Гравитационное линзирование

О да, не только и не столько Большой Телескоп Азимутальный (БТА, Нижний Архыз, Карачаево-Черкессия, Россия) или даже Очень Большой Телескоп (VLT, Серро Парнааль, Чили) способны к детектированию явлений, вызванных гравитационным линзированием света фоновых объектов из-за транзита звёзд перед ними. Как раз именно любители, в связи с их огромным количеством, могут и должны заниматься съёмкой таких плохо предсказуемых событий. Помните? Нас много и вместе мы сила!

В ближайший год ожидаются события:

J0107+3412 RA=01 07 47.848 DEC = +34 12 30.49 Vmag=12.79 epoch=2018.40 rho=0.42
J0237+4359 RA=02 37 41.433 DEC = +43 59 34.53 Vmag=10.24 epoch=2018.76 rho=5.96
J0614+1509 RA=06 14 01.586 DEC = +15 09 54.38 Vmag=14.73 epoch=2019.82 rho=1.56
J1914+1919 RA=19 14 39.162 DEC = +19 19 03.45 Vmag=11.60 epoch=2017.95 rho=1.43
J2135+5428 RA=21 35 09.499 DEC = +54 28 27.17 Vmag=16.04 epoch=2018.69 rho=1.23

Здесь, кроме номера звезды, координат и блеска даётся минимальное угловое расстояние между линзой и объектом в угловых секундах (rho) на эпоху (epoch).

 

lens 768x416 - Гравитационное линзирование

Уточнить параметры этих и других звёзд можно с помощью ресурса — GAVO data center.

В форме заполняется время в JD от и до, например 2017.0..2018.0 — весь 2017й год. Можно задать координаты. Я попросил рядом с ra/dec = 2,55, радиус поиска 20 градусов (задаётся в минутах).

Собственные движения линзирующих карликов известны плохо. Поэтому эфемериды весьма условны. Событие может вообще не произойти, а может произойти сильно раньше (или позже). Наблюдать эти вещи — некоторый риск.

 

lens no saturated 768x600 - Гравитационное линзирование

Можно попробовать наблюдать эти звёзды так, чтобы не было перенасыщения на них (некоторые довольно яркие). А потом попробовать вытаскивать переменность блеска. Причин переменности у карликов много. Так что, если вы не увидите линзирования, то есть шанс, что вы заметите переменность, обусловленную либо пятенной активностью карлика, либо вспышками в фотосфере карлика, а может и наличием экзопланеты.

Так что, если интересно, можете попробовать снять серию кадров, когда объект удобно наблюдать. Желательно это делать каждую ночь. И, конечно, желательно, чтобы съёмка производилась с фильтрами системы Джонсона (B,V,R), так как надо будет сравнивать с результатами других групп.

 

J02374359 001 L 300of30s 768x768 - Гравитационное линзирование

Наша обсерватория начала наблюдения по этой программе с подготовительной звезды. Транзит наступит не скоро и сейчас расстояние от звезды-линзы до фоновой цели линзирования почти 6 секунд. Это видно на сумме 300 кадров по 30 секунд.

 

Результат съёмки — архив с калиброванными fit-файлами можно отправить для обработки Максиму Ховричеву в Пулковскую обсерваторию. Обращайтесь к нам, поделимся контактами!

Использование MPC для фотографирования известных астероидов

Автор: Антон (Rain Dog), Санкт-Петербург

Центр Малых Планет

Если захотелось сфотографировать астероид или просто проверить — не попал ли астероид на одну из ваших фотографий, то стоит воспользоваться услугами Центра Малых Планет (MPC). Я постараюсь описать некоторые службы сайта MPC, которые помогают находить расположение астероидов на ночном небе.

Центр Малых Планет занимается регистрацией и анализом информации о малых планетах Солнечной системы, кометах, спутниках, нерегулярных естественных спутниках планет Солнечной системы. MPC несёт ответственность за выявление, обозначение и вычисление орбиты для всех этих объектов.

Большинство найденных астероидов находится в главном поясе, это область Солнечной системы, которая располагается между орбитами Марса и Юпитера. Так как пояс расположен в плоскости эклиптики, около неё и следует искать подходящие астероиды для съёмки.

Поиск

Воспользовавшись любым планетарием можно легко найти область, расположенную «недалеко» от эклиптики, находящуюся достаточно высоко над горизонтом и удобную для фотографирования. В качестве ориентира я выбрал шаровое скопление М2, оно находится недалеко от эклиптики, а значит, есть высокая вероятность, что рядом с ней в данный момент можно обнаружить астероиды. Координаты этого скопления: 21 час 34 минуты 21 секунда прямого восхождения (RA), -00 градусов 44 угловые минуты 43 угловые секунды склонения (DEC). Далее следует обратиться к помощи MPC: на главной странице сайта, в выпадающем меню “Observers” находим пункт “Other Observer Service”, далее выбираем службу “MPChecker”.

mpchecker-1

Поле “Date” будет заполнено автоматически текущей датой и временем.

В поля “this J2000 position:” необходимо ввести координаты. В поле RA вводятся координаты прямого восхождения, без обозначений часов, минут, секунд, через пробелы. В поле DEC аналогично вводятся координаты по оси склонения, обязательно перед значением градусов должен стоять знак  “+” или “-“.

В поле “Radius of search” необходимо задать радиус поиска в угловых минутах. Максимальный радиус – 300 угловых минут, то есть 5 градусов.

В поле “Limiting magnitude” задаётся максимальная звёздная величина. Для начала не следует пытаться найти очень тусклые астероиды. В качестве примера я ограничился поиском астероидов до 17-ой звёздной величины.

Остальные поля можно оставить без изменения.

После нажатия кнопки “Produce list” MPC выдаст список объектов, которые находятся в радиусе 300 угловых минут от шарового скопления M2.

mpchecker-2

В первом столбце — “Object”, находится номер объекта (если этот объект имеет постоянный номер), во втором столбце находится обозначение объекта или его название (например “Haramura” – это название астероида, “2010 FX104” – временное обозначение астероида, “P/2011 FR143 Lemmon” – обозначение кометы). Столбцы “R.A.” и “DEC” – координаты объекта в данный момент. Столбец, на который обязательно нужно обратить внимание – “V” – это блеск (яркость) астероида.

В приведённом примере для первой съёмки лучше всего выбрать яркие астероиды Rhodia (437) и Leonora (696). Они имеют блеск 13,4 и 14,3 звёздные величины.

По приведённым в этой же таблице координатам можно наводиться и фотографировать эти астероиды. Необходимо сделать по несколько кадров обоих астероидов. За время съёмки одного астероида, второй отойдёт от приведённых координат. И если съёмка одного астероида займёт продолжительное время, то второй астероид может улететь далеко от приведённых координат и его можно будет уже не обнаружить в кадре. К тому же, если захочется снять эти же астероиды на следующий день или через неделю, то как найти их координаты?

Как найти координаты астероида

Мы выбрали два астероида с номерами 437 и 696. Для того, чтобы на следующий  день найти их координаты можно воспользоваться другой службой MPC. На главной странице сайта MPC выбираем “Observers”, далее “Ephemeris Service”.

mpc-ephem-1

В большое окно вводим номера астероидов как показано на картинке, в каждой строчке свой номер. Для вывода эфемерид на каждый час я выбрал следующие параметры:

Ephemeris interval – 1, Ephemeris units – hours, Number of dates to output – 10. Это означает, что будет выведено 10 эфемерид с интервалом один час. Поле “Ephemeris start date” осталось пустым, это означает, что время будет отсчитываться от текущего момента.

После нажатия кнопки “Get ephemerides/HTML page” MPC произведёт расчёт положения астероидов.

mpc-ephem-2

Представляют интерес следующие столбцы: Date – дата, UT – время, R.A. – прямое восхождение, Decl. – склонение, V – блеск и Sky Motion – скорость движения.

Дата представлена в формате: Год, месяц, день.

В столбце время – 190000 означает, что эфемериды в этой строке рассчитаны на 19 часов 00 минут 00 секунд по всемирному времени, оно отстаёт от московского на 3 часа.

Координаты представлены в обычном формате – без указания часов, градусов и т.п.

Блеск — другими словами яркость астероида на данный момент.

Скорость движения – важный параметр, измеряемый в секундах дуги в минуту времени. То есть насколько астероид сместится за одну минуту. Это позволяет рассчитать максимальную выдержку. Нет смысла снимать так, чтобы астероиды оставляли длинные треки в кадрах. А если астероид очень тусклый и движется со скоростью 400 угловых секунд в минуту, то скорее всего его будет незаметно в кадре.

Для поиска координат астероидов достаточно приведённых двух служб Центра Малых Планет. Но на самом деле MPC предоставляет значительно больше возможностей для исследования астероидов. Некоторые другие службы я постараюсь рассмотреть в будущих статьях.

Туманности, созданные ветром

ngc7380-complex-20h-50percent

В телескоп они могут выглядеть как пушистые газовые облака, но на самом деле Вы видите структуры, созданные горячими звёздами.
Вспомните свою любимую туманность. Наверняка она имеет название, описывающее её форму. Когда мы смотрим на различные формы светящегося газа и тёмной пыли, образующие туманность, наш мозг автоматически находит узнаваемые образы. Как если бы мы проходили звёздный тест Роршаха: туманность “Лебедь” (M17), туманность “Орёл” (M16), туманность “Сердце” (IC 1805), туманность “Душа” (IC 1848), туманность “Северная Америка” (NGC 7000), туманность “Конская Голова” (B33), список можно продолжить.
Однако, мы редко заостряем внимание на одной мощнейшей силе, которая и создала такие структуры: звёздном ветре. Он также играет ключевую роль в процессе формирования звёзд и их эволюции. Он влияет на множество звёзд, которые образовались из туманности, на их размеры, на скорость формирования, и даже на то, как они закончат своё существование. Звёздный ветер так же обогащает межзвёздное пространство тяжёлыми элементами, которые рождаются в горниле звёзд.

Звезда родилась.

Процесс формирования звезды начинается внутри холодного, тёмного облака, содержащего молекулярный водород и частицы пыли. Множество процессов могут запустить гравитационный коллапс такого облака: волна плотности прошедшая через рукав галактики, ударная волна от сверхновой или приливное взаимодействие с другим веществом. Затем гравитационные силы заставляют материю собраться и закрутиться в аккреционный диск, и протозвезда начинает своё формирование в его центре. Впоследствии, динамические силы внутри вращающегося диска заставят газ покинуть его в направлениях, перпендикулярных плоскости вращения.
Этот последний процесс, называемый биполярным оттоком, создаёт первый звёздный ветер в жизни звезды. Отток собран в две струи, проистекающие с двух сторон из центра диска. Эти струи имеют достаточную силу, чтобы вытолкнуть близлежащий газ и пыль на расстояние до нескольких световых лет.
Как только протозвезда наберёт достаточную массу, гравитационное давление внутри ядра станет достаточным для процесса превращения водорода в гелий, и родится звезда. Из-за обилия водорода в коллапсирующем облаке первые звёзды получаются обычно массивными горячими голубыми гигантами класса O или B. Эти новорожденные звёзды начинают излучать сильный звёздный ветер во всех направлениях. Этот ветер разрывает аккреционный диск и биполярный отток прекращается. Но звёздный ветер продолжает дуть, рассеивая местный газ и пыль. В результате звезда проявляется из молекулярного облака, одновременно подсвечивая его.

ngc7023_iris-23of5m-pixinsight-fitstacker-full_sizeМы можем видеть свидетельства всех этих событий на примере туманности Ирис (NGC 7023). Яркая центральная звезда, только появившаяся из туманности — HD 200775, является звездой B-типа с массой десять солнечных. Она находится в полости, которая имеет форму песочных часов. Эта полость в молекулярном облаке образовалось в результате действия биполярного оттока, возникшего в то время, когда звезда HD 200775 только формировалась внутри аккреционного диска.
Звезда находилась точно в перемычке песочных часов, но теперь уже нет – по этому смещению можно определить на сколько звезда сдвинулась с тех пор, как прекратился биполярный отток. Часть этой отражательной туманности, окружающей звезду, светится голубым цветом в результате рассеивания звёздного света бесчисленными частицами пыли, точно так же солнечный свет рассеивается атмосферой нашей планеты, придавая небу голубой цвет. Однако, на этой стадии большая часть туманности окружающей звезду, представляет собой холодное, тёмное, молекулярное облако.

Эмиссионные туманности и звёздный ветер.

Массивная голубая звезда скоро превратит родное молекулярное облако в красную эмиссионную туманность. Звезда излучает интенсивное ультрафиолетовое излучение, которое может ионизовать газ. Ионизированный водород переизлучает свет на определённой длине волны: 656,28 нм, известной как H-альфа, находящейся в красной зоне спектра.
Энергия излучения падает как квадрат расстояния до источника. Это означает, что на каком-то расстоянии энергии излучения уже будет не хватать для ионизации газа. Вследствие этого многие туманности имеют округлую форму. Граница, разделяющая эмиссионную туманность от окружающего молекулярного облака, называется фронтом ионизации.
Новорожденная звезда начинает создавать звёздный ветер, который представляет собой непрерывный, быстро движущийся поток частиц. В отличие от биполярного оттока, звёздный ветер дует во всех направлениях. Источник и скорость звёздного ветра сильно зависит от массы звезды. У звёзд с небольшой массой, таких как Солнце, звёздный ветер состоит из протонов и электронов. Они излучаются из области солнечной короны, как результат наличия высокой температуры и сильных магнитных полей. Они придают частицам достаточно энергии, чтобы преодолеть гравитационные силы звезды. Такой звёздный ветер является относительно слабым, он «дует» со скоростью 200-300 км/c. Из-за звёздного ветра такая звезда потеряет за всю свою жизнь меньше одного процента массы.
Звёзды с большой массой, такие как O и B типа, излучают звёздный ветер во много раз сильней. Скорость такого ветра достигает 2000 км/с. Источник ветра также отличается. Такой ветер вызван давлением излучения – непрекращаемым взаимодействием с фотонами.
Как ветры в пустыне создают песчаные дюны, этот мощнейший звёздный ветер создаёт странные формы из близлежащего светящегося газа и тёмных пылевых облаков. Комбинация этих форм и ионизационных фронтов создают различные узоры и контуры в туманности, в результате которых туманности и получают своё название.

ngc281-hao3rgb-complex-16h-full_sizeМы можем видеть эти процессы в туманности “Пэкмэн” (NGC 281). Она содержит новорожденное скопление звёзд O и B типа. Ультрафиолетовый свет этих звёзд расщепил окружающий молекулярный водород, а затем ионизовал его, заставив светиться красным. На достаточно большом расстоянии от скопления звёзд мы видим границу, за которой ионизация прекратилась. Это придало туманности округлую форму, такую же, как у Пэкмэна. Свидетельства наличия тёмного молекулярного облака лежит за границами ионизационного фронта. Огромное, треугольное, плохо вылепленное пылевое облако находится перед туманностью, оно и напоминает нам открытый рот Пэкмэна.

Хобот слона.

Если внимательно изучить внутренний край ионизационного фронта, можно найти все виды сложных форм и структур, созданных мощными звёздными ветрами. Они включают в себя V-образные гребни, столбы, колонны и все они направлены к скоплению горячих голубых звёзд – источнику звёздного ветра. Столбы и колонны часто напоминают нам хоботы, и они повсеместно встречаются в эмиссионных туманностях. «Столпы Творения» в туманности Орёл являются самым известным примером. Хоботы являются важной частью продолжающегося формирования звёзд внутри туманности. Однако образование звёзд в них проходит в меньших масштабах, чем это происходит в молекулярных облаках.

elefНаилучшее место для изучения процессов проходящих в хоботах это туманность «Хобот Слона» (IC 1396a). Эта туманность находится на расстоянии 1500 световых лет, и является ближайшим объектом такого типа. Это даёт нам возможность детально изучать туманность. Хобот слона по существу является вторгающимся холодным молекулярным облаком в ионизированную туманность. Она представляет собой округлую структуру, называемую глобула, которая направлена в сторону звёзд, которые, в свою очередь, подсвечивают и создают контур этой туманности.
Мощнейшие звёздные ветры «дуют» и рассеивают молекулярное облако, выдувая газ наружу из глобулы создавая сам «хобот». Интенсивное излучение звёзд выбивает атомы газа из холодной оболочки облака. Ультрафиолетовое излучение ионизирует эти атомы, а звёздный ветер задувает их обратно в глобулу и по длине хобота. Таким образом, получается светящийся, сильно сжатый край туманности.
Давление звёздного ветра так же сжимает это молекулярное облако и может вызвать гравитационный коллапс. «Хобот Слона» имеет ограниченное количество молекулярного водорода и в этой туманности могут рождаться звёзды только с небольшой массой, такой как масса Солнца. Пример этого можно видеть у длинного столба в туманности Пеликан (IC5067/70). Этот объект имеет небольшие два «усика» исходящие из глобулы с противоположных сторон.
Туманность "Пеликан" (IC 5070)Иначе известный как Herbig-Haro 555, этот объект состоит из двух направленных в противоположные стороны потоков, образованных протозвёздным диском от зарождающейся звезды, скрытой в центре глобулы. Оба потока немного сдвинуты в сторону «хобота» это сказывается влияние звёздного ветра, из-за которого и образовался этот хобот. Другие биполярные оттоки (такие как Herbig-Haro 563, 564 и 565) – показывают области формирования других звёзд с небольшой массой, их тоже можно найти в этой области.
Когда в такой звезде начнутся термоядерные реакции, её слабый звёздный ветер начнёт рассеивать аккреционный диск и окружающее молекулярное облако. И такая звезда начнёт проявляться из туманности. Это можно видеть в центре глобулы туманности «Хобот Слона». Там вы найдёте уменьшенную версию туманности «Ирис»: новорожденная жёлтая звезда находится внутри небольшой полости, созданной биполярным оттоком, который происходил ещё на стадии протозвёздного диска. Звезда создаёт небольшую эмиссионную и отражательную туманности. Красная эмиссионная туманность получается в результате ионизации близлежащего газа, а жёлтая отражательная туманность получается в результате рассеивания света звезды на частицах пыли.
Как ни странно, но звёздный ветер, который дал толчок к зарождению маломассивных звёзд в «хоботе», также ограничивает их количество. Непрекращающийся звёздный ветер рассеивает «хобот», делая его всё меньше, и оставляя всё меньше и меньше водорода для формирования новых звёзд. Мы можем увидеть последние стадии этого процесса в туманности «Головастик» (IC 410). Она представляет собой два «хобота» настолько разрушенных звёздным ветром, что напоминают головастиков. От глобул этих хоботов остались яркие светящиеся обода, которые и напоминают головы.
Однако, только небольшое количество объектов, которые были огромными, величественными хоботами, остаются существовать в виде тонких потоков, развивающихся как флаги под действием звёздного ветра. Предполагаемое время существования «хоботов» — от полумиллиона до миллиона лет. После этого они полностью рассеиваются в межзвёздной среде.
Звёздный ветер от массивных звёзд выбрасывает в пространство до 50% массы звезды. Это может оказывать существенное влияние на судьбу этой звезды. Если массивная звезда потеряет достаточное количество массы, она может окончить свои дни как белый карлик (как Солнце), а не во вспышке сверхновой.
Звезда с массой как минимум 30 солнечных, сбрасывает внешние оболочки непереработанного водорода с помощью звёздного ветра с огромной скоростью. Это быстро истощает запасы водорода, что приводит к быстрому переходу звезды на стадию красного гиганта. Однако на стадии красного гиганта звезда остаётся достаточно массивной, чтобы производить мощнейший звёздный ветер, который вызывает потерю массы с внешних оболочек звезды с чудовищной скоростью. После сброса внешних оболочек, красный гигант превращается в массивную, нестабильную, горячую, синюю звезду, которая продолжает излучать мощный звёздный ветер. Такая звезда получила название звезда Вольфа-Райе.

Надувая пузыри.

bubbleСвирепый звёздный ветер от звезды Вольфа-Райе может надувать пузыри в межзвёздном пространстве. Лучший объект для наблюдения подобного процесса – туманность «Пузырь» (NGC 7635). В этой туманности интенсивный звёздный ветер от звезды Вольфа-Райе (SAO 20575) выдул сферический пузырь в окружающем звезду ионизированном водороде. Звезда Вольфа-Райе находится не в центре туманности потому, что плотность окружающего звезду водорода неравномерна. Более плотная область облака препятствует расширению пузыря в этом направлении. Яркий пузырь находится в окружении более слабого пузыря. Он примерно в два раза больше, и если смотреть фотографию, его внешняя часть проходит рядом с голубой звездой. Более слабый пузырь представляет собой оболочку звезды, которую SAO 20575 скинула, находясь в фазе красного гиганта.
Звёздный ветер, который излучается звездой Вольфа-Райе имеет значительно большую скорость по сравнению с ветром, излучаемым на стадии красного гиганта. В результате этого внутренний пузырь расширяется быстрее, чем внешний. Когда-нибудь внутренний пузырь догонит внешний и они столкнутся. Что произойдёт дальше?

ngc6888-complex-28h25m-full_sizeРезультат вы можете увидеть, посмотрев на туманность Серп (NGC 6888). Звезда Вольфа-Райе в центре туманности это HD 192163. Быстро расширяющийся пузырь, подгоняемый звёздным ветром звезды Вольфа-Райе уже столкнулся с внешним пузырём, образованным на стадии газового гиганта. Столкновение создало фронт ударной волны ионизации, который излучал на различных длинах волн и впоследствии фрагментировал туманность, как если бы внутренний пузырь догнал в размерах внешний и это привело к их взаимному разрушению. Это произвело красивейшую туманность, напоминающую взрыв фейерверка. В конечном счёте, эти расширяющиеся под действием звёздного ветра пузыри обогащают межзвёздное пространство тяжёлыми элементами, некоторые из них являются основой жизни на Земле.
Когда вы смотрите на фотографии туманностей, постарайтесь увидеть больше, чем просто объект, в честь которого эта туманность названа и найти эффекты, которые созданы звёздным ветром. Вы видите массивную голубую звезду, проявляющуюся из молекулярного облака? Биполярный отток, и пространство, созданное им? Фронт ионизации и тёмную туманность за ним? Вы также можете увидеть хоботы с их глобулами и сжатый светящийся обод или пузырь, надуваемый звёздным ветром.
Если вы никогда не наблюдали туманность «Бегущая курица» (IC 2944), постарайтесь найти ответы, на поставленные вопросы, наблюдая эту туманность, и вы насладитесь видом туманности, как никогда ранее.

автор статьи: Rod Pommier

перевод с английского: Антон (Rain Dog)

иллюстрации: Милантьев Олег