GALAKTIČKA I VANGALAKTIČKA MAGLINA

Kroz istoriju astronomije termin nebula (magla na latinskom) je prilično varirao u svom značenju. Ispočetka je to bilo sve ono što je golim okom bilo sumnjivo i nerazlučivo, pa je tako Ptolemej navodio magličaste zvezde: u Perseju je to bila zvezda i oko nje M34; u Škorpiji verovatno M7; u Raku M44. Između Velikog Medveda i Lava je video najverovatnije Mell 111, ogromno otvoreno jato koje je opisano kao "nebularni kompleks".

Maglina u Orionu je uspela da izmakne svim opisima, iako je i golim okom vrlo očigledno da se radi o mutnoj zvezdi. Još čudnije je što je Ptolemej uspeo da ne uoči Double Cluster i Andromedinu maglinu (M31), ovu drugu je u Srednjem Veku opisao arapski astronom Al Sufi i tako je njegov dodatak Ptolemejevom Almagestu cirkulisao Evropom sve do Renesanse. Treba imati u vidu da se radi o naširoko rasprostranjenom i korišćenom tekstu, budući da se tadašnje zvezdočastvo delilo na teorijsko (astronomija, veština opisivanja nebeskih objekata) i praktično (astrologija, veština uzimanja novca naivnima); čitalaca nije falilo.

Otkriće naočara u 13. veku je bio ogroman praktični korak unapred za čovečanstvo, premda to neupućenom čoveku danas to svakako tako ne izgleda. Nije se doduše znalo koji oblik sočiva treba da bude i koliko kome pomaže, ali su naočare pravljene naširoko i dosta su pomogle naročito kod starijih ljudi kojima je to (baš kao i danas) omogućavalo čitanje. I sam Neron je, hiljadu godina pre toga, koristio brušeni smaragd da bi bolje raspoznao kog gladijatora da pogubi, ali kad su Lipershejeva deca stavila sočiva na obe strane metalne cevi - otkriće je eksplodiralo i upotreba teleskopa je označila početak nove ere u astronomiji. Raznorazna nebeska čudesa su otkrivana i opisivana svuda narednih par stotina godina, uključujući i magline. Niko nije sa sigurnošću znao šta su one, neki su čak mislili da su to sve nerazlučena zvezdana jata i samo treba praviti veće teleskope i sve će biti rešeno (Lord Rouz).

Odavno je prošlo vreme kad su se sve magline tretirane isto i samo klasifikovale kao galaktičke i vangalaktičke. Sve do polovine XX veka je bilo potpuno jasno da su mnoge, zapravo velika većina maglina na nebu zapravo drugi zvezdani sistemi odnosno galaksije. Zašto su te objekte ljudi čak i tad nazivali vangalaktičkim maglinama nije mi sasvim jasno, osim da je u pitanju ostatak konzervativizma. A one druge, galaktičke magline bi se onda dalje delile na emisione, refleksione i planetarne i to su sve zaista naši unutargalaktički objekti.

Od vangalaktičkih maglina imamo na hiljade koje su bile poznate u XIX veku, dakle pre sistematske upotrebe fotografije u astronomiji. Sam NGC katalog ima skoro 8 hiljada objekata, od toga je oko pet hiljada galaksija. Dodatak (IC) ima još pet i nešto, a PGC je katalog od 73 hiljada objekata i to naravno isključivo galaksija, pošto je to katalog galaksija.

 

Ovde vidimo, tačnije naziremo jednu veću i sa obe strane dve manje galaksije. Najveća odnosno ona u centru je NGC4725, sazvežđe je Coma Berenices. Otkrivač galaksije, pretpostavićemo o kome se radi premda ga neću imenovati, osim na teleskopu bio je virtuoz i na nekim drugim instrumentima (orgulje); nije se mnogo bavio prirodom ovog objekta. Opis je ostao od Dreyer-a: "vB, vL, E, vg, vsvnbMeBN" i značio bi u prevodu: veoma svetla, veoma velika, izdužena, veoma graduisana, veoma saturisana i svetla u sredini i sa sjajnim nukleusom.

Radi se o relativno velikom sistemu, po prečniku je tu negde uporediva sa našim Mlečnim Putem ili eventualno nešto manja; takođe je spiralne strukture i poseduje masivnu crnu rupu u svom centru. Ono gde se ova galaksija razlikuje od naše je ogroman sjajni prsten koji zapravo predstavlja komprimovane spiralne krake u kojima blistaju novostvorene mlade zvezde. To se mnogo bolje vidi na ovom mnogo jače rastegnutom monohomatskom snimku:

Poreklo tj struktura i priroda spiralnih kraka su oduvek intrigirali astronome. Na početku se smatralo da je spiralni krak neke galaksije jednostavno nagomilana materija, ali je to ubrzo odbačeno pošto je bilo jasno da bi se tako zgusnuta materija svojom sopstvenom gravitacijom sažimala i dalje i to veoma brzo. Drugim rečima, spiralne galaksije svakako ne bi postojale u ovom relativno stabilnom stanju milijardama godina. Zatim se šezdesetih pojavila teorija o talasu zgušnjavanja koji putuje galaksijom (Density wave theory) po kojoj taj udarni talas komprimuje gas i izaziva masovno stvaranje supernova i stvaranje mladih zvezda. Po toj teoriji bi svaki spiralni krak zapravo predstavljao novostvorenu zvezdanu populaciju, sjajniju od okolnih galaktičkih regiona, a svi znamo da je fundamentalna osobina spiralnih krakova upravo to što su sjajniji od okoline. Desetak godina kasnije se pojavila i SSPSF teorija koja takođe govori o udarnom talasu i mladim zvezdama koje iza njega preostaju, ali sa fundamentalnom razlikom da se može primeniti i na druge sisteme (nepravilne, eliptične) a ne samo spiralne. Takođe je bitno reći da talas kompresije i stvaranja zvezda ne može kroz spiralnu galaksiju da se širi ravnomerno pošto njen disk zapravo ne rotira ravnomerno. Disk nije čvrsto telo već se deformiše, delovi bliže centru rotiraju brže i upravo tako udarni talas koji od jezgra putuje ka periferiji počinje sopstvenu distorziju i postaje spiralan.

A velika galaksija u centru (NGC4725) zapravo trpi deformisanje od strane manje galaksije levo (NGC4747), čiji je oblik još više deformisan. To se  na snimku ne vidi ali na mnogo dužim ekspozicijama vidimo da je NGC4747 okružena veoma nepravilnim haloom pa je stoga zaslužila mesto u Arpovom katalogu kao broj 159.

Što se tiče veće galaksije, NGC4725, jasno je da sa tako velikim gravitacionim uznemiravanjem i tako zbijenim spiralnim kracima dotična galaksija produkuje dosta mladih zvezda iz svog gasa. Samim tim je i više supernova prijavljeno u ovom sistemu, prva je bila snimljena još 1940. godine. Ali bilo je i lažnih uzbuna: 1987. godine je preko galaksije prošla zvezda naše galaksije sa velikim sopstvenim kretanjem, a 2016. je sistem ASASSN detektovao supernovu koja je zapravo bila objekat iz Kajperovog pojasa: Makemake.  

Nedaleko od ove galaksije, tačnije u istom vidnom polju teleskopa se nalazi još jedna maglina, slična ali i veoma različita od prethodne.

Skraćenica LoTr 5 možda za nekog ljubitelja epske fantastike označava Gospodara Prstenova ali astronomima je to akronim za Longmore Tritton 5 (PK 339+88.1). Radi se o veoma tamnoj planetarnoj nebuli, skoro pa neuhvatljivom duhu. Dovoljno je reći da su otkrivači koristili UK Schmidt i fotografske ploče osetljive u plavom kanalu, njih 200, da bi otkrili ovu i još 16 drugih planetarnih maglina. Sve se ovo odigrava uglavnom na južnom tj australijskom nebu. Ovaj teleskop je bio sa svojih veoma brzih f2.5 zapravo, kao što mu i ime kaže, gigantska Šmit kamera: primarno ogledalo šalje zrake na fotografsku ploču koja zauzima mesto gde bi normalno stajalo sekundarno ogledalo kod drugih reflektora (SC, Maxutov ili Newtonian). Ogledalo je sferno i samim tim relativno lako za proizvodnju u većim aperturama, ali nije to problem već korektor, čiji oblik mora da parira aberacijama sfernog ogledala. To onda znači da je korektor sa jedne strane oblika sličnog slovu S, što nikako nije lako izvesti. 

Her Šmit je koristio genijalan metod: korišćenjem vakuma se korektorska ploča u centru deformiše, zatim se sa suprotne strane odradi klasično brušenje i kad se korektor relaksira imamo perfektnu zahtevanu krivinu. Imajući u vidu koeficijent elastičnosti, granica ove metode je brušenje korektora na negde oko f2.5 koliko UK Šmit zapravo i ima, i ovaj tip teleskopa se odlikuje veoma velikim korigovanim poljem (ovde je to 6x6 stepeni!) sa posledičnom velikom fotografskom brzinom. Danas sa f2.5 bilo kojom iole kvalitetnom astronomskom kamerom možete presaturirati nebo za 30sec ili minut; u ono vreme je UK Schmidt dozvoljavao ekspozicije do dva sata i dostizao tada fascinantnih 21.5mag u pojedinim kanalima (ne svim). Preko pomenutih dva sata je autoguiding bio neefikasan iz raznoraznih razloga, recimo i da je bilo moguće regularno izvoditi promenu useveravanja (pardon, ujužavanja) kako bi se pariralo atmosferskoj refrakciji ako se snima nešto niže na horizontu.

I na tom i takvom instrumentu se ova maglina videla skoro pa nikako, evo tog snimka. Vizuelcima sa velikim aperturama je to zapravo poslastica, premda isključivo sa OIII filterom.

Danas se zna da se radi o jednoj od najvećih poznatih planetarnih maglina; prečnik je oko 1.8 svetlosnih godina. Pošto se maglina nalazi dosta daleko od galaktičke ravni, odnosno praktično usred haloa, jasno je da ne postoje gravitacioni uticaji okolnih prolazećih zvezda, ili recimo interakcija sa međuzvezdanim gasom ili prašinom. Zato je oblik ove magline za očekivati da bude veoma pravilan, ali je on zapravo bipolaran. Kako i zašto - o tome upravo sledi.

Centralna zvezda ove magline je praktično najsvetlija centralna zvezda jedne planetarne magline (8.85mag). Zapravo je to i promenljiva zvezda (osciluje za 0.06mag). Zapravo je to i dvojna zvezda (a možda čak i višestruka). Upravo je zadnja činjenica verovatno odgovorna za oblik kobasice koju gledamo više ili manje kroz dužu osu. 

Binarni sistem je sastavljen iz subgiganta klase G i malog belog patuljka koji je jedna od najtoplijih zvezda za koje danas znamo: 150 hiljada Kelvina je temperatura koja zapravo jonizuje gas ove planetarne magline. Glavna odnosno veća zvezda ima i svoju oznaku (IN Comae Berenices) koja nam svedoči o tome da je to ujedno i promenljiva zvezda. Njen period iznosi 5.9 dana a to se tačno poklapa sa vremenom rotacije zvezde, iz čega možemo zaključiti da je varijabilnost posledica ogromnih tamnijih oblasti na površini zvezde. Ove promenljive se klasifikuju kao RS Canes Venatici i sve imaju dve osobine: binarne su i imaju tamne mrlje u hromosferi.

Kako možemo da otkrijemo da neka druga zvezda, ne naše Sunce, ima tamne mrlje? Svako živ ko je ikada pogledao kroz teleskop reći će vam da su zvezde na svim uvećanjima, koliko god bila velika, naprosto male tačkice. Doduše kako uvećanje raste na svakom teleskopu dođete do nekih 100-200x gde počinjete da zapažate Ejrijeve koncentrične tamne i svetle prstenove i centralni disk premda to nije nikakav disk već je obična tačkica, ali tako piše u literaturi. Sa dizanjem uvećanja ova zvezdana struktura samo postaje veća, ali nikad nikakvu strukturu nećete zapaziti ni na jednoj zvezdi, svetloj ili tamnoj.

Tu sad stupa na scenu spektroskopija. Ako montirate spektroskop na teleskop male aperture onda imate i malu rezoluciju; ako je u pitanju teleskop velike aperture, taj spektroskop će imati veoma detaljno prikazan spektar, odnosno detektovaće gomilu sitnijih finesa koje manji instrumenti ne mogu da vide. Imajte u vidu da je jedini realan problem sa teleskopima velike aperture zapravo rezolucija atmosfere koji sprečava te instrumente da prikažu mnogo sitnije detalje koje bi teorijski mogli. To je kao kad imate Ferrari koji ide 300 ali ograničenje na autoputu je 130kmh. 

Dakle, povećanjem aperture ne možete dalje da podižete fotografsku rezoluciju na snimku (granica je negde oko 0.4") ali možete unedogled da dižete spektroskopsku rezoluciju. Sa detaljnim spektrom na iole velikom teleskopu dešava se magija - imate Doplerov efekat kao na dlanu. Ako je sve pedantno kalibrisano vi možete da izmerite ugaonu brzinu zvezda, galaksija, čak i kako se dvojne zvezde kreću jedna oko druge. Ali i više od toga: zamislite da se na zapadnom horizontu pojavljuje velika tamna mrlja. Imaćete malo slovo U u spektru hromosfere, zatim se mrlja uvećava (U se produbljuje i proširuje) i ujedno približava nama kako ide ka centru zvezde (U ide na levo, plavi pomak). Na kraju sve ide u suprotnom pravcu (U se smanjuje i ide desno, pomak ka crvenom) dok ne nestane na istočnom horizontu.

Ovo su osnove metode poznate kao Doppler imaging pomoću koje je detektovano da tamne mrlje kod IN Comae imaju temperaturu za oko 600K nižu od okolne hromosfere. Naravno da metoda ima i svoja ograničenja: nema snimanja ako nam je zvezda okrenuta polom, nema detekcije mrlja na ekvatoru ako je gledamo pod 90 stepeni (simetrija poništava U), postoji uzak opseg brzina rotacije zvezde gde metoda radi itd. Ali radi! Živela nauka, nemamo mi samo u medicini koristi od Doplera.

Anticiklon sa jakim južnim vetrom je davao vrlo nestabilnu sliku u teleskopu, fokus naprosto nije bilo moguće u potpunosti podesiti. Čak i oko zenita je bilo očigledno da postoji velika turbulencija. Da li je u pitanju jet-stream ili nisko (košavsko) strujanje, ne znam ali je bila upadljiva razlika u odnosu na većinu drugih večeri.

Očigledno je da izvlačenje iz tame ovde nije dalo nikakve rezultate, pošto naprosto nema dovoljno sakupljenog signala u obliku dragocenih elektrona. DSLR se u odnosu na današnje astronomske kamere vrlo loše drži kod ovako tamnijih meta, na svetlijim doduše može nekako da drži korak. To što je ovo sama periferija kadra nikako ne pomaže, odnosno teleskop vinjetira solidno i onda mi imamo zapravo još slabiji signal nego što bismo imali da je objekat u centru.

U pogledu vinjetiranja mnogi optički sistemi zapravo vinjetiraju i moj teleskop tu nije nikakav izuzetak. Fotografski objektivi (naročito brzi) vinjetiraju drastičnije - tu gubitak od 1.5 ili dve blende nije nikakva retkost za neku f1.4 pedeseticu na fulfrejmu. Možemo mi to da izjednačimo fletom, snimak će biti uniforman koliko je to moguće, ali ostaje činjenica da na periferiju senzora pada manje fotona i onda svako izvlačenje nema mnogo smisla.

Pošto sam flet frejm u obradi već snimio i oduzeo, napravio sam dodatni sintetički flet i oduzeo ga od magline:

 

Dobro je, nejednakosti se već naziru. Medijan filter će dodatno izjednačiti šum i svaki gradijent će biti jasno vidljiv:

Ok, nešto se nazire tamo gde bi maglina trebala da bude (zvezda gore levo), ali jel to može da bude malo manje subjektivno i malo više objektivno?

Postupak merenja je morao da bude što je moguće egzaktniji. Dakle "meni se čini" ovde nije dolazilo u obzir. Prvo je napravljen dodatni sloj (layer) na kome je vršeno merenje i on ovde izgleda u obliku krsta. Ostatak je minoriziran i zatamnjen iz čisto estetskih razloga.

Nakon toga su na kracima tog krsta, koji su dimenzija 350x50 piksela nativno, odabrana po dva kvadrata dimenzija 50x50 piksela. Unutrašnji kvadrat se nalazio unutar magline a spoljni izvan pretpostavljenih granica. U svim kvadratima je primenjen median filter intenziteta 100 koji statistički izjednačava vrednost svih piksela. Na kraju je meren  svaki kvadrat u centru, ali samo 11x11 piksela (metod average) kako bi se smanjile šanse da upadne nešto sa periferije.

Rezultati su sledeći:

Vidi se da su svuda unutrašnje merene vrednosti na krakovima veće od spoljašnjih, dakle pretpostavljeno je da je granica magline između tih (unutrašnjih i spoljašnjih) vrednosti. Još jednom, granice magline bi trebalo da budu označene debelom crvenom kružnicom - merimo i upoređujemo van i unutar magline:

Pošto sam malopre radio sa sintetičkim fletom, on bi ponovo mogao da bude od koristi. Na njemu je fon neba izmeren (30-30; 29-29; 31-37; 33-36) i to su vrednosti koje ćemo da oduzmemo od ukupnog signala. Dobijeno je: 15-18; 5-8; 24-22; 35-30. U svakom od ovih parova je sadržan čist signal; fon neba odnosno vinjetiranje je oduzeto.

 

Svuda je unutar prstena registrovan nešto malo jači signal nego sa spoljne strane. Koliko je to veći signal u fotonima po minutu niko ne može tačno da izmeri, pošto su ove fotke prošle pravu torturu prilikom razvlačenja; ali je svakako evidentno da poneki foton kapne više od magline nego od okolnog neba.

Eto, zainatio sam se da registrujem maglinu i to je razlog ovolike filozofije.