Herbert West

Zdjęcie długo przeleżało w szufladzie- od początku października 2023. Nie z powodu obróbki. Napotkałem na poważne problemy ze sporządzeniem opisu obiektu, więc skonsultowałem się z naukowcami z Leopold-Franzens-Universität Innsbruck oraz Uniwersytetu Zielonogórskiego. I przy okazji douczyłem się o mgławicach planetarnych.

 

Focia:

 

Ha:

 

OIII:

 

Czasy

Zbierane w większości z mojego podwórka, jednakże około połowę Ha zebrałem podczas kilku wrześniowych, bezksiężycowych nocy pod niebem Bortle 3 u Szymka Ozimka. Dlaczego Ha a nie OIII wtedy? Poniżej wyjaśnię.

 

OIII: 298 x 300s = 24,83 g.

Ha: 238 x 300s = 19,83 g.

RGB: ok. 1,5 godziny po 30s.

 

Sumarycznie: 46,16 g.

 

Sprzęt

Teleskop: SkyWatcher Maksutov-Newtonian MN190, 190/1000 mm

Kamera: ASI1600MMP,

Filtry: Antlia Ha 3nm, Antlia OIII 3nm, Astronomik DeepSky RGB

Montaż: SkyWatcher EQ6PRO

Guider: SvBony 240mm, ASI120MM mini,

Akcesoria: ZWO EFW, ZWO EAF, ASIAir V1

 

Workflow

 

Ha i OIII:

1. DynamicCrop,

2. BlurXterminator,

3. StarXterminator,

4. DBE,

5. NoiseXterminator,

6. Skrypt NB Color Mapper łączący Ha i OIII w RGB,

7. Rozciąganie za pomocą STF+HistogramTransformation oraz GHS,

8. Topaz Denoise (z maskami, bez „wyostrzania”),

9. Praca nad kolorystyką, cyzelowanie kontrastów, retusz artefaktów, etc. wykonane w całości w PS.

 

Gwiazdy:

1. Przygotowanie dwóch wersji w PIX-ie z wykorzystaniem BlurXterminatora - jednej z parametrem "halo" na poziomie 0.10, drugiej na maksimum.

2. SPCC,

3. Rozciągnięte GHS,

4. StarXterminator z parametrem „unscreen”,

5. Obie wersje gwiazd wrzucone do PS, poprawione kolory, nasycenie, kosmetyka, etc.,

6. Zmiksowanie obu wersji poprzez nałożenie wersji z max halo na wersję bez halo z funkcją "lighten" i regulacją krycia suwakiem.

 

Resize 66%, zapis jako PNG.

 

Kilka słów o obróbce.

Obróbka sprawiła mi trudność z paradoksalnego powodu. Słabo naświetlona HDW2, po prawidłowej obróbce jest mglista i ulotna, choć widać jej o wiele mniej. Natomiast głęboko naświetlona i wyciągnięta jak pozwala materiał, staje się „grudkowata”. Trudno mi to opisać, ale obrobienie jej w sposób, który by mnie za bardzo nie raził było dużym wyzwaniem. A i tak nie jestem do końca zadowolony.

 

Gwiazdy- tak, zdecydowanie większe niż zwykle robię, jednak celowo, z powodów estetycznych. Po pierwsze, w kadrze zmieściłem gromadę otwartą Trumpler 3 i nie wypadałoby gwiazd przygaszać- mają błyszczeć! Po drugie, większe i jaśniejsze gwiazdy wcale nie przeszkadzają w oglądaniu PN i jej halo a poza tymi obszarami tło nie zawiera nic, poza ledwie widocznymi obłoczkami Ha.

 

Dlaczego Ha spod bardzo ciemnego, bezksiężycowego nieba? Ponieważ w otaczającej mgławicę chmurze wodoru da się zauważyć fale/pasy, które są mniej-więcej równoległe z pasami w samej PN. Ale wodorowe halo jest bardzo ciemne, więc uzyskanie tam jakichkolwiek kontrastów wymaga porządnego naświetlenia. Jest niewiele amatorskich zdjęć, które to pokazują.

 

****************************************************************

 

O obiekcie (oraz opis moich perypetii z zawodowcami)

 

Numery katalogowe:

• PNG 138.1+04.1
• HDW-2
• Sh 2-200
• Gromada otwarta Trumpler 3 znana jest także jako Lund 101, Cr 36 oraz Harvard 1.

 

Współrzędne:

• Obiekt znajduje się w Kasjopei, niedaleko mgławic HFG-1 i Abell 6.
• RA: 03h10m51s.727
• DEC: +62°49′26″.22

 

Historia odkrycia i badań

Mgławica ta, odkryta w 1959 roku przez Stewarta Sharplessa dołączyła, w 1983 roku, do katalogu panów Herberta Hartla, Johanna Dengela i Ronalda Weinbergera. W 1987roku odkryli otaczające obiekt halo. Dopiero w roku 2017 wykonano pomiary spektroskopowe, które potwierdziły iż jest to prawdziwa mgławica planetarna.

Fale/pasy widoczne w halo otaczającym obiekt zostały prawdopodobnie po raz pierwszy opisane w publikacji Corradi et al [MNRAS 340, 417 (2003) DOI: 10.1046/j.1365-8711.2003.06294.x] – Fig. 15.

Do tej pory nie została jednoznacznie potwierdzona gwiazda centralna tej mgławicy planetarnej (CSPN).

 

Konsultacje z naukowcami

Ponieważ znalazłem zaskakująco mało informacji o tej mgławicy, zwłaszcza dotyczących bardzo rzucających się w oczy cech- centralnej „dziury” a także mniej-więcej równoległych pasów w samej PN a także w rozległym halo, postanowiłem po prostunapisać maila do panów Hartla oraz Weinbergera, którzy pracowali na Uniwersytecie w Innsbrucku.

Niestety nie uzyskałem odpowiedzi, więc… napisałem do szefa Institut für Astro- und Teilchenphysik (Dr Norbert Przybilla), który potwierdził moje przypuszczenie- obydwaj panowie od wielu lat przebywają na emeryturach.

Przekierował mnie jednak do astrofizyka, prof. Stefana Kimeswengera, (który współpracował z Drechslerem i s-ką między innymi nad badaniem łuku OIII nad Galaktyką Andromedy). Odpowiedź uzyskałem po kilku godzinach a przestudiowanie jej zajęło mi wiele tygodni 🙂

Po lekturze serii długich i skomplikowanych publikacji na temat PNe wpadłem na pomysł, który mógłby wyjaśnić, dlaczego ta mgławica tak wygląda z naszego punktu widzenia. Zawracałem głowę Mirkowi @Tuvoc w tej sprawie oraz poprosiłem kolegę @Michal_IAUZ z Uniwersytetu Zielonogórskiego o kontakt z kimś „od niego”. Otrzymałem odpowiedź od prof. Wojciecha Lewandowskiego, który skutecznie obalił moje spekulacje. Ale o tym będzie niebawem.

 

Struktura i historia obiektu

Daruję wam tekst o mechanizmach powstawania PNe, chyba dostatecznie wiele razy o tym pisałem 🙂

 

Podstawowe parametry.

Za “Interacting planetary nebulae III: verification and galactic population based on the measurements of Gaia EDR3”, Mohery, M et al., DOI:10.48550/arXiv.2206.05638, do której namiary przesłał mi prof. Lewandowski.

• Mgławica ma wielkość 176 +/- 18 sekund łuku. Jej rzeczywista wielkość jest nieznana, ponieważ wymagane pomiary nie zostały jeszcze wykonane.
• Szacowana prędkość ekspansji to ok. 20 km/s.

 

Obserwowalny ruch mgławicy to:

• 7,56 milisekund łuku (mas) w RA / rok (mu_alpha = 7,58 mas/yr)
• -7,16 mas w DEC (mu_delta = -7,16 mas/yr)

 

Gwiazda centralna (CSPN)

Prof. Kimeswenger napisał, iż prawdopodobną gwiazdą centralną jest Gaia DR2 466746538582576640. Jest to gwiazda wskazana przez zautomatyzowane wyszukiwanie wedle kryteriów zawartych w publikacji „Searching for central stars of planetary nebulae in Gaia DR2” Chornay et al. [A&A 638, A103 (2020), DOI: 10.1051/0004-6361/202037554]. Nie zostało to jednak potwierdzone “ręcznie”. Pewne jej cechy poddają w wątpliwość jej status jako CSPN. Jest intensywnie czerwona, o czym świadczy spektroskopowy parametr BP-RP, wynoszący +0,95. Z drugiej jednak strony świeci bardzo intensywnie w bliskim ultrafiolecie (NUV), co zaobserwował GALEX. Pomiary w dalekim UV (FUV) tam nie były wykonywane. Wedle prof. Kimeswengera może to być układ podwójny, gdzie biały karzeł nie jest bezpośrednio obserwowalny albo projekcja- gdzie dalsza gwiazda jest zasłonięta przez bliższą.

 

Oto i ona (Aladin- DSS2 Red - pasmo widzialne, aby było widać mgławicę):

 

Struktura mgławicy planetarnej

Moje wnioski są następujące:

Mgławica świeci zarówno w Ha jak i OIII, z przewagą OIII. Praktycznie cała struktura jest widoczna w obydwu pasmach, składa się więc z obydwu pierwiastków, pomieszanych w miarę równomiernie.

Bardzo dobrze widoczne są okalające mgławicę „pierścienie”, które nie są pierścieniami, ponieważ jest to obiekt trójwymiarowy. Są to zapewne okalające centralną część PN warstwy. Nie jest ustalone, czy są to struktury typu bow-shock, jak np. w HFG-1 czy też nierównomiernie rozprowadzany w czasie tworzenia PN materiał jej gwiazdy centralnej.

Bardzo charakterystyczne dla tej PN są pasy/prążki/fale.

W związku z wymienionymi prążkami, Prof. Kimeswenger wspomniał mi o publikacji „Interaction of Planetary Nebulae with a Magnetized ISM”, Dgani & Soker [https://iopscience.iop.org/article/10.1086/304317, DOI: 10.1086/304317]. Praca ta sugeruje powstawanie tego rodzaju struktur- równoległych pasów, w przypadku interakcji z liniami pól magnetycznych w ośrodku międzygwiazdowym.

 

Nie odnalazłem żadnych opublikowanych teorii dotyczących centralnego „otworu” w mgławicy. Prof. Kimeswenger również nie wypowiadał się na ten temat- brak jest danych, które mogłyby być podstawą do wyciągania w tej sprawie wniosków czy snucia przypuszczeń.

 

Halo wokół mgławicy

Prof. Kimeswenger wskazał dwie możliwości- może to być ośrodek międzygwiazdowy (ISM) albo pozostałość po wietrze gwiazdowym CSPN z czasów, gdy była czerwonym olbrzymem na gałęzi asymptotycznych olbrzymów diagramu Hertzsprunga-Russela (Asymptotic Giant Branch - AGB) i zanim przekształciła się w białego karła. Gwiazdy AGB u kresu tego okresu życia odrzucają część swojej masy w postaci intensywnego wiatru gwiazdowego.

Prof. Kimeswenger napisał, iż z czasem gęsta materia młodej mgławicy planetarnej ulega rozrzedzeniu i staje się optycznie przezroczysta dla intensywnego promieniowania UV gwiazdy centralnej- białego karła. Światło to jonizuje nie tylko samą PN ale może również zjonizować nną otaczającą materię.

 

Od siebie dodam kilka przypuszczeń:

Zapewne dlatego ten wodór widzimy i sugeruje to jego bliskość przestrzenną z PN. Moim zdaniem, kolejnym argumentem za przynajmniej przestrzennym związkiem wodorowego halo z PN są wspomniane wcześniej pasy/fale:

 

 

Są one mniej-więcej prostopadłe do pasów widocznych w OIII:

 

 

Zwróćcie proszę uwagę, że w tlenowym, bliskim halo PN także one występują.

 

Sugeruje to, iż PN oraz rozległe halo są poddawane oddziaływaniu tych samych pól magnetycznych, a więc są blisko siebie- jest to moja własna opinia, ani prof. Kimeswenger ani prof. Lewandowski tego nie sugerowali.

 

Moje spekulacje…

Kiedyś sfotografowałem mgławicę planetarną HFG-1, która porusza się bardzo szybko przez ośrodek międzygwiazdowy, generując przed sobą tzw. bow-shock złożony z rozgrzanej i skompresowanej materii:

 

 

Kierunek ruchu HFG-1 jest zapewne w przybliżeniu prostopadły do naszej linii widzenia.

 

Zastanawiałem się także nad publikacją „Theory of the Interaction of Planetary Nebulae with the Interstellar Medium”, gdzie w rozdziale 3.2. The adiabatic model Dgani napisał:

„The main morphological features of the adiabatic flow are the ISM shock front, the decelerated PN shell and the RT instability. The last manifests itself as a ”bump” and a hole in the nebula along the upstream symmetry axis.”

 

Ponieważ w wielu publikacjach są odniesienia do symulacji, odnalazłem je tutaj:

„The interaction of planetary nebulae and their asymptotic giant branch progenitors with the interstellar medium”, Wareing, Zijlstra, O’Brien.

Przeprowadzili kilka symulacji z różnymi parametrami. W przypadku „C” uzyskali następujące rezultaty:

 

 

Wobec powyższego, zastanawiałem się czy HDW-2 nie porusza się niemalże idealnie w naszą stronę, bądź w stronę przeciwną- oddala od nas a nasza linia widzenia jest niemalże zbieżna z jej trajektorią.

Stąd też „pusta przestrzeń” blisko centrum mgławicy może być cieńszym obszarem powłoki PN na osi jej ruchu (lub wręcz dziurą w powłoce). Być może w ten sposób da się także wytłumaczyć oddzieloną część powłoki okalającą całość wewnętrznego okręgu PN- jako oddzieloną strukturę typu bow-shock, okalającą mgławicę. Jeżeli jest podobna do HFG-1 i patrzymy na nią wzdłuż osi jej ruchu (niezależnie od kierunku tego ruchu- od nas czy do nas).

 

… i ich weryfikacja

 

Postanowiłem poprosić @Michal_IAUZ o skontaktowanie mnie z kolejnym zawodowcem. Nad moimi spekulacjami pochylił się prof. Wojciech Lewandowski z Uniwersytetu Zielonogórskiego. Moje spekulacje tego nie wytrzymały 🙂

 

Prof. Lewandowski wskazał na wstępie, iż przegapiłem nowe dane z Gaia EDR3 nt. tej mgławicy (“Interacting planetary nebulae III: verification and galactic population based on the measurements of Gaia EDR3”, Mohery, M et al., DOI:10.48550/arXiv.2206.05638), gdzie podany jest jej ruch własny, wynoszący ponad 7 mas / rok zarówno w Ra i Dec. Oznacza to, że możemy wykluczyć jej ruch dokładnie (albo nawet w przybliżeniu) do nas albo od nas, chyba że jest bardzo blisko nas.

 

Prof. Lewandowski sporządził kalkulację uzasadniającą ten wniosek- obliczenie całkowitego ruchu własnego (mu) obiektu na podstawie dostępnych danych:

 

Dane: mu_alpha = 7.58 mas/yr, mu_delta=-7.16 mas/yr, Rektascensja alpha = 47.75 deklinacja delta = 62.8.

Wzór: mu= sqrt (mu_alpha^2 cos(delta) + mu_delta^2)

Wynik: ok. 8.8 mas/yr

 

Prof. Lewandowski zwrócił uwagę na brak kluczowych informacji:

Nie ma danych o odległości tej mgławicy, więc nie można dokładnie obliczyć prędkości tangencjalnej. Zakłądając odległość 1 kpc uzyskujemy:

 

v_T = 4.47 mu D  

mu= 8.8 mas/yr=0.0088 arcsec/year

D= 1kpc = 1000 pc

v_T = 40 km/s

40 km/s to typowa prędkość dla obiektów w dysku.

 

Chciałbym dodać krótkie wyjaśnienie od siebie dla czytelników: czym są prędkość tangencjalna, radialna i całkowity ruch własny (źródło: Internet)

 

 

Zastanówcie się, co się może dziać z prędkością radialną i tangencjalną, jeżeli obiekt przysuniemy bliżej Słońca, z zastrzeżeniem, że ruch właściwy ma pozostać niezmienny.

 

Dalej za prof. Lewandowskim: jeśli mgławica byłaby odległa o np. 100 parseków od nas to znaczyłoby, że jej prędkość tangencjalna wynosi 4 km/s. A przy typowej prędkości obiektów w otoczeniu słońca rzędu 50 km/s to oznaczałoby, że jej składowa prędkości radialnej jest odpowiednio większa. Więc podstawowy problem z moimi spekulacjami polega na tym, że jeżeli obiekt by był blisko, to wtedy jego prędkość tangencjalna, odpowiednio zmniejszona, mogłaby sugerować, iż mgławica porusza się przede wszystkim radialnie a nie tangencjalnie- czyli bardziej od/do nas. Jednakże brak danych obserwacyjnych, wyznaczających prędkość radialną i/lub odległość sprawia, że jednoznaczne udowodnienie prawdziwości czy fałszu mojego pomysłu nie jest możliwe i pozostaje on zdecydowanie w sferze spekulacji.

 

Prof. Lewandowski zademonstrował więc, że moja interpretacja morfologii mgławicy jest bardzo mało prawdopodobna.

 

****************************************************************

 

Podziękowania dla wszystkich, którzy mi pomogli.

 

Podziękowania z góry za wszelkie konstruktywne uwagi dotyczące któregokolwiek aspektu zdjęcia czy opisu.

 

Materiały oczywiście dostępne- proszę o PW.