Znajdź zawartość

Dziś skromnie, bo tylko dwie. Obydwie bardzo ładne. Ja obserwowałem je 20x60, ale rozdzieli je każda przyzwoita 10x50 czy 12x50. 24 Com STF 1657 5,1/6,3 20" pomarańczowa i niebieska iota Cnc STF 1268 4,1/6,0 31" żółta i biała

Witam wszystkich! Jako, że dopiero od niedawna (bardzo niedawna) interesuje się astronomią to pytanie pewnie niektórym wyda się głupie ale zauważyłem podczas swoich amatorskich obserwacji z nieuzbrojonym okiem jak i lornetką, że niektóre gwiazdy które w teorii powinny świecić bardziej są prawie niewidoczne i analogicznie te niektóre o mniejszej wielkości obserwowalnej od razu wyłapuje gołym okiem. Konkretnie mam tu na myśli Boteina (Delta Arietis) z gwiazdozbioru Barana którego bez problemu dostrzegam a Lambdę Tauri z gwiazdozbioru Byka która jest prawie, że niedostrzegalna gołym okiem mimo, że w teorii ma większą widoczność na podstawie wielkości obserwowalnej. Może odpowiedź jest jakaś banalna ale chcę rozwiać swoje rozterki nowicjusza :)

Witam, Nie dawno nabyłem sprzęt star adventurer i już nie mogę się doczekać kwietniowego nowiu... ale zanim to nastąpi i tak muszę odbyć dwutygoniową kwarantane, także pozostało mi strzelanie z bloku w Poznaniu Dzisiaj krótki timelapse ze wschodu Księżyca, około 120 klatek co 6 sekund i 230 co 10 sekund, Nikond750, 50mm obiektyw. ksiezyc2.mp4 Materiał nie powala, ale i tak cieszy, zwłaszcza, że jak narazie zostają mi takie timelapsy, bo polarna chowa się za blokiem

Zdjęcie przedstawiające gwiazdozbiór Perseusza oraz zauważyłem, że gwiazdy na nim tworzą asteryzm Serce ?? Canon EOS 550 D f/5,6 30,00 ISO 800

Witajcie drodzy forumowicze?????. Będę tutaj zamieszczał relacje, spostrzeżenia, uwagi oraz pytania z obserwacji lornetkowych. Wasze komentarze ,rady itp. mile widziane.

Ostatnio wpadł mi do głowy pomysł, by podzielić się tu z Wami moją pracą, którą prawie rok temu pisałam na Ogólnopolskie Młodzieżowe Seminarium Astronomiczne. Uprzedzam, że nie jest to najkrótszy tekst, w Wordzie zajmuje prawie 10 stron, jednak mam nadzieję, że Was to nie zniechęci Miłego czytania Ewolucja gwiazd pojedynczych i amatorskie obserwacje poszczególnych jej etapów Każdej pogodnej nocy możemy zobaczyć na niebie wiele setek gwiazd. Wszystkie one wydają się być do siebie bardzo podobne, różnią się jedynie jasnością i czasami także barwą. Większość dostrzeżonych przez nas kosmicznych błyskotek świeci na biało bądź biało-niebiesko, rzadziej uda nam się trafić na taką w intensywnie niebieskim, pomarańczowym czy też nawet czerwonym kolorze. Jednak w rzeczywistości gwiazdy różnią się od siebie znacznie bardziej, chociażby masą, która z kolei determinuje ich jasność czy rozmiar, a także sposób, w jaki przebiegać będzie ich ewolucja. Właśnie ten temat ? ewolucję gwiazd pojedynczych, bo to na nich mam zamiar się skupić, chcę poruszyć w swojej pracy. Mam zamiar pokazać poszczególne etapy życia różnych rodzajów tych ciał niebieskich, począwszy od najmniej masywnych ? czerwonych karłów, przez gwiazdy zbliżone masą do naszego Słońca, aż do tych o masach wielokrotnie od niego większych. Oprócz tego przedstawię, w jaki sposób sami możemy stać się obserwatorami tych niezwykłych obiektów i świadkami kosmicznych zjawisk im towarzyszących, prezentując swoje własne obserwacje nocnego nieba. Pokażę, że wcale nie potrzeba do tego bardzo zaawansowanych instrumentów, dostępnych tylko naukowcom. Jak powstają gwiazdy? Protogwiazdy, mgławice i gromady otwarte Wszystkie gwiazdy rodzą się w obłokach molekularnych, a w zależności od ich późniejszej masy, ich dalsza ewolucja przebiega w odmienny sposób. Również czas życia takiego ciała niebieskiego uwarunkowany jego masą ? im większa, tym krócej żyje. Wpływ na to ma ciśnienie w jądrze gwiazdy, bowiem im masywniejsza ona jest, tym gwałtowniejsze reakcje spalania wodoru zachodzą w jej wnętrzu. Najmasywniejsze z tych kul żarzącej się plazmy dożywają około 1 miliona lat, najmniej masywne z kolei mogą osiągać wiek nawet setek miliardów lat. Jak już wspomniałam, życie gwiazdy zaczyna się od obłoku molekularnego. Taka mgławica złożona z gazu (głównie wodoru) i pyłu znajduje się w stanie równowagi dynamicznej (grawitacja obłoku równoważy się z ciśnieniem atomów i cząsteczek wchodzących w jego skład). Równowaga ta może jednak zostać zachwiana, na przykład z powodu fal uderzeniowych związanych z pobliskim wybuchem supernowej lub zderzenia z innym obłokiem. W wyniku tego, obłok w niektórych miejscach zaczyna gęstnieć i zapadać się pod wpływem własnego ciężaru. Rwie się przy tym na mniejsze fragmenty, a każdy z nich rozgrzewa się i zapada coraz bardziej, stając się protogwiazdą. Początkowo jest ona ukryta w gęstej mgławicy, która może być widoczna na tle silnie świecącego gazu, jako tzw. globula Boka. Czasem wokół młodej protogwiazdy tworzy się dysk protoplanetarny, z którego potem mogą powstać inne ciała niebieskie, takie jak planety. Protogwiazda dalej kolapsuje, zwiększa się jej gęstość, a jeśli ma odpowiednią masę i jej temperatura wzrośnie do około 10-15 mln kelwinów, wewnątrz zaczynają zachodzić reakcje termojądrowe. Wywarzane w ich wyniku ciśnienie równoważy dalsze zapadanie się. Pojawia się gwiazda, która rozpoczyna najdłuższy i najspokojniejszy etap swojego istnienia ? ciąg główny. Wkrótce potem jej promieniowanie rozwiewa otaczające ją chmury gazu i pyłu. Jeśli masa zgromadzona przez protogwiazdę nie przekroczy 0,08 mas Słońca (M?) , obiekt nie będzie w stanie rozpocząć w swoim wnętrzu procesów jądrowych i stanie się tzw. brązowym karłem. Gwiazdy w obłokach molekularnych nie powstają samotnie. Tworzą gromady otwarte, które początkowo są otoczone mgławicą, z której się wyłoniły. Po kilkunastu milionach lat, zostaje ona całkowicie wywiana przez wiatr gwiazdowy i ciśnienie promieniowania. Wiele gromad otwartych niedługo po powstaniu rozrzedza się i już po upływie kilku milionów lat rozmywa się zupełnie wśród innych gwiazd galaktyki. Taki los spotkał między innymi gromadę otwartą, w której powstało Słońce. Jeśli gromada otwarta jest dostatecznie masywna, może przeżyć dziesiątki milionów lat, jednak wraz z upływem czasu i ona ulega przerzedzeniu w wyniku procesów zachodzących wewnątrz, jak i na zewnątrz niej. Gdy gwiazdy gromady przestają być ze sobą związane grawitacyjnie, wiele z nich wciąż porusza się po podobnych trajektoriach, tworząc tzw. asocjację gwiazd. Po upływie kolejnych milionów lat i taka asocjacja ulega znacznemu rozluźnieniu i przekształca się w grupę gwiazd zwaną strumieniem. Gwiazdy można podzielić według ich typu widmowego, czyli klasyfikacji opartej na widmie światła wysyłanego przez daną gwiazdę. Widmo określone jest przez trzy główne cechy atmosfery takiego obiektu: temperaturę (która ma tutaj największy wpływ), ciśnienie gazu oraz skład chemiczny. Wydzielono siedem podstawowych typów, idąc w kolejności od gwiazd najgorętszych do tych o najniższej temperaturze: O, B, A, F, G, K, M. Dodatkowo dla najsłabszych gwiazd i brązowych karłów wprowadzono potem dalsze niż M typy: L, T oraz Y. Obecnie wyróżnia się jeszcze inne typy i podtypy, jednak nie ma potrzeby przytaczania ich tutaj, te wspomniane wyżej w zupełności wystarczą. Warto zaznaczyć też, że temperatura gwiazdy ma ścisłe powiązanie z jej barwą ? te najgorętsze są niebieskie, trochę zimniejsze są biało-niebieskie i dalej- białe, żółte, pomarańczowe, aż do najchłodniejszych - czerwonych. Gwiazdy najmniej masywne ? ok. 0,08-0,5 mas słońca Te ciała niebieskie przyjęło nazywać się czerwonymi karłami. Są to należące do ciągu głównego obiekty, będące najmniej masywnymi i zarazem najdłużej żyjącymi gwiazdami we Wszechświecie. Większość czerwonych karłów należy do typu widmowego M, jednak najsłabsze z nich klasyfikuje się jako typ L, a niektóre z jaśniejszych określa się mianem typu K. Temperatura ich powierzchni nie przekracza 4000 K. Ich jasności zawierają się w przedziale między 0,0001 a 0,1 jasności Słońca. Są również mniejsze od naszej dziennej gwiazdy, jednak ich promień jest nie mniejszy niż promień Jowisza. Niewielka jasność sprawia, że żadnego z tych obiektów nie jesteśmy w stanie dostrzec z Ziemi gołym okiem. Stosunkowo mała masa powoduje, że synteza wodoru w jądrze czerwonego karła przebiega powoli. Z tego powodu szacowany czas ich życia wynosi około 10 bilionów lat. Jako że Wszechświat liczy sobie dopiero około 13,8 miliardów lat, żadne z tych ciał niebieskich nie zdążyło jeszcze umrzeć ani nawet zbliżyć się do końca swojej ewolucji. To właśnie dlatego stanowią one najliczniejszy typ gwiazd w Kosmosie. Zdecydowana większość czerwonych karłów występuje w przestrzeni samotnie ? w układach pojedynczych. Tylko około 25% z nich możemy zaobserwować w układach podwójnych bądź wielokrotnych. Tego typu gwiazdy są zazwyczaj zdecydowanie bardziej aktywne od Słońca, a na ich powierzchni zdecydowanie częściej dochodzi do silnych rozbłysków. W ich czasie dana gwiazda wielokrotnie zwiększa swoją jasność. Nie zaobserwowano cyklicznych zmian aktywności, jak ma to miejsce w przypadku Słońca. Na powierzchni czerwonych karłów pojawiają się również plamy, jednak dzieje się to stosunkowo rzadko. Kiedy czerwony karzeł przebywa w ciągu głównym, w jego wnętrzu w wyniku reakcji termojądrowych ma miejsce synteza wodoru w hel, a wszystko to zachodzi w cyklu protonowym, w wyniku którego z czterech jąder wodoru powstaje jedno stabilne jądro helu oraz uwalniana jest energia jądrowa, będąca głównym źródłem energii tych gwiazd. W przeciwieństwie od masywniejszych gwiazd obiekty te spalają cały wodór, nie tylko ten występujący w jądrze, co związane jest z faktem, że w ich przypadku strefa konwektywna (obszar we wnętrzu gwiazdy, gdzie transport energii odbywa się na drodze konwekcji) obejmuje całe, lub prawie całe w przypadku masywniejszych karłów, wnętrze gwiazdy. Z tego powodu wspomniane ciała wykorzystują swoje paliwo znacznie wydajniej niż masywniejsze gwiazdy. Jak już zdążyłam wspomnieć, z powodu malej masy (a tym samym powolnej fuzji jądrowej zachodzącej w ich wnętrzu), czerwone karły żyją niezwykle długo, co wiąże się również z czasem ich ewolucji, która przebiega bardzo wolno, a żadna z tych gwiazd istniejących w przestrzeni nie zdążyła jeszcze opuścić ciągu głównego. Z tego powodu nie mamy możliwości zaobserwować kolejnych etapów ewolucji omawianych obiektów, gdyż takowe nie zdążyły jeszcze nastąpić od momentu powstania Wszechświata. Na podstawie znanych nauce procesów fizycznych i analogii do innych gwiazd możemy jednak przypuszczać jak potoczy się dalsza ewolucja tych ciał niebieskich. W zależności od masy istnieją trzy ścieżki, którymi potoczy się dalsze życie takiej gwiazdy. Zważywszy na stosunkowo niską temperaturę panującą w jądrach czerwonych karłów, większość z nich nigdy nie będzie w stanie syntezować helu w węgiel. Najmniejsze z tych gwiazd (masa ok. 0,1 M?) są całkowicie konwektywne, przez co nie kumulują zsyntezowanego helu w centrum, a tym samym spalają cały składający się na nie wodór. Po jego całkowitym wypaleniu stają się wreszcie helowymi białymi karłami, które następnie przez kolejne miliardy powoli stygną, by w końcu przekształcić się w zimnego, pozbawionego źródła wewnętrznej energii czarnego karła. Czerwone karły o trochę większej masie (ok. 0,15 M?) prawdopodobnie podążą trochę inną ścieżką ewolucji. Taka gwiazda w wyniku wzrostu temperatury w jądrze, na kilka miliardów lat będzie w stanie zmienić się w wielokrotnie jaśniejszego i gorętszego błękitnego karła, który to po wypaleniu całego swojego paliwa stanie się helowym białym karłem, stygnącym wreszcie do postaci czarnego karła. Najmasywniejsze czerwone karły (ok. 0,2-0,4 M?) będą ewoluowały jeszcze inaczej. Intensywniejsze spalanie wodoru wokół jądra skutkujące jeszcze większym wzrostem temperatury prawdopodobnie pozwoli im zwiększyć swój promień do ponad 1 promienia Słońca i przekształcić się w olbrzymy (przypuszczalnie żółte). Ostatecznie odrzucą swoje zewnętrzne otoczki i staną się białymi, a następnie czarnymi karłami. Gwiazdy o średniej masie ? od ok. 0,5 do 8-10 mas słońca Gwiazdy ciągu głównego o średniej masie stanowią bardzo zróżnicowaną grupę. Nie posiada ona ogólnej nazwy jak ma to miejsce z czerwonymi karłami. W prawdzie można używać określeń w stylu pomarańczowy, żółty, żółto-biały karzeł w zależności od typu widmowego, jednak nie są to szczególnie rozpowszechnione nazwy. Obiekty te prezentują typy widmowe K, G, F, A, a także część gwiazd należących do typu B. Ze względu na większy rozrzut mas, ciała niebieskie zaliczające się do tej grupy potrafią być od siebie naprawdę odmienne. Przykładowo temperatura ich powierzchni zawiera się w przedziale od ok. 3900 do nawet kilkunastu tysięcy kelwinów. Podobnie sprawa ma się z takimi cechami jak jasność czy wiek tych ciał. Ten może wynosić od dziesiątek miliardów lat w przypadku pomarańczowych karłów (typ widmowy K, masa ok. 0,5-0,9 M?) do ledwie kilkudziesięciu milionów lat w przypadku gwiazd kilkukrotnie masywniejszych od Słońca (typy A oraz B). Mniej masywne z tych obiektów, podobnie jak czerwone karły, pozyskują energię w cyklu protonowym. We wnętrzach gwiazd przynajmniej 1,3 razy masywniejszych od Słońca temperatura jest odpowiednio wysoka, by w dużych ilościach mógł zachodzić tzw. cykl węglowo-azotowo-tlenowy (CNO). Polega on na przekształceniu czterech jąder wodoru w jedno jądro helu w cyklu reakcji, w których jądra cięższych pierwiastków (wspomniane węgiel, azot i tlen) występują jako katalizatory. Przebiega on gwałtowniej niż cykl protonowy, przez co gwiazda spala wodór szybciej. Ten typ reakcji termojądrowych jest głównym źródłem energii masywniejszych gwiazd, podczas gdy w tych mniejszych stanowi źródło jedynie kilka procent całej produkowanej energii. Gdy taka średnio masywna gwiazda wypali niemal cały znajdujący się w jej jądrze wodór, zaczyna się ono kurczyć pod wpływem siły grawitacji, co skutkuje wzrostem temperatury. Staje się ona na tyle wysoka, by w bardziej zewnętrznych powłokach mogły zachodzić dalsze reakcje syntezy helu. Ciśnienie powstałego promieniowania zaczyna rozpychać górne warstwy gwiazdy sprawiając, że ta zwiększa znacząco swoje rozmiary. Staje się tzw. czerwonym olbrzymem. Czerwone olbrzymy syntezują wodór w hel w powłokach otaczających ich jądro. Z powodu dużych rozmiarów (setki razy większych niż promień Słońca) temperatura ich powierzchni osiąga wartości jedynie ok. 3000-4000 K, dając im pomarańczowo-czerwoną barwę. Należą do typów widmowych K bądź M. Charakteryzują się jasnością nawet do 3000 razy większą od jasności Słońca. Na tym etapie ewolucji gwiazdy zwiększają się jej promień oraz jasność. Wielkość i temperatura helowego jądra stopniowo wzrasta, a gdy osiągnie ok. 100 milionów kelwinów, zaczynają w nim zachodzić reakcje przekształcające hel w węgiel w procesie 3-?, w którym z 3 jąder helu powstaje jedno jądro węgla. W przypadku gwiazd o masie mniejszej niż ok. 2,5 mas Słońca ma on gwałtowny przebieg i nazywany jest błyskiem helowym. Nie skutkuje on żadnym wybuchem obserwowanym na zewnątrz gwiazdy, jednak wiąże się z uwolnieniem ogromnych ilości energii. Zwiększają się temperatura i ekspansja jądra, która to następnie powoduje obniżenie ciśnienia i gęstości oraz ochłodzenie. Po błysku olbrzym kurczy się i zmniejsza swoją jasność, a temperatura jego powierzchni rośnie. We wnętrzu osiągane są warunki odpowiednie do syntezowania helu w węgiel. U gwiazd ponad 2,5 razy masywniejszych od Słońca cały proces zachodzi zdecydowanie spokojniej, bez błysku helowego, a ostatecznie w ich jądrach również następuje spalanie helu. Po zużyciu całego helu znajdującego się w rdzeniu, zaczyna być syntezowany ten położony wokół węglowo-tlenowego jądra. Jasność gwiazdy wzrasta, temperatura maleje, a cały obiekt ponownie zwiększa swoje rozmiary. Ten etap ewolucji to tzw. gwiazda AGB (ang. Asymptotic Giant Branch). O ile na zewnątrz ma postać czerwonego olbrzyma, jej wnętrze ma charakterystyczną budowę ? składa się kolejno ze zdegenerowanego jądra węglowo-tlenowego, powłoki helowej i wodorowej, w których zachodzą reakcje termojądrowe oraz grubej wodorowej otoczki. Taka gwiazda jest bardzo niestabilna, okresowo zmienia swoją jasność i rozmiary, gwałtownie tracąc swoją masę wskutek silnych wiatrów gwiazdowych. W fazie AGB ciało może stracić nawet 50-70 % swojej masy. Ostatecznie gwiazda odrzuca całkowicie swoje zewnętrzne warstwy, tworząc mgławicę planetarną, w której centrum znajduje się pozostałe jądro ? biały karzeł. Białe karły są niezwykle gęstymi i gorącymi obiektami z temperaturą powierzchniową dochodzącą nawet do 150 000 K. W zależności od masy gwiazdy z której powstały, wyróżnia białe karły węglowe bądź węglowo-tlenowe. Obiekty te nie produkują już energii i stopniowo ochładzają się wypromieniowując nagromadzone ciepło. To właśnie ustanie reakcji termojądrowych i tym samym zmniejszone ciśnienie promieniowania sprawia, że zapadają się pod własnym ciężarem do niewielkich rozmiarów, a dalszemu zapadaniu zapobiega jedynie ciśnienie materii. Osiągając masę między ok. 0,17 a 1,33 mas Słońca, mają wielkości porównywalne z rozmiarami naszej planety. Łyżeczka wypełniona materią pochodzącą z takiego ciała ważyłaby ok. 1 miliarda ton. Ostatecznie biały karzeł ochłodzi się na tyle, by stać się czarnym karłem, jednak Wszechświat jest jeszcze za młody, by takie obiekty zdążyły powstać. Jeśli tylko gęstość materii odrzuconej przez umierającą gwiazdę jest odpowiednio duża, zaczyna świecić i tworzy wokół białego karła mgławicę planetarną. Ta nieustannie rozszerza się z prędkością około 20 km/s i po kilkunastu tysiącach lat rozmywa się w przestrzeni, w następstwie czego przestaje być widoczna. Większość mgławic planetarnych jest sferyczna, tylko niektóre z nich cechuje struktura bipolarna, a jeszcze mniej ma budowę nieregularną. Warto wspomnieć, że mimo nazwy nie mają one nic wspólnego z planetami, a określenie to wzięło się z faktu, ze dawni astronomowie kierując się zaobserwowanym kształtem porównywali je do tarcz Urana i Neptuna. Jako że nasze Słońce jest gwiazdą o średniej masie i typie widmowym G2, jego losy potoczą się w wyżej przestawiony sposób. Obecnie liczy sobie ok. 4,6 miliarda lat i szacuje się, że na ciągu głównym zostanie jeszcze przez ok. 5,4 miliarda lat, po czym zmieni się w czerwonego olbrzyma, gwiazdę AGB, aż w końcu odrzuci zewnętrzne otoczki, pozostawiając po sobie jedynie białego karła. Gwiazdy masywne ? ponad 8 mas słońca Gwiazdy ciągu głównego o największej masie należą do typów widmowych B oraz O. Z powodu niebieskiej i biało-niebieskiej barwy niektóre z nich bywają nazywane błękitnymi karłami, jednak określenie to może kolidować z innym hipotetycznym typem gwiazd. Temperatura ich powierzchni może sięgać nawet kilkudziesięciu tysięcy kelwinów, a jasność przekraczać jasność Słońca nawet milion razy. Są to najrzadziej występujące gwiazdy ciągu głównego, jednak dzięki dużej jasności wiele gwiazd widocznych gołym okiem na ziemskim niebie należy właśnie do tych dwóch typów widmowych. Ciała te mają tendencję do grupowania się w tzw. asocjacje, czyli układy do kilkudziesięciu gwiazd, które jednak po pewnym czasie ulegają rozproszeniu. Z powodu ogromnej masy wynoszącej nieraz kilkadziesiąt, a w ekstremalnych przypadkach nawet 100-150 M?, błękitne karły żyją niezwykle krótko, bo ledwie kilka-kilkanaście milionów lat. Ewolucja masywnych gwiazd do pewnego etapu przebiega bardzo podobnie jak ma to miejsce w przypadku ich lżejszych sióstr. W czasie przebywania na ciągu głównym syntezują wodór w cyklu węglowo-azotowo-tlenowym, a gdy prawie całkiem wyczerpią jego zapasy rozdymają się do postaci czerwonego olbrzyma, który pozyskuje energię przekształcając hel w węgiel (i częściowo również tlen) w procesie 3-?. Kiedy i ten pierwiastek zostanie prawie całkowicie zużyty jądro ponownie kurczy się, rośną jego temperatura i ciśnienie, tym samym umożliwiając syntezę węgla w cięższe pierwiastki. Gwiazda jeszcze bardziej zwiększa swoją jasność i rozmiary stając się nadolbrzymem. Po wypaleniu większości węgla analogiczne procesy następują kolejno dla coraz cięższych pierwiastków. W ich trakcie gwiazda może wielokrotnie zmieniać się z czerwonego, przez żółtego do nawet błękitnego nadolbrzyma. Na tym etapie takie ciało niebieskie ma budowę, którą można porównać do cebuli. W przypadku gwiazd o masie 8-10 M? jej wnętrze to, idąc od zewnątrz, powłoki zbudowane z wodoru, helu i węgla, z tlenowo-azotowo-magnezowym rdzeniem. Nadolbrzym o masie większej niż 10 M? składa się kolejno z warstw złożonych z wodoru, helu, węgla, neonu, tlenu, magnezu, krzemu, a w samym jego centrum znajduje się niklowo-kobaltowo-żelazne jądro. Należy zaznaczyć, że fuzja coraz cięższych pierwiastków wiąże się z wytwarzaniem coraz mniejszych ilości energii. Punktem granicznym jest tutaj żelazo, którego synteza wymaga dostarczenia większej ilości energii niż sama wydziela, dlatego bez względu na temperaturę cięższe od niego metale nie mogą powstawać w centrach gwiazd. Gdy takie jądro osiągnie masę większą niż ok. 1,4 M?, gwiazda nie jest już w stanie równoważyć siły grawitacji i zapada się pod wpływem własnego ciężaru. Wskutek kolapsu atomy zostają rozbite na pojedyncze nukleony, z których następnie powstaje materia neutronowa oraz neutrina. Jednocześnie bardziej zewnętrzne warstwy opadają na jądro, po czym gwałtownie odbijają się od niego ? dochodzi do wybuchu supernowej. Eksplozja supernowej wiąże się z powstaniem silnej fali uderzeniowej i uwolnieniem gigantycznych ilości energii, a jej jasność jest porównywalna z jasnością całej galaktyki. W jej wyniku powstają pierwiastki cięższe niż żelazo, które następnie zostają wyrzucone w przestrzeń. Z materii odrzuconej przez supernową powstaje szybko rozszerzająca się mgławica, która jest jednak bardzo nietrwała i już po upływie kilkudziesięciu tysięcy lat ulega całkowitemu rozproszeniu. Jeśli pierwotna masa gwiazdy wynosi 8-25 M?, w wyniku wybuchu z jej jądra powstaje gwiazda neutronowa. Jeśli jej masa jest większa w zależności od zawartości metali (czyli w astronomii pierwiastków cięższych od wodoru i helu) efektem finalnym jej śmierci może być gwiazda neutronowa bądź czarna dziura. Po eksplozji ekstremalnie masywnych gwiazd (powyżej 140 M?) jedyną pozostałością może okazać się materia rozproszona. Gwiazdy neutronowe, mając masę ok. 1,4-2,5 M? oraz osiągając rozmiary w granicach 10-15 km średnicy, charakteryzują się jeszcze większą gęstością niż białe karły. Obiekty te wirują wokół własnej osi z ogromną prędkością, emitując przy tym promieniowanie elektromagnetyczne. Jego część wysyłana jest w postaci wąskiej wiązki, i jeśli Ziemia znajduje się na jej drodze, gwiazdę taką określa się mianem pulsara. W działaniu przypomina on trochę latarnię morską. Niektóre gwiazdy neutronowe posiadają bardzo silne pole magnetyczne i co kilka sekund emitują duże ilości promieniowania rentgenowskiego lub gamma. Nazywa się je magnetarami. Gdy masa jądra kolapsującej gwiazdy przekracza ok. 3 M?, powstająca z niego gwiazda neutronowa zapada się dalej tworząc na końcu czarną dziurę. Jest to obiekt o tak małych rozmiarach i gigantycznej masie, że prędkość ucieczki wynosi więcej niż prędkość światła. Niektóre niezwykle masywne gwiazdy mogą zapadać się w czarną dziurę bez wcześniejszej eksplozji jako supernowa. Ich jądra zapadają się tak szybko, że uniemożliwiają fotonom ucieczkę, a gwiazda bezpośrednio zmienia się w czarną dziurę. Szacuje się, iż blisko 20 % potencjalnych supernowych może kończyć w ten właśnie sposób. Obserwacje, czyli część praktyczna Po dość obszernej części teoretycznej, możemy przejść w zasadzie do amatorskich obserwacji poszczególnych etapów ewolucji gwiazd. Obserwacje takie najlepiej prowadzić pod ciemnym niebem, jak najdalej od wszechobecnego zaświetlenia i tzw. light pollution, jednak w dzisiejszych czasach bardzo trudno jest znaleźć odpowiednią miejscówkę, szczególnie w tej części Polski, gdzie mieszkam - w Małopolsce Zachodniej. Między innymi właśnie z tego powodu, obserwacje prowadziłam koło swojego domu, położonego we wsi Inwałd, gdzie prawdę mówiąc zanieczyszczenie nieba światłem pozostawia wiele do życzenia. Mimo to przez większość pogodnych nocy da się tu zobaczyć Drogę Mleczną, choć nie tak wyraźną, jak przy niebie mniej zaświetlonym. Trzeba również pamiętać, że sesje najlepiej przeprowadzać w czasie, gdy Księżyc znajduje się w pobliżu nowiu i nie zaświetla nieba. Przy obserwacjach warto też wyrobić sobie technikę zwaną zerkaniem, a polegającą na patrzeniu na obiekt kątem oka ? wtedy światło pada na czulsze fragmenty siatkówki, a my jesteśmy w stanie dostrzec więcej detali. Cały obiekt również wydaje się być jaśniejszy. Przejdźmy teraz do instrumentów, którymi moje obserwacje były przeprowadzane. Zatem: - teleskop zwierciadlany GSO 10? na montażu Dobsona, o aperturze 254 mm, o ogniskowej 1250 mm i światłosile f/5, z okularami SuperView 30 mm (2?) i Plössl 9 mm (1? ?) - filtr O-III (2?) ? wąskopasmowy filtr przepuszczający światło tylko w wąskim zakresie widma o długości fali odpowiadającej pasmu zjonizowanego tlenu, przydatny w obserwacji mgławic gazowo-pyłowych oraz mgławic planetarnych - lornetka Nikon Action EX 10x50 CF o powiększeniu 10 razy i średnicy obiektywów 50 mm Obiekty, które wybrałam do opisania tutaj to: zaczynając od tego jak powstają gwiazdy ? mgławice Messier 42 (wraz z M43 wchodzącą w jej skład) i Messier 16; gromady otwarte gwiazd ? NGC 869 i NGC 884; po ostatnie etapy ewolucji gwiazd średnio masywnych, czyli mgławice planetarne ? Messier 27 i Messier 57; a także szczątki najbardziej masywnych gwiazd, a więc pozostałości po supernowych ? Messier 1 oraz Mgławica Welon; wyróżniłam również kilka gwiazd o różnych masach, znajdujących się na różnych etapach ewolucji oraz różnym typie widmowym: ? Orionis (58 Ori, Betelgeza), ? Andromedae (43 And, Mirach), ? Cancri (14 Cnc, Al Tarf), ? Orionis (24 Ori, Bellatrix), ? Canis Minoris (10 CMi, Procjon), ? Orionis (39 Ori, Meissa). Pierwsze obserwacje Czas i miejsce: 30.08.2016 r., godz. 21:37 ? 31.08.2016 r., godz. 04:09; Inwałd Warunki: bardzo dobra przejrzystość powietrza po popołudniowej burzy, niebo bezchmurne; Księżyc - około półtora dnia przed nowiem, 31.08 wschodzi ok. godz. 03:39 Obiekty: M16, M27, M57, Mgławica Welon Messier 16 (NGC 6611, Mgławica Orzeł) - gromada otwarta gwiazd zanurzona w mgławicy emisyjnej - gwiazdozbiór Węża - jasność wizualna ok. +6 magnitudo Mgławica Orzeł to gromada składająca się z wielu młodych, gorących, masywnych, błękitnych gwiazd. Powiązana jest z mgławicą emisyjną, czyli złożoną ze zjonizowanego gazu pobudzonego do świecenia przez światło zanurzonych w nim gwiazd. To obszar silnie gwiazdotwórczy, w którego centrum usytuowane są tzw. Filary Stworzenia, odkryte i rozsławione dzięki fotografiom wykonanym przez Kosmiczny Teleskop Hubble?a w kwietniu 1995 r. Filary Stworzenia to ogromne kolumny zimnego gazu i pyłu, oświetlane i kształtowane przez strumienie promieniowania ultrafioletowego pochodzącego z pobliskich gwiazd. Według danych zebranych w 2007 r., w kierunku filarów zmierza potężna fala uderzeniowa powstała w wyniku supernowej. Zważywszy na odległość dzielącą nas od mgławicy, fala już tam dotarła, powodując zniszczenie obiektów. Z Ziemi najprawdopodobniej będziemy mogli zaobserwować to wydarzenie za około 1000 lat. Spoglądając w kierunku mgławicy już przez lornetkę dostrzeżemy zwartą, delikatnie zamgloną gromadę około tuzina błękitnych gwiazd, zawieszoną wśród innych gwiazd naszej galaktyki. Ja jednak obserwując ten obiekt korzystałam głównie z teleskopu. Zaopatrzona w okular 30 mm zobaczyłam zdecydowanie więcej gwiazd niż w Nikonie, zanurzonych w delikatnej mgiełce o kształcie, który jednak nie przypominał mi Orła. Stan ten uległ zmianie, gdy w wyciągu zamocowałam filtr O-III, który pięknie wydobył mgławicę z tła, przygaszając przy tym część gwiazd. Ogon Orła był najwyraźniej widoczny, pokaźny i bogaty w gwiazdy, a pięknie rozpostarte skrzydła delikatnie rozmywały się na końcach. Najsubtelniejszą częścią okazała się być głowa, którą dostrzegłam dopiero po dłuższej chwili patrzenia w okular. Naturalnie technika zerkania ułatwia dostrzeżenie słabszych fragmentów mgławicy. Messier 27 (NGC 6853, Mgławica Hantle) - mgławica planetarna - gwiazdozbiór Liska -jasność wizualna ok. +7,5 magnitudo Mgławica Hantle to jedna z największych znanych mgławic planetarnych. Powstała ok. 3-4 tysięcy lat temu, gdy gwiazda kilkukrotnie masywniejsza od naszego Słońca przekształciła się najpierw w czerwonego olbrzyma, a następnie w gwiazdę typu AWG, która w końcu odrzuciła swoje zewnętrzne otoczki tworząc mgławicę. W jej centrum znajduje się największy znany obecnie biały karzeł. Mgławicę widzimy z perspektywy równikowej, dzięki czemu ma ona taki niezwykły kształt. Gdybyśmy widzieli ją ?od góry?, miałaby wygląd zbliżony do M57 (Mgławica Pierścień). Messier 27 jest możliwy do zaobserwowania już przez lornetkę, jednak z racji na niewielkie rozmiary kątowe, by odróżnić go od gwiazd należy użyć dwururek o większym powiększeniu (min. 15x). W teleskopie od razu rzuca się w oczy charakterystyczny kształt mgławicy. Przypomina ona ogryzek lub klepsydrę, zanurzony w owalnej otoczce. Zewnętrzne fragmenty mgławicy wydają się być jaśniejsze, a zerkaniem ukazują nieregularności w swojej strukturze. Stosując technikę zerkania obiekt wydaje się ?puchnąć?, charakterystyczne dla niego wcięcia zmniejszają się, a cała otoczka staje się wyraźniejsza. W tle możemy dostrzec mnóstwo gwiazd, które dodają uroku temu widokowi. Przy zastosowaniu filtra O-III mgławica wręcz wyskakuje z tła ? jest niesamowicie wyraźna, szczególnie jej otoczka uzyskuje na kontraście względem otoczenia. Mimo to, wspomniany filtr wygasza większość gwiazd świecących wokół, dlatego wielu miłośników astronomii, w tym ja, preferuje widok M27 bez tego filtra. W okularze 9 mm mgławica zajmuje ok. 1/3 pola widzenia, jednak osobiście bardziej podoba mi się widoczna w szerszym kontekście gwiazdowym, jak w okularze 30 mm. Messier 57 (NGC 6720, Mgławica Pierścień) -mgławica planetarna -gwiazdozbiór Lutni -jasność wizualna ok. +8,8 magnitudo Messier 57, podobnie jak opisana wyżej M27, jest mgławicą planetarną, powstałą w końcowym etapie ewolucji gwiazdy podobnej do Słońca. Z racji na jeszcze mniejsze rozmiary od M27, w większości lornetek mgławica ta niespecjalnie różni się od gwiazd. Dopiero większe powiększenia, jakie oferują teleskopy, w pełni ukazują jej piękno. W okularze 30 mm, dającym powiększenie ok. 42x, zobaczyłam niewielki, za to jasny obiekt wyglądający, jakby ktoś wypuścił w przestrzeń kosmiczną kółeczko dymu. W okularze 9 mm Pierścionek jest zdecydowanie większy. Dziura w jego środku odznacza się jeszcze wyraźniej, dość łatwo też zauważyć, że jest trochę jaśniejsza niż tło na zewnątrz obiektu. Przy obserwacji M57 można czasem odnieść wrażenie, iż brzegi tej mgławicy mają zielonkawy kolor. Jeśli chodzi o filtr O-III, to obraz dawany przez niego w tym przypadku nie przypadł mi do gustu, szczególnie w krótszym okularze ? był po prostu zbyt ciemny. Mgławica Welon (NGC 6960, NGC 6992/95, Simeis 3-188) -pozostałość po supernowej -gwiazdozbiór Łabędzia -jasność wizualna ok. +7 magnitudo Pętla Łabędzia to pozostałość po supernowej, która wybuchła ok. 10 tysięcy lat temu, której najjaśniejsze fragmenty tworzą bardzo efektowną mgławicę. Użyłam nazwy ?Mgławica Welon?, chociaż przez astroamatorów najczęściej jest ona określana po prostu jako ?Veil?, bez tłumaczenia z języka angielskiego. Składa się z wielu części, najjaśniejsze z nich otrzymały swoje nazwy, są to: NGC 6960 ? Miotła Wiedźmy, NGC 6992/6995 ? Palec Boży, Simeis 3-188 ? Trójkąt Pickeringa. Oczywiście możliwe jest dostrzeżenie wielu drobniejszych fragmentów Veila. W dobrych warunkach mgławica jest widoczna już w lornetce, jednak ze względu na zaświetlenie nieba, musiałam wykorzystać do tego teleskop zaopatrzony w okular 30 mm i filtr O-III. Co ciekawe, kiedy kilka lat temu pierwszy raz obserwowałam ten obiekt, bez filtra nie widziałam żadnej mgławicy, dostrzegłam ją dopiero z filtrem, jednak gdy potem znów użyłam samego okularu, udało mi się go zobaczyć. Osobiście preferuję widok z filtrem, który pięknie wydobywa Veila z tła i myślę, że wielu obserwatorów się ze mną zgodzi. W polu widzenia długoogniskowego okularu nie zmieści się cały kompleks, gdyż na niebie zajmuje on obszar o średnicy blisko 6 tarcz Księżyca w pełni. Z racji na łatwość odnalezienia, obserwacje Veila zaczynam zwykle od namierzenia gwiazdy 52 Cygni, przez którą przebiega zachodni fragment mgławicy ? Miotła Wiedźmy. Nietrudno zgadnąć skąd się wzięła ta nazwa - wygląda jak włókno rozszerzające się z jednej strony. Wspomniana gwiazda nie jest powiązana z mgławicą, znajduje się znacznie bliżej Ziemi. Około 2,5° na wschód znajduje się Veil Wschodni ? Palec Boży, jest to największa i najjaśniejsza część całego kompleksu. Między wspomnianymi mgławicami, mniej więcej w 1/3 odległości od Miotły usytuowany jest Trójkąt Pickeringa. Jeśli przyjrzeć się mu dokładniej, można zauważyć ciemną przerwę dzielącą go na dwie części. Każdemu fragmentowi warto poświęcić więcej czasu, próbując wyzerkać jak najwięcej ? po dłuższym wpatrywaniu się łatwiej dostrzec delikatną, włóknistą strukturę misternie budującą cały obiekt, a także subtelne ?kłaczki? rozrzucone wokół ? inne części Pętli Łabędzia. Drugie obserwacje Czas i miejsce: 22.11.2016 r., godz. 20:29 ? 23.11.2016 r., godz. 02:23; Inwałd Warunki: dobra przejrzystość powietrza, niebo bezchmurne, dość wysoka temp. powietrza jak na listopad; Księżyc - około półtora dnia po pierwszej kwadrze, 23.11 wschodzi ok. godz. 00:34 Obiekty: M1, M42 (+ M43), NGC 869 i NGC 884, ? And, ? Cnc, ? CMi, ? Ori, ? Ori, ? Ori Messier 1 (NGC 1952, Mgławica Krab) -mgławica pulsarowa (pozostałość po supernowej) -gwiazdozbiór Byka -jasność wizualna ok. +8,4 magnitudo Mgławica Krab to plerion, czyli mgławica zasilana przez pulsar o ogromnej energii, który znajduje się w jej wnętrzu. Jest pozostałością po supernowej, która wybuchła w 1054 r. Znalezienie mgławicy jest proste, gdyż leży blisko stosunkowo jasnej gwiazdy ? Tau. W bardzo dobrych warunkach jest widoczna już przez średniej wielkości lornetkę, jako delikatna owalna mgiełka. W teleskopie z 30 mm okularem M1 na pierwszy rzut oka jawi się jako jasna ?paćka?, jednak po uważniejszym zerkaniu ładnie ukazuje swoją strukturę. Udało mi się dostrzec w nim nieregularności i obszary o trochę innej jasności od innych. Szczególnie brzegi obiektu wydają się być postrzępione. Mgławica raczej nie przypomina kształtem kraba. Jeśli chodzi o filtr O-III, to odniosłam wrażenie, że pomaga on wydobyć detale obiektu, jednak zdecydowanie bardziej podobał mi się widok bez niego. W okularze 9 mm obraz był jak dla mnie zbyt ciemny, stąd też większość czasu korzystałam z okularu o dłuższej ogniskowej. Messier 42 (NGC 1976, Wielka Mgławica w Orionie) -mgławica emisyjna -gwiazdozbiór Oriona -jasność wizualna ok. +4 magnitudo Messier 42 to druga co do jasności mgławica widoczna na niebie i jednocześnie najbliższy nam obszar gwiazdotwórczy. W jej centrum znajduje się Gromada Trapez, składająca się z bardzo młodych masywnych gwiazd, których masy szacuje się rzędu 15-30 M?. W skład NGC 1976 wchodzi również inny obiekt z katalogu Messiera ? M43, która od głównej jej części oddzielona jest ciemną mgławicą, zwaną czasem Rybim Pyskiem. Wewnątrz M43 znajduje się młoda gwiazda należąca do typu widmowego B. Całość jest częścią kompleksu, znanego jako Obłok Molekularny w Orionie. Dzięki dużej jasności, M42 w odpowiednich warunkach możemy zobaczyć już gołym okiem. Wygląda wtedy jak mglista plamka pośrodku Miecza Oriona, jednak już nawet niewielka lornetka bez trudu ujawnia jej mgławicową naturę. Widać jej charakterystyczny kształt, a ?skrzydła? sięgają w przestrzeń kosmiczną. Ciemny Rybi Pysk oddziela niewielką M43 od reszty mgławicy. Całość pięknie prezentuje się zawieszona wśród zimowych, jasnych, błękitnych gwiazd. Korzystając z mojego Nikona udało mi się dostrzec, że Gromada Trapez nie jest idealnym punktem, jednak nie udało mi się całkiem oddzielić pojedynczych gwiazd od siebie. W teleskopie mgławica ukazuje swoją strukturę w niemal całej okazałości. Patrząc na nią zanotowałam: Piękna, jasna. Te subtelne i gładkie przejścia jasności, delikatnie wyciągające się w przestrzeń ramiona, wszystko to zachwyca, ale najbardziej urzeka mnie plastyczność i trójwymiarowość jej centralnych obszarów. Jak zwykle odnoszę też wrażenie zielonkawego zabarwienia mgławicy. W jej centrum błyszczą jak diamenciki gwiazdy i rozdzielony Trapez. Wokół lśnią krystalicznym, zimnym blaskiem gwiazdy zawieszone w martwej czerni kosmosu. Muszę przyznać, że właśnie podczas tych obserwacji widziałam najpiękniejszą M42 w swoim życiu. NGC 869 i NGC 884 (h i chi Persei, Chichoty) -gromady otwarte -gwiazdozbiór Perseusza -jasność wizualna ok. +4 magnitudo NGC 869 i NGC 884 to gromada gwiazd utworzona przez dwie gromady otwarte. Mimo że są od siebie oddalone o blisko 900 lat świetlnych, uważa się, że powstały z tego samego, rozległego obłoku molekularnego. Mają po kilka milionów lat, choć ta druga jest nieco starsza. Gromada Podwójna jest widoczna już gołym okiem, jako wydłużona, mglista plamka światła zawieszona wśród gwiazd Drogi Mlecznej między gwiazdozbiorami Perseusza i Kasjopei. Chichoty to obiekt stricte lornetkowy ? doskonale prezentuje się w szerokich polach widzenia dwururek, ukazując swoją podwójną naturę. Gwiazdy łańcuchami i sznurami ciągną się od ich środka ku otchłani Kosmosu, układając się przy tym w fantazyjne wzory. Wyglądają jakby wyłaniały się z ciemności, patrząc na nie ma się wrażenie trójwymiarowości. W teleskopie nie mieszczą się całkowicie w polu widzenia, jednak ukazują przy tym cały ogrom wielokolorowych gwiazd, z których się składają. Większość z nich jest niebieskobiała, jednak szczególnie w NGC 884 można odnaleźć te mieniące się odcieniami czerwieni. Ze względu na ograniczone miejsce, nie jestem w stanie opisać obserwacji wymienianych wcześniej sześciu gwiazd.

Pragnę poinformować, że zakończyliśmy prace nad polską wersją kolejnego podręcznika AAVSO - "The AAVSO DSLR Observing Manual". Można go pobrać ze strony AAVSO: https://www.aavso.org/dslr-observing-manual#translations Tym samym zrealizowaliśmy postawione sobie w ubiegłym roku zadanie stworzenia aktualnych polskich wersji wydanych przez AAVSO podręczników do obserwacji wizualnych, CCD oraz DSLR. Chciałbym w tym miejscu złożyć ogromne podziękowania osobom, które poświęciły własny czas i bezinteresownie podjęły się zadania przetłumaczenia podręcznika na język polski: Ryszardowi Biernikowiczowi i Ewie Stokłosie. Dziękuję w imieniu całego zespołu Proximy! Krzysztof Kida

Witam Was serdecznie, jest to mój pierwszy post na tym forum Chciałbym Wam przedstawić mój filmik dotyczący gwiazdozbiorów(Gwiazdozbiór Strzelca). Jest to mój pierwszy film, więc jeśli Wam się coś nie spodoba w filmie to piszcie, ale myślę, że nie jest tak źle . Nie ukrywam sub i łapka w górę bardzo mnie motywuje . Więc zapraszam do oglądania.

Czy są jakieś opracowania książkowe, zbiory lub bazy internetowe mówiące o podstawowych danych odkrytych gwiazd czyli dane obserwacyjne (położenie, odległość, jasność) oraz charakterystyka fizyczna (rodzaj, wiek, temperatura itd.). W Wikipedii wyczytałem, że jest np. francuski SIMBAD. A jakie są pozostałe bazy międzynarodowe ?

Szanowni miłośnicy gwiazd zmiennych i nie tylko! Poradniki obserwacyjne wydane przez Association of Variable Star Observers (AAVSO) to cenione przewodniki poruszające tematykę obserwacji wizualnych, technik CCD oraz DLSR. Te kompendia wiedzy są jednak dostępne głównie w języku angielskim i właśnie ten fakt okazuje się sporym wyzwaniem nie tylko dla początkujących, ale także dla wielu bardziej zaawansowanych miłośników gwiazd zmiennych, pragnących pogłębiać i poszerzać swoją wiedzę np. w zakresie technik CCD czy DLSR. Wychodząc naprzeciw tym potrzebom chcielibyśmy nawiązać kontakt z osobami znającymi dobrze język angielski, aby wspólnie i etapami przetłumaczyć następujące pozycje: - Manual for Visual Observing of Variable Stars (uaktualniona wersja z marca 2013 r., obecnie istnieje wersja polska z 2007 r.) - CCD Photometry Guide (v.1.1) - DSLR Observing Manual (v.1.3) W związku z tym, że w/w podręczniki są stosunkowo obszerne, chcielibyśmy ciężar pracy rozłożyć na większą ilość osób. W ten sposób, wspólnymi siłami i mniejszym nakładem czasu moglibyśmy sprawniej i szybciej je przetłumaczyć. Chcielibyśmy, aby dzięki temu przedsięwzięciu do biblioteki AAVSO wkrótce trafiły także polskie (i aktualne) wersje tych podręczników! Osoby, które chciałyby się przyłączyć do projektu prosimy o kontakt na adres email: [email protected] lub sygnał w wątku na forum. Pozdrawiamy Zespół Proximy

Cervantes Wyobraźmy sobie, że budzimy się z długiego, kriogenicznego snu a nasz statek wychodzi właśnie z tunelu czasoprzestrzennego, który stabilizował naszą ?łupinkę? przez ostatnie 50 lat świetlnych . Lekkie rozmycie w przestrzeni, tłumi światło gwiazd i czyni z nich koncentryczne kręgi. Anomalia , niczym widmowy wir zamyka się i rozpływa w mrokach czerni kosmosu. W ciągu niespełna trzech przespanych, ziemskich lat, dzięki zaginaniu przestrzeni pokonaliśmy około 475 bilionów km . Załoga jest już na nogach, wszyscy ciekawie tłoczą się w pobliżu panoramicznego iluminatora na mostku, rozświetlającego potężną salę sterowni. W świetle setek migających lamp i kontrolnych monitorów dwie figurki nawigatorów stabilizują naszą pozycję, na orbicie gwiazdy. Jesteśmy w układzie ?Cervantes? Przed nami żółty olbrzym gwiazdozbioru Ołtarz. źródło: https://planethunters.files.wordpress.com/. Na Ziemi tego gwiazdozbioru nie ujrzymy bez udania się w tropiki. To niestety typowy gwiazdozbiór nieba południowego. Można go dostrzec nisko na południe od Skorpiona. Znali go już starożytni, przezywając go pierwotnie ?Stołem Ofiarnym?. Pod ciemnym zwrotnikowym niebem. Liczba gwiazd widocznych nieuzbrojonym okiem to około 30. Nasza gwiazda widziana z Ziemi ma wielkość +5,15 magnitudo i jest widoczna okiem nieuzbrojonym. źródło: Skysafari pro My jednak możemy podziwiać ją z bliska, jesteśmy na orbicie ?Mi Arae?, pędząc 40km/s . Wszystkim nam chyba ta gwiazda przypomina nasze Słońce. Piękna , jasna, lśni na żółto-pomarańczowo. Jesteśmy od niej jakieś 70 mln km, możemy więc podziwiać wspaniałe wyrzuty koronalne. Słuchać okrzyki zachwytu, gwiazda jawi się obserwatorom jak rozjarzona w piecu hutniczym sztabka złota. Obserwujemy ją przez filtr w dalekim ultrafiolecie, widać łuki złożone z drobnych filamentów. Pole magnetyczne powoduje silne nagrzewanie korony, tworząc regiony aktywne, rozbłysków i koronalnych wyrzutów masy. Wielkie i rozległe , wrzące regiony intensywnej aktywności magnetycznej, tworzą plamy na powierzchni ?Cervantesa?. Konwekcja ciepła jest hamowana przez silne pole magnetyczne, redukując jego transport z gorącego wnętrza na powierzchnię. Obszary te są chłodniejsze dlatego znakomicie wyróżniają się na tle tarczy ?żółtego karła?. Największe aktywne obszary, przed naszymi oczami mogą mieć nawet średnicę dziesiątek tysięcy kilometrów Gwiazda jest w sporej aktywności . Widać nawet setki małych plam pozbawionych półcienia tzw. porów. Cudo, na które patrzymy, to gigantyczna elektrownia. Jest 10% bardziej masywna niż Słońce i znacznie od niego starsza, bo o około 6,34 miliardów lat. Promień gwiazdy jest 36% większy niż Słońca i jest przy tym 90% jaśniejsza. Tylko zaawansowana konstrukcja naszego statku chroni nas przed tym ogromnym ciepłem. Gwiazda zawiera dwukrotnie większą obfitość żelaza w stosunku do wodoru naszego Słońca, a zatem jest dość zasobna bogata w metal, zawiera też więcej helu ze względu na wiek. Na razie jest gwiazdą ciągu głównego, jednak zaczyna powoli brakować jej wodoru w rdzeniu. Gwiazda może więc wkrótce, (w skali kosmosu) wejść w fazę podolbrzyma. Gwiazdy jaśniejszej od przeciętnych , nie tak jednak jasnej jak prawdziwe olbrzymy. Nic straconego kończąc spalanie wodoru w jądrze, może też rozrosnąć się aż do stadium olbrzyma. Naszym głównym celem nie jest gwiazda, ale jej układ planetarny. Stanowią go cztery główne planety oraz niezliczona ilość pomniejszych ciał. źródło: http://estrellacervantes.es/. Kiedyś, chyba na początku XXI w, planety pozasłoneczne odkrywano przez: liczenie zmian położenia zataczających elipsy gwiazd, przesunięcia linii spektralnych w widmie gwiazdy lub obserwując tranzyty. Wymyślano wtedy nazwy tych zaobserwowanych anomalii . Naszą gwiazdę nazwano nazwiskiem sławnego hiszpańskiego pisarza, a odkrywane planety otrzymywały imiona bohaterów jego najsławniejszej powieści. Mamy więc: cztery planety krążące wokół Cervantesa. Trzy z nich mają duże masy i są gazowymi olbrzymami. Muszę coś powiedzieć, wypada mi jestem bądź co bądź kapitanem. Ludzie wiedzą po co tu są, znają sytuację z teorii. Staję zatem przy konsoli, za plecami nawigatora, wskazuję na ciekłym ekranie planetę najbliższą gwieździe. Przybliżam ją optycznie. Daje na ekran główny. Jawi nam krwiście czerwona, ma masę porównywalną z masą Urana, jest nawet sporą planetą skalistą. Uformowała się w wewnętrznych rejonach systemu jako skalista ?superziemia?. Przezwano ją ?Dulcinea? ? na cześć panny, w której nieodwzajemnioną miłością kochał się Don Kichot. Dulcynea z Toboso, jak przystało na damę, jest filigranowa w stosunku do swych trzech towarzyszy. Masę ustalono na 10,5 mas Ziemi. Planeta ta krąży bardzo blisko gwiazdy, wykonując pełny obieg co 9,6 dni. Choć w zasadzie mogła by nas interesować, ze względu na fakt, że da się na niej teoretycznie stanąć. Wykluczamy ją jednak z eksploracji, z racji bliskiej odległości od ?Cervantesa?. Jak Merkury i ?Dulcinea? jest wypalonym, pustynnym żużlem, usianym kraterami uderzeniowymi. Jest jednak nieporównywalnie od niego większa. Temperatura wacha się od wartości w granicach zera bezwzględnego ?273,15 °C do temperatury pieca hutniczego z kotłem fluidalnym, czyli ok. + 1000 °C Obiega swoje słońce zbyt blisko, by mogło istnieć na niej życie, lub choć woda w stanie ciekłym.To ?bardzo wewnętrzna? planeta o ciasnej, 9-dniowej orbicie . To pierwsza odkryta tak mała wewnętrzna planeta o masie porównywalnej z masą Urana, pierwsza planeta z klasy ?gorących Neptunów?. Patrzymy na jej brązową porowatą strukturę wypalonej skały, jak mknie szybko na tle swego słońca. Naukowcy twierdzą, że może być to jądro potężnego gazowego olbrzyma, kilkadziesiąt razy masywniejszego od Ziemi, który został odarty z gazu w wyniku przeraźliwej katastrofy kosmicznej. Pasy kosmicznego gruzu oplatające ?Układ Cervantesa? wskazywały by na dawną kolizję z masywnym ciałem zewnętrznym. Może bliskość położenia olbrzyma sprawił, że został pozbawiony gazowego płaszcza przez promieniowanie gwiazdy? Nie mamy czego szukać na Dulcynei, zostawmy ją w swoim ciasnym obiegu w wokół Cervantesa. Kolejny na naszej drodze, jest gazowy gigant Rosynant (Rocinante). Nazwany na cześć wiernego konia Don Kichota. Wybieram ją i zumuję. Wypełnia już cały ekran. Oczom ludzi ukazuje się brązowy gazowy olbrzym. Komputer podaje rzędy cyfr. Podstawowe dane. Planeta ma masę o połowę mniejszą od masy Jowisza i krąży po orbicie o promieniu 0,921 j.a. Planeta obiega gwiazdę w ciągu 310,55 dni. - Jak nasza Ziemia - słyszę stłumione głosy za plecami. Planeta znajduje się na tyle blisko gwiazdy, aby otrzymać porównywalną ilość promieniowania UV, jakie Ziemia otrzymuje od Słońca, jednak równocześnie jest zbyt blisko gwiazdy, aby utrzymać na powierzchni wodę w stanie ciekłym. Ale to i tak nic nie znaczy, jest bowiem gazowym olbrzymem bez stałej powierzchni. Na uwagę zasługuje tu fakt, że w skład jednego z zespołu odkrywców ?konia? weszli Polacy: Krzysztof Goździewski, Andrzej J. Maciejewski i Cezary Migaszewski . Nic tu po nas. Wybieram samego Błędnego Rycerza - Quijote (DonKichota) ? Wielki! Wiem, że Rocinante i Quijote w przybliżeniu pozostają ze sobą w rezonansie orbitalnym 2:1, przez co silnie ze sobą oddziałują. System ten jest bardzo niestabilny ? symulacje wskazują, że powinien zostać zniszczony po 78 milionach lat, co jest okresem znacząco krótszym niż szacowany wiek gwiazdy. Komputer wypluwa dane: Masa Don Kochota to 1,676 masy Jowisza, a okres obiegu wokół gwiazdy wynosi 643,25 dni. Odległość od gwiazdy wynosi 1,497 j.a - Krąży w ekosferze - wnioskuje załoga. Mają racje. Planeta ma dziesiątki księżyców w tym dwa największe, jeden wielkości Marsa okryty błękitnymi chmurami. To cel naszej podróży, nazwaliśmy go ?Gają? na wzór mitologicznej matki ziemi. Analiza zdradza tlen w atmosferze księżyca i ma on chyba ciekłe oceany, oby wodne. Skoro ma powierzchnie ciekłą i wodną to potencjalnie może utrzymać życie. I tu zaskoczenie: Do planety nie dociera tak dużo promieniowania ultrafioletowego jak do naszej planety, jak wymaga model abiogenezy, aby proces mógł być rozpoczęty. Kto jednak wie co zapoczątkowało życie na naszej Ziemi? Co i w jakich realiach dokładnie zainicjowało powstanie pierwszej minimalnej komórki , w której mogłyby zachodzić procesy warunkujące życie? Te masywne planety biegną po ? szerokich, niemal kołowych orbitach. Jest to bardzo nietypowe. Zwykle w układach poza słonecznych obserwuje się wysoką ekscentryczność orbit planet o długim okresie obiegu. Może owa nietypowość jest kluczem do zrozumienia mechanizmów rządzących w Układzie Cervantesa. Może jest on wyjątkowym, może znajdziemy wreszcie życie w pustej galaktyce. Ileż to ekspedycji po ?Drodze Mlecznej? wybierającej potencjalne światy zdolne zrodzić życie wracało z pustymi rękami. Były giganty, niemal 80m krotnie przekraczające masy Jowisza, otoczone dyskami protoplanetarnymi i zanurzone w ciemnej materii. Bajeczne mgławice, refleksyjne i emisyjne, żłobki młodych gwiazd. Nie było jednak życia. W układzie Cervantesa do obejrzenia pozostał, jeszcze wierny giermek, Sancho również ? planeta z rodzaju ?gazowy olbrzym? Sancho Pansa był giermkiem Don Kichota, bohatera powieści Miguela de Cervantesa. - Co za gigant! Błękitno-granatowy rozmiarami przewyższa nawet swego pana. Komputer wypluwa dane : Masa 1,8 razy większej niż masa Jowisza. Planeta orbituje w średniej odległości od gwiazdy wynoszącej 5,235 j.a. czyli niemal tyle co nasz Jowisz. Ma rozległe pierścienie jak ziemski Saturn. - Piękna, cudowna! Jak nasz wielki olbrzym składa się 60% wodoru i 25% helu. Trzecim składnik (15%) atmosfery Sancha jest metan, podobnie jak na naszym Uranie, metan posiada widoczne pasma absorpcji w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni, nadając Sancho cyjanowy kolor. Sanczo jest symbolem zdrowego rozsądku, potrafiącego nie tylko czerpać dla siebie korzyści w świecie rządzonym przez obłęd i iluzję, lecz także dochować wierności podstawowym wartościom. Myślę, że on swoją masą ściąga wszelkie zagrożenie dla ?Układu Cervantesa? chroniąc go (jak swego pana Don Kichota w powieści) przed kosmicznymi intruzami, może też potencjalne życie na ?Gai?? Zostawiamy sobie błękitnego olbrzyma, na którym panują porywiste tajfuny i skierujemy się w stronę Don Kichota i jego chmurnego księżyca. Z prędkością konwencjonalną dotrzemy tam za dwa miesiące. W miarę zbliżania będziemy dokumentować ?Układ Cervantesa? dla potomnych, skupimy się na ?Gai?. Będziemy eksplorować wszystkie księżyce ?Quijote?, może spotka nas szczęście .

Mapy nieba kłamią. Może łagodniej ? mówią tylko część prawdy. Gwiazdy nie wyglądają jak czarne krążki na jasnym tle. Widać ich dużo, dużo więcej, leżą bez porównania dalej od siebie a przede wszystkim są kolorowe. Kto raz rozpozna pomarańczowego Arktura (? Boo), ten nie pomyli go już nigdy z białą Wegą (? Lyr) czy z żółtawą Kapellą (? Aur). Czerwony Antares (? Sco) nisko nad południowym horyzontem żarzy się jak węgielek na kominku. Letnie noce nie rozpieszczają. Ledwie zapadnie ten prawdziwy, astronomiczny zmierzch, gdy zaraz północny wschód rozjaśnia się a gwiazdy zaczynają blednąć. Niewiele czasu pozostaje na poszukiwanie obiektów głębokiego nieba. Jednak jasne gwiazdy charakterystycznej pomarańczowej lub czerwonej barwy zdąży zauważyć każdy, one zaś wskażą drogę do pobliskich gromad lub mgławic. Skoro tylko zajdzie Słońce, na zachodnim, ciągle jasnym niebie pojawia się samotna gwiazda. Jest wyraźnie pomarańczowa, nawet widziana gołym okiem. Lornetka jeszcze nasili kolor. Nic dziwnego, że widać ją tak wcześnie. To najjaśniejsza gwiazda letnia, Arktur. Jaśniejszy od niej na naszym niebie jest tylko zimowy Syriusz (? Wielkiego Psa). Arktur ? ? Wolarza (? Boo) jest gwiazdą niewiele cięższą od Słońca, lecz wielokrotnie większą i ponad 100 razy jaśniejszą. Jego pomarańczowa barwa jest wynikiem stosunkowo niskiej temperatury. Przed pełnym zmierzchem ta charakterystyczna gwiazda wskaże początkowo słabo widoczne gwiazdy Wielkiej Niedźwiedzicy a ściślej jej ogon lub jak kto woli, dyszel Wielkiego Wozu. Arktur stanowi jego odległe przedłużenie, leży na dolnym krańcu łuku, którego zarys stanowią gwiazdy Wielkiej Niedźwiedzicy (UMa): ? (Alkaid), ? (Mizar) i ? (Alioth). Kiedy już rozpoznamy gwiazdy Wielkiego Wozu, pod jego dyszlem zobaczymy także Cor Caroli, najjaśniejszą gwiazdę Psów Gończych (? CVn). Niemal w połowie odległości między nią a Arkturem znajduje się jedna z najjaśniejszych gromad kulistych, skatalogowana przez Messiera jako M3. Ma ona jasność widomą 5,9 mag i średnicę 16?. Dzięki pomarańczowemu Arkturowi powinniśmy ją łatwo odnaleźć i dojrzeć przez lornetkę nawet 8x42, jeśli tylko niebo zdążyło się wystarczająco ściemnić. Gdy podziwiamy barwy gwiazd, warto uświadomić sobie, skąd one się biorą i co oznaczają. Przez wieki astronomów interesowało położenie gwiazd i planet względem siebie. Barwę z pewnością też zauważali, lecz nie rozpoznawali jej wagi, chyba, że magiczną ? czerwony Antares nie kojarzył im się dobrze. Jeszcze w XIX wieku powszechne było mniemanie, że o naturze gwiazd ludzkość nigdy się nie dowie. Tymczasem Newton już w połowie XVII wieku rozszczepił światło słoneczne otrzymując jego tęczowe widmo, około 50 lat później Fraunhoffer zauważył charakterystyczne linie w tym widmie a po dalszych 40 latach, w 1859 r. Kirchoff z Bunsenem rozpoznali ich chemiczne znaczenie i skonstruowali prototyp spektroskopu. Analiza widma światła, czyli spektroskopia astronomiczna wyjaśniła nie tylko temperaturę i skład chemiczny gwiazd lecz także pozwoliła badać ich ruch, co doprowadziło do teorii Wielkiego Wybuchu i współczesnej kosmologii. Wiemy już obecnie, że Arktur jest gwiazdą o temperaturze 4300 kelwinów, czerwonym olbrzymem typu K2 III. W takim symbolicznym opisie kryją się dane dotyczące zarówno barwy (typ widmowy), jak i klasy jasności gwiazdy. Rozszyfrujmy je pokrótce. Rozpoznaje się obecnie 9 lub 10 podstawowych typów widmowych oznaczonych wielkimi literami (typy R i N łączone bywają w jeden typ C). Ich zapamiętanie ułatwia angielskie zalotne zdanie domagające się całusa: Oh Be A Fine Girl Kiss Me, Right Now Sweete. Ciąg liter od O do M odpowiada gwiazdom o malejącej temperaturze. Gwiazdy wyraźnie zabarwione to te najchłodniejsze, typu K ? pomarańczowe i typu M ? czerwone. Typy R, N i S (dwa ostatnie połączone niedawno w typ C) mają temperaturę i barwę podobną do pomarańczowych K lub czerwonych M. Różnią się jednak składem chemicznym ? np. typ C zawiera wiele węgla, stąd określenie ?gwiazdy węglowe? (karbonowe). Poza wymienionymi, na obu końcach temperaturowego ciągu dodano rzadko spotykane typy widmowe ? W (gorące gwiazdy Wolfa-Rayeta) oraz L, T i Y (chłodne i bardzo chłodne gwiazdy o specyficznym składzie). Główne typy podzielono dodatkowo na dziesięć głównych podtypów oznaczonych cyframi od 0 do 9, także związanych z malejącą temperaturą. Gwiazda typu M9 (tzw. późny typ M) jest więc chłodniejsza i bardziej czerwona niż M0 (wczesny typ M). Pamiętajmy jednak, że nawet gwiazdy tego samego typu mogą odmiennie wyglądać i różnić się odcieniem barwy wskutek przysłonięcia przez materię międzygwiazdową silnie rozpraszającą i pochłaniającą światło niebieskie a przepuszczającą czerwone (tzw. ekstynkcja międzygwiazdowa), czy nawet w wyniku niższego lub wyższego położenia na nieboskłonie (ekstynkcja atmosferyczna). Liczby rzymskie od I do VII w symbolu typu gwiazdy oznaczają klasę jasności. Klasa I podzielona jest dodatkowo dodatkiem liter małych a lub b, niekiedy jeszcze ze znakiem ?+?. Gwiazdy o podobnej temperaturze i barwie mogą zasadniczo różnić się masą, wielkością i wiekiem, z czego wynika także jasność absolutna i inne właściwości fizyczne. Klasa jasności umiejscawia gwiazdę w odpowiednim obszarze wykresu Herzsprunga-Russela, co określa jej dotychczasową i przyszłą historię. Rozróżnia się więc klasę Ia - najjaśniejsze nadolbrzymy, Ib - nadolbrzymy, II - jasne olbrzymy, III ? olbrzymy, IV ? podolbrzymy, V ? gwiazdy ciągu głównego (inaczej karły), do których należy Słońce, VI ? podkarły i VII ? białe karły. Z oznakowania Arktura: K2 III można odczytać, że jest on gwiazdą dość chłodną (typ widmowy K2), bardziej pomarańczową niż czerwoną, oraz że jest olbrzymem (klasa jasności III), czyli gwiazdą, która zwiększyła swoje rozmiary po zużyciu paliwa wodorowego w jądrze. Wkrótce po Arkturze na południu nieboskłonu, poniżej widocznej coraz wyraźniej Korony Północnej pojawi się kolejna jasna, pomarańczowa gwiazda. To Unukalhai ? Szyja Węża, ? Ser, najjaśniejsza gwiazda tego gwiazdozbioru. Jest miniaturą Arktura i chociaż ma identyczną barwę jak on (typ widmowy K2 III), w rzeczywistości jest znacznie mniejsza i świeci 3-4 razy słabiej (3-4 razy mniejsza jasność absolutna). W jej okolicy, około 6? w dół i nieco w prawo (na południowy zachód) natkniemy się na okazałą gromadę kulistą - M5. Jest ona równie jasna i rozległa jak M3 i nieźle widoczna nawet w księżycowe noce.Czerwieńszą niż ? Ser, choć słabszą gwiazdą jest ? Ser (4,08 mag, typ widmowy M0.5 III) - oko Węża na trójkątnej głowie położonej 10°-13° nad Unukalhai zaś pod głębokim łukiem Korony Północnej. Gdy Wąż wypełznie już wysoko na nieboskłon, nad horyzontem pojawi się jedna z najjaśniejszych i najczerwieńszych gwiazd - Antares (? Sco) czyli serce Skorpiona. Jest to zmienny czerwony nadolbrzym o średnicy 15 razy większej niż Arktur ? miryda o okresie pulsacji ponad 4 lata (0,9-1,8 mag, typ widmowy głównego składnika M1 Ia). Obok Antaresa znów znajdziemy gromadę kulistą a przy odrobinie szczęścia nawet dwie. Jeden stopień na zachód można dostrzec jasną i bliską, być może najbliższą gromadę kulistą M4 (odległość 6500 lat świetlnych, 23? średnicy, 5,8 mag). Druga gromada, M80, leży nieznacznie wyżej, 4° na północny zachód od Antaresa, w połowie drogi pomiędzy nim a białą gwiazdą ? Sco ? Graffias. Wymaga lepszych warunków obserwacyjnych, ponieważ jest wyraźnie mniejsza ( 9? średnicy) i nie tak jasna (7,3 mag). Na zachód od Antaresa widać głowę czy też szczypce Skorpiona złożone z ?, ? oraz ? Sco i szeregu słabszych gwiazd. Obecne szczypce są nędzną namiastką dawnej broni niebezpiecznego stawonoga. W poprzedzającym go od zachodu gwiazdozbiorze Wagi mamy dawne potężne cęgi ? ? Lib (Zubenelgenubi, czyli Szczypce Południowe) oraz ? Lib (Zubenelschemali, czyli Szczypce Północne). Nie są barwne, jednak 10° na południe od Zubenelgenubi a 20° na zachód od Antaresa świeci jeszcze czerwieńsza od niego zmienna gwiazda typu M3/4 III - ? Lib (Brachium, czyli Ramię). Jest dość jasna (3,29 mag) i łatwa do rozpoznania, lecz mało znana, ponieważ do obserwacji wymaga odsłoniętego horyzontu. Jej deklinacja to aż -25° i każda przeszkoda terenowa może ją zasłonić. Trudno byłoby dociec, czemu tak ją nazwano, gdyby nie inna rzadziej używana nazwa - Zubenalgubi, więc znów Szczypce Południowe, choć nieco inaczej zapisane. Cała Waga jest więc złożona ze skorpionowych szczypiec ? przecież także pomarańczowa gwiazda ? Lib (typu K0 III) to inaczej Zuben el Akrab, czyli Szczypce Skorpiona. Kilkanaście stopni ponad głową Skorpiona znów znajdziemy barwne gwiazdy. Wzrok przyciągnie czerwono-pomarańczowa para ułożona ukośnie w odstępie 1,5°. To ? Oph ? Yed Prior i ? Oph - Yed Posterior. Tworzą prawy, południowo-zachodni narożnik wieloboku stanowiącego rdzeń gwiazdozbioru Wężownika. Około 10° na wschód od nich, w talii sylwetki, odnajdziemy dwie jasne gromady kuliste M12 i M10. Obie mieszczą się w polu widzenia lornetki, odległość kątowa między nimi wynosi tylko 3°. Lewym, wschodnim ramieniem Wężownika jest Cebalrai (? Oph), jasna gwiazda (ok. 2,7 mag) identycznej barwy jak Arktur i Unukalhai i tego samego typu widmowego - K2 III. Może służyć jako doskonały drogowskaz do pobliskich gromad otwartych. Stopień nad nią znajduje się bliska i jasna gromada IC 4665. Każda lornetka ukaże jej liczne gwiazdy składowe. Jeśli spojrzymy 10? na wschód od Celbalrai, już w ogonie Węża natkniemy się na niewiele ciemniejszą i mniejszą gromadę NGC 6633. Następne 3? na wschód jest bardzo rozległa (1?) i luźna gromada jasnych gwiazd oznaczona IC 4756. Najlepiej wygląda w lornetkach o małym powiększeniu, przez które łatwiej ją wyodrębnić z gwiezdnego tła. Z kolei 10° na północny zachód od Cebalrai a tylko 5° od najjaśniejszej, białej gwiazdy Wężownika ? ? Oph (Rasalhague) znajdziemy zmienną czerwoną Rasalgethi ? ? Herkulesa, stanowiącą jego dolny, południowy kraniec czy jak kto woli ? lewą stopę. Jest to układ wielokrotny o najjaśniejszym składniku równie wielkim jak Antares lecz jeszcze czerwieńszym, typu widmowego M5Ib-II, jak astronomowie mówią ?późniejszego?. Pomimo, że Bayer oznaczył Rasalgethi jako ? Her, ustępuje ona jasnością żółtemu Korneforosowi (? Her, typ G7 IIIa) a w minimum jasności także 2-3 innym gwiazdom Herkulesa. W wyższych, północnych partiach gwiazdozbioru wyróżnia się trapezowaty tors herosa z gwiazd ?, ?, ? oraz ? Her. Spośród nich wyraźną pomarańczową barwę ma ? Her (typ K3 II), tworząca wraz z pobliskimi gwiazdami 69 Her i ? Her lewe, północno-wschodnie ramię sylwetki. ? Her jest najlepszym drogowskazem do gromady kulistej M92, która znajduje się 5° dokładnie na północ od niej. Wielką Gromadę w Herkulesie, czyli M13 znajdziemy z kolei w prawej, zachodniej strony trapezu, w 1/3 odległości między żółto-pomarańczową ? Her (typ G7 III) i żółtą ? Her (G2 IV). W prawym ramieniu Herkulesa, 4° ponad narożnikiem trapezu (na północny zachód) jest kolejny wyraźnie czerwony, nieregularnie pulsujący olbrzym 30 Her (inaczej g Her), intensywnie czerwona zmienna gwiazda typu Mira Ceti, typu widmowego M6. Pamiętamy, że im większa cyfra w symbolu typu widmowego, tym niższa temperatura - w tym przypadku wynosi ona tylko 3000 kelwinów. Piękną czerwono-pomarańczową parą są położone 3° na zachód od ? Her gwiazdy ok. 5 mag, należące już do Korony Północnej - ?1 i ?2 CrB. To zaawansowane ewolucyjnie olbrzymy ?spalające? w swych rdzeniach tlen do węgla. Odległość kątowa między nimi to ok. 5? i można je dostrzec razem z M13 w jednym polu widzenia lornetki. Jednak okazalsze i łatwo widoczne gołym okiem nawet w letnią noc są gwiazdy formujące łeb Smoka ? nieregularny czworokąt 4°x5° położony na północ od Herkulesa. Najjaśniejszą z nich i najsilniej zabarwioną jest Eltanin, ? Dra (2,24 mag, typ widmowy K5 III). Niewiele ciemniejsza jest żółtawa ? Dra (Rastaban, 2,79 mag, typ widmowy G2 Ib-IIa) odległa o 4° na zachód. Na północ od tej pary widać także pomarańczową, choć słabszą ? Dra - Grumium (3,73 mag, K2 II). Tym razem premią za ich dostrzeżenie będzie północno-zachodni składnik czworokąta ? gwiazda podwójna ? Dra. Jej białe, niemal identyczne składowe (typ widmowy A, jasność 4,9 mag) rozdzieli każda lornetka, ponieważ odległe są na nieboskłonie o 62? (w rzeczywistości o 0,7 roku świetlnego). Z kolei ogon Smoka to gwiazdy znajdujące się ponad Wielkim Wozem, z grubsza na północ od pomarańczowej Dubhe (? UMa) i białej Megrez (? UMa). Już sama końcówka ogona, to czerwona gwiazda ? Dra ? Gianfar, Giansar lub Giausar, rzadkiego typu widmowego M0. W odległości ok. 20? towarzyszy jej kolejny, choć nieco słabszy pomarańczowy cukiereczek - 2 Dra. Jeszcze bardziej intryguje gwiazda a właściwie ich grupa stanowiąca przedostatni człon smoczego ogona ? ? Dra z ustawionymi w linii prostej trzema towarzyszkami. W dobrych warunkach w rządku dają się zauważyć jeszcze co najmniej dwie słabsze gwiazdki. Asteryzm ten jest wskaźnikiem położenia galaktyki NGC 4236 znajdującej się blisko na nieboskłonie. Mamy tu do czynienia z zagęszczeniem gwiazd pomarańczowych i czerwonych. Wprawdzie ? Draconis sama jest intensywnie biała, jednak towarzysząca jej od południa (ok. 45 minut kątowych) 4 Dra oraz od północy 6 Dra (ok. 15?) są wyraźnie czerwonopomarańczowe. Obok 6 Dra, także w odległości 15?, znajduje się kolejna pomarańczowa, choć nieco słabsza gwiazda SAO 7611 (6,5 mag). Jeśli od smoczego łba skierujemy wzrok 20° dalej na północ, z pewnością rzucą się nam w oczy ?strażniczki bieguna? ? pomarańczowa gwiazda ? UMi - Kochab, (2,05 mag, typ widmowy K4 III) i słabsza biała ? UMi ? Pherkad (3 mag, A3 II-III). Pozostałe gwiazdy Małej Niedźwiedzicy są znacznie słabsze, poza oczywiście Polaris ? Gwiazdę Polarną (? UMi). Ona też jest zabarwiona, choć nie tak wyraźnie. To gwiazda zmienna, cefeida (1,86 mag-2,13 mag; okres zmienności prawie 4 doby), więc także w zaawansowanym wieku, co wiąże się z dość niską temperaturą a więc i ?cieplejszą? kremową barwą (typ widmowy F7 Ib-IIv). Jak już penetrujemy okolice bieguna północnego, w jego pobliżu znajdziemy kolejną pomarańczową gwiazdę. Będzie to ? Cefeusza ? Errai (3,21 mag, typ widmowy K1 III), tworząca szczyt dachu ?domku?, jaki na niebie tworzą jaśniejsze gwiazdy tego niezbyt wyraźnego gwiazdozbioru. Jednak najczerwieńsza gwiazda Cefeusza - ? Cep. leży na jego przeciwnym, południowym skraju, w połowie podstawy ?domku?. William Herschel nazwał ją Gwiazdą Granat (Garnet Star). Miał oczywiście na myśli czerwony kamień półszlachetny, nie uzbrojenie żołnierza piechoty. Jest to gigantyczna gwiazda zmienna ? nieregularnie pulsujący nadolbrzym typu widmowego M2 Ia i jasności ok. 4 mag, podobny do zimowej Betelgezy (? Ori) lecz znacznie od niej większy. ? Cep umieszczona w centrum Układu Słonecznego sięgałaby daleko poza orbitę Jowisza. W ?podstawie ?domku? można odnaleźć jeszcze dwie wyraźnie zabarwione gwiazdy. Prawemu narożnikowi, białej ? Cep (Alderamin) towarzyszy w odległości 3° od zachodu jasnopomarańczowy podolbrzym ? Cep (3,41 mag, K0 IV). Lewy, wschodni narożnik stanowi pomarańczowy nadolbrzym ? Cep (3,39 mag, K1 Ib), w trójkącie wielkości 2°x1° z żółtą ? Cep (cefeida, od której wywodzi się nazwa tej całej klasy gwiazd zmiennych) i białą ? Cep. Poniżej, na południe od trójkąta ? Cep ? ? Cep - ? Cep rozciąga się zygzakowaty gwiazdozbiór Jaszczurki. Spośród jego dziewięciu najjaśniejszych gwiazd (3,75 mag-4,65 mag), cztery ułożone w osi gwiazdozbioru są barwne (?, 1, 5 i 11 Lac). Zygzakowi jaszczurki towarzyszą w odległości 1,5°-2° od zachodu dwie gromady otwarte widoczne przez lornetkę. NGC 7243 można odnaleźć obok białej gwiazdy 4 Lac. Ma jasność 6,4 mag i 21? średnicy a właściwie długości, gdyż jest nieco wydłużona na linii wschód-zachód. Gromada NGC 7209 rozległa na 25? składa się ze słabych gwiazd i pomimo sporej jasności (6,7 mag) widoczna jest przez średnią lornetkę o powiększeniu 10x tylko jako dość nieregularna, rozległa plamka świetlna. Jednak już lornetka o powiększeniu 15x pokaże zerkaniem punkciki gwiazd Gromadę znajdziemy na wysokości białej gwiazdy 2 Lac. NGC 7209 leży w linii tworzonej przez okazałą gromadę otwartą M39 z gwiazdozbioru Łabędzia (8° na zachód od 2 Lac) i podłużną ciemną mgławicę B 168 (4°-6° na zachód od 2 Lac). M39 ma łączną jasność aż 4,6 mag, zaś jej poszczególne gwiazdy 7 mag-9 mag. Gromada przypomina grot strzały wycelowanej na północ i należy do obiektów świetnie prezentujących się w lornetce. Można ją obserwować nawet na podmiejskim niebie w niezbyt dobrych warunkach. W ten sposób dotarliśmy do wielkiego gwiazdozbioru Łabędzia a dokładnie do jego ogona ? okolic najjaśniejszej gwiazdy ? Cyg ? Deneb. W jednym polu widzenia z Denebem, ok. 4° na południowy wschód od niego jest dość jasna, pomarańczowa gwiazda ? Cyg (3,72 mag, K4 Ib). Od niej w stronę Deneba rozciąga się na 2° NGC 7000, wielka mgławica emisyjna, w dobrych warunkach widoczna nawet gołym okiem. Z powodu charakterystycznego kształtu nazwano ją Ameryką Północną. Mgławica usiana jest kilkunastoma gwiazdami 6-7mag, w tym kilkoma pomarańczowo-czerwonymi. Najjaśniejszą z barwnych gwiazd Łabędzia jest jednak ? Cyg ? Gienach (2,48 mag, typ widmowy K0III-IV), w południowo-wschodnim skrzydle ptasiej sylwetki. Trzy stopnie na południe od niej znajduje się także pomarańczowa 52 Cyg (4,22 mag, K0 IIIa). Leży ona na skraju mgławicy zwanej Welonem (Veil) lub Pętlą Łabędzia. Welon nie jest wprawdzie obiektem do obserwacji w jasne noce na początku lipca, lecz gdy powrócą lepsze warunki obserwacyjne, warto się z nim zmierzyć. P Na tylnym skraju północnego skrzydła Łabędzia znajdziemy wyjątkowej urody trójkę barwnych gwiazd o jasności ok.4-5 mag. Nie sposób ich nie zauważyć błądząc po gwiazdozbiorze a raz zauważywszy ? nie wracać do nich wielokrotnie. Intensywnie pomarańczowej ?1 Cyg (31 Cyg, 3,73 - 3,89 mag) towarzyszy w odległości tylko 5? niebieskawa 30 Cyg (4,8 mag), zaś 1° na północ leży także pomarańczowa ?2 (32 Cyg, ok. 4 mag). Dziwnym zbiegiem okoliczności, przypadkowo sąsiadujące na nieboskłonie ?omikrony? są do siebie bardzo podobne i to nie tylko z wyglądu. Oba są układami podwójnymi ? gwiazdami zaćmieniowymi o małej amplitudzie jasności, typu Algola (? Persei) lub ? Aurigae. W układzie takim większy, lecz chłodniejszy czerwony olbrzym (tutaj w obu przypadkach typu widmowego K4) przysłania co pewien czas, choćby częściowo, gorącą, jaśniejszą i cięższą chociaż mniejszą gwiazdę typu B. 2° na wschód od ?2 znajdziemy barwną parę gwiazd o jasności ok. 5 mag - ?1 (45 Cyg, niebieska, B2,5 IV) i ?2 (46 Cyg, czerwona, M2 III), otoczoną przez grupę słabszych. Razem tworzą sympatyczny asteryzm na powierzchni ok. 3 stopni kwadratowych, złożony z kilkunastu różnobarwnych gwiazd 5 mag-8 mag. Szczególnie interesuje astronomów ?2 Cyg, ponieważ ma masę zbliżoną do Słońca. Pozwala to przewidywać losy Słońca za 7,6 miliarda lat - Słońce liczy sobie 4,6 miliarda a ?2 Cyg 12,2 miliarda lat. Nadal nie wiadomo, co się tak naprawdę dzieje wewnątrz tej rozdętej, czerwonej gwiazdy. Czy helowy rdzeń kurczy się jeszcze spokojnie, czy też hel uległ zapłonowi i zachodzi tam synteza węgla i tlenu, a może pozostał tylko wciąż jaśniejący, lecz już martwy trzon węglowo-tlenowy? Znacznie bardziej znana jest para gwiazd znana pod nazwą Albireo (? Cyg), tworząca dziób Łabędzia. Wielu obserwatorów uważa ją za najpiękniejszą na nieboskłonie. Jaśniejszą, intensywnie pomarańczową Albireo A (typ widmowy K2 II, jasność 3,05 mag) i słabszą niebieskawą Albireo B (B8 V, 5,12 mag) oddziela 34,4?. Składnik B jest postrzegany jako niebieski a niekiedy zielony, dzięki kontrastowi z pomarańczowym składnikiem A. Albireo odciąga uwagę niemal wszystkich od także pięknej pary gwiazd: czerwonej ? Vul - Anser (M0 IIIb, 4,44 mag) i odległej od niej mniej niż 10? pomarańczowej 8 Vul (K0 III, 5,82 mag). Anser to po łacinie Gęś, pozostałość po oryginalnej nazwie obecnego gwiazdozbioru Liska. Heweliusz, który wyodrębnił ten gwiazdozbiór, nazwał go przecież Lis i Gęś. Linia Albireo-Anser celuje prosto w niedaleki Wieszak (Cr 399), leżący 8° od Albireo. Ten znany asteryzm zawiera kilka pomarańczowych gwiazd. Podobnie jest z niewielkim gwiazdozbiorem Strzały, którego wszystkie jaśniejsze gwiazdy oprócz ? Sge są zabarwione na czerwono, pomarańczowo lub przynajmniej na żółto (jak ? Sge). Dalsze 8° na południe, poniżej skromnie wyglądającej Strzały widać jasną parę gwiazd Orła. Biały Altair (? Aql, 0,76 mag, A7V) stanowi najniższy, południowo-wschodni narożnik Trójkąta Letniego (gwiazdy Altair, Deneb i Wega). Towarzyszy mu powyżej czerwony Tarazed (? Aql, 2,72 mag, K3II). Ta rzucająca się w oczy para jest drogowskazem do najbogatszych rejonów Drogi Mlecznej. Linia przeprowadzona od Altaira na południowy zachód, mijając gwiazdy stanowiące tułów Orła ? ? Aql i ? Aql, celuje w gwiazdozbiór Tarczy i gromadę otwartą Dzika Kaczka (M11) a dalej w sławne obiekty Węża ? mgławicę Orzeł (M16) i Omega (M17), oraz Strzelca ? z Laguną (M6), Trójlistną (M20) i obfitością innych obiektów. Na przedłużeniu osi ? Aql - ? Aql, już w centrum gwiazdozbioru Tarczy, dalszy kierunek wyznacza pomarańczowa ? Sct (3,85 mag, K2 III), od której po 7° łatwo trafić do M16 z jej Słupami Stworzenia i dalej na południe do chmury gwiezdnej M24 z dwiema jasnymi gromadami otwartymi M23 i M25 po prawej i lewej stronie. Można je wspólnie zobaczyć w lornetce o polu widzenia ok. 8°. Jeszcze niżej trafimy na pomarańczową gwiazdę Strzelca Kaus Borealis (? Sgr, 2,82 , typ K0 IV). W jej najbliższym sąsiedztwie bez trudu zobaczymy gromadę kulistą M22 - ma przecież jasność 5,1 mag i średnicę ponad 30?. Inne pobliskie gromady kuliste, w tym jedna z katalogu Messiera (M28) mogą nie być dostępne w lipcowe ?białe noce?, lecz pod koniec miesiąca będziemy mogli zmagać się także z nimi. Jednak niezależnie od warunków obserwacyjnych powinniśmy zobaczyć Lagunę (M8). Ta wydłużona w poziomie mgławica o rozmiarach 90?x40? i jasności 6 mag zawiera także widoczną przez lornetkę gromadę otwartą NGC 6530. Około 1 stopnia nad Laguną leży też nieźle widoczna, znana Mgławica Trójdzielna (M20). Wróćmy jednak do barwnych gwiazd. W drugiej połowie nocy wyłonią się na wschodzie i zaczną wspinać na nieboskłon gwiazdozbiory jesienne. Za Orłem podąża rozległy gwiazdozbiór Pegaza. Także on zawiera jasne, barwne gwiazdy. Jako jeden z pierwszych pojawi się najjaśniejszy w gwiazdozbiorze pomarańczowy nadolbrzym Enif (? Peg, 2,38 mag, typ widmowy K2Ib-II). W jednym polu widzenia z nim, 4? na północny zachód, możemy znaleźć okazałą gromadę kulistą M15. Ma jasność 6,5 mag oraz 12? średnicy i bywa widoczna nawet gołym okiem. W prawym górnym narożniku wielkiego kwadratu stanowiącego rdzeń gwiazdozbioru, tkwi czerwony olbrzym Scheat (? Peg, M3 III, 2,44 mag). Poniżej, 4° na południowy zachód świeci pomarańczowo Sadalbari (? Peg, typ K1 III, 3,51 mag) w rozległej na ponad 1° parze z nieco słabszą żółtą gwiazdą ? Peg (ok. 4 mag, typ widmowy G8 III). Scheat i Sadalbari tworzą równoramienny trójkąt z ? Peg (Matar) ? żółtym jasnym olbrzymem (typ widmowy G2 II-III, 2,93 mag). Przedłużając bok trójkąta zawierający Sadalbari i Matar o drugie tyle (około 5°) na północ znajdziemy parę niemal identycznych pomarańczowych gwiazd o jasności około 6 mag w odległości 15? od siebie. To doskonały drogowskaz do galaktyki NGC 7331, dostępnej dla lornetek w dłuższe noce i pod ciemniejszym niebem 1° poniżej (na południe). Posiadacze dużych teleskopów zapolują wtedy także na leżący jeszcze ok. 0,5° niżej Kwintet Stephana ? układ pięciu słabych galaktyk (11,9 mag-13,5 mag) na obszarze 3,5 minuty kątowej. Po północy ujrzymy Andromedę wspinającą się na nieboskłon za Kwadratem Pegaza. Centralną gwiazdą Andromedy, leżącą pośrodku długiego na niemal 25° łańcucha gwiazd wyrastającego z lewego, północno-wschodniego narożnika kwadratu, jest kolejny czerwony olbrzym ? And, czyli Mirach (2,07 mag, typ widmowy M0 III). Minimalnie ustępuje mu pomarańczowy jasny olbrzym Almach (? And, 2,1 mag, typ widmowy K3 II), leżący na wschodnim krańcu łańcucha, już niedaleko Perseusza. Obie te gwiazdy wskazują drogę do obiektów wybitnych. Zarówno ponad ? And (8° na północny zachód) jak i pod nią (7° na południowy wschód) znajdziemy najjaśniejsze galaktyki na nieboskłonie. M31 ? Galaktyka Andromedy wraz z satelitarnymi galaktykami M110 i M32 leży ponad łańcuchem jasnych gwiazd Andromedy. M33 zwana Galaktyką Trójkąta należy już do gwiazdozbioru sąsiadującego z Andromedą od południa. Pod ? And (Almach), 5° na południe zobaczymy jedną z gromad otwartych najpiękniej wyglądających w lornetce ? rozległą niemal na 1° NGC 752. Sześć stopni na wschód od ? And, już w obrębie gwiazdozbioru Perseusza jest także okazała gromada M34. Noc wcale nie musi być ciemna, by je obie podziwiać. Jeśli sięgnęliśmy aż tak daleko na jesienne niebo, to 2° pod jasnym, zmiennym zaćmieniowym Algolem ? ? Per (Algol to po polsku Demon lub Upiór) zobaczymy wybitnie czerwoną ? Per ? Gorgonę (3,39 mag, typ widmowy M4 II). Tymczasem wysoko na nieboskłonie widać wielką literę W gwiazdozbioru Kasjopei. Jej drugą co do jasności gwiazdą jest Schedar (? Cas ), zwracająca na siebie uwagę piękną pomarańczową barwą. Ma jasność 2,24 mag i jest typu widmowego K0 III. Wędrować tak można bez końca, odkrywając dla siebie kolejne barwne klejnoty. Nie przeszkodzi nam w tym krótkość nocy lipcowej, nie przeszkodzi Księżyc ani nawet niedoskonała przejrzystość powietrza. Miłośnik nieba uzbrojony w lornetkę wykorzysta każdą pogodną noc, każdą godzinę czy choćby kwadrans rozpogodzenia, by je podziwiać. Później śnić mu się będą koralowe i rubinowe gwiazdy, skrzące gromady i opalizujące mgiełki galaktyk.

Od dawna fascynują mnie wierzenia dawnych ludów dotyczące gwiazd i innych obiektów nocnego nieba. Niestety, bardzo trudno jest zdobyć jakieś informacje na ten temat, choć mogłoby się wydawać, że w Internecie można znaleźć wszystko... Dlatego postanowiłem założyć ten wątek, by podzielić się z Wami dotychczas zdobytą przeze mnie wiedzą i by każdy kto zna inne legendy lub mity dotyczące gwiazd mógł je tutaj przytoczyć. Ponadto do założenia wątku zachęciły mnie wiosenne i wakacyjne plany - zamierzam zarazić moją dziewczynę astronomiczną pasją, a cóż może się sprawdzić lepiej niż spoglądanie w niebo przez lornetkę na ciemnej leśnej polanie i opowiadanie pradawnych legend, z których wiele ma w sobie nutkę romantyzmu? :) Sądzę że ludzie dotychczas niezainteresowani astronomią chętniej zaczną spoglądać np. na M44, gdy będą świadomi że patrzą nie tylko na zbiorowisko białych punkcików, ale również na bramę, przez którą dusze miały zstępować na Ziemię by przyjąć ludzkie ciało ;) Najwięcej informacji jakie posiadam na ten temat pochodzi z niewielkiej książki Josipa Kleczka "Nasze Gwiazdozbiory", wydanej w Polsce w 1982 roku. Poniżej zamieszczam link do strony w całości poświęconej tej właśnie pozycji, można tam znaleźć praktycznie treść całej książeczki, opracowaną w bardzo przejrzysty sposób: http://gwiazdozbiory.eulersoft.com.pl/ Pozostałe informacje pochodzą z poniższego źródła: http://www.wiw.pl/astronomia/a-gwiazdy-mezopotamii.asp Oraz z Wikipedi... Pozwolę sobie pominąć mity greckie, gdyż są one znane większości astroamatorów, a są tak długie, że zapewne niewielu osobom chciałoby się je czytać ;) Niemniej zainteresowanych odsyłam do Naszych Gwiazdozbiorów i Wikipedii. 1. WIELKA NIEDŹWIEDZICA: - To jeden z najdawniej nazwanych gwiazdozbiorów, wiele dawnych kultur znało go jako "niedźwiedzia" co najmniej 15000 lat temu, gdy Azja była jeszcze złączona z Ameryką. - Wielki Wóz w niekturych kulturach nazywany jest "Wielką Chochlą" lub "Wielkim Rondlem". 2. RYŚ: - Gwiazdozbiór został wprowadzony przez polskiego astronoma Jana Heweliusza, który z trudem doliczył się w nim 12 bardzo słabych gwiazd. Mówił, że kto może zobaczyć wszystkie 12, musi mieć oczy jak ryś. Stąd właśnie pochodzi nazwa gwiazdozbioru. 3. RAK: - Chaldejczycy nazywali ten gwiazdozbiór "Bramą Ludzi". Tędy podobno dusze zstępują na Ziemię, by przyjąć ludzkie ciało. - Sumerowie widzieli w nim Żółwia. - Indianie z Jukatanu wierzyli, że gdy Słońce znajduje się w tym gwiazdozbiorze, przyjmuje postać ognistego ptaka i zstępuje na Ziemię, by przyjąć ofiary złożone na ołtarzu. 4. PANNA: - Dla mieszkańców Bliskiego Wschodu gwiazdozbiór przedstawiał boginię Isztar, córę niebios i królową gwiazd. W Egipcie zaś widziano w nim Izydę. 5. PSY GOŃCZE: - Najjaśniejsza gwiazda, Cor Caroli, oznacza po łacinie "Serce Karola". Ponoć na angielskim dworze twierdzono, że gwiazda ta nadzwyczaj jasno świeciła podczas przyjazdu króla Karola II do Londynu. Królewski astronom Edmund Halley dał jej więc nazwę, która utrzymała się po dziś dzień. 6. ŁABĘDŹ: - Babilończycy nazywali go Demonem z Otwartymi Ustami. 7. LUTNIA: - Arabscy astronomowie widzieli w nim Orła lub Sępa, zaś Babilończycy nazywali ten gwiazdozbiór Kozą. 8. ORZEŁ: - Arabscy astronomowie nazywali tę konstelację "Sępem w locie", zaś Chińczycy widzieli w nim postać Pasterza. 9. SKORPION: (Przytoczę fragment mitu greckiego, bo jest wyjątkowo ciekawy) - Słońce w Skorpionie przebywa bardzo krótko. Legendy tłumaczą to tym, że kiedyś słonecznym rydwanem powoził niedoświadczony Faeton. Konie przestraszyły się skorpiona i rydwan zbytnio zbliżył sie do Ziemi. Olbrzymi żar ognistego wozu palił Ziemię i zmieniał ją w pustynię. Aby uchronić ją przed całkowitym zniszczeniem, Zeus strącił błyskawicą Faetona do rzeki Erydan. Do dziś dzień niektórzy mieszkańcy Ziemi są ciemnoskórzy. Są to potomkowie tych, którym niegdyś buchający ze słonecznego wozu żar przypalił skórę. - Nazwa Antares oznacza "Anti-Ares, zaś Ares jest greckim odpowiednikiem Marsa. Antares bardzo bowiem przypomina swą czerwoną barwą planetę Mars. - Już 5000 lat temu Sumerowie widzieli w tym miejscu skorpiona. - Stara Polska nazwa gwiazdozbioru to "Niedźwiadek". 10. STRZELEC: - Sumerowie widzieli w nim Nergala, dwugłowego boga - bestię zsyłającego zarazę. 11. PEGAZ: - Nazwa Pegaz pochodzi od Fenicjan, których okręty miały na dziobie skrzydlatego konia z uzdą (Pega-Sus). Tym tłumaczy się nie tylko nazwę, ale i to, że na niebie znajduje się jedynie przednia część konia. 12. RYBY: - W związku z greckim mitem, kiedyś gwiazdozbiór nosił nazwę "Wenus i Cupido", ale ponieważ wiele ludów Bliskiego Wschodu widziało w tym miejscu nieba ryby, przyjęła się obecna nazwa. 13. ORION: - Starożytni Mezopotamczycy nazywali ten gwiazdozbiór Uru-Anna, czyli "Światło Nieba". Z tej nazwy powstało później imię Orion. 14. BLIŹNIĘTA: - W Egipcie Kastor i Pollux utożsamiane były z parą kiełkujących ziaren. - Fenicjanie widzieli w nich parę kozłów, zaś w Mezopotamii doszukiwano się w nich pary nagich chłopców. 15. MAŁY PIES: - Egipcjanie widzieli w nim Anubisa, boga z głową szakala, natomiast Arabowie i Rzymianie dopatrywali się w nim Szczenięcia. - Według innej arabskiej legendy Wielki i Mały Pies to dwie siostry. 16. PERSEUSZ: - Gwiazda Algol wyobraża głowę Meduzy. Nazwa jest skrótem arabskiego Ras al Ghul, co oznacza "Demoniczna Głowa". Algol był jedyną gwiazdą zmienną znaną w starożytności. jest wspomniana nawet w Iliadzie, gdzie Homer opisuje Algola jako ohydnego demona. - Sumerowie widzieli w tym gwiazdozbiorze Starca, który trzyma w rękach jakiś tajemniczy przedmiot (jego nazwa w zapiskach jest nieczytelna). 17. ZAJĄC: - Egipcjanie widzieli w nim czółno boga Ozyrysa, którego przedstawiać miał Orion. - Arabowie w 4 najjaśniejszych gwiazdach Zająca dopatrywali się krzesła Olbrzyma, natomiast koczujące plemiona widziały w nich cztery spragnione wielbłądy przy niebieskiej rzece (Droga Mleczna). 18. WIELKI PIES: - Wiele starożytnych kultur nadawało Syriuszowi szczególne znaczenie. W Egipcie był czczony jako Izyda, bogini magii i rodziny oraz żona Ozyrysa. 19. WOLARZ: - Polizejczycy nazywali Arkura, najjaśniejszą gwiazdę Wolarza, H?k?le, "Gwiazdą Radości". To by było na tyle :) Jeśli znacie jakieś inne legendy lub ciekawostki dotyczące gwiazd i innych obiektów na niebie (inne niż greckie!), zachęcam do podzielenia się nimi w tym wątku. Będę bardzo wdzięczny, sam szukam takich informacji od dość dawna, ale strasznie ciężko je zdobyć.

Witam, chyba każdy astronom wie co to jest mgławica, 50% z nich wie, że tam powstają gwiazdy, ale nie każdy wie jak. Postaram się wam przedstawić to w czytelny sposób. A więc gaz w naszej mgławicy zaczyna się przyciągać pod wpływem grawitacji, a temperatura wewnątrz obłoku staje się większa , obłok fragmentuje się na mniejsze obłoki, a w każdym rodzi się protogwiazda wokół której pojawia się dysk protoplanetarny z, którego mogą powstać planety , protogwiazda rośnie wraz z temperaturą, gdy nagrzeje się do ok. 15 000 000 K w jej wnętrzu rozpoczynają się procesy syntezy jądrowej i rodzi się nowa gwiazda. Jeśli masa protogwiazdy będzie zbyt mała by mógł w niej rozpocząć się proces syntezy jądrowej, gwiazda stanie się brązowym karłem, który będzie się ochładzał i powoli umierał przez setki milionów lat. Mam nadzieje, że przybliżyłem wam trochę najpiękniejsze zjawisko we wszechświecie . Możliwe, że napiszę jeszcze o dojrzałości i śmierci gwiazdy, ale to tylko plany. Pozdrawiam.

Spotkałem się z takim zadaniem które było na jakiś zajęciach. Kąt godzinny gwiazdy podczas zachodu wynosi 4h 25 min. Jaki będzie jej kąt godzinny w momencie wschodu? Ile stopni i minut łuku wynosi droga gwiazdy nad horyzontem? Jest rysunek z którego wynika że tylko gwiazdy nad równikiem, o deklinacji 0, zakreślają kąt 24 h w pełnym obrocie sfery niebieskiej a gwiazdy o deklinacji innej zakreślają kąt mniejszy od 24 h. Więc jest to gwiazda o deklinacji niezerowej i są takie obliczenia. Rozwiązanie t=4 h 25 min 2t=8h 50 min I po przeliczeniu 2t na stopnie droga wynosi 132 stopnie 30 minut. Nie rozumiem tego rozwiązania. Wydawało mi się właśnie iż gwiazdy o różnych deklinacjach zakreślają różną drogę liniową ale tą samą drogę kątową. Jak to możliwe że ta gwiazda zakreśla drogę nad horyzontem ok 132 stopnie a nie 180 ?

Witam wszystkich :) Ja bez owijania od razu przejdę do mojego całe moje życie mordującego pytania, mianowicie: - Wiemy że nasze słońce jest gwiazdą no, nie za wielką ale jest, i my jesteśmy jej planetą, nasze słońce ma 8 planet, bo Plutona już chyba nie liczymy :). 8 planet krążą wokół jednej gwiazdy czyli naszego słońca. I moje pytanie leży tutaj czy każda gwiazda którą widzimy w nocy, czy ta każda gwiazda ma swoje planety i działa na nie jak słońce? :)

Witam, dziś zaobserwowałem gwałtowny i intensywny spadek jasności gwiazdy. Spojrzałem na gwiazdę, gdyż stała się drugim najjaśniejszym obiektem na niebie, aby po chwili (kilku sekundach ) gwałtownie tracić jasność i stać się prawie niewidoczną dla gołego oka. Zastanawiam się, jak nazwać to zjawisko. Jakieś propozycje? Dodam, że zjawisko zaobserwowałem z centrum Polski około godziny 16:45, kiedy Księżyc znajdował się jakieś 30 stopni nad horyzontem w odległości 10 stopni nad i w lewo od Betelgezy w Orionie. A odległość zjawiska od Księżyca to jakieś 120 stopni w prawą stronę i 30 stopni w górę. W przybliżeniu zaszło na przeciwnej stronie od Wielkiej Niedźwiedzicy. Z góry przepraszam za mało dokładne określenie położenia obiektu.

Dla uporządkowania tematyki założyłem osobny wątek. Wrzucam tu zaktualizowane listy obserwacyjne z gwiazdami podwójnymi, które można próbować rozdzielić lornetkami. Podział list: 50 mm / 70 mm / 100 mm. Oczywiście, wiele zależy od powiększenia lornetki, ale zakres separacji jest na tyle spory, że każdy powinien znaleźć coś dla siebie. Bardzo dziękuję Newborn_Sailorowi za uaktualnienie list na podstawie katalogu WDS. Listy zamieszczę również na Astronocach. Podwojne_50mm_aktualizacja_2015-07-30.pdf Podwojne_70mm_aktualizacja_2015-07-30.pdf Podwojne_100mm_aktualizacja_2015-07-31.pdf

Witam :) Przedstawiam wybór jaśniejszych brzegówek w Polsce w 2015 roku: Lp day Time Star Sp Mag Mag % Elon Sun Moon Cusp angle m d h m s No D v r V ill Alt Alt Az o 1 Jan 12 4 34 41 1787cF2 6.2 6.0v 61- 103 31 193 1.3S 2 Feb 27 20 17 43 944cA6 5.9 71+ 115 49 220 6.8N 3 Apr 6 22 5 43 2114SA* 5.3 S 94- 152 16 141 6.8S 4 Apr 21 17 49 15 692SK5 0.9 0.1v 11+ 39 1 27 260 0.3S 5 May 25 19 51 47 1518 K3 6.1 5.5 51+ 91 -7 31 233 1.6N 6 Jun 27 22 11 52 2114SA* 5.3 S 81+ 128 15 224 5.7S 7 Sep 7 2 45 18 970 G9 6.3 5.7 32- 69 38 112 2.4N 8 Oct 5 4 7 32 1073 M2 5.9 5.0S 47- 86 -8 51 161 -0.5S 9 Oct 29 19 12 6 667cK2 5.0 4.4 92- 147 17 85 11.4N 10 Nov 1 3 41 40 1029cA2 5.2 5.2 73- 118 53 201 1.3N 11 Dec 1 1 56 48 1344 K5 6.5 5.7 71- 115 47 153 2.4N 12 Dec 3 3 38 7 1555 A3 7.4 7.2 51- 91 42 159 1.0S 13 Dec 29 3 18 37 1409cK0 5.0 4.4 85- 135 46 212 1.1N Graficznie na mapie wygląda to tak: Szczegóły przebiegu granic poszczególnych zakryć w spakowanych plikach "kmz": graze2015.zip Uwaga! 21 kwietnia zjawisko z Aldebaranem w roli głównej :) Podane czasy mogą się różnić o kilka minut w zależności od regionu kraju. Powodzenia w obserwacjach :)

Dzień dobry! Piszę z polecenia Pana Roberta Twarogala. Sprawa jest taka: 15 sierpnia chciałabym zorganizować obserwację spadających gwiazd nad rzeką Cybiną, przy Bramie Poznania ICHOT, w której pracuję Organizujemy wydarzenia nadrzeczne RZEKA ŻYWA (http://bramapoznania.pl/rzeka-zywa-3-przyrzeczni/). Szukam osób chętnych do poprowadzenia takiej obserwacji. Potrzebne byłyby pewnie lunety, fajnie byłoby też zrobić jakąś prelekcję o ciemnym niebie i deszczach spadających gwiazd. Czy ktoś z Was byłby chętny wesprzeć tę akcję swoją wiedzą i doświadczeniem? Z góry dzięki za odpowiedź, pozdrawiam!

4 na 5 czerwca 2015r. 15 na 16 czerwca 2015r. Poznań Noc pierwsza Teleskop: Meade ED 80mm z pryzmatem Baader T2 32mm, na montażu azymutalnym z AVP Okulary: Plössle TV: 32, 20, 15, 11, 8mm [powiększenia: 15x, 24x, 32x, 43x, 60x] Nagler Zoom 6-3mm [80x-96x-120x-160x] Siebert F.S. 5mm [96x] Pentax XO 2.5 - 2.58mm [186x] Na początku czerwca niemal codziennie silnie wiało, tak było również wieczorem 4 czerwca, dlatego wybór mniejszego refraktora był oczywisty. W owym czasie zapragnąłem przyjrzeć się gwiazdom położonym bardziej na południe, niż czynię to zazwyczaj i to pomimo niezbyt ku temu sprzyjającym warunkom. Z jednej strony musiałem spieszyć się zanim gwiazdy zejdą w najgorszą łunę na zachodzie, a z drugiej strony przed wschodzącym Księżycem znajdującym się wtedy w połowie gwiazdozbioru Strzelca i będącym dwa dni po pełni (oświetlenie tarczy około 93%). Sytuacja zapowiadała się dynamicznie, dlatego nie planowałem konkretnych gwiazd, chciałem tylko zacząć od grzywy Lwa i kierować się w stronę Warkocza Bereniki. Jak już zająłem miejsce przy teleskopie stwierdziłem, że zamiast od grzywy, lepiej zacząć od rejonów nad jego zadem i wybrałem dwie pierwsze gwiazdy. STF 1487, 54 Leo [mag: 4.48 + 6.3; rho: 6.5"] 23:00 - 23:20 STF 1478 [mag: 8.83 + 11.43; rho: 8.8"] 23:25 - 23:40 [jasno, dość silny wiatr, ale seeing zaskakująco przyzwoity] Do 54 Leo szybko dotarłem skacząc od Zosmy po łuku złożonym z gwiazd 72 i 67 Leo. Następnie zmieniłem powiększenie z 15x na 60x i od razu pojawiły się dwie gwiazdy rozdzielone o około dwie tarczki. Obie wydawały się niebieskie, słabsza nieco intensywniej. Gwiazdy rozdzieliłem również w powiększeniach 43x i 32x, a w powiększeniu 24x gwiazdy się zlewały. Na koniec użyłem większych powiększeń (96-186), może to złe słowo, ale trochę żałuję bo rezultat do teraz nie daje mi spokoju: ciemniejsza gwiazda zaczęła wydawać się lekko czerwona lub żółta (pomarańczowa?) To musiało być jakieś złudzenie, ponieważ biorąc pod uwagę typy widmowe gwiazd, nie miałem prawa widzieć takich kolorów. Poszukałem w książkach informacji o kolorach, znalazłem tez kilka relacji w internecie i niektórzy rzeczywiście wspominają o żółtym kolorze, ale w odniesieniu do jaśniejszej gwiazdy... o B piszą: szary, biały, niebieski, szafirowy, zielonkawy. Po ponad dwóch tygodniach od obserwacji zastanawia mnie to w dalszym ciągu i chyba prędko nie przestanie. Na cyfrowym szkicu postanowiłem uwiecznić wrażenie z mniejszych powiększeń. STF 1478 leży w Małym Lwie, około 66' na zachód i nieco na południe od 54 Leo, chciałem więc zaoszczędzić kilka sekund potrzebnych na zmianę okularu i postanowiłem odszukać układ za pomocą dużego powiększenia. Po chwili byłem już przy gwieździe. W Uranometrii miałem zapisane informacje o separacji oraz o różnicy jasności gwiazd, biorąc pod uwagę, że jaśniejsza gwiazda ma około 8.5 mag spodziewałem się zadania albo bardzo trudnego, albo niemożliwego. W trakcie pierwszych pięciu minut bezowocnych starań w dostrzeżeniu ciemniejszej gwiazdy dochodziłem do dwóch wniosków: układ jest rzeczywiście poza moim zasięgiem oraz że szukam w złym miejscu. Uznałem, że najlepiej wykluczyć drugą możliwość, zmieniłem powiększenie na bardzo małe i stwierdziłem, że rzeczywiście szukałem w złym miejscu... zamiast zejść lekko na południe od 54 Leo, zdryfowałem nieco na północ. Zdarza się, bez zbędnego wyrzucania sobie tego i owego, przystąpiłem do zadania. Po kilku bezowocnych minutach stwierdziłem, że układ jest za trudny. Ale jedno warto zapamiętać: kiedy szukasz czegoś trudnego, nie trać czasu na jego przesadną oszczędność. Następnym celem były Alula Australis i Alula Borealis, które obserwowałem dziesięć dni wcześniej refraktorem 120mm. Tym razem poświęciłem im niewiele czasu, ot żeby stwierdzić rozdzielenie (STF 1523) oraz spróbować dostrzec ciemniejszy składnik (STF 1524). STF 1523, Alula Australis [mag: 4.33 + 4.8; rho: 1.8"] 23:45 - 23:50 STF 1524, Alula Borealis [mag: 3.64 + 10.1; rho: 7.4"] 23:50 - 00:00 [wiatr nieco słabszy, ale pojawiły się silne podmuchy, seeing znacznie gorszy] Pisałem już o tym wcześniej więc tylko powtórzę: Alula Borealis, STF 1524, ponownie zachwyciła mnie kolorem, ale słabszej gwiazdy nie dostrzegłem, pomimo tego, że wiedziałem gdzie szukać, próbowałem przez pięć minut. Możliwe, że przyczyną porażki był gorszy seeing, który mniej więcej w tamtym czasie zaczął się pogarszać, dlatego próba nie daje najważniejszej odpowiedzi - nadal nie wiem czy gwiazda jest w zasięgu obiektywu 80mm. Chwilę wcześniej zajrzałem do Aluli Australis, STF 1523, seeing był nieco lepszy, z dłuższymi przerwami lepszej stabilności atmosfery. Spieszyłem się, dlatego od razu użyłem największego powiększenia jakie mogę zastosować, czyli 186x, mniejszych w ogóle nie próbowałem. Gwiazdy rozdzieliłem na włos, po chwili poprawiłem notatki na "siwy włos", ponieważ przestrzeń między gwiazdami nie była idealnie czarna (możliwy wpływ seeingu). Chwilę się zastanawiałem, zanim zdecydowałem, co dalej. W końcu postanowiłem wykonać większy skok do Warkocza Bereniki w rejon gromady otwartej Melotte 111 i chwilę tam pozostać. STF 1639 [AB, AC; mag: 6.74 + 7.83 + 11.42; rho: 1.8", 91,4"] 00:05 - 00:25 SHJ 143, 12 Com [AB, AC; mag: 4.86 + 11.8 + 8.9; rho: 36.7", 59"] 00:25 - 00:35 oraz: ARN 6 [AD; mag: 4.86 + 10.1; rho: 213.1"] Wszystkie układy znajdują się w centralnej, charakterystycznej części gromady Mel 111. Najpierw podszedłem do STF 1639 AB. Jest to ciasna para, więc nie było łatwo. B wydawał się widoczny w 160x, na szkicu naniosłem ciemniejszą gwiazdę i oznaczyłem znakiem zapytania. Chwilę później w 186x i w momentach lepszego seeingu nabrałem pewności. Zanotowałem, że B jest znacząco ciemniejszy. Kiedy przyglądałem się gwiazdom w dużym powiększeniu, nieco na południe wyskoczyła ciemniejsza gwiazda. Wiedziałem, że STF 1639 to układ potrójny i brałem pod uwagę możliwość, że jest to składnik C, co też potwierdziłem później przy komputerze. SHJ 143 - układ wielokrotny, z czego zdawałem sobie sprawę, lecz nie znałem odległości, jasności oraz kątów pozycyjnych. Po kilku minutach wypatrywania gwiazd, oznaczyłem na szkicu dwie mogące być składnikami. Zapisałem: "chyba luźny układ, w pobliżu dwie ciemne gwiazdy". Zaznaczone gwiazdy okazały się składnikami C oraz D (drugi należy do pary opisanej jako ARN 6). B nie udało mi się dostrzec, ponieważ był za blisko jasnej gwiazdy 12 Com, a jego jasność była na granicy zasięgu jaki miałem tamtej nocy. Kilka dodatkowych informacji: Widoczna na szkicu 13 Com to również gwiazda podwójna, zmierzona po raz pierwszy i jedyny w 2010 roku. W katalogu WDS oznaczona jako: YSC 97 [mag: 5.2 + 9.6; rho: 0.2"; theta: 273°] Składnik D pary ARN 6 ma bliską i znacznie ciemniejszą towarzyszkę - E. Para DE opisana jest jako: SMR 57 [mag: 10 + 14.3; rho: 13.1"; theta: 132°] Poniżej zdjęcie DSS wyeksportowane za pomocą darmowego programu Aladin z moimi opisami układów: 17° kątowych na południowy wschód od STF 1639 znajduje się ciemny układ, do którego może kiedyś podejść większym teleskopem: SLE 894 [mag: 12.9 + 12.9; rho: 11.9"; theta: 160°] - dane z 2001 roku Zdjęcie DSS jak poprzednio wyeksportowane za pomocą programu Aladin: Po STF 1639 i SHJ 143 szybko skierowałem się na południowy wschód, do układu: STF 1650 [mag: 9.54 + 10.47; rho: 16.9"] 00:35 - 00:50 Układ położony blisko gwiazdy 21 Com, oba składniki ciemne, B widoczny zerkaniem w 60x, chwilami na wprost w 80x. Najlepiej widoczny w powiększeniach 96x i większych. Po kilku minutach przyglądania się gwiazdom w różnych powiększeniach dopisałem: B widoczny na wprost również w 24x! Coraz bardziej obawiałem się wschodzącego Księżyca, więc już się nieco spieszyłem. STF 1633 [mag: 7.04 + 7.13; rho: 8.7"] 00:55 - 01:10 Dwie dość jasne gwiazdy o podobnej jasności. Doskonale rozdzielone w 24x. Ładny widok, ale okolica dość uboga w gwiazdy w porównaniu do innych rejonów Mel 111. Chyba najmniej ciekawa część gromady. Chciałem się jeszcze przyjrzeć jakimś gwiazdom leżącym głębiej w gwiazdozbiorze. Kusiła mnie STF 1687 - 35 Com - potrójna leżąca blisko galaktyki M 64. Jest to ciekawy cel ze względu na separację pary AB wynoszącą jedynie 1", ale niestety nie był to cel na wtedysiejszy seeing. Dlatego wybrałem położoną dwa stopnie niżej, również potrójną STF 1685 / SHJ 153. STF 1685 [AB; mag: 7.31 + 7.78; rho: 15.8"] 01:15 - 01:25 SHJ 153 [AC; mag: 7.31 + 8.22; rho: 243.1"] SHJ 153 [bC; mag: 7.78 + 8.22; rho: 252.5"] Przez pospiech notatki mam ubogie: ładny i prosty układ, leżący w ciekawej gwiezdnej okolicy. Warta zapamiętania jest jeszcze optyczna para gwiazd 10' na zachód od STF 1685. Gwiazdy oddalone są od siebie o około 52" i mają jasności w przybliżeniu 7.2 mag oraz 11.1 mag. Księżyc był coraz wyżej, ja coraz bardziej zmęczony, właściwy czas żeby zakończyć sesję. Z ciekawszych rzeczy: gwiazda naniesiona na szkicu najbardziej na północ to układ TOK 152. 1.8' na południowy wschód od niej znajduje się ciemny układ J 2087 - do niego może kiedyś podejdę refraktorem 120mm. TOK 152 [mag: 7.67 + 15.3; rho: 11.1"; theta: 321°] J 2087 [mag: 11 + 12.3; rho: 6.9"; theta: 164°] Poniżej trzy obrazy wyeksportowane z programu Aladin. Pierwszy to zdjęcie DSS, na którym TOK 152 B ginie w blasku A, za to na zdjęciu 2MASS, B jest doskonale widoczny. Trzeci obraz powstał przy użyciu opcji w programie, która nazywa się "create a stack folder". Główna warstwa to zdjęcie DSS, które zostało przykryte warstwą z obrazem 2MASS (nieprzeźroczystość - opacity - ustawione na około 30%), pozwoliło to na zachowanie estetyki zdjęcia DSS i wzbogacenie go o informację zawartą na zdjęciu 2MASS. Interesują mnie wspomniane gwiazdy na zachód od STF 1685. Dodatkowo, w odległości 10" od ciemniejszej, znajduje się jeszcze inna o jasności około 15.1 mag. Ciekawe czy te gwiazdy mają ze sobą jakiś związek. Poniżej zdjęcie DSS z Aladina z naniesionymi informacjami z bazy danych Simbad, przede wszystkim ze strzałkami pokazującymi kierunki ruchów własnych gwiazd (ang.: proper motion). Tutaj niestety wkraczam na obszary, gdzie powinno się mieć odpowiednią wiedzą, której kompletnie nie posiadam, więc zostawię to tylko jako niezobowiązującą ciekawostkę. Na tę chwilę to niestety wszystko. Myślałem, że od razu opiszę obie noce, lecz po zapełnieniu w Wordzie prawie pięciu stron A4 odczuwam małe zmęczenie. Dam sobie parę dni odpoczynku i ze świeżą głową przystąpię do opisu drugiej nocy. Pozdrawiam, Wojtek

Bilans dwóch krótkich wieczorów, 2 i 4 maja, z refraktorem ED 80mm. Dobór gwiazd dość chaotyczny. Po dłuższej przerwie nie wiedziałem jaki dokładnie kawałek nieba mam do dyspozycji, więc w sobotę 2 maja Uranometrię zostawiłem na półce i zabrałem tylko The Cambridge Double Star Atlas (CDSA). Miałem jedynie na uwadze STF 1524 i przy okazji STF 1523 (Alula Borealis i Australis) - obiecałem Ewie, że się przyjrzę tej pierwszej. Niestety obie wchodzą w mój zasięg raczej późno, więc poczekam jeszcze z miesiąc. Niebo miejskie, Księżyc mniej więcej w pełni, seeing w sobotę bardzo dobry, w poniedziałek co najwyżej przeciętny. STF 681 [mag: 6.61+9.21; rho: 22".8], CDSA: mapa nr 3p,7l STT 104 [mag: 7.1+11.1; rho: 21".2], CDSA: brak Auriga / Woźnica 2 maja, g. 22:45 - 23:10. W sobotę po dłuższej chwili błądzenia po niebie, zatrzymałem się w końcu na Kapelli. Zajrzałem wtedy do CDSA i skierowałem się do najbliżej zaznaczonej gwiazdy podwójnej, czyli STF 681. Najpierw skorzystałem z mojego "szukacza" - Plössla 32mm dającego powiększenie 15x przy źrenicy 5,3mm - oba składniki dostrzegłem już w tym powiększeniu mimo jasnego tła (widać było jego błękit) i niemałej różnicy jasności składników wynoszącej 2.6m. Dzięki tej różnicy jasności układ był atrakcyjny w każdym powiększeniu. W najmniejszym powiększeniu B wydawał się niebieskawy, zapisałem, że był to możliwy wpływ jasnego tła. Około 20' na wschód dojrzałem dwie ciemniejsze gwiazdy, w tym jedną zerkaniem, zapisałem żeby sprawdzić czy jest to jakaś parka. Moje podejrzenie było błędne, ale nic straconego - okazało się, że jasna gwiazda, którą umieściłem na szkicu nieco dalej to STT 104, postanowiłem więc tam przy najbliższej okazji wrócić. 4 maja, około 21:30 i 22:00 - 22:20. Pogoda była niepewna, z południowego zachodu groziły jakieś chmury i wiało. Teleskop więc zacząłem wystawiać wcześnie - po godzinie 21. Mimo ciepłego wieczoru sprzęt wymagał chłodzenia, nie tyle teleskop, co pryzmat w kątówce - niewychłodzony wprowadza naprawdę dużo aberracji chromatycznej, zwłaszcza z tak jasnym obiektywem. Chyba mocno spragniony światła gwiazd wykorzystałem ten czas żeby sobie beztrosko poskakać po niebie, ale ze względu na "tęczową" Wenus, "pstrokatego" Jowisza i "cyrkowego" Kastora długo nie wytrzymałem i szybko skierowałem się do STT 104. Seeing był bardzo dobry, po namierzeniu gwiazdy od razu skorzystałem z dużego powiększenia. W kątówce umieściłem StarSplittera 3,4mm (141x) i mimo bardzo jasnego nieba i wbrew spodziewanemu brakowi rezultatu, po chwili zaczęła się wyłaniać delikatna igiełka, mniej więcej na południe od A. Patrząc na różnicę jasności między składnikami oraz jasność samego B, STT 104 wygląda na spore wyzwanie dla ED 80mm, więc efekt mnie bardzo zaskoczył. Na pół godziny wróciłem do domu. Po ponownym zajęciu miejsca przy teleskopie stwierdziłem, że seeing bardzo się pogorszył, nawet STF 681 stał się problematyczny. Już nie udało mi się znaleźć składnika B STT 104, nawet zacząłem się zastanawiać, czy wcześniej nie uległem jakiemuś złudzeniu? Prawdę mówiąc moje wątpliwości rosną z każdym dniem. Jeszcze co do składnika A - gwiazda w małym powiększeniu i odpowiednim skupieniu wydawała się lekko czerwona, w StarSplitterze 3,4mm była już wyraźnie czerwono-pomarańczowa. Z ciekawości zrobiłem małe porównaniu z Zoomem Naglera - ten niestety nie pokazał tak wyraźnie koloru, prawdę mówiąc był w nim bardzo ulotny, tak samo w krótszych Plösslach 8mm i 11mm. STF 1256 [mag: 8.73+10.62; rho: 28".1], CDSA: brak STF 1258 [mag: 7.72+7.87; rho: 10".1], CDSA: 3l, 4p, 8l Ursa Major / Wielka Niedźwiedzica 2 maja, g. 23:25 - 23:55. Po STF 681 w Woźnicy, chciałem coś wyżej nad horyzontem. Wyzerkałem jakąś gwiazdę - okazała się nią Talitha (jota UMa). Mimo, że w CDSA sama Talitha oznaczona jest jako podwójna, to jednak wybrałem oddaloną o około 2° na zachód STF 1258. Oba składniki w małym powiększeniu wydawały się raczej ciemne, ale dostrzegłem je i chwilami rozdzieliłem na włos już w powiększeniu 15x. Zapisałem, że składniki są niemal jednakowej jasności oraz opisałem jak wygląda otoczenie, po czym zacząłem przyglądać się układowi w różnych powiększeniach. Widok we wszystkich był przyjemny, ale najbardziej podobał mi się w okularze sferycznym 5mm (96x). Patrzyłem przez niego najdłużej mimo oczywistych trudności (AFoV 20° w tym użyteczna jedynie połowa). Jak zawsze po obserwacji sprawdziłem dokładniej czy okolica kryje jakieś niespodzianki - w polu szkicu znalazły się dwie, w tym jedna w moim zasięgu: STF 1256. Druga to ES 910 - jeżeli kiedyś sprawię sobie ED 140-150mm to może spróbuję się z nią zmierzyć (9.3+13.8; 8".3). 4 maja, 22:40 - 23:00. Wróciłem, żeby odnaleźć STF 1256, a dokładniej - składnik B. Zapisałem, że różnica jasności znacząca przy jasności B=10.62, zwłaszcza dla 80ED w takich warunkach seeingowych. B znalazłem zerkaniem w Plösslu 8mm (60x), następnie 11mm (43x). Po ustaleniu położenia stawał się coraz łatwiejszy w widzeniu na wprost. Separacja wydawała się około dwukrotnie większa niż w STF 1258 - w rzeczywistości jest prawie trzykrotnie większa. STF 946 [mag: 7.3+9.11; rho: 3".9], CDSA: 3l STF 948 [mag: 5.44+6+7.05+10.5; rho: 1".9/8".5/171".9], CDSA: 3l Lynx / Ryś 4 maja, 22:40 - 23:00. Na tę noc zaplanowałem sobie również coś zupełnie nowego. Wstępnie brałem pod uwagę dwa obszary, jeden w Woźnicy i drugi w Rysiu. Ostatecznie wybrałem drugą opcję i trafiłem w dziesiątkę. STF 946 i 948 to bardzo ciasne i jasne układy, położone blisko siebie. Moje notatki: "Całą uwagę przykuwa STF 948, C widoczny już w Plösslu 20mm (24x), AB zaczyna wyglądać jak wydłużona gwiazda w 60x. Seeing bardzo przeszkadza, AB chwilami rozdzielone w 160x (NZ 3mm), czasami nawet w 120x! B wydaje sie być podobnej jasności, co C, może odrobinę jaśniejszy" - tutaj zacząłem zadawać sobie pytania: to podobnie jasny, czy jaśniejszy? Jak bardzo jaśniejszy? Po dodatkowych dwóch minutach przyglądania się gwiazdom, w trakcie których seeing kilkanaście razy pozwolił rozdzielić składniki, dopisałem w nawiasie: "(może nawet o 1 mag)." - faktycznie różnica wynosi 1.05 mag. Nie mam doświadczenia w ocenianiu jasności gwiazd, więc to całkiem niezły ślepy traf. "STF 946 - spora różnica jasności, seeing bardzo utrudnia dostrzeżenie B, w spokojniejszych momentach bardzo dobrze widoczny w 60x." Jeszcze nigdy tym refraktorem nie rozdzieliłem układu poniżej 2", ba, dotychczas rekordem był chyba STF 1938 BaBb - Alkalurops - 2".3. Nie mogę się doczekać, aż STF 1523 - Alula Australis (1"6.) - będzie w moim zasięgu Składniki ABC STF 948 są powiązane grawitacyjnie. Pozdrawiam, Wojtek PS: Może jeszcze jedno. Na początku do szkicowania i zapisywania notatek używałem schematu Jeremy'ego Pereza (czwarty od góry). Modyfikowałem go chyba kilkanaście razy, nie pasowały mi zwłaszcza cztery wąskie linie na notatki i kilka innych zbędnych rzeczy. W końcu stworzyłem coś pod własne potrzeby z większymi okręgami (90mm) i z markerami co 45° oraz z nieco powiększonym obszarem pod słowotok (dwie strony: po obserwacjach często dopisuję uwagi i warte odnotowania informacje na przyszłość). Najlepiej wydrukować na offsecie 130g. (Przeczuwam, że w najbliższym czasie dokonam kolejnej modyfikacji.) Double_3x_pion_20-11-2014_krzywe.pdf

Porządkowanie notatek zmusiło mnie do ponownej zabawy z zamieszczonymi szkicami i ujednolicenia ich. Myślę, że w końcu znalazłem odpowiednią formę ich prezentacji, zwłaszcza jeżeli chodzi o rozmiar i ilość zawartych informacji. Poprawiłem też kilka błędów, które mi się gdzieniegdzie przydarzyły. Żeby bardziej uzasadnić nowy wątek przygotowałem też opis kilku wcześniej nieprezentowanych układów, głównie wyniki obserwacji z refraktora ED 3.1" (Meade 80mm), z którego nie miałem okazji korzystać już od półtora roku. Szkice prezentuję w dwukrotnie mniejszej rozdzielczości od tej, w której je przygotowuję, więc żeby układy odpowiednio się prezentowały, robię "cropy" w pierwotnym rozmiarze i umieszczam je po lewej stronie. Na szkicu zaznaczam dany rejon ciemną kreskowaną ramką. Do nowych szkiców zamieszczam krótki opis, do już prezentowanych dołączam odnośnik do odpowiedniego tematu i ewentualnie komentarz. Niecierpliwym podpowiem, że niezamieszczone wcześniej wyniki obserwacji znajdują się na początku (trzy po kolei) i na samym końcu (jeden). Krótka legenda: Boczne mapki przedstawiają dwa widoki: bardziej ogólny (z programu Guide 9), z gwiazdami do około 6 mag, oraz szczegółowy (Cartes du Ciel z katalogiem gwiazd UCAC 4) - zasięg około 10 mag przy szkicach z refraktora 80mm, lub około 11mag dla 120mm. Na mapie Guide 9 szarym prostokątem zaznaczyłem pole mapy z CdC. Na mapie CdC kółkiem zaznaczone jest pole widoczne na szkicu. W prawym górnym "rogu" szkicu na czarnym tle wymieniam nazwy wszystkich widocznych układów. Jeżeli któregoś nie udało mi się "zaliczyć", obojętnie z jakiego powodu (zbyt mała separacja, za ciemny któryś ze składników, niewiedza podczas obserwacji o istnieniu układu przez co nie szukałem ciemniejszego towarzysza, etc) wtedy jego nazwę oznaczam ciemniejszym kolorem - przykładem może być drugi szkic i układ CHR 190. Szkice w kolejności od najstarszych: 5/6 maja 2013r. STF 1188 [mag: 8.71+9.34; rho: 16.5"] Cancer / Rak refraktor ED 80mm gwiazdy najpierw zauważyłem w powiększeniu 60x (Plössl 8mm) jako przecinek. Po krótkiej chwili potrzebnej na akomodację wzroku wyraźnie się rozdzieliły. Po zmniejszeniu powiększenia do 32x (Plössl 15mm) również były doskonale widoczne. Udało się rozdzielić również w powiększeniu 19x (ortoskop 25mm). Nie pamiętam, ani nie zapisałem czy było to trudne, czy nie. Pole szkicu wykonanego przy pomocy Plössla 15mm powinno mieć około 92' średnicy, niestety nie zachowałem proporcji i realnie wyszło mi około 85'. 5/6 maja 2013r. STF 1187 [mag: 7.19+7.98; rho: 3.1"] Cancer / Rak refraktor ED 80mm składniki wyraźnie rozdzielone w 60x (Pl 8mm). Przerwa pomiędzy gwiazdami wielkości jaśniejszego krążka dyfrakcyjnego. Składnik A delikatnie niebieski, B delikatnie czerwony. Kolor oceniłem w powiększeniu 150x (Pl 8mm z Powermate 2.5x) 5/6 maja 2013r. STF 1212 [mag: 8.63+10.1; rho: 5.5"] Cancer / Rak refraktor ED 80mm tutaj miałem problemy. Jak wcześniej nie znałem separacji, ale różnica jasności składników zwiększyła znacznie poziom trudności i długo szukałem B. Zapisałem, że "składnik B chwilami być może widoczny w powiększeniach 60x i 150x". Naniesioną w szkicu pozycję gwiazdy dodatkowo ozdobiłem znakiem zapytania i zanotowałem, żeby sprawdzić kąt pozycyjny oraz powtórzyć obserwację na ciemniejszym niebie. Obserwacji nie powtórzyłem, lecz kąt sprawdziłem kilka dni temu - zgadza się. 7/8 lipca 2013r. STF 1830, 1831 Ursa Majoris / Wielka Niedźwiedzica refraktor ED 120mm [odnośnik do opisu] wątpliwości co do składnika D nadal wymagają wyjaśnienia. 7/8 lipca 2013r. STF 1878, 1882 (oraz STI 769) Draco / Smok refraktor ED 120mm [odnośnik do opisu] STF 1882 to jeden z moich ulubionych układów, chętnie tu wrócę, również żeby zapoznać się z STI 769. 7/8 lipca 2013r. STF 1976 Draco / Smok refraktor ED 120mm [odnośnik do opisu] tutaj również się nie popisałem i nie zachowałem proporcji, szkic powinien obejmować około 50', w rzeczywistości jest około 58'. 8/9 lipca 2013r. STF 1984, AG 199 Draco / Smok refraktor ED 120mm [odnośnik do opisu] atrakcyjne double-double... chociaż powinno być triple-double. Muszę tu kiedyś wrócić i poszukać składnik C układu STF 1984. 9/10 lipca 2013r. STF 1888, ARN 11, 12 Bootes / Wolarz refraktor ED 120mm [odnośnik do opisu] jasność składnika D to zagadka. Prawdopodobnie wartość 9.6 mag podana w bazie WDS jest błędna. Na zdjęciach DSS jest znacznie ciemniejsza, CdC podaje około 11.7 mag 9/10 lipca 2013r. STFA 28, STF 1938 Bootes / Wolarz refraktor ED 120mm [odnośnik do opisu] układ, do którego mam duży sentyment, ale nie planuję powrotu 9/10 lipca 2013r. STT 298, STF 1938 Bootes / Wolarz refraktor ED 120mm [odnośnik do opisu] 30 maja / 1 czerwca 2014r. STF 319, 344 Cepheus / Cefeusz refraktor ED 120mm [odnośnik do opisu] 4/5 czerwca 2014r. STF 1410, GUI 14 Ursa Minor / Mała Niedźwiedzica refraktor ED 120mm [odnośnik do opisu] 6/7 czerwca 2014r. STF 555 (oraz MLR 490] Cepheus / Cefeusz refraktor ED 120mm [odnośnik do opisu] koniecznie muszę wrócić i spróbować sił z MLR 490! 2/3 lipca 2014r. STF 695, PKO 6 (oraz MLR 492] Camelopardalis / Żyrafa refraktor ED 120mm [odnośnik do opisu] o tym miejscu długo nie zapomnę. STF 695 - wymagająca dobrych warunków potrójna; PKO 6 - zaskakująco trudna podwójna i jeszcze MLR 492, do której chciałbym kiedyś podejść. Wg danych powinna być bardzo podobna do MLR 490. Szkic względem zamieszczonego tydzień temu poprawiłem - wdał mi się poważny błąd w rozmieszczeniu składników BC układu STF 695. 4/5 października 2014r. STF 519, GUI 5, STF 521, S 445, ES 2604 NGC 1545 Perseus / Perseusz refraktor ED 120mm długo się zastanawiałem czy to zamieścić. Układy gwiazd wewnątrz gromad gwiazdowych są po prostu ich częścią i same z siebie nie są efektowne ani szczególnie ciekawe. Chyba, że są ciasne i wymagające. Zdecydowałem się to pokazać ze względu na STF 521 - dwie jasny gwiazdy oddalone od siebie o zaledwie 2". Szkic wykadrowałem tak, żeby zmieścić dwie z trzech jasnych gwiazd otaczających gromadę od południowego wschodu, południowego zachodu i od zachodu. Na szkicu są dwie pierwsze, a STF 521 to ta od południowego wschodu (na dole szkicu). Wiedziałem, że są tu jakieś dwa układy, ale nie wiedziałem gdzie konkretnie i ich nie szukałem z powodu wymienionego w drugim zdaniu. Południowo wschodnią gwiazdę trzymałem cały czas mniej więcej przy krawędzi pola widzenia, czasami "spływała" w okolice środka. Poza okularem ortoskopowym 12mm dającym powiększenie 75x, korzystałem tutaj też z Naglera 7mm dającym niewiele większe prawdziwe pole widzenia, ale za to przy powiększeniu 128x. Nie pamiętam już w którym okularze południowo wschodnia gwiazda zaczęła iskrzyć w lewą stronę. Chwilami jej się przyglądałem i miejscami wydawało mi się, że dostrzegam tam "coś jeszcze", zaznaczyłem orientację na szkicu i wróciłem do gromady. Brałem tez pod uwagę, że widziałem po prostu objaw astygmatyzmu od jasnej gwiazdy (raczej nie obserwowałem jej w centrum pola widzenia okularu). Co do samej gromady, to obserwacje nie były udane. Można je nazwać "rozpaczliwymi" ze względu na Księżyc który znajdował się blisko pełni i niemiłosiernie zalewał niebo światłem. Poza tym Perseusz był blisko zenitu, a ja nie wysunąłem nóg statywu na wystarczającą wysokość, obserwacje były więc niewygodne. Z tego powodu stosowałem raczej średnie powiększenia - do 150x (ortoskop 6mm). Bez możliwości stosowania mniejszych źrenic wyjściowych miałem bardzo ograniczony zasięg - najciemniejsza zaznaczona gwiazda ledwo przekracza 13 mag. Gromada ładnie kontrastuje z pobliską NGC 1528. W małym powiększeniu 25x i w polu widzenia Eudiascopica 35mm mieściły się obie. Podczas gdy NGC 1528 iskrzyła mrowiem podobnych średnio ciemnych gwiazd, NGC 1545 mniej chętnie ukazywała swoje skarby - widocznych było kilka jasnych gwiazd (zwłaszcza trzy dominujące w centrum), oraz kilka ciemniejszych. NGC 1545 bardzo zyskuje w dużym powiększeniu i w szerokim kącie widzenia. W Naglerze 7mm była cudna. Lepsze warunki pozwolą ją docenić w mniejszym powiększeniu, przy większych źrenicach wyjściowych. To praktycznie wszystko. Jeszcze 5-10 lat i może będzie sens zakładać własną stronę :lol: Pozdrawiam, Wojtek

W temacie z 18 lutego br. o gwieździe GSC 04369-00653 (AUID 000-BLG-628) w gwiazdozbiorze Żyrafy (do poczytania TUTAJ), która okazała się gwiazdą zmienną typu EW, wspomniałem na końcu, że mam kolejną kandydatkę do głębszej analizy, tym razem znacznie słabszą (około 15,0-15,5 Vmag). Poświęciłem jej kilka kolejnych wieczorów, uzyskując sporą ilość materiału fotometrycznego. W analizie wyników pomiarów pomagał mi Maciek Mącidym, którego pomoc okazała się szczególnie cenna przy przekopywaniu się przez wszystkie znane katalogi w poszukiwaniu informacji na temat gwiazdy. Ale po jakimś czasie z różnych powodów odłożyłem sprawę na bok. Dopiero niedawno moje myśli znów zaczęły do niej wracać. Przełom nastąpił w sobotę 29 listopada, kiedy to zapowiadała się pogodna noc, a Łukasz (WilkFenris) zapowiedział swoją wizytę obserwacyjną u mnie. Zmobilizowało mnie to trochę i postanowiłem odkurzyć starą sprawę, efektem czego była ponad 5-godzinna sesja fotometryczna gwiazdy USNO-B1.0 1625-0079152. Ku mojemu zdziwieniu okazało się, że po tych kilku miesiącach przerwy sobotnie pomiary ładnie nakładają się na wykres uzyskany na początku roku. Sądziłem, że będą potrzebne jakieś małe korekty w obliczonym pierwotnie okresie, ale dane pasowały niemal idealnie. Zachęcony tym wynikiem postanowiłem przygotować zgłoszenie do International Variable Star Index. Formalności dopełniłem 1 grudnia i już po kilku godzinach otrzymałem odpowiedź o treści: ?Dear Krzysztof Kida, Congratulations! Your submission to VSX of the new variable star 'USNO-B1.0 1625-0079152' has been reviewed by a moderator and APPROVED. The data from this submission is now available from the public database. In addition, an AAVSO Unique Identifier (AUID) of 000-BLL-209 has been assigned to the star, and may be used when submitting observations. Your assistance in making VSX a better tool is much appreciated. Clear skies, VSX Administration? Pierwsza myśl: ale, że jak? tak szybko? bez żadnych uwag? bez poprawek? Przy pierwszym zgłoszeniu nie było tak łatwo. ;) To chyba doświadczenia związane z moją pierwszą gwiazdą sprawiły, że drugie zgłoszenie było dopracowane w najmniejszych szczegółach. Doszedłem do wniosku, że w gruncie rzeczy sprawa nie jest taka skomplikowana jak mi się wydawało na początku. A najlepsze jest to, że nie trzeba działać pod presją czasu, bo przecież jakie są szanse, że ktoś inny w tym czasie spośród milionów na całym niebie wyłuska akurat ?moją? gwiazdę o jasności poniżej 15 mag? :D Ciekawe jest to, że USNO-B1.0 1625-0079152 znajduje się w tym samym polu co NQ Cam i GSC 04369-00653. A więc obserwując znaną gwiazdę zmienną przy użyciu budżetowej kamery Orion Starshoot DSMI II z niewielkim chipem, która dla wielu astro fotografów nie miałaby żadnej wartości ;) udało mi się w jednym polu znaleźć dwie nieznane gwiazdy zmienne, układy zaćmieniowe typu EW, czyli ciasne układy podwójne wykazujący wzajemne zaćmienia składników. Taką właśnie astronomię kocham :) A oto pole obserwacyjne z wszystkimi bohaterkami moich ostatnich zmagań: Link do gwiazdy w bazie VSX: http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=399857 No i wykres jasności z ponad 1300 moich pomiarów (każdy kolor to inna sesja obserwacyjna). A teraz czas skierować teleskop w kolejne obszary nieba, które jak widać skrywają przed nami jeszcze wiele tajemnic. :) Pozdrawiam Krzysztof Kida

Akt I 6/7.06.2014, 01:40 - 02:25, seeing raz średni, raz słaby, jasne niebo, wiatr nie mocny, ale odczuwalny STF 695 AB / rho 10".6 / theta 160 / mag 9.02, 9.68 STF 695 BC / rho 2".2 / theta 173 / mag 9.68, 10.46 PKO 6 AB / rho 5".1 / theta 294 / mag 10.75, 11.3 Za te układy zabrałem się o późnej porze, bo wcześniej obserwowałem okolice STF 555 w Cefeuszu, nie miałem więc dużo czasu na obserwacje i wykonanie szkicu. Warunki też nie pozwoliły mi na wiele. STF 695 AB, rozdzieliłem bez problemu w powiększeniu 28x Plösslem 32mm i to w zasadzie jedyny sukces. Ciaśniejszej pary BC już nie udało mi się rozdzielić, nie widziałem chyba nawet nic co by wskazywało na ich podwójną naturę, strasznie się miotały na seeingu. Parę PKO 6 tworzą gwiazdy o jasności około 11mag, więc musiałem ją najpierw nanieść w atlasie. Niestety w pobliżu znajduje się kilka innych podobnie świecących słońc, przez co nie byłem w stanie dokładnie zlokalizować układu w okularze, a warunki uniemożliwiły mi dostrzeżenie ciemniejszego towarzysza. Na szkicu na koniec zaznaczyłem kandydata, ale ze znakiem zapytania, bo bardzo powątpiewałem w tę lokalizację. Wątpliwości potwierdziły się po obserwacjach, które musiałem zakończyć, kiedy zaczęło robić się jasno. Szkic niedokończony, gwiazdy nierozdzielone - dlatego od razu postanowiłem, że podejdę do wszystkiego raz jeszcze i wykonam nowy szkic. Ale załączam ten, który zdążyłem wtedy wykonać, lecz bez żadnego retuszu. STF 695 znajduje się w centrum. --- Akt II 2/3.07.2014, 00:05 - 01:32, seeing dobry, chwilami nawet bardzo dobry, jasne niebo, dobra przejrzystość powietrza, wiatru w zasadzie brak STF 695 AB / rho 10".6 / theta 160 / mag 9.02, 9.68 STF 695 BC / rho 2".2 / theta 173 / mag 9.68, 10.46 PKO 6 AB / rho 5".1 / theta 294 / mag 10.75, 11.3 pod koniec na scenie pojawiają się jeszcze: MLR 492 AB / rho 1".3 / theta 125 / mag 10.47, 10.5 TDS 3276 AB / rho 0".6 / theta 265 / mag 11.57, 12.01 Długo przyszło mi czekać na kolejne podejście, w ciągu następnych dwudziestu kilku dni, na obserwacje mogłem poświęcić około dziesięciu nocek. Za każdym razem jednak pogoda psuła się w ostatniej chwili, lub też była zepsuta od dłuższego czasu. W końcu się udało i to szczęśliwie, bo trafiłem na warunki, które można ocenić jako bardzo dobre. Jedyną odczuwalną trudnością, na którą narzekałem, była kondycja mojego wzroku, zmęczonego ośmiogodzinnym wpatrywaniem się w monitor w pracy, którą zakończyłem niedługo wcześniej. STF 695 AB były oczywiście widoczne jeszcze lepiej niż wcześniej - stabilniej. Za to parę BC zacząłem dostrzegać w powiększeniu 60x w formie przecinka (za pierwszym podejściem, nawet tego nie zarejestrowałem), następnie od razu przeszedłem do powiększeń 112x i 150x, gdzie składniki były najlepiej widoczne. Większe powiększenia za bardzo ściemniały krążki dyfrakcyjne, przez co układ nie wyglądał już tak efektownie. Następnie zszedłem z powiększeniem do 82x (Plössl 11mm) i to był strzał w dziesiątkę - tutaj miałem najlepszy balans między jasnością tła, jasnością gwiazd oraz ich separacją. Widok przepiękny, bezwzględnie wymagający dobrych warunków atmosferycznych. Później ponownie podszedłem do BC w powiększeniu 60x - nadal był to twór podobny do przecinka, ale tym razem odnosiłem delikatne, ulotne wrażenie, że dostrzegam oba składniki osobno Po chwilowym użyciu "ściemniacza", czyli zooma 3-6mm, powrót do Plössli 8mm i 11mm (nie wspominając już o dłuższych ogniskowych) nieprzyjemnie uświadomił mi fakt jak jasne jest niebo, na szczęście przejrzystość skutecznie to rekompensowała. Tym razem wiedziałem już gdzie dokładnie znajduje się PKO 6, nie działałem więc "na czuja", tylko od razu przystąpiłem do "rozbiórki". Łatwo nie było. Mimo, że ta para jest dwa i pół raza luźniejsza od STF 695 BC, to jednak sprawiła mi znacznie więcej problemów. Ich różnica jasności wynosi zaledwie 0.55 mag, lecz wzajemna bliskość sprawia, że B jest naprawdę wymagająca i sprawia wrażenie jakby była ciemniejsza o kolejne 2 mag. Po bezowocnych kilkuminutowych próbach, w końcu wyłuskałem ciemniejszą gwiazdę w Plösslu 8mm (112x), ale zawsze tylko na chwilę, przez co ponownie musiałem na nią polować. Najlepsze efekty uzyskiwałem korzystając z "aktywnego zerkania" - tak na własny użytek nazwałem technikę, polegającą na szybkiej zmianie położenia oka, naprzemiennie, co około 2 sekundy: najpierw zerkanie w odległości około 10° na prawo od układu, następnie spoglądanie w najbliższe otoczenie gwiazdy (ale nie na samą gwiazdę!; najlepiej sprawdzało się miejsce na prawo i nieco poniżej). Po każdorazowej sekwencji kilku, a czasem kilkunastu zmianach położenia oka, składnik B nagle wyskakiwał powyżej składnika A w komfortowej odległości, wtedy wzrok przenosiłem na niego i udawało mi się go dostrzegać przez czas od dwóch do pięciu sekund. Po jego utracie gonitwa zaczynała się od nowa. Jest to lekko zmodyfikowana technika "foveal coaxing" opisana na handprint.com (pod koniec strony, najlepiej kliknąć CTRL+F i wyszukać po nazwie); moja modyfikacja polega na tym, że przeskakuję tylko pomiędzy dwoma punktami i unikam patrzenia na gwiazdę - akurat w tym wypadku lepiej to działało. W Zoomie w powiększeniach 150x i 180x, dzięki przygaszonemu tłu, główna gwiazda wydawała się mocniej świecić, ale ciężej było dostrzec towarzysza, udało mi się to tylko kilkukrotnie i to na króciutkie chwile. W Plösslu 11mm udała mi się ta sztuka tylko raz lub dwa. W końcu uznałem, że nic więcej nie wycisnę i zmieniłem okular na Plössla 15mm (60x) żeby zacząć szkicować. I tutaj widok tak mnie zaskoczył, że w notatkach opatrzyłem tę uwagę wykrzyknikiem. Aż mnie zatkało, bo Składnik B był doskonale widoczny, świecił pięknie i mocno zaraz obok głównej gwiazdy, dwie wspaniałe jasne tarczki, dostrzegalne łatwo i cały czas. Wcześniej, kiedy przyglądałem się okolicy w tym powiększeniu, to niczego nie dostrzegłem, później, kiedy już wiedziałem gdzie B się znajduje, dostrzeżenie jej nie było wyzwaniem, tylko przyjemnością i oczywistością. Interesujący jest związek między jasnością tła i składników oraz ich różnicą jasności i separacją. Każde takie doświadczenie jest na wagę złota i jak przyjdzie mi być pod ciemnym niebem, koniecznie sprawdzę dostrzegalność obu układów w różnych powiększeniach. Na szkicu zdążyłem zaznaczyć jaśniejsze gwiazdy do około 11.5 mag oraz w dwóch miejscach ciemniejsze - około 12.5 mag, kiedy od strony zachodniej i północno-zachodniej cichaczem napłynęła gęsta ściana chmur. Z jednej strony (tej rozsądniejszej) ucieszyłem się, bo w końcu po południu czekała mnie praca i trzeba było się wyspać, z drugiej, wiedziałem, że czeka mnie kolejne podejście i uzupełnienie szkicu ogólnego, oraz wykonanie dwóch uzupełniających z oboma układami widocznymi w większym powiększeniu. Prezentuję tylko szkic, który udało mi się wykonać, również bez żadnej ingerencji. Zostanie jeszcze uzupełniony i zmodyfikowany podczas następnych obserwacji, jakieś gwiazdy może wymażę i naniosę ponownie w odpowiedniejszych pozycjach. Kiedy całość uznam za zakończoną, wykonam zwyczajową kartę. Po obserwacjach dokładniej przeanalizowałem pole, które objąłem na szkicu Plösslem 20mm i odkryłem jeszcze dwa inne układy: bardzo ciasny TDS 3276, na który rzucę okiem, próbując dostrzec chociaż owal (choć może mnie zaskoczy, od momentu odkrycia w 1991 roku, nie był później mierzony), oraz MLR 492 o separacji 1".3, który wydaje się być obiecujący ze względu na niemal identyczną jasność obu składników. Oczywiście w obu przypadkach niezbędne są bardzo dobre warunki seeingowe, na które bardzo liczę (specjalnie z tego względu nie szaleję z astro-zakupami ;)). Na koniec jeszcze prezentuję zdjęcie z zasobów DSS, o podobnym polu widzenia w stosunku do szkiców, na którym oznaczyłem wszystkie cztery układy: --- Akt III ??.??.2014...