Dotknąć nieba

Dotknąć nieba
Maciej Siewior
Astronomia ?
Dobrze, wyszedłem na dwór, patrzę w górę
łaaał ale gwiazd, i tam i tam wszędzie
dookoła.. Hm tyle szumu dla tych
kropeczek ?
Macieeekkkk !!!
Co tam można zobaczyć??
Co obserwować ?
-Słońce
Słońce – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży
Ziemia, inne planety tego układu, planety karłowate oraz małe ciała
Układu Słonecznego. Słońce składa się z gorącej plazmy
utrzymywanej przez grawitację i kształtowanej przez pole
magnetyczne. Jest prawie idealnie kuliste, ma średnicę około
1 392 684 km, około 109 razy większą niż Ziemia, a jego masa
(1,989 ×1030 kg, około 333 tysięcy razy większa niż masa Ziemi )
stanowi około 99,86% całkowitej masy Układu Słonecznego. Około
trzy czwarte masy Słońca tworzy wodór, podczas gdy resztę stanowi
głównie hel. Pozostałe 1,69% tworzą cięższe pierwiastki,
w tym m.in. tlen, węgiel, neon i żelazo.
- Planety
Planeta – zgodnie z definicją Międzynarodowej Unii Astronomicznej –
obiekt astronomiczny okrążający gwiazdę lub pozostałości
gwiezdne, w którego wnętrzu nie zachodzą reakcje termojądrowe,
wystarczająco duży, aby uzyskać prawie kulisty kształt oraz
osiągnąć dominację w przestrzeni wokół swojej orbity.
W odróżnieniu od gwiazd, świecących światłem własnym, planety
świecą światłem odbitym.
Planety dzielone są na dwie kategorie: duże gazowe olbrzymy o małej
gęstości oraz mniejsze planety skaliste. Według definicji IAU,
w Układzie Słonecznym znanych jest 8 planet: cztery wewnętrzne –
Merkury, Wenus, Ziemia, Mars i cztery zewnętrzne – Jowisz, Saturn,
Uran i Neptun. Z wyjątkiem Merkurego i Wenus, wokół każdej z nich
krąży jeden lub więcej księżyców. Dotychczas (stan na 16 kwietnia
2015) potwierdzono także istnienie 1911 planet pozasłonecznych.
- Komety
Kometa – małe ciało niebieskie poruszające się w układzie
planetarnym, które na krótko pojawia się w pobliżu gwiazdy
centralnej. Ciepło tej gwiazdy powoduje, że wokół komety powstaje
koma, czyli gazowa otoczka. W przestrzeń kosmiczną jądro komety
wyrzuca materię, tworzącą dwa warkocze kometarne – gazowy
i pyłowy, skierowane pod różnymi kątami do kierunku ruchu komety.
Gazowy warkocz komety jest zawsze zwrócony w kierunku
przeciwnym do gwiazdy, co spowodowane jest oddziaływaniem
wiatru słonecznego, który zawsze jest skierowany od gwiazdy.
Pyłowy warkocz składa się z drobin zbyt masywnych, by ciśnienie
promieniowania mogło znacząco zmienić kierunek ich ruchu.
- katalog Messiera
Charles Messier (ur. 26 czerwca 1730 w Badonviller, zm. 12
kwietnia 1817 w Paryżu) – astronom francuski, poszukiwacz komet,
pierwszy, który stworzył systematyczny katalog obiektów
mgławicowych i gromad gwiazd. W tym czasie nazwą mgławic
określano wszystkie rozmyte źródła światła na niebie.
1. Galaktyka ( duży, grawitacyjnie związany układ gwiazd, pyłu i gazu
międzygwiazdowego oraz niewidocznej ciemnej materii. Typowa galaktyka
zawiera od 107do 1012 gwiazd orbitujących wokół wspólnego środka masy.)
2. Gromada otwarta ( grupa nawet do kilku tysięcy luźno połączonych
grawitacją gwiazd (w odróżnieniu od gromad kulistych, które są ciasno
skupione), powstałych z jednego olbrzymiego obłoku molekularnego.
Gromady otwarte znajdują się wyłącznie w galaktykach spiralnych
i nieregularnych, gdzie wciąż odbywa się proces powstawania gwiazd.
Zwykle ich wiek nie przekracza kilkuset milionów lat. Podczas swojej
wędrówki wokół centrum galaktyki, gromady otwarte są narażone na bliski
kontakt z innymi gromadami czy obłokami gazu – mogą wtedy widocznie
zmieniać kształt lub nawet wytracać poszczególne gwiazdy.)
3.
Gromada kulista (zazwyczaj sferycznie symetryczne zgrupowanie
powiązanych grawitacyjnie gwiazd z wyraźną, silną ich koncentracją
w kierunku centrum (niektórzy[kto?] wyróżniają morfologiczną podklasę
gromad eliptycznych). Gromady kuliste zwykle liczą od stu tysięcy do
miliona gwiazd, natomiast ich średnice (np. wyznaczane z prędkości
radialnych gwiazd obserwowanych na brzegach gromady, rozmiarów
kątowych i odległości) zawierają się w przedziale od 6 do 70 parseków.
Odkrycie pierwszej gromady kulistej przypisuje się Johannowi Abrahamowi
Ihlemu, który obserwując w 1665 roku Saturna w gwiazdozbiorze Strzelca,
odnalazł znajdującą się obok gromadę M22.)
3. Mgławica Planetarna ( obłok gazu i pyłu powstałego z zewnętrznych
warstw gwiazdy kończącej etap syntezy jądrowej we wnętrzu. W centrum
takiego obiektu odkrywane są zwykle białe karły, w które zamieniają się
gwiazdy po utracie otoczki.)
4. Mgławica Emisyjna ( wielka chmura (często o średnicy kilkuset lat
świetlnych) świecącego gazu i plazmy. Mgławicami emisyjnymi mogą być
obszary H II, gdzie duże ilości promieniowania ultrafioletowego emitują
młode, gorące, niebieskie gwiazdy; oraz mgławice planetarne, gdzie
umierająca gwiazda odrzuciwszy swoje zewnętrzne warstwy, odsłoniła
jonizujące gaz jądro.)
- asteryzm
część danego gwiazdozbioru, która ma własną nazwę, nie zaliczana
do którejkolwiek z 88 oficjalnych konstelacji. Gwiazdy tworzące
asteryzm zwykle nie są w żaden sposób fizyczne powiązane, a ich
pozorna bliskość jest jedynie wynikiem rzutowania na sferę
niebieską z punktu odniesienia obserwatora na Ziemi (lub innego
punktu odniesienia).
1. Kaskada Kemble'a – asteryzm astronomiczny obserwowany w konstelacji
Żyrafy. Asteryzm ten tworzy 20 gwiazd ułożonych niemal w linii prostej.
Może on być obserwowany już przy użyciu lornetki. Kaskada Kemble'a
rozciąga się na przestrzeni odległości kątowej odpowiadającej przeszło
pięciu tarczom Księżyca. Nazwa tego asteryzmu pochodzi od Luciana
Kemble’a (1922–1999), miłośnika astronomii i zakonnika, który jako
pierwszy zwrócił na niego uwagę.
1.
Trójkąt zimowy – asteryzm złożony z trzech jasnych
charakterystyczny dla nieba zimowego na półkuli północnej.
gwiazd,
- Nowy Katalog Ogólny
(New General Catalogue, NGC) – katalog astronomiczny
przygotowany przez duńskiego astronoma Johna Dreyera, który
opublikował go w roku 1888 (w latach 1895 i 1908 dopisał dwa
uzupełnienia do już istniejącego katalogu) próbując połączyć wiele
istniejących wówczas katalogów..
- Zwarte Grupy Hicksona
(ang. Hickson Compact Group, HCG) – katalog astronomiczny
zawierający 462 galaktyki uważane za istniejące w zwartych
grupach, zestawiony przez kanadyjskiego astronoma Paula
Hicksona.
1. Sekstet Seyferta (również Hickson 79) – zwarta grupa galaktyk
powiązanych ze sobą grawitacyjnie. Została odkryta w 1951 roku
przez Carla Seyferta przy użyciu płyty fotograficznej wykonanej w
Obserwatorium Barnarda przy Uniwersytecie Vanderbilt. W czasie
opublikowania danych była to najbardziej zwarta grupa galaktyk.
Znajduje się w głowie konstelacji Węża.
2. Kwintet Stephana (również Hickson 92, Arp 319) – zwarta grupa
galaktyk powiązanych ze sobą grawitacyjnie. Została odkryta w
1877 roku przez Édouarda Stephana z Uniwersytetu w Marsylii.
Była to pierwsza odkryta grupa tego typu. Znajduje się w konstelacji
Pegaza.
- Gwiazdy podwójne
układ dwóch gwiazd leżących (optycznie lub fizycznie) blisko
siebie.Gwiazdy optycznie podwójne mogą leżeć bardzo daleko od
siebie, a jednak z naszego punktu widzenia zdają się "pokrywać".
Najsłynniejszą taką parą jest Mizar i Alkor w gwiazdozbiorze Wielkiej
Niedźwiedzicy (w rzeczywistości jest to układ 6-krotny, lecz gołym
okiem lub przez małe przyrządy optyczne są widoczne jedynie dwa
składniki).
Ale zapomniałeś o jednym mądralo !!!!
A gdzie księżyc ??
- Księżyc
Księżyc – jedyny naturalny satelita Ziemi. Jest piątym co do wielkości
księżycem w Układzie Słonecznym. Przeciętna odległość od środka
Ziemi do środka Księżyca to 384 403 km, co stanowi mniej więcej
trzydziestokrotność średnicy ziemskiej. Średnica Księżyca wynosi
3474 km, nieco więcej niż 1/4 średnicy Ziemi. Oznacza to,
że objętość Księżyca wynosi około 1/50 objętości kuli ziemskiej.
Przyspieszenie grawitacyjne na jego powierzchni jest blisko 6 razy
słabsze niż na Ziemi. Księżyc wykonuje pełny obieg wokół Ziemi
w ciągu 27,3 dnia (tzw. miesiąc syderyczny), a okresowe zmiany
w geometrii układu Ziemia-Księżyc-Słońce powodują występowanie
powtarzających się w cyklu 29,53-dniowym (tzw. miesiąc
synodyczny) faz Księżyca.
Piękna noc.
Dzięki wyjaśnieniom Macieja pobiegłem
szukać M57. Dwie godziny zadzierania
głowy w górę i co ? I nic !!!
Macieeekkkk !!!
Czemu ja nic nie widzę ??
Czym obserwować ?
- lornetka
Z różnych względów pierwszym instrumentem optycznym, jaki warto
kupić jest lornetka. Dobra lornetka pozwala dostrzec wiele
interesujących obiektów. Przykładem niech będą wspaniałe
gromady otwarte h i khi w Perseuszu lub całe mnóstwo gromad
gwiazd w Strzelcu. Poza tym lornetka charakteryzuje się dużo
większym polem widzenia niż jakikolwiek sensowny teleskop i jest
o wiele poręczniejsza. Dlatego stanowi gładkie przejście między
obserwacjami okiem nieuzbrojonym a obserwacjami teleskopowymi.
Co nie oznacza, że jest to taki byle-jaki instrument optyczny. Dobra
lornetka to podstawowy i ceniony instrument optyczny każdego
miłośnika astronomii.
Powiększenie i średnica obiektywu
Powiększenie jest istotą powstania lornetki: informuje, ile razy obiekt
obserwowany przez lornetkę wydaje się większy od widzianego
gołym okiem.
Średnica obiektywu to średnica soczewki zbierającej światło (wyrażona
w milimetrach), najważniejszy parametr w lornetce. Właściwie
średnica i jakość obiektywu decydują o wielkości powiększenia.
Powiększenie nie może być zbyt duże, ponieważ wtedy ogromny
musiałby być obiektyw (a to byłoby niepraktyczne, ponieważ
lornetka ma być poręczna). Z tego powodu średnice obiektywów
rzadko przekraczają 70 mm. Według specjalistów obiektywy
o średnicy w granicach od 25 – 63 mm można uznać za optymalne.
Zbyt mała średnica obiektywu w stosunku do powiększenia będzie
miała wpływ na to, czy lornetka będzie odpowiednia do obserwacji w
warunkach z ograniczonym dostępem światła, np. w nocy czy
o zmroku.
Powiększenie i średnica obiektywu są najczęściej podawane razem
i wstępnie informują, z jaką lornetką masz do czynienia, np. 8×42
lub 15×63. Pierwsza z wymienionych lornetek powiększa 8 razy,
a obiektyw ma średnicę 42 mm. W przypadku drugiej lornetki
powiększenie wynosi 15 razy, a średnica obiektywu wynosi 63 mm.
- teleskopy
Reflektory. Teleskopy zwierciadlane – głównym elementem optycznym
tej grupy teleskopów jest obiektyw w postaci skupiającego
promienie świetlne zwierciadła wklęsłego. Ich konstrukcja pozwala
łatwiej
uzyskać
dużą
średnicę
obiektywu,
a dzięki temu większą światłosiłę niż w przypadku teleskopów
soczewkowych.
Teleskop systemu Newton
Reflektor Newtona jest teleskopem z wklęsłym, najczęściej
paraboloidalnym zwierciadłem głównym i płaskim zwierciadłem
wtórnym. Zwierciadło wtórne nachylone jest pod kątem 45° do osi
optycznej teleskopu, dzięki czemu światło jest wyprowadzone
z boku tubusa w jego przedniej części. Wadą konstrukcji jest spora
długość tubusa, odpowiadająca ogniskowej zwierciadła głównego.
Dlatego też najczęściej stosuje się ją w przypadku małej bądź
średniej wielkości przyrządu. Ze względu na prostotę konstrukcji jest
ona szczególnie chętnie używana przez miłośników astronomii.
Teleskop Cassegraina
Jego nazwa pochodzi od nazwiska projektanta, francuskiego księdza
i fizyka, Laurenta Cassegraina, żyjącego w XVII wieku. Projekt ten
został opracowany w 1672 roku, dwa lata po teleskopie Newtona.
Teleskop Cassegraina składa się z dwóch zwierciadeł, których osie
optyczne leżą na jednej prostej. Stożek światła odbitego od
wklęsłego, paraboloidalnego zwierciadła głównego jest skierowany
na wypukłe, hiperboliczne zwierciadło wtórne, po czym trafia przez
otwór w głównym zwierciadle do ogniska znajdującego się za nim.
Spośród tych konstrukcji najważniejsze i popularne to
Teleskop Schmidta
Wynaleziony w 1930 roku przez Bernharda Schmidta. Zwierciadło
główne ma kształt sferyczny. W celu usunięcia aberracji sferycznej z
przodu tubusa umieszczona jest cienka, szklana płyta korekcyjna,
która w części centralnej działa jak soczewka skupiająca, w części
obwodowej jak rozpraszająca. Światło jest z takiego teleskopu
wyprowadzone najczęściej przez otwór w zwierciadle głównym
(system Schmidta-Casegraina), ale spotykane są też inne
konfiguracje.
Teleskop Schmidta - Cassegraina (SCT)
Został wynaleziony w 1940 przez Jamesa Gilberta Bakera i stanowi
modyfikację teleskopu Cassegraina, w którym dla skorygowania
aberracji sferycznej użyto płyty korekcyjnej wynalezionej w 1931
przez Bernharda Schmidta
Teleskop Maskutowa (MAK)
System zaprojektował w 1941 roku rosyjski fizyk Dmitrij Maksutow.
Jego zasada działania jest zbliżona, jak w przypadku teleskopu
Schmidta, z tą różnicą, że funkcję korekcyjną pełni w nim wklęsłowypukły menisk szklany. Znajduje on zastosowanie przy budowie
teleobiektywów fotograficznych, gdy wymagana jest długa
ogniskowa przy względnie niedużych rozmiarach obiektywu.
Refraktor. Jest to bardzo popularny system optyczny stosowany
w astronomii i nie tylko. Każda lornetka jest podwójnym refraktorem
z pryzmatycznym układem odwracającym. Refraktory (zwane też
lunetami) nadają się zarówno do fotografowania planet, Księżyca
i obiektów mgławicowych jak i do obserwacji wizualnych. Taki
refraktor składa się z achromatycznego obiektywu i najlepiej
dobrego okularu. Nie warto kupować refraktora o średnicy mniejszej
niż 50 mm. A tak naprawdę dla astronoma-amatora, który chce
poważnie zacząć obserwacje astronomiczne, potrzebny jest
refraktor o średnicy 60-100 mm. Warto tu dodać, że refraktor
o średnicy 80 mm jest równoważny teleskopowi lustrzanemu
o średnicy 110-120 mm, ze względu na przysłonięcie centralne
i niższą sprawność odbijającą luster, niż przepuszczalność światła w
refraktorze. Warunkiem jest dobra optyka w obydwu typach
teleskopów.
Achromat, dublet achromatyczny – układ optyczny (np. obiektyw)
składający się z dwóch soczewek, skupiającej i rozpraszającej,
wykonanych z gatunków szkła o różnej dyspersji (np. szkła
kronowego i flintowego) połączonych razem. Pozwala na korekcję
aberracji chromatycznej dla światła o dwóch określonych
długościach fal (zazwyczaj dla światła czerwonego i niebieskiego).
Dla innych długości fal aberracja nie zostaje całkowicie
wyeliminowana, lecz znacznie zmniejszona – jest to tzw.
chromatyzm wtórny.
Apochromat – układ soczewek (np. obiektyw) złożony z co najmniej
trzech soczewek ze szkła optycznego różnych gatunków, o różnych
współczynnikach
załamania
i
różnych
dyspersjach[1]
–
zależnościach współczynnika załamania światła od długości fali.
[1]-Dyspersja w optyce – zależność współczynnika załamania ośrodka od częstotliwości
fali świetlnej. Jednym ze skutków dyspersji jest to, że wiązki światła o różnych
barwach (długościach fal), padające na granicę ośrodków pod kątem innym od zera,
załamują się pod różnymi kątami. Efekt ten można zaobserwować, gdy światło białe
pada na pryzmat i ulega rozszczepieniu na barwy tęczy.
Przydatne pojęcia
Apertura - Średnica zwierciadła lub obiektywu – decyduje o zdolności
rozdzielczej sprzętu oraz zasięgu obserwacyjnym, większe
instrumenty dają zwykle większe możliwości obserwacyjne, lepszą
jakość obrazu i większą ilość szczegółów.
Ogniskowa – odległość pomiędzy ogniskiem układu optycznego
a punktem głównym układu optycznego.
Światłosiła – stosunek średnicy instrumentu optycznego do jego
ogniskowej.. (Synta 8 200/1200 = 1/6 f/6)
W zależności od wartości światłosiły teleskopy dzielimy na dwa typy:
„jasne” - do DS od f/4 do f/6
„ciemne” - do planet, księżyca od f/10 do f/15
Okulary - układ soczewek, który powoduje, że obraz oglądanego
obiektu zostaje istotnie powiększony
Nawet najlepszy teleskop bez dobrego okularu jest niewiele wart.
Okular jest drugą najważniejszą po lustrze głównym lub obiektywie
rzeczą w teleskopie. Aktualnie na rynku światowym istnieje ogromny
wybór okularów astronomicznych i nie sposób ich wszystkich
wymienić.
Jaka jest różnica między okularami? Czy najważniejsze jest
powiększenie? Okazuje się, że nie! Przede wszystkim ważne są:
jakość optyki i pole widzenia. Pole widzenia liczymy w stopniach.
Jest niemal najważniejszą rzeczą w okularze. Powód jest prosty:
jeśli okular Huygensa ma pole widzenia ok. 30°, a dla porównania
okular Plössla ponad 50°. Jak łatwo zauważyć, możemy widzieć za
pomocą okularu Plössla prawie dwa razy więcej - nie zmieniając
powiększenia.
A jak sobie kupię już teleskop to mam
go w rękach trzymać ???
Montaż
Dostępne na rynku montaże możemy podzielić na dwie podstawowe
grupy: montaże paralaktyczne i azymutalne. Różnią się one przede
wszystkim zastosowaniem. Montaże azymutalne służą głównie do
prowadzenia obserwacji wizualnych. Obracają się one w dwóch
prostopadłych osiach: jedna w azymucie, druga w elewacji czyli
w pionie.
Montaż paralaktyczny (równikowy) - w astronomii, sposób mocowania
teleskopu zapewniający jego obrót wokół dwóch, prostopadłych do
siebie osi, z których jedna wskazuje na biegun niebieski.
Zaletą tego rozwiązania jest możliwość podążania teleskopu za
ruchem dobowym nieba przy pomocy jednostajnego obrotu wokół
tylko jednej osi. Podłączenie silnika elektrycznego (tzw.
mechanizmu zegarowego) pozwoli automatycznie utrzymać
obserwowany obiekt w polu widzenia. Montaż paralaktyczny
stosowany jest do długoczasowej fotografii nieba. Skalę montażu
ustawia się na układ współrzędnych równikowych godzinnych.
Montaż Dobsona.
Jest on idealny do prostych i tanich Newtonów. Przykładowo montaż
Dobsona jeśli jest dobrze zaprojektowany i wykonany zapewnia
nam wysoką sztywność teleskopu a zarazem łatwość obsługi
Newtona. Montaż taki nie wymaga żadnych blokad, ani
mikroruchów, bo przesuwa się płynnie, z reguły na teflonowych
elementach łożyskowania. Tam gdzie ustawimy teleskop tam będzie
on stał, a grawitacja dociska go do podstawy i blokuje jego
nachylenie do horyzontu. Cała tajemnica sztywności Dobsona
polega na odpowiednim doborze materiałów i ich przekrojów, aby
zapewnić wymaganą sztywność teleskopu tak ważną przy
obserwacjach astronomicznych. Tubus teleskopu wyposażony jest
w specjalne czopy znajdujące się w jego środku ciężkości, na
których obraca się on w pionie. Obrotową podstawę Dobsona
można także umieścić na dużym łożysku oporowym o średnicy
około 150-200% średnicy tubusu, co daje doskonałe rezultaty.
Go-to
Jednym z najbardziej rewolucyjnych udoskonaleń amatorskich
obserwacji astronomicznych w ostatnich latach było wyposażenie
teleskopów w skomputeryzowane systemy wyszukiwania i
sterowania. Odpowiednio ustawiony teleskop można nakierować na
dowolny obiekt na niebie kilkoma przyciśnięciami pilota sterującego
lub wręcz klawiatury komputera. Systemu pozycjonowania i
śledzenia obiektów nazywane są popularnie systemami GOTO
(wym. gou tu:, dosłownie z ang. Idź do).
Mam teleskop :), popularna Synta 10” na
wspaniałym montażu Dobsona.
Cztery godziny spędziłem na szukaniu M57,
przejrzałem całe niebo, kręciłem tym
teleskopem w lewo prawo, w górę w dół.
I nic :(
Poddaje się......
Znajomość nieba !
Najważniejszą rzeczą dla astronoma amatora jest znajomość nieba.
Jeśli najpierw nie poznamy gwiazdozbiorów, nie będziemy w stanie
znaleźć mniejszych obiektów, a zwłaszcza tych, których nie widać
okiem nieuzbrojonym, ale np. za pomocą niewielkiej lornetki. Na tym
etapie najważniejszą pomocą naukową dla początkującego astronoma
będzie mapka obrotowa nieba, która odtwarza wygląd nieba o danej
godzinie i dacie, oraz atlas nieba z gwiazdami widocznymi gołym
okiem oraz najjaśniejszymi obiektami mgławicowymi.