNKCIJE

U ovom momentu, tačnije ovih dana, na redu su dve konjunkcije: Mesec i Jupiter, i Merkur i Mars. U slučaju prve konjunkcije datum je 16. jun 2019. a druga nastupa 18. juna. Međutim, šta su to zapravo konjunkcije?
Postoji termin syzygy (Sizigi), nije japanska reč već starogrčka i obuhvata sve pojmove iz položajne astronomije gde orbitirajuća tela zauzimaju više ili manje položaj prave linije u prostoru. U ovaj pojam možemo ubrojati pun ili mlad Mesec, tranzite, okultacije i sva moguća pomračenja. Najprostije rečeno, kad god imamo dva nebeska tela iz Sunčevog sistema jedno pored drugog - eto nama suzukija, pardon syzygy-a.

Konjunkcija bi bila samo varijanta ovog živopisnog pojma gde su dva nebeska tela u susretu na ekliptici, odnosno gde imaju istu ili približnu rektascenziju (RA koordinate). Suprotan događaj, kad su tela udaljena jedno od drugog na nebu 180 stepeni se zove opozicija. Veoma je logično, stoga, da se konjunkcija neke planete sa Mesecom dešava relativno često - praktično jednom mesečno. Ja dakle nisam nikakav ekskluzivan nebeski događaj snimio time što sam te večeri ulovio Mesec i Jupiter jedan do drugog.


U ovom slučaju je Jupiter ona mala zvezdica na 4h od Meseca, nije se jasnije video jer je još uvek bio dan. Malo kasnije se dovoljno smračilo da mogu da pokušam konkretniji kadar da napravim.


 Jupiter je mala smeđa mrljica dole desno; udaljenost između njega i centra Meseca je nešto preko jednog stepena. Mogao sam komotno da za ova dva nebeska tela upotrebim teleskop, mada mi se ideja postavljanja teleskopa na livadi samo zarad jednog ili dva snimka nikako nije dopadala. Moja montaža i teleskop se postavljaju za otprilike 45-60min, a toliko je i na primer okvirno potrebno za napuniti gorivom i postaviti Scud-B i C za lansiranje iz šezdesetih, sa verovatno mnogo manje kompleksnim algoritmom postupaka. Drugim rečima, tu raketu u uslovima nuklearnog sukoba (za šta je i bila u osnovi projektovana) nije bilo predviđeno da koristi nikakva natprosečno inteligentna posada, već ona koja je u tom momentu na raspolaganju... Astrofotografi s druge strane vrlo često ipak moraju da se pokažu u kontekstu snalažljivosti i rešavanja problema, tako da... Nakon ove kontemplacije nad teškom sudbinom jednog astrofotografa ali i bleskom ponosa zbog gorepomenutih sposobnosti sledio je logičan potez: uz pretpostavku da je EQ6 kompleksnija za korišćenje od balističkih raketa, upotrebio sam teleobjektiv EFS 55-250 sa tripoda. Onih nekoliko piksela koji predstavljaju Jupiter na 250mm žižne daljine su ovde uvećani za deset puta.


Vidi se naznaka jedne pruge ali sve je to karikatura; ovaj teleobjektiv jeste oštar i kontrastan na f9.0 ali rezolucija senzora naprosto nije dovoljna da razluči detalje koji postoje na Jupiteru. Možda bi se nešto postiglo kombinovanjem više snimaka i drizzle metodom, ali ja to ne umem da izvedem (a nije ni potrebno, kome još teleobjektiv služi za snimanje detalja na planetama?).

Ok, ali gde je druga konjunkcija iz naslova?
Evo je:


Na mestu na kome se vide Mars i Merkur, takođe nešto više od jednog stepena udaljeni jedan od drugog, nalazi se ogroman kumulonimbus u fazi raspada. Sačekao sam da vidim da li će bar neku munju da produkuje pa da baš ne bude potpuno bezrazložan izlet u prirodu, ali me ovaj oblak po tom pitanju nije obradovao. Vrlo brzo sam došao kući i usred grada, sa terase na III spratu, uočio monstruma iznad zapadnog Jastrebca. Položaj je bio jako lako ustanoviti pomoću ovog sajta a ni radarska slika u XXI veku nije nikakva tajna za iskopati. Populus veoma često napada (naravno potpuno neosnovano) meteorologe da su netačni a nikome ne pada na pamet da sam pogleda radarsku sliku na sajtu RHMZ, naravno, potpuno besplatno; i da sam pokuša nešto iz toga da zaključi.

Udaljenost do ove oluje je bila oko 70km a objektiv pedesetica na krop-senzoru.


Iz toga mnogo se može u principu zaključiti. Recimo, pogledajte levo od oblaka dve zvezde jednu do druge:


U pitanju su Mju Škorpije, dve zvezde treće magnitude, a iznad njih je Epsilon (magnitude 2.26). Ovo bi nekome bili beskorisni podaci ali... Visina Epsilona u tom momentu je bila deset stepeni a toliko iznosi i vrh oluje na granici tropopauze; iz toga sledi da je grubo računano vrh oluje na negde oko 8.2km visine. Prilično malo za naše podneblje, ali ovde u junu visina tropopauze zapravo i jeste mala - tek u drugoj polovini leta se, sa zagrevanjem podloge, tropopauza diže na uobičajenih 10-12km. Inače zvanični vrh olujnog oblaka za sada drži tropski olujni sistem sa 23770m visine; u poređenju s tim jastrebački oblak (iako visine Mont Everesta) je zapravo običan patuljak. Međutim, fizički procesi unutar patuljka su itekako bili dovoljni za produkciju munja.

Kao što znamo, sve munje se dele na IC (unutar jednog oblaka), CC (između dva oblaka) i CG (između oblaka i zemlje). Logično je da se ova poslednja kategorija uglavnom tiče naše bezbednosti a prve dve se tiču uglavnom estetike. Na gornjem snimku se levo vidi i jedna CG munja, odnosno nešto što je udarilo u zemlju, ali generalno ovakve munje nisu česte. Procenat udara u zemlju (CG) veoma varira od tipa oluje, geografije i sezone, ali se na svetskom nivou kreće oko 25%. Dakle praktično svaka četvrta munja bi trebalo da udari u zemlju - planinarima i poljoprivrednicima je ovaj podatak od životne važnosti.

Ali kako uopšte nastaje munja?
Veoma prosto ali zapravo i  nezgodno pitanje je postavljeno... Priča je danas dobrim delom razjašnjena mada ne u potpunosti, a ono što se sa sigurnošću zna to je da imamo veliki električni naboj između pozitivnog vrha i baze oluje, i negativno naelektrisane sredine. Dakle, sredina oluje je negativna i to je ono što produkuje munje, a velika razlika u potencijalu nastaje usled slojeva padavina i uzdizanja koje se preklapaju na istom prostoru. Konkretno: postoji čitav niz tipova padavina (meteorološkim rečnikom rečeno - meteora) koje postoje između kiše i grada, a to su: sneg, solika, meki grad, krupa, zrnast sneg, sugradica... Nama praktično od značaja za ovu priču su čestice poznate kao snežne kuglice (solika, meki grad i krupa) koje su prečnika između 2 i 5mm. Piloti u svom METAR izveštaju za ove čestice imaju termin GS.

U određenim situacijama u oblaku mogu postojati slojevi prehlađenih vodenih kapi. To se dešava kod veoma brzog uzdizanja, tako da se vodene kapi (kondenzovana vodena para) za kratko vreme nađu na visinama na kojima je temperatura daleko ispod nule. Ovakve prehlađene kapi veoma malog prečnika (10 mikrometra) su ujedno i veoma reaktivne, odnosno veoma brzo aglutiniraju (slepljuju se) u veće strukture usled svoje jako niske temperature - tako nastaje grad, na primer. Nije retkost da se voda čak i u jezerima nađe u prehlađenom stanju, dakle ispod 0 stepeni Celzijusa, ali na nebu je to moguće mnogo češće i intenzivnije. U nekim slučajevima temperatura prehlađenih kapi pada i do -40C i to generalno predstavlja potencijalno veliki problem za avion koji bi leteo na toj visini, jer bi se velika količina leda veoma brzo nahvatala na napadnim ivicama krila i onemogućila letenje. Zato je bitno praćenje ovakvih sistema i uopšteno izbegavanje kumulonimbusa za putničke avione, mada je generalno za letenje kroz ovaj tip oblaka u suštini problem i turbulencija. Avioni bi izdržali i malo jače turbulencije unutar olujnog kumulonimbusa ali se postavlja pitanje putnika i njihovog ponovnog putovanja dotičnom aviokompanijom.

Dakle ove kuglice su sastavljene iz pahuljica snega (krupa) oko kojih su se zalepile minijature kapi prehlađene vode. Praktično imamo pahuljicu snega oko koje se stvorio tanak sloj leda, a veoma često je ova struktura usled padanja u jakoj vazdušnoj struji dobila i oblik kupe. Cela poenta je da ovakve teške i velike čestice padaju kroz sloj sitnih (10 mikrometara) i prehlađenih kapi koje se upravo uzdižu da postanu krupa. Jedni padaju, drugi se uzdužu... Ako se ima u vidu veliki broj čestica u prostoru jasno je zašto postoji među njima prosto rečeno trenje i posledično naelektrisanje. Pošto se iz ovog razloga za kratko vreme razvija veoma velika razlika potencijala, logično je da postoje uslovi za ekstremno pražnjenje između vrha (nakovnja) oluje i srednjih slojeva. Ostaje još da se desi okidanje ali danas tu postoji malo više nejasnoća od ostatka procesa nastanka munje.

U svakom slučaju dugujem konjunkciju Marsa i Merkura (razlog je vrlo očekivan: oblaci), pa da bih se iskupio ovde imam snimak Meseca, Jupitera i oluje:


23.05.2019.

IZMEĐU ANDROMEDE I KASIOPEJE

Više puta sam povlačio paralelu između objektiva 50 1.8 u astrofotografiji i dvogleda u vizuelnoj astronomiji. Oni su otprilike tu negde po mogućnostima; dobar dvogled (npr 10x50 proverenog proizvođača) sa dobre lokacije može prikazati otprilike iste objekte kao i navedeni objektiv. Detalji tih objekata su, naravno, na strani astrofotografa ali u prilog posmatrača ide činjenica da on može svojom astronomijom da se bavi bukvalno trenutno i da odmah vidi objekat koji traži. Nema potrebe da snima cele večeri i da obrađuje snimke sutradan da bi se ispostavilo da na snimku nema objekta, kao što se ponekad nekima događa...

U ovom slučaju je bilo potrebno 11 snimka po 30sec svaki, dakle ukupnih pet ipo minuta snimanja da bih dobio finalni snimak. Ovo je u suštini veoma kratka ekspozicija i uspeh je dobiti bilo šta. Objektiv je zaustavljen na f2.8 što je neki minimum za prihvatljive optičke performanse. Na snimku se u rubovima vidi dosta astigmatizma što znači da je optički optimum f4.0-f5.6; na FF bio ovo na 2.8 bila prava tragedija ali na kropu može da prođe. Međutim, meni se žurilo: hteo sam nekoliko minuta možda da provedem u neobaveznom piggyback snimanju i da se onda što pre posvetim teleskopu. Svuda je teleskopsko vreme skupo, pa i na Crnom Vrhu... Nikad se ne zna šta može da se desi.
Rezultat je bio oblast između Kasiopeje i Andromede:


Dole levo vidite tri zvezde iz sazvežđa Kasiopeje a u suprotnom uglu galaksiju M31. Gradijent koji se vidi sa leve strane nije nikakva lenjost u obradi niti svetlosno zagađenje - u pitanju je oktobarski Mlečni Put. Ali u centru kadra je moguće videti nešto mnogo egzotičnije: dve pufnaste loptice; male patuljaste satelitske galaksije velike M31 (isečak u 1:1 rezoluciji):


Ove dve galaksije su dom za mnoge druge astronomske objekte. U prvom redu ono što krasi svaku galaksiju, i malu i veliku, su globularna jata. Naravno da je broj ovih jata proporcionalan veličini galaksije, tako da NGC185 ima 7 a NGC147 jedva 4 globularna jata. Broj planetarnih maglina je (respektivno) 4 i 5. Otvorenih jata, OB asocijacija i HII regiona u obe galaksije nema; premda prva (NGC185) ima i dva oblaka prašine vidljiva oko jezgra. Ona je takođe po pitanju mase veća, a to važi i za gustinu zvezda unutar same galaksije.

U redu, dosta je bilo prepisivanja suvoparnih podataka iz Hodge-ovog Atlasa Lokalne Grupe. Ove dve galaksije orbitiraju jedna oko druge (što ranije nije bilo jasno ustanovljeno) jer je razlika u radijalnim brzinama negde oko 9+/-4 km/sec. Činjenica da u NGC147 postoje promenljive tipa RR Lyrae govori u prilog pretpostavci da je zvezdana sinteza u toj galaksiji počela pre više od 10 milijardi godina - većina tamošnjih zvezda je stara nekoliko milijardi godina. Međutim, Baade je pedesetih godina prošlog veka prvi skrenuo pažnju na još jednu činjenicu vezanu za taj zvezdani sistem: dotična galaksija je de facto providna. Čak i u samom centru vi možete da vidite ono što je on u to vreme nazvao "vangalaktičke magline", tadašnji političko-korektni eufemizam za galaksije. U opticaju je u tom momentu bilo nekoliko teorija o nastanku sveta i nama možda zvuči smešno što su oni zvanično izbegavali prejudiciranje, pa je tako i šezdesetih u SFRJ galaksija u Andromedi uporno nazivana maglinom.

Ali semantika je u ovom slučaju od sekundarnog značaja. Bitno je da se ove dve svetle kuglice vide na mom snimku.

U samom sazvežđu Kasiopeje se vidi i brdo drugih interesantnih objekata. U prvom redu se iznad zvezde Caph vidi prilično veliko otvoreno jato žutih zvezda - NGC7789.


Jato ima hiljadu zvezda u opsegu od 11-18mag. Objekat je otkrila Caroline Herschell, William-ova sestra i klaster je poznat kao Karolinino jato. Neki to zovu i Jato Ruža, ili Karolinina Ruža upravo iz razloga što vizuelno ovo jato može da podseća na svetlije i tamnije oblasti, baš kao i prave latice ruže. Meni je u suštini bilo interesantno samo to koliko ovo jato dominira okolinom - i to u jednom veoma malom parčetu stakla kao što je ovaj objektiv.

I ako deluje da sam oduševljen objektivom, oduševljen sam i aparatom. Vremešna četrdesetica nije modifikovana pa je samim tim registrovanje H-alfa frekvencija otežano, ali ovde je uspela iz mraka da iskoči Pacman nebula (NGC281), zvezda gore je Shedir:


U pitanju je difuzna emisiona maglina koja u svom centru sadrži otvoreno zvezdano jato. Takođe za čuveni oblik magline je zaslužna i tamna oblast prašine, mada mene više intrigira činjenica da nemodifikovani senzor beleži maglinu ali ne i njenu boju. Maglina je praktično bezbojna sa malim tragovima crvene - u realnosti je potpuno u nijansi trule višnje. Takođe važno je imati u vidu da je ovo objekat pre za teleskop jer se tako vide i neki ovde nevidljivi elementi; Bokove globule, recimo. To su male tamne oblasti prašine koje su u suštini erodirane jakim zvezdanim vetrovima. Unutar tih globula se odvijaju nepoznati procesi, ali se danas uglavnom zna da je u pitanju rađanje najčešće višestrukih zvezdanih sistema. Evidentirano je pomoću radio-teleskopa da se u globulama odvija akrecija protozvezdanog diska i da ponekad u globulama postoje prave erupcije materije (Herbig-Haro objekti).

Naravno, ovo poslednje se u NGC281 snima Hubble teleskopom a ne objektivima, ali bitna je i dobra volja.

19.05.2019.

NGC 7048 I RUŽNA BETTY

Jedan od problema sa kojima se susreću svi oni koji pokušavaju da naprave prostorni model okolnog svemira bi bilo tačno merenje udaljenosti do pojedinačnih nebeskih objekata. Ovo je kroz istoriju bio praktično nerešiv problem i bilo je potrebno da tehnologija postigne neke svoje uspehe da bi došlo do proboja. Primera radi, napredak u izradi teleskopa XIX veka je omogućio veće i preciznije instrumente, samim tim i mogućnost merenja zvezdane paralakse. Kad smo dobili paralaksu najbližih zvezda - e onda je sve bilo lakše. Pre toga smo mogli samo da određujemo distancu Zemlja-Sunce kroz tranzit Venere, koji se bazira na istom principu, i de facto ništa drugo.
Sledeći napredak je bilo određivanje tzv standardnih sveća. Radi se o objektima koji imaju jednak i predvidiv, praktično univerzalni sjaj, i posmatraču ostaje samo da na osnovu izmerenog sjaja izračuna distancu. Ovo se izračunava pomoću u fizici vrlo dobro poznatog pravila da je intenzitet obrnuto proporcionalan kvadratu rastojanja. To važi za svetlost, za radarske zrake, za praktično svaku elektromagnetsku emisiju u svemiru, a može se veoma prosto i ilustrovati kroz geometriju.

Naše je bilo samo da nađemo nebeska tela koja imaju predvidiv sjaj i to su za prvo vreme bile promenljive tipa cefeida. Čast da prva izvede zaključak je imala Henrietta Swan Leavitt koja je bila jedna od retkih žena koje su radile na Harvardskoj opservatoriji pre stotinak godina. Radila je vrlo naporno za deset dolara nedeljno: posao koji je radila se zvao "kompjuter". Tad je to bio sinonim za nekog ko radi nimalo romantičan ali zato vrlo dosadan posao pešačkog merenja i izračunavanja. Poslata je bila u Peru, u istureno odeljenje Harvardske opservatorije blizu grada Arequipa. Danas je to milionski grad ali nekad je bio znatno manji, a odabran je zbog toga što godišnje ima u proseku 3333.3 sunčanih časova - to je duplo više od centralne Nemačke, na primer. Očigledno je da postoji (za astronome pozitivan) uticaj pustinje Atakama, ne toliko zbog udaljenosti (800-900km) već zbog veoma slične konfiguracije reljefa u odnosu na Pacifik.

Dakle, Henrietta je mukotrpno analizirala ploče Magelanovih Oblaka u dužem vremenskom periodu i pritom otkrila 1777 promenljivih. Budući da je zaokružila distancu do svih tih promenljivih na jednaku vrednost, ostalo joj je samo da meri njihov sjaj i međusobno ga upoređuje. Za ovo upoređivanje je izdvojila 25 cefeida iz Malog Magelanovog Oblaka; rezultat je bio više ili manje ovaj grafikon. Pritom je bilo jasno da postoji linearna povezanost između sjaja cefeide i njihovog perioda. A da bi to uopšte mogla da izmeri morala je prethodno da napravi novu logaritamsku skalu za merenje zvezda magnitude ispod 17mag. Valja podsetiti da tadašnje fotografske ploče, a i današnji filmovi nikako nisu linearni ili su linearni samo u jednom ograničenom opsegu ekspozicije ili magnitude. Nešto što je daleko više linearno, digitani senzor, biće napravljeno 60 godina kasnije.

Na kraju tog mentalnog eksperimenta bilo je merenje sjaja supernova. Smatra se da supernove, u zavisnosti od tipa, imaju jednak sjaj. Veoma je prosto sačekati da se u određenoj galaksiji pojavi supernova, izmeriti krivu sjaja i spektar, a zatim izračunati distancu iz tih podataka. Međutim, postoji jedna klasa astronomskih objekata koja nikako ne dozvoljava da, primenom ovih tehnika, precizno izmerimo distancu do njih. To su planetarne magline.


Maglinu NGC7048 je otkrio Édouard Jean-Marie Stephan, tadašnji upravnik Marsejske opservatorije. Budući da se u njegovim rukama nalazio reflektor od 80cm otkriti ovu maglinu magnitude 12.1mag vizuelnom pretragom nije bilo nikakav problem. Stephan je bio prvi u mnogo čemu; prvi je koristio reflektor sa ogledalom od brušenog stakla, prvi je na teleskop montirao linearne proreze da bi merio prečnik Sirijusa (interferometrija), doduše neuspešno; prvi je otkrio grupu galaksija koje se po njemu zovu Stefanov Kvintet. Takođe je između 1870 i 1875 sistematski merio položaje maglina u nadi da su one nepokretne i da te vrednosti kasnije mogu poslužiti za merenje zvezdane paralakse. Njemu takođe možemo da zahvalimo i za veoma precizno opisan položaj ove magline, što je za predfotografsku eru bilo veoma neuobičajeno - naročito i zbog činjenice da magline vizuelno i fotografski baš i ne liče preterano.

Instrument koji je Stephan koristio bio je montiran tako da veoma precizno meri objekte samo u zenitu ili blizu njega. Ovo je bio uobičajen način konstruisanja teleskopa u XIX veku u slučaju da je potrebna velika preciznost, ili uprošćavanje konstrukcije, ili oba. Maglina NGC7048 je bila najseverniji objekt koji je njegov teleskop mogao da uoči.

Nakon spajanja 36 poluminutnih snimaka na ISO 1600 mogu samo da kažem da je ova maglina relativno velika ali i slabog sjaja. Prečnik je ceo ugaoni minut (60x62 arcsec) ali je ukupan sjaj svega 12.1mag što znači da je uočavanje ovog objekta vizuelno osrednje težak (ili osrednje lak, zavisi kako se gleda) zadatak u veoma velikom teleskopu. Od pomoći manjim teleskopima može biti jedino veliko uvećanje koje prividnim zatamnjenjem neba efektivno omogućava uočavanje struktura niskog sjaja i kontrasta. Danas se u osmatračkoj astronomiji bez problema koriste dobsoni koji su slične aperture kao i Stephan-ov reflektor (31 inč) ali uz dodatak filtera koji dramatično popravljaju kontrast na maglinama za koje su i napravljeni.


Ovo je isečak u originalnoj rezoluciji; žuta zvezda na 5h od magline je 8.5mag a zvezda neposredno do magline na 7h je 10.5mag. To bi otprilike bilo bitno zapamtiti ako neko sa dobsonom krene da vizuelno traži ovu maglinu, što, kao što je napomenuto, nije nemoguće ali nije ni lako - dobro nebo i zenit se podrazumevaju. Zapravo ova maglina je prilično tamnija od najpoznatijih planetarnih maglina na koje smo navikli - M57 recimo, ili M27, koje naprosto mogu čoveku da isteraju oko. Uočavanje detalja u NGC7048 je ipak veoma teško i traži gorepomenute fitlere... ili astrofotografiju, što mu prevedeno u novac izađe na isto.

Zvezdu magnitude 10.5mag sam obeležio sa 1, a sa 2 je obeležena zvezda unutar planetarne magline koju mnogi pogrešno smatraju za centralnu zvezdu. Rezolucija: 200%:


Ona bi trebala da bude magnitude 16-17mag, ali centralna zvezda je zapravo jedan plavi patuljak znatno slabijeg sjaja. Apsolutno sve zvezde na snimku osim te (nevidljive) plave zvezde su ispred magline i samo se projektuju u tom pravcu. Zato sam originalni snimak prebacio u plavi kanal i pogledao centar mnagline.


Ništa. Snimak je maksimalno razvučen u 32 bita i vidi se da je dobar deo magline zapravo pao u plavi kanal - logično, pošto je boja jonizovanog kiseonika plavozelena. U crvenom kanalu se uočava nešto sasvim drugo: struktura nebule koja je najizraženija na periferiji, a delovi jonizovanog vodonika se protežu sve do centra magline. Sve ovo liči na presečeni paradajz.


Crveni kanal je neuporedivo šumovitiji (mada ovi snimci nisu jednako osvetljeni) što je u skladu sa politikom proizvođača DSLR-a. Današnji aparati imaju zadatak da reprodukuju snimke koji su veoma širokog dijapazona i stoga je negde moralo da se pravi kompromis. Kompromis je ovde u vidu AA filtera na senzoru koji "seče" H-alfa frekvenciju i odbacuje je; kad pokušavamo da izvučemo ove detalje koji su nešto slično boji trule višnje dobićemo neuobičajeno mnogo šuma. A ako bismo arhitekturu senzora uprostili izbacivanjem ovog filtera dobili bismo crvenkaste svakodnevne snimke - i neuporedivo veće šanse da u realnom radu pregorimo crveni kanal. Zamislite da na svakom ispravno eksponiranom snimku iz bašte ili prirode svaki crveni svet bude preeksponiran do neprepoznatljivosti... Eto čemu služi AA filter ( a i umekšava sliku i smanjuje šanse da dođe do pojave poznate kao "moire", ali to je nešto što je nebitno za astronomksu priču).

Kad sam već pokazao dva kanala red je da pokažem i treći. Zeleni kanal izgleda najbolje što je veoma logično ako se setimo da 50% svih piksela na senzoru detektuju ovu boju (RGGB CMOS matrica). Međutim, ni u zelenom kanalu nema centralne zvezde.


Postoji još jedna maglina na ovom snimku - to je GN 21.11.4, refleksiona nebula sa rupom u sredini. Problem je što se ni ona na ovom snimku ne vidi... Vreme je da kupim veći teleskop... Na isečku se nalazi oko donje dve spojene zvezde. Očigledno je da su za nju potrebne mnogo duže ekspozicije (ja sam sve ovo eksponirao efektivnih 18 minuta):


Ove strukturne oscilacije u crvenom kanalu nisu samo karakteristične za ovu maglinu. Prožimanje lopte jednog gasa trakama drugog gasa deluje poznato... I M1 u Raku je prožeta žilicama, trakama, prstićima ili kako god hoćete, i to nije ništa neuobičajeno za planetarne magline. Više je to odlika procesa gde se jedan medijum (gas planetarne magline) širi kroz drugi medijum koji se suprotstavlja svojim pritiskom. Trake i prstići su ovaj drugi medijum, odnosno gas koji se suprotstavlja i koji je prethodno postojao na tom mestu pre širenja magline. Proces se zove Rayleigh–Taylor nestabilnost (skraćeno RT) i definiše mešanje površinskog sloja dva fluida različite gustine.

Jedan od načina da se RT nestabilnost opiše je i sprovođenje eksperimenata, a od svih eksperimenata koji su se odnosili na ovu pojavu ubedljivo najdramatičniji i najinteresantniji je bilo američko podvodno testiranje klasične fisione bojeve glave Betty od 32 kilotona. Dubina na kojoj je glava detonirana je bila 600m i dok su oficiri posmatrali efekte koje će oružje imati na okolne podmornice, naučnici su se bavili RT nestabilnošću. Rezultat je bilo izbacivanje ove bojeve glave iz aktivne upotrebe posle svega pet godina. Razloga ima više, ali je fascinantno koliko brzo nuklearna eksplozija gubi snagu. Prilikom detonacije se stvara vatrena lopta koja ubrzano raste, prečnik zavisi naravno od snage oružja u kt, ali se porastu prečnika vatrene lopte istog momenta suprotstavlja pritisak vode na 610m dubine koji je enorman. Voda nije kompresibilna, ne sabija se kao vazduh, tako da vatrena lopta nakon detonacije ne raste u pečurku kao prilikom atmosferskog testa. Čak se dešava obrnut proces: voda veoma brzo zaustavlja širenje lopte i sabija je nazad. Zatim sledi proces ponovnog širenja lopte i ponovnog sabijanja i tako nekoliko puta, u zavisnosti od snage bombe i dubine na kojoj je ona detonirana.

Fundamentalna karakteristika podvodne nuklearne detonacije je brzi gubitak energije. Svaki naredni mehur prilikom svoje oscilacije ima 40% manji prečnik od prethodnog i zato se sve nakon nekoliko ciklusa vrlo brzo završava - na površinu okeana izranja topla voda bez ikakvih gasova ili pečurke. Ovaj gubitak od 40% ne postoji kod eksplozije klasičnim eksplozivom, tu su oscilacije duže i ovo je jedan od razloga zašto supersile nadalje nisu preterano investirale u nuklearna torpeda male snage - isplativije je i razornije praviti velika konvencionalna torpeda. Na kraju krajeva, to je i logično jer konvencionalna eksplozija podrazumeva hemijski proces nastanka velike količine gasa iz eksploziva. Nuklearna eksplozija ne stvara nikakav gas osim onog koji tu već postoji; to je zapravo veoma vrela lopta zagrejana radijacijom. Zato je okeanu veoma lako da tu loptu komprimuje i ohladi - temperatura vode na velikim dubinama je tek nekoliko stepeni iznad nule. Ona voda koja ispari u tom procesu se veoma brzo hladi i kompresuje ponovo u tečnu fazu.

Ono što se dešava unutar gasne vatrene lopte neposredno nakon eksplozije je upravo RT nestabilnost. Drugim rečima, okean prodire u loptu u obliku struktura koje u suštini podsećaju na M1 ili NGC7048 i ovo je ustanovljeno nakon opsežnih simulacija. Dalje možemo da izvlačimo mnoge zaključke i analogije ali je poenta da su fizički procesi u svemiru prilično univerzalni.

05.05.2019.

POTRAGA ZA PRSTENOM

U meteorologiji vreme je praktično permanentna smena ciklona i anticiklona. I dok leti anticiklon ne kreira baš vrhunske preduslove za astrofotografiju, u jesen se to može desiti. Razlog je u tome što je leti zbog dugog dana zemlja zagrejana i temperature u prizemnom sloju su visoke. To stvara čuvenu letnju izmaglicu pri vedrom danu koja smanjuje transparenciju, a s druge strane ova toplota uzrokuje i termičke nepogode koje besne skoro svako letnje popodne. Noću se kumulonimbusi raspadaju i tonu ka zemlji što takođe može da onemogući snimanje.

Meni se nasmešio septembarski anticiklon, što znači da je dovoljno hladno da nigde nema kumulonimbusa ali...
Prvo što sam zapazio kad sam došao na Crni Vrh bilo je da nebo nije sasvim fascinantno kao što ume da bude. Očigledno je da transparencija nije bila sasvim vrhunska kakva može da bude, mada je nebo u zenitu bilo sasvim crno. Dok sam montirao teleskop na istoku je proleteo putnički avion u pravcu sever-jug i ostavio uzani trag preko celog neba za sobom. Poklonici teorija zabune, pardon, zavere bi rekli da nas sad prskaju koječime - a još kad bi znali da su 100% u pravu i da je to što ostaje iza aviona jedna vrsta dihidrogen monoksida, malo u gasnoj a malo u smrznutoj fazi, pa skakali bi verovatno od sreće. Jednom u životu da i oni budu u pravu.

Nakon nekih možda pet ili nešto više minuta nemalo sam se iznenadio kad sam video da je trag sa istoka doplovio iznad mene i prešao na zapadnu polovinu neba. Recimo da je trag za to vreme prešao put koji je jednak njegovoj visini, dakle desetak kilometara. Bilo je očigledno da na nebu iznad mene upravo divlja istočni jet-stream. Pod uslovom da je moja procena iole precizna, brzina džeta bi bila oko 120km/h, što nije nikakva velika vrednost već nešto jedva iznad proseka za ovu vrstu vetrova. Kad sam pogledao sledeći avion koji je putovao tačno na sever, ispostavilo se da on leti nekako čudno ukrivo, kao da je nagnut na desnu stranu. Zapravo to je sasvim logično, imajući u vidu da mora da parira bočnom vetru.

Ono što je od značaja za astrofotografiju je činjenica da jet-stream ima osobinu da upropasti svaki detalj u teleskopu. Vega je bila na 60 stepeni visine, nije baš u zenitu ali je bilo sasvim očigledno da treperi što zvuči poražavajuće kad je u pitanju nalaženje fokusa. Vrlo brzo sam ustanovio da je postizanje preciznog fokusa nemoguće, odnosno da je moguće naći najbolji fokus ali da on nije ni izbliza dobar kao što bi bilo u danima sa manjom turbulencijom.

Na horizontu su se videli cirusi, to je moralo da ima neke veze sa time i stavio sam aparat na montažu i okinuo objektivom od 24mm. Nije bilo vremena da montiram glavu pa je zato snimak ukoso. Dužina eksponiranja: jedan minut.


Prilično lepo izgledaju zvezdice na punom otvoru (f2.8) ali to se od fiksnog objektiva i očekuje. Dole se vidi deo Velikog Medveda, a levo i navedeni cirusi koji su se završavali na visini od deset stepeni nad horizontom. Pošto čak i prosečan Srbin sa svojim oskudnim znanjem matematike i trigonometrije iz srednje zna (valjda zna?) da je zbir uglova u trouglu 180 stepeni, jasno je da natprosečan Srbin (kao ja) zna čak i da izračuna distancu iz tog podatka. Maksimalno uprošćavanje znači da pretpostavljam da je ovo jednakokraki trougao (a nije) i da je Zemlja ravna (a nije) i nakon tih upropašćavanja, pardon, uprošćavanja sledi zaključak da su cirusi od mene udaljeni 85km. Dakle - iznad Deliblatske Peščare je oblačno.

Da pređem na on zbog čega sam ovde - snimanje. Objekat koji sam planirao da ulovim je bio smešten na šezdesetak stepeni visine i nebo je bilo vrlo prihvatljivo crno. A o čemu se tu zapravo radi, pa radi se o jednoj maloj planetarnoj maglini. Ona bi trebalo da izgleda kao pufnasti kotur dima nekog malo dokonijeg ljubitelja cigareta. Pogodili ste - sazvežđe Lira.


Prototip onoga što je Herschell nazvao planetarna maglina se nalazi pred vama: M57. Evo dvostruko uvećanog snimka:


Međutim, to nije ono što sam došao da tražim. Tražim drugu planetarnu koja je takođe prstenasti oblačak i koji se nalazi u istom vidnom polju. U pitanju je PK 64 +15.1 ili M 1-64 ili PN G064.9+15.5. Maglinu je otkrio Minkowski godine 1946 i to pomoću astrografa od 10 inča aperture. U pitanju su bile ploče osetljive na H-alfa frekvenciju i to je bila sigurna indikacija da se radi o emisionim maglinama a ne recimo globularnim jatima ili eliptičnim galaksijama. Od 80 takvih objekata najveći deo se mogao razlučiti kao maglinica u Njutnovom fokusu  teleskopa aperture 1.5m i 2.5m opservatorije Mt Wilson. Manji deo se nikako nije dao razlučiti čak ni u Cassegrain fokusu navedenih teleskopa pod prosečnim okolnostima, već je tu odigrao ulogu spektroskop. Spektar planetarnih maglina pokazuje tzv zabranjena stanja kiseonika i vodonika i odsustvo kontinuiranog spektra koji je osnovna karakteristika galaksija. Jednom prilikom su tako otkrili planetarnu maglinu prečnika 4 ugaone sekunde za koju se ranije smatralo da je zvezda.

Na gornjem snimku od prethodna dva (koji predstavlja 38 snimaka od po pola minuta složenih zajedno) vidimo levo M57 a desno zvezdu Beta Lyrae, Sheliak, koja je druga najsjajnija zvezda u ovom sazvežđu. Njen sjaj je varirajućih 3.25-4.36mag, radi se o promenljivoj čiji sjaj sam pokušao astrofotografski da izmerim 2017.godine.
Tu je i opisano da se radi o binarnoj promenljivoj, dakle, dve zvezde kruže na bliskom odstojanju. Pritom je jedna gigant čiji je prečnik veći od Rošeovog limita, a to je granica preko koje materijal sa giganta biva preuzet i transferisan na manjeg pratioca. Merenje je bilo vrlo neprecizno ali ideja je bila da isprobam način za dobijanje podataka. Ispalo je da je moguće raditi i pedeseticom sa tripoda, ali da je ceo proces pomalo mukotrpan; osim toga, postavlja se pitanje poente. Da sam hteo u životu da se bavim naučnim radom - bavio bih se. Nema potrebe ovako komplikovanu aktivnost (astrofotografija) dodatno komplikovati; meni je dovoljno i uživanje u estetici dobijenih rezultata.

Dakle, zaboravite na fotometriju ovog puta: Beta Lyrae ima sijaset pratioca od kojih se prva dva (B i C komponenta) vide i u dvogledu, budući da je separacija 45" i 86". Njihov položaj na sledećem snimku je 8h i 2h.  Još tri pratioca se nalaze rasuti na dva minuta prečnika oko zvezde i od cele te svite samo dve zvezde (B i F) se smatraju pravim članicama zvezdanog sistema Beta Lyrae. Ostale tri su slučajan raspored u prostoru, a uzmite u obzir da je i B komponenta, osim gorepomenute A, spektroskopska binarna; pa računajte broj zvezda u sistemu.

Ono zbog čega sam ja usmerio teleskop u tom pravcu je skriveno u neposrednoj blizini: planetarna maglina M 1-64.


Međutim, posle herojskog rastezanja monohromatskog TIF-a (monohromatski 32-bitni fajl se može primetno više rastegnuti od kolornog pre nego što postane neupotrebljiv) ispostavilo se da maglinu nisam snimio. Da li je moguće da nije moguće sa Crnog Vrha ovo barem detektovati?

Da vidimo kako je ispala okolina M57 (isečak iz istog snimka, rezolucija takođe 200%):


Označen je položaj IC1296, spiralne galaksije magnitude 15.4mag i prečnika 0.5x0.2 arcmin. Ova bleda galaksija je dokaz tamnog i transparentnog neba, dakle, maglina prečnika jedne trećine ugaonog minuta i magnitude 13.3mag bi trebalo da bude vrlo sličnih dimenzija premda pritom i neuporedivo lakša za detekciju.

Naravno da moja oprema nije vrh, ali i vrlo tamne strukture se pod ovim okolnostima mogu naslutiti. Proverio sam položaj preko CDS portala i zaista se ispostavilo da na označenom mestu ne postoji ništa snimljeno. Proverio sam u više opsega (benda, kanala) i sa više teleskopa i ništa, magline nema pa nema. Inače okosnica tog sajta čini DSS (Digitized Sky Survey) odnosno digitalizovana verzija ploča koje su snimljene na Palomaru još početkom pedesetih godina XX veka u tzv E opsegu (crvena boja). Šef tog projekta je bio poznat po tome da ume kad treba da lupi šakom o sto; kako i zašto - više o tome kasnije... Sve je to osamdesetih nanovo skenirano za katalog zvezda za vođenje odnosno praćenje (Hubble Guiding Star Catalog) jer se pričalo da će biti lansiran neki teleskop u orbitu, pa mu treba katalog. Dakle, severno nebo je celo snimljeno Šmitom od metar i dvadeset sa Palomara. Ako taj teleskop nije prikazao maglinu neće ni moj - onda tamo jednostavno i nema nikakve magline.

Vrlo brzo sam  otkrio da je u pitanju poziciona greška u programu Winstars. Ja sam napravio grešku što poziciju magline nisam proverio u drugom programu (Stellarium npr) i po hiljaditi put se ispostavilo da je uzrok problema neadekvatna priprema pre snimanja. Nažalost, to se ispostavilo tek nakon obrade snimljenog materijala.

Drugi jubilarni put u potrazi za maglinom sam se našao na Crnom Vrhu nakon nekih dvadesetak dana. Ovog puta temperatura je bila neuporedivo niža (6.5C) a interesantno je da vetra nije bilo nigde. Svako šuškanje šumskih voluharica, ptica i ko zna čega još iz porodice gmizavaca se čulo, i svakako da nije ulepšavalo atmosferu. Osećao sam se kao Hobit usred Mordora - mrak je a ja tražim đavola tamo gde ne bi trebalo da budem. Vrhovi i prevoji tradicionalno obiluju vetrom a ovo je bio praktično izuzetak da nema nikakvog vetra, mada mesto ispod planinarskog doma ima zaštitu šume sa istoka. I ovog puta sam pogledao u nebo, i osim jednog airlinera koji je leteo nisko ništa nisam zapazio. Međutim, zvuk njegovog motora je bio neuobičajeno glasan a vrlo brzo se čulo naglo ubrzavanje drugog motora - očigledno je u tom momentu uspešno startovan drugi motor koji je iz ko zna kog razloga stao. Avion se zato i spustio na nekih 2-3000m što je za aviosaobraćaj u okolini Jagodine potpuno neuobičajeno, budući da nijednog aerodroma nema u blizini. Stresao sam se od iznenađenja; sto puta sam ustanovio da kad god pogledam u nebo naletim na nešto neočekivano i neuobičajeno. Obećao sam sebi da te večeri više neću da gledam u nebo... osim kroz teleskop.

Avion je doduše ove večeri leteo pravolinijski. Dobro je, jet-stream od prošlog puta je nestao.

Malo o čoveku koji je otkrio ovu maglinu. Rođen je u porodici litvanskog Jevrejina koji je mudro prešao u hrišćanstvo. Da li je to pomoglo da postane univerzitetski profesor u Breslauu (danas Vroclav u Poljskoj) ne zna se, tek 95% Jevreja u Litvaniji koji nisu razmatrali prelazak u hrišćanstvo nije preživelo poslednji svetski rat. Dakle, njegov otac je bio Oscar Minkowsky, lekar i profesor patologije koji je odgovoran za rasvetljavanje dobrog dela nejasnoća oko prirode dijabetesa u XIX veku. Naime, kao mladi saradnik profesora fon Meringa imao je tu čast da psu odstrani pankreas - hteli su da vide čemu služi dotični organ. Posle nekoliko dana je pas dobio dijabetes i to se ispostavilo kao prvi korak u  otkriću insulina. Profesor Mering takođe nije bio bilo ko u naučnom smislu: prvi je otkrio da soli neke tamo potpuno nebitne barbiturne kiseline mogu da uspavaju i vola a kamoli čoveka. Naravno, prvi eksperimenti su izvedeni takođe na psu.

Sa ovakvim pedigreom glavni junak, po imenu Rudolph Minkowsky, nije mogao ničim drugim da se bavi u životu sem naukom; nakon studiranja fizike odabrao je da istražuje spektralne llinije i njihovu strukturu u zavisnosti od promene sredine, pa je tako posmatrao apsorpciju elektrona kroz razna isparenja, prolazak elektrona kroz atome, sve to pri promeni pritiska, itd. Spektroskopija je, inače, karakteristična po tome da je veoma mnogo empirijska i deskriptivna a veoma malo spekulativna i intuitivna - tek kad neke linije nekog unapred poznatog jedinjenja pod nekim definisanim uslovima otkrijete i opišete možete o tome da teoretišete. Obrnuto ne važi: setite se otkrića nebulijuma. Zato je čovek koji je potkovan sa aspekta "zemaljske" spektroskopije prilično dragocen u kadrovskom smislu.

Dolazak Hitlera na vlast je takođe bio vrlo bitan u kadrovskom smilu - taj događaj je ubrzo ostavio Minkowskog bez posla na univerzitetu. Profesori koji nisu imali arijevsko poreklo su zakonom odstranjeni, mada za prvo vreme su ostali kao istraživači. U tom momentu on je već proučavao spektar magline M42 u Orionu što ga je istog momenta preporučilo za posao saradnika na Mt Wilson opservatoriji. Poziv je poslao Walter Baade koji je već formalno emigrirao, Minkowski je prihvatio i ostao u Americi. Profesura mu je vraćena tek 1954. godine, ovog puta na Univerzitetu Hamburg.


Isečak u originalnoj rezoluciji na kome je označena mlađa sestra M57:


Što se mene tiče ja sam na vrhu planine Crni Vrh na kraju nekako uspeo da pronađem svoj Prsten. Međutim, ovaj prsten uz magnitudu 13.3mag ima vrlo mali prečnik. Vrednosti na koje sam nailazio su: 17 ugaonih sekundi, 18 sekundi, 24 sekunde... Ja sam na svom monohromatskom stack-u uvećanom dvostruko na najširem delu magline izmerio 24.3 sekundi u prečniku. Treba imati u vidu da 40D na mom teleskopu ima piksel 1.57arcsec, onda je svako merenje pesma.


Takođe je poznato da prosečan površinski sjaj ove magline iznosi 19.9mag što je neki prosek za Minkowsky objekte. Udaljenost do ove pufne je 12 hiljada svetlosnih godina.

Osim gomile malih planetarnih odnosno emisionih nebula, Minowsky je putem spektroskopije izvršio i podelu supernova na tip I i II. Njemu dugujemo ovu vrlo bitnu činjenicu sa aspekta određivanja distanci do ovih gigantskih eksplozija. Međutim, ono što najbolje ilustruje naučni rad je sledeća definicija: 99% je krvavi rad a 1% luda sreća. Poslednje večeri koju je Minkowsky imao po rasporedu na Palomar teleskopu od pet metara 1960 godine, snimio je fotografsku ploču koju je odmah usred noći lično razvio u laboratoriji. Vreme na najvećem i najboljem teleskopu planete je veoma dragoceno pa je takav potez bio vrlo neuobičajen. Međutim, on je dobro znao šta radi - kec u rukavu se čuva za kraj. Pregledao je spektar sumnjivog objekta i otkrio najveći do tada poznat crveni pomak (z=0.48) koji je držao rekord narednih 15 godina, do otkrića kvazara. Radilo se o radio-galaksiji 3C 295 udaljenoj 5 milijardi svetlosnih godina koja je potpuno normalna, osim što je okružena sa stotinak drugih galaksija. Njihove interakcije daju termalnu emisiju u X spektru koja je i bila razlog da se posumnja da se nešto interesantno tamo dešava.

Minkowsky je u tom momentu bio neosporni autoritet, deset godina pre toga je bio šef prve fotografske pretrage neba (POSS). Zato je lupio šakom o sto i istog momenta u biblioteku opservatorije Palomar je donet viski u dovoljnoj količini, a u dnevnik posmatranja svih teleskopa za drugu polovinu noći je stajalo "oblačno".