MIRKO, PAZI DŽET!
Svaki učesnik Messier-ovog Maratona zna da se pobeda odlučuje u sazvežđu Device (Virgo). Malim teleskopima se tu može videti nekoliko desetina, a od deset inča aperture pa naviše - par stotina galaksija. I sve one su članice Virgo galaktičkog jata za koji smo do danas izbrojali 1300 članica, uz dodatak da ih ima verovatno preko dve hiljade. Razliku do ove druge cifre čine još uvek neotkrivene patuljaste galaksije, ukoliko crtu podvučemo još niže, broj članica jata je verovatno proporcionalno tome veći. Ovo jato galaksija ima praktično dva centra: jedna prestonica je M49 a druga M87. U oba slučaja radi je o jajastim loptama zvezda koje imaju mnogo veću masu od ekvivalentnih spiralnih galaksija. Iako je M49 prečnika oko 160 hiljada svetlosnih godina a M87 "samo" 120 hiljada, činjenica koja otkriva pravog gazdu ovog klastera je broj globularnih jata koje pripadaju ovim galaksijama. Prva (M49) ima oko šest hiljada a druga (M87) duplo više zbijenih zvezdanih jata i samim tim je jasno koju galaksiju od te dve prvo treba da snimim.
Tridesetih godina prošlog veka oko M87 se dosta trudio Edwin Hubble. U svojoj klasifikaciji je ovu galaksiju (tačno) opisao kao vangalaktičku maglinu, što je do tada praktično bila jeres. Uspeo je da razluči ovu galaksiju na globularna jata, što je posle Andromedine galaksije drugi razlučen sistem u istoriji. Smatralo se tada da postoji samo jedna Galaksija, naša, sa velikim G. Međutim, već duže vreme se šuškalo da sve baš i nije tako, i da je univerzum mnogo veći. Falili su samo dokazi a era velikih reflektora od pre sto godina je dozvolila nešto što niko nije do tada mogao da zamisli - razlučivanje posebnih zvezda članica u drugim galaksijama. Ovo je postalo moguće izgradnjom Hukerovog teleskopa aperture dva ipo metra, mada je razlučivanje cefeida bilo na samoj granici tog sistema. Kako je to moguće kad danas amaterski 16" teleskop postiže bolje rezultate od 2.5m teleskopa, odnosno magnitudu 24mag?
Vrlo prosto: fotografske ploče koje su se nekad koristile su bile staklene ploče premazane osetljivom emulzijom, premda za današnje pojmove ta emulzija uopšte nije bila osetljiva. Eksponiranje je trebalo da bude veoma dugo i teleskopi su morali da budu veliki da bi se uopšte došlo do nekih rezultata. Čak su ti teleskopi bili prilično neosetljivi na greške montaže u praćenju: dok se greška uoči operater je imao dovoljno vremena da pomeri ploču (da, praćenje je funkcionisalo pomeranjem ploče a ne celog teleskopa) na željeno mesto. Nekoliko sekundi na sporoj emulziji nije moglo da ostavi vidljive tragove, dajući vremena čoveku da povuče dim iz lule pre nego što koriguje grešku. Ovo je slično ponašanju fotografskog filma; ko se bavio astrofotografijom pre par decenija i više znao je da je svaki film tolerantniji na greške u praćenju, pod uslovom da se iste isprave, naravno. Kod mnogo osetljivijeg digitalnog senzora se apsolutno ništa ne prašta.
Na ovom snimku se nalazi prikupljenih 29 snimaka po pola minuta na ISO1600. Ova galaksija je udaljena od nas negde oko 53 miliona svetlosnih godina, koliko je, uostalom, i cela ta grupacija galaksija udaljena. Grupaciju inače zovemo jednostavno po sazvežđu koje okupira: Virgo klaster odnosno jato. Pritom se samo ovo jato može razdvojiti na tri posebne strukture koje imaju centar u najvećim eliptičnim galaksijama tog sazvežđa: M87, M86 i M49, s tim da je prva centar celog jata. U suštini zapaženo je da su u centru dominantne masivne eliptične galaksije, a da su spiralne češće bliže periferiji, mada ovo ne treba uzeti kao stoprocentno pravilo. Veoma je moguće, čak je potpuno sigurno po današnjim shvatanjima da eliptične galaksije nastaju evolucijom od spiralnih u masivnim sudarima i stapanjima, što je potpuno suprotno od Hablove teorije o evoluciji galaksija. Po njegovoj čuvenoj šemi sve galaksije se dele na eliptične, spiralne sa prečkom i spiralne bez prečke, s tim da iz eliptičnih nastaju evolucijom ostalo oblici.
Ako Virgo klaster dalje analiziramo na sve većoj skali distance doći ćemo do Virgo superklastera. To je galaktička nadgrupa koja obuhvata naše Lokalno jato, Virgo klaster, M81 grupu galaksija, grupu u Lavu, M101 grupu, grupu M51 i grupe u sazvežđima Velikog Medveda i Zmaja. Gravitaciono težište se nalazi u Virgo klasteru, a mi smo - kompletna periferija. S druge strane, ako Virgo klaster sumiramo na manjim distancama videćemo da se on sastoji iz galaksija između kojih se nalazi retka plazma zagrejana na 30 miliona Kelvina. U toj plazmi plovi značajan broj zvezda koje su ispale iz svojih matičnih galaksija prilikom sudara i interakcija. Smatra se da čak 10% svih zvezda Virgo klastera predstavljaju ove beskućnice, a kuriozitet kog nema u našem Lokalnom jatu je i pojava vangalaktičkih planetarnih maglina, zbijenih jata kao i regiona formiranja zvezda. Ovakav vašar intergalaktičkih kosmičkih tvorevina označava veću gustinu i jače interakcije pa samim tim i objašnjava zašto u našoj Lokalnoj grupi ne postoji nijedna velika eliptična galaksija - zato što smo jato male mase. Možda jednog dana dobijemo takvu galaksiju putem sudara Mlečnog Puta i Andromedine galaksije, ali neće to tako skoro...
Jednu zanimljivu stvar je kod ove galaksije zapazio H.D. Curtis 1918. godine: "čudan prav zrak, očigledno povezan sa jezgrom putem tanke linije materije". Kad je, tri decenije kasnije, nova nauka poznata kao radio-astronomija otkrila veliki izvor poznat kao Virgo A koji se poklapao sa položajem jezgra M87, postalo je očigledno da ovaj mlaz materije itekako ima veze s tim. Tada je W. Baade uočio da je ovaj mlaz (džet) sastavljen iz polarizovane svetlosti i predložio objašnjenje po kome mlaz čine elektroni koji ubrzavaju do relativističkih brzina u jakom magnetnom polju.
Prečnik galaksije M87 je oko 120 hiljada svetlosnih godina, dakle vrlo slično kao naša galaksija, ali uz jednu veoma bitnu razliku: M87 je eliptična lopta a ne spiralno naborana palačinka kao naša galaksija. Samim tim je njena masa neuporedivo veća: recimo da ste naslagali gomilu palačinki na gomilu. Dužina džeta iznosi negde oko 5 hiljada svetlosnih godina, mada se tragovi izbačene materije mogu detektovati značajno dalje - oko 260 hiljada svetlosnih godina, dakle izvan granica galaksije. Ovaj oblak materije se pritom širi što nam ukazuje na precesiju (rotiranje) pravca u koji je usmeren džet.
Ako pogledamo strukturu ovog mlaza shvatićemo da on veoma precizno crta istoriju erupcija. Vidi se nekoliko čvorova materije koji su u prošlosti izbačeni, a vidi se i jedna velika šupljina što nam ukazuje da se pre 70 miliona godina desila velika erupcija. Poslednje pretpostavke su da periodične erupcije sprečavaju hlađenje intergalaktičkog gasa, što dalje sprečava formiranje mladih zvezda i posledično sprečava M87 da postane velika spiralna galaksija.
Logično je da se odavno primetilo da postoje promene u strukturi mlaza. I već sedamdesetih godina prošlog veka se ispostavilo ono što je bilo neizbežno: izmereno je da se praktično svi poznati džetovi iz crnih rupa kreću brzinama većim od brzine svetlosti. U slučaju M87 se radilo o 6c, dok je bilo i većih izmerenih vrednosti. Ova pojava se naziva superluminalno kretanje (negde u literaturi i supraluminalno) i po današnjim shvatanjima potpuna je optičko-fizička iluzija. Radi se o tome da je mlaz (džet) usmeren ne direktno prema nama (onda bi to bio kvazar) već pod nekim manjim uglom, recimo dvadesetak stepeni - ali i dalje prema nama (ovo je krucijalno). Brzina svetlosti koju šalje mlaz iz svake svoje tačke je ista (c). Periferni delovi mlaza su bliži nama, što znači da svetlost iz njih dolazi pre nego svetlost iz početnih delova mlaza; kad se to ukombinuje dobije se da nama izgleda kako mlaz eruptira brže od svetlosti. Kako? Vrlo prosto: prvo pristiže slika perifernog mlaza a potom i regiona koji se postepeno približavaju samoj crnoj rupi. Ovo smenjivanje slika podseća na projekciju filma i mi vidimo ubrzanu transformaciju mlaza. Ili još prostije: zamislite trodimenzionalni presek ljudskog tela putem CT skenera. Ako ubrzate snimak delovaće kao da se veoma brzo krećete kroz ljudsko telo, iako se zapravo uopšte ne krećete: do vas dopiru frejmovi različitom brzinom koja je potpuno nerealna. Ovde je suština što prvo dobijamo frejmove koji se odnose na periferne delove džeta. Primenjeno na M87: najrealnije bi bilo kad bi mlaz bio usmeren 90 stepeni u odnosu na nas i onda bismo mogli da vidimo realnu brzinu kretanja.
Na neki čudan način došlo je do disproporcionalnog, naravno, i potpuno virtuelnog "sabiranja" brzine svetlosti i brzine džeta. Ovo je protiv teorije relativiteta koja kaže da je nemoguće bilo kakvo sabiranje brzina jer je c konstantna i najveća moguća brzina, ali zaboravljate da je ovde reč o potpunoj iluziji i optičkoj varci - stoga je ovakvo prividno sabiranje moguće.
Autor ovog mlaza materije je akrecioni disk supermasivne crne rupe. Inače postoji velika razlika između malih (stelarnih) crnih rupa i supermasivnih (galaktičkih) i pre svega se ogleda u odnosu prečnika i Švarcšildovog radijusa. Ovaj radijus je zapravo horizont događaja, odnosno sfera koja okružuje crnu rupu i predstavlja granicu iza koje biva usisana čak i svetlost. U idealnom slučaju (nerotirajuća crna rupa, a takva ne postoji) taj radijus zavisi samo od mase i može se izračunati za svako telo poznate mase u svemiru. Za Sunce Švarcšildov radijus bi iznosio 3 kilometra a za Zemlju devet milimetara. Crna rupa se definiše kao objekat čiji je prečnik manji od Švarcšildovog radijusa, tako da bi Sunce i Zemlja kao crne rupe imale navedene prečnike, odnosno manje od toga.
Međutim, stelarne crne rupe imaju mnogo manju masu. One nastaju nakon eksplozije zvezde kad udarni talas komprimuje jezgro do neverovatnih vrednosti. Samim tim je i gustina veoma velika, pa je moguće da nastanu crne rupe (zamislite koja je gustina potrebna da se Sunce sabije u loptu od tri kilometra!). Ali kako povećavamo masu crne rupe tako raste i Švarcšildov radijus, i to mnogo brže od prečnika crne rupe; što je u suštini vrlo logično: Švarcšildov radijus je proporcionalan masi a prečnik crne rupe je proporcionalan kubnom korenu zapremine. U praksi dobijamo da je Švarcšildov radijus supermasivne crne rupe kakva se viđa u jezgrima velikih galaksija zapravo jedna sfera velikog prečnika - dok je prečnik same crne rupe neuporedivo manji. Ako pogledamo odnos te sfere i mase crne rupe videćemo da je njena prosečna gustina oko gustine vode, dok je gustina stelarne crne rupe ili recimo neutronske zvezde oko 1018 kg/m3.
Praktično ovo znači da se unutar Švarcšildovog radijusa supermasivne crne rupe nalaze svetovi i svetovi, nije sve zbijeno u smislu nepovratnog singulariteta. Ima tu mnogo materije u ko zna kom stanju, samo naprosto ne može da emituje svetlost ka nama. Ili drugim rečima: dug je put od Švracšildovog radijusa do centra crne rupe.
Optički gledano, džet ima prečnik 20x2 ugaone sekunde. To znači da je džet vizuelno po dužini jednak prečniku Saturna, zajedno sa prstenovima - ako gledamo na velikom uvećanju teleskopa. Pritom je širina džeta možda u proseku uporediva sa širinom prstena (prsten je 1" prividno na ekvatoru i 2.5" na krajevima). Dakle, onako kako vidite Saturnov prsten u svom teleskopu tako biste videli i džet M87, jel? Pa ne baš... Poenta je da je planetarni prsten neuporedivo sjajniji i kontrastniji. To je i razlog zašto ovu čudnu galaktičku strukturu niko nije opisao ranije, imajući u vidu da je M87 poznata jako dugo: džet se nalazi u regionu velikog sjaja galaksije i u principu je veoma malog kontrasta. Praktično je džet morao da sačeka otkriće fotografije, iako je danas moguće da iskusni posmatrači u velikim dobsonima mogu da vide džet na velikim uvećanjima - ali je činjenica da treba znati gde i šta tražiti.
I na kraju najbitnije: kako se to uklapa u mogućnosti moje opreme? Da li je moguće detektovati džet pomoću 150mm reflektora vizuelno ili fotografski?
Vizuelno svakako da ne, a fotografski to zavisi od stabilnosti atmosfere, kolimacije i kvaliteta optike. Kad bi se organizovalo takmičenje i kad bi apertura bila limitirana na, recimo, 8 inča, redosled bi bio ovakav: svakako najbolji izbor bi bili apohromatski refraktori ali mogu da dođu u obzir i manje kontrastni reflektori tipa SC ili Newtonian teleskopi. Maksutov bi bio neznatno ispred njih a jedino ne bi baš zablistali RC i ultrabrzi astrografi jer za istu aperturu imaju najveću opstrukciju. Toliko o kontrastu; da su drugi optički parametri u pitanju rang lista bi bila sasvim drugačija. Dakle, ja zasad čvrsto držim sredinu tabele.
Na ovom isečku u 100% rezoluciji se vidi gore zvezda magnitude 8.75mag koja je marker za vizuelno nalaženje M87, premda se ova sjajna mutna mrlja vidi i bez toga. Obratite pažnju na dve galaksije na 4h (NGC4478 i NGC4476) jer su one jako bitne kao mogući izvor zabune. One su velike i lako uočljive kao stelarne galaksije; njih je u principu moguće vrlo lako pomešati sa drugim galaksijama koje se nalaze na poziciji 5h u odnosu na jezgro M87. Ove tri manje galaksije su dosta bliže jezgru M87 i redom su:
1) UGC7652,
2) MAC 1230+1221 i
3) MAC 1230+1222.
Ove tri manje galaksije su vizuelno teško uočljive kao posebne strukture ali na manjim uvećanjima većih teleskopa njihova jezgra mogu da naprave iluziju naznake džeta. Zato se i savetuju što veća uvećanja, tipično preko 400x. U opisanoj situaciji džet je mnogo sitniji i nalazi se na 2h, ne na 5h. U tom konktekstu sam rastegao stack kao monohromatski da bi se videlo malo kontrastnije mesto gde je džet. Rezolucija je uvećana dvostruko:
Na uvećanom delu snimka se vidi obeležen položaj jezgra i malog rasvetljenja - džeta. Na osnovu merenja i računanja (jedan piksel je 1.57arcsec) džet je dužine dvadeset sekundi, što se potpuno uklapa u realne podatke. Pojačan kontrast:
Ovde stupa na scenu oštrenje (unsharp mask) i dizanje rezolucije 4x:
Džet je, dakle, vidljiv ali bez nekog velikog kontrasta. Ovo je posledica ne toliko svih mana teleskopa ili atmosfere, već pre svega montaže koja unosi određenu grešku sa svakim snimkom. U slučaju sabiranja tridesetak snimaka ta random greška daje efekat gaussian blur-a i onda oštrenje snimka itekako ima smisla.
A postoji i drugi pristup: sabiranje više kraćih ekspozicija.
Pokušao sam sa 12 snimaka od po šest sekundi, tu bi turbulencija trebala da bude neuporedivo manja. Međutim, to se pokazalo kao jedva dovoljno za uočavanje strukture džeta, budući da je 12x6sec u suštini veoma malo fotona za tako tamnu strukturu.
Na desetostruko uvećanom snimku mlaz naziru jedino vidovito nadarene osobe:
Zaključak: za uočavanje ove strukture vam treba minimum par hiljada evra, svejedno da li se bavite astrofotografijom ili vizuelnom astronomijom.
Tridesetih godina prošlog veka oko M87 se dosta trudio Edwin Hubble. U svojoj klasifikaciji je ovu galaksiju (tačno) opisao kao vangalaktičku maglinu, što je do tada praktično bila jeres. Uspeo je da razluči ovu galaksiju na globularna jata, što je posle Andromedine galaksije drugi razlučen sistem u istoriji. Smatralo se tada da postoji samo jedna Galaksija, naša, sa velikim G. Međutim, već duže vreme se šuškalo da sve baš i nije tako, i da je univerzum mnogo veći. Falili su samo dokazi a era velikih reflektora od pre sto godina je dozvolila nešto što niko nije do tada mogao da zamisli - razlučivanje posebnih zvezda članica u drugim galaksijama. Ovo je postalo moguće izgradnjom Hukerovog teleskopa aperture dva ipo metra, mada je razlučivanje cefeida bilo na samoj granici tog sistema. Kako je to moguće kad danas amaterski 16" teleskop postiže bolje rezultate od 2.5m teleskopa, odnosno magnitudu 24mag?
Vrlo prosto: fotografske ploče koje su se nekad koristile su bile staklene ploče premazane osetljivom emulzijom, premda za današnje pojmove ta emulzija uopšte nije bila osetljiva. Eksponiranje je trebalo da bude veoma dugo i teleskopi su morali da budu veliki da bi se uopšte došlo do nekih rezultata. Čak su ti teleskopi bili prilično neosetljivi na greške montaže u praćenju: dok se greška uoči operater je imao dovoljno vremena da pomeri ploču (da, praćenje je funkcionisalo pomeranjem ploče a ne celog teleskopa) na željeno mesto. Nekoliko sekundi na sporoj emulziji nije moglo da ostavi vidljive tragove, dajući vremena čoveku da povuče dim iz lule pre nego što koriguje grešku. Ovo je slično ponašanju fotografskog filma; ko se bavio astrofotografijom pre par decenija i više znao je da je svaki film tolerantniji na greške u praćenju, pod uslovom da se iste isprave, naravno. Kod mnogo osetljivijeg digitalnog senzora se apsolutno ništa ne prašta.
Na ovom snimku se nalazi prikupljenih 29 snimaka po pola minuta na ISO1600. Ova galaksija je udaljena od nas negde oko 53 miliona svetlosnih godina, koliko je, uostalom, i cela ta grupacija galaksija udaljena. Grupaciju inače zovemo jednostavno po sazvežđu koje okupira: Virgo klaster odnosno jato. Pritom se samo ovo jato može razdvojiti na tri posebne strukture koje imaju centar u najvećim eliptičnim galaksijama tog sazvežđa: M87, M86 i M49, s tim da je prva centar celog jata. U suštini zapaženo je da su u centru dominantne masivne eliptične galaksije, a da su spiralne češće bliže periferiji, mada ovo ne treba uzeti kao stoprocentno pravilo. Veoma je moguće, čak je potpuno sigurno po današnjim shvatanjima da eliptične galaksije nastaju evolucijom od spiralnih u masivnim sudarima i stapanjima, što je potpuno suprotno od Hablove teorije o evoluciji galaksija. Po njegovoj čuvenoj šemi sve galaksije se dele na eliptične, spiralne sa prečkom i spiralne bez prečke, s tim da iz eliptičnih nastaju evolucijom ostalo oblici.
Ako Virgo klaster dalje analiziramo na sve većoj skali distance doći ćemo do Virgo superklastera. To je galaktička nadgrupa koja obuhvata naše Lokalno jato, Virgo klaster, M81 grupu galaksija, grupu u Lavu, M101 grupu, grupu M51 i grupe u sazvežđima Velikog Medveda i Zmaja. Gravitaciono težište se nalazi u Virgo klasteru, a mi smo - kompletna periferija. S druge strane, ako Virgo klaster sumiramo na manjim distancama videćemo da se on sastoji iz galaksija između kojih se nalazi retka plazma zagrejana na 30 miliona Kelvina. U toj plazmi plovi značajan broj zvezda koje su ispale iz svojih matičnih galaksija prilikom sudara i interakcija. Smatra se da čak 10% svih zvezda Virgo klastera predstavljaju ove beskućnice, a kuriozitet kog nema u našem Lokalnom jatu je i pojava vangalaktičkih planetarnih maglina, zbijenih jata kao i regiona formiranja zvezda. Ovakav vašar intergalaktičkih kosmičkih tvorevina označava veću gustinu i jače interakcije pa samim tim i objašnjava zašto u našoj Lokalnoj grupi ne postoji nijedna velika eliptična galaksija - zato što smo jato male mase. Možda jednog dana dobijemo takvu galaksiju putem sudara Mlečnog Puta i Andromedine galaksije, ali neće to tako skoro...
Jednu zanimljivu stvar je kod ove galaksije zapazio H.D. Curtis 1918. godine: "čudan prav zrak, očigledno povezan sa jezgrom putem tanke linije materije". Kad je, tri decenije kasnije, nova nauka poznata kao radio-astronomija otkrila veliki izvor poznat kao Virgo A koji se poklapao sa položajem jezgra M87, postalo je očigledno da ovaj mlaz materije itekako ima veze s tim. Tada je W. Baade uočio da je ovaj mlaz (džet) sastavljen iz polarizovane svetlosti i predložio objašnjenje po kome mlaz čine elektroni koji ubrzavaju do relativističkih brzina u jakom magnetnom polju.
Prečnik galaksije M87 je oko 120 hiljada svetlosnih godina, dakle vrlo slično kao naša galaksija, ali uz jednu veoma bitnu razliku: M87 je eliptična lopta a ne spiralno naborana palačinka kao naša galaksija. Samim tim je njena masa neuporedivo veća: recimo da ste naslagali gomilu palačinki na gomilu. Dužina džeta iznosi negde oko 5 hiljada svetlosnih godina, mada se tragovi izbačene materije mogu detektovati značajno dalje - oko 260 hiljada svetlosnih godina, dakle izvan granica galaksije. Ovaj oblak materije se pritom širi što nam ukazuje na precesiju (rotiranje) pravca u koji je usmeren džet.
Ako pogledamo strukturu ovog mlaza shvatićemo da on veoma precizno crta istoriju erupcija. Vidi se nekoliko čvorova materije koji su u prošlosti izbačeni, a vidi se i jedna velika šupljina što nam ukazuje da se pre 70 miliona godina desila velika erupcija. Poslednje pretpostavke su da periodične erupcije sprečavaju hlađenje intergalaktičkog gasa, što dalje sprečava formiranje mladih zvezda i posledično sprečava M87 da postane velika spiralna galaksija.
Logično je da se odavno primetilo da postoje promene u strukturi mlaza. I već sedamdesetih godina prošlog veka se ispostavilo ono što je bilo neizbežno: izmereno je da se praktično svi poznati džetovi iz crnih rupa kreću brzinama većim od brzine svetlosti. U slučaju M87 se radilo o 6c, dok je bilo i većih izmerenih vrednosti. Ova pojava se naziva superluminalno kretanje (negde u literaturi i supraluminalno) i po današnjim shvatanjima potpuna je optičko-fizička iluzija. Radi se o tome da je mlaz (džet) usmeren ne direktno prema nama (onda bi to bio kvazar) već pod nekim manjim uglom, recimo dvadesetak stepeni - ali i dalje prema nama (ovo je krucijalno). Brzina svetlosti koju šalje mlaz iz svake svoje tačke je ista (c). Periferni delovi mlaza su bliži nama, što znači da svetlost iz njih dolazi pre nego svetlost iz početnih delova mlaza; kad se to ukombinuje dobije se da nama izgleda kako mlaz eruptira brže od svetlosti. Kako? Vrlo prosto: prvo pristiže slika perifernog mlaza a potom i regiona koji se postepeno približavaju samoj crnoj rupi. Ovo smenjivanje slika podseća na projekciju filma i mi vidimo ubrzanu transformaciju mlaza. Ili još prostije: zamislite trodimenzionalni presek ljudskog tela putem CT skenera. Ako ubrzate snimak delovaće kao da se veoma brzo krećete kroz ljudsko telo, iako se zapravo uopšte ne krećete: do vas dopiru frejmovi različitom brzinom koja je potpuno nerealna. Ovde je suština što prvo dobijamo frejmove koji se odnose na periferne delove džeta. Primenjeno na M87: najrealnije bi bilo kad bi mlaz bio usmeren 90 stepeni u odnosu na nas i onda bismo mogli da vidimo realnu brzinu kretanja.
Na neki čudan način došlo je do disproporcionalnog, naravno, i potpuno virtuelnog "sabiranja" brzine svetlosti i brzine džeta. Ovo je protiv teorije relativiteta koja kaže da je nemoguće bilo kakvo sabiranje brzina jer je c konstantna i najveća moguća brzina, ali zaboravljate da je ovde reč o potpunoj iluziji i optičkoj varci - stoga je ovakvo prividno sabiranje moguće.
Autor ovog mlaza materije je akrecioni disk supermasivne crne rupe. Inače postoji velika razlika između malih (stelarnih) crnih rupa i supermasivnih (galaktičkih) i pre svega se ogleda u odnosu prečnika i Švarcšildovog radijusa. Ovaj radijus je zapravo horizont događaja, odnosno sfera koja okružuje crnu rupu i predstavlja granicu iza koje biva usisana čak i svetlost. U idealnom slučaju (nerotirajuća crna rupa, a takva ne postoji) taj radijus zavisi samo od mase i može se izračunati za svako telo poznate mase u svemiru. Za Sunce Švarcšildov radijus bi iznosio 3 kilometra a za Zemlju devet milimetara. Crna rupa se definiše kao objekat čiji je prečnik manji od Švarcšildovog radijusa, tako da bi Sunce i Zemlja kao crne rupe imale navedene prečnike, odnosno manje od toga.
Međutim, stelarne crne rupe imaju mnogo manju masu. One nastaju nakon eksplozije zvezde kad udarni talas komprimuje jezgro do neverovatnih vrednosti. Samim tim je i gustina veoma velika, pa je moguće da nastanu crne rupe (zamislite koja je gustina potrebna da se Sunce sabije u loptu od tri kilometra!). Ali kako povećavamo masu crne rupe tako raste i Švarcšildov radijus, i to mnogo brže od prečnika crne rupe; što je u suštini vrlo logično: Švarcšildov radijus je proporcionalan masi a prečnik crne rupe je proporcionalan kubnom korenu zapremine. U praksi dobijamo da je Švarcšildov radijus supermasivne crne rupe kakva se viđa u jezgrima velikih galaksija zapravo jedna sfera velikog prečnika - dok je prečnik same crne rupe neuporedivo manji. Ako pogledamo odnos te sfere i mase crne rupe videćemo da je njena prosečna gustina oko gustine vode, dok je gustina stelarne crne rupe ili recimo neutronske zvezde oko 1018 kg/m3.
Praktično ovo znači da se unutar Švarcšildovog radijusa supermasivne crne rupe nalaze svetovi i svetovi, nije sve zbijeno u smislu nepovratnog singulariteta. Ima tu mnogo materije u ko zna kom stanju, samo naprosto ne može da emituje svetlost ka nama. Ili drugim rečima: dug je put od Švracšildovog radijusa do centra crne rupe.
Optički gledano, džet ima prečnik 20x2 ugaone sekunde. To znači da je džet vizuelno po dužini jednak prečniku Saturna, zajedno sa prstenovima - ako gledamo na velikom uvećanju teleskopa. Pritom je širina džeta možda u proseku uporediva sa širinom prstena (prsten je 1" prividno na ekvatoru i 2.5" na krajevima). Dakle, onako kako vidite Saturnov prsten u svom teleskopu tako biste videli i džet M87, jel? Pa ne baš... Poenta je da je planetarni prsten neuporedivo sjajniji i kontrastniji. To je i razlog zašto ovu čudnu galaktičku strukturu niko nije opisao ranije, imajući u vidu da je M87 poznata jako dugo: džet se nalazi u regionu velikog sjaja galaksije i u principu je veoma malog kontrasta. Praktično je džet morao da sačeka otkriće fotografije, iako je danas moguće da iskusni posmatrači u velikim dobsonima mogu da vide džet na velikim uvećanjima - ali je činjenica da treba znati gde i šta tražiti.
I na kraju najbitnije: kako se to uklapa u mogućnosti moje opreme? Da li je moguće detektovati džet pomoću 150mm reflektora vizuelno ili fotografski?
Vizuelno svakako da ne, a fotografski to zavisi od stabilnosti atmosfere, kolimacije i kvaliteta optike. Kad bi se organizovalo takmičenje i kad bi apertura bila limitirana na, recimo, 8 inča, redosled bi bio ovakav: svakako najbolji izbor bi bili apohromatski refraktori ali mogu da dođu u obzir i manje kontrastni reflektori tipa SC ili Newtonian teleskopi. Maksutov bi bio neznatno ispred njih a jedino ne bi baš zablistali RC i ultrabrzi astrografi jer za istu aperturu imaju najveću opstrukciju. Toliko o kontrastu; da su drugi optički parametri u pitanju rang lista bi bila sasvim drugačija. Dakle, ja zasad čvrsto držim sredinu tabele.
Na ovom isečku u 100% rezoluciji se vidi gore zvezda magnitude 8.75mag koja je marker za vizuelno nalaženje M87, premda se ova sjajna mutna mrlja vidi i bez toga. Obratite pažnju na dve galaksije na 4h (NGC4478 i NGC4476) jer su one jako bitne kao mogući izvor zabune. One su velike i lako uočljive kao stelarne galaksije; njih je u principu moguće vrlo lako pomešati sa drugim galaksijama koje se nalaze na poziciji 5h u odnosu na jezgro M87. Ove tri manje galaksije su dosta bliže jezgru M87 i redom su:
1) UGC7652,
2) MAC 1230+1221 i
3) MAC 1230+1222.
Ove tri manje galaksije su vizuelno teško uočljive kao posebne strukture ali na manjim uvećanjima većih teleskopa njihova jezgra mogu da naprave iluziju naznake džeta. Zato se i savetuju što veća uvećanja, tipično preko 400x. U opisanoj situaciji džet je mnogo sitniji i nalazi se na 2h, ne na 5h. U tom konktekstu sam rastegao stack kao monohromatski da bi se videlo malo kontrastnije mesto gde je džet. Rezolucija je uvećana dvostruko:
Na uvećanom delu snimka se vidi obeležen položaj jezgra i malog rasvetljenja - džeta. Na osnovu merenja i računanja (jedan piksel je 1.57arcsec) džet je dužine dvadeset sekundi, što se potpuno uklapa u realne podatke. Pojačan kontrast:
Ovde stupa na scenu oštrenje (unsharp mask) i dizanje rezolucije 4x:
Džet je, dakle, vidljiv ali bez nekog velikog kontrasta. Ovo je posledica ne toliko svih mana teleskopa ili atmosfere, već pre svega montaže koja unosi određenu grešku sa svakim snimkom. U slučaju sabiranja tridesetak snimaka ta random greška daje efekat gaussian blur-a i onda oštrenje snimka itekako ima smisla.
A postoji i drugi pristup: sabiranje više kraćih ekspozicija.
Pokušao sam sa 12 snimaka od po šest sekundi, tu bi turbulencija trebala da bude neuporedivo manja. Međutim, to se pokazalo kao jedva dovoljno za uočavanje strukture džeta, budući da je 12x6sec u suštini veoma malo fotona za tako tamnu strukturu.
Na desetostruko uvećanom snimku mlaz naziru jedino vidovito nadarene osobe:
Zaključak: za uočavanje ove strukture vam treba minimum par hiljada evra, svejedno da li se bavite astrofotografijom ili vizuelnom astronomijom.
Коментари
Постави коментар