Ranking użytkowników

Przez cirrusy niestety Slow motion x2; Dobson 12" goto; Canon 500D Wednesday 2018-05-02 07:46:32.53 ISS angular size: 31.59? Az.: 97.0°; Alt.: 24.5° Transit duration: 1.95 s

I jeszcze jedno zdjęcie z ISS + gif, parametry post wyżej. DarX86 - dzięki za pomoc

NEQ6, CT8, Atik 383L+, L300s Czytaj więcej ? Wyświetl pełny artykuł

U mnie zaś wczoraj było kolorowo...

forumastronomiczne.pl

Astrorumia pracuje nad tym tłem. Ostatnio męczyłem go o gromadę galaktyk abell 2151, i dostałem wymęczony materiał ?. Abell 2151 24x300s L bin1, RGB 9x 300sek. bin2. Nic lepszego nie mogę uzyskać z tego zdjęcia

Kwietniowy wypad do Blizin odkładałem w nieskończoność. A to zmęczenie, a to przejrzystość niezadowalająca. Świetne wymówki, prawda? Jednak pewien niepokojący głos z tyłu głowy mocno zagnieździł myśl, że jeśli nie skorzystam choć raz z dobrej pogody, będę wkrótce żałował. Stanęło na nocy sobotnio-niedzielnej. Mimo znacznej niepełnoletności, Księżyc długo panoszył się na niebie, głaszcząc łydkę Polluksa złotym blaskiem. Srebrny Glob miał zachodzić dopiero koło drugiej, a to oznaczało ledwo godzinę ciemnego nieba, nim Słońce da znać, że jest płycej niż 17° pod horyzontem. Chcąc złapać coś nowego, musiałem zawęzić zarówno obszar, jak i rodzaj obiektów. Miało być wiosennie, więc padło na gromady kuliste z naciskiem na Wężownika. Zupełnie na rozgrzewkę poszła M13 w Herkulesie, ale mimo dobrej przejrzystości i niezłych szans na wyzerkanie rozbicia obrzeży gromady, odezwał się kark i kategorycznie stwierdził, że mierzę zbyt wysoko. Nie, żaden ból mi nie dokuczał - po prostu zrobiłem się wygodny. Opuściłem Tereskę dobrych kilkadziesiąt stopni w kierunku M19, lecz na tyle niespiesznie, by chwilę nacieszyć oko messierami o numerach pięć, dwanaście i dziesięć, z których jeden (M12) pokazał wątły (ale jednak!) ślad ziarnistości swojego halo. M14 z pobliską NGC 6366 odpuściłem kompletnie, bo wiedziałem, że z tą drugą musiałbym się chwilę pobawić, mnie zaś zależało bardziej na południowej części gwiazdozbioru. Idąc dalej w dół pozwoliłem sobie tylko zanotować w pamięci, że M107, którą bardzo lubię, tym razem nie zachwyciła - prawdopodobnie widziałem ją ostatnio w znacznie lepszych warunkach. Teraz wydała mi się mdła, przygaszona i jakby nieco nieregularna. Sprawnie przeszedłem do dania głównego - Messiera 19. Gromada leży w bardzo charakterystycznym miejscu, więc nawet pod niezbyt wybitnym, blizińskim niebem łatwo ją namierzyć i dostrzec, flankowaną od wschodu i północy przez trzy pary gwiazd. Wisząc nisko nad horyzontem, wyglądała dość skromnie. Była umiarkowanie miękko zatopiona w niezbyt bogate w gwiazdy tło, będąc jednak wystarczająco wyraźnym obiektem, by nie sprawić żadnej trudności w 10x50, o 22x85 nie wspominając. Zdawała mi się jednak w jakiś sposób piękniejsza, niż jej rzeczywisty obraz tej nocy, być może przez wspomnienie blasku gromady widzianego z okolic zwrotnika. Zerknąłem do Interstellarum, a ten podpowiedział, że w okolicy kręcą się dwie siostrzyczki - NGC 6293 i 6284. Pierwszą złapałem w Teresce z marszu - wystarczyło przesunąć pole widzenia nieznacznie w lewo, by subtelny, acz wyraźny i puchaty punkt zamajaczył pod trójkątem niewiele jaśniejszych odeń gwiazd. Fuji również nie miał większych problemów z pokazaniem obiektu, który nawet w dziesięciokrotnym powiększeniu był niegwiazdowy. Nieco bardziej wymagająca dla oczu okazała się NGC 6284, choć nawigacyjnie bardzo łatwa - wystarczy odskoczyć od M19 między dwie górne pary flankujących ją gwiazd i iść na północny wschód po lekko połamanym sznureczku słabych słońc do wieńczącej go parki, obok której szukana kulka próbuje zlać się z tłem. O ile gromada nie sprawiła problemów w 22x85, o tyle potrzebowałem kilku minut zerkania, by dostrzec ją w 10x50. Interstellarum i okolice M19. Kolejnym celem był Messier 62, na pograniczu Wężownika ze Skorpionem. Łapię się więc łańcuszka słabych gwiazd i schodzę do kolejnej parki słońc, pod którą powinna być kulka. Tymczasem zamiast niej widzę ciemny grzbiet lasu, leżącego sześć koma osiem kiloparseka bliżej (bez sześciuset metrów). Ale jest i wyrwa między drzewami, która zdaje się przykrywać ciut jaśniejszy kawałek tła. Czyżby sześćdziesiątkadwójka? Przesuwam stanowisko o kilka metrów w bok i łapię małą puchatą plamkę. Kwadrans z okładem później, kiedy Ziemia nieco się obróci, złapię ją i w Fujinonie. Wracam do okolic NGC 6293. Kiedy przesuwam pole widzenia w lewo, natrafiam na równoległobok słońc, który coś mi mówi, lecz nie od razu odgaduję, co. Olśnienie - tak, przecież tu kończy się Mgławica Fajka! Jednak przy tej wysokości nad horyzontem, nie łapię ani skrawka krawędzi jednej z najwyraźniejszych ciemnotek na niebie. Tylko skrajne zubożenie ilości gwiazd w polu widzenia podpowiada, że patrzę na ciemną mgławicę, jednak jej nie widząc. Próbuję złapać leżącą w połowie fajkowej rurki gromadę kulistą NGC 6355, lecz również nie dostrzegam niczego, prócz skąpo rzuconych gwiazd. Przechodzę do Skorpiona. Klasyk, jakim jest M4 przestaje być sztampą, kiedy mam tak niewiele okazji, by go podziwiać. Znów mam pewne rozdwojenie jaźni, patrząc na gromadę, bo warunki pozwalają jedynie na dostrzeżenie krągławego pojaśnienia, ale wspomnienie zdaje się podpowiadać swoje, że pojaśnienie jest ziarniste. Jak by nie było, jest to jeden z niewielu obiektów, który wciąż robił wrażenie po Omedze Centauri. Próbuję też sił z NGC 6144, ale blask Antaresa jest zbyt silny. W końcu i ta kulka prawdopodobnie padnie - tak przynajmniej wynika z konfrontacji tego, co zapamiętałem ze zdjęciami z DSS. Niemniej, w 10x50 jest daleko poza zasięgiem. Wpadam jeszcze na zaskakująco wyrazistą M80 i odbijam ku górze, do pary Messier 9 - NGC 6356. Tako rzecze Aladin: u góry NGC 6356, w środku Messier 9, na prawo od niego - Barnard 64. Na dole niewiele większa od gwiazd NGC 6342. Widok w Teresce przywodzi na myśl dwa słowa: puchate i aksamitne. Obie gromady są jasne (M9 jaśniejsza), obie dość duże (M9 większa), obie wtopione niezwykle miękkim gradientem w tło. Ciężko oderwać wzrok. Dopiero później, już po obserwacjach przypominam sobie nie dostrzeżonym tym razem o Barnardzie 64, wtulonym w zachodni skraj M9. Skupienie na jednym rodzaju obiektów, jak widać, działa w dwie strony. Trochę krwi postanawia mi napsuć NGC 6342, leżąca jakiś stopień na południe od emdziewiątki. Nie przypominam sobie, by była bardzo kłopotliwa, jednak tej nocy wymaga kilku powrotów i usilnych prób przypomnienia sobie, który to fragment siatkówki był najbujniej pokryty pręcikami. Udaje się przy którejś próbie, choć przez kilka godzin będę trwał w małej niepewności, dopóki nie sprawdzę czy liche pojaśnienie, które zdawałem się widzieć, pokrywa się z pozycją gromady kulistej na zdjęciach w Aladinie. W przerwach między łowieniem kulek odwiedzam z Fujinonem starych znajomych: E Barnarda, B138 i B140 w Orle. Na zachód od tej pierwszej zwraca uwagę wyraźnie odcięta krawędź Wielkiej Szczeliny, lecz w katalogach nie znajduję oznaczenia, które mogłoby za owe odcięcie odpowiadać. Dłuższą chwilę zatrzymuję się przy M27 - w końcu to jest jeden z tych widoków, które przekonują cię, że zakup lornety 22x85 był najlepszym możliwym wyborem. Koniec sesji to spacer po obłokach Tarczy i Małym Strzelca - oraz wszystkim pomiędzy, co samo wpadnie oko. Zaczynam więc od ziarnistej Dzikiej Kaczki (M11) z jej lucidą wybijającą się w nieprawdopodobnie ciasnym mrowiu gwiazd, łapię zawsze przepiękną plamę Barnarda 103, ucinającą przebogate pole gwiazdowe leżące na wschód odeń, łapię w tymże polu gwiazdowym niewielką, ale wyraźną gromadę kulistą NGC 6712. Odbijam dalej na południe do M16, która wygląda jak rozświetlony przez garść gwiazd portal, gasnący powoli ku południu. Dalej w dole wisi wyraźna M17 i niezwykle niepozorna M18. W tej drugiej dopatruję się ciasno upakowanej trójki gwiazd w północnej części oraz kilku skromnych punktowych światełek poniżej, co razem tworzy ładny asteryzm łapki. Niecały stopień na zachód zauważam jeszcze Westę, świecącą nieco słabiej niż pobliska gwiazda szóstej wielkości. Daję kolejny jednostopniowy krok w dół do Małego Obłoku Gwiezdnego Strzelca. Z całej ciemnej menażerii przesłaniającej Messiera 24, wyłuskuję parkę Barnardów 92-93 oraz dwoisty ślad Barnarda 304. Widok piękny, ale brakuje kontrastu. Zanim odbiję kilka stopni w prawo, odhaczam jako dostrzeżone dwie gromady na tle M24: NGC 6603 oraz Collindera 469. Wycieczkę kończę widokiem Messiera 23 wraz z ledwie dostrzegalnym czubkiem ciemnej maczugi Barnarda 84a. Kiedy odrywam wzrok od lornet, widzę, że poziomy wał obłoków Drogi Mlecznej, choć wzniósł się wyżej, stracił ten ułamek kontrastu, który decyduje o zamknięciu sesji. Postanawiam więc odpuścić, choć zdaję sobie sprawę, że za dwa miesiące będę marzył i o takich warunkach, i o Słońcu ?aż? 16° pod horyzontem. Chwilę jeszcze skaczę po niebie, uzbrojony w Fujinona, lecz i te harce szybko się kończą. Rzucam jeszcze okiem na trójkę planet i zwijam się dotleniony, ale astronomicznie nienasycony, za to z mocnym postanowieniem jak najszybszego powrotu pod niebo - zaraz, gdy tylko Księżyc przestanie przeszkadzać. Mocne słowa, jak na emeryta.

Takimi kolorkami pomalowało się niebo w Ustce tuż po zachodzie Słonka.

Taki mi się widoczek wyłonił wczoraj zza bloku. Musiałem uwiecznić. Spacer Jowisza z Księżycem na tle osiedlowych drzew. Zacne widowisko uwieczniałem od godz.21.30 do godz.24.00, 30.04.2018 r. moim wysłużonym Olympusikiem E-420 + duży kit. Klimatycznie To wyglądało ...choć tylko z balkonu ... ... a na koniec nasunęła mi się poniższa sentencja (szkoda, że nie moja): "Wszyscy leżymy w rynsztoku, lecz niektórzy patrzą w gwiazdy" Pozdrawiam.

W ostatnich dniach jasność nowej karłowatej V392 Persei wzrosła aż około 10 mag (od 16 do ok. 6mag). Zwykle dla tego typu kataklizmicznych układów podwójnych jasność wzrasta o kilka magnitudo. Przyczyną pojaśnienia są niestabilności w dysku akrecyjnym wokół białego karła. Ale wzrost jasności aż o 10 mag może wskazywać, że na powierzchni białego karła nastąpił wybuch termojądrowy. Czyżby V392 Per wybuchła jako klasyczna nowa? Nova Persei 2018 - już takie oznaczenia pojawiły się w VSX. Potwierdzałoby to hipotezę [2] M.Shary ze współpracownikami z 1986r. Ostatnio "nasi astronomowie" z UW zaobserwowali takie unikalne zjawisko dla Nova Centauri 2013 (V1213 Cen). Wyniki tych analiz opublikowali w Nature vol.537, str.649?651 (29 września 2016) (wersja darmowa ArXiv [3]): >>> Hipoteza hibernacyjna przewiduje, że wybuchy nowych są silnie zdeterminowane przez tempo transferu masy w układzie podwójnym, które utrzymuje się na wysokim poziomie przez stulecia od wybuchu nowej. Następnie tempo transferu masy powinno się znacznie zmniejszyć przez kolejne tysiące lat do miliona lat - zapoczątkowując fazę hibernacji.Po tym czasie nowa znowu się budzi i akrecja wraca do poziomu sprzed wybuchu - prowadząc do kolejego wybuchu nowej. Model hibernacyjny przewiduje okresową ewolucję układów kataklizmicznych przez fazy dużego i małego tempa transferu masy. Ta teoria zyskała pewne wsparcie po odkryciu starożytnych otoczek wokół nowych karłowatych Z Camelopardalis i AT Cancri, ale nie było bezpośrednich dowodów na znaczną zmianę tempa transferu masy przed, w czasie i po wybuchu nowej. W niniejszej publikacji [3] przedstawiono wyniki długookresowych obserwacji klasycznej nowej V1213 Cen (Nova Centauri 2009) w fazach przed i po wybuchu nowej<<< Prędkość ekspansji otoczki V392 Per jak u nowych ... Warunki do obserwacji nie są najlepsze. Teraz z wieczora V392 Per jest widoczna zaledwie ok. 30 stopni nad pn-zach horyzontem i powoli się zniża, by około godz. 3 "dołować" na wysokości kilkunastu stopni na kierunku pn. Mimo tych trudności warto obserwować ten układ kataklizmiczny (fotometria wizualna, DLSR/CCD, spektroskopia). Może to być drugi taki przypadek od czasu niewidocznej u nas Nova Centauri 2013 Mapka AAVSO: Znalezione materiały w Internecie na temat V392 Persei: [1] Telegram IAU nr 11558 "Optical Spectroscopy of TCP J04432130+4721280 (V392 Per) Confirms a Nova Eruption" - http://www.astronomerstelegram.org/?read=11588 [2] Michael Shara et al. 1986, "Do novae hibernate during most of the millenia between eruptions? Links between dwarf and classical novae, and implications for the space densities and evolution of cataclysmic binaries"- http://adsabs.harvard.edu/abs/1986ApJ...311..163S [3] Przemek Mróz et.al., 2016, Nature vol.537, str.649?651, "The awakening of a classical nova from hibernation" - https://arxiv.org/pdf/1608.04753.pdf [4] Alert AAVSO nr 633 - https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-633 [5] Wątek AAVSO o V392 Per - https://www.aavso.org/tcp-j044321304721280-v392-nova-eruption-62-mag-0 [6] Wątek ARAS poświęcony spektroskopii V392 Per - http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=5&t=2015 [7] Nowa w Perseuszu - http://www.popastro.com/main_spa1/blog/2018/04/30/nova-in-perseus/

O fajnie teraz jestem Dostępny jak coś tel masz :). Dzwoń jutro wpadam na kawę.

To żeś się rozstrzelał ostatnio, dawaj więcej

Astrokrak również kaput. Widać mają długi weekend, również w internecie.

Na wytopach się nie znam, ale meteoryt to nie jest. Te pęcherzyki powietrza w wewnętrznej strukturze świadczą o tym, że bryła może pochodzić własnie z procesów metalurgicznych.

Dzisiejszy Księżyc pierwszomajowy Celestron SCT 8", reduktor Celestron f/6.3 i Canon 450D.

Księżyc z 1.05.2018, godz. 00:36. Połączenie luminancji z filtrem red. Obróbka w PS podkreślająca kulistość. Pełna rozdzielczość z kamery po kliknięciu. TSAPO 80Q, ATIK 490ex, czas naświetlania 0,001 s.

Jakieś dwa lata temu widziałem NGC 4217 w moim 12" teleskopie. Poniżej moja notatka z relacji wraz z okolicznymi galaktykami. "Tym razem Messier 106 i sąsiedzi. Miałem tutaj zaplanowanych siedem galaktyk i wszystkie posłusznie ukazały się w okularze teleskopu. Położona najbliżej M-ki NGC 4248 widoczna była jako podłużne niewielkie pojaśnienie. Wyraźna i ładnie wkomponowana w gwiazdki była NGC 4217, ale ciemnego pasma na jej tle, nie udało mi się wypatrzeć. Tuż obok, bez większego trudu dało się dostrzec maleńką galaktykę NGC 4226. Trochę dalej od M106 świeciła jasna NGC 4346, która wyglądała, jakby miała dwa grube spajki po przeciwnych stronach jądra, zaś po przeciwnej stronie, było widać dość podobną do niej NGC 4220. Wielkich trudności nie miałem także z wypatrzeniem parki maleńkich galaktyk, związanych ze sobą grawitacyjnie - NGC 4231 i NGC 4232." Źródło: http://rosada.net23.net/pagesdyn/bigdeepskym.htm

Księżyc z 21.04.2018r. stack z 17 zdjęć, Canon 600D + Synta 10". To mój pierwszy stack księżyca i w sumie jestem zadowolony ?

Sprawdziłem w stelalrium i o 21:12 dla Zbuczyna było Iridum 45 . Przelecialo pod Kasiopeą. Max jasność dla tego przelotu to -2 mag.

Witam .Zamieszczam moje pierwsze trzy zdjęcia robione niedawno jak była pogoda.Wiem że zdjęcia są jeszcze nie doskonałe ale dopiero zaczynam zabawę w Photoshopie .M51 sam kolor RGB 30x120s .NGC7000 Ha-6nm ,80x200s .M101 L 200x120s RGB każdy kanał 100x120s .Setup C14 +Hyperstar +ASI 1600MMC +DDM60 ,Wszelkie uwagi mile widziane. Pozdrawiam Wojtek

NGC 2451 gromada otwarta W konstelacji południowego nieboskłonu, Rufie, znajduje się wyjątkowo urokliwa gromada otwarta. Niestety, z terenu Polski praktycznie niedostępna (zimą widoczna na wysokości ok. jednego stopnia nad horyzontem). Obiekt skrywający wiele niezwykłości. Już podczas obserwacji wizualnych wyróżnia się nieprzeciętnym składem. Intensywnie żółta, jasna gwiazda c Puppis otoczona wieńcem ciemniejszych błękitnych gwiazd. Przyjrzyjmy się uważniej gromadzie otwartej z Rufy. Jest to obiekt złożony z blisko czterdziestu gwiazd, ale tylko ok. 24 z nich poruszają się w tym samym kierunku i z tą samą prędkością, i to one prawdopodobnie stanową wspólny, powiązany grawitacyjnie obiekt. Oddalona o bisko 700 l.ś. gromada określana jest niekiedy Ruchomą Gromadą Rufy. Najjaśniejsza z nich, wspomniana c Puppis, to pomarańczowy olbrzym typu widmowego K4III. Wykazuje ona bardzo wysoki wskaźnik barwy (B- V)= +1,73, jest nawet nieco wyższy niż w przypadku Betelgezy czy Aldebarana (ok. +1,50). Gwiazda może być bez problemu dostrzeżona gołym okiem, ale nie jest ona nadzwyczaj jasna. Jej jasność wizualna nie przekracza 3,6 magnitudo. Ale na tle słabych, 6- 8 magnitudowych gwiazd prezentuje się nadzwyczaj okazale. Do gromady należą również m.in.: HD 62991 ? błękitna gwiazda ciągu głównego, typu widmowego B2V. Jej wskaźnik barwy (B-V) to -0,11, a jasność wizualna sięga 6,5 m. Oddalona o 316?? od gwiazdy c Puppis. HD 62938 ? także gwiazda ciągu głównego, o białej barwie i wskaźniku barwy 0,0 i typie widmowym A0V. Jasność wizualna to 6,5 m. Od c Puppis dzieli ją dystans ok. 472??. HD 62893 ? błękitny karzeł, dość jasny na tle reszty gwiazd otaczających pomarańczowego olbrzyma c Puppis, od którego jest oddalona o ok. 495??. Wykazuje jasność wizualną 5,9 m. Zalicza się do typu widmowego B8V i jest intensywnie niebieska: B- V= -0,11. HD 62876 ? gwiazda typu widmowego A2V, zlokalizowana 562?? od głównej składowej gromady. Dość ciemna, wykazuje zaledwie 8,6 m. Posiada mocno błękitne zabarwienie: B- V= -0,12. CD-37 3845 ? niezwykła gwiazda o podwyższonej zawartości krzemu w zewnętrznych warstwach atmosfery. Jest białą gwiazdą ciągu głównego, typu widmowego A0V p: Si. Jasność wizualna wynosi 8,6 m. Dzieli ją ok. 601?? od gwiazdy c Puppis. HD 63215 ? gwiazda typu widmowego Be (nie należy mylić z B). Wykazuje temperaturę typową dla gwiazd z przedziału B 0- 9, ale w jej widmie spektroskopowym widoczne są linie emisyjne wodoru. Ich obecność jest spowodowana wypływem materii wodorowej z wnętrza gwiazdy i utworzeniem się płaskiego dysku gazowego w płaszczyźnie równika gwiazdy. Jej jasność wizualna ma wartość 5,9 m. Typ widmowy to B5Ve, a wskaźnik barwy B- V= -0,11. Jest zlokalizowana 655?? od głównego komponentu. HD 62782 ? 1061?? od c Puppis zlokalizowana jest składowa gromady o nietypowym, żółtym zabarwieniu. Jest ona podolbrzymem typu widmowego G8III/IV o dość wysokim wskaźniku barwy równym +0,96. Jasność wizualna gwiazdy to zaledwie 8,6 m. HD 63291 ? kolejna żółta gwiazda gromady NGC 2451. Jest względnie jasna na tle pozostałych komponentów: 6,3 m. Zalicza się do typu widmowego K3III, a jej wskaźnik barwy (B- V) to aż +1,36. Gwiazdę dzieli od głównej składowej dystans 1163??. Co ciekawe, naukowcy odkryli, że na tle gromady NGC 2451 jest widoczna inna gromada otwarta, a oba obiekty nakładają się optycznie. Wspomniany obiekt nosi oznaczenie NGC 2451 B i jest nieco bardziej odległy od poprzedniej gromady (1.300 l.ś.). Obie gromady mają zbliżony wiek, podobny do wieku Plejad, i wynosi on ok. 100 milionów lat.

Ostatnio wpadł mi do głowy pomysł, by podzielić się tu z Wami moją pracą, którą prawie rok temu pisałam na Ogólnopolskie Młodzieżowe Seminarium Astronomiczne. Uprzedzam, że nie jest to najkrótszy tekst, w Wordzie zajmuje prawie 10 stron, jednak mam nadzieję, że Was to nie zniechęci Miłego czytania Ewolucja gwiazd pojedynczych i amatorskie obserwacje poszczególnych jej etapów Każdej pogodnej nocy możemy zobaczyć na niebie wiele setek gwiazd. Wszystkie one wydają się być do siebie bardzo podobne, różnią się jedynie jasnością i czasami także barwą. Większość dostrzeżonych przez nas kosmicznych błyskotek świeci na biało bądź biało-niebiesko, rzadziej uda nam się trafić na taką w intensywnie niebieskim, pomarańczowym czy też nawet czerwonym kolorze. Jednak w rzeczywistości gwiazdy różnią się od siebie znacznie bardziej, chociażby masą, która z kolei determinuje ich jasność czy rozmiar, a także sposób, w jaki przebiegać będzie ich ewolucja. Właśnie ten temat ? ewolucję gwiazd pojedynczych, bo to na nich mam zamiar się skupić, chcę poruszyć w swojej pracy. Mam zamiar pokazać poszczególne etapy życia różnych rodzajów tych ciał niebieskich, począwszy od najmniej masywnych ? czerwonych karłów, przez gwiazdy zbliżone masą do naszego Słońca, aż do tych o masach wielokrotnie od niego większych. Oprócz tego przedstawię, w jaki sposób sami możemy stać się obserwatorami tych niezwykłych obiektów i świadkami kosmicznych zjawisk im towarzyszących, prezentując swoje własne obserwacje nocnego nieba. Pokażę, że wcale nie potrzeba do tego bardzo zaawansowanych instrumentów, dostępnych tylko naukowcom. Jak powstają gwiazdy? Protogwiazdy, mgławice i gromady otwarte Wszystkie gwiazdy rodzą się w obłokach molekularnych, a w zależności od ich późniejszej masy, ich dalsza ewolucja przebiega w odmienny sposób. Również czas życia takiego ciała niebieskiego uwarunkowany jego masą ? im większa, tym krócej żyje. Wpływ na to ma ciśnienie w jądrze gwiazdy, bowiem im masywniejsza ona jest, tym gwałtowniejsze reakcje spalania wodoru zachodzą w jej wnętrzu. Najmasywniejsze z tych kul żarzącej się plazmy dożywają około 1 miliona lat, najmniej masywne z kolei mogą osiągać wiek nawet setek miliardów lat. Jak już wspomniałam, życie gwiazdy zaczyna się od obłoku molekularnego. Taka mgławica złożona z gazu (głównie wodoru) i pyłu znajduje się w stanie równowagi dynamicznej (grawitacja obłoku równoważy się z ciśnieniem atomów i cząsteczek wchodzących w jego skład). Równowaga ta może jednak zostać zachwiana, na przykład z powodu fal uderzeniowych związanych z pobliskim wybuchem supernowej lub zderzenia z innym obłokiem. W wyniku tego, obłok w niektórych miejscach zaczyna gęstnieć i zapadać się pod wpływem własnego ciężaru. Rwie się przy tym na mniejsze fragmenty, a każdy z nich rozgrzewa się i zapada coraz bardziej, stając się protogwiazdą. Początkowo jest ona ukryta w gęstej mgławicy, która może być widoczna na tle silnie świecącego gazu, jako tzw. globula Boka. Czasem wokół młodej protogwiazdy tworzy się dysk protoplanetarny, z którego potem mogą powstać inne ciała niebieskie, takie jak planety. Protogwiazda dalej kolapsuje, zwiększa się jej gęstość, a jeśli ma odpowiednią masę i jej temperatura wzrośnie do około 10-15 mln kelwinów, wewnątrz zaczynają zachodzić reakcje termojądrowe. Wywarzane w ich wyniku ciśnienie równoważy dalsze zapadanie się. Pojawia się gwiazda, która rozpoczyna najdłuższy i najspokojniejszy etap swojego istnienia ? ciąg główny. Wkrótce potem jej promieniowanie rozwiewa otaczające ją chmury gazu i pyłu. Jeśli masa zgromadzona przez protogwiazdę nie przekroczy 0,08 mas Słońca (M?) , obiekt nie będzie w stanie rozpocząć w swoim wnętrzu procesów jądrowych i stanie się tzw. brązowym karłem. Gwiazdy w obłokach molekularnych nie powstają samotnie. Tworzą gromady otwarte, które początkowo są otoczone mgławicą, z której się wyłoniły. Po kilkunastu milionach lat, zostaje ona całkowicie wywiana przez wiatr gwiazdowy i ciśnienie promieniowania. Wiele gromad otwartych niedługo po powstaniu rozrzedza się i już po upływie kilku milionów lat rozmywa się zupełnie wśród innych gwiazd galaktyki. Taki los spotkał między innymi gromadę otwartą, w której powstało Słońce. Jeśli gromada otwarta jest dostatecznie masywna, może przeżyć dziesiątki milionów lat, jednak wraz z upływem czasu i ona ulega przerzedzeniu w wyniku procesów zachodzących wewnątrz, jak i na zewnątrz niej. Gdy gwiazdy gromady przestają być ze sobą związane grawitacyjnie, wiele z nich wciąż porusza się po podobnych trajektoriach, tworząc tzw. asocjację gwiazd. Po upływie kolejnych milionów lat i taka asocjacja ulega znacznemu rozluźnieniu i przekształca się w grupę gwiazd zwaną strumieniem. Gwiazdy można podzielić według ich typu widmowego, czyli klasyfikacji opartej na widmie światła wysyłanego przez daną gwiazdę. Widmo określone jest przez trzy główne cechy atmosfery takiego obiektu: temperaturę (która ma tutaj największy wpływ), ciśnienie gazu oraz skład chemiczny. Wydzielono siedem podstawowych typów, idąc w kolejności od gwiazd najgorętszych do tych o najniższej temperaturze: O, B, A, F, G, K, M. Dodatkowo dla najsłabszych gwiazd i brązowych karłów wprowadzono potem dalsze niż M typy: L, T oraz Y. Obecnie wyróżnia się jeszcze inne typy i podtypy, jednak nie ma potrzeby przytaczania ich tutaj, te wspomniane wyżej w zupełności wystarczą. Warto zaznaczyć też, że temperatura gwiazdy ma ścisłe powiązanie z jej barwą ? te najgorętsze są niebieskie, trochę zimniejsze są biało-niebieskie i dalej- białe, żółte, pomarańczowe, aż do najchłodniejszych - czerwonych. Gwiazdy najmniej masywne ? ok. 0,08-0,5 mas słońca Te ciała niebieskie przyjęło nazywać się czerwonymi karłami. Są to należące do ciągu głównego obiekty, będące najmniej masywnymi i zarazem najdłużej żyjącymi gwiazdami we Wszechświecie. Większość czerwonych karłów należy do typu widmowego M, jednak najsłabsze z nich klasyfikuje się jako typ L, a niektóre z jaśniejszych określa się mianem typu K. Temperatura ich powierzchni nie przekracza 4000 K. Ich jasności zawierają się w przedziale między 0,0001 a 0,1 jasności Słońca. Są również mniejsze od naszej dziennej gwiazdy, jednak ich promień jest nie mniejszy niż promień Jowisza. Niewielka jasność sprawia, że żadnego z tych obiektów nie jesteśmy w stanie dostrzec z Ziemi gołym okiem. Stosunkowo mała masa powoduje, że synteza wodoru w jądrze czerwonego karła przebiega powoli. Z tego powodu szacowany czas ich życia wynosi około 10 bilionów lat. Jako że Wszechświat liczy sobie dopiero około 13,8 miliardów lat, żadne z tych ciał niebieskich nie zdążyło jeszcze umrzeć ani nawet zbliżyć się do końca swojej ewolucji. To właśnie dlatego stanowią one najliczniejszy typ gwiazd w Kosmosie. Zdecydowana większość czerwonych karłów występuje w przestrzeni samotnie ? w układach pojedynczych. Tylko około 25% z nich możemy zaobserwować w układach podwójnych bądź wielokrotnych. Tego typu gwiazdy są zazwyczaj zdecydowanie bardziej aktywne od Słońca, a na ich powierzchni zdecydowanie częściej dochodzi do silnych rozbłysków. W ich czasie dana gwiazda wielokrotnie zwiększa swoją jasność. Nie zaobserwowano cyklicznych zmian aktywności, jak ma to miejsce w przypadku Słońca. Na powierzchni czerwonych karłów pojawiają się również plamy, jednak dzieje się to stosunkowo rzadko. Kiedy czerwony karzeł przebywa w ciągu głównym, w jego wnętrzu w wyniku reakcji termojądrowych ma miejsce synteza wodoru w hel, a wszystko to zachodzi w cyklu protonowym, w wyniku którego z czterech jąder wodoru powstaje jedno stabilne jądro helu oraz uwalniana jest energia jądrowa, będąca głównym źródłem energii tych gwiazd. W przeciwieństwie od masywniejszych gwiazd obiekty te spalają cały wodór, nie tylko ten występujący w jądrze, co związane jest z faktem, że w ich przypadku strefa konwektywna (obszar we wnętrzu gwiazdy, gdzie transport energii odbywa się na drodze konwekcji) obejmuje całe, lub prawie całe w przypadku masywniejszych karłów, wnętrze gwiazdy. Z tego powodu wspomniane ciała wykorzystują swoje paliwo znacznie wydajniej niż masywniejsze gwiazdy. Jak już zdążyłam wspomnieć, z powodu malej masy (a tym samym powolnej fuzji jądrowej zachodzącej w ich wnętrzu), czerwone karły żyją niezwykle długo, co wiąże się również z czasem ich ewolucji, która przebiega bardzo wolno, a żadna z tych gwiazd istniejących w przestrzeni nie zdążyła jeszcze opuścić ciągu głównego. Z tego powodu nie mamy możliwości zaobserwować kolejnych etapów ewolucji omawianych obiektów, gdyż takowe nie zdążyły jeszcze nastąpić od momentu powstania Wszechświata. Na podstawie znanych nauce procesów fizycznych i analogii do innych gwiazd możemy jednak przypuszczać jak potoczy się dalsza ewolucja tych ciał niebieskich. W zależności od masy istnieją trzy ścieżki, którymi potoczy się dalsze życie takiej gwiazdy. Zważywszy na stosunkowo niską temperaturę panującą w jądrach czerwonych karłów, większość z nich nigdy nie będzie w stanie syntezować helu w węgiel. Najmniejsze z tych gwiazd (masa ok. 0,1 M?) są całkowicie konwektywne, przez co nie kumulują zsyntezowanego helu w centrum, a tym samym spalają cały składający się na nie wodór. Po jego całkowitym wypaleniu stają się wreszcie helowymi białymi karłami, które następnie przez kolejne miliardy powoli stygną, by w końcu przekształcić się w zimnego, pozbawionego źródła wewnętrznej energii czarnego karła. Czerwone karły o trochę większej masie (ok. 0,15 M?) prawdopodobnie podążą trochę inną ścieżką ewolucji. Taka gwiazda w wyniku wzrostu temperatury w jądrze, na kilka miliardów lat będzie w stanie zmienić się w wielokrotnie jaśniejszego i gorętszego błękitnego karła, który to po wypaleniu całego swojego paliwa stanie się helowym białym karłem, stygnącym wreszcie do postaci czarnego karła. Najmasywniejsze czerwone karły (ok. 0,2-0,4 M?) będą ewoluowały jeszcze inaczej. Intensywniejsze spalanie wodoru wokół jądra skutkujące jeszcze większym wzrostem temperatury prawdopodobnie pozwoli im zwiększyć swój promień do ponad 1 promienia Słońca i przekształcić się w olbrzymy (przypuszczalnie żółte). Ostatecznie odrzucą swoje zewnętrzne otoczki i staną się białymi, a następnie czarnymi karłami. Gwiazdy o średniej masie ? od ok. 0,5 do 8-10 mas słońca Gwiazdy ciągu głównego o średniej masie stanowią bardzo zróżnicowaną grupę. Nie posiada ona ogólnej nazwy jak ma to miejsce z czerwonymi karłami. W prawdzie można używać określeń w stylu pomarańczowy, żółty, żółto-biały karzeł w zależności od typu widmowego, jednak nie są to szczególnie rozpowszechnione nazwy. Obiekty te prezentują typy widmowe K, G, F, A, a także część gwiazd należących do typu B. Ze względu na większy rozrzut mas, ciała niebieskie zaliczające się do tej grupy potrafią być od siebie naprawdę odmienne. Przykładowo temperatura ich powierzchni zawiera się w przedziale od ok. 3900 do nawet kilkunastu tysięcy kelwinów. Podobnie sprawa ma się z takimi cechami jak jasność czy wiek tych ciał. Ten może wynosić od dziesiątek miliardów lat w przypadku pomarańczowych karłów (typ widmowy K, masa ok. 0,5-0,9 M?) do ledwie kilkudziesięciu milionów lat w przypadku gwiazd kilkukrotnie masywniejszych od Słońca (typy A oraz B). Mniej masywne z tych obiektów, podobnie jak czerwone karły, pozyskują energię w cyklu protonowym. We wnętrzach gwiazd przynajmniej 1,3 razy masywniejszych od Słońca temperatura jest odpowiednio wysoka, by w dużych ilościach mógł zachodzić tzw. cykl węglowo-azotowo-tlenowy (CNO). Polega on na przekształceniu czterech jąder wodoru w jedno jądro helu w cyklu reakcji, w których jądra cięższych pierwiastków (wspomniane węgiel, azot i tlen) występują jako katalizatory. Przebiega on gwałtowniej niż cykl protonowy, przez co gwiazda spala wodór szybciej. Ten typ reakcji termojądrowych jest głównym źródłem energii masywniejszych gwiazd, podczas gdy w tych mniejszych stanowi źródło jedynie kilka procent całej produkowanej energii. Gdy taka średnio masywna gwiazda wypali niemal cały znajdujący się w jej jądrze wodór, zaczyna się ono kurczyć pod wpływem siły grawitacji, co skutkuje wzrostem temperatury. Staje się ona na tyle wysoka, by w bardziej zewnętrznych powłokach mogły zachodzić dalsze reakcje syntezy helu. Ciśnienie powstałego promieniowania zaczyna rozpychać górne warstwy gwiazdy sprawiając, że ta zwiększa znacząco swoje rozmiary. Staje się tzw. czerwonym olbrzymem. Czerwone olbrzymy syntezują wodór w hel w powłokach otaczających ich jądro. Z powodu dużych rozmiarów (setki razy większych niż promień Słońca) temperatura ich powierzchni osiąga wartości jedynie ok. 3000-4000 K, dając im pomarańczowo-czerwoną barwę. Należą do typów widmowych K bądź M. Charakteryzują się jasnością nawet do 3000 razy większą od jasności Słońca. Na tym etapie ewolucji gwiazdy zwiększają się jej promień oraz jasność. Wielkość i temperatura helowego jądra stopniowo wzrasta, a gdy osiągnie ok. 100 milionów kelwinów, zaczynają w nim zachodzić reakcje przekształcające hel w węgiel w procesie 3-?, w którym z 3 jąder helu powstaje jedno jądro węgla. W przypadku gwiazd o masie mniejszej niż ok. 2,5 mas Słońca ma on gwałtowny przebieg i nazywany jest błyskiem helowym. Nie skutkuje on żadnym wybuchem obserwowanym na zewnątrz gwiazdy, jednak wiąże się z uwolnieniem ogromnych ilości energii. Zwiększają się temperatura i ekspansja jądra, która to następnie powoduje obniżenie ciśnienia i gęstości oraz ochłodzenie. Po błysku olbrzym kurczy się i zmniejsza swoją jasność, a temperatura jego powierzchni rośnie. We wnętrzu osiągane są warunki odpowiednie do syntezowania helu w węgiel. U gwiazd ponad 2,5 razy masywniejszych od Słońca cały proces zachodzi zdecydowanie spokojniej, bez błysku helowego, a ostatecznie w ich jądrach również następuje spalanie helu. Po zużyciu całego helu znajdującego się w rdzeniu, zaczyna być syntezowany ten położony wokół węglowo-tlenowego jądra. Jasność gwiazdy wzrasta, temperatura maleje, a cały obiekt ponownie zwiększa swoje rozmiary. Ten etap ewolucji to tzw. gwiazda AGB (ang. Asymptotic Giant Branch). O ile na zewnątrz ma postać czerwonego olbrzyma, jej wnętrze ma charakterystyczną budowę ? składa się kolejno ze zdegenerowanego jądra węglowo-tlenowego, powłoki helowej i wodorowej, w których zachodzą reakcje termojądrowe oraz grubej wodorowej otoczki. Taka gwiazda jest bardzo niestabilna, okresowo zmienia swoją jasność i rozmiary, gwałtownie tracąc swoją masę wskutek silnych wiatrów gwiazdowych. W fazie AGB ciało może stracić nawet 50-70 % swojej masy. Ostatecznie gwiazda odrzuca całkowicie swoje zewnętrzne warstwy, tworząc mgławicę planetarną, w której centrum znajduje się pozostałe jądro ? biały karzeł. Białe karły są niezwykle gęstymi i gorącymi obiektami z temperaturą powierzchniową dochodzącą nawet do 150 000 K. W zależności od masy gwiazdy z której powstały, wyróżnia białe karły węglowe bądź węglowo-tlenowe. Obiekty te nie produkują już energii i stopniowo ochładzają się wypromieniowując nagromadzone ciepło. To właśnie ustanie reakcji termojądrowych i tym samym zmniejszone ciśnienie promieniowania sprawia, że zapadają się pod własnym ciężarem do niewielkich rozmiarów, a dalszemu zapadaniu zapobiega jedynie ciśnienie materii. Osiągając masę między ok. 0,17 a 1,33 mas Słońca, mają wielkości porównywalne z rozmiarami naszej planety. Łyżeczka wypełniona materią pochodzącą z takiego ciała ważyłaby ok. 1 miliarda ton. Ostatecznie biały karzeł ochłodzi się na tyle, by stać się czarnym karłem, jednak Wszechświat jest jeszcze za młody, by takie obiekty zdążyły powstać. Jeśli tylko gęstość materii odrzuconej przez umierającą gwiazdę jest odpowiednio duża, zaczyna świecić i tworzy wokół białego karła mgławicę planetarną. Ta nieustannie rozszerza się z prędkością około 20 km/s i po kilkunastu tysiącach lat rozmywa się w przestrzeni, w następstwie czego przestaje być widoczna. Większość mgławic planetarnych jest sferyczna, tylko niektóre z nich cechuje struktura bipolarna, a jeszcze mniej ma budowę nieregularną. Warto wspomnieć, że mimo nazwy nie mają one nic wspólnego z planetami, a określenie to wzięło się z faktu, ze dawni astronomowie kierując się zaobserwowanym kształtem porównywali je do tarcz Urana i Neptuna. Jako że nasze Słońce jest gwiazdą o średniej masie i typie widmowym G2, jego losy potoczą się w wyżej przestawiony sposób. Obecnie liczy sobie ok. 4,6 miliarda lat i szacuje się, że na ciągu głównym zostanie jeszcze przez ok. 5,4 miliarda lat, po czym zmieni się w czerwonego olbrzyma, gwiazdę AGB, aż w końcu odrzuci zewnętrzne otoczki, pozostawiając po sobie jedynie białego karła. Gwiazdy masywne ? ponad 8 mas słońca Gwiazdy ciągu głównego o największej masie należą do typów widmowych B oraz O. Z powodu niebieskiej i biało-niebieskiej barwy niektóre z nich bywają nazywane błękitnymi karłami, jednak określenie to może kolidować z innym hipotetycznym typem gwiazd. Temperatura ich powierzchni może sięgać nawet kilkudziesięciu tysięcy kelwinów, a jasność przekraczać jasność Słońca nawet milion razy. Są to najrzadziej występujące gwiazdy ciągu głównego, jednak dzięki dużej jasności wiele gwiazd widocznych gołym okiem na ziemskim niebie należy właśnie do tych dwóch typów widmowych. Ciała te mają tendencję do grupowania się w tzw. asocjacje, czyli układy do kilkudziesięciu gwiazd, które jednak po pewnym czasie ulegają rozproszeniu. Z powodu ogromnej masy wynoszącej nieraz kilkadziesiąt, a w ekstremalnych przypadkach nawet 100-150 M?, błękitne karły żyją niezwykle krótko, bo ledwie kilka-kilkanaście milionów lat. Ewolucja masywnych gwiazd do pewnego etapu przebiega bardzo podobnie jak ma to miejsce w przypadku ich lżejszych sióstr. W czasie przebywania na ciągu głównym syntezują wodór w cyklu węglowo-azotowo-tlenowym, a gdy prawie całkiem wyczerpią jego zapasy rozdymają się do postaci czerwonego olbrzyma, który pozyskuje energię przekształcając hel w węgiel (i częściowo również tlen) w procesie 3-?. Kiedy i ten pierwiastek zostanie prawie całkowicie zużyty jądro ponownie kurczy się, rośną jego temperatura i ciśnienie, tym samym umożliwiając syntezę węgla w cięższe pierwiastki. Gwiazda jeszcze bardziej zwiększa swoją jasność i rozmiary stając się nadolbrzymem. Po wypaleniu większości węgla analogiczne procesy następują kolejno dla coraz cięższych pierwiastków. W ich trakcie gwiazda może wielokrotnie zmieniać się z czerwonego, przez żółtego do nawet błękitnego nadolbrzyma. Na tym etapie takie ciało niebieskie ma budowę, którą można porównać do cebuli. W przypadku gwiazd o masie 8-10 M? jej wnętrze to, idąc od zewnątrz, powłoki zbudowane z wodoru, helu i węgla, z tlenowo-azotowo-magnezowym rdzeniem. Nadolbrzym o masie większej niż 10 M? składa się kolejno z warstw złożonych z wodoru, helu, węgla, neonu, tlenu, magnezu, krzemu, a w samym jego centrum znajduje się niklowo-kobaltowo-żelazne jądro. Należy zaznaczyć, że fuzja coraz cięższych pierwiastków wiąże się z wytwarzaniem coraz mniejszych ilości energii. Punktem granicznym jest tutaj żelazo, którego synteza wymaga dostarczenia większej ilości energii niż sama wydziela, dlatego bez względu na temperaturę cięższe od niego metale nie mogą powstawać w centrach gwiazd. Gdy takie jądro osiągnie masę większą niż ok. 1,4 M?, gwiazda nie jest już w stanie równoważyć siły grawitacji i zapada się pod wpływem własnego ciężaru. Wskutek kolapsu atomy zostają rozbite na pojedyncze nukleony, z których następnie powstaje materia neutronowa oraz neutrina. Jednocześnie bardziej zewnętrzne warstwy opadają na jądro, po czym gwałtownie odbijają się od niego ? dochodzi do wybuchu supernowej. Eksplozja supernowej wiąże się z powstaniem silnej fali uderzeniowej i uwolnieniem gigantycznych ilości energii, a jej jasność jest porównywalna z jasnością całej galaktyki. W jej wyniku powstają pierwiastki cięższe niż żelazo, które następnie zostają wyrzucone w przestrzeń. Z materii odrzuconej przez supernową powstaje szybko rozszerzająca się mgławica, która jest jednak bardzo nietrwała i już po upływie kilkudziesięciu tysięcy lat ulega całkowitemu rozproszeniu. Jeśli pierwotna masa gwiazdy wynosi 8-25 M?, w wyniku wybuchu z jej jądra powstaje gwiazda neutronowa. Jeśli jej masa jest większa w zależności od zawartości metali (czyli w astronomii pierwiastków cięższych od wodoru i helu) efektem finalnym jej śmierci może być gwiazda neutronowa bądź czarna dziura. Po eksplozji ekstremalnie masywnych gwiazd (powyżej 140 M?) jedyną pozostałością może okazać się materia rozproszona. Gwiazdy neutronowe, mając masę ok. 1,4-2,5 M? oraz osiągając rozmiary w granicach 10-15 km średnicy, charakteryzują się jeszcze większą gęstością niż białe karły. Obiekty te wirują wokół własnej osi z ogromną prędkością, emitując przy tym promieniowanie elektromagnetyczne. Jego część wysyłana jest w postaci wąskiej wiązki, i jeśli Ziemia znajduje się na jej drodze, gwiazdę taką określa się mianem pulsara. W działaniu przypomina on trochę latarnię morską. Niektóre gwiazdy neutronowe posiadają bardzo silne pole magnetyczne i co kilka sekund emitują duże ilości promieniowania rentgenowskiego lub gamma. Nazywa się je magnetarami. Gdy masa jądra kolapsującej gwiazdy przekracza ok. 3 M?, powstająca z niego gwiazda neutronowa zapada się dalej tworząc na końcu czarną dziurę. Jest to obiekt o tak małych rozmiarach i gigantycznej masie, że prędkość ucieczki wynosi więcej niż prędkość światła. Niektóre niezwykle masywne gwiazdy mogą zapadać się w czarną dziurę bez wcześniejszej eksplozji jako supernowa. Ich jądra zapadają się tak szybko, że uniemożliwiają fotonom ucieczkę, a gwiazda bezpośrednio zmienia się w czarną dziurę. Szacuje się, iż blisko 20 % potencjalnych supernowych może kończyć w ten właśnie sposób. Obserwacje, czyli część praktyczna Po dość obszernej części teoretycznej, możemy przejść w zasadzie do amatorskich obserwacji poszczególnych etapów ewolucji gwiazd. Obserwacje takie najlepiej prowadzić pod ciemnym niebem, jak najdalej od wszechobecnego zaświetlenia i tzw. light pollution, jednak w dzisiejszych czasach bardzo trudno jest znaleźć odpowiednią miejscówkę, szczególnie w tej części Polski, gdzie mieszkam - w Małopolsce Zachodniej. Między innymi właśnie z tego powodu, obserwacje prowadziłam koło swojego domu, położonego we wsi Inwałd, gdzie prawdę mówiąc zanieczyszczenie nieba światłem pozostawia wiele do życzenia. Mimo to przez większość pogodnych nocy da się tu zobaczyć Drogę Mleczną, choć nie tak wyraźną, jak przy niebie mniej zaświetlonym. Trzeba również pamiętać, że sesje najlepiej przeprowadzać w czasie, gdy Księżyc znajduje się w pobliżu nowiu i nie zaświetla nieba. Przy obserwacjach warto też wyrobić sobie technikę zwaną zerkaniem, a polegającą na patrzeniu na obiekt kątem oka ? wtedy światło pada na czulsze fragmenty siatkówki, a my jesteśmy w stanie dostrzec więcej detali. Cały obiekt również wydaje się być jaśniejszy. Przejdźmy teraz do instrumentów, którymi moje obserwacje były przeprowadzane. Zatem: - teleskop zwierciadlany GSO 10? na montażu Dobsona, o aperturze 254 mm, o ogniskowej 1250 mm i światłosile f/5, z okularami SuperView 30 mm (2?) i Plössl 9 mm (1? ?) - filtr O-III (2?) ? wąskopasmowy filtr przepuszczający światło tylko w wąskim zakresie widma o długości fali odpowiadającej pasmu zjonizowanego tlenu, przydatny w obserwacji mgławic gazowo-pyłowych oraz mgławic planetarnych - lornetka Nikon Action EX 10x50 CF o powiększeniu 10 razy i średnicy obiektywów 50 mm Obiekty, które wybrałam do opisania tutaj to: zaczynając od tego jak powstają gwiazdy ? mgławice Messier 42 (wraz z M43 wchodzącą w jej skład) i Messier 16; gromady otwarte gwiazd ? NGC 869 i NGC 884; po ostatnie etapy ewolucji gwiazd średnio masywnych, czyli mgławice planetarne ? Messier 27 i Messier 57; a także szczątki najbardziej masywnych gwiazd, a więc pozostałości po supernowych ? Messier 1 oraz Mgławica Welon; wyróżniłam również kilka gwiazd o różnych masach, znajdujących się na różnych etapach ewolucji oraz różnym typie widmowym: ? Orionis (58 Ori, Betelgeza), ? Andromedae (43 And, Mirach), ? Cancri (14 Cnc, Al Tarf), ? Orionis (24 Ori, Bellatrix), ? Canis Minoris (10 CMi, Procjon), ? Orionis (39 Ori, Meissa). Pierwsze obserwacje Czas i miejsce: 30.08.2016 r., godz. 21:37 ? 31.08.2016 r., godz. 04:09; Inwałd Warunki: bardzo dobra przejrzystość powietrza po popołudniowej burzy, niebo bezchmurne; Księżyc - około półtora dnia przed nowiem, 31.08 wschodzi ok. godz. 03:39 Obiekty: M16, M27, M57, Mgławica Welon Messier 16 (NGC 6611, Mgławica Orzeł) - gromada otwarta gwiazd zanurzona w mgławicy emisyjnej - gwiazdozbiór Węża - jasność wizualna ok. +6 magnitudo Mgławica Orzeł to gromada składająca się z wielu młodych, gorących, masywnych, błękitnych gwiazd. Powiązana jest z mgławicą emisyjną, czyli złożoną ze zjonizowanego gazu pobudzonego do świecenia przez światło zanurzonych w nim gwiazd. To obszar silnie gwiazdotwórczy, w którego centrum usytuowane są tzw. Filary Stworzenia, odkryte i rozsławione dzięki fotografiom wykonanym przez Kosmiczny Teleskop Hubble?a w kwietniu 1995 r. Filary Stworzenia to ogromne kolumny zimnego gazu i pyłu, oświetlane i kształtowane przez strumienie promieniowania ultrafioletowego pochodzącego z pobliskich gwiazd. Według danych zebranych w 2007 r., w kierunku filarów zmierza potężna fala uderzeniowa powstała w wyniku supernowej. Zważywszy na odległość dzielącą nas od mgławicy, fala już tam dotarła, powodując zniszczenie obiektów. Z Ziemi najprawdopodobniej będziemy mogli zaobserwować to wydarzenie za około 1000 lat. Spoglądając w kierunku mgławicy już przez lornetkę dostrzeżemy zwartą, delikatnie zamgloną gromadę około tuzina błękitnych gwiazd, zawieszoną wśród innych gwiazd naszej galaktyki. Ja jednak obserwując ten obiekt korzystałam głównie z teleskopu. Zaopatrzona w okular 30 mm zobaczyłam zdecydowanie więcej gwiazd niż w Nikonie, zanurzonych w delikatnej mgiełce o kształcie, który jednak nie przypominał mi Orła. Stan ten uległ zmianie, gdy w wyciągu zamocowałam filtr O-III, który pięknie wydobył mgławicę z tła, przygaszając przy tym część gwiazd. Ogon Orła był najwyraźniej widoczny, pokaźny i bogaty w gwiazdy, a pięknie rozpostarte skrzydła delikatnie rozmywały się na końcach. Najsubtelniejszą częścią okazała się być głowa, którą dostrzegłam dopiero po dłuższej chwili patrzenia w okular. Naturalnie technika zerkania ułatwia dostrzeżenie słabszych fragmentów mgławicy. Messier 27 (NGC 6853, Mgławica Hantle) - mgławica planetarna - gwiazdozbiór Liska -jasność wizualna ok. +7,5 magnitudo Mgławica Hantle to jedna z największych znanych mgławic planetarnych. Powstała ok. 3-4 tysięcy lat temu, gdy gwiazda kilkukrotnie masywniejsza od naszego Słońca przekształciła się najpierw w czerwonego olbrzyma, a następnie w gwiazdę typu AWG, która w końcu odrzuciła swoje zewnętrzne otoczki tworząc mgławicę. W jej centrum znajduje się największy znany obecnie biały karzeł. Mgławicę widzimy z perspektywy równikowej, dzięki czemu ma ona taki niezwykły kształt. Gdybyśmy widzieli ją ?od góry?, miałaby wygląd zbliżony do M57 (Mgławica Pierścień). Messier 27 jest możliwy do zaobserwowania już przez lornetkę, jednak z racji na niewielkie rozmiary kątowe, by odróżnić go od gwiazd należy użyć dwururek o większym powiększeniu (min. 15x). W teleskopie od razu rzuca się w oczy charakterystyczny kształt mgławicy. Przypomina ona ogryzek lub klepsydrę, zanurzony w owalnej otoczce. Zewnętrzne fragmenty mgławicy wydają się być jaśniejsze, a zerkaniem ukazują nieregularności w swojej strukturze. Stosując technikę zerkania obiekt wydaje się ?puchnąć?, charakterystyczne dla niego wcięcia zmniejszają się, a cała otoczka staje się wyraźniejsza. W tle możemy dostrzec mnóstwo gwiazd, które dodają uroku temu widokowi. Przy zastosowaniu filtra O-III mgławica wręcz wyskakuje z tła ? jest niesamowicie wyraźna, szczególnie jej otoczka uzyskuje na kontraście względem otoczenia. Mimo to, wspomniany filtr wygasza większość gwiazd świecących wokół, dlatego wielu miłośników astronomii, w tym ja, preferuje widok M27 bez tego filtra. W okularze 9 mm mgławica zajmuje ok. 1/3 pola widzenia, jednak osobiście bardziej podoba mi się widoczna w szerszym kontekście gwiazdowym, jak w okularze 30 mm. Messier 57 (NGC 6720, Mgławica Pierścień) -mgławica planetarna -gwiazdozbiór Lutni -jasność wizualna ok. +8,8 magnitudo Messier 57, podobnie jak opisana wyżej M27, jest mgławicą planetarną, powstałą w końcowym etapie ewolucji gwiazdy podobnej do Słońca. Z racji na jeszcze mniejsze rozmiary od M27, w większości lornetek mgławica ta niespecjalnie różni się od gwiazd. Dopiero większe powiększenia, jakie oferują teleskopy, w pełni ukazują jej piękno. W okularze 30 mm, dającym powiększenie ok. 42x, zobaczyłam niewielki, za to jasny obiekt wyglądający, jakby ktoś wypuścił w przestrzeń kosmiczną kółeczko dymu. W okularze 9 mm Pierścionek jest zdecydowanie większy. Dziura w jego środku odznacza się jeszcze wyraźniej, dość łatwo też zauważyć, że jest trochę jaśniejsza niż tło na zewnątrz obiektu. Przy obserwacji M57 można czasem odnieść wrażenie, iż brzegi tej mgławicy mają zielonkawy kolor. Jeśli chodzi o filtr O-III, to obraz dawany przez niego w tym przypadku nie przypadł mi do gustu, szczególnie w krótszym okularze ? był po prostu zbyt ciemny. Mgławica Welon (NGC 6960, NGC 6992/95, Simeis 3-188) -pozostałość po supernowej -gwiazdozbiór Łabędzia -jasność wizualna ok. +7 magnitudo Pętla Łabędzia to pozostałość po supernowej, która wybuchła ok. 10 tysięcy lat temu, której najjaśniejsze fragmenty tworzą bardzo efektowną mgławicę. Użyłam nazwy ?Mgławica Welon?, chociaż przez astroamatorów najczęściej jest ona określana po prostu jako ?Veil?, bez tłumaczenia z języka angielskiego. Składa się z wielu części, najjaśniejsze z nich otrzymały swoje nazwy, są to: NGC 6960 ? Miotła Wiedźmy, NGC 6992/6995 ? Palec Boży, Simeis 3-188 ? Trójkąt Pickeringa. Oczywiście możliwe jest dostrzeżenie wielu drobniejszych fragmentów Veila. W dobrych warunkach mgławica jest widoczna już w lornetce, jednak ze względu na zaświetlenie nieba, musiałam wykorzystać do tego teleskop zaopatrzony w okular 30 mm i filtr O-III. Co ciekawe, kiedy kilka lat temu pierwszy raz obserwowałam ten obiekt, bez filtra nie widziałam żadnej mgławicy, dostrzegłam ją dopiero z filtrem, jednak gdy potem znów użyłam samego okularu, udało mi się go zobaczyć. Osobiście preferuję widok z filtrem, który pięknie wydobywa Veila z tła i myślę, że wielu obserwatorów się ze mną zgodzi. W polu widzenia długoogniskowego okularu nie zmieści się cały kompleks, gdyż na niebie zajmuje on obszar o średnicy blisko 6 tarcz Księżyca w pełni. Z racji na łatwość odnalezienia, obserwacje Veila zaczynam zwykle od namierzenia gwiazdy 52 Cygni, przez którą przebiega zachodni fragment mgławicy ? Miotła Wiedźmy. Nietrudno zgadnąć skąd się wzięła ta nazwa - wygląda jak włókno rozszerzające się z jednej strony. Wspomniana gwiazda nie jest powiązana z mgławicą, znajduje się znacznie bliżej Ziemi. Około 2,5° na wschód znajduje się Veil Wschodni ? Palec Boży, jest to największa i najjaśniejsza część całego kompleksu. Między wspomnianymi mgławicami, mniej więcej w 1/3 odległości od Miotły usytuowany jest Trójkąt Pickeringa. Jeśli przyjrzeć się mu dokładniej, można zauważyć ciemną przerwę dzielącą go na dwie części. Każdemu fragmentowi warto poświęcić więcej czasu, próbując wyzerkać jak najwięcej ? po dłuższym wpatrywaniu się łatwiej dostrzec delikatną, włóknistą strukturę misternie budującą cały obiekt, a także subtelne ?kłaczki? rozrzucone wokół ? inne części Pętli Łabędzia. Drugie obserwacje Czas i miejsce: 22.11.2016 r., godz. 20:29 ? 23.11.2016 r., godz. 02:23; Inwałd Warunki: dobra przejrzystość powietrza, niebo bezchmurne, dość wysoka temp. powietrza jak na listopad; Księżyc - około półtora dnia po pierwszej kwadrze, 23.11 wschodzi ok. godz. 00:34 Obiekty: M1, M42 (+ M43), NGC 869 i NGC 884, ? And, ? Cnc, ? CMi, ? Ori, ? Ori, ? Ori Messier 1 (NGC 1952, Mgławica Krab) -mgławica pulsarowa (pozostałość po supernowej) -gwiazdozbiór Byka -jasność wizualna ok. +8,4 magnitudo Mgławica Krab to plerion, czyli mgławica zasilana przez pulsar o ogromnej energii, który znajduje się w jej wnętrzu. Jest pozostałością po supernowej, która wybuchła w 1054 r. Znalezienie mgławicy jest proste, gdyż leży blisko stosunkowo jasnej gwiazdy ? Tau. W bardzo dobrych warunkach jest widoczna już przez średniej wielkości lornetkę, jako delikatna owalna mgiełka. W teleskopie z 30 mm okularem M1 na pierwszy rzut oka jawi się jako jasna ?paćka?, jednak po uważniejszym zerkaniu ładnie ukazuje swoją strukturę. Udało mi się dostrzec w nim nieregularności i obszary o trochę innej jasności od innych. Szczególnie brzegi obiektu wydają się być postrzępione. Mgławica raczej nie przypomina kształtem kraba. Jeśli chodzi o filtr O-III, to odniosłam wrażenie, że pomaga on wydobyć detale obiektu, jednak zdecydowanie bardziej podobał mi się widok bez niego. W okularze 9 mm obraz był jak dla mnie zbyt ciemny, stąd też większość czasu korzystałam z okularu o dłuższej ogniskowej. Messier 42 (NGC 1976, Wielka Mgławica w Orionie) -mgławica emisyjna -gwiazdozbiór Oriona -jasność wizualna ok. +4 magnitudo Messier 42 to druga co do jasności mgławica widoczna na niebie i jednocześnie najbliższy nam obszar gwiazdotwórczy. W jej centrum znajduje się Gromada Trapez, składająca się z bardzo młodych masywnych gwiazd, których masy szacuje się rzędu 15-30 M?. W skład NGC 1976 wchodzi również inny obiekt z katalogu Messiera ? M43, która od głównej jej części oddzielona jest ciemną mgławicą, zwaną czasem Rybim Pyskiem. Wewnątrz M43 znajduje się młoda gwiazda należąca do typu widmowego B. Całość jest częścią kompleksu, znanego jako Obłok Molekularny w Orionie. Dzięki dużej jasności, M42 w odpowiednich warunkach możemy zobaczyć już gołym okiem. Wygląda wtedy jak mglista plamka pośrodku Miecza Oriona, jednak już nawet niewielka lornetka bez trudu ujawnia jej mgławicową naturę. Widać jej charakterystyczny kształt, a ?skrzydła? sięgają w przestrzeń kosmiczną. Ciemny Rybi Pysk oddziela niewielką M43 od reszty mgławicy. Całość pięknie prezentuje się zawieszona wśród zimowych, jasnych, błękitnych gwiazd. Korzystając z mojego Nikona udało mi się dostrzec, że Gromada Trapez nie jest idealnym punktem, jednak nie udało mi się całkiem oddzielić pojedynczych gwiazd od siebie. W teleskopie mgławica ukazuje swoją strukturę w niemal całej okazałości. Patrząc na nią zanotowałam: Piękna, jasna. Te subtelne i gładkie przejścia jasności, delikatnie wyciągające się w przestrzeń ramiona, wszystko to zachwyca, ale najbardziej urzeka mnie plastyczność i trójwymiarowość jej centralnych obszarów. Jak zwykle odnoszę też wrażenie zielonkawego zabarwienia mgławicy. W jej centrum błyszczą jak diamenciki gwiazdy i rozdzielony Trapez. Wokół lśnią krystalicznym, zimnym blaskiem gwiazdy zawieszone w martwej czerni kosmosu. Muszę przyznać, że właśnie podczas tych obserwacji widziałam najpiękniejszą M42 w swoim życiu. NGC 869 i NGC 884 (h i chi Persei, Chichoty) -gromady otwarte -gwiazdozbiór Perseusza -jasność wizualna ok. +4 magnitudo NGC 869 i NGC 884 to gromada gwiazd utworzona przez dwie gromady otwarte. Mimo że są od siebie oddalone o blisko 900 lat świetlnych, uważa się, że powstały z tego samego, rozległego obłoku molekularnego. Mają po kilka milionów lat, choć ta druga jest nieco starsza. Gromada Podwójna jest widoczna już gołym okiem, jako wydłużona, mglista plamka światła zawieszona wśród gwiazd Drogi Mlecznej między gwiazdozbiorami Perseusza i Kasjopei. Chichoty to obiekt stricte lornetkowy ? doskonale prezentuje się w szerokich polach widzenia dwururek, ukazując swoją podwójną naturę. Gwiazdy łańcuchami i sznurami ciągną się od ich środka ku otchłani Kosmosu, układając się przy tym w fantazyjne wzory. Wyglądają jakby wyłaniały się z ciemności, patrząc na nie ma się wrażenie trójwymiarowości. W teleskopie nie mieszczą się całkowicie w polu widzenia, jednak ukazują przy tym cały ogrom wielokolorowych gwiazd, z których się składają. Większość z nich jest niebieskobiała, jednak szczególnie w NGC 884 można odnaleźć te mieniące się odcieniami czerwieni. Ze względu na ograniczone miejsce, nie jestem w stanie opisać obserwacji wymienianych wcześniej sześciu gwiazd.

O NAJWSPANIALSZEJ- CZYLI KILKA SŁÓW O LA SUPERBIE W obszarze niewielkiej konstelacji Psów Gończych kryje się przepiękny klejnot Północnego Nieboskłonu. Co prawda swoim głębokim pomarańczowo-czerwonym blaskiem nie dorównuje najczerwieńszym z gwiazd, takim jak np. T Lyrae czy V Hydrae. Ale z pewnością trudno jej nie zauważyć na tle pobliskich gwiazd. Przy dobrych warunkach obserwacyjnych, La Superba (Y Canum Venaticorum) jest widoczna gołym okiem, choć warto jest przyjrzeć się jej przez lornetkę lub teleskop. La Superba jest zlokalizowana pod dyszlem Wielkiego Wozu, 8 stopni na zachód od słynnej galaktyki Wir (M51) oraz 4,5 stopnia na północny wschód od Chary (Bety CVn). Jasność gwiazdy podlega półregularnym zmianom w ok. 160-dniowym cyklu. W szczycie jasność sięga 4,8m, a w minimum przygasa do wartości 6,3m. Gwiazdę tę możemy obserwować przez niemal cały rok, ale najkorzystniej od zimy do lata, kiedy to znajduje się wysoko nad horyzontem. Nazwa gwiazdy znaczy ?znakomita? i pochodzi z języka włoskiego. Jej autorem jest astronom Angelo Secchi. La Superba to gwiazda węglowa. Jej typ widmowy (wg bazy danych SIMBAD) to C5. Wskaźnik barwy (B-V) wynosi +2,54. I wbrew temu, co się niekiedy mówi o Y CVn, że jest ?czerwoną gwiazdą?, tak naprawdę oznacza ciemne, pomarańczowo-czerwone zabarwienie, nieco mdłe I ?przydymione?. Ale ze sporym udziałem koloru żółtego. Nie jest to taka chłodna malinowa czerwień, jak u np. T Lyrae. Y Canum Venaticorum jest nadolbrzymem o silnie rozdętej, napuchłej otoczce. Znajduje się w końcowej fazie swojej ewolucji. Pomimo, że wykazuje jasność ok 4.400 razy wyższą od słonecznej, jej jasność wizualna jest niska, gdyż gwiazda jest mocno oddalona od Ziemi- aż o ok. 700 l.ś. Uchodzi za jedną z najchłodniejszych gwiazd. Temperatura powierzchni La Superby szacowana jest na blisko 2800 K. Promień gwiazdy wynosi ok. 2 A.U. Oznacza to, że gdyby umieścić La Superbę w miejscu Słońca, to wykroczyłaby poza orbitę Marsa. Masa gwiazdy jest bliska trzem masom słonecznym. Wg bazy danych Stelle Doppie, Y CVn jest gwiazdą pojedynczą. Dlaczego gwiazda węglowa? Kiedy La Superba zużyła całe paliwo wodorowe, które w wyniku fuzji termojądrowej przekształciło się w hel, opuściła ciąg główny, by ponownie rozbłysnąć w wyniku uruchomienia procesu ?dopalania? helu. Nie u wszystkich gwiazd jest to możliwe, ale masa Y CVn była wystarczająca, by mogła się rozpocząć synteza termojądrowa helu, czego produktem jest węgiel. Można więc przyjąć, że obecnie paliwem jądrowym podtrzymującym istnienie La Superby jest hel. Synteza węgla z helu zachodzi w tzw. procesie 3-alfa. Nazwa ta pochodzi stąd, że trzy atomy helu (cząstki alfa) łączą się ze sobą dając produkt: Rzadki izotop: Y CVn jest zaliczana do niespotykanej grupy gwiazd węglowych, oznaczanych niekiedy literą J. Gwiazdy tej grupy charakteryzuję się wyjątkowo wysoką zawartością izotopu węgla C13. Izotop jest to odmiana tego samego pierwiastka różniąca się liczbą neutronów w jądrze (ilość protonów pozostaje taka sama). Co prawda węgiel 13 nie jest radioaktywny, ale za to bardzo rzadko spotykany. Jest cięższy od typowego węgla-12. Zawiera o jeden neutron więcej w swoim jądrze. W warunkach ziemskich, jeden atom C13 przypada na 113 atomów C12. Skad czerwień La Superby? Nie jest tajemnicą ani zaskoczeniem fakt, że im chłodniejsza gwiazda (ma późniejszy typ widmowy), tym kolor jej jest bardziej zbliżony do czerwonego, a mniej do niebieskiego. Przyjrzyjmy się jednak przyczynie czerwonego koloru chłodnych gwiazd węglowych. Na skutek konwekcji, węgiel powstający we wnętrzu gwiazdy ulega przemieszczeniu i dostaje się do zewnętrznych warstw. U powierzchni gwiazdy temperatura spada do ok. 2800K i jest na tyle niska, że umożliwia tworzenie się prostych związków chemicznych (lub rodników). Przy tak wysokich temperaturach, jakie panują w rdzeniu gwiazdy, wiązania te nie miałyby prawa bytu, gdyż uległyby termicznej dekompozycji. Związki takie jak CO, C2, CN, mają szczególną zdolność do absorbowania fali świetlnych o wysokich częstotliwościach. A więc pochłaniane jest w szczególności światło fioletowe, niebieskie, zielone, a w zamian emitowane są niskie częstotliwości, czyli światło pomarańczowe, czerwone oraz fale podczerwone. Dlatego gwiazdy węglowe, w tym także La Superba odznaczają się specyficzną czerwienią. Otoczka gazowa: La Superba jako przeewoluowany nadolbrzym bardzo szybko traci masę. Jest to spowodowane działaniem silnego wiatru gwiazdowego. W przeszłości utrata ta była znacznie bardziej intensywna niż obecnie. W rezultacie gwiazdę otacza ogromna, rozległa chmura wyrzuconego materiału. Jej rozmiary są imponujące, szacuje się, że obłok gazu sięga 2,5 lat świetlnych. Gruba warstwa luźnej odłączonej materii, z perspektywy Ziemi zajmuje ok. 11 minut łuku (0,2 stopnia!). Łączna masa otoczki to ok. (4-14) . 10-2 M?. Y CVn traci rocznie równowartość około 1/100.000 masy Słońca. Prędkość wiatru gwiazdowego wynosi blisko 10 km/s. Masa La Superby (ok. 3 M?) jest zbyt niska, aby gwiazda mogła zakończyć życie jako supernowa. Szacuje się, że przeobrazi się w białego karła otoczonego mgławicą planetarną.