Search the Community

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 lipca 2019 Mgławica Bańka Mydlana obok NGC 6888 - autor Przemysław Ząbczyk więcej na www.polskiapod.pl

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

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…

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

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.

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:

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

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

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/

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.

Kolejny dzień poszukiwań w projekcie Exoplanet Explorers. Ciągle dochodzą kolejne kandydatki (jest ich już 55!), ale przykuła moją uwagę jedna (nr 2), którą znalazłem 16 kwietnia 2017 roku. Postanowiłem wstawić ją na forum Zooniverse, aby inni dokonali jej analizy. No i coś mamy - kolejna kandydatka obiegającą czerwonego karła. Jednak jest to niezwykła kandydatka na planetę. Sonda Kepler wykryła ją podczas kampanii nr 4 w misji K2. Obiega gwiazdę o oznaczeniu EPIC 210693462 (o jasności 13.87 mag) leżącą w konstelacji Byka, w osi rektascensji równo z Plejadami, a w deklinacji - z Hiadami (można więc wyobrazić sobie, że tworzą taki trójkąt prostokątny na niebie). Spadek jasności na skutek tranzytu, wynosi 0.00145 magnitudo (niestety, niedostępne amatorsko). Na podstawie B-V gwiazdy można było określić jej promień, który wynosi 0.312 promienia Słońca. Łącząc te dane, możemy wyliczyć promień naszej potencjalnej planety pozasłonecznej: około 7.900 kilometrów, a więc niewiele większa od Ziemi i jest skalista! No ale o co chodzi - na podstawie okresu orbitalnego (31.39208 dnia) określono, że znajduje się idealnie w ekosferze. Wskaźnik ESI (Earth Similarity Index) wynosi aż 0.98! Użytkownik w EE o nicku Cabbink wyznaczył temperaturę na 309K (36°C) przyjmując istnienie atmosfery podobnej do ziemskiej oraz 282K (9°C), gdyby jej nie było. Dlatego, gdyby teraz potwierdzono istnienie tej planety, to zostałaby dopisana do listy planet nadających się do życia W związku z emocjonującym odkryciem, kandydatka została wpisana do najważniejszych znalezionych obiektów. Jest coraz bliżej! Autor grafiki: Courtesy of the ESO/M. Kornmesser

W odzewie do statusu Adama, zaklada temat. Wszystko jak w temacie, co kto chce i jak to widzi. ZERO ograniczen.

Równolegle do idei konkursu obróbki astrofotografii, dojrzewała idea konkursu teoretycznego. Kiedyś prowadziłem tego typu akcję dzięki czemu wyciągnąłem sporo wniosków jak to usprawnić, ułatwić i w ogóle stworzyć bardziej atrakcyjną formę. Wstępnie zaadaptowałem mój stary regulamin, poczyściłem dział i już za miesiąc jedziemy z tematem. Jakie są nowe założenia: Konkurs ściśle związany z forum, głównie z Celestią. Odpowiedzi na wszystkie pytania będzie można znaleźć właśnie u nas. Już trochę tej wiedzy się nazbierało, a w międzyczasie pojawi się więcej. Użycie systemu quizów. Poprzednio brałem na siebie zbieranie na priv odpowiedzi, sprawdzanie poprawności, liczenie punktów. Quizy robią to automatycznie więc to spore ułatwienie, również dla uczestników. Wszystko "podane na tacy" - wystarczy kliknąć parę razy. Podwójne rundy miesięczne. Poprzednio ludzie rezygnowali z konkursu w trakcie, bo przegapili jakiś etap. W nowej formie w każdym miesiącu będą dwie szanse, a pod uwagę będzie brany wynik jednej z nich (jeśli ktoś weźmie udział w obu to bierzemy lepszy). Forma quizowo-opisowa. Oprócz punktów za quiz, będzie można otrzymać dodatkowe punkty za przygotowanie własnego opracowania na wybrany teoretyczny temat, który opublikuje na Celestii. Ta część do przedyskutowania. Jeśli pojawią się lepsze nagrody, konkurs też będzie bardziej wymagający. Jeśli akcja pozostanie formą zabawy - ograniczymy się do quizów. Czas trwania. Tym razem forma półroczna. Runda finałowa w lipcu. Jeśli ktoś z laureatów będzie obecny i wyrazi taką chęć, wręczenie nagrody może odbyć się na wrześniowym zlocie. Grono prowadzące. Mam zapewnienie o pomocy od Bellatrix i LibMara, czyli osób, które sporo tutaj ciekawej wiedzy umieściły. Wstępny zarys regulaminu dostępny tutaj - http://astropolis.pl/topic/44037-celestiada-regulamin/ Zapraszam do dyskusji, może komuś przyjdzie coś ciekawego do głowy, co mi i kolegom moderatorom umknęło

Istnieje wiele różnych klasyfikacji ciał niebieskich. Klasyfikacje te pozwalają astronomom na grupowanie obiektów ułatwiając kolejne badania i zwykły przepływ informacji między badaczami. Jednak nie wszystkie obiekty pozwalają się tak precyzyjnie "zaszufladkować". Sklasyfikowanie brązowych karłów nie jest łatwe. Są one zbyt masywne na planety, a zbyt małe, aby umieścić je w towarzystwie gwiazd, ale jednocześnie posiadają pewne cechy obu grup obiektów. Obecnie przyjmuje się, że każde ciało nie będące gwiazdą, o masie powyżej 13 mas Jowisza, jest brązowym karłem. Bywają czasami nazywane "nieudanymi gwiazdami" ponieważ są słabym, mało masywnym rodzeństwem pełnoprawnych gwiazd ale fascynują astronomów z różnych powodów. Ciągle jednak niewiele o nich wiemy. Co więcej, ten kosmiczny "dylemat" nie był pewny aż do 1995 roku gdy odkryto Gliese 229B - pierwszego potwierdzonego brązowego karła. BRĄZOWE KARŁY NIE SĄ BRĄZOWE, A BRĄZOWY NIE JEST KOLOREM „Oczywiste było, że potrzebny jest kolor opisujący te karły, który byłby między czerwonym i czarnym. Zaproponowałam kolor brązowy i Joe (Silk) protestował ponieważ brązowy nie jest kolorem ...” Dr Jill Turner W 1963 roku astronom Shiv Kumar z Uniwersytetu Virginia wysunął założenie, że ten sam proces grawitacyjnego kurczenia się, który formuje gwiazdy z obłoków pyłu i gazu, mógłby również ukształtować mniejsze obiekty. Zamiast płonących czerwonym, żółtym, niebieskim lub białym światłem w wyniku fuzji jądrowej, mogłyby być ogrzewane przez grawitacyjny kolaps. Teraz już wiemy na pewno, że takie obiekty istnieją. Nazywamy je brązowymi karłami, ale nie są w rzeczywistości brązowe. Więc jakiego są koloru? Określenie "brązowy karzeł" zostało wymyślone przez Dr Jill Tarter w 1975 roku do opisania tych hipotetycznych wówczas obiektów i okazało się popularniejsze niż inne ówczesne i późniejsze propozycje jak "podgwiazda", "karzeł podczerwony" czy "planetar". Od połowy lat 80-tych naukowcy intensywnie poszukiwali odpowiedzi na pytanie jak częstym są zjawiskiem o ile w ogóle istnieją. Trudność w obserwacji tych obiektów związana była z bardzo słabym światłem jakie emitują. Brązowy to nie kolor, nie dla astronomów. Gdy bierze się pod uwagę kolor gwiazdy, astronomowie mówią o długości fali światła emitowanego w największej ilości przez daną gwiazdę. Gwiazdy emitują światło o różnych długościach fal, ale nie mogą emitować brązowego. Dr Kenneth Brecher jest profesorem na Uniwersytecie Bostońskim oraz głównym badaczem projektu LITE. Jest to projekt, który wykorzystuje szereg eksperymentów, w celu zrozumienia jak ludzie postrzegają kolory. Brecher wykonał prezentację na spotkaniu American Astronomical Society o rzeczywistej barwie brązowych karłów. Problem polega na tym, że "kolor" brązowy i zbliżone do niego, są bardzo uzależnione od otoczenia w jakim się znajdują. Im ciemniejsze otoczenie tym bardziej skłaniamy się do wersji, że widzimy kolor pomarańczowy. Dlatego bardzo ciężko odwzorować, jaki kolor zobaczylibyśmy spoglądając z niewielkiej odległości na przeciętnego brązowego karła, ale posługując się popularnym kodem szesnastkowym, byłby to mniej więcej EB4B25 o wartości RGB: R-235, G-75, B-37. Wygląda bardziej na czerwonawy pomarańcz niż brąz. GWIEZDNE NIEWYPAŁY Przepis na przygotowanie brązowego karła rozpoczyna się tak samo jak przepis na gwiazdę. W największym skrócie, gwiazdy na ogół tworzą się kiedy mgławica pyłu i gazu jest z jakiegoś powodu zaburzona i zaczyna się zapadać. Obłoki takie zawierają w większości wodór i hel, lecz mogą też posiadać niewielkie ilości deuteru i litu. Po skondensowaniu, tworzy się obiekt wystarczająco masywny aby zapalić fuzję jądrową. Brązowe karły to obiekt jaki powstaje, kiedy ten proces się nie powiedzie, gdy protogwiazda nie uzyska wystarczającej masy do utrzymania syntezy jądrowej. Jak gorąca musi być protogwiazda aby podtrzymać fuzję jądrową? Około 10.000.000° Celsjusza, Ile do tego potrzeba masy? Około 75-80 razy więcej niż masa Jowisza. To powyższe to absolutne minimum potrzebne do stworzenia najmniejszych i najzimniejszych gwiazd. Każda gwiazda, która jest większa, gorętsza i jaśniejsza wymaga o wiele więcej materii. Z brązowymi karłami jest inaczej. Z jakiegoś powodu nie było wystarczająco dużo materii w danym obszarze, aby protogwiazda "zapaliła się". Pozostała po prostu kulą gazu, która przez pewien czas jest w stanie syntezować deuter. Ile potrzeba masy do zapoczątkowania reakcji syntezy deuteru? Około 13 razy więcej niż masa Jowisza. Temperatura brązowych karłów może być nawet bardzo zbliżona do temperatury "gwiezdnej", ale może również być porównywalna do temperatury "planetarnej" a ich masy również wahają się także między gwiazdami i gigantycznymi planetami gazowymi. Są one szczególnie interesujące dla naukowców, ponieważ mogą dostarczyć sporo wskazówek na temat procesów formowania się gwiazd. Brązowe karły i gazowe olbrzymy gazowe takie jak Jowisz są fizycznie zadziwiająco podobne. Główną różnicą jest temperatura. Brązowe karły mogą mieć temperatury zbliżone do 2000°C lub stosunkowo niskie, niewiele powyżej zera. W 2014 roku odkryto obiekt (WISE J085510.83-071442.5), którego temperatura wynosi od −48 do −13 °C jednak z powodu niewielkiej masy określany jest mianem "brązowego podkarła", może być również samotną planetą. Temperatura panująca na umownej powierzchni Jowisza czy Saturna schodzi poniżej -100°C. Taka różnica temperatury sprawia, że materia obu rodzajów obiektów zachowuje się w różny sposób. Na przykład woda pozostaje zwykle w postaci gazowej na brązowych karłach, a zamarza na gazowych gigantach. "BRĄZOWE" TYPY WIDMOWE Chociaż oznaczone jako "brązowe", podzielone są na klasy oparte na pasmach absorpcji w widmie. Wszystkie znane nam gwiazdy klasyfikujemy według typów widmowych. Główne typy widmowe od najgorętszych do najchłodniejszych to: O, B, A, F, G, K i M. Jednak czerwone karły stają się coraz chłodniejsze i nikną z czasem, aż jedyne światło jakie emitują ograniczy się do zakresu podczerwieni. Aby możliwa była ich klasyfikacja, astronomowie dodali typy widmowe L, T oraz Y. Typ M Temperatura 3500-2100 K. Bardzo zbliżone do czerwonych karłów, stanowią pewnego rodzaju połączenie między dwoma rodzajami obiektów. Czerwone karły na chłodniejszym końcu klasyfikacji uważa się brązowe karły i nazywane są "late-M dwarves". W widmie dominują linie absorpcyjne TiO, VO, H2O, CO. Ich barwę można określić jako brudną czerwień. Znamy ponad 300 takich obiektów. Typ L Temperatura 2100-1300 K. W tej klasie linie absorbcyjne tlenków są zastępowane przez wodorki (FeH, CrH, MgH, CaH) i silne linie metali alkaicznych. Gwiazdy w tej klasie są purpurowo-czerwone. Znamy ponad 1300 takich obiektów. Typ T Temperatura 1300-500 K. Tutaj widzimy silne linie CH4 i H2O oraz ekstremalnie szerokie Na I i K I. Znamy prawie 600 takich obiektów. Typ Y Temperatura poniżej 500 K. Najzimniejsza możliwa kategoria, która była zaledwie hipotetyczna, aż do niedawnych odkryć szeregu niezwykle ciekawych karłów. Obecnie 21 brązowych karłów zostało przypisanych do klasy Y. Nie wydzielają praktycznie żadnego światła więc fizycznie są najbliższe planetom. Dostrzeżenie tych obiektów było możliwe dzięki obserwacjom w zakresie podczerwieni przez teleskop WISE. Brązowy karzeł tuż po swoich narodzinach, przez stosunkowo niedługi czas (kilka milionów lat) jest w stanie syntezować deuter jednak cały czas stygnie. Dlatego też typ widmowy brązowego karła odzwierciedla jego wiek. Brązowe karły zwykle rozpoczynają żywot jako obiekty typu L i z biegiem czasu stygną stając się się obiektami kolejnych typów. NAJBLIŻSI SĄSIEDZI Źródełka: http://www.solstation.com/stars/pc10bd.htm http://www.universetoday.com/23247/if-brown-isnt-a-color-what-color-are-brown-dwarfs/ http://futurism.com/what-is-the-difference-between-brown-dwarfs-gas-giants-and-stars/ http://www.guide-to-the-universe.com/brown-dwarf-star.html http://www.csmonitor.com/Science/2015/0730/Are-brown-dwarfs-stars-or-planets-Check-their-auroras https://carnegiescience.edu/news/when-it-comes-brown-dwarfs-“how-far”-key-question http://w.astro.berkeley.edu/~basri/bdwarfs/SciAm-book.pdf Polecam szczególnie ostatni link. Wszystkie obrazki z dedykacją dla Hamala - miłośnika obrazków.

Archiwum Polskiego APODa ma spory zapas materiałów, ale od dwóch tygodni nie dostaliśmy nic nowego. Jest to oczywiście wynik braku pogody i trochę ogórkowego sezonu, bo właściwie w DSach oprócz galaktyk za dużo obiektów nie mamy. Ale przecież są zdjęcia US, zjawisk, tranzytów i wiele innych. Jak zapewne zauważyliście wybór Jury jest bardzo szeroki. Czekamy na Twoje zgłoszenie. Warto spróbować, Polski APOD jest także widoczny na FB. Pokaż swoją pracę! Zapraszamy!