Tarczę nasampierw kuł, potężną i wielką, misternie
Zdobiąc ją całą i w krąg opasując obręczą potrójną,
Co migotliwy blask siała; i rzemień srebrny przytwierdził.
Z pięciu zaś płyt składała się tarcza, a na niej Hefajstos
Wyrył wiele kunsztownych rzeźb umiejętną swą sztuką.

Najpierw ziemię wyrzeźbił, a potem niebiosa i morze,
Słońce niezmordowane i księżyc w pełni, a wreszcie
Gwiazdozbiory wszelakie, co wieńczą nieba sklepienie,
Więc Plejady i Hyady i też potężnego Oriona
I Niedźwiedzicę co Wozu Wielkiego ma również nazwanie,
Krąży ciągle na miejscu i na Oriona spoziera,
Z gwiezdnych zaś gromad jedyna nie nurza się w toń Okeanu.
(Homer, Iliada, Pieśń XVIII, przełożył Ignacy Wieniawski; zachowano oryginalną pisownię)

Źródło: http://www.epodreczniki.pl/reader/c/131144/v/41/t/student-canon/m/j00000000WB1v47

Tułający się po morzach Hellady Odyseusz, odpływając z wyspy Ogygii mówi o swej żonie Penelopie do nimfy Kalipso jakże współczesnymi słowami:

?...Mimo to tęsknię do niej; tęsknię coraz więcej,

Aby się dnia powrotu doczekać najprędzej;

Choćby mię bóg znów jaki pogrążył w bałwany,

Zniosę mężnie, w cierpieniach jam wypróbowany.

Tylem już przebył, takie przechodził katusze

Na wojnie i na morzu, że i to znieść muszę!?
 

Po czym:

Siadł u steru i biegle przez ciemne odmęty

Łódź kierował. Nie przyszła nigdy nań drzemota;

W Plejady, w nie śpiącego wciąż patrzał Boota,

Toż w Niedźwiadka zwanego Wozem; gwiazda ona

Bowiem w miejscu się kręci, patrząc wciąż w Oriona,

A w morzu się, jak inne, nigdy nie zanurzy.

Nimfa z nim się żegnając, tę gwiazdę w podróży

Kazała mieć na oku wciąż po lewej stronie.

(Homer, Odyseja, Pieśń V, przełożył Lucjan Siemieński)

Nazwą Bootes Homer określa tu nie gwiazdozbiór, lecz jego najjaśniejszą gwiazdę, współczesnego Arktura.

Także w greckiej poezji lirycznej odnajdujemy obrazy nieba, podkreślające uczucia i nastroje.  Łagodny głos Safony dotarł do nas w okruchach przez otchłań czasu i chwyta za serce po dwudziestu sześciu wiekach:

Jaśniejesz teraz wśród lidyjskich kobiet
jak nocą, po zachodzie słońca
różanopalce księżycowe światło

zaćmiewające gwiazdy, i promienie
ślące na gorzkie fale morza
i na kwiatami zaścielone łąki...
...
gwiazdy dokoła prześlicznej Selene
cieniem promienne przesłaniają twarze,
gdy ona pełnią srebrzystego blasku
świeci nad ziemią.
...
Zaszedł już księżyc i zgasły
Plejady, północ mija,
godziny płyną wolno
a ja tu leżę sama.
...
Wiem, że nie można zakosztować w życiu
wszelkiego dobra. Trzeba raczej wybrać
rzecz upragnioną niż tę, którą łatwiej
przyjdzie zapomnieć.

(Przełożyła Janina Brzostowska)

Źródło : Wikipedia

Jeśli starannie wczytamy się w ten tekst, zobaczymy, ze poetka znała zjawisko utraty adaptacji wzroku do ciemności po wschodzie Księżyca.

Konstanty Ildefons Gałczyński, absolwent filologii klasycznej, też potrafił przemówić do uczuć, nawiązując do Owidiusza i jednocześnie cytując Puszkina:

MELANCHOLIJNA PORO, OCZU OCZAROWANIE.
W SZKARŁACIE, ZŁOCIE STOI LAS PRZY LESIE.
A ja, stojąc przy ścianie,
patrzę, jak w szyby okienne winkrustowuje się jesień.
Osypuje się kasztan.
Lato porzuca ziemię jak Tezeusz Ariadnę na wyspie Naxos.
Zanim wzejdzie wieczorna gwiazda... 

(Konstanty Ildefons Gałczyński, Śmierć Andersena)

A oto tekst Owidiusza:

Tezeusz wraz z Ariadną do Naksos uchodzi, tam zdradliwie na brzegu samą Ariadnę zostawia. Gdy porzucona skarży się i płacze, Bachus ją w żalu pociesza i za żonę bierze. Diadem zdejmuje jej z czoła i ciska w niebo, by wśród gwiazd jaśniał na wieki. Diadem lekko leci w niebieskie przestworza, a w locie każdy kamień w gwiazdę się zamienia i tak powstał gwiazdozbiór Wieniec Ariadny między Strzelcem klęczącym a trzymającym węża Heraklesem.  

(Owidiusz, Przemiany, przekład Anny Kamieńskiej)

Źródło: http://www.maribert.com/index.php/Korona_polnocna.html

Strzelcem Owidiusz nazwał zapewne obecny gwiazdozbiór Herkulesa, na co wskazuje określenie ?klęczący?. Gwiazdozbiór ten nosił wcześniej grecką nazwę Engonasin, zaś u Ptolemeusza Geniculator, czyli właśnie Klęczący. Herkules jak wiadomo był świetnym łucznikiem a jedna z jego strzał (Sagitta) do dziś wisi na nieboskłonie.

Z kolei Heraklesem poeta mógł nazwać leżącego dalej na południe potężnego Wężownika ?trzymającego węża?. Przecież Herkules, jeszcze jako niemowlę, udusił dwa nasłane nań przez Herę węże.  Poeta mógł też nazwać tak rosłego Wolarza, z wijącą się na kształt węża linią gwiazd ?, ?, ?, ?, 20, ? (Arktur), ?, ? oraz ? Boo w dolnej części gwiazdozbioru. Za tą ostatnią możliwością przemawia usytuowanie Diademu (Korony Północnej) dokładnie między Herkulesem a Wolarzem.

Cóż, licentia poetica. Owidiusz nie był przecież astronomem. Nazwy gwiazdozbiorów także przeszły rozmaite koleje od jego czasów do współczesności.

Gdy bliżej zainteresujemy się zakupem lornetki, nagle sprawy się komplikują. Pod nazwą lornetka w magazynie optycznym znajdziemy instrumenty od 20 do 150 mm średnicy obiektywu. To już są różnice, tym bardziej, że przecież powierzchnia zbierająca światło rośnie z kwadratem promienia obiektywu. Jako zainteresowani obserwacjami nocnego nieba raczej zrezygnujemy z naprawdę małych i lekkich modeli turystycznych. Interesować nas będą lornetki o aperturze (średnicy obiektywu) ponad 40 mm. Już lornetki 8x42 i 10x42, popularne wśród obserwatorów ptaków, są cenione przez niektórych astroamatorów jako sprzęt przeglądowy, współpracujący z teleskopem. Lekkość i poręczność lornetek poniżej 50 mm wynagradza ich stosunkowo niewielką zdolność zbierania światła. Czy aż tak niewielką? Policzmy sobie:

w nienadzwyczajnych warunkach, a przecież z takimi mamy ciągle do czynienia, źrenica rozszerza się do jakichś 5 mm. Daje to powierzchnię zbierającą światło około 19,5 mm². Lornetka 8x42 doprowadzi do tak rozszerzonej źrenicy światło zebrane z powierzchni niemal 1400 mm², czyli 70 razy większej. Przy tym straty światła na dobrej optyce będą minimalne a powierzchnia siatkówki oka odbierająca obraz – całkowicie wykorzystana. Źrenica wyjściowa, czyli krążek światła wychodzącego z okularu będzie takiej samej wielkości jak źrenica naszego oka. Dysponując dobrym niebem zobaczymy więc wcale niemało. Będąc na słowackim Liptowie obserwowałem obiekty niedostępne pod Warszawą dla lornety 77 mm. Po prostu leżałem na trawie gapiąc się na mgławice i gromady przez lornetkę 8,5x44 a większa lorneta leżała bezczynnie. Przy tym lornetki „ptasiarskie” potrafią być naprawdę świetnej jakości, zwłaszcza dobrze oddając barwy. Wiadomo, dlaczego.

Jednak klasyczna lornetka astroamatora to 50 mm. Klasyczna, czyli która? Mamy wśród nich zarówno zawodniczki wagi lekkiej, z centralnym ustawianiem ostrości, najwyraźniej przeznaczone do przyrody czy turystyki. Spotyka się jednak także sprzęt „pancerny”, ważący 1,4 a nawet 1,6 kg. To już się czuje. Z wolnej ręki długo nie popatrzymy, oparcie o oczodoły szybko wywoła ból. Ani rusz bez porządnego statywu. Najczęściej lornetki takie mają indywidualną regulację ostrości na każdym okularze. Dla astroamatora to bardzo dobrze, dla przyrodnika bardzo źle, tym gorzej, że minimalna odległość ostrego widzenia bywa spora. Jak w wierszyku o kotku: a wtem frr, uciekł wróbelek. Więc ostrożnie, 50 milimetrów nie równa się 50 milimetrom. Aby dodatkowo skomplikować sprawę, producenci do tych 50 mm potrafią dać powiększenie od 7 do 16 razy. O ile pierwszą możliwość dość łatwo zaakceptować pod pewnymi warunkami (młode, w pełni rozszerzające się źrenice plus naprawdę czarne niebo), o tyle 16-krotne powiększenie w takiej lornetce to znaczna przesada. Źrenica wyjściowa 3,1 mm nie wykorzystuje potencjału oka a pole widzenia 3,5 stopnia w obrazie skaczącym przy 16-krotnym powiększeniu nie ułatwia życia. Jednak Księżyc w tym powiększeniu będzie już wielkim globusem plastycznym z widocznymi łańcuchami górskimi, centralnymi masywami kraterów i wielkimi uskokami tektonicznymi.

Do wagi średniej lub lekkociężkiej zaliczam lornetki o średnicy obiektywu 56 mm, najczęściej przeznaczone dla nocnych myśliwych, zwłaszcza gdy mają powiększenie 8-8,5 raza. Lecz my, astroamatorzy, też przecież jesteśmy nocnymi myśliwymi i możemy skorzystać z bogatej oferty, oczywiście jeśli nas na to stać. Tanie lornetki myśliwskie nie występują w przyrodzie.  Jednakże apertura 56 mm z często spotykanym powiększeniem 12-15 razy to poważny sprzęt obserwacyjny. Z badań Eda Zarenski’ego wynika, że zasięg tych lornetek może wynosić niemal 10,75 mag przy widoczności gołym okiem 6 mag. Do tego można dodać znakomitą kontrastowość obrazu, tak przecież potrzebną nocnym myśliwym. Takie lornetki powoli przestają być sprzętem do obserwacji z ręki. Szczerze mówiąc, dla większości obserwatorów bez niezłego statywu ani rusz. Tym bardziej dotyczy to lornetek 60 mm. Jednak gdy te ostatnie są dobrej jakości, to pod wiejskim niebem ukażą dziesiątki galaktyk, rozdzielą M-ki Woźnicy czy Bliźniąt, zachwycą obrazem Wielkiej Mgławicy w Orionie.

Następny częsty rozmiar to 70 mm. Jednak uwaga! To już jest zawodnik sumo. Jeszcze się porusza ale już przestaje przypominać człowieka. Za to jaka potęga! Więc coś za coś – zamiast lornetki dostajemy lornetę, sprzęt statywowy, opakowany najczęściej w walizeczkę, nie bardzo nadający się do noszenia na szyi, chociaż pasek do niego dają. 2-2,5 kg świetnie się spisuje na statywie czy żurawiu, jednak z ręki to nie poobserwujemy, co najwyżej troszkę,  przez lekki model, po podparciu łokci. Już w tej kategorii spotyka się giganty ważące 4 kg i długie na pół metra, więc uwaga, 70 mm może wyglądać i ważyć całkiem różnie.

W klasie 70 mm pojawia się także po raz pierwszy sprzęt całkiem odmienny - lorneta kątowa. Ma ona okulary ustawione pod kątem 45 lub 90 stopni do tubusów, co bardzo poprawia komfort obserwacji obiektów wysoko na nieboskłonie. Ten układ utrudnia jednak celowanie i dlatego warto zamontować do niego szukacz czy celownik, np. kolimatorowy, tzw. red dot. Lornety takie, zwłaszcza o jeszcze większej aperturze i ogniskowej ponad 400 mm, są niekiedy nazywane lunetami lub teleskopami dwuokularowymi.

Lornety 80-110 mm bywają zarówno proste jak i kątowe. Tutaj ciężar sięga 4-8 kg, lorneta jest zapakowana w pełnowymiarową walizkę, statyw do niej waży drugie tyle a żuraw nawet dwa razy tyle. Noszenie tego na dłuższy dystans przestaje wchodzić w rachubę a wożenie wymaga samochodu.

Jednak na tym nie koniec. Lorneta 150 mm zamknięta jest w skrzyni, którą przenosi dwóch chłopa. Jej statyw odpowiada montażowi dużego teleskopu. Przewożenie jej i rozstawianie może już być pewnym wyzwaniem logistycznym. Jednak to, co można zobaczyć, a także jakość obrazu docenią tylko ci nieliczni, którzy mieli rzadkie szczęście uczestnictwa w zlocie, na który przywieziono takiego giganta.

Polecane lektury

Arkadiusz Olech: Wszystko co chciałbyś wiedzieć o lornetkach ale wstydzisz się zapytać

http://www.optyczne.pl/10.1-artyku%C5%82-Wszystko_co_chcia%C5%82by%C5%9B_wiedzie%C4%87_o_lornetkach_ale_wstydzisz_si%C4%99_zapyta%C4%87.html

Ed Zarenski: Limiting Magnitude In Binoculars

http://www.cloudynights.com/documents/limiting.pd

Nisko na niebie, 20° od chylącego się ku zachodowi Arktura powinniśmy jeszcze zdążyć dostrzec pierwszą ciekawą grupę gwiazd. To głowa Węża, widoczna gołym okiem jako prostokąt  wielkości 3°x5° złożony z pięciu gwiazd ok. 4mag-5mag, w tym β, γ, κ, ι oraz ρ Ser. Twórcy map nieba kreśląc gwiazdozbiór chętnie pomijają ρ Ser, pozostawiając trójkąt czy też klin bardziej przypominający głowę żmii. Zarys klina celującego na północny zachód dopełniają τ⁷ i τ⁸ Ser (ok. 6mag-7mag). Właśnie takie postrzeganie głowy Węża sugerują najczęściej atlasy. My jednak, dysponując lornetką o polu widzenia ponad 6° zobaczymy, że jasne gwiazdy trójkąta uzupełnione o pomarańczową ρ Ser (4,74mag, typ widmowy K4.5 III) tworzą niemal symetryczną kopertę. Jeszcze jaśniejszy i jeszcze czerwieńszy olbrzym κ Ser (4,08mag, typ widmowy M0.5 IIIab) stanowi wtedy pieczęć lakową na środku koperty, nie zaś oko Węża na trójkątnej głowie. Pozostałe gwiazdy oznakowane zbiorczo przez Bayera* jako τ (τ ¹ do τ⁶, ok. 6mag-7mag) znajdują się wraz z chmurą słabszych po prawej, zachodniej stronie groźnie wyglądającej głowy czy też niewinnej koperty, powiększając asteryzm do rozmiarów  5°x5°. Też ułożone są w trójkąt. Czyżby to była rozwarta paszcza Węża?

Nie bez powodu nazwałem Węża królewskim. Nad jego głową wisi przecież Korona Północna. Wprawdzie obecnie gwiazdozbiór ten rozciąga się na kilkanaście stopni w kierunku północnym i wschodnim od wężowej głowy, lecz jego nazwa pochodzi od asteryzmu złożonego z siedmiu gwiazd, o kształcie królewskiego nakrycia głowy. Wprawdzie gwiazdy różnią się znacznie jasnością – od 2,2mag do ok. 5mag, jednak wzór korony czy też głębokiego sierpa jest oczywisty. Najjaśniejsza w koronie jest α CrB - Gemma, czyli Klejnot. Ta biała gwiazda  typu widmowego A0 V nazywana bywa także z arabska Alphecca, co ze wschodnią kwiecistością tłumaczy się jako „jasna gwiazda z przełamanego pierścienia”.

Korona zawiera jeszcze dwa inne klejnoty, może nie tak okazałe, jednak cenne i ciekawe. Wewnątrz asteryzmu znaleźć można zazwyczaj gwiazdę o jasności ok. 6mag, tworzącą trójkąt równoboczny z gwiazdami ε i δ CrB. Jest to R CrB, której nazwę wymawiamy często jako Ar Kor Bor, zmienna, która dała nazwę całej klasie podobnych gwiazd zmiennych. W nieregularnych odstępach czasu – od kilku miesięcy do wielu lat, przygasa ona znienacka w ciągu paru tygodni do jasności tylko 14mag, po czym przez kilka do kilkunastu miesięcy powoli wraca do wyjściowych 6mag. Dzieje się tak dlatego, że R CrB emituje wielkie ilości węgla, który po nagłym zestaleniu się przesłania gwiazdę obłokami sadzy, rozwiewanymi potem wiatrem gwiazdowym.

T CrB (Ti Kor Bor), gwiazda leżąca niemal 1° pod ε CrB to także zmienna, lecz całkowicie inna. Mówimy o niej nowa powrotna, bo już dwukrotnie (w 1866 r. i  1946 r.) obserwowano jak ta z trudem zauważalna gwiazda 10mag pojaśniała do 2-3mag,  więc przynajmniej 1000 razy. Kiedy wybuchnie znowu – nie wiadomo. Na wszelki wypadek zawsze sprawdzajmy, czy pod ε CrB nie rozbłysła jasna gwiazda. Ktoś ją na pewno zobaczy.

Z Koroną Północną i głową Węża graniczy od wschodu Herkules.  Ten grecko-rzymski heros jest wzorcem, wręcz archetypem** siłacza-sportowca. Jego imię noszą niezliczone kluby i organizacje, sprzęt sportowy i potężne maszyny. Herkules jest także najbardziej ludzkim z mitycznych bohaterów. Pracował, walczył i popełniał błędy, za które potem pokutował cierpiąc. W końcu trafił na nieboskłon. Zwężony ku dołowi trapez złożony z 4 niezbyt jasnych gwiazd od dawien dawna kojarzono z atletycznym męskim torsem, do którego dopasowywano układy gwiazd tworzące ręce i nogi. Z naszej perspektywy, oczywistym kandydatem na prawą, zachodnią stopę jest żółty Kornephoros, najjaśniejsza gwiazda Herkulesa (β Her, 2,78mag, typ widmowy G7 IIIa). Jego grecka nazwa – Niosący Maczugę, była kiedyś nazwą całego gwiazdozbioru.  Drugą nogę herosa można wyobrazić sobie różnie. Jeśli grafik nie każe mu klęczeć na zgiętym kolanie, które stanowi biały podolbrzym Sarin (δ Her, 3,12mag, typ widmowy A1 IVn), wówczas lewą stopą może być czerwona zmienna półregularna Rasalgethi (α Her, nadolbrzym typu widmowego M5 I-II). Tak przynajmniej gwiazdozbiór rysowany bywa współcześnie. Dawne mapy umieszczały głowę (arabskie słowo Ras) właśnie wokół α Her. Tylko, że Herkules stał wtedy na głowie!

Najbardziej charakterystyczny w gwiazdozbiorze jest wspomniany wysmukły trapez – ζ, ε, π oraz η Her. Pomimo, że tworzące go gwiazdy nie są zbyt jasne (ok. 3mag-4mag), jednak aż trzy z nich są barwne (ζ i η żółte zaś π pomarańczowa) a sam trapez łatwo rozpoznawalny. Charakterystyczna jest też najbliższa okolica gwiazdy π Her – lewego, wschodniego ramienia sylwetki. W odległości 0,5° na północny wschód od π Her znajduje się gwiazda wielokrotna 69 Her a dalsze 1° na wschód - także wielokrotna ρ Her. Tego, że są to gwiazdy wielokrotne nie rozpoznamy, jednak ρ Her znajduje się w towarzystwie pięciu słabszych gwiazdek (6mag-9mag), z którymi tworzy sympatyczny pierścionek o średnicy poniżej 0,5°.

Zapewne z powodu kształtu, anglosasi nazywają trapez Herkulesa „keystone” – kamień zwornikowy lub zwornik, czyli klin, który zwiera od góry łuk architektoniczny. Dlaczego asteryzm ten jest ważny? Dlatego, że dzięki niemu łatwo odnaleźć „kulki Herkulesa” – duże, jasne gromady kuliste oznakowane przez Messiera jako M13 i M92. Wielką Gromadę w Herkulesie, czyli M13 znajdziemy z prawej, zachodniej strony „kamienia zwornikowego”, w 1/3 odległości między η i ζ Her. Jest widoczna i łatwo rozpoznawalna przez każdy sprzęt obserwacyjny a pod wiejskim niebem także gołym okiem. Nic dziwnego, ma przecież jasność 5,8mag i średnicę ponad 20’. Zawiera setki tysięcy gwiazd a oddalona jest od Ziemi o ponad 25 tysięcy lat świetlnych. W jej stronę wędruje sygnał nadany w 1974 r. z wielkiego radioteleskopu w Arecibo niosący informację o istnieniu ludzkości. Trudno jednak liczyć na szybką odpowiedź. M13 jest czwartą co do jasności gromadą kulistą. Jaśniejsze są tylko gigantyczne i bliskie gromady nieba południowego - ω Cen i 47 Tuc (NGC 104), oraz widoczna także z Polski, mniej liczna lecz bliska gromada M22 w Strzelcu. Większa wysokość nad horyzontem sprawia jednak, że gromadę w Herkulesie obserwuje się łatwiej i częściej. W lornetkach 7-10x50 widoczna jest nawet z przedmieść dużych miast. Jasna, rozległa plama światła niewiele mniejsza od tarczy Księżyca widziana przez lornetę o powiększeniu 15-20 razy pod niebem wiejskim nie pozwala oderwać od siebie wzroku przez długie minuty.

Obserwacje M13 warto uzupełnić rzutem oka na spektakularną parę gwiazd w odległości tylko 4° na południowy zachód. Minimalny ruch lornetką w prawo pozwoli dostrzec czerwono-pomarańczową parę gwiazd (typ widmowy M i K) o bardzo zbliżonej jasności (5,3mag i 5,4mag) w odległości ok. 5’ jedna pod drugą. To ν¹ i ν² CrB,  zaawansowane ewolucyjnie olbrzymy „spalające” w swych rdzeniach tlen do węgla. Mają nie tylko podobną barwę, jasność i masę lecz także bardzo zbliżoną odległość od nas – ok. 550 lat świetlnych. Chciałoby się wykrzyknąć – jaki piękny układ podwójny. Tymczasem jest to tylko zbieg okoliczności. Gwiazdy zbliżają się do siebie, lecz fizycznie powiązane nie są – po prostu mijają się w swej wędrówce po galaktyce.

Gromadę kulistą M92 także da się wypatrzyć gołym okiem w bardzo dobrych warunkach obserwacyjnych. Szukajmy jej 7° na północ od lewego ramienia sylwetki, które stanowi wspomniany asteryzm π/69/ρ Her. M92 ma wprawdzie mniejszą zarówno jasność jak i wielkość kątową (6,3mag, 14’ średnicy), lecz jej jasność powierzchniowa jest znaczna, co ułatwia dostrzeżenie. Też można ją wypatrzyć z przedmieść przez średnią lornetkę a pod wiejskim niebem jej plamka robi w dużej lornetce wrażenie bardzo jasnej. M92 jest uboga w metale i niezwykle „wiekowa” – uważa się, że jest niewiele młodsza od samego wszechświata.

Posiadacze średnich a najlepiej większych lornetek mogą spróbować wypatrzyć trzecią kulkę w Herkulesie – gromadę NGC 6229. Leży ona sporo wyżej, 10° ponad trapezem-zwornikiem. Szukać jej można przedłużając o drugie tyle na północ linię łączącą gwiazdy ζ i η Her, czyli bok trapezu zawierający M13. Około 8° nad η Her natkniemy się na stosunkowo jasną gwiazdę 52 Her (4,8mag) a 1,5° ponad nią, zaś 1° na prawo od krótkiej prostej linii 4 słabszych gwiazd wypatrzymy trójkącik o bokach ok. 10’ złożony ze słabych „gwiazdek”. Jego nieco rozmyty wschodni wierzchołek, ten od strony wspomnianej linii, nie jest jednak gwiazdą – to gromada kulista o jasności 9,4mag i kątowej średnicy 4,5’. Ostrzegam jednak, że jej odnalezienie i rozpoznanie nie zawsze jest sprawą banalną.

Za to banalne będzie dostrzeżenie charakterystycznego układu gwiazd ponad Herkulesem. Jasną, pomarańczową gwiazdę γ Dra (Etamin lub Eltanin, 2,24mag, typ widmowy K5 III) leżącą 15° ponad torsem herosa (niemal dokładnie na północ) i tyleż samo od Wegi (na północny zachód) chyba każdy rozpozna natychmiast. Niewiele ciemniejsza jest żółtawa β Dra (Rastaban, 2,79mag, typ widmowy G2 Ib-IIa) odległa o 4° na zachód. Na północ od tej pary gołym okiem widać jeszcze dwie gwiazdy ok. 4mag. Na powierzchni 4°x5° mamy więc zbliżony do trapezu nieregularny czworokąt o dłuższym, lewym, czyli wschodnim boku złożonym z pomarańczowych gwiazd γ Dra (Etamin) i ξ Dra (Grumium). Krótszy (tylko 3°) bok zachodni  zawiera β Dra (Rastaban) i najsłabszą z asteryzmu gwiazdę podwójną ν Dra. Jej dwie białe, niemal identyczne składowe (typ widmowy A, jasność 4,9mag) odległe są na nieboskłonie o 62” a w rzeczywistości aż o 0,7 roku świetlnego. Widok jest wspaniały – „grand”, jak to określił już w XIX w. wielebny Thomas William Webb, wikary w Hardwick a zarazem zapalony astroamator i autor jednego z pierwszych przewodników obserwacyjnych***.

Smocze cielsko ma zawikłaną anatomię i częściowo owija korpus Małej Niedźwiedzicy ponad sylwetkami Herkulesa i Wielkiej Niedźwiedzicy. W jego zwoju, gdzieś w połowie odległości między smoczą głową a Gwiazdą Polarną (α CMi, Polaris) można próbować znaleźć dostępną dla lornetek mgławicę planetarną Kocie Oko (NGC 6543). W tym celu najpierw odnajdźmy parę pomarańczowych gwiazd ok. 5mag – 36 Dra i 42 Dra, odległych od siebie o 2°, zaś od skraju głowy Smoka (ξ Dra) - o 7°-9°, w kierunku Gwiazdy Polarnej. Jeśli teraz, w tym samym polu widzenia, 5° na zachód od nich (w stronę „tyłu” Małego Wozu) znajdziemy parę gwiazd  5mag -  ω i 27 Dra, odległych o 1° od siebie  - jesteśmy w domu. Przekątne linie poprowadzone między gwiazdami obu par przetną się dokładnie w miejscu mgławicy. Wypatrujmy niebieskawej kropki czy też tarczki (tylko 18” średnicy), o jasności 8,8mag. Jeśli prawidłowo rozpoznaliśmy pary gwiazd tworzące nasz „drogowskaz”, nie powinno być trudności z jej dostrzeżeniem przez średnią lub większą lornetkę.

Od Smoka już całkiem blisko do Małej Niedźwiedzicy, powszechnie nazywanej Małym Wozem. Nazwę tę nadano znanemu asteryzmowi zapewne tylko przez analogię, dzięki bliskości z Wielkim Wozem. Podobieństwo do wozu jest dość umowne, łatwiej tam zobaczyć dwukołowy wózek do przewożenia bagażu. W marnych warunkach obserwacyjnych a takie niestety mamy najczęściej, widać przede wszystkim „strażniczki bieguna” – pomarańczową gwiazdę β UMi (Kochab lub Kocab, 2,05mag, typ widmowy K4 III) z nieodległą γ UMi (Pherkad, 3mag, A3 II-III), no i oczywiście Polaris – Gwiazdę Polarną czyli biegunową (α UMi). Gwiazdy tworzące przednią ściankę wozu i jego dyszel są znacznie słabsze, w zakresie 4,2mag-6,5mag. Jednak dzięki temu mogą służyć do orientacyjnej oceny jakości nieba i warunków obserwacyjnych. Dokonamy tego szacując zasięg gwiazdowy gołym okiem (NELM)****, czyli oceniając jasność najsłabszej gwiazdy dostrzegalnej bez jakiegokolwiek sprzętu optycznego. Jeśli widać tylko α, β i γ UMi (koniec dyszla i tył Małego Wozu), to tragedia – NELM co najwyżej 4mag. Gdy udaje się dostrzec gwiazdy „dyszla” – δ i ε UMi, wraz z „ przednią ścianką” – ζ i η UMi, NELM wynosi ok. 5mag, co większość laików oceni jako niebo „niezłe”. Jednak warunki dobre i bardzo dobre będziemy mieć dopiero wtedy, gdy tuż obok η UMi ujrzymy jej dwie sąsiadki - 19 UMi (ok. 5,5mag), oraz 20 UMi (6,5mag).

Źródła zgodnie twierdzą, że Mała Niedźwiedzica jest uboga w obiekty głębokiego nieba. Jednak patrząc przez lornetkę na obszar nieba obok ζ UMi, 2° do 6° na północ od tej gwiazdy zobaczymy dwie sąsiadujące grupy gwiazd  wyraźnie wyodrębnione z tła, całkiem liczne i rozległe, każda na ponad 1° kwadratowy. Zawierają odpowiednio kilkanaście i dwadzieścia kilka gwiazd o jasności 6,5mag-9,5mag. Grupa bliższa, odległa o 2°-3° od ζ UMi zawiera mniejszą liczbę nieco jaśniejszych gwiazd, grupa dalsza (4°-6°) zawiera gwiazdy słabsze lecz liczniejsze. Zerkaniem da się ich dostrzec bardzo wiele. Zapewne gwiazdy te nie są związane fizycznie i nie stanowią gromad, lecz robią wrażenie jakby nimi były, przynajmniej w małych powiększeniach. Wydają się nawet nieco podobne do sławnej Gromady Podwójnej w Perseuszu (h i χ Per), choć oczywiście nie są aż tak liczne ani zagęszczone.

Jeszcze ciekawszy jest asteryzm tworzony przez Polaris z grupą dziewięciu gwiazd o jasności 6,5mag-9mag. Nazwano go Pierścionkiem Zaręczynowym. Oczkiem pierścionka jest oczywiście Polaris – α CMi, cefeida***** o niewielkich zmianach jasności (1,86mag-2,13mag) i okresie zmienności prawie 4 doby. Ma barwę kremową, więc można porównać ją do perły (typ widmowy F7 Ib-IIv). Średnica asteryzmu jest zbliżona do średnicy tarczy księżycowej. Phil Harrington w zaproponowanym przez siebie zestawie asteryzmów oznaczył Pierścionek Zaręczynowy numerem 1 (Hrr 1). Obserwując niebo wraz z kochaną osobą obdarujmy ją chociaż symbolicznie tym niebiańskim klejnotem. Na pewno będzie zachwycona.

*Johann Bayer – autor pierwszego obejmującego cały nieboskłon atlasu Uranometria. Atlas wydany w 1603 r. w Augsburgu składał się z 51 map drukowanych techniką miedziorytu i wprowadzał używane do dziś oznakowanie gwiazd literami greckimi. 

**Archetyp – pojęcie z dziedziny psychologii i filologii: pra - wzór, symbol lub wzorzec postaci czy też  motywu w sztuce lub ludzkiej świadomości.

** *T. W. Webb: Celestial Objects for Common Telescopes, 1917, Longmans, Green and Co., London

****NELM - ang. naked eye limiting magnitude

*****Cefeidy – gwiazdy zmienne typu δ Cep, o krótkim okresie zmienności i bardzo regularnych zmianach. Ponieważ istnieje związek między ich okresem zmienności a jasnością bezwzględną, są używane jako „świece standardowe” do wyznaczania odległości kosmicznych.

Słowniczek nazw gwiazdozbiorów 

Cen – Centaurus; Centauri (Centaur; Centaura)

Cep – Cepheus; Cephei (Cefeusz; Cefeusza)

CrB – Corona Borealis; Coronae Borealis (Korona Północna; Korony Północnej)

Dra – Draco; Draconis (Smok; Smoka)

Her – Hercules; Herculis (Herkules; Herkulesa)

Ser – Serpens; Serpentis (Wąż; Węża)

Tuc – Tucana; Tucanae (Tukan; Tukana)

UMi – Ursa Minor; Ursae Minoris (Mała Niedźwiedzica; Małej Niedźwiedzicy)

Są one bardziej technicznie nazywane świetlistymi, szybkimi, niebieskimi transjentami optycznymi lub LFBOT.
Te eksplozje kosmiczne są znacznie jaśniejsze niż supernowe (które pojawiają się, gdy wybuchają gwiazdy), stąd określenie „świetliste”.
Szybko się rozjaśniają – stąd "szybko" – i są bardzo gorące, osiągając temperaturę 70 000 stopni Fahrenheita, emitując w ten sposób niebieskie światło.

To może pomóc astronomom wyjaśnić, czym jest LFBOT.
W tej chwili istnieje kilka wiodących pomysłów.
Najbardziej obiecującym z nich jest to, że jest to gigantyczna gwiazda o masie około 20 razy większej od naszego Słońca, która przeszła nieudaną supernową, gdy w jej jądrze tworzy się czarna dziura.
Jeśli gwiazda jest wystarczająco masywna, może zapaść się w czarną dziurę, zamiast eksplodować jako supernowa. To wytwarza potężne strumienie, które strzelają na zewnątrz i są wykrywane jako LFBOT.

Finch może stwarzać problemy dla tego modelu. Jest tak daleko od dwóch pobliskich galaktyk.
Masywna gwiazda nie powinna była się tam dostać, chyba że w pobliżu znajduje się niewidoczna gromada gwiazd.

Inną możliwością jest to, że LFBOT są zdarzeniami rozerwania pływów, w których czarna dziura zjada materię z gwiazdy towarzyszącej, świecąc przy tym jasno.
Ale to też jest pewien problem, ponieważ poza galaktykami nie można spodziewać się istnienia masywnych czarnych dziur.

LFBOT mogą być również spowodowane połączeniem dwóch gwiazd neutronowych, pozostałych rdzeni martwych, masywnych gwiazd.
Ten proces może zająć miliardy lat – co może dać im czas na migrację daleko od swoich galaktyk.

W doniesieniu napisano, że pojaśnienie nastąpiło pozornie w przestrzeni poza jakąkolwiek galaktyką.

Skoro w takim miejscu je widać to wypada dopuszczać taki fakt tym bardziej, że ...

alternatywą jest zaistnienie tego zjawiska gdzieś bardzo blisko (w naszej galaktyce) co byłoby jeszcze większą niespodzianką. 😮

Sporo "zwierząt" w doniesieniu na NYT, a i tytuł oryginalny też mocno animalistyczny (krowa, wielbłąd, zięba): 🙂

A Cow, a Camel and a Finch Exploded in Space. What Is Going On?
Astronomers have yet to determine the cause of luminous fast blue optical transients, and the latest they have detected is raising even more questions.

https://www.nytimes.com/2023/07/19/science/explosions-black-holes-lfbots.html

Siema
Wszystkie wszechświaty są wieczne

Zgodnie z rysunkiem zamieszczonym poniżej wszechświat się rozszerza,a jego tempo rośnie wraz z odległością od obserwatora ( tak to widzi obserwator ),pomimo iż tempo ekspansji może być takie samo dla każdego zakątka kosmosu.Teoretycznie tempo ekspansji wszechświata może zwalniać,a obserwator będzie widział,że przyśpiesza,tak wynika z rysunku.( oczywiście jeśli narysowałem to dobrze )

Nasuwa mi się pytanie : jak naukowcy doszli do wniosku,że ekspansja przyspiesza ?

To zagadnienie nie jest dla mnie jasne.

Ludzkość dowiedziała się wtedy, że nie tylko Ziemia nie stanowi jego centrum, lecz także nie jest nim Słońce ani nawet nie nasza ?wyspa Wszechświata? ? galaktyka zwana Drogą Mleczną. Stopniowo dotarło do nas, że takiego centrum w ogóle nie ma. W wielkich skalach Wszechświat jest jednorodny, brak w nim wyróżnionego punktu. Pogląd ten nazwano zasadą kosmologiczną lub kopernikańską.

Źródło: http://cdn.sci-news.com/images/enlarge3/image_4192_2e-Gaia-Map.jpg

Mnogość światełek odległych galaktyk w okolicach bieguna Drogi Mlecznej wynika częściowo z lepszej widoczności poprzecznie względem cienkiej warstwy galaktycznego dysku. Patrząc wzdłuż płaszczyzny dysku zobaczyć mogliśmy co najwyżej pobliskie galaktyki z Grupy Lokalnej i sąsiadujących grup, znajdujące się w odległości kilku milionów lat świetlnych. Galaktyki Andromedy i Trójkąta widać niemal na skraju Drogi Mlecznej, potężny blask IC 342 w gwiazdozbiorze Żyrafy przebija się nawet przez bogate w materię międzygwiazdową obszary Ramienia Perseusza. Jednak w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy zaczynają się coraz częściej pojawiać odleglejsze kuzynki naszej Galaktyki. Przy ruchu z północnego zachodu nieboskłonu na południowy wschód  ich liczba szybko wzrasta. W gwiazdozbiorze Lwa na mapach nieba widać około dwudziestu obiektów z katalogu Messiera i NGC, w Psach Gończych, Warkoczu Bereniki i w Pannie dobrze ponad setkę. Dalej na południowy wschód, w gwiazdozbiorze Centaura ich liczba stopniowo maleje a w okolicach południowego bieguna niebieskiego nie widać ich wcale.  Galaktyki leżą więc na nieboskłonie w pasie podobnym do Drogi Mlecznej, lecz rozciągającym się poprzecznie do niej. Ten pas to Supergromada Lokalna (Supergromada Virgo), widziana z peryferii na których znajduje się nasza Lokalna Grupa Galaktyk.

Czy niewielka lornetka ma jakiekolwiek szanse by sięgnąć odleglejszych galaktyk i choć trochę poznać wielkoskalową strukturę Wszechświata? Spróbujmy kolejny raz. Tym razem za drogowskaz posłuży nam ogon Wielkiej Niedźwiedzicy, czy jak kto woli ? dyszel Wielkiego Wozu. Jeśli końcowe gwiazdy dyszla, Alkaid (? UMa) i Mizar (? UMa) potraktujemy jako podstawę trójkąta równobocznego, to jego górnym, północno-wschodnim wierzchołkiem będzie galaktyka spiralna M101. Zaraz, zaraz - ktoś powie, przecież tam nic nie widać. I tak i nie ? nie widać przy pierwszym spojrzeniu, nie widać na zaświetlonym niebie, nie widać, jak kto nie umie patrzeć. Jeśli jednak staranniej wpatrzymy się w ten rejon, rozpoznamy łańcuszek kilku słabych gwiazd na linii południowy zachód ? północny wschód i będziemy poruszać lornetką wzdłuż niego, w polu widzenia pojawi się obiekt zaskakująco duży. Mgliste koło jest niewiele mniejsze od tarczy Księżyca, ma ok. 26 minut kątowych (?) średnicy. Rozległość obiektu paradoksalnie utrudnia dostrzeżenie. Przy sporej jasności całkowitej (7,9 mag) ma on niską jasność powierzchniową. Sytuacja wygląda podobnie jak w przypadku M33 ? galaktyki w Trójkącie, która identycznie jak M101 zwana bywa Wiatraczkiem (Pinwheel). Okazały i w sumie jasny obiekt wcale nie rzuca się w oczy. Jeśli jednak prawidłowo rozpoznamy jego lokalizację, nie oprze się średniej lornetce i raz dostrzeżony będzie stałym celem naszych obserwacji. Galaktyka znajduje się w odległości 21 milionów lat świetlnych (mln ly) a część źródeł mówi nawet o 27 milionach. M101 jest wielką galaktyką, rozleglejszą o 70-90% od Drogi Mlecznej i jaśniejszą od niej 2,5x, czyli o 1   mag (jasność absolutna).  Stanowi centrum nielicznej grupy zawierającej dodatkowo 6-8 galaktyk, głównie spiralnych. Przynależność dwóch spośród nich do grupy M101 nie jest jeszcze pewna.

Były kłopoty z dostrzeżeniem M101? Nie powinno ich być w przypadku Galaktyki Wirowej (Whirlpool) ? M51. Jest wprawdzie nieco ciemniejsza (8,4 mag), jednak przy średnicy kątowej ok. 8? ma wielokrotnie większą jasność powierzchniową. W zasadzie jest to obiekt podwójny, bo spiralnej galaktyce M51 towarzyszy nieregularna NGC 5195, określana niekiedy jako M51b. Oddziaływania między tak bliskimi galaktykami są bardzo silne, stąd osobliwości w ich strukturze: jasne ramiona spiralne M51 i całkowicie zniekształcona forma NGC 5195. Galaktyki nie tylko nawzajem wpływają na swoją budowę, lecz także ciążą ku sobie. NGC 5195 spadając na znacznie większą M51 przeszyła jej dysk, zawróciła ściągnięta grawitacją i ponownie go przeszyła, oddalając się następnie na 2 miliony ly. Widoczne na fotografiach wydłużone ramię M51 z pasmem pyłowym pozornie łączące galaktyki znajduje się bliżej nas niż NGC 5195.

Jaki to wszystko wygląda przez lornetkę? Terytorialnie galaktyki należą do gwiazdozbioru Psów Gończych, jednak znów warto poszukiwać ich rozpoczynając od gwiazdy ? UMa (Alkaid). Półtora stopnia na zachód od niej znajduje się dość jasna (ok. 4,5 mag), biała gwiazda 24 CVn a 0,5° ponad nią słabsza (6,5 mag), pomarańczowa. Na linii tej pary, około 2° na południe, widać trójkącik z gwiazd 7 mag na powierzchni 1°x1°. Przyglądając mu się starannie dostrzeżemy jednak, że nie jest to trójkąt, lecz foremny trapez równoramienny z jednym narożnikiem utworzonym przez całkiem wyraźną plamkę świetlną. Widać ją już w lornetce 8x42. W powiększeniu 10x trudno jeszcze cokolwiek wnioskować o jej kształcie. W większych lornetkach, przy powiększeniach 15-20x, plamka rozciąga się nieco na północ, ukazując rodzaj dziobka na owalu. Nie zawsze można to zauważyć, ponieważ jasność NGC 5195 jest mniejsza o 1 mag od M51, zaś odległość kątowa między ich środkami wynosi zaledwie 5?. Odległość do M51 określa się obecnie na 23 mln ly z dokładnością do 4 mln ly. Starsze źródła mówią o odległości większej, nawet ok. 37-40 mln ly, podobnie jak w przypadku innych galaktyk należących do grupy M51. Grupa M51 składa się z 7-9 galaktyk i zbliżona jest w przestrzeni do grupy M101. Z pewnością będziemy świadkami jeszcze wielu korekt zarówno odległości między galaktykami jak ich przynależności do grup czy gromad.

Należącą do tej samej grupy galaktykę M63 znajdziemy 5° dalej na południe, w 2/3 odległości między Alkaid (? UMa) a najjaśniejszą gwiazdą Psów Gończych ? ? CVn (Cor Caroli). Ze względu na charakterystyczne ramiona spiralne zwana jest Słonecznikiem (Sunflower). Dodatkowym drogowskazem do niej jest asteryzm o kształcie fajki, złożony z czterech gwiazd ok. 5 mag. M63 leży 1,5° ponad cybuchem fajki, zaś 5° na północny wschód od Cor Caroli. Zobaczymy ją jako owalną plamkę świetlną bez wyróżniającego się jądra. Ma całkowitą jasność 8,6 mag i wymiary 12?x7?. Znajduje się od nas w podobnej odległości jak M51.

Niedaleko na nieboskłonie i w charakterystycznym miejscu poszukajmy także galaktyki M94. Jest jeszcze jaśniejsza (8,2 mag), niemal okrągła (średnica ok. 10?) i znajduje się w połowie odległości między ? i ? CVn, najjaśniejszymi gwiazdami Psów Gończych, 1,5° ponad łączącą je linią. Galaktyka ma jasne jądro przypominające niewielką gromadę kulistą i przy powiększeniu 7x można pomylić ją z gwiazdą. Jest najjaśniejsza w grupie złożonej z kilkudziesięciu galaktyk znajdujących się średnio w odległości 13 mln ly.

Gwiazdozbiory Psów Gończych i Wielkiej Niedźwiedzicy zawierają więcej galaktyk dostępnych pod odpowiednio ciemnym niebem dla lornetki min. 70 mm. Obu ?kołom? Wielkiego Wozu towarzyszą obiekty z katalogu Messiera. Obok ? UMa (Merak), 1,5° na południowy wschód znajduje się M108, obiekt trudny dla średniej lornetki, o jasności 10   mag i rozmiarach 8?x2?. Podobnie usytuowana względem ? UMa (Phecda) jest  M109. Nieco jaśniejsza i bardziej zwarta od poprzedniej (9,8 mag, 7?x4?), ma jednak mniejszą jasność powierzchniową.

Niemal dokładnie w połowie odległości pomiędzy ? UMa i ? CVn znajduje się wyraźnie jaśniejsza (9 mag) i dość rozległa galaktyka M106. Z jej ukośnie usytuowanego dysku o rozmiarach kątowych 19?x8? w lornetce dostrzeżemy najwyżej połowę. M106 znajduje się w odległości 23 mln ly. Dzięki wykryciu w niej źródeł spójnego promieniowania mikrofalowego (maserów) można było  stosunkowo dokładnie określić odległość a także badać masywną czarną dziurę w centrum galaktyki.

W tej okolicy gwiazdozbioru jest jeszcze kilkadziesiąt galaktyk dostępnych dla większego sprzętu. Jednak na jego południowym skraju, 6° pod Cor Caroli (na południe) a 2° na południowy wschód od  pary niemal identycznych pomarańczowych gwiazd (5,5   mag i 6 mag, odstęp ok. 10?) znajdziemy wydłużone pasemko galaktyki NGC 4631, możliwe do wychwycenia także przez lornetkę 10x50 (jasność 9,2 mag). Dzięki charakterystycznemu wydłużonemu kształtowi nazwano ją Wieloryb. Wielorybowi towarzyszy maleńki Wielorybek, dostępny tylko dla dużych teleskopów, a w odległości niecałego stopnia na wschód równie sławna  zlewająca się para galaktyk NGC 4656-4657 (Kij Golfowy), na którą zapolować mogą właściciele dużych lornet (jasność 10,5 mag).

W gwiazdozbiorze Lwa, podobnie jak w Wielkiej Niedźwiedzicy, liczba galaktyk rośnie podczas wędrówki z zachodu na wschód. Podobnie także, jeden z najłatwiejszych obiektów ? galaktyka NGC 2903 znajduje się w zachodniej części gwiazdozbioru. Dzięki jasności ok. 9 mag i rozmiarom 12?x6? dość łatwo ją odnaleźć 1,5° pod pomarańczową gwiazdą ? Leo (Alterf), stanowiącą dolną szczękę w sylwetce Lwa. Galaktyka jest samotniczką, prawdopodobnie nie należy do żadnej z pobliskich gromad galaktyk.

Dalej na wschód, pod lwim brzuchem, znajdziemy dwa skupiska galaktyk. Są to grupy M96 i M66, czasem klasyfikowane wspólnie jako Grupa Galaktyk Leo 1. Cała grupa jest w odległości 35-38 mln ly od Ziemi.  Na południe od pomarańczowej gwiazdy 52 Leo (5,49 mag), na owalnym obszarze 3°x 2° znajduje się osiem galaktyk związanych z M96, spośród których trzy, nazywane niekiedy Drugim Trypletem, dostępne są dla lornetek. Dwie z nich - M105 i M96 mają jasność wystarczającą do zauważenia przez średnią lornetkę (9,3 mag i 9,2 mag), zaobserwowanie ciemniejszej M95 może wymagać większej lornety (9,7mag).

Najbardziej znane ugrupowanie znajduje się jednak bliżej lwiego zadu, lub - używając słów mistrza Konstantego Ildefonsa Gałczyńskiego - w partiach dolno-tylnych.

Źródło: http://www.astronomy.com/observing/observing-podcasts/2016/05/cor-caroli-the-pearl-cluster-and-the-leo-triplet

Grupa czy też podgrupa M66 składa się z trzech jasnych galaktyk spiralnych formujących sławny układ ? Tryplet Lwa. Jest możliwe, choć nie do końca pewne, że należą do niej także dwie słabsze leżące w pobliżu.  Poszukiwania rozpoczniemy od białej gwiazdy 3,3   mag ? Leo - Chertan. Dwa stopnie pod nią, tuż poniżej białej gwiazdy ok. 7 mag a 1° w lewo od pomarańczowej 73 Leo (5,5 mag), są dwie owalne plamki świetlne. Jaśniejsza i łatwiejsza do zauważenia jest M66 (jasność 9 mag, rozmiary 8,7?x4,4?). Znajdziemy ją ok. 20? na południowy wschód (poniżej i w lewo) od wspomnianej gwiazdy 7 mag. Po prawo od sąsiadki a bezpośrednio pod gwiazdką-drogowskazem jest nieco słabsza i bardziej wydłużona galaktyka M65 (9,3 mag, 10?x3,3?). Większym wyzwaniem jest NGC 3628 znajdująca się 15? powyżej naszego drogowskazu. Jest słabsza i bardzo wydłużona (9,5 mag, 15?x4?), częściowo przysłonięta własnym pasmem pyłowym.   Pod wiejskim niebem cały Tryplet Lwa dostępny jest dla lornetki 15x70, choć z NGC 3628 nie każdy obserwator sobie poradzi.

Największe zagęszczenie galaktyk napotkamy jednak na wschód od Lwa, zaś poniżej Psów Gończych. Zbliżamy się do wielkiej Gromady w Pannie (Virgo Cluster). W rzeczywistości jest to skraj gwiazdozbiorów Panny i Warkocza Bereniki.

Źródło: http://www.nightskyinfo.com/archive/virgo_cluster/

Gromada stanowi centrum Lokalnej Supergromady, środek ciężkości i wybrzuszenie wieloramiennej gwiazdy czy dysku, w jaki układają się galaktyki i ich gromady w naszej części Kosmosu. Dysk ten rzutowany na nieboskłon daje właśnie owo pasmo ? ?drogę galaktyczną? obserwowaną z krańców supergromady, gdzie się znajdujemy. Nie jest to lokalizacja prestiżowa. Siedzimy na małej, skalistej planecie krążącej wokół żółtego karła szumnie nazywanego Słońcem. W dodatku owo Słońce leży gdzieś na skraju galaktycznego ramienia spiralnego (Ramię Oriona), daleko od centrum Galaktyki. Ta zaś znajduje się w małej Lokalnej Grupie Galaktyk na obrzeżach Supergromady Virgo. Krótko mówiąc ? prowincja. Jednak może dlatego omijają nas potężne strumienie materii wysyłane przez jądra aktywnych  galaktyk, fajerwerki supernowych i błyski promieniowania gamma generowane w magnetycznym piekle gwiazd neutronowych.

Gromada w Pannie zawierać może nawet ponad 2000 galaktyk, w tym gigantyczne elipsy M87, M86 czy M49. Nic dziwnego, że nasza Grupa Lokalna odczuwa ich grawitację. Z czasem zapewne obie gromady zaczną się zbliżać i w końcu połączą. Odchylenia od przepływu Hubble?a, czyli od ruchu galaktyk związanego z rozszerzaniem się Wszechświata, obserwujemy także w większej skali. Cała Supergromada Lokalna ?spada? w kierunku Supergromady w Hydrze i Centaurze. Znajdujące się tam masywne skupisko galaktyk i ciemnej materii nazwano Wielkim Atraktorem. Supergromady galaktyk grupują się w kompleksy, formując włókna i ściany - wielkie atraktory oddzielające puste obszary ? wielkie pustki. Najbliższa z nich znajduje się w kierunku gwiazdozbiorów Oriona i Erydanu. W największej skali Wszechświat ma więc strukturę piany ? baniek o ścianach z galaktyk i ich gromad, poprzedzielanych pustkami.

Źródło: http://www.businessinsider.com/r-new-map-shows-milky-way-lives-in-laniakea-galaxy-complex-2014-9?IR=T

Czy my, astroamatorzy z małym sprzętem, to widzimy? Oczywiście, że tak - Orion to galaktyczna pustynia, Erydan praktycznie też.* Za to w Warkoczu i w Pannie galaktyk dostępnych  dla lornetki jest kilkanaście a dla solidnej lornety czy teleskopu ? dziesiątki a nawet setki. Wymagać będą one lornetek co najmniej średnich, najlepiej ponad 50 mm i świetnych warunków obserwacyjnych (czyste, ciemne niebo wiejskie). Większość dostępnych dla nas galaktyk znajduje się w pasie szerokości 5° rozciągniętym poziomo na linii zachód-wschód między gwiazdami ? Leo (Denebola) i ? Vir (Vindemiatrix). Cztery z nich mają jasność ok. 9 mag lub większą a dziewięć następnych ? w okolicach 10 mag. Największa jest potężna galaktyka eliptyczna M87 o całkowitej masie nawet 200 razy przewyższającej Drogę Mleczną. Poruszając lornetką na wschód od Deneboli, po 6° natrafimy na tzw. asteryzm T, rozciągający się na 1,5° w kierunku północny i południowy wschód, po lewo od białej gwiazdy 6 Com (ok. 5 mag). Nieco koślawa litera T składa się z 6 gwiazd 5mag-7mag. Najbardziej charakterystyczny jest dolny fragment tego asteryzmu - smukły domek o rozmiarach 1,5°x0,5° złożony z 5 gwiazd, ze szpiczastym daszkiem celującym na południowy wschód. Tuż obok podstawy domku, od strony Deneboli, znajduje się galaktyka M98 (ok.10 mag) a wewnątrz domku nieznacznie jaśniejsza M99. Niedaleko ponad asteryzmem, 1° na północny wschód od jego podstawy (powyżej), a więc ciągle w polu widzenia każdej lornetki, jest jaśniejsza od nich i łatwiejsza do zauważenia M100 (9,3 mag).

Nauczmy się rozpoznawać asteryzm T nawet jeśli nie dostrzegliśmy w nim galaktyk. Jak strzałka wskazuje on pobliskie jaśniejsze  obiekty ? galaktyki M84 (8,9 mag) i M86 (9,1 mag) oddalone o 20? od siebie a 1,5° na południowy wschód od szpica daszku. Pod odpowiednim niebem lornetka 50 mm nie powinna mieć z nimi kłopotu. Galaktyki te leżą na dolnym, południowym skraju Łańcucha Markariana ? rozciągniętego na 2° sierpa złożonego z 7 galaktyk o jasności w pobliżu 10   mag i kilku słabszych. Pół stopnia nad górnym, północnym skrajem Łańcucha jest galaktyka M88 (9,6 mag). Jeśli odnaleźliśmy M84 i M86 ? dolne galaktyki Łańcucha Markariana, koniecznie próbujmy wypatrzyć jego górny skraj ? M88. Gdy i to się uda, być może będziemy w stanie zauważyć pomiędzy nimi delikatne dodatkowe pojaśnienia ? mgliste plamki innych galaktyk tego układu. Spróbujmy, jednak nie róbmy sobie jednak wyrzutów, jeśli ponad M84 i M86 będzie tylko pustka. Łańcuch Markariana jest obiektem niełatwym do obserwacji nawet przez spory teleskop.

Źródło: http://www.astro-foto.pl/index.php/galeria/galaktyki/13-lancuch-markariana

Średnia lornetka powinna jednak ukazać główną galaktykę Gromady w Pannie, czyli M87 (8,6 mag, ok. 7? średnicy). Odległość do niej ocenia się na 53,5 mln ly Ma ona rzeczywistą jasność 129 miliardów Słońc. Jest silnym radioźródłem określanym jako Virgo A, świeci także w zakresie rentgenowskim. Na zdjęciach z wielkich teleskopów widać dżet, czyli wyrzut materii z centrum galaktyki.

Przesuwając wzrok na wschód bez poruszania lornetką, cały czas na linii Denebola - Vindemiatrix, po 2° od M87 mamy szanse dostrzec galaktykę M58 (9,7 mag), ok. 1° dalej M59 (9,6 mag) a po dalszym 0,5° najjaśniejszą w szeregu M60 (8,8 mag). Z kolei nieznacznie na wschód i ponad M87 (ok.1°), możemy znaleźć M89 (9,8 mag), zaś 0,5° nad nią ?  M90 (9,5 mag).

W rozciągającym się powyżej Warkoczu Bereniki najłatwiejszą do dostrzeżenia galaktyką jest M64 - Czarnooka lub Śpiąca Królewna (Sleeping Beauty). Jest jasna (8,5 mag) i średnio rozległa (9?x5?), co daje sporą jasność powierzchniową. Znaleźć ją można około 10° na północ od pomarańczowej gwiazdy ? Vir (Vindemiatrix), zaś w okolicach 35 Com (ok. 5 mag). Ta ostatnia leży w 1/3 odległości  między najjaśniejszymi gwiazdami Warkocza ? ? Com i ? Com, 5° na północny zachód od ? Com. Dysponując większym sprzętem można próbować dostrzec przyczynę nazwy galaktyki ? czarny pas pyłu kontrastujący z jasnym rdzeniem. Na zdjęciach daje on efekt oka, oddzielając centralną ?źrenicę?. M64 nie należy do Gromady Galaktyk w Pannie, znajduje się sporo bliżej. Niektóre źródła umieszczają ją w Grupie M94, razem z częścią galaktyk gwiazdozbioru Psów Gończych.

Źródło: https://pl.wikipedia.org/wiki/Galaktyka_Czarne_Oko

W Warkoczu Bereniki można także próbować odnaleźć obiekt trudny dla lornetki lecz bardzo ciekawy ? NGC 4565, inaczej Igła (9,6 mag). Tę gigantyczną galaktykę spiralną obserwujemy dokładnie w płaszczyźnie jej równika. Widzimy więc, jak ?cienki? jest jej dysk w porównaniu ze średnicą. Przez lornetkę o powiększeniu 10x lub większym szukajmy wąziutkiej smużki światła  (16?x2?) ułożonej skośnie ok. 3° na wschód od centrum gromady Melotte 111, która jest rdzeniem gwiazdozbioru. Igła jest od nas bardziej oddalona niż Czarnooka, znajduje się w odległości 30-50 mln ly.

W południowej, dolnej części messierowskiego ?zagłębia galaktycznego? gwiazdozbioru Panny znajdują się dwie galaktyki dostępne dla niewielkich lornetek. Tylko 5° pod wielką M87 jest jej konkurentka ? także eliptyczna galaktyka M49. Na nieboskłonie jest jaśniejsza i nieco rozleglejsza, ma jasność 8,4 mag i rozmiary 8?x7?. Jej masa jest jednak mniejsza niż M87. Galaktyka jest oddalona po 8° od dwóch pomarańczowych, jasnych gwiazd Panny ? już wspomnianej ? Vir (Vindemiatrix) i leżącej 8° poniżej ? Vir (Minelauva lub Auva), tworząc z nimi trójkąt równoboczny. Znajdziemy ją w prawym, zachodnim wierzchołku trójkąta. Najjaśniejszą galaktyką w gwiazdozbiorze Panny jest jednak galaktyka spiralna  M104 czyli Sombrero (8 mag, 9?x4?). Pomimo niskiego położenia na nieboskłonie widać ją już przez niewielką lornetkę jako owalną, jaśniejszą w środku plamkę światła. Znajduje się tuż ponad gwiazdozbiorem Kruka, na linii wskazywanej przez charakterystyczny asteryzm zwany Strzałką, 2° od jego szczytu. Charakterystyczną cechą M104 jest pasmo pyłowe przecinające owal i galaktyki i upodabniające ją do meksykańskiego kapelusza. W rzeczywistości jest to pierścień (torus) zawierający także wielkie ilości wodoru atomowego i molekularnego. Przynależność M104 do gromad galaktyk jest niepewna, być może tworzy własną Grupę M104 na skraju Gromady Virgo. Także dane na temat jej odległości są bardzo rozbieżne ? od 29 do ponad 65 mln ly.

Rozbieżnościom w ocenie odległości trudno się dziwić, występują także w piśmiennictwie dotyczącym innych galaktyk. Ostatnio odległości międzygalaktyczne korygowane są raczej w dół dzięki nowym, dokładniejszym pomiarom dystansu do kilku bliskich galaktyk. Czemu jednak ocena jasności wizualnej tego samego obiektu różni się często o ponad 1 mag, trudno dociec. Cytowałem tutaj głównie dość optymistyczne oceny jasności ze znanego amerykańskiego przewodnika The Night Sky Observer?s Guide, lecz wartości magnitudo podawane przez Wikipedię są z reguły wyższe, co oznacza mniejszą jasność. W dodatku, odpowiednie warunki do obserwacji galaktyk spotkamy rzadko a nasz sprzęt to nie teleskop Kecka czy Hubble?a. Nie dziwmy się więc, jeśli zamiast gromad i supergromad odnajdziemy tylko z trudem pojedyncze plamki galaktyk, albo nawet nic nie odnajdziemy. Nie szkodzi, one tam są. Za miesiąc czy za rok, z tego czy z innego miejsca ujrzymy je.

W mglistym obrazie galaktyk znajdujemy obietnicę trwania. Gdy nasz gatunek już zniknie, gdy nie będzie Ziemi ani Słońca, one będą nadal istnieć. My zaś jesteśmy ich cząstką, składamy się z ich atomów a na niektórych spośród miliardów ich planet są zapewne istoty podobne do nas. Podobne jeśli nie ciałem, to umysłem, bo przecież widzą ten sam Wszechświat, podlegają tym samym prawom przyrody, poszukują odpowiedzi na te same pytania. Może właśnie dlatego obserwacje galaktyk, tych zwiewnych plamek widzianych w równym stopniu okiem wyobraźni, co przez lornetkę, są dla nas tak cenne, tak bardzo nas wciągają.

Tony Hallas: NGC 1903. Źródło: http://apod.pl/apod/ap150410.html

Źródło: http://www.dobresobie.pl/sztuka-i-architektura/233/jak-pierwotnie-nazwana-byla-rzezba-mysliciel

* Dotyczy to okolic Erydanu na pograniczu z Orionem - patrz dalsza dyskusja. 

Mało kto interesuje się pozornie pustym obszarem na wschód od Kasjopei, pomiędzy wielobokiem Woźnicy a Gwiazdą Polarną. Na mapach nieba jest tam zaznaczony gwiazdozbiór Żyrafy (Camelopardalis).

Gwiazdozbiór Żyrafy z otoczeniem

Mapę wytworzył  kol. Rokita w oparciu o katalog SAC 8.1.

Brak jasnych gwiazd powoduje jednak, że omijamy ten rejon. Niesłusznie ? znaleźć tam można obiekty unikalne, tym ciekawsze, że mało znane astroamatorom. Orientacja w gwiazdozbiorze nie jest łatwa ze względu na brak gwiazd o jasności ponad 4 mag. Oznacza to, że z miasta praktycznie nic w nim nie widać a i pod wiejskim niebem bez adaptacji wzroku także niewiele. Jednak po właściwej adaptacji oczu do ciemności, kilka gwiazd łatwo dostrzegalnych gołym okiem układa się rzeczywiście w kształt zwierzęcia o długich nogach i jeszcze dłuższej szyi.

Żyrafa jak żywa; źródło: https://www.cgtrader.com/3d-models/animals/mammal/giraffe-giraffa-camelopardalis

Za tylną nogę można uznać ciąg pięciu gwiazd o jasności około 4,5 mag na linii południe- północ, ponad ?plecami? Perseusza, rozpoczynając od CE i CS Cam znajdujących się ok. 8° na wschód od Gromady Podwójnej a kończąc na ? Cam, w którą celuje linia łącząca gwiazdy ? i ? Cas, po przedłużeniu jej o 10° na północny wschód. Nogę przednią stanowią gwiazdy od 7 Cam na dole gwiazdozbioru,  jakieś 7° na północ od Kapelli i tyleż samo ale na zachód od ? Aur, poprzez podwójne gwiazdy 11+12 Cam  i ? Cam, aż do trzeciej pod względem jasności widomej ? Cam. Zarys szyi formują gwiazdy L, M i VZ Cam oraz, zależnie od fantazji grafika rysującego mapę gwiazdozbioru ? inne, bliższe północnego bieguna niebieskiego i Gwiazdy Polarnej.

Gwiazdozbiór Żyrafy

Mapę wytworzył  kol. Rokita w oparciu o katalog SAC 8.1.

Proponuję napocząć Żyrafę od przedniej nogi. Kopytko stanowi gwiazda 7 Cam (ok. 4,5 mag), łatwa do odnalezienia z powodu bliskości jasnej Kapelli (? Aur) oraz słabszych ? pomarańczowej ? Aur z białą ? Aur. Tej ostatniej towarzyszy dość zwarta grupa kilkunastu słabszych gwiazd, nie będąca jednak gromadą lecz tylko ładnym, owalnym asteryzmem.

Jeden stopień  ponad 7 Cam znajdziemy odmienny asteryzm, podobny do kwiatu na długiej łodydze. Składa się z kilkunastu gwiazd 7 mag - 9 mag, jest rozciągnięty na 2,5° w pionie, lekko łukowaty i rozdwojony od północy (na górze). Prawda, że oryginalny, chociaż nigdzie nie opisywany?

Kwiat Żyrafy

Źródło: Sky-map.org

Utrzymując gwiazdę 7 Cam w dole ponad sześciostopniowego pola widzenia średniej lornetki, powinniśmy widzieć ten asteryzm pośrodku. W okolicach górnego skraju pola, 5° na północ od 7 Cam znajdziemy wtedy parę białych gwiazd 11 Cam i 12 Cam o zbliżonej jasności (5,4 mag i 6,5 mag). Kątowy odstęp między nimi to niemal 2 minuty, więc najmniejsza lornetka wystarczy do ich rozdzielenia. Obie są gwiazdami zmiennymi o niewielkich wahaniach jasności. Tylko około 1° wyżej, więc ciągle w tym samym polu widzenia, choć na jego górnym, północnym skraju jest najjaśniejsza gwiazda Żyrafy ? ? Cam. To także gwiazda podwójna o składowych 4,1 mag i 7,4 mag odległych na nieboskłonie o ponad 80 sekund kątowych, więc możliwych do rozdzielenia w każdym sprzęcie. Ogólnie, cały gwiazdozbiór Żyrafy obfituje w rozległe pary, trójkąty i liniowe asteryzmy. Jest ich tyle, że trudno wyliczyć i opisać wszystkie, jednak buszując swobodnie z lornetką po tym rejonie napotkamy ich dziesiątki.

Jeśli odbijemy od ? Cam i pary 11-12 Cam 6-7° na wschód, znajdziemy liczną i rozległą na 3-4° grupę gwiazd 5 mag-9 mag, częściowo już w gwiazdozbiorze Rysia. Także w niej doszukamy się par rozległych na 20-30?, trójkątów i rombów. Warto poświęcić trochę czasu na ich rozpoznanie i podziwianie.

Pięć stopni na północ od ? Cam znajdziemy trzecią w gwiazdozbiorze pod względem obserwowanej jasności, białą gwiazdę ? Cam. Jest ona bardzo odległa ? niektóre szacunki mówią, że nawet powyżej 6000 lat świetlnych, ponad 2 razy dalej niż słynny z wielkiej jasności bezwzględnej Deneb (? Cyg) i świeci z ogromną mocą. Może być nawet 680 000 razy jaśniejsza niż Słońce i 2,5 razy niż Deneb. Ponadto oddala z zawrotną szybkością kilkuset a może nawet kilu tysięcy kilometrów na sekundę, co wywołuje falę uderzeniową obserwowaną w podczerwieni.  Tylko 2° ponad nią można wyszukać czerwoną gwiazdę zmienną ST Cam o zakresie zmienności 7 mag-8,4 mag.

Typowo lornetowy obiekt do obserwacji znajdziemy dalsze 5° na północ. Jest to gromada otwarta Collinder (Cr) 464, zawierająca ok. 50 gwiazd, z czego 15 jaśniejszych niż 7 mag. Próżno wypatrywać jej przy powiększeniach teleskopowych ? jest zbyt luźna i zbyt rozległa (3°x2°). W lornetce nie tylko ładnie mieści się w polu widzenia wypełniając jego środek, lecz także wyraźnie odcina się od ubogiego w gwiazdy tła.

Gromada otwarta Collinder 464

Źródło: Sky-map.org

W prawym dolnym rogu widoczna jest także galaktyka IC 342 poniżej niebieskiej gwiazdy ? Cam.

Szyja Żyrafy, złożona z gwiazd: białej L Cam, pomarańczowej M Cam i czerwonej VZ Cam (zmienna o niewielkim zakresie zmienności) rozciąga się jeszcze dalej na północ, sięgając okolic Gwiazdy Polarnej (? UMi). Jest to rejon obfitujący w galaktyki,  jednak są one zbyt słabe i niedostępne do obserwacji lornetowych. 

Żyrafa inaczej; źródło: https://alchetron.com/Camelopardalis-2032017-W

Jednak we wschodniej części gwiazdozbioru możemy odszukać jasną galaktykę NGC 2403. Łatwiej do niej trafić od strony Wielkiej Niedźwiedzicy. W tym celu odnajdźmy gwiazdę ? UMa (Muscida), stanowiącą czubek nosa Niedźwiedzicy. Galaktyka znajduje się w odległości 7° na północny zachód od niej i tyleż samo lecz w przeciwnym kierunku od gwiazdy L Cam, stanowiącej nasadę szyi Żyrafy. Jasność NGC 2403 wynosi 8,3 mag a rozmiary kątowe na nieboskłonie 25?x13?, choć przez lornetkę zobaczymy nie więcej niż połowę tego. Na tle galaktyki świeci kilka słabych gwiazd, co jednak nie przeszkadza w jej dostrzeżeniu. NGC 2403 należy do Grupy M81, stosunkowo bliskiej naszej Grupie Lokalnej galaktyk. Tym razem zamieszczam szkic kolegi Robsona_g z zaprzyjaźnionego forum Astropolis, by uświadomić niezorientowanym różnicę między obrazem widzianym w teleskopie a astrofotografią.

Galaktyka NGC 2403 w szkicu Robsona_g; źródło: https://astropolis.pl/topic/26122-ngc-2403-w-żyrafie/

Tylna noga Żyrafy, granicząca z gwiazdozbiorem Perseusza i Kasjopei, także zawiera kilka gwiazd zmiennych. Dwóm z nich na południowym, dolnym skraju ? CE Cam i CS Cam (ta ostatnia ma ok. 4,2 mag i jest druga co do jasności w gwiazdozbiorze), towarzyszą słabe mgławice refleksyjne, dostępne tylko dla dużych teleskopów. Do CS Cam łatwo trafić przesuwając pole widzenia na wschód od gromad i mgławic Kasjopei, IC 1805 (Serce) i IC 1848 (Dusza), a zwłaszcza od leżącej na skraju Kasjopei i Żyrafy jasnej gromady otwartej Pazmina (Stock 23,  5,6 mag, 14? średnicy). 

Ponad gwiazdami CE i CS Cam, 3-4° na północ, znajduje się najbardziej spektakularny obiekt gwiazdozbioru, Kaskada Kemble?a. Jest to asteryzm, lecz przedziwny ? niemal idealnie prosta linia długości 3° złożona z 20 gwiazd. Nazwa pochodzi od nazwiska kanadyjskiego obserwatora, który jako pierwszy opisał ten obiekt. Niczego podobnego nie znajdziemy na całym nieboskłonie. W dodatku południowo-wschodni kraniec linii przyozdobiony jest niewielką ale jasną gromadą otwartą NGC 1502 (jasność 5,8 mag, średnica 8?). Lecz to jeszcze nie koniec ? najjaśniejsza gwiazda widoczna w gromadzie, SZ Cam (inaczej ?485), jest gwiazdą podwójną. Jej niemal identyczne, niebiesko-białe składowe (typ widmowy B, jasność 7 mag i 7,1 mag) dzieli 18 sekund kątowych, co widać już w lornetce 10x50.

Kaskada Kemble?a; Credit & Copyright: Noel Carboni/Greg Parker/New Forest Observatory/NASA; https://www.universetoday.com/19703/camelopardalis/

Nieznacznie poniżej gromady (na południe) mamy szanse zobaczyć wyraźnie czerwoną gwiazdę zmienną UV Cam. Z kolei piękną pomarańczową barwę ma położona 2-3° na północ nad Kaskadą Kemble?a nieregularna gwiazda zmienna BE Cam (4,35 mag-4,48 mag). Pięć stopni na północ od BE Cam warto odszukać białą gwiazdę ? Cam (4,59 mag) otoczoną trójką słabszych (5,5 mag-6,5 mag) w odległości 0,5°-1°. Jeśli przyjrzymy się jej dokładnie, możemy dostrzec towarzyszkę 7,3 mag w odległości ponad 1? kątowej,

W połowie odległości między ? Cam i BE Cam, czyli ok. 2,5° od każdej z nich, spróbujmy teraz odnaleźć galaktykę oznaczoną jako IC 342. Jej jasność to 9,1  mag zaś średnica kątowa ok. 20?. Nie jest to więc obiekt o dużej jasności powierzchniowej i jego dostrzeżenie wymaga czystego, ciemnego nieba. W takich warunkach próbujmy dostrzec chociaż jaśniejszy rdzeń tej ustawionej ?twarzą? do nas galaktyki, odległej według aktualnych szacunków o 7 do 11 milionów lat świetlnych. Galaktykę obserwujemy w płaszczyźnie Drogi Mlecznej, więc przesłania ją gaz i pył galaktyczny. Utrudnia to obserwacje i prawidłową ocenę odległości. Edwin Hubble przypuszczał, że IC 342 należy do naszej Grupy Lokalnej galaktyk, obecnie jednak uważa się, że jest to odrębne ugrupowanie określana jako Grupa IC 342/Maffei.

IC 342 na fotografii Marcina Paciorka; źródło: http://www.astromarcin.pl/pages/ic342.html

Czy udało się dostrzec tę ?wyspę wszechświata?, jak jeszcze niedawno określano galaktyki? Jeśli tak, przypatrzmy się jej uważnie. Ta szara mgiełka kryje setki miliardów słońc, przynajmniej w części okrążanych przez planety. Jeśli prawa natury są wszędzie takie same, z pewnością na niektórych z nich powstało życie, zapewne także wysoko rozwinięte. Nie mamy technicznych możliwości by to sprawdzić, lecz przecież wyobraźnia może nas tam zaprowadzić, gdy przypatrujemy się galaktyce przez nasz ulubiony sprzęt ? niewielką lornetkę przyniesioną na pasku przerzuconym przez ramię.

Drugim po Wielkim Wozie najłatwiejszym do rozpoznania asteryzmem północnego nieba jest rozległa, trochę niesymetryczna litera W. Widział ją pewnie każdy, choć nie każdy wie, że jest to rdzeń rozległego gwiazdozbioru Kasjopei rozciągającego się wzdłuż Drogi Mlecznej. Składa się na nią pięć gwiazd o jasności w granicach około 2 mag ? 3,5 mag leżących w odległości 4 stopni jedna od drugiej. Szósta gwiazda zbliżonej jasności leży na jednej z ?kresek? tworzących literę. Będziemy trzymać się porównania do litery W i używać określeń ?lewy? i ?prawy? względem tak widzianego asteryzmu.

Źródło: Wikipedia

Lewa, nieco rozciągnięta strona rozpoczyna się zimno białą a dla niektórych obserwatorów nawet niebieskawą gwiazdą ? Cas, inaczej Segin - najsłabszą w asteryzmie (3,35 mag, typ widmowy B3 V). Wszystkie pozostałe gwiazdy składające się na ?literę? są układami wielokrotnymi, choć tylko jedną jesteśmy w stanie rozdzielić na dwa składniki z użyciem silnej lornetki. Patrząc w prawo i w dół od  ? Cas (4 stopnie na południowy zachód)  znajdziemy jaśniejszą także białą gwiazdę ? Cas (Ruchbach (2,26 mag, typ widmowy A5 IV). Środkowa gwiazda litery W - ? Cas (Cih) to najjaśniejszy w asteryzmie niebieski podolbrzym typu widmowego B0,5 IVe (jasność 2,15mag). Kolejna ?kreska? doprowadza nas do gwiazdy Schedar (inaczej Schedir) uznanej przez Bayera za najjaśniejszą w gwiazdozbiorze i oznaczonej jako ? Cas.  Jest ona jednak nieco ciemniejsza niż  ? Cas, chociaż bardziej zwraca na siebie uwagę piękną pomarańczową barwą. Ma jasność 2,24 mag i jest typu widmowego K0 III. W 1/3 odległości pomiędzy  Schedar (? Cas) i Cih (? Cas) znajduje się jasna gwiazda oznakowana jako ? Cas lub Achird. Jest to gwiazda wielokrotna możliwa do rozdzielenia przy powiększeniu 15x na dwa składniki o jasności 3 mag i 7,5 mag odległe o niemal 13?.  Zakończenie prawego ramienia litery W stanowi Caph ? ? Cas, gwiazda zmienna o niewielkim zakresie zmienności (2,34-2,38 mag), typu widmowego F3 III.

Pasmo pyłowe leżące w płaszczyźnie naszej Galaktyki, tak wyraźnie widoczne w gwiazdozbiorze Orła i sięgające Łabędzia, w Kasjopei słabnie i zanika. Patrzymy wprawdzie nadal  równolegle do płaszczyzny galaktycznego dysku, ale bardziej ?na zewnątrz?. Pył nie przysłania więc gromad otwartych ani mgławic, tak licznych w tym rejonie. Kasjopeja pozostaje jednak niedoceniona. Chętniej patrzymy na Perseusza z jego sercem ? wielką asocjacją Melotte 20 i koroną ? Gromadą Podwójną (h i ? Per, NGC 869 i NGC 884), czy też na nieodległą M31 ? Galaktykę Andromedy.

Trochę niesprawiedliwie kojarzymy z Perseuszem gromadę Stock 2, widoczną nad Gromadą Podwójną. Ta rozległa na 60' i jasna (4,4 mag) gromada otwarta o kształcie ludzkiej sylwetki znajduje się przecież już w gwiazdozbiorze Kasjopei. Ze względu na charakterystyczny kształt prężącego muskuły mężczyzny obiekt ten nazwano Muscleman, czyli Mięśniak lub Kulturysta.  Gromadę podwójną a ściślej   jej zachodni składnik - NGC 869 łączy z gromadą Stock 2 nieco zagięty warkoczyk gwiazd 6-8 mag. Jako całość jest to widok szczególnie odpowiedni dla lornetki niekoniecznie dużej. Najlepiej jeśli ma ona umiarkowane powiększenie (8-12x) a za to szerokie pole widzenia.

W lornetce 8x42, dysponującej zazwyczaj polem widzenia ponad 7 stopni, widać jednocześnie nie tylko wspomniane gromady, lecz także nawet jasną Gromadę Pazmina (Stock 23) na granicy z Żyrafą (6 stopni na wschód). Pomiędzy nimi majaczą gromady Melotte 15 (22' średnicy, 6,5  mag) oraz IC 1848 otoczone delikatną poświatą mgławic, nazywanych romantycznie Serce lub Serce i Dusza (IC 1805 otaczająca Mel 15) a czasem mniej romantycznie Zarodek (Embryo ? mgławica IC 1848 o rozmiarach 30?x60? i łącznej jasności 6,2 mag, otaczająca gromadę o tym samym numerze katalogowym)*. Na skrajach mgławicy Serce, odpowiednio 1° na wschód i 1° na południe od rozświetlającej ją gromady Mel 15, znajdziemy kolejne dwie gromady otwarte ? NGC 1027 (6' średnicy, 6,7  mag) i Markarian 6 (Mrk 6, 4,5', 7,1mag). O ile w tej pierwszej zerkaniem lub przez dużą lornetę dostrzeżemy poszczególne gwiazdy, to w drugiej szanse są niewielkie ? zobaczymy tylko plamkę świetlną.

W dobrych warunkach obserwacyjnych próbujmy dostrzec następną mgławicę a właściwie dwie zlewające się ? NGC 896 i IC 1795. Leżą one równie blisko gromady Mel 15 lecz na północny zachód od niej, w kierunku gwiazdy ? Cas. Łącznie zajmują obszar ok. 40' średnicy, choć nawet w najlepszych warunkach zobaczymy mgiełkę o połowę mniejszą. Z kolei mgławicy IC 1848 towarzyszą na wschodnim skraju dwie zlewające się z nią i ze sobą gromady Collinder 33 i 34 (Cr 33 i 34). Cały kompleks jest wydłużony i zajmuje powierzchnię ok. 1x2 stopnie. Wszystkie te obiekty można obserwować jednocześnie bez poruszania lornetką, od Kulturysty (Stock 2) i Gromady Podwójnej na zachodzie do gromady Pazmino (Stock 23) na wschodzie.  Gwarantuję zawrót głowy od nadmiaru wrażeń.

Proponuję teraz skierować lornetkę ok. 7 stopni na zachód, tak, by gwiazdy ? Cas i ? Cas, stanowiące lewe ramię litery W, znalazły się jednocześnie w polu widzenia. Tuż po lewo (na wschód) od ? Cas możemy wtedy wypatrzyć pojaśnienie gromady Stock 5. Nie jest to łatwe, pomimo, ze według OITH** łączny blask jej 25 gwiazd osiąga 7 mag, przy średnicy gromady 15'. Na południe od linii  ? Cas -  ? Cas, około jednego stopnia poniżej jej środka znajdziemy gromadę NGC 663 o zbliżonej jasności i wielkości kątowej (7,1 mag, 16'), jednak nieporównywalnie łatwiejszą do dostrzeżenia. Zerkaniem przez średnią a bezpośrednio przez dużą lornetkę powinniśmy nawet dostrzec kilka-kilkanaście spośród jej kilkudziesięciu gwiazd. Pół stopnia powyżej, niemal na linii łączącej gwiazdy  ? Cas z  ? Cas widać gromadę jeszcze jaśniejszą, choć mniejszą ? NGC 654. Przy lornetkowych powiększeniach jej ciasno upakowane dość jasne gwiazdy zlewają się w jednolitą plamę świetlną średnicy 5' i jasności aż 6,5 mag. Większy sprzęt ukaże jednak wyraźnie wyodrębnioną z tła grupę gwiazd z jedną najjaśniejszą na  południowym skraju. Dociekliwy obserwator przypatrując się starannie dostrzeże jeszcze jedną słabszą gromadę poniżej wspomnianej pary. NGC 659 jest w takiej samej odległości, czyli 0,5 stopnia lecz na południe od leżącej centralnie największej w grupce gromady NGC 663. Jej jasność 7,9 mag i średnica 5' wystarczają, by była nieźle widoczna na wiejskim niebie, jednak o rozdziale na gwiazdy nie możemy marzyć. Najjaśniejsza spośród 40 składowych ma tylko 10,5mag. Dla całej grupy proponuję nazwę Gromada Potrójna, (popularnie Trichotki). Przyjrzyjcie się jej i powiedzcie, czy nie mam racji.

Zadziwiające jest, że Pierre Mechain, który odkrył w pobliżu (1,5° na zachód) gromadę otwartą skatalogowana później jako M103, nie dostrzegł opisanej trójki. M103 leży pomiędzy nią a gwiazdą ? Cas i jest nieco większa (6' średnicy) i jaśniejsza (7,4 mag)od najbliższej jej NGC 659 zaś mniejsza i ciemniejsza od dwu pozostałych. Jednak przez średnią lornetkę da się rozpoznać klinowaty kształt, zbliżony do sławnej Choinki (NGC 2247) z gwiazdozbioru Jednorożca, zaś przez większą można dojrzeć poszczególne gwiazdy.

Gromadzie M103 i gwieździe  ? Cas (Ruchbah) towarzyszy od południa zagęszczenie gwiazd na powierzchni ok. 2,6x3,3 stopnia. Dopatrując się w nim kształtu latawca ukuto nawet nazwę Queen's Kite. By zobaczyć tam latawiec, trzeba było sporej wyobraźni. Jednak i bez tego warto oglądać ten obszar, zwłaszcza przy niezbyt dużym powiększeniu, wyszukując barwne gwiazdy.

Sąsiadująca 2-3 stopnie od zachodu okazała gromada otwarta NGC 457 (15? średnicy, 6,4 mag)jest obiektem znanym pod kilkoma nazwami. Od towarzyszącej najjaśniejszej gwiazdy bywa zwana gromadą ? Cas. Częściej jednak spotyka się nazwę gromada Sowa lub ET (Extra-Terrestial czyli w wolnym tłumaczeniu Kosmitek). Takie nazwy nadano z powodu pary ?oczu? - dwóch stosunkowo jasnych gwiazd o kontrastowych barwach żółtej i niebieskiej, towarzyszących gromadzie od południa, choć prawdopodobnie nie związanych z nią fizycznie. Phil Harrington (TUB***) pisze, że jest to  ? Cas i HD 7902, zaś NSOG**** twierdzi, że  sama ? Cas jest gwiazdą podwójną o jasności składowych 5 mag i 7 mag oraz odstępie 134?. Bez trudu powinniśmy dostrzec także wiele spośród tworzących gromadę gwiazd tworzących nieco podłużny tułów Sowy, rozciągnięty na linii północ-południe.

Wędrując dalej w tym samym kierunku, po przesunięciu lornetki o jedno pole widzenia w prawo powinniśmy zobaczyć jasną gwiazdę Schedar (? Cas) z towarzyszącą jej w odległości niecałych 2° z lewej strony nieco słabszą Achird (? Cas). Odmierzając teraz około 1 stopnia od każdej z nich,  poniżej  ? Cas a po lewo od  ? Cas wypatrzymy małe (4' średnicy) zagęszczenie gwiazd. Przyglądajmy mu się zerkaniem a widoczny jasny obszar wzrośnie wielokrotnie, niemal do średnicy tarczy księżycowej (ok. 30'). Może nawet dostrzeżemy ciemniejsze wcięcie na jego tle. To mgławica Pacman (NGC 281) nazwana tak dzięki podobieństwu do postaci z gry komputerowej. Oświetlająca ją gromada nosi oznakowanie IC 1590. Niekiedy tym symbolem oznaczane są jednak wspólnie mgławica i gromada. Jest to obszar narodzin nowych gwiazd, o czym świadczą widoczne na fotografiach globule Boka i skryte w nich lecz emitujące podczerwień protogwiazdy.  Peter Birren zaleca filtry UHC do obserwacji mgławicy, jednak widać ją  i bez tego, pod warunkiem czystego, nie zaświetlonego nieba wiejskiego.

Gdyby Pacman okazał się dla nas chwilowo niedostrzegalny, możemy pocieszyć się widokiem asocjacji ? ? ? Cas. Znajdziemy ją 2-3° na południe od ? Cas. Zawiera kilka młodych, niebieskawych gwiazd, w tym najjaśniejszą ? Cas ok. 3,5 mag i dwie o jasności 4,5 mag wraz z kilkunastoma ok. 7 mag i słabszymi. Gwiazdy pogrupowane są w pary i półksiężyce. Warto przyjrzeć się im przez dobrze ustabilizowaną lornetkę, by wydobyć wszystkie ?smaczki? obrazu.

Jeśli już obserwujemy obszar poniżej prawej części wielkiej litery W, przesuńmy pole widzenia w okolice ? Cas (Caph). W odległości ok. 1° na prawo od niej zobaczymy parę gwiazd odległych od siebie o ok. 15?, czyli  ?3057 (północna) i ?3062 (południowa). W rzeczywistości każda z nich jest ciasnym układem podwójnym. Podobną dwójkę - ? Cas i V373 znajdziemy 2° dalej w tym samym kierunku. Obie są gwiazdami zmiennymi. Następne 2° na południe znajduje się podobnie zwarta grupa kilku gwiazd, z których najjaśniejsza jest ? Cas. Razem widzimy więc kształt trójkąta lub ukośnych skrzydeł odrzutowca złożonych z wymienionych par i grupy. W prawym ?skrzydle?, w połowie odległości między ? Cas i ? Cas znajdziemy Różę Karoliny, jasną i rozległą gromadę otwartą złożoną aż z 300 słabych gwiazd. Najjaśniejsza z nich ma tylko 10,7 mag, więc w lornetce zobaczymy jednolitą, jednak jasną (6,7 mag)i rozległą na 18? świetlną plamę. Gromada oznakowana jest obecnie jako NGC 7789. Odkryła ją, podobnie jak szereg innych gromad otwartych w gwiazdozbiorze Kasjopei, Karolina Herschel, siostra i często niedoceniana współpracowniczka sławnego Williama.

Obszar na północ od prawej części litery W (ponad nią) zawiera w jednym polu widzenia lornetki dwie jasne gromady otwarte. Nieco słabsza (7 mag)i mniejsza (12?) jest NGC 225, dość luźna gromada leżąca 2° w prawo i nieco powyżej (na północny zachód) od ? Cas (Cih). W układzie jej kilkunastu gwiazd widzianych w powiększeniu ponad 15x można dopatrywać się miniaturki gwiazdozbioru ? małej litery W. Jaśniejsza i liczniejsza z gromad ? NGC 129 (6,5 mag, 21? średnicy, 35 gwiazd), znajduje się dokładnie w połowie odległości między ? Cas (Cih) i ? Cas (Caph). Jej gwiazdy także ułożone są w kształcie dwóch stykających się klinów lub litery W, co widać przez większy sprzęt. W gromadzie tej znajduje się gwiazda zmienna ? cefeida DL Cas (8,6 mag - 9,3 mag, okres zmienności 8 dni) a także trzy inne nadolbrzymy. Co ciekawe, DL Cas jest gwiazdą spektroskopowo podwójną i była przedmiotem intensywnych badań astronomów amerykańskich*****.

Kasjopeja zawiera jeszcze jedną gromadę otwartą z katalogu Messiera ? M52. Znajdziemy ją przedłużając o drugie tyle na północny zachód odcinek łączący gwiazdy ? i ? Cas. Gromada jest liczna, choć złożona ze słabych gwiazd. Kilka najjaśniejszych da się jednak wypatrzyć przez sporą lornetkę. Z gromadą graniczy od północy trójkątny asteryzm Harrington 12 (Hrr 12),  rozległy na ponad 0,5° i zawierający kilkanaście gwiazd, wśród nich najjaśniejszą, pomarańczową gwiazdę zmienną 4 Cas (ok. 5 mag), oraz dwie inne czerwone gwiazdy, także zmienne. Niektórzy doszukują się w nim kształtu samolotu, stąd popularna nazwa Airplane.

Z kolei 1° na południe od M51 znajduje się obiekt piękny, lecz trudny do dostrzeżenia nawet przez teleskop - mgławica Bańka (NGC 7635). Jej kulisty kształt podziwiamy często na fotografiach. Posiadacze dużych lornet, zwłaszcza zaopatrzonych w filtr O-III zapewne pokuszą się o jej ?wyłuskanie?, jednak średnia lornetka jest raczej bez szans wobec obiektu o jasności ok. 10 mag rozległego na niemal 15?, co oznacza naprawdę niewielką jasność powierzchniową. Co jednak szkodzi spróbować? Bywają przecież cudowne noce, gdy wszystko jest możliwe.

Większe szanse mamy na upolowanie kilku spośród aż siedmiu niewielkich gromad otwartych znajdujących się na linii łączącej M52 z ? Cas (Caph) lub tuż ponad nią (na północ). Staranna inspekcja tego rejonu przez ustabilizowaną na statywie lornetkę pozwoli pod odpowiednio dobrym niebem wyłapywać kolejne plamki. Nie obejdzie się bez bólu karku, bo głowę trzeba zadzierać wysoko. No, chyba, że obserwujemy z leżaka posiadającego oparcia na łokcie lub zbudowaliśmy sobie fotel obserwacyjny z odchylanym oparciem i uchwytem na lornetkę. Wtedy wszystko wygląda jeszcze piękniej.

*Napotkałem tutaj rozbieżność nazewnictwa. Według   większości źródeł internetowych Serce to IC 1805 zaś Dusza ? IC 1848. Jednak dla Petera Birrena (OITH) IC 1805 to Serce i Dusza (Soul and Heart), zaś IC 1848 to Zarodek (Embryo). 

**OITH ? Peter Birren, Objects in the Heavens

***TUB ? Philip S. Harrington, Touring the Universe through Binoculars

****NSOG ?  George Robert Kepple, Glen W. Sanner, The Night Sky Observer?s Guide, vol.1

***** http://digitalcommons.unl.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=1021&context=physicsschmidt

Niedawno, na jednej z takich stron: https://www.lightpollutionmap.info pojawiły się fantastyczne dane. Po pierwsze, na mapie tej dostępne są już dane na temat emisji światła z powierzchni Ziemi z 2017 roku (ta warstwa jest chyba automatycznie włączona przy wejściu na stronę). Porównując je z danymi z poprzednich lat, warto zwrócić uwagę na to, że to są dane pochodzące tylko z jednego miesiąca, a fluktuacje (zwiazane między innymi z różnymi warunkami atmosferycznymi) są w znakomitej więszkości miejsc wieloktrotnie większe niż zmiany w oświetleniu.

Na mapie tej pojawiła się jednak coś o wiele ciekawszego. Po włączeniu warstwy "WA 2015" zobaczymy mapę modelowej jasności tła nieba w zenicie w danej miejscówce (na podstawie danych z 2015 roku). Mapa ta jest nową wizualizacją danych, które wcześniej pojawiały się między innymi tu: http://www.waarnemen.com/darkskies/, tyle że tu nie dość, że jest w towarzystwie danych "komplementarnych" (pomiary jasności Ziemi z urządzenia VIIRS na satelicie SUOMI oraz pomiary z mierników SQM), to jeszcze dane te są znacznie dokładniejsze niż na wcześniejszych wizualizacjach.

Jeśli przy włączonej warstwie "WA 2015" klikniemy w interesującą nas miejscówkę, zobaczymy tabelkę podobną do tego:

Mamy tu odpowiednio:

1. Współrzędne miejsca
2. Modelową jasność tła nieba (przy założeniu bardzo dobrej przejrzystości oraz naturalnej jasności tła nieba równej 22 mag/"²) w wielkościach gwiazdowych na sekundę łuku do kwadratu
3. Modelową jasność nieba w milikandelach na metr kwadratowy, przy założeniach takich jak powyżej
4. Modelową jasność sztucznego światła (rozproszonego przez atmosferę) przy takich samych założeniach jak powyżej
Stosunek 4. do 3. Im większy, tym więcej mamy sztucznego światła w zenicie. Watrość "Ratio" równa 1 oznacza, że w zenicie mamy tyle samo światła sztucznego, co naturalnego, a więc niebo jest dwa razy jaśniejsze niż byłoby w przypadku braku LP. To jest przy założeniu, że przejrzystość jest bardzo dobra, a naturalna jasność nieba wynosi 22 mag/"². W rzeczywistości zarówno naturalna jasność nieba, jak i ilość LP znacząco się zmieniają.
5. Jakość nieba w skali Bortle'a - tu niestety chyba jest to potraktowane zbyt "liberalnie". Miejscówki, które zgodnie z opisem skali Bortle'a powinno się określić jako 2-3 tu są już oznaczone jako 1.
6. Wysokość miejscówki nad poziomem morza.

Z pomiarów SQM-L (których wykonałem już chyba blisko 1000 w kilkuset różnych miejscówkach) wynika, że w najciemniejsze (pod względem naturalnego świecenia nieba), przejrzyste noce w okresie wegetacji roślin jasność nieba odczytywana przez miernik po północy, kiedy część sztucznego oświetlenia gaśnie (przynajmniej w niektórych miejscowościach) jest bardzo bliska tej "prognozowanej". Dla przykładu, w ciemne przejrzyste noce po północy:

Kraków:  mapa: 18.80,      SQM-L: 18.8 - 19.0
Krosno:  mapa: 20.42,      SQM-L: 20.3 - 20.4
Koskowa Góra: mapa 21.32,    SQM-L: 21.2 - 21.3
Czuszów: mapa 21.40,      SQM-L: 21.2 - 21.3

To, co pozwoli najłatwiej porównać dwie miejscówki to w tym wypadku parametr podpisany "Ratio". Jak już pisałem wyżej, mówi nam on o tym, jak dużo jest w danej miejscówce w zenicie sztucznego światła w porównaniu do naturalnego. Zwykle miejscówki z mniejszym "Ratio" będą też miały lepszy horyzont. Choć tu oczywiście dużo będzie zależało od rozmieszczenia łun. Można się jednak spodziewać, że tam, gdzie jasność nieba w zenicie jest lepsza, tam i łun przy horyzoncie jest mniej.

Po przejrzeniu tej mapy wynotowałem sobie kilka ciekawych wartości tego współczynnika ("Ratio"):

Miejscówki na południe od Krakowa:

Kudłacze - 1.04
Koskowa Góra - 0.85
Wilczyce - 0.62

Miejscówki na północ od Krakowa:

Biórków Mały - 1.82
Czuszów - 0.71
Dosłońce - 0.63
Trzonów - 0.50

Miejscówki w Beskidzie Niskim:

Franków - 0.48
Przymiarki - 0.47
Lubatowa, pola - 0.41
Oderne - 0.34
Mszana, skrzyżowanie - 0.26
Tylawa - 0.25
Przełęcz Szklarska - 0.23
góra Tokarnia - 0.18
Radocyna - 0.17
Wyszowatka - 0.16
Moszczaniec, łąka - 0.15
Huta Polańska - 0.15
Ożenna - 0.15
Czeremcha - 0.13
Czystogarb - 0.13

Miejscówki w Bieszczadach:
Stężnica - 0.099
Osławica - 0.089
Roztoki Górne - 0.054
Przełęcz Wyżna - 0.046
Przełęcz Wyżniańska - 0.045
Wołosate - 0.045

Inne ciemne miejsca:

Gorce ~0.5
Babia Góra ~0.5
Karkonosze ~0.5
Tatry - 0.3 (Tatry Wysokie)
Pogórze Przemyskie - 0.18 (kilka km na południe od Birczy)
Roztocze - 0.13 (m.in. Puszcza Solska)
Drawieński Park Narodowy - 0.12 (okolice Zatomia)
Polesie - 0.11 (kilkanaście km na północ i zachód od Włodawy)
Puszcza Augustowska - 0.09
Północna część Mazur - 0.09 (przy granicy z Obwodem Kaliningradzkim, na północ od Kętrzyna i Giżycka)

Dla porównania jasne miejsca:
Centrum Krakowa ~30
Katowice ~30
Centrum Warszawy ~60
Szklarnia w Stężycy okok Dęblina ~200

Warto tutaj zdać sobie sprawę z tego, że wartość 30 dla Krakowa czy Katowic oznacza, że niebo jest tam około 30-krotnie jaśniejsze niż naturalnie. Z drugiej strony wartości ~0.05 w Bieszczadach oznaczają, że niebo jest tam o około 5% jaśniejsze niż naturalne. Innymi słowy, ilość LP w Krakowie czy Katowicach jest jakieś 600 razy większa niż w Bieszczadach.

Oczywiście jakość nieba to nie tylko jego jasność w zenicie. Drugim bardzo ważnym czynnikiem jest przejrzystość nieba, która szybko się poprawia wraz z wysokością nad poziomem morza. Dlatego niebo w górach w miejscówce, w której ten współczynnik wynosi 0.5 może sprawiać lepsze wrażenie niż niebo na nizinach w miejscówce, w której wspomniany współczynnik wynosi 0.1.

Na koniec warto jeszcze zauważyć, że naturalna zmienność jasności nieba jest całkiem duża i w jasne (pod względem naturalnego świecenia nieba - airglow) noce w Bieszczadach niebo będzie jaśniejsze niż w ciemne (znów pod względem airglow) noce w miejscówkach, w których "Ratio" wynosi 0.5.

Pozdrawiam
Piotrek

Gilgamesz; źródło: http://www.ancient.eu/gilgamesh/

Gilgamesz, król miasta Uruk i heros sumeryjski tak opowiada matce swój sen (Gilgamesz, epos starożytnego Dwurzecza; rekonstrukcja i przekład: Robert Stiller; Państwowy Instytut Wydawniczy 1980):
(Anu był bogiem i uosobieniem nieba) ...Matko, sen widziałem dziś w nocy! Wesół szedłem wśród innych mężów, zebrały się i lśniły gwiazdy na niebie. Wtem runęły na mnie zastępy Anu i treść Anu mnie przygniotła, wojownik z gwiazd. Dźwignąłem go wzwyż i okazał się dla mnie za ciężki, trząsłem nim i zrzucić z siebie nie mogłem...

           Powstanie świata i człowieka według mitologii grecko-rzymskiej najpiękniej przedstawił Owidiusz w swych Przemianach (tłumaczenie Anny Kamieńskiej; Nasza Księgarnia 1969):

... Bóg lub lepsza natura spór ten rozstrzygnęła. Niebo odcięła od ziemi, ziemię od wody...Wklęsłe i lekkie niebo wytrysnęło i wybrało miejsce na szczycie... Tak bóg, jakkolwiek go nazwać ? rozrządził chaos i na części go rozdzielił... Nad wszystkim zaś rozpostarł płynny, lekki eter, nic nie mający w sobie z pyłu ziemi. Zaledwie wszystko w ścisłych rozmieścił granicach, gdy nagle gwiazdy, które z dawna kryły się w chaosie, błysły i roziskrzyły niebo. By zaś żadne regiony nie pozostały próżne, gwiazdy objęły w posiadanie krainę niebios, przybrawszy kształty bogów...
A Prometeusz zmieszał glinę z wodą rzek i ulepił z niej człowieka na podobieństwo bogów. Gdy zaś inne stworzenia wzrok spuszczają w ziemię, człowiek otrzymał postać wyniosłą, miał nakaz patrzeć w niebo, twarz zwracać ku gwiazdom...
http://www.eduteka.pl/doc/przemiany-owidiusza

Poetycznymi słowami mitologia objaśnia nam scenę świtu na nieboskłonie i przedstawia jej uczestników (Imre Trencsenyi-Waldapfel, Mitologia, tłum. Jan Śląski; Państwowe Wydawnictwo Naukowe 1967):
...Na początku był Chaos, wielka otchłań lub - jak później myślano - bezładna mieszanina elementów. Pierwszą siłą działającą we wszechświecie był Eros, "Miłość". Czy najpierw był Uranos, "Niebo", czy Gaja (Ge), "Ziemia", trudno wywnioskować ze sprzecznych źródeł... Gaja była małżonką Uranosa... synami Uranosa i Gai byli tytani... Córkami ... były tytanidy... Potomkami tytanów... są: Eos - "Jutrzenka", Helios - "Słońce", i Selene - "Księżyc"... Iapetos i Asja wydają na świat synów: Atlasa, który dźwiga na barkach firmament niebieski, oraz Prometeusza ... Eos ze związku z Astrajosem powija wiatry i gwiazdy. ... Wśród dzieci Hyperiona i Tei rozgrywa się codziennie owa wspaniała scena niebiańska ... Oto czwórka rączych rumaków wyciąga z fal morskich ognisty rydwan Heliosa, a ilekroć się wynurzy, tylekroć gwiazdy, jedna po drugiej, rzucają się do morza. Tylko Phosphoros (łać. Lucifer), "niosąca światło" gwiazda poranna spokojnie oczekuje wschodu słońca. Na drugim końcu stropu niebieskiego, dosiadłszy rączego rumaka uchodzi Selene, bogini Księżyca, z nadejściem bowiem swego brata, boga Słońca, musi się oddalić; Pan, koźlorogi bożek łąk i pól goni przerażonym spojrzeniem uchodzącą z nagła umiłowaną. Heliosa poprzedza "różanopalca Eos", bogini jutrzenki, która o tej właśnie porze zwykła się spotykać ze swym ziemskim kochankiem Kefalosem bądź - jak mówią inne mity - z Orionem...

Było już o walce Gilgamesza z wojownikiem z gwiazd, było o powstaniu nieba w mitologii grecko-rzymskiej, wypada przypomnieć sobie, jak stworzenie świata opisane zostało w najszacowniejszej księdze naszego kręgu kulturowego.

Poniżej fragment poetyckiego przekładu Genesis - Księgi rodzaju, pióra Artura Sandauera: BÓG, SZATAN, MESJASZ i ...? (Wydawnictwo Literackie w Krakowie 1977):

... Na początku stworzył Pan niebo i ziemię. A ziemia była męt i zamęt, ciemno było nad odmętem i duch Pański unosił się nad wodami. I rzekł Pan: "Stań się światło". I stało się światło. I ujrzał Pan, że światło jest dobre i oddzielił światło od ćmy. I nazwał Pan światło dniem, a ćmę nazwał nocą. I nastał wieczór, i nastał poranek - dzień pierwszy.
I rzekł Pan: "Niech stanie się sklepienie pośrodku wód i niech dzieli wody od wód". I uczynił Pan sklepienie i oddzielił wody pod sklepieniem od wód nad sklepieniem. I stało się tak. I nazwał Pan sklepienie niebem...
I rzekł Pan: "Niech staną na sklepieniu niebios świecidła, by dzielić dzień od nocy. I niech znaczą roki, dni i lata. I niech będą świecidła na sklepieniu niebios, by świecić ziemi". I stało się tak. Uczynił więc Pan dwa wielkie świecidła: świecidło większe, by rządziło dniem, i świecidło mniejsze, by rządziło nocą. A też i gwiazdy. I umieścił je Pan na sklepieniu niebios, by świeciły ziemi. I aby rządziły dniem i nocą tak, by dzielić światło od ćmy. I ujrzał Pan, że to dobre...
http://lubimyczytac.pl/ksiazka/102410/bog-szatan-mesjasz-i

Nawiązując do gwiezdnej mitologii starożytni Rzymianie mawiali:
Locum virtus habet inter astra ? cnota mieszka wśród gwiazd (Seneka Młodszy),
czy też:
Sic itur ad astra ? tak idzie się do gwiazd (Wergiliusz, Eneida; słowa Apollina chwalące męstwo).
Najszerzej chyba jednak znana jest inna sentencja, będąca parafrazą z Seneki a dotycząca Herkulesa:
Per aspera ad astra ? przez ciernie do gwiazd.

Ta ostatnia sentencja może także służyć jako motto dla nas - współczesnych astroamatorów żyjących w chłodnej i pochmurnej Europie środkowo-wschodniej.

Spokojnie, to nie tak. Nauczymy się. Sprzęt jest w porządku, opisy prawdziwe, zdjęcia rzetelne.

Jak to możliwe?

            Nasze oczekiwania były nierealistyczne. Zdjęcia wykonane nawet teleskopem amatorskim, nie mówiąc o Hubble?u czy Kecku, to fotony zbierane i rejestrowane wielokrotnie nieraz przez długie godziny. Obrazy są łączone i obrabiane komputerowo. Tylko dzięki temu na otrzymanym zdjęciu obiekt jest taki jasny, rozległy i barwny. Niczyje oko tego nie widziało przez najwspanialszy sprzęt. Oko widzi słabe światło tylko dzięki ślepym na barwę pręcikom siatkówki. Czułe na barwę czopki wymagają znacznie więcej światła, na przykład dostarczanego przez gwiazdę. Betelgezę, Aldebarana i Arktura widzimy zabarwione, kłaczki galaktyk czy mgławic nie. Co człowiek może zobaczyć najlepiej ukazują szkice wykonywane przez obserwatorów. Szkice można znaleźć na internetowych forach astroamatorskich. Niektóre z nich mają specjalny dział poświęcony szkicowaniu. Koledzy potrudzili się nawet, by utworzyć szkicowy katalog obiektów Messiera.

            Z kolei opisy sporządzane są przez doświadczonych obserwatorów, znających niebo i umiejących posługiwać się sprzętem. Obserwacje wykonywano wielokrotne, w dobrych warunkach. Przecież nikt nie napisze w takim czy innym poradniku czy artykule: rozłożyłem sprzęt, lecz przez mgłę przebijały tylko najjaśniejsze gwiazdy i w dodatku okular ciągle wilgotniał, czy też: jak obserwowałem M31 to nadeszły chmury i M33 mogłem oglądać dopiero w następnym tygodniu. Więc opis mówiący prawdę i tylko prawdę najczęściej nie mówi całej prawdy. To tylko jej część, interesującą dla czytelnika. Tymczasem czytelnik myśli, że tak jest zawsze ? przejrzyste powietrze, ciemność, brak przeszkód zasłaniających horyzont.

            Autor książki czy artykułu na ogół zna niebo jak własną kieszeń. Nie jest to jednak wiedza wrodzona. Nauczył się tego podczas wielokrotnych poszukiwań, lektur, studiowania map. Jednak też nie wszystko natychmiast znajduje. Posługuje się mapami, programami komputerowymi, czasem systemem GoTo w teleskopie. My dopiero musimy uczyć się topografii nieba. Powinniśmy zdobyć odpowiedni atlas, zainstalować na komputerze program obrazujący nieboskłon, nauczyć się rozpoznawać gwiazdozbiory i jasne gwiazdy. Dopiero dzięki temu będziemy w stanie określić, gdzie znajduje się poszukiwana gromada gwiazd, galaktyka czy kometa.

            Obiekty widać lepiej lub w ogóle daje się zobaczyć w odpowiednią pogodę. Potrzebne jest czyste niebo i przejrzyste powietrze. Czasem nawet po słonecznym dniu zachód Słońca jest czerwony, okolice horyzontu przymglone a smugi kondensacyjne po przelocie samolotu ciągną się na pół nieba. To nie są dobre warunki do obserwacji słabych obiektów, zwłaszcza nisko nad horyzontem. Niestety wpływu na to nie mamy. Możemy tylko czekać, przyglądać się niebu, śledzić prognozy i być gotowi by wykorzystać pojawiającą się wyjątkowo dobrą widoczność.

            W dużym mieście, z balkonu obok latarni, oświetlonego podwórza czy parkingu przy ruchliwej szosie niewiele widać. Kontrast jasności między zaświetlonym niebem a mgiełką na nim jest zbyt mały. Oczy nie adaptują się do ciemności, której nie ma lub jest przerywana co chwilę. To częsta przyczyna niepowodzeń obserwacyjnych. Podobnie działa światło Księżyca. Właściwie znacznie gorzej, bo trudniej przed nim uciec. W takich warunkach nie dostrzeżemy słabych obiektów lub zobaczymy je marnie, nieporównywalnie gorzej niż pod ciemnym wiejskim niebem.

            Wreszcie bariera sprzętu. Sprzęt niewielki pokazuje mniej. Znacznym powiększeniem w teleskopie nie nadrobimy zbyt małej ilości światła zbieranego przez obiektyw. Co najwyżej ściemnimy obraz i popsujemy ostrość. Z kolei małe powiększenie w lornetce, zwłaszcza nienadzwyczajnej jakości, zwodzi punktowością niewielkich obiektów rozciągłych. Mgławica planetarna wygląda jak niebieska gwiazda. Gromada kulista to też gwiazda nieco rozmyta. Gdy te prawdziwe gwiazdy wyglądają przez naszą lornetkę także plackowato lub rozmazała je właśnie osadzona rosa, szanse odróżnienia gwałtownie maleją.

Jaki wniosek z tego wszystkiego?

Ty też możesz zobaczyć. By do tego doszło, przede wszystkim nie możesz rezygnować. Ucz się nieba i zdobywaj pomoce do tej nauki. Ucz się posługiwać jak najlepiej posiadanym sprzętem ? kolimować teleskop i przygotowywać go odpowiednio wychładzając, stabilizować lornetkę wieszając ją na statywie lub w inny sposób, chronić elementy optyczne przed zaroszeniem. Powinieneś znaleźć miejsce obserwacyjne osłonięte od świateł, najlepiej oddalone od ośrodków miejskich, szczególnie od południowej strony, gdzie obiekty górują na niebie. Jeśli chcesz obserwować słabe obiekty głębokiego nieba, jest to warunek niezbędny.

No i jeszcze trochę szczęścia. Szczęście trzeba wspierać czujnością. Stałym zwyczajem powinno stać się śledzenie prognoz pogody, zwłaszcza w okolicach nowiu. Podobnie zabieranie sprzętu na wyjazdy wakacyjne. Bądź czujny i próbuj.

Nadchodzi taka chwila, gdy wszystko się odmienia. Galaktyka Andromedy rozciąga się na trzy stopnie świecąc przyćmionym blaskiem jądra i mgiełką spiralnych ramion po bokach. Wprost czujemy, że ktoś na nas stamtąd patrzy. Gromada Podwójna kapie gwiazdami nie mieszcząc się w okularze. Wielki ptak Mgławicy w Orionie rozwija fosforyzujące skrzydła zrywając się do lotu. Już wiesz, że było warto.

Zalecane lektury:

http://astropolis.pl/topic/35198-szkicowy-katalog-messiera/

http://www.celestia.pl/Jak_obserwowa%C4%87

http://astropolis.pl/topic/36226-jak-widziec-wiecej/

Niebo wiosenne z obiektami Caldwella

Źródło:http://astropixels.com/caldwell/spring.html

Za Bliźniętami i Jednorożcem pełzną dwa wodne stwory. Zwarty, niemal kwadratowy Rak znajduje się na południowy wschód od mitycznych braci bliźniaków ? jasnych gwiazd Kastora i  Polluksa. Podłużna Hydra ma głowę leżącą jeszcze niżej na południu, pod Rakiem, a rozciąga się daleko na południowy wschód pod Lwem i Panną.
W gwiazdozbiorze Raka znajduje się wymarzony obiekt do obserwacji przez każdą lornetkę. To gromada otwarta M44, znana jako Żłóbek (Praesepe) a u anglosasów jako Beehive (Ul). Pod wiejskim niebem zobaczymy M44 już gołym okiem, jednak bez rozdziału na poszczególne gwiazdy. Dopiero lornetka ukaże rozległą grupę gwiazd. Szukajmy jej przedłużając trzykrotnie odcinek łączący białego Kastora z pomarańczowym Polluksem na południowy wschód (w dół i w lewo). Ujrzymy gromadę gwiazd całkiem odmienną od innych. Na obszarze 1,5° średnia lornetka pozwoli zobaczyć nawet 70 gwiazd jaśniejszych niż 10mag. Są dość równomiernie rozłożone, mają zbliżoną jasność i wyraźnie ?cieplejszą? barwę niż zimne, białe Plejady (M45). Wynika to z różnicy wieku obu gromad ? Żłóbek jest dziesięć razy starszy od Plejad i liczy sobie 700 milionów lat. Część jego gwiazd zdążyła już przekształcić się w czerwone olbrzymy. M44 ma taki sam wiek i kierunek ruchu jak Hiady (Mel 25). Przypuszczalnie gromady te mają wspólne pochodzenie.
Symetrycznie wokół Żłóbka rozmieszczone są 3 gwiazdy o jasności ok. 4-4,5mag. Dwie z nich, ? i ? są czerwonymi olbrzymami typu widmowego K. Mieszczą się w polu widzenia każdej lornetki, gdyż leżą 2° od centrum M44 i 3° nawzajem od siebie. Najniżej, na południu, jest pomarańczowa gwiazda ? Cnc zwana Asellus Australis ? Osioł Południowy. Powyżej gromady jest biały Osioł Północny (Asellus Borealis) ? ? Cnc (typ widmowy A0 III). Pomarańczowa ? Cnc nie ma nazwy własnej, chociaż ja bym ją nazwał Osłem Zachodnim.
Na przedłużeniu linii łączącej Żłóbek z Osłem Południowym, 7° na południe, zobaczymy biało-pomarańczową parę ? i 60 Cnc w odległości mniejszej niż 1° od siebie. Tuż obok 60 Cnc, 1° na zachód od niej leży gromada otwarta M67. Znacznie ustępuje Żłóbkowi wielkością i jasnością (ma ok. 7mag i 30? średnicy), jednak w dużych lornetkach ukaże kilka najjaśniejszych gwiazd na tle świetlnej plamy. Przez teleskop można zobaczyć dziesiątki gęsto upakowanych gwiazd 9-12mag i poświatę setek słabszych. M67 jest jedną z najstarszych gromad otwartych. Jej wiek szacuje się obecnie na 4 miliardy lat, choć starsze źródła mówią nawet o 10 miliardach.
Południowo-zachodnie ?odnóże? Raka stanowi pomarańczowa gwiazda Altarf ? ? Cnc (3,50mag, typ widmowy K4 III). Mieści się w odległości 10° od M44 i tyleż samo od Procjona (? CMi), na wschód od niego. Jednak najbliżej od ? Cnc jest do gwiazdozbioru Hydry. Głowa morskiego potwora rozmieszczona jest poniżej ? i ? Cnc na obszarze 3°x 5°. Znajdują się tam dwie gwiazdy o jasności ok. 3,5mag, trzy ok. 4,5mag i dodatkowe osiem powyżej 7mag. Razem tworzą owalny asteryzm najlepiej wyglądający w lornetce o niewielkim powiększeniu i szerokim polu widzenia, obejmującym wszystkie zgromadzone gwiazdy. Przez lornetkę o polu widzenia ponad 6° zauważymy jak głowa przechodzi na wschodnim skraju w szyję. Większość gwiazd tej grupy jest pomarańczowa lub czerwona, co dodaje urody widokowi.
Jeśli powędrujemy na południowy wschód wzdłuż łańcucha tworzącego powyginane ciało Hydry, po 15° natrafimy na najjaśniejszą gwiazdę  tego gwiazdozbioru ? Alfard, ? Hya. Jest ona jasna i wyraźnie pomarańczowa (1,99 mag, typ widmowy K3 III). Przy braku innych jasnych gwiazd w tej okolicy nieba wygląda bardzo intrygująco ? wprost przyciąga wzrok, gdy wyłania się zza horyzontu poprzedzając Regulusa (? Leo).
W poszukiwaniu kolorowych gwiazd przenieśmy się teraz na północ, ponad Raka i towarzyszącą mu od wschodu szyję Lwa. Jakieś 10° nad lwim karkiem i 20° nad Regulusem szukajmy dość jasnej (3,14mag i 3,82mag) pomarańczowo-białej pary gwiazd leżących 3° jedna nad drugą. Ta południowa, niższa, to najjaśniejsza gwiazda Rysia, ? Lyn, czerwony olbrzym typu widmowego K6 III. Wyższa i nieco słabsza to 38 Lyn, typu A1 V.
10° na północny wschód od ? Lyn a 15° pod ?tylnym kołem? Wielkiego Wozu (Merak, ? UMa) leży następna spektakularna, czerwono-biała para gwiazd odległych od siebie poniżej 2°. Należy do Wielkiej Niedźwiedzicy i stanowi stopę zachodniej z tylnych nóg zwierza. Dolna z pary, czyli południowa, intensywnie czerwona gwiazda nosi nazwę Tania Australis (? UMa, 3,06mag, typ widmowy M0 III), zaś biała północna ? Tania Borealis (? UMa, 3,45mag, A1 V). Podobnie rozmieszczoną lecz pomarańczową parę znajdziemy pod ?przednim kołem? Wielkiego Wozu (? UMa, Phekda lub Phad) natomiast nieco ponad 10° nad ?ledźwiami? Lwa (? Leo, Zosma). Para ta jest tylną wschodnią ?niedźwiedzią łapą?. Jej niższy, południowy składnik to Alula Australis (? UMa, 3,79mag, G0 V), zaś północny ? Alula Borealis (3,49mag, K0 IV).
Wymienione trzy pary zamykają między sobą niewielki gwiazdozbiór Małego Lwa. Znów znajdziemy w nim ciekawe, barwne asteryzmy. Charakterystyczny jest sierpowaty układ trzech pomarańczowych gwiazd znajdujący się 6° na zachód od Alula Borealis. Północna, najjaśniejsza z nich to 46 LMi ? Praecipua (Główna lub Szczególna). Dwie pozostałe gwiazdy tego ciasnego (1°) asteryzmu należą do Wielkiej Niedźwiedzicy. Ciekawostką jest, że Praecipua nie nosi oznaczenia  alfa Małego Lwa, choć gwiazda oznaczona jako  beta występuje w tym gwiazdozbiorze.      
6° na zachód od nich szukajmy trapezu z pięciu gwiazd (białej, pomarańczowej, kremowej, oraz ciasnej pary pomarańczowo-czerwonej) na powierzchni ok. 15?x20?. Intensywnie czerwona gwiazda to zmienna UU LMi  typu widmowego M6 III, o niewielkiej amplitudzie zmienności (6,89-7,03mag). Na zachodnim skraju Małego Lwa, już w pobliżu Rysia ? 3° na wschód od pary ? i 38 Lyn ? znów jest ciekawy asteryzm. To rozciągnięty na 3° łańcuch dziesięciu nierównomiernie rozłożonych gwiazd 5 do 7,5mag z których tylko jedna jest czysto biała a pozostałe pomarańczowe lub żółtawe.
Tuż poniżej jest skraj gwiazdozbioru Lwa. Jego najłatwiej rozpoznawalny fragment to tzw. Sierp Lwa, rozpoczynający się najjaśniejszą gwiazdą ? Leo ? Regulus w południowej części (rękojeść Sierpa) i rozciągający na 15° w górę (na północ), gdzie tworzy charakterystyczny, głęboki półksiężyc. Regulus, niebieski podolbrzym o jasności 1,36mag, typu widmowego B8 IVn, leży niemal idealnie na ekliptyce. Dzięki temu często zdarzają się jego spektakularne zbliżenia (koniunkcje) z Księżycem i planetami wędrującymi wzdłuż ekliptyki. Z Regulusem pięknie kontrastuje barwą Algieba (? Leo), podwójny układ pomarańczowych gwiazd typu widmowego K i G oddalonych od siebie tylko o 4,3?, posiadających łączną jasność 2,01mag. Algiebie towarzyszy w odległości 20? kremowa 40 Leo (4,78mag, F6 IV).  Leżąca 3,5° na północ Adhafera (? Leo, 3,43mag, F0 IIa) też nie jest samotna. Ma dwie towarzyszki ok. 6mag i trzecią 7,5mag w odległości do 0,5°. Wszystkie są żółtawe, typów widmowych F lub G.
Zagięty na południowy zachód szpic sierpa stanowi  ? Leo (Asad Australis). 3° na zachód od niego jest pomarańczowa ? Leo (4,32mag, K4,5 III). Pomimo stosunkowo niewielkiej jasności posiada nazwę własną Alterf. W zarysie sylwetki Lwa stanowi jego dolną szczękę lub bródkę. Warto ją rozpoznać, gdyż 1,5° na południe od niej znajduję się galaktyka NGC 2903. Jest to jeden z najjaśniejszych obiektów pominiętych przez Messiera w jego katalogu. Dzięki korzystnemu położeniu na nieboskłonie, jasności (9,0mag) i rozmiarom (12?x5,6?), dość łatwo jest dostrzec go przez lornetkę. Galaktykę widać jako owalną plamkę rozciągniętą w pionie. Pod wiejskim niebem zobaczenie jej przez lornetkę 10x50 mm nie powinno stanowić problemu.
Przyjrzyjmy się teraz korpusowi Lwa rozciągniętemu 20° na wschód od Sierpa. Około 15° od Algieby (? Leo) znajdziemy białą Zosmę (? Leo, 2,56mag, typ widmowy A4 V), z pomarańczową 72 Leo 3° ponad nią. 5° poniżej czyli na południe od Zosmy widać ? Leo ? Chertan lub Chort (3,33mag, A2 V). Pod tą białą gwiazdą rozciąga się na południe układ słabszych gwiazd stanowiących tylną łapę Lwa. Natomiast 5° na wschód od ? Leo odnajdziemy lwi ogon a właściwie jego nasadę ? ? Leo czyli Denebolę (2,14mag, A3 V), w parze ze słabszą (ok. 6mag) gwiazdą 20? poniżej. Denebola jest ważnym punktem orientacyjnym dla obfitych w galaktyki obszarów gwiazdozbioru Panny i Warkocza Bereniki. Gromadę Melotte 111 stanowiącą rdzeń Warkocza można zresztą traktować jako kitę na lwim ogonie.
Jednak drogowskazem do najciekawszego układu galaktyk w samym Lwie jest Chertan, ? Leo, czyli lwie podbrzusze. 2° poniżej niego, wokół gwiazdy ok. 7mag stanowiącej lewy dolny (południowy) narożnik małego prostokątnego trójkąta gwiezdnego znajduje się Tryplet Lwa ? sławny układ 3 jasnych galaktyk. Dwie z nich noszą w katalogu Messiera numery 65 i 66, trzecia to NGC 3628. Najjaśniejsza i najłatwiejsza do zauważenia jest M66 (jasność 9mag, rozmiary 8,7?x4,4?). Znajdziemy ją niecałe 0,5° na południowy wschód (poniżej i w lewo) od wspomnianej centralnej gwiazdy. Pod wiejskim niebem dostrzeżenie jej nie stanowi specjalnej trudności. Po prawo od niej a bezpośrednio pod gwiazdką-drogowskazem jest nieco słabsza i bardziej wydłużona M65 (9,3mag, 10?x3,3?). Widywałem ją przez lornetkę 12x50. Prawdziwym wyzwaniem dla lornetkowego obserwatora jest NGC 3628 znajdująca się 0,5° powyżej. Tworzy ona z towarzyszkami trójkąt prostokątny na powierzchni nie większej niż tarcza Księżyca. Jest jeszcze słabsza i bardzo wydłużona (9,5mag, 15?x4?). Podane przeze mnie rozmiary są większe niż najjaśniejsze, środkowe części galaktyk widoczne  w lornetce. Naprowadzajmy lornetkę wielokrotnie na podejrzany obszar starając się dostrzec niemal poziomą smużkę światła ponad i po lewo (północny wschód) od wiodącej gwiazdy.  Dostrzeżenie tej galaktyki w lornetce 70 mm lub mniejszej wymaga naprawdę dobrych warunków ? ciemnego miejsca z dala od miast oraz bardzo czystego nieba a także sporo cierpliwości. Jest jednak możliwe, o czym sam się przekonałem kilkakrotnie. Jeśli nie uda się jej zobaczyć ? spróbujmy przy następnej okazji. Dostrzeżenie galaktyk odległych o 35 milionów lat świetlnych warte jest takiego wysiłku.
We Lwie znajduję się jeszcze jeden układ jasnych galaktyk, nazywany niekiedy drugim trypletem: M95, M96 i M105. Jest nieco trudniejszy do odnalezienia, jednak jego dwie składowe galaktyki, choć kątowo mniejsze, mają jasność wystarczającą do zauważenia przez średnią lornetkę. Zaobserwowanie trzeciej wymaga dużej lornety. Punktem orientacyjnym dla układu jest pomarańczowa gwiazda 52 Leo (5,49mag, K0 III). Znajduje się ona w ? odległości pomiędzy Regulusem a ? Leo, czyli ok. 10° na wschód od Regulusa. Gdy namierzymy 52 Leo, wypatrzmy łańcuszek 4 słabszych gwiazd ciągnący się 1,5° w dół (na południe). 20? po lewo od jego ostatniej gwiazdy jest niemal okrągła plamka galaktyki M105 (9,3mag, 5?x4?). Niecały stopień pod nią można wypatrzyć podobnie wyglądającą M96. Pół stopnia na zachód leży słabsza i kątowo nieco mniejsza galaktyka M95 (9,7mag). To już nie są żarty, dostrzeżenie jej i odróżnienie od słabej gwiazdy wymaga nie tylko sporej lornetki lecz także powiększenia ok. 15x. W otoczeniu M105 znajduje się szereg słabszych galaktyk będących w zasięgu lornet 100 mm i oczywiście średnich teleskopów. Cała grupa jest w odległości 38 milionów lat świetlnych od Ziemi.  
Wróćmy w to miejsce, gdy nabierzemy doświadczenia i będziemy dysponować większym sprzętem. Zdobyta orientacja na niebie pomoże nam wtedy sięgnąć po jeszcze odleglejsze ?wyspy wszechświata?.

W mgławicach takich jak M42, Wielka Mgławica w Orionie, rodzą się nowe gwiazdy. Nie rodzą się jednak samotnie. Zaburzenie równowagi zimnego, bogatego w gaz i pył obłoku molekularnego skutkuje jego zapadaniem się grawitacyjnym i eksplozją demograficzną a raczej astrograficzną. W gwiezdnych żłobkach czy może klinikach położniczych powstają dziesiątki, setki a nawet tysiące nowych istnień. Młode gwiazdy odczuwają więzy rodzinne, są związane siłami grawitacji i pozostają blisko siebie dopóki przyciąganie napotykanych w przestrzeni gwiazd i gromad oraz siły pływowe Galaktyki nie rozrzucą ich w przestrzeni. Nawet wtedy zachowują przez pewien okres ten sam kierunek wędrówki, dzięki czemu można rozpoznać ich wspólne pochodzenie.

Badanie gromad otwartych umożliwiło duńskiemu astronomowi Ejnarowi Hertzsprungowi i niezależnie Amerykaninowi Henry?emu Norrisowi Russelowi stworzyenie najważniejszego wykresu w astronomii, obrazującego zależność między barwą (czyli głównie temperaturą) i jasnością gwiazd. Wykres lub diagram Hertzprunga-Russela (diagram H-R) przyczynił się do poznania ewolucji gwiazd i stanowi świetną pomoc w jej zrozumieniu.

 Co więcej, gromady otwarte posłużyły do wyznaczania odległości we Wszechświecie. Do bliższych gromad, takich jak Hiady (Melotte 25) czy Plejady (M45) odległość można jeszcze wyznaczyć metodami bezpośrednimi, np. mierząc paralaksę roczną gwiazd. Dzięki praktycznie jednakowemu wiekowi i odległości gwiazd gromady od Ziemi, utworzenie dla nich diagramu Hertzprunga-Russela jest stosunkowo proste. Zamiast jasności bezwzględnych gwiazd, można użyć jasności widomych. Większość gwiazd  na diagramie H-R układa się wzdłuż charakterystycznej, ukośnej, nieco krzywej linii. Jest to tzw. ciąg główny. Nałożenie na siebie takich diagramów dwóch gromad daje dwie krzywe ciągów głównych, jedną nad drugą. Krzywa niższa, odpowiadająca mniejszym jasnościom gwiazd o takiej samej barwie (i temperaturze), dotyczy oczywiście gromady położonej dalej. Pionowa odległość krzywych od siebie na diagramie, obrazująca różnicę jasności takich samych gwiazd w dwóch gromadach, jest miarą  różnicy odległości tych gromad. Różnicę odległości można prosto obliczyć, znając odległość bliższej gromady wyznaczoną z paralaksy. Wyznaczając odległości do coraz dalszych gromad, udało się rzetelnie określić rozmiary Drogi Mlecznej a nawet wyznaczyć odległości do kilku innych pobliskich galaktyk.

To jeszcze nie wszystko. Znając już odległości do dwóch gromad, z diagramu H-R można określić różnicę ich wieku. Tym razem tworzy się wykres zależności barwy i jasności absolutnej. Gwiazdy ciągu głównego osiągając pewien wiek, po zużyciu ?paliwa? wodorowego w jądrze przekształcają się w czerwone olbrzymy. Na wykresie widać to jako linię gwiazd odchodzącą w prawo od linii ciągu głównego. Jest to tzw. gałąź olbrzymów. Im starsza jest dana gromada, tym mniejsze (mniej jasne, wolniej ewoluujące) gwiazdy zdążą osiągnąć wiek przemiany. Na diagramie H-R gałąź olbrzymów odchodzi więc od ciągu głównego tym niżej, im gromada jest starsza. Z teoretycznych modeli ewolucji gwiazd można obliczyć wiek gromady, znając punkt odgałęzienia.

Oczywiście w praktyce naukowej to wszystko jest bardziej skomplikowane. Odległości wyznaczone jedną metodą potwierdza się innymi metodami. W ocenach jasności i barwy uwzględnić trzeba zakłócenia w wyniku ekstynkcji międzygwiazdowej (?ekranowania? przez pył). Jednak i tak wiedza zdobyta dzięki gromadom pomogła nam znacznie lepiej zrozumieć nasz Wszechświat.

Ważność gromad pod względem naukowym idzie w parze z ich wartością estetyczną, czyli po prostu pięknem. Już patrząc gołym okiem można docenić Hiady, tworzące rozległy na ponad 10° trójkątny rdzeń gwiazdozbioru Byka. W polu widzenia lornetki, nawet szerokokątnej, jak 8x42 czy 7x50 mieści się tylko centrum gromady. Hiady to najbliższa rozpoznawalna gromada otwarta ? znajduje się w odległości 153 lat świetlnych. Warto przyjrzeć się przez lornetkę parom gwiazd o kontrastowych barwach ? pomarańczowej i białej ? ?¹ i ?² Tau oraz ?¹ i ?² Tau. Czerwonych olbrzymów typu widmowego K jest w gromadzie więcej, w samym centrum są to ? Tau i ? Tau, na obrzeżach dostrzeżemy dalsze. Nie liczę tu oczywiście najjaśniejszej, także pomarańczowej gwiazdy ? Tau ? Aldebarana, leżącego znacznie bliżej (65 l. ś.) i nie zaliczanego do Hiad. Dlatego na pierwszy rzut okiem widać, że gromada należy do starszych ? ma około 660 milionów lat. Zdążyła już utracić swoje szybko ewoluujące najjaśniejsze i najmasywniejsze gwiazdy, które na diagramie H-R zeszły z ciągu głównego i wybuchły jako supernowe lub znajdują się w gałęzi olbrzymów.

Najsławniejszą gromadą otwartą są jednak Plejady ? M45. Na powierzchni 1,5°x1,5° gołym okiem można zobaczyć kilka do kilkunastu gwiazd, zależnie od jakości nieba i wzroku obserwatora. Przez lornetkę widać nawet kilkadziesiąt srebrzysto białych punktów ułożonych w pary, trójki i łańcuszki. Są to młode, gorące gwiazdy typu widmowego B, powstałe nie wcześniej niż 70-100 milionów lat temu. Przez ten czas obszar gromady został już oczyszczony z macierzystego gazu i pyłu. Jednak gromada w swojej wędrówce zahaczyła o inny obszar mgławicowy i wokół niektórych z jej gwiazd, np Merope, da się wyśledzić delikatna mgiełka odbitego i rozproszonego niebieskawego światła. Plejady należą do najbliższych gromad, znajdują się w odległości 410 lat świetlnych. Świetnie prezentują się w sprzęcie o polu widzenia 3°-4° i powiększeniu 15-20x, gdzie pokrywają większą część obrazu. W powiększeniach 7-10x gromada jest wprawdzie mniejsza, lecz dzięki zwartości jeszcze lepiej odcina się od tła. Z kolei sprzęt o aperturze 60-80 mm i niewielkim powiększeniu, czyli ?jasny?, pozwala pod wiejskim niebem wydobyć mrowie słabszych, zwykle niedostrzegalnych gwiazd towarzyszących tym najjaśniejszym. W większości lornetek widoczny jest asteryzm zwany Warkoczem Alkione ? lekko łukowaty łańcuch gwiazd 5,5mag-6,5mag zaczynający się od ? Tau, czyli właśnie Alkione (Alcyone). Gwieździe tej dodatkowo towarzyszy od zachodu trójka słabszych gwiazd (o jasności ok. 6mag), zaś od północnego wschodu jeszcze słabsza trójka (poniżej 9,5mag).

Jeszcze młodszą gromadą jest NGC 2244 (Gromada Rozety) w gwiazdozbiorze Jednorożca. Liczy sobie mniej niż 5 milionów lat. To wiek niemowlęcy w rodzinie gromad. Pod ciemnym niebem także ją można dostrzec gołym okiem jako plamkę świetlną, jednak nie jest to takie łatwe pomimo sporej jasności (4,8mag). Lepiej posłużyć się lornetką, przesuwając pole widzenia ok. 10° na wschód od czerwonej Betelgezy (? Ori). Najpierw dostrzeżemy ukośną ?drabinkę? o szerokości ok. 5? i wysokości 20?. Staranna obserwacja pozwoli zobaczyć dalszych kilkanaście słabszych gwiazd, także ułożonych głównie na linii północny zachód ? południowy wschód. Najjaśniejsza gwiazda ?drabinki?   - 12 Mon (5,9mag), leżąca w jej południowo wschodnim (lewym dolnym) rogu nie należy do gromady. Przy odpowiednim powiększeniu można to poznać po jej cieplejszej, żółtawej barwie. Gwiazdy właściwej gromady mają znacznie zimniejszy, niebieskawy kolor. Dwie spośród nich są rzadko spotykanego typu widmowego O3,5 V, mają ogromną temperaturę rzędu 50 000 kelwinów i emitują wielkie ilości promieniowania ultrafioletowego. Inne niewiele im ustępują, także należąc do typu O, czyli do gwiazd niebieskawych, bardzo gorących. Ich wiatry gwiazdowe i ciśnienie promieniowania oczyściły centrum gromady z macierzystego surowca. Jednak na obrzeżach gromady gaz z dodatkiem pyłu uformował szeroki pierścień, świecący wskutek wzbudzenia wysokoenergetycznym promieniowaniem ultrafioletowym. Pierścień ów to słynna mgławica Rozeta. Jej różne części noszą numery NGC 2237-2239 i NGC 2246, choć często skrótowo całość oznaczana jest tylko jako NGC 2237. Mgławicę można zobaczyć przez lornetkę pod ciemnym niebem, choć nie jest to widok imponujący. Lekką mgiełkę łatwo pomylić z zamgleniem optyki. Warto więc przedtem zadbać o czystość soczewek. Jednak na fotografiach Rozeta zajmuje obszar o średnicy ponad 1° i ukazuje bogatą strukturę w postaci pasm i zagęszczeń, w których nadal formują się młode gwiazdy. Mgławica wraz z gromadą NGC 2244 jest całkiem odległa ? 520 lat świetlnych od Ziemi i tylko jej rozległości i intensywności promieniowania gwiazd zawdzięczamy możliwość obserwacji lornetkowych.

Miejscem narodzin młodych gwiazd jest także pobliska gromada z mgławicą NGC 2264 popularne nazywana Choinką. Jej dwadzieścia białych gwiazd na tle delikatnej poświaty kilkudziesięciu słabszych rzeczywiście układa się w trójkątny kształt świątecznego drzewka, wierzchołkiem zwróconego na południe. Gromada jest jeszcze młodsza niż poprzednia, liczy sobie tylko 3,2 miliona lat. Jej gwiazdy jonizują i rozświetlają  pozostałości mgławicy z której powstały, jednak nie zdążyły ich jeszcze rozwiać. Cały powierzchnia gromady świeci więc jako mgławica emisyjna, wdzierająca się w obszar otaczających ją ciemnych mgławic. Gromada znajduje się na górnym skraju gwiazdozbioru Jednorożca, 5° na północ od Rozety a 2,5° poniżej charakterystycznej biało-pomarańczowej pary z gwiazdozbioru Bliźniąt ? ? Gem i 30 Gem. Jest jaśniejsza (3,9mag) i robi wrażenie rozleglejszej. Spowijająca ją mgławica także możliwa jest do dostrzeżenia zerkaniem na ciemnym niebie i przyczynia się do wrażenia jasności obiektu. Nad południowym skrajem gromady, czyli wierzchołkiem Choinki, znajduje się trójkątne, wydłużone, ciemne pasmo ? mgławica Szyszka lub Stożek (Cone). Jest to obiekt niewielki i trudny do dostrzeżenia nawet przez duży sprzęt, jednak świetnie prezentuje się na fotografiach wraz ze zwieńczającą Choinkę białą gwiazdą  ok. ok. 7mag. Na górnym, północnym skraju Choinki, czyli w jej pieńku, znajduje się najjaśniejsza gwiazda gromady S Mon (15 Mon). Ma jasność zmienną w zakresie 4,2mag-4,6mag i jest układem spektroskopowo podwójnym, zaś niektóre źródła mówią nawet o ośmiu składnikach układu. Stabilne widmo S Mon jest używane jako punkt odniesienia przy klasyfikacji innych gwiazd. Najjaśniejsza część mgławicy otaczającej gromadę znajduje się tuż po prawo (na południowy zachód) od tej gwiazdy. Ma ciekawą strukturę widoczną na fotografiach i została nazwana Futro z Lisa (Fox Fur). Rozjaśnienie lisiego futerka daje się dostrzec przez lornetkę, zwłaszcza jeśli poruszamy nią delikatnie w trakcie obserwacji. 

Każda gromada otwarta jest inna, co stanowi ich urok. Jednak cechą ludzkiego umysłu jest poszukiwanie podobieństw i klasyfikowanie wszystkiego. Autorem obecnie używanej klasyfikacji gromad otwartych jest Robert Julius Trumpler, amerykański astronom pochodzący ze Szwajcarii. W toku swoich prac nad rozmieszczeniem gromad otwartych w galaktyce stworzył on trójczłonowy system klasyfikacji:

1.     Liczby rzymskie od I do IV określają wyodrębnienie gromady z gwiezdnego tła i sposób rozmieszczenia gwiazd:

I ? wyodrębniona, silnie zagęszczona ku środkowi;

II - wyodrębniona, słabo zagęszczona ku środkowi; 

III - wyodrębnione, brak zagęszczenia ku środkowi;

IV - słabo wyodrębniona z tła.

2.     Cyfry arabskie od 1 do 3 określają stopień zróżnicowania jasności gwiazd:

1 ? małe zróżnicowanie;           

2 ? umiarkowane zróżnicowanie;           

3 ? znaczne zróżnicowanie.           

3.     Litery stanowiące skróty wyrazów angielskich określają liczebność oraz występowanie mgławicy wokół gromady:

p (poor) ? uboga, poniżej 50 gwiazd;           

m (moderately rich) ? umiarkowanie liczna, 50-100 gwiazd;           

r (rich) ? bogata, ponad 100 gwiazd;           

n (nebulosity) ? mgławica.           

Możemy próbować określić typ obserwowanej gromady zgodnie z klasyfikacją Trumplera i porównać wyniki z opisami w książkach czy Internecie. Zobaczymy wtedy, że nie jest to takie proste. Zwłaszcza liczebność gromady trudno jest określić w małym sprzęcie, jakim jest lornetka. Często z powodu znacznej odległości bardzo liczne gromady widzimy tylko jako niewielkie, równomiernie oświetlone plamki. Przykładem może być NGC 7789 w Kasjopei, zimą możliwa do dostrzeżenia na północnym wschodzie nieboskłonu obok prawego ramienia wielkiej litery W gwiazdozbioru. Podobnie prezentuje się widoczna jeszcze w jesienne wieczory w gwiazdozbiorze Tarczy lecz niewidoczna zimą Dzika Kaczka, czyli M11.

Z kolei bliższe gromady często rozpoznajemy jako liczniejsze niż są w rzeczywistości. Tutaj za przykład posłuży gromada M48, którą odnajdziemy w gwiazdozbiorze Hydry, tuż za wschodnim skrajem Jednorożca, obok (3° na południowy zachód) od liniowego asteryzmu złożonego z gwiazd 1 Hya, C Hya i 2 Hya (ok. 4mag-5mag). W średniej lornetce zaskoczy nas widok nawet kilkudziesięciu gwiazd tej umiarkowanie bogatej, rozległej na niecały stopień gromady.

Przykładem zarówno podobieństw jak i różnic może być M44 czyli gromada Żłóbek w gwiazdozbiorze Raka, górująca wysoko na nieboskłonie w drugiej części styczniowej nocy. M44 jest bliźniaczą gromadą Hiad, co wywnioskowano z ruchu własnego obu gromad. Ich wędrówka w odmiennych kierunkach rozpoczęła się w tym samym  rejonie Galaktyki, gdzie powstały z jednego obłoku molekularnego. Także wiek, początkowo szacowany odmiennie dla obu gromad, okazał się zbliżony. W trakcie obserwacji rzeczywiście widać podobną w obu gromadach ciepłą, pomarańczową barwę wielu zaawansowanych ewolucyjnie gwiazd. Poza tym jednak obraz gromad różni się pod każdym względem. Hiady są rozległe na kilkanaście stopni, Żłóbek ma 1,5° średnicy, Hiady ułożone są na kształt trójkąta, Żłóbek jest niemal kolisty, Hiady z naszej perspektywy wyglądają na gromadę luźną i niezbyt liczną, Żłóbek w sporej lornetce mieni się niemal setką ciasno upakowanych gwiazd. W rzeczywistości jest ich drugie tyle.

Z kolei gromada M41 w Wielkim Psie, 2,5° poniżej Syriusza, może prezentować się różnie w zależności od przejrzystości powietrza. Na ogół widzimy ją nisko nad horyzontem jako plamkę przyćmioną zimowymi zamgleniami. Jeśli jednak trafimy na noc z bardzo przejrzystym powietrzem, M41 rozbłyśnie kilkudziesięcioma wręcz szafirowymi punkcikami młodych gwiazd, okraszonymi paroma pomarańczowymi kropkami czerwonych olbrzymów.

W leżącej 10° ponad Syriuszem lecz już w gwiazdozbiorze Jednorożca, równie licznej lecz rozleglejszej gromadzie M50 dostrzec możemy zaledwie kilka gwiazd na tle wyraźnej, jednolitej poświaty pochodzącej od pozostałych słabszych. Nieodległa gromada NGC 2232 znajdująca się 2° ponad najjaśniejszą w Jednorożcu białą gwiazdą ? Mon (3,74mag) ma całkowicie odmienny wygląd. Jej 20 świetnie widocznych gwiazd układa się w kształt pocisku, z najjaśniejszą białą gwiazdą 10 Mon na szczycie.

Kontrast wyglądu najłatwiej zaobserwować patrząc na gromady otwarte M46 i M47 leżące w kątowej odległości 1° od siebie. Znajdziemy je startując ponownie od Syriusza i przesuwając lornetkę o 12° (dwa średnie pola widzenia) na wschód. Jest to już obszar gwiazdozbioru Rufy. Pierwsza ściągnie nasz wzrok jaśniejsza lecz rzadsza gromada M47. Wyraźnie zobaczymy w niej kilkanaście młodych, niebieskawych gwiazd 6mag-10mag. W sumie gromada zawiera około 30 gwiazd do 12mag. Leżąca po lewo od niej, odleglejsza, większa i dziesięciokrotnie starsza M46 pozornie jest mniej atrakcyjna. W rzeczywistości składa się ona jednak z ponad 100 gwiazd o zbliżonej jasności. Jej bogactwo rozpoznamy dopiero patrząc przez sporą lornetkę umieszczoną na statywie, gdy zerkaniem będziemy wydobywać coraz więcej drobnych, ciepłych punkcików świetlnych.

Jest jednak jeszcze jedna gromada, którą bardzo często obserwujemy zimą nie zdając sobie sprawy, że jest gromadą. To Trapez ? ?1 Ori  w Wielkiej Mgławicy Oriona, pobudzający mgławicę do świecenia swym promieniowaniem ultrafioletowym. Lornetka o powiększeniu 10x ukaże tam tylko pojedynczą gwiazdę, jednak jakby nieco rozmytą. Już w powiększeniu 15x mamy szanse dostrzec trzy gwiazdki, zaś w 20x nawet cztery. Przez teleskop możliwy jest dalszy rozdział układu. Zobaczyć można jeszcze dwa składniki (10,2-10,3 mag, separacja ok 5?) a przez naprawdę duży teleskop w dobrych warunkach ? dodatkowe cztery (14,5-15 mag). W sumie ?1 składa się z dziesięciu bardzo młodych, gorących gwiazd o wspólnym pochodzeniu, jest więc niewielką gromadą otwartą.

Obserwując gromady każdy znajdzie więc coś dla siebie. Umysł ścisły będzie starał się określić typ według klasyfikacji Trumplera i związek między obserwowanym obrazem a wiekiem i odległością. Artysta będzie się starał oddać to co widzi na szkicu lub fotografii.  Marzyciel zaś całkowicie zatraci się w bogactwie, różnorodności i pięknie gromad otwartych obecnych na zimowym nieboskłonie.

Źródło: http://www.brookmarobservatory.com/doublecluster.html

Mapa gwiazdozbioru Oriona Źródło: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Orion_constelation_PP3_map_PL.jpg

Przepasany gwiezdnym pasem przy którym wisi miecz, z łukiem w ręce wyciągniętej na zachód (niektórzy twierdzą, że to tacza) i drugą ręką wzniesioną na północ po oddaniu strzału, z głową na wysokości +10° i stopami poniżej -10° zajmuje obszar 594 stopni kwadratowych i uważany jest za najpiękniejszy gwiazdozbiór nieba. Na fotografii naszego kolegi prezentuje się tak:

Źródło: http://www.astromarcin.pl/others.html

Warto przypatrzyć mu się gołym okiem, rozpoznać jasne gwiazdy tworzące sylwetkę, przyjrzeć się podążającym za myśliwym ?psim gwiazdom? ? białemu, migotliwemu Syriuszowi (? Wielkiego Psa, CMa), najjaśniejszej gwieździe na nieboskłonie (-1,44 mag, typ widmowy A1 V) i żółtawemu, słabszemu, lecz stateczniejszemu Procjonowi - ? Małego Psa, CMi (0,35 mag, typ widmowy F5 IV-V).

W sylwetce Oriona najjaśniejszą gwiazdą jest ? Ori ? Rigel, z naszej perspektywy prawa, zachodnia stopa (0,18 mag, typ widmowy B8 Ia). To potężny reflektor kosmiczny odległy o 770 lat świetlnych i 60 000 razy jaśniejszy od Słońca. Saif ? ? Ori, stanowiący stopę wschodnią jest wyraźnie słabszy (2,07 mag, B0,5 Ia). W innym gwiazdozbiorze robiłby większe wrażenie, tutaj jakby niknie przy innych gwiazdach. Jaśniejsza od niego jest ? Ori -  Bellatrix, gwiazda Amazonek, leżąca po przekątnej korpusu Oriona i stanowiąca zachodnie ramię sylwetki (1,64 mag, B2 IIIc). Te trzy gwiazdy są błękitnymi olbrzymami ? gorącymi (ponad 20 000 kelwinów), krótkowiecznymi gwiazdami wielokrotnie większymi i jaśniejszymi od Słońca, rozrzutnie promieniującymi w świetle widzialnym i nadfiolecie. Wschodnie ramię herosa stanowi najsławniejsza gwiazda gwiazdozbioru, Betelgeza (Betelgeuse  - ? Ori, 0,1-0,9 mag, typ widmowy M2 Ib). Jest to pulsujący, czerwony nadolbrzym o średnicy większej niż orbita Marsa, który wkrótce (w kosmicznej skali czasu) wybuchnie jako supernowa. Pomiędzy i nieco ponad ramionami jest głowa Oriona złożona z kilku gwiazd, z których najjaśniejsza jest ? Ori, inaczej Heka lub Meissa.

Jednak najbardziej przyciągają wzrok trzy gwiazdy o podobnej jasności ułożone ukośnie w jednej linii co ok. 1,5° w połowie sylwetki. Świecą zimnym blaskiem zbliżonej intensywności. Stanowią Pas Oriona, w ludowym nazewnictwie zwany Kosiarzami. Od zachodu leży niebieskawo-biała Mintaka, ? Ori (2,25 mag, typ widmowy O9,5 II), pośrodku - minimalnie cieplejszej barwy -  Alnilam (? Ori, 1,70 mag, B0 Ia) i znów zimniejszej, niebieskawej barwy, czyli gorętszy Alnitak (? Ori, 1,74 mag, O9,5 Ia). Mintaka jest układem poczwórnym, z którego dwa składniki odległe o ponad 52? dobrze widać przez niewielką lornetkę. Także Alnitak jest gwiazdą wielokrotną i w jego układzie można próbować dostrzec składnik C odległy aż o 58? od głównego składnika A, lecz dość słaby (9 mag). Składników A i B nie rozdzielimy, gdyż są zbliżone na 1,5?.

Źródło: zasoby sieciowe (nie zidentyfikowałem autora)

Gwiazdy Pasa Oriona nie są tylko asteryzmem. Wraz ze słabszymi towarzyszkami należą do gromady otwartej Collinder 70 (Cr 70), rzadko zaznaczanej w atlasach. Ze względu na swą rozległość (3° x 3°) ta licząca ok. 100 gwiazd gromada jest obiektem typowo lornetkowym. Między Mintaką a Alnilamem wypatrzymy w niej duży asteryzm w kształcie litery S. Pod Alnitakiem znajdziemy jeszcze jeden ciekawy układ wielokrotny ? ? Ori. Przez lornetkę o powiększeniu 10x dostrzeżemy dwa składniki odległe o ponad 42?. Jednak są tam jeszcze kolejne dwa odległe każdy o ok. 12? od głównego. W sumie składników jest pięć, jednak dwa z nich są w odległości tylko 0,2? od siebie.

W okolicy Alnitaka i ? Ori znajdują się obiekty Oriona najtrudniejsze do obserwacji lornetkowych. Mgławica emisyjna NGC 2024 zwana Płomieniem z powodu znanego z fotografii charakterystycznego ?ognistego? kształtu bywa dostrzegana przez lornetkę jako poświata Alnitaka, wachlarzowato, asymetrycznie rozleglejsza z lewej, wschodniej strony gwiazdy. Zaś pod Alnitakiem, pół stopnia w lewo od ? Ori, próbujmy dostrzec pionową granicę między jaśniejszą, zachodnią połacią ? mgławicą emisyjną IC 434 ? a ciemniejszym obszarem po lewej, wschodniej stronie. W obszar jasnej mgławicy wcina się niewielki obszar czerni. To  ciemna mgławica Koński Łeb, B33, obiekt fotografowany niezwykle często lecz trudny do dostrzeżenia nawet przez spore teleskopy. Jednak guru astronomii lornetkowej - Phil Harrington, sam początkowo nie wierzący w powodzenie takiej akcji, widział go przez lornetkę 10x70 zaopatrzoną w filtr mgławicowy H-beta. Opisał to zarówno na portalu Cloudy Nights pod tytułem Mission Impossible jak i w książce Cosmic Challenge. Warto próbować. Kiedyś zdarzy się idealnie ciemna zimowa noc z krystalicznym powietrzem a my będziemy we właściwym miejscu z naszą wspaniałą lornetką. Czarny koń czeka na śmiałka, który go okiełzna. Łatwiejszym, choć nie zawsze łatwym celem jest mgławica emisyjno-refleksyjna M78 znajdująca się 2? na północny wschód od Alnitaka (do góry i w lewo). Jest wprawdzie dość jasna (8 mag), ale spora (8?x6?), przez co jej jasność powierzchniowa jest niewielka. Na podmiejskim niebie może odcinać się zbyt słabo, jednak dalej od miasta nie stwarza większego problemu dla lornetki 10x50.

Prawdziwa uczta zaczyna się jednak, gdy obniżymy lornetkę do Miecza Oriona.

Rony de Laet, szkic Miecza Oriona

Źródło: http://rodelaet.xtreemhost.com/SketchSwordOrion_bino.html

To rozciągnięty na 2° w pionie system gromad, mgławic i pojedynczych gwiazd zaczynający się 3° pod Pasem. Mieszczą się w nim obiekty jakby stworzone do obserwacji lornetkowych. W górnej części Miecza znajduje się gromada NGC 1981 rozległa na 25? i złożona z 20 gwiazd ok. 6-10 mag. Można się nią cieszyć nawet z miejskiego balkonu, gdy inne obiekty głębokiego nieba nikną na zbyt jasnym nieboskłonie. Tuż poniżej para jeszcze jaśniejszych gwiazd wraz z grupą słabszych rozświetla otaczającą mgławicę NGC 1977. Jest to obiekt widoczny także na niezbyt ciemnym podmiejskim niebie a co dopiero na wsi. Byłby z pewnością bardziej znany i podziwiany, gdyby nie przyćmiewające wszystko sąsiedztwo Wielkiej Mgławicy w Orionie. M42, bo o niej mowa, widoczna jest gołym okiem nawet z miasta. Żeby ją naprawdę docenić, należy jednak udać się pod ciemne niebo, wyczekać aż wzrok całkowicie zaadaptuje się do ciemności i obserwować zarówno na wprost jak i zerkaniem.

Rony de Laet, Szkic M42 Źródło: Źródło: http://rodelaet.xtreemhost.com/SketchM42.html

Wyłania się wtedy zielonkawo świecąca sylwetka wielkiego ptaka z rozłożonymi do lotu skrzydłami. Zauważymy, że wschodnie skrzydło (na szkicu prawe) jest nieco węższe, lecz dłuższe, zaś zachodnie bardziej zaokrąglone. Zerkaniem wydobędziemy jego niższe, słabsze połacie. Północny skraj skrzydeł jest odcięty od tła ostrą krawędzią. W powiększeniach 15-16x dostrzeżemy pośrodku krawędzi wgłębienie nazywane Rybim Pyskiem (Fish?s Mouth) a przy nim niewielką i stosunkowo słabą głowę ptaka, którą stanowi odrębna mgławica ? M43. Rybi Pysk i ciemny obszar rozdzielający M42 i M43 to ciemna mgławica ? pasmo pyłu. W niewielkich lornetkach wyodrębnienie M43 nie zawsze jest oczywiste.

Samotne obserwacje M42 wywołują wrażenia niemal mistyczne. Fosforyczna poświata skłania do rozmyślań i wspomnień. Może gdzieś tam w otchłani czasu i przestrzeni coś z nas zostaje i promieniuje w bezmiar wszechświata. Niesamowitość potęgują ?oczy? na tle mgławicy. Pierwsze spojrzenie przy małym powiększeniu ukazuje parę gwiazd oddalonych od siebie o ponad dwie minuty. Po chwili okazuje się, że gwiazda z lewej strony, zwana ?2 Ori, jest w towarzystwie drugiej słabszej. Starannie przypatrując się dostrzeżemy kolejną, niemal w linii z poprzednimi. Gwiazda z prawej strony ? ?1 Ori, oglądana przy powiększeniu 10x jest dziwnie nieostra. Gdy przypatrzymy się jej przez dobrą lornetkę powiększającą 15x zawieszoną na statywie, ujrzymy trzy gwiazdki. Powiększenie 20x ukaże już cztery. Dlatego ?1 Ori nazywana jest powszechnie Trapezem.

Trapez w teleskopie 10?

Źródło: http://astrofotografie.hohmann-edv.de/aufnahmen/Trapez.php

Jednak to nie wszystko. Przez teleskop możliwy jest dalszy rozdział Trapezu. Zobaczyć można jeszcze dwa składniki (10,2-10,3 mag, separacja ok 5?) a przez naprawdę duży teleskop przy dobrych warunkach ? dodatkowe cztery (14,5-15 mag). W sumie ?1 składa się z dziesięciu gwiazd a cały układ ? Ori z trzynastu. Są to bardzo młode i jasne gwiazdy, których część energii pochodzi jeszcze z kurczenia grawitacyjnego a wiek liczy się w setkach tysięcy lat. Jednak w mgławicy kryją się nawet tysiące podobnych i młodszych obiektów w trakcie tworzenia. Emitują wielkie ilości promieniowania ultrafioletowego, które jonizuje i pobudza do świecenia obłoki gazowe, złożone z wodoru z domieszkami tlenu i innych pierwiastków. Na zdjęciach mgławicy widać głównie kolor czerwony, pochodzący od wodoru. Tymczasem oko widzi bardzo słabe światło poprzez ślepe na czerwoną barwę pręciki. Są one najwrażliwsze na światło o długości fali ok. 500 nm (zielone). Na zielone światło najwrażliwsze są także czopki typu M, dość wrażliwe czopki typu L (te odbierające również barwę czerwoną) a w pewnym stopniu nawet czopki S czułe głownie na kolor niebieski. Siła złego na jednego ? zielony składnik światła M42 widzimy najlepiej. Ponieważ mgławica jest bardzo jasna, zaś zielona składowa jej światła stosunkowo silna, jesteśmy w stanie zobaczyć zielonkawą poświatę tej początkowo białej mgiełki. Długo nie wiedziano, co właściwie świeci na zielono. Takie świecenie składników mgławicy nie dawało się odtworzyć w laboratorium. Wymyślono nawet nowy pierwiastek nebulium od łacińskiej nazwy nebula ? mgławica. Okazał się jednak zbędny. Warunki przestrzeni międzygwiezdnej umożliwiają mało prawdopodobny proces tzw. przejścia wzbronionego w podwójnie zjonizowanym tlenie, odpowiedzialny za emisję zielonego światła o długości fali ok. 500 nm. Podczas obserwacji innych, słabszych mgławic emisyjnych żadnej barwy nie udaje się zobaczyć. Jednak może Ty, czytelniku, jesteś w stanie dostrzec także czerwoną składową światła mgławicy? Ludzkie zdolności są bardzo zróżnicowane i być może znajdą się obserwatorzy zdolni do tego.

Poniżej M42 widać grupę gwiazd, z których najjaśniejsza to ? Ori ? Hatsya. Częściej widzimy na mapach nazwę przekręconą, z tzw. czeskim błędem ? Hatysa. Trzeba przyznać, że taka forma nazwy jest łatwiejsza do wymówienia. Jest to gwiazda poczwórna, jednak główny składnik jest niezwykle ciasnym układem rozpoznawalnym jako podwójny tylko spektroskopowo. Z kolei najsłabszy składnik odległy od głównego aż o 50? ma jasność 11 mag i praktycznie jest poza zasięgiem lornetek. Przy powiększeniu 20x mamy szansę zobaczenia dwóch białych gwiazd 2,8 mag oraz 6,9 mag odległych o ponad 11?. Kilka gwiazd towarzyszących ? Ori tworzy wraz z nią gromadę NGC 1980 otoczoną mgławicą. W obszarze kilkunastu minut kątowych poniżej, jeszcze mniejszy obszar mgławicowy towarzyszy gwieździe podwójnej Struve 747 (?747) o składowych odległych o 36?.

Jeśli już zniżyliśmy się do dolnego skraju Miecza, w poszukiwaniu mgławic warto zajrzeć tuż za skraj gwiazdozbioru Oriona ? do sąsiadującego od południowego zachodu gwiazdozbioru Erydan. Prawa, zachodnia stopa Oriona, ów potężny Rigel, rozświetla leżącą na zachód od niego mgławicę Głowa Wiedźmy (IC 2118). Znanego ze zdjęć charakterystycznego profilu twarzy z wielkim nosem celującym w gwiazdę ? Eri nie ujrzymy, ale 1° pod Kursą (? Eri) mamy szansę dopatrzyć się jaśniejszej smugi rozciągniętej w pionie na ok. 2°. Jest to obiekt bardzo trudny do dostrzeżenia , bo z powodu niskiego położenia na nieboskłonie każde przymglenie czy zapylenie powietrza go przesłoni, jednak pogodny, mroźny wieczór może na to pozwolić.

Tyle o południowych partiach gwiazdozbioru. Lecz Orion jest gwiazdozbiorem doskonałym i każdy jego fragment wart jest wnikliwszego wejrzenia. W lornetkach o szerokim polu widzenia ciekawie prezentuje się zachodni obszar sąsiadujący z Bykiem. Wyróżnia się tu rozciągnięty w pionie na niemal 15° Łuk Oriona, złożony z 10 dość jasnych gwiazd  3-5 mag. Jego przedłużenie w górę (na północ) stanowią leżące już w Byku dwie sąsiadujące gromady otwarte NGC 1807 i 1817 (7 mag, 17? i 7,7 mag, 16?). Gwiazdy dolnej części Łuku oznaczone zostały przez Bayera zbiorczo jako ? Ori a obecnie noszą numery od ?6 na dole, tzn. 2° powyżej Pasa i 8° na zachód od niego, do ?1 na wysokości głowy myśliwego. Nad nimi Łuk uzupełniają 6, ?2, 11 i 15 Ori oraz kilka słabszych gwiazd. ?6 i ?5 są czerwone, podobnie jak ?2 i ?1 ? ta ostatnia 1,5° na zachód od linii Łuku. Jeśli ok. 1° na wschód od ?6 widać jeszcze jedną czerwoną gwiazdę, to znaczy, że półregularna zmienna W Ori jest właśnie w okolicach maksimum (8,6 mag). Półtora stopnia na zachód od ?1 a 3,5? pod ?1 znajdziemy gromadę otwartą NGC 1662 (6,4 mag 20? średnicy), złożoną z kilkunastu gwiazd 9 mag i kilkudziesięciu słabszych.

Jednak znacznie okazalszym obiektem jest Cr 69 ? gromada tworząca głowę Oriona. Trzeba przyznać, że głowa ta jest nieco dziwna i niezbyt wielka jak na tak wielkiego herosa. Ma oryginalny kształt ? jest przełamaną zygzakowato pionową linią, której środek stanowią trzy najjaśniejsze gwiazdy - ? (Heka), ?1 i ?2 Ori. Heka jest gwiazdą podwójną. Niestety w lornetce jej nie rozdzielimy, składniki zbliżone są na 4,4?. ?2 ma intensywnie pomarańczową barwę i jest olbrzymem typu widmowego K0.

Pięć stopni nad głową Oriona i częściowo już w Byku znajduje się inna gromada otwarta ? Cr 65. Znów jest to obiekt pomijany w atlasach nieba, typowo lornetkowy, bo rozległy na 3,5°. Zawiera jasne, luźno rozmieszczone gwiazdy. Podziwiajmy go przy niewielkim powiększeniu i szerokim polu widzenia lornetek 7-10 x 40-60 a później rzućmy od niechcenia w gronie posiadaczy dużych teleskopów: ?kiedy ostatnio obserwowaliście gromadę Cr 65??. Gwarantuję piorunujący efekt.

Powyżej Betelgezy, wschodniego ramienia Oriona, wznosi się jego ręka ? układ gwiazd 4,5-5,5 mag skierowany mniej-więcej na północ. 2,5° nad Betelgezą mamy ? Ori a po dalszych 4,5° trójkątny układ gwiazd stanowiący łokieć ? lekkie przegięcie wzniesionej ręki nieco ku zachodowi. W pierwszej chwili widzimy 3 gwiazdy na powierzchni 1°x1°. Górny, północno-wschodni wierzchołek trójkącika stanowi ? Ori, południowo-zachodnia to ? Ori, zaś najniższa ? no właśnie, coś dziwnego. Niby to gwiazdka, lecz nie tylko. Dokładniejsze przyjrzenie się ukaże gwiazdę na tle niewielkiej gromady, do tego rozświetlonej mgławicą. Właśnie zobaczyliśmy NGC 2169, zwartą, nieliczną, lecz jasną gromadę otwartą (5,9 mag, 7? średnicy).

Sześć stopni ponad zgięciem łokcia, już w pobliżu stopy Bliźniąt (czerwone ? oraz ? Gem) znajduje się koniec ręki Oriona, czyli dłoń. Jej dwa najjaśniejsze składniki to ?1 i ?2 Ori, żółte, dość jasne gwiazdy (ok. 4,5 mag, typ widmowy G) leżą w odległości 2° od siebie. Warto je zidentyfikować, bo 1° od lewej, wschodniej ?2 Ori znajdziemy kolejny piękny obiekt ? NGC 2174 z NGC 2175, gromadę otwartą z mgławicą (18? średnicy, 6,7 mag). Poszukujmy jej pod ciemnym niebem, przy okazji odwiedzin pobliskich sławnych gromad otwartych leżących już w Bliźniętach, czyli większej, bliższej i jaśniejszej M35 (28? średnicy, 2770 lat świetlnych, 5,3 mag) wraz z NGC 2158 (5?, 8,6 mag), towarzyszącą na nieboskłonie tuż poniżej, odległą o 16 000 lat świetlnych, lecz wciąż w zasięgu średnich lornetek. Obserwując tę okolicę pamiętajmy także o luźnej, rozległej i jasnej gromadzie Cr 89 bezpośrednio nad czerwonymi ? i ? Gem (45?, 5,7 mag).

Nie zawiedziemy się, gdy trafimy na to pogranicze Oriona, Bliźniąt i Byka. Jest ono obszarem obfitującym w mgławice, gromady i barwne gwiazdy a do M1 ? Mgławicy Krab nad dolnym, południowym rogiem Byka (? Gem) także całkiem blisko. Zimowe niebo jest niesłychanie atrakcyjne pod warunkiem, że nadejdzie pogodny wyż a my ubierzemy się jak na Antarktydę. Nie rezygnujmy jednak przypadkiem z obserwacji tylko z powodu mrozu ? podobno Szwedzi mają powiedzenie, że nie ma złej pogody, jest tylko złe ubranie.

Super-księżyc to najnormalniej koincydencja pełni księżyca lub nowiu z największym zbliżeniem Księżyca do Ziemi na swojej eliptycznej orbicie.

Księżyc wynurza się wtedy znad horyzontu w swej największej, pozornej wielkości tarczy: 14 procent większy i 30 procent jaśniejszy!

Ten układ to: Perygeum-syzygy (z grec. Suzugo "połączony jarzmem" ) - będzie to:najbliższa oku obserwatora  linearyzacja trzech ciał niebieskich wedle jednej linii.

Określenie "superksiężyc" nie jest astronomiczne, ale powstałe w nowoczesnej astrologii.

Księżyc oddziałuje na pływny oceaniczne i skorupy ziemskiej, zwiększa ryzyko wystąpienia zdarzeń, takich jak trzęsienia ziemi i wybuchy wulkanów, nie ma to potwierdzenia w badaniach zjawisk przyrody.

Istnieje jednak pojęcie pływu  syzygijnego (pływu maksymalnego) ? zjawiska pływowego powstającego, gdy Ziemia, Księżyc i Słońce znajdują się w linii prostej. Oddziaływania grawitacyjne Księżyca i Słońca działają wówczas na Ziemię w tym samym kierunku (choć ich zwrot może być ten sam lub przeciwny), skutkiem czego występujące na Ziemi pływy morskie są maksymalne.

Zjawisko to występuje dwa razy w miesiącu synodycznym: w pełni Księżyca (Ziemia jest wtedy pomiędzy Księżycem i Słońcem) oraz w nowiu (Księżyc jest wtedy pomiędzy Ziemią i Słońcem).

Zdarzało się się jednak , że super-księżyc zbiegał się z całkowitym zaćmieniem księżyca . Zdarzenie to obserwowaliśmy rok temu w dniach 27-28 września 2015 roku, a następnym razem będzie w 2033.

W dniach w dniach 13-14 listopada 2016 r. nastąpi jednak wyjątkowe zjawisko. Księżyc będzie najbliżej od 1948 r. Występuje tu unikalna zbieżność jasności i średnicy kątowej Księżyca

Co do mechanizmu:

Odległość Księżyca zmienia się co miesiąc pomiędzy od 357 tysięcy do 406,000 km z powodu swej eliptycznej orbity wokół . Pełnia Księżyca w perygeum jest wizualnie największa bo o14% średnicy (czyli około 30% powierzchni) i świeci 30% jaśniej niż w apogeum.

Teraz trochę historii:

Nazwa superksiężyc została wymyślona przez astrologa Richarda Nolle?a w 1979 roku, dowolnie definiowana jako: (...Nów lub pełnia Księżyca w jego największym zbliżeniu do Ziemi (minimum 90% orbity tzw.perygeum). W skrócie, Ziemia, Księżyc i Słońce są w jednej linii z Księżycem w najbliższej odległości od Ziemii. Termin super-księżyc nie jest używany w społeczności astronomicznej, która używa terminu perygeum-SYZYGY lub perygeum pełni /nowiu.

Jak wspominałem

?        Perygeum jest punkt, w którym Księżyc jest najbliżej w swojej orbicie Ziemi

?        syzygy zaś kiedy Ziemia, Księżyc i Słońce są wyrównane, co zdarza się w każdej pełnej lub nowiu.

Stąd pojęcie superksiężyca można traktować jako unikalną  kombinację tych dwóch definicji, choć nie całkowicie pokrywających się za każdym razem

Pełen cykl naszego n. satelity to około 13,9443 synodycznych miesięcy (około 411,8 dni). Miesiąc synodyczny jest o ponad 2 dni dłuższy od miesiąca syderycznego. Czas ten jest potrzebny, by Księżyc ponownie znalazł się w tym samym położeniu względem prostej Słońce-Ziemia. Tak więc w przybliżeniu co czternasta dni synodycznych przypada superpełnia. Jednak w połowie cyklu pełnia będzie zbliżona do apogeum, a nowe ?księżyce?

bezpośrednio przed i po mogą być również superksiężycami. Tak więc mogą być aż trzy superksiężyce w pełnym cyklu księżyca.

W tym roku mogliśmy  obserwować to: 16 października, a będziemy  14 listopada i 14 grudnia.

Czekające nas zbliżenie Księżyca do Ziemi będzie wyjątkowe,  zbliży się do nas o  356 511 km.

2034 będzie  ciut bliżej  bo o356 447 km. Warto jednak popatrzeć.

Zachęcam do obserwacji fotografii tego zjawiska

Skorzystano z Wikipedia oraz:

http://earthsky.org/tonight/closest-supermoon-since-1948

Obraz z obserwatorium ALMA, ukazujący system L1448 IRS3B z dwiema protogwiazdami w centrum i trzecią, nieco oddaloną.

?To nowe badanie bezpośrednio wspiera hipotezę o tym, że istnieją zasadniczo dwa mechanizmy prowadzące do powstania gwiezdnych układów wielokrotnych - fragmentacja dysku wokół gwiazdy, oraz fragmentacja większego obłoku gazowo-pyłowego, z którego tworzą się gwiazdy? - mówi John Tobin z Uniwersytetu Oklahomy i Obserwatorium Astronomicznego w Lejdzie.

Gwiazdy formują się w ogromnych obłokach gazu i pyłu, gdzie rozrzedzona materia zapada się grawitacyjnie w coraz gęstsze rdzenie, które z kolei zaczynają ściągać coraz więcej materii. Opadająca materia tworzy rotujący dysk wokół młodej gwiazdy. Ostatecznie, ta uzyskuje wystarczającą masę by wytworzyć temperaturę i ciśnienie potrzebne do zainicjowania fuzji jądrowej w swoim wnętrzu. Wcześniejsze badania wskazywały na istnienie dwóch typów systemów wielokrotnych - albo takich, gdzie gwiazdy są stosunkowo blisko siebie, do 500 AU (jednostek astronomicznych), albo o znacząco oddalonych (o ponad 1000 AU) składnikach. Astronomowie wywnioskowali więc, że za oba typy odpowiedzialne są dwa odrębne mechanizmy.
Układ o bardziej oddalonych składnikach powstaje, gdy większy obłok molekularny ulega fragmentacji wskutek turbulencji. Niedawne obserwacje potwierdzały tę koncepcję. Podejrzewano, że ciaśniejsze systemy są z kolei efektem fragmentacji mniejszych dysków otaczających młode protogwiazdy, lecz ów pogląd opierał się głównie na względnej bliskości składników niektórych układów podwójnych.

 ?A teraz zobaczyliśmy dysk ulegający fragmentacji? - mówi Tobin.

Połączony obraz z ALMA i VLA.

John Tobin, Kaitlin Kratter z Uniwersytetu Arizony i ich koledzy użyli teleskopów ALMA i VLA, by zbadać młodą gwiazdę potrójną oznaczoną L1448 IRS3B, ukrytą w obłoku molekularnym znajdującym się w konstelacji Perseusza, około 750 lś od Ziemi. Protogwiazda leżąca najbliżej centrum jest oddalona od towarzyszek o odpowiednio 61 i 183 jednostki astronomiczne*. Cała trójka jest wtulona w dysk materii, który - jak ujawniła obserwacja z teleskopu ALMA - wykazuje strukturę spiralną, cechę, która wskazuje na niestabilność dysku.
?Cały system ma prawdopodobnie nie więcej niż 150 tys. Lat?, mówi Kratter, i dodaje: ?Nasze analizy wskazują, że dysk jest niestabilny, a najbardziej oddalona z tych trzech protogwiazd mogła utworzyć się w ciągu ostatnich 10-20 tys. lat?. 

Astronomowie podsumowują, że system L1448 IRS3B stanowi bezpośredni dowód obserwacyjny, że fragmentacja dysku może prowadzić do utworzenia młodego systemu wielokrotnego w bardzo wczesnym etapie formowania. 
?Obecnie spodziewamy się odnaleźć inne przykłady takiego procesu, i mamy nadzieję dowiedzieć się, jaki jest wkład tego mechanizmu w populację układów wielokrotnych?, mówi Tobin. 

Artystyczna koncepcja rozwoju systemu L1448 IRS3B. Po lewej, dysk materii ulega fragmentacji, tworząc trzy protogwiazdy. Po prawej - system, będący efektem takiego procesu.

Naukowcy zaprezentowali swoje odkrycie w magazynie Nature, który ukazał się 27 października.

żródlo: https://public.nrao.edu/news/pressreleases/stellar-system-caught

* dla porównania: promień orbity Neptuna to około 30 AU

Lornetka o powiększeniu 7-10x pokaże Księżyc wraz z otoczeniem w szerokim polu widzenia. Przy lekko zachmurzonym niebie widać jak bliskie, ziemskie obłoki przepływają przed odległym ciałem niebieskim zawieszonym w przestrzeni. Czasem tworzy się wokół niego tęczowo opalizujący wieniec. Czerwona barwa wschodzącej tarczy zmienia się stopniowo w żółtą, potem sinawo białą, taką ?księżycową?. Powiększenie 12x ukazuje już nie tylko największe kratery, lecz sporo innych szczegółów.  Wyłaniają się i rosną łańcuchy górskie. Przy powiększeniu 15x można poszukać trudniejszych obiektów. Powiększenie 20x wywoła okrzyk zachwytu u każdego patrzącego po raz pierwszy. Wielki glob usiany misami kraterów, graniami gór i płaszczyznami mórz wisi nad naszą głową a my nawet o tym nie wiedzieliśmy.

Teminator ? granica między częścią oświetloną a zacienioną wędruje poprzez tarczę. Dzięki bocznemu oświetleniu i cieniom rzucanym przez wzniesienia, teren w jego pobliżu jest najciekawszy do obserwacji. W kolejne wieczory w pobliżu terminatora pojawiają się nowe szczegóły a te obserwowane poprzednio spłaszczają się i znikają. Niekiedy poza terminatorem daje się dostrzec zarys zacienionej części tarczy. To światło popielate pochodzące od Ziemi. Czasem na popielatej części tarczy da się wypatrzyć zarysy mórz lub kraterów. Linia terminatora jest piłkowana. Nawet już poza nią świecą wierzchołki gór i skarpy kraterów. Na samych krańcach sierpa przybierają one postać łańcuszka świateł na czarnym tle.

W okolicach pełni rzeźba terenu księżycowego ulega spłaszczeniu. Teraz główną rolę odgrywają barwy i odcienie powierzchni. Widać ciemne plamy mórz i jasne kratery z okalającymi układami promieni. Barwy wschodzącej tarczy są szczególnie wyraźne i szybko ewoluują w miarę wspinania się na nieboskłon. Pełnia jest okresem raczej wrażeń estetycznych niż obserwacji obiektów.

W obserwacjach Księżyca potrzebna będzie czytelna mapa. Bardzo pomocne są także zestawienia obiektów widocznych w poszczególne noce cyklu księżycowego. Jakie obiekty zdołamy wypatrzyć, zależy od powiększenia lornetki, doświadczenia i cierpliwości obserwatora. Apertura sprzętu odgrywa mniejszą rolę, światła jest aż za dużo. Dobrze jest obserwować o zmierzchu lub o świcie, gdy kontrast jasności nie jest zbyt wielki i blask nie razi w oczy. Obserwacje w dzień są mniej skuteczne, bo rzeźba powierzchni jest zatarta i widać mało szczegółów. Jednak białawy, zwiewny obraz ma specyficzny urok i warto na niego od czasu do czasu popatrzeć na różnej wysokości nad horyzontem i w różne dni cyklu. Warto też próbować wychwycić podążający za zachodzącym Słońcem wąziutki rąbek sierpa w pierwszym i drugim dniu po nowiu.

W późniejszych dniach najłatwiej rozpoznawać morza księżycowe. Trzeba je umieć nazwać, bo względem nich umiejscawia się mniejsze obiekty. Już wtedy pojawiają się pierwsze wyzwania ? wychwycenie mórz znajdujących się na skraju tarczy, jak Morze Skrajne (Mare Marginis), M. Smytha (M. Smythii) czy M. Wschodnie (M. Orientale). Zatoki mórz bywają łatwe do rozpoznania, jak Zatoka Tęczy (Sinus Iridum). Inne jednak są mniej znane, niewielkie i możliwe do zauważenia tylko w pojedyncze dni cyklu, jak Z. Miłości (S. Amoris) czy Z. Sukcesu (S. Successus). Na pozornie gładkiej powierzchni księżycowych mórz da się wypatrzyć dość subtelne linie. Na początku II kwadry, gdy warunki oświetleniowe są najkorzystniejsze, na obszarze Morza Jasności (M. Serenitatis) delikatnie rysuje się Wężowy Grzbiet (Serpentine Ridge). To system skarp ułożonych na kształt niedoskonałej sinusoidy,

Istnieją także nizinne obszary zwane jeziorami i bagnami, wszystkie w zasięgu średnich lornetek a jednak rzadko obserwowane. Warto je odnaleźć na mapie a potem poszukiwać podczas obserwacji. Tylko pozornie jest to takie proste.

Największe wrażenie w lornetowym obrazie Księżyca robią jednak wielkie łańcuchy górskie. Gdy terminator je przekracza, widać piłę poszarpanych grani i szczyty rzucające długie cienia na przyległy teren. Wierzchołki poza terminatorem chwytają blask słoneczny i świecą zawieszone w ciemności. Nie wszystkie góry mają postać łańcuchów. Karpaty leżące na północny zachód od centralnego krateru Kopernik są widoczne jako masyw górski. Góry Teneryfa (Montes Teneriffe) to zbiorowisko szczytów wyrastających z dna na północy M. Deszczow (M. Imbrium).  Bardziej na południowy wschód można wypatrzyć pojedyncze góry Pico i Piton. Między bardzo jasnym kraterem Arystach i towarzyszącym mu ciemnym Herodotem widać potężny wał wraz z enigmatyczną, zagiętą  Doliną Schroetera.

Doliny księżycowe są rzadkimi i niełatwymi obiektami. Oprócz wspomnianej powyżej Dol. Schroetera (Vallis Schröteri) poszukajmy po przeciwnej, południowo wschodniej stronie tarczy innej wielkiej doliny ? Rheita. W rzeczywistości jest to łańcuch zlewających się kraterów. Trudniejszą doliną jest Dol. Alpejska (V. Alpes), wymagająca powiększenia przynajmniej 15x. Jej idealnie prosta kreska przecina poprzecznie łańcuch Alp niedaleko krateru Platon.

To właśnie kratery są najliczniejszymi i najbardziej charakterystycznymi obiektami księżycowymi. Pochodzą z różnych okresów i znacznie różnią się od siebie. Te stare, często zatarte i zauważalne tylko w określone dni są też największymi. Tak naprawdę to księżycowe morza z otaczającymi górami też są zalanymi lawą superkraterami powstałymi w wyniku najstarszych gigantycznych katastrof. Popatrzmy na M. Wilgoci (M. Humorum) ? okrągłe, z zachowanymi fragmentami skarp na obwodzie. Także półkolista Zatoka Tęczy z Górami Jura to przecież połówka gigantycznego krateru. Inne naprawdę wielkie kratery znajdziemy na obwodzie tarczy, zarówno na południowym zachodzie (Humboldt i Petavius) jak i wschodzie (Bailly i Schickard). Szukajmy ich wieczorem na początku pierwszej i pod koniec drugiej kwadry. Bardziej znane olbrzymy na południu, Clavius i Maginus, są od nich dwa razy mniejsze. Niektóre kratery mają podobnie jak morza ciemne, gładkie dno wylane lawą. Pokazowym przykładem jest Platon na samym północnym skraju Morza Deszczów. Jednak w większości kraterów dno nie było zalane lawą i w wielu zachowało się centralne wzniesienie ? góra a niekiedy masyw złożony z kilku wierzchołków. Przy odpowiednim oświetleniu w pobliżu terminatora utwory te widać przez lornetkę w młodych dużych kraterach jak Kopernik, Tycho czy Theophillus. Niekiedy, gdy duży krater jest przecięty terminatorem, świecący wierzchołek i sierp krawędzi wiszą już poza oświetloną resztą tarczy. Większe lornetki pokażą, że wewnętrzne ściany kraterów nie są gładkie, lecz widać na nich karby tarasów.

I wreszcie to, co intryguje najbardziej. W okolicach pełni widać biegun południowy Księżyca z siecią południków. Przynajmniej tak dla mnie wygląda krater Tycho ze swoimi promieniami obejmującymi pół tarczy. Znacznie krótsze promienie Kopernika i Keplera widać jako, zwężające się ku końcom wypustki, co przypomina ośmiornicę rozciągniętą na piasku lub mikroskopowe zdjęcie komórki nerwowej. Niezbyt duży krater Proclus na skraju Morza Przesileń widać przez wiele dni cyklu jako trójramienną gwiazdę. Z białego Arystacha wyrasta ku południowemu zachodowi pojedyncza biała linia promienia.

Spośród wielkich uskoków księżycowego gruntu, średnie i duże lornetki ukażą Prostą Ścianę (Rupes Recta). Jeśli wyczekamy na odpowiedni dzień, zobaczymy linię oddzielającą powierzchnię jaśniejszą od ciemniejszej między niewielkimi kraterami Thebit i Birt na wschodnim skraju Morza Chmur (M. Nubium). Obiekt ten raz rozpoznany staje się łatwy do znalezienia, jednak pierwszy raz może nastręczać nieco trudności.

Najbardziej chyba egzotyczny obiekt na Księżycu, Reiner Gamma, jest łatwy do znalezienia. Ta jasna plama leży na przedłużeniu linii Kopernik-Kepler, za niewielkim kraterem Reiner. Nie jest to ani krater ani inna formacja wypukła czy wklęsła. Od otoczenia różni się jasnością - zdolnością odbijania światła (albedo), dzięki czemu jest tak dobrze widoczna. Wykazuje ponadto wyraźne właściwości magnetyczne - wytwarza całkiem silne i rozległe pole, "rozganiające" wiatr słoneczny. Istnieją przypuszczenia, że obiekt ten, podobnie jak kilka zbliżonych, powstał w wyniku zaburzeń sejsmicznych wywołanych potężnym impaktem dokładnie po przeciwnej stronie księżycowego globu. W przypadku Reiner Gamma po przeciwnej stronie Księżyca znajduje się gigantyczny krater Ciołkowski. Gdy znajdziemy tę formację niedługo przed pełnią, pomyślmy, ile to jeszcze innych tajemniczych obiektów i krajobrazów godnych zobaczenia kryje ten nasz poczciwy satelita, często tak lekceważony a nawet przeklinany przez astroamatorów.

A oto niedrogie, łatwo dostępne i godne polecenia ?pomoce naukowe? do obserwacji naszego satelity:

http://teleskopy.pl/product_info.php?products_id=2308&gclid=CNy05tyqk88CFWF5cgodX3kNvA

https://sklep.pta.edu.pl/ksiazki/139-atlas-księżyca.html

http://www.shopatsky.com/sky-and-telescope-field-map-of-the-moon

Słowniczek łacińskich nazw formacji terenowych

Dorsa - grzbiet

Lactus ? jezioro

Mare ? morze

Mons (Montes) ? góra (góry)

Palus ? bagno

Rupes ? ściana

Rima ? wąwóz, rów

Sinus ? zatoka

Vallis - dolina

Witajcie, właśnie wróciłem z Camino do Santiago de Compostella ..Drogę przebyłem na rowerze pokonując w sumie w ciągu 13 dni 880 km. Drogę zacząłem na granicy Francja/Hiszpania w Pirenejach, a zakończyłem  w Finisterze nad Atlantykiem..było super !!! Moje marzenie się spełniło !!!! Na końcu otrzymałem certyfikat " Compostelkę " Będzie co opowiadać na naszym Zlocie !!

Na zdjęciach słupek z napisem 0,00 do celu, oraz paszport pielgrzyma i certyfikaty potwierdzające przebytą drogę.

Sezon ogórkowy w pełni. Oznacza to także brak nowych tematów na forum. Więc wzorem Księdza Robaka okładającego węzłowatym sznurem Hrabiego, który próbował zakraść się w celach - hm - obserwacyjnych do ogródka Zosi, ja także dokładam nadmiernie ciekawym:

Źródło: https://commons.wikimedia.org/wiki/Pan_Tadeusz?uselang=pl

Obserwator z lornetką bywa posądzany o brzydki zwyczaj podglądania sąsiadek. Oszczercy mają trochę racji, chociaż zależy nam na odmiennych wdziękach, niż podpowiada ich bujna wyobraźnia. Jest coś takiego w naturze człowieka, że najbardziej pociągają go rzeczy trudno dostępne i tajemnicze. Dla astroamatora są to galaktyki ? już nawet nie obce światy, lecz niemal wszechświaty a w każdym razie wyspy Wszechświata odległe o miliony lat świetlnych. Są tak daleko, że ludzkość nigdy ich nie osiągnie. Jednak wiedzę o nich można zdobywać dzięki informacjom, jakie niesie promieniowanie elektromagnetyczne a głównie światło. Czy lornetka jest wystarczającym instrumentem, by uszczknąć część sekretów, zebrać pradawne fotony nadlatujące z otchłani czasoprzestrzeni i przekształcić je w obraz? Może to wydawać się mało realne, ale spróbujmy. Zaczniemy oczywiście od sąsiadek.

Wielka Galaktyka w Andromedzie (M31) znajduje się w odległości 2,52 miliona lat świetlnych. Ustalono to parę lat temu dzięki obserwacjom podwójnego układu zaćmieniowego gwiazd. Przedtem uważano, że odległość wynosi około 2,9  miliona lat świetlnych. Większość źródeł określa łączną jasność M31 na ok. 3,4 mag. Jednak  starannie opracowana polska monografia w Wikipedii podaje wartość 4,36 mag, powołując się na Nasa/Impac-Extragalactic Database. Tak czy inaczej, M31 da się zobaczyć gołym okiem na wiejskim niebie. Ciekawe, co nam ukaże lornetka.

Ukazać może całkiem sporo. Już z miasta, praktycznie przez każdą lornetkę zobaczymy mgliste, nieco owalne jądro galaktyki o średnicy kątowej ok. 0,5°. Jeśli dobrze osłonimy wzrok przed miejskimi światłami i pozwolimy mu przyzwyczaić się do ciemności, jądro urośnie i mamy szanse wypatrzyć ślady większej struktury na jego skrajach. Natomiast pod wiejskim niebem dobra lornetka ukaże oprócz jasnego jądra wielkości niemal 1° także słabsze obszary dysku galaktyki. Obraz może rozciągać się ukośnie nawet na ponad 3°. Zwróćmy uwagę na górny, północno-zachodni skraj dysku. Jest on wyraźniej odcięty od tła niż skraj dolny. To krawędź spiralnego ramienia galaktyki. Przez dużą lornetę i w dobrych warunkach obserwacyjnych możliwe jest wypatrzenie ponad ciemnym pasmem delikatnego pojaśnienia kolejnego ramienia spiralnego, bardziej oddalonego od jądra. Byłby to spory sukces obserwacyjny, dlatego warto próbować. Przecież każda noc jest inna a przejrzystość powietrza różnić się może bardzo znacznie.

M31 w szkicu Krzysztofa Rajdy

Żródło: http://astropolis.pl/topic/35198-szkicowy-katalog-messiera/

Łatwiej będzie dostrzec dwie eliptyczne galaktyki satelitarne. Nieco podłużnej plamki M110, czasem zaznaczanej na mapach nieba jako NGC 205 (jasność 8,1 mag, całkowite rozmiary kątowe 19?x12?), szukajmy 0,5° ponad jądrem M31. Galaktyka M32 (także 8,1 mag), położona przy dolnym, północnym skraju jądra, jest niemal okrągła i wyraźniejsza ? ma większą jasność powierzchniową. Jest jednak mniejsza, ma wymiary 8?x6? i przy powiększeniu 7-10x wymaga nieco wysiłku dla odróżnienia od słabej gwiazdy. Dysponując statywem lub innym sprzętem stabilizującym lornetkę z pewnością poradzimy sobie z tym, jeśli nie patrzeniem na wprost, to zerkaniem.

Druga pod względem jasności i rozmiarów na nieboskłonie jest galaktyka M33 w gwiazdozbiorze Trójkąta. Tak jak M31 najłatwiej odszukać 7° ponad czerwoną gwiazdą Mirach (? And), na  linii z białą ? And i tuż obok ? And, tak M33 znajdziemy w identycznej odległości lecz poniżej ? And, 7° na południowy wschód od niej, zaś 4° na zachód od najjaśniejszej gwiazdy Trójkąta, białej ? Tri (Metallah). Pomimo całkowitej jasności 5,7  mag galaktyka wcale nie jest taka łatwa do zobaczenia, chociaż pod naprawdę ciemnym niebem jest to jeszcze możliwe gołym okiem. Trudność wynika z dużej powierzchni obiektu, wyraźnie większej od tarczy Księżyca, oraz z braku wyodrębnionego jądra. Jasność powierzchniowa jest więc niewielka. Przez lornetkę można jednak zauważyć, że obraz rozciąga się nieco bardziej w pionie niż w poziomie. W ramionach spiralnych M33 występują wielkie obszary aktywności gwiazdotwórczej, w tym rozległe mgławice emisyjne. Dzięki temu w dużych lornetkach można doszukiwać się zarysu ramion. Może kiedyś zobaczymy je wyraźniej, gdy trafimy na wspaniałe miejsce obserwacyjne gdzieś w Bieszczadach czy na Mazurach i przydarzy się ?noc cudów? z idealnie przejrzystym powietrzem.

M33 także jest galaktyką z najbliższego kosmicznego sąsiedztwa ? leży w odległości ?zaledwie? 3 milionów lat świetlnych. Zbliża się do Galaktyki Andromedy, z którą łączy ją smuga wodoru. Zapewne galaktyki te już kiedyś mijały się w przestrzeni i nadal odbywają wspólny kosmiczny taniec. Z kolei M31 i Droga Mleczna wręcz spadają na siebie z prędkością 100 km/s. Jak się niedawno okazało, mają one zbliżoną masę, choć M31 zawiera więcej gwiazd (nawet bilion, czyli 10 do potęgi 12), zaś Droga Mleczna więcej ciemnej materii. M33 jest mniejsza i lżejsza, niejako zdominowana przez swe potężne towarzyszki, nie ma też galaktyk satelitarnych. M31 ma ich co najmniej 14, z których dwie wspomnieliśmy. Całe towarzystwo jest związane grawitacyjnie i nie rozbiega się wraz z ekspansją Wszechświata, tworząc niewielką gromadę galaktyk noszącą nazwę Grupy Lokalnej. Dotychczas poznano ponad pięćdziesiąt galaktyk, głównie karłowatych, wchodzących w jej skład.

Gdy na początku XX wieku rozpoczęto spektroskopowe badanie światła galaktyk, czy jak wówczas mówiono ? mgławic spiralnych, nasze najbliższe sąsiadki zacierały obraz rozbiegającego się Wszechświata. Amerykanin Vesto Slipher po raz pierwszy użył spektroskopii do pomiaru prędkości radialnej ?mgławic spiralnych? i wykrył, że część z nich się oddala, w tym M104 (Sombrero), jednak niektóre zbliżają się do nas, np. M31. Dalszy ciąg tej historii związany jest z obserwatorium na Mount Wilson i budową teleskopów 60 cali (ważący 860 kg blank na zwierciadło zafundował synowi przemysłowiec William Hale) oraz 100 cali (głównym fundatorem był John D. Hooker), a przede wszystkim z siłą napędową tych przedsięwzięć, pomysłodawcą i dyrektorem obserwatorium, którym był George Ellery Hale.

Transport lustra 100?

Żródło: https://en.wikipedia.org/wiki/Mount_Wilson_Observatory

Jednym z pracowników został trzydziestoletni doktor z Chicago Edwin Hubble. Kontynuował on obserwacje odległych obiektów z użyciem największych ówczesnych teleskopów, prowadząc między innymi badania spektroskopowe. Szczególnie pomocna była w tym inna barwna postać ? Milton Humason, człowiek bez wyższego wykształcenia, poganiacz mułów zatrudniony podczas budowy obserwatorium, później jego nocny dozorca, na koniec pracownik naukowy. Powszechnie lubiany, jedno zajęcie ponoć kontynuował cały czas ? wytwarzał napój wyskokowy na potrzeby własne i kolegów. Nielegalna produkcja była całkiem bezpieczna, ponieważ w okolicznych lasach występowały kuguary (inaczej pumy). Obecność tych wielkich kotów skutecznie powstrzymywała stróżów prawa od nadgorliwości. Humason nazywał nawet swój wynalazek ?panther juice?, czyli w wolnym tłumaczeniu ?panterówka?. Nie gorszmy się, był to okres prohibicji a przesiadujący na odosobnionym szczycie górskim astronomowie musieli jakoś radzić sobie po godzinach pracy.   

Kuguar

Żródło: http://animalwall.xyz/beautiful-big-cat-couguar-animals-puma-kuguar-gornyy-lev-koshka-7445-wallpapers/

Humason słynął z pracowitości i dokładności. Wyspecjalizował się w fotografii i rejestracji widm słabych obiektów. Sporządził 620 spektrogramów odległych galaktyk i określił ich prędkość radialną a ściślej przesunięcie światła ku czerwieni (poczerwienienie). Pozwoliło to Hubble?owi nie tylko potwierdzić przeczucia Sliphera co do natury ?mgławic spiralnych?, lecz także postawić tezę o ekspansji Wszechświata. Trzeba było do tego fantazji oraz przebojowości sportowca i żołnierza ? Hubble w młodości uprawiał boks i inne sporty a potem służył w wojsku podczas I Wojny Światowej. Samemu Albertowi Einsteinowi nie starczyło odwagi, chociaż równania jego ogólnej teorii względności wskazywały na ekspansję.

Wielkie teleskopy na Mount Wilson sięgały oczywiście daleko poza Lokalną Grupę Galaktyk. Nasz skromny sprzęt też nie jest bez szans. Jeśli odnajdziemy na nieboskłonie Wielki Wóz i przedłużymy o drugie tyle, 10° na północny zachód linię łączącą gwiazdę  ? UMa (Phecda) z ? UMa (Dubhe), trafimy na ?zagłębie galaktyczne? - grupę M81. Owalna tarcza głównej galaktyki w grupie (M81, Galaktyka Bodego) ma rozmiary 25?x10? i jasność 6,9 mag. Część widoczna przez lornetkę jest zwarta, przypomina piłkę do rugby. Ramiona spiralne są jasne i ciasno zwinięte, powiększając obraz także jasnego jądra. Odległość do M81 szacowano na 11,8 miliona lat świetlnych. Jednak z badania gwiazdy supernowej, obserwowanej w 2003 r. wyliczono odległość mniejszą ? 8,5 miliona lat świetlnych. Ocena odległości galaktyk jest obciążona znaczną niepewnością nawet w przypadku obiektów stosunkowo bliskich, nie mówiąc o tych naprawdę odległych. Ważnym krokiem w kierunku poprawienia pomiarów było niedawne (2013 r.) dokładne określenie odległości do Wielkiego Obłoku Magellana. W wyniku badań ośmiu gwiazd podwójnych zaćmieniowych określono tę odległość na 162 980 lat świetlnych, z dokładnością do 2%.

Galaktyka M82, którą zobaczymy niecały stopień na północ, też jest dobrze widoczna przez większość lornetek. Ma wprawdzie mniejszą jasność (8,3 mag), jednak przy rozmiarach kątowych 9?x5? jej jasność powierzchniowa jest znaczna. Ze względu na wydłużony kształt zwana jest Cygarem. Obserwujemy ją ?z boku?, niemal w płaszczyźnie dysku. Określana jest jako galaktyka nieregularna, jednak niedawno wykryto w niej ślady zniekształconej struktury spiralnej. M81 i M82 oddziałują na siebie grawitacyjnie generując siły pływowe. Prowadzi to do zagęszczeń materii i wzmożonej aktywności gwiazdotwórczej oraz dużej jasności obu galaktyk wskutek obecności młodych gorących gwiazd. Także nieregularna budowa M82, dobrze widoczna na zdjęciach, jest skutkiem oddziaływania większej siostry.

Najjaśniejszej parze towarzyszą słabsze galaktyki. Posiadacze dużych lornetek mogą próbować dostrzec NGC 3077 pół stopnia na wschód od M81. Dane na temat jej jasności różnią się znacznie - od 9,8 mag aż do 10,6 mag. Ta ostatnia wartość wydaje się jednak mało prawdopodobna, ponieważ galaktykę zobaczyć można przez lornetkę o średnicy obiektywów 70 mm. NGC 3077 ma wielkość kątową 5,5?x4,7?, jednak z powodu jasnego jądra może wydawać się mniejsza. Także jest zniekształcona przez siły pływowe sąsiadek. Z kolei NGC 2976 ma rozmiary 5?x2,8? i nieznacznie mniejszą jasność całkowitą. Nie jest to zauważalne przy obserwacjach, galaktyka też daje się wyłowić przez lornetkę 15x70. Szukajmy niewielkiej plamki 1,5° na południowy zachód od Galaktyki Bodego. Kolejna galaktyka, NGC 2985, dostępna jedynie dla dużych lornet i trudna do odróżnienia od gwiazdy, znajduje się 3° ponad Galaktyką Bodego i 0,5° na wschód od ucha Wielkiej Niedźwiedzicy ? białej gwiazdy 27 UMa o jasności 4,5 mag. Cała grupa M81 liczy przynajmniej 34 galaktyki i oddala się od Grupy Lokalnej, na co wskazują przesunięcia ku czerwieni w ich świetle i prędkości radialne względem centrum Drogi Mlecznej.

Na peryferiach grupy M81 leży jeszcze jeden okazały obiekt. Tak jak poprzednio łaskotaliśmy Wielką Niedźwiedzicę za uszkiem, teraz odszukajmy jej nos ? żółtawą gwiazdę o nazwie Muscida (? UMa) i jasności ok. 3, 3 mag. Siedem stopni na północny zachód od Muscidy, w dość pustym obszarze znajdującym się już w gwiazdozbiorze Żyrafy znajdziemy grupę ośmiu gwiazd ok. 7 - 8  mag na powierzchni 1°x2°. Otoczona wianuszkiem gwiazd znajduje się tam galaktyka NGC 2403. Przez średnią lornetkę zobaczymy ją jako dość równomiernie świecącą owalną plamkę 10?x5?. Większy sprzęt ukaże obiekt o rozmiarach 20?x10? a spory teleskop pozwoli nawet wyśledzić szczegóły struktury spiralnej.

Także w gwiazdozbiorze Żyrafy mamy szanse znaleźć galaktykę IC 342, leżącą w podobnej odległości jak poprzednie, jednak należącą już do innej grupy. Edwin Hubble przypuszczał nawet, że jest ona naszą sąsiadką z Grupy Lokalnej, jednak obecnie zaliczana jest do grupy galaktyk określanych jako IC 342/Maffei. Szukajmy jej w zachodniej części gwiazdozbioru graniczącej z Kasjopeją, w połowie odległości między białą gwiazdą ? Cam i pomarańczową BE Cam, ok. 2,5° od każdej z nich. Galaktyka ma jasność widomą 9,1 mag i średnicę kątową ok. 20?. Przesłania ją gaz i pył galaktyczny, bo znajduje się na nieboskłonie  blisko płaszczyzny dysku Drogo Mlecznej. Przez lornetkę 10x50 lub większą mamy jednak szanse dostrzec pod czystym, ciemnym niebem chociaż jej rdzeń a być może także kolisty zarys dysku.

Lato nie jest dobrą porą na obserwacje kolejnej sąsiadki. Lepszy do tego byłby wrzesień lub październik. Poniżej kwadratu Pegaza widoczna będzie najjaśniejsza gwiazda w Wielorybie ? ? Cet czyli Deneb Kaitos a pod nią skraj gwiazdozbioru Rzeźbiarza. Trzy stopnie pod ? Cet znajduje się trójkątny asteryzm na powierzchni jednego stopnia, 2° pod nim następny podobny trójkąt. Jeszcze 1° na południowy zachód (w dół i w prawo) świeci obiekt nie do przegapienia. To konkurentka Galaktyki Andromedy, czyli NGC 253, nazywana Galaktyką Rzeźbiarza lub Srebrną Monetą. Ze swą jasnością 7,1 mag, rozmiarami 22?x6? lecz niskim dla nas położeniem na nieboskłonie jest równie ciekawa, co rzadko obserwowana. Widać ją nieźle nawet w lornetce 8x42. Lornetka 15x56 ukazuje ukośną, podłużną plamę, w dolnej, południowo-zachodniej części zwężoną przez pas pyłu. NGC 253 jest dominującą galaktyką w grupie galaktyk w Rzeźbiarzu. Do grupy tej należy także pobliska choć mniej okazała NGC 247. Różne źródła określają jej jasność na 9,2  do 9,9 mag. Przez większe lornetki można próbować dostrzec jej rdzeń 2° pod ? Cet zaś 1° nad wspomnianymi trójkątami z gwiazd.  Grupa w Rzeźbiarzu należy do najbliższych Drodze Mlecznej i wraz z grupami opisanymi poprzednio oraz Grupą Lokalną stanowiła kiedyś jedną większą gromadę galaktyk.

Jak się okazuje, podglądanie sąsiadek może być zajęciem całkiem pouczającym. Ludzkość przekonała się o tym dopiero kilkadziesiąt lat temu. Jesteśmy w takiej szczęśliwej sytuacji, że już za kilkaset złotych możemy kupić sprzęt sięgający odległości milionów lat świetlnych.  Jeśli trafi się pogodny wieczór, nie wahajmy się więc go użyć, by zobaczyć, jak wyglądały nasze piękne sąsiadki w czasach, gdy ludzi na Ziemi jeszcze nie było.

Żródło: http://tvnmeteo.tvn24.pl/informacje-pogoda/ciekawostki,49/nocne-niebo-w-swietle-galaktyki-andromedy,158072,1,0.html

           Wyobraźmy sobie, że budzimy się z długiego, kriogenicznego  snu a  nasz statek wychodzi  właśnie z tunelu czasoprzestrzennego, który stabilizował naszą ?łupinkę? przez ostatnie 50 lat świetlnych . Lekkie rozmycie w przestrzeni, tłumi światło gwiazd i czyni z nich koncentryczne kręgi. Anomalia , niczym widmowy wir zamyka się i rozpływa w mrokach czerni kosmosu.  W ciągu niespełna trzech przespanych, ziemskich lat,  dzięki zaginaniu przestrzeni pokonaliśmy  około 475 bilionów km .

 Załoga  jest już  na nogach, wszyscy ciekawie tłoczą się w pobliżu  panoramicznego iluminatora na mostku, rozświetlającego potężną salę sterowni.  W świetle setek migających lamp i kontrolnych monitorów dwie figurki nawigatorów stabilizują naszą  pozycję, na orbicie gwiazdy.

Jesteśmy w układzie ?Cervantes?   Przed nami żółty olbrzym gwiazdozbioru Ołtarz.  

źródło: https://planethunters.files.wordpress.com/.

Na Ziemi tego gwiazdozbioru nie ujrzymy bez udania się w tropiki.   To niestety typowy  gwiazdozbiór nieba południowego. Można go dostrzec  nisko na południe od Skorpiona. Znali go już starożytni, przezywając go pierwotnie ?Stołem Ofiarnym?. Pod ciemnym zwrotnikowym niebem.  Liczba gwiazd widocznych nieuzbrojonym okiem to około 30. Nasza gwiazda widziana z Ziemi ma wielkość +5,15 magnitudo i jest widoczna okiem nieuzbrojonym.

źródło: Skysafari pro

My jednak możemy podziwiać ją z bliska, jesteśmy na orbicie  ?Mi Arae?, pędząc  40km/s . Wszystkim nam chyba ta gwiazda przypomina nasze Słońce.   Piękna , jasna,  lśni na  żółto-pomarańczowo. Jesteśmy od niej jakieś 70 mln km, możemy więc podziwiać wspaniałe wyrzuty koronalne.

Słuchać okrzyki zachwytu, gwiazda jawi się obserwatorom  jak rozjarzona w piecu hutniczym  sztabka złota. Obserwujemy ją przez filtr w dalekim ultrafiolecie, widać  łuki złożone z drobnych filamentów.

Pole magnetyczne powoduje silne nagrzewanie korony, tworząc regiony aktywne, rozbłysków i koronalnych wyrzutów masy.

Wielkie i rozległe , wrzące regiony intensywnej aktywności magnetycznej, tworzą plamy na powierzchni  ?Cervantesa?. Konwekcja ciepła jest hamowana przez silne pole magnetyczne, redukując jego transport z gorącego wnętrza na powierzchnię. Obszary te są chłodniejsze dlatego znakomicie wyróżniają się na tle tarczy ?żółtego karła?.

Największe aktywne obszary,  przed naszymi oczami  mogą  mieć nawet  średnicę dziesiątek tysięcy kilometrów

Gwiazda jest w sporej aktywności . Widać  nawet setki  małych plam pozbawionych półcienia tzw. porów.

Cudo, na które patrzymy, to gigantyczna elektrownia. Jest  10% bardziej masywna niż Słońce i znacznie od niego starsza, bo o około 6,34 miliardów lat. Promień gwiazdy jest 36% większy niż Słońca i jest przy tym 90% jaśniejsza. Tylko zaawansowana konstrukcja naszego statku chroni nas przed tym ogromnym ciepłem.

            Gwiazda zawiera dwukrotnie większą obfitość żelaza w stosunku do wodoru naszego Słońca, a zatem jest dość zasobna bogata w metal, zawiera też więcej helu ze względu na wiek.

Na razie jest gwiazdą ciągu głównego, jednak zaczyna powoli brakować  jej wodoru w rdzeniu. Gwiazda może więc  wkrótce, (w skali kosmosu)  wejść  w fazę podolbrzyma. Gwiazdy jaśniejszej od przeciętnych , nie tak jednak  jasnej jak prawdziwe olbrzymy.

Nic straconego  kończąc spalanie wodoru w jądrze, może też  rozrosnąć się aż do stadium olbrzyma.

Naszym głównym celem  nie jest  gwiazda, ale jej układ planetarny.

Stanowią go  cztery główne planety oraz niezliczona ilość pomniejszych ciał.

źródło: http://estrellacervantes.es/.

Kiedyś, chyba  na początku XXI w, planety pozasłoneczne odkrywano przez: liczenie zmian położenia zataczających  elipsy gwiazd, przesunięcia  linii spektralnych w widmie gwiazdy lub obserwując  tranzyty. Wymyślano wtedy  nazwy tych zaobserwowanych anomalii . Naszą gwiazdę  nazwano  nazwiskiem sławnego hiszpańskiego pisarza,   a odkrywane planety otrzymywały imiona bohaterów jego najsławniejszej powieści. Mamy więc:  cztery planety krążące wokół Cervantesa. Trzy z nich mają duże masy i są gazowymi olbrzymami.

Muszę coś powiedzieć, wypada mi jestem bądź co bądź kapitanem. Ludzie wiedzą po co tu są, znają sytuację z teorii.

 Staję zatem przy konsoli,  za plecami nawigatora, wskazuję na ciekłym ekranie planetę  najbliższą gwieździe. Przybliżam ją optycznie. Daje na ekran główny.  Jawi nam krwiście czerwona,   ma masę porównywalną z masą Urana,  jest  nawet sporą planetą skalistą.

Uformowała  się w wewnętrznych rejonach systemu jako skalista ?superziemia?. Przezwano  ją ?Dulcinea? ? na cześć panny,  w której nieodwzajemnioną miłością kochał się Don Kichot.  Dulcynea z Toboso, jak przystało na damę, jest filigranowa w stosunku do swych trzech towarzyszy.   Masę  ustalono na 10,5 mas Ziemi.  Planeta ta krąży bardzo blisko gwiazdy, wykonując pełny obieg co 9,6 dni. Choć w zasadzie  mogła by  nas interesować, ze względu na fakt,  że da się na niej teoretycznie stanąć.  Wykluczamy ją  jednak z eksploracji, z racji bliskiej odległości od ?Cervantesa?.

Jak Merkury i ?Dulcinea? jest wypalonym, pustynnym żużlem,  usianym  kraterami uderzeniowymi. Jest jednak nieporównywalnie od niego większa. Temperatura wacha się od wartości w  granicach zera bezwzględnego  ?273,15 °C do temperatury pieca hutniczego z kotłem fluidalnym, czyli  ok. + 1000 °C

Obiega swoje słońce zbyt blisko, by mogło istnieć na niej życie, lub choć woda w stanie ciekłym.To ?bardzo  wewnętrzna?   planeta o   ciasnej, 9-dniowej orbicie .

To pierwsza odkryta tak mała  wewnętrzna planeta o masie porównywalnej z masą Urana, pierwsza planeta z klasy ?gorących Neptunów?.

Patrzymy na jej brązową porowatą strukturę wypalonej skały, jak mknie szybko na tle swego słońca. Naukowcy twierdzą, że może być to jądro potężnego gazowego olbrzyma, kilkadziesiąt razy masywniejszego  od Ziemi, który został odarty z gazu w wyniku przeraźliwej katastrofy kosmicznej. Pasy kosmicznego gruzu oplatające ?Układ Cervantesa?  wskazywały by na dawną kolizję  z masywnym ciałem zewnętrznym.

Może bliskość  położenia olbrzyma sprawił,  że został pozbawiony gazowego płaszcza  przez promieniowanie  gwiazdy?

Nie mamy czego  szukać na Dulcynei,  zostawmy ją w swoim ciasnym obiegu w wokół Cervantesa.

Kolejny na naszej drodze, jest gazowy gigant Rosynant (Rocinante). Nazwany na cześć wiernego konia Don Kichota.  Wybieram ją i zumuję. Wypełnia już cały ekran. Oczom ludzi  ukazuje się brązowy gazowy olbrzym. Komputer podaje rzędy cyfr.  Podstawowe dane.   Planeta ma masę o połowę mniejszą od masy Jowisza i krąży po orbicie o promieniu 0,921 j.a.

 Planeta obiega gwiazdę w ciągu 310,55 dni.

- Jak nasza Ziemia - słyszę stłumione głosy za plecami.  

Planeta znajduje się na tyle blisko gwiazdy, aby otrzymać porównywalną ilość promieniowania UV, jakie Ziemia otrzymuje od Słońca, jednak równocześnie jest zbyt blisko gwiazdy, aby utrzymać na powierzchni wodę w stanie ciekłym. Ale to i tak nic nie znaczy, jest bowiem  gazowym olbrzymem bez stałej powierzchni.

Na uwagę zasługuje tu fakt, że w skład jednego z zespołu odkrywców ?konia?  weszli Polacy:  Krzysztof Goździewski, Andrzej J. Maciejewski i Cezary Migaszewski .

Nic tu po nas.

Wybieram samego Błędnego Rycerza  - Quijote  (DonKichota) 

? Wielki!

Wiem, że Rocinante i Quijote  w przybliżeniu pozostają ze sobą w rezonansie orbitalnym 2:1, przez co silnie ze sobą oddziałują. System ten jest bardzo niestabilny ? symulacje wskazują, że powinien zostać zniszczony po 78 milionach lat, co jest okresem znacząco krótszym niż szacowany wiek gwiazdy.

Komputer wypluwa dane:

Masa Don Kochota to 1,676 masy Jowisza, a okres obiegu wokół gwiazdy wynosi  643,25 dni. Odległość od gwiazdy  wynosi 1,497 j.a

- Krąży w ekosferze - wnioskuje załoga. Mają racje.

Planeta ma dziesiątki  księżyców w tym dwa największe, jeden wielkości  Marsa okryty błękitnymi chmurami.  To cel naszej podróży, nazwaliśmy go ?Gają? na wzór mitologicznej matki ziemi.

Analiza zdradza tlen w atmosferze księżyca  i ma on chyba ciekłe oceany, oby wodne.

Skoro ma powierzchnie ciekłą i wodną to  potencjalnie może utrzymać życie.

I tu zaskoczenie: Do planety nie dociera tak dużo promieniowania ultrafioletowego jak do naszej planety, jak wymaga model abiogenezy, aby proces mógł być rozpoczęty. Kto jednak wie co zapoczątkowało życie na naszej Ziemi? Co i w jakich realiach dokładnie zainicjowało   powstanie pierwszej  minimalnej komórki , w której mogłyby zachodzić procesy warunkujące życie?

Te masywne planety  biegną  po ? szerokich, niemal kołowych orbitach.

Jest to bardzo nietypowe.  Zwykle w układach poza słonecznych obserwuje się wysoką ekscentryczność orbit planet o długim okresie obiegu. Może owa nietypowość jest kluczem do zrozumienia mechanizmów rządzących w Układzie Cervantesa. Może jest on wyjątkowym, może znajdziemy wreszcie życie w pustej galaktyce. Ileż to ekspedycji po ?Drodze Mlecznej? wybierającej potencjalne światy zdolne zrodzić życie wracało z pustymi rękami. Były giganty, niemal  80m krotnie przekraczające masy Jowisza, otoczone dyskami protoplanetarnymi  i zanurzone w ciemnej materii.

Bajeczne mgławice, refleksyjne i emisyjne, żłobki młodych gwiazd. Nie było jednak życia.

W układzie Cervantesa do obejrzenia pozostał, jeszcze wierny giermek, Sancho również ? planeta z rodzaju ?gazowy olbrzym?

Sancho Pansa był giermkiem Don Kichota, bohatera powieści Miguela de Cervantesa.

- Co za gigant!

 Błękitno-granatowy  rozmiarami przewyższa nawet swego pana.

Komputer wypluwa dane :  Masa 1,8 razy większej niż masa Jowisza. Planeta orbituje w średniej odległości od gwiazdy wynoszącej 5,235 j.a. czyli niemal tyle co nasz Jowisz.

Ma rozległe pierścienie jak ziemski Saturn.

-  Piękna, cudowna!

Jak nasz wielki olbrzym składa się 60% wodoru i 25% helu. Trzecim składnik  (15%) atmosfery Sancha jest metan, podobnie jak na naszym Uranie, metan posiada widoczne pasma absorpcji w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni, nadając  Sancho  cyjanowy kolor.

Sanczo jest symbolem zdrowego rozsądku, potrafiącego nie tylko czerpać dla siebie korzyści w świecie rządzonym przez obłęd i iluzję, lecz także dochować wierności podstawowym wartościom.

Myślę, że on swoją masą ściąga wszelkie zagrożenie dla ?Układu Cervantesa?  chroniąc go (jak swego pana Don Kichota w powieści) przed kosmicznymi intruzami, może też  potencjalne życie na ?Gai??

Zostawiamy sobie błękitnego olbrzyma, na którym panują porywiste tajfuny i skierujemy się w stronę Don Kichota i jego chmurnego księżyca. Z prędkością konwencjonalną  dotrzemy tam za dwa miesiące. W miarę zbliżania będziemy dokumentować ?Układ Cervantesa? dla potomnych, skupimy się na ?Gai?. Będziemy eksplorować wszystkie księżyce  ?Quijote?, może spotka nas  szczęście .

Patrząc praktycznie w każdym kierunku nieboskłonu możemy odnaleźć mniej lub bardziej liczne obiekty odmienne ? świetlne plamki, często o średnicy kilku - kilkunastu minut kątowych. W odróżnieniu od galaktyk są zawsze okrągłe i często całkiem jasne.  Większość, choć nie wszystkie odnajdziemy patrząc w stronę wnętrza Drogi Mlecznej. Muszą więc należeć do naszej Galaktyki, choć nie grupują się w płaszczyźnie jej dysku. Są to gromady kuliste, obiekty oddalone od nas bardziej niż większość gromad otwartych a także znacznie od nich większe. Najczęściej mają ponad 100 l. ś. średnicy i zawierają powyżej 100 tysięcy gwiazd, chociaż liczba ta waha się od tysięcy nawet do milionów. W powiększeniach teleskopowych gromady kuliste przynajmniej na swoich obrzeżach dają się rozdzielić na poszczególne gwiazdy. Bliżej środka niezliczone kropeczki mogą zlewać się w jednolitą poświatę.

Omega Centauri.  Źródło: https://en.wikipedia.org/wiki/Omega_Centauri

Przez lornetkę widzimy na ogół tylko plamki lub nieco rozmyte ?gwiazdki?, chociaż w dużej lornecie o znacznym powiększeniu niektóre z nich wydają się mieć niejednolitą, jakby kaszkowatą strukturę. Dostrzec można pojaśnienie rdzenia oraz nieostre, stopniowo ciemniejące obrzeża. Prawie czujemy ich puchatą, miękką kulistość. Nie bez powodu astroamatorzy mówią o nich ?kulki?.

Od gromad otwartych różnią się diametralnie. Zawierają nie setki a setki tysięcy gwiazd. Mają kształt wielkich kul, niekiedy lekko spłaszczonych a tylko wyjątkowo bardziej zniekształconych. Co więcej, przeciwnie niż gromady otwarte, składają się z bardzo starych gwiazd o niskiej zawartości pierwiastków cięższych niż wodór i hel (zwanych w astronomii ?metalami?). Pod tym względem podobne są do gwiazd znajdujących się w centralnych zgrubieniach galaktyk.

Pozorny bezład gromad kulistych na nieboskłonie nie jest całkiem przypadkowy. Z efektu Dopplera ? przesunięć barwy światła ku czerwieni lub przeciwnie, ku niebieskiemu, można wyznaczyć szybkość oraz kierunek ich ruchu. Dzięki temu rozpoznano, że one także krążą wokół centrum Drogi Mlecznej, jednak po orbitach odmiennych niż inne obiekty. Orbity gromad kulistych są wydłużone i wcale nie układają się w płaszczyźnie dysku, tylko przecinają go z różnych kierunków i pod różnymi kątami. Przypominają orbity komet w Układzie Słonecznym. Najwyraźniej w Galaktyce mamy dwie różne grupy składników: większość należy do płaskiego dysku galaktycznego, jednak część do tzw. halo galaktycznego - ażurowej, rzadkiej struktury  sferycznej złożonej z gromad kulistych wraz z nielicznymi swobodnymi gwiazdami.

Rozmieszczenie gromad kulistych w Galaktyce. Źródło: http://www.atlasoftheuniverse.com/globular.html

Istnieją przypuszczenia, że przynajmniej niektóre z tych niezwykłych gromad mogą pochodzić z innych galaktyk. Niektórzy badacze uważają, że nawet 40% spośród ok. 160 znanych gromad kulistych Drogi Mlecznej jest pochodzenia zewnętrznego. Wcześniej mogły należeć do mniejszych galaktyk wchłoniętych lub mówiąc bardziej obrazowo ?skanibalizowanych? przez Drogę Mleczną. Inne mogły być nawet samodzielnymi galaktykami karłowatymi. Jest to ciągle hipoteza wymagająca dalszego potwierdzenia, jednak przemawia za nią różnorodność wieku a nawet składu chemicznego gwiazd w gromadach kulistych ? wszystkie są stare, ale jak by powiedział Orwell, niektóre są starsze od innych. 

Taką przechwyconą kiedyś mini-galaktyką może być Omega Centauri, najjaśniejsza i największa gromada kulista, widoczna niestety tylko z półkuli południowej. Jest to gigantyczne zbiorowisko około 10 milionów gwiazd krążących wokół centralnego środka ciężkości, którym według dotychczasowych przypuszczeń może być masywna czarna dziura. Bayer w swym pierwszym kompletnym atlasie nieba zatytułowanym Uranometria potraktował ten mglisty, dobrze widoczny gołym okiem obiekt jako gwiazdę i oznakował go grecką literą ?. Podobnego potknięcia nie ustrzegł się Flamsteed w swoim katalogu gwiazd Historia Coelestis Britannica, gdzie drugiej co do jasności gromadzie kulistej nadał używane do dzisiaj gwiazdowe oznakowanie 47 Tucanae. Ta widoczna gołym okiem gromada także znajduje się daleko na południowej półkuli nieboskłonu.

Nawet jeśli gromady kuliste powstały w naszej Galaktyce, było to bardzo dawno. Ich wiek określa się na 6,5 do niemal 13 miliardów lat. Gdzieniegdzie spotyka się jeszcze większe liczby ? nawet ponad 14 miliardów  Powstawały więc w warunkach całkiem odmiennych od obecnych. Nic dziwnego, że także zachowują się odmiennie niż młodszy od nich dysk galaktyczny. Być może dysku jeszcze w ogóle nie było, gdy powstawały lub zostały przechwycone. Wiek gromad kulistych wyznaczono z diagramu Hertzprunga-Russela ? wykresu zależności między barwą (czyli głównie temperaturą) i jasnością gwiazd w poszczególnych gromadach.

Diagram H-R ogólny. Źródło: http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/stellarevolution_hrintro.html

          Ciąg główny w diagramach  gromad kulistych jest zawsze bardzo krótki i sięga w górnej części najwyżej gwiazd typu widmowego G lub ?późnych? (najchłodniejszych) typu F ? czyli tych barwy żółtej, o temperaturach poniżej 6000 kelwinów. Gwiazdy gorętsze i większe już dawno zużyły cały wodór w jądrze. Dlatego gałąź podolbrzymów i czerwonych olbrzymów, ?spalających? wodór już tylko w otoczce, jest na wykresie tak liczna. Wyraźna jest także tzw. gałąź horyzontalna olbrzymów, gwiazd syntetyzujących w jądrze cięższe pierwiastki.

Diagram H-R gromady kulistej . Źródło: https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l7_p5.html

Część gwiazd z gałęzi horyzontalnej leży w pasie niestabilności i regularnie pulsuje. Są to krótkookresowe zmienne typu RR Lyrae (okresy pulsacji 1,5 godziny do ponad 1 dnia) o stałej średniej jasności absolutnej ok. 0,6mag. Ich obecność umożliwia  pomiar odległości do gromad kulistych. Odległości te są znaczne, od kilkunastu tysięcy nawet do ponad 100 tysięcy lat świetlnych. Dla obserwatora z lornetką to zła wiadomość, poszczególnych gwiazd w gromadzie nie uda się dostrzec. W powiększeniach teleskopowych, przez dobrej jakości optykę kula z drobnych gwiazd, rzadkich na obrzeżach zaś w centrum zbijających się w coraz jaśniejszą masę robi wrażenie wprost niesamowite. Widząc to po raz pierwszy  chciałoby się wręcz zawołać ? ?nie, takich obiektów nie ma!?. Gwiazdy w gromadzie kulistej są silnie związane grawitacyjnie i krążą wokół wspólnego środka ciężkości. Dzięki wzajemnym oddziaływaniom następuje ich sortowanie ? cięższe gromadzą się bliżej centrum, lżejsze wyrzucane są na obrzeża. Cały układ ?trzyma się dobrze? zachowując integralność przez miliardy lat.

Gwiazdy w centrum gromady zdają się zlewać w jedną masę, jednak w rzeczywistości oddalone są od siebie na miesiące a nawet lata świetlne. Dla ewentualnych mieszkańców planety w gromadzie kulistej nocne niebo jest więc zawsze rozświetlone wieloma czerwonymi lub pomarańczowymi gwiazdami na tyle jasnymi, że mogą rzucać cień. Słońce będą jednak mieli tylko jedno, chyba, że układ planetarny w którym żyją jest bardziej egzotyczny i okrąża gwiazdę wielokrotną.

Niesymetryczne rozmieszczenie gromad kulistych na nieboskłonie doprowadziło ich najsławniejszego badacza Harlowa Shapleya do wniosku, że centrum Drogi Mlecznej znajduje się w gwiazdozbiorze Strzelca zaś Układ Słoneczny oddalony jest od niego o 30 000 lat świetlnych. Shapley wraz ze swą  współpracowniczką Helen Sawyer opracował także dwunastostopniowy system klasyfikacji gromad kulistych w oparciu o ich stopień koncentracji: od klasy I - silne zagęszczenie w kierunku centrum, do klasy XII - niemal brak zagęszczenia w kierunku centrum.

Spostrzeżenia Shapleya możemy sami potwierdzić obserwacjami przez lornetkę. Patrząc ?na zewnątrz? Galaktyki, w okolicach jej bieguna północnego znajdującego się w gwiazdozbiorze Warkocza Bereniki odnajdziemy tylko pojedyncze gromady kuliste. W zasięgu niewielkiej lornetki mamy M53 (7,5mag, 12,5? średnicy). Szukajmy jej niecały stopień na północny wschód od  ? Com, najjaśniejszej gwiazdy Warkocza, tuż pod parą gwiazd 6mag. Jeśli dysponujemy dużą lornetą i niezaświetlonym wiejskim niebem, w najbliższej okolicy, 1° na wschód od M53 możemy próbować dostrzec jeszcze jedną, słabszą gromada kulista NGC 5053 (9,9mag, 10,5? średnicy). Tę gromadę wspominam tylko ze względu na bliskie sąsiedztwo z M53 i łatwość ?namierzenia?. Jest to obiekt znacznie trudniejszy, o małej jasności powierzchniowej, więc nie róbmy sobie wyrzutów w razie trudności z jego zobaczeniem. Jednak spróbować zawsze warto. Wbrew pozorom, z tych dwóch odległych gromad bliższa jest słabsza NGC 5053. Znajduje się w odległości ok. 50 000 l. ś., podczas gdy do M53 mamy 65 000 l. ś ? niemal o 1/3 dalej. Jest ona jedną z najmniej licznych gromad kulistych, zawiera tylko 3400 gwiazd, tyle, co spora gromada otwarta. W dodatku jest luźna ? jej stopień koncentracji określono na XI. Jednak kształt jej wykresu Herzsprunga-Russela i obecność zmiennych typu RR-Lyrae jednoznacznie wskazują, że jest to gromada kulista.

Za to z pewnością widoczna będzie gromada M3. Znajduje się w połowie odległości między pomarańczowym Arkturem (? Boo), jedną z najjaśniejszych gwiazd nieboskłonu, a białą gwiazdą Cor Caroli (? CVn), także całkiem okazałą (2,89mag). Jest trzecią pod względem jasności gromadą kulistą północnego nieba. Dzięki  swej wielkości i względnej bliskości (27 000 l. ś.), ma jasność widomą aż 5,9 mag i średnicę 16?. Znów w pobliżu łatwej gromady jest obiekt dla ambitniejszych a raczej lepiej wyposażonych obserwatorów, w dodatku dysponujących niezaświetlonym wiejskim niebem. O 6° na wschód od M3 znajduje się znacznie słabsza i trudniejsza do dostrzeżenia gromada NGC 5466. Dane na temat jej jasności wahają się od 9 mag aż do 10,5mag. Należy do rzadko spotykanej XII klasy koncentracji, jest więc bardzo luźna. Jest osobliwa także pod innymi względami. Zawiera wiele nietypowych zmiennych niebieskich gwiazd, leżących w gałęzi horyzontalnej na wykresie Herzsprunga-Roussela. Jednak podobnie jak w innych gromadach kulistych jej gwiazdy są bardzo ubogie w metale.

Wędrując po nieboskłonie tym razem na południowy wschód od Arktura poprzez ? Boo (lewą ?stopę? Wolarza), po około 18? natkniemy się na inną okazałą ?kulkę? - M5. Jest ona jasna (5,7mag, choć niektóre źródła podają ponad 6mag) i rozległa, ma średnicę 15?, jak pół tarczy Księżyca. Kierować się do niej można także od jasnej, czerwonej gwiazdy w Głowie Węża - Unukalhai (? Ser), schodząc około 6? w dół i nieco w prawo (na południowy zachód). Jest jedną z najstarszych i największych gromad kulistych, jej wiek szacuje się na 10 do 13 miliardów lat a oddziaływanie grawitacyjne rozciąga się na 200 l. ś. Wielkie lornety z powiększeniem 25-30x mogą częściowo rozdzielić ją na poszczególne gwiazdy.

Najbardziej znana wśród astroamatorów jest jednak Wielka Gromada w Herkulesie, czyli M13. Znajdziemy ją z prawej, zachodniej strony trapezu stanowiącego korpus Herkulesa, złożonego z gwiazd ?, ?, ? oraz ? Her, w 1/3 odległości między ? i ? Her. Jest widoczna i łatwo rozpoznawalna przez każdy sprzęt obserwacyjny a pod wiejskim niebem także gołym okiem. Ma jasność określaną w różnych źródłach na 5,6mag-5,8 mag i średnicę ponad 20?. Zawiera kilkaset tysięcy gwiazd a oddalona jest od Ziemi o ponad 25 tysięcy lat świetlnych. M13 jest czwartą co do jasności gromadą kulistą. Jaśniejsze są tylko gigantyczne i bliskie gromady nieba południowego - ? Cen i 47 Tuc, oraz widoczna także z Polski, mniej liczna lecz bliska gromada M22 w Strzelcu. Większa wysokość nad horyzontem sprawia jednak, że gromadę w Herkulesie obserwuje się łatwiej i częściej. W lornetkach 7-10x50 widoczna jest nawet z przedmieść dużych miast. Obserwowana przez dobrą lornetkę pod wiejskim niebem robi wrażenie puchowej kuli niewiele mniejszej od tarczy Księżyca.

Drugą ?kulkę Herkulesa? - gromadę kulistą M92 także da się wypatrzyć gołym okiem w bardzo dobrych warunkach obserwacyjnych. Szukajmy jej 7° na północ od lewego ramienia sylwetki herosa, pomarańczowej gwiazdy ? Her. M92 ma wprawdzie mniejszą zarówno jasność jak i wielkość kątową (6,3mag, 14? średnicy), lecz jej jasność powierzchniowa jest duża, co ułatwia dostrzeżenie. Też można ją wypatrzyć z przedmieść przez średnią lornetkę a pod wiejskim niebem jej plamka robi wrażenie bardzo jasnej. M92 jest uboga w metale i bardzo stara, niewiele młodsza od samego wszechświata. Wikipedia podaje nawet 14,2 miliarda lat.

Posiadacze średnich a najlepiej większych lornetek mogą spróbować wypatrzyć trzecią kulkę w Herkulesie ? gromadę NGC 6229. Leży ona sporo wyżej, 10° na północ, ponad trapezem z gwiazd ?, ?, ? oraz ? Her. Szukać jej można przedłużając o drugie tyle na północ linię łączącą gwiazdy ? i ? Her, czyli bok trapezu zawierający M13. Około 8° nad ? Her natkniemy się na stosunkowo jasną gwiazdę 52 Her (4,8mag) a 1,5° ponad nią, zaś 1° na prawo od krótkiej prostej linii 4 słabszych gwiazd wypatrzymy trójkącik o bokach ok. 10? złożony ze słabych ?gwiazdek?. Jego nieco rozmyty wschodni wierzchołek, ten od strony wspomnianej linii, nie jest jednak gwiazdą ? to gromada kulista o jasności 9,4 mag i kątowej średnicy 4,5?.

Wędrując po nieboskłonie na południowy wschód od Herkulesa trafiamy na gwiazdozbiór Wężownika. W perspektywie galaktycznej kierujemy się coraz bardziej ku centrum Drogi Mlecznej. Spotykać też będziemy coraz więcej interesujących nas dzisiaj obiektów. W Wężowniku katalog Messiera wymienia 7 gromad kulistych, NGC zawiera ich kilkadziesiąt. Łatwiejsze do obserwacji choć jest ich mniej są te położone wyżej na nieboskłonie, w północnej i środkowej części gwiazdozbioru. Poruszając lornetką na południowy wschód od ? Oph, inaczej Marfik (?talia? Wężownika), odnajdziemy w odległości pięciu stopni gromadę M12 zaś po dalszych trzech stopniach M10. Mieszczą się więc obie w polu widzenia praktycznie każdej lornetki. Mają podobną jasność i wielkość kątową (odpowiednio 6,8mag, 14,5? i 6,6mag, 15?) i można je dostrzec nawet z miejskiego balkonu. Konieczna jest jednak osłona od bezpośrednich świateł.

Kolejna gromada kulista w ?talii? gwiazdozbioru to M14. Jest słabsza i mniejsza od poprzednich (jasność 7,5mag, średnica 11?) lecz ciągle do wychwycenia w warunkach podmiejskich, choć już nie tak łatwo. Znajduje się ona w lewym boku nieforemnego pięciokąta czy raczej wieloboku Wężownika i nieco wyżej od poprzednich. Można ją odnaleźć 8? na południe (w dół) od lewego, wschodniego ramienia Wężownika ? czerwonej gwiazdy Kalbalrai (? Oph). Pod wiejskim niebem gromada ta jest dobrze widoczna w średnich lornetkach.

W Wężowniku są jeszcze dwie dostępne gromady kuliste z katalogu Messiera ? M107 i M9. Wychwycenie kolejnej, jeszcze niżej położonej M19 możliwe jest raczej wyjątkowo, zaś najniższej M62 praktycznie niemożliwe, przynajmniej ze środkowej Polski. Pod ? Oph (środkowa gwiazda podstawy wieloboku), w odległości 3? na południe jest M107, niewiele ciemniejsza i mniejsza od M14. Jednak z powodu niskiego położenia dostrzec ją znacznie trudniej i wymaga dobrych warunków obserwacyjnych. Podobnie jest z M9, położoną 4? pod gwiazdą ? Oph, która stanowi lewy, wschodni narożnik wieloboku. Jeśli jednak ją dostrzeżemy, możemy sięgnąć po jeszcze ambitniejsze cele. Jeden stopień na północny wschód (po lewo i ponad M9) jest znów nieco mniejsza i słabsza NGC 6356. Gdy się nam i to uda, 1? pod M9 szukajmy jeszcze słabszej i mniejszej NGC 6342.Teoretycznie jest do wychwycenia przez sporą lornetkę, ma jasność widomą 9,8  mag i 3? średnicy.

Dolne, południowe partie Wężownika to już obszar Drogi Mlecznej. Jednocześnie zbliżamy się do jej centrum a zarazem patrzymy przez coraz grubszą warstwę ziemskiej atmosfery wraz z jej zamgleniem i zapyleniem nisko nad horyzontem. W pole widzenia trafia coraz więcej obiektów lecz tylko te najokazalsze dają się dostrzec, i to nie zawsze. Tak jest z gromadami kulistymi Skorpiona i Strzelca. W wiosenno-letnie wieczory nisko na południu świeci czerwona, jasna gwiazda Antares (? Sco) czyli serce Skorpiona. 2°-3° po jej zachodniej i północnej stronie (po prawo i powyżej) przy czystym powietrzu można dostrzec wachlarzyk z czterech obiektów. Jego północny, górny skraj stanowi gwiazda a właściwie układ gwiazd ? Oph należących jeszcze do gwiazdozbioru Wężownika. Przez lornetkę zobaczymy zgrabny, wydłużony trójkąt równoramienny na powierzchni ok. 5?x3?.

Stopień poniżej i w prawo od  nich mamy białą gwiazdę ? Sco, dalszy 1° w dół najjaśniejszą z ?wachlarzyka?  także białą ? Sco. Jeszcze 1° w dół i w stronę Antaresa można dostrzec coś innego -  obiekt wyraźnie rozmyty, nie gwiazdowy. Jest to jasna i bliska, być może najbliższa Ziemi gromada kulista M4 (odl. 6500 lat świetlnych, 23? średnicy, 5,8mag). W dobrych warunkach jest na skraju widoczności gołym okiem, co nie znaczy, że zawsze łatwo ją zobaczyć. Wprost przeciwnie, każde zamglenie nad horyzontem skutecznie ją przesłania. Jeśli jednak noc będzie idealna, dysponując lornetą przynajmniej 15x70 dostrzeżemy ?kaszkowatą? strukturę mgiełki ? początki rozdziału na poszczególne gwiazdy. W dobrych warunkach mamy także szanse dostrzec większe zagęszczenie gwiazd na linii północ-południe. Druga gromada kulista Skorpiona dostępna dla lornetki, M80, leży nieznacznie wyżej, 4° na północny zachód od Antaresa, w połowie drogi pomiędzy nim a gwiazdą ? Sco ? Graffias. Jest wyraźnie mniejsza ( 9? średnicy) i nie tak jasna (7,3mag), jednak w dobrych warunkach jest nieźle widoczna przez średnie lornetki.

Jeszcze bliżej centrum Galaktyki, w gwiazdozbiorze Strzelca, gromad kulistych ujętych w katalogu NGC jest ponad dwadzieścia zaś skatalogowanych przez Messiera ? sześć. Niestety z tego mrowia tylko nieliczne znajdują się dostatecznie wysoko nad horyzontem i są na tyle jasne by dać się dostrzec przez lornetkę. Jednak jeśli odnajdziemy czerwoną gwiazdę Kaus Borealis (? Sgr), na pewno zobaczymy 2° na północny wschód od niej (po lewo i nieco wyżej) rozległą okrągłą plamę światła. To gromada kulista M22. Jest jaśniejsza (5,1mag) i ma średnicę ponad 30?, czyli 1,5x większą niż M13 ? Wielka Gromada w Herkulesie. Tylko niższemu położeniu nad horyzontem zawdzięcza mniejszą sławę niż ta ostatnia. W dobrych warunkach przez dużą lornetę można niekiedy rozdzielić jej obrzeża na poszczególne gwiazdy i zauważyć granulację środkowej części. W najbliższej okolicy jest więcej gromad kulistych, choć nie tak spektakularnych. Jeśli warunki obserwacyjne są odpowiednie, stopień na zachód można rozpoznać niewielką NGC 6642 a dwa stopnie na południowy zachód, już po prawo od Kaus Borealis ? dwa razy od niej większą i znacznie jaśniejszą M28 (11? średnicy, 7,66mag).

W stronę centrum Galaktyki widać wiele gromad kulistych. Czy obiekty takie zobaczymy także patrząc w płaszczyźnie galaktycznego dysku ?na zewnątrz? Będzie o tyle łatwiej, że nie zasłoni ich horyzont ani gruba warstwa ziemskiej atmosfery i o tyle trudniej, że dysk zawiera chmury galaktycznego pyłu. Jednak w gwiazdozbiorze Strzały brak jest ciemnych mgławic i tam właśnie odnaleźć można gromadę M71, oczywiście jeśli niebo nie jest zbyt zaświetlone a powietrze wystarczająco czyste. Szukajmy jej niewiele ponad 1° na wschód od białej gwiazdy ? Sge a w połowie odległości między pomarańczowymi ? i ? Sge. Ma jasność 8,3mag, średnicę kątową 7,2? i jest stosunkowo luźna, przez co długo uważano ją za gromadę otwartą.

Na skraju Drogi Mlecznej, w gwiazdozbiorze Delfina są dwie gromady kuliste stanowiące wyzwanie dla obserwatora lornetkowego. NGC 6934 znajdująca się ok. 3? na przedłużeniu ?ogonka?  za końcową ? Del nie jest aż tak trudna (8,9 mag, 6? średnicy). Jednak NGC 7006 do rozpoznania wymaga powiększenia przynajmniej 12x i dobrej jakości optyki, by ją odróżnić od słabej gwiazdy (10,5 mag, 2,8? średnicy). Szukać jej trzeba 2,5? przed ?głową? ? ? Del.

Na wschód od Delfina, już poza pasmem Drogi Mlecznej, latem i jesienią łatwo zauważyć czerwoną gwiazdę Enif czyli ? Pegaza. To najjaśniejsza gwiazda tego gwiazdozbioru. Cofając się od niej 4? w kierunku ?nosa? Delfina (na północny zachód), musimy natknąć się na okazałą gromadę kulistą M15. Ma jasność 6,5  mag oraz 12? średnicy i w sprzyjających warunkach jest widoczna nawet gołym okiem. Gwiazdy w jej centrum są rozmieszczone bardzo gęsto i a jądro zapada się emitując promieniowanie rentgenowskie. Wskazuje to na obecność masywnej czarnej dziury. Na M15 patrzymy ukośnie poprzez płaszczyznę galaktycznego dysku, już nieco w stronę południowego bieguna naszej Galaktyki.

Typowo jesienne gwiazdozbiory Wodnika i Koziorożca widzimy na nieboskłonie daleko poza Drogą Mleczną. W maju dostępne są one dopiero nad ranem. Nasz wzrok sięga poprzez cienki galaktyczny dysk w obszar coraz bliższy południowemu biegunowi galaktycznemu. Dają się dostrzec obiekty bardziej odległe. Do najokazalszych w tym rejonie należą gromady kuliste M2 i M30. Enif znów posłuży nam jako drogowskaz, tym razem do  M2. Znajduje się ona w 2/3 odległości w kierunku południowym między Enifem a także czerwoną gwiazdą - ? Wodnika (Sadalsuud). Odległość między Enifem a Sadalsuud to ok. 15?, M2 znajduje się więc niemal 5? nad Sadalsuud. Jest to gromada równie jasna i nieznacznie większa niż M15 i podobnie łatwo ją odnaleźć. Jest nieco owalna, lecz niełatwo to dostrzec.

Piętnaście stopni na południe od M2 znajduje się biała gwiazda ? Cap (Deneb Algedi) ze słabszą ? Cap 1,5? z prawej strony. Stanowią one lewy, wschodni róg wielkiego trójkąta stanowiącego rdzeń gwiazdozbioru Koziorożca (gwiazdy ?, ? oraz ? Cap). Jeszcze niżej, 7° mniej-więcej na południe, obok sierpowatego układu gwiazd z najjaśniejszą czerwoną ? Cap, znajduje się kolejna jasna gromada kulista M30 (7,5 mag, 11? średnicy). Nie dość, że porusza się ona po dziwacznej, wstecznej orbicie względem galaktycznego dysku, to jeszcze jej rdzeń jest bardzo zagęszczony ? uległ zapadnięciu, co doprowadziło do powstania wielu gwiazd odmłodzonych ? niebieskich maruderów. W gromadzie tej obserwuje się więc gradient barwy ? w jej centrum gwiazdy są bardziej niebieskie niż na skrajach.

Były to tylko przykładowe gromady kuliste, jasne lub łatwe do dostrzeżenia z powodu swej lokalizacji oraz dobrze ilustrujące rozmieszczenie halo galaktycznego. W różnych porach roku zaawansowany obserwator z lornetką sięgnie zapewne po obiekty słabsze lub trudniej dostępne. Zimą może to być na przykład gromada M79 w gwiazdozbiorze Zająca. Jest wprawdzie dość jasna i spora (7,8mag, 8,7? średnicy), jednak niskie położenie na nieboskłonie utrudnia jej dostrzeżenie pomimo dość oczywistej lokalizacji 4° poniżej gwiazdy ? Lep.

Z kolei w gwiazdozbiorze Rysia, górującym w zimowe i wiosenne noce w okolicach zenitu można odnaleźć bardzo ciekawą gromadę kulista NGC 4219 nazywaną Międzygalaktycznym Wędrowcem (Intergalactic Wanderer). Znajduje się ona niezwykle daleko, bo 300 000 l. ś. od Układu Słonecznego i centrum Galaktyki, czyli dalej niż Obłoki Magellana. Pomimo tego okazało się, że związana jest z Drogą Mleczną a więc otrzymała swoje przezwisko nie całkiem słusznie. Ją także da się zobaczyć przez lornetkę, chociaż ma jasność 10,3 mag zaś średnicę tylko 3? i łatwo pomylić ją  z gwiazdą. Szukajmy jej 7° dokładnie na północ od Kastora (? Gem), w rządku z w trzema gwiazdami 7-9mag.

Jesienią lub późnym latem poszukiwać można gromady M75 we wschodnich partiach Strzelca, już w pobliżu Koziorożca. Ta niezbyt jasna (8,5mag) i kątowo niewielka gromada (6?), leży niewysoko na nieboskłonie i w dodatku niełatwo ją zlokalizować. Za to jest bardzo gęsta (l klasa koncentracji) i bardzo odległa ? 67 500 l. ś. To jedna z najodleglejszych gromad kulistych po północnej stronie galaktycznego dysku. Tym większa satysfakcja, gdy ją odnajdziemy.

Galaktycznych obcych można więc oswoić a nawet polubić. Towarzyszą nam przecież cały rok. Są tacy kuliści i puszyści, wprost chciałoby się ich głaskać. Głaskajmy więc przynajmniej w myślach każdą odnalezioną kulkę, gdy wpatrujemy się w nią przez nasz ulubiony sprzęt ? wszystko jedno, jaki. W każdym będą nas fascynować swoją egzotyczną urodą.

Oto propozycja nowego działu, która ma promować  publikowane na Forum  wypowiedzi publicystyczne będące formami literackimi od notatki informacyjnej po krótki esej. Dobre, przejrzyste  i  merytoryczne  artykuły naszych Forumowiczów  będą promowane na stronie głównej tuż pod logo.

Zachęcam do publikacji!