DIPLOPIJA U ANDROMEDI

Napravio sam priličan spisak najzanimljivijih zvezda u Andromedi koje imaju pratioce, a koje se mogu videti u prosečnom amaterskom teleskopu, neke i u dvogledu a pojedine čak i golim okom, ali sam u svojoj najboljoj tradiciji na terenu potpuno odlutao od svog spiska i sad slede one manje poznate ali, nadam se, jednako zanimljive. Razlog  je bio potpuno odsustvo samodiscipline, odnosno u vidnom polju nađem Gamma And, a onda odlučim da fotografišem potpuno nepoznatu 60 And jer mi se u tom momentu učinila interesantnijom.

Atmosfera je sarađivala u okviru proseka, bilo je turbulencije ali je glavna prepreka bila skoro pun Mesec koji je sprečavao da se bilo šta iz M ili NGC kataloga iole smisleno fotografiše. Kad sam rutinski proverio kolimaciju ispostavilo se da je ogledalo pritegnuto (Ejrijev disk u obliku trougla) pa sam otpustio kočnice i odjednom je sve bilo u redu, nije bilo potrebe za dodatnom kolimacijom. I inače Skywatcher koji imam dosta dobro drži kolimaciju čak i prilikom transporta, ali kočnice na ogledalu tu očigledno dosta pomažu, dok prilikom osmatranja odmažu.

Gorepomenuta 60 And je poslužila za zagrevanje. Radi se o višestrukom sistemu za koji vidimo da ima Flamsteed oznaku. U XVIII veku najsjajnije zvezde su nosile Bayer-ove oznake koje su sadržavale grčka slova (npr gorepomenuta Gama And) a zvezde slabijeg sjaja je Flemstid označio jednostavno brojevima. Za razliku od Bajera Flemstid zvezde nije poređao po opadajućem sjaju već po rektascenziji, mada tu nije uvek bio baš precizan. Bilo je tu i svakakvih drugih grešaka: Uran je naveo kao 34 Tauri, nove je takođe beležio kao zvezde i slično, ali je svakako ovo bio ogroman i značajan projekat, budući da je obuhvatao dve ipo hiljade zvezda. Zvezde koje nose njegovu oznaku su uglavnom vidljive golim okom, mada ima i dosta teleskopskih zvezda - Flemstid jeste koristio teleskop za sastavljanje svog remek-dela Historia Coelestis Britannica. 

Ovde je reč o najsjajnijoj zvezdi u desnom delu kadra, magnituda iznosi 4.82. Reč je o trostrukom sistemu koji ima glavnu zvezdu (onu koju vidimo i koja daje najveći doprinos sjaju) koja pripada kategoriji barijumskih zvezda. Ove zvezde sve pripadaju dvojnim zvezdama, odnosno kriterijum da neka zvezda ima jonizovani barijum u svom spektru je postojanje transfera mase u binarnom sistemu. Naime, glavna zvezda (ona koja je najsjajnija) prima materijal sa zvezde donora koja odbacuje svoje slojeve u okolni prostor. Ovo se dešava zato što je zvezda donor potrošila sve svoje lakše elemente u fuziji, a zatim se nagomilani preostali teški materijal zgusnuo u vrelog i gustog belog patuljka. Upravo ova vrelina ruši strukturu zvezde i oduvava spoljne slojeve od lakih elemenata u okolni svemir. Ali krucijalno pitanje je ovde zapravo sastav patuljastog ostatka.

Dokle će ići fuzija prethodnoj zvezdi a sad u preostalom belom patuljku, pitanje je na koje odgovor striktno zavisi od početne mase zvezde. Ako je zvezda supermasivna, neće ni biti belog patuljka, gvozdeno jezgro će samo sebe razneti u eksploziji supernove. Mehanizam je interesantan: fuzija sve težih elemenata dolazi do gvožđa i gvozdeno jezgro u centru zvezde sve više raste dok ne pređe Čandrasekarovu granicu - ovo se odnosi samo na masu gvozdenog jezgra a ne cele zvezde; onda sledi eksplozija supernove. Manje masivne zvezde, one sa početnom masom od 8-12 Sunčevih, mogu potrošiti svoju masu i doći tu negde oko Čandrasekarove granice (misli se na masu celokupne zvezde); one imaju kiseonik, magnezijum i neon. Fuzija ugljenika kod njih nije tako dramatična da bi izazvala supernovu kao kod supergiganata. Zvezde još manje mase (npr naše Sunce) ne mogu da pokrenu fuziju ugljenika, tako da u spektru takvih patuljaka dominira i ugljenik. Još manje zvezde ne mogu ni helijum da upale pa se tako u njihovim spektrima vidi da su to patuljci sa dominantnim helijumskim strukturama.

Zamislite da u jednom momentu imamo fuziju koja je zastala na nivou barijuma, dakle poprilično napredovala u pravcu olova. Zvezda u kojoj se ovo dešava ima konvektivne slojeve i meša svoj sastav pa se tako nešto od tog barijuma može naći i na površini, odnosno biti izbačeno u okolni prostor. Odnosno, preliti se na susednu zvezdu i obojiti njene površinske slojeve barijumom, a onda zbuniti astronome zašto zvezda ima u spektru barijum kad taj barijum nikako nije mogla da stvori u stadijumu u kom se trenutno nalazi. I to vam je cela priča: crveni gigant se odavno smanjio u belog patuljka a barijumom se prethodno izbljuvao na susednu zvezdu, koja do fuzije barijuma još uvek nije došla.

Dakle, primarna komponenta je barijumska zvezda i nju vidimo, a sekundarna je beli patuljak odgovoran za barijum na primarnoj - separacija je toliko mala da je to moguće primetiti jedino spektroskopski. Postoji i treća zvezda na separaciji jedne petine sekunde, ali je čak i to poprilično nedostupno teleskopima sa Zemlje.

Pokušaj otkrivanja ovog trećeg pratioca je, naravno bio neuspešan. Kratke ekspozicije (1/5-2sec) otkrivaju da nema nikakvih promena u strukturi zvezde, a kako bi i bilo kad je optičko razdvajanje pratioca ovde negde oko jedne četvrtine piksela kamere. Snimak je, inače, uvećan četiri puta, pozadinsku zvezdu levo zanemarite.

Još nešto se vidi na ovom LP uništenom snimku: mala spiralna galaksija NGC846 dvanaeste magnitude na levoj strani. Zapravo nije ona mala već je 240 miliona svetlosnih godina udaljena. Njeni detalji su zakopani, pa treba rastegnuti 32-bitni monohromatski snimak:

 

Galaksiju je otkrio Eduard Stephan kao NGC846 a malo kasnije ponovo kao NGC847 i Amerikanac Lewis Swift, astronom poznat po svojoj ne baš visprenoj rutini. Naime, posmatrao je uglavnom kroz 400mm refraktor koji je, logično, bio ne baš malih dimenzija, i stoga se moralo stajati ili sedeti na merdevinama. Swift je radio uvek sam i nakon nalaženja nečeg interesantnog u okularu lagano je silazio sa merdevina, bauljao po podu opservatorije i penjao se do montaže da pročita položaj RA i DEC - sve vreme koristeći najslabije moguće svetlo da ne bi izgubio adaptaciju. Naravno da se tu potkrada sistematska greška u položaju i sve njegove objekte, nekih petstotinak NGC, treba kompenzovati za prosečnih 1-5 arcmin prema zapadu - iz čega možemo zaključiti da je njemu do skale ekvatorijala trebalo prosečnih od 4 do 20sec. 

Nije to mnogo ali... Zašto?

Idemo dalje, zvezde poznate pod oznakom HD 5789 and HD 5788 čine lepu dvojnu metu. Ovde se doduše vide samo njihovi dupli spajkovi.

Zvezde su poznate po HD klasifikaciji jer su suviše tamne da bi bile klasifikovane bez teleskopa (magnituda im je oko šeste). HD katalog nosi ime po čoveku koji, apsurdno, zapravo uopšte nije bio autor istog: Henry Draper je bio po obrazovanju lekar, time se i bavio u prvoj polovini svog života. To je bilo sasvim očekivano jer mu je deda bio lični lekar brazilskog imperatora, a otac univerzitetski profesor hemije. Mladi Henri mu je pomagao oko pripremanja slajdova za predavanja gde je prvi put došao u kontakt sa fotografijom - otac je bio prva osoba koja je teleskopom fotografisala Mesec, kao i prvi profesor koji je ekstenzivno fotografisao štošta kroz mikroskop. Naravno da je i Henri postao profesor medicinskih predmeta na Univerzitetu, eto dokaza da fakultetski klanovi i nepotizam nisu samo naši lokalni izumi. 

Onog momenta kad je mlađani Henri Drejper pročitao rad o zvezdanim spektrima, odlučio je da i tu treba primeniti novotariju sa fotografijom, i tako je nastalo stotinak njegovih fotografija zvezdanih spektara najsjajnijih zvezda. Osim toga, prethodno je Drejper bio prva osoba koja je fotografisala Orionovu maglinu a pokušavao je nešto i sa kometama. Za sve ovo je njegov Clark refraktor od 11 inča aperture bio sasvim dovoljan instrument.

Drejper je umro relativno mlad, imao je svega 45 godina. Njegova udovica je dobar deo novca i opreme zaveštala posebnom fondu koji je nastavio njegovu nameru da sprovede spektroskopsku klasifikaciju, i posle nepune decenije katalog od desetak hiljada zvezda je izdat. Sa periodičnim dopunama u narednih pola veka taj broj je narastao na četvrt miliona zvezda koje nose HD oznaku, praktično svaka zvezda na nebu do magnitude 9 je klasifikovana, a mnogi interesatni zvezdani regioni su istraženi i dublje od devete magnitude. Treba imati u vidu da broj zvezda na nebu eksponencijalno raste kako sjaj pada, tako da je katalog do devete magnitude zaista kapitalan istraživački poduhvat i sasvim je jasno zašto su tu uložene mnoge ozbiljne astronomske karijere (Pickering, Cannon, Mayall...). 

Drejperov refraktor je završio kao donacija poljskoj opservatoriji u selu simpatičnog naziva Piwnice. Da nije hiljadu kilometara od mene pa i da obiđem?

U originalnoj HD klasifikaciji zvezde su poređane po oznakama od A do Q. Premda tad nije mnogo toga bilo poznato o zvezdanoj evoluciji, ova klasifikacija je ipak dosta kompleksnija od prve stelarne klasifikacije koju se sproveo Angello Secchi i koja ima svega pet klasa. Kasnije je gospođa Cannon izbacila neke HD oznake, dodala neka razjašnjenja i mi danas imamo Harvard klasifikaciju koja je toliko dobra da je u upotrebi već više od sto godina.

Elem, ove dve zvezde se nalaze evolutivno na glavnom nizu, sjajnija je B klase a druga je A klase. Prva je, dakle, tirkiznoplava zvezda visoke temperature u kojoj dominira CNO-ciklus. Za razliku od Sunca gde dominiraju proton-proton reakcija i trostruki alfa proces, CNO ciklus se vrti između ugljenika, azota i kiseonika, kao što mu i ime kaže; ali su ta tri elementa zapravo katalizatori pomoću kojih kao glavni junaci četiri vodonika (tj protona) prelaze u alfa česticu (tj jon helijuma), dva pozitrona i dva neutrina. Ovo je elegantan način fuzije vodonika u helijum uz stalno prisustvo CNO elemenata u manjim količinama, ali traži da zvezda bude masivnija od Sunca - što je u slučaju zvezde sa gornjeg snimka ispunjeno.

Zvezda A klase načelno ima nešto manju masu od B ali i dalje veću od Sunca (1.4-2.1 Sunca) i plavičastobelu boju. Mnoge ove zvezde imaju infracrvenu emisiju za koju se danas smatra da ne pripada zvezdi već posledično zagrejanom cirkumstelarnom disku. Naravno da to onda znači da tu imamo i planete i smatra se da većina, ako ne i sve A zvezde imaju masivne planete. Obe zvezde sa snimka imaju sličnu brzinu rotacije (oko 250km/sec, što nije malo) i sličnu temperaturu (9840 prema 9970K), samim tim i skoro u dlaku istu boju ali pripadaju različitim klasama jer su im spektri, logično, različiti.

Međutim, boja se ipak malo razlikuje, tamnija zvezda ima 197 Kelvina nižu temperaturu i na ovom dvostruko uvećanom isečku sa dodatnom saturacijom vidi se da je desna zvezda, odnosno da su njeni spajkovi (krstić) manje tirkizni od leve zvezde. Ovo se vidi tek kad se otvori snimak u punoj rezoluciji, i dobro je da se stanje na terenu slaže sa teorijskim podacima. Ipak naglašavam - ovo je moguće dobiti tek kad se zvezdana saturacija otera u natprirodne vrednosti.

Separacija ovih zvezda je iznosila 7.9 sekundi 2016. godine. To je već solidno mala separacija za moj teleskop i kameru, tako da kraćim ekspozicijama (5x0.5sec) može da se priđe i malo bliže. Parametre orbite nemam ali onoliko koliko je to moguće ja sam izmerio 8.21", mada je jasno da neku preteranu preciznost ovde iz više razloga ne možemo očekivati. Snimak je uvećan četiri puta.

Ove dve zvezde su već interesantna vizuelna meta jer su sjane, ne baš teške za nalaženje i imaju jasnu plavobelu boju. Separacija je takođe tolika da se nazire da je reč o dvojnim zvezdama po spajkovima već i na malom uvećanju, dok je za jasnu separaciju ipak potrebno nekih stotinak puta uvećanja. Osam sekundi je četvrtina Jupiterovog prečnika, dakle u dometu svih, pa i najmanjih amaterskih teleskopa, samo je pitanje sa koliko ćete detalja prilikom separacije izaći na kraju.

Višestruke zvezde ne moraju da budu tako dosadne kako se možda čini iz gornjih primera. Postoji dosta različito hijerarhijski organizovanih sistema, nije uvek u pitanju samo sistem od dve zvezde. Tipičan primer su Epsylon Lyrae, čuveni double-double sistem od četiri zvezde koje su organizovane kao dva para koji kruže oko zajedničkog centra mase. Doduše ovo je zbog prirode zvezdane evolucije mnogo ređi slučaj, četiri zvezde koje fizički rotiraju, koje su sličnim fazama evolucije i pritom ne diraju jedna drugu su zapravo velika retkost. Evo jednog takvog primera u Andromedi:

Radi se o zvezdama sa oznakom HD4372 (gornja) i HD4388 koje su poznate još od 1777. godine i stoje na separaciji od 47.8 ugaonih sekundi. Magnituda od 7.14mag za gornju i 7.3mag za donju su vizuelno u dlaku slične, a i spektralni tipovi su takvi (K1IV i K3III), odnosno reč je o narandžastim gigantima. Četiri puta uvećan snimak koji je pažljivije obrađen pokazuje i pratioce, jedan je na 10h a drugi na 6h.

Ako nije na prvi pogled vidljivo, evo obeležavanja.

Magnitude pratioca su 13.8mag i 16mag, što uz malu separaciju garantuje da vizuelna detekcija neće biti moguća. Imajte u vidu da teleskop koji prikazuje šesnaestu magnitudu (u idealnim uslovima 50cm ogledalo) to nikako neće prikazati ako pored nje blešti primarna zvezda sedme magnitude. Ovo je verovatno jedna od retkih prednosti astrofotografije dvojnih zvezda u odnosu na vizuelno posmatranje istih - druga je merenje separacije a kad smo već kod toga... Moje je samo da u PS-u izmerim separaciju u pikselima i to pomnožim sa 1.18 jer toliko iznosi dimenzija jednog piksela na senzoru 7D na mom teleskopu. Nema preskupih okulara sa skalama, nema razmišljanja o seeing-u, ali je evidentno i da ja ne mogu da merim (ili ne mogu tako lako) separacije manje od 2-3 arksekundi, što okular sa mrežicom na bilo kom iole većem teleskopu bez problema radi.

Za donju levu zvezdu, tj HD4372 je separacija u odnosu na pratioca izmerena 12.85 sekundi, a zvanično publikovani podaci su 11.9sec. Za gornju zvezdu pratioc je na 13.06 po meni, a po zvaničnim podacima je 12.488". Razumljivo je da je preciznost na ovoliko uvećanim pikselima prilično kompromitovana, ali ja u principu imam pomak prilikom merenja koji je verovatno uzrokovan time što teleskop nije zaista 750mm koliko je deklarisan. Postoji i psihološki trik gde zvezda slabije magnitude ima svoj centar prividno bliže sjajnoj zvezdi (zvezde nisu tačke već svetle mrlje; periferija manje zvezde biva naglašena sjajem veće zvezde i eto pomeranja centra) ali to znači da je distanca još veća odnosno greška bi trebalo da bude i veća od publikovanih vrednosti. Mogao bih ovo da prevaziđem tako što ću da izmerim separacije nekoliko desetina dvojnih zvezda i da statistički izmerim grešku i da je kasnije ukalkulišem (neka vrsta kalibracije) ali me naprosto mrzi, tako da ništa zasad od toga.

Imajući u vidu dijagonalu ovog snimka (4.9167 minuta), prostim ubacivanjem podataka u onlajn kalkulator dolazimo do zaključka da bi ovako simulirana slika mogla u mom teleskopu da izgleda u nekom hipotetičkom 2mm okularu i barlow-u od 4x. To bi onda dalo uvećanje od potpuno sumanutih 1500 puta, a što je u praksi potpuno neostvarivo.

Da se vratim na prirodu ovog sistema. Rečeno je da su četvorostruki gravitaciono vezani sistemi velika retkost, a to se dokazuje i u ovom slučaju. Smatra se na osnovu paralakse i velikog sopstvenog kretanja ali u potpuno različitim smerovima da su ove komponente zapravo optičke višestruke zvezde, odnosno da između dve najsjajnije nema nikakve gravitacione povezanosti. Distance su izmerene na 228 i 574 svetlosnih godina. Za manje pratilje priroda je, međutim, još uvek nerazjašnjena, što ni malo ne smeta da sve četiri uvrstim u interesantne mete.