Znajdź zawartość

Cześć rozbijam zestaw i część już sprzedana. -sky watcher star adventurer komplet ( l brecket, przeciwwaga, klin paralaktyczny ze śrubką z gwinu 3/8 na 1/4, głowica NIE WI-FI to jest pierwsza wersja !, podświetlenie lunetki biegunowej) -samyang 135 mocowanie canon zero rysek trochę paproszków, nigdy nie czyszczony -grzałki i kontroler od @DarX86,- została jedna grzałka i kontroler -Astro Link 4Pi, obejmy do samyang od @jolo, - lunetka do guiding svbony, - kamera planetarna/ guiding QHY II 5L color - kabelki, maska Bahtinova do samyanga 135mm, usb gps do astrolinka itp, - walizka 2. Barlow ES 1.25 cala 3x - 300 zł 3. Filtr EOS APS-C clip Astronomik H-alfa 12 nm- 600 zł 4. Filtr EOS APS-C clip Optolong L-Enhance - 750 zł 5. Adapter Astronomik do filtrów eos clip - 70 zł- REZERWACJA 6. Nosek 1,25 cala - 10 zł 7. Szukacz Omegon z mocowaniem na gorącą stopkę - 200 zł 8. Luneta do guidingu 50/200 - 200 zł 9. Zasilanie do Canona 500D na USB plus kabelek mojej roboty do astrolinka 4 Pi - 100 zł 10. Pilot spustowy z interwałem Newell do canona np 500D - 50 zł 11. Adapter T2-NX do samsunga - 50 zł 12. Adapter T2-EOS EF do canona - 20 zł

Jak określić fotometryczne przesunięcie ku czerwieni galaktyk z pomocą Webba? 2024-01-05. Metoda wyznaczania fotometrycznych przesunięć ku czerwieni galaktyk pozwala na hurtowe odkrywanie kandydatek na galaktyki we wczesnym Wszechświecie za pomocą Teleskopu Webba, które następnie muszą być potwierdzone spektroskopowo. Micaela Bagley zajmująca się tym na co dzień, wyjaśnia to na przykładzie dwóch galaktyk. Jednym z celów naukowych Teleskopu Webba jest zrozumienie w jaki sposób galaktyki powstały we wczesnym Wszechświecie i stawały się coraz większe, jak nasza Droga Mleczna. Realizacja tego celu wymaga identyfikacji próbek galaktyk w różnych momentach ewolucji Wszechświata, aby zbadać jak zmieniają się z czasem. Astronomka Micaela Bagley (University of Texas, Austin – USA) jest członkiem grupy badawczej CEERS (skrót z j.ang. the Cosmic Evolution Eearly Release Science), która zajmuje się badaniami nad powstawaniem galaktyk i ewolucją wczesnego Wszechświata. Micaela jest odpowiedzialna m.in. za obróbkę wszystkich zdjęć z kamery NIRCam dla CEERS. Micaela Bagley została poproszona przez portal NASA, aby wyjaśnić, w jaki sposób astronomowie badają światło odległych galaktyk i wyznaczają „w jakim momencie historii Wszechświata” obserwujemy te galaktyki? Oto odpowiedź: Światło potrzebuje czasu do podróży w przestrzeni. Gdy światło odległej galaktyki (lub innego obiektu w przestrzeni) dociera do nas, wtedy widzimy tą galaktykę, jak wyglądała w przeszłości. Aby określić ten „moment” w przeszłości wykorzystuje się przesunięcie ku czerwieni danej galaktyki (szczegóły na ilustracji (1)). Przesunięcie ku czerwieni mówi nam, ile czasu światło było rozciągane do większych długości fali przez rozszerzanie się Wszechświata podczas podróży do nas. Można obliczyć to przesunięciu ku czerwieni wykorzystując struktury w widmie galaktyki. Widmo jest rodzajem obserwacji, która rozszczepia światło obiektu w długości fali - w gruncie rzeczy jest to pomiar światła w bardzo małych przedziałach długości fali. Mierzy się linie emisyjne i tzw. skoki w widmie (ang. spectral breaks – patrz ilustracja (2)), które są gwałtowną zmianą natężenia światła przy jakiejś, konkretnej długości fali (np. skok Lymana – dla długości fali 0,0912μm). Następnie porównuje się obserwowane długości fali tych struktur (linie emisyjne+skoki w widmie) z ich znanymi długościami fali w momencie emisji promieniowania. Jedną z najbardziej efektywnych metod identyfikacji galaktyk jest ich fotografowanie na przykład za pomocą kamery NIRCam (skrót z j.ang. Near - Infrared Camera) współpracującej z Teleskopem Webba. Zdjęcia są wykonywane z wykorzystaniem wielu filtrów, aby zebrać światło od obiektu w kilku różnych barwach. Podczas wykonywania fotometrii danej galaktyki (czyli uzyskiwaniu odpowiedzi na pytanie: jak jasna jest na zdjęciu?) jest mierzona jasność obiektu uśredniona w całym zakresie długości fali przepuszczanych przez konkretny filtr. Można obserwować galaktykę za pomocą szerokopasmowych filtrów w kamerze NIRCam. Jednak jest mnóstwo szczegółowych informacji ukrytych w pojedynczych pomiarach w zakresie długości fali 0,3-1,0 mikronów (μm), które są pomijane. W kolejnym kroku można zacząć ustalać kształt widma galaktyki. Na wygląd widma mają wpływ właściwości takie jak: • ile gwiazd powstaje w danej galaktyce, • ile zawiera pyłu zawiera galaktyka, • jak bardzo światło galaktyki jest przesunięte ku czerwieni. Zostaje porównana zmierzona jasność galaktyki w każdym filtrze z przewidywaną jasnością dla określonego zbioru modeli widm galaktyk w zakresie tych parametrów i przesunięć ku czerwieni. Na podstawie tego, jak dobrze pasuje dany model do danych obserwacyjnych jest wyznaczane prawdopodobieństwo, że ta galaktyka posiada określone przesunięcie ku czerwieni, czyli „moment w historii Wszechświata”. Najlepsze dopasowanie przesunięcia ku czerwieni poprzez ww. analizę jest nazywane fotometrycznym przesunięciem ku czerwieni (ang. photometric redshift). W lipcu 2022 roku astronomowie z zespołu realizującego przegląd CEERS wykorzystali zdjęcia z kamery NIRCam, aby zidentyfikować dwie galaktyki o fotometrycznych przesunięciach ku czerwieni większych niż 11 (gdy Wszechświat miał mniej niż 420 mln lat). Żaden z tych obiektów nie został zaobserwowany przez Teleskop Hubble’a w tym polu obserwacyjnym, ponieważ są one zarówno zbyt słabe, jak i niemożliwe do detekcji w długościach fali, które „ widzi” Hubble. To były bardzo ekscytujące odkrycia za pomocą nowego teleskopu! Niestety fotometryczne przesunięcie ku czerwieni galaktyk jest obarczone jakąś niepewnością. Na przykład jesteśmy w stanie wyznaczyć, że skok widmowy jest obecny w filtrach, ale nie znamy jego dokładnej długości fali. Potrafimy oszacować najlepsze dopasowanie przesunięcia ku czerwieni na podstawie modelowania danych fotometrycznych, ale uzyskany rozkład prawdopodobieństwa często jest szeroki. Ponadto galaktyki o różnych przesunięciach ku czerwieni mogą mieć podobne barwy w filtrach szerokopasmowych – co sprawia trudności w rozróżnieniu ich przesunięć ku czerwieni tylko na podstawie obserwacji fotometrycznych. Na przykład poczerwienione, pyłowe galaktyki o przesunięciach ku czerwieni mniejszych od 5 (czyli, gdy Wszechświat liczył około 1,1 miliarda lat lub był starszy) oraz chłodne gwiazdy w naszej Drodze Mlecznej czasami mogą mieć takie same kolory, jak galaktyki o dużych przesunięciach ku czerwieni. Dlatego traktujemy wszystkie galaktyki, które zostały wyselekcjonowane na podstawie ich fotometrycznych przesunięć ku czerwieni, jako kandydatów o dużych przesunięciach ku czerwieni – do czasu uzyskania bardziej dokładnej wartości przesunięcia ku czerwieni. Bardziej dokładną wartość przesunięcia ku czerwieni galaktyki można wyznaczyć na podstawie widma. Jak widać na ilustracji (4) po prawej stronie, obliczany rozkład prawdopodobieństwa (ang. probability) przesunięć ku czerwieni poprawia się, gdy fotometria danej galaktyki jest wykonywana z coraz większą liczbą punktów w długości fali. Rozkład prawdopodobieństwa zawęża się w miarę, jak używamy do fotografowania tylko szerokopasmowe filtry (góra), większą liczbę bardziej wąskopasmowych filtrów (środek), aż do widma (dół). W przykładzie pokazanym w dolnym wierszu już można nie stosować charakterystycznych cech, takich jak skok w skrajnej, lewej części widma lub linie emisyjne, aby wyznaczyć rozkład prawdopodobieństwa przesunięć ku czerwieni, który teraz jest bardzo dokładny – jest to spektroskopowe przesunięcie ku czerwieni. W lutym 2023 roku w ramach przeglądu CEERS były obserwowane kandydatki na galaktyki o dużych przesunięciach ku czerwieni za pomocą spektrografu NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph), aby wyznaczyć dokładne wartości spektroskopowych przesunięć ku czerwieni. Potwierdzono, że spektroskopowe przesunięcie ku czerwieni jednej z kandydatek – Galaktyki Maisie wynosi 11,44 (wtedy Wszechświat liczył około 390 mln lat), zaś drugiej galaktyki-kandydatki okazało się znacznie mniejsze: nie 16,4, ale 4,9 (wtedy Wszechświat liczył około 1,2 miliarda lat). Nawet przypadki galaktyk odkrywanych jako galaktyki-kandydatki o dużych przesunięciach ku czerwieni, które w rzeczywistości posiadają mniejsze wartości tych przesunięć - mogą być bardzo fascynujące. Pozwalają dowiedzieć się więcej o warunkach panujących w galaktykach i sposobie wpływania tych warunków na ich fotometrię, aby poprawić nasze modele widm galaktyk i zawęzić ewolucję galaktyk przy różnych przesunięciach ku czerwieni. Jednak takie przypadki podkreślają również potrzebę uzyskiwania widm, które potwierdzają duże przesunięcia ku czerwieni takich kandydatek na galaktyki. Opracowanie: Ryszard Biernikowicz Więcej informacji: • Measuring the Distances to Galaxies With Space Telescopes Źródło: NASA Na ilustracji: Widmo Słońca (u góry) z liniami absorpcyjnymi w porównaniu do widma innego, odległego obiektu (na dole), którego linie widmowe są przesunięte ku czerwieni. Strzałki wskazują przesunięcie ku czerwieni. Długość fali rośnie w stronę barwy czerwonej i dalej. Na ilustracji pokazano strzałkami przesunięcie ku czerwieni rzędu kilkunastu procent, zaś Teleskop Webba obserwuje galaktyki o przesunięciach powyżej 10 - to jest tak, jakby absorpcyjna linia sodu pokazana na żółtym tle w widmie Słońca o długości fali 0,589 μm została przesunięta do średniej podczerwieni i długości fali co najmniej 5,89 μm. Wtedy jest całkowicie niewidoczna dla ludzkiego oka, które widzi fotony w zakresie długości fali ~0,38-0,78 μm). Źródło: Wikipedia Na ilustracji (1): (Tutaj kliknij, aby zobaczyć cały rysunek) Od Wielkiego Wybuchu (ang. Big Bang) Wszechświat rozszerza się i ta ekspansja rozciąga światło przemieszczające się w przestrzeni. Jest to zjawisko znane jako kosmologiczne przesunięcie ku czerwieni (ang. cosmological redshift). Im większe jest to przesunięcie ku czerwieni, tym większą odległość przebyło światło. Dlatego teleskopy z detektorami na podczerwień są niezbędne, aby zaobserwować światło pierwszych, najbardziej odległych galaktyk. Źródło: NASA, ESA, AND L. Hustak (STSci) Na ilustracji (2): Pomiary fotometrycznego przesunięcia ku czerwieni (ang. photometric redshift) z wykorzystaniem zdjęć uzyskanych w sześciu filtrach fotometrycznych (po lewej). Szarym kolorem pokazano model widma galaktyki ze skokiem (ang. spectral break) i kilkoma liniami emisyjnymi. Długość fali λ, w której zostało wyemitowane światło pokazano na skali u góry, zaś λ zaobserwowane – na skali u dołu. W tym przykładzie światło jest przesunięte ku czerwieni (inaczej mówiąc – rozciągnięte) o czynnik 10. Krzywe transmisyjne filtrów kamery NIRCam i ich zakres spektralny pokazano jako zakreślone kolorowe obszary. Był mierzony średni strumień w każdym filtrze (kolorowe koła) i do tych 6 punktów dopasowywano różne modele galaktyk w pewnym zakresie przesunięć ku czerwieni, aby wyznaczyć prawdopodobieństwo, że dana galaktyka posiada każde przesunięcie ku czerwieni. Ta galaktyka ma najlepiej dopasowane dla fotometrycznego przesunięcia ku czerwieni z=9 (wtedy Wszechświat liczył około 550 milionów lat), ale rozkład prawdopodobieństwa (prawy panel) rozciąga się w zakresie z=7-11 (wtedy Wszechświat był w wieku odpowiednio 770 mln i 420 mln lat). Źródło: Micaela Bagley Na ilustracji (3): Dwie galaktyki odkryte na wczesnych zdjęciach uzyskanych kamerą NIRCam o fotometrycznych przesunięciach ku czerwieni zphot=11,5 i 16,4 (odpowiednio 390 i 240 mln lat po Wielkim Wybuchu). U góry dla każdej galaktyki pokazano wszystkie wycinki zdjęć wokół każdej z nich we wszystkich dostępnych filtrach, najlepiej dopasowany model widma galaktyki oraz we wstawce - rozkład prawdopodobieństwa fotometrycznego przesunięcia ku czerwieni. Źródło: po lewej - Finkelstein et al. (2023), po prawej – Donnan et al. (2023) Na ilustracji (4): Wyjaśnienie, w jaki sposób rozkład prawdopodobieństwa (ang. probability) fotometrycznego przesunięcia ku czerwieni (ang. redshift) zawęża się (prawy panel), gdy wykonujemy fotometrię danej galaktyki (po lewej) z coraz gęstszym próbkowaniem w długości fali (ang. wavelength). Źródło: Micaela Bagley Na ilustracji:(5) Spektroskopowe obserwacje za pomocą kamery NIRCam dwóch kandydatek na galaktyki o fotometrycznie wyznaczonych przesunięciach ku czerwieni odpowiednio z=11,5 i 16,4. W górnym wierszu po lewej widać Galaktykę Maisie, której przesunięcie ku czerwieni potwierdzono spektroskopowo z=11,44 (wtedy Wszechświat liczył około 390 mln lat). To przesunięcie ku czerwieni zostało wyznaczone w oparciu o skok w widmie oznaczony pionową, kropkowaną, czerwoną linią pokazaną w górnym wierszu po prawej w widmie NIRSpec. W dolnym wierszu pokazano kandydatkę na galaktykę z publikacji Donnan i inni (2023) o wyznaczonym fotometrycznie przesunięciu ku czerwieni 16,4, której spektroskopowe przesunięcie ku czerwieni okazało się tylko z=4,9 - zmierzone na podstawie silnych linii emisyjnych podwójnie zjonizowanego tlenu [O III] i wodoru (Hα). Źródło: rys.2 i rys.3 z Arrabal Haro et al. (2023) URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/jak-okreslic-fotometryczne-przesuniecie-ku-czerwieni-galaktyk-z-pomoca-webba

NASA publikuje najnowsze zdjęcia księżyca Jowisza 2024-01-04. Sonda NASA Juno wykonała najdokładniejsze zdjęcia Io – wulkanicznego księżyca Jowisza. Na fotografiach widoczne są liczne wulkany oraz aktywne formacje geologiczne. Sonda Juno wykonała 57. bliski przelot w pobliżu Jowisza i księżyców. Tym razem czujniki i kamery orbitera skierowano w stronę najbardziej aktywnie geologicznego naturalnego satelity w Układzie Słonecznym. Juno przeleciała 1,5 tys. km nad powierzchnią Io, jednego z galileuszowych księżyców Jowisza. Io cechuje złożona aktywność wulkaniczna napędzana siłami pływowymi. Najnowsze fotografie wykonane przez sondę Juno prezentują złożoną powierzchnię naturalnego satelity w kolorze z niespotykaną dotąd szczegółowością. Kolejne bliskie przeloty zaplanowano 3 lutego 2024 roku. Orbiter Juno w najbliższym czasie wykonał także bliskie przeloty w pobliżu lodowych księżyców Jowisza - Ganimedesa i Europy. Kamerę JunoCam umieszczono na pokładzie sondy na potrzeby popularyzacji nauki i została ona zaprojektowana do działania podczas maksymalnie ośmiu przelotów w pobliżu Jowisza. Ze względu na promieniowanie w otoczeniu Jowisza kamera JunoCam jest już znacznie uszkodzona. Na surowych obrazach widoczne są artefakty w postaci pionowych linii i szumu. Zmniejszyła się również rozpiętość tonalna detektora. Przyciąganie grawitacyjne Io podczas przelotu w pobliżu Jowisza z 30 grudnia 2023 roku skróciło orbitę Juno wokół Jowisza z 38 dni do 35 dni. Po przelocie z 3 lutego 2024 roku obieg wokół planety będzie już trwać jedynie 33 dni. źródło: NASA Io - wulkaniczny księżyc Jowisza. Widoczne liczne wulkany oraz światło popielate - strona księżyca skryta w cieniu częściowo oświetlona blaskiem słońca odbitym od Jowisza. Fot. NASA / JPL / SwRI / MSSS / Gerald Eichstädt / Thomas Thomopoulos Powierzchnia Io z licznymi aktywnymi wulkanami, polami lawy i spękaniami. Fot. NASA / JPL / SwRI / MSSS / Gerald Eichstädt / Thomas Thomopoulos Zbliżenie na fragment powierzchni Io. Ze względu na aktywność wulkanów wygląd księżyca dynamicznie się zmienia. Fot. NASA / JPL / SwRI / MSSS / Gerald Eichstädt / Thomas Thomopoulos Panoramiczna fotografia Io. W krajobrazie dominują aktywne wulkany, pola nawowe oraz barwne złoża tlenków i siarki. Fot. NASA / JPL / SwRI / MSSS / Gerald Eichstädt / Thomas Thomopoulos URANIA https://nauka.tvp.pl/75154432/nasa-publikuje-najnowsze-zdjecia-ksiezyca-jowisza

Sprzedam zestaw do obserwacji nieba. Stan idealny, sprzętem nie bawiły się dzieci, kupiony dla poważnego hobbysty. W skład wchodzą: Teleskop GSO 10" na montażu Dobsona Okulary 1.25": - 9mm Plössl - 26mm Plössl - 30mm GSO Super View 2" Reduktor okularów 2/1.25" Soczewka Barlowa x2 Filtr zielono-żółty Filtr niebieski Kolimator laserowy 1.25" Delta Optical Kamera Full HD 2Mpix na USB Uchwyt do smartfona z mocowaniem na okular Dodatkowo dorzucę gratis w postaci podstawy pod montaż ( hand made ) Ze względu na rozmiary nie wysyłam sprzętu. Mogę się umawiać na trasie Limanowa-Kraków, ale preferuję odbiór osobisty. Cena 2650 PLN https://www.olx.pl/d/oferta/teleskop-gso-10-dobson-zestaw-CID767-IDXYihK.html

Dostepne przedmioty - Kamera Player One Saturn C z dodatkowo zamontowanym chłodzeniem do kamer planetarnych. Oryginalny zestaw zakupiony bezpośrednio u producenta - Zakupiony 08/2022 - 1900zł - Grzałka na szukacz - 50zł - Barlow Televue 2x - 340zł (barlow ma malutkie wgniecenie na koncu obudowy nie wplywa to na obraz. Soczewki w idealnym stanie) - wiecej zdjec na priv Filtry - ZWO IR850 - 60zł - Baader R610 Longpass -80zł - ZWO UV IR cut - 90zł

30 grudnia Juno zobaczyła z bliska księżyc Io 2024-01-02. Z końcem 2023 roku sonda Juno wykonała najbliższy przelot obok księżyca Jowisza Io od ponad 20 lat. Po zbliżeniu się na odległość około 1500 kilometrów do powierzchni najbardziej wulkanicznego globu w Układzie Słonecznym jej instrumenty powinny wygenerować ogromną ilość danych. Drugie takie bliskie spotkanie z Io zaplanowano na 3 lutego 2024 roku, gdy Juno ponownie zbliży się do niego na podobną odległość. Dzięki połączeniu danych z obecnego przelotu z wcześniejszymi obserwacjami zespół naukowy Juno zbada, jak zmieniają się wulkany Io: jak często wybuchają, jak jasne i gorące są, w jaki sposób zmienia się kształt strumienia lawy i jak aktywność Io jest związana z przepływem naładowanych cząstek w magnetosferze Jowisza. Naukowcy chcą też sprawdzić, czy pod skorupą Io faktycznie jest ocean magmy oraz ocenić znaczenie sił pływowych pochodzących od Jowisza. Sonda monitoruje aktywność wulkaniczną Io z odległości od około 11 000 do ponad 100 000 kilometrów, dostarczając nam po raz pierwszy również widoki północnego i południowego bieguna tego księżyca. Juno wcześniej wykonała też bliskie przeloty nad lodowymi księżycami Jowisza, Ganimedesem i Europą. Teraz, w trzecim roku swojej przedłużonej misji, mającej na celu zbadanie początków istnienia Jowisza, zasilany energią słoneczną statek kosmiczny będzie także badał układ pierścieni, w obrębie których krążą niektóre z wewnętrznych satelitów gazowego olbrzyma. Jakie są nowe zdjęcia z Io? Zacznijmy od tego, że kamera JunoCam została umieszczona na sondzie między innymi z myślą o zaangażowaniu społeczeństwa w te i inne badania NASA. Została przy tym zaprojektowana do działania przez maksymalnie osiem przelotów nad Jowiszem. Ostatni przelot nad Io to jednocześnie już 57 ukończona orbitą Juno wokół Jowisza, podczas której sonda i jej kamery muszą znieść jedno z najbardziej niszczycielskich środowisk promieniowania w Układzie Słonecznym. Zespół misji donosi, że skumulowane efekty tego promieniowania zaczęły być widoczne na JunoCam już podczas ostatnich kilku takich orbit, a zdjęcia z poprzedniego przelotu wykazują zmniejszenie zakresu dynamiki kamery i pojawienie się szumów w postaci pasków. Inżynierowie pracują jednak nad rozwiązaniami mającymi na celu złagodzenie tych uszkodzeń i utrzymaniu pracy kamery. Zespół Juno skorygował przyszłą trajektorię sondy, aby dodać siedem nowych dalszych przelotów nad Io (łącznie 18) do rozszerzonego planu misji. Po bliskim minięciu Io 3 lutego, sonda będzie przelatywać obok niego co drugą orbitę, przy czym każda taka orbita będzie coraz bardziej odległa: pierwsza znajdzie się na wysokości około 16 500, a ostatnia – 115 000 kilometrów. Ta nowa trajektoria Juno sprawi, że Jowisz będzie zasłaniał sondzie Słońce przez około pięć minut w czasie, gdy znajdzie się ona najbliżej planety, czyli w tak zwanym perijove (jowiszowym "perygeum"). Wprawdzie będzie to pierwszy raz, odkąd zasilana energią słoneczną Juno napotka ciemność od czasu przelotu obok Ziemi w październiku 2013 roku (!), ale uważa się, że, czas ten będzie zbyt krótki, aby wpłynąć na jej poprawne działanie. Z wyjątkiem przelotu z 3 lutego tego roku, sonda będzie doświadczać takiego chwilowego „zaćmienia” Słońca podczas każdego bliskiego podejścia do Jowisza od teraz do końca rozszerzonej misji, która ma zakończyć się pod koniec 2025 roku. Od kwietnia 2024 statek przeprowadzi też serię obserwacji okultacyjnych z udziałem tzw. eksperymentu Juno Gravity Science celem zbadania górnych warstw atmosfery Jowisza, dostarczając być może kluczowych informacji na temat kształtu i struktury wewnętrznej planety. Czytaj więcej: • Cały artykuł Źródło: phys.org Opracowanie: Elżbieta Kuligowska Na zdjęciu: Zdjęcie ukazujące północny biegun jowiszowego księżyca Io zostało wykonane 15 października przez należącą do NASA sondę Juno. Trzy szczyty górskie widoczne w górnej części, w pobliżu linii dzielącej dzień od nocy, zostały zaobserwowane po raz pierwszy. (NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS, Ted Stryk) URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/30-grudnia-juno-zobaczyla-z-bliska-ksiezyc-io

Najczęściej czytane wiadomości astronomiczne w 2023 roku na portalu AAS Nova 2023-12-31. Mijający 2023 roku był znakomity dla astronomii. Naukowcy zbadali najjaśniejszy znany rozbłysk gamma, modelowali najtwardszą materię we Wszechświecie, ogłosili pierwsze przekonujące dowody na istnienie tła fal grawitacyjnych. Ponieważ rok 2023 kończy się, więc na portalu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego AAS Nova podsumowano go, publikując listę dziesięciu najczęściej czytanych wiadomości według rosnącej oglądalności. 10. Skupiając się na najjaśniejszym rozbłysku gamma wszech czasów Rozbłysk gamma GRB 221009A pojawił się w październiku 2022 roku i zyskał pseudonim BOAT (skrót z j.ang. „Brightest Of All Time”), który oznacza „najjaśniejszy wszech czasów”. Skupił on uwagę wydania specjalnego the Astrophysical Journal Letters, w którym uwypuklono wieloaspektowe, wielonarodowe i wielo-spektralne wysiłki nad zbadaniem tego wybuchu - łącznie z polowaniem na towarzyszącą supernową, poszukiwaniem neutrin wyprodukowanych podczas tego wybuchu i oceną naukową, czy GRB 221009A naprawdę zasługuje na ksywę najjaśniejszej wszech czasów. Portal Urania → Co sprawiło, że najjaśniejsza kosmiczna eksplozja wszechczasów była tak wyjątkowa? 9. Jak modelować najtwardszą materię we Wszechświecie Krystaliczna skorupa gwiazdy neutronowej jest najtwardszym materiałem we Wszechświecie. Jej niezwykła wytrzymałość i gęstość stanowią wyzwanie dla modelarzy. Irina Sagert ze współpracownikami modelowali fale w skorupie gwiazdy neutronowej, dostosowując parametry (w tym wytrzymałość materii) w ramach metody numerycznej SPH (skrót z j.ang. „Smoothed-Particle Hydrodynamics” – „Hydrodynamika Wygładzonych Cząstek”). Te fale mogą wyjaśnić pewne właściwości rozbłysków rentgenowskich w gwiazdach neutronowych i mogą mieć wpływ na fale grawitacyjne generowane, gdy gwiazdy neutronowe zbliżają się do siebie na kursie kolizyjnym. 8. Nowy sposób na ograniczenie ciemnej energii Uważa się, że ciemna energia jest odpowiedzialna z przyspieszenie rozszerzania się Wszechświata. D.Benisty, A.-Ch.Davis i W.Evans zmierzyli ten wpływ ciemnej energii w całkowicie nowy sposób modelując orbity Drogi Mlecznej i naszej sąsiadki - Galaktyki Andromedy. Ta metoda uwzględnia ciśnienie skierowane na zewnątrz, które wywiera ciemna energia na wymienione galaktyki jak one powoli orbitują względem siebie. Pomimo, że ograniczenia zastosowane w tej metodzie nie są szczególnie rygorystyczne, to wyniki zgadzają się z pomiarami wykonanymi w znacznie większych skalach, a nowe dane powinny umożliwić tej grupie astronomów doprecyzowanie wyniku. 7. Podsumowanie miesiąca – TRAPPIST-1 w ujęciu JWST W pierwszym artykule nowej serii „Monthly Roundup” (podsumowanie miesiąca / przegląd comiesięczny), który został opublikowany w dn. 21 listopada 2023 roku na portalu AAS Nova zostało przeanalizowane 5 artykułów naukowych poświęconych ostatnim obserwacjom Teleskopem Webba układu planetarnego TRAPPIST-1. Czerwony karzeł typu widmowego M TRAPPIST-1 stał się głową rodziny planetarnej, gdy odkryto 7 planet krążących wokół niego. Jest to wielka liczba planet podobnych do Ziemi, potencjalnie nadających się do zamieszkania, ponieważ nawet 4 z siedmiu planet mogą znajdować się w strefie zamieszkiwalnej (ang. habitable zone) tej gwiazdy. To sprawia, że planety układu TRAPPIST-1 stają się kuszącym obiektem do badania atmosfer, co jest wyzwaniem nawet dla olbrzymiego lustra Teleskopu Webba i czułych instrumentów na jego pokładzie. Ten artykuł opisuje badania widm uzyskanych przez JWST dwóch najbardziej wewnętrznych planet, modelowanie prawdopodobnych atmosfer zewnętrznych planet oraz rozpoznanie, czy w ogóle będziemy w stanie odkryć życie na tych planetach – o ile istnieje. Portal Urania → Egzoplaneta TRAPPIST-1 c nie posiada gęstej atmosfery składającej się z dwutlenku węgla 6. Pierwsze spojrzenie na pozagalaktyczną cefeidę za pomocą Teleskopu Webba Cefeidy są gwiazdami zmiennymi, które zapewniają potężne narzędzie do pomiaru odległości do innych galaktyk. Te gwiazdy zmieniają jasność w przewidywalny sposób i to jak szybko zmienia się ich jasność jest powiązane z ich wewnętrzną jasnością. Ta metoda była użyta do pomiaru tempa ekspansji Wszechświata, ale wynik nie zgadza się z wartościami pomiarów innymi sposobami – co żartobliwie nazywa się „napięciem Hubble’a”. Astronomowie zamierzają powtórnie badać cefeidy, które wcześniej były obserwowane za pomocą Teleskopu Hubble’a w nadziei, że wybitne zdolności Teleskopu Webba w podczerwieni rozwiążą problem tego „napięcia”, ale jest to zadanie na lata! Wenlong Yuan ze współpracownikami dostał okazję do poznania możliwości JWST jeszcze przed oficjalnym uruchomieniem, gdy teleskop obserwował galaktykę zawierająca mnóstwo cefeid. 5. Aktualizacja obserwacji JWST gromady galaktyk SMACS 0723 Pierwsze zdjęcie z Teleskopu Webba pokazane publicznie, to był widok gromady galaktyk SMACS J0723.3–7327 (SMACS 0723). W kolejnych miesiącach astronomowie analizowali ten obraz pod wszelkimi możliwymi aspektami, badając dokładnie zarówno strukturę samej gromady galaktyk, jak również słabe, odległe galaktyki, których światło zostało przekierowane w naszym kierunku przez tą gromadę galaktyk w wyniku silnego soczewkowania grawitacyjnego. W tym materiale jest przedstawionych pięć artykułów naukowych poszerzają nasze rozumienie pola obserwacyjnego SMACS 0723 – w tym masę samej gromady galaktyk, badania indywidualnych gromad gwiazdowych znajdujących się w odległości miliardów l.św. i wyznaczenie składu chemicznego odległych galaktyk. Portal Urania → JWST spogląda na pierwsze w historii galaktyki 4. Kosmiczna fabryka pyłu zwiększa produkcję Czy zastanawialiście się kiedykolwiek skąd pochodzi cały pył w naszym Wszechświecie? Grupa badawcza pod kierownictwem Megan Peatt badała produkcję pyłu w unikalnym układzie podwójnym WR 137, składającym się z gwiazdy Wolfa-Rayeta (j.t. gwiazda masywna, która utraciła całą swoją otoczkę wodorową, pozostawiając gorące jądro zanurzone w otoczkach gazowych) i gwiazdy typu widmowego O, która rotuje tak szybko, że traci kontrolę na swoją atmosferą. Za każdym razem, gdy gwiazdy zbliżają się do siebie, to wtedy jest produkowany pył podczas zderzenie intensywnego wiatru gwiazdowego pochodzącego od gwiazdy Wolfa-Rayeta z dyskiem dekrecyjnym (nie mylić z akrecyjnym!) wokół gwiazdy typu O. W 2024 roku nastąpi ponowne bliskie spotkanie gwiazd w układzie WR 137 i astronomowie będą mieli możliwość obserwacji tego układu w podczerwieni i wyznaczyć ilość oraz rodzaj pyłu produkowanego podczas tego zdarzenia. Portal Urania → Webb uchwycił rzadko obserwowany widok preludium do supernowej 3. Pierwsze przekonujące dowody na istnienie tła fal grawitacyjnych Wykorzystując dokładny monitoring zbioru szybko rotujących gwiezdnych pozostałości zwanych pulsarami, międzynarodowa grupa badawcza – w tym NANOGrav (skrót z j.ang. the North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves) ogłosiła, że posiadają przekonujące dowody na istnienie długo poszukiwanego tła fal grawitacyjnych. Jest to sygnał tła o zbyt niskiej częstotliwości, aby został zaobserwowany przez obserwatoria fal grawitacyjnych na Ziemi. Uważa się, że są to dudnienia pochodzące od układów podwójnych supermasywnych czarnych dziur. Jednak dokładne źródło tła fal grawitacyjnych pozostaje niewyjaśnione i konieczne jest więcej obserwacji i modelowania, aby wykluczyć możliwość, czy za tym sygnałem tła nie stoi jakaś nowa fizyka. Portal Urania → Wykryto „Wielki Szum”, czyli tło fal grawitacyjnych 2. Zapiaszczona, słona woda na Marsie ma większe szanse na pozostanie ciekłą Stała obecność ciekłej wody na Marsie jest przedmiotem intensywnej debaty. Nawet doczekała się dyskusji okrągłego stołu na spotkaniu Oddziału Nauk Planetarnych. Ostatnio grupa badaczy kierowana przez A.Shumway’a zademonstrowała w eksperymentach laboratoryjnych, że obojętnie czy woda nie jest, czy też jest słona (tzn. „zasolona” w sensie chemicznym) i zmieszana z materiałem na powierzchni Marsa lub regolitem, to ogromną rolę odgrywają warunki, w których woda pozostaje ciekła. Zasolona woda, która przenika do regolitu może pozostać w stanie ciekłym w bardziej chłodnych i suchych warunkach niż czysta – co sugeruje, że woda może być bardziej rozpowszechniona na Marsie niż do tej pory myśleliśmy. 1. Czarne dziury jako źródło ciemnej energii Najczęściej czytany artykuł na portalu AAS Nova w roku 2023 połączył dwa gorące tematy astronomiczne - czarne dziury i ciemną energię. D.Farrah ze współpracownikami zauważyli, że supermasywne czarne dziury w centrach galaktyk w całym Wszechświecie „obrastają” w masę znacznie szybciej niż wynika to z tempa dostarczania gazu i pyłu przez ich galaktyki macierzyste. Ta grupa badawcza zaproponowała, że ten wzrost masy czarnych dziur jest powiązany z rozszerzaniem się Wszechświata – właściwości związanej z teoretycznym rodzajem czarnych dziur wypełnionych energią próżni. Ekspansja Wszechświata połączona ze wzrostem masy tych czarnych dziur wytwarza ciśnienie skierowane na zewnątrz, które przyspiesza rozszerzanie się Wszechświata lub innymi słowy – wytwarza ciemną energię. Portal Urania → Czarne dziury jako źródło ciemnej energii Opracowanie: Ryszard Biernikowicz Więcej informacji: • 10.Focusing on the Brightest Gamma-ray Burst of All Time • 10.Co sprawiło, że najjaśniejsza kosmiczna eksplozja wszechczasów była tak wyjątkowa? • 9.How to Model the Strongest Material in the Universe • 9. • 8.A New Way to Constrain Dark Energy • 8. • 7.Monthly Roundup: TRAPPIST-1 Through the Eyes of JWST • 7.Egzoplaneta TRAPPIST-1 c nie posiada gęstej atmosfery składającej się z dwutlenku węgla • 6.First Look at Extragalactic Cepheid Variable Stars with JWST • 6. • 5.Update on JWST Observations of Galaxy Cluster SMACS 0723 • 5.JWST spogląda na pierwsze w historii galaktyki • 4.A Cosmic Dust Factory Ramps Up Production • 4.Webb uchwycił rzadko obserwowany widok preludium do supernowej • 3.First Compelling Evidence for the Gravitational Wave Background • 3.Wykryto „Wielki Szum”, czyli tło fal grawitacyjnych • 2.Sandy, Briny Water on Mars Has a Better Chance of Remaining Liquid • 2. • 1.Black Holes as the Source of Dark Energy • 1.Czarne dziury jako źródło ciemnej energii Źródło: AAS Nova Na ilustracji: Zdjęcie gęstego centrum Drogi Mlecznej o szerokości 50 l.św. sfotografowanego przez kamerę NIRCam w Teleskopie Webba. Szacuje się, że w tym obszarze Sagittarius C (Sgr C) świeci około 500 tysięcy gwiazd oraz kilka jeszcze niezidentyfikowanych struktur. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Samuel Crowe (UVA) Na ilustracji (10): Obraz promieniowania rentgenowskiego rozpraszanego przez pył w najjaśniejszym w historii rozbłysku gamma GRB 221009A. Oprac. na podstawie rys.3 Maia A. Williams et al 2023 ApJL 946 L24 Na ilustracji (9): Wizja artystyczna gwiazdy neutronowej, która powstaje po kolapsie jądra gwiazdy masywnej i wybuchu tejże gwiazdy jako supernowej. Źródło: ESO/L. Calçada Na ilustracji (8): Ultrafioletowa mozaika naszej galaktycznej sąsiadki Galaktyki Andromedy skonstruowana ze zdjęć obserwatorium satelitarnego Swift. Źródło: NASA/Swift/Stefan Immler (GSFC) and Erin Grand (UMCP) Na ilustracji (7): Wizja artystyczna gwiazdy TRAPPIST-1 i jej siedmiu skalistych planet. Źródło: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (IPAC) Na ilustracji (6): Klasyczna cefeida RS Puppis sfotografowana przez Teleskop Hubble’a. Źródło: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-Hubble/Europe Collaboration; H. Bond (STScI and Pennsylvania State University) Na ilustracji (5): Wykonane kamerą NIRCam w Teleskopie Webba zdjęcie w bliskiej podczerwieni gromady galaktyk SMAC J0723.3-7327 (z=0,39), które jest soczewką grawitacyjną dla dalszych obiektów. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI Na ilustracji (4): Wyrzucona materia z gwiazd Wolfa-Rayeta po schłodzeniu wytwarza kosmiczny pył, który jest źródłem przepięknych widoków. Te gwiazdy w końcu wybuchną jako supernowe. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, Webb ERO Production Team Na ilustracji (3): Położenie pulsarów (niebieskie gwiazdy) względem Słońca (żółta gwiazda) w „teleskopie” obserwującym zmiany w czasie momentów przychodzenia sygnałów radiowych dla sieci wielu pulsarów w naszej okolicy Drogi Mlecznej – NANOGrav pulsar timing array. Położenia niektórych pulsarów są przybliżone. Źródło: Nanogram Na ilustracji (2): Tekstura „łuski smoka” widziana na tym zdjęciu powierzchni Marsa wykonanym przez Mars Reconnaissance Orbiter. Jest to wynik oddziaływania wody ze skała macierzystą - tworząc skałę zawierającą glinę. Źródło: NASA/JPL-Caltech/Arizona Na ilustracji (1): Pierwszy obraz supermasywnej czarnej dziury w Drodze Mlecznej utworzony z danych Teleskopu Horyzontu Zdarzeń. Źródło: EHT Collaboration URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/najczesciej-czytane-astronomiczne-wiadomosci-w-2023-roku-w-aas-nova

Zmiana Cen Dostepne przedmioty - Wyciąg Crayford wraz z zamontowanym mikrofokuserem z pilotem do dokładnego ustawienia ostrości - 550zł - Kamera Player One Saturn C z dodatkowo zamontowanym chłodzeniem do kamer planetarnych. Oryginalny zestaw zakupiony bezpośrednio u producenta - Zakupiony 08/2022 - 2000zł - Grzałka na szukacz - 50zł - Barlow Televue 2x - 360zł (barlow ma malutkie wgniecenie na koncu obudowy nie wplywa to na obraz. Soczewki w idealnym stanie) - wiecej zdjec na priv Filtry - ZWO IR850 - 60zł - Baader R610 Longpass -80zł - ZWO UV IR cut - 90zł

Usterka sondy Juno – kamera nie wykonała zdjęć Jowisza 2023-02-01. Kamera JunoCam na pokładzie sondy Juno nie wykonała poprawnie wszystkich zaplanowanych zdjęć podczas ostatniego przelotu w pobliżu Jowisza. Inżynierowie pracują nad rozwiązaniem usterki. Sonda NASA Juno została wystrzelona 5 sierpnia 2011 roku. Po 5 latach podróży weszła na polarną Orbitę Jowisza i rozpoczęła badania. Urządzenie nieprzerwanie obserwuje największą planetę Układu Słonecznego. Jeden z instrumentów sondy – kolorowa kamera JunoCam doświadczyła usterki i nie wykonała poprawnych zdjęć planety. Przyczyną awarii było przegrzanie urządzenia. Pierwsze 214 zdjęcia zaplanowane w trakcie 48 przelotu w pobliżu Jowisza nie nadają się do analizy. Kamera nie pierwszy raz uległa awarii. Podczas poprzedniego przelotu w pobliżu Jowisza w grudniu 2022 roku również wystąpiła anomalia. Jednak tym razem usterka miała większą skalę. Grudniowe przegrzanie kamery trwało 36 minut, a to ze stycznia 2023 roku aż 23 godziny. Po ochłodzeniu kamery urządzenie wróciło do pełnej sprawności i wykonało 44 zdjęcia Jowisza. JunoCam to kolorowa kamera światła widzialnego przeznaczona do wykonywania zdjęć wierzchołków chmur Jowisza. Pierwotny projekt sondy Juno nie zakładał zainstalowania kamery na pokładzie. Została umieszczona na sondzie w celu wykonywania widowiskowych zdjęć Jowisza, które są udostępniane publicznie celem popularyzacji nauki. Kamera została pierwotnie zaprojektowana do działania w środowisku wysokoenergetycznego promieniowania Jowisza przez co najmniej siedem przelotów, ale przetrwała znacznie dłużej. Kolejny przelot sondy Juno w pobliżu największej planety Układu Słonecznego zaplanowany jest na 1 marca 2023 roku. Więcej o misji NASA Juno: Europa okiem sondy Juno Sonda Juno wykonała najdokładniejsze zdjęcie księżyca Jowisza Sonda Juno zbadała największy księżyc Jowisza Pierwsza trójwymiarowa mapa chmur Jowisza źródło: NASA Artystyczna wizja sondy Juno na tle największej planety Układu Słonecznego – Jowisza. Źródło: NASA TVP NAUKA https://nauka.tvp.pl/65988153/usterka-sondy-juno-kamera-nie-wykonala-zdjec-jowisza

Zapewne wielu z was już używa albo testowała te dodatki do poprawy jakości astrofotek, jest też miesięczna wersja próbna którą właśnie używam, ale jak ktoś nie wie, to poniżej wklejam porównanie działania tych narzędzi na kilku zdjęciach. Strona autora https://www.rc-astro.com/index.php Zalety: prosta obsługa bez bazyliona suwaczków, w miarę szybkie działanie Wady: cena - za oba pluginy trzeba wysupłać ponad 650zł, a jest jeszcze kilka innych 🙂 Moje ustawienia - dość domyślne: Dodatki oczywiście cudów nie uczynią, i materiał musi być w miarę dobry i powinno go być w miarę dużo, żeby jakikolwiek detal już był obecny, a szum nie dominował. Wszystkie prezentowane zdjęcia to surowe stacki, czasami jedynie z usuniętym gradientem będącym owocem pracy pod moim zaświetlonym niebem. Po lewej zdjęcie pierwotne, po prawej z użyciem terminatorów, wyciągnięte automatycznie funkcją STF w Pixie. Oczywiście warto kliknąć i potem otworzyć w nowym oknie zdjęcie, żeby zobaczyć dokładniej wyniki. Wg mnie najlepsze wyniki uzyskuje się na materiale z filtra wąskopasmowego Ha, gdzie zazwyczaj jest już sporo detalu. Kilka przykładów poniżej: M16 w Ha, refraktor 90mm, kamera QHY268M: NGC7380 w Ha, refraktor 90mm, kamera QHY268M Ponownie NGC7380 w Ha, teleskop Meade ACF 10", kamera QHY163M Koń i Płomień Ha z refraktora 90mm i kamerki QHY268M Obrazy kolorowe z kamerki OSC czy składane z kanałów już nie dają tak dobrych efektów. Sh2-171 w palecie HSO, refraktor 90mm, kamera QHY268M NGC1333, Samyang 135, kamera QHY247C Kijanki, refraktor 90mm, kamera QHY247C M31, refraktor 80mm ED, kamera QHY247C Kolejne przykłady to kanał luminancji z większego teleskopu. Tutaj ponownie oba terminatory pokazują pazurki. M98, Meade ACF10", QHY163M, filtr L NGC5033, Meade ACF10", QHY163M, filtr L IC342, Meade ACF 10", QHY163M, filtr L M63, Meade ACF 10", QHY163M, filtr L NGC3718, Meade ACF 10", QHY163M, filtr L Hamburger, Meade ACF 10", QHY163M, filtr L - mało materiału - około 2h No i jak widać wyniki są całkiem dobre, szczególnie jeśli materiał jest dobrej jakości. Na pewno oba dodatki oszczędzają sporo czasu manipulowania suwaczkami i testowania ustawień. Czy to dobra ścieżka dla amatorów astrofoto? Dla mnie zdecydowanie tak, ponieważ mi największą radość daje zbieranie materiału i złożenie go w całość. Cała następująca po tym reszta procesów jest dla mnie niezbyt interesująca. Ale znam wielu amatorów astrofotografii, którzy myślą dokładnie odwrotnie i preferują wyciskanie z post processingu ostatnich potów i wielokrotnie podchodzą do tego samego materiału. Dla nich te dodatki mogą nie być zbyt ciekawe, szczególnie patrząc na ich cenę. Jeśli macie jakieś fajne przykłady ich działania, to zapraszam do pokazania 🙂

Pojawiło mi się okienko pogodowe. Myślałem, że zrobię szybko Księżyc i wezmę się za wodór bo miałem mieć ok 8 bezchmurnych godzin. Okazało się że skończyło się na Księżycu i kilku szarpanych miedzy chmurami klatkach Ha. Księżyc z 23.12.23 Wiek: 11,5 dnia Faza: 88,3% Odległość: 376 515km Wysokość podczas akwizycji: 41,1° RGB zbierane kamerą mono - wzięte 60% z 1500 na kanał.

Misje kosmiczne XX wieku: Program Ranger 2023-12-20. Alex Rymarski Program Ranger stanowił początek nowego rozdziału w wyścigu kosmicznym – celem nie była już orbita Ziemi, a naturalny satelita Ziemi – Księżyc. Podobnie jak do tej pory, NASA musiało gonić za ZSRR, który zbadał Księżyc z bliska już w 1959 roku misją Łuna 2. Misje programu Ranger te były pierwszymi z wielu, które miały dostarczyć informacje, m.in. o topologii Księżyca, które były potrzebne, przede wszystkim, do wybrania miejsca lądowania kolejnych misji, m.in. z programu Surveyor. Ponadto celem sond był też test podzespołów, które w przyszłości miały zostać użyte w jednym z najważniejszych programów kosmicznych w historii: programie Apollo. Misji w programie Ranger było 9. Były one podzielone na trzy pokolenia nazywane blokami, które różniły się głównie budową sond. Jak się jednak okazuje, istnieje również nieco inny podział misji: misje nieudane, czyli pierwsze misje, z bloku pierwszego i drugiego, które stanowiły aż 2/3 całości, oraz misje udane, czyli misje z bloku trzeciego (oprócz misji Ranger 6). Pierwsze dwie misje, należące do bloku pierwszego, były zaledwie prototypami, mającymi za zadanie przeprowadzić proste badania, takie jak obserwacje promieniowania kosmicznego, pola magnetycznego Ziemi oraz potencjalnego warkocza ziemskiego (podobnego do warkocza komety) stworzonego z wodoru. Ich głównym celem jednak było sprawdzenie prawidłowości funkcjonowania nowej rakiety Atlas-Agena, na której pokładzie wszystkie z satelitów Ranger, jak również sond Mariner i Gemini, miały udać się w kosmos. Jako prototypy, misje te nie miały na celu dotrzeć na Księżyc, a jedynie na wysoką orbitę okołoziemską. Przebiegały bardzo podobnie: starty przebiegły pomyślnie, boostery rakiety bezpiecznie oddzieliły się, tak samo pierwszy stopień. Jednakże po dotarciu satelitów wraz z ostatnim członem rakiety na niską orbitę okołoziemską z powodu błędu w działaniu rakiety satelity nie mogły dotrzeć na wysoką orbitę okołoziemską. Ich orbity były na tyle niskie, że zaledwie po kilkudziesięciu okrążeniach wokół Ziemi satelity spłonęły w atmosferze. Misje jednak były częściowo udane, ponieważ błędy w rakiecie Atlas-Agena naprawiono i schematów satelitów użyto do stworzenia sond Mariner 1 i 2. Kolejne 3 misje, Ranger 3-5, należały już do bloku drugiego. Ich budowa różniła się znacznie od ich poprzedników, gdyż różnił się również ich cel – tym razem był to już Księżyc. Do osiągnięcia tego celu sporo elementów usunięto, aby zminimalizować masę satelity, do którego trzeba było dodać m.in. kamerę – za jej pomocą miały zostać wykonane pierwsze zdjęcia Księżyca z bliska. Same satelity nie miały jednak wylądować na Księżycu, a z nim się zderzyć (wykonując zdjęcia podczas zbliżenia). Misje te były najbardziej nieudane z całego programu – nie zdobyto dzięki nim właściwie żadnych informacji. Misje Ranger 3 i 5 miały najwięcej problemów: nie dość, że było wiele trudności przy starcie, to sondy doświadczyły awarii i całkowicie ominęły Księżyc. Od tego momentu znalazły się na orbicie heliocentrycznej i możliwe, że dalej się na niej znajdują. Misja Ranger 4 natomiast szła o wiele lepiej – miała bezproblemowy start i dotarła bezpiecznie do okolic Księżyca, lecz okazało się, że próbnik doświadczył awarii i nie mógł wysunąć paneli słonecznych. Sonda wprawdzie uderzyła w Księżyc, lecz nie zrobiła żadnych zdjęć, co było głównym celem misji – byłyby to pierwsze zdjęcia Księżyca, gdyż w tym czasie nie udało się tego dokonać jeszcze Związkowi Radzieckiemu. Kolejna misja w tym programie, czyli Ranger 6, była ostatnią, która poniosła klęskę. Należała ona do ostatniego, trzeciego bloku i była zdecydowanie bardziej zaawansowana technologicznie od swoich poprzedników, gdyż rozpoczęła się dopiero w 1964, 2 lata po misjach bloku drugiego i 3 lata po misjach bloku pierwszego. Misja przebiegała bezbłędnie od początku, czyli startu, do końca, czyli impaktu na Księżycu, jednakże sonda miała jedną, ale za to poważną awarię – jej kamera nie działała. Z tego powodu ludzkość nadal nie mogła zobaczyć Księżyca z bliska. W wyniku monstrualnej klęski programu Kongres Stanów Zjednoczonych rozpoczął dochodzenie w sprawie tzw., „problemów z zarządzaniem” w NASA i JPL. Po reorganizacji tych dwóch instytucji oraz stworzeniu nowej kamery rząd USA pozwolił na trzy kolejne misje w tym programie i była to świetna decyzja, gdyż były one gigantycznym sukcesem. Wszystkie trzy misje dotarły do celu oraz zrobiły zdjęcia różnych obszarów Księżyca – Mare Cognitum, Morza Spokoju i krateru Alphonsus. Mimo wielkiej liczbie porażek program Ranger został obwołany wielkim zwycięstwem w wyścigu kosmicznym, gdyż świadczył o tym, że Stany Zjednoczone wreszcie doganiały Związek Radziecki – sonda Łuna 9 była wprawdzie pierwszą, która wykonała zdjęcia Księżyca z bliska, lecz Ranger 7 zrobił to jedynie kilka miesięcy po niej, mimo że prace nad programem Łuna rozpoczęto o wiele wcześniej. Oprócz tego osiągnięto główny cel programu, czyli zdobycie danych o topologii różnych obszarów Księżyca. Jeden z tych obszarów – Morze Spokoju, na którym rozbił się Ranger 8 – 4 lata później stało się miejscem „ogromnego skoku dla ludzkości”, czyli lądowania Apollo 11. Korekta – Matylda Kołomyjec Źródła: • wikipedia.com: Ranger program 16 grudnia 2023 • wikipedia.com: Atlas-Agena 16 grudnia 2023 • nasa.gov: Ranger 1 16 grudnia 2023 • nasa.gov: Ranger 2 16 grudnia 2023 Satelita Ranger podczas restauracji w hangarze Centrum Nauki imienia Stevena Udvar-Hazy’ego Źródło: Balon Greyjoy, Wikimedia Commons Rakieta Atlas Agena B podczas startu z satelitą MIDAS 3 na pokładzie Źródło NASA via Wikimedia Commons Sonda Ranger 4 otoczona przez naukowców, w hangarze, w trakcie przygotowania do parady w Cleveland, Ohio Źródło NASA via Wikimedia Commons Jedno z pierwszych zdjęć Księżyca z bliska, wykonane przez sondę Ranger 7 w 1964 roku Źródło NASA via Wikimedia Commons https://astronet.pl/loty-kosmiczne/misje-xx-wieku/misje-kosmiczne-xx-wieku-program-ranger/

Odkryli najmniejszego swobodnego brązowego karła 2023-12-18. Wykorzystując Teleskop Jamesa Webba astronomowie odkryli najmniejszego swobodnego brązowego karła. Obiekt ma masę zaledwie od 3 do 4 razy większą niż Jowisz. Jak powstał najmniejszy swobodny brązowy karzeł? Brązowe karły to obiekty pośrednie pomiędzy gwiazdami a planetami. Są zbyt małe i chłodne, aby we wnętrzach mogła zachodzić termojądrowa reakcja przemiany wodoru w hel. Nie wytwarzają energii i świecą jedynie dzięki ciepłu, które akumulują podczas powstawania. Z czasem powoli gasną. Najmniejszy swobodny brązowy karzeł zlokalizowany jest w gromadzie gwiazd IC 348 i znajduje się około tysiąc lat świetlnych od Ziemi. Gromada jest młoda i ma zaledwie około 5 milionów lat. Brązowy karzeł wciąż jest bardzo gorący i emituje duże ilości podczerwieni, dzięki czemu możliwe było jego odkrycie pomimo niewielkich rozmiarów i masy. Astronomowie wykorzystali instrument NIRCam (kamera bliskiej podczerwieni) do identyfikacji kandydatów na brązowe karły w gromadzie IC 348. Następnie kandydaci zostali dokładnie zbadani pod kątem temperatury i składu przy pomocy detektora NIRSpec (spektrometr bliskiej podczerwieni). Odnaleziono 3 brązowe karły o masie od trzech do ośmiu mas Jowisza i temperaturze powierzchni od 830 do 1500 stopni Celsjusza. Jak powstał najmniejszy swobodny brązowy karzeł? Wyjaśnienie, w jaki sposób mógł powstać tak mały brązowy karzeł, jest teoretycznie trudne. Ciężki i gęsty obłok gazu ma wystarczającą masę i grawitację, aby zapaść się i utworzyć gwiazdę. Jednak ze względu na słabszą grawitację, małemu obłokowi powinno być trudniej zapaść się i utworzyć brązowe karły o masach planet-olbrzymów, zbliżonych do masy Jowisza. Brązowe karły mogą powstawać jako samodzielne, swobodne obiekty z chmury gazu i pyłu. Proces ten jest podobny do formowania gwiazdy, jednak obiekt nie osiąga wystarczającej masy do zapoczątkowania i podtrzymania reakcji termojądrowych. Drugi scenariusz to uformowanie brązowego karła podobnie jak planety – na orbicie gwiazdy. W ten sposób powstają mało masywne obiekty. Nowo odkryty brązowy karzeł powstał jako obiekt swobodny, jednak jego masa jest na tyle mała, że pasuje do planetarnego scenariusza formowania. Nie jest do końca jasne w jaki sposób powstał odkryty swobodny brązowy karzeł. Konieczne jest odnalezienie i zbadanie podobnych obiektów oraz ich otoczenia, aby odkryć proces formowania. Oprócz dostarczania wskazówek na temat procesu powstawania gwiazd, małe brązowe karły mogą również pomóc astronomom w lepszym zrozumieniu egzoplanet. Najmniej masywne brązowe karły pokrywają się z największymi planetami pozasłonecznymi. Dlatego można by się spodziewać, że będą miały podobne właściwości. Jednak swobodny brązowy karzeł jest łatwiejszy do zbadania niż duża egzoplaneta, ponieważ nie jest skryty w blasku gwiazdy macierzystej i emituje duże ilości promieniowania podczerwonego. Tajemnicza cząsteczka Dwa z brązowych karłów zidentyfikowanych przez astronomów wykazują sygnaturę widmową niezidentyfikowanego węglowodoru, czyli cząsteczki zawierającej zarówno atomy wodoru, jak i węgla. Tę samą sygnaturę w podczerwieni wykryła misja NASA Cassini w atmosferach Saturna i jego księżyca Tytana. Związek ten zaobserwowano również w obłokach międzygwiazdowych. Brązowy karzeł czy samotna planeta? Ponieważ odkryte brązowe karły mieszczą się w zakresie mas planet-olbrzymów, pojawia się pytanie, czy w rzeczywistości są to brązowe karły, czy też naprawdę planety wyrzucone z układów planetarnych. Scenariusz ten jest jednak mało prawdopodobny. Większość gwiazd w gromadzie IC 348 ma masy zbyt małe, aby mogły wokół nich powstać masywne planety. Gromada jest również młoda, co sprawia, że nie było wystarczająco czasu na uformowanie i wyrzucenie poza układy tak masywnych planet jak odkryte brązowe karły. Najprawdopodobniej więc odkryte białe karły powstały jako samodzielne obiekty z chmur gazów i pyłów. Ze względu na młody wiek gromady, obiekty są jeszcze gorące i możliwe jest ich wykrycie. Istnieje szansa, że również inne gromady gwiazd są bogate w białe karły, jednak zdążyły one ostygnąć i nie emitują dużej ilości podczerwieni przez co są trudne do zaobserwowania. źródło: NASA Gromada gwiazd IC 348. Fot. NASA, ESA, CSA, STScI, Kevin Luhman (PSU), Catarina Alves de Oliveira (ESA) Gromada gwiazd IC 348 oraz odkryte brązowe karły. Fot. NASA, ESA, CSA, STScI, Kevin Luhman (PSU), Catarina Alves de Oliveira (ESA) TVP NAUKA https://nauka.tvp.pl/74901795/odkryli-najmniejszego-swobodnego-brazowego-karla

Zmiana Cen Dostepne przedmioty - Wyciąg Crayford wraz z zamontowanym mikrofokuserem z pilotem do dokładnego ustawienia ostrości - 650zł - Kamera Player One Saturn C z dodatkowo zamontowanym chłodzeniem do kamer planetarnych. Oryginalny zestaw zakupiony bezpośrednio u producenta - Zakupiony 08/2022 - 2100zł - Grzałka na szukacz - 50zł - Barlow Televue 2x - 400zł (barlow ma malutkie wgniecenie na koncu obudowy nie wplywa to na obraz. Soczewki w idealnym stanie) - wiecej zdjec na priv Filtry - Shott UG11 + wratten 47 (zmontowany do obserwacji wenus) -80zł - ZWO IR850 - 60zł - Baader R610 Longpass -80zł - ZWO UV IR cut - 90zł

Teleskop Webba uchwycił niezwykły widok ikonicznej Mgławicy Pierścień 2023-09-27. Teleskop Webba sfotografował w bliskiej i średniej podczerwieni jedną z najbardziej znanych mgławic planetarnych, czyli Mgławicę Pierścień (M57, NGC 6720). W publikacji naukowej analizującej najnowsze zdjęcia M57 astronomowie sugerują, że obecność gwiezdnego towarzysza mogła uformować jej eliptyczny kształt. Kiedyś uważano, że mgławice planetarne są bardzo prostymi, sferycznymi obiektami z pojedynczą, dokonującą żywota na ciągu głównym gwiazdą w centrum. Nazwę zawdzięczają podobieństwu do rozmytych obiektów podobnych do planet przy obserwacjach przez małe teleskopy. Podobny los czeka również nasze Słońce za dobrych parę miliardów lat. Zaledwie kilka tysięcy lat temu gwiazda była jeszcze czerwonym olbrzymem skupiającym prawie całą masę gwiazdy. Teraz – w ramach ostatniego pożegnania, gorące jądro gwiazdy centralnej jonizuje i rozgrzewa wyrzucony gaz, a mgławica reaguje na to kolorową feerią barw. Współczesne obserwacje pokazują, że większość mgławic planetarnych wykazuje zapierającą dech złożoność. Nasuwa się więc pytanie – w jaki sposób sferycznie symetryczna gwiazda tworzy tak złożone i subtelne, niesferyczne struktury? Mgławica Pierścień jest idealnym celem do zbadania niektórych tajemnic mgławic planetarnych. Jest dobrze znanym obiektem, który znajduje się w gwiazdozbiorze Lutni w odległości około 2200 l.św. od Ziemi. Można ją zobaczyć w ciemne noce w lornetce przez całe lato na półkuli północnej oraz części południowej. Natomiast już w małych teleskopach widać jej charakterystyczny kształt podobny do pączka, któremu zawdzięcza nazwę Mgławicy Pierścienia. W centrum Mgławicy Pierścień znajduje się gwiazda-biały karzeł o masie 0,58 Mʘ, temperaturze efektywnej 135000 K i 310 razy jaśniejszy od Słońca. Biały karzeł znajduje się w fazie szybkiego spadku jasności. W połowie 2022 roku grupa astronomów kierowana przez Rogera Wessona (Cardiff University) obserwowała Mgławicę Pierścień za pomocą Teleskopu Webba z wykorzystaniem kamery NIRCam (Near-Infrared Camera) w bliskiej podczerwieni (obserwacje o długości fali λ ≤ ~5μm) oraz instrumentu MIRI (Mid-InfraRed Instrument) w średniej podczerwieni (λλ ~ 5μm-25μm). Astronomowie zrobili zdjęcia M57 w 13 filtrach w zakresie spektralnym λλ ~ 1,6μm – 25μm. Analiza tych zdjęcia zostanie wkrótce opublikowana w czasopiśmie astronomicznym MNRAS, a na razie jest dostępna w archiwum preprintów naukowych arXiv:2308.09027 [astro-ph.SR]. Poniżej zostały zaprezentowane główne wnioski z tej publikacji. Najnowszych zdjęcia w bliskiej i średniej podczerwieni uzyskane za pomocą Telskopu Webba zszokowały astronomów niespotykanym poziomem szczegółowości, który ujawniły. Analizując te zdjęcia astronomowie zauważyli centralną, bardzo gorącą pustkę (ang. cavity → ilustracja(1)) z silnie zjonizowanym gazem i prezentującą dwie liniowe struktury. Ogólnie ta pustka wydaje się mieć mniej więcej okrągły kształt o promieniu około 25”. Otoczka (ang. shell → ilustracja(1)) otaczająca tą pustkę jest szerokim obszarem z dobrze określonym wewnętrznym i zewnętrznym brzegiem i prezentuje kształt eliptyczny. Okazało się również, że środek Mgławicy Pierścień jest przesunięty o ~2” na północny-zachód od gwiazdy centralnej. Astronomowie przypuszczają, że ten offset może być spowodowany początkową utratą masy, jonizacją i gorącym wiatrem gwiazdowym. Obserwacje z Teleskopu Webba wskazują na to, że jest potrójny system gwiazdowy. Astronomowie odkryli, że gwiazda centralna ma jednego towarzysza („comp” → ilustracja(1)) w odległości około 35 j.a. (mniej więcej odległość Ziemia-Pluton) oraz drugiego, dalekiego towarzysza gwiezdnego około 14400 j.a, który najprawdopodobniej jest gwiazdą ciągu głównego o typie widmowym M2-M4. W tej mgławicy wyraźna struktura pierścienia składa się z około 20 tysięcy oddzielnych skupisk (… globul) gęstego molekularnego wodoru. Każda taka globula posiada masę porównywalną z masą Ziemi. Ocenia się, że we wszystkich globulach znajduje się nawet połowa masy tej mgławicy. Szczególnie w obrębie jasnego pierścienia widać wąskie pasma z emisjami pochodzącymi najprawdopodobniej od wielopierścieniowych węglowodorów aromatycznych PAH (skrót z j.ang. Polycyclic Aromatic Hydrocarbons), czyli złożonych związków chemicznych zawierających atomy węgla, których detekcji nie oczekiwano do tej pory w tych obiektach. Zaobserwowano również 400 osobliwych „kolców” (ang. spikes) poza głównym pierścieniem, które wskazują na gwiazdę centralną. Te kolce były widoczne już na zdjęciach z Teleskopu Hubble’a, ale dopiero na podczerwonych fotkach z Webba znacznie zyskały na wyrazistości. Astronomowie spekulują, że te struktury mogą być spowodowane obecnością molekuł powstających w cieniu najgęstszych obszarów pierścienia, gdzie są one ekranowane od bezpośredniego promieniowania z gwiazdy centralnej. Ważnym punktem zwrotnym na zdjęciu z instrumentu MIRI w średniej podczerwieni jest widok słabego halo molekularnego na zewnątrz jasnego pierścienia. Najbardziej zadziwiające jest dziesięć, regularnie rozmieszczonych w przestrzeni, koncentrycznych struktur zwanych też łukami, które zostały odkryte w tym subtelnym halo. Te koncentryczne łuki, które pojawiają się co 280 lat, stanowią zagadkę. Może to być wpływ gwiezdnego towarzysza w tym systemie, który orbituje w odległości porównywalnej z odległością Ziemia-Pluton w naszym Układzie Słonecznym. Wydaje się, że ten towarzysz w gwiezdnym układzie podwójnym kształtował wypływ materii, gdy gwiazda centralna wyrzucała swoje zewnętrzne warstwy podczas transformacji w mgławicę planetarną. Konsekwencje tych obserwacji rozciągają się daleko poza samą Mgławicę Pierścień. Stanowią wyzwanie dla rozumienia procesów powstawania mgławic planetarnych i sugerują, że udział towarzysza gwiezdnego jest decydujący w powstawaniu tych misternych i fascynujących struktur, które uświetniają nasz Wszechświat. Więc wracając do pytania postawionego na początku: w jaki sposób sferycznie symetryczna gwiazda tworzy tak złożone mgławice jak Mgławica Pierścień? Pewna pomoc ze strony gwiezdnego towarzysza może być w znacznej części odpowiedzią na to pytanie. Opracowanie: Ryszard Biernikowicz Więcej informacji: Publikacja naukowa (arXiv): JWST observations of the Ring Nebula (NGC 6720): I. Imaging of the rings, globules, and arcs Webb Reveals Intricate Details in the Remains of a Dying Star James Webb Telescope captures remarkable images of the iconic Ring Nebula Webb Reveals Intricate Details in the Remains of a Dying Star JWST observations explore the structure of the Ring Nebula Źródło: ESA/Webb, NASA, CSA Na ilustracji: Zdjęcia ikonicznej Mgławicy Pierścień wykonane przez Teleskop Webba współpracujący z kamerą NIRCam w bliskiej podczerwieni (po lewej) i średniej podczerwieni przez instrument MIRI (po prawej). Na zdjęciu z kamery NIRCam szczególnie dobrze widać misterną strukturę włókien wewnętrznego pierścienia, zaś instrument MIRI szczególnie dobrze uwydatnił koncentryczne struktury zewnętrznych obszarów tego pierścienia. Źródło: ESA/Webb, NASA, CSA, M. Barlow (University College London), N. Cox (ACRI-ST), R. Wesson (Cardiff University) Na ilustracji (1): Nazwy struktur w Mgławicy Pierścień (M57) nałożone na trójkolorowe zdjęcie uzyskane przez Teleskop Webba w barwach o średnich długościach fali λλ~3,0μm+5,6μm+7,7μm (2 zdjęcia NIRCam+1 MIRI). Na zdjęciu „CS” oznacza gwiazdę centralną, która wyrzuciła otoczkę zwaną Mgławicą Pierścień, natomiast „Comp” – prawdopodobnego gwiezdnego towarzysza gwiazdy centralnej „CS”. Zaznaczono również wyraźne wewnętrzne i zewnętrzne granice otoczki (ang. shell); centralną, bardzo gorącą pustkę (ang. cavity) i „paski” materii oraz globule (=zagęszczenia molekularnego wodoru) w niej zawarte (ang. strips / globules). Poza otoczką w obrębie halo zaznaczono przykłady „kolców” (ang. spikes) oraz struktury koncentryczne (ang. concentric structures) zwane również łukami (ang. arcs). Źródło (CC BY 4.0): arXiv:2308.09027 [astro-ph.SR] Na ilustracji (2): Zdjęcie ikonicznej Mgławicy Pierścień (M57, NGC 6720) wykonane przez Teleskop Webba współpracujący z kamerą NIRCam (Near-Infrared Camera) o bezprecedensowej szczegółowości. Mgławica Pierścień jest archetypem mgławicy planetarnej, która powstała, gdy zaawansowana wiekiem gwiazda odrzuciła otoczkę z powodu braku paliwa jądrowego. Na tym zdjęciu w bliskiej podczerwieni szczególnie dobrze widać misterną strukturę włókien wewnętrznego pierścienia. Widać około 20 tysięcy gęstych globuli bogatych w molekularny wodór. W przeciwieństwie do tego, w centralnym obszarze znajduje się bardzo gorący gaz. Główna otoczka jest delikatnym pierścieniem, w którym intensywnie świecą molekuły zawierające węgiel – takie jak np. wielopierścieniowe węglowodory aromatyczne PAH. Źródło: ESA/Webb, NASA, CSA, M. Barlow (University College London), N. Cox (ACRI-ST), R. Wesson (Cardiff University) Na ilustracji (3): Zdjęcie ikonicznej Mgławicy Pierścień (M57, NGC 6720) wykonane przez Teleskop Webba współpracujący z instrumentem MIRI (Mid-InfraRed Instrument). Szczególnie dobrze na tym zdjęciu w średniej podczerwieni uwydatnione są koncentryczne struktury zewnętrznych obszarów pierścienia. Tuż za głównym pierścieniem znajduje się 10 koncentrycznych łuków (patrz również ilustracja(1)). Uważa się, że te łuki powstały w wyniku oddziaływania gwiazdy centralnej z małomasywnym gwiezdnym towarzyszem orbitującym w odległości porównywalnej do Ziemia-Pluton w naszym Układzie Słonecznym. Źródło: ESA/Webb, NASA, CSA, M. Barlow (University College London), N. Cox (ACRI-ST), R. Wesson (Cardiff University) URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/teleskop-webba-uchwycil-niezwykly-widok-ikonicznej-mglawicy-pierscien

Witam, do sprzedania kamera kolorowa, planetarna ZWO ASI 462MC. Zakupiona w Teleskopy.pl w 2021 roku. W pełni sprawna, sporadycznie używana. Cena 1100 pln, do negocjacji. Wysyłka paczkomat, kurier, nie wysyłam za pobraniem. Charakterystka na stronie ZWO - https://astronomy-imaging-camera.com/pr ... 62mccolor/

Kamera sprzedana, temat do zamknięcia.

Misja pełna niespodzianek — OSIRIS-REx 2023-09-19. Alex Rymarski Misja OSIRIS-REx powoli chyli się ku końcowi. Jest to misja typu sample-return, czyli taka, która zbiera próbki gruntu z innego ciała niebieskiego i dostarcza je na Ziemię. Nie jest ona pierwszą tego typu misją NASA — tą byłaby misja Apollo 11, która przywiozła na Ziemię aż 22 kilogramy regolitu księżycowego. Jest natomiast pierwszą amerykańską misją, która dostarczy na naszą planetę próbki z nieco mniejszego ciała, czyli asteroidy Bennu. Geneza misji Wszystko zaczęło się już 2004 roku, gdy naukowcy z Uniwersytetu Arizona wymyślili nową misję, która miała być częścią programu Discovery. Za stworzenie nazwy misji odpowiadał główny badacz z Uniwersytetu Arizony, Dante Lauretta. Zastanawiał się on i wypisywał wszystkie cele i aspekty misji i tak się złożyło, że pierwsze litery niektórych z nich układały się w słowo OSIRIS, czyli po angielsku Ozyrys, które jest imieniem egipsko boga podziemi. Jako że profesor Lauretta, jak podaje jego współpracownik Michael Drake, jest miłośnikiem mitologii, wybraną nazwą została właśnie OSIRIS – Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, Security. Dodatkowa część nazwy, czyli REx (Regolith Explorer), została dodana dopiero po wygraniu przez projekt misji OSIRIS konkursu NASA na trzecią misję programu New Frontiers. Z tego powodu nie była ona już częścią programu Discovery, lecz miała za to o wiele większe dofinansowanie, a co za tym idzie, prace nad misją posuwały się do przodu w znacznie szybszym tempie. Dlaczego Bennu? Asteroida Bennu była zdecydowanie najlepszym kandydatem do misji OSIRIS-REx. Jest ku temu wiele powodów. Każdy z nich wiąże się z pewnym członem nazwy misji. Pierwszy człon, czyli Origins, co znaczy początki, nawiązuje do tego, że planetoida ta jest czymś w rodzaju kapsuły czasu, dlatego że w przeciwieństwie do większości ciał Układu Słonecznego, pozostała nienaruszona od jego początków. Pozwoli nam ona poznać tajniki powstawania Układu Słonecznego. Drugi i trzeci człon, Spectral Interpretation i Resource Identification, są ze sobą silnie powiązane — oba odnoszą się do badania wyjątkowego składu Bennu, który zawiera m.in. związki organiczne. Ponadto drugi człon wspomina o metodzie badania tejże asteroidy, czyli spektrometrii masowej. Czwarty człon, Security, dotyczy dbania o nasze bezpieczeństwo — asteroida Bennu znajduje się na orbicie, która momentami pokrywa się z ziemską, przez co występuje malutkie prawdopodobieństwo kolizji. To prawdopodobieństwo może wzrosnąć w wyniku tzw. Efektu Jarkowskiego, w wyniku którego planetoida może minimalnie zmieniać swoją orbitę. Z tego powodu kluczowe jest zbadanie tego efektu i poznanie dokładnej orbity Bennu. Przyrządy pomiarowe OSIRIS-REx Sonda OSIRIS-REx ma na pokładzie wiele zróżnicowanych urządzeń, którymi badała asteroidę Bennu. Pierwszymi z nich są POLYCAM, MAPCAM i SAMCAM, czyli kamery, które odpowiadają za znaczną większość zdjęć zrobionych przez sondę w świetle widzialnym. Jednakże różnią się od siebie znacznie, gdyż każda z nich służy do robienia zdjęć z różnych dystansów — POLYCAM z daleka, MAPCAM ze średnich odległości, a SAMCAM z małych. Kamera POLYCAM miała przede wszystkim za zadanie jako pierwsza zlokalizować Bennu już z odległości dwóch milionów kilometrów i zidentyfikowanie potencjalnych niebezpieczeństw na drodze. MAPCAM, jak sama nazwa wskazuje, mapowała asteroidę i robiła jej zdjęcia, co pozwoliło na stworzenie mapy topograficznej jej powierzchni. Ponadto kamera ta szukała małych naturalnych satelitów obiegających Bennu. Z kolei SAMCAM, czyli najmniejsza z trzech kamer, miała tylko jedno, ale za to bardzo ważne zadanie, jakim było zweryfikowanie zdobycia próbek gruntu przez OSIRIS-REx. Następnym z przyrządów jest OLA, czyli OSIRIS-REx Laser Altimeter. Zadaniem tego urządzenia było skonstruowanie trójwymiarowej mapy kształtu Bennu, co pozwoliło naukowcom nadzorującym misję wybrać dogodne miejsce na zdobycie próbek gruntu. Mechanizm ten został stworzony przez Kanadyjską Agencję Kosmiczną, która w zamian otrzyma część zdobytych z asteroidy próbek. Dwa kolejne przyrządy, czyli OTES i OVIRS, miały za zadanie zbadanie składu Bennu. OTES, OSIRIS-REx Thermal Emission Spectrometer, pod kątem związków nieorganicznych, a OVIRS, OSIRIS-REx Visible and Infrared Spectrometer, związków organicznych i wody. Ponadto OTES mierzył również temperaturę Bennu. Oprócz tych dwóch był jeszcze trzeci przyrząd, Regolith X-Ray Imaging Spectrometer, który skupił się na badaniu regolitu znajdującego się na powierzchni planetoidy. Jednakże najważniejszą rolę miał zarazem największy przyrząd na pokładzie OSIRIS-REx, czyli TAGSAM. Zbudowany przez Lockheed Martin na zlecenie NASA, tak zwany Touch-and-Go Sample Arm Mechanism, miał za zadanie zebranie próbki regolitu z Bennu. Musiał on być niezwykle szybki, ponieważ manewr TAG, w czasie którego TAGSAM miał zebrać próbki, polegał na dotknięciu planetoidy na zaledwie kilka sekund i szybkim wydostaniu się z powrotem na jej orbitę. Przebieg misji OSIRIS-REx rozpoczęła swoją przygodę na pokładzie rakiety Atlas V 8 września 2016 na legendarnym przylądku Canaveral. Start odbył się bez komplikacji i po 55 minutach od startu sonda oddzieliła się od rakiety i wysunęła panele słoneczne, rozpoczynając podróż do asteroidy Bennu. W czasie następnych dwóch lat OSIRIS-REx, korzystając z manewrów asysty grawitacyjnej i korekcyjnych odpaleń silnika, coraz bardziej zbliżała się do celu. W sierpniu 2018 roku udało się sondzie zrobić pierwsze zdjęcia Bennu. Na orbitę planetoidy OSIRIS-REx dotarła już 3 grudnia tego samego roku, po czym rozpoczęła badania. Następne dwa lata OSIRIS-REx spędziła na badaniu asteroidy Bennu wszystkimi urządzeniami, jakie znajdowały się na jej pokładzie, przesyłając dane te do Centrum Lotów Kosmicznych imienia Roberta H. Goddarda, które miało za zadanie wybrać miejsce krótkiego lądowania sondy. Jednakże od razu po przesłaniu pierwszej części danych przez OSIRIS-REx, naukowcy z NASA zorientowali się, że badania topograficzne asteroidy nie zgadzają się z poprzednimi obserwacjami z Ziemi. Okazało się, że planetoida ta jest prawie w całości pokryta niebezpiecznymi głazami, w przeciwieństwie do gładkiej powierzchni, której naukowcy się spodziewali. Te nowe odkrycia zdecydowanie skomplikowały wybór miejsca na lądowanie sondy, jednakże po pewnym czasie naukowcy trafili w dziesiątkę: znaleźli krater, który nazwali Nightingale. Jest on stosunkowo nowy, a co za tym idzie, nie ma w nim niebezpiecznych głazów, które przeszkadzałaby w lądowaniu. Co ważniejsze, regolit, który się tam znajduje, był wcześniej zakopany pod powierzchnią planetoidy, co znaczy, że jest on starszy, niż gdziekolwiek indziej na powierzchni Bennu. W tym samym czasie doszło do kolejnej niespodzianki dla naukowców w NASA. Mianowicie przyrząd REXIS, który badał Bennu w spektrum promieniowania rentgenowskiego, zaobserwował kątem oka emisję takiego promieniowania z miejsca w przestrzeni, w którym według katalogów obiektów NASA nic nie było. Jednakże po skontaktowaniu się z innymi agencjami kosmicznymi okazało się, że obiekt zaobserwowany przez REXIS to rentgenowski układ podwójny (czyli taki, który zawiera czarną dziurę lub gwiazdę neutronową i gwiazdę ciągu głównego), odkryty zaledwie tydzień wcześniej przez japoński teleskop MAXI. Po około roku od wybrania miejsca lądowania, 20 października 2020 roku, OSIRIS-REx rozpoczęła manewr TAG i na 6 sekund znalazła się na powierzchni asteroidy Bennu. Tak jak planowano, od razu po wylądowaniu sonda odpaliła silniki, by powrócić na orbitę planetoidy. Wszystko odbyło się pomyślnie i OSIRIS-REx wypełniła najważniejszy cel swojej misji, jakim było zebranie co najmniej 60 gramów regolitu z Bennu. Dwa lata później, w 2022 roku, doszło do największej niespodzianki dla naukowców zajmujących się tą misją: po przeanalizowaniu danych z manewru TAG okazało się, że zewnętrzna warstwa asteroidy jest niezwykle rzadka i gdyby sonda OSIRIS-REx nie odpaliła od razu silników, najpewniej zapadłaby się pod powierzchnię Bennu i misja zakończyłaby się katastrofą. Dnia 7 kwietnia 2021 roku sonda OSIRIS-REx zakończyła swoją przygodę z asteroidą Bennu, rozpoczynając dwuipółletnią podróż powrotną na Ziemię. Jej powrót zbliża się wielkimi krokami i jest zaplanowany na 24 września 2023 roku. Mimo że jest to koniec misji OSIRIS-REx, sama sonda ma jeszcze długą drogę przed sobą — po oddzieleniu się na orbicie okołoziemskiej od kapsuły zawierającej próbki z Bennu, sonda stanie się częścią misji OSIRIS-APEX, czyli OSIRIS-APophis EXplorer i rozpocznie 6-letnią podróż do asteroidy Apophis. Korekta – Matylda Kołomyjec Źródła: • nasa.gov: OSIRIS-REx In Depth 19 września 2023 • nasa.gov: OSIRIS-REx FAQs 19 września 2023 • wikipedia.org: OSIRIS-REx 19 września 2023 • nasa.gov: OSIRIS-REx Spacecraft and Instruments 19 września 2023 • nasa.gov: Sean Potter; X Marks the Spot: NASA Selects Site for Asteroid Sample Collection 19 września 2023 • nasa.gov: Karl Hille; NASA’s OSIRIS-REx Students Catch Unexpected Glimpse of Newly Discovered Black Hole 19 września 2023 • nasa.gov: Svetlana Shekhtman; Surprise – Again! Asteroid Bennu Reveals its Surface is Like a Plastic Ball Pit 19 września 2023. Zdjęcie asteroidy Bennu zrobione przez misję OSIRIS-REx w 2018 roku. Źródło: NASA/Goddard/University of Arizona Źródło: NASA/University of Arizona TAGSAM Źródło: NASA/Lockheed Martin Corporation Pierwsze zdjęcie asteroidy Bennu zrobione przez POLYCAM, z odległości dwóch milionów kilometrów Źródło: NASA/Goddard/University of Arizona Emisja promieniowania rentgenowskiego zaobserwowana przez REMIS. Źródło: NASA/Goddard/University of Arizona/MIT/Harvard Manewr TAG. Źródło: NASA/Goddard/University of Arizona https://astronet.pl/uklad-sloneczny/misja-pelna-niespodzianek-osiris-rex/

Teleskop Very Rubin wygeneruje niesamowitą ilość danych 2023-12-05. Gdy w 2025 roku obserwatorium Very C. Rubin zostanie oddane do użytku, stanie się jednym z najpotężniejszych narzędzi kiedykolwiek dostępnych dla astronomów. Ma rejestrować każdej nocy obrazy ogromnych fragmentów nieba za pomocą 8,4-metrowego zwierciadła i 3,2-gigapikselowej kamery. Każdy taki obraz zostanie przeanalizowany w ciągu 60 sekund, co ma na celu ostrzeganie i informowanie świata nauki o zdarzeniach krótkotrwałych, takich jak wybuchy supernowych. Każdego roku rejestrowanych będzie łącznie 5 petabajtów (czyli 5 000 terabajtów), nowych surowych danych, z czasem udostępnianych astronomom do szczegółowej analizy. Obserwatorium Rubin to teleskop położony wysoko w chilijskich Andach. 8,4-metrowy teleskop Simonyi Survey Telescope będzie wykorzystywał kamerę cyfrową o najwyższej dostępnej jak dotąd na świecie rozdzielczości, a także największy na świecie obiektyw typu rybie oko. Kamera jest mniej więcej wielkości samochodu i waży prawie 2800 kg. Teleskop porusza się bardzo szybko i będzie w stanie przeskanować całe widoczne niebo południowe co cztery noce. Nic dziwnego, że astronomowie nie mogą się doczekać danych o tak wysokiej rozdzielczości. W nowym artykule opisano już, w jaki sposób te ogromne ilości danych będą przetwarzane, organizowane i rozpowszechniane. Cały proces będzie wymagał kilku ośrodków zlokalizowanych na trzech kontynentach. Zautomatyzowana detekcja i klasyfikacja obiektów niebieskich będzie oczywiście przeprowadzana przez zaawansowane algorytmy. Ma to docelowo doprowadzić do stworzenia katalogu astronomicznego składającego się z około 20 miliardów galaktyk i 17 miliardów gwiazd oraz powiązanych z nimi właściwości fizycznych. Głównym projektem Obserwatorium będzie też Legacy Survey of Space and Time (LSST) – projekt, w którym planuje się zgromadzenie danych obserwacyjnych na temat ponad 5 milionów obiektów pasa planetoid, 300 000 "trojanów" Jowisza, 100 000 obiektów bliskich Ziemi (NEO) i ponad 40 000 obiektów pasa Kuipera. Teleskop Rubin będzie mapować widoczne nocne niebo co kilka dni, więc wiele z tych obiektów zaobserwowanych zostanie co najmniej setki razy, a dzięki tym powtarzającym się obserwacjom ogromna ilość nowych danych pomoże naukowcom obliczać pozycje i orbity wszystkich badanych obiektów Układu Słonecznego. Wszystkie obrazy i dane będą natychmiast przesyłane z teleskopu do Ośrodka Bazowego i lokalnego centrum danych w La Serena w Chile, a następnie do trzech różnych centrów przetwarzania danych za pośrednictwem dedykowanych szybkich sieci łączących te wszystkie ośrodki: francuskiego centrum danych CC-IN2P3 w Lyonie, brytyjskiego ośrodka IRIS w Wielkiej Brytanii oraz amerykańskiego centrum dostępu do danych w SLAC National Accelerator Laboratory w Kalifornii. Po wykonaniu zdjęć wszystkie obrazy nieba będą też przetwarzane w trzech różnych skalach czasowych: natychmiastowej (tzw. prompt), dziennej i rocznej. We wspomnianym artykule Hernandez i jego współpracownicy opisują, jak surowe obrazy zebrane każdej nocy będą szybko przetwarzane w ciągu 60 sekund, przy czym obiekty, których jasność lub położenie będzie nagle się zmieniało, będą automatycznie generować i wysyłać w świat specjalne alerty w celu wykrywania i badania kosmicznych zjawisk krótkotrwałych. W tym procesie, określanym jako Prompt Processing, nie będzie obowiązywał żaden poufny termin związany z alertami – będą one dostępne publicznie natychmiast, ponieważ celem samym w sobie jest błyskawiczne rozesłanie wszystkich informacji o danym zdarzeniu na świat, tak, aby umożliwić szybką klasyfikację i podejmowanie decyzji. Naukowcy szacują, że Prompt Processing może generować nawet miliony alertów dziennie! Tzw. codzienne produkty, publikowane w ciągu 24 godzin od momentu wykonania obserwacji, będą zawierać obrazy z danej nocy obserwacyjnej. Z kolei w corocznych kampaniach obserwacyjnych cały zestaw danych obrazowych zebranych od początku przeglądu będzie ponownie przetwarzany. Dla każdego opublikowanego zbioru danych dostępne będą także obrazy surowe i kalibracyjne oraz gotowe do wykorzystania naukowego zdjęcia, wcześniej przetworzone przy użyciu zaktualizowanych algorytmów. Dostępne będą również katalogi z właściwościami wszystkich wykrytych obiektów astrofizycznych. Całkowita wielkość opublikowanych produktów danych generowanych przez coroczne przetwarzanie zgromadzonego zbioru nieprzetworzonych obrazów ma być około 2,3 razy większa od wielkości wejściowego zbioru danych w danym roku. Szacuje się, że do końca trwania przeglądu wyniesie ponad sto petabajtów – piszą astronomowie. Stwierdzili również, że w ciągu dziesięciu lat badań ilość danych udostępnionych do analiz naukowych wzrośnie o jeden rząd wielkości. Obserwatorium Rubin będzie wykorzystywać kilka rodzajów produktów i usług do archiwizacji i rozpowszechniania danych w różnych zespołach naukowych. W dokumencie czytamy, że potoki naukowe Rubin LSST składają się z około 80 różnych rodzajów zadań, które zostały wdrożone w oparciu o wspólną bazę kodów algorytmicznych i specjalistyczne oprogramowanie. Dostępna jest też funkcja Data Butler, będąca rozwiązaniem programowym, które pozwala na usunięcie nie zawsze potrzebnych szczegółów dostępu do danych (w tym lokalizacji danych, ich formatu i protokołów dostępu). Każdego roku opracowywane będą dane, które zostaną następnie udostępnione zespołom naukowym celem ich wykorzystania w czterech głównych dziedzinach nauki LSST, czyli badaniu ciemnej materii i energii, inwentaryzacji obiektów Układu Słonecznego, eksploracji nieba optycznego i mapowaniu Drogi Mlecznej. Ta coroczna publikacja pozwoli na ponowne przetworzenie, połączenie i automatyczne pomiary wszystkich zdjęć wykonanych do tej pory w celu uzyskiwania coraz głębszego obrazu całego nieba południowego oraz rosnącego katalogu obiektów astronomicznych, w którym rejestrowane będą poszczególne zmiany ich jasności w czasie. Coroczne przetwarzanie będzie prowadzone w trzech ośrodkach, a ostateczny zestaw danych zostanie zebrany w SLAC i udostępniony astronomom i fizykom za pośrednictwem platformy naukowej Rubin Science Platform. Przewiduje się dziś, że dane z Obserwatorium Rubin zostaną w pełni upublicznione po dwóch latach. Kwestia tego, w jaki sposób można będzie uzyskać dostęp do tych danych publicznych i jak ten będzie on finansowany, jest wciąż otwarta. Czytaj więcej: • Cały artykuł • Oryginalna publikacja naukowa: Fabio Hernandez et al, Overview of the distributed image processing infrastructure to produce the Legacy Survey of Space and Time, arXiv (2023) Źródło: Phys.org Opracowanie: Elżbieta Kuligowska Na zdjęciu: Teleskop Very Rubin w trakcie budowy w Cerro Pachon w Chile. Źródło: LSST Obrazy przesyłane będą z Ośrodka Szczytowego (Summit Site) w Chile, gdzie znajduje się sam teleskop, do Ośrodka Bazowego (Base Site), a następnie do trzech Centrów Danych Obserwatorium Rubin (Rubin Data Facilities), które wspólnie dysponują mocą obliczeniową niezbędną do przetwarzania obrazów wykonanych przez Obserwatorium w czasie trwania przeglądu. Źródło: Vera Rubin Observatory URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/teleskop-very-rubin-wygeneruje-niesamowita-ilosc-danych

Na sąsiedniej giełdzie coś takiego jest: https://astropolis.pl/classifieds/item/2166-sky-watcher-bkp15075-eq3-2-akcesoria/ Ale tak jak koledzy wyżej pisali to trudny zestaw na początek. Zbyt wiele przeciwności do pokonania. Nie napisałeś czym masz zamiar fotografować, aparat? kamera? Ten Seestar może być ciekawą opcją w tym budżecie dla początkującego. Ma swoje ograniczenia, ale wyciągasz i działa. Bez użerania się ze sprzętem. No chyba że chcesz mieć modny mebel w salonie to kup najtańszy refraktor, nie będzie się nadawał do obserwacji czy foto ale ładnie się zaprezentuje w roli gadżetu w pokoju 😉

Sprzedam kompletny, skonfigurowany, zgrany i dopieszczony zestaw do astrofotografii. Podłączasz zasilanie i focisz Szczegóły tuby: - Sky-Watcher ED80, obiektyw nigdy nie był rozkręcany, gwiazdki punktowe, pojedyncze paproszki są usuwalne flatami + walizka - DreamFocuser z silnikiem krokowym (napęd wyciągu sztywnym sprzęgłem) - dedykowany flattener - dorabiana złączka do kamery, która trzyma idealną odległość matryca-flattener - koło filtrowe QHY CFW2-S 5x36mm - kamera QHY9 (mono) + oryginalna dedykowana walizka + dodatkowo sporo osuszacza, chłodzi się bez problemu do -20st w letnie ciepłe noce - guider 50x190 z focuserem heliakalnym, tuba przymocowana bardzo sztywno na dovtail dwoma śrubami, nie do ruszenia - kamera guidująca T7C, śruba blokująca focuser w guiderze uniemożliwia rozjazd ostrości, trzyma się pewnie w transporcie - grzałka na ED80 - grzałka na guider - czujnik temperatury - AstroLink 4 Pi - wszystko jest połączone kablami, które są spięte i ogarnięte, nic nie wisi, nie dynda, tuba jest idealnie wyważona, sztywna i zgrabna - torba transportowa, która mieści całą tubę ze wszystkim co na niej jest - mini router WiFi TP-Link zasilany z USB - szyty na miarę wodoszczelny pokrowiec - filtry, opis poniżej w cenach Szczegóły montażu: HEQ5 opaskowany na statywie stalowym, ma przerobiony wtyk zasilania na wkręcany. Do tej tuby wystarcza jedna przeciwwaga 5kg, ale mam w zestawie więcej przeciwwag. Montaż łączy się z Astrolink po bluetooth. Szczegóły AstroLink 4 Pi: jest to taki minipc, który działa na Raspberry z systemem Astroberry. Komputer Raspberry nie jest w komplecie!!! Ale za dodatkową opłatę mogę sprzedać też i Raspberry Pi 4 model B WiFi DualBand Bluetooth 4GB RAM z kartą pamięci 32GB, która zawiera zainstalowany system Astroberry z całkowicie skonfigurowanym KStars. Co mam na myśli pisząc całkowicie skonfigurowanym? Ano to, że są ściągnięte indexy do PlateSolve pod rozdzielczość tego setupu, działa idealnie, szybko i bez najmniejszych problemów. Skonfigurowany autofokus przy każdej zmianie filtra, dodatkowo są wyliczone offsety dla filtrów, refokus przy zmianie temperatury o 1 st. Są ustawione katalogi, guiding, planer sesji, planer klatek kalibracyjnych. Zainstalowany jest VNC viewer do zdalnego łączenia się z setupem po wifi. Używam osobnego mini-routera wifi, gdyż daje bardzo dobre i stabilne połączenie WiFi pomiędzy setupem a np laptopem. Co potrafi AstroLink 4 Pi? Przede wszystkim zasila cały setup, zasilanie jest dostarczane silikonowym kablem zasilającym (nie sztywnieje w mróz!), następnie AstroLink 4 Pi zasila montaż, kamerę, koło filtrowe, focuser, grzałki, mini-router, obsługuje czujnik temperatury, steruje focuserem. Grzałki są automatyczne włączane i wyłączane w zależności od tego, jakie temperatury progowe się ustawi. Dodatkowo jest chłodzenie Respberry, też automatycznie załączane w razie potrzeby. Oprócz tego posiada zegar czasu rzeczywistego zasilany baterią. Jedna uwaga, kamera i koło filtrowe są skręcone śrubami na sztywno w celu uzyskania jak najbardziej sztywnego i bliskiego złączenia, więc są ze sobą powiązane i nie sprzedaję osobno. Posiadam też szyty na wymiar pod ten setup pokrowiec wodoszczelny, z podszyciem gąbkowym. Do kamery, koła filtrowego, filtrów, głowicy HEQ5, ED80 - oryginalne opakowania/walizki Setup jest zasilany zasilaczem LEDowym 100W 8,5A 12V. W zupełności wystarczający, leży w skrzynce, a więc nie pada na niego rosa, kurz itd. Jeżeli chodzi o transport setupu, to głowica HEQ5 leży w skrzynce transportowej (ale posiadam również oryginalne pudło), w której znajduje się też zasilacz. Tuba posiada dedykowaną torbę transportową. Rozstawianie jest proste - rozstawiam statyw, z walizki wyjmuję HEQ5 zakładam przeciwwagę, z torby wyjmuję tubę, zakładam. Na dovetailu jest zaznaczony punkt, który wyznacza jak ma być założona tuba żeby nie naruszyć wyważenia, nie da się tuby założyć inaczej niż w pozycji wyważonej, dzięki czemu rozkładanie się nawet w nocy nie stanowi problemu. Podpinam zasilanie i już można łączyć się z setupem zdalnie, gdyż jak tylko pojawi się zasilanie startuje automatycznie Raspberry i router wifi. Wolałbym najpierw spróbować sprzedać wszystko jako całość, ewentualnie osobno tuba oraz montaż. Jeżeli nie uda mi się, a nie zależy mi na czasie, to będę rozbijał zestaw. A więc ceny: - Sky-Watcher ED80 -> 2250 zł - HEQ5 -> 3850 zł - DreamFocuser -> 220 zł - dedykowany flattener -> 900 zł - dorabiana złączka do kamery -> jest bezcenna , a na serio to gratis dla tego, kto kupi całość albo kamerę + koło - koło filtrowe QHY CFW2-S 5x36mm + kamera QHY9 ponieważ sprzedaję jako całość to kamera 2500 zł + koło 750 zł a więc 3250 zł - guider 50x190 -> 260zł - kamera guidująca T7C -> 355 zł - AstroLink 4 Pi -> 500 zł + czujnik temperatury gratis, dla zainteresowanych mogę dołożyć Raspberry + karta pamięci 32GB ze skonfigurowanym systemem w cenie 300 zł - torba transportowa na tubę -> gratis dla kupującego całość lub tubę ze wszystkim (bez filtrów) - mini router WiFi TP-Link -> 100 zł lub gratis dla kupującego całość lub tubę ze wszystkim (bez filtrów) - szyty na miarę wodoszczelny pokrowiec -> 150 zł lub gratis dla kupującego wszystko Filtry: - H-alpha Baader 36mm 7nm nieoprawiony -> 500 zł - SII Baader 36mm 8nm nieoprawiony -> 490 zł - OIII Optolong 36mm 6.5nm nieoprawiony -> 490 zł - komplet HSO -> 1300 zł - L ZWO 36mm nieoprawiony -> 450 zł - R ZWO 36mm nieoprawiony -> 450 zł - G ZWO 36mm nieoprawiony -> 450 zł - B ZWO 36mm nieoprawiony -> 450 zł - komplet LRGB -> 1650 - komplet wszystkie filtry -> 2900 zł Ceny można negocjować. Sprzęt będzie do obejrzenia, pomacania, testowania w Warszawie na Białołęce za tydzień, maks dwa tygodnie. Tuba oraz montaż - odbiór osobisty, drobnice mogę wysyłać paczkomatem. Setup był używany z ogródka, nigdy nie został na całą noc sam, gdyż po zakończeniu sesji zawsze był wnoszony do domu i spokojnie się ogrzewał. W oczekiwaniu na sesję zawsze był nakryty pokrowcem. Przy dodatkowej opłacie mogę dowieźć sprzęt do 100km od Warszawy. Dlaczego sprzedaję? Wiele przyczyn. Najważniejsza - miejscówka z której fociłem (ogród przy bloku) została zdegradowana ze względu na budowę bloku tuż obok, doszły dodatkowe światła/okna i zasłonięte niebo. Projekt zdalnej budki u teściów nie zrealizowany i marne szanse na realizację. Nie dogadałem się ze wspólnotą na pozwolenie focenia z dachu bloku. Narodziny dziecka też nieźle mi namieszały w życiu, głownie brak czasu. Setup leży zapakowany i nie ruszony od 15 miesięcy. Kupiec otrzyma pomoc przy pytaniach co i jak, który kabel do czego, jak i co demontować. Na życzenie mogę wysłać szczegółowe zdjęcie dowolnie wybranego elementu, nagrać filmik czy zrobić live na sucho, bo z pogodą krucho Fotki zrobione tym setupem są na forum, nie jest tego za dużo, bo nie lubię chwalić się zdjęciami (bo nie ma czym, obróbka leży), ale parę jest: https://astropolis.pl/topic/80749-ngc6992/ https://astropolis.pl/topic/80380-ic1805-czyli-serce-za-darmo/ https://astropolis.pl/topic/74298-ngc-7635-bicolor/ https://astropolis.pl/topic/73149-ngc-7635-mgławica-bańka/ Zdjęcia jak i sam setup będą dostępne w weekend w Warszawie, gdyż leży wszystko u teściów 100km od Warszawy muszę tam jechać po odbiór.

Dostepne przedmioty + zmiana cen - Wyciąg Crayford wraz z zamontowanym mikrofokuserem z pilotem do dokładnego ustawienia ostrości - 750zł - Kamera Player One Saturn C z dodatkowo zamontowanym chłodzeniem do kamer planetarnych. Oryginalny zestaw zakupiony bezpośrednio u producenta - Zakupiony 08/2022 - 2300zł - Grzałka na szukacz - 50zł - Korektor f/6.3 Celestron - 450zł - Barlow Televue 2x - 450zł (barlow ma malutkie wgniecenie na koncu obudowy nie wplywa to na obraz. Soczewki w idealnym stanie) - wiecej zdjec na priv Filtry - Shott UG11 + wratten 47 (zmontowany do obserwacji wenus) -80zł - ZWO IR850 - 60zł - Astronomik Planet IR Pro 742 -150zł - Baader R610 Longpass -80zł - ZWO UV IR cut - 90zł

Przepiękna protogwiazda w Perseuszu 2023-12-02. Teleskop Webba ujawnił szczegóły misternej struktury obiektu Herbiga-Haro o numerze 797 (HH 797) w gwiazdozbiorze Perseusza – w tym podwójną naturę wypływów materii! Obiekty Herbiga-Haro (dalej HH) są jasnymi obszarami otaczającymi rodzące się gwiazdy – nazywane protogwiazdami. HH powstają, gdy wiatry gwiazdowe lub dżety wyrzucone z protogwiazdy utworzą falę uderzeniową, która zderza się z wielką prędkością z otaczającym gazem i pyłem. HH 797, który wyróżnia się w dolnej części tytułowej ilustracji znajduje się blisko otwartej gromady gwiazdowej IC 348 – w pobliżu wschodniej krawędzi kompleksu obłoków molekularnych w gwiazdozbiorze Perseusza. Uważa się, że jasne ciała niebieskie promieniujące w podczerwieni w górnej części ilustracji tytułowej są miejscem powstawania dwóch innych protogwiazd. Omawiane zdjęcie zostało uchwycone przez kamerę NIRCam współpracującą z Teleskopem Webba. Fotografowanie w podczerwieni jest potężnym narzędziem badawczym rodzących się gwiazd i towarzyszących im wypływów materii, ponieważ gwiazdy w najwcześniejszych etapach powstawania są zawsze zanurzone w materii gazowej i pyłowej, z której się formują. Promieniowanie podczerwone generowane przez wypływy materii z protogwiazd przenika przez przesłaniający gaz i pył – co sprawia, że HH nadają się doskonale do obserwacji przez czułe na podczerwień instrumenty Teleskopu Webba. Cząsteczki wzbudzane w ośrodku turbulentnym – w tym molekuły wodoru i tlenku węgla – emitują promieniowanie podczerwone, które Teleskop Webba potrafi zebrać, aby pokazać strukturę tych wypływów. Kamera NIRCam jest szczególnie predystynowana do obserwacji gorących molekuł (o temperaturach tysięcy stopni C), które są wzbudzane przez fale uderzeniowe. Przed epoką Teleskopu Webba – obserwując za pomocą teleskopów naziemnych, astronomowie odkryli, że większość związanego z HH 797 chłodnego gazu molekularnego: • który oddala się od nas (linie widmowe przesunięte ku czerwieni) – znajduje się w kierunku południowym (na ilustracji tytułowej → kierunek w prawo - patrz róża wiatrów obok opisywanego zdjęcia na stronie ESA); • który zbliża się do nas (linie przesunięte ku niebieskiej części widma) – znajduje się w kierunku północnym (na ilustracji tytułowej → kierunek w lewo). Astronomowie odkryli również istnienie gradientu, czyli różnicy w prędkościach w poprzek wypływu materii, który dla danej odległości od centralnej protogwiazdy polega na tym, że prędkość materii gazowej w pobliżu wschodniej krawędzi dżetu jest bardziej przesunięta ku niebieskiej części widma w porównaniu do obszaru zachodniej krawędzi dżetu. Do tej pory astronomowie uważali, że jest to efekt rotacji w tym wypływie materii – dżecie. Dzięki wyższej rozdzielczości zdjęć z Teleskopu Webba astronomowie zauważyli, że to co do tej pory było uważane za pojedynczy wypływ materii z protogwiazdy w rzeczywistości składa się z dwóch, prawie równoległych wypływów ze swoimi indywidualnymi falami uderzeniowymi – co tłumaczy asymetrię w prędkościach ruchu materii gazowej. Źródło tego wypływu materii (dżetu) w HH 797 znajduje się w małym i ciemnym obszarze – nieco na prawo od środka rozciągłej poziomo na zdjęciu struktury HH 797 (materia w otoczeniu tego źródła świeci na zielonkawo, również wskazuje na to źródło jeden z promieni dyfrakcyjnych pochodzących od jasnej gwiazdy przy prawej krawędzi zdjęcia) i jest dobrze znane z wcześniejszych obserwacji - nie jako pojedyncza, ale jako gwiazda podwójna. Każda z tych gwiazd generuje widowiskowe wypływy materii. Na zdjęciu widać również wypływy materii pochodzące od innych protogwiazd, np. u góry po prawej stronie. HH 797 znajduje się na niebie zaledwie około 30” (sekund kątowych) na północ od HH 211, którego zdjęcie mogliśmy podziwiać we wrześniu 2023 roku. Opracowanie: Ryszard Biernikowicz Więcej informacji: A prominent protostar in Perseus Informacje o obiektach Herbiga-Haro na portalu Urania Źródło: ESA Na ilustracji: Obraz okolic obiektu Herbig-Haro 797 (HH 797) sfotografowany w bliskiej podczerwieni (8 barw o długościach fali od 1,64 μm do 4,7 μm) przez kamerę NIRCam znajdującą się na pokładzie Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba. W dolnej części jego części widać wąską mgławicę o jaskrawych barwach rozciągającą się poziomo przez cały kadr – z większą różnorodnością po jej prawej stronie. W górnej części zdjęcia widać jasny punkt świecący całą feerią barw we wszystkich kierunkach. Przy prawej krawędzi zdjęcia znajduje się jasna gwiazda oraz kilka słabszych gwiazd w polu widzenia z charakterystycznymi promieniami dyfrakcyjnymi („spajkami”) generowanymi przez optykę Webba. Źródło: ESA/Webb, NASA & CSA, T. Ray (Dublin Institute for Advanced Studies) URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/przepiekna-protogwiazda-w-perseuszu

Japoński potwór Mothra na „krańcach” Wszechświata 2023-12-01. Kaiju takie jak Mothra, czy Godzilla można spotkać nie tylko w japońskich filmach, ale również na „krańcach” Wszechświata, czyli w odległościach kosmologicznych (tzn. odległości mierzone przesunięciem ku czerwieniu z>1). W szczególności Mothrę udało się dostrzec na fotce dopiero po 22 godzinach naświetlania w Teleskopie Webba - wykorzystując zjawisko soczewkowania grawitacyjnego. 1. Nowa dziedzina astronomii - badanie jasnych gwiazd w odległościach kosmologicznych Odkrycie w 2018 roku przez Teleskop Hubble’a gwiazdy MACS J1149-LS1 (w nazwie gwiazdy LS1 jest skrótem z j.ang. „Lensed Star 1” → „soczewkowana gwiazda 1” → czytaj: soczewkowana gwiazda 1 przez gromadę galaktyk MACS J1149) – zwanej nieformalnie Ikarem, można uważać za początek nowej dziedziny astronomii polegającej na badaniach jasnych gwiazd w odległościach kosmologicznych, czyli dla z > 1. Było to możliwe tylko dzięki ekstremalnemu wzmocnieniu jasności μ > 1000 (> 7,5 magnitudo) przynajmniej przez krótki czas, które zapewnia soczewkowanie grawitacyjne. Astronomów zainteresował Ikar, ponieważ pojaśniał więcej niż jedną wielkość gwiazdową w ciągu 2 lat. Tą zmienność interpretuje się jako zjawisko mikrosoczewkowania przez obiekt o masie gwiazdowej, który znajduje się w gromadzie galaktyk MACS J1149 (z=0,5444) - będącej źródłem soczewkowania grawitacyjnego. Na „chwilę” (… liczoną w latach) przecięły się drogi optyczne gwiazdy znajdującej się w tle (tzn. Ikar → z=1,49) i anonimowej gwiazdy w gromadzie galaktyk, będącej źródłem mikrosoczewki grawitacyjnej – powodując obserwowany wzrost jasności Ikara. Po odkryciu Ikara szybko zaobserwowano tą metodą kolejne gwiazdy w odległościach kosmologicznych. Warto wspomnieć, że odkrycie gwiazdy Ikar doprowadziło do predykcji, że Teleskop Webba powinien odkryć gwiazdy populacji III dla kosmologicznych przesunięć ku czerwieni z > 7 (mniej niż około 700 milionów lat po Wielkim Wybuchu) wykorzystując metodę soczewkowania grawitacyjnego. Obecnie poszukiwania soczewkowanych gwiazd obejmują duży zakres przesunięć ku czerwieni „z” i uwzględniają obiekty, których jasność nie zmienia się. Jednym z przykładów jest Godzilla, która została dostrzeżona dzięki niezwykłemu wzmocnieniu jasności. Przy z = 2,37 Godzilla miała „potwornie” wielką, obserwowana jasność, bo aż +22 magnitudo w zakresie widzialnym – a więc była w zasięgu skromnych teleskopów na powierzchni Ziemi. „Potworna” natura Godzilli jest połączeniem następujących trzech czynników: • jest ekstremalnie jasna (najjaśniejsza znana na obecnie gwiazda ?) i najprawdopodobniej jest w trakcie dużego wybuchu - podobnego do Wielkiego Wybuchu eta Carinae w XIX wieku; • jest bardzo blisko kaustyki (w zjawisku soczewkowania grawitacyjnego im bliżej kaustyki lub krzywej krytycznej znajduje się źródło światła, tym większe obserwujemy wzmocnienie jego jasności), • jest wzmacniana jasność powyżej kilku tysięcy razy przez względnie dużą, ale niewidoczną substrukturę o masie rzędu 100 milionów mas Słońca (np. mała galaktyka karłowata ?). Inny przykładem tego typu gwiazdy jest Earendel, która obecnie dzierży tytuł najbardziej odległej gwiazdy jaką kiedykolwiek udało się zaobserwować (z = 6,2). Najprawdopodobniej jest układem podwójnym. Podobnie jak Godzilla, Earendel została odkryta nie dzięki zmianom jasności, ale przez brak widoczności przeciwobrazu w pobliżu krzywej krytycznej dla soczewki grawitacyjnej tworzonej przez gromadę galaktyk. Według astronomów brak przeciwobrazu wynika z tego, że separacja takiej pary obrazów-przeciwobraz jest mniejsza niż rozdzielczość Teleskopu Hubble’a lub Teleskopu Webba. Oszacowano wzmocnienie jasności dla Earendel na kilka tysięcy razy – co sprawia, że jest to obecnie obiekt o jednej z najbardziej (jeżeli nie najbardziej) wzmocnionych jasności. Ostatnio odkryto przykłady innych jasnych gwiazd w odległościach kosmologicznych dzięki niezwykłej czułości i rozdzielczości Teleskopu Webba - szczególnie w zakresie promieniowania o długości fali λ > 1 μm, gdzie czerwone nadolbrzymy z przesunięciami ku czerwieni z > 1 są najjaśniejsze. Qyullur jest pierwszym odkrytym czerwonym nadolbrzymem w odległości kosmologicznej (z=2,19). Więcej informacji na temat jasnych gwiazd obserwowanych w odległościach kosmologicznych można znaleźć również w materiale pt. „Barwy najdalszej znanej nam gwiazdy Earendel wskazują na jej podwójną naturę” - część V. 2. Co oznaczają kolory? Aby uzyskać poniższe zdjęcie najkrótsze długości fali świetlnej zostały przekodowane na barwę niebieską, najdłuższe – na barwę czerwoną, a pośrednie – na barwę zieloną. Ten szeroki zakres długości fali λ od 0,4 do 5 μm szczególnie żywo prezentuje całe bogactwo galaktyk w polu widzenia. Na omawianym zdjęciu kolory zostały odwzorowane w następujący sposób: • zdjęcia z Teleskopu Hubble’a o średnich długości fali λ=0,435 i 0,606μm → barwa niebieska (w rzeczywistości to ludzkie oko widzi tylko pierwszy kolor jak niebieski, zaś drugi jako pomarańczowy – pozostałe barwy o λ > ~0,8μm są niedostrzegalne), • zdjęcia o λ=0,814 / 1,05μm (Teleskop Hubble’a) i λ=0,9μm (Webb) → barwa niebieskozielona, • zdjęcia o λ=1,25 / 1,40 / 1,60μm (Teleskop Hubble’a) oraz λ=1,15 i 1,5μm (Webb) → barwa zielona, • zdjęcia o λ=2,00 / 2,70μm (Teleskop Webba) → barwa żółta, • zdjęcia o λ= 3,56μm (Teleskop Webba) → barwa pomarańczowa, • zdjęcia o λ= 4,1 / 4,44μm (Teleskop Webba) → barwa czerwona. Barwy dają wskazówkę odnośnie odległości do galaktyk - w Teleskopie Hubble’a najlepiej widać najbardziej niebieskie galaktyki, które są względnie niedalekie i często zachodzą w nich intensywne procesy gwiazdotwórcze. Natomiast Teleskop Webba rejestruje bardziej czerwone galaktyki, które najczęściej też są bardziej odległe. Niektóre galaktyki wydają się być bardzo czerwone, ponieważ zawierają znaczne ilości pyłu, który zazwyczaj pochłania najbardziej niebieskie barwy gwiazd. Ten obraz prezentuje całe bogactwo szczegółów, które są możliwe do dostrzeżenia tylko wtedy, gdy połączy się siłę obu teleskopów kosmicznych. 4. MACS0416 - Gromada Galaktyk Choinka Oprócz uzyskania przepięknego widoku tej gromady galaktyk, obserwacje z użyciem Teleskopu Webba miały również konkretny cel naukowy – odkrywanie zjawisk przejściowych, czyli ciał niebieskich zmieniających jasność z czasem. W tym celu wykorzystano obserwacje gromady galaktyk MACS0416 w czterech epokach (7 X 2022, 29 XII 2022, 11 I 2023, 10 II 2023r .). Astronomowie odkryli razem 14 zjawisk przejściowych w tym polu widzenia. W tej liczbie 12 znajduje się w trzech, silnie soczewkowanych grawitacyjnie galaktykach, to są najprawdopodobniej pojedyncze gwiazdy lub wielokrotne układy gwiezdne o ekstremalnie wzmocnionej jasności. Dwa zjawiska przejściowe znajdujące się w galaktykach tła o umiarkowanym wzmocnieniu jasności, to są zapewne supernowe. Astronom Haojing Yan (University of Missouri, USA) - główny autor publikacji poświęconej obserwacjom tych zjawisk przejściowych, nazwał MACS0416 Gromadą Galaktyk Choinka ze względu na jej wygląd pełny kolorów oraz wszechobecne zjawiska przejściowe. Zaobserwowanie tak wielu zjawisk przejściowych w okresie zaledwie 4 miesięcy sugeruje, że przy regularnym monitorowaniu Gromady Galaktyk Choinka z pomocą Teleskopu Webba będzie można odkryć wiele podobnych zjawisk o zmiennej jasności. 5. Mothra - gwiazda Kaiju Pośród rozpoznanych zjawisk przejściowych przez zespół astronomów szczególnie wyróżnia się jeden obiekt znajdujący się w galaktyce, która istniała około 3 miliardy lat po Wielkim Wybuch (z=2,091). Jej jasność jest wzmocniona przynajmniej 4000 razy (tzn. więcej niż 9 magnitudo). Astronomowie nazwali to ciało niebieskie „Mothra”, jako ukłon w stronę jej „potwornej” natury, którą definiują zarówno ekstremalna jasność, jak i ekstremalne wzmocnienie jasności przez soczewkowanie grawitacyjne. Łączy się ona z inną gwiazdą o pseudonimie Godzilla, która została odkryta wcześniej. Zarówno Mothra jak i Godzilla są gigantycznymi potworami znanymi jak kaiju w japońskiej kinomatografii. Ten pierwszy jest gigantycznym owadem – ćmą, a ten drugi - rodzajem prehistorycznego potwora ery mezozoicznej, zmutowanego przez testy z bombą atomową. Na poniższej ilustracji w panelu po lewej w silnie soczewkowanej galaktyce tła (z=2,091) przez gromadę galaktyk MACS0416 (z=0,396) widać trzy podwójne obrazy obiektów a-a’, b-b’ i c-c’, które są najprawdopodobniej gromadami gwiazdowymi, zaś LS1 występuje samotnie - bez swojego przeciwobrazu. LS1, czyli Mothra znajduje się w odległości zaledwie parseka od kaustyki (przerywana, biała linia – kaustyka jest to krzywa w płaszczyźnie obrazu dla modelu soczewki grawitacyjnej, im bliżej której znajduje się źródło światła, tym większe obserwujemy jego wzmocnienie jasności / powiększenie). Ciekawe, że Mothra jest widoczna na zdjęciach z Teleskopu Hubble’a około 9 lat wcześniej. Jest to niezwykłe, ponieważ bardzo unikalne położenie jest wymagane pomiędzy gromadą galaktyk na pierwszym planie i gwiazdą w tle, aby uzyskać tak wielkie wzmocnienie jasności gwiazdy. Wzajemne ruchy gwiazdy i gromady galaktyk powinny ostatecznie zlikwidować to dopasowanie. Obraz LS1 jest widoczny tylko po jednej stronie krzywej krytycznej (j.t. krzywa w płaszczyźnie soczewki grawitacyjnej) już od około 9 lat – co wskazuje na obecność drobnej, dodatkowej zaburzającej soczewki grawitacyjnej. Mikrosoczewkowanie grawitacyjne (soczewkowanie przez obiekt o masie gwiazdy lub brązowego karła) nie może wyjaśnić wcześniejszych obserwacji Mothra przez Teleskop Hubble’a. Bardziej satysfakcjonującym rozwiązaniem wydaje się milisoczewkowanie grawitacyjne, czyli soczewkowanie przez obiekt o masie ~10000 – 1 milion Mʘ. Prawdziwa natura tej „milisoczewki” nie jest znana, np. może to być gromada kulista. Liczne słabe obiekty zakreślone w purpurowych okręgach to są najprawdopodobniej gromady kuliste lub zwarte pozostałości galaktyczne w gromadzie galaktyk. Rozkład energii w widmie Mothra pokazany na poniższym rysunku jest zbyt „rozciągnięty” w długości fali λ , by pochodził tylko od jednej gwiazdy. Do pomiarów jasności (czarne kółka z prostokątami błędów) w 11 barwach (λ od 0,435μm do 4,44μm) najlepiej pasują rozkłady energii w widmie masywnych nadolbrzymów o temperaturach efektywnych ~14000K i 5250K. Podwójna natura Mothry nie jest niczym niezwykłym, ponieważ większość gwiazd masywnych w Drodze Mlecznej jest podwójna. Ocenia się również, że procent gwiazd masywnych rośnie przy niższych metalicznościach. Opracowanie: Ryszard Biernikowicz Więcej informacji: Publikacja naukowa: JWST’s PEARLS: Mothra, a new kaiju star at z = 2.091 extremely magnified by MACS0416, and implications for dark matter models (arXiv): JWST's PEARLS: Transients in the MACS J0416.1-2403 Field NASA’s Webb, Hubble Combine to Create Most Colorful View of Universe Webb and Hubble Unveil Stunning Multicolored Portrait of MACS0416 Galaxy Cluster Portal Urania: Badając Gromadę Galaktyk Choinka odkryto 14 nowych zjawisk przejściowych Barwy najdalszej znanej nam gwiazdy Earendel wskazują na jej podwójną naturę Źródło: NASA, ESA, RCA Na ilustracji: Obraz gromady galaktyk MACS0416 z powiększonym fragmentem galaktyki tła, która istniała około 3 miliardy lat po Wielkim Wybuchu. W tej galaktyce astronomowie zaobserwowali zjawisko przejściowe lub obiekt, któremu nadali pseudonim „Mothra”. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, J. Diego (Instituto de Física de Cantabria, Spain), J. D’Silva (U. Western Australia), A. Koekemoer (STScI), J. Summers & R. Windhorst (ASU), and H. Yan (U. Missouri) Na ilustracji: Widok gromady galaktyk MACS0416 (z=0,396) w zakresie długości fali (kolorów) λ ~0,4–5μm (przekątna obrazu ~22’) uchwycony w zakresie widzialnym przez Teleskop Hubble’a (kamery: AVS i WFC3) oraz w bliskiej podczerwieni przez Teleskop Webba (kamera NIRCam). W Teleskopie Hubble’a najlepiej widać najbardziej niebieskie galaktyki, które są względnie niedalekie i często zachodzą w nich intensywne procesy gwiazdotwórcze. Natomiast Teleskop Webba rejestruje czerwieńsze galaktyki, które na ogół są bardziej odległe lub zawierają znaczną ilość pyłu. Ten obraz prezentuje całe bogactwo szczegółów, które są możliwe do dostrzeżenia tylko wtedy, gdy połączy się siłę obu teleskopów kosmicznych. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, J. Diego (Instituto de Física de Cantabria, Spain), J. D’Silva (U. Western Australia), A. Koekemoer (STScI), J. Summers & R. Windhorst (ASU), and H. Yan (U. Missouri) 3. Porównanie zdjęć gromady galaktyk MACS0416 z teleskopów Hubble’a i Webba Na ilustracji: Obrazy gromady galaktyk MACS0416 zrobione przez Teleskop Hubble’a w zakresie widzialnym (po lewej) i Teleskop Webba w bliskiej podczerwieni (po prawej) ujawniają inne szczegóły. Na obu zdjęciach widać setki galaktyk. Jednak na zdjęciu z Teleskopu Webba widać galaktyki, które są niewidoczne lub ledwo widoczne na zdjęciu w Hubble’a. Tak jest, ponieważ czułe na podczerwień kamery Teleskopu Webba potrafią zarejestrować światło odległych lub galaktyk z dużą zawartością pyłu, których nie widzi Teleskop Hubble’a. Światło odległych galaktyk jest przesunięte ku czerwieni z powodu rozszerzania się Wszechświat. Teleskop Webba naświetlał zdjęcie przez 22 godziny, natomiast Hubble przez 122 godziny. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI 4. MACS0416 - Gromada Galaktyk Choinka Na ilustracji: Po lewej - widać powiększony fragment kolorowego zdjęcia otoczenia obiektu Mothra (tutaj oznaczonego jako LS1). Jest to połączenie zdjęć z teleskopów Hubble’a i Webba w 11 barwach w zakresie λ=0,435μm – 4,44μm. Liczne słabe obiekty zakreślone w purpurowych okręgach to są najprawdopodobniej gromady kuliste lub zwarte pozostałości galaktyczne w MACS0416. LS1, czyli Mothra znajduje się zaledwie w odległości parseka od kaustyki (przerywana, biała linia). Po prawej – wykres jasność vs wskaźnik barwy (jasność ciała niebieskiego w barwie λ~0,9μm vs różnica jasności pomiędzy barwami λ~2,0μm i λ~0,9μm). Czerwone kropki dotyczą gromad kulistych lub zwartych pozostałości galaktycznych na zdjęciu po lewej i na tle MACS0416, a niebieska kropka odpowiada obiektowi LS1, czyli Mothra. LS1 jest jaśniejsza od prawie wszystkich gromad kulistych na wykresie i jest bardziej niebieska niż pobliskie gromady kuliste w polu widzenia. Źródło: (CC BY 4.0): A&A 679, A31 (2023) Na ilustracji: Do obserwacyjnego rozkładu energii w widmie Mothra (czarne kółka z prostokątami błędów) najlepiej pasuje model gwiazdowego układu podwójnego – dwa nadolbrzymy o temperaturach efektywnych ~14000K i 5250K. Źródło (CC BY 4.0): A&A 679, A31 (2023) URANIA https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/japonski-potwor-mothra-na-krancach-wszechswiata