Skocz do zawartości

Wyszukaj

Wyświetlanie wyników dla tagów 'Polecamy' .



Więcej opcji wyszukiwania

  • Wyszukaj za pomocą tagów

    Wpisz tagi, oddzielając je przecinkami.
  • Wyszukaj za pomocą nazwy autora

Typ zawartości


Forum

  • Społeczność
    • Artykuły
    • Rozmowy o wszystkim
    • Plebiscyty i konkursy
    • Sprawy Astropolis
    • Spotkania, zloty i imprezy
  • Obserwacje Astronomiczne
    • Obserwacje astronomiczne
    • Astronomia przez lornetkę
    • Radioastronomia i spektroskopia
    • Słońce
    • Egzoplanety
    • Gwiazdy
    • Gwiazdy Zmienne
    • Zjawiska zakryciowe
    • Meteory i Meteoryty
    • Komety, asteroidy, planety karłowate
  • Astrofotografia
    • Dyskusje o astrofotografii
    • Szkoła Astrofotografii
  • Galeria
    • Głęboki Kosmos (DS)
    • Planety i Księżyc
    • Słońce
    • Komety
    • Szkice obserwacyjne
    • Inne zdjęcia i filmy kosmosu
    • PolishAPOD, EAPOD i APOD
  • Sprzęt i akcesoria
    • Dyskusje o sprzęcie
    • Testy i Recenzje
    • ATM, DIY, Arduino
    • Planetaria i obserwatoria
    • Aplikacje i wydawnictwa
  • Zakupy
    • Co kupić?
    • Rynek Astronomiczny
  • Piękno nauki
    • Astronomia
    • Astrofizyka, kosmologia i teorie
    • Planeta Ziemia
    • Eksploracja kosmosu
  • Pozostałe
    • Fotografia i grafika
    • Poszerzamy horyzonty - Dalekie obserwacje
  • Pogromcy Light Pollution Forum pogromców LP
  • Klub Lunarystów ZAPOWIEDZI WYDARZEŃ
  • Klub Lunarystów ZDJĘCIA KSIĘŻYCA
  • Klub Lunarystów POMOCE
  • Klub Lunarystów O wszystkim
  • Klub Planeciarzy Forum
  • Celestia Układ Słoneczny
  • Celestia Sprzęt
  • Celestia Katalog Messiera
  • Celestia Sprawy techniczne
  • Klub Astro-Artystów Znalezione w sieci

Blogi

Brak wyników

Brak wyników

Kalendarze

  • Kalendarz astronomiczny
  • Kalendarz imprez
  • Urodziny
  • Z historii astronomii
  • Klub Planeciarzy Wydarzenia

Marker Groups

  • Members
  • Miejsca obserwacyjne

Kategorie

  • Instrukcje Obsługi
  • Sterowniki
  • Książki (ebooki)
  • Licencje do zdjęć

Kategorie

  • Articles

Kategorie

  • Astronomia Obserwacyjna
    • Teleskopy i akcesoria
    • Okulary i barlowy
    • Lornetki
  • Astrofotografia
    • Kamery CCD/CMOS
    • Akcesoria do Astrofotografii
    • Montaże i akcesoria
    • Złączki i adaptery
    • Obserwatoria i akcesoria
  • DIY i ATM
  • Książki i wydawnictwa
  • Inne
  • Archiwum

Znaleziono 53 wyników

  1. Ważne i pilne. Jak pewnie zauważyliście, znowu mieliśmy problem z serwerem. Od jakiegoś czasu "przymierzam" się do przenosin na nowy serwer, ale czas zaczyna naglić, bo jak następnym razem padnie, to może już nie wstać. Odtwarzanie z backupów na nowym serwerze może zająć chwilę czasu, więc to nie może wchodzić w rachubę. Musimy temat ruszyć ASAP - zanim coś złego się wydarzy, a że mamy XXI wiek, to zacząłem bardzo poważnie rozważać przeniesienie Astropolis do chmury obliczeniowej. W związku z tym, szukam kogoś, kto mi w tej operacji pomoże (moja wiedza jest tu zbyt mała). Obawiam się, że to może nie być takie trywialne i będzie wymagało kilku przeróbek w obrębie serwisu (pewnie w kontekście baz danych). Oczywiście nie proszę o darmową przysługę. Zapłacę za pomoc. A może macie jakieś przemyślenia w temacie hostingu w dzisiejszych czasach? Albo jakiegoś znajomego, który się zajmuje takimi kwestiami?
  2. Witam, Dzisiaj na spotkaniu z PTMA Białystok rozmawiałem o najnowszym znalezisku, o którym opowiedziałem w tym wątku: http://astropolis.pl/topic/59163-pierscienie-planety-pozaslonecznej-pds-110-b-wrzesien-2017/ A więcej można przeczytać także w Scientific American: https://www.scientificamerican.com/article/newly-found-exoplanet-may-have-ring-system-dwarfing-saturn-rsquo-s/ Mowa tutaj o niedawno znalezionej planecie pozasłonecznej, która prawdopodobnie posiada pierścienie jeszcze większe od Saturna. W 2008 i 2011 roku zaobserwowano bliźniacze tranzyty, o podobnym przebiegu. Ponieważ zdarzają się one cyklicznie, kolejny powinien pojawić się w 2014 roku - niestety, nie zaobserwowano go. W tym czasie, gwiazda znajdowała się na niebie obok Słońca i nie mogła być obserwowana. Kolejna okazja wypada we wrześniu 2017 roku. A ponieważ dwa tranzyty nie wystarczą do potwierdzenia istnienia PDS 110 b, rusza ogólnoświatowa akcja obserwacyjna. Chciałbym w niej wziąć udział, jednak wymaga pewnych standardów od obserwatorów. Udane obserwacje zostałyby wpisane do artykułu, a więc wnosimy pewną cegiełkę w odkrywaniu egzoplanety. Trudno powiedzieć jak to wygląda z organizacją u nas. Z pewnością zagranicznych obserwatorów zajmujących się fotometrią jest więcej. Tranzyt wypada m.in. w czasie naszego zlotu StarParty i na pewno będę łapał przy dobrej pogodzie. Jaki jest cel zbiórki? Chodzi tutaj dokładnie o filtr fotometryczny "V" Johnsona. Jest to jedyny brakujący element, który wymaga mój zestaw obserwacyjny, aby móc połączyć obserwację razem z innymi. W PTMA uznaliśmy, że największe szanse powodzenia będą, jeśli zorganizuję w tym celu zbiórkę. Link: http://deltaoptical.pl/filtr-baader-planetarium-fotometryczny-v-125-2459440v,d1850.html Jaki jest plan działania? Uzbierać jak najwięcej materiału, ile się da. Przewidywany tranzyt ma miejsce między 5 a 23 września, ale może być odchyłek o kilka dni. W związku z tym, w każdą pogodną noc, między ~20 sierpnia a 30 września musi zostać przeprowadzona fotometria gwiazdy PDS 110. Znajduje się ona w konstelacji Oriona i jest widoczna w godzinach 2:30-4:00, w zależności również od momentu obserwacji (pod koniec września nawet 1:30-4:30). Transmisja online (i offline, potem byłby upload) z obserwacji byłaby dostępna w Internecie. Co potem? Po obserwacjach PDS 110, filtr na pewno byłby dalej wykorzystywany do przyszłych projektów obserwacyjnych. W końcu używa się go w fotometrii, a rejestrowanie tranzytów głównie na tym się opiera. Co prawda, da się obserwować je bez, jednak kalibracja do odpowiedniego systemu pozwala na nowe możliwości. Jeśli faktycznie zbiórka będzie sukcesem i ktoś dołoży więcej, po prostu przeprowadzę dodatkowe obserwacje za pomocą kilku dodatkowych filtrów fotometrycznych (np. z filtrem B mogę wyznaczyć jeszcze wskaźnik barwy). Link do zrzutki: https://zrzutka.pl/rnzvkg Konto jest aktualnie niezweryfikowane, ponieważ w weekendy nie dochodzą przelewy będące podstawą do zmiany statusu. A bez tego nie mogę dojść do kolejnego etapu weryfikacji. Dziękuję!
  3. Archiwum Polskiego APODa ma spory zapas materiałów, ale od dwóch tygodni nie dostaliśmy nic nowego. Jest to oczywiście wynik braku pogody i trochę ogórkowego sezonu, bo właściwie w DSach oprócz galaktyk za dużo obiektów nie mamy. Ale przecież są zdjęcia US, zjawisk, tranzytów i wiele innych. Jak zapewne zauważyliście wybór Jury jest bardzo szeroki. Czekamy na Twoje zgłoszenie. Warto spróbować, Polski APOD jest także widoczny na FB. Pokaż swoją pracę! Zapraszamy!
  4. Kolejny dzień poszukiwań w projekcie Exoplanet Explorers. Ciągle dochodzą kolejne kandydatki (jest ich już 55!), ale przykuła moją uwagę jedna (nr 2), którą znalazłem 16 kwietnia 2017 roku. Postanowiłem wstawić ją na forum Zooniverse, aby inni dokonali jej analizy. No i coś mamy - kolejna kandydatka obiegającą czerwonego karła. Jednak jest to niezwykła kandydatka na planetę. Sonda Kepler wykryła ją podczas kampanii nr 4 w misji K2. Obiega gwiazdę o oznaczeniu EPIC 210693462 (o jasności 13.87 mag) leżącą w konstelacji Byka, w osi rektascensji równo z Plejadami, a w deklinacji - z Hiadami (można więc wyobrazić sobie, że tworzą taki trójkąt prostokątny na niebie). Spadek jasności na skutek tranzytu, wynosi 0.00145 magnitudo (niestety, niedostępne amatorsko). Na podstawie B-V gwiazdy można było określić jej promień, który wynosi 0.312 promienia Słońca. Łącząc te dane, możemy wyliczyć promień naszej potencjalnej planety pozasłonecznej: około 7.900 kilometrów, a więc niewiele większa od Ziemi i jest skalista! No ale o co chodzi - na podstawie okresu orbitalnego (31.39208 dnia) określono, że znajduje się idealnie w ekosferze. Wskaźnik ESI (Earth Similarity Index) wynosi aż 0.98! Użytkownik w EE o nicku Cabbink wyznaczył temperaturę na 309K (36°C) przyjmując istnienie atmosfery podobnej do ziemskiej oraz 282K (9°C), gdyby jej nie było. Dlatego, gdyby teraz potwierdzono istnienie tej planety, to zostałaby dopisana do listy planet nadających się do życia W związku z emocjonującym odkryciem, kandydatka została wpisana do najważniejszych znalezionych obiektów. Jest coraz bliżej! Autor grafiki: Courtesy of the ESO/M. Kornmesser
  5. Rozdziel Wszechświat (trzeba wejść na stronę Apoda i kliknąć, zgodnie z założeniem Kota Schrödingera - pojawi się albo żywy albo martwy) https://apod.nasa.gov/apod/ap170401.html
  6. Przetestuj nową kamerę ZWO ASI 071MC-C Test monochromatycznej ASI 1600MM-C jeszcze dobrze nie ostygł, a ja tu zaczynam kolejne "zamieszanie" na forum. Przed wami zapowiedź nowej akcji na Astropolis.pl - tym razem, trochę innej. Testy nie będą przeprowadzane tylko przeze mnie, ale zapraszam do zabawy także i Was. O co dokładnie chodzi? Tak się składa, że ZWO wprowadza na rynek nową kolorową kamerą z bardzo interesującą matrycą (znaną z Nikonów), co w połączeniu z bardzo dobrym chłodzeniem i świetną nisko szumową elektroniką musi dać bardzo dobry efekt. Przyznaję - kamer jeszcze nie testowałem, ale mając doświadczenia z poprzednimi wersjami jestem o nią spokojny - kupiłem je w ciemno. Od dawna czekałem na kolorową kamerę, która będzie miała na tyle dużą rozdzielczość, że da się zdjęcie zmniejszyć 2x i nadal będzie duże. W tym wypadku kamera ma 4944X3284 pikseli, czyli po zmniejszeniu będzie to prawie 2,5 tysiąca pikseli w poziomie. Sporo - prawda? Co to da? W takiej sytuacji mamy w zasadzie kamerę o pikselu ok. 9 mikronów, sprawności bliskiej mono, kolorową, ale tak, jakby nie miała maski Bayera. Do tego trzeba dodać ultra niski szum odczytu typowy dla CMOSa, 14 bitowy przetwornik i wg mnie mamy receptę na sukces. To trochę taki mój mały zakład z rzeczywistością. Obstawiam, że jest to kamera, która z czasem może zastąpić świetną QHY8L i DSLRy. Da zaletę prawdziwej kamery mono, ale w wersji kolorowej. Przyznacie - zakład jest mocny. Dlatego, żeby zwiększyć jakość tych informacji kamerę puszczę w obieg po forum. Przez wiele miesięcy (min. pół roku, a pewnie więcej - do 12 miesięcy) kamera będzie krążyć po użytkownikach, których razem ze mną wybierzecie. Osobiście będę chciał wytypować 5 osób, których opinia może dać nam bardzo wiele. Reszta dostanie kamery wg kolejności (zrobimy kalendarz). Zero formalności, zero procedur, zero faktur, zero umów. Wystarczy, że jesteś rozpoznawalnym użytkownikiem forum, a ja zaakceptuję twoją kandydaturę. Jak będą przebiegać testy? Nie wiem To wolna amerykanka. Róbmy fajne zdjęcia i opisujmy wrażenia (to oczywiście warunek - nawet, jeżeli recenzja będzie niepochlebna). W tym wątku czekam na propozycje, a także chętne osoby do przeprowadzenia takiej testowej sesji u siebie, ze swoim sprzętem. Pod tym linkiem możesz zaznaczyć termin, w którym chciałbyś testować kamerę. http://doodle.com/poll/vghs6huhe4bw8kfk Poniżej zapraszam do obejrzenia wideo z "unboxingiem" kamery oraz zapowiedzią akcji. Spis treści (w trakcie) - Dark Frame (300 s. temperatura -15C): http://astropolis.pl/topic/57916-akcja-spolecznosciowa-testy-nowej-kamery-zwo-asi-071mc-cool/?p=670704 - Rezerwacja terminu testów: http://astropolis.pl/topic/57916-akcja-spolecznosciowa-testy-nowej-kamery-zwo-asi-071mc-cool/?p=670810 - Księżyc - zdjęcie testowe Qbanos: http://astropolis.pl/topic/57916-akcja-spolecznosciowa-testy-nowej-kamery-zwo-asi-071mc-cool/?p=671586 - Recenzja i zdjęcie testowe Qbanos: http://astropolis.pl/topic/57916-akcja-spolecznosciowa-testy-nowej-kamery-zwo-asi-071mc-cool/page-6?do=findComment&comment=674020 - Zdjęcie testowe NGC 3628 (Tryplet Lwa) Adam_Jesion: http://astropolis.pl/topic/57916-akcja-spolecznosciowa-testy-nowej-kamery-zwo-asi-071mc-cool/?p=674097 - Zdjęcie M81 Adam_Jesion: http://astropolis.pl/topic/58318-galaktyki-w-okolicy-m81/ - Kometa Tuttle Giacobini Kresak Pav1007: http://astropolis.pl/topic/58444-tuttle-giacobini-kresak-rodos-asi071mc-c/ - Kometa C2015 V2 Johnson Pav1007: http://astropolis.pl/topic/58467-c2015-v2-johnson-rodos-asi071mc-c/ - Recenzja kamery od Pav1007: http://astropolis.pl/topic/58446-zwo-asi071mc-c-maly-test-kamery/ - Badanie amp-glow USB2 vs USB3 (Adam_Jesion): http://astropolis.pl/topic/57916-akcja-spolecznosciowa-testy-nowej-kamery-zwo-asi-071mc-cool/?p=678183 ...
  7. Jak zwykle pod koniec każdego miesiąca porcja informacji ode mnie na temat tego co zobaczymy na niebie w kolejnym miesiącu Zapraszam
  8. Cześć Zachęcam do obejrzenia kolejnego filmu przedstawiającego wydarzenia astronomiczne Tym razem miesiąc Luty
  9. W odzewie do statusu Adama, zaklada temat. Wszystko jak w temacie, co kto chce i jak to widzi. ZERO ograniczen.
  10. Witam. Niezmiernie miło nam poinformować, że ukończone zostały prace nad polską wersją podręcznika AAVSO - "The AAVSO Guide to CCD Photometry". Podręcznik można pobrać bezpośrednio ze strony AAVSO: https://www.aavso.org/ccd-photometry-guide-polish lub z załącznika umieszczonego pod artykułem na stronie Proximy: http://proxima.org.pl/index.php/item/69-tlumaczenie-podrecznikow-aavso Warto odnotować, że jest to pierwsze polskie wydanie tego przewodnika. Mamy nadzieję, że publikacja przyczyni się do zwiększenia zainteresowania polskich miłośników gwiazd zmiennych nowymi technikami obserwacyjnymi z wykorzystaniem kamer CCD, które w ostatnich latach stały się popularnym narzędziem w rękach astronomów amatorów. Chcielibyśmy, aby lepsza dostępność tak nowoczesnej technologii miała bezpośrednie przełożenie na ilość i jakość obserwacji wykonywanych przez polskich obserwatorów oraz popularyzację wiedzy na temat tych interesujących obiektów. Podręcznik zapewne nie jest pozbawiony wad tłumaczeniowych. Dlatego zwracamy się do Czytelników z prośbą o zgłaszanie zauważonych błędów technicznych, czy stylistyczno-gramatycznych, do naszej redakcji pod adres e-mail: redakcja@proxima.org.pl lub w komentarzach. Zgromadzone uwagi zostaną uwzględnione przy kolejnej aktualizacji. W imieniu Zespołu Proximy oraz naszych współpracowników ze strony AAVSO chcielibyśmy na koniec złożyć szczególne podziękowania osobom, które przyczyniły się do powstania polskiej wersji tego podręcznika, tj.: Romanowi Korczykowi, Łukaszowi Socha, Dominikowi Gronkiewiczowi oraz Adamowi Popowiczowi. Dziękuję również Fisherowi za fachowy skład DTP. To dzięki wysiłkowi tych osób i ich bezinteresownemu zaangażowaniu możemy oddać ten podręcznik w ręce czytelników! Pozdrawiam Krzysztof Kida
  11. Polish Astronomy Picture of the Day - 7 stycznia 2017 Tranzyt ISS przed tarczą Słońca- autor Dariusz Wiosna Możecie nie uwierzyć - ale nie umawialiśmy się z kolegami z EAPOD
  12. Rok temu wrzucając temat z rocznymi statystykami byłem w głębi ducha zadowolony nie tylko z liczb ale i z kierunku w jaki powoli zmierza nasze forum, chociaż widać było sporo aspektów, gdzie możemy się poprawić. Widać je nadal. Kiedyś wymarzyłem sobie sytuację gdy forum będzie kompleksowe i pogodo-odporne. Kompleksowe – poruszające zagadnienia z absolutnie całego zakresu naszej pasji. Od układania astro-puzzli i rozkmin czy nowe Gwiezdne Wojny są warte zachodu, przez codzienne porady sprzętowo-obserwacyjno-fotograficzne, do przybliżenia skomplikowanych praw fizycznych rządzących Wszechświatem. To oczywiste, że jakaś dziedzina będzie dominująca. AP od dawna było uważane za forum głównie astrofotograficzne i oczywiście tak jest, ale dla każdej innej dziedziny astronomii również jest tutaj miejsce i całkiem nieźle to widać. Pogodo-odporne - zamiast codziennego narzekania na brak pogody (dozwolone w statusach ), staramy się tworzyć ciekawą treść, wychodząc z założenia, że realizacja tej pasji nie zawsze wymaga praktycznego podejścia. Jak to się ma do minionego właśnie roku 2016? Czy się udało? Nie mam wątpliwości, że tak. Jestem strasznie zadowolony z cyferek i słupków poniżej, ale jeszcze bardziej z tego, że pod nimi kryje się ogromna wartość merytoryczna, po prostu jakość. Czyja to zasługa? Odpowiedź jest prosta – WASZA Dlatego chciałbym zwyczajnie podziękować. Dziękuję astrofotografom, którzy nie tylko urzekali swoimi mistrzowskimi pracami ale i służyli pomocą w pierwszych krokach tym początkującym, służąc radą, a niekiedy ostrą ale konstruktywną opinią. Dużo nicków trzeba by tu wymienić, ten tekst i bez tego będzie długi Każdy ma kogoś, czyje prace sprawiają najwięcej radości, na kim może się wzorować, od kogo może czerpać wiedzę. Dziękuję ludziom, którzy odświeżyli sferę obserwacyjno-teoretyczną. Mam tutaj na myśli przede wszystkim dwójkę LibMar & Bellatrix. Pierwszy pokazał, że egzoplanety można rejestrować posiadając szeroko dostępny i stosunkowo niedrogi sprzęt, a wystarczy mieć wiedzę i sporo cierpliwości. Adela spopularyzowała obiekty, które są oczywiste ale mocno niedoceniane - gwiazdy. Sprawiła, że zaświeciły magią kolorów i układów wielokrotnych. Przy okazji odkurzyła też element „szkicowy” - powoli wymierający wśród astroamatorów. Nie można nie docenić Loxleya i Jego księżycowych zakamarków, Panasamarasa z Jego mrocznym królestwem i Piotrka Guzika, który nie pozwala przegapić żadnej ciekawej komety na niebie. Dziękuję tym, którzy służyli wiedzą w zakresie astronomii teoretycznej czy astronautyki, przybliżając najnowsze osiągnięcia, odkrycia, hipotezy oraz tłumacząc "jak to działa". Dzięki temu forum jest „na czasie” z nowinkami z wielkiego świata astronomii. Dziękuję Adamo. Dzięki Jego sprawnej organizacji możemy spotykać się na wiosnę i jesień (wreszcie!) na niezapomnianych zlotach. Podziękowania również dla BODI'ego i Pawła_B – dzięki którym mamy zimowe zloty. Dziękuję Ewie, która wprowadziła nieco romantyzmu do tej ścisłej tematyki swoją poezją. Dziękuję gościom! Goście chociaż anonimowi, również są dla nas bardzo istotni (nie wszędzie tak jest ). Jeśli u nas zawitali, pewnie czegoś szukali, a jeśli szukali wiedzy, rozwiązania swoich zagwozdek, dobrze że trafili do nas zamiast przykładowo na forum o płaskiej Ziemi Jeśli wyszli stąd mądrzejsi i usatysfakcjonowani, super. Przy okazji zwiększając licznik wyświetleń, utwierdzili w przekonaniu, że to co tworzymy jest potrzebne. Dziękuję całemu zespołowi moderatorskiemu. Czasem to praca nie rzucająca się w oczy (porządkowanie giełdy, czyszczenie spamerów i takie tam mało wdzięczne zajęcia), ale jest niezwykle potrzebna. Dziękuję za sugestie, pomysły, za wsparcie. Dziękuję wszystkim, którzy dołożyli swoją cegiełkę do naprawdę dobrego roku 2016 na naszym forum. Na bank zapomniałem wymienić "z nicka" kilka osób, które mocno nam pomogły. Ominęły nas większe problemy techniczne. W porównaniu z nalotem botów na początku 2015 roku i dziwnymi przekierowaniami z google'a, zeszłoroczni goście ze wschodu to niegroźne incydenty. Nie mieliśmy też większych problemów z serwerem i silnikiem forum, a jeśli takie się pojawiły (2-3 razy w ciągu roku?) byłby szybko likwidowane. Ominęły na również większe spory i zadymy. Kilka pomniejszych incydentów zawsze się zdarzy przy takiej ilości ludzi, charakterów, opinii. Bardziej martwiłbym się gdyby tak nie było Co dalej? Pod koniec roku ogłosiliśmy dwa konkursy. Nie są to przypadkowe akcje. Nie chcemy, żeby konkursy stały się sensem istnienia forum czy naganiaczami do aktywności, ale efektem treści i materiałów jakie u nas się pojawiają i przy okazji czegoś uczyły. Zwróćcie uwagę, że żeby wziąć w nich udział i nawet wygrać, wystarczy korzystać z zasobów forum. Nie potrzeba dobrej pogody (znów ta pogodo-odporność), ani nawet sprzętu. W obu przypadkach niezbędne materiały znajdziecie właśnie tutaj. Na ten rok zaplanowanych jest trochę zmian technicznych, które mogą wprowadzić chwilowe niedogodności, ale są niezbędne w dalszym rozwoju i zapewnieniu większego bezpieczeństwa. Oprócz tego jest jeszcze trochę ciekawych pomysłów, niektóre naprawdę ambitne. Jedziemy dalej, pracujemy dalej, bawimy się dalej. Ok, koniec słodzenia Trochę czystych liczb i wykresów: W 2016 roku: Napisaliśmy 54.877 postów. Średnio prawie 150 dziennie (149,94). Rok temu było to 42.373 a jeszcze rok wcześniej 38.009. Dni z największą ilością: 28 grudnia – 320 postów 27 grudnia – 295 postów 12 września – 279 postów 21 kwietnia – 262 posty 11 czerwca – 253 posty Dni z najmniejszą ilością: 5 marca – 66 postów 8 listopada – 72 posty 19 luty – 76 postów 30 stycznia - 79 postów 9 marca – 82 posty Napisaliśmy 6297 prywatnych wiadomości - w poprzednim roku było to 4868, a jeszcze rok wcześniej 4344. Najwięcej w dniu 21 września - 95. Mamy 1002 nowych użytkowników. W 2015 roku było to 848, a w 2014 roku 1094. Tutaj trzeba mieć świadomość, że pewnie uchowało się paru nieproszonych gości, chociaż dołożyłem wszelkich starań żeby spamo-boty na bieżąco pacyfikować. Założyliśmy 4874 nowe tematy, czyli średnio ok 13,31 dziennie. W roku poprzednim było to 4230, a w 2014 roku 3716. Najwięcej 28 grudnia - 29 nowych wątków. Tematy założone od 1 stycznia do 31 grudnia 2016 roku miały 6.500.388 wyświetleń Analogicznie dla tematów z roku 2015, ilość wyświetleń wynosiła 3.980.092. Łącznie tematy założone w latach 2015-2016 miały 14.021.226 wyświetleń (do sumy powyższych dochodzą wyświetlenia wątków z 2015 roku w roku 2016).
  13. Równolegle do idei konkursu obróbki astrofotografii, dojrzewała idea konkursu teoretycznego. Kiedyś prowadziłem tego typu akcję dzięki czemu wyciągnąłem sporo wniosków jak to usprawnić, ułatwić i w ogóle stworzyć bardziej atrakcyjną formę. Wstępnie zaadaptowałem mój stary regulamin, poczyściłem dział i już za miesiąc jedziemy z tematem. Jakie są nowe założenia: Konkurs ściśle związany z forum, głównie z Celestią. Odpowiedzi na wszystkie pytania będzie można znaleźć właśnie u nas. Już trochę tej wiedzy się nazbierało, a w międzyczasie pojawi się więcej. Użycie systemu quizów. Poprzednio brałem na siebie zbieranie na priv odpowiedzi, sprawdzanie poprawności, liczenie punktów. Quizy robią to automatycznie więc to spore ułatwienie, również dla uczestników. Wszystko "podane na tacy" - wystarczy kliknąć parę razy. Podwójne rundy miesięczne. Poprzednio ludzie rezygnowali z konkursu w trakcie, bo przegapili jakiś etap. W nowej formie w każdym miesiącu będą dwie szanse, a pod uwagę będzie brany wynik jednej z nich (jeśli ktoś weźmie udział w obu to bierzemy lepszy). Forma quizowo-opisowa. Oprócz punktów za quiz, będzie można otrzymać dodatkowe punkty za przygotowanie własnego opracowania na wybrany teoretyczny temat, który opublikuje na Celestii. Ta część do przedyskutowania. Jeśli pojawią się lepsze nagrody, konkurs też będzie bardziej wymagający. Jeśli akcja pozostanie formą zabawy - ograniczymy się do quizów. Czas trwania. Tym razem forma półroczna. Runda finałowa w lipcu. Jeśli ktoś z laureatów będzie obecny i wyrazi taką chęć, wręczenie nagrody może odbyć się na wrześniowym zlocie. Grono prowadzące. Mam zapewnienie o pomocy od Bellatrix i LibMara, czyli osób, które sporo tutaj ciekawej wiedzy umieściły. Wstępny zarys regulaminu dostępny tutaj - http://astropolis.pl/topic/44037-celestiada-regulamin/ Zapraszam do dyskusji, może komuś przyjdzie coś ciekawego do głowy, co mi i kolegom moderatorom umknęło
  14. Przed nami ostatni miesiąc roku 2016, który zaczął się ekscytującą koniunkcją Cataliny, przez zorze polarne, tranzyt Merkurego a na wieszczącym koniec świata Super Moonie kończąc. Co przyniesie grudzień w astronomii? Słońce znajduje się w gwiazdozbiorze Wężownika do 18 grudnia wtedy przejdzie do Skorpiona. Astronomiczna zima rozpocznie się 21 grudnia. Będzie to najkrótszy dzień roku. Od tego dnia dzień będzie się systematycznie wydłużał. Wydarzenia Księżycowe 03.12 - Koniunkcja Księżyca z Wenus na niebie zachodnim. Księżyc będzie zbliżał się do pierwszej kwadry dlatego warto wyglądać światła popielatego. Wenus jaśnieje bardzo mocnym blaskiem jeszcze przed zachodem Słońca, co pozwala obserwować ją jeszcze na niebie dziennym. Koniunkcja odbędzie się w odległości 5 st 48'. Oba obiekty będą doskonale widoczne gołym okiem, niestety dystans jakie je będzie dzielił będzie zbyt duży by umieścić je w polu widzenia lornetki bądź teleskopu. 05.12 - Koniunkcja Księżyca z Marsem, oba obiekty będą widoczne na wieczornym niebie zachodnim w odległości 2 st 52' od siebie co pozwoli na obserwacje przez lornetki jak i nieuzbrojonym okiem. 07.12 - Pierwsza Kwadra 10.12 - Odległa koniunkcja Księżyca z planetoidą Ceres. Tym trudniejsze w obserwacji gdyż Księżyc będzie zbliżał się do pełni a Ceres ma jasność około 7 mag. Koniunkcja widoczna tylko przez teleskop w dobrych warunkach. (dwóch obiektów jednocześnie nie zobaczymy). 14.12 - Pełnia Księżyca 22/23.12- Koniunkcja Księżyca, Jowisza i Spiki. Koniunkcja będzie miała miejsce w drugiej połowie nocy, tworząc efektowny trójkąt na niebie. 29.12 - Koniunkcja Księżyca i Merkurego. Oba obiekty będzie dzielił dystans 1 st 45'. Planety Królową wieczornego nieba jest Wenus. Jej jasność już przekracza - 4 mag, co czyni ją najjaśniejszym obiektem na niebie po Księżycu i Słońcu. Wenus będzie tegoroczną gwiazdką wigilijną o czym w osobnym tekście. Jowisz - Jowisz króluje w drugiej połowie nocy nad wschodnim horyzontem. Merkury - Merkury w tym miesiącu osiągnie największą wschodnią elongacje. Mars - widoczny w pierwszej części wieczoru nad zachodnim horyzontem. Meteory W grudniu czekają na nas Geminidy. Niestety zbiegnie się to z pełnią Księżyca co znacznie utrudni obserwacje. Obiektem macierzystym roju jest planetoida (3200) Phaethon. ZHR około 120. ISS i Irydium Ostatni w tym roku okres widoczności ISS dostępny na http://heavens-above.com/ Obiekty głębokiego nieba w grudniu NGC 891 (Andromeda); IC 342, (Żyrafa); IC 1848, Mel15, NGC 896, NGC 1027, (Kasjopeja); M77, NGC 788, NGC 835, NGC 864, NGC 908, NGC 936, NGC 955, NGC 958, NGC 1015, NGC 1016, NGC 1022, NGC 1042, NGC 1052, NGC 1055, NGC 1087, NGC 1094 (Wieloryb); IC 2006, NGC 1084, NGC 1140, NGC 1187, NGC 1199, NGC 1209, NGC 1232, NGC 1291, NGC 1300, NGC 1309, NGC 1332, NGC 1337, NGC 1353, NGC 1357, NGC 1395, NGC 1400, NGC 1407, NGC 1421, NGC 1426, NGC 1440, NGC 1452, NGC 1453, NGC 1461 (Perseusz i Gromada Galaktyk); NGC 1333, NGC 1342, NGC 1444, Tr2 (Perseusz); M45 (Byk); NGC 777, NGC 784, NGC 890, NGC 925, NGC 949, NGC 959, NGC 978A/B (Trójkąt); Top 10 lornetkowych DSSów: M34, M45, Mel15, Mel20, NGC 869, NGC 884, NGC 1027, NGC 1232, St2, St23 Top 10 obiektów głębokiego nieba w grudniu: M34, M45, M77, NGC 869, NGC 884, NGC 891, NGC 1023, NGC 1232, NGC 1332, NGC 1360 Wyzwanie DSS na grudzień : vdB14 (Żyrafa); Urodzeni w grudniu: Tycho Brahe, Johannes Kepler, Isaac Newton, Arthur Eddington. źródła: cloudynights.com in-the-sky.org opracowanie: nighstars.pl
  15. Wczorajsze halloween (czy jak to zwą) przypomniało mi zeszłoroczną planetoidę, która została okrzyknięta "Planetoidą na halloween" z powodu kształtu jaki przybrała. Jednak podobnie jak w 2013 roku gdy blisko Ziemi miała przelecieć planetoida i zrobiło sie "bum" w Czelabińsku, tak i tym razem pojawił się mocny pocisk W tym roku jedyne co zobaczyłem na pożegnanie października to świecącą dynie u sąsiadów, o naszych niemiłych latarniach nie wspominając Jaki będzie listopad pod względem atrakcji astronomicznych? Wydarzenia Księżycowe 07.11 - Pierwsza kwadra 12.11 - Koniunkcja Księżyca z Uranem - w odległości 2 st 41' - co pozwoli dostrzec oba obiekty w polu widzenia lornetki, niestety zbyt duża odległość by dostrzec je jednocześnie w polu widzenia teleskopu. Około 21.30 oba obiekty będą górować na południowym niebie 14.11 - Pełnia Księżyca, Księżyc znajdzie się w perygeum, wystąpi tzw. Super Pełnia (UWAGA! Najbliższa pełnia będzie największą od początku XXI wieku. - nie ma to większego znaczenia ale piszę jako ciekawostkę ) 21.11 - Ostatnia kwadra 25.11 - Koniunkcja Księżyca z Jowiszem - bliska koniunkcja, oba obiekty będzie dzielić 1 st 50' - podobnie jak w przypadku Urana to zbyt dużo by dostrzec je w polu widzenia teleskopu ale koniunkcja będzie doskonale widoczna gołym okiem i w lornetkach. Obserwacje najlepiej rozpocząć przed godz. 6.00. Księżyc w okolicach nowiu pozwoli uwiecznić światło popielate. 29.11 - Nów Księżyca Planety 1 listopada minął więc mogę chyba rzucić hasłem: coraz bliżej święta.. Pamiętam gdy kilka lat temu wpadłem na pomysł, że jakaś gwiazda chyba eksplodowała bo coś dość mocno świeci na zachodnim horyzoncie. W tym roku gwiazdką Bożego Narodzenia (wszystko na to wskazuje) będzie Wenus. Na zachodnim niebie świeci już z jasnością większą niż -4 mag. Warunki do jego obserwacji będą się z każdym dniem poprawiać. Czerwona Planeta tuż po zachodzie Słońca świeci nisko nad zachodnim horyzontem. Planety tornad należy wypatrywać przed świtem. Jej blask to niecałe -2 mag, co sprawia, że będzie najjaśniejszym obiektem porannego nieba. Meteory 12 listopada czeka nas maksimum roju Północnych Taurydów, na które warto zwrócić uwagę ze względu na efektowne bolidy. ZHR = 5. Radiant roju znajduje się w gwiazdozbiorze Byka. Rój związany jest z planetoidą 2004 TG. 18 listopada również czeka nas atrakcja w postaci maksimum roju Leonidów. Obiektem macierzystym jest kometa 55P/Tempel -tuttle, której okres obiegu wynosi ponad 30 lat. Ostatni raz pojawiła się w okolicach Słońca w 1998 roku więc przyjdzie nam sobie poczekać bowiem jej zbliżenie daje naprawdę ogromne deszcze meteorów. W 1998 roku zhr określono nawet na 3000 obiektów na godzinę. ISS Stacja kosmiczna będzie pojawiać się do 17 listopada nad ranem. Jest to obiekt świecący światłem ciągłym, w momencie przelotu najjaśniejszy na niebie. Godziny przelotów dostępne na http://heavens-above.com/.
  16. Najbardziej kolorowy miesiąc w roku się rozpoczął. Choć wielu ze smutkiem pożegnało lato, jesień stanowi prawdziwą gratkę dla miłośników astronomii. Coraz dłuższe wieczory i noce sprawiają, że mamy dużo więcej czasu na obserwacje nieba. I tak będzie aż do początku astronomicznej zimy, kiedy proces ten się odwróci. Ale zanim znów zagoszczą białe noce na niebie minie ponad pół roku, cieszmy się nocami i oby dopisała nam pogoda. widok na niebo październikowe o północy - stellarium Wydarzenia Księżycowe 01.10 - Nów Księżyca 06.10 - Koniunkcja Księżyca z Saturnem - wieczorna koniunkcja widoczna na zachodnim niebie, księżyc będzie na 3 dni przed pierwszą kwadrą. Warto spróbować rejestrować światło popielate. Odległość obiektów 4 st. 08.10 - Koniunkcja Księżyca z Marsem - podobnie jak w przypadku Saturna również wieczorna koniunkcja. Księżyc na dzień przed pierwszą kwadrą w towarzystwie czerwonej planety. 09.10 - Pierwsza kwadra 16.10 - Pełnia Księżyca 18/19 .10 - Koniunkcja Księżyca z Aldebaranem - choć najciekawsze koniunkcje z Aldebaranem i efektowne zakrycia za nami na kilka ładnych lat, to warto przyjrzeć się koniunkcji naszego satelity z tą piękną gwiazdą. Nad ranem 19 października oba obiekty będzie dzielił dystans 2 st. 22.10 - Trzecia kwadra 28.10 - Koniunkcja Księżyca z Jowiszem - koniunkcja poranna. Księżyc w okolicach nowiu i Królowa planet w poprzednim sezonie obserwacyjnym. Czego chcieć więcej? 30.10 - Nów Księżyca W najbliższych dniach jak i pod koniec miesiąca warto wypatrywać światła popielatego. Planety Merkury - widoczny przed świtem, słabe warunki obserwacyjne, jednak z każdym dniem coraz większa jasność planety. Wenus - druga planeta od Słońca sprawiać będzie trudności obserwacyjne. Październik nie jest najlepszym miesiącem do jej obserwacji. Mars - widoczny każdego wieczoru po zachodzie Słońca nad zachodnim horyzontem. Z biegiem godzin jednak jego wysokość maleje. Jowisz - Jowisz widoczny będzie od drugiej połowy miesiąca. Planeta, która królowała na wiosennym niebie rozpoczyna kolejny okres widoczności tuż przed wschodem Słońca. Saturn - ostatni dzwonek żeby ujrzeć władcę pierścieni. Planeta jest widoczna każdego wieczoru, tuż po zachodzie Słońca na zachód od Marsa. Wydarzenia związane z Planetami 11.10 - Bardzo bliska koniunkcja Merkurego z Jowiszem. Obie planety będzie można uchwycić w lornetkach. Obserwacje należy rozpocząć tuż przed wschodem Słońca. Widoczność ISS Międzynarodowa Stacja Kosmiczna będzie widoczna od pierwszego do 19 października w godzinach wieczornych. Jest możliwość dostrzeżenia go w towarzystwie statku transportowego Cygnus. Niestety jeszcze do tej pory nie miałem szczęścia dostrzec obu statków, więc może w końcu się uda. Godziny przelotów ISS dostępne na stronie http://heavens-above.com WAŻNE! Ci z Was, którzy będą pierwszy raz obserwować Międzynarodową Stacje Kosmiczną, pamiętajcie, że jest to obiekt lecący z zachodu na wschód. Nie mruga, świeci jednostajnym światłem i w momencie przelotu to najjaśniejszy obiekt na niebie. Leci bardzo szybko a astronauci robią tam kawał dobrej roboty Flary Irydium Bardzo ciekawym zjawiskiem na niebie są flary irydium. Niedzielnym astronomom lub osobą, które spędziły pod ciemnym niebem troche czasu często spędzają sen z powiek. Nagłe pojaśnienie na niebie, które za chwile znika. Nierzadko o jasności - 8 mag. Tak, to właśnie flary irydium, czyli nic innego niż odbite promienie słoneczne z anten satelitów. Godziny przelotów również na: http://heavens-above.com/.. P.S. Pamiętajcie, żeby wcześniej ustawić swoją lokalizacje na stronie. Roje meteorów W październiku zobaczyć można aż trzy roje meteorów. Jednak jeden z nich jest dość szczególny, eksplodujący. Oczywiście po sierpniowym deszczu perseidów ciężko będzie niektórych przekonać że kilka zjawisk na godzinę to coś czemu warto poświecić noc.. jednak zapewniam.. warto! DrakonidyMaksimum roju - 8 października. Jest to wolny rój, którego radiant znajduje się w Gwiazdozbiorze Smoka który obecnie znajduje się niemalże w zenicie. To pozostałości po komecie 21P/Giacobini-Zinner. Dość ciekawy rój ze względu na prędkość meteorów, która wynosi 20 km/s. ZHR jest zmienne. Południowe TaurydyMaksimum roju wypada 10 października. Radiant w okolicy gwiazdozbioru Barana. Każdego roku tworzy efektowne bolidy. Jest pozostałością po komecie Enckiego. ZHR wynosi 5. OrionidyGwiazdozbiór Oriona to moja wielka miłość i chyba każdej osoby, która z nim się bliżej zapozna. A orionidy swój radiant posiadają właśnie w nim. Warto wyjść na obserwacje nad ranem 22 października kiedy to rój ma swoje maksimum a prognozy wskazują na 15 zjawisk w ciągu godziny. Prognoza pogody z przymróżeniem oka W dniach kiedy księżyc nie będzie przeszkadzał w obserwacjach prognozujemy zachmurzenie całkowite. W trakcie pełni większe przejaśnienia i dobre warunki obserwacyjne. Zachęcamy do pozostania w domach :]
  17. Istnieje wiele różnych klasyfikacji ciał niebieskich. Klasyfikacje te pozwalają astronomom na grupowanie obiektów ułatwiając kolejne badania i zwykły przepływ informacji między badaczami. Jednak nie wszystkie obiekty pozwalają się tak precyzyjnie "zaszufladkować". Sklasyfikowanie brązowych karłów nie jest łatwe. Są one zbyt masywne na planety, a zbyt małe, aby umieścić je w towarzystwie gwiazd, ale jednocześnie posiadają pewne cechy obu grup obiektów. Obecnie przyjmuje się, że każde ciało nie będące gwiazdą, o masie powyżej 13 mas Jowisza, jest brązowym karłem. Bywają czasami nazywane "nieudanymi gwiazdami" ponieważ są słabym, mało masywnym rodzeństwem pełnoprawnych gwiazd ale fascynują astronomów z różnych powodów. Ciągle jednak niewiele o nich wiemy. Co więcej, ten kosmiczny "dylemat" nie był pewny aż do 1995 roku gdy odkryto Gliese 229B - pierwszego potwierdzonego brązowego karła. BRĄZOWE KARŁY NIE SĄ BRĄZOWE, A BRĄZOWY NIE JEST KOLOREM „Oczywiste było, że potrzebny jest kolor opisujący te karły, który byłby między czerwonym i czarnym. Zaproponowałam kolor brązowy i Joe (Silk) protestował ponieważ brązowy nie jest kolorem ...” Dr Jill Turner W 1963 roku astronom Shiv Kumar z Uniwersytetu Virginia wysunął założenie, że ten sam proces grawitacyjnego kurczenia się, który formuje gwiazdy z obłoków pyłu i gazu, mógłby również ukształtować mniejsze obiekty. Zamiast płonących czerwonym, żółtym, niebieskim lub białym światłem w wyniku fuzji jądrowej, mogłyby być ogrzewane przez grawitacyjny kolaps. Teraz już wiemy na pewno, że takie obiekty istnieją. Nazywamy je brązowymi karłami, ale nie są w rzeczywistości brązowe. Więc jakiego są koloru? Określenie "brązowy karzeł" zostało wymyślone przez Dr Jill Tarter w 1975 roku do opisania tych hipotetycznych wówczas obiektów i okazało się popularniejsze niż inne ówczesne i późniejsze propozycje jak "podgwiazda", "karzeł podczerwony" czy "planetar". Od połowy lat 80-tych naukowcy intensywnie poszukiwali odpowiedzi na pytanie jak częstym są zjawiskiem o ile w ogóle istnieją. Trudność w obserwacji tych obiektów związana była z bardzo słabym światłem jakie emitują. Brązowy to nie kolor, nie dla astronomów. Gdy bierze się pod uwagę kolor gwiazdy, astronomowie mówią o długości fali światła emitowanego w największej ilości przez daną gwiazdę. Gwiazdy emitują światło o różnych długościach fal, ale nie mogą emitować brązowego. Dr Kenneth Brecher jest profesorem na Uniwersytecie Bostońskim oraz głównym badaczem projektu LITE. Jest to projekt, który wykorzystuje szereg eksperymentów, w celu zrozumienia jak ludzie postrzegają kolory. Brecher wykonał prezentację na spotkaniu American Astronomical Society o rzeczywistej barwie brązowych karłów. Problem polega na tym, że "kolor" brązowy i zbliżone do niego, są bardzo uzależnione od otoczenia w jakim się znajdują. Im ciemniejsze otoczenie tym bardziej skłaniamy się do wersji, że widzimy kolor pomarańczowy. Dlatego bardzo ciężko odwzorować, jaki kolor zobaczylibyśmy spoglądając z niewielkiej odległości na przeciętnego brązowego karła, ale posługując się popularnym kodem szesnastkowym, byłby to mniej więcej EB4B25 o wartości RGB: R-235, G-75, B-37. Wygląda bardziej na czerwonawy pomarańcz niż brąz. GWIEZDNE NIEWYPAŁY Przepis na przygotowanie brązowego karła rozpoczyna się tak samo jak przepis na gwiazdę. W największym skrócie, gwiazdy na ogół tworzą się kiedy mgławica pyłu i gazu jest z jakiegoś powodu zaburzona i zaczyna się zapadać. Obłoki takie zawierają w większości wodór i hel, lecz mogą też posiadać niewielkie ilości deuteru i litu. Po skondensowaniu, tworzy się obiekt wystarczająco masywny aby zapalić fuzję jądrową. Brązowe karły to obiekt jaki powstaje, kiedy ten proces się nie powiedzie, gdy protogwiazda nie uzyska wystarczającej masy do utrzymania syntezy jądrowej. Jak gorąca musi być protogwiazda aby podtrzymać fuzję jądrową? Około 10.000.000° Celsjusza, Ile do tego potrzeba masy? Około 75-80 razy więcej niż masa Jowisza. To powyższe to absolutne minimum potrzebne do stworzenia najmniejszych i najzimniejszych gwiazd. Każda gwiazda, która jest większa, gorętsza i jaśniejsza wymaga o wiele więcej materii. Z brązowymi karłami jest inaczej. Z jakiegoś powodu nie było wystarczająco dużo materii w danym obszarze, aby protogwiazda "zapaliła się". Pozostała po prostu kulą gazu, która przez pewien czas jest w stanie syntezować deuter. Ile potrzeba masy do zapoczątkowania reakcji syntezy deuteru? Około 13 razy więcej niż masa Jowisza. Temperatura brązowych karłów może być nawet bardzo zbliżona do temperatury "gwiezdnej", ale może również być porównywalna do temperatury "planetarnej" a ich masy również wahają się także między gwiazdami i gigantycznymi planetami gazowymi. Są one szczególnie interesujące dla naukowców, ponieważ mogą dostarczyć sporo wskazówek na temat procesów formowania się gwiazd. Brązowe karły i gazowe olbrzymy gazowe takie jak Jowisz są fizycznie zadziwiająco podobne. Główną różnicą jest temperatura. Brązowe karły mogą mieć temperatury zbliżone do 2000°C lub stosunkowo niskie, niewiele powyżej zera. W 2014 roku odkryto obiekt (WISE J085510.83-071442.5), którego temperatura wynosi od −48 do −13 °C jednak z powodu niewielkiej masy określany jest mianem "brązowego podkarła", może być również samotną planetą. Temperatura panująca na umownej powierzchni Jowisza czy Saturna schodzi poniżej -100°C. Taka różnica temperatury sprawia, że materia obu rodzajów obiektów zachowuje się w różny sposób. Na przykład woda pozostaje zwykle w postaci gazowej na brązowych karłach, a zamarza na gazowych gigantach. "BRĄZOWE" TYPY WIDMOWE Chociaż oznaczone jako "brązowe", podzielone są na klasy oparte na pasmach absorpcji w widmie. Wszystkie znane nam gwiazdy klasyfikujemy według typów widmowych. Główne typy widmowe od najgorętszych do najchłodniejszych to: O, B, A, F, G, K i M. Jednak czerwone karły stają się coraz chłodniejsze i nikną z czasem, aż jedyne światło jakie emitują ograniczy się do zakresu podczerwieni. Aby możliwa była ich klasyfikacja, astronomowie dodali typy widmowe L, T oraz Y. Typ M Temperatura 3500-2100 K. Bardzo zbliżone do czerwonych karłów, stanowią pewnego rodzaju połączenie między dwoma rodzajami obiektów. Czerwone karły na chłodniejszym końcu klasyfikacji uważa się brązowe karły i nazywane są "late-M dwarves". W widmie dominują linie absorpcyjne TiO, VO, H2O, CO. Ich barwę można określić jako brudną czerwień. Znamy ponad 300 takich obiektów. Typ L Temperatura 2100-1300 K. W tej klasie linie absorbcyjne tlenków są zastępowane przez wodorki (FeH, CrH, MgH, CaH) i silne linie metali alkaicznych. Gwiazdy w tej klasie są purpurowo-czerwone. Znamy ponad 1300 takich obiektów. Typ T Temperatura 1300-500 K. Tutaj widzimy silne linie CH4 i H2O oraz ekstremalnie szerokie Na I i K I. Znamy prawie 600 takich obiektów. Typ Y Temperatura poniżej 500 K. Najzimniejsza możliwa kategoria, która była zaledwie hipotetyczna, aż do niedawnych odkryć szeregu niezwykle ciekawych karłów. Obecnie 21 brązowych karłów zostało przypisanych do klasy Y. Nie wydzielają praktycznie żadnego światła więc fizycznie są najbliższe planetom. Dostrzeżenie tych obiektów było możliwe dzięki obserwacjom w zakresie podczerwieni przez teleskop WISE. Brązowy karzeł tuż po swoich narodzinach, przez stosunkowo niedługi czas (kilka milionów lat) jest w stanie syntezować deuter jednak cały czas stygnie. Dlatego też typ widmowy brązowego karła odzwierciedla jego wiek. Brązowe karły zwykle rozpoczynają żywot jako obiekty typu L i z biegiem czasu stygną stając się się obiektami kolejnych typów. NAJBLIŻSI SĄSIEDZI Źródełka: http://www.solstation.com/stars/pc10bd.htm http://www.universetoday.com/23247/if-brown-isnt-a-color-what-color-are-brown-dwarfs/ http://futurism.com/what-is-the-difference-between-brown-dwarfs-gas-giants-and-stars/ http://www.guide-to-the-universe.com/brown-dwarf-star.html http://www.csmonitor.com/Science/2015/0730/Are-brown-dwarfs-stars-or-planets-Check-their-auroras https://carnegiescience.edu/news/when-it-comes-brown-dwarfs-“how-far”-key-question http://w.astro.berkeley.edu/~basri/bdwarfs/SciAm-book.pdf Polecam szczególnie ostatni link. Wszystkie obrazki z dedykacją dla Hamala - miłośnika obrazków.
  18. Nawet "niedzielni" obserwatorzy nieba wiedzą, że co roku spodziewać się można roju meteorów, po którym można oczekiwać nawet 100 zjawisk na godzinę w czasie przyjemnych, ciepłych, lipcowo-sierpniowych nocy. Podobnie jak w latach ubiegłych, za początek roju Perseidów uważa się 17 lipca, czyli dzisiejszą noc. Ich największa wydajność to stosunkowo krótki okres czasu tuż przed połową sierpnia, ale warto już teraz przygotować się na ich obserwacje i mieć świadomość, że w niewielkich ilościach mogą pojawić się w czasie najbliższych nocy. RYS HISTORYCZNY Obserwujemy je już co najmniej prawie 2000 lat, a najstarsze chińskie zapiski o obserwacjach pochodzą z 36 roku naszej ery. Liczne wzmianki pojawiają się w chińskich, japońskich i koreańskich relacjach między ósmym a jedenastym stuleciem ale tylko sporadyczne odniesienia znajdujemy w późniejszych wiekach. Nazywane są "łzami świętego Wawrzyńca" ponieważ 10 sierpnia jest dniem jego męczeńskiej śmierci i datą festiwalu tego świętego we Włoszech. W 1839 roku po raz pierwszy Eduard Heis określił maksymalną ilość meteorów na godzinę (160). Od tej pory, co roku prowadzone są obliczenia ZHR. Obserwacje i obliczenia poczynione między 1864 i 1866 rokiem przez GV Schiaparelliego pozwoliły wykazać związek między rojem a okresową kometą 109P/Swift-Tuttle, która została odkryta w 1862 roku i było to pierwsze powiązanie roju meteorów z kometą (tuż później Schiaparelli powiązał Leonidy z kometą Tempel–Tuttle). Ostatnie pojawienie się komety 109P/Swift-Tuttle miało miejsce w 1992 roku. Nie było to spektakularne zjawisko ale dawało nadzieję na wysyp meteorów rok później. W sierpniu 1993 roku obserwatorzy z całego świata donosili o 200 do 500 meteorów na godzinę! RADIANT Sprawa radiantu Perseidów jest nieco skomplikowana. Główny radiant znajduje się w pobliżu gwiazdy Eta Persei, ale inne radianty wydają się być aktywne w tym samym czasie. Już w 1879 roku W. F. Denning wskazał na istnienie dwóch równoległych rojów z okolic Chi i Gammy Persei. Ten ostatni rój jest jednym z najbardziej aktywnych rojów wtórnych w XX wieku. Jednym z najnowszych przykładów złożoności roju Perseidów są trzy badania przeprowadzone w latach 1969-1971 przez obserwatorów na Krymie. Oprócz głównego radiantu w pobliżu Ety Persei potwierdziły one istnienie radiantów pobliżu Chi i Gamma Persei, jak również drobne "ogniska" pobliżu Alfy i Bety Persei. Te ostatnie są zwykle krótkotrwałe i poruszają się prawie równolegle do głównego radiantu. KIEDY? Ziemia na swojej orbicie napotyka pozostałości komety Swift-Tuttle od 17 lipca do 24 sierpnia jednak w najbardziej "zatłoczonym" miejscu znajduje się co roku około 12 sierpnia. Oznacza to, że najwięcej meteorów zobaczymy właśnie w okolicach tej daty, ale mniejsze ilości można złapać przez około dwa tygodnie przed maksimum i niecałe dwa tygodnie po nim. Gwiazdozbiór Perseusza najlepiej widoczny będzie w drugiej połowie nocy. Wtedy też, pod horyzontem zniknie Księżyc przebywający 12 sierpnia w gwiazdozbiorze Wężownika. Co prawda, fazy Księżyca nie są tak korzystne jak w zeszłym roku ale nów 3 sierpnia i stosunkowo wczesne zachody naszego satelity w kolejnych dniach sprawiają, że nie będzie on rozświetlał nieba w najbardziej optymalnych godzinach. Najbardziej obfita powinna być noc w 11 na 12 sierpnia, ale nie można lekceważyć możliwości jednej nocy przed nią i jednej nocy po maksimum. Aktywność Perseidów w 2015 roku, http://www.imo.net WIĘCEJ NIŻ ZWYKLE? Jest duża szansa na wyższą niż zwykle aktywność tegorocznych Perseidów ze względu na wzrost aktywności mający miejsce co 12 lat spowodowany przez zaburzenia strumienia meteorów przez Jowisza. Wcześniejsze podwyższone ilości Perseidów zanotowano w 1968, 1980, 1992 i 2004 roku. Michaił Masłow i Esko Lyytinen przewidują, że w 2016 roku będziemy przechodzić przez część strumienia, który został przesunięty bliżej orbity ziemskiej przez Jowisza. W konsekwencji, ZHR może osiągnąć poziom 150-160. Jérémie Vauballion z IMCCE przewiduje również dodatkowy impuls aktywności, który może przyjść około 7 godzin przed zapowiadanym maksimum. CZEGO POTRZEBUJESZ? Jak podkreśla Bill Cooke, ekspert NASA ds meteorów, kluczem do owocnych obserwacji deszczu meteorytów jest "złapanie jak najwięcej nieba, jak to możliwe". Udaj się w miejsce gdzie niebo jest możliwie wolne od zanieczyszczenia sztucznym światłem - na przedmieścia miasta lub na wieś i przygotuj do siedzenia na zewnątrz przez kilka godzin. Przystosowanie oczu do ciemności trwa około 30 minut, a im dłużej czekasz na zewnątrz, tym więcej zobaczysz. Zakładana aktywność 100-150 meteorów na godzinę, oznacza dwa lub trzy meteory na minutę - słabe smugi bądź efektowne bolidy. Niektórzy miłośnicy astronomii planują wspólnie prowadzić obserwacje, ale każdy z was, kto planuje obserwacje "u siebie" powinien zabrać coś wygodnego do siedzenia, przekąski i jakiś odstraszający środek na owady. Następnie po prostu zrelaksuj się i spójrz w górę na niebiańskie show. Jeśli ktoś planuje złapać meteory na matrycy swojego aparatu, a nie wie jak się do tego zabrać, polecam tutorial naszego szeroko-polowego specjalisty - http://nightscapes.pl/blog/fotografujemy-perseidy/ Zeszłoroczny "perseidowy" APOD Źródełka: http://www.popastro.com/meteor/activity/activity.php?id_pag=228 http://www.space.com/32868-perseid-meteor-shower-guide.html http://meteorshowersonline.com/perseids.html
  19. WYBRANE NAJCIEKAWSZE GWIAZDY PODWÓJNE I WIELOKROTNE Gwiazdy podwójne (oraz wielokrotne) mogą mieć różną naturę. Istnieją takie, które znajdują się blisko siebie i łączą je wzajemne oddziaływania grawitacyjne. Są to tak zwane gwiazdy fizycznie podwójne. Innym rodzajem są gwiazdy podwójne, których wzajemne położenie sprawia wrażenie, jakby były one położone blisko siebie, jednak nie wiążą ich żadne sily grawitacyjne. Mówimy wówczas o gwiazdach podwójnych optycznie. Możliwa jest również taka gwiazda podwójna, której składników nie da się rozróżnić, nawet przy pomocy największych teleskopów. Jednak analiza widma spektroskopowego wskazuje na ich binarny charakter. Takie układy nazywamy gwiazdami spektroskopowo podwójnymi. Niniejsze opracowanie jest zestawieniem gwiazd podwójnych fizycznie lub optycznie, których właściwości pozwalają na obserwację przy użyciu teleskopów o różnych parametrach. Kompendium zawiera również adnotacje dotyczące typów widmowych oraz wskaźników barwy omawianych gwiazd, w zestawieniu z barwami, które są widziane przez obserwatorów. Jak się okaże, rzeczywiste kolory gwiazd nie zawsze pokrywają się z tym, co widzi i opisuje obserwator. W niektórych przypadkach obserwowane barwy są kwestią subiektywną i odmienną dla różnych obserwatorów. I LYRA (Lutnia) Zeta Lyrae (ζ Lyr) – klasyczny przykład układu podwójnego. Stopień separacji pomiędzy składowymi wynosi 44'' (sekundy kątowe). Wielkości gwiazdowe składników są równe 4,3m i 5,7m. Takie parametry układu (jasność oraz separacja) pozwalają na obserwację gwiazd składowych nawet przy pomocy niewielkiego teleskopu. Barwa widziana przez obserwatorów jest opisywana zwykle jako czerwona oraz niebieskawozielona. Beta Lyrae (β Lyr, Sheliak) – układ wielokrotny. Dwa ze składników tworzą układ zmienny zaćmieniowy. Znajdują się tak blisko siebie, że odkształcają się wzajemnie i nawet posiadają wspólną otoczkę. Jednak rozróżnienie składowych układu nie jest możliwe przy pomocy amatorskich teleskopów. Są one widoczne jako jedna gwiazda. Dla obserwatorów dostępne są tylko trzy pozostałe składniki: 6,7m (odległość od pierwszej opisanej pary wynosi 47''), 9,2m (separacja 69'') oraz 9,0m (separacja 86''). Epsilon Lyrae (ε Lyr) – ciekawy układ binarny, w którym każda z gwiazd składowych jest także podwójna. Gwiazdy ε1 oraz ε2 oddalone są od siebie o wielką odległość 3,5' (minut kątowych!) i możliwe jest rozróżnienie ich gołym okiem. Wielkości gwiazdowe obu składników są zbliżone i wynoszą 5,0m. Jak już wspomniano, są one również układami podwójnymi. Rozbicie ich na składowe jest możliwe przy użyciu większego teleskopu. Separacja dla gwiazd układu ε1 wynosi 2,5'' a dla ε2 2,4''. II BOOTES (Wolarz) Epsilon Bootis ( ε Boo, Izar) – gwiazda podwójna o niskim stopniu separacji wynoszącym zaledwie 2,9''. Oba składniki dość jasne: 2,5m i 4,9m. Barwa układu jest piękna: kontrastowa niebiesko-żółta. Ksi Bootis (ξ Boo) – gwiazda podwójna będąca jednocześnie gwiazdą zmienną. Z uwagi na niewielką odległość od ziemi (22 lata świetlne) pozorny dystans pomiędzy obiema składowymi układu podlega zmianom. Obecnie wynosi około 6,5''. Gwiazdy wchodzące w skład Ksi Bootis należą do typów widmowych G8 oraz K4. Pierwszy z nich (jaśniejszy: 4,7m) widziany jest jako żółty, a drugi (ciemniejszy: 7,0m) ma barwę pomarańczową. Pi Bootis (п Boo) – gwiazda podwójna o separacji 5,6'' i wielkościach gwiazdowych skladników: 4,5m oraz 5,9m i typach widmowych odpowiednio: B9 oraz A. Kolor obu gwiazd widzianych w okularze teleskopu, zbliżony jest do niebieskiego. III CEPHEUS (Cefeusz) Xi Cephei ( ξ Cep, Alkurhah) - gwiazda podwójna o separacji 7,8'' oraz wielkościach gwiazdowych składników: 4,4m i 6,5m. Wskaźniki barwy wynoszą odpowiednio: 0,38 oraz 0,52. Obserwowane zabarwienie gwiazd jest błękitne (dla obu składników). Delta Cephei (δ Cep) – gwiazda zarówno podwójna jak i zmienna. Ponadto jest głównym przedstawicielem gwiazd zmiennych typu cefeidy. Przedział zmian jasności to 3,6m- 4,4m. Drugi składni Delty Cephei jest znacznie ciemniejszy, Wykazuje jasność 7,5m. Stopień separacji między składowymi wynosi 41''. Gwiazdy bez problemu można dostrzec i rozróżnić nawet przez niewielki sprzęt. Widziane barwy układu są opisywane zwykle jako błękitna i żółta. Beta Cephei (β Cep, Alfirk) – bardzo dobrze widoczna gwiazda podwójna. Wielkość gwiazdowa jaśniejszej składowej wynosi 3,2 magnitudo. W odległości 13'' od niej znajduje się słabszy składnik (7,9m). Interesujący jest fakt, iż wskaźnik barwy (B-V) dla jaśniejszej z gwiazd wynosi -0,19, zaś dla ciemniejszej aż 3,50 (sic!). Jednak obserwatorzy opisują barwy układu jako białą i niebieskawą. IV GEMINI (Bliźnięta) Alfa Geminorum (α Gem, Kastor) – układ wielokrotny. Jest złożony z trzech par gwiazd, których sumaryczna, wypadkowa jasność wynosi 1,5m, a więc jest to gwiazda bardzo jasna i łatwo dostrzegalna. Nawiązując do symbolicznego kształtu, zarysu konstelacji, gwiazda Kastor stanowi głowę jednego z bliźniąt. Patrząc gołym okiem, bez problemu możemy stwierdzić, że Kastor wyraźnie różni się swym błękitnawym zabarwieniem od kontrastującego z nim pomarańczowego Polluksa. Przyglądając się Kastorowi przez niewielki teleskop, dostrzegamy, że składa się z dwóch gwiazd o jasności 1,9m i 3,0m przedzielonych dystansem zaledwie 4''. Dystans ten podlega cyklicznej zmianie. W zasięgu możliwości amatorskiego teleskopu znajduje się również gwiazda zmienna zaćmieniowa YY Gem (jej jasność waha się w zakresie 9,1m-9,7m z okresem 0,81 dnia). YY Gem jest położona w odległości 72'' od poprzednich dwóch składowych Kastora. Każdy z trzech składników jest układem spektroskopowo rozdzielnym. Delta Geminorum (δ Gem, Wasat) – gwiazda podwójna o stopniu separacji równym 6'' oraz wielkościach gwiazdowych składników układu: 3,5m i 8,2m. Jaśniejsza z gwiazd ma barwę jasnożółtą, a słabsza liliowo-różową. Eta Geminorum (η Gem, Tejat Prior, Propus)- wprawdzie jest to gwiazda rozdzielna spektroskopowo, zatem niemożliwa do rozdzielenia przy pomocy teleskopu (a jedyn ie na podstawie analizy widma spektroskopowego, co nie eży w zasięgu możliwości astronoma amatora), jednak jest warta uwagi ze względu na swój piękny złoty kolor. 38 Geminorum- gwiazda podwójna. Jaśniejszy składnik ma blisko 5 magnitudo, a słabszy zaledwie 10,5m. Separacja wynosi 7,6''. Niektórzy obserwatorzy opisują kolor gwiazd skałądowych jako bladożółty oraz szarawo-liliowy. Inni określają barwę drugiego, słabszego składnika jako lekko pomarańczowy albo nawet blado błękitny. V ORION (Orion) Beta Orionis (β Ori, Rigel) – błękitny olbrzym będący układem podwójnym. Gwiazda towarzysząca leży w odległości 9,5'' i ma jasność 6,7m. Jednak zaobserwowanie ciemniejszego składnika jest sporym wyzwaniem, gdyż niknie on w silnym blasku blisko położonej gwiazdy głównej. Rho Orionis (ρ Ori) – Gwiazda podwójna o jasności składowych 4,6m oraz 8,3m. Odległość jaka je dzieli jest równa 7''. Jaśniejszy składnik jest żółtopomarańczowy, a słabszy biały. Układ ten można obserwować przy użyciu niewielkiego sprzętu. Zeta Orionis (ζ Ori, Alnitak) – jedna z trzech gwiazd tworzących Pas Oriona. Jest układem potrójnym złożnym z gwiazdy białej, błękitnej oraz lekko czerwonawej. Składnik A jest układem spektroskopowo binarnym (dystans wynosi zaledwie 42 milisekund kątowych). Składowa B jest oddalona od składowej A o 2,4'', a składowa C od składowej A o 57''. Zatem ζ Ori może być wyzwaniem zarówno dla astronomów z najprostszym, jaki i nieco większym sprzętem. Jota Orionis (ι Ori, Hatsya) – gwiazda poczwórna. Jeden z widocznych składników układu należy do typu widmowego O9, zaś drugi do B1. Odległość między nimi jest równa 14''. Składnik C zaliczamy do typu B8. Znajduje się on w odległości 11'' od składnika A. Czwarta, najciemniejsza składowa D (11m) jest oddalona od A o 49''. Lambda Orionis (λ Ori, Meissa) – położona w miejscu symbolicznej szyi Oriona. Jest gwiazdą podwójną o dość jasnych składnikach (3,7m i 5,6m), odległych od siebie o 4,4''. Jaśniejszy składnik Meissy to bardzo gorąca gwiazda niezwykle rzadkiego typu widmowego O4, której wskaźnik barwy jest równy -0,19 i sugeruje mocno niebieskie zabarwienie. Słabsza składowa układu o typie widmowym B1 wykazuje wskaźnik barwy 0,0. Zatem, w rzeczywistości są to gwiazdy niebieska oraz biała. Ale część obserwatorów widzi je jako lekko żółtą i fioletowawą lub białą i fiołkową. Jaki kolor Ty widzisz? Teta Orionis (θ Ori, Trapezium) – układ poczwórny zlokalizowany w centrum Wielkiej Mgławicy Oriona (M42). Są to bardzo młode gwiazdy uformowane z materii mgławicowej. Tak naprawdę Trapez jest gromadą otwartą złożoną z wielu gwiazd, jednak wspomniane cztery są najjaśniejszymi punktami obiektu. Gwiazdy składowe mają kolor białawy, żółtawy oraz błękitny, ale spora grupa obserwatorów określa je jako: białawy, lekko liliowy, granatowy oraz czerwony. Jest to prawdopodobnie efekt oddziaływania mgławicy na obserwowane zabarwienia gwiazd. Delta Orionis (δ Ori, Mintaka) – Jedna z gwiazd Pasu Oriona. Gwiazda podwójna. Jaśniejszy ze składników jest układem podwójnym zaćmieniowym spektroskopowo rozdzielnym. Składnik jaśniejszy (2,4m) należy do gorących niebieskich gwiazd typu widmowego O9,5 II. Jej wskaźnik barwy to -0,03. Ciemniejszy komponent Mintaki (7m) jest oddalony od gwiazdy głównej o 52''. Zatem obserwacja tego układu binarnego nie powinna przysparzać trudności. VI CANIS MAJORIS (Wielki Pies) Eta Canis Majois ( η Cma) – Gwiazda podwójna optycznie, bez wzajemnych powiązań grawitacyjnych. Jaśniejszy ze składników należy do typu widmowego B5 Ia i jest błękitnym nadolbrzymem. Jego wielkość gwiazdowa wynosi 4,5m, a wskaźnik barwy -0,08. W odległości 169'' od gwiazdy głównej znajduje się drugi, ciemniejszy składnik o jasności 6,8m, należący do typu widmowego AO i będący gwiazdą ciągu głównego. Epsilon Canis Majoris ( ε Cma) – gwiazda podwójna. Jaśniejsza składowa należy do typu widmowego B2 II i wykazuje wielkość gwiazdową 1,5 magnitudo. W odległości 7,5'' znajduje się drugi, ciemniejszy składnik (8m). Optyczne rozdzielenie obu gwiazd jest dość trudne z uwagi na wysoką jasność głównej składowej. Słabsza gwiazda ginie w jej poświacie. Z tego powodu również problemem jest precyzyjne określenie typu widmowego. Szacuje się, że mieści się on na granicy typów A oraz F. Z kolei jaśniejsza z gwiazd układu (typu B2) jest jednym z najsilniejszych znanych źródeł intensywnego promieniowania ultrafioletowego. 29 Canis Majoris- niebieski nadolbrzym typu widmowego O7. Jest gwiazdą o niskiej jasności. Główny składnik wykazuje 5 magnitudo, a drugi, ciemniejszy składnik układu zaledwie 6 magnitudo. Dystans pomiędzy gwiazdami to tylko 0,2''. Istnieje jeszcze jedna, ale bardzo ciemna składowa (10 magnitudo). Znajduje się w odległości 1'' od składnika głównego. 145 Canis Majoris (SAO 173349) – gwiazda podwójna złożona ze składników o podobnych jasnościach. Jaśniejszy wykazuje 4,8m i jest olbrzymem typu widmowego K4. Natomiast składnik słabszy zalicza się do typu A5 przy jasności 6,0 m. Separacja na poziomie 27'' pozwala na wizualne rozdzielenie sgwiazd nawet przy użyciu niewielkiego sprzętu. Jest to gwiazda podwójna optycznie, bez powiązań grawitacyjnych między składowymi. Obserwatorzy opisują barwy układu 145 CMa jako czerwony i niebieski. Z uwagi na swe osobliwe piękno oraz pewne podobieństwo do układu binarnego Albireo (z konstelacji Łabędzia), 145 CMa nazywany jest zwyczajowo „Zimowym Albireo”. A obserwatorzy z południowej półkuli mówią na niego „Południowym Albireo”. Co ciekawe, przy większych powiększeniach, barwy tracą swoją intensywność. VII DRACO (Smok) Nu Draconis (ν Dra, Kuma) – bardzo wdzięczny do obserwacji układ podwójny. Złożony jest z dwóch gwiazd o zbliżonych wielkościach gwiazdowych (4,9m), oddalonych od siebie o dużą odległość 62''. Wskaźniki barwy obu gwiazd także są podobne (ν1: 0,26 oraz ν2: 0,29). Warto również dodać, że ν2 jest gwiazdą spektroskopowo podwójną. Psi Draconis (φ Dra) - układ binarny złożony z gwiazd o podobnych jasnościach ( φ1 Dra: 4,9m oaz φ2 Dra: 6,1m). Separacja między gwiazdami wynosi 30''. φ1 Dra jest ciasnym układem podwójnym i prawdopodobnie posiada egzoplanetę. 16,17 Draconis- układ podwójny o wysokim stopniu separacji równym 90''. Obie gwiazdy składowe wykazują blisko 5,5 magnitudo i są gorącymi niebieskimi gwiazdami typu widmowego O, należącymi do ciągu głównego. 39 Draconis- gwiazda potrójna. Dwa ze składników nadają się do wizualnego rozdziału przy użyciu najprostszego sprzętu. Trzecia gwiazda, bardzo ciemna (8m) jest oddalona od najjaśniejszego ze składników o 4''. Jest to wyzwanie dla posiadaczy nieco większych teleskopów. Obserwatorzy oceniają barwę najsłabszej składowej jako lekko fiołkowo-czerwonawe. VIII CASSIOPEIA (Kasjopeja lub Kasjopea) Alpha Cassiopeiae (α Cas, Shedar) – pomarańczowy olbrzym typu widmowego K0. Jest urokliwą gwiazdą podwójną, której druga słabsza składowa także jest pomarańczową gwiazdą.. Choć jest ona nieco bardziej żółtawa od gwiazdy głównej. Oba obiekty przedzielone są odległością 70''. Jaśniejsza z gwiazd wykazuje jasność 2,2m, a ciemniejsza zaledwie 8,9. Spory dystans między obiektami sprawia, że gwiazda słabsza jest widoczna i nie ginie w silnym blasku jaśniejszej towarzyszki. Eta Cassiopeiae (η Cas, Achird)- układ podwójny, którego główny składnik η-Cas-A jest gwiazdą spektroskopowo rozdzielną. Jaśniejsza składowa układu fizycznie podwójnego należy do typu widmowego GO i jest gwiazdą ciągu głównego. Jej wielkość gwiazdowa to około 3,5m. W odległości 13'' położony jest słabszy składnik, η-Cas-B o jasności 7,5m. Jest sporo czerwieńszy, zalicza się do typu widmowego KO. Obserwatorzy opisują barwy układu η Cas A i B jako żółty i czerwonofioletowy lub złoto-fioletowy, lub nawet topazowo-granatowy. Mimo że gwiazdy składowe nie różnią się zbytnio typami widmowymi, obserwujemy duży kontrast barw gwiazd składowych. Efekt kontrastu jest mocno potęgowany z powodu dużej różnicy w jasnościach gwiazd. SAO 10937 i SAO 10938 – nieprzeciętna gwiazda podwójna o zachwycających i mocno kontrastujących ze sobą żółto-niebieskich barwach. Składnik A należy do typu widmowego G8 i jest żółtym olbrzymem o znacznym wskaźniku barwy 1,07 i jasności 5,9m. W odległości 15'' jest obecna ciemniejsza składowa o niewielkiej jasności 7,3 magnitudo, wskaźniku barwy 0,1 i należąca do typu widmowego A2 ciągu głównego. Sigma Casiopeiae (σ Cas)- gwiazda podwójna o niewielkim stopniu separacji, równym 3''. Złożona jest z dwóch składowych, z których jaśniejsza (o wielkości gwiazdowej 5m) należy do typu widmowego B1 ciągu głównego i jest gwiazdą błękitną. Ciemniejsza składowa (7magnitudo) zaliczana jest do typu B3 (również bardzo gorąca błękitna gwiazda). Istnieje wiele opinii na temat zabarwienia układu σ Cas widzianego przez teleskop. Najczęściej wymieniane barwy to: biało-czerwonawa i błękitna, jasnożółta i popielata, intensywnie błękitna i zielonkawa. A Ty jakie kolory widzisz? Iota Casiopeiae (ι Cas)- jest to gwiazda potrójna. Najjaśniejszy z jej składników (A) posiada jasność 4,7m, słabszy ( 6,9m, a najciemniejszy (C ) zaledwie 8,7m. Dystans pomiędzy A i B wynosi 2,7'', a pomiędzy A i C 7,4''. Typy widmowe poszczególnych gwiazd układu to: A5 (A), F5 ( , K1 (C ). Interesujący jest fakt, iż gwiazdy A i C widziane są jako białawe , a gwiazda B (o pośrednim typie widmowym) jako pomarańczowa. Dla części obserwatorów składnik C (o najpóźniejszym typie widmowym i wybitnie wysokim wskaźniku barwy 3,50) sprawia wrażenie lekko błękitnego lub liliowo-szarego. W rzeczywistości gwiazda jest czerwona. Ale wobec żółto-pomarańczowego koloru gwiazdy B, oraz przy swej względnie niskiej jasności, daje efekt wygasłej, słabej barwy purpurowej, o zimnym czereśniowo-fiołkowym odcieniu. Stąd skojarzenie bardziej z błękitem (i zimnymi kolorami) niż z czerwienią. IX LEPUS (Zając) Gamma Leporis (γ Lep) – gwiazda podwójna o dużym stopniu separacji składników równym 96''. Jaśniejsza składowa, to gwiazda ciągu głównego należąca do typu F7. Jej jasność wynosi 3,6m. Ciemniejsza składowa (6,2m) należy do typu widmowego K2 ciągu głównego, a więc jest pomarańczową chłodną gwiazdą. Obserwatorzy opisują zabarwienie γ Lep jako złotożółty i głęboko pomarańczowy. Zachwycający jest kontrast i intensywność obu kolorów. X ANDROMEDA (Andromeda) Gamma Andromedae (γ And) – gwiazda potrójna. Para γ1 i γ2 jest łatwa do rozdzielenia nawet przez niewielki teleskop. Separacja wynosi 9,7'', a wielkości gwiazdowe składowych to odpowiednio: 2,3m oraz 5,0m. Gwiazda γ1 należy do typu widmowego K3, a słabsza γ2 to gwiazda podwójna o bardzo niskim stopniu separacji (0,5'') i zbudowana jest z dwóch gwiazd ciągu głównego, γ2a: typu B9,5 o jasności 5,1m oraz ze słabszej gwiazdy γ2b: typu AO o jasności 6,3m. Układ binarny γ1 i γ2 widziany jest w barwach złotej i zielonkawej. Pi Andromedae (π And) – gwiazda podwójna o niskiej jasności składników: jaśniejsza wykazuje 4,4m, a słabsza zaledwie 8,6m. Ale wysoki stopień separacji równy 36'' sprawia, że obserwacja układu π And nie jest trudna. Kolor gwiazd jest błękitny i brudnożółtawy. GX Andromedae i GQ Andromedae (HIP 1475, Groombridge 34) – para słabych ciemnych gwiazd o wielkościach gwiazdowych GX And: 8,1m, oraz GQ And?: 9,7m. Obie gwiazdy oddalone są od siebie o 40''. Obserwatorzy oceniają ich barwę jako pomarańczową i czerwoną. XI ARIES (BARAN) 1 Arietis – gwiazda podwójna złozona z dwóch dość ciemnych składowych: 5,8m oraz 7,1m oddalonych od siebie o niewielką odległość 2,8''. Jaśniejszy składnik jest pomarańczowym olbrzymem typu widmowego K1, zaś składnik słabszy to biała gwiazda ciągu głównego typu A6. Obserwowane zabarwienie układu 1 Ari jest białe i zielonkawe. Inne źródła podają, iże jest to barwa żółtawa i błękitna. Lambda Arietis (λ Ari) – słaba gwiazda podwójna o jasności składników: 4,9m i 7,7m. Stopień rozdziału jest znaczny i wynosi 37''. Jaśniejszy składnik należy do ciągu głównego i jest gwiazda typu widmowego FO. Z kolei ciemniejsza z gwiazd jest nieco podobna do naszego Słońca. Jej typ widmowy to G1 V. Zabarwienie λ Ari określa się jako żółte i niebieskie. Gamma Arietis (γ Ari, Mesarthim) – gwiazda podwójna o porównywalnych jasnościach składników (4,6m i 4,7m). Dzieli je dystans 7,6''. Jaśniejszy składnik jest gwiazdą typu B9 ciągu głównego, zaś ta nieco ciemniejsza zalicza się do typuA1 i jest gwiazdą zmienną świecącą niesferycznie. Kontrast barw gwiazd układu γ And jest niski. Część obserwatorów pisze o barwie białawej dla obu. Niektórzy z kolei widzą lekkie, ledwie zauważalne zabarwienie żółte i błękitne. 30 Arietis (30 Ari) – układ podwójny o zbliżonych jasnościach (5,3m i 6,9m) oraz podobnych typach widmowych (F6 III i F4 V). Gwiazdy dzieli odległość 39''. Ich kolor jest żółtawy (dla obu gwiazd). A czy Ty widzisz choćby słaby kontrast lub różnicę między barwami składników? XII TRIANGULUM (Trójkąt) Iota Trianguli (ι Tri) – urocza gwiazda podwójna o wielkościach gwiazdowych 5,3m i 6,9m. Separacja jest niewielka i wynosi zaledwie 4''. Mimo nieszczególnych parametrów, urzeka silnym kontrastem intensywnych kolorów: żółtego i niebieskiego. Przy tak nieznacznym stopniu separacji, powstaje niezwykły efekt wzajemnego nachodzenia na siebie barw. XIII AURIGA (Woźnica) Omega Aurigae (ω Aur) – gwiazda podwójna złożona z jaśniejszego składnika (5,4m) typu widmowego A1 V o wskaźniku barwy 0,04 oraz z oddalonego o 5,4'' słabszego składnika (8,0 m) o wyraźnie pomarańczowej barwie i wskaźniku barwy 0,57. Obserwowane kolory układu to żółty i pomarańczowy. UU Aurigae (UU Aur) – wyjątkowa, bardzo piękna i nietypowa gwiazda podwójna zbudowana z dwóch gwiazd węglowych. Jasności gwiazd składowych wynoszą 5,4m oraz 10,4m. XIV CANCER (Rak) Iota Cancri (ι Cnc) – ukald binarny o bardzo kontrastowym zabarwieniu . Jaśniejszy składnik (4,2m) to gwiazda typu G8 i jest ona oddalona o sporą odległość 30'' od ciemniejszej składowej (6,6m) należącej do typu widmowego A. Kolory gwiazd to żółty i złoty. XV CAPRICORNUS (Koziorożec) Alpha Capricornus (α Cap) – układ optycznie podwójny (bez wiążących sił grawitacji). Komponent α1 Cap (Algedi) jest nadolbrzymem typu widmowego G3 o 4,5 magnitudo. Z kolei α2 Cap to olbrzym typu G6 i o jasności 3,8m. Dystans między gwiazdami wynosi 6''. Beta Capicorni (β Cap, Dabih) – układ podwójnym którego każdy ze składników jest gwiazdą wielokrotną. Składnik β1 jest jaśniejszy (3,2m) i jest oddalony o ogromną odległość od słabszej gwiazdy β2 (zaledwie 6,2m). Barwa układu opisywana jest jako żółtopomarańczowa i błękitna. XVI CYGNUS (Łabędź) Beta Cygni (β Cyg, Albireo) – złoto-niebieska, najpiękniejsza i najbardziej znana spośród gwiazd podwójnych. Łatwa do obserwacji nawet dla początkowych miłośników astronomii. Kolory gwiazd składowych tworzą niebywały kontrast. Jaśniejszy składnik (3,1m) zalicza się do typu widmowego K3 i cechuje się wysokim wskaźnikiem barwy 0,82. Z kolei ciemniejsza z gwiazd (5,1m) należy do ciągu głównego i jest gwiazdą typu B8 o wskaźniku barwy -0,09. Tak znaczna różnica wskaźników barwy przyczynia się do wysokiego kontrastu kolorów. 61 Cygni – wyjątkowa para gwiazd o porównywalnych jasnościach (5,2m i 6,1m) i podobnych typach widmowych (K5 i K7), obie należące do ciągu głównego. Stopień separacji jest znaczny, wyniosi 30'' i pozwala na obserwację układu nawet przez niewielki teleskop. Barwa określana jest przez obserwatorów jako czerwona i pomarańczowa. Warto wspomnieć, że podczas badań prowadzonych nad 61 Cygni, F.B. Bessel w 1812r. jako pierwszy odkrył zjawisko ruchu towarzysza wokół gwiazdy głównej i wynikający z tego fakt, iż obie gwiazdy składowe znajdują się fizycznie blisko siebie i są powiązane grawitacyjnie. Dla upamiętnienia wybitnego naukowca, 61 Cygni A nazwana została zwyczajowo Gwiazdą Bessela. XVII URSA MINOR (Mała Niedźwiedzica) Alfa Ursae Minoris (α UMi, Gwiazda Polarna, Polaris) – gwiazda podwójna o wielkiej różnicy jasności składników (2,0m i 8,8m). Mimo tak drastycznej różnicy, słabsza z gwiazd również jest widoczna i nie ginie w blasku jaśniejszej składowej. A to dzięki dość dużej separacji, wynoszącej 18,3''. Dla ciekawostki warto wspomnieć, że αUMi jest gwiazdą zmienną z grupy cefeid. Jej jasność waha się w przedziale 1,95m- 2,05m z okresem zmian blisko 4 doby. Jednak amplituda zmian systematycznie wygasa, co oznacza, że Polaris znajduje się w końcowym stadium swej zmienności. XVIII URSA MAIOR (Wielka Niedźwiedzica) Xi Ursae Maioris (ξ UMa)- interesująca gwiazda podwójna, której każdy ze składników jest układem wielokrotnym. Jaśniejszy komponent (4,3m) ma uśredniony wskaźnik barwy 0,51, a ciemniejszy (4,8m) posiada zbliżony wskaźnik barwy: 0,60. Obie gwiazdy dzieli niewielki dystans 1,8''. Kolor ξ UMa, który obserwują miłośnicy astronomii, określany jest przez nich jako żółty (dla obu składowych). 21 Ursae Maioris – ciasny układ podwójny (separacja 5,7''), ale za to cechujący się pięknym kontrastem barw żółtej i niebieskiej (pomimo niewielkiej różnicy wskaźników barwy: 0,22 i 0,13). Jaśniejsza gwiazda posiada wielkość gwiazdową 7,8m, a słabsza niewiele więcej: 8,8m. Mizar i Alkor – gwiazdy tworzące układ podwójny, oddalone od siebie o ogromną odległość 709'', choć mimo to powiązane ze sobą grawitacyjnie. Mizar złożony jest ze składników A i B, odległych od siebie o 14''. Mizar/Alkol jest pierwszym zbadanym i poznanym układem binarnym. Jest interesujący z uwagi na złożoność budowy. Kolor niczym szczególnym się nie wyróżnia; obie składowe są białe. XIX HERCULES (Herkules) Alpha Herculi (α Her, Rasalgethi)- gwiazda podwójna o jasności składowych 3,5m o 5,4m. Jaśniejszy składnik należy do typu widmowego M5, jest zimną, pomarańczową gwiazdą i ma wysoki wskaźnik barwy równy 1,3. Z kolei słabsza składowa, oddalona o 4,7'' jest biało-żółtym olbrzymem typu F8 i jego wskaźnik barwy wynosi 0,67. Zestawienie wspomnianych składników sprawia, że widzimy gwiazdy o intensywnych, mocno kontrastowych kolorach: pomarańczowym i zielonkawym. Kappa Heculi (κ Her) – układ podwójny o zbliżonej jasności składników: 5,3m oraz 6,5m. Gwiazda jaśniejsza ma wskaźnik barwy 0,92 m, a ciemniejsza 1,11 m. Separacja wynosi 28''. Zaobserwowano kolor żółty (dla obu gwiazd). Jednak po uważnej analizie można spostrzec, że ciemniejszy składnik jest jakby bardziej wygasły i brudno-żółty. XX CORVUS (Kruk) Delta Corvi (δ Cor, Algorab) – wyjątkowa para gwiazd. Składniki znacznie różnią się od siebie jasnością. Jaśniejszy z nich (3,1 m) jest widziany jako gwiazda lekko żółtawa (mimo wczesnego typu widmowego: B9). Z kolei ciemniejsza gwiazda należy do typu widmowego KO i jest oddalona od gwiazdy głównej o24''. Posiada ona przepiękną i niespotykaną barwę brudno-szarawo-fiołkową, przypominającą nieco kolor kwiatów pokrzyku wilczej jagody. XXI LEO (Lew) Gamma Leonis (γ Leo, Algieba) – ciekawy przykład układu binarnego o stopniu separacji 4.5'', którego dystans podlega powolnej, acz nieustannie postępującej zmianie. Gwiazdy są względnie jasne. Jaśniejsza składowa wykazuje 2,2m, a jej wskaźnik barwy to 1,20. Z kolei ciemniejsza z gwiazd ma 3,5 magnitudo, przy wskaźniku barwy 0,00. Obserwatorzy oceniają kolory układu jako pomarańczowe i żółte. Tau Leonis (τ Leo) – gwiazda podwójna o dość wysokim stopniu separacji wynoszącym 90''. Kontrast barw jest szczególny. Gwiazdy widziane są jako żółtozłota oraz niebieska, pomimo iż obie należą do tego samego typu widmowego G (G8 oraz G5). Za to wskaźniki barwy wiele wyjaśniają, różnią się od siebie znacznie: 1,01 i 0,35. Stąd tak silny kontrast. 83 Leonis - jest to gwiazda podwójna położona w pobliżu τ Leo. Możliwa jest obserwacja obu układów w jednym polu widzenia. 83 Leo to obiekt dość ciemny. Gwiazda jaśniejsza ma 6,6 magnitudo i należy do typu widmowego G7. Z kolei ciemniejszy składnik ma zaledwie 7,5 m i jest pomarańczową gwiazdą K4 ciągu głównego. Separacja między składnikami wynosi 29''. Kolor 83 Leo to żółty i pomarańczowy. XXII Monoceros (Jednorożec) Beta Monocerotis ( β Mon) – gwiazda poczwórna. Przy pomocy niewielkiego teleskopu, można rozróżnić trzy składniki. Ich jasności przedstawiają się następująco: 4,7m, 5,6m, 5,2m. Dystans wynosi 2,8'' oraz 7,3''. Barwa układu opisywana jest jako lekko błękitna. Dla wszystkich składników. Epsilon Monocerotis (ε Mon) – wdzięczny obiekt obserwacyjny dla niewielkich teleskopów. Jaśniejsza gwiazda (4,5m) leży w odległości 13'' od ciemniejszej składowej (6,7m). Gwiazda główna zalicza się do typu widmowego A5, a słabsza do F5. Ich wskaźniki barw to odpowiednio: 0,19 i 0,38. Łatwo na tej podstawie przewidzieć, że obserwowane kolory układu to żółty (dla obu gwiazd). Tak też jest w istocie. XXIII OPHIUCHUS (Wężownik) 61 Ophiuchi – słabe gwiazdy o zbliżonej jasności (6,2 oraz 6,6 magnitudo) oddalone o 20,6''. Obie gwiazdy zaliczają się do bardzo podobnych typów widmowych (AO i A1). Kolory, które można zaobserwować przez teleskop, to lekko błękitny oaz jasnożółty. XXIV PEGASUS (Pegaz) Epsilon Pegasi (ε Peg, Enif) – Gwiazda potrójna. Lecz przy pomocy niewielkiego teleskopu możemy odróżnić tylko dwa składniki. Jaśniejszy z nich ma wielkość gwiazdową 2,4m. Składnik słabszy jest ciemniejszy od gwiazdy głównej aż o 6 stopni magnitudo. Teoretycznie powinien ginąć w jasnym blasku drugiego składnika, ale chroni go przed tym wysoki stopień separacji, aż 143''. Gwiazda główna widoczna jest przez teleskop jako ciemnopomarańczowa, zaś jej towarzyszka jest bladoniebieska. XXV EQUULEUS (Źrebię) Gamma/6 Equulei – gwiazda potrójna. Składnik Gamma Equulei jest układem podwójnym. Jednak jej ciemniejszy komponent (11m), przy separacji 2'', staje się niewidoczny w blasku gwiazdy głównej (4,8 m). Z kolei trzeci składnik, 6 Equ (6,0 m) jest oddalony od Gamma Equ o 6' (sic!) i jest widoczny. Przy bardzo dobrych warunkach obserwacyjnych, gwiazdy można oddzielić gołym okiem. XXVI DELPHINUS (Delfin) Gamma Delphini (γ Del) – gwiazda podwójna o niespotykanej barwie żółtej i zielonej. Jaśniejsza składowa (4,5m) jest pomarańczową gwiazdą typu widmowego K1 i z wysokim wskaźnikiem barwy 1,04. Ciemniejszy komponent oddalony o 9,4'' jest białą gwiazdą typu A2 o wskaźniku barwy 0,48. Taka kombinacja typów widmowych oraz wskaźników barwy sprawia, że widzimy zabarwienie żółte oraz zielonkawe. XXVII PERSEUS Eta Persei (η Per, Miram) – zachwycający układ binarny o wysokim stopniu separacji równym 28''. Jaśniejsza składowa jest pomarańczowym olbrzymem typu widmowego K3 i o jasności 3,9m. Ciemniejszy składnik jest błękitną gwiazdą o niskiej jasności (8,5m). Obserwowane zabarwienie układu to złotawy i błękitny. Theta Persei (θ Per) – gwiazda podwójna o niskiej jasności, widziana przez teleskop jako złoto-niebieska. Składnik A jest jaśniejszy (4,1 m) i należy do typu F7 ciągu głównego. Jego wskaźnik barwy wynosi 0,51 i wcale nie sugeruje błękitnego koloru, jednak w zestawieniu z mocno pomarańczową gwiazdą typu M1, składową A widzimy jako niebieską, a bladą gwiazdę B (10 m) jako złotą. XXVIII SCORPIUS (Skorpion) Beta Scorpii (β Sco, Graffias) – gwiazda podwójna złożona z gwiazd β1Sco i β2Sco oddzielonych dystansem 14''. β1Sco jest gwiazdą podwójną spektroskopowo o jasności 2,6m. Jest błękitnym karłem ciągu głównego należącym do typu widmowego B0,5.Wskaźnik barwy -0,06 sugeruje niebieskie zabarwienie. Składowa β2Sco to również gwiazda ciągu głównego, należąca do typu B2 ze wskaźnikiem barwy -0,03. Jest ona nieco ciemniejsza od swojej towarzyszki (4,9 m). Oba składniki układu β Sco widziane są w barwach błękitnych. Nu Scorpii (ν Sco, Jabbah) – gwiazda wielokrotna. Dwa główne składniki oddalone są od siebie o 41''. Jaśniejszy wykazuje 4,3m. Jest on złożony z gwiazd typu B2. Ciemniejsza składowa (6,3 m) składa się z dwóch gwiazd późnego typu B przedzielonych dystansem niewielkim 2,4''. Obserwowany kolor układu ν Sco jest biały (dla obu składników). Ksi Scorpii (ξ Sco)- gwiazda podwójna, której jaśniejszy składnik (4,2m) należy do typu widmowego FV i jest oddalony o 7,6'' od ciemniejszego składnika (7,5m) należącego do typu G1 ciągu głównego. Kolor tego układu podwójnego opisywany jest m.in. jako żółty i ...szary (z archiwów strony „El portal de la astronomia”). XXIX LIBRA (Waga) Alpha Librae (α Lib, Zubenelgenubi) – gwiazda podwójna o wielkim stopniu separacji wynoszącym 230''. α1Lib jest ciemniejszą składową (5,2 m). należy do typu widmowego F3 ciągu głównego. Gwiazda α2Lib jest sporo jaśniejsza (2,8 m). Jest biała gwiazdą typu A3. Wizualnie barwy Alpha Librae oceniane są jako pomarańczowa i niebieska. XXX TAURUS (Byk) Phi Tauri (φ Tau) – ciemna para gwiazd o dużym stopniu rozdziału równym 52''. Cechuje się intensywną żółto-niebieską barwą. Jaśniejsza ze składowych układu ma zaledwie 5,0 magnitudo i jest pomarańczowym olbrzymem typu K1 o wysokim wskaźniku barwy 1,14. Słabsza z gwiazd ma 8,4 magnitudo oraz wskaźnik barwy wynoszący 0,85. Ale mimo to, w zestawieniu z mocno pomarańczową towarzyszką, widzimy ją jako błękitną. Theta Tauri (Θ Tau) – układ podwójny o wybitnie wysokim stopniu separacji wynoszącym 335''. Jest to jednak układ optycznie podwójny, obu gwiazd nie łącza siły grawitacji. Składowe można rozróżnić gołym okiem. Pozwala na to duża odległość między nimi oraz wysokie jasności gwiazd składowych (3,4 m oraz 3,8 m). Θ1Tau jest olbrzymem typu G7, a Θ2Tau olbrzymem typu A7. Przez teleskop widzimy parę Θ Tau w kolorach żółtym i białym. XXXI CANES VENATICI (Psy Gończe) Alpha Canum Venaticorum (α Cvn, Cor Caroli) – jedna z bardziej popularnych gwiazd podwójnych. Jest wdzięcznym obiektem obserwacyjnym. Składniki są dość jasne (2,9m i 5,8m) i oddalone od siebie o 19,4''. Widzimy zabarwienie niebiesko-białe i zielonkawe. XXXII VIRGO (Panna) Gamma Virginis (γ Vir, Porrima) – niezwykle interesujący przypadek gwiazdy podwójnej. Tym razem nie z uwagi na zestawienie barw, ale dzięki odległości gwiazd składowych, która jest w przypadku Porrimy zmienna. Gwiazdy o zbliżonych jasnościach (obie po 3,5 m) zmieniają dystans między sobą w cyklu 169-letnim w przedziale od 0,35 do 6''. Źródło: Andreas Schulz „Atlas Gwiazd” A, J. Dobrzyccy „Atlas nieba gwiaździstego”, 1997 „El portal de la astronomia” Richard Berry „Discover the stars” Mike Inglis „Astronomy of the Milky Way. Observer's Guide to the Northern Sky” http://users.compaqnet.be/doublestars/
  20. Nietypowe barwy gwiazd

    Cześć W związku z propozycją Paethera oraz aprobatą wielu z Was wobec tego pomysłu, podjęłam próbę napisania artykułu o gwiazdach, które posiadają nietypowe kolory. Musze przyznać, że był to jeden z trudniejszych tematów, które opracowywałam. Jest to zagadnienie, nazwijmy to, niestandardowo zdefiniowane i mocno subiektywne, toteż znalezienie informacji w literaturze było nieproste. Pomocne okazały się wydania anglojęzyczne, do których na szczęście dostęp jest łatwy, dzięki e-bookom. Temat, nie ukrywam, bardzo przyjemny w odbiorze i ciekawy. Ale jest to jedynie namiastka, część artykułu, i wg mnie wymaga systematycznego rozwijania poprzez dopisywanie nowych "znalezisk". Proszę, dopisujcie przykłady gwiazdy, których Waszym zdaniem brakuje na tej liście, jak i również zwróćcie mi uwagę, jeśli w przygotowanym przeze mnie artykule są błędy lub nieścisłości. NIETYPOWE BARWY GWIAZD Zabarwienie gwiazd nie jest kwestią przypadkową, a jego wytłumaczenie oraz usystematyzowanie zawarte jest w diagramie Hertzsprunga-Russella. Obserwujemy gwiazdy białe oraz takie o różnym stopniu zabarwienia czerwonego, żółtego oraz niebieskiego. Oko ludzkie nie widzi gwiazd o barwie zielonej ani fioletowej. Jednak zdarzają się nieliczne wyjątki, a zielonkawy lub fiołkowy kolor widziany przez obserwatora jest wypadkową barw dwóch gwiazd układu podwójnego. Istnieje też możliwość, że nietypowe zabarwienie jest widoczne na skutek kontrastu pomiędzy pobliskimi gwiazdami. Np. gwiazda biała lub białoniebieska może wydawać się dla oka zielona, jeśli w jej bliskim otoczeniu znajdują się gwiazdy intensywnie pomarańczowe lub czerwone. Przyjrzyjmy się gwiazdom, u których obserwatorzy zauważają nietypową, rzadko spotykaną barwę, jak i również tym, których niebieski lub czerwony odcień przybiera skrajny stopień nasycenia. Zubeneschamali (konstelacja Wagi)- jedna z niewielu gwiazd widocznych gołym okiem, która ma zielonkawe zabarwienie. Jej typ widmowy to B8 V. Sugeruje on zatem, że gwiazda powinna być jasnobłękitna. Zubeneschamali jest zielonkawa, gdyż zawiera dwa skladniki: intensywnie błękitny i żółty i widoczna barwa jest czymś w rodzaju wypadkowej obu barw. Literatura podaje, że kolor Zubeneschamali jest zielonkawy lub bladoszmaragdowy Izar (Epsilion Boo)- gwiazda podwójna. Jej składowe to: pomarańczowa gwiazda typu widmowego K (2,5 magnitudo) oraz niebieskawa gwiazda typu A (4,6 magnitudo). Ten układ podwójny daje lekki efekt zielonkawej barwy. 24 Comae Berenices- jeden ze składników, 24 Com A jest jaśniejszy (5,1 magnitudo) i ma barwę pomarańczową (typ K2 III), a drugi, 24 Com B jest mniej jasny (6,6 magnitudo), o barwie lekko błękitnawej (A7m). Oba składniki są blisko siebie Dzieli je odległość 20 sekund kątowych. Można je zatem bez trudu rozdzielić nawet przez niewielki teleskop. Kiedy dwie gwiazdy o różnych kolorach znajdują się względnie blisko siebie, mózg obserwatora zamiast dwóch osobnych gwiazd widzi jedną o barwie wypadkowej będącej w tym przypadku kolorem lekko zielonkawym. Delta Crv (SAO 157323)- bardzo interesujący przykład gwiazdy podwójnej, o znacznym oddaleniu składowych (są one odległe o 24 sekundy kątowe). Jaśniejsza z gwiazd, o 2,9 magnitudo ma barwę niebieską, a składnik mniej jasny, 8,5 magnitudo, ma barwę pomarańczową. Oglądając tę gwiazdę podwójną przez teleskop, bez można bez problemu zauważyć ogromny kontrast pomiędzy kolorami gwiazd składowych. Mniejsza z gwiazd jest widoczna nie jako pomarańczowa, ale jako fioletowa lub liliowa. Antares- gwiazda w konstelacji Skorpiona. Ma przepiękną ognisto-czerwoną barwę, która jest dobrze widoczna nieuzbrojonym okiem. Typ widowy Antares, to M1 Ib, a więc jest ona czerwonym nadolbrzymem. Jednak należy wiedzieć, że ma ona drugi składnik, Antares B, który jest gwiazdą niebieską o typie widmowym B2,5 V. Odległość między dwiema składowymi wynosi około 2,8 sekund kątowych. Jest to bardzo niewiele, i rozdział na składniki można dostrzec przy pomocy większego teleskopu (>6''). I być może na skutek kontrastu, a możliwe, że z racji dostrzegania przez oko ludzkie fuzji barw obu gwiazd, wielu obserwatorów określa kolor Antares B jako zielonkawy. Sarin- w gwiazdozbiorze Herkulesa. Typ widmowy A3 IV sugerowałby biało-błękitną barwę. Jednak bardzo nietypowy i zaskakujący jest fakt, iż Sarin jest opisywany przez obserwatorów w pełnym przedziale barw, a między innymi: zielonkawa, bladofiołkowa, zielona, popielato-biała, bladożółta, zielonkawo-niebieska, lazurowa, żółta, a nawet fioletowa. Jaki kolor Wy widzicie? 54 Hya- gwiazda podwójna z konstelacji Węża Wodnego. Separacja składników wynosi 8,5 sekund kątowych, wiec jest wystarczająca do zaobserwowania rozdziału przy pomocy niewielkiego teleskopu. Zabarwienie gwiazd 54 Hya jest żółte: jeden ze składników jest blado, drugi intensywnie żółty. Rasalgethi (alfa Her)- gwiazda podwójna w konstelacji Herkulesa. Cudowny kontrast pomiędzy barwami składników, ciemniejsza gwiazda (5,4 magnitudo) jest widoczna jako błękitnawo zielona, a jaśniejsza (3,5 magnitudo) jest pomarańczowa. Ro Cap- gwiazda podwójna z konstelacji Koziorożca. Kontrastowo zabarwione składowe, z których jedna jest żółta, a druga sprawia wrażenie lekko fioletowawej. Gwiazdy czerwone o wysokim wskaźniku barwy: VY Uma- gwiazda węglowa o wyjątkowej ciemnopomarańczowej barwie. Jej wielkość gwiazdowa wynosi blisko 6 magnitudo, a wskaźnik barwy 2,40. Typ widmowy to C5 II X Cnc- gwiazda węglowa w gwiadozbiorze Raka. Jest ona gwiazdą zmienną (jak wszystkie gwiazdy węglowe), a jej jasność waha się w przedziale 5,7- 6,9 magnitudo. Posiada głęboki ceglasty, pomarańczowo-czerwony kolor. T Lyr- gwiazda węglowa w konstelacji Lutni. Posiada wybitnie wysoki wskaźnik barwy (3,5), a kolor gwiazdy jest ciemno pomarańczowy, niekiedy też określany jako rubinowy. T Lyrae jest gwiazdą zmienną i jej jasność zmienia się w zakresie 7,5-9,8 magnitudo. La Superba (YCnV)- gwiazda węglowa w konstelacji Psów Gończych. Można ją zobaczyć nawet gołym okiem, ma jasność 5,5 magnitudo. Najjaśniejsza z gwiazd węglowych. Posiada bardzo wysoki wskaźnik barwy: 3,0. Typ widmowy C7 Iab, czyli jest czerwonym nadolbrzymem. W klasyfikacji Keenana-Morgana, typ C7 oznacza bardzo chłodną gwiazdę węglową o temperaturze powierzchni 3000K. Barwa La Superby jest pomarańczowo-czerwona, bardzo głeboka i jakby "matowa". Gwiazda nie wykazuje typowego dla wielu gwiazd migotania (choć jej jasność podlega okresowym zmianom, gdyż jest to gwiazda zmienna). Wyraźnie odznacza się swoim kolorem na tle reszty gwiazd. Gwiazdy węglowe zawierają wiele węgla, który jest w nich syntezowany na drodze fuzji termojądrowych. Na skutek działania prądów konwekcyjnych, węgiel (oraz jego związki) przemieszczają się do zewnętrznych partii atmosfery. Węglowa otoczka pochłania zielone i niebieskie światło, pozostawiając widoczne barwy cieplejsze, a więc czerwoną i pomarańczową. Gwiazdy węglowe są zazwyczaj ciemne i sprawiają wrażenie „zadymionych", „matowych”. Z racji, że wszystkie gwiazdy węglowe są zmienne, wykazują one spadki i wzrost jasności. W apogeum jasności, gwiazda węglowa jest mniej czerwona niż przy minimum jasności, kiedy to czerwień wyraźnie się pogłębia. Do gwiazd o pięknej ciemnoczerwonej barwie, ale nie będących gwiazdami węglowymi należą m.in. Ruby Star (119 Tau)- typ widmowy M2 Ib, wskaźnik barwy 2,05, maksimum jasności 4,3 magnitudo. Jasność ulega wahaniom o amplitudzie 0,3 magnitudo w cyklu 165-dniowym. Przepięknie kontrastuje z pobliską 120 Tau o niebieskiej barwie (typ widmowy B2) Inną czerwoną gwiazdą niewęglową jest Gwiazda Granat (SAO 33693, w konstelacji Cefeusza), typ widmowy M2 Ia, wskaźnik barwy 2,24, jasność waha się w przedziale 3,45- 5,1 magnitudo w cyklu 730-dniowym. Gwiazda ta jest widoczna gołym okiem, nawet na dość zanieczyszczonym miejskim niebie. Przez niewielki teleskop jest dobrze widać jej ciemnopomarańczową barwę. Wybrane gwiazdy typu widmowego O mające intensywnie błękitną barwę) : Naos- gwiazda z konstelacji Rufy. Jej wielkość gwiazdowa wynosi 2,2 magnitudo. Typ widmowy O5 sprawia, że Naos ma barwę wyraźnie niebieską (wskaźnik barwy -0,28). Jest widoczna z południa Polski, ale wznosi się zaledwie 1 stopień nad horyzont. Meissa (Lambda Orionis), typ widmowy O4, wskaźnik barwy wynosi -0,19. a Camelopardalis- gwiazda typu widmowego O9 Iab, najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Żyrafy, jej wielkość gwiazdowa wynosi 4,3 magnitudo. Regor- najjaśniejsza gwiazda konstelacji Żagla. Jej wielkość gwiazdowa wynosi 1,75 magnitudo. Regor jest układem szcześciokrotnym, w skład którego wchodzi m.in. gwiazda typu widmowego O9 oraz gwiazda Wolfa-Rayeta. W Wielkim Obłoku Magellana obecna jest niezwykła gwiazda typu widmowego O2V. Jest to gwiazda oznaczana jako BI 253 i należy do ciągu głównego. Jest ona najjaśniejszą, najmasywniejszą i jedną z najgorętszych gwiazd w swojej klasie jasności (V). Temperatura jej powierzchni wynosi 50.000K, a masa równa jest osiemdziesięciu masom Słońca. Źródło: "Urania" styczeń 1792, nr 1 Michael Inglis "A Field Guide to Deep-Sky Objects" Nale Monks "Go-to telescopes under suburban skies", str. 111-113 "Sky&Telescope" December 3, 2014
  21. Akcja obserwacyjna - planety pozasłoneczne Ostatnia aktualizacja - 26 IV 2016 roku Witam! Piszę odnośnie planowanej akcji obserwacyjnej, o której była dzisiaj mowa w Nadzwyczajnym Zjeździe Delegatów w Białymstoku. W związku z planowanymi transmisjami na żywo przez Internet (o charakterze bardziej naukowym), została przygotowana lista zjawisk, które teoretycznie dałoby się wykonać w ciągu najbliższych kilku miesięcy. Jeden punkt wzbudził zainteresowanie wielu osób na prowadzonej przeze mnie stronie - obserwacje tranzytu planety pozasłonecznej. W tym celu zaproponowałem współpracę z Krzysztofem Kidą, aby wspólnie w tym celu zadziałać. Jednak po chwili namysłu, przygotowanie akcji obserwacyjnej byłoby lepszym rozwiązaniem. W ten sposób powstał projekt, w którym zachęcamy udział wiele osób, które spróbują swoich sił w fotometrii w celu zarejestrowania tranzytu. Do tej pory znalazło się 6 zainteresowanych osób, z czego dwie posiadają kamerę CCD, a cztery korzystają z lustrzanki Canona (DSLR). Każda z osób ma odpowiedni zestaw do zbierania fotonów (odpowiedni montaż/teleskop). Ja osobiście korzystam z lustrzanki Canon EOS 60D postawionym na GSO 8" (w ciągu dwóch miesięcy zamierzam jeszcze nabyć HEQ5). Obecnie prowadzone pomiary na gwiazdach zmiennych (z krótszych ogniskowych na SW Virtuoso) pokazują, że wygląda obiecująco - błąd pomiarowy jest dość mały i trzeba spróbować. W tym celu na początku lipca planuję wykonać przygotowawczą transmisję, przed oficjalną (na której weźmie udział wiele osób ). Ponieważ pomysł na akcję obserwacyjną zdobył pozytywną opinię, myślę, że można przejść do drugiego etapu - przygotowanie do akcji (pierwszym było poszukiwanie chętnych). W skrócie, plan jest następujący: wybieramy odpowiednie dni, w których kilka(naście) osób będzie łapało tranzyt. Kilka dat trzeba przygotować ze względu na losowe warunki pogodowe, ilość tranzytów wypadających na tę noc lub chęć do dokonania powtórki. Uczestnicy projektu otrzymają wyznaczone cele na podstawie możliwości sprzętowych lub doświadczenia. Te o większym spadku jasności (0.025-0.040 mag) otrzymają posiadacze aparatów DSLR, natomiast mniejszym (0.015-0.025) - osoby z kamerami CCD. Ponieważ tranzyty wypadają w ściśle określonych godzinach, każda z osób musiałaby być obecna podczas jego trwania. Co więcej, dany tranzyt powinny obserwować przynajmniej dwie osoby naraz (w celu porównania i potwierdzenia autentyczności wyników). Wszystkie zjawiska będą transmitowane na żywo w Internecie, w celu popularyzacji astronomii. Prowadząc tak zaawansowane obserwacje (do prostych nie należy), powinniśmy uzyskać spore zainteresowanie wśród wielu osób. Stream miałby trwać całą noc - od początku pierwszego tranzytu (oczywiście jeszcze ze wstępem) do zakończenia ostatniego. W ciągu nocy powinny wypaść przynajmniej 3-4 tranzyty, aby coś się działo. Tranzyt oczywiście łapiemy dzięki fotometrii - mierzymy jasność gwiazdy i próbujemy uchwycić spadek (1 i 2 kontakt) oraz wzrost (ostatnie dwa kontakty) jasności. Ze względu na dość długi czas trwania zjawiska (łącznie wypadałoby przynajmniej 2.5h ciągłego fotografowania), nie byłoby większego sensu dokonać pojedynczej fotometrii po zakończeniu obserwacji (w transmisji nic by się nie działo = nuda). Stąd proponuję, aby co kilka minut mierzyć jasność gwiazdy i uzyskiwać coraz pełniejszą krzywą jasności. Ona byłaby aktualizowana na żywo, a więc w czasie rzeczywistym można by śledzić zmiany. O jej sposobie przygotowania porozmawiamy jeszcze później. Nie wspomniałem jeszcze o przewidywanej dacie. Potrzebujemy na to czas do przygotowania i przeczekać białe noce. Myślę, że wcześniej niż pod koniec lipca nie ma sensu zaczynać. Dlatego pierwszą proponowaną datą będzie 22/23 lipca 2016 roku. Tej nocy nastąpi aż 7 (!) tranzytów, z czego trzy będą dostępne dla lustrzanek (spadek jasności 0.025 mag lub większy). Dodatkowo, nastąpi to w weekend. Można więc liczyć na to, że spora część osób byłaby w stanie wziąć udział w obserwacjach. Lista zjawisk, które byłyby dostępne dla posiadaczy lustrzanek (spadek jasności większy niż 0.025 mag), można odnaleźć tutaj: http://astropolis.pl/topic/53065-efemer ... sien-2016/ A od majowego numeru czasopisma Astronomia, będą dostępne też momenty tranzytów ze spadkiem jasności powyżej 0.015 mag. Jednak z powodu planowanych obserwacji na dłuższy termin, przygotujemy dodatkową efemerydę. Etap II, czyli przygotowanie, powinien obejmować jeszcze dodatkowo: - ostateczna lista uczestników projektu wraz z kontaktem i opisaniem posiadanego sprzętu - omówienie sposobu przeprowadzania fotometrii (dla niewtajemniczonych niezbędne) - fotometria w praktyce (samodzielnie próbujemy dokonać pomiarów na podstawie własnych zdjęć - najlepiej łapiąc inny tranzyt) - sposób kontaktu z członkami (niektóre tranzyty będą miały miejsce w tym samym momencie - warto w jakiś sposób umożliwić kontakt między nami) - lista proponowanych dat (w okresie późny lipiec 2016 - wrzesień 2016), na które zwrócilibyśmy uwagę - wybór obiektów dla konkretnych członków projektu (kto jaką planetę miałby łapać) - analiza gwiazd referencyjnych podczas fotometrii (przygotowanie ich dla każdego planowanego tranzytu) - i inne, które nie przyszły mi do głowy Projekt obejmuje fotometrię, dlatego można trochę się spierać, że dotyczy on gwiazd zmiennych. Jednak analiza danych (oprócz popularyzacji nauki, postaramy się wyznaczyć momenty kontaktów o wartości naukowej. Mając wiele osób (liczę na obecność przynajmniej kilkunastu), moglibyśmy zwiększyć szanse, że komuś uda się taki tranzyt złapać. Zadanie jest dość trudne i można również przeżyć porażkę - brak zarejestrowanego spadku jasności (niedokładne dane/pogoda/zły materiał). Miejmy nadzieję, że większości to się uda. Co więcej, wiedza ta (oraz doświadczenie) byłaby przydatna przy innych akcjach obserwacyjnych. Oczywiście, jeśli byliby chętni do wzięcia w nich udziału (jak np. księżyce planetoid czy wzajemne zakrycia księżyców planet). Aktualizacja z 26 kwietnia 2016 roku: Poniżej przedstawiam listę nocy, w których dojdzie przynajmniej do trzech tranzytów, przy czym dwa będą w zasięgu DSLR (o spadku jasności 0.025 mag lub większym). Łącznie mamy 15 różnych nocy, aby wykonać zadanie. Jeżeli uda się nam zrobić wcześniej, byłoby świetnie. W nocy z 8/9 lipca 2016 roku moglibyśmy przeprowadzić testy sprawdzające - mamy trzy tranzyty o dobrym ustawieniu. Jeśli pogoda nam się nie trafi, trudno. Są dni, kiedy mamy tylko jeden tranzyt, jednak sugeruję skupić się na grupach zjawisk zakryciowych. Za jakiś czas każdy z obserwatorów będzie musiał dopisać się które egzoplanety wybiera. Przed tym pojawią się szczegółowe informacje o każdym dniu (czyli godziny, pozycja, jasność itp), które pomogą w ustaleniu. Bo wiadomo, lepiej rezerwować wieczorne (większa ilość oglądających + czas wolny). Ale nie zawsze tak się uda. Krótkie informacje: - każda data będzie brana pod uwagę (nie ma możliwości, abyśmy ją przegapili - zawsze będą powiadomienia) - jeśli przynajmniej 4 osoby wezmą udział w danym dniu, to transmisja się odbędzie - na każdą egzoplanetę polują przynajmniej dwie osoby - jeżeli mamy nieparzystą ilość osób, to jeden tranzyt będą obserwowały trzy osoby - jest możliwość, aby wziąć udział w dwóch tranzytach (pod warunkiem, że będą wystarczająco oddzielone czasowo) - nie ma możliwości korzystania z dwóch teleskopów/kamer dla dwóch tranzytów trwających w tym momencie (gwarantuję, że nie ogarniemy) - wszystkie tranzyty oznaczone jako DSLR, są dostępne dla posiadaczy kamer CCD (zawsze taka osoba może sobie wybrać łatwiejszy cel, jeśli jest miejsce) 8/9 lipca 2016 roku DSLR: HD189733 b, WASP-52 b CCD: WASP-69 b 19/20 lipca 2016 roku Teoretycznie mamy do czynienia z trzema tranzytami, jednak w każdym przypadku końcówka nastąpi przy zbyt rozjaśnionym niebie (wejście jeszcze dałoby radę). 22/23 lipca 2016 roku DSLR: TrES-3 b, WASP-52 b, WASP-11 b CCD: HAT-P-1 b, TrES-5 b, TrES-1 b, Kepler-17 b 8/9 sierpnia 2016 roku DSLR: TrES-3 b, HD189733 b CCD: WASP-2 b, WASP-69 b 12/13 sierpnia 2016 roku DSLR: WASP-80 b, TrES-3 b, WASP-52 b CCD: Kepler-17 b, Kepler-12 b 14/15 sierpnia 2016 roku DSLR: HAT-P-32 b, CoRoT-2 b CCD: WASP-33 b 17/18 sierpnia 2016 roku DSLR: HD189733 b, WASP-11 b, TrES-3 b CCD: - Wprowadziłem tę datę do listy, gdyż będą dostępne trzy egzoplanety dla posiadaczy lustrzanek. 21/22 sierpnia 2016 roku DSLR: CoRoT-2 b, TrES-3 b CCD: WASP-2 b, Kepler-12 b, WASP-89 b, WASP-77 b, HAT-P-17 b 28/29 sierpnia 2016 roku DSLR: CoRoT-2 b, HD189733 b CCD: WASP-1 b, TrES-5 b 11/12 września 2016 roku DSLR: HAT-P-32 b, CoRoT-2 b, TrES-3 b CCD: WASP-33 b, WASP-12 b, CoRoT-18 b 13/14 września 2016 roku DSLR: WASP-10 b, HAT-P-32 b CCD: HAT-P-18 b, GJ1214 b, HAT-P-44 b, HAT-P-28 b, Qatar-1 b 15/16 września 2016 roku DSLR: TrES-3 b, HAT-P-32 b CCD: TrES-5 b, WASP-58 b, HAT-P-52 b, Kepler-17 b 16/17 września 2016 roku DSLR: WASP-52 b, WASP-10 b CCD: HAT-P-12 b, WASP-33 b, Qatar-1 b, HD209458 b, HAT-P-20 b, WASP-50 b 24/25 września 2016 roku DSLR: WASP-80 b, TrES-3 b CCD: TrES-5 b, HAT-P-37 b, HAT-P-18 b, Kepler-17 b 26/27 września 2016 roku DSLR: HD189733 b, HAT-P-32 b CCD: HAT-P-44 b, Qatar-1 b, HAT-P-52 b, HAT-P-28 b 27/28 września 2016 roku DSLR: WASP-80 b, WASP-11 b, HAT-P-54 b CCD: HAT-P-1 b, WASP-33 b, Kepler-17 b, WASP-44 b, WASP-28 b Grafika przygotowana przez Sławomira Matza.
  22. Witam! Przeglądając interesujące konfiguracje w programie Stellarium, natrafiłem na dwa bardzo rzadkie zjawiska astronomiczne w Układzie Słonecznym, o których warto być poinformowanym znacznie wcześniej. Nigdy do tej pory nie były obserwowane, a będą widoczne z terenu Polski! Ich rzadkość powoduje, że istnieje ponad 90% szans, że nikt nie zwróciłby na nie uwagi. Omówię dwa zjawiska zakryciowe, które nastąpią w 2022 i 2028 roku. Myślę, że większość z nas przez najbliższe lata wciąż będzie w stanie prowadzić obserwacje astronomiczne. _____________________________________________________________ 27 sierpnia 2022 roku - zakrycie Słońca przez pierścienie Saturna i samą planetę oglądaną z powierzchni Iapetusa Nie sądzę, aby zjawisko wejścia jednego z księżyców galileuszowych w cień Jowisza było czymś nowym. Każdy planeciarz prawdopodobnie zwrócił uwagę na to, że dany księżyc nie był akurat widoczny, ponieważ znajdował się w cieniu planety. Nie jest to również bardzo trudne zjawisko do uchwycenia - zachodzi co najmniej kilka razy w tygodniu i nie wymaga użycia dużego teleskopu. Niewielki refraktor SW 80/400 z lustrzanką powinien być wystarczający, aby zaobserwować zjawisko dla każdego z czterech największych księżyców Jowisza. Podnieśmy nieco poprzeczkę i zwróćmy uwagę na zewnętrzne planety. Im dalszy obiekt, to zjawisko zachodzi znacznie bliżej tarczy planety (bo obiekty ustawiają się bardziej "w jedną linię"). Dlatego uchwycenie tego zjawiska wśród księżyców Urana i Neptuna jest praktycznie niemożliwe. Natomiast wśród Saturna - można jak najbardziej. Do dyspozycji jest aż 5 obiektów, które znajdują się w zasięgu amatorskiego sprzętu: Tytan, Rhea, Dione, Tethys oraz Iapetus. Hyperion prawdopodobnie również może być wliczony, o ile dysponujemy dużym sprzętem przy doskonałych warunkach atmosferycznych. Spośród tej piątki, tylko Iapetus jest wyjątkowy. Jako jedyny ma bardzo dużą inklinację, w wyniku czego mogą zachodzić dodatkowo zjawiska związane z zakrywaniem Słońca przez pierścienie. W przypadku pozostałych planet jest to praktycznie niezauważalne, gdyż pierścienie są ustawione "kantem". I właśnie 27 sierpnia 2022 roku będziemy mogli takie zjawisko obserwować. Ponieważ całe zakrycie trwa kilkanaście godzin, możemy delektować się wyłącznie częścią całego wydarzenia. Około dwie i pół godziny po zachodzie Słońca (o 20:55) dojdzie do wyjścia Iapetusa z cienia Saturna. Dojdzie do tego około 8-12 stopni nad horyzontem, przy czym obserwatorzy ze wschodniej Polski będą mogli zaobserwować zdecydowanie wyżej. Następnie przez kilka godzin zobaczymy stopniowe znikanie i pojaśnienie samego księżyca, co wiąże się z wchodzeniem i wychodzeniem Iapetusa przez kolejne pierścienie i ich przerwy. Trudno powiedzieć jak dobrze widoczne są te zjawiska. Na pewno będzie wiązało się z wielokrotnym spadkiem jasności księżyca, którego amplituda może sięgać nawet o kilka dziesiątych części magnitudo. Osoby zajmujące się fotometrią mogłyby wyznaczyć w ten sposób co najmniej kilka przerw w pierścieniach planety, nie tylko Cassiniego i Enckego. Ponieważ Iapetus jest tarczką (a nie obiektem gwiazdopodobnym), uchwycenie niewielkich przerw (rzędu kilkunastu kilometrów) będzie prawdopodobnie niemożliwe. Na obrazku wyżej widzimy położenie Iapetusa względem Saturna. Czy jest to zbyt mała odległość? Moim zdaniem, nie powinno stanowić większą przeszkodę. Za pomocą GSO 8" (ogniskowa 800mm, średnica 203mm) sfotografowałem Enceladusa, który znajdował się kilka pikseli dalej od prześwietlonego Saturna. A w takiej samej odległości (pod koniec zjawiska nawet nieco dalej) będzie widoczny Iapetus. Z tego powodu uważam, że minimalnym sprzętem do sfotografowania będzie SW 150/750 na montażu paralaktycznym + średniej klasy lustrzanka. Co do wizuala, to się nie wypowiem - niech omówią to osoby, które mają za sobą obserwacje Enceladusa i Mimasa swoimi teleskopami. Zjawisko jest bardzo podobne do egzoplanety, która znajduje się w konstelacji Wilka. Mowa tutaj o "Saturnie na sterydach". Dzięki Iapetusowi dojdzie do podobnego wydarzenia w naszym Układzie Słonecznym! Zakrycia zakończą się około godziny 23:30, około 4 godziny przed zachodem planety. Saturn będzie znajdował się przez ten czas na wysokości około 15-25 stopni, w zależności od szerokości geograficznej i wybranej chwili w trakcie okultacji. Kolejne takie zjawisko (widoczne z terenu Polski) nastąpi 15 grudnia tego samego roku! Nie będzie do obserwacji: zobaczymy tylko część zjawisk związana z zakrywaniem Słońca przez pierścienie. Na kolejne poczekamy prawdopodobnie do 2051/2052 roku. _____________________________________________________________ 25/26 IV 2028 roku - tranzyt Io i zakrycie Słońca przez Jowisza obserwowane z powierzchni Elary I znowu wróciliśmy do tematu związanego z wchodzeniem księżyców w cień planety. Zwróćmy jednak szczególną uwagę na Elarę, gdyż w nocy z 25 do 26 kwietnia 2028 roku dojdzie do rzadkiego podwójnego zjawiska, które z terenów Polski może być obserwowane co kilkaset lat! Jest to wejście zewnętrznego księżyca w cień Jowisza i dodatkowo w półcień jednego z księżyców galileuszowych. W godzinach 21:40-22:00 dojdzie do przejścia Io na tle tarczy Słońca. Ponieważ tarcza słoneczna będzie zakryta w 14%, mniej światła będzie docierało do Elary. W ten sposób dojdzie do pociemnienia zewnętrznego księżyca o 0.17 magnitudo. Tak duży spadek jasności powinien być dostrzegalny na zdjęciach (lub stackach z materiału obejmujący nie więcej niż 5 minut łącznego naświetlania), gdzie zasięg gwiazdowy wynosi 19 magnitudo lub więcej. Zdecydowanie łatwiejsze będzie wejście Elary w cień Jowisza, gdyż wystarczy zaobserwować nagłe "znikanie gwiazdy" na kolejnych fotografiach. Dojdzie do tego w godzinach od 22:55 do 01:00 w nocy. O godzinie 00:40 spadek jasności powinien już przekroczyć o 1 magnitudo, a kilka minut przed całkowitym zakryciem - osiągnąć 20 magnitudo. Wszystkie zjawiska z tym związane nastąpią na wysokości około 25-40 stopni nad horyzontem. Odkrycie Elary nie będzie widoczne z terenu Polski, gdyż nastąpi po godzinie 8:30. Zjawisko będzie zdecydowanie trudniejsze do zaobserwowania niż Saturn-Iapetus i zarezerwowane dla posiadaczy odpowiedniego sprzętu do astrofotografii. Elara ma jasność 17.5 magnitudo, jednak zmiany jasności będą wystarczająco duże, aby uchwycić nawet za pomocą dużego Dobsona (14+ cali) na GOTO czy większych Newtonach (10+ cali) na montażu paralaktycznym. _____________________________________________________________ Podane godziny uwzględniają już czas letni i zimowy.
  23. Astrozloty oraz PTMA Lublin zapraszają na 13 Wiosenny Bieszczadzki Zlot Miłośników Astronomii Stężnica 5-8 Maj 2016 Zapisy oraz wszystkie informacje na stronie: www.astrozloty.pl Zapraszamy!
  24. Witam Jest szansa, że zorganizuję jesienny zlot z tym, że mam do dyspozycji dwa terminy i to do Was kieruję ankietę. Proszę o głosowanie zwłaszcza te osoby które chciały by w tym zlocie uczestniczyć. Czekam też na Wasze sugestie. Ankieta dotyczy Zlotu Jesiennego!
  25. Wewnątrz Unii Europejskiej sklepów nie brakuje... Tak więc temat zbiorczy do recenzji sklepów zagranicznych: Teleskop Express Astromarket.org Teleskop Spezialisten Teleskop Austria Modern Astronomy Ian King Imaging SCS Astro RVO Widescreen Centre FLO Pierro Astro Altair Astro Green Witch APM Telescopes i inne...
×