Search the Community

Wczoraj pogody miałem na zaledwie 2 klatki. Na początku chciałem zobaczyć, jak zaprezentuje się na mojej matrycy M104. Okazuje się, że jest dosyć duża, ale niestety - w tym roku już za późno. Schodzi poniżej 20 stopni na horyzontem, co powoduje, że FWHM spada mi do 3-4 pikseli (przy max 1,5 w zenicie). Gdyby mieć taki poziom ostrości przy M104 pojawiłby się piękny detal, m.in. pas pyłowy. Teraz jest kisiel... ale... w ramach promocji "wrzucajmy wszystko, co robimy" załączam. Zawsze to jakaś odmiana od pięknych, wychuchanych zdjęć. Poza tym, jednoklatkowce mają coś w sobie Dodatkowo zapuściłem sesję 10 klatek po 600 min z NGC5985 i koleżanek okolicznych. Tu też nie miałem szczęścia, bo tylko jedna klatka wyszła ok - reszta bez kontrastu. Coś nasunęło mi się na niebo. Wrzucam też przykład, jak wygląda bardzo dobre niebo w porównaniu z "gorszym". Leci kontrast mimo, że sama ostrość była bardzo dobra. Zachęcam do wrzucania na forum swoich prób.

Opinia powinna zawierać informacje o produkcie, który został zakupiony oraz w miarę możliwości wszystkie elementy robienia zakupów w tym sklepie (stopień skomplikowania procesu zakupowego, doradztwo, ocena obsługi, szybkość wysyłki, możliwość i skuteczność reklamacji). Opinie powinny dotyczyć konkretnych przypadków. Opisuj tylko swoje doświadczenia związane z konkretnym zakupem, nie publikuj komentarzy dotyczących zasłyszanych historii. Bez względu na to, czy opinia jest pozytywna czy negatywna – dodaj ją. Każda recenzja, opisująca prawdziwą sytuację jest bezcenna dla pozostałych kupujących. ______________________________________________________ W tym temacie oceniamy zakupy w sklepie Astroshop http://www.astroshop.pl

Tak mnie wzięło na robienie zdjęć jak najtańszym kosztem. Mam nadzieję, że pozostali forumowicze podziela się podobnymi doświadczeniami Canon + statyw + obiektyw Sigma Jowisz

Opinia powinna zawierać informacje o produkcie, który został zakupiony oraz w miarę możliwości wszystkie elementy robienia zakupów w tym sklepie (stopień skomplikowania procesu zakupowego, doradztwo, ocena obsługi, szybkość wysyłki, możliwość i skuteczność reklamacji). Opinie powinny dotyczyć konkretnych przypadków. Opisuj tylko swoje doświadczenia związane z konkretnym zakupem, nie publikuj komentarzy dotyczących zasłyszanych historii. Bez względu na to, czy opinia jest pozytywna czy negatywna – dodaj ją. Każda recenzja, opisująca prawdziwą sytuację jest bezcenna dla pozostałych kupujących. ______________________________________________________ W tym temacie oceniamy zakupy w sklepie Delta Optical. https://deltaoptical.pl

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/

Opinia powinna zawierać informacje o produkcie, który został zakupiony oraz w miarę możliwości wszystkie elementy robienia zakupów w tym sklepie (stopień skomplikowania procesu zakupowego, doradztwo, ocena obsługi, szybkość wysyłki, możliwość i skuteczność reklamacji). Opinie powinny dotyczyć konkretnych przypadków. Opisuj tylko swoje doświadczenia związane z konkretnym zakupem, nie publikuj komentarzy dotyczących zasłyszanych historii. Bez względu na to, czy opinia jest pozytywna czy negatywna – dodaj ją. Każda recenzja, opisująca prawdziwą sytuację jest bezcenna dla pozostałych kupujących. ______________________________________________________ W tym temacie oceniamy zakupy w sklepie Teleskopy.pl.

Widzenie kolorów jest bardziej skomplikowanym procesem niż może się to na pierwszy rzut oka wydawać. Wynika to z faktu, iż ludzki umysł przetwarza docierający do niego obraz w bardzo zaawansowany sposób, którego dokładne odtworzenie w komputerach jest niemożliwe. Cała dziedzina badania fenomenu, jakim jest kolor, ma swą odrębną gałąź nauki, jaką jest Kolorymetria. Kolor z fizycznego punktu widzenia jest określany zbiorem fal elektromagnetycznych z zakresu widzialnego dla ludzkiego oka o różnym natężeniu, który jest potem przetwarzany w mózgu na odczucie kolorystyczne. Przy czym sednem definicji i głównym problemem jest słowo odczucie. Percepcja kolorów Światło odbite, czy też pochodzące prosto od źródła, wpada do oka i natrafia na siatkówkę, gdzie znajdują się różnego rodzaju komórki wyspecjalizowane w detekcji promieniowania. Wyróżnia się główne cztery rodzaje: – czopki typu K - krótko falowe – najbardziej czułe na światło niebieskie – czopki typu Ś - średnio falowe – najbardziej czułe na światło zielone – czopki typu D - długo falowe – najbardziej czułe na światło żółto czerwone – pręciki – za widzenie nocne, są rzędy wielkości bardziej czułe na światła od czopków, sygnały z wielu czopków są uśrednianie co daje niższą rozdzielczość widzenie, są bardziej czułe na światło i jego zmiany co umożliwia widzenie kątem oka ruchu, są czułe na światło niebieskie Warto nadmienić, iż czopki mają pokrywający się zakres czułości na fale świetlne. Z oka do mózgu docierają cztery sygnały z różnych receptorów, które długą drogą od nerwu wzrokowego, trafiają do kory wzrokow Przykłady iluzji kontrastu równoczesnego: http://pl.wikipedia.org/wiki/Kontrast_r%C3%B3wnoczesny Efekt stałości koloru Na co dzień fakt, iż kolory postrzegane są prawie zawsze tak samo - niezależnie od oświetlenia, jest niezauważalny. Ponieważ światło dzienne ma zupełnie inne widmo niż żarówka czy świetlówka obserwowane jest inne widmo odbite od tego samego obiektu, pod tymi oświetleniami, a jednak z całkowitą pewnością można stwierdzić, że jest to jeden i ten sam kolor. Efekt ten nazywa się stałością kolorów i jest jednym z ciekawszych zjawisk zachodzącym w ludzkim umyśle. W czasie badań nad ludzkim systemem widzenia, zostały odkryte wyspecjalizowane grupy neuronów mające za zadanie oszacowanie koloru oświetlenie i jego korekcję, innymi słowy wprowadzają one balans bieli, by uzyskać kolor obiektów, jak przy idealnie białym świetle. Analiza przeprowadzana jest dynamicznie na każdej części obrazu i w zależności od koloru otoczenia jest dobierana odpowiednia poprawka, która jest potem odejmowana od widzianego koloru. Przedstawiony opis nie jest dokładny, zaś ludzki umysł dodatkowo stosuje bardziej skomplikowane algorytmy, lecz obrazuje bazową metodę postępowania. Małą symulacja, strzałki pokazują kolory oświetlenia. Najpierw oświetlamy soczyście zieloną płyke kolorem białym i otrzymujemy odbity kolor zielony: Gdy jednak oświetlimy tą samą płytek światłem o kolorze fioletowym to w efektcie nie dostaniemy takiego samego widma jak w pierwszym przypadku lecz coś o kolorze ciemno zielonym. Ale nasz mózg wiedząc że światło jest fioletowe w prowadzi odpowiednią poprawkę. Efekt Purkinje Ludzki umysł przy swojej całej złożoności nie działa doskonale. Jego błędne działanie można zaobserwować nie tylko na sztucznych iluzjach, ale również w innych warunkach. Przykładem braku zachowania stałości kolorów jest efekt Purkinje. Polega on na zmianie postrzegania kolorów przez człowieka w słabych warunkach oświetlenia. Można wyróżnić trzy tryby widzenia: – widzenie fotopowe - w dzień, gdy korzysta z czopków i ignorujemy praktycznie pręciki, jest widzenie w pełni kolorowe – widzenie mezopowe - w czasie zachodu, gdy korzysta i z czopków i z pręcików – widzenie skotopowe - w nocy gdy korzysta z pręcików Ponieważ pręciki są bardziej wyczulone na kolor niebieski, odczuwanie koloru zmienia się w czasie przejścia z jednego widzenia na drugie. Symulacje tego efektu pokazuje obrazek, górny obrazek ukazuje kolor, jaki człowiek widzi w prawidłowym oświetleniu, środkowy zaś, gdy oświetlenie jest słabe, jak przy zachodzie słońca. Widać, że kolory zmieniły się wróżny sposób - czerwień kwiatu znacząco osłabła w stosunku do zieleni tła. Dolny obrazek przedstawia już widzenie skotopowe, czyli czarno białe. Ciekawe linki: http://en.wikipedia.org/wiki/Color_constancy

LORNETKA 3x65 ED OCZY WYRAKATM / TARSIER EYES – ŚWIATOWA PREMIERA Od dłuższego czasu poszukiwałem lornetki o jak najszerszym polu widzenia i minimalnym powiększeniu w okolicach 5x . Jednak świetnie opisany, genialny pomysł na własną lornetkę z dwu telekonwerterów http://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/9933-budżetowa-alternatywa-dla-lornetki-bgsz-23x40-oraz-jej-drogich-współczesnych-klonów/ skłonił mnie do szukania rozwiązania w tym kierunku. W czasie, gdy wszyscy poszukują telekonwerterów Nikona TC-2E do zrobienia lornetki 2x53 również skompletowałem taki zestaw do zbudowania swojego egzemplarza. Nie byłbym jednak sobą, gdybym na tym poprzestał. Postanowiłem nabyć również dwa telekonwertery Nikon TC-E3ED. W porównaniu do TC-2E mają: powiększenie 3-krotne; bardzo ciekawą 6-elementową konstrukcję: 3-elementowy „obiektyw” w tym dwa elementy ED oraz 3-elementowy „okular”. TC-2E ma budowę 4-elementową (3+1); ważą dużo więcej, prawie dwukrotnie - 265g vs 165g i mają rozmiar soczewki przedniej wynoszący nie 53mm ale aż 65mm. To już nie są „Sowie Oczy” to są najprawdziwsze „Oczy Wyraka”! I tu niestety kryje się podstawowy problem z przerobieniem dwu telekonwerterów w pełnowartościową lornetkę. Po zetknięciu obudowami dwu egzemplarzy TC-3ED uzyskujemy rozstaw oczu aż 75mm. Mam dosyć duży rozstaw oczu wynoszący około 68mm ale patrząc przez zetknięte dwa konwertery miałem ciemny środek pola widzenia, uniemożliwiający komfortowe obserwacje. Jedynym wyjściem jest przerobienie konwerterów przez maksymalne ścięcie obudowy w jednym miejscu na obwodzie, żeby uzyskać możliwie minimalny rozstaw oczu. Nie można przy tym przesadzić, żeby opiłki z frezowanej obudowy nie dostały się do wnętrza konwertera pomiędzy soczewki. Stopniowo ścinając obudowę udało mi się zejść do bezpiecznego rozstawu 71mm – dalszego frezowania nie chciałem ryzykować. Na szczęście po zetknięciu obu konwerterów pole widzenia ma kształt lekko owalny ale bez żadnego pociemnienia na środku. Do pełnej satysfakcji brakuje mi trzech milimetrów rozstawu torów optycznych mniej. Konwertery połączyłem na poxilinę. Dobrą kolimację uzyskałem pozostawiając konwertery do zastygnięcia masy na tafli szkła. Po paru godzinach otrzymałem pełnowartościową, dobrze skolimowaną lornetkę ze sztywnym mostkiem okularowym; niestety bez możliwości regulacji rozstawu oczu. Instrument uzupełniłem muszlami ocznymi z okularów WO W.A. 20mm/66o – z nasadki bino. W przyszłości być może uda mi się dobrać jeszcze bardziej pasujące muszle okularowe, najlepiej z wyprofilowane tak, żeby odcinały światło boczne. Mam nadzieję, że jako pierwszy zbudowałem lornetkę 3x65 ED i określenie „światowa premiera” nie jest na wyrost. Parametry lornetki: Średnica obiektywów: 65mm Średnica okularów: 12mm – tutaj przewagę ma lorneteczka zbudowana z dwu telekonwerterów TC-E2 ze średnicą okularów 17mm Powiększenie: 3-krotne Waga: 585g (z dekielkami i muszlami ocznymi) Cena: około 400zł (ceny konwerterów TC-E3ED są bardzo rozstrzelone; od kilku lat są nie produkowane ale na giełdach zdarzają się używki i leżaki magazynowe w cenach od 50 do nawet 300 Euro za sztukę) System optyczny: luneta Galileusza, bez dodatkowej regulacji ostrości Budowa: 6-elementowa, w tym dwa elementy ze szkła ED w trójelementowym obiektywie – można zaryzykować stwierdzenie, że to pełnowartościowy triplet APO Kolor powłok: patrząc pod kątem widać odcienie zieleni i koloru lekko wrzosowego; patrząc bezpośrednio w obiektywy – wydaje się, że nie ma żadnej optyki Pole widzenia: prawie 19o – patrząc na wprost duże pole widzenia ogranicza obudowa przy obiektywie, ale nawet zerkając z ukosa nie widać diafragmy Pozorne pole widzenia: wielkość pola widzenia jest porównywalna do okularów 55o-60o; nie ma efektu patrzenia przez dziurkę od klucza Zakres ostrości: od 1,8metra do ∞, wzrok automatycznie adaptuje się po około sekundzie przy zmianie obiektu bliskiego na daleki i odwrotnie Odstęp źrenicy, ER: około 8-10mm, ale można komfortowo obserwować z odległości 20mm przy polu widzenia ograniczonym minimalnie – do około 16o Rozstaw okularów: 71mm, niestety bez możliwości regulacji; obserwacje możliwe dla osób o rozstawie oczu powyżej 68mm Poziom aberracji chromatycznej: całkowity brak AC aż do 90% pola widzenia; śladowa, lekko uchwytna przy samym skraju pola widzenia – pojawia się tylko przy obserwacjach w dzień, w nocy trudno znaleźć jakąkolwiek AC na planetach, najjaśniejszych gwiazdach czy Księżycu. Poziom aberracji chromatycznej na brzegu pola jest zauważalnie niższy niż w lornetce zbudowanej z dwu telekonwerterów TC-E2; porównywalny z dobrej klasy dubletem APO. Krzywizna pola: lekka dystorsja beczkowa, pojawia się dopiero po 65% pola; przy skanowaniu horyzontu w poziomie nie występuje efekt patrzenia przez denko od butelki (efekt kuli) Koma: nie występuje w całym polu widzenia, gwiazdki aż do diafragmy są punktowe Astygmatyzm: związany jest prawdopodobnie z adaptacją oka do patrzenia na nieskończoność; czasami się pojawia, czasami znika; jeśli występuje iskrzenie jest mało uciążliwe i symetryczne wokół najjaśniejszych gwiazd Nieostrość brzegowa: trudno ją określić ponieważ nie ma ostro odcinającej się diafragmy ale można stwierdzić, że ostre jest całe pole widzenia przy patrzeniu na wprost; gwiazdy są punktowe w całym polu widzenia Odwzorowanie bieli: idealne; obrazy w dzień i gwiazdy w nocy mają wiernie oddane kolory – jest równie dobrze jak w Nikonie EII i minimalnie lepiej niż w lornetce zrobionej z dwu telekonwerterów Nikon TC-E2 Wyczernienie: bardzo dobre, wewnątrz króluje czarny mat; brak odblasków od bocznych świateł poza kadrem Zasięg gwiazdowy: aktualny zasięg widoczny okiem nieuzbrojonym +2,2÷2,5m. Pod ciemnym niebem na granicy widoczności majaczyły Hantle (M27). Wrażenia z obserwacji i jakość dawanych obrazów Lornetkę zacząłem używać w trakcie czerwcowych białych nocy, później w trakcie sierpniowych wakacji i przez kilka jesiennych nocy. Już od pierwszych sesji obserwacyjnych byłem zachwycony obrazami dawanymi przez „Oczy Wyraka”. Biorąc instrument do ręki nie mamy wątpliwości czy obraz jest powiększony (w odróżnieniu od powiększeń rzędu 2x) – trzykrotne powiększenie jest już zdecydowanie „lornetkowe”. To, co się rzuca w oczy od początku obserwacji to idealnie skorygowane pole widzenia. Porównując do referencyjnego dla mnie Nikona EII 8x30 mamy identyczne, wierne oddanie kolorów i ultraostry obraz. Jednak przewaga „Oczu Wyraka” nad EII polega na braku nieostrości brzegowej i śladowej aberracji chromatycznej na brzegu pola. Aż się boję to napisać, ale odkąd zacząłem na zmianę patrzeć na te same obiekty przez nowe bino i EII ten ostatni zrobił się jakby mniej idealny a jego nieostrość brzegowa – denerwująca. Wielkość pola widzenia lornetki 3x65 spokojnie umożliwia obserwowanie: całej Kasjopei czy całego Małego Wozu. Na granicy widoczności jest kadr od Sadra do Albireo w Łabędziu oraz czworobok Oriona. Gwiazdy są punktowe w całym polu widzenia i mają wiernie oddane kolory. Próbowałem również określić zdolność bino do rozdzielenia gwiazd podwójnych. Wprawdzie Albireo jeszcze nie udało mi się rozdzielić ale bez problemu rozdzieliłem Kumę – υ Dra o separacji 60”. Z kolei obserwując tarczę Księżyca wyraźnie widać około 100-kilometrowe kratery np. Theophilusa i Cyrillusa, gdy są na linii terminatora. Lornetka ma dość śliską fakturę ale przy odpowiednim trzymaniu za obudowę w okolicy obiektywu „chwytem filiżaneczkowym” leży w ręku pewnie, bez obawy o wyślizgnięcie się i upadek. „Oczy Wyraka” bardzo dobrze spisują się przy obserwacjach ornitologicznych, szczególnie na krótkich dystansach. Świetnie nadają się do obserwacji jaskółek i jerzyków w locie. Nawet ich szybkość i nieprzewidywalność lotu nie są problemem dla kilkunastostopniowego pola widzenia lornetki – zawsze udaje się je utrzymać w kadrze. Dodatkowo komfort obserwacji w stosunku do tradycyjnych instrumentów poprawia brak konieczności regulowania ostrości pokrętłem centralnym. Nawet ptak szybko nadlatujący w naszym kierunku jest ciągle ostry dzięki automatycznej adaptacji oczu. Nowe bino może być również z powodzeniem wykorzystywane do obserwacji samolotów na wysokościach przelotowych. Przy powiększeniu 3x widać zdecydowanie więcej szczegółów budowy samolotów niż okiem nieuzbrojonym. Możemy obserwować charakterystyczne malowania, oświetlenie sygnalizacyjne za dnia, a nawet siłowniki klap i winglety w większych egzemplarzach samolotów pasażerskich. Podsumowując: „Oczy Wyraka 3x65ED” to jedyna w swoim rodzaju lornetka o niespotykanych parametrach. Daje bardzo duże, świetnie skorygowane pole widzenia i mnóstwo radości z obserwacji astronomicznych oraz przyrodniczych. A mi do pełni szczęścia, pozostaje tylko znaleźć sposób na zmniejszenie rozstawu oczu o dosłownie trzy milimetry…

Pierwsza część tutaj - http://astrofan.pl/od-keplera-do-naglera-cz-1/ Od Keplera do Naglera - XX wiek Okulary z ubiegłego stulecia to produkty uzależnione mocno od potrzeb wojskowych i tutaj koszt wytworzenia schodzi na dalszy plan, a priorytetem staje się bardzo szerokie, w miarę możliwości wolne od zniekształceń pole widzenia. Zapotrzebowanie, które pojawiało się w czasie obu wojen światowych, stymulowało interesy handlowe i postęp również w przemyśle optycznym, i tą sytuację wykorzystało kilku wykonawców, takich jak Zeiss, Brandon, Scidmore czy König, którzy opatentowali w tym czasie niepowtarzalne konstrukcje optyczne. W drugiej połowie wieku, innowacje wspomagane są już komputerowymi projektami i symulacjami, co pozwoliło na skok jakościowy w bardziej skomplikowanych rozwiązaniach. Jednak w wyniku dążenia do coraz lepszych osiągnięć, ultra szerokie okulary stały się niemal absurdalnie duże i ciężkie, czego apogeum nastąpiło w 1960 roku wraz z dostarczoną przez Zeissa, 11-elementową, 110/120-stopniową konstrukcją Koehlera, wykorzystywaną w wojskowych lornetach. Najnowsze trendy sugerują, że minimalizacja masy szkła, liczby soczewek oraz ilości granic powietrze/szkło i granic szkło/szkło niezbędnych do osiągnięcia szerokiego pola, stała się priorytetem. Jednocześnie skomputeryzowana produkcja i obróbka optyki w Europie i w coraz większym stopniu w Azji, spowodowała znaczną obniżkę kosztów wytwarzania nawet tych bardziej „egzotycznych” konstrukcji. Przekłada się to na większą dostępność szkieł dobrej jakości w całkiem przystępnych dla przeciętnego miłośnika astronomii cenach. SZEROKIE POLE WALKI Pierwsze próby uzyskania szerokiego pola własnego okularu na początku XX stulecia opierały się głównie na próbach modyfikacji konstrukcji Plössla. Pionierem w tym temacie (według 9 edycji Encyklopedii Britanica) stał się okular aplanatyczny Dr. Otto Schrödera. Konstrukcja oparta była na dwóch oddalonych od siebie o 0,83 sumy ogniskowych, achromatycznych dubletach zbudowanych z dwóch rodzajów szkła - Kronu Daugeta (CB1) i Flintu (fB1). Elementy kronowe były płasko-wypukłe (płaska powierzchnia w kierunku oka obserwatora), elementy flintowe miały kształt wklęsłego menisku. Okular imponował wielkością pola własnego - 72°, jednak cierpiał na dosyć krótki odstęp źrenicy – 0,54 ogniskowej. Kolejnym krokiem w kierunku uzyskania możliwie szerokiego pola stała się modyfikacja Plossla dokonana przez konstruktorów Zeissa, która polega na włączeniu dodatkowej soczewki kolektywnej w celu poszerzenia pola widzenia. Pomysł ten zainspirował Heinricha Erflé’a do stworzenia projektu pierwszego z prawdziwego zdarzenia szerokokątnego okularu dla celów wojskowych w 1917 roku. Heinrich Erfle (1884-1923) to niemiecki fizyk pracujący na początku ubiegłego wieku dla przedsiębiorstwa optycznego Steinheil & Söhne oraz Carla Zeissa. Jego projekt oznacza przejście do XX wieku i pierwsze prawdziwie "szerokie pole" popularne na polu bitwy i powszechnie dostępne jako powojenne nadwyżki w latach 50-tych ubiegłego stulecia. Opatentowane w 1923 roku (chociaż pierwszy egzemplarz stworzony już w 1917), trzy propozycje okularów Erfle’a składają się z 5 elementów w układzie 1-2-2 lub 2-1-2, które oferują dłuższy odstęp źrenicy (w przypadku późniejszych wersji) oraz płaskie pole porównywalne z orthoscopem (dla takiej samej wielkości pola). Pierwsza wersja okularu z 1917 roku - ERFLÉ I, to projekt w układzie 1-2-2, mający 60° pola, przy odstępie źrenicy zaledwie 0.3 ogniskowej. Użyte gatunki szkła to: SF2, PSK3, FK5 i SF10. Druga wersja - ERFLÉ II to już układ 2-1-2 zaprojektowany przy użyciu tych samych rodzajów szkła charakteryzujący się 70° polem i dwukrotnie większym odstępem źrenicy od poprzednika. Znacznie lepsze parametry uzyskuje poprzez umieszczenie pojedynczej soczewki pomiędzy dwoma dubletami. Konstrukcja zostaje opatentowana po śmierci Erflé’a w 1923 roku. Trzeci i ostatni ERFLÉ III to powrót do układu 1-2-2, znów z wykorzystaniem tego samego szkła. Zastąpienie dwuwypukłej soczewki kolektywnej przez płasko-wypukłą, zmniejszyło nieco pole do 55°, ale nieznacznie wydłużyło odstęp źrenicy do 0.32 ogniskowej okularu. Ten model również zostaje opatentowany po śmierci Erflé’a. W tym samym roku – 1923 pojawiają się dwie kolejne modyfikacje okularu, już niesygnowane nazwiskiem twórcy. Okular Kapella opatentowany przez jednego z asystentów Heinricha z zakładów Zeissa. Okular w układzie 1-2-2 oferuje pole 70° przy odstępie źrenicy 0.685.W okularach użyto szkieł BK1, SK15 i FN11. Druga, znacznie bardziej znana modyfikacja to zasługa Otto Karla Kaspereita, który do projektu Erfle’a dodaje szósty element tworząc 3 skorygowane dublety 2-2-2. W czasie II wojny światowej pojawią się próby użycia szkła z domieszką Thoru i Uranu w celu uzyskania pola powyżej 70°. Konstrukcja zostanie później wykorzystana przez markę Edmund Optics w projekcie zmodyfikowanym przez Davida Ranka. Dwudziestolecie międzywojenne i okres obu wojen światowych, przynoszą całą gamę okularów będących rozwinięciem systemów Kellnera, Plossla czy Ortho (wspomnianych w poprzedniej części). Mamy tutaj kilka szerokokątnych propozycji Alberta Königa zaprojektowanych dla Zeissa, 3 i 5 soczewkowe konstrukcje firmy Cooke Troughton & Simms, drugą 4-soczewkową 50-stopniową generację Kellnera, będącą dziełem Königa, kolejny wyrób zakładów z Jeny - 70° Straubel z 1935 roku, czy zaprojektowany dla Steinheila przez Ludwiga Jakoba Bertele okular 1-1-2, przeznaczony do wojskowych lornetek . KRAJOBRAZ PO BITWIE Jednym z największych beneficjentów II wojny światowej staje się Chester Brandon, który po zakończeniu działań wojennych zakłada własną optyczną firmę - Brandon Instrument Co. znaną później głównie z produkcji refraktorów i okularów. „Flagowy” okular Brandona przypomina zmodyfikowanego Plossla (podobnie jak okular Zeissa z 1939 roku), może również budzić skojarzenia z ortoskopem Ernsta Abbe. Okular zostaje zaprojektowany w 1949 roku (inne źródła określają jego genezę na 1942 rok) przez samego Chestera. Układ Brandona składa się z dwóch dwuwypukłych soczewek z baru kronowego pokrytych od zewnątrz wklęsłymi soczewkami ze średnio i mocno dyspersyjnego flintu. Brandony w Stanach Zjednoczonych są nadal powszechnie używane przez obserwatorów układów podwójnych, planet i Księżyca dzięki ich ostrości w centrum pola, wysokiemu kontrastowi, korekcji kolorów oraz braku astygmatyzmu i komy. Konstrukcja posiada 45-50° pola widzenia. W 1962 roku Chester Brandon sprzedaje prawa do okularów, a następnie pozostałych swoich projektów optycznych Donowi Yeierowi – właścicielowi założonej cztery lata wcześniej firmy VERNONscope. W 1971 roku okular zwraca uwagę Peggy Braymer, właścicielki Questar Corporation, której decyzją okulary Brandon stają się standardowym wyposażeniem teleskopów Questar. Decyzja ta nie wiąże się wyłącznie z wysoką jakością produktu. Okularom Brandon sprzyja również...pochodzenie. Teleskopy Questar miały być całkowicie „Made in USA”, więc decyzją Peggy Braymer zrezygnowano z poprzedniego dostawcy okularów, które pochodziły z Japonii. Firma VERNONscope nadal funkcjonuje w Candor, w stanie Nowy Jork i ciągle produkuje okulary Questar Brandon z unikalnym gwintowaniem dla teleskopów Questar, jak również w bardziej konwencjonalnym formacie 1,25 cala, skierowanym do powszechnie używanych wyciągów okularowych. Okulary obecnie produkowane przez VernonScope posiadają soczewki w pełni pokryte pojedynczymi warstwami przeciw-odblaskowymi. RKE - zarejestrowany w 1979 roku jako akronim słów Rank - Kaspereit - Erfle, zawierając nazwisko twórcy samego okularu oraz nazwiska konstruktorów, których propozycje zainspirowały tego pierwszego. Przez lata pojawiało się wiele spekulacji na temat znaczenia "RKE." W powszechnej świadomości jest to skrót od nazwy „Rank Kellner Eyepiece” bądź „Reversed Kellner Eyepiece” (Odwrócony Okular Kellnera), która całkiem dobrze określa konstrukcję okularu, jednak tekst patentu precyzyjnie określa znaczenie nazwy. Okular RKE został zaprojektowany dla firmy Edmund Scientific przez fizyka Davida Ranka (1907-1981). Konstrukcja opiera się na okularze Kellnera. RKE używa pojedynczej wypukłej soczewki ocznej i wklęsło-wypukłego dubletu z elementem wklęsłym skierowanym w kierunku źródła światła. Poprzez odwrócenie układu oraz komputerowe wspomaganie projektowania dla soczewek i szkła o niskiej dyspersji, okular oferuje szersze, ostrzejsze pole, doskonałą korekcję aberracji i dłuższy odstęp źrenicy wyjściowej, Sporą wadą okularów RKE jest limit, który sprawia, że najkrótsza dostępna ogniskowa to 8 mm, więc wielbiciele obserwacji planetarnych dla uzyskania naprawdę dużego powiększenia w wielu modelach teleskopów zmuszeni są do użycia soczewki Barlowa. Cały tekst - http://astrofan.pl/od-keplera-do-naglera-cz-2/

Skompilowałem, częściowo na podstawie Harringtona, częściowo z własnych obserwacji. Wszystkie obiekty powinny być dobrze widoczne z ciemnej okolicy przez lornetkę 6x30, z miasta powinna wystarczyć 10x50 (wyłączjąc te, które wymagają ciemnego tłą nieba, jak M33 czy M101, którą z miasta ciężko czymkolwiek zobaczyć, zaś z ciemnej lokacji jest łatwa do dostrzeżenia). Część z nich jest na tyle rozległa, że nie da się ich całego piękna zobaczyć przez teleskop (no, może przez travellerka z polem rzędu 4-5 stopni), część z nich jest ładnie widoczna gołym okiem. Celowo wykluczyłem z listy obiekty typu Północnej Ameryki (wymagają dobrego nieba). Część jest oznaczona jako "Hrr", są to obiekty (w większości "asterisms" - przypadkowe, ale cieszące oko skupiska gwiazd) opisane przez Harringtona w Touring the Night Sky Through Binoculars. Proszę o niesugerowanie się podanymi jasnościami całkowitymi - są przybliżone. Większość obiektów jest skupiona wzdłuż pasa Drogi Mlecznej. Łącznie lista obejmuje 186 pozycji. Jeśli ktoś ma dodatkowe propozycje naprawdę ładnych obiektów lornetkowych - zapraszam do dopisywania Legenda: Gx - galaktyka OC - gromaga otwartta PN - mgławica planetarna ** - gwiazda podwójna (w legendzie podany kąt pozycyjny z epoką i numer w katalogu Struvego) Object Con Type R.A. Dec Mag Size/Sep/ NotesNGC 224 And Gx 00 42.7 +41 16 3.5 160'x40' Sb M31 Andromeda GalaxyNGC 752 And OC 01 57.8 +37 41 5.7 50'NGC 7686 And OC 23 30.2 +49 08 5.6 15'NGC 7089 Aqr GC 21 33.5 -00 49 6.5 13' M2NGC 7293 Aqr PN 22 29.6 -20 48 6.5 900"x720" Helix NebulaNGC 6709 Aql OC 18 51.5 +10 21 6.7 13'Lambda Ari ** 01 57.9 +23 36 4.9,7.7 37" 46o(1933);1563;9 Ari30 Ari ** 02 37.0 +24 39 6.6,7.4 39" 274o(1937);1982;colorfulHrr 4 Aur OC 05 19 +33 75' Asterism; 16,17, et alCr 62 Aur OC 05 22.2 +41 00 4.2p 28'NGC 1912 Aur OC 05 28.7 +35 50 6.4 21' M38NGC 1960 Aur OC 05 36.1 +34 08 6.0 12' M36Stock 10 Aur OC 05 39.0 +37 56 25'NGC 2099 Aur OC 05 52.4 +32 33 5.6 24' M37NGC 2281 Aur OC 06 49.3 +41 04 5.4 15'Iota Boo ** 14 16.2 +51 22 4.9,7.5 39" 33o(1942);9198Delta Boo ** 15 15.5 +33 19 3.5,8.7 105" 79o(1976);9559Mu Boo ** 15 24.5 +37 23 4.3,6.5 108" 171o(1956);9626Stock 23 Cam OC 03 16.3 +60 02 15'Hrr 3 Cam OC 04 00 +63 AsterismNGC 1502 Cam OC 04 07.7 +62 20 5.7 8'Cr 464 Cam OC 05 22 +73 4.2 120'NGC 2632 Cnc OC 08 40.1 +19 59 3.1 95' M44, Beehive or PraesepeIota Cnc ** 08 46.7 +28 46 4.2,6.6 31" 307o(1968);6988NGC 2682 Cnc OC 08 50.4 +11 49 6.9 30' M67Upgren 1 CVn OC 12 35.0 +36 18 15'NGC 5272 CVn GC 13 42.2 +28 23 6.4 16' M3NGC 2287 CMa OC 06 46.0 -20 44 4.6 38' M41Cr 121 CMa OC 06 54.2 -24 38 2.6 50' Omicron CMa ClusterNGC 2354 CMa OC 07 14.3 -25 44 6.5 20'NGC 2362 CMa OC 07 18.8 -24 57 4.1 8' Tau CMa clusterRu 16 CMa OC 07 23.2 -19 27 11'Cr 140 CMa OC 07 23.9 -32 12 3.5 42'Do 26 CMi OC 07 30.1 +11 54 24' In front of 6 CMiAlpha1+2 Cap ** 20 18.1 -12 33 3.6,4.2 378" 291o(1924);13645;opticalBeta1+2 Cap ** 20 21.0 -14 47 3.4,6.2 205" 267o(1922)NGC 129 Cas OC 00 29.9 +60 14 6.5 21'NGC 457 Cas OC 01 19.1 +58 20 6.4 13'Cr 463 Cas OC 01 48.4 +71 57 5.7 36'Stock 5 Cas OC 02 04.5 +64 26 15'Stock 2 Cas OC 02 15.0 +59 16 4.4 60'IC 1805 Cas OC/DN 02 32.7 +61 27 6.5 22'NGC 1027 Cas OC 02 42.7 +61 33 6.7 20'IC 1848 Cas OC/DN 02 51.2 +60 26 6.5 12'Cr 33 Cas OC 02 59.3 +60 24 5.9p 40'Hrr 12 Cas OC 23 20 +62 30 60' AsterismNGC 7654 Cas OC 23 24.2 +61 35 6.9 13' M52Stock 12 Cas OC 23 37.2 +52 26 20'NGC 7789 Cas OC 23 57.0 +56 44 6.7 16'IC 1396 Cep OC/DN 21 39.1 +57 30 3.5 50'Hrr 11 Cep OC 21 48 +61 600'x300' Includes Cep OB2 AssocMel 111 Com OC 12 25 +26 1.8 275' Coma star clusterBeta Cyg ** 19 30.7 +27 58 3.1,5.1 34" 54o(1967);12540;AlbireoNGC 6871 Cyg OC 20 05.9 +35 47 5.2 20'Roslund 5 Cyg OC 20 10.0 +33 46 45'Omicron1 Cyg ** 20 13.6 +46 44 4,7,5 107",338" 173o,338o(1926);13554Hrr 10 Cyg Dk 21 00 +55 600'x180' Dark lane across Milky WayNGC 7092 Cyg OC 21 32.2 +48 26 4.6 32' M39Hrr 9 Del OC 20 38 +13 30 Asterism (Theta Delphini)Nu Dra ** 17 32.2 +55 11 4.9,4.9 62" 312o(1955);10628Psi Dra ** 17 41.9 +72 09 4.9,6.1 30" 15o(19Omicron Dra ** 18 51.2 +59 23 4.8,7.8 34" 326o(1949);11779Gamma Equ ** 21 10.3 +10 08 4.7,5.9 353" 153o(1922);14702Omicron2 Eri ** 04 15.2 -07 39 4.4,9.5 83" 104o(1970);3093NGC 2129 Gem OC 06 01.0 +23 18 6.7 7'NGC 2168 Gem OC 06 08.9 +24 20 5.3 28' M35Cr 89 Gem OC 06 18.0 +23 38 5.7p 35'Nu Gem ** 06 29.0 +20 13 4.2,8.7 113" 329o(1924);5103Zeta Gem ** 07 04.1 +20 34 3.8,8.0 96" 350o(1925);5742;A=varHrr 7 Her OC 16 18 +13 100'x15' AsterismNGC 6205 Her GC 16 41.7 +36 28 5.9 16' M13NGC 6341 Her GC 17 17.1 +43 08 6.5 11' M92NGC 2548 Hya OC 08 13.8 -05 48 5.8 55' M48NGC 7209 Lac OC 22 05.2 +46 30 6.7 25'NGC 7243 Lac OC 22 15.3 +49 53 6.4 21'Alpha Leo ** 10 08.4 +11 58 1.4,7.7 177" 307o(1924);7654;RegulusHrr 6 LMi OC 10 10 +31 30 45' "Sailboat Cluster"h 3780 Lep ** 05 39.3 -17 51 6,9,8,8 89",76",129" 136o,7o,299o(1916)4254Gamma Lep ** 05 44.5 -22 27 3.7,6.3 96" 350o(1957);4334Alpha1+2 Lib ** 14 50.9 -16 02 2.8,5.2 231" 314o(1913)Epsilon1+2 Lyr ** 18 44.3 +39 40 5.0,5.2 208" 173o(1955);11635;Double-Zeta Lyr ** 18 44.8 +37 36 4.3,5.9 44" 150o(1955);11639Isk 1 Lyr OC 18 48 +37 110'Steph 1 Lyr OC 18 53.5 +36 55 3.8 20' Delta Lyr clusterCr 91 Mon OC 06 21.7 +02 22 6.4p 17'NGC 2232 Mon OC 06 26.6 -04 45 3.9 30'Cr 97 Mon OC 06 31.3 +05 55 5.4 21'NGC 2244 Mon OC 06 32.4 +04 52 4.8 24' Rosette Nebula clusterCr 106 Mon OC 06 37.1 +05 57 4.6p 45'Cr 107 Mon OC 06 37.7 +04 44 5.1 35'Hrr 5 Mon OC 06 41 -09 15' AsterismNGC 2264 Mon OC 06 41.1 +09 53 3.9 20' Christmas Tree clusterNGC 2301 Mon OC 06 51.8 +00 28 5.8 12'NGC 2323 Mon OC 07 03.2 -08 20 5.9 16' M50NGC 2343 Mon OC 07 08.3 -10 39 6.7 7'Zeta Mon ** 08 08.6 -02 59 4.3,7.8 67" 245o(1936);6617Rho Oph ** 16 25.6 -23 27 5,8,7 151",156" 0o,253o;10049NGC 6218 Oph GC 16 47.2 -01 57 6.6 15' M12NGC 6254 Oph GC 16 57.1 -04 06 6.6 15' M10NGC 6266 Oph GC 17 01.2 -30 07 6.6 14' M62IC 4665 Oph OC 17 46.3 +05 43 4.2 41'Cr 350 Oph OC 17 48.1 +01 18 6.1p 45'Mel 186 Oph OC 18 01 +03 3.0p 240'NGC 6633 Oph OC 18 27.7 +06 34 4.6 27'NGC 1662 Ori OC 04 48.5 +10 56 6.4 20'23 Ori ** 05 22.8 +03 33 5.0,7.1 32" 28o;3962Cr 65 Ori OC 05 26 +16 3.0p 220'Delta Ori ** 05 32.0 -00 18 2.2,6.3 53" 359o;4134Struve 747 Ori ** 05 35.0 -06 00 4.8,5.7 36" 223o;4182Cr 69 Ori OC 05 35.1 +09 56 2.8p 65' Lambda OriNGC 1981 Ori OC 05 35.2 -04 26 4.6 25'42 + 45 Ori ** 05 35.4 -04 50 4.7,5.3 6'Theta1+2 Ori ** 05 35.4 -05 25 4.9,5.0 135" 314o;4188;(Theta1=Trapezium)NGC 1976 Ori DN 05 35.4 -05 27 2.9 66'x60' M42; Orion Nebula!!!NGC 1977 Ori DN 05 35.5 -04 52 4.6 20'x10'Cr 70 Ori OC 05 36 -01 0.4 150' Belt starsNGC 2169 Ori OC 06 08.4 +13 57 5.9 7'NGC 2175 Ori OC 06 09.8 +20 19 6.7 18'NGC 7078 Peg GC 21 30.0 +12 10 6.4 12' M15Epsilon Peg ** 21 44.2 +09 52 2.4,8.4 143" 320o(1913);15268;EnifNGC 869 Per OC 02 19.0 +57 09 4.3 30' Double Cluster (h Per)NGC 884 Per OC 02 22.4 +57 07 4.4 30' Double Cluster (Chi Per)NGC 957 Per OC 02 33.6 +57 32 7.6 11'Tr 2 Per OC 02 37.3 +55 59 5.9 20'NGC 1039 Per OC 02 42.0 +42 47 5.5 35' M34Mel 20 Per OC 03 22 +49 1.2 185' Alpha Per ClusterNGC 1342 Per OC 03 31.6 +37 20 6.7 15'NGC 1528 Per OC 04 15.4 +51 14 6.4 25'NGC 1545 Per OC 04 20.9 +50 15 6.2 18'Alpha PsA ** 22 57.6 -29 37 1.2,6.5 7200" FomalhautNGC 2422 Pup OC 07 36.6 -14 30 4.5 30' M47NGC 2437 Pup OC 07 41.8 -14 49 6.1 27' M46NGC 2447 Pup OC 07 44.6 -23 52 6.2 22' M93NGC 2527 Pup OC 08 05.3 -28 10 6.5 22'NGC 2539 Pup OC 08 10.7 -12 50 6.5 21'NGC 6494 Sgr OC 17 56.8 -19 01 5.5 27' M23NGC 6523 Sgr DN 18 03.8 -24 23 5.8 90'x40' M8,Lagoon NebulaNGC 6531 Sgr OC 18 04.6 -22 30 5.9 13' M21NGC 6530 Sgr OC 18 04.8 -24 20 4.6 15' M8 clusterCr 367 Sgr OC 18 09.6 -23 59 6.4p 37'M24 Sgr OC 18 16.9 -18 29 4.5 90' Small Sgr Star cloudNGC 6613 Sgr OC 18 19.9 -17 08 6.9 9' M18NGC 6618 Sgr DN 18 20.8 -16 11 7 46'x37' M17,Omega NebulaNGC 6626 Sgr GC 18 24.5 -24 52 6.9 11' M28IC 4725 Sgr OC 18 31.6 -19 15 4.6 32' M25NGC 6656 Sgr GC 18 36.4 -23 54 5.1 24' M22Cr 394 Sgr OC 18 53.5 -20 23 6.3p 22'Nu Sco ** 16 12.0 -19 28 4.3,6.4 41" 337o(1955);9951NGC 6121 Sco GC 16 23.6 -26 32 6.0 26' M4NGC 6405 Sco OC 17 40.1 -32 13 4.2 15' M6,Butterfly ClusterNGC 6416 Sco OC 17 44.4 -32 21 5.7 18'NGC 6475 Sco OC 17 53.9 -34 49 3.3 80' M7Blanco 1 Scl OC 00 04.3 -29 56 4.5 90' Zeta Scl clusterNGC 253 Scl Gx 00 47.6 -25 17 7.1 22'x6' ScpNGC 6705 Sct OC 18 51.1 -06 16 5.8 14' M11; Wild Duck ClusterNGC 5904 Ser GC 15 18.6 +02 05 5.8 17' M5Nu Ser ** 17 20.8 -12 51 4.3,8.3 46" 28o(1959);10481NGC 6604 Ser OC 18 18.1 -12 14 6.5 2'NGC 6611 Ser DN/OC 18 18.8 -13 47 6.0 35' M16,Eagle NebulaIC 4756 Ser OC 18 39.0 +05 27 5.4p 52'Theta Ser ** 18 56.2 +04 12 4,5,8 22",414" 104o(1973),56o(1927);1185321 + 22 Tau ** 03 46.1 +24 32 5.6,6.4 168" Asterope; in M45M45 Tau OC 03 47.0 +24 07 1.2 110' PleiadesEta Tau ** 03 47.5 +24 06 3,8,8,8 117",181",191" Alcyone27 + BU Tau ** 03 49.2 +24 03 3.7,5.0 300" 180o;Atlas&Pleione;in M45Kappa Tau ** 04 25.4 +22 18 4.4,5.4 340" 173o(1923)Mel 25 Tau OC 04 27 +16 0.5 330' HyadesTheta1+2 Tau ** 04 28.7 +15 52 3.8,3.4 337" 346o(1921)88 Tau ** 04 35.7 +10 10 4.3,8.4 70" 299o(1920);3317NGC 1647 Tau OC 04 46.0 +19 04 6.3 45'NGC 1746 Tau OC 05 03.6 +23 49 6.0 45'NGC 598 Tri Gx 01 33.9 +30 39 6.3 60'x35' Sc M33NGC 3031 UMa Gx 09 55.6 +69 04 7.0 26'x14' Sb M81NGC 3034 UMa Gx 09 55.8 +69 41 8.4 11'x5' P M82Cr 285 UMa OC 12 03 +58 0.4 1400' OC UMa Moving ClusterZeta & 80 UMa ** 13 23.9 +54 56 2.3,4.0 709" 71o(1966);8891;Alcor/MizarNGC 5457 UMa Gx 14 03.2 +54 21 7.7 27'x26' Sc M101;Pinwheel GalaxyHrr 1 UMi OC 02 32 +89 45' "Diamond-Ring" asterismNGC 4472 Vir Gx 12 29.8 +08 00 8.4 9'x7' E4 M49NGC 4486 Vir Gx 12 30.8 +12 24 8.6 7' E1 M87NGC 4594 Vir Gx 12 40.0 -11 37 8.3 9'x4' Sb M104;Sombrero GalCr 399 Vul OC 19 25.4 +20 11 3.6 60' Coathanger ClusterStock 1 Vul OC 19 35.8 +25 13 5.3 60'NGC 6853 Vul PN 19 59.6 +22 43 8.1 480"x240" M27;Dumbbell NebNGC 6885 Vul OC 20 12.0 +26 29 5.7p 7'NGC 6940 Vul OC 20 34.6 +28 18 6.3 31'

Zgodnie z zapowiedzią otwieram nowy wątek, w którym będę umieszczać przede wszystkim zdjęcia, wykonane zestawem: Lunt Etalon 35mm Double Stack + B600,TS Individual ED 70/420 2", Barlow 2x, EQ2, CCD Chameleon Mono, FireCapture 2.1, RegiStax 6, Microsoft ICE, Corel PaintShop Pro X5. Kilka informacji czy warto było robić przesiadkę na TS Individual ED 70/420 2". Warto, po pierwsze wizualnie Słońce jest większe i wyraźniejsze niż w refraktorze Mini Lunta. Po drugie ostrzenie wyciągiem jest o wiele bardziej komfortowe i dokładniejsze. O to pierwsze fotki:

Polish Astronomy Picture of the Day - 6 lipca 2019 Mgławica Bańka Mydlana obok NGC 6888 - autor Przemysław Ząbczyk więcej na www.polskiapod.pl

Całkiem niedawno, popularny youtuber przeprowadził ciekawą ankietę, w której zapytał mieszkańców Krakowa - Czy polskie szkoły w związku z nasilającą się falą muzułmańskich imigrantów powinny zacząć uczyć cyfr arabskich? Podobnie można zapytać miłośników astronomii - Czy z tego samego powodu, moglibyśmy zacząć używać arabskich nazw, dla przykładu niech będą gwiazdy. Oczywiście taki miłośnik nie powinien mieć problemu z odpowiedzią na pytanie - przecież i tak powszechnie używamy nazw gwiazd, których genezy należy się dopatrywać na Bliskim Wschodzie. Na ciemnym, nocnym niebie możemy zobaczyć łącznie około 6000 gwiazd. Z tej grupy, 1025 gwiazd zostało nazwanych w dziele Mathematike Syntaxis Ptolemeusza, bardziej znanym jako Almagest. W tym gronie z kolei 210 nazw może pochwalić się pochodzeniem arabskim. Część z tych nazw jest bez problemu rozpoznawana przez współczesnych arabów, inne już niekoniecznie. Niektóre z tych nazw są fragmentami dłuższych nazw arabskich często skracanych w taki sposób aby mieściły się na średniowiecznych astronomicznych przyrządach pomiarowych. Niektóre zostały zniekształcone nie do poznania w ciągu wieków, ze względu na błędy pisarzy i kopistów. Spośród wspomnianych 210 arabskich nazw gwiazd do tej pory zidentyfikowanych, 52 procent pochodzi z autentycznych oryginałów arabskich, 39 procent z przetłumaczonych oryginałów Ptolemeusza, a 9 procent z pozostałych, mocno wątpliwych źródeł. Niezależnie od pochodzenia, prawie wszystkie nazwy gwiazd należą do dawnych cywilizacji. Są one częścią zbiorowego dziedzictwa kulturowego ludzkości. Współcześni astronomowie badają gwiazdy, których jest tak dużo, że określane są jedynie numerami katalogowymi i współrzędnymi. W efekcie oficjalne, "słowne" nazwy gwiazdowe są zasadniczo ograniczone do jasnych gwiazd - dostrzegalnych gołym okiem astronomów nie dysponujących sprzętem optycznym. W większości tych nazw możemy dostrzec powiązanie z gwiazdozbiorami, w których się znajdują. Na przykład, nazwa Deneb oznacza "ogon" i sugeruje nam, że wyznacza właśnie tą część gwiazdozbioru Łabędzia (chociaż niekoniecznie jak się niżej przekonacie), nazwa Achernar informuje, że mamy do czynienia z miejscem, gdzie kończy się rzeka, a nazwa Shaula ostrzega przed ogonem Skorpiona dysponującym śmiercionośnym żądłem. Wspomniane we wstępie dzieło Ptolemeusza zostało przetłumaczone z greki na język arabski dwa razy w IX wieku i w ten sposób stało się sławne. Wiele arabsko-języcznych opisów gwiazd w tłumaczeniach Almagestu zaczęło być powszechnie używanych jako nazwy dla gwiazd. Gdy teksty zaczęły być tłumaczone na język łaciński, starohiszpański i starofrancuski począwszy od X wieku, arabskie nazewnictwo było przekazywane do świata zachodniego. Jednakże, z różnych względów, nazwy po drodze zaczęły zmieniać swą formę, zmieniały znaczenie lub w skrajnych przypadkach tworzyły słowa bez znaczenia. Inne nazwy zostały omyłkowo przeniesione z jednej gwiazdy do drugiej i z tego powodu nazwa może nawet odnosić się do innej konstelacji, a nie do tej, w której gwiazda faktycznie się znajduje. W związku z faktem, że spora część nazw już od początku używana była w naukowych opracowaniach, nie zostały one przetłumaczone na język polski. W przeciwieństwie do gwiazdozbiorów, które posiadają polskie nazwy, będące zwykle tłumaczeniami nazwy greckiej lub łacińskiej, nazwy gwiazd w literaturze naukowej funkcjonują pod międzynarodowymi określeniami, a nazwy rodzime stosowane są jedynie czasem w literaturze pięknej (np. Kanikuła, z łacińskiego Canicula czyli "psia gwiazda"). Jedynie w niektórych przypadkach język polski wprowadził swoje poprawki do arabsko-łacińskich nazw, polegające zwykle na odwzorowaniu wymowy (Acrab -> Akrab). Przyjrzyjmy się zatem najbardziej popularnym nazwom gwiazd pochodzenia arabskiego 1. Achernar - najjaśniejsza gwiazda gwiazdozbioru Erydan. Nazwa pochodzi z arabskiego āḫir an-nahr oznaczającego "koniec rzeki". Warto tutaj zwrócić uwagę, że wcześniej tą samą nazwą określano inną gwiazdę - θ Eridani znaną obecnie jako Acamar, ponieważ z powodu położenia daleko na południu, Europejczycy nie znali alfy Eri i dla nich gwiazdozbiór kończył się nieco wcześniej. Gdy podróże morskie pozwoliły zaobserwować gwiazdę pierwszej wielkości położoną bardziej na południe, umieszczono ją "na końcu rzeki". Jako Achernar (lub Acharnar) występuje od XVII wieku. 2. Adhara (Adara) - gwiazda podwójna w gwiazdozbiorze Wielkiego Psa. Arabowie gwiazdy δ, ε, η, ο Canis Maioris nazywali Al-Adhārā (panny) co jest liczbą mnogą od al-ādrā (panna, dziewica). Na początku XIX wieku, nazwę przypisano gwieździe epsilon CMa. 3. Akrab - gwiazda wielokrotna w gwiazdozbiorze Skorpiona. Z łacińskiego Acrab, które wywodzi się z arabskiego aqrab (Skorpion) lub al-aqrab (Skorpion jako znak zodiaku). 4. Aldebaran (Aldeboran) - najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Byka. Co ciekawe na globusie nieba Marcina z Bylicy z XV wieku występuje jako Aldebora(n?). Nazwa pochodzi z arabskiego al-dabarān od czasownika dabara - postępować, iść za kimś, następować po kimś. Nazwę gwieździe nadano z powodu jej położenia i wschodu tuż po Plejadach. W Europie obecna forma pojawiła się stosunkowo wcześnie (XV wiek), jest miksem języka łacińskiego i hiszpańskiego. 5. Alderamin - najjaśniejsza gwiazda w Cefeuszu. Nazwa w obecnej łacińskiej formie pochodzi z XVII wieku. Swoją genezę ma w arabskim aḏ-ḏirā‘ al-yamīn (prawe ramię) jednak jak się okazuje, jest forma niepoprawna ponieważ w języku arabskim parzyste części ciała są rodzaju żeńskiego i łączą się z przymiotnikiem tego samego rodzaju, prawidłowa forma powinna zatem brzmieć aḏ-ḏirā‘ al-yumnā. Istnieje podejrzenie, że nazwa w rzeczywistości pochodzi prawdopodobnie od arabskiego ad-dirā ajn (położony z przodu, w przedniej części ramion). 6. Alfard - najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Hydry. Alfard to spolszczona wersja łacińskiego Alphard, które pochodzi z arabskiego al-fard (samotny, osobny, stojący na uboczu), co odzwierciedla "osamotnienie" stosunkowo jasnej gwiazdy pośród słabszych gwiazd konstelacji Hydry. 7. Algol - gwiazda zmienna, zaćmieniowa w Perseuszu, w tzw Głowie Meduzy. Z arabskiego al Gūl który jest nazwą znanego z kultury przedmuzułmańskiej złego ducha, żeńskiego demona pustynnego, który żywił się ciałami swych ofiar. Ptolemeusz użył określenia Gorgonion (Głowa Meduzy). Arabowie przetłumaczyli jako raʾas al-ġūl czyli "głowa demona". 8. Altair - najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Orła. Z arabskiego al-ṭā’ir (lecący). Dawni Arabowie znali ułożone w linii gwiazdy obecnie znane jako alfa, beta i gamma Orła pod nazwą an-nasr aṭ-ṭāʾir (lecący orzeł). Nazwa prawdopodobnie miała związek z arabskim bóstwem Nasr. Pełną nazwę stosowano również od określenia samej alfy Aquilae. W europejskich źródłach źródłach, nazwa w wersji łacińskiej pojawia się już od XVIII wieku. Często używano wersji Atair lub Alcair (głównie w XVII wieku). Od XIX wieku nazwa występuje w obecnej formie. 9. Betelgeuse - w polskiej wersji językowej Betelgeza. Druga najjaśniejsza gwiazda w Orionie. Z łacińskiego Betelgeuze, Betelgeuse. Nazwa prawdopodobnie pochodzi z arabskiego yad al-ǧawzāʾ, które oznaczało rękę Oriona/oblrzyma, a raczej Bliźniąt gdyż z tą konstelacją wiązano gwiazdę albo Ibt al-Jauzā oznaczającego "pachy". Europejskie transkrypcje nazwy arabskiej - Beldelgenze, Bedelgeise, wskazują na fakt, że obecna forma nazwy gwiazdy jest efektem niewłaściwego odczytania arabskiego jā jako bā, które różnią się liczbą kropek pod arabską literą. 10. Deneb - najjaśniejsza gwiazda gwiazdozbioru Łabędzia. Biały nadolbrzym zaczerpnął swą nazwę z arabskiego ḏanab ad-daǧaǧa co oznacza "ogon kury". Co ciekawe Arabowie widzieli w tym gwiazdozbiorze kurę, przez co obecnie w nazwach kilku gwiazd Łabędzia mamy odniesienia właśnie do tego ptaka. Przykładem może być ṣadr ad-daǧāǧa (pierś kury) - protoplasta nazwy gwiazdy Sadr. Na niebie znajdziemy kilka gwiazd zawierających w nazwie słowo "Deneb", jak Deneb Kaitos w Wielorybie, Deneb Algedi w Koziorożcu czy Denebola (ḏanab al-ʾasad) w Lwie. Wszystkie one oznaczają ogon istoty, która stanowi gwiazdozbiór, w którym dana gwiazda się znajduje. 11. Dubhe - najjaśniejsza gwiazda Wielkiej Niedźwiedzicy (alfa Ursae Maioris). Nazwa występuje już na globusie nieba Marcina z Bylicy w XV wieku. Łacińskie Dubhe pochodzi z arabskiego ẓahr ad-dubb al-ʾakbar czyli po prostu Wielka Niedźwiedzica. Gwiazda przez arabskich astronomów określana była terminem zahr ad'-dubb (grzbiet Wielkiej Niedźwiedzicy), z którego europejscy astronomowie zapożyczyli obciętą formę "dubb". Forma "Dubhe" pozwala przypuszczać, że źródłem zachodniej wersji nazwy było słowo "dubha" co jest hipotetyczną formą rodzaju żeńskiego od niedźwiedzia. Jednak w arabskich tekstach, nazwa występuje tylko w rodzaju męskim. 12. Fomalhaut - najjaśniejsza gwiazda Ryby Południowej. Łacińskie Fomalhaut pochodzi z arabskiego fam al-hut oznaczającego paszczę wieloryba. Ptolemeusz określił ją mianem fam al-hut al ganubi (paszcza ryby południowej).Podobnym określeniem Ptolemeusz opisał jedną z gwiazd gwiazdozbioru Wodnika. Od początku XVII wieku, skrócona forma arabska służy jedynie jako nazwa alfy PsA w europejskim nazewnictwie astronomicznym. 13. Hadar - druga pod względem jasności gwiazda Centaura. Łacińskie Hadar to z arabskiego hadāri od rdzenia "być obecnym, pojawiać się". Arabowie określali parę gwiazd alfa i beta Centauri mianem hadāri wa l-wazn. Arabskie "wazn" to określenie wagi, jednak znaczenie słów w tym zestawieniu pozostaje niejasne. Dodatkowo nie jesteśmy w stanie określić, którą z nich określano hadāri. W XVII wieku nazwa arabska przejęta została jako Hadar by pozostać taką do czasów współczesnych. 14. Hamal - najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Barana. Łacińskie Hamal z arabskiego al-hamal (baran, jagnię). Arabska nazwa gwiazdozbioru notowana w XVII wieku, przejęta została w formie Hamal w XIX wieku jako nazwa najjaśniejszej gwiazdy i wywodzi się ją z raʾs al-ḥamal (głowa barana/jagnięcia). 15. Markab - najjaśniejsza gwiazda w Pegazie. Łacińska forma pochodzi z arabskiego markab co oznacza statek, środek transportu lub zwierzę wierzchowe. Jako określenie alfy Pegaza pojawia się dopiero w XVI wieku. Wcześniej nazwa gwiazdy brzmiała matn al-faras (grzbiet konia). Z określenia "markab" korzystały też inne gwiazdy - β Pegasi i ρ Puppis (w znaczeniu - statek). 16. Mirfak - najjaśniejsza gwiazda w Perseuszu. Łacińskie Mirfak wywodzi się z arabskiego mirfaq, marfiq - łokieć. Nazwa astronomiczna pochodzi z arabskiego określenia marfiq at-turajjā czyli łokieć Plejad ponieważ alfa Persei wyobrażana była za część składową popiersia Plejad. Nazwa pojawia się w europejskiej tradycji astronomicznej w XVII wieku jako Mirphak. 17. Rigel - zwykle najjaśniejsza gwiazda Oriona. Nazwa występuje na wspomnianym kilkukrotnie globusie Marcina z Bylicy w XV wieku. Średniowieczne, łacińskie "Rigel" z arabskiego riǧl al-ǧawzā al Yusrā bądż riǧl al-ǧabbār (lewa stopa Oriona/Olbrzyma). Alternatywne łacińskie wersje nazwy obejmują "Regel" (Giovanni Battista Riccioli), "Riglon" (Wilhelm Schickard) i "Rigel Algeuze" lub "Algibbar" (Edmund Chilmead). 18. Shaula - druga najjaśniejsza gwiazda w Skorpionie. Łacińskie słowa "shaula" wywodzi się z arabskiego "aš-šawlā" (żądło, ogon skorpiona). Razem z sąsiednią gwiazdą Lesath, Shaula nazywana była w Babilonii "Sharur i Shargaz". 19. Toliman - najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Centaura. Łacińskie Toliman stanowi transkrypcję arabskiego słowa kawakib (gwiazdy) 'l-tjlm'n określającego fragment Centaura arabskim w traktacie astronomicznym z IX wieku, który opiera się na Almageście. Formę 'l-tjlm'n próbowano tłumaczyć jako liczbę mnogą od 'az-zaltman' co miałoby oznaczać dwa strusie (gwiazdy dwóch strusi). To kolejne mnogie określenie alfy i bety Centauri. Warto zaznaczyć, że gwiazdę określa się również mianem Rigel Kentaurus (arabskie - Rijl al-Qanṭūris) oznaczającego nogę (stopę) Centaura. 20. Vega - najjaśniejsza w Lutni. Średniowieczne, łacińskie "Vega" pochodzi z arabskiego (an-nasr) al-wāqi‘ czyli spadający (orzeł) od "nasr" - orzeł, sęp" i waqi' - imiesłowu czynnego pochodzącego od czasownika waqa'a (spadać, upadać). Nazwa pojawiła się w katalogu gwiazd Al Achsasi al Mouakketa i został przetłumaczony na łacinę jako Vultur Cadens "spadający orzeł lub sęp". Konstelacja Lutni przedstawiana była jako sęp w starożytnym Egipcie, a jako orzeł lub sęp w starożytnych Indiach. Nazwa arabska następnie pojawiła się w świecie zachodnim w Tablicach Alfońsyńskich, które zostały sporządzone między 1215 i 1270 rokiem. Oprócz nazwy Vega, stosowano również nazwę Alvaca. http://astrofan.pl/arabskie-noce-nazwy-gwiazd-o-arabskim-rodowodzie/

W tytułowym sklepie coś kupowałem, może nawet kilka razy. Też coś uzgadniałem telefonicznie. Sprzęt astronomiczny nie jest ich głównym/jedynym produktem dlatego super eksperta tam chyba nie ma. Pewnych rzeczy nie mają na stanie więc trzeba czasem kilka dni poczekać. Ceny na niektóre rzeczy bywają dość atrakcyjne (sic!) i bywa tam coś czego akurat gdzie indziej zabrakło. O mały włos nie kupiłem tam jakiegoś sensownego statywu z głowicą (SLIK 700 bądź 70D?), rozmówca zdawał się dobrze znać na możliwościach i ograniczeniach tych "montaży". Na pewno kupiłem jakieś niedrogie astro-sprzęty i doszły; z zasady robię przedpłatę bo decyzje podejmuję w warunkach niedoczasu i zależy mi na bezproblemowej sytuacji http://fotozakupy.pl/ Pozdrawiam

Polish Astronomy Picture of the Day - 6 kwietnia 2019 NGC 4631 - autor Łukasz Sujka www.polskiapod.pl

Zachęcony ciepłym przyjęciem tematu Kolegi @ASTROOKIE postanowiłem opisać swoją przygodę z Solarigrafią Nie zgodzę się tylko, że jest to technika archaiczna - założeniem techniki jest połączenie techniki analogowej i cyfrowej. Obraz negatywowy otrzymujemy na czarno-białym papierze światłoczułym, otrzymując obraz w nierzeczywistych kolorach. Następnie taki papier jest skanowany (żadnego wywoływania, żadnego utrwalania). Tak otrzymany obraz jest obrabiany w jakimś programie graficznym (odwrócenie na pozytyw, odbicie lustrzane, manewry krzywymi w celu zwiększenia kontrastu, czasem desaturacja, wyostrzanie). Świetnie sprawdza się wtyczka do GIMPa "National Geographic filter", która jest bogatszą wersją wyostrzania. Efekty całej obróbki widać na gotowym zdjęciu. Tutaj przykład obróbki jednego zdjęcia: 1.Goły skan 2.Po odwróceniu na pozytyw 3.Po obróbce krzywymi, kontrastem Co do produkcji samego otworka, to najważniejsza jest jego gładkość. Na każdym zadziorze (nawet po papierze ściernym 1000 i 2000) światło ulega dyfrakcji, co skutkuje gwałtownym spadkiem ostrości. Oczywiście Zbyt duży otworek również nie jest dobry, ponieważ punktowe źródło światła da na papierze obraz równy (lub ciut większy) średnicy otworka. Jednak mimo wszystko najważniejsza jest jego gładkość. Istnieje również spór, co do poprawnej nazwy "solarigrafia" vs "solarygrafia". Oryginalna, hiszpańska nazwa brzmi "solarigrafia". Jest to rozwinięcie archaicznej, XIX-wiecznej techniki zwanej heliografią. To za jej pomocą uzyskano w 1826 pierwsze zdjęcie. W solarigrafii nieodzownym elementem jest cyfrowa obróbka materiału, co opisałem w poprzednim akapicie. Wracając do nazwy - teoretycznie, według wszelkich prawideł tworzenia spolszczeń, głoska "i" powinna być zastąpiona literą "y". Jednak nazwa "solarygrafia" może wprowadzać mylne skojarzenie z solarymetrem i zjawiskiem solaryzacji. Co ciekawe, w solarigrafii może, ale nie musi, pojawiać się solaryzacja Ot, taka ciekawostka, jednak to nie wywody językowe są tematem tego artykułu. Szybki tutorial: Otworek najpierw jest delikatnie nakłuwany igłą krawiecką, by stworzyć delikatne wybrzuszenie na blaszce aluminiowej. Następnie wybrzuszenie to szlifuję na gładko papierem wodnym o gradacji 1000 lub 2000. Tak powstały otworek znów poleruję igłą krawiecką, delikatnie ją dociskając i obracają w palcach. Korzystając z prostego mikroskopu dla dzieci, sprawdzam jakość powierzchni otworka. Gdy są zadziory, powtórnie poleruję igłą krawiecką. Gdy jest dobrze, przechodzę do kalibracji za pomocą igieł do akupunktury (służy mi to tylko do określenia średnicy otworka i przyporządkowania go do odpowiedniej "ogniskowej", czyli do pojemniczka o danej średnicy. Zależność optymalnej średnicy otworka od odległości od materiału światłoczułego określa wzór: Gdzie: f - odległość otworka od papieru/kliszy/matrycy d - średnica otworka lambda - długość fali światła Obliczenia te, a także krotność wydłużenia ekspozycji w przypadku tradycyjnej "wołanej" fotografii, można przeprowadzić z pomocą darmowego programu "Pinhole Designer". Niestety, grubość blaszki i sposób wykonania otworka wpływa na kąt widzenia naszego aparatu. Konstrukcje walcowe i półwalcowe pozwalają uzyskać kąt widzenia blisko 180 stopni, jedynym ograniczeniem jest blaszka z otworkiem i grubość ścianek puszki. Kamerki można wykonać ze wszystkiego: pudełka po kliszy, puszki po piwie, puszki po energetyku, wszelkiego rodzaju pudełka. Generalnie cokolwiek, w co można zapakować papier światłoczuły, przykleić blaszkę z otworkiem i zabezpieczyć przed dostawaniem się niepożądanego światła. Spotkałem się z kamerkiami wykonanymi z zakrętek od wódki, a także wydmuszkach z jajek (tam wlewana była sama emulsja światłoczuła, nie papier). Można również użyć tradycyjnego aparatu soczewkowego, w którym umieścimy papier światłoczuły, zablokujemy migawkę w trybie Bulb i pozostawimy aparat na kilka-kilkanaście godzin, lub nawet kilka dni. Tutaj moje pierwsze kamerki po zdjęciu, widać naświetlone obrazy Na kolory i ogólnie sposób rejestracji światła, największy wpływ mają wilgotność i temperatura wewnątrz kamerki, jak również rodzaj (marka) zastosowanego materiału światłoczułego (papieru, kliszy, emulsji). Generalnie papiery gorzej radzą sobie w wysokich temperaturach i przy dużym natężeniu światła, co sprzyja pojawieniu się opisanej wcześniej "solaryzacji" (najczęściej efekt negatywny, choć wszystko zależy od intencji artysty). Również mogą pojawiać się niespodziewane kolory. Wilgotność może mieć wpływ na kontrast. Papier zwilżony lepiej się naświetla, kolory są intensywniejsze, mniejsza podatność na solaryzację. Zapraszam wszystkich do przejrzenia strony solarigrafia.pl. Znajdziecie tam niezliczone ilości zdjęć www.solarigrafia.pl/imgs/przegladaj.html Również można tam znaleźć dokładniejsze poradniki, jak wykonać swoją własną kamerkę. Zapraszam również na mój fanpage na facebooku, na którym znajdziecie więcej moich prac Solarigrafia Rybnik Dla zainteresowanych tematem, polecam również dołączyć do grupy na facebook'um, na której ludzie z całego świata publikują swoje zdjęcia wykonane w tej technice: SOLARIGRAFIA Rozwijamy również projekt Solarikalendarza, który wygląda mniej więcej tak (tu z 2015 roku). Wszelkie informacje są publikowane na wyżej wymienionej grupie na facebooku, stronie solarigrafia.pl, a także dostępne są u mnie Mogę również polecić stronę analemma.pl. Na stronie znajdziecie między innymi projekt Macieja Zapióra i Łukasza Fajfrowskiego, którzy jako pierwsi w Polsce i drudzy na Świecie sfotografowali analemmę metodą solarigrafii. Dokładniejsze informacje na temat analemmy znajdziecie na stronie http://analemma.pl/teoria A oto jedno ze zdjęć z projektu Macieja Zapióra i Łukasza Fajfrowskiego:

Polish Astronomy Picture of the Day - 5 stycznia 2019 NGC 281 - autor Tomasz Habaj www.polskiapod.pl

Polish Astronomy Picture of the Day - 6 października 2018 Skorpion - autor Marek Setlak www.polskiapod.pl

Opinia powinna zawierać informacje o produkcie, który został zakupiony oraz w miarę możliwości wszystkie elementy robienia zakupów w tym sklepie (stopień skomplikowania procesu zakupowego, doradztwo, ocena obsługi, szybkość wysyłki, możliwość i skuteczność reklamacji). Opinie powinny dotyczyć konkretnych przypadków. Opisuj tylko swoje doświadczenia związane z konkretnym zakupem, nie publikuj komentarzy dotyczących zasłyszanych historii. Bez względu na to, czy opinia jest pozytywna czy negatywna – dodaj ją. Każda recenzja, opisująca prawdziwą sytuację jest bezcenna dla pozostałych kupujących. ______________________________________________________ W tym temacie oceniamy zakupy w sklepie Astrokrak. http://astrokrak.pl

Opinia powinna zawierać informacje o produkcie, który został zakupiony oraz w miarę możliwości wszystkie elementy robienia zakupów w tym sklepie (stopień skomplikowania procesu zakupowego, doradztwo, ocena obsługi, szybkość wysyłki, możliwość i skuteczność reklamacji). Opinie powinny dotyczyć konkretnych przypadków. Opisuj tylko swoje doświadczenia związane z konkretnym zakupem, nie publikuj komentarzy dotyczących zasłyszanych historii. Bez względu na to, czy opinia jest pozytywna czy negatywna – dodaj ją. Każda recenzja, opisująca prawdziwą sytuację jest bezcenna dla pozostałych kupujących. ______________________________________________________ W tym temacie oceniamy zakupy w sklepie Astrozakupy. https://www.astrozakupy.pl

Cześć Najnowszy 69 odcinek Astronarium będzie o astrofoto. Poniżej zajawka

Czekamy na Wasze zgłoszenia ! www.polskiapod.pl

Na sprzedaż teleskop GSO Dobson 12” DeLuxe 305/1500 M-CRF z chłodzeniem lustra. W zestawie pokrowiec, dwa okulary (GSO Super View 30mm i GSO Super Plossl 9mm), przedłużka GSO 35mm, Soczewka Barlow’a GSO 2,5x i filtr No.25 (1,25”). Teleskop i cały osprzęt w dobrym stanie, ze względu na swoje rozmiary, ostatnio bardzo rzadko używany. Cena 2600 pln.

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

Przychodzi taki czas, że należy podjąć ważne decyzje i wdrożyć je w życie. Przez ponad 10 lat grałem na Astropolis tzw. pierwsze skrzypce - poświęcając mu wiele, wiele dni, miesięcy, lat,... kosztem pracy, rodziny, innych przyjemności. Ze wzruszeniem przypominam sobie różne chwile z Wami spędzone. Z biegiem czasu widzę same pozytywy, co napawa mnie ogromną satysfakcją. Kilka miesięcy temu postanowiłem, że ktoś inny powinien zostać liderem tej społeczności i wytyczyć (mam nadzieję) w porozumieniu ze społecznością nowy kierunek rozwoju. Główną przyczyną takiej zmiany jest fakt, że od blisko 2 lat życie zawodowe całkowicie odciągnęło mnie od pasji, a ostatni rok to już przysłowiowa masakra. Zostało mi go tylko tyle, żeby wspierać, pomagać, doradzać, ale nie pracować przy pełnym zaangażowaniu. Mam nadzieję, że za 2-3 lata znowu będę mógł Wam pomóc rozwijać to przedsięwzięcie, ale póki co, oddaje lejce nowemu adminowi. Praca admina polega głównie na walce z wiatrakami. Zdecydowana większość marzeń, problemów, czy możliwości, jest nie do zrealizowania z braku zasobów ludzkich. Dlatego w tym miejscu apeluję, żebyście wsparli nowego admina i wykorzystali jego zapał. Astropolis ciągle jest największą tego typu inicjatywą i warto się w nią zaangażować. Niewiele projektów dało mi tyle satysfakcji, co Astropolis, a jestem przekonany, że nowy admin uczyni to miejsce jeszcze bardziej społeczne, niż udało się to poprzedniej ekipie. Przede wszystkim poszukujemy programisty - jest tu taki? Posadę nowego administratora Astropolis przyjął świetnie Wam znany @Paether. Czy ta zmiana będzie dla Astropolis korzystna, zależy głównie od Was i waszego wsparcia. Niech Astropolis się rozwija. Wierzę, że wybraliśmy dobrze i z czasem wszyscy się o tym przekonamy. Powodzenia Paether.