Erik68

A szkica mi na....

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"

Temat rzeka ,a nie chcę robić offtopu bo to nie poradnik tylko relacja z obserw. W pigułce :super niebo, min ok. 21.4MPAS( pod słabszym filtr Hbeta 5,5nm) ,przejrzystość ,EP nie mniejsze niż 6mm(może być nawet 9mm),FOV min-3*(może być mniejsze w zależności od rozmiarów kątowych obiektu i jego jasności powierzchniowej, min 40 min adaptacji (najlepiej 90min.). To takie "święte"wytyczne,ale wraz ze wzrostem doświadczenia,lub obserwacji przez bino ,niektóre parametry mogą być gorsze.

IFNy zostały odkryte wizualnie przez W.Herschela w latach 1783-1811,obserwacje wizualne kontynuował ,astronom jezuita J.Hagen w 1893. Nikt wówczas nie uwierzył ,ponieważ nie rejestrowano je na zdjęciach,przez co poszły w zapomnienie na ponad 100lat.W latach 90 XX w. M.Bartels obserwował i szkicował liczne IFN-y (robi to do dzisiaj) przez 6"newtona F/2.8. Zdecydowaną większość zarejestrowano dopiero niedawno.Prawda jest taka,że łatwiej je zobaczyć(teleskopy o dużych polach widzenia)pod super niebem,lub pod średnim z filtrami Hbeta,niż sfotografować.

Maćku ,mam tak samo,jak w noc z arktycznym powietrzem(przejrzystość idealna) popatrzę w niebo ,tło delikatnie sieje,jakby mrowiem gwiazd.Nie oznacza to że mam "Syndrom śniegu wzrokowego", sprawa jest bardziej złożona,pooglądaj film na You Tube-(link w/w poście CN),gość wszystko tam rzeczowo wyjaśnia.

Fujiyama HD ortho 9mm....i wszystko jasne!

Bartek,świetna relacja! Ciekawie napisana i zabawna.

A ja trochę poteoretyzuję.Trzy główne składniki HCG 56 tworzą pojedynczą "kreskę" o j.pow 22.4MPAS( sumaryczna jasność 23+24+23.9 SB poszczególnych trzech składników wg.LEDA) i rozmiarach kątowych 2'x1'. Wysoka jas.pow. wystarcza żeby powiększyć obiekt do pozornego rozmiaru 2x powyżej rozdzielczości skotopowej oka(25'-30') żeby była wykryta (czyli , mniejsza oś do 1* wielkości pozornej) Dlaczego 2x?:apertura nie za duża.I tak mamy 1'x60=1*. Jak widać min pow. to ok 50x-60x...zgadza się.... PS.To oczywiście dla bieszczadzkiego nieba,słabsze potrzebuje odpowiednio większych połerów.

Między 13" a 16" nawet pod dobrym niebem, różnice w obserwacji galaktyk będą subtelne,to takie obiekty że ciężko się poddają rosnącej aperturze.Docenienie różnicy apertur w/w porównaniu wymaga czasu i godzin obserwacji, wtedy zaczynasz dopiero zauważać że 16" jest lepsze.Widoki galaktyk przypominających b/w krótko czasowe zdjęcia to panie dopiero od 27"- 30"pod niebem B1-B2...niestety...tak to nawet w 20"-24" ,z czasem będzie niedosyt...

Galaktyki potrzebują dobrego ciemnego nieba i przejrzystości.Aperturą nic nie wskórasz jak masz słabe niebo,dla mnie (z doświadczenia) niebo graniczne to ok 21MPAS. Z dużym uproszczeniem można założyć że takie 16" na miejscówce gdzie obserwujesz ,to tak jak twoje 13"w lubuskim. Z tym że w 13" pod lubuskim niebem obrazy i tak będą ładniejsze i bardziej kontrastowe. Jak porównywaliśmy wielokrotnie 14" z 16" u mnie z podwórka (ok 20.8-21MPAS) to w 16" galaktyki w przeciętną noc, wyglądały jak w 14" w noc z b.dobrą przejrzystością,a muszę wspomnieć że w 16" były 96% warstwy vs 92% w 14". Ogólnie pod takim niebem nawet przeskok z 12" na 20" nie robi łał .Pod niebem przynajmniej Bortle 3 być może było by och i ach...

To ja jeszcze po przynudzam.Maciej wszystko w przedziale 200x-250x co by szczegół się ujawnił.3344(LMi) .3631(UMa) ,2403(Cam) co siepanie tam dzieje ,Hll wychodzą 250-300x. 3395/96(LMi) piękna parka .3432(LMi),3786/88(UMa),3995/94/91(UMa) piękne trio.4051(UMa). Jutro coś dopiszę. 10" to już sporo szczegółów pokaże. Powtórzę kilka nr.4449,4214,2403,2907,M106,M51,2841,5005. Nie bójcie się ludzie powiekszeń,EP min1.4mm czyli dla 10" to 180-200x, Przy dużym powerze(300x dla 10") część galaktyki jest wygaszona, ale wychodzą szczegóły nie dostępne dla mniejszych pow.Puści dziada dryfem przez pole widzenia i zerkaj i tak kilka razy.

Trochę tego połknąłeś Macieju, może te także widziałeś.Będę pisał bez NGC ,chyba że się jakiś ICek trafi.Na początek 2 piękne nieregularne w których aż się w głowie zawraca od j.rejonów HII-4449,4214,powyżej której długaśna kantująca 4244.Przy pierwszych dwóch możesz się pobawić powerem schodząc do 400x. 4395-duża i b słaba, max FOV (100*) i 10mm -12mm okularu.4145 (tutaj 5-6mm okular ,może trafisz spirale) i kilkanaście minut od niej 4151 gal.Seyferta z pięknie punktującym jądrem, w latach 90 jej punktowe jądro prawie pozbawione halo,zrobiło na mnie niesamowite wrażenie.5005 cudo! miniatura M31 tutaj można się bawić od 10mm-5mm.5350 jedna z galaktyk przepięknej grupy Hickson68. Możesz też poglądać M106 ,w pełnej krasie ,czyli z zewnętrznymi ramionami i dużym halo tam 10-12 mm i 100* pola.Wszystko w CVn.Napiszę jeszcze kilka propozycji wieczorem..

Nie da się przekonwertować SQM na zasięg,jak pisałem wyżej ,ale można stwierdzić ( w przybliżeniu)różnice jasn.ob.punktowych(gwiazd). W przypadku 20.5MPAS a 21MPAS to ok 0.3mag(jeżeli w obydwu miejscówkach ,zasięg był sprawdzany przy identycznych warunkach atmosferycznych-front,pora roku,godzina,seeing itp) W przypadku DS poczytaj.

Trochę wyprzedziłeś temat,w maju będzie kolejna część(3) "O MOŻLIWOŚCIACH DOSTRZEGANIA OBIEKTÓW GŁĘBOKIEGO NIEBA"dotycząca miedzy innymi ,tematu który poruszyłeś. Kierując się wypowiedziami doświadczonych obserwatorów (z USA i świata) z 40-50 letnim stażem ,różnice widoczne nieuzbrojonym okiem to ok 0.2MPAS Zdecydowanie SQM nie ratio Były podejmowane różne próby konwertowania SQM na NELM,ale niestety jest to niemożliwe ,choćby z powodu różnej ostrości wzroku danego obserwatora,jego doświadczenia,adaptacji i scyntylacji atmosferycznej(migotanie) Tylko w skrócie ,bo temat rozwinę w maju. Słońce 12* -14* pod horyzontem(dane dla Szczecina) j.nieba 20MPAS-20,8MPAS(dla nieba wolnego od LP czyli 22MPAS) PS. Jak wykazały liczne pomiary ,przeprowadzane na całym świecie, J.nieba zmienia się kilkanaście razy w ciągu trwania nocy i mogą to być wartości rzędu 0.4MPAS!

HCG 56(wtedy znałem jako Arp322) ,pierwszy raz obserwowałem 12.02.2002 r( NELM 6.9-7.0mag) telep 235mm f/4.9. 164x(Pentax XL 7mm)+filtr No8-j.żółty .Składniki b,c,d ,wyglądały jak jeden obiekt, w którym co jakiś czas ,coś się wyróżniało(2/3 sładniki?)trudno to było stwierdzić,być może pokazał się składnik d? .Drugi raz w marcu 2020 przez 14" ,przy okazji szkicu NGC 3718, tylko zerknąłem na podłużną kreskę trzech składników,nie poświęcając mu więcej czasu.