Herbert_West

Bardzo przyjemny, rekreacyjny projekcik- Jones 1. Materiały zbierane okazjonalnie, w oczekiwaniu na inne cele. Obróbka łatwa i bezproblemowa, fotka wyszła nawet fajna :-)

CZASY

Zbierane „przy okazji” od 05.09.2023 do 08.10.2023.

OIII: 70 x 300s = 5,83 g

Ha: 142 x 300s = 11,83 g

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

 

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. GraXpert,

4. StarXterminator,

5. NoiseXterminator,

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

7. Kosmetyka, kolor, kontrast itp. wykonane w PS.

Gwiazdy:

1. Przygotowanie dwóch wersji w PIX-ie z wykorzystaniem BlurXterminatora - jednej z parametrem "halo" na poziomie 0.00, drugiej na maksimum.

2. SPCC,

3. Rozciągnięte GHS,

4. StarXterminator,

5. Obie wersje wgrane do PS, poprawione kolory, nasycenie, kosmetyka.

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

 

HISTORIA

Mgławica ta została odkryta przez amerykańską astronom Rebeccę Jones w 1941 roku. Pierwsza obserwacja miała miejsce na kliszach fotograficznych Obserwatorium Harvarda. Rebecca Jones użyczyła swojego imienia także inneJ, bardziej popularneJ PN-Jones-Emberson 1, którĄ odkryła wspólnie z Richardem M. Embersonem. Jn 1 to jeden z nielicznych obiektów astronomicznych nazwanych imionami kobiet.

 

OZNACZENIA

• PN G104.2-29.6
• Jn 1
• PK 104-29.1
• ARO 195
• VV' 578

 

GWIAZDA CENTRALNA

• Biały karzeł WD 2333+301
• Temperatura efektywna: 150 000K
• Typ widmowy: Of/WR(C)? („O” oznacza Teff >30 000 K; „f” oznacza obecność emisji N III i He II; „?” oznacza niepewną klasyfikację).

Typ widmowy Of/WR to heterogeniczny zbiór gwiazd o niezwykłych widmach, ukazujących wyraźne szerokie linie emisyjne zjonizowanego helu i silnie zjonizowanego azotu lub węgla. Widma wskazują na duże wzbogacenie powierzchni ciężkimi pierwiastkami, wyczerpywanie się wodoru i silne wiatry gwiazdowe.

Oznaczenie „Of” oznacza podklasę najgorętszych gwiazd typu O, które wykazują linie widmowe zjonizowanego helu, azotu i węgla. „WR” odnosi się do gwiazd Wolfa-Rayeta, które mogą mieć podobne widma, ale w tym przypadku nie ma to znaczenia, ponieważ gwiazdą centralną jest WD.

Bardzo wysoka temperatura oznacza, że gwiazda jest bardzo jasna w bliskim i dalekim UV, czego dowodem są obserwacje GALEX:

Bliskie UV:

Dalekie UV:

[Źródło: cdsportal.u-strasbg.fr]

Gwiazda jest tak jasna, że większość mgławicy można zobaczyć nawet w świetle FUV!

 

PODSTAWOWE WŁAŚCIWOŚCI

Odległość

“SPITZER 24 μm IMAGES OF PLANETARY NEBULAE” [You-Hua Chu et al.] szacuje ją na 709 parseków. (2 312,758 lat świetlnych).

Jednak GAIA DR3 zawiera wartość paralaksy wynoszącą 1,0114 milisekundy łuku (0,0010144 sekundy łuku), co daje odległość:

d = (1 / 0,0010144) * 3,262 = 3220,7 LY

Rozmiar

“SPITZER 24 μm IMAGES OF PLANETARY NEBULAE” [You-Hua Chu et al.] i in. oblicza to na 1,13 × 1,02 pc (3,69 x 3,33 LY).

Prędkość ekspansji

~15 km/s (OIII)

Pozycja

W Pegazie, 23 35 53,321 +30 28 6,34

Magnituda

15 mag

[Źródło: Strasbourg-ESO Catalog of Galactic Planetary Nebulae, Acker et al. 1992]

 

MORFOLOGIA

PN ma wyraźną dwubiegunową lub prawie dwubiegunową strukturę, o czym świadczą dwa (w Ha i OIII, ale widoczne także w NUV i FUV) zgrubienia, które są najjaśniejszymi częściami mgławicy.

Ta PN jest typu częściowo wypełnionego, z dość dobrze widocznymi emisjami OIII i Ha obecnymi w całym jej wnętrzu.

Materiał wypełniający PN jest dobrze widoczny w danych IR 24 μm z Kosmicznego Teleskopu Spitzera:

Wnętrze jest jaśniejsze w podczerwieni niż otoczka.

[Źródło: “SPITZER 24 μm IMAGES OF PLANETARY NEBULAE”, You-Hua Chu et al.]

OIII [moje dane]:

Ha [moje dane]:

Wodór i tlen nakładają się na siebie w mgławicy, jednakże sygnał OIII jest znacznie silniejszy niż Ha.

“Ogon"

Nie udało mi się znaleźć niczego w literaturze na temat małej struktury poniżej mgławicy. Sygnał Ha jest tam zdecydowanie silniejszy niż sygnał OIII. Emisje OIII są bardziej rozproszone i słabsze.

Nie można stwierdzić, czy jest to część PN, czy odrębna struktura. Nie ma dostępnych danych pozwalających oszacować jej odległość i wielkość. Nie wydaje się, aby w jej pobliżu znajdowała się gwiazda, która mogłaby wyrzucić tę materię.

Można założyć, że jest to część Jn 1, ponieważ ma podobną jasność i jej pozycja pokrywa się z pozycją jednego ze zgrubień, ale to tylko przypuszczenia. Gdyby tak było, byłaby to najciekawsza część tej PN. Mechanizm prowadzący do jej powstania mógł mieć coś wspólnego z dwubiegunowym charakterem PN. Jednak po drugiej stronie nie ma śladu podobnej struktury.

 

BIBLIOGRAFIA

Strasbourg-ESO Catalogue of Galactic Planetary Nebulae (Acker et al. 1992)

https://vizier.cds.unistra.fr/viz-bin/VizieR-6?-out.form=%2bH&-source=5084&-out.all&-corr=PFK=PNG&-out.max=9999&PNG==104.2-29.6

cdsportal:

http://cdsportal.u-strasbg.fr/?target=PK 104-29.1

SPITZER 24 μm IMAGES OF PLANETARY NEBULAE, You-Hua Chu et al. doi:10.1088/0004-6256/138/2/691 https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/138/2/691/pdf

 

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

Materiały źródłowe i cały projekt dostępne przez PW, jak zwykle

Z góry dzięki za wszelkie wskazówki i krytykę- nie krępujcie się.

Perła Cefeusza- jedna z najpiękniejszych mgławic planetarnych- DeHt 5 / PK 111 + 11.1 wraz z pobliską pozostałością po supernowej- SNR 110.3+11.3.

Materiał i gotowe zdjęcie trochę leżało. Zrobiłem sobie pauzę, aby nieco poprawić warsztat i dokształcić się. Obróbka była ciężka, ale pouczająca. Opis jeszcze bardziej.

Ha nazbierałem prawie dwa razy więcej niż planowałem, ponieważ chciałem rozsądnie pokazać SNR, który jest ciemną strukturą, i złapać jak najwięcej ogona DeHt5, który jest jeszcze ciemniejszy.

OIII także nazbierałem dwa razy więcej niż planowałem. Żeby kadr się estetycznie udał, tlenowe serce mgławicy musiało się rzucać w oczy.

Jestem bardzo zadowolony z dynamiki- w tym wypadku chodzi mi o wrażenie, jakby mgławica była stop-klatką z eksplozji.

Focia:

Ha:

OIII (zwróćcie uwagę na ślady OIII w SNR):

CZASY

Zacząłem 01.06.2023, skończyłem 05.09.2023. Materiał zbierany latem, z mojego podwórka w Górach Świętokrzyskich w ilości 60,5 g.

OIII: 245 x 300s – 20,4g

Ha: 463 x 300s – 38,6g

RGB: 1,5 godziny.

 

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

1. DynamicCrop,

2. BlurXterminator,

3. StarXterminator,

4. DynamicBackgroundExtraction,

Rozdzieliłem pliki przeznaczone na kolor i L.

LUM:

1. NoiseXterminator, delikatnie,

2. Połączenie Ha i OIII w Pixelmath (a*(1-(1-OIII)*(1-HA)) + (1-a)*HA), „a” dobierane na oko,

3. Rozciągnięte wstępnie EZSoftStretch, dokończone GHS,

RGB:

1. NoiseXterminator, solidna dawka,

2. Zmontowanie dwóch różnych wariantów kolorystycznych w PixelMath i pomieszanie ich do smaku,

3. Rozciągnięcie Ha i OIII za pomocą HistogramTransformation z ustawieniami jak w STF,

LRGB:

1. LRGBCombination, suwaki „Lightness” i „Saturation” odpowiednio dostosowane,

2. Lekka aplikacja Topaz Denoise (z maskami, bez "wyostrzania"),

Niekończąca się praca nad kolorami, kontrastem, zarówno w Pixie jak i w PS, z zastosowaniem różnych masek i narzędzi…

Gwiazdki:

1. Przygotowanie dwóch wersji w PIX, za pomocą BlurXterminatora- jedna z parametrem „halo” na 0.00, druga na maksimum.

2. SPCC,

3. Rozciągnięte za pomocą GHS,

4. StarXterminator,

5. Wrzucone do PS obydwie wersje, skorygowane kolory, nasycenie, kosmetyka.

6. Mieszanie obydwu wersji poprzez nałożenie wersji z max halo na wersję bez halo funkcją „lighten” i regulacja krycia suwakiem.

 

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

Wspominałem, że się nieco dokształciłem? Jedziemy!

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

Cykl życia mgławicy DeHt 5

 

A. Gwiazda centralna, właściwości, położenie, orbita

Jest to WD 2218+706. Mała, głęboko niebieska gwiazda w centrum mgławicy. Obecnie biały karzeł. Znajduje się w środku „trójkąta” w Cefeuszu, w odległości ok. 1200 lat świetlnych, w bliskim sąsiedztwie VDB 152.

Typ widmowy- niepospolity i tajemniczy DAe [do poczytania: https://arxiv.org/pdf/2307.09186.pdf]

Temperatura: ~76500 K

Masa: ~0,57 M⊙ (mas Słońca)

Gwiazda, a więc i główna masa mgławicy porusza się z prędkością ~59 km/s przez ośrodek międzygwiazdowy.

Orbita gwiazdy mieści się w tzw. cienkim dysku Drogi Mlecznej, a więc bardzo blisko jej płaszczyzny.

Źródło: Faraday Rotation in the Tail of the Planetary Nebula DeHt 5, R. R. Ransom, R. Kothes, M. Wolleben, T. L. Landecker, https://doi.org/10.48550/arXiv.1009.3284

 

B. Interakcja z ośrodkiem międzygwiazdowym

Gwiazda i mgławica pędzą z prędkością ~59 km/s względem ośrodka międzygwiazdowego (ISM). Skutkuje to powstaniem struktury bow-shock przed mgławicą. Nie widzimy tutaj czegoś podobnego do HFG 1, ponieważ DeHt5 porusza się w dużej mierze w naszą stronę- widzimy ją trochę z przodu, trochę z boku i jest bardzo starą mgławicą, której struktura na skutek oddziaływania z ISM została znacznie zaburzona.

Interakcja z ISM rozpoczęła się, zanim jeszcze pojawiła się mgławica planetarna (PN) a gwiazda zmieniła się w białego karła (WD), być może już ~200 – 250 tysięcy lat temu. Gwiazda przypominająca niegdyś nasze Słońce kończyła przedostatni etap swojego cyklu życia- gwiazdy na asymptotycznej gałęzi olbrzymów diagramu Hertzsprunga-Russella (ostatnim etapem jest WD- obecnie).

 

C. Dwa ogony– dwie fazy w życiu mgławicy i jej gwiazdy centralnej

1. Faza AGB

Po wyczerpaniu wodorowego paliwa w jądrze, gwiazdy zbliżone masą do naszego Słońca puchną, stają się czerwonymi olbrzymami i zwiększają swoją jasność wielokrotnie.

Koniec fazy AGB charakteryzuje się znaczną utratą masy przez gwiazdę w postaci poruszającego się z umiarkowaną prędkością, ale niezwykle masywnego wiatru gwiazdowego. Ten wiatr w końcu fazy AGB jest zapewne źródłem pierwszego z dwóch ogonów mgławicy, gdy utracona masa weszła w pierwsze obserwowalne obecnie interakcje z ISM.

W przypadku wielu PN właśnie ta faza skutkuje powstaniem rozległych otoczek / halo o bardzo niewielkiej jasności i/lub rozproszonych ogonów. Dobrym przykładem jest Sh2-200 i jej ogromne wodorowe halo (nieczęsto fotografowana struktura, którą za jakiś czas pokażę).

2. Faza WD (białego karła) i mgławicy planetarnej (PN)

Kończąc fazę AGB, gwiazda odrzuca zewnętrzną powłokę- jest to duża ilość gorącej, zjonizowanej, szybko poruszającej się materii – właściwa PN. Pozostaje niezwykle skompresowane, gorące i jasne jądro- biały karzeł, który emituje intensywne promieniowanie UV (czasami nawet X, jak w przypadku gwiazdy centralnej MWP 1), jonizujące pobliską materię.

W większości wypadków młoda PN jest o wiele gęstsza od otaczającego ISM i może się szybko poruszać- jak i w tym wypadku. Taki obiekt pozostawia za sobą ślad- ogon, który może składać się z materii z ISM, pozostałości wiatru z fazy AGB a także materii z samej PN. Jego kształt, długość, trwałość zależą od wielu czynników- prędkości PN w ISM, gęstości ISM, pól magnetycznych, gęstości samej PN, etc.

Ewolucja PN i materii, którą napotyka po drodze może wyglądać na przykład tak:

Jest to symulacja dla obiektu poruszającego się z prędkością 50km/s względem ISM. Oczywiście nie przystaje całkowicie to DeHt5, która jest starsza niż 30 000 lat (panel d) i porusza się szybciej. Ale pokazuje zaburzenie i rozkład pierwotnej struktury i powstawanie ogona.

Źródło: The interaction of planetary nebulae and their asymptotic giant branch progenitors with the interstellar medium, C. J. Wareing,1,2, Albert A. Zijlstra1, and T. J. O’Brien1, https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2007.12459.x

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

Aby zrozumieć w jaki sposób wykryto praktycznie niewidoczne ogony mgławicy i dlaczego jest ona istotna z naukowego punktu widzenia- jako przykład oddziaływania PN z polami magnetycznymi w ISM, muszę przynudzić o dwóch kwestiach- polach magnetycznych w ISM i efekcie Faradaya. Jesteście jeszcze na pokładzie? Zapraszam:

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

D. Pola magnetyczne w ośrodku międzygwiazdowym

ISM to materia i promieniowanie, które wypełnia przestrzeń między gwiazdami w galaktyce. Nie chodzi tu o mgławice, czy też nie tylko o mgławice. Próżnia nie jest aż taka pusta, choć gęstość materii w wielu miejscach w galaktyce jest niższa niż w najlepszych komorach próżniowych. Są to atomy neutralne i zjonizowane, pył, promieniowanie kosmiczne, ale także pola magnetyczne, które są wykrywalne zarówno w mniejszych skalach jak i w największych- tzw. galaktyczne pola magnetyczne.

Mgławice planetarne poruszające się względem tych pól magnetycznych i ISM, będą z nimi oddziaływać.

Może to skutkować zmianami w strukturze mgławicy, przyjmującej postać pasków/fal, jak np. w Sh2-216, Sh2-200 (wkrótce na ten temat zdjęcie i rozprawka), PuWe-1 (zbieram materiał od zeszłego roku), gdyż obecność pola magnetycznego wpływa na ruch zjonizowanego gazu.

Ale zjonizowana kula materii także wpływa na linie pola magnetycznego, zniekształcając je, co ilustruje DeHt5. I to zjawisko pozwala wykryć jej normalnie niewidoczne ogony.

Źródło: Theory of the Interaction of Planetary Nebulae with the Interstellar Medium, Ruth Dgani, https://doi.org/10.48550/arXiv.astro-ph/0001004

E. Efekt Faradaya (zjawisko Faradaya / zjawisko magnetooptyczne)

Efekt polega na obrocie płaszczyzny polaryzacji światła spolaryzowanego liniowo podczas przechodzenia tego światła przez pole magnetyczne.

„Naocznie” działa to tak:

 

β – kąt skręcenia

B – indukcja magnetyczna w kierunku propagacji światła

d – długość na jakiej światło oddziałuje z polem magnetycznym

V – stała Verdeta – nie ma zastosowania w przypadku ośrodka międzygwiazdowego, a więc w tym przypadku (liczy się orientacja pól i gęstość swobodnych elektronów, które decydują o natężeniu efektu).

Źródło: https://en.wikipedia.org/wiki/Faraday_effect

Efekt Faradaya jest ważnym narzędziem dla astronomów. Pomiary polarymetryczne, które pozwalają uwidocznić obecność i parametry pola magnetycznego poprzez badanie polaryzacji światła są bardzo czułe. Zdecydowanie czulsze od prostych pomiarów optycznych- pozwalają pokazać obecność struktur niezwykle trudnych do odkrycia optycznie, o ile są związane z polami magnetycznymi.

Pozwalają także zobrazować niewidoczny i niemieszczący się na moim zdjęciu „cienki” ogon DeHt5, utworzony podczas fazy AGB życia gwiazdy.

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

F. Mgławica planetarna i jej dwa ogony – struktura odczytana poprzez efekt Faradaya.

Źródłem wszystkich poniższych informacji i ilustracji jest publikacja: FARADAY ROTATION IN THE TAIL OF THE PLANETARY NEBULA DeHt 5, R. R. Ransom, R. Kothes, M. Wolleben and T. L. Landecker, https://doi.org/10.48550/arXiv.1009.3284

Materiał jest gęsty i wielu rzeczy nie rozumiem, więc posłużę się przede wszystkim schematami i ilustracjami.

W centrum okręgu znajduje się gwiazda WD2218+706- centralna gwiazda mgławicy.

Okrąg obejmuje większość jasnej i widocznej powierzchni mgławicy.

Strzałka pokazuje trajektorię ruchu gwiazdy, a więc i mgławicy- z naszego punktu widzenia. Długość strzałki reprezentuje dystans, jaki gwiazda przebędzie przez najbliższe ~50 tysięcy lat.

Przerywane linie pokazują niedokładność szacowanej trajektorii.

Orientacja ilustracji bardzo zbliżona do mojego zdjęcia.

 

Panel (a) ilustruje stopień polaryzacji a panel (b) kąt polaryzacji.

Orientacja jak powyżej.

O ile na moim zdjęciu widać część „grubego ogona” (thick tail), to „cienki ogon” (thin tail) jest optycznie nie do odróżnienia od tła i sięga poza kadr.

Jednakże pomiary polarymetryczne pokazują zmienione pole magnetyczne, które modyfikuje polaryzację światła- dlatego te struktury na nich widać.

Strzałka pokazuje trajektorię ruchu gwiazdy w ciągu kolejnych 200- 250 tysięcy lat z naszego punktu widzenia.

Aby zamknąć temat układu przestrzennego mgławicy, ogonów i pola magnetycznego, teraz ostatnia ilustracja, pokazująca usytuowanie przestrzenne mgławicy, jej ogonów, pola magnetycznego w ośrodku a także nas- obserwatora:

Słowo wyjaśnienia – to tak, jakbyście patrzyli nie z Ziemi, ale „z góry” na układ mgławica i jej ogon oraz Ziemia.

Tutaj widać, jak przemieszczająca się względem ISM i pola magnetycznego je przenikającego mgławica oddziałuje z nim. I dlaczego pomiary polarymetryczne pokazują to, co pokazują.

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

SNR 110.3+11.3

Ponieważ głównym tematem zdjęcia jest PN i o znajdujących się w kadrze pozostałości supernowej jest bardzo niewiele informacji- obiekt raczej niezbadany, to wspomnę tylko, że jest to mały fragment ogromnej struktury skatalogowanej jako SNR 110.3+11.3, która pokrywa znaczną część Cefeusza i znajduje się ok. 1200 lat świetlnych od Ziemi.

Są to charakterystyczne dla SNR filamenty i membrany, jak Veil, jednakże daleko ciemniejsze (Veil, tylko dla masochistów).

Co ciekawe, udało mi się zarejestrować śladowe ilości OIII, które pokrywają się z Ha. Jednakże słaby sygnał OIII nie pozwala na pokazanie go w tym miejscu na zdjęciu kolorowym, mimo 20 godzin naświetlania.

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

Gratuluję dotarcia do końca.

 

CAŁY MATERIAŁ DOSTĘPNY NA ŻYCZENIE – ZAPRASZAM NA PW.

Z góry dzięki za wszelkie komentarze – pozytywne i negatywne (jeżeli macie to tutaj proszę a nie na PW :-)

Po długiej przerwie meteorologicznej mam przyjemność przedstawić wam moje ostatnie zdjęcie. Obiekt wybrałem nie dlatego, że marzyłem o sfotografowaniu go. Wybrałem go głównie dlatego, że akurat był dostępny o tej porze z mojej lokalizacji i pasował do mojej serii HOO a bardziej pożądane cele są jeszcze zbyt nisko.

Niezasłużenie, bo to jednak bardzo piękna mgławica i niezwykle interesująca pod względem astrofizycznym.

Focia:

 

Starless:

 

Ha:

 

OIII:

 

Czas i miejsce:

Świętokrzyska wieś, Bortle 4, materiał zbierany od 08.02.2023 do 23.04.2023. Ha głównie podczas nocy z Księżycem, OIII wyłącznie nocami bezksiężycowymi.

 

 Ekspozycja:

1. Ha- 233 x 300 s = 19,46 g.

2. OIII- 207 x 300 s = 17,25 g.

3. RGB – po 30 x 60 s na kanał.

Łącznie: 38,21 g.

 

Sprzęt:

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

Kamera: ASI1600MMP,

Filtry: Antlia Ha 3nm (reszta), Antlia OIII 3nm,

Montaż: SkyWatcher EQ6PRO

Guider: SvBony 240mm, ASI120MM mini,

Akcesoria: ZWO EFW, ZWO EAF, ASIAir V1

 

Kilka słów o obróbce

Moim celem było pokazać więcej niż w wielu zdjęciach tej mgławicy, na których zarejestrowane są jedynie dwa najjaśniejsze pasy- tlenu i wodoru. Nie ilustruje to prawdziwej struktury i dynamiki obiektu. Nie potrzeba było bardzo dużo czasu (jak na moje obecne kryteria) aby pokazać cały kształt sfery, którą ten obiekt jest. Widać też miejsce, w którym jest faktycznie rozrywany przez białego karła i szczątki otaczającej go mgławicy planetarnej. Z tego miejsca ulatują zjonizowane choć efemeryczne strumienie H i O- co też dość dobrze się uwidoczniło. Udało mi się też zarejestrować i wydobyć ślady wodorowych struktur w tle, które nie są bezpośrednio związane z Sh2-174. Generalnie nieźle, choć zdjęcie by zyskało niemało na dodatkowych 10-20 godzinach Ha.

Obróbka nie była szczególnie trudna czy skomplikowana i nie wymagała żadnych radykalnych pociągnięć po drodze. Kluczem było odpowiednie rozciągnięcie Ha i OIII, gdyż mimo rozsądnego czasu naświetlania dane są bardzo płytkie a histogram cienki jak szpila. Na szczęście nie tak bardzo jak w HFG1.

Ciekawostka- zdjęcie jest zupełnie inne w odbiorze, jeżeli jest odwrócone o 180 st. Wtedy faktycznie wygląda jak róża!

 

Workflow

 

A. Pixinsight,

1. DynamicCrop,

2. BlurXterminator (prawie nic nie zrobił),

3. StarXterminator,

4. DynamicBackgroundExtraction,

5. NoiseXterminator,

6. GeneralizedHyperbolicStretch w wielu drobnych krokach i delikatna redukcja szumów za pomocą NoiseXterminator po drodze.

 

B. Photoshop

1. Gradient Map na Ha i OIII,

2. Małe korekty Levels obydwu kanałów,

3. Eksport do Pixa, HDRMultiscaleTransform i dodanie warstwy jako Luminance, krycie 30%, ponieważ kilka miejsc wyglądało bardziej plackowato niż mogło,

4. Nowa warstwa z Gaussian Blur, Normal, krycie 30% - żeby lekko ściąć szum,

5. Nowa warstwa z Local Contrast Enhancement z Astronomy Tools, Normal, krycie 30%,

6. Zdecydowany resample w dół.

7. Delikatna polerka TopazDenoise, bez wyostrzania i z maskami,

8. Korekta barw za pomocą Hue/Saturation,

9. Gwiazdki RGB (po traumatycznych przejściach, bo z powodu problemów technicznych większe były trójkątne i ucierpiały podczas konwersji z trójkątów w okręgi – nie przyglądajcie się za bardzo ;-)

 

O obiekcie

Nawiązując do tytułu wątku, zapewne nie jest to mgławica planetarna, mimo obecności w katalogu PK.- przynamniej nie tylko mgławica planetarna. Jest to obiekt o złożonej genezie i skomplikowanej strukturze, będącej efektem interakcji bardzo szybko poruszającej się gwiazdy GD561, otaczającej ją, choć bardzo zniekształconej sfery tlenu (jej mgławicy planetarnej właśnie) oraz międzygwiezdnego obszaru H.

GD561 jest prawdopodobnie gwiazdą podwójną. Jest to biały karzeł o masie ok. 0.3 Słońca i temperaturze powierzchni 65 000 K.

GD561 znajduje się tutaj i porusza się mniej-więcej jak zaznaczyłem poniżej. Przemieszcza się ze znaczną prędkością i zostawia swoją byłą mgławicę planetarną za sobą.

GD561, gdy stał się białym karłem, odrzucił zewnętrzne warstwy tworząc sferyczną mgławicę planetarną, która poruszała się z dużą prędkością, wraz z gwiazdą. Wpadła jednak w obszar wodoru międzygwiazdowego i opór tego ośrodka ją zniekształcił- spłaszczył, oraz spowolnił. Obecnie mgławica OIII wydaje się przebijać przez chmurę wodoru i wydostawać z niej, ale ma już kształt spłaszczonej sfery. Widać także skompresowaną strukturę bow-shock w OIII.

 

 

Wiatr gwiazdowy GD561 zjonizował obszar wodoru a kolizja z mgławicą planetarną zaburzyła jego strukturę i wytworzyła intrygujące obszary turbulentnego przepływu gazu, które są jedną z głównych atrakcji zdjęcia, w mojej opinii.

Dość dobrze widoczne są bardzo dynamiczne strumienie H i O, zjonizowane i zapewne przyspieszane przez wiatr gwiazdowy GD561. Są one mniej-więcej zgodne z kierunkiem ruchu GD561.

 

 

Wodorowa część Sh2-174 nie jest więc elementem mgławicy planetarnej. Jest raczej sferą Strömgrena, czyli międzygwiazdowym H, który został zjonizowany, rozgrzany oraz ukształtowany do postaci sfery z mniejszą gęstością wewnątrz przez gwiazdę. W tym wypadku przez GD561, która wraz ze swoją mgławicą planetarną przebijała się przez chmurę wodoru. Najbardziej znanym przykładem sfery Strömgrena jest NGC 2237 – Mgławica Rozeta, która łączy, jak w tym wypadku, mgławicę emisyjną oraz obszar H II.

Podsumowując, powyższe wyjaśnia wygląd tego obiektu. Sfera tlenu z centralną gwiazdą wbiła się w chmurę wodoru. GD561 przebiła chmurę wodoru i swoją mgławicę planetarną jak kula z karabinu i podąża dalej. Była mgławica planetarna również przedziera się przez wodór. Dlatego ten obiekt wygląda trochę jak to:

 

 

Dodatkowa lektura nieobowiązkowa:

https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1994AJ....108..978T

https://en.wikipedia.org/wiki/Strömgren_sphere

https://arxiv.org/pdf/1102.1309.pdf

https://arxiv.org/pdf/2212.13349.pdf

 

Wszelkie uwagi, jak zawsze, mile widziane- zwłaszcza te krytyczne. Miałem tym razem problemy z PS, gdzie w przeglądarce z wymuszonym sRGB wyświetlały się inne kolory niż w PS w sRGB- bardzo przesycone. Nie do końca jestem więc pewien co wy zobaczycie u siebie...

 

Całość materiału- mastery, półprodukty z obróbki i finalne zdjęcie dostępne przez PW.