Ranking użytkowników

Myślami wciąż jestem pod niebem dalekiego południa, no ale wypadałoby, by opisywany obiekt był dostępny z Polski. Nie zaproponuję więc aż takiego ekstremum "deklinacyjnego" jak to ostatnio uczyniła Ola, ale pośrednio też nawiążę do jednego z napisanych przez nią odcinków (gdzie tematem przewodnim był mrok i pył). IC 1287 to stosunkowo duża (20'x10') i relatywnie jasna mgławica refleksyjna, otulająca gwiazdkę HD 170740 o jasności 5.7mag. By ją namierzyć, musimy odbić niecałe trzy stopnie na południe od żółtawej alfy Scuti. Natkniemy się tam na dwie gwiazdy o dość zbliżonej jasności ? ta położona bardziej na zachód to właśnie nasz cel. To obszar dość mocno zapylony ? co widać w okularze (w sensie ubogiego w gwiazdy tła). Bonusem jest niewielka, ale stosunkowo oczywista gromadka otwarta NGC 6649 (8.9mag, 6.0'), tworząca trójkąt z wymienionymi wyżej gwiazdkami, przy czym gromada jest jego północnym wierzchołkiem. W lornecie czy nawet teleskopie, przy małym powiększeniu (wyższych nie warto stosować) oba obiekty mieszczą się w tym samym polu widzenia. Gromada NGC 6649 wg klasyfikacji Trumplera jest wydzielona, o słabej koncentracji w kierunku centrum (II), o umiarkowanym zróżnicowaniu jasności gwiazd wchodzących w jej skład (2) oraz m - czyli umiarkowanie zasobna. Jest całkiem ładna, nawet w niewielkim powiększeniu rozbita, a uroku dodaje jej otoczenie ? wisi sobie na niebie wśród czarnej pustki, jak samotna wyspa światła. źródło: https://www.sky-map.org Co do samego IC-ka, to jak już wspomniałem nie przesadzajmy z powiększeniem, bo nam zniknie; źrenica wyjściowa na poziomie 4-5 mm będzie w sam raz. Pod niebem południowej Afryki bez problemu zidentyfikowałem go w lornecie 70 mm, w Polsce poskromiła go lorneta 25x100 (fakt, że trzeba trafić na przyzwoite warunki ? przejrzyste powietrze i minimalne LP). Niestety, w przypadku mgławic refleksyjnych nie mają zastosowania filtry wąskopasmowe, więc kwestia zaświetlenia nieba gra pierwszoplanową rolę. Świeżo w pamięci mam widok z dwunastocalowca, w wyciągu którego tkwił Nagler 31 mm. W tej konfiguracji delikatna mgiełka była dość oczywista; nie otaczała gwiazdki symetrycznie ? więcej i wyraźniejszej mgławicowości było widać na południe od gwiazdki, zaś poświata była nieco rozciągnięta wzdłuż osi wschód ? zachód. W zasobach netu znalazłem szkic z niewielkiej apertury (4,5''), który wiernie oddaje to, co widać w okularze. źródło: http://www.kolumbus.fi/jaakko.saloranta/Deepsky/IC/IC1287.html Dlaczego taki wybór, skoro w okolicy znajdziemy sporo znacznie bardziej efektownych celów? Ano, ten kadr nieźle oddaje to, co dzieje się w ponadnormatywnie zapylonych rejonach szeroko pojętego centrum Drogi Mlecznej. Mamy bardzo mocno przygaszoną przez ekstynkcję międzygwiazdową gromadę, mamy światło gwiazdy odbite i rozproszone na cząsteczkach wszechobecnego pyłu, mamy ciemne, ubogie w gwiazdy tło. Do mnie to przemawia. Wrześniowy nów to naprawdę ostatni dzwonek, by łapać skarby ukryte (czasem dość głęboko) w konstelacji Tarczy, więc trzeba się streszczać. Ktoś jeszcze ma ochotę spróbować i da znać jak poszło?

Obiektu nie trzeba raczej przedstawiać. Po kilku miesiącach od zlotu zabrałem się za ten nieszczęsny materiał. Szału nie ma, same problemy po drodze, mało zebranego koloru i ciężka droga do finału..., ale jest ? NEQ-6 SYN SCAN, TS TRIPLET APO 90/600, TS 80/330, ALccd 5T, ATIK383L+ L 30x600s, RGB 10x300s na kanał

Spędziłem ponad dwadzieścia godzin nad tym obiektem z mizernym rezultatem. Dysproporcje sygnału Ha>SII>OIII ( OIII praktycznie nie ma) są tak wielkie, że złożenie czegoś sensownego przekracza moje umiejętności. Czekam czy ktoś podejmie wyzwanie i pokaże tego Simeisa w HST sensownie. Według mnie jedyna w miarę osiągalna wersja to HaLRGB. 24x1200 sekund Ha bin1, 24x1200 sekund OIII bun2 i 24x1200 sekund SII bin2. Najlepsza wersja poniżej. A jeszcze niżej samo Ha.

CZERWONA PERŁA WŚRÓD BŁĘKITÓW ORIONA, CZYLI KILKA SŁÓW O BETELGEZIE Uważna analiza danych dotyczących poszczególnych gwiazd sprawia, że w pozornie powtarzalnych i nieciekawych obiektach zauważamy wyjątkowe, unikatowe cechy. Jednakże kompozycją wszelakich wyjątkowości okazuje się być jedna z najjaśniejszych gwiazd konstelacji Oriona: Betelgeza. Intensywnie pomarańczowa i wyjątkowo jasna, bez wątpienia wyróżnia się na tle licznych błękitnych gwiazd wczesnych typów widmowych, których nie brakuje w gwiazdozbiorze Oriona. Samotna, majestatyczna, odosobniona. Przyjrzyjmy się uważniej Alfie Orionis, aby poznać i docenić jej wyjątkowy charakter. Betelgeza jest czerwonym nadolbrzymem w końcowej fazie swojego życia. Świadczy o tym jej typ widmowy oraz klasa jasności: M2 Iab. Wskaźnik barwy (B-V) równy 1,52 potwierdza pomarańczowo-czerwone zabarwienie Alfy Orionis. Gwiazda ta jest bardzo odległym obiektem. Od Ziemi dzieli ją dystans około 450 lat świetlnych. Ale gdyby znalazła się w miejscu Słońca, jej zewnętrzne warstwy przekroczyłyby orbitę Marsa. Betelgeza jest jedną z najjaśniejszych gwiazd nocnego nieba. Pod tym względem plasuje się na ósmym miejscu. Jej jasność wizualna wynosi średnio 1 magnitudo. Ale należy zaznaczyć, że Alpha Orionis jest gwiazdą zmienną o bardzo wysokiej amplitudzie zmian jasności. Zakres tych zmian wynosi 0,0 do 1,30 magnitudo. Choć z notatek różnych obserwatorów na przestrzeni wielu lat, można wnioskować, że granice te bywały sporadycznie przekraczane. Betelgeza należy do gwiazd zmiennych półregularnych. Zmiany jasności Alfy Orionis są powiązane ze zmianami jej rozmiaru. Gwiazda podlega cyklom pulsacyjnym, puchnąc i kurcząc się na przemian. Zmienne półregularne podlegają typowym, regularnym cyklom zmian jasności, jednak na ich zmienność może składać się kilka osbnych cyklów z własnymi odrębnymi okresami oraz amplitudami zmian. Stąd wpadkowa krzywa zmian jasności posiada pozorny nieregularny charakter. Obserwacje zmienności Betelgezy są szczególnie ekscytujące, kiedy dokonuje się ich na długiej przestrzeni czasowej. Przyjrzyjmy się tym prowadzonym w XIX w. przez astronoma Sir Johna Herschela. Możliwe, że był on pierwszą osobą, która zauważyła i opisała zmiany jasności Betelgezy. Najbardziej drastyczne fluktuacje miały miejsce w latach 1836-1840 oraz 1849- 1852. A w grudniu 1852 roku, Herschel zanotował, że Betelgeza jawiła się wówczas jako ?najjaśniejsza spośród wszystkich gwiazd północnego nieba. Jaśniejsza nawet niż Kapella i Arkturus?. Oznaczało to, że jasność przekroczyła granicę 0,0 magnitudo, przyjmując ujemna wartość -0,1m. Z kolei Robert Burnham zanotował, że wyjątkowo wysokie skoki jasności u Betelgezy miały miejsce w latach: 1925, 1930, 1933, 1942, 1947. Z kolei w latach 1957-1967 odnotowano nieznaczne fluktuacje jasności. Interesujące pod tym względem są notatki redaktora magazynu ?Sky & Telescopes?, Josepha Ashbrooka. Ashbrook badał Betelgezę między 1937 i 1975 rokiem. W tym czasie wytyczył skrajne wychylenia jasności gwiazdy i zapisał, co następuje: najwyższa odnotowana jasność Alfy Orionis: -0,1 magnitudo, najniższa: +1,1 magnitudo. Z pozostałych jego notatek wynikało, że zmienność Betelgezy ma charakter łagodny i stopniowy. Sporadycznie mają miejsce nagłe skoki jasności, np. w 1957r. Betelgeza w krótkim czasie pojaśniała o 0,4 magnitudo. Zmienność Betelgezy dotyczy nie tylko jej rozmiarów oraz, w konsekwencji, jasności, ale również temperatury gwiazdy. W chromosferze ?Ori zaobserwowano modulacje strumienia światła widzialnego oraz ultrafioletowego. Mają one związek z pulsacją fotosfery. Należy wspomnieć, iż okres zmian jasności Betelgezy jest niezwykle długi i wynosi 2335 dni czyli 6,39 lat. Parametry fizyko-chemiczne: Przez wiele dziesięcioleci Betelgeza była uznawana za największą, najczerwieńszą i najjaśniejszą gwiazdę spośród olbrzymów. Jednak, ostatnimi czasy okazało się, że pod względem jasności, Alfę Orionis pokonuje Antares, który przy odległości 600 lat świetlnych ma jasność około 1 magnitudo. Średnia jasność Betelgezy jest większa (około 0,5 magnitudo), ale jest to jasność wizualna, widziana przez nas z Ziemi. Antares za to ma wyższą jasność absolutną. Patrząc z Ziemi, Betelgeza, przy średniej jasności wizualnej +0,5 magnitudo jest jasniejsza od 1-magnitudowego Antaresa, którego wizualna wielkość gwiazdowa nigdy nie przekracza wartości +0,6 magnitudo (oscyluje ona w zakresie: 0,6- 1,6 magnitudo). Betelgeza mieści się w zakresie -0,1 do +1,3 magnitudo. Bardzo rzadko spada do wartości +1,6m.. Ale gdy ma to miejsce, ?Ori ledwie przekracza jasność składników Pasa Oriona. Skład chemiczno-izotopowy Betelgezy znacząco się różni od składu czerwonych nadolbrzymów. Jedynie zawartość azotu jest lekko podwyższona, a stężenie węgla nieznacznie zaniżone. Obserwuje się również niską zawartość izotopu węcla C-12 w stosunku do węgla C-13. Temperatura w wewnętrznych gęstych (103g/cm3) warstwach Betelgezy wynosi 108K. Z kolei temperatura zewnętrznej części gwiazdy to już zaledwie 3500 +/- 200 [K]. Na powierzchni ?Ori, podobnie jak u reszty nadolbrzymów, panuje słaba grawitacja- znacznie niższa niż w przypadku gwiazd ciągu głównego. Ma to związek z silnie rozrzedzoną materią w zewnętrznych warstwach nadolbrzyma. W zewnętrznych obszarach mają miejsce wzmożone ruchy konwekcyjne materii, które przyczyniają się do zmiennej jasności gwiazdy. Ciekawą cechą czerwonych nadolbrzymów typu widmowego M jest ich bardzo rozległa atmosfera, której szerokość przekracza 1 A.U. Betelgeza, na skutek oddziaływań wiatru gwiazdowego, nieustannie traci materię z zewnętrznych warstw, co przyczynia się do powolnego spadku jej masy. Jednak biorąc pod uwagę wyjściową masę gwiazdy, spadek ten jest praktycznie niezauważalny. Szacuje się, że dla ?Ori wynosi on około 1-3 x 10-6 masy Słońca/ rok. Betelgeza ma względnie niską prędkość rotacji. Okres obrotu wokół własnej osi jest równy 8,4 roku. Rotacja nie ma znaczącego wpływu na wewnętrzną strukturę obecnej Betelgezy, ale z pewnością miała takowy, gdy gwiazda należała do ciągu głównego. Czerwone olbrzymy emitują znaczne ilości promieniowania elektromagnetycznego. Jednak spora cześć tych promieni jest niewidoczna dla oka, ponieważ znajduje się w zakresie podczerwieni. Światło widzialne emitowane przez Betelgezę stanowi zaledwie 13% wszystkich wyzwalanych fotonów. Ale jeśli oko ludzkie mogłoby dostrzegać wszystkie częstotliwości promieniowania elektromagnetycznego, to ?Ori byłaby najjaśniejszą spośród wszystkich gwiazd nocnego nieba. Średnica kątowa: Betelgeza posiada bardzo dużą średnicę kątową. Na obecny stan wiedzy, zajmuje pod tym względem drugie miejsce spośród gwiazd nocnego nieba. Większą średnice kątową ma jedynie gwiazda R Doradus: 0,057'' +/- 0,005''. Średnica kątowa fotosfery u Betelgezy jest zmienna i oscyluje w zakresie: 0,043'' ? 0,056''. Fluktuacje te mają swą przyczynę w pulsacji gwiazdy. Pierwszych pomiarów średnicy kątowej dla ?Ori dokonano w 1920r. przy pomocy 100-calowego teleskopu. Uczeni, po analizie danych zauważyli ciemne obszary, jakby przebarwienia na powierzchni Betelgezy. Są to miejsca o niższej temperaturze, odpowiedniki plam Słonecznych. Z kolei w latach 90-tych ubiegłego wieku kosmiczny teleskop Hubble'a wykonał zdjęcie tarczy Alfy Orionis wraz z widocznym jasnym obszarem na powierzchni gwiazdy. Na fotografii widoczna była także atmosfera (w nadfiolecie). Gdyby umiejscowić Betelgezę w centrum Układu Słonecznego, zamiast Słońca, wówczas przekroczyłaby orbitę Marsa. Przyjmuje się, że średnica ?Ori jest około 650 razy większa od słonecznej. To są blisko 3 jednostki astronomiczne. Jak to już bywa w przypadku nadolbrzymów- ich średnice są ogromne. Ale wielkość ta została osiągnięta kosztem gęstości, która dla tego typu gwiazd jest w zewnętrznych obszarach wybitnie niska. Kolokwialnie mówiąc, materia nadolbrzymów jest ?napuchnięta?, ?napuszona? i zarazem skrajnie rozrzedzona. Znacznie rzadsza od największej próżni, jaką udaje się otrzymać na Ziemi w warunkach laboratoryjnych. Niestety, póki co nauka nie potrafi precyzyjnie i jednoznacznie wskazać, gdzie leży kraniec gwiazd-nadolbrzymów. Nie potrafimy powiedzieć, gdzie kończy się gwiazda, a zaczyna jej atmosfera. W przypadku Słońca taki podział jest łatwy do wykonania. Dodatkowym utrudnieniem jest fakt, iż czerwone olbrzymy (w tym m.inn. Betelgeza i Antares) często są zanurzone w pyle międzygwiezdnym, tak rozległym, że ciągnie się on na dystansie kilku lat świetlnych. Czyżby układ wielokrotny? W 1985 roku, w oparciu o analizę wyników interferometrii, dokonano ciekawej obserwacji. Betelgeza prawdopodobnie posiada dwie gwiazdy towarzyszące. Jeżeli rzeczywiście istnieją, znajdują się bardzo blisko swej gwiazdy macierzystej: jedna 40-50 jednostek astronomicznych, a druga zaledwie 5 jednostek. Druga ze składowych znajduje się tak blisko Betelgezy, że porusza się (przynajmniej w części swej orbity) wewnątrz niej, a dokładniej: w zewnętrznej części gwiazdy. Jest to możliwe z uwagi na silnie rozrzedzoną materię czerwonego olbrzyma. Kiedy wybuchnie? Wiele się mówi o Betelgezie będącej w terminalnym stadium swojego życia. Szacuje się, że z uwagi na wysoką masę, ?Ori wybuchnie jako supernowa, jednak nie sposób oszacować, kiedy to nastąpi. Jak już wspomniano, Betelgeza, na skutek działania wiatru gwiazdowego stopniowo wytraca materię. Jednak ryzyko, że masy ubędzie na tyle, iż stanie się niemożliwym proces eksplozji supernowej, jest znikome, a nawet pomijalnie niskie. Co nieco o genezie nazwy ?Betelgeza?: Alfa Orionis posiada najbardziej nietypową, wymyślą i trudną do przetłumaczenia nazwę. Paul Kunitzsch twierdzi, że pochodzi ona od arabskiego określenia: ?yad al-jauza?, czyli ?reka al-jauza?. A ?al-jauza? oznacza tyle co ?olbrzym?. Słowo ?olbrzym? z kolei było staroarabskim określeniem Oriona. Tłumaczenie, na przestrzeni lat uległo komplikacji po próbach zapisu jej w języku lacińskim. ?Yad al-jauza? zanotowano jako ?bedalgeuze?. I wówczas może być mylnie kojarzone (z arabskiego) jako ?pacha al-jauza?, a więc ?pacha Oriona?. W XIX wieku, aż do połowy XX, nazwa gwiazdy była pisana jako ?Betelgeze? lub ?Betelgeux?. W ostatnich dekadach ?Betelgeza? (ang. ?Betelgeuse?) stało się standardem w pisowni. Kwestią sporną (i poniekąd indywidualną) pozostaje wymowa. W mowie potocznej funkcjonuje również określenie ?Bet-el-joos?, które w ramach żartu czytane jest jako: ?Beet-el-joos?, co ma nawiązywać do postaci filmowej o imieniu ?Beetlejuice?. Źródła: M.M. Dolan, G.J. Mathews, D.D. Lem, N.Q. Len, G. Herezeg, D.S.P. Deothorn, ?Evolutionary Tracks of Betelgeuse?. L. Goldberg ?The Variability of Alpha Orionis?, Kitt Peak National Observatory, Arizona, 1984. H. Karttunen, P. Kroger ?Fundamental Astronomy?. F. Schaaf ?The Brightests Stars?, str. 174-182. Zdjęcie konstelacji Oriona: http://www.yalescientific.org/2011/05/betelgeuse-ticking-time-bomb/

Raczej nic nam nie grozi ze strony Betelgezy jako supernowej, ponieważ według różnych szacunków "strefa śmierci" dla supernowych typu II wynosi od 25 do 100 pc. Szacunkowa jasność Betelgezy jako supernowej w maksimum będzie porównywalna z jasnością Księżyca (... fragment slajdu z mojej prezentacji alfa Orionis ) : Betelgeza znajduje się w fazie spalania helu, więc zgodnie z aktualną wiedzą na temat ewolucji gwiazd powinna wybuchnąć jako supernowa w ciągu 0,1-1 mln lat. Ale o zbliżającym się wybuchu powinniśmy wiedzieć parę miesięcy wcześniej, gdy w jądrze gwiazdy zacznie się palić Ne/O. Gwiazda będzie emitowała tak dużo neutrin, że powinny to zarejestrować ziemskie obserwatoria. Poniżej przykład takich oszacowań neutrin wykonanych przez krakowskiego astrofizyka Andrzeja Odrzywołka (tutaj BC nie oznacza Before Christ, ale Before Colapse):

Najpierw zamieszczę trzy wcześniejsze szkice, przygotowane tym razem wg moich własnych standardów. Zdaje się, że wcześniej za bardzo chciałem podkreślić, że nie mam lub nie chcę na to przeznaczać więcej czasu. A teraz właściwy ciąg dalszy, który zacznę od zboczenia z tematu. Drugą z trzech wspomnianych nocy zacząłem od interesujących gwiazd podwójnych znajdujących się około 1° na południowy wschód od Kapelli. Przy okazji chciałem się przekonać czy uda mi się ujrzeć coś z gromady otwartej Berkeley 18, która również znajduje się w tamtym rejonie. Co prawda wiedziałem, że jest ciemna, nie wiedziałem jednak jak bardzo. STF 669 jasności: A: 8.44 B: 8.97 separacja: AB: 9.9" STF 684 jasności: A: 7.72 B: 9.34 separacja: AB: 1.5" SMA 53 jasności: A: 10 B: 10.5 separacja: AB: 11.6" STF 669 jest dość szeroka, rozdzielona w każdym powiększeniu (nie zapisałem jakie było najniższe, ale w 90% przypadków najniższe mam 26x). Zachodnia gwiazda minimalnie ciemniejsza. Później dowiedziałem się, że 2' na zachód od tej pary znajduje się kolejna: FYM 214: jasności 12.2 + 12.9, separacja 14.8". Na szkicu żadnej z jej gwiazd nie umieściłem. STF 684 - ciasna para, ale w chwilach lepszego seeingu łatwo rozdzielona w 176x. Chwilami udawało mi się to w zaledwie 100x. Największa trudność związania jest ze sporą różnicą jasności wynosząca około 1.6 mag. Jaśniejsza gwiazda to niebieski olbrzym - wg informacji na stelledoppie (na WDS w tej chwili nie wchodzę ze względu na ostrzeżenie o zagrożeniu) - B8III i jest od nas odległa aż o 5882 pc. Simbad określa ją jako A0. SMA 53. Dwie dość ciemne gwiazdy. W 36x ze względu na jasne niebo widoczne tylko zerkaniem. W 100x widoczne na wprost, ale z problemami. Separacja wydawała się podoba lub nieco mniejsza od STF 669 (jest większa). Berkeley 18, wg klasyfikacji Trumplera gromada typu III1r, oddalona od nas o 5800 pc, o średnicy kątowej 12', zawiera około trzystu gwiazd, najjaśniejsza ma jasność 16 mag... No właśnie. Miałem małą nadzieję, że wśród stadka gwiazd o jasnościach 10-12 mag na lewo od SMA 53 znajdzie się kilka należących do gromady. W sumie nic więcej tu nie muszę dodawać. Na szkicu cyrklem zaznaczyłem, gdzie powinna się znajdować. Ostatecznie to też jakaś wiedza. Po tej ?południowej? przygodzie wróciłem do Żyrafy. Prawdopodobnie żeby zaoszczędzić czas, nie wykonałem dwóch szkiców, czego teraz żałuję. Więc teraz będzie tylko opis oraz małe zdjęcie DSS z oznaczeniem składników STF 618 oraz mapka pokazująca gdzie je szukać, również w formie zdjęcia DSS (znajdująca się za kolejnym szkicem). STF 618 jasności: A: 7.68 B: 7.98 C: 11.82 D: 9.24 E: 9.82 separacje: AB: 33.3" AC: 148.2" AD: 295.8" DE: 12.6" STF 633 jasności: A: 6.77 B: 10.57 separacja: AB: 11.8" STF 618 - bardzo ładne double-double, zwłaszcza w niewielkich powiększeniach. Jedna para jasna (para AB) druga względnie ciemna i ciaśniejsza (para DE). Najjaśniejsza gwiazda lekko czerwona. Pomiędzy parami widoczne dwie ciemniejsze gwiazdy (bez szkicu niczego nie mogę być pewien, ale najjaśniejsze jakie tam się znajdują mają jasności V 11.82 - i ta jest składnikiem C - oraz 12.92). STF 633 - dość szeroka para, ale jaka różnica jasności! To wszystko co o niej zapisałem. Jeżeli naprawdę oszczędność czasu była moim celem, to zdałem tutaj celująco. O! W notatkach dodałem jeszcze, że zarówno STF 618 jak i STF 633 są wspaniałe. STF 659 jasności: A: 9.8 B: 10.43 separacja: AB: 5.6" STF 676 jasności: A: 8.13 B: 8.92 separacja: AB: 1.4" STF 677 jasności: A: 7.86 B: 8.5 separacje: AB: 1.14" (w 2015 roku, obecnie prawie 1.16") ? para AC skatalogowana jako RAO 35 AC, 7.86+13; rho 7.5" (pierwszy pomiar w 1999 roku) ? składnik B dzieli się na kolejną parę: RBR 27 Ba,Bb, 6.4+7.7; rho 0.1" (pierwszy pomiar w 2013 roku) STF 659 - świetny widok w powiększeniu pięćdziesięciokrotnym. Ukazywały się wtedy jako dwie ciemne, niemal jednakowe gwiazdy. STF 676 - w 50x widać wydłużenie gwiazdy we właściwym PA (kącie pozycyjnym). Gwiazdy czysto rozdzielone w 128x pomimo widocznej różnicy jasności (nie bardzo precyzyjnie określiłem ją na około 0.5 mag), zachodni składnik ciemniejszy. Bardzo blisko, w odległości 40" znajduje się ciemna gwiazda o Vm 11.84. Na szkicu widoczna jest zarówno na głównym obszarze oraz na powiększonym fragmencie. Nie zapisałem w jakim powiększeniu miałem taki widok, najpewniej musiało to być w 128x, ewentualnie 176x lub 205x. STF 677 - bardzo ciasna, delta-m również tutaj wydawała mi się na poziomie 0.5 mag. W powiększeniach 100x i 128x para ukazywała się jako ciasna ósemka. W 176x chwilami minimalnie udało mi się rozdzielić. W 205x stała się bardzo łatwa. 6' w kierunku z grubsza wschodnim widoczna jest para ciemnych gwiazd o jasnościach V około 12 o separacji 20". Gwiazda na szkicu oznaczona gwiazdką to TYC 4085-356-1 o wskaźniku barwy B-V 1.81 (wg SIMBAD; 1.93 wg UCAC 4), odległa jest od nas o około 1423.69 pc (+/- 91.82 pc). Niestety nie znalazłem informacji o typie widmowym. Nie przyglądałem jej się na tyle dokładnie, żeby zauważyć kolor. STF 677 to gwiazda binarna o okresie obiegu wynoszącym w zaokrągleniu 362 lat (+/- 27). W ostatnich latach odkryto, że gwiazda C również jest grawitacyjnie powiązana, a B okazała się być dwoma gwiazdami, które wg szacunków okrążają wspólny środek masy w czasie dwudziestu lat. Czyli jest to system poczwórny. Zdarza mi się natrafić na gwiezdne krajobrazy, które wydają się być w jakiś sposób doskonałe, jakby ktoś specjalnie je skomponował. Występują tam jakieś idealne proporcje pomiędzy gwiazdami jasnymi i ciemnymi, odległymi i bliskimi. Mógłbym na te sceny patrzeć godzinami, co oczywiście się nie zdarza, ale za to w mojej pamięci mają swoje specjalne miejsce. Gwiazdy wokół STF 677 właśnie są jednym z takich miejsc. Pozostałe jak na razie to: najbliższa okolica współdzielona przez LDS 1879 i 35 Dra (ta scena jest absolutnie naj, cały czas mam ją świeżo w pamięci); grupka wokół STF 2155, też w Smoku (oba miejsca opisałem w TYM poście pod numerami odpowiednio 9/11 i 7/11) oraz HJ 2633 na pograniczu UMi i Dra (przedstawiona TUTAJ pod nr 2/13). Na tym zakończyła się druga noc, ale jeszcze jestem winien szkic i mapkę: Trzecia noc to półtoragodzinny późny wieczór, ale za to satysfakcjonujący. STF 584 jasności: A: 7.61 B: 9.4 separacja: AB: 12" AG 82 jasności: A: 9.8 B: 11.2 separacja: AB: 26.4" STF 584 - A lekko żółta. Bardzo duża różnica jasności pomiędzy składnikami. Postanowiłem zabawić się w ocenę separacji mając do pomocy jedynie diafragmę okularu, wyszło mi 10-15". W 50x para łatwo rozdzielona, w 36x odrobinę trudniej a w 26x już była naprawdę trudna. (Nie zapisałem tego, ale najprawdopodobniej trudności przy 26 i 36x nie wynikały z separacji, tylko z różnicy jasności oraz jasnego tła, co musiało mieć znaczący wpływ na widoczność składnika B). AG 82 - separację tutaj w przybliżeniu oceniłem na około 30". Dwie ciemne gwiazdy, wschodnia nieco ciemniejsza. Obie widoczne nawet w powiększeniu 21x. Najładniejszy widok obu par oraz dominującej i zimnej Alpha Camelopardalis miałem w 50x. Alfa to nadolbrzym o typie widmowym O9Ia, odległy od nas o 1607 pc (z marginesem błędu +/- 275 pc). Gwiazdę otacza słaba mgławica refleksyjna vdB 30. Poniżej, pod szkicem zamieściłem wyeksportowany z Aladina fragment z rozjaśnionym zdjęciem DSS, na którym widać ją zataczającą łuk nad gwiazdą od strony północno wschodniej do południowo zachodniej. STF 602 jasności: A: 8.81 B: 10.19 separacja: AB: 29" STF 606 jasności: A: 8.94 B: 9.7 separacja: AB: 37.6" UC 1252 jasności: A: 12.6 B: 12.75 separacja: AB: 21.9" BU 313 jasności: A: 7.29 C: 11.65 D: 13.21 separacje: AC: 28.2" AD: 36.3 ? para AB skatalogowana pod nazwą HDS 655; jasność B: 10.21 separacja AB: 0.3" (jedyny jak dotąd pomiar wykonany w 1991 roku). STF 602 i 606 to szerokie pary. STF 602 odrobinę ciaśniejsza z większą delta-m którą w przybliżeniu oceniłem na 1 mag. STF 606 szersza z mniejszą delta-m (oceniłem ją mniej precyzyjnie na około 0.5 mag) Najciekawsza jest UC 1252, bardzo ciemna para jednakowych gwiazd. W 50x źle je zidentyfikowałem - założyłem, że widzę jeden składnik, jaśniejszą gwiazdę widoczną na szkicu w kierunku północno zachodnim. W 100x po chwili dostrzegłem właściwe gwiazdy. Wiedząc czego szukam, spróbowałem powiększenia 75x, w którym gwiazdy widoczne były zerkaniem, ale wymagało to skupienia i nie było łatwe. BU 313 AC to szczęśliwy traf, nie planowałem jej, ani o niej nie wiedziałem. Posłużyła mi jako jedna z gwiazd orientacyjnych do wykonania szkicu. STF 604 jasności: A: 9.09 B: 9.36 separacja: AB: 2,1" MLR 399 jasności: A: 7.84 B: 12.8 C: 10.37 separacje: AB: 27.2" CD: 37 ? gwiazda A to para Aa,Ab - 8.71 + 9.52 separacja 0.3" STF 604 to ciasna para dość ciemnych gwiazd. Rozdzieliłem je w 75x chociaż seeing mi to utrudniał, mniejszego powiększenia nie próbowałem. MLR 399. Tutaj miałem problem z identyfikacją. Wiedziałem, że szukam trzech gwiazd, owszem, główna gwiazda była oczywista, ale nie znałem jasności separacji i kątów pozycyjnych jej towarzyszek. Na szkicu zaznaczyłem dwie prawdopodobne kandydatki. "B?" okazała się C, a "C?" to strzał w płot. Prawdziwej B ostatecznie nie dostrzegłem. Pod szkicem po raz kolejny zdjęcie DSS z dokładnymi oznaczeniami. Gwiazdy były tutaj na tyle zagęszczone, że świetnie wszystko wyglądało w powiększeniu 205x. Przy powiększeniu stukrotnym można mieć wrażenie, że patrzy się na luźną i dość ubogą gromadę otwartą o średnicy około 10'. Na koniec spojrzałem jeszcze na gwiazdę karbonową, zmienną ST Cam (lub CGCS 769; Cool Galactic Carbon Stars). Jest to zmienna pulsująca o typie SRB. Typ widmowy to C5,4(N5) (wg AAVSO) lub C-N5 (wg Simbad). Zmiany jasności wahają się w przedziale od 9.5 mag do 12 mag. Szkoda, że nie pokusiłem się o próbę oceny jasności. Oceniłem tylko kolor - całkiem mocno pomarańczowy. Nie miałem problemu z jej dostrzeżeniem (oraz określeniem jej koloru), więc zakładam, że była wyraźnie jaśniejsza od 11 mag. Mapka zdobyczy trzeciej nocy: Cieszę się, że udało mi się dokończyć ten wątek. Nie czułem się komfortowo ze stanem w jakim go zostawiłem. Pozdrawiam, Wojtek

Przepiękny film ukazujący z bliska jądro komety Czuriumow-Gierasimienko 2019-09-15. Christian Stangl przygotował zapierający dech w piersi materiał filmowy, na którym możecie zobaczyć jądro najlepiej zbadanej przez ludzkość komety o nazwie 67P Czuriumow-Gierasimienko. W filmie wykorzystano oryginalne obrazy wykonane przez należącą do Europejskiej Agencji Kosmiczne sondę kosmiczną o nazwie Rosetta. Pojazd w ciągu 2 lat badań powierzchni tego fascynującego obiektu, uwiecznił go na 400 tysiącach obrazów. Muzykę do filmu skomponował Wolfgang Stangl. Do 30 września 2016 roku otrzymaliśmy od sondy i próbnika wiele fascynujących obrazów komety i mnóstwo danych. Na ich podstawie mogliśmy zweryfikować wiele teorii na temat powstania, pochodzenia i składu tych obiektów. Na komecie 67P odkryliśmy nawet składniki życia, co w świecie astronomii wzbudziło wiele kontrowersji w temacie możliwości potwierdzenia teorii panspermii. Okazuje się, że jej struktura i kształt wskazują, że mogła ona powstać w wyniku zderzenia się dwóch obiektów przed miliardami lat. Astronomowie zaprezentowali te wydarzenia na specjalne przygotowanej animacji, która powstała na podstawie danych, zgromadzonych w trakcie badań. Zanim uformowała się kometa 67P, doszło do zderzenia dwóch ciał niebieskich z prędkością ok. 3600 km/h. W wyniku zderzenia, luźno ze sobą związane materiały lotne rozrzucone zostały w przestrzeni kosmicznej, ale na tyle wolno, że nawet po kilka dniach, a nawet godzinach mogły one zacząć ponownie wiązać się ze sobą, tworząc nowy, większy obiekt. W tym konkretnym przypadku dobrze nam znaną kometę 67P, dlatego też ma ona tak charakterystyczny kształt, bo wygląda jak kaczka. Najciekawszym wnioskiem wyciągniętym z badań zespołu jest fakt, że obiekty mogą zderzać się ze sobą bardzo często, w nieznanym nam Pasie Kuipera i tworzyć nowe, większe w bardzo krótkim czasie. To duży problem, gdyż sytuacja na rubieżach Układu Słonecznego może zmienić się niezwykle dynamicznie, co utrudnia nam wykrywanie i obserwowanie potencjalnie niebezpiecznych dla Ziemi obiektów. Jest jednak i jeden ważny pozytyw. Nawet po zderzeniu się kilku obiektów, wciąż astronomowie mogą bez problemu przeanalizować skład komety, poznać jej odległą przeszłość, a nawet historię formowania się Układu Słonecznego. Źródło: GeekWeek.pl/Christian Stangl/Vimeo / Fot. ESA https://www.geekweek.pl/news/2019-09-15/przepiekny-film-ukazujacy-z-bliska-jadro-komety-czuriumow-gierasimienko/

Dzisiejszy 99,4% tarczy, warunki słabe a Muniek dość daleko 403749km P900 stack 10x1/160s ISO100, PIPP, RegiStax 6, PSE9

Uff, zdążyłem zanim się Betelgeza wykończy: LRGB [min] 10:2,5:2,5:2,5 po 30s, WO Megrez APO 90/600/f.6.2 + WOFLatIII 0.8x, Atik383+ mono, Atik Titan mono +StarGuider 50 , HEQ5Pro SynScan, obróbka DSS+PsCS6 Początkowo miał to być żart / rozgrzewka przed foceniem, ale obróbka upuściła mi trochę krwi. To co prezentuję to jpg skompresowany do 30% oryginału. W całości trochę lepiej wygląda. Zależało mi na łagodnej poświacie i tutaj - może nie do końca poległem - ale zostałem trochę poraniony.

Spektroskopia jest dziedziną, w której coraz częściej realizują się astroamatorzy. W Europie szczególnie zaawansowani są tu koledzy z Francji oraz UK. My cóż, dopiero nieśmiało próbujemy. Powszechnie używany (bo tani ) jest oczywiście Star Analyser 100 lub 200. Jeżeli chcemy przejść na wyższą półkę, to skok cenowy jest już bardzo duży (Alpy600). A co, jeżeli byłoby możliwe, aby niezły spektroskop można było sobie wydrukować na drukarce 3D ? Oczywiście optykę oraz niektóre części mechaniczne trzeba kupić. Okazuje się, że to możliwe. Dokonał tego Paul Gerlach i co ważne udostępnił wszystkie zasoby projektu LOWSPEC tak, aby każdy mógł go wykonać również. Strona projektu (pliki do druku 3D oraz instrukcja montażu): https://www.thingiverse.com/thing:2455390 Testy i recenzja użytkownika: https://stargazerslounge.com/topic/335568-first-test-of-lowspec2-spectrograph/ Inne linki https://www.meccanismocomplesso.org/en/lowspec-a-3d-printed-spectroscope/ https://www.youtube.com/watch?v=T32eXb0y9zA&feature=youtu.be Sklep z elementami optycznymi do LOWSPEC https://www.thorlabs.com/

Ostatnio przeszukując net trafiłem na taką ciekawostkę: "The Propeller Nebula (Simeis 57, MRSL 497 or incorrectly DWB 111) is a part of the much larger emission nebula complex Cygnus X in the constellation Cygnus. It was catalogued first in the early 1950s by astronomers at the Crimean Astrophysical Observatory at Simeiz, Ukraine, as the 57th object in a catalogue containing 306 HII regions. The Propeller Nebula is often incorrectly referred as DWB 111, but DWB 111 identifies only the southern (lower) arm, while the northern one is DWB 119. The DWB catalog, developed by H. R. Dickel, H. Wendker and J. H. Bieritz in 1969, cataloging 193 distinct objects as part of their study of H?-emission nebula in the Cygnus X region of the sky" Podał to na swojej stronie www.distant-lights.at niejaki Thomas Henne. Tak więc ja poprawnie sfotografowałem SImeis 57 Propeller Nebula. To oczywiście na razie bikolor Ha OIII. Siarka w drodze. Veloce RH 200, ATIK ONE 6.0 na ASA DDM 60. Ha: 24x1200 sekund bin 1, OIII: 24x1200 sekund bin 2.

W kwietniu oraz w maju 2016 roku, trzy późne wieczory (w sumie tylko pięć godzin) poświęciłem niemal wyłącznie na obserwację podwójnych w Żyrafie. Skupiłem się na małym obszarze wymienionym w tytule. Wszystko obserwowane z poznańskiego balkonu przez SW Equinox 120mm. Ze względu na ograniczenia czasowe podzielę całość na dwie części. Drugą część postaram się napisać w ciągu trzech tygodni (ale to nie obietnica, a wyrzucenie dostępu do podwójnych z głównego poziomu też nie działa mobilizująco). Mapka poglądowa, na żółto podświetlone opisywane gwiazdy: STF 550 / 1 Cam ? A: B0III, spektr. podwójna, DL Cam; B: B1IV jasności: A: 5.78 B: 6.82 C: 11.36 separacje: AB: 10.6" AC: 150.7" STF 550 to dwie jasne gwiazdy, obie widoczne w 28x. Różnica jasności około 1mag jest łatwa do oszacowania. Jaśniejsza lekko żółta (najwidoczniej uległem jakiemuś złudzeniu optycznemu), B biało-błękitna. Im wyższe powiększenie, tym słabsza percepcja koloru. W promieniu 20' jest sporo gwiazd o jasnościach 11mag i ciemniejszych. D4 - 3.8' od 2 Cam jasności: A: 8.96 B: 10.23 C: 12.03 separacja: AB: 6.9" AC: 19" Para AB robi wielkie wrażenie ? dwie drobne kropeczki w pobliżu jasnej 2 Cam. Zachodni składnik wyraźnie ciemniejszy. C niedostrzeżony, pomimo że nie jest szczególnie ciemny. W 50x widoczne są bez problemu, w 36x dość trudna B ze względu na różnicę jasności w 26x widoczne jako rozciągnięta gwiazda. 2.5' na północ jest kolejna para dwóch gwiazd o jasnościach około 11mag i wzajemnej separacji około 17?. Gwiazda 2 Cam (A8V, 145ly) jest gwiazdą fizycznie potrójną, ale z nią nie próbowałem się mierzyć. Pary skatalogowane jako: BU 1295 AB ? obecnie separacja wynosi około 0.1?, P=26.65lat STF 566 AB,C ? separacja 0,9?, okres orbitalny wynosi około 737 lat. BU 1043 / 3 Cam ? A: G8III, zaćmieniowa typu W UMa (z kolei wg Simbad: K0III, zmienna pulsująca - Cefeida) jasności: A: 5.19 B: 12.3 separacja: AB: 3.7" Kompletne bez rezultatu, ale i bez niespodzianki. 3 Cam żółto-pomarańczowa. STF 574 jasności: A: 8.34 B: 10.06 separacja: AB: 4.5" Ciasna, ale z jakiegoś powodu wydała mi się mało ciekawa. Różnicę jasności składników udało mi się w przybliżeniu ocenić na 1.5mag. W 36x trudniejsza od D 4 ze względu na jaśniejszy składnik A. Najlepszy widok w 50x, kiedy w polu widzenia okularu widoczne były również D4, 2 Cam i 3 Cam. STF 586 jasności: A: 10.86 B: 11.12 separacja: AB: 29" oraz STF 587 jasności: A: 7.59 B: 9.15 separacja: AB: 21.2" Obie dość szerokie i łatwo widoczne w niskich powiększeniach. Gwiazdy STF 587 mają przyjemną dla oka różnicę jasności. Bez szkicu. Pary są łatwe do zlokalizowania. Leżą 1° na wschód od 2 i 3 Cam, lub inaczej, w połowie drogi pomiędzy 3 i 7 Cam. OC Alessi 2 ? gromada odległa o 501 pc HU 552 jasności: A: 9.52 B: 10.25 separacja: AB: 1.3" Mam silne przekonanie, że HU 552 to najtrudniejsza podwójna jaką udało mi się kiedykolwiek dostrzec, trudniejsza nawet od wielu, tych, których nie udało mi się rozdzielić lub dostrzec z powodu tak banalnego jak zły seeing. Przez 20 minut bezskutecznie próbowałem powiększeń 176-205-265-349. Z czasem zacząłem być pewien dostrzeżenia i rozdzielenia. Gwiazdy najlepiej i najczęściej widoczne były w 205x i 265x. Zapisałem, że zachodni składnik ?chyba odrobinę słabszy? - w rzeczywistości słabszy niemal o połowę (0.73mag) Całą trudność sprawiało rozdzielenie pojedynczej gwiazdy 9.07mag (jasność sumaryczna) i dostrzeżenie dwóch ciemniejszych 9.52mag i 10.25mag. Wrażenie tego przejścia było niesamowite i satysfakcjonujące. W zeszłym roku, kiedy porządkowałem notatki i uzupełniałem dane, separacja oficjalnie wynosiła 1.2? wg pomiarów z 1991 roku. Kilka miesięcy później pojawiły się świeże dane i separacja wzrosła do 1.31?. Na szkicu środek gromady Alessi 2 oznaczyłem znakiem ?+? wg współrzędnych w bazie SIMBAD (04 45 24; + 55 15), średnica to około 36'. Pozdrawiam, Wojtek

Hej. Spróbuj wgrać sterowniki silnika przez pilota. Ja tak kiedyś też miałem z moim synscan , (moja wersja pilota V4, a Ty masza V3) i ponowne wgranie, usunęło awarię. Sprawdź jaką wersję firmware masz w swoim pilocie. Ja w swoim mam najnowszą link i sterowniki silników. Tu opisałem. Powodzenia.

Ten potężny ale i subtelny blask wyszedł Tobie niesamowicie. Dobrze, że przypomniałeś się z tym zdjęciem.

Jak jest w standardzie NMEA to będzie działać, ja używam tego https://allegro.pl/oferta/gps-modul-usb-65ch-skytraq-v6-dongle-promocja-6353460761?utm_source=facebook&utm_medium=app_share&utm_campaign=AndroidShowitemShare

Kiedyś, brałem się z nią fotograficznie za bary. Pamiętam, że niby miała być prosta sprawa, a temat mnie zmęczył.

Podszedłem do tematu jeszcze raz. Po przetestowaniu kilku programów dość dobrze mi się współpracuje z Astro Pixel Processor. Program w obsłudze jest dość... ...dziwny, ale efekty przynosi dobre. Jak się przyzwyczaję do nietypowego interfejsu i kolejne zdjęcia wyjdą dobrze, to chyba go zakupię. Przede wszystkim dobrze poradził sobie z przygaszeniem gwiazd. Kolorystyka też chyba powróciła do bardziej naturalnej.

Ale pięknie z boku kraterki widać przy krawędzi a przecież o to chodzi. właśnie obserwuję je z bino, jak zawsze zachęcam ludzi w okolicach pełni na księżycowe obserwacje.

Czekam aż w paczkomacie znajdzie się zakupione wczoraj body Nikona.... od razu zabiorę się za wydłubanie filtra ... ale dziś się rzuciłem na NGC 6888... przy pełni! 7x8min +darki i biasy z biblioteki.... czyli 56minut z niemodem: No i chyba coś na matrycy siedzi .... Ja się cieszę z każdego nowego uwiecznionego obiektu , więc chcę się z Wami moi przyjaciele dalej dzielić frajdą z wspaniałego hobby

W Chile mieliśmy trochę na odwrót, wysoko Carinę, a nisko Tarantulę. Ta druga nie zrobiła na mnie aż takiego wrażenia, choć traktowałem ją tylko lornetkami. Za to Carina cudo. Zarówno w lornetkach, lornetach, jak i w 72cm z Ethosem

No przecież w Poznaniu działa mocna grupa obserwacyjna a zaraz pod nosem masz zlot astro w Zatomiu (Drawieński Park Narodowy). Podjedź i zobacz co i jak.

Wczoraj po 21:00 wykorzystałem trwającą około godzinę dziurę w chmurach i również zaliczyłem Pełnię Żniwiarzy :-) Obserwowałem ze statywu przez 10x50, faktycznie tarcza Księżyca tak jakby mocniej "świeciła". Dodatkowego smaczku do całości dodawały chmury nachodzące co jakiś czas na jego tarczę :-) Trochę żałuję, że nie miałem 15x70, ale i tak nawet w niewielkim powiększeniu Księżyc daje mi wiele radochy :-)

To na razie ostatni wpis w tym temacie, przynajmniej z mojej strony. Za jakiś czas opiszę pewnie wrażenia z wyprawy w głąb gromady galaktyk w Piecu, ale tymczasem wspomnę jeszcze tylko o wykorzystaniu filtrów wąskopasmowych. Mieliśmy całkiem sensowny, kompletny zestawik: OIII Astronomika i UHC oraz Habetę Lumicona. Najczęściej były one używane z Naglerem 31 i Ethosem 13 mm. Pokazały sporo, wyciągając z niebytu rzeczy zwykle niewidoczne lub widoczne bardzo słabo. Zacznę może od O - trójki, która świetnie sprawdziła się na: - mgławicy Tarantula w LMC (NGC 2070) - ogromnej, tak jasnej, że widocznej okiem nieuzbrojonym; obiekt z uwagi na dużą jasność powierzchniową doskonale znosi nawet wysokie powiększenia. Ilość zawartych w nim włókiem, pojaśnień i niejednorodności naprawdę zaskakuje, no i faktycznie można dopatrzeć się tam odnóży, odchodzących od tułowia jakiegoś monstrualnego pająka. Oczywiście inne skojarzenia też są jak najbardziej na miejscu - przykładowo @MaPa określił ją jako maskę Obcego czy coś w ten deseń. - mgławicy Carina (NGC 3373) w Kilu, także widocznej gołoocznie, choć podczas naszego pobytu wisiała już bardzo nisko nad południowo - zachodnim horyzontem, przez co była nieco przygaszona; ponownie dało się ją obserwować około 5 nad ranem, na lekko już jaśniejącym niebie. Mgławica jest podzielona na odrębne, jasne płaty, zaś biegnące między nimi wyraziste, ciemne pasma układają się w kształt ludzika z rozpostartymi ramionami. Podejrzewam, że gdyby była wyżej moglibyśmy pokusić się o próby detekcji zabarwienia (bo w centrum M 42 widzieliśmy bardzo wyraźny, seledynowy kolorek). - Sh 2-308 w Wielkim Psie, opisywanej kiedyś jako obiekt tygodnia. O ile z Polski widać zwykle jedynie ćwiartkę koła (najbliższą gwieździe Menkelb Prior), to w RPA bez problemu wyskakiwało całe półkole; słabsza, południowa część mgławicy w dwunastu calach wciąż była poza zasięgiem. - licznych mgławicach planetarnych, w tym dużej, jasnej i często przez nas obserwowanej NGC 1360 w Piecu (w której dopatrzyłem się nawet śladów struktury, w postaci pociemnienia) czy wynalazkach typu Abell 65 w Strzelcu - tutaj wyraźny, nieco eliptyczny bąbel był na tyle oczywisty, że pokazując obiekt Dominikowi nie musiałem tłumaczyć czego i gdzie ma wypatrywać (co w przypadku planetarek z katalogu Abella nie jest bynajmniej regułą). - mgławicy Ołówek (Pencil, NGC 2736) w Żaglu, będącej częścią wielkiego kompleksu Vela SNR, czyli pozostałości po wybuchu supernowej. Żagiel nad ranem był bardzo nisko nad horyzontem; gdyby nie to, pewnie poszukałbym innych mgławicowych włókien. Sam Pencil był dość oczywisty już w Naglerze 31 mm (wyraźne, podłużne pasemko); w Ethosie 13 mm pasemko to podzieliło się na szereg mniejszych i zamiast ołówka zaczęło przypominać raczej miotłę. UHC również dawał radę, ładnie podkreślając choćby jasne mgławice emisyjne w Małym Obłoku Magellana (NGC 346, 456, 460), ogromną połać NGC 6526 w Strzelcu (dość wyraźna poświata pomiędzy Trójlistną a Laguną) czy mgławicę Running Chicken (IC 2944) w Centaurze. Najlepsze było jednak pociemnienie w centrum Messiera 16 (mgławica Orzeł), gdzie znajdują się słynne Filary Stworzenia. Kształtu pociemnienia nie byłem w stanie określić, ale liczy się, że ono tam było! W Polsce jakoś nigdy nie byłem w stanie go zidentyfikować, pod tamtym niebem po prostu samo wylazło... Habetę też zaprzęgnęliśmy do roboty, choć była używana zdecydowanie najrzadziej. Oprócz Końskiego Łba, którego widokiem delektowaliśmy się prawie każdego (prawie)poranka, z jej pomocą byłem w stanie wyłapać pojaśnienie wokół Meissy w Orionie (pomagało poruszenie tubusem), Pętlę Barnarda czy Kocią Łapkę (NGC 6334) w Skorpionie. Ta ostania to typowa, słaba wodorówka, ładna na zdjęciach, ale w wizualu problematyczna (nasze oko jest prawie ślepe na ten zakres promieniowania). Filtr wkręcony w Naglera 31 pomógł bardzo, kontrastując kilka wyodrębnionych, jaśniejszych obszarów, zanurzonych w baaaardzo słabej, ulotnej poświacie. Jaśniejsze partie mgławicy faktycznie mogą kojarzyć się z odciskiem kociej łapy. Generalnie, filtry okazały się naprawdę przydatne, a widok niektórych obiektów (wiszące w zenicie Laguna, Trójlistna czy Messier 17) w zasadzie nie odbiegał ilością detalu od tego, co można dostrzec na amatorskich astrofotografiach. Nie jest to tylko moje zdanie, fociarze mieli podobne odczucia.

Z ostatniej pełni.