Znajdź zawartość

Perła Cefeusza- jedna z najpiękniejszych mgławic planetarnych- DeHt 5 / PK 111 + 11.1 wraz z pobliską pozostałością po supernowej- SNR 110.3+11.3. Materiał i gotowe zdjęcie trochę leżało. Zrobiłem sobie pauzę, aby nieco poprawić warsztat i dokształcić się. Obróbka była ciężka, ale pouczająca. Opis jeszcze bardziej. Ha nazbierałem prawie dwa razy więcej niż planowałem, ponieważ chciałem rozsądnie pokazać SNR, który jest ciemną strukturą, i złapać jak najwięcej ogona DeHt5, który jest jeszcze ciemniejszy. OIII także nazbierałem dwa razy więcej niż planowałem. Żeby kadr się estetycznie udał, tlenowe serce mgławicy musiało się rzucać w oczy. Jestem bardzo zadowolony z dynamiki- w tym wypadku chodzi mi o wrażenie, jakby mgławica była stop-klatką z eksplozji. Focia: Ha: OIII (zwróćcie uwagę na ślady OIII w SNR): CZASY Zacząłem 01.06.2023, skończyłem 05.09.2023. Materiał zbierany latem, z mojego podwórka w Górach Świętokrzyskich w ilości 60,5 g. OIII: 245 x 300s – 20,4g Ha: 463 x 300s – 38,6g RGB: 1,5 godziny. SPRZĘT Teleskop: SkyWatcher Maksutov-Newtonian MN190, 190/1000 mm Kamera: ASI1600MMP, Filtry: Antlia Ha 3nm, Antlia OIII 3nm, Astronomik DeepSky RGB Montaż: SkyWatcher EQ6PRO Guider: SvBony 240mm, ASI120MM mini, Akcesoria: ZWO EFW, ZWO EAF, ASIAir V1 WORKFLOW 1. DynamicCrop, 2. BlurXterminator, 3. StarXterminator, 4. DynamicBackgroundExtraction, Rozdzieliłem pliki przeznaczone na kolor i L. LUM: 1. NoiseXterminator, delikatnie, 2. Połączenie Ha i OIII w Pixelmath (a*(1-(1-OIII)*(1-HA)) + (1-a)*HA), „a” dobierane na oko, 3. Rozciągnięte wstępnie EZSoftStretch, dokończone GHS, RGB: 1. NoiseXterminator, solidna dawka, 2. Zmontowanie dwóch różnych wariantów kolorystycznych w PixelMath i pomieszanie ich do smaku, 3. Rozciągnięcie Ha i OIII za pomocą HistogramTransformation z ustawieniami jak w STF, LRGB: 1. LRGBCombination, suwaki „Lightness” i „Saturation” odpowiednio dostosowane, 2. Lekka aplikacja Topaz Denoise (z maskami, bez "wyostrzania"), Niekończąca się praca nad kolorami, kontrastem, zarówno w Pixie jak i w PS, z zastosowaniem różnych masek i narzędzi… Gwiazdki: 1. Przygotowanie dwóch wersji w PIX, za pomocą BlurXterminatora- jedna z parametrem „halo” na 0.00, druga na maksimum. 2. SPCC, 3. Rozciągnięte za pomocą GHS, 4. StarXterminator, 5. Wrzucone do PS obydwie wersje, skorygowane kolory, nasycenie, kosmetyka. 6. Mieszanie obydwu wersji poprzez nałożenie wersji z max halo na wersję bez halo funkcją „lighten” i regulacja krycia suwakiem. *************************************************** Wspominałem, że się nieco dokształciłem? Jedziemy! *************************************************** Cykl życia mgławicy DeHt 5 A. Gwiazda centralna, właściwości, położenie, orbita Jest to WD 2218+706. Mała, głęboko niebieska gwiazda w centrum mgławicy. Obecnie biały karzeł. Znajduje się w środku „trójkąta” w Cefeuszu, w odległości ok. 1200 lat świetlnych, w bliskim sąsiedztwie VDB 152. Typ widmowy- niepospolity i tajemniczy DAe [do poczytania: https://arxiv.org/pdf/2307.09186.pdf] Temperatura: ~76500 K Masa: ~0,57 M⊙ (mas Słońca) Gwiazda, a więc i główna masa mgławicy porusza się z prędkością ~59 km/s przez ośrodek międzygwiazdowy. Orbita gwiazdy mieści się w tzw. cienkim dysku Drogi Mlecznej, a więc bardzo blisko jej płaszczyzny. Źródło: Faraday Rotation in the Tail of the Planetary Nebula DeHt 5, R. R. Ransom, R. Kothes, M. Wolleben, T. L. Landecker, https://doi.org/10.48550/arXiv.1009.3284 B. Interakcja z ośrodkiem międzygwiazdowym Gwiazda i mgławica pędzą z prędkością ~59 km/s względem ośrodka międzygwiazdowego (ISM). Skutkuje to powstaniem struktury bow-shock przed mgławicą. Nie widzimy tutaj czegoś podobnego do HFG 1, ponieważ DeHt5 porusza się w dużej mierze w naszą stronę- widzimy ją trochę z przodu, trochę z boku i jest bardzo starą mgławicą, której struktura na skutek oddziaływania z ISM została znacznie zaburzona. Interakcja z ISM rozpoczęła się, zanim jeszcze pojawiła się mgławica planetarna (PN) a gwiazda zmieniła się w białego karła (WD), być może już ~200 – 250 tysięcy lat temu. Gwiazda przypominająca niegdyś nasze Słońce kończyła przedostatni etap swojego cyklu życia- gwiazdy na asymptotycznej gałęzi olbrzymów diagramu Hertzsprunga-Russella (ostatnim etapem jest WD- obecnie). C. Dwa ogony– dwie fazy w życiu mgławicy i jej gwiazdy centralnej 1. Faza AGB Po wyczerpaniu wodorowego paliwa w jądrze, gwiazdy zbliżone masą do naszego Słońca puchną, stają się czerwonymi olbrzymami i zwiększają swoją jasność wielokrotnie. Koniec fazy AGB charakteryzuje się znaczną utratą masy przez gwiazdę w postaci poruszającego się z umiarkowaną prędkością, ale niezwykle masywnego wiatru gwiazdowego. Ten wiatr w końcu fazy AGB jest zapewne źródłem pierwszego z dwóch ogonów mgławicy, gdy utracona masa weszła w pierwsze obserwowalne obecnie interakcje z ISM. W przypadku wielu PN właśnie ta faza skutkuje powstaniem rozległych otoczek / halo o bardzo niewielkiej jasności i/lub rozproszonych ogonów. Dobrym przykładem jest Sh2-200 i jej ogromne wodorowe halo (nieczęsto fotografowana struktura, którą za jakiś czas pokażę). 2. Faza WD (białego karła) i mgławicy planetarnej (PN) Kończąc fazę AGB, gwiazda odrzuca zewnętrzną powłokę- jest to duża ilość gorącej, zjonizowanej, szybko poruszającej się materii – właściwa PN. Pozostaje niezwykle skompresowane, gorące i jasne jądro- biały karzeł, który emituje intensywne promieniowanie UV (czasami nawet X, jak w przypadku gwiazdy centralnej MWP 1), jonizujące pobliską materię. W większości wypadków młoda PN jest o wiele gęstsza od otaczającego ISM i może się szybko poruszać- jak i w tym wypadku. Taki obiekt pozostawia za sobą ślad- ogon, który może składać się z materii z ISM, pozostałości wiatru z fazy AGB a także materii z samej PN. Jego kształt, długość, trwałość zależą od wielu czynników- prędkości PN w ISM, gęstości ISM, pól magnetycznych, gęstości samej PN, etc. Ewolucja PN i materii, którą napotyka po drodze może wyglądać na przykład tak: Jest to symulacja dla obiektu poruszającego się z prędkością 50km/s względem ISM. Oczywiście nie przystaje całkowicie to DeHt5, która jest starsza niż 30 000 lat (panel d) i porusza się szybciej. Ale pokazuje zaburzenie i rozkład pierwotnej struktury i powstawanie ogona. Źródło: The interaction of planetary nebulae and their asymptotic giant branch progenitors with the interstellar medium, C. J. Wareing,1,2, Albert A. Zijlstra1, and T. J. O’Brien1, https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2007.12459.x ************************* Aby zrozumieć w jaki sposób wykryto praktycznie niewidoczne ogony mgławicy i dlaczego jest ona istotna z naukowego punktu widzenia- jako przykład oddziaływania PN z polami magnetycznymi w ISM, muszę przynudzić o dwóch kwestiach- polach magnetycznych w ISM i efekcie Faradaya. Jesteście jeszcze na pokładzie? Zapraszam: ************************* D. Pola magnetyczne w ośrodku międzygwiazdowym ISM to materia i promieniowanie, które wypełnia przestrzeń między gwiazdami w galaktyce. Nie chodzi tu o mgławice, czy też nie tylko o mgławice. Próżnia nie jest aż taka pusta, choć gęstość materii w wielu miejscach w galaktyce jest niższa niż w najlepszych komorach próżniowych. Są to atomy neutralne i zjonizowane, pył, promieniowanie kosmiczne, ale także pola magnetyczne, które są wykrywalne zarówno w mniejszych skalach jak i w największych- tzw. galaktyczne pola magnetyczne. Mgławice planetarne poruszające się względem tych pól magnetycznych i ISM, będą z nimi oddziaływać. Może to skutkować zmianami w strukturze mgławicy, przyjmującej postać pasków/fal, jak np. w Sh2-216, Sh2-200 (wkrótce na ten temat zdjęcie i rozprawka), PuWe-1 (zbieram materiał od zeszłego roku), gdyż obecność pola magnetycznego wpływa na ruch zjonizowanego gazu. Ale zjonizowana kula materii także wpływa na linie pola magnetycznego, zniekształcając je, co ilustruje DeHt5. I to zjawisko pozwala wykryć jej normalnie niewidoczne ogony. Źródło: Theory of the Interaction of Planetary Nebulae with the Interstellar Medium, Ruth Dgani, https://doi.org/10.48550/arXiv.astro-ph/0001004 E. Efekt Faradaya (zjawisko Faradaya / zjawisko magnetooptyczne) Efekt polega na obrocie płaszczyzny polaryzacji światła spolaryzowanego liniowo podczas przechodzenia tego światła przez pole magnetyczne. „Naocznie” działa to tak: β – kąt skręcenia B – indukcja magnetyczna w kierunku propagacji światła d – długość na jakiej światło oddziałuje z polem magnetycznym V – stała Verdeta – nie ma zastosowania w przypadku ośrodka międzygwiazdowego, a więc w tym przypadku (liczy się orientacja pól i gęstość swobodnych elektronów, które decydują o natężeniu efektu). Źródło: https://en.wikipedia.org/wiki/Faraday_effect Efekt Faradaya jest ważnym narzędziem dla astronomów. Pomiary polarymetryczne, które pozwalają uwidocznić obecność i parametry pola magnetycznego poprzez badanie polaryzacji światła są bardzo czułe. Zdecydowanie czulsze od prostych pomiarów optycznych- pozwalają pokazać obecność struktur niezwykle trudnych do odkrycia optycznie, o ile są związane z polami magnetycznymi. Pozwalają także zobrazować niewidoczny i niemieszczący się na moim zdjęciu „cienki” ogon DeHt5, utworzony podczas fazy AGB życia gwiazdy. ************************* F. Mgławica planetarna i jej dwa ogony – struktura odczytana poprzez efekt Faradaya. Źródłem wszystkich poniższych informacji i ilustracji jest publikacja: FARADAY ROTATION IN THE TAIL OF THE PLANETARY NEBULA DeHt 5, R. R. Ransom, R. Kothes, M. Wolleben and T. L. Landecker, https://doi.org/10.48550/arXiv.1009.3284 Materiał jest gęsty i wielu rzeczy nie rozumiem, więc posłużę się przede wszystkim schematami i ilustracjami. W centrum okręgu znajduje się gwiazda WD2218+706- centralna gwiazda mgławicy. Okrąg obejmuje większość jasnej i widocznej powierzchni mgławicy. Strzałka pokazuje trajektorię ruchu gwiazdy, a więc i mgławicy- z naszego punktu widzenia. Długość strzałki reprezentuje dystans, jaki gwiazda przebędzie przez najbliższe ~50 tysięcy lat. Przerywane linie pokazują niedokładność szacowanej trajektorii. Orientacja ilustracji bardzo zbliżona do mojego zdjęcia. Panel (a) ilustruje stopień polaryzacji a panel (b) kąt polaryzacji. Orientacja jak powyżej. O ile na moim zdjęciu widać część „grubego ogona” (thick tail), to „cienki ogon” (thin tail) jest optycznie nie do odróżnienia od tła i sięga poza kadr. Jednakże pomiary polarymetryczne pokazują zmienione pole magnetyczne, które modyfikuje polaryzację światła- dlatego te struktury na nich widać. Strzałka pokazuje trajektorię ruchu gwiazdy w ciągu kolejnych 200- 250 tysięcy lat z naszego punktu widzenia. Aby zamknąć temat układu przestrzennego mgławicy, ogonów i pola magnetycznego, teraz ostatnia ilustracja, pokazująca usytuowanie przestrzenne mgławicy, jej ogonów, pola magnetycznego w ośrodku a także nas- obserwatora: Słowo wyjaśnienia – to tak, jakbyście patrzyli nie z Ziemi, ale „z góry” na układ mgławica i jej ogon oraz Ziemia. Tutaj widać, jak przemieszczająca się względem ISM i pola magnetycznego je przenikającego mgławica oddziałuje z nim. I dlaczego pomiary polarymetryczne pokazują to, co pokazują. ***************** SNR 110.3+11.3 Ponieważ głównym tematem zdjęcia jest PN i o znajdujących się w kadrze pozostałości supernowej jest bardzo niewiele informacji- obiekt raczej niezbadany, to wspomnę tylko, że jest to mały fragment ogromnej struktury skatalogowanej jako SNR 110.3+11.3, która pokrywa znaczną część Cefeusza i znajduje się ok. 1200 lat świetlnych od Ziemi. Są to charakterystyczne dla SNR filamenty i membrany, jak Veil, jednakże daleko ciemniejsze (Veil, tylko dla masochistów). Co ciekawe, udało mi się zarejestrować śladowe ilości OIII, które pokrywają się z Ha. Jednakże słaby sygnał OIII nie pozwala na pokazanie go w tym miejscu na zdjęciu kolorowym, mimo 20 godzin naświetlania. ***************** Gratuluję dotarcia do końca. CAŁY MATERIAŁ DOSTĘPNY NA ŻYCZENIE – ZAPRASZAM NA PW. Z góry dzięki za wszelkie komentarze – pozytywne i negatywne (jeżeli macie to tutaj proszę a nie na PW :-)

Cześć. Przedstawiam moją wersję mgławicy emisyjnej Sh2-140 w Cefeuszu. Materiał zbierany podczas zlotu na Roztoczu 1-4.09. Finalnie do stacka użyłem klatek o łącznym czasie naświetlania 14h i 20 min: Nocka 51x300 sek luminancji Nocka 25x600 sek Ha+OIII (tu warunki były parszywe, co chwilę jakiś cirrus, ale do stacka te 25 klatek udało się wybrać) Nocka 36x600 sek Ha+OIII Sprzęt: TS APO 86 SDQ + QHY 168C + HEQ5 + filtr UV-IR Cut + filtr STC Duo-Narrowband

Hej! Zacznę od najważniejszej informacji, żeby uniknąć złudzeń co do tego co zobaczycie poniżej Zaświetlenie mojej narrowbandowej miejscówki na 9 stopniowej skali Bortla plasuje się na miejscu ... 8/9 To powoduje, że żaden narrowband nie uratuje mnie od niskich kontrastów i szumów - klatek potrzeba kilka razy więcej niż pod ciemnym niebem, żeby wynik dał się to od biedy pokazać. Tak z minimum 60. Paliłem do oporu, jednak materiału na to zdjęcie przydałoby się 2x więcej. Historia zdjęcia - 20 marca ogłoszono lockdown, po powrocie z ostatniej sesji pod ciemnym niebem sprzęt wylądował na balkonie i tak już zostało do dzisiaj. Wykorzystałem każdą pogodną i prawie pogodną noc, żeby wypalić Trąbę I tym razem za Wikipedią: mgławica Trąba Słonia ? gromada otwarta, powiązana z otaczającą ją mgławicą emisyjną, wewnątrz której znajduje się globula VdB 142. Pokazuję 3 wersje: z wyciętym zielonym, z pozostawionym (taką preferuję - zawsze to jedna informacja więcej o strukturach) oraz papugowo-polukrowaną bo ja lubię słodkie Oraz dla zaspokojenia ciekawości: crop 1:1 na Trąbę i VdB 142. Tak wiem są szumy, nie mamy pańskiego płaszcza i co nam pan zrobi Tyle się zmieściło, bo więcej nie weszło: Ha: 40 x 900 sek SII: 38 x 900 sek OIII: 38 x 900 sek dark, bias, flat NEQ6 mod, TS APO 115/800 f/6.95, QHY9, oryginalna skala zdjęcia: 1,39"/px

Oto pierwsza ciemna mgławica w moim dorobku: VdB 141 w Cefeuszu. Nie myślałem, że robienie tego typu obiektów będzie tak fascynujące Luminancja zaskoczyła mnie tak sporą ilością szumu, że aż sprawdziłem czy chłodzenie miałem włączone... miałem. No to może jednak obróbka ciemnych do doszlifowania I po tym jak zobaczyłem co siedzi w zdjęciu, gdybym miał możliwość to kadr poszedłby w lewo. NEQ6 mod, TS APO 115/800 f/6.95, QHY9 skala 1,39"/px L: 44 x 600 sek RGB: 10:10:10 x 120 bin2 dark, bias, flat Załączam wersję "ekanową", cropa z około 75% zdjęcia oraz wersję kolorystyczną z mniejszą ilością magenty.

NGC 7129 - gromada otwarta, wg ostatnich badań zawierająca ponad 130 gwiazd o wieku poniżej 1 miliona lat. Gromada ta związana jest z mgławicą refleksyjną IC 5134, którą rozświetla światło młodych gwiazd. Mgławica przypomina kształtem pąk róży - młode gwiazdy wydmuchały wielki "balon" w chmurze molekularnej, która otaczała je podczas ich narodzin. Klejnoty te znajdują się w Cefeuszu, około 3000 lat świetlnych od Ziemi. Towarzyszy im gromada otwarta NGC 7142, odległa 6200 - 7600 lat świetlnych od Ziemi. Zastanawiałem się czy publikować to zdjęcie, podszedłem do niego nieco innym sposobem obróbki, a jak wyszło... oceńcie sami HEQ5 mod, 150/750 mod, QHY9 LRGB, L: 24 x 600 sek, RGB (7:7:9) x 300 sek

Cefeusz bogaty w materię międzygwiezdną jest ulubionym celem dla miłośników ciemnych mgławic, mgławic pyłowych, refleksyjnych czy jak tam je jeszcze nazywają. Prezentowany obiekt już jakiś czas wpadł mi w oko ale były inne stowarzyszone z katalogami NGC, IC, vdB które bardziej wyskakują gdy się planuje sesję np w CdC. Ubiegłoroczne i tegoroczne szerokie kadry sprawiły, że tylko nabrałem większej ochoty a ograniczało mnie jedynie brak miejscówki z dobrym niebem w stronę północną. W wakacje ta niedogodność na chwilkę zniknęła więc priorytet był jasny : Cefeuszowe darki. FSQ/STL11000 LRGB 8h To crop ustawiony na bohaterkę tematu, polecam pełny kadr gdzie widać ile tego pyłu jest na około. Orientacyjnie kadr w większej panoramie Cefeusza:

Materiał to zaledwie 2.5h naświetlania. HaRGB po 6 klatek na kanał. Czekałem minionej nocy na M45 aby wzeszły wyżej i żeby nie marnować czasu rozgrzewałem sprzęt na IC1396. Nie miałem jeszcze tego obiektu w swoim dorobku. Wszystko wskazuje na to że w tym roku już nic więcej nie dozbieram, zatem na szybko złożyłem materiał do kupy żeby zobaczyć co się udało złapać. Głównie szum :( Może w przyszłym sezonie dorobię odpowiednio więcej klatek Ha żeby sensownie wygładzić tło i detale. Kadr dobierałem długo. Sporo się dzieje w tym rejonie. Mając krótszą ogniskową (pod planowane Plejady) chciałem złapać jak najwięcej "kłaczków" w okolicy. Stąd Trąba nieco z boku. Dla purystów, że gwiazdki małe.... Spieszę z wyjaśnieniem że gwiazdki są "natywne" wzięte z koloru, nie z Ha. A że małe, taka ogniskowa, to i małe. Ha 6x600s, RGB 6x300s, CFF105+borg x0.7, ST8300.

Ciepłe letnie noce zapylone afrykanskim gorącym powietrzem mimo wszystko kusiły do prób canonem który, nie nowość, nie znosi kompromisów. Może uda mi się stworzyć małą serię tematyczną gwiazdozbioru Cefeusza który normalnie mi umyka rok rocznie. Ten obszar umownie możemy nazwać dołem Cefeusza. Opis "w drodze". Canon 6D mod, 135mm, iso1600, 18+C

[opis obserwacji z nocy 6/7.06/2014; g 23:50 - 01:15] W tytule chodzi oczywiście o łunę słoneczną - północno-zachodnią, miejską - głównie zachodnią, oraz już mocną tamtej nocy łunę księżycową - południowo-zachodnią. Mimo tej niedogodności oraz co najwyżej średniego seeingu, jestem zadowolony z efektów obserwacji, głównie dzięki dobrej przejrzystości powietrza. Tym razem nie szukałem długo celu obserwacji, wiedziałem gdzie skieruję teleskop już po zakończeniu wcześniejszych, kiedy w Uranometrii ujrzałem układ podwójny otoczony kilkoma jasnymi (do 9mag) gwiazdami. A tak się przeważnie składa, że gdzie są jaśniejsze gwiazdy, tam jest też odpowiednio więcej ciemniejszych. Zgodnie z atlasem widok przedstawiał się bardzo ciekawie. Luźny układ STF 555 o separacji 24.5" złożony z gwiazd o jasnościach około 9.3 i 11mag, należy do północno-zachodniego zgrupowania około dziesięciu jasnych i średnio-jasnych gwiazd do mniej więcej 11mag. Na południowym wschodzie kilka innych tworzy zgrupowanie wokół gwiazdy HD 30338 o jasności 5.09 mag. Najwięcej słabych gwiazd - około 12.5mag i mniej - wykryłem w trójkącie w północnej części pola, utworzonym przez dwie jasne gwiazdy oraz optyczny układ dwóch ciemniejszych, trochę podobny do STF 555 (10.2 i 11.8mag, sep. 29" - sprawdziłem, to nie jest nic skatalogowanego). Pierwszą wyłuskałem tę o wartości 12.52mag - jedyna jaką w tym trójkącie wyłapałem w Plösslu 8mm i to dopiero kiedy pobliska gwiazda o jasności 9.19mag uciekła mi z pola widzenia. Żeby wyłapać resztę, musiałem wspomóc się NZ 3-6, przeważnie ustawionym na 4 i 3mm. Ostatnia gwiazda dostrzeżona zerkaniem, znajduje się mniej więcej w połowie najjaśniejszego boku trójkąta - trochę się zdziwiłem, kiedy dowiedziałem się, że ma ona jasność tylko 13.52mag (wszystkie wartości wziąłem z katalogu UCAC4 wczytanego do CdC). Gdzieś w pobliżu, podczas kolejnych minut wypatrywania, mignęły mi jeszcze ze dwie gwiazdy, ale nie bylem pewien czy naprawdę coś zarejestrowałem, czy też to mój wzrok zaczął generować gwiezdny szum - ich więc nie zaznaczyłem. Tę pierwszą zauważoną ciemną gwiazdę 12.52mag, naniosłem mniej więcej w dwukrotnie za małej odległości od jasnego sąsiada - była obserwowalne jedynie w dużych powiększeniach i nie zachowałem skali, w rzeczywistości jest odległa od niej o 52" - można porównać z STF 555. Też trochę nie zachowałem skali przy nanoszeniu gwiazd około 11-12 mag przy zachodnio-północnej krawędzi pola - te z kolei zbytnio rozciągnąłem. Trochę się już spieszyłem do innego układu i postanowiłem to zostawić jak było. Ja widać na powyższym fragmencie przetworzonego szkicu, blisko STF 555 znajduje się jeszcze jeden układ: MLR 490, o którym nie wiedziałem przed obserwacjami i nie zauważyłem w trakcie, co akurat mnie nie dziwi. Jest to bardzo ciasna para o separacji 1.3", składająca się z gwiazd 10.6 i 11.6 mag - absolutnie nie na seeing jaki wtedy panował. Dwa razy przelatywały satelity - pierwszy o godzinie 00.12, kiedy bylem w trakcie ogólnego rozeznania sytuacji Plösslem 15mm, drugi jak przyglądałem się środkowej części pola za pomocą Plössla 8mm o godzinie 00.37. W ciągu kolejnych dwudziestu pięciu minut zacząłem się rozgaszczać w innym bogatym w gwiazdy obszarze, w którym znajdują się potrójna STF 695 i podwójna PKO 6. Niestety po niecałej godzinie i naniesieniu na papier około trzydziestu gwiazd, musiałem przerwać obserwacje z powodu świtu. Podejdę do tego rejonu raz jeszcze od nowa i wtedy jak będzie dobry seeing, ponieważ oba układy zaliczają się do ciasnych i wymagających. Myślę, że najlepiej będzie, jeżeli do końca lipca skupię się na jednym obszarze na sesję i poświęcę mu do trzech godzin, niestety obecnie warunki nie dają czasu na dogłębne poznawanie większej ilości w sposób, który dawałby mi satysfakcję. W tej chwili zastanawiam się, jak ja to robiłem, że np. przy STF 1976 i A 1127 spędziłem jedynie pół godziny!?... W zeszłym roku tempo trzech-czterech układów na sesję uznawałem za wolne i trochę rozczarowujące. Teraz cieszę się z jednego na noc. Zadowoli mnie roczny wynik trzydziestu szkiców. Pięćdziesiąt to będzie super. Najzabawniejsze jest to, że przez ostatni tydzień oznaczyłem lub naniosłem w atlasie około dwustu gwiazd wielokrotnych w promieniu 17° od bieguna (zostało mi jeszcze około stu), w tym wiele wyglądających niezwykle atrakcyjnie... już teraz boli mnie głowa, jak myślę o kolejnych celach, a są przecież i inne rejony nieba... pozdrawiam, Wojtek