ALGOL U HERKULESU

Zbijeno zvezdano jato NGC6229 je jedno od svega nekoliko u Herkulesu. Naravno da su mnogo poznatija jata M92 i M13, što je i logično ako se uzme u obzir da su veoma sjajnija i veća, odnosno dostupnija manjim instrumentima (a i fascinantnije izgledaju u većim instrumentima). Zapravo, M13 pod nekim ne baš čestim okolnostima za čoveka iz XXI veka može biti viđeno i golim okom; tačnije bi trebalo reći naslućeno ili identifikovano nego viđeno. Osim toga, logično je da tek u dvogledu možemo videti mutnu mrljicu koja očigledno nije zvezda; kao što je i logično da M13 svoje najsjajnije zvezde prikazuje tek u 100mm instrumentu. 

Naravno da sve ovo važi (ali u umanjenoj verziji) i za M92. A što se tiče NGC6229 tu skoro sve otpada od goreopisanih konstatacija; u prvom redu je prečnik oko četiri puta manji od čuvenog M13 a sjaj... Pa oko 30x manji (tačnije 3.6mag). To onda znači da će M13 imati sličan sjaj u oku posmatrača sa 10x50 dvogledom kao i NGC6229 u C11 teleskopu od 280mm aperture. Podrazumeva se da na C11 nađemo neko odgovarajuće uvećanje, idealno bi bilo možda stotinak puta, ne znam tačnu žižnu daljinu dvogleda pa ne mogu tačno da izračunam.

Ovo jato se može naći tako što se... Ukuca u kontroler montaže, jelte... A može i pešice da se traži, upravo onako kako su generacije astronoma radile od Galileja do danas. Zapravo velika većina osmatrački nastrojenih vlasnika dobsona ovako i danas funkcioniše, nevezano što mnogi astrofotografi preskaču taj najslađi deo šetnje po nebu, snalaženja u prostoru i iščekivanja šta će se (i da li će se uopšte) pojaviti u okularu. Za dotičnu grupaciju: nađete prvo dvojnu zvezdu 42 Her i njenu komšinicu V906 Her. Obe su prilično sjajne (4.9mag i 5.2mag) narandžaste zvezde, sa velikom separacijom za koju je dovoljan i dvogled. Radi se o optičkim dvojnim, V906 Her je duplo dalja i četiri puta slabijeg sjaja što znači da su zvezde zapravo istog apsolutnog sjaja. Još interesantnije, iste su veličine i sličnog spektralnog tipa iz čega nije teško izvesti zaključak da se radi o zvezdama koje su u sličnom stadijumu evolucije - kraj faze crvenog džina. Masivnije su nešto malo od našeg Sunca i većeg su prečnika oko 100 puta.

Između te dve zvezde i 52 Her se nalazi struktura slična Miki Mausu, dve zvezde i ispod jato, i to je sve o snalaženju. Treba vam osim teleskopa još i dobar atlas ili planetarijum softver na kompjuteru ili telefonu.

Ovo je isečak iz originalnog snimka; fokus nije baš na svom mestu što znači da atmosfera nije baš sarađivala ili ja nisam bio revnosan prilikom provere fokusa (a koliko se sećam oba faktora su bila zastupljena) budući da se sa padom temperature fokus u metalnom teleskopu menja. Ako imate karbonski tubus i neko ogledalo od stakla koje se ne širi/skuplja (Pyrex, Zerodur) onda ste ovakvih provera u dobroj meri pošteđeni. Jeste da to košta poprilično, ako ste limitirani sa novcem (a ko nije?) onda to često ide na uštrb aperture, ali karbonski tubus ima itekako smisla u astrofotografiji. Naročito ako se rade vrlo duge ekspozicije CCD kamerom  cele noći, kad fokus u metalnom tubusu zna da se zablesavi na svakih pola sata. A najinteresantnija stvar je što sam ja taj fokus na mom metalnom 150/750 verovatno redovno proveravao ali zbog čuvenog (ne)kvaliteta ekrana na 40D nisam baš ni siguran da je fokus apsolutno na svom mestu. Otvorio sam jedan od 74 snimaka od po 15sec da proverim prečnik najmanjih zvezdica u centru kadra i... Ostao pomalo neprijatno iznenađen. Polovina najsjajnijih piksela koji reprezentuju jednu zvezdu, FWHM, iznose ovde 5 ugaonih sekundi. To je malo lošije od mog proseka, imajući u vidu da sam sa 7D i 55-250 objektivom na 250mm i f5.6, dakle širom otvorenim, postizao i ispod 9 ugaonih sekundi. Poređenja radi, FWHM sa teleskopom je najčešće umeo da bude oko 4 sekunde, pa i manje (ali izuzetno retko). Drugog poređenja radi, ljudi po svetu prijavljuju da su teleskopima 150/750 postizali i ispod dve sekunde, mada češće to bude nešto više, eto koliko sam daleko od najboljeg mogućeg rezultata. Ostaje i činjenica da ovako fine i male razlike teško da mogu da budu na terenu prepoznate sa starijim aparatima koji imaju lošije ekrane - 40D i svi pre njega.

Jedno je bar bilo neosporno dobro: svetlosnog zagađenja na Crnom Vrhu u zenitu praktično nema (mada to nije ni od kakvog bitnog značaja za zbijena jata, osim možda jurenja najniže magnitude).

Bilo kako da bilo, ovo je jedno od najdaljih zbijenih jata koja obitavaju u našoj Galaksiji. Nalazi se nekih stotinak hiljada svetlosnih godina od centra Galaksije, a isto toliko i od nas. Radi se o jatu koje verovatno ima dve generacije zvezda (i nije jedino takvo), a što se kosi sa prastarom dogmom da su sve zvezde u zbijenim jatima nastale na isti način, u isto vreme i na istom mestu. Naravno, odmah se javlja i veoma popularna hipoteza da se radi o ošišanom jezgru neke male, vrlo moguće sferoidne galaksije koju je naša velika zarobila i gravitaciono i strukturno disciplinovala.

Ono što nije hipoteza već su ustanovljene i izmerene činjenice se odnosi na frapantne sličnost između M5 i NGC6229 u pogledu metaličnosti i starosti. Treba napomenuti da su sve zvezde jednog ovakvog jata na praktično istoj udaljenosti od Zemlje i da je onda merenje magnitude i spektralne klase i crtanje raznoraznih dijagrama umnogome olakšano kad znamo da distancu ne moramo da određujemo. 

Ako pogledamo Hercšprung-Raselov dijagram (Hertzsprung-Russel; HD) bilo kog zbijenog jata, videćemo da postoji čuvena horizontalna grana (HB). Ovaj dijagram je esencija zvezdane evolucije i njegovo razumevanje je prvi preduslov za razumevanje svega ostalog; dakle, ako je dijagram predstavljen apsolutnim sjajem zvezde i njenom spektralnom klasom, onda HB može da se predstavi kao jedan broj zvezda koje imaju isti apsolutni sjaj za različite vrednosti njihovih temperatura. Drugim rečima, ta grupacija ostaje približno horizontalna na dijagramu i prvo je zapravo i uočena u zbijenim jatima.

Značaj ovih zvezda je u tome što u HB fazi ostaju, praktično nepromenjene, nekih stotinak miliona godina. Zapravo one vrlo lagano podižu luminoznost, nešto slično zvezdama glavnog niza, tako da linija zapravo nije striktno horizontalna već malo uspravna, ali nema veze. Onog momenta kad se okonča HB faza sledi faza asimptotskog džina (AGB faza) koja se još više penje na dijagramu usled skoka luminoznosti i pada temperature. Ono što je bitno je da postoje i "ekstremne" HB zvezde, odnosno one koje su veoma tople. Temperature su u opsegu između 20 i 30 hiljada stepeni što se ne može objasniti klasičnom morfologijom HB zvezda koje u svom centru imaju fuziju helijuma. Ovde na scenu stupaju teorijske konstrukcije tipa binarne interakcije ili recimo "kasno termalno pulsiranje". Potonja varijanta je egzotična po tome što ove zvezde smešta u HB sektor tek nakon što napuste fazu planetarne nebule - u tom slučaju bi ovo trebalo da bude povampireni beli patuljak, odnosno novorođena HB zvezda. 

Sve ovo sa NGC6229 ima veze u kontekstu činjenice da je tamo uočeno devet kandidatkinja za ekstremne HB zvezde. Ovo je prvo jato iz haloa gde je uočeno da (možda) postoje ove egzotične zvezde. Osim toga, imamo i 33 plavih lutalica (blue stragglers) koje su možda iz okoline upale u jato, ili su eventualno gravitaciono zarobljene od strane istog. Ovo je najprostija pretpostavka, a ima i drugih: recimo da je došlo do gravitacionih interakcija kod dvojnih zvezda ili do sudara, zato su plavuše mnogo masivnije od okolnih zvezda jata. Lutalice i ekstremne HB zvezde su otkrivene od strane tima koji je predvodila J. Borissova iz Bugarske, koristeći Calar Alto teleskop iz Španije aperture 3.5m, kao i bugarski dvometarski Riči-Kretjen. Interesantno je da su podaci sa španskog teleskopa snimljeni još 1987. godine i uredno pohranjeni u arhivu, sa očiglednom namerom da jednog dana budu iskorišćeni. Sve je snimljeno sa FWHM ispod jedne sekunde, i to do magnitude 24mag, koristeći različite dužine eksponiranja (od 10sec za centar jata do 1300sec za okolinu) što je taktika koja je bila neophodna za tadašnje, ne baš vrhunske kamere po današnjim merilima (RCA čip).

Gospođa Borisova je napravila iscrpan rad u kome stoje rezultati merenja svih promenljivih uočenih do sada u ovom jatu. One su klasifikovane po vrstama pa tako tu ima RR Lyrae, podeljenih u RRab i RRc klase, zatim Cefeide populacije II, pa čak i jednu najverovatnije kontaktnu binarnu (W UMa tip) koju odaje izgled grafika. Ova zadnja zvezda, zapravo binarni sistem, najverovatnije ne pripada jatu već je pozadinska zvezda. Postojanje eklipsne zvezde Algolovog tipa u samom centru jata bi bilo prilično neverovatno, tako da je ovo za sad jedino prihvatljivo objašnjenje.