M3, RR LYRAE, BLAŠKO EFEKAT

Svaki momak zna šta je M3, to je predmet požude veći nego 911, pošto je momak realan i zna da su veće šanse da jednog dana uskoči u M3 nego u 911. Međutim, ovde se radi o nečemu drugom: zbijeno zvezdano jato M3 je prvi objekat koji je otkrio Charles Messier. Pola njegovog prvobitnog kataloga od četrdesetak objekata su već bila tuđa otkrića, ovo je bilo lično njegovo. Zahvaljujući položaju u sazvežđu Canes Venatici koje se dobro vidi sa severne hemisfere tokom hladnije polovine godine, kao i zahvaljujući svojoj veličini i sjaju ovo jato je postalo jedno od najbolje proučenih u istoriji nauke. To isto važi i u amaterskoj astronomiji, M3 je redovna i omiljena meta svima.

Krajem XIX veka se znalo da postoje kojekakve promenljive zvezde, videlo se to iz mnogih fotografskih ploča koje su snimane na tadašnjim teleskopima u različito vreme. Naravno da je fotografija u to vreme bila nezgodna i non-linearna, trebalo je dosta vremena da se ploče pregledaju lupom a tek onda da se meri sjaj zvezda koji nikad i nije bio nešto naročito precizan na fotografskoj ploči. Naime, nelinearnost se ogledala u prirodi emulzije koja prima elektrone linearno u jedinici vremena tj dok traje ekspozicija, ali progresivno krene da opada vezivanje fotona za halogenide srebra. Drugim rečima kako eksponiranje napreduje tako osetljivost fotoploče ili filma kreće da opada jer ima sve manje slobodnih kristala koji će odreagovati i zabeležiti signal. Ovo je odavno poznat fenomen u filmskoj fotografiji i zove se recipročno opadanje, u praksi 4 sekunde na Fuji Velvia 50 ASA uopšte nije duplo sjajnije nego dve sekunde na tom istom filmu. Morate korigovati i eksponirati recimo 6 ili više sekundi, a recipročno opadanje je većina fotografa za duže ekspozicije morala sama da meri i piše tablice, pošto je svaki tip filma (čak i svaka serija filma!) imao različite osobine. Muke nekadašnjih amaterskih fotografa su se ogledale i u hipersenzitizaciji pojedinih filmova kojekakvim komorama i kojekakvim gasovima (8% vodonika i ostalo azota) u prilično trapavoj opremi, sa komorama, tankovima, meračima pritiska i temperature. Naravno da je sve to veoma komplikovalo filmsku astrofotografiju a ja lično mislim da je upravo to i dovelo do današnje eksplozije digitalno orijentisane astrofotografije - naprosto je za iole pristojne rezultate nekad sve to bilo preskupo i previše komplikovano, pa se rutinski izvodilo uglavnom na opservatorijama.

Dakle, film ćemo otpisati za fotometrijsko merenje, ima li nekog drugog načina da tačno izmerimo sjaj neke zvezde? Pa ima ih nekoliko, prvi je jednostavno poređenje sjaja dve zvezde. Ovo dolazi u obzir ako imamo teleskop veoma širokog vidnog polja koji posmatranu i referentnu zvezdu može držati istovremeno u kadru. Takve situacije sa dugofokusnim refraktorima u viktorijanskoj epohi su naprosto bile ekstremno retke, pa je moralo da se pribegne drugim trikovima. U nauci se sjaj merio pre dvesta godina jednim veoma prostim načinom: intenzitet sjaja opada sa kvadratom odstojanja. Kod Ramfordovog i Ričijevog fotometra se sjaj nekog objekta upoređivao sa sjajem sveće; sveću je trebalo udaljiti ili približiti dok se sjaj posmatranog objekta u fotometru ne poklopi sa sjajem sveće u drugom polju fotometra. Onda se jednostavno pogleda udaljenost sveće i na osnovu kalibrisanih vrednosti za poznatije zvezde mi možemo odrediti sjaj merene zvezde. Naravno da je sve ovo bilo vrlo klimavo čak i u laboratorijskoj praksi zbog koje je i izmišljeno, Celner je to usavršio za astronomske potrebe i tako je krenulo merenje. Treba reći da je u drugoj polovini XIX veka fotografija već ne baš tako stidljivo služila za fotometriju, uprkos očiglednoj nepreciznosti. Mereno je samo u pojedinim delovima spektra gde su ploče bile precizne, recimo u ultraljubičastoj svetlosti.

Mladi američki astronom Joel Stebbins je, početkom XX veka odabrao sasvim drugačiji pristup: radio je sa selenijskim fotometrom koji je bio njegov izum. U pitanju je bila ćelija koju je činio bakar-indijum-galijum-selenid, materijal koji je svetlost veoma precizno pretvarao u električnu energiju. Merenje sjaja astronomskih objekata je postalo veoma tačno, premda se to odnosilo samo na najsjajnije objekte, pošto je selenijum bio veoma neosetljiv po današnjim merilima. Svejedno, selenijumski svetlomer je ostao u upotrebi u pojedinim filmskim fotoaparatima sve do pre neku deceniju, dovoljno dobar za dnevnu svetlost. Nekako u to vreme je Ajnštajn dobio Nobelovu nagradu za objašnjenje fotoelektričnog efekta i svi su aplaudirali ali su malobrojni shvatili o čemu se tu zapravo radi. Među onima koji su shvatili bio je i Amerikanac švajcarskog porekla Jakob Kunz koji je Stebinsu ponudio svoj svetlomer odnosno fotoelektričnu ćeliju koja je bila mnogo puta osetljivija od selenijumske. Operisan od sujete, Stebins je prihvatio i novog saradnika i njegovu superiornu napravu (budući da Stebinsov originalni svetlomer nije mogao da registruje ni Jupiter kroz teleskop), što je sve kasnije dovelo do revolucije u astronomskoj fotometriji. Bez toga ne bi Stebins napravio neka od svojih najbitnijih otkrića eklipsnih promenljivih, pre svega gledano kroz krivulje sjaja (Algol na primer, ili Beta Lire).

Već četrdesetih su vakuumske cevi nudile mogućnost pojačavanja detektovanog svetlosnog signala (photomultiplier tube) a pedesetih je i fotografija uznapredovala da ponudi kakvu-takvu linearnost kroz određene filtere, tako da je astronomski fotometar otišao u penziju istovremeno sa Stebinsom. Onog momenta kad se sedamdesetih shvatilo da možemo gomilu malih takvih poluprovodničkih detektora da poređamo u formi CCD senzora, fotometrija je postala moderna u pravom smislu te reči.

I upravo u M3 imamo praktično idealnu metu da tražimo promenljive zvezde, nešto što nikakvim fotometrom ranije nije bilo moguće.

Pošto je to smanjena rezolucija zbog prikaza na webu, originalna daje možda malo više detalja:

Lista zanimljivosti vezanih za ovo fascinantno jato je, čini se, beskrajna. Već je napomenuto da je to prvi objekat koji je lično Messier otkrio, i koji ga je verovatno i podstakao da prvo markira nebeske maglinice i mrljice kako bi kasnije na miru mogao da traži komete. U prilog toj pretpostavci može se navesti da se Messier kasnije dopisivao sa kolegom sa druge strane Lamanša koji je u to vreme svirao orgulje u nekoj lokalnoj crkvi, ali je pravio i dobre teleskope. Njegov pristup je bio čist hardkor u odnosu na Messier-ov katalog od 110 objekata, orguljaš je vrlo brzo došao do hiljadu katalogiziranih objekata a kasnije i do dve hiljade. Sasvim je sigurno da Messier nikad nije nameravao da se ozbiljno bavi katalogiziranjem nebeskih objekata, njegov katalog daje šture opise i pun je pozicionih grešaka, a što je najvažnije tu pola svih objekata uopšte nisu otkrića autora već drugih ljudi. U prilog tom stavu može se navesti i činjenica da je pred smrt Messier izjavio da otkriće svoje komete iz 1769. godine posvećuje Napoleonu - francuski diktator je rođen zapravo te godine. Iza ovoga se nije krilo ništa drugo nego astrologija, Messier je poslednji naučnik u istoriji koji je smatrao da su komete predznak nekih velikih događaja za čovečanstvo. Barem ga je tako kasnije okarakterisao Admiral Smit.

Najsjajnije članice ovog jata počinju od magnitude 12.7mag, dok je horizontalna grana smeštena na 15.7mag. Procene starosti ovog jata su bile različite ali se svi slažu da je jato veoma staro, možda isto koliko i naša Galaksija: pet milijardi godina (Baade), 11.4 milijardi (Wolf), dvadeset milijardi (Arp), 26 milijardi (Sandage)... Nije sve ovo bilo produkt gledanja u kristalnu kuglu već gledanja u kolor-magnituda dijagram. Osim toga, poslednji iz spiska (Ejlen Sendidž) se kao mladi kadar istakao i činjenicom da je iz fotografskih ploča uspeo da izbroji 44 500 zvezda, nije zabeleženo koliko je trajalo brojanje. Pritom je to važilo za zvezde svetlije od 22mag, petometarski Hejl na Palomaru je tada mogao do toliko da snimi; mi danas broj zvezda u M3 procenjujemo na pola miliona.

Osim toga, mlađani Sendidž je otkrio još nešto neočekivano. U M3 postoji gomila mladih plavih zvezda (Blue Stragglers) za koje se iz HR dijagrama jasno može zaključiti da im tamo nije mesto. Zbijena jata su sva veoma stara i astronomska dogma je da su sve zvezde u tim jatima jedna generacija, odnosno nastale su istovremeno. Isprva su svi mislili da su plavuše tamo zalutale (otud i naziv) ali od gomile teorija o kojima sam više puta pisao danas se izdvaja jedna veoma egzotična: to su možda zvezde kojima su u bliskim interakcijama u centrima zbijenih jata gravitaciono otrgnuti spoljni omotači.

U istoriji astronomije je poznato da su promenljive zvezde prvih nekoliko decenija od otkrića fotografije sve trpane u jednu jedinu kategoriju: promenljive. Tek je u prvih nekoliko decenija dvadesetog veka postala opšteprihvaćena podela na dva osnovna tipa, na cefeide i RR Lire, pre svega zbog toga što se videlo da te dve grupacije prilično variraju i u periodu i u spektralno-hemijskom sastavu, a na kraju i u svom položaju u Galaksiji. Nije ostalo neprimećeno ni da se RR Lire ne mogu naći u drugim galaksijama (Aham... ne mogu njihovim tadašnjim teleskopima). Već se devedesetih godina XIX veka znalo za gomilu ovakvih promenljivih iz upoređivanja fotografija zbijenih zvezdanih jata, a uskoro se i Williamina Fleming javila sa otkrićem zvezde RR Lyrae, koja će kasnije važiti za prototip ovih promenljivih. Van zbijenih jata nije bilo baš mnogo ovih zvezda, ali je RR Lyr bila dovoljno blizu nama i dovoljno sjajna za proučavanje.

Tipičan grafik promene sjaja jedne promenljive tipa RR Lire bi mogao da izgleda ovako:

Za razliku od cefeida, RR Lire ne slede striktno odnos period-sjaj, bar ne u vidljivom opsegu. Da bi se koristile kao tzv standardne sveće za merenje udaljenosti koristi se odnos period-boja kod ovih zvezda, mada i dalje sa značajno manjom preciznošću od njihovih daljih rođaka cefeida. Pa u čemu je onda tajna njihove promenljivosti?

U pulsiranju. 

A mehanizam pulsiranja najviše je zasnovan na propusnosti određenih gasova za svetlost, odnosno za fotone kao primarne nosioce energije. Ako imamo veću propusnost (transparenciju) spoljnih slojeva onda će zvezda izračiti više fotona u prostor i tako imati nižu temperaturu; ukoliko se u fotosferi npr stvori mutniji sloj koji ne propušta ili propušta relativno malo fotona, onda se zvezda zagreva i bubri od svoje proizvedene a neoslobođene toplote. Upravo ovo zagrevanje i posledično povećanje prečnika, uz promenu zvezdine boje i sjaja predstavlja osnovu oscilacije sjaja koju mi odavde sa Zemlje možemo da detektujemo.

Ovo bi bila najprostija vrsta objašnjenja šta se dešava kod promenljivih RR Lire, pravi mehanizam je neuporedivo kompleksniji. Ukoliko pogledate našu atmosferu naći ćete idealnu analogiju i to su oblaci. Kad ima oblaka Sunčeva toplota ne može da zagreje površinu Zemlje i ostaje više ili manje hladno, dok kad nema oblaka podloga se zagreva. Pritom ova propusnost nema mnogo veze sa gustinom, gustina vazduha u oblaku i van njega je praktično ista, razlikuje se samo temperatura koja je u oblaku nešto manja, odnosno razlika je u činjenici da je vodena para u oblaku kondenzovana u sitne kapi. Van oblaka ta ista vodena para je takoreći rastvorena u vazduhu i nevidljiva usled razlike od možda svega par stepeni temperature. Međutim, ključ je što vodena para menja propusnost fotona u vazduhu kad se kondenzuje i to zaustavlja Sunčevo zračenje.

Koliko propusnost za fotone u fizici može biti bitna ilustruje i priroda eksplozije nuklearne bombe. Ako je dan vedar i čist (kao što je oduvek bilo u pustinjskim predelima Novog Meksika) u prvim momentima nakon eksplozije verovatno trećina energije bombe biće izračena fotonima u vidljivom, ultraljubičastom i infracrvenom opsegu, dakle onim frekvencijama koje atmosfera propušta. Ovo je poznato kao termalna radijacija i efekti striktno zavise da li se nesrećni čovek nalazi na otvorenom ili u senci gledano iz ugla bombe - ako je u senci onda je potpuno zaštićen od termalnih efekata. Međutim, ako je dan oblačan ili maglovit, situacija se dramatično menja: termalni fotoni se rasejavaju na sve strane i nigde na otvorenom ne postoji senka odnosno zaštita od njih, pošto dolaze iz svih pravaca; premda je ovde termalni domet manje zbog apsorpcije a više zbog rasejanja upadljivo manji. Da se pitaju generali, za Sudnji Dan bi odabrali da bude vedro vreme, to obezbeđuje najrazorniji učinak oružja.

Naravno da će magla ili niska oblačnost drastično uticati na ispoljavanje termalnog fleša, i to je poenta gde se povezuju transparencija naše atmosfere i transparencija zvezdanih gasova. Osim toga postoji još par relativno egzotičnih fenomena koji redukuju optičku vidljivost nuklearne vatrene lopte, a samim tim i termalne efekte: Vilsonov oblak (kao faktički oblik kondenzacije vodene pare usled faze kratkotrajne dekompresije) i nastanak udarnog talasa koji je u svojim početnim fazama mutan odnosno neproziran. Svedoci nuklearnih proba navode da su pravu vrelinu osetili tek kad se Vilsonov oblak posle nekoliko sekundi sklonio. Ova dva navedena fenomena igraju ulogu da nuklearna eksplozija posle inicijalnog bleska ima osobinu da se zatamni, a posle nekog kraćeg perioda ponovo osvetli i to je suština svih kamera koje od 1945. služe za detekciju nuklearnih eksplozija - karakteristični dvostruki fleš je nemoguć za sakriti.

Sličan mehanizam imamo i kod nekih jonizovanih stanja zvezdanih gasova, premda ovde nema nikakve kondenzacije vode ili bilo čega drugog. U većini slučajeva kako raste temperatura gasovi imaju tendenciju da pokazuju veću transparenciju, odnosno propusnost za radijaciju. Najprostije rečeno, ako se zvezda zagreje i počne da emituje više energije iz jezgra, transparencija isto tako skoči u spoljnim slojevima pa je više energije moguće izračiti u okolni prostor. Zvezda je u ekvilibrijumu, svejedno koja joj je temperatura. Ali postoje neke situacije gde gas (druga jonizacija helijuma, ili negativni vodonik) može da se ponaša sasvim suprotno odnosno da se sa porastom temperature transparencija smanjuje. U tim slučajevima ovi slojevi zvezde zadržavaju povećanu toplotu umesto da je šalju dalje i zvezda se veoma brzo dalje zagreva. Na kraju ti slojevi bivaju zagrejani toliko da njihov pritisak raste, zvezda nabubri prema spolja i gustina tih slojeva se smanji. Sa smanjenjem gustine menja se i transparencija i ovi zvezdani slojevi su ponovo providni za zračenje, tako da nabubrela zvezda veoma brzo obori svoju temperaturu.

Ovo je poznato kao kappa mehanizam pulsiranja promenljivih - parametar kappa se često koristi za oznaku transparencije. Smatra se da na ovaj način pulsiraju cefeide, RR Lire, brzorotirajuće Ap, ZZ Ceti i Beta Cephei promenljive. Još par naznaka: pulsiranje ovim mehanizmom je moguće samo ukoliko zvezda većinu svoje energije spoljnim slojevima predaje putem radijacije odnosno izračivanja fotonima; ukoliko nema radijativne zone već se iz jezgra energija dalje šalje konvekcijom do pulsacije neće doći. 

Na kraju treba povezati teoriju i praksu, odnosno pogledati dva snimka jata M3 u periodu od dva sata. Sledi animacija u originalnoj rezoluciji:

 

Ako zanemarimo razlike zbog stabilnosti atmosfere, apsorpcije a možda i fokusa (koje dovode do većeg FWHM na jednom od dva snimka) upornim gledanjem moguće je videti i koje su se zvezde promenile. Evo i obeleženih onih zvezda koje su se najviše promenile, mnoge sam i preskočio:

 

Kao što vidimo, ima ih ne baš malo. Novije procene su da u ovom jatu od svih članica 1-2% otpadaju na RR Lire, što je bitno za proučavanje klasterske dinamike, jer onda ove zvezde treba isključiti iz merenja pošto, jelte, variraju. U ovom radu je navedeno da su registrovali ukupno 40 različitih promenljivih u jatu M3, razume se da je najveći deo njih otpao na RR Lire. Neki drugi navode mnogo veći broj (274 promenljivih iod toga 133 RR Lire).

Dvostruko uvećana rezolucija kombinacije Eosa 7D i reflektora 150/750 koja ovde daje faktički 0.59 arksekundi po pikselu može dodatno da posluži za lakše uočavanje promene:

 

Dakle, pomoću promenljivih tipa RR Lire ćemo odrediti distancu ali kako ćemo izmeriti prečnik ovih gigantskih zvezdanih grupacija? Odnosno tačnije, kako bismo mogli da znamo gde ovo jato prestaje, gde je njegova zadnja zvezda?

Mogli bismo da koristimo parametar iz orbitalne mehanike koji se zove po autoru koji ga je opisao: Hilova sfera - ne mešati sa Rošeovim limitom ili Laplasovom sferom.

Hilova sfera je zona u kojoj nebesko telo, recimo Zemlja, ima primarni gravitacioni uticaj na sve što prođe: Mesec, asteroidi, veštački sateliti, komete. Unutar te sfere Zemlja ima jače privlačenje na te objekte nego susedne planete, Sunce ili naša Galaksija. Rošeov limit je najmanja distanca koju planeta može da ima u orbiti oko Sunca a da se ne raspadne. Ili drugačije formulisano, kad planeta (ili neuporedivo češće kometa) priđe isuviše blizu, gravitacija Sunca jače deluje na bliže delove planete/komete nego na suprotan kraj i ova razlika u rastezanju dovodi do raspada. Naravno da nije isti Rošeov limit za čvrste i tečne planete, kao i za male stenovite meteorite i labave prašnjave konglomerate materijala kao što su glave kometa - sve što je labavo pre se raspadne. Laplasova sfera je sasvim treći pojam, to je zona Zemlje unutar koje Mesec ima stabilnu orbitu, umesto da je preuzet od strane Sunca.

Dakle nas zanima Hilova sfera zbijenih jata. To je tačno ona kugla u prostoru izvan koje Galaksija preuzima zvezde od strane zbijenog jata, odnosno granica sfere je mesto gde je gravitacija jata i Mlečnog Puta izjednačena. Za M3 to je 40 minuta, na mom snimku obeleženo:

Kao što vidimo, sad je jasno zašto jato opstaje u vremenu i prostoru: veoma je zbijeno, kao što mu i ime kaže. Retko koja zvezda zaluta van ove sfere tako da je logična tvrdnja da su sva zbijena jata stara milijardama godina, skoro kao i cela naša Galaksija. Postoje i drugi dimenzionalni parametri kod zbijenih jata; možemo recimo da izmerimo radijus sjajnije polovine jata - to je onda half-light radius. Nabacio sam dodatni layer, primenio gaussian blur i merio pipetom u neobrađenom steku sjaj centra i periferije, na kraju sam tu razliku podelio na dva i u info panelu pažljivo iscrtao sferu koja označava najsjajniju polovinu jata, tu sferu sam primenio na sloj sa jatom i...

 

...i moglo bi se reći da je half-light radijus 78 ugaonih sekundi. Blago meni za takvu preciznost, prava vrednost danas prihvaćena je 2.31 minuta odnosno 1.77 puta veća, eto koliko moje nebo i moj teleskop odseku tamnijih zvezda od SDSS i HST. Ja ispod 18mag ne mogu ništa da detektujem a članice ovog jata su zabeležene do tridesete magnitude i to čini razliku u ovom slučaju. Naravno da je parametar half-light radius uvek u funkciji aperture, kamere i filtera; već sad JWST skače na 34mag i to na mnogo kraćim ekspozicijama gde je HST prikazivao 31mag, tako da će se ove mape još menjati.

Prečnik svakog pojedinačnog snimka je 7.86 uglovna minuta. S druge strane, half-mass radius pokriva prečnik od 18 svetlosnih godina po novijim merenjima i potpuno slučajno je sličan onome što sam ja sa half-light radijusom merio, i tu se tek može zaključiti koliko je ovo jato zbijeno u svom centru, odnosno primetno više od proseka drugih jata.

Istraživanja dinamike jata M3 u poslednje vreme nisu podržala hipotezu o postojanju centralne crne rupe. Inače zadnjih decenijama otkrivamo crne rupe u skoro svim galaksijama, a prešlo se i na detektovanje analogno manjih, razume se, crnih rupa u zbijenim zvezdanim jatima.

U čemu je uopšte značaj ovih promenljivih? To su uglavnom male i stare zvezde slabog sjaja, sasvim suprotno od cefeida; koje pulsiraju relativno brzo. Period pulsiranja je veoma često jedan dan ili manje, ima primera koje ceo ciklus završe i za sedam sati, što jasnije govori o njihovim malim dimenzijama nego o bilo čemu drugom. Za razliku od cefeida kod kojih postoji jasna povezanost dve veličine, perioda i sjaja, RR Lire ne nude nikakvu povezanost između perioda i sjaja. Podsetimo se da nam relacija period-sjaj daje veoma preciznu mogućnost da merimo udaljenost do cefeida, pošto duži period pulsiranja tj oscilovanja sjaja daje veći sjaj u vidljivom spektru i obrnuto. Da bismo napravili korelaciju između sjaja, perioda i udaljenosti imamo na našoj strani jednu veoma prostu činjenicu - sve promenljive u nekom zbijenom jatu su na istoj udaljenosti od nas, menja se samo sjaj i tako je proučavanje od jednačine sa tri postalo jednačina sa dve nepoznate. Razume se da procena udaljenosti nije 100% precizna, iako je zadnjih sto godina mnogo astronoma radilo na dodatnoj kalibraciji (zadnja je rađena pomoću HST 2007. godine), premda je za bliske galaksije dovoljno precizna. Međutim, ovakve relacije za RR Lire kao što je napomenuto ne važe, već umesto toga postoji odnos period-boja, ali je on jedva nešto precizniji. Jedan od fundamentalnih faktora zašto je to tako je i prosta fotometrijska činjenica da bliže jezgru nekog zbijenog zvezdanog jata promenljiva zvezda trpi kontaminaciju okolnih zvezda u svakom teleskopu. Onda ta promenljiva izmereno ima neprirodno veći sjaj i izračunavanje ne funkcioniše - sa cefeidama je mnogo lakše jer su to sve po pravilu izolovane zvezde u galaktičkoj ravni, udaljene od otvorenih i zatvorenih jata.

Razvojni put jedne RR Lire teče ovako: zvezda isprva vrši fuziju vodonika i to se zove na Hercšprung-Raselovom dijagramu zove "glavni niz", u žargonu se zove još i staza patuljaka pošto je jasno kolika je masa ovih zvezda. Trošenjem vodonika zvezda se penje ovom krivudavom stazom, odnosno njen sjaj i temperatura rastu. Kad ispraši sve svoje zalihe prelazi na fuziju helijuma, koji je produkt prvobitnog vodonika i koji sad slobodno može da se upali pošto je temperatura veća. Ovde je već vremenom (tipično za patuljka to traje milijardama godina) došla u fazu crvenog džina a zatim i prošla u sledeću fazu ostarelih zvezda koja se označava kao "horizontalna grana". Kontrakcijom jezgra i skokom temperature apsurdno ali spoljni slojevi se šire i to pretvara zvezdu patuljka u crvenog džina; on je džin samo po svom prečniku, po masi je i dalje patuljak. Gubeći masu do otprilike pola Sunčeve, crveni džin dolazi na deo horizontalne grane koja se nazvana "traka nestabilnosti" i gde spoljni slojevi kreću da pulsiraju kroz kappa mehanizam. Ove pulsacije nisu neke ekstremne, prototip ove klase odnosno originalna zvezda RR Lire menja sjaj za oko jednu svoju magnitudu (7.06-8.12mag) i prečnik se menja sa 5.6 na 5.1 Sunčev; sve to završi pun krug u roku od 13 ipo sati.

Kad smo već kod zvezde RR Lire, rodonačelnika klase odnosno RR originala... Kako ona uopšte izgleda?

Zvezda ko zvezda, ništa posebno različito u teleskopu u odnosu na bilo koju drugu zvezdu sedme-osme magnitude. A na širokougaonom kadru se jedva i primeti, doduše ovo je pre svega zbog svetlosnog zagađenja. Snimljeno je tridesetak snimaka neba kroz pedeseticu na astrotreku, a zatim posebno jedna slika zemlje; dakle, radi se o kompozitu. Montaža prati zvezde i da nije ovoga zemlja bi bila razmrljana.

Levo se vidi segment Labudovog krsta, a samo sazvežđe Lire je dobrim delom potonulo ispod horizonta, to važi i za Vegu koja je najsvetlija zvezda na letnjem nebu.

U oscilovanju ovih zvezda postoji još nekih interesantnih aspekata. Ako pogledamo grafik u dužem periodu kod nekih (mnogih) promenljivih tipa RR Lire primetićemo modulaciju perioda i amplitude, veoma slično faznoj i amplitudnoj modulaciji u radio-tehnici (FM i AM). Za one koji nisu inženjeri, ove modulacije omogućavaju prenos signala putem jedne sinusoidne oscilacije (nosioca) na koju je primenjena druga niže frekvencije (signal koji se prenosi) i to je jedan od najbitnijih koncepata u ljudskoj istoriji, uporediv po značaju sa Gutenbergovim pronalaskom. Signal dakle menja amplitudu i/ili frekvenciju (ili čak fazu) nosioca, odnosno moduliše ga i to je cela poenta - ovako funkcioniše radio-tehnika ali i generalno prenos signala u telekomunikacionoj sferi - postoji naravno još mnogo drugih tipova modulacije. Međutim potrebno vam je samo da taj signal na početku modulišete odnosno šifrirate kroz emitovani signal, to radi modulator; a zatim primljenu zbrku dešifrujete kroz demodulator i preneli ste uspešno informaciju na daljinu. Stari telefonski internet modemi su zapravo taj naziv nosili zbog skraćenice/kovanice "modulator-demodulator".

Sergej Blaško je bio sovjetski astronom koji je pre stotinak godina očigledno imao na umu koncept funkcionisanja radija kad je gledao grafike sjaja promenljivih RR Lire, i logično, uočio je modulaciju. Po njemu se taj efekat i zove, premda mi danas (isto kao i on tad) nismo u stanju da to potpuno objasnimo. Postoji nekoliko teorija i jedna se odnosi na rezonantne modele prilikom pulsiranja; druga na ulogu magnetnog polja i deformacija u odnosu na osu rotacije; treća na cikluse u konvekciji koji dovode do modulacije, itd...

Bilo je u proteklom veku i skeptika koji su tvrdili da efekat Blaško odnosno modulacija kao takva ne postoji, već da velika većina promenljivih RR Lire pulsira u periodu od oko 12 sati, a mi vršimo opservacije samo noću, u periodu od 24 sati. Po tome ispada da mi detektujemo svaki drugi ciklus i ako postoje promene na "dnevnoj" strani ciklusa nećemo ih uočiti itd. Druga strana te hipoteze je nepreciznost merenja kako se pomera faza promenljive sa ponoći na jutro ili veče, tu lagano pada preciznost detektovanog sjaja recimo. Po toj pretpostavci mi snimamo modulaciju koja zavisi od naših lokalnih atmosferskih efekata i doba dana u suštini. Danas imamo svemirski teleskop Kepler koji kontinuirano prati sve cikluse, bez ikakvih nepreciznosti i možemo slobodno reći da Blaško efekat itekako postoji i da se iza njega očigledno krije fizički mehanizam unutar same zvezde.

U jatu M3 otprilike jedna trećina svih promenljivih tipa RR Lire ispoljava Blaško efekat. Originalna RR Lire ispoljava takođe; tu je drugi period (tzv Blaško period) 39.1 dan. I generalno imamo pravu zbrku sa mnogo različitih rezonantnih, nerezonantnih modova, haotičnih stanja itd, tako da je Blaško efekat nešto što je relativno lako za primetiti ali veoma teško za objasniti jednim jedinim mehanizmom. Ovo je uostalom vrlo čest slučaj kod tzv nelinearnih sistema u fizici odnosno astronomiji.

Dalje proučavanje Blaško efekta imate na sledećim linkovima: ovde i ovde.