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.
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.
Коментари
Постави коментар