28.05.2020.

NAVALA KOMETA

Nije se skoro desilo da imamo više od nekoliko kometa na nebu a da one budu dvogledske ili vidljive golim okom. Zapravo, spektakl sa kometama vidljivim golim okom se nije ponovio za Severnu hemisferu jedno desetak godina, a pravi spektakl nismo imali nekoliko decenija. Južna hemisfera je imala svoj vatromet sa kometom McNaught pre petnaest godina i to je bila najsjajnija kometa vidljiva sa Zemlje u proteklih pola veka. Njen rep je svetleo još neko vreme čak i na Severnoj hemisferi, a sama kometa se mogla videti i golim okom - usred dana. Njen sjaj je procenjen u vrhu na oko -4 do  -5mag i vrlo je teško statistički gledano da se tako nešto uskoro ponovi. Takvih kometa ima jedna ili dve za sto godina. Ili nijedna.

U suštini kometa koja je pre nje bila najsjajnija kometa polovine XX veka, C/1965 S1 Ikeya-Seki, bila je poprilično sjajnija. U vreme periheliona se, logično, motala vrlo blizu Sunca ali je upravo tad imala najveći sjaj koji je procenjivan na -10mag. Ovo se smatra najsjajnijom kometom u momentu periheliona u poslednjih hiljadu godina, tačnije još od raspada komete iz 1106. godine. A ta srednjevekovna kometa je jedan od dva fragmenta na koje se raspala čuvena kometa koja je predak svih Krojcevih kometa (Kreutz sungrazers; grazer bi trebalo prevesti kao krzanje, češanje, itd). Taj predak je svakako bio zastrašujuća kometa po svim parametrima, zapravo ne kometa već verovatno neki planetezimal ili tamošnji asteroid; budući da su iz nje nastale hiljade kometa zadnjih skoro dva milenijuma, ona mora da je bila velikih dimenzija. Pretpostavlja se da je nukleus bio možda oko 150 kilometara u prečniku, što je za kometu nečuveno veliko.

Verovatno je takav gargantuanski objekat imao rep za pamćenje. Niko ne zna kad je tačno ta kometa prvi put prošla pored Sunca ali je skoro sasvim sigurno da se tom prilikom podelila na dva velika nukleusa (i možda još neke manje ali to je nebitno). Proračuni upućuju da se to desilo nekih 300-ak godina pre raspeća jevrejskog revolucionara i vođe male lokalne sekte koja će kasnije promeniti Rimsku Imperiju i čitav svet. Tačnije, to bi trebalo da padne negde u vreme Aleksandra Makedonskog - samim tim i njegovog učitelja, Aristotela.

Zapravo, Aristotel i jeste posmatrao neku veliku kometu 371-373 godine p.n.e. a konkretniji opis je dao njegov savremenik Ephorus, pisac dotadašnje sveopšte istorije u 29 tomova koji je i naveo da se kometa podelila na dva dela. Nije retkost da se komete raspadnu u perihelionu ali da se to desi tako da bude vidljivo golim okom - to su onda morale da budu itekako sjajne komete i sjajni fragmenti. Bilo kako da je bilo, ta dva navedena fragmenta su se vratila 1100. i 1106. godine kao veoma sjajne komete, a zatim su se narednih vekova raspadale na nove fragmente i tako u krug. Sve njih odaje jedna veoma prosta činjenica: putanja. One putuju više ili manje po sličnoj putanji, sa sličnim perhelionom, jedna za drugom, kao dečiji vozić. Po tome se vidi da li je neka kometa članica Krojceve familije kometa, odnosno da li ima solidne šanse da bude fascinantna. Ako je nukleus dovoljno velikog prečnika onda nema šanse da ne bude spektakl... Ali je taj vozić nekako pomalo presušio od 2012. godine, tako da se čeka sledeća kompozicija. Red vožnje doduše nemamo i u tome se krije sva magija kometa.

Naravno da svi mi čekamo komete kao ozebli Sunce upravo nadajući se da će se ono čudo sa Južne hemisfere uskoro ponoviti. Digitalnih fotoaparata, tripoda i kompjutera je neuporedivo više nego 2007. godine, a realno onakvu kometu kao što je bila McNaught je bilo moguće valjano snimiti i bilo kojim današnjim telefonom. Ali ja nisam imao telefone na umu kad sam rešio da postavim zasedu nekolicini kometa koje su se valjale majskim nebom iznad Srbije i Evrope. Mnogo je lakše komete loviti teleskopom, ali najpraktičnije je teleobjektivima. Teleskop ima usko vidno polje, pretraživanje neba ume da potraje, postavljanje isto, ali ako upotrebite nešto sa širokim vidnim poljem tu onda nema problema sa usmeravanjem. Jedino realno ograničenje je što teleobjektivi rade do neke određene magnitude, da lupim da 135mm f5.0 može da izvuče 9-10mag, ali to dosta zavisi od strukture same komete. Drugim rečima može sjajnija kometa da ima veliku komu i onda se taj njen sjaj razmaže na isuviše velikoj površini, pa imamo realno manje šanse da je uočimo ako je sumrak ili svetlosno zagađeno nebo. Stelarne komete, s druge strane, i one sa manjom komom naprosto lakše mogu da se detektuju. Zato je neuporedivo teže registrovati kometu desete magnitude nego zvezdu desete magnitude.


U suštini nebo u sumrak spušta magnitudu vidljivih zvezda vrlo efikasno. Prvo se pojavljuju zvezde prve magnitude dok je još Sunce neposredno ispod horizonta, pa onda druge, treće, itd. U momentu snimanja svakako da granična magnituda nekog instrumenta nije ni približna graničnoj magnitudi u ponoć u zenitu. Razume se da imajući u vidu ekstinkciju na ovako maloj visini magnitude nebeskih tela se dodatno smanjuju. Na nivou snimka u blizini komete sam merio zvezdanu granicu negde oko 11mag, a računajući i ekstinkciju prividna magnituda pada za još jedan podeok niže, dakle oko 12mag je granica na konkretnom snimku.

Na ovom snimku koji je nastao slaganjem osam snimaka pedeseticom na f2.8 i 3.2 sekunde izlaganja, naravno sa praćenjem putem montaže, trebalo bi da se vidi kometa C/2019 Y4 (ATLAS). Nakon pomnog proučavanja položaja komete označen je njen položaj (dole levo):


Šteta, prvo pa promašaj, ode u šumicu. Ako se po početku poznaje kakav će biti lov, bolje je da se pakujem? Uostalom, i da nije zašla za granje pitanje je da li bih mogao nešto da uradim. Ova kometa se zapravo u martu podelila na više fragmenata manjeg sjaja (neki smatraju da je predstavljala fragment originalne raspadnute Velike Komete iz 1844 koja je pripadala Krojcevoj familiji). Njen sjaj je za perihelion najavljivan na -1mag a u momentu raspada je već bio oko 7mag. Međutim, nakon raspada se sjaj paradoksalno smanjio uprkos približavanju Suncu. Dva dana pre nastanka ovog snimka sjaj je izmeren na 9.1mag što je... Mnogo optimistično po meni za snimiti. A obećavala je puno - u najmanju ruku vidljivost golim okom. Ali eto, šta da se radi, takva je sudbina kometa.

Da, C/2019 Y4 (ATLAS) je trebala da bude jedan vagončić u onom vozu, odnosno prema nekima je praprapraunuka velike Aristotelove komete ali to verovatno nije tačno. Inklinacija (nagib u odnosu na osnovnu ravan Sunčevog Sistema) je u njenom slučaju 45 stepeni a Krojceve komete imaju inklinaciju u proseku 140-145 stepeni. Na ovom cenjenom sajtu su tu činjenicu pomešali sa kometom iz 1843. godine (C/1843 D1) koja jeste iz Krojceve familije kometa i koja ima inklinaciju 144 stepeni. Dotičnu kometu je portretisao čovek koji nije bio slikar ali je svejedno njegova slika lepa, Charles Piazzi Smyth čiji je otac bio čuveni admiral Smyth koji je jednako poznat kao oficir Mornarice i kao astronom. Iza njega je stajao Bedford katalog maglina i dvojnih zvezda, a njegovog sina je krstio Giuzeppe Piazzi. To znači da je mali Charles imao sve predispozicije da postane astronom. I postao je, otkrio je uticaj nadmorske visine na rezoluciju teleskopa, bio je Kraljevski astronom Škotske, merio egipatske piramide i opsluživao meridijanski krug Edinburške opservatorije. U to vreme jedini način merenja položaja nebeskih tela je bilo na jugu prilikom tranzita, tome je i služio meridijanski krug; a to je ujedno i omogućavalo kalibraciju tačnog vremena, signalizirajući topovima na tvrđavi da opaljuju da bi ljudi mogli da znaju koliko je sati. Ova praksa je napuštena tek između Prvog i Drugog svetskog rata, kad su u osnovi napušteni satovi sa klatnom i uvedeni kvarcni. To je nekoliko vekova ujedno i bio pravi zadatak astronomskih opservatorija širom sveta, merenje vremena konkretno, budući da se merenjem tranzita postizala preciznost na nivou jedne sekunde dnevno. Sve je to lepo ali nama je danas ostala jedino ova slika komete dotičnog astronoma.

Dakle, jeste Krojceva - nije Krojceva; nebitno, promašaj. Pomeranje celokupne skalamerije i ponovno useveravanje bi mogli da mi oduzmu narednih 15-45 minuta u najosetljivijem vremenskom prozoru za snimanje kometa, tako da je ta varijanta u startu otpala.

SOHO solarna opservatorija je svemirski brod krcat opremom i kamerama lansiran još 1995. godine i nalazi se u L1 tački. Najlakše je opisati njenu putanju tako da SOHO zapravo vrti petlje na 0.01 AU od Zemlje, odnosno 0.99AU od Sunca. Podrazumeva se da je u L1 tački efekat gravitacije Sunca i Zemlje podjednak. A najtačnije bi bilo reći da SOHO zapravo opisuje petlje oko L1 tačke, upravno na liniju Sunce-Zemlja. Dakle, ovaj brod ima i kameru SWAN čiji je posao da snima suprotnu stranu Sunca. Dobro, ne baš direktno pošto je to nemoguće, ali ova kamera snima odlazeći Sunčev vetar kroz prostor, odnosno obrazac reakcije Lajman alfa protona u sudaru sa vodonikom iz međuplanetarnog prostora. To nam omogućava da vidimo iza ćoška, odnosno da predvidimo otprilike 7 dana ranije da će na Sunčevom terminatoru da se pojavi region velike aktivnosti.

Upravo je ova kamera 9. aprila na snimcima iz marta ove godine snimila novu kometu, premda sama kamera nije za tako nešto nikad ni bila namenjena. Kometa je dobila službenu oznaku C/2020 F8 (SWAN). Polovinom maja se očekivao najbliži prolaz Zemlji (na pola AU) a krajem maja perihelion (takođe pola AU), tako da je kometa imala potencijal da bude iole sjajna. Međutim, njen sjaj je rastao do početka maja na 4.7mag, a onda pao na 6.3mag četiri dana pre nego što sam ja snimao. Uz 5-6 minuta veliku komu ovo bi bio lak zadatak u ponoć, ali 6.3mag na velikoj površini u sumrak je skoro nemoguć zadatak.


Sa druge strane šume u odnosu na prethodnu kometu cilj je ipak lociran. Međutim, rezultat lova je daleko od nekog kapitalca... U svoju odbranu mogu samo da kažem da je kometa snimana u početku na visini od 5 stepeni a snimanje je završeno na 4 stepena iznad horizonta. Samim tim se zbog apsorpcije, kao što je gore i pomenuto, prividni sjaj smanjuje za nešto više od jedne magnitude.

Da bi se bolje videla kometa, čiji je položaj nesporno utvrđen na osnovu tri mape i dva planetarijum softvera, tačnije ne kometa nego obična mutna mrljica; snimak je konvertovan u crno-belo i kontrast maksimalno podignut.


Dobro je, izjednačenje. Da vidimo da li mogu da povedem.

Ortov oblak ne treba mešati sa Kajperovim pojasom a ni sa asteroidnim pojasom. Premda na prvi pogled imaju sličnosti, ova tri pojasa se prilično razlikuju skoro u svemu, a najviše u položaju i sastavu. Asteroidni pojas je krofnasta struktura i nalazi se iza orbite Marsa a ispred Jupitera. Kao što mu ime kaže, sastavljen je iz asteroida koji su potomci planetezimala iz ranog Sunčevog sistema koji nisu uspeli da oforme planetu zbog enormnog Jupiterovog gravitacionog uticaja. U ovom pojasu nema kometa, svi krompirići su već dobro preprženi. Kajperov pojas, s druge strane, predstavlja mnogo veću strukturu i prostorno i maseno. Prostire se odmah iz Neptuna (30-50 AU) i, logično a na užas Amerikanaca, obuhvata i Pluton. Uglavnom se sastoji iz tela koja su dobrim delom smrznuta, odnosno na njima leže smrznuti metan, amonijak ili voda koji bi u unutrašnjem Sunčevom sistemu bili tečnosti ili čak gasovi. Ovo je bitno jer ako neki objekat iz ovog regiona katapultirate u blizinu Sunca on će proključati i dobiti rep i - kometa je nastala.

Isto bi se desilo i sa objektima iz Ortovog oblaka, s tim da tamošnji planetezimali imaju još veću udaljenost od Kajperovog pojasa. Ortov oblak počinje na 2000 AU (0.03 svetlosne godine) i pruža se skoro do prve zvezde, odnosno 3.2 svetlosne godine odavde. Upravo zato je ovaj oblak još uvek hipotetička struktura; na toj distanci snimiti telo prečnika nekoliko kilometara, obasjano 16 miliona puta slabijom Sunčevom svetlošću koju bi telo dobilo da je ovde kod nas (intenzitet svetla opada sa kvadratom distance, dakle veoma brzo); sve je to danas vrlo nemoguća misija. Dok je Kajperov pojas prstenasta površ u jednoj ravni, Ortov oblak je - oblak, odnosno trodimenzionalna struktura koja sa svih strana kao mehur opasuje Sunčev sistem. Dakle, ovo je najveći izvor kometa koji možemo zamisliti, njihov period obilaska oko Sunca po pravilu je iznad hiljadu godina i upravo odatle je ispala C/2019 Y1 (ATLAS) koju trenutno vidimo na našem nebu.

Ovaj snimak je nastao dva meseca nakon kometinog perheliona gde se ona približila Suncu na 0.85AU. Nije to neka fascinantna vrednost kao kod Krojceve familije ali samim tim su šanse za raspad veoma umanjene. Procenjen sjaj komete u momentu snimanja je 9.5mag a prečnik kome je tri ipo minuta. Pretpostavlja se da je ova kometa zapravo fragment raspale komete C/1988 A1 Liller.


Kometa se nalazi između zvezda Dubhe i Merak u Velikom Medvedu; u, inače, vrlo interesantnom regionu.



Ko nađe kometu svaka mu čast... Za početak levo se oko Meraka nalaze dva legendarna deepsky objekta: planetarna maglina M97 i galaksija M108 (isečak u originalnoj rezoluciji):


I sve ovo sa samo 135mm žižne daljine. Ukupno 40 snimaka po pola minuta svaki je bilo dovoljno za detalje; vidi se i puno kome na zvezdama budući da je ovo sam rub kadra a objektiv je korišćen širom otvorene blende (f5.0) ali jedna stvar me je pozitivno iznenadila: nema mnogo hromatske aberacije. Izgleda da onaj jedan element od čarobnog stakla (UD) itekako radi svoj posao, premda se zna da je 135mm milimetraža ovog objektiva gde daje svoj maksimum.
I evo komete:


Vidi se da se pomerila za tih dvadeset minuta otprilike 2-3 svoja prečnika. Na ovoj žižnoj daljini jedan eosov piksel iznosi 8.72 arcsec. Objekat je prešao 22.3 ugaone sekunde za period od 23min, tipično za komete i asteroide. Međutim, pošto ovaj objekat uopšte nije razvio komu, pre će biti da je u pitanju asteroid. Ali čekaj, zar asteroidi ne bi trebali da se nalaze van ekliptike? Pa, i da i ne...

Da skratim dramu, nije asteroid već dvojna zvezda, vidi se na malo boljim mapama. Šteta, čak se i putanja uklapa. Prava kometa se ni ne vidi, tj nazire se samo njena tirkizna koma malo levo od "asteroida":


Prečnik kome je 183 sekundi, dakle nešto više od tri minuta. To se slaže sa procenama da će u drugoj polovini maja prečnik kome da bude između 3.1 i 3.6 minuta. Prijavljen sjaj u momentu snimanja je 9.1mag, premda to zavisi od mnogo faktora ovo je neki maksimum koji bi važio za moj teleobjektiv kad su u pitanju difuzni objekti. Za slabije komete treba angažovati teleskop.

Ni ovo nije neki kapitalan ulov. Sledeća šansa je zadnja šansa da nešto uradim...

Kometu o kojoj je reč sam već snimio dva puta, reč je o C/2017 T2 PANSTARRS. Čak sam jednom prilikom pogodio koju će magnitudu kometa razviti (kladio sam se na 8-8.5mag a ona je trenutno na 8.3mag, mereno 23. maja od strane Charles Morris-a) a drugom prilikom sam uspeo da je uhvatim pedeseticom sa tripoda. To znači da sam koristio ekspozicije od nekih desetak sekundi i to po nekom nepisanom pravilu ukazuje da se kometa može videti u 10x50 dvogledu.


Snimljeno je na 250mm žižne daljine i, neosporno, malo je preterano u izvlačenju tamnih detalja. Pošto sam se prilično namučio (prvo stack za zvezde, zatim merenje i računanje pomeranja u toku snimanja, imate ovde objašnjeno, pa stack samo za kometu, pa uklapanje u Photoshopu...) ponovna obrada nije dolazila u obzir. Levo su čuvene galaksije M81 i M82 i malo je falilo da ovaj kadar stane u vidno polje teleskopa, to bi tek bilo ono pravo, ali ćorak - zamalo.

Kažu da je lov veoma skup sport, ali meni se generalno čini da je astrofotografija skuplji, ili da su u najmanju ruku tu negde; ali svakako je lov na komete tehnički gledano primetno komplikovaniji. Isto čekaš i zuriš u mrak sve vreme ali zapravo prava borba počinje tek kad dođeš kući, odnosno sutradan. Na kraju, sumiranje lovačkog dana - od četiri mete, odnosno komete: dve vrlo slabi ulovi, jedna potpuni promašaj u šumi, i jedna prosečno dobra. U nedostatku rezultata ona se može proglasiti kapitalcem, premda to svakako nije. Ne znam da li se to računa u uspešan lovački dan...

18.05.2020.

PATULJAK IZ OBLAKA


Kako nastaju zvezde? Ni prostijeg pitanja, ni komplikovanijeg odgovora.
Najbanalnije tumačenje bi bilo da zvezde nastaju kontrakcijom molekularnog oblaka. Naime, u galaksijama postoji dosta međuzvezdane materije koja se u globalu može podeliti u dve osnovne kategorije: jonizovani (vreli, atomski) gas i hladni molekularni gas. Ovo drugo se sastoji uglavnom iz molekula vodonika (H2) i molekula ugljen-monoksida (CO).

Upravo u tome je i poenta: hladni međuzvezdani gas je odlično gorivo za eksploziju, za razliku od vrelog jonizovanog koji je neku vrstu fizičko-hemijskog nasilja već pretrpeo. Samo ga treba komprimovati i zagrejati. Tu na scenu stupa gravitacija hladnog oblaka koji se lagano kondenzuje u oblasti gušće materije. Ono što se pretpostavlja je da hladna buduća zvezda putem akrecionog diska sakuplja okolni gas. Ovde je odlučujuće pravilo očuvanja ugaonog momenta prilikom kontrakcije oblaka, to je zapravo prava sila (uz gravitaciju, naravno) koja pokreće akrecioni disk. Pritom materija koja pada na površinu protozvezde trpi neku vrstu kompresije i taj udarni talas zapravo stvara energiju koju mi možemo da detektujemo u infracrvenom opsegu. Drugim rečima, ove bebe zvezde su optički gledano potpuno nevidljive iz dva razloga: prvi je činjenica da još nisu postigle veliku temperaturu a druga - pa one leže usred hladnog i mračnog oblaka koji ionako apsorbuje dobar deo njihove emisije. Posledica je da hladna protozvezda može imati temperaturu opsega 1000-4000K na svojoj površini i to je to. Već na 2000K vodonični molekul se raspada na dva atoma; odmah automatski sledi i jonizacija vodonika i helijuma. Time je pripremljeno gorivo za buduće termonuklearne procese.

Međutim, tih 4000K je za svemir veoma niska temepratura. Ove buduće zvezde u svom centru nemaju jezgra koja mere milione stepeni, već pre svega samo napakovanu materiju koja se još nije upalila. Pod paljenjem se smatra fuzija; to je razlika između protozvezde i zvezde glavnog niza. Međutim, postoje razne vrste fuzije... Pod fuzijom kod zvezde glavnog niza podrazumeva se trostruki alfa proces i CNO ciklus; ali postoji još jedna vrsta ovog procesa. Uslov je da zvezda bude male mase ili niske temperature (ovo drugo imamo kod protozvezde).

Dakle, smatra se da do neke vrlo ograničene mere fuzija u bebama-zvezdama ipak postoji, ali samo između protijuma i deuterijuma. Ovaj proces se zove fuzija deuterijuma, protijum je zapravo samo ogoljeni proton, bez elektrona tako da ovo možemo posmatrati i kao fuziju protona i deuterijuma. Pošto deuterijuma u prirodi i u zvezdama ima malo i fuzije zapravo ima malo, takoreći; ovaj proces nastaje na milion Kelvina i veoma je senzitivan na promenu temperature. Zove se još žargonski i sagorevanje deuterijuma i krajnji rezultat je nastanak helijuma 3, uz naravno emisiju energije. Ovaj proces može da nastane i kod veoma malih nebeskih tela, recimo kod braon patuljaka ili veoma masivnih planeta; granica za braon patuljka je svega 13 Jupiterovih masa. Vreme potrebno da se tako masivna planeta pretvara da je zvezda je vreme potrebno da se deuterijum potroši i okvirno iznosi ne više od stotinak miliona godina. Pošto se deuterijum u ovom procesu ne stvara, ulica je jednosmerna. Kod dosta masivnije protozvezde ovaj proces ide nešto drugačije; jezgro se pali i gasi dok osciluje oko te temperature, što sve daje dovoljno vremena da se akrecija mase nastavi. Deuterijum se takođe veoma brzo troši i već posle par miliona godina imamo drugačiju situaciju. Vremenom masa i pritisak toliko porastu da fuzija deuterijuma više nije u igri, budući da je temperatura porasla na deset miliona Kelvina. U tom momentu nastupa prava fuzija - fuzija protijuma u helijum odnosno lančana proton-proton reakcija koja je zapravo onaj proces koji dozvoljava zvezdama da sijaju. Pritom reakcija u prirodi tj u zvezdama nije lančana u onom eksponencijalnom smislu kao kod hidrogenske bombe, ovde se pod tim terminom misli na nekoliko etapa koje lančano slede jedna za drugom. Zvezde dakle ne eksplodiraju već je fuzija tačno onoliko dozirana da kontinuirano teče i jezgra su u svojevrsnoj ravnoteži tako da ovi procesi mogu da traju kod manjih zvezda možda i milijardama godina. Za Sunce bi ovim tempom (kad bi bio konstantno ovog intenziteta) trebalo 10 milijardi godina da se sav vodonik pretvori u helijum.

Pošto su protozvezde zasijale putem proton-proton reakcije, možemo smatrati da je period protozvezde okončan i da je zvezda stupila na glavni niz. Kod masivnijih zvezda od Sunca osim proton-proton reakcije imamo i fuziju kroz CNO ciklus (ugljenik-azot-kiseonik); ima ga i kod Sunca ali nije dominantan. Kod još masivnijih zvezda postoji i trostruki alfa-proces poznat i kao još fuzija helijuma u ugljenik, ali to su druge teme; bitno je da je zvezda zasijala na nebu.


Sazvežđe je Lav, najsjajnija zvezda gore desno je Algieba (Gamma Leonis). To je dvojna zvezda sa pratiocem na separaciji 4.7 ugaonih sekundi, u dometu moje opreme ali nije to tema, nisam eksponirao imajući te dve zvezde na umu - onda bi moralo eksponirati znatno kraće.
Cilj je tu odmah pored:


Misteriozno sam dobio dosta šuma, prilikom agresivnog skidanja su se detalji i oštrina zvezda izgubili. Dakle, AD Leonis je jedan interesantan primer male zvezde koja je ispala iz ko zna kog molekularnog oblaka, a koja se trenutno nalazi u našoj neposrednoj blizini. Njena masa je negde oko 0.4 Sunčevih masa, budući da je i Sunce samo po sebi patuljak, jasno je kojoj kategoriji ova zvezda pripada. Udaljena je svega 16 svetlosnih godina i njen spektar (M3.5eV) govori da se radi o malom crvenom patuljku. Međutim, to nikako ne znači da se radi o pitomoj zvezdi - ona spada u takozvane fler zvezde (flare stars) koje povremeno doživljavaju snažne erupcije. Ovde se radi o erupcijama koje podsećaju na Sunčeve, samo što se one odvijaju na mnogo većoj skali. Sjaj zvezde eksplodira u roku od nekoliko minuta i petlje prilikom ovih eksplozija se penju do 30% prečnika zvezde (usput, i Sunce ima fler sličnih dimenzija, ali je Sunčevih 30% ipak malo više). Početkom devedesetih je ova zvezda pomno posmatrana, budući da su tad erupcije bile veoma česte.

Razlog za ovakvu eruptivnost se krije u strukturi ovih patuljaka. AD Leo se nalazi na samoj granici, tačnije iznad nje, koja omogućuje zvezdi da poseduje konvektivnu zonu. Drugim rečima, na preseku zvezde imamo vrelo jezgro, iznad njega Sunce ima radijativnu zonu a AD Leo nema ništa; i iznad svega toga postoji konvektivna zona. Konvekcija je bukvalno izdizanje toplijeg i spuštanje hladnijeg gasa, nešto slično meteorološkoj konvekciji na Zemlji. Uprošćeno, za vreme toplog letnjeg dana imamo delove ("parcele" kako to meteorolozi kažu) nešto hladnijeg i nešto toplijeg vazduha. Razlog ove razlike je u tome što se neke površine više zagrevaju (tamni asfaltni parkinzi, tamnije njive, šume) na Suncu a neke manje (svetlija trava, stena) i upravo ta razlika tera toplije mehure vazduha uvis. Čim pređu određenu visinu (tačka rošenja) oni se kondenzuju u kumuluse, kasnije možda i u kumulonimbuse i pritom se okolne parcele hladnijeg vazduha posledično spuštaju. Ovaj proces vertikalnog kruženja vazduha traje, kao što to predviđa narodna pesma, "ceo letnji dan do podne", a meteorologija kaže da traje dok god postoji gradijent - gore hladno a dole toplo.

Upravo ovaj gradijent u zvezdama postoji milionima godina. Dole je toplo jezgro (ili radijativna zona) a gore hladna atmosfera. Prilikom vertikalnog kruženja mi na površini Sunca vidimo granulaciju, odnosno izdignute slojeve koji se hlade i vrlo brzo tonu do radijativne zone, a to neodoljivo podseća na vrhove kumulusa posmatrane iz putničkog aviona odozgo. I eto kakve veze ima AD Leo sa kumulusima. Pritom je ova konvekcija odgovorna dobrim delom za erupcije, premda ne direktno već u kontekstu magnetnog polja, ali to je druga priča. Dve trećine površine zvezde su stelarne mrlje, a to su (analogno Sunčevim mrljama tj pegama) mesta gde magnetno polje vrši inhibiciju konvekcije kroz suprotni polaritet. Posledica je niža temperatura ovih regiona u proseku za 500-2000K od okolne površine.

Stelarne mrlje, baš kao i na Suncu, označavaju regione gde je magnetska aktivnost najveća i gde postoji ogromna potencijalna energija. Nije onda ni čudo što se upravo u okolini pega dešavaju svakojake erupcije i što njihova frekvencija pojavljivanja upravo korelira sa eruptivnom aktivnošću Sunca. U slučaju AD Leonis se sve ovo dešava isto kao i na Suncu, samo dosta intenzivnije.

Zašto sam odabrao ovu neuglednu zvezdicu za snimanje? Zato što je to jedan od desetak najbližih crvenih patuljaka severne hemisfere dovoljno sjajnih da u teleskopu ne budu dva piksela (odnosno patuljci ispod desete magnitude). Nijedan crveni patuljak se sa Zemlje ne vidi golim okom, a ima ih u Galaksiji... Pa recimo da su to ubedljivo najbrojnije zvezde u Mlečnom Putu. Sve što se stvori iz molekularnih oblaka biće u 90% crveni patuljak. Ujedno su i najmanje zvezde na glavnom nizu, odnosno crvene zvezde su ili giganti ili patuljci, sredine nema. Masa ovih zvezda se kreće od 7.5% do 50% mase Sunca i temperatura površine im je među najnižima od svih zvezda: 2000-3900K.

Još ovaj patuljak ima nezgodan karakter, sa povremenim potpuno nepredvidivim erupcijama koje dižu sjaj u roku od nekoliko minuta. Ko je srećan da to snimi - svaka mu čast. A pošto je u pitanju sazvežđe Lava u kadru se može videti i nekoliko galaksija. U centru je NGC3213, mala loptica magnitude 13.5mag i otprilike isto tolikog površinskog sjaja (13.3mag/arcsec). Njena morfološka klasifikacija je SAbc, što znači da je u pitanju spiralna ali bez prečke. Levo gore se vide još dve spiralne galaksije koje su i označene.


Da se vratimo na tamne molekularne oblake iz kojih zvezde još uvek nisu nastale. Oblaci su zapravo veoma male gustine, imaju tek stotinak molekula po kubnom centimetru, ali su u suštini veoma veliki pa ni masa ne može biti mala. Razlozi za kontrakciju dela oblaka i njegovo kondenzovanje u zvezde mogu biti različiti: udarni talas bliske supernove, gravitacioni uticaj sudarajućih galaksija, sudar dva oblaka iz iste galaksije, džet snažne crne rupe koji efektivno čisti gas iz galaksije i izbacuje ga sprečavajući time formiranje zvezda... Moguć je i obrnut scenario: džet slabije crne rupe može da bude okidač procesa stelarne formacije u molekularnim oblacima. Međutim, svejedno koji proces da dominira, imamo jednu suštinsku osobinu molekularnih oblaka koja favorizuje njihovo kondenzovanje u zvezde, a to je gravitaciona nestabilnost tolike mase, odnosno potencijalna energija koja ukazuje čega sve tu može jednog dana biti.

Ono što je bitno to je da se može i izračunati kolika je šansa da se neki oblak sunovrati sam u sebe i formira zvezde. Zasluga za to pripada Englezu po imenu James Jeans (ne, nema veze sa farmericama i kaubojima) koji je na prelazu između XIX i XX veka bio talentovani student kad je u pitanju matematika. Čak je i bio drugi u svojoj klasi na završnom ispitu iz matematike i tako dobio neformalni fakultetski status "wrangler II" (u prevodu stočar... Opet nema veze sa kaubojima a ni džipovima). Bilo kako bilo on je kasnije važio za jednog od utemeljivača britanske kosmologije.

Jeans je čak dao i formulu, koju ćemo preskočiti; koja ovo definiše. Oblak ima utoliko veće šanse da se kondenzuje u zvezdu ukoliko je:
1) masa oblaka veća,
2) njegova veličina manja,
3) njegova temperatura niža.

U praksi se gotovo i ne dešava da se oblak kondenzuje u jednu zvezdu već u otvoreno zvezdano jato, budući da su dimenzije i mase tih molekularnih oblaka zaista impozantne gledano iz perspektive Sunčevog Sistema. Velika većina ovih tamnih oblaka se nalaze u ravni Galaksije i u njima nastaje gomila malih i velikih zvezda. Pritom, logično, nastaje gomila malih zvezda u odnosu na jednu veliku i masivnu O ili B klase, ali upravo kad zasija ta jedna masivna - dešava se čarolija u astrofotografiji: ona svojim snažnim zračenjem jonizuje gas u svojoj okolini i mi dobijamo prelepa crvena H-alfa područja. A pre nego što do toga uopšte dođe, ove velike protozvezde možemo videti uvijene u ogroman akrecioni disk prašine i gasa u infracrvenom području. Već sad možemo predvideti neke buduće mlade gigantske zvezde u mnogim područjima koja su nekad bili mirni tamni oblaci.

Područja u kojima se ovi procesi dešavaju je puno celo nebo - Trifid maglina, Orao, Rozeta, Karina i Orion maglina su najfascinantniji primeri. Ali njihovi prekusori, molekularni oblaci, zastupljeni su sa svega možda jedan zapreminski procenat u odnosu na svu međuzvezdanu materiju u našoj Galaksiji. Pritom taj jedan procenat zapremine predstavlja i 50% mase međuzvezdane materije i to ilustruje značaj molekularnih oblaka koje na astrofotkama vidimo kao tamne mase, nešto slično uglju. Čak je i Herschell svojevremeno o njima pisao kao o međuzvezdanim rupama i pukotinama.