Ranking użytkowników

Hej, tu pierwsza część filmu-prezentacji o tym, jak się zabrać za obserwacje astronomiczne. Dla całkiem zielonych w temacie. Może się komuś przyda :) Pytania, uwagi - mile widziane :)

Korzystając z nielicznych wolnych chwil wystrugałem listę obserwacyjną Sky Safari z obiektami z OitH6. Zapraszam do zaimportowania i udanych obserwacji. Niektórych (dosłownie kilku) obiektów brak na liście, a większość asteryzmów dodanych jest jako pojedyncza gwiazda wchodząca w skład danego asteryzmu. Można to chyba obejść tworząc swoje własne obiekty w Sky Safari i dodając je do listy, ale to już przekracza moje zasoby czasowe. OitH6.skylist

Oj tam, oj tam! Były zakłócenia w dostawie prądu to i wyświetlacz NASA szwankował.

Scyntylacja przejrzystości. Stephen James O'Meara, astronom amator, był pierwszym, który wizualnie wykrył kometę Halleya podczas jej powrotu w 1986 roku. 24 stycznia 1985 roku, używając 24" teleskopu ,zlokalizowanego na Mauna Kea, poświęcił prawie 1-2godz.na wykrycie komety, która ukazała się jako bardzo słaby obiekt gwiazdowy o wielkości 19,6 mag. Były to najsłabsze wizualne obserwacje komety, jakie kiedykolwiek zarejestrowano. Clark (1994) stwierdził, że obserwacja O'Meary wykazała długookresowe właściwości integracji układu wzrokowego. Bishop i Lane (2004) zmierzyli czasy wizualnego wykrywania obiektów teleskopowych ,przy pełnej adaptacji oka do ciemności. Integracja układu wzrokowego wyniosła od 0.2sekundy do ok .1s.dla obiektów progowych widzenia skotopowego. Poszczególne czasy integracji, od około 200 ms do 1 s, mieszczą się w zakresie wartości zgłaszanych dla widzenia skotopowego w kontrolowanych warunkach laboratoryjnych. Eksperymenty labolatoryjne (Mackworth 1948) wykazały, że długie czasy obserwacji na ogół pogarszają, a nie poprawiają wydajność. Jaki więc mechanizm, oparty na długim czasie obserwacji, daje korzyści dostrzegania DS? Odpowiedź to -zmienność atmosfery,a dokładnie wachania(scyntylacja)przejrzystości. Scyntylacja występuje w wielu skalach czasowych, pod wszystkimi kątami zenitalnymi i może prowadzić do nagłych „błysków” z pojaśnieniem o 1–2 mag. trwającym setną część sekundy lub mniejszym wzrostem przy dłuższych czasach(Ellison & Seddon 1952). Fenomen ten jest spowodowany wiatrami na dużych wysokościach. Dravins et al. (1998) odnotowali wysokie wartości zmierzone na Mauna Kea i Mt.Paranal i zasugerowali, że generalnie większa scyntylacja występuje wzdłuż szerokości geograficznych ±30◦,a minimalna na równiku i biegunach. Przedłużanie czasu obserwacji obiektu, zwiększa prawdopodobieństwo trafienia na taką właśnie "kieszeń", "komórkę" super przejrzystości. Biorąc pod uwagę bardzo krótkie czasy integracji układu wzrokowego, efekt jest znaczny. Scyntylacja zmienia kolor gwiazd (Dravins i in. 1997b) i ma zróżnicowany wpływ na źródła punktowe i rozciągłe (Dravins i in. 1997a). Efekt błysków spowodowanych fluktuacjami przejrzystości, łatwo zauważyć na gwiazdach, pozwala to zobaczyć znacznie słabsze niż wskazywałby na to zasięg dla danego SQM(dla 22MPAS -gwiazdy nawet poniżej 8mag.) Dobrze znana technika tzw. "wyskakiwania" obiektów DS, gdzie kluczowy jest czas obserwacji, skale zerkania, opisujące prawdopodobieństwo wykrycia obiektu w stosunku do poświęconego im czasu ekspozycji, oparte na doświadczeniach wielu znakomitych obserwatorów, to wszystko zasługa scyntylacji przejrzystości. W przypadku obiektów rozciągłych, zjawisko scyntylacji staje się mniej wyraźne, niż dla obiektów punktowych. Wraz ze wzrostem pozornych rozmiarów obiektów rozciągłych( wzrost powiększenia),efekt scyntylacji maleje i na pewnym etapie zacznie zanikać, dla źródeł punktowych(gwiazdy) scyntylacja maleje wraz ze wzrostem apertury teleskopu „efekt integracji” i można przewidzieć, że w przypadku apertur rzędu 100 cali jasność migotania powinna być nieistotna. (Ellison&Seddon 1951).Scyntylacja w obiektach DS(rozciągłych),daje słabsze efekty niż w obiektach punktowych(gwiazdy),ale zdarza się że trafimy na "komórkę ekstremalnej" przejrzystości która pokarze obiekt lub jego szczegóły ponad przeciętne dla danej apertury i jakości nieba. Osobiście w swoim 25 letnim doświadczeniu obserwacyjnym (jak dotąd) zdarzyło sie to raz. Newton 14", okular 7mm(214x),niebo ok. 21.0MPAS,wybrana losowo z planu obserwacji, galaktyka NGC (Dra)-trwało to sekundę może krócej, ilość szczegółów (ramiona spiralne, pojaśnienia nierówności struktury)wywołały wiązankę słowną i opad szczeny, ale wystarczyło że sięgnąłem po szkicownik i czar prysnął a galaktyka przybrała postać jajowatej mocno rozmytej mgiełki z jaśniejszym jądrem. W kolejne noce obserwacyjne, nie udało się powtórzyć fenomenu widoczności. To nie odosobniony przypadek, ramiona spiralne w IC 342(Cam) -newton 11", kolorowa M51-newton 16",to tylko niektóre zgłoszenia moich znajomych ,doświadczonych obserwatorów. Swego czasu rozgorzała ostra dyskusja na CN(Cloudy Nights) dotycząca detekcji Cone Nebula. Pojawiło się kilka pozytywnych raportów obserwacyjnych z 11"STC i 20" newton. Część biorących udział w dyskusji ,gratulowało sukcesu, ale było też sporo niedowierzania, zwłaszcza użytkowników 25"-30"netonów,którym się nie udało nawet pod niebem Bortlea 1.Jeden z najsłabszych obiektów DS, jaki dzięki trafieniu w taką ekstremalną komórkę został zaobserwowany (prawie 1h obserwacji), to najjaśniejszy fragment "Pętli Śmierci" wokół galaktyki NGC 5907(Dra) j.powierzchniowa ok 27,4 MPAS (SQM-21.80 MPAS-newton 30").Jak widać ,scyntylacja przejrzystości działa cuda, chociaż może to być tylko ten jeden jedyny raz..... Seeig -scyntylacja atmosfery (turbulencje atmosferyczne) Dziś wiemy, że turbulencje w naszej atmosferze powodują migotanie gwiazd. Gdy ich światło przechodzi przez gazy atmosferyczne naszej planety, napotyka różne kieszenie gorącego i zimnego powietrza. Te wiązki powietrza działają jak soczewki, które nieustannie wyginają światło gwiazd w losowych kierunkach, powodując, że widzimy, jak drży i mruga — podobnie jak obiekty drżą i kołyszą się, gdy są widziane przez ciepło unoszące się z gorącej powierzchni (zjawisko znane jako migotanie ziemskie).Seeing, pełni kluczową rolę w rozdzielczości obiektów i jest priorytetowy w obserwacji US, gwiazd podwójnych i wielokrotnych. Obserwatorzy planet ,jako wyznacznika spokoju atmosferycznego, używają 5-stopniowej skali Antoniadiego, lub 10-stopniwej szczegółowej skali Pickeringa. Duże apertury i powiększenia, są zdecydowanie bardziej podatne na seeing ,niż małe teleskopy i niskie powery. Oczywiście teleskop musi być też odpowiednio wychłodzony. W przypadku DS, słaby seeing, najbardziej daje sie we znaki przy obiektach o małych i średnich rozmiarach kątowych (galaktyki,mgł.planetarne),jak i podczas obserwacji gromad otwartych i kulistych. Już powiększenia 10x ,mogą ujawnić ,mocne scyntylacje atmosfery , co skutkuje utratą szczegółów ,lub brakiem detekcji obiektu DS(rozmycie).Filtry mgławicowe ,częściowo maskują seeing, tym mocniej im węższe ich pasmo przepustowości. Wysoki stopień spokoju atmosfery ,w dużych i średnich aperturach, przy odpowiednim powiększeniu , może ujawnić niesamowitą szczegółowość obiektów rozciągłych. Przykładem może być moja obserwacja M57 ,podczas zapylenia Saharyjskiego, widoczność była kiepska ,ale seeing był super. Przy powiększeniu 576x(newton 14") wyraźnie pokazały się włókna, rozchodzące się promieniście od środka pierścienia, ale sam pierścień został znacznie wygaszony. Ostatecznie zdecydowałem się na kompromis(osłabienie włókien kosztem lepszej widoczności pierścienia),co pokazuje szkic. Nie miałem zielonego pojęcia że są jakieś włókna. Obiekt tak oklepany ,że nie zwracałem w ogóle uwagi na jego zdjęcia, tym bardziej zwiększyło to moje zaskoczenie, kiedy je dostrzegłem. Przy tego typu szczegółach i im podobnych ,dominującą rolę odgrywa seeig, jakość nieba ,wielkość apertury czy przejrzystość, przy jednocześnie słabym seeingu niewiele lub nic nie pomoże. Jeszcze 2 szkice mgł.Kalifornia przy dobrym i słabym seeingu. Turbulencje, scyntylacja atmosferyczna, zależy w dużej mierze od miejsca obserwacji. Na wzniesieniach, w górach, panuje przeważnie lepszy seeing niż w dolinach. Nie bez znaczenia jest też rodzaj gruntu z którego prowadzimy obserwacje, grunty które mocno nagrzewają się przez dzień(np,asfalt,beton,podłoża kamieniste) ,mogą emitować ciepło nocą, znacznie pogarszając seeing. W ogóle do wysokości ok 2 m ,panuje tak zwana turbulencja przygruntowa, niezależna od jego rodzaju. Na otwartych ,zalesionych terenach,łąkach ,polach itp, mamy z reguły lepszy seeing niż w miastach,czy zabudowach zwartych, osiedlach itp. W Polsce dobry seeing ,to rzadkość.Skala zależności i powiązań w tym przypadku ,jest bardziej skomplikowana, i nie sposób, wymienić tutaj wszystkiego, zresztą nie było to moim założeniem,chciałem w przystępny i prosty sposób, przedstawić te dwa zagadnienia. PS. Nawiąże tylko jeszcze krótko do uwarunkowań genetycznych. Za ponadprzeciętne możliwości rozdzielczości, szczegółowości , dopowiada ostrość widzenia, a za kontrast ,czułość na kontrast. Nie można zastąpić jednego drugim ,ponieważ to dwa odrębne uwarunkowania. POZDRAWIAM IREK!

Może łatwiej wytłumaczyć obserwowane zjawisko zaburzeniami refrakcji atmosferycznej, niż ewidentnymi odstępstwami od prawa powszechnego ciążenia, bo jak Księżyc musiał wpaść w wibracje, to i musiała związana z nim grawitacyjnie Ziemia, i ISS ze Sławoszem, i Słońce, a z nim cała reszta Układu Słonecznego. U mnie pod Krakowem 7 lipca Księżyc górował tylko ~12o nad horyzontem, więc w Chojnicach był jeszcze niżej, a dla takich wysokości refrakcja atmosferyczna może być spokojnie rzędu wielkości kątowej Księżyca. Więc jak w atmosferze się podziało coś nico bardziej wyjątkowego i refrakcja sobie wibrowała na poziomie paru procent, to analogiczne wibracje mógł wykazywać OBRAZ Księżyca, podczas gdy sam Księżyc ciągle poddawał się prawu grawitacji. Szkoda że @Majster albo @Alien nie popatrzyli wtedy na pobliskiego Antaresa, który idę o zakład, że wibrował podobnie, mimo że światło które wyemitował pochodziło z czasów Kopernika. Dla przypomnienia, normalna, codzienna refrakcja atmosferyczna w okolicach linii horyzontu powoduje ugięcie promieni księżycowych czy słonecznych WIĘCEJ niż wynosi ich średnica kątowa. To znaczy, że jak widzimy Księżyc czy Słońce dotykające linii horyzontu przed zachodem, to bez refrakcji atmosferycznej byłyby one już całkowicie po zachodzie. Tak jest normalnie. Wyjątkowo refrakcja może być większa parokrotnie, w porywach nawet do 4o. czyli jakieś 8 razy średnica kątowa Księżyca czy Słońca. Bardziej zainteresowanych zachęcam do rzucenia okiem na hasło "refrakcja astronomiczna" w polskiej Wikipedii, albo jeszcze lepiej angielskiej.

Dawno temu prowadziliśmy taki konkurs, teraz: Proponuję wrzucać wakacyjne chmurwy... dla czystej przyjemności 😀

Dzieki @Erik68 za tego posta. Ja ze swojego doświadczenia (w bardzo zaswitlonym miejscu) moge dodac, ze czasem to zaświetlenie ma marginalny wplyw na dostrzeganie slabszych DSow. Niebo jest czarne nawet pod lampa uliczna. Golym okiem widac Miecz Oriona.. Innym razem (przewaznie) jest "mleko". Brak mozliwosci dostrzezenia czegokolwiek z mglawic, nawet bardzo jasnej Wilkiej Mglawicy Oriona. Myśle ze kluczowe jest tu zapylenie i nasycenie para wodna powietrza. Jesli chodzi o planety. Seeing ( ten przyziemny i ten na duzych wysokosciach) oczywiscie pelni kluczowa role, niemniej jednak przejrzystosc atmosfery tez jest istotna. Ja jestem zdania zdania, że trzeba czekac na moment przejrzystosci i dobrego seeingu, wpatrywac sie. Ale to pewnie osobiste predyspozycje. Duzo zalezy od wzroku. Kontrast jak piszesz, ostrosc widzenia, ale także jasnosc/ czułośc na swiatlo (to nie tylko kwestia wielkosci źrenicy) oraz mety w oku ( ostatnio bardzo przykre wydarzenie mialem - z przesilenia, nagle pojawilo mi sie w oku mase mętów widocznych nawet w dzien).

No jak już musiał to trudno. Powibrował, poskakał i się uspokoił. A tak serio, to wiesz, że to fizycznie niemożliwe?

Przejrzystość i jakość nieba, odgrywają kluczową rolę w obserwacjach DS. Na niebie o bardzo dobrej jakości, ale o słabej przejrzystości, możemy nie dostrzec niektórych obiektów, które pokarze nam gorsze niebo z kryształową przejrzystością. Za poziom przezroczystości, odpowiedzialna jest atmosfera Ziemi ,ponieważ pochłania i rozprasza światło, powodując, że słabe obiekty wydają się jeszcze słabsze, niż są w rzeczywistości. Biorąc pod uwagę, jak gęsta jest atmosfera, to cud, że w ogóle możemy zobaczyć gwiazdy. Gdyby całe powietrze miało się skroplić w ciecz tak gęstą jak woda, pokryłoby naszą planetę na głębokość 10 metrów. Redukcja(wygaszanie) pozornej jasności obiektu niebieskiego, gdy jego światło przechodzi przez atmosferę. Zależy to od trzech czynników: Przezroczystości (klarowności) powietrza. Wysokości nad poziomem morza. Wysokości nad horyzontem obiektu niebieskiego. Ekstynkcja składa się z dwóch komponentów: absorpcji, gdzie światło jest blokowane w swoim torze, oraz rozpraszania, gdzie światło jest rozpraszane z dala od swojego pierwotnego źródła. Cienka mgła rozprasza światło, a dym je pochłania. Rozpraszanie jest bardziej szkodliwe, ponieważ nie tylko przyciemnia obserwowany obiekt, ale także zmniejsza kontrast poprzez rozjaśnienie tła nieba. Nasza atmosfera pochłania większość promieniowania podczerwonego i ultrafioletowego, które na nią trafia.Dopóki powietrze jest czyste, reszta atmosfery prawie w ogóle nie pochłania światła widzialnego. To nie przypadek: nasze oczy ewoluowały, aby maksymalnie wykorzystać dość wąski zakres długości fal, które przenikają przez atmosferę. Rys.1 Ale nawet idealnie czyste powietrze rozprasza całkiem sporo światła poprzez proces zwany rozpraszaniem Rayleigha(Rys.1). Efekt ten jest znacznie silniejszy w przypadku światła niebieskiego niż czerwonego, dlatego niebo w ciągu dnia jest niebieskie. Bez rozpraszania niebo wydawałoby się czarne nawet w południe. Rozpraszanie niebieskozielonej długości fali, na którą ludzkie oko jest najbardziej wrażliwe, ma największe znaczenie dla obserwatorów głębokiego nieba. Całkowite wygaszenie na poziomie morza wynosi około 0,16 magnitudo dla gwiazdy w zenicie, jeśli powietrze nie zawiera żadnych zanieczyszczeń. Na większych wysokościach ekstynkcja zmniejsza się o ok.0,03mag na każde 2000m.npm. Im bliżej horyzontu, tym przez grubszą masę powietrza patrzymy ,przez co widok znacznie się pogarsza. Ilość powietrza w zenicie oznacza się jako, jedną masą powietrza.(Rys.2) .Rzeczywista ilość powietrza w jednej masie zmienia się w zależności od wysokości nad poziomem morza. Zazwyczaj 0,2-0,6 mag./masę powietrza. Miejsca na dużych wysokościach mogą osiągnąć nawet 0,15, wartość dla przeciętnego miejsca wynosi 0,3. Rys.2 W przypadku gwiazdy 30° nad horyzontem patrzymy przez dwie masy powietrza. Przy 10°, 5,6 mas powietrza, a dla obiektu na horyzoncie, 40 mas powietrza. Wygaszenie jest zwykle mierzone w wielkościach na masę powietrza. Na przykład, powiedzmy, że wygaszenie wynosi 0,16 mag. na masę powietrza, co jest najlepszym wynikiem na poziomie morza. Wtedy gwiazda w zenicie wydaje się o 0,16 mag. słabsza , niż jest w rzeczywistości, gwiazda 30° nad horyzontem, wydaje się o 0,32 mag. słabsza, a gwiazda 10° nad horyzontem o 0,90 mag. słabsza. Na tym przykładzie widać, dlaczego tak ważne jest oglądanie obiektów, gdy znajdują się one jak najwyżej nad horyzontem. W praktyce powietrze nigdy nie jest idealnie czyste. Naturalne zanieczyszczenia, takie jak kurz i dym z pożarów lasów, para wodna lub emitowane: smog, odgrywają kluczową rolę w przejrzystości (klarowności nieba).Zanieczyszczenia nazywane są aerozolami: mikroskopijnymi stałymi lub ciekłymi cząsteczkami zawieszonymi w atmosferze(pyły zawieszone-PM 2.5 i 10). Zmniejszenie widoczności z powodu aerozoli nazywa się głębokością optyczną aerozolu (AOD).Pyły zawieszone PM 2,5- to wszystkie aerozole atmosferyczne o wielkości cząstek 2,5 mikrometra lub mniejszej, w skład których wchodzą związki organiczne i nieorganiczne,PM10-wszystkie cząstki o wielkości 10 mikrometrów lub mniejszej, w skład których wchodzą zwykle stosunkowo obojętne chemicznie związki takie jak krzemionka i tlenki metali. Zdecydowanie większy wpływ na klarowność nieba mają te mniejsze(PM2,5).Znaczny wzrost pyłów zawieszonych w Polsce, notowany jest w okresie zimowym, podczas wyżowej, bezwietrznej pogody ,najczęściej przy frontach wschodnich, w dużych miastach i ich okolicach, a także przy autostradach i drogach ekspresowych, przy wzmożonym ruchu samochodowym. W Polsce najlepszą przejrzystością charakteryzuje się N/W front arktyczny. Najgorszą ,przeważnie ,wilgotny ,zapylony front S/E ,przy którym często tworzą się mgły, nawet podczas wiatru .Kierunki frontów atmosferycznych w Polsce(Rys.3) Rys.3 Bardzo dobrą przejrzystość mamy najczęściej z kierunków ,zaznaczonych na niebiesko,ale zdarza się że fronty S lub S/W ,niosą ze sobą masy powietrza, zapylone piaskiem saharyjskim. Z kierunków E, docierają do nas zapylone masy suchego powietrza kontynentalnego, co sprawia że przejrzystość nie jest tak dobra. W roku 1994r. panował u mnie(małopolska) potężny ,rozbudowany front E ,i pomimo bardzo suchego powietrza, i trwającej 3 tygodnie bezchmurnej aury (susza), nawet w górach powyżej 1000m.npm.horyzont był mocno "przydymiony", przymglony. Przejrzystość można ocenić już w dzień, obserwując kolor nieba. Głęboki błękit( wysoko w górach może być lekko granatowy) w zenicie , schodzący aż do horyzontów, mówi nam o bardzo dobrej przejrzystości, czym niebo bardziej "wyprane" z koloru, blade lub wpadające w szary ,tym gorzej. Oczywiście może sie to zmienić w miarę upływu dnia, i noc będzie lepsza lub gorsza. W nocy bardzo dobra przejrzystość objawia się punktowością źródeł światła ,brak halo, nawet w najmniejszym stopniu. Kryształowe niebo zdarza się również po przejściu frontu z mocnym wiatrem i opadami(przelane, przewiane) W miarę wzrostu doświadczenia obserwacyjnego, nauczymy się określać przejrzystość ,po wyglądzie samego gwieździstego nieba. Przejrzystość jest słabo skorelowana ze wskazaniami mierników SQM ,a sam pomiar niewiele nam o niej mówi. Przejrzystość zmienia się w ciągu nocy z rożną częstotliwością, a bardzo szybkie zmiany( od kilku do 1 sekundy),tworzące *"komórki superprzejrzystości" nazywamy :scyntylacją. Temat rozwinę w 4 części. *termin stworzony dla lepszego zrozumienia zagadnienia. PS. Dane dotyczące: stężenia pyłów PM, areozoli ,można sprawdzać na Windy.com. Stężenie pary wodnej(które nie zawsze pokrywa sie z zachmurzeniem) tutaj- https://meteo.imgw.pl/dyn/#group=sat&param=clouds-with-background-day&loc=52,19,7 , SATELITA zakładka "para wodna"

W 1części zajmiemy się jasnością powierzchniową obiektów głębokiego nieba, którego omówienie jest kluczowe do zrozumienia zagadnień kontrastu(cz.2). Obiekty głębokiego nieba różnią się wielkością, więc ich światło może być rozproszone bardziej lub mniej na obszarach o różnych rozmiarach, co sprawia, że są one bardziej lub mniej widoczne dla danej wielkości. Ich widoczność zależy zatem od ich jasności powierzchniowej(SB- surface brightness) a nie od ich całkowitej jasności lub zintegrowanej wielkości. Jasność powierzchniowa jest zatem przybliżonym wyznacznikiem widoczności. Średnia jasność powierzchniowa zależy krytycznie od rozmiaru obiektu, ale niewiele obiektów astronomicznych ma jasno określone granice. W przypadku galaktyk i gromad gwiazd w szczególności ,rozmiar jest bardziej sztuczną konwencją niż wewnętrzną właściwością. W większości katalogów granica rozmiaru jest wyznaczona w momencie kiedy SB obiektu spada poniżej 25(MPAS). Najczęstszym sposobem wyrażania SB jest magnitudo na kwadratową sekundę kątową(mag.per.arc.sec-MPAS), natomiast w katalogach obiektów ,SB podawne jest w mag.na minutę kwadratową(MPAM).Zamiana j.pow.obiektów,jest bardzo prosta. Jeżeli wartość SB podaną w mag.na sek.kw.(MPAS)chcemy przeliczyć na minuty kw. wystarczy odjąć 8,63, w sytuacji odwrotnej,dodać 8,63.W opisach będę podawał j.pow. w obydwu wartościach,np.13,5MPAM(22,13),lub 25MPAS(16.37) Załóżmy że obiekt ma SB-23MPAS,oznacza to że jego każda sekunda kwadratowa świeci z jasnością odpowiadającą gwieździe 23 mag. ,jeżeli SB podajemy w minutach jasność odpowiada minucie kwadr. Zakres j.powierzchniowej dla DS-ów waha się od 14-15MPAS(5,37-6,37)dla najjaśniejszych mgławic planetarnych, i schodzi poniżej granicy wykrywalności oka ;około 27MPAS(18,37) Najczulsze obecnie detektory CCD mogą zarejestrować obiekty o skrajnych 30-31MPAS!(21,37-22,37) Najciemniejsze nocne niebo na Ziemi ma około 22MPAS. Próg wykrywania kolorów przez oko wynosi około 18MPAS, w zależności od długości fali i czystości koloru. Jasność powierzchniową obliczamy ze wzoru *SB = m + 2,5 log(a x b) m-jasność ob.w mag. a i b to osie wielka i mała w minutach *Wzór uproszczony, dla obiektów okrągłych i owalnych stosowane są inne, dokładniejsze . Ten wzór daje średnią wartość SB, podczas gdy obiekt może mieć bardzo znaczące wahania jasności na całej swojej powierzchni. Na przykład galaktyka spiralna widziana z przodu może mieć niezwykle słabe ramiona, co skutkuje bardzo niskim średnim SB, podczas gdy jej małe jasne jądro może mieć SB, powiedzmy, o trzy wielkości jaśniejsze i stąd jest łatwo widoczne, podczas gdy zewnętrzne części są niewidoczne. Przykłady uproszczonych rozkładów j.powierzchniowej w różnych rodzajach galaktyk. (widziane od bieguna, i do około 30% nachylenia) 1-Galaktyki spiralne i spiral. z poprzeczką .Duże, dominujące zgrubienie centralne, słabo zarysowane ramiona, wysoka j.pow 2-Gal.spiral. i z porzeczką ,ze słabo zaznaczonym zgrubieniem z dominacją ramion, niska j.pow. 3-galaktyki eliptyczne i soczewkowe różnych typów. 4.Galaktyki karłowate, głównie eliptyczne. Galaktyki nieregularne ,podobnie jak wszelkiego rodzaju mgławice ,mogą mieć bardzo zróżnicowany i chaotyczny rozkład w takim ujęciu. SB gromad kulistych można porównać do przykł.3(M13,M15,M94) i 4,np-Palomary.Galaktyki spiralne widziane od równika, tzw."kantujące", mają rzeczywiste SB niższe, od podawanego(wyliczonego). Dzieje się tak za sprawą dysku, który tworzy ,w zależności od typu gal. różnej grubości ciemny pas równikowy, przysłaniając znaczną cześć światła emitowanego przez obiekt. Klasyczny przykład NGC891,SB-13,6MPAM(22,23)vs eliptyczna M110 ,SB-14MPAM(22,63)...no i którą lepiej widać.... Galaktyki, mogą być również słabiej widoczne, niż wskazywała by na to ich j.pow . Dlatego że oko ludzkie jest bardziej czułe na światło żółte niż niebieskie, spiralne z dobrze rozwiniętymi ramionami i nieregularne(niebieskie),zobaczymy gorzej niż żółte E,SO,SBO i spiralne z dużymi zgrubieniami. Podobnie wszystkie galaktyki, przysłonięte pasem Drogi Mlecznej, mogą być trudniejsze do zobaczenia niż wskazuje na to ich SB(IC341,Fireworks galaxy-NGC 6946,Barnards galaxy-NGC 6822.itp) Chociaż katalogi podają również jasność powierzchniową dla otwartych gromad gwiazd, nie są one często tak przydatne. Gwiazdy w otwartych gromadach gwiazd różnią się znacznie pod względem rozkładu, liczby i jasności gwiazd, a oko ma tendencję do skupiania się na pojedynczych gwiazdach niż na ogólnym rozkładzie światła. Jasność powierzchniowa jest bardziej przydatna dla gromad kulistych i gromad otwartych, jeśli są odległe i zaczynają przypominać mgławice.Obiekt o wyrazistych granicach(niektóre g.kuliste i mgł.planetarne) ,zauważymy łatwiej niż z rozmytymi, ponieważ oko ludzkie lepiej wykrywa krawędzie. Możemy zobaczyć obiekty o SB mniejszym niż jasność tła,dlatego że ich jasności sumują się. Np.Obserwujemy galaktykę o j.pow.24MPAS ,pod niebem 21MPAS. sumując otrzymujemy 20,93MPAS,czyli galaktyka jest ok.7% jaśniejsza niż tło. Nieuzbrojonym okiem doświadczony obserwator ,potrafi zauważyć obiekt (nie mniejszy niż 0,5*) 15-16% jaśniejszy niż tło nieba .Wszystkie obiekty o jasnościach poniżej 25MPAS(16,37) określane są mianem niskiej jasności powierzchniowej(Low Surface Brightness-LSB).Ponieważ różne źródła podają często mocno różniące się od siebie wartości j.pow,tych samych obiektów, pamiętajmy żeby przy porównywaniu korzystać z jednego źródła. Poruszane zagadnienia jasności pow. obiektów DS, starałem się przedstawić jak najprościej ,ale jednocześnie dosyć dokładnie. Oczywiście SB ,to tylko jeden z parametrów pomocniczych ,resztę postaram się omówić w kolejnych częściach. POZDRAWIAM IREK.

Spokojnie, to jeszcze nic. Zaczekaj do lata i widoków Drogi Mlecznej, to dopiero jest ogrom gwiazd. Ludzie często kupują 20 calowe i większe teleskopy żeby jak najlepiej widzieć galaktyki, a zapominają o tym że wcale nie trzeba tak głęboko sięgać bo mają własną Galaktykę widoczną jak na dłoni już gołym okiem, a w szerokokątnych lornetkach typu 7x35 o polu 10 - 12 stopni czy lornetkach 2x54 z polem 30 stopni zanurzamy się w przytłaczającym bezmiarze gwiazd