Ranking użytkowników

Nieco bardziej dopracowana wersja:

Po dokonaniach Łukasza świat astrofotografii planetarnej już nigdy nie będzie taki sam. Trzeba z tym żyć. Poskładałem Wenus z chmurkami z niedzieli 9.02.2020. Newton Minimo 300/3600, ASI 178 MM na ASA DDM60 , filtry Baader UV i Astonomik Pro Planet 742. Wersja kontrastowa, ale pracuję nad inną też. Edytowane teraz przez wessel

Wenus z 7 lutego - trafiła się pogoda i niezły seeing. SCT 8" + Chameleon 2 - kombinacja UV/metan (z braku zwykłego podczerwonego): wersja zwykłą i drizzle 1,5 . Samo UV: I CH4

W tym tygodniu coś na odmianę od "wypalających" oko słabizn DSO. Obiekt do którego można podejść bez nastocalowego lustra pod bieszczadzkim niebem . Księżyc to w utrapienie desowca-wizualowca. Najczęściej świeci gdy niebo jest bezchmurne i przejrzyste - ot taka złośliwość rzeczy martwych. Jest takie powiedzenie, że jeśli nie możesz pokonać wroga to zaprzyjaźnij się z nim. Stąd właśnie ten OT I tak jak wśród obiektów DSO są wyjątkowe perełki, tak i w topografii Księżycu znajdziemy wyjątkowe twory. http://www.asod.info/?p=9922 Jednym z nich jest krater Petavius. Został uformowany w epoce zwanej imbryjską, pomiędzy 3,2mld a 3,8mld lat temu. Jest szczególnym rodzajem krateru uderzeniowego z tzw pękniętym dnem. Ten rodzaj krateru po impakcie, został zmodyfikowany przez późniejszy wulkanizm, podniesienie przez napierającą od spodu magmę i w efekcie pęknięcie dna krateru. W ich wyniku powstały promieniste i sinusoidalne szczeliny. Dno krateru Petawiusza jest prawie 300 metrów wyższe w pobliżu środka niż wokół krawędzi! Na ASODzie zalazłem piękny szkic (powyżej) jak taka szczelina wyglądałaby gdybyśmy mogli sobie zafundować spacer po Księżycu. Delikwenta znajdziemy blisko południowo-wschodniej krawędzi Księżyca. A najlepszy czas na jego obserwację to 3-4 dni po nowiu i tuż po pełni. Petavius jest dość dużym kraterem o średnicy 177km. Zagłębiony 3,4km w otaczający teren, z centralnym kompleksem wzniesień o wysokości 1,7km To co rzuca się na w oczy to wspomniany wyżej system pęknięć, a szczególnie jedna szczelina. Szeroka na 2km i długa na 80km, przebiega od centralnego wzniesienia do południowo-wschodniej ściany krateru i jest widoczna nawet w ok 80-100x powiększeniu. Druga, a zwłaszcza trzecia szczelina mogą być niezłym wyzwaniem dla ob serwatorów https://the-moon.us/wiki/Rimae_Petavius Petavius ma też towarzystwo o dość zróżnicowanych rozmiarach. Dla każdego coś się znajdzie. Ile jesteś w stanie dostrzec? (mapka poniżej) Petavius A - 5km Petavius B - 33km Petavius C - 11km Petavius D - 17km https://commons.wikimedia.org/wiki/Category:Vallis_Palitzsch?uselang=pl Kolejnym czelendżem są depozyty magmy skrywające się we wnętrzu krateru (dolne zdjęcie). Znajdują się na północy, wschodzie i południowym wschodzie krateru. Na zdjęciach wyglądają jak ciemniejsze plamy. Szczególnie część południowo- wschodnia z otworem wentylacyjnym tejże kopuły jest godna uwagi. O?Meara pisze że jest w stanie dostrzec ten otwór przez 3? teleskop. Wiadomo gość ma sokoli wzrok i pewnie potrzebną aperturę trzeba pomnożyć przez 2. Nie wiem, jeszcze nie próbowałem. W każdy razie otwór wentylacyjny ma prawie dwie mile średnicy, a nachylenie depozytu to zaledwie 3 stopnie. Jest to więc bardzo "delikatna" formacja. Podobno najlepiej próbować tuż po pełni. Co ciekawe prawdziwą naturę tej formacji wyjaśniono dopiero w 2006 roku. Koniecznie spróbuj i daj znać jak poszło!

Już czas powoli myśleć co zapakować na wiosenny zlot, czyli już też czas zająć się pamiątkowymi albumami z fotkami z konkursu Heńka Kowalewskiego Album podobnie jak ostatnio będzie zamawiany w firmie https://nphoto.com/pl/ (wcześniej pod nazwą najlepszefoto.pl). Produkt Fotoksiążka BASIC, format A4 poziomy 30x20cm. ****************************** AKTUALIZACJA ****************************** Końcowa cena albumu konkursu Heńkowego AD2019 to 49.50 PLN za 1 sztukę Paczkomat InPost 15 PLN Kurier DPD 18 PLN Odbiór w Zatomiu friko Końcową cenę łatwo policzyć Proszę o przelew na konto: Łukasz Socha 16 1910 1048 2516 0372 2338 0002 A po wykonaniu przelewu poproszę o PW z danymi do wysyłki (również telefon dla kuriera czy email dla paczkomatu). Na wpłaty czekam do końca zimy - do 20 marca 2020. ****************************************************************************** Kilka stron z projektu albumu AD2019: A tak wyglądały wcześniejsze albumy: https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/16245-album-konkursowy-2018/ https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/13890-album-konkursowy-2017/ https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/5571-pamiątkowy-album-konkursowy-aktualizacja/page/5/&tab=comments#comment-92930 Powyżej - albumy sprzed roku z fotkami z konkursu Henia AD2018 Album AD2019 będzie zawierał 95 zdjęć - wszystkie zdjęcia, które w ankietach miesięcznych uzyskały co najmniej 10 głosów. Oto ich lista:

To jest moja pierwsza planeta w zbiorach. Zdjęcie wykonane 08,02.2020 z MAK-a 127/1500, Barlow 2x, montaż EQ3-2, stack z 900 klatek, Wideo nagrane Nikonem D-5100, później przeróbka na avi w PIPP i obróbka końcowa w RegiStax 5. Nie jest to nic szczególnego ale jestem zadowolony z efektu jak na pierwszy raz. Z kamerki na pewno by lepiej wyszło ale jak się nie ma co się lubi to się lubi co się ma :-).

Ale dziwnie wygląda obracające się niebo na biegunie:

Od zawsze marzyło mi się osiągnięcie takiej rozdzielczości w fotografii Wenus, aby można było odwzorować ruch chmur siarkowodorowych w jej atmosferze. Dzięki pieczołowitej kolimacji mojego Dall-Kirkhama 190/3570 oraz kapce szczęścia (seeing) udało się to zrealizować dwa dni temu - 7 lutego 2020 Cała sesja trwała od 16:50 do 18:30 przy czym chwile najlepszego seeingu w paśmie UV (szczególnie podatnym na wpływ atmosfery) zanotowałem około 17:00-17:10 Około 18 planeta była już dość nisko nad horyzontem (21 stopni) więc detal chmur sukcesywnie się pogarszał (dodatkowo na skutek większej absorpcji UV przez grubszą atmosferę przy niższym położeniu planety). W paśmie IR tarcza planety jest jednorodna. Natomiast z użyciem filtra UV widzimy chmury w górnych warstwach atmosfery - dzięki temu, że siarkowodór bardzo mocno absorbuje promieniowanie UV Obrót samej Wenus wokół własnej osi (wenusjański dzień) trwa 243 ziemskie dni. Natomiast obrót jej atmosfery zajmuje zaledwie 4 ziemskie dni. Dzięki temu w odstępie 1-1,5h możemy już zaobserwować delikatną rotację struktur chmur. Poniżej zdjęcie z okresu najlepszego seeingu, porównanie kanałów UV i IR oraz dwie animacje ruchu chmur - jedna z mniejszym a druga z większym kontrastem. Mam też materiał z 8 i 9 lutego - ale nieco gorszy. Będę udostępniał w tym temacie w miarę progresu obróbki która jest dość czasochłonna. Sprzęt D-K 190/3580 + ASI 178MM-C Baader U + ZWO IR 850nm skala zdjęcia (0,058''/pix) EDIT - dodaję fotki z soboty 8 lutego

Witam Kolejna próba łączeni Ha i koloru z kolorowej kamery. Materiału mało (zła pogoda), ale coś tam widać. 2,5h Ha i 1,3h kolor, ASI071, TLAPO804 Pozdrawiam

Najlepszego!

100 lat ! Dużo zdrowia, kasy, szczęścia no i czystego nieba!

Wszystkiego najlepszego, ładnych chmur w dzień i bezchmurnego nieba w nocy!

100 lat! !

Wszystkiego Najlepszego! 100 Lat!!!

To chyba dobrze, że chcemy doradzić jak najlepiej ... Bez pełnej informacji to ta jakby ktoś zapytał "jakie auto w teren ? Chce jeździć po wertepach". Teraz doradź

Po zakupie lornetki 15x70 zacząłem wertować swoje książki i czytać je ponownie, z nastawieniem na obserwacje lornetkowe. Wtedy w kultowej książce "The Messier Objects" Stephena Jamesa O'Meara'y wyczytałem, że "przynajmniej jedna piąta wszystkich gwiazd [w gromadzie M44] to układy podwójne!" (At least one-fifth of all the stars are doubles!). Od razu w głowie zrodził się pomysł. Jak Łukasz @lukost może wyszukiwać sobie w M44 galaktyk, to czemu nie poszukać w tej gromadzie układów wielokrotnych za pomocą lornetki. Wystarczy tylko wyszukać je w literaturze, znaleźć mapkę M44 i gotowe - "bułka z masłem Nutellą" jak to mawiają moje dzieci. Tak rozpoczęła się przygoda z tym oto OT. Powiem szczerze, że były to najdłuższe przygotowania do obserwacji w moim trzyletnim stażu obserwacyjnym. M44. Fragment pierwszego zdjęcia wykonanego 13-calowym szerokokątnym teleskopem w Obserwatorium Lowell, 6 kwietnia 1929r. Źródło: "Burnham's Celestial Handbook, Volume One" Robert Burnham Co prawda gromada M44 jest widoczna gołym okiem, ale pod podmiejskim niebie zanieczyszczonym światłem czasami trudno ją odnaleźć. Niestety gwiazdy konstelacji Rak, w której mieści się nasz obiekt tygodnia nie są w tym przypadku zbyt pomocne. Sposób? Szukamy głowy rudego bliźniaka, gwiazdy Pollux oraz Serca Lwa - gwiazdy Regulus. Następnie celujemy lornetką czy szukaczem w mniej więcej środek odcinka łączącego te gwiazdy. W ten sposób odnajdujemy Asellus Borealis (?północny osioł?) i Asellus Australis (?południowy osioł?), a między nimi M44. Źródło: "The Messier Objects" Stephen James O'Meara Aratos z Soloj w swoim poemacie "Fenomeny" (Phainómena) napisanym około 260 roku p.n.e nazywa gromadę Achlus - "mała mgiełka". Hipparchos z Nikei w swoim atlasie (130 r. p.n.e) określa nasz obiekt tygodnia jako Nephelion czyli "mała chmurka". Klaudiusz Ptolemeusz w swojej "Wielkiej rozprawie astronomicznej" (Algamest około 140 r. n.e.) wspomina o tej gromadzie jako mgławicy. W 1609 roku Galileusz jako pierwszy obserwował nasz obiekt tygodnia przez teleskop. T.W.Webb twierdzi, że Galileusz dostrzegł 36 jasnych gwiazd w tej gromadzie. Nigdy się pewnie nie dowiemy czy był pierwszym człowiekiem, który dostrzegł pojedyncze gwiazdy w tym obiekcie. Stephen James O'Meara pisze w swojej książce, że bez większych problemów wyraźnie widział gołym okiem pojedyncze gwiazdy gromady. Należy dodać, że było to na wysokości 14000 stóp i że używał maski z tlenem. Ale... na wysokości 9000 stóp i bez tlenu był w stanie dostrzec tuzin gwiazd. Przyznaje jednak, że były to trudne obserwacje. Czyli da się gołym okiem bez wspomagaczy Jak komuś też się udało, niech się pochwali. Obecnie szacuje się, że gromada składa się z ponad tysiąca gwiazd powiązanych grawitacyjnie. 68% stanowią karły typu M. Gwiazdy ciągu głównego typu F, G i K to 30% całej populacji, a 2% stanowią jasne gwiazdy typu A. W gromadzie występuje pięć olbrzymów - cztery K0 III i jeden G0 III. Zidentyfikowano także jedenaście białych karłów. Jednak jak my patrzymy na gromadę przez lornetkę, to widzimy w niej głównie typy gwiazd najrzadziej w gromadzie występujące. Czyli gwiazdy typu A i olbrzymy. Oto lista 15 najjaśniejszych gwiazd w naszym obiekcie wraz z jasnością i typem gwiazdowym: Źródło: "Burnham's Celestial Handbook, Volume One" Robert Burnham No dobra, ale co z układami wielokrotnymi? O'Meara przecież obiecał dużo układów podwójnych. Richard J. Bartlett potwierdził jednym lakonicznym zdaniem w książce "Easy Things to See With a Small Telescope": "Dużo gwiazd podwójnych można odnaleźć tu [M44]" (There are a lot of doubles to be found here). Jedyny konkret jaki znalazłem w posiadanej literaturze był w "Star Watch" Philipa Harringtona: "Jednym z najciekawszych widoków, które można zobaczyć przez teleskop w M44 jest trio blisko usytuowanych gwiazd skatalogowanych jako Burnham 584." (One of the most interesting telescopic sights to look for within M44 is a trio of closely set stars listed in catalogs as Burnham 584). W związku z zaistniałą sytuacją zacząłem sam wyszukiwać układów używając SkySafari i https://www.stelledoppie.it. Podobnie wyglądała sprawa z szczegółową mapą M44. Dedykowana mapa Plejad jest dostępna w co drugim atlasie, a M44? No cóż... trzeba było poradzić sobie inaczej. Poniżej mapa która wygenerowałem przy pomocy https://www.aavso.org/apps/vsp/. Następnie lekko ją poprawiłem, gdyż Variable Star Plotter centralną gwiazdę oznacza krzyżykiem i niestety na dodatek pominął on jedną istotną gwiazdę ?. S750 występuje w SkySafari, jest też na mapie na zdjęciu u Łukasza w obiekcie tygodnia z 01.12.2019r. Ale... gwiazda ta nie jest skatalogowana w Henry Draper Catalogue, wiec Variable Star Plotter jej nie rysuje. Dla zwykłych śmiertelników używających lornetek 10x50 czy 15x70 przygotowana mapa powinna wystarczyć. Jest w dużej rozdzielczości i nadaje się do druku. Prawdziwi wyjadacze i posiadacze większych lornetek, czy teleskopów, mogą sami wygenerować mapę uwzględniającą słabsze gwiazdy czy mapę z widokiem lustrzanym. M44, północ na górze, widok prosty (lornetkowy), pole widzenia obejmuje 80', uwzględniono gwiazdy do 10mag. Bu584 - Wypatrzyłem trzy składniki (A, C i D) Składniki Kąt pozycyjny [°] Seperacja ["] Jasność 1 [mag] Jasność 2 [mag] AB 290 0.9 7.31 12.30 AC 158 45.7 7.31 7.47 AD 242 92.1 7.31 6.67 Da,Db 239 0.5 6.67 9.87 DC 89 99.5 6.67 7.47 DE 3 35.4 6.67 11.75 Epsilon Cancri - Wypatrzyłem dwa składniki (A i B) Składniki Kąt pozycyjny [°] Seperacja ["] Jasność 1 [mag] Jasność 2 [mag] AB 150 134 6.28 7.48 39 Cancri - Wypatrzyłem cztery składniki (A, B, C i D) Składniki Kąt pozycyjny [°] Seperacja ["] Jasność 1 [mag] Jasność 2 [mag] AB 150 151.8 6.47 6.58 AC 309 134.0 6.47 9.03 AD 111 134.9 6.47 8.79 AR 150 290.3 6.47 11.63 AS 325 261.7 6.47 10.14 BR 147 140.3 6.61 11.63 CS 340 137.1 9.03 10.14 S570 - Wypatrzyłem trzy składniki (A, C i D) Składniki Kąt pozycyjny [°] Seperacja ["] Jasność 1 [mag] Jasność 2 [mag] AB 84 57.3 7.47 9.64 AC 345 178.6 7.47 9.35 Struve 1254 - Wypatrzyłem trzy składniki (A, C i D) Składniki Kąt pozycyjny [°] Seperacja ["] Jasność 1 [mag] Jasność 2 [mag] AB 55 20.8 6.44 10.37 AC 343 62.5 6.52 7.61 AD 44 83.5 6.52 9.20 AE 156 15.6 6.52 12.50 Ba,Bb 25 1.8 9.50 15.10 CD 91 76.1 7.61 9.20 Na koniec można też wyszukać czterech olbrzymów K0 III: A Tobie udało się znaleźć układy wielokrotne w M44? Spróbuj i daj znać jak poszło! PS: Uważny czytelnik na pewno zauważył, że olbrzym G III o którym wspomniałem w tekście nie znalazł się na liście najjaśniejszych gwiazd gromady zaczerpniętej z książki Roberta Burnhama "Burnham's Celestial Handbook, Volume One". Nie ma też go na załączonej mapie. Więc o co chodzi? EDIT: Poprawione tabelki.

No patrzcie Państwo! Tyle razy patrzyłem na Żłóbek, a nigdy nie zwróciłem uwagi na układy podwójne w nim zawarte. ?

NAJLEPSZEGO !!!

Witam, Przyznam, że dość długo się męczyłem nad obróbką tej fotki. Starałem się wyciągnąć jak najwięcej szczegółów tła, aczkolwiek nie jestem pewien czy kolorystyka jest dobra. Jak zwykle będę wdzięczny za sugestie. Z pewnością można to jeszcze poprawić ? Zdjęcie wykonane Samyangiem 135 mm i Nkonem D750 (niemodyfikownym). F/2.8, 49x30 sek. ISO 800. Prowadzenie na SA (bez guidingu). Pozdrawiam!

Wszystkim jubilatom dużo zdrówka i spełnienia marzeń przy pogodnym niebie.

Wszystkiego najlepszego Adrian!

Adrianie, spełnienia marzeń i satysfakcji z astro zabawy, zdrówka i pogodnego nieba

1. Tayson - 2szt 2. Zielu - 1szt 3. jolo - 3szt 4. DarX86 - 1szt 5. Jacek E - 1 szt. 6. Manieksky - 1 szt. 7. Adam Jesion - 1 szt. PS. Świetna inicjatywa ??

Dobrego zdrówka, pogodnego nieba, spełnienia planów i dużo kasy na astro zabawki.

2020 Adrian - jak w poprzednim roku - ciemności nad koszalińskim czyściutkim niebem, dużo pieniążków na astrograty i spełnienia wszystkich marzeń - 100 lat

Myślę, że jakby była lista, to chętnych byłoby więcej. Różnie to bywa z czytaniem ze zrozumieniem, a jeszcze jak ktoś nie wie co to jest "lajk" A tak jak tytuł Album 2019, i po wejściu w nowy post od razu lista osób wyskakuje, bez czytania wiadomo o co chodzi. Decyzja Łukasza, ja bym listę wstępną zrobił z zaznaczeniem, że projekt będzie realizowany gdy przekroczy 30 chętnych.

Jeszcze jeden rzut oka na Sinus Iridium. 7 lutego.

Witam. Z przyjemnością informujemy, że biuletyn Proxima (4/2019) został udostępniony na stronie http://proxima.org.pl Tym razem mamy aż 100 stron informacji dla miłośników gwiazd zmiennych i nie tylko. Serdecznie zapraszamy!

To na drugą nogę Zdjęcia z soboty 8 lutego. Seeing nieco gorszy ale ciągle spoko. Tylko układ chmur mniej widowiskowy. Widać ładnie ruch struktur od 16:50 do 18. Po 18 było już słabo - słaby seeing i większość ujęć rozmyta. Zdjęć z niedzieli 9 lutego nie będę publikował ponieważ są słabe - na czole nadchodzącego frontu seeing siadł totalnie.

Taki szybki strzał z piątku 7 lutego

Tym razem trochę od kuchni Składnik C Trapezu Oriona ( ? Ori C ) jest najjaśniejszym obiektem w tej znanej grupce gwiazd położonej w centrum M42. To olbrzym, a nie dość że olbrzym, to jeszcze piekielnie gorący, bo wczesnego typu widmowego O6. Jego temperatura powierzchniowa to około 40 tysięcy stopni. Ta jedna gwiazda generuje około 80% fotonów pobudzających do świecenia całą mgławicę M42 (!!!). Jeśli będziecie obserwowali albo fotografowali M42 to można sobie spróbować wyobrazić, że znakomita większość obserwowanej energii narodziła się w tej jednej gwieździe. Gwiazdy tego typu żyją bardzo krótko i jest ich we Wszechświecie bardzo niewiele. Ale ponieważ są bardzo jasne, więc łatwo je dostrzec nawet z oddali Poniżej widmo tej gwiazdy zarejestrowane przez 10" teleskop, spektroskop LowSpec oraz kamerkę QHY163M. Są tam trzy wykresy, ale tak naprawdę jest to jedno i to samo widmo, tylko pokazane na trzy sposoby. Wykres niebieski to jest sygnał, który zarejestrowała kamera. Najwięcej nałapało się w okolicy zielonego, więc można pomyśleć, że gwiazda ta najjaśniej świeci w zakresie zielono-żółtym. Ale tak nie jest, bo to czułość kamerki oraz pochłanianie promieniowania w atmosferze i samym instrumencie wpływa na kształt tej krzywej. Również sama siatka dyfrakcyjna ma różną sprawność w zależności od długości fali, a dodatkowo stopień pochłaniania zależy od takich czynników jak wysokość na poziomem morza i oczywiście wysokość obiektu nad horyzontem. Ale kierując instrument na jedną z gwiazd standardowych można sobie wyznaczyć odpowiednią charakterystykę instrumentu (instrumental response) i po podzieleniu surowego widma przez wyznaczoną krzywą otrzymujemy wykres o barwie, hmmm, kasztanowej To prawdziwy przebieg widma gwiazdy C Trapezu Oriona. Jest ona bardzo gorąca i wyraźnie widać, że emitowana energia rośnie na lewo, w stronę barwy niebieskiej, tam gdzie na wykresie jest promieniowanie o krótszej długości fali. Gdyby nasz wykres obejmował zakres UV, to okazałoby się, że właśnie tam przypada maksimum promieniowania tak gorących gwiazd. A spłaszczony wykres zielony, to wykres ze znormalizowanym kontinuum. Wykres taki jest wygodny to analizy jakościowej widma - do identyfikacji i prezentacji linii spektralnych. Nie mówi nam nic o tym, czy gwiazda świeci mocniej w czerwieni czy błękicie. Ale dołki i górki są łatwe w analizie. A tak wygląda surowe widmo z kamerki (w tym przypadku to gwiazda węglowa W Ori). Gdyby zdjęcie wykonane było kamerką kolorową, to można by ujrzeć ładną tęczę, a tak to pozostaje wyobraźnia

O ja Dolę. Mamy dopiero styczeń luty, a fotka roku już na forum...

Słońce 08.02.2020. Lunt50, ASI178mm, stack 30% z 1000klatek.

Dzisiejsza Wenus, ok. 17:30. Newton Minimo 300/1500 + Q Barlow Baadera x 2.25 - efektywnie ok.3600, ZWO ASI 178MM na ASA DDM60. Filtr ProPlanet 742. AVI 3000 klatek (ok.30% wykorzystałem). Mam też materiał z filtrem UV ale nie mam czasu chwilowo na obróbkę.

8 lutego. Kamerka Datyson. @sosna: rozmaz kolorów na skraju tarczy może nie wynikać z instrumentu, ale być objawem dyspersji atmosferycznej związanej z ugięciem światła w atmosferze. Z tego powodu efekt rozjechania się kolorów można zaobserwować na nisko położonych obiektach nawet w instrumencie wolnym od aberracji chromatycznej.

W roku 1867 francuscy astronomowie Charles Wolf i Georges Rayet odkryli rodzaj rzadko występujących gwiazd, których widma zawierają poszerzone linie emisyjne helu, oraz praktycznie brak śladów wodoru. Gwiazdy Wolfa-Rayeta są wynikiem ewolucji najmasywniejszych gwiazd typu widmowego O (czyli tych najgorętszych, błękitnych potworów). Jeśli gwiazda typu O ma masę mniejszą niż 25 mas Słońca, to zaraz po fazie czerwonego olbrzyma następuje wybuch supernowej. Jeśli jednak masa gwiazdy jest większa, to gwiazda wkracza w etap bycia gwiazdą Wolfa-Rayeta. Na półkuli północnej pewna ilość tych gwiazd skoncentrowana jest w konstelacji Łabędzia - w asocjacji Cygnus OB. Odkryto tam 23 gwiazdy Wolfa-Rayeta, a chyba największą celebrytką jest WR136 leżąca w środku mgławicy NGC6888 Crescent. Na początku fazy WR gwiazda odrzuca swoją wodorową otoczkę w postaci wiatru gwiazdowego o szybkości dochodzącej do 2000km/s. Na powierzchni takiej gorącej gwiazdy nie ma już wodoru i zostają odsłonięte głębsze warstwy zawierające obszary, w których występują cięższe pierwiastki jak hel, węgiel, azot czy tlen. Temperatura na powierzchni gwiazd Wolfa-Rayeta wynosi od 30 000 do 200 000 stopni. Ponieważ Łabędź obecnie dołuje, więc znalazłem dwie gwiazdy Wolfa-Rayeta położone na zimowym niebie - WR3 i WR4. I oczywiście pobrałem ich widma, inaczej by tego tekstu tutaj nie było W przypadku gwiazdy WR3 obecna jest słaba linia H beta z profilem P Cygni. Można więc wyznaczyć szybkość ekspansji wodoru - 590km/s. Ale trzeba zebrać więcej materiału, żeby profil był wyraźniej zaznaczony. Widma gwiazd WR są zupełnie inne od widm "zwykłych" gwiazd. Poniżej przegląd klas widmowych gwiazd od O do M. Patrząc na nie i na kolorowe paski nad widmami gwiazd WR na wykresach powyżej, nietrudno się domyślić, że mamy do czynienia z zupełnie innym typem obiektu. Źródło: Spectroscopic Atlas for Amateur Astronomers, Richard Walker Gwiazdy Wolfa-Rayeta żyją średnio około 200 000 lat, a więc bardzo krótko - stąd też jest ich tak niewiele. Końcowym etapem ewolucji takich masywnych obiektów jest wybuch supernowej.

Tak, montaż daje radę (czego wcale nie byłem taki pewny), a PHD2 ma bardzo przydatne do spektroskopii funkcje - jak właśnie podgląd szczeliny, czy przesuwanie pola widzenia już podczas guidingu tak, że można obiekt bardzo dokładnie umieścić na szczelinie w wybranym miejscu, Nocą z 21 na 22 stycznia zebrałem jeszcze trochę klatek widma mgławicy M1 Krab. Niestety warunki już wtedy się szybko pogarszały, tak że na stacku 70 minut materiału króluje zarejestrowane light pollution, jak widać poniżej: Kolorowy pasek u góry to fragment widma zebranego pod moim niebem kilka dni wcześniej i zawierającego linie pochodzące głównie od sztucznego zaświetlenia nieba. Na widmie mgławicy M1 można je również łatwo zidentyfikować, ale widać też pofalowane linie pochodzące od tlenu z mgławicy Krab. W "normalnych" warunkach w obłoku gazu powstawałyby zwykłe linie emisyjne. Ale tutaj mamy do czynienia z efektem Dopplera. W mgławicy Krab różne jej obszary poruszają się względem nas z różnymi prędkościami. A kiedy jakiś obiekt emituje światło i jednocześnie porusza się względem nas, wtedy dociera do nas światło o nieco innej długości fali. Gdy obiekt się do nas zbliża, to fala jest krótsza (bardziej niebieska, a kiedy oddala, to dłuższa (bardziej czerwona). W przypadku linii OIII w mgławicy Krab możemy zmierzyć (na tak kiepskim widmie niezbyt co prawda dokładnie) odległość pomiędzy fragmentami linii emisyjnej przesuniętej ku czerwieni i ku niebieskiemu: A następnie przeliczyć tę różnicę na różnicę w długości fali (znając dyspersję spektroskopu, która w moim przypadku wynosi 0.61A / px), żeby ostatecznie dostać wielkość wyrażoną w km/s: Te 2945 km/s to różnica w szybkości pomiędzy fragmentami mgławicy które się od nas oddalają i które się do nas przybliżają. Szybkość ekspansji będzie połową tej wartości i jest ona bardzo blisko wartości podawanej np w wikipedii, która dla M1 wynosi 1500 km/s. A więc pierwsze koty za płoty z panem Dopplerem Jak się rozpogodzi, to nazbieram jeszcze raz widmo M1, ale tym razem w okolicach H alfa.

Gwiazda 40 Eridani to potrójny układ położony stosunkowo niedaleko od nas - bo w odległości około 5 parseków, praktycznie po sąsiedzku. Główny jej składnik to gwiazda typu K ciągu głównego o jasności 4.4mag - nic specjalnego. Natomiast składnik B był tematem dyskusji wielu astronomów około stu lat temu. Wtedy to spektroskopia zaczynała rozkwitać i powstawały pierwsze systemy klasyfikacyjne gwiazd. Nad katalogiem Henry'ego Drapera (gwiazdy HD) pracowały Williamina Fleming i Annie Jump Cannon. PIerwsza z nich na podstawie widma zaklasyfikowała gwiazdę 40 Eri B do typu widmowego A. Są to stosunkowo gorące gwiazdy, których widmo składa się głównie z mocnych linii absorpcyjnych wodoru. Ale tak gorąca gwiazda położona tak blisko nas powinna być dużo jaśniejsza. Minęło całkiem sporo czasu, zanim zagadka została rozwiązana, a 40 Eri B stała się pierwszym odkrytym białym karłem. Składnik B jest położony w odległości około 70 sekund kątowych od składnika A i ma jasność 9.5mag, jest więc łatwo dostępny dla obserwacji wizualnych. Białe karły to obiekty, w których nie zachodzą już procesy syntezy jądrowej i nic nie powstrzymuje materii przed zapadaniem się. W wyniku tego powstają obiekty o rozmiarach porównywalnych z Ziemią, ale o masie porównywalnej z masą Słońca. W widmie białego karła widzimy jedynie mocno poszerzone linie wodoru, ale nie jest to wynikiem temperatury i jonizacji cięższych pierwiastków (jak w gwiazdach typu A), ale wynika to z faktu, że wszystkie cięższe pierwiastki zostały wciągnięte przez silne pole grawitacyjne białego karła do jego centrum i nie biorą udziału w generowaniu linii widmowych. Poniżej widmo białego karła 40 Eri B zarejestrowane przeze mnie 23.01.2020. Dla porównania nałożyłem również widmo gwiazdy A5V - czyli typu widmowego, do którego na początku zaklasyfikowano tego białego karła. Jak widać są one całkiem podobne, choć szerokość linii widmowych białego karła jest wyraźnie większa. I nie wynika to z małej rozdzielczości, ale one faktycznie są tak szerokie. W sumie widmo to nie jest zbyt ciekawe. Dużo ciekawsza jest historia, która się kryje za tym obiektem PS - jak można zauważyć w opisie referencyjne widmo gwiazdy typu A5V pochodzi z katalogu HD nad którym pracowały obie wspomniane panie ponad sto lat temu i znajduje się w nim pod numerem 23194. W sumie znajduje się w nim ponad 225 tysięcy pozycji, a w szczytowych momentach do katalogu HD było dodawane 5 tysięcy nowych widm miesięcznie. https://aasnova.org/2017/10/03/40-eridani-b-a-challenging-star/

Wczoraj zarejestrowałem widmo Kastora - nic ciekawego tam nie ma, ale to jedna ze standardowych gwiazd, dzięki czemu mogłem później wyznaczyć odpowiedź mojego zestawu (instrumental response), czyli jakby czułość w zakresie światła widzialnego. W zakresie od około 450nm w górę wykres pokrywa się mniej więcej z czułością kamerki QHY163M. Poniżej 450nm czułość zestawu spada szybciej - sprawność siatki dyfrakcyjnej w tym zakresie jest już mniejsza, a i swoje trzy grosze pewnie zaczynają dokładać tutaj dublety achromatyczne zastosowane w spektroskopie. Jak wiadomo Kastor to gwiazda wielokrotna. Wokół składników A i B w nieco większej odległości (około 70") krąży składnik C - gwiazda zmienna YY Geminorum. To już o wiele ciekawszy obiekt. Sam Kastor C to gwiazda podwójna zaćmieniowa o okresie niecałe 20 godzin. W jej skład wchodzą dwie niewielkie i chłodne gwiazdy ciągu głównego typu M0.5. Ale widmo Kastora C różni się od typowego widma gwiazdy M0.5V - występują w nim wyraźne linie emisyjne wodoru. W gwiazdach o tak niskiej temperaturze powierzchniowej (około 3000K) linie emisyjne H alfa i beta nie występują "z natury", bo brakuje energii do wzbudzenia takiej emisji. Widmo gwiazdy zmiennej Kastor C. U góry dla porównania dodano kolorowy pas ukazujący standardowe widmo gwiazdy M0.5V. Zmienność Kastora C ma trzy źródła. Pierwsze to fakt, że to gwiazda zaćmieniowa. Po drugie na powierzchni gwiazd układu Kastor C występują ogromne flary (pojaśnienia). A trzecim źródłem zmiennej jasności są ciemne plamy na ich powierzchni oraz ruch obrotowy składników układu. Kastor C to pierwsza gwiazda poza Słońcem, na powierzchni której odkryto obecność plam (rok 1952). W zależności od fazy zaćmienia linie emisyjne wodoru rozdzielają się tworząc charakterystyczne dla układów spektroskopowo podwójnych profile widmowe. W przypadku Kastora C odległość pomiędzy obiema liniami może wynosić do 6-7A, a więc spektroskopem LowSpec z siatką 600 l/mm powinno się udać je rozdzielić. Trzeba będzie zapolować

Myślałem o tym, żeby na wiosennym zlocie może coś opowiedzieć zainteresowanym. Wczoraj zamiast kamerki do spektroskopu wkręciłem okular i wizualnie poobserwowałem kilka widm - żarówki, neonówki, lampy uliczne no i widmo Słoneczne. Fajna sprawa, mocno kolorowa Ostatnim obiektem, na który skierowałem teleskop wieczorem 16 stycznia była mgławica planetarna Eskimos. Planowałem zebrać około godzinki materiału, ale niestety nie udało się. Warunki i tak były kiepskie, mgliste, a po 8 klatkach niebo przestało być w ogóle widoczne. Udało się zebrać 24 minuty przez mgłę i wysokie chmury. Tak wygląda surowy stack widma mgławicy Eskimos: Jest to widmo emisyjne. W przeciwieństwie do gwiazd, gdzie na jasnym kontinuum obserwujemy ciemne linie absorpcyjne, w mgławicach planetarnych (ale nie tylko) widzimy jedynie kilka linii emisyjnych o długości fali odpowiadających konkretnym pierwiastkom. Zdjęcie Eskimosa w tle wykonałem dwa lata temu. W przypadku Eskimosa najsilniejsze linie pochodzą od tlenu oraz wodoru. Oprócz tego są dużo słabsze linie pochodzące od helu, azotu oraz siarki. Ze względu na warunki oraz małą ilość materiału stosunek sygnału do szumu nie jest zbyt duży. Dlatego do mgławicy Eskimos na pewno jeszcze wrócę, a przy okazji przesunę trochę obserwowany zakres w lewo, żeby zebrać informacje potrzebne do określenia kilku cech mgławicy planetarnej.

Następne dwa widma pochodzą z gwiazd położonych niedaleko Betelgezy, ale jeśli chodzi o typ, to są zupełnie inne. Alnitak i Mintaka leżą na obu końcach Pasa Oriona, a są to olbrzymie i bardzo gorące gwiazdy typu widmowego O. Ich temperatura na powierzchni wynosi 25000-30000K (Betelgezy dla porównania to 3600K), a widmo wygląda zupełnie inaczej. Już patrząc na sam kolorowy pasek widać, że linii jest znacznie mniej. Obecne są takie linie jak: absorpcyjne neutralnego i zjonizowanego helu: He I, He II absorpcyjne wielokrotnie zjonizowanych pierwiastków, jak C III, C IV, N III, O III pojawiają się linie emisyjne helu Zarówno Alnitak jak i Mintaka są gwiazdami typu O9.5. Różnią się tym, że Alnitak jest nadolbrzymem, natomiast Mintaka jasnym olbrzymem. W porównaniu do Słońca Alnitak emituje około 100 tysięcy razy więcej energii, przy czym jest "jedynie" 20 razy większy od Słońca. Widma obu gwiazd są bardzo podobne, różnią się jedynie w kilku szczegółach. W widmie Alnitaka pojawia się linia emisyjna C III 5696A, która jest dość charakterystyczna dla gwiazd Wolfa-Rayeta. A linia H alfa jest typowym profilem gwiazd typu P Cygni , gdzie część emisyjna piku jest przesunięta ku czerwieni, a część absorpcyjna w niebieską stronę widma. Praktycznie zawsze oznacza to, że z gwiazdy wyrzucana jest z dużą szybkością materia. Różnica w położeniu obu linii wynosi 6.3A, i można to łatwo przeliczyć na szybkość ekspansji tej materii: v = (dl / l) * c = 6.3 / 6563 * 300000 = 287 km/s Głębokie linie absorpcyjne oznaczone jako O2 i H2O pochodzą od zawartych w ziemskiej atmosferze tlenu oraz pary wodnej.

Zdenerwujesz za chwilę towarzystwo podając tak szczątkowe informacje o swoich wymaganiach i możliwościach.