TomT

Vul_sm.jpg.487ba2cdf8df4b4470ff8db4327f8

Лучшее время для наблюдений — лето

 

Рассеянные скопления — Cr 399, NGC 6823, NGC 6885, NGC 6940
Планетарные туманности — IC 4997, M 27, NGC 6886
Шаровые скопления — M 71
Сложный объект — Pal 10

Название
Тип Созвездие Размер Зв. величина Cr 399 Рассеянное скопление Лисичка 140'x50' 3,6 IC 497 Планетарная туманность Стрела 13'' 10,5 M 27  Планетарная туманность Лисичка 6,7' 7,4 M 71 Шаровое скопление Стрела 7,2' 8,4 NGC 6823 Рассеянное скопление Лисичка 7' 7,1 NGC 6885 Рассеянное скопление Лисичка 20' 8,1 NGC 6886 Планетарная туманность Стрела 10'' 11,4 NGC 6940 Рассеянное скопление Лисичка 25' 6,3 Сложный объект Pal 10 Шаровое скопление Стрела 3,5' 13,2

В этом месяце мы бросим взгляд на два крошечных созвездия: Лисичка и Стрела. Лиса и стрела выглядят, словно небесная пара, но изучение вопроса показывает, что Стрела существует тысячи лет, тогда как Лисичка – творение более или менее недавнее.   Созвездие Лисичка первоначально было известно как Vulpecula et Anser ("Лисичка с гусем"), которое было придумано астрономом 17-го столетия Яном Гевелием, чтобы заполнить пустое место на предшествующих картах звездного неба. Сегодня созвездие известно только как Vulpecula (Лисичка), а гусь, должно быть, превратился в фарш – всё, что от него осталось, это Alpha Vulpecula (под названием Anser, Гусь), застрявший между зубами последний кусочек.   Гуся уже не спасти.   Но если слишком поздно спасать гуся, почему стреляют в лису? Предположим, что некий неизвестный стрелок действительно выстрелил в лису.   Учитывая хронологию, мы обнаружим нечто вроде проблемы курицы и яйца. Поскольку выстрел произошел задолго до того, как на сцену вышла лиса, очевидно, что Стрела не может предназначаться Лисичке. Кто выпустил стрелу? И в кого? Взгляните на летний Млечный Путь, один небесный охотник прямо-таки режет глаз. Но если только он не совсем уж неважный стрелок, это точно не Стрелец – он повернут лицом не в ту сторону. Лавируя по небу, мы наткнемся на другого возможного подозреваемого, который разместился на западе, – Геркулеса. Но если это был Геркулес, кого он пытался подстрелить? Если не лису, то одного из двух других главных кандидатов – либо Орла, либо Лебедя. Оба только что взлетели, безусловно шокированные внезапным нападением. Но какой бы ни была цель, похоже, бедной Лисичке придется некоторое время поголодать.   Лисичка и Стрела расположены на границе летнего Млечного Пути и, соответственно, богаты рассеянными звездными скоплениями и планетарными туманностями. Стрела содержит M71 – звездное скопление, пережившее кризис самоопределения (подробнее об этом позже), а Лисичка приютила M27 и захватывающую группу Cr399, больше известную как Вешалка.   Кроме того, в этой области есть несколько образцов галактического кризиса самоопределения, некоторые из которых появятся в наблюдательном листе этого месяца. Еще один образец, которого в списке целей нет, это звезда Мерилла. Этот объект в большинстве каталогов фигурирует как планетарная туманность (PK 050-3.1). В действительности это, вероятно, холодная звезда Вольфа-Райе, тесно связанная с туманностью, т.е. "молодой" объект. Довольно интересно, что у нее немалая скорость, и предположительно она может оказаться «убегающим» объектом.
  Карл Бартон сделал большое дело и запечатлел ее на фотографии выше. А следующее изображение предоставил Билл Уорден.

  Конечно, это не объект для наблюдений, по крайней мере, со средним любительским телескопом. Но если вы задались целью, не позволяйте себе останавливаться. Вы никогда не узнаете, что это, пока не посмотрите. Звезду Мерилла можно найти на: 19h 11m 30,9s прямого восхождения, склонение +16 градусов 51 минута, 38 секунд. Обратите внимание, координаты приведены для 2000 г.   И по остальной части области. Интересных целей предостаточно. Есть 69 планетарных туманностей, как ни удивительно, 2030 галактик, 9 квазаров (звездная величина самого яркого 16,4), 8 диффузных туманностей, 102 темных туманности, 21 рассеянное звездное скопление, и два шаровых (оба в этой статье).    Некоторые из вас, вероятно, захотят взять бинокль и лишь просмотреть область.   А что касается остальных – приступим?
 
Давайте начнем с доброго старого Мессье – M71.   M71   Вероятнее всего, оно было открыто Филиппом Луисом Шезо в 1746 году и внесено в каталог Мессье 4 октября 1780. У вас есть шанс пронаблюдать его в годовщину его добавления в каталог!   Долгое время M71 страдало от некоторой путаницы в определении «национальности». Не было абсолютной уверенности, что это. Его отметили как некую форму звездного скопления, но не определили, какую именно - плотное рассеянное скопление или неплотное шаровое. Путаница царила как минимум до 50–60-х.   Наконец, вроде бы пришли к общему знаменателю (благодаря повторной проверке диаграммы Герцшпрунга-Рассела). M71 на самом деле относится к шаровикам Млечного Пути. Вероятно, он настолько неплотный из-за того, что удален от нас всего на 13 000 световых лет. Безусловно, это одно из самых близких шаровых скоплений.    Какое облегчение – знать, что его статус больше не вызывает сомнений.
Фотография M71 Джона Грэма очень похожа на то, что я наблюдаю в большом телескопе. Я всегда видел здесь рыбу-ангела. Вы тоже её видите, или у меня слишком бурное воображение?   Я видел M71 в телескопы порядка 60 -70мм, а многим людям удалось выделить его тонкое свечение в бинокль. Большие телескопы обычно показывают более внушительный вид, но независимо от того, что вы используете, это – симпатичное звездное скопление. Мой опыт показывает, что требуется 80 мм, чтобы реально начать разрешать звезды на периферии.   Наблюдая в 6" телескоп под темным небом Калифорнии, Эрик Графф отметил: ... при 30х в исключительно богатом поле зрения этот объект появляется как яркое туманное пятно на фоне бесчисленных тусклых звезд. На западе – яркая группировка звезд, включая 9 Sagittae с блеском 6, расположенных в виде Y-образного узора, зубцы которого указывают на север. В широкоугольный окуляр шаровое скопление кажется будто окутанным легким туманом. При 60x этот объект выглядит вытянутым с северо-северо-востока на юго-юго-запад, в пределах границ разрешаются многие звезды, особенно в направлении элонгации (вытянутости) и по поверхности звездного скопления. При 120x М71 демонстрирует яркий треугольник звезд возле центра, указывающий на юго-юго-запад. Скопление довольно хорошо разрешено по всей поверхности, что говорит о его менее плотной структуре по сравнению со многими другими звездными скоплениями данного типа. Характерная дуга из ярких звезд на северо-востоке и яркая звезда на южной стороне звездного скопления завершают картину при большом увеличении.   M71 сияет с силой 6 576 солнц.   Пока вы здесь, возьмите полградуса южнее и взгляните на неплотное рассеянное звездное скопление Гарвард 20 (Harvard 20).   Теперь достаньте небольшой телескоп и бинокль, мы направляемся к Cr 399.   Cr 399 (Collinder 399)
Этот известный астеризм показан на фотографии Кейт Гири. Cr 399 известен под несколькими названиями: скопление Брокки, Звездное скопление ас-Суфи и, что наиболее узнаваемо, Вешалка.   Брент Арчинал и Стивен Хинис посвятили Cr 399 превосходную статью в своей книге "Звездные скопления", где они отмечают, что исторически мы, вероятно, должны называть его скоплением ас-Суфи, поскольку именно персидский астроном обнаружил его в десятом столетии нашей эры. Суфи записал, что это было "... небольшое облако, расположенное к северу от двух звезд оперения Стрелы". Далее в "Звездных скоплениях" отмечается, что Брайан Скифф обнаружил, что группа является астеризмом, а не истинным галактическим скоплением. Неподалеку находится сложный объект сегодняшнего вечера, так что мы еще вернемся сюда в конце ночи.   Не получается рассмотреть Вешалку в звездах? Астеризм сложновато выделить из звездного фона без представления о размере. Если вы не можете увидеть его на фотографии выше, попробуйте сравнить ее с нижней.
  Чтобы увидеть Вешалку, понадобится телескоп с широким полем зрения или бинокль. Астеризм лучше выделяется при низком увеличении. Это однозначно одна из целей, которые в маленький телескоп выглядят лучше, чем в большой.   Филипу Криду есть что сказать о скоплении ас-Суфи: Ночью 21 августа 2006 года я был на юго-востоке Огайо и установил там свой бинокль 25x100. При довольно темном небе атмосфера была очень прозрачной ("зеленый" по Clear Sky Clock Light Pollution Map). Увеличение 25x – это предел, при котором всё скопление оказывается в одном поле зрения. Я не ожидал, что заполнится все поле зрения, но так и было!   Неясно лишь, насколько можно разрешить его невооруженным глазом. Оно, несомненно, заметно в темной местности (обнаруживается невооруженным глазом), но я слышал различные сообщения от любителей, которые способны разрешить несколько отдельных звезд. Лучшими ночами я сам вижу небольшое свечение в этой области, но я не уверен, Cr 399 это или просто более яркая часть Млечного Пути. Взгляните и рассудите сами.   Пока вы здесь, взгляните строго восточнее Вешалки - приблизительно на 20 угловых минут - и посмотрите, получится ли у вас различить NGC 6802. (Вот здесь как раз могла бы пригодиться апертура побольше.) Те из вас, кому интересно, насколько глубоко вы смотрите этим вечером, могут поднять «Справочник наблюдателя и каталог дипскай объектов» Лугинбюля и Скифа (Observing Handbook and Catalogue of Deep-Sky Objects), поскольку там есть хорошая фотометрическая карта 6802.   Отсюда давайте двинемся на пять градусов северо-восточнее и посмотрим на NGC 6823.   NGC 6823   Это приятное маленькое звездное скопление для небольшого телескопа демонстрирует заметную концентрацию звезд в направлении центра. Если будут сложности с вытягиванием его из фона (что в порядке вещей для многих рассеянных звездных скоплений), ищите в центре астеризм в виде крошечного алмаза. Туманность на фото – это NGC 6820. 6820 простирается на приличное расстояние вокруг 6823, но, скорее всего, большая ее часть окажется невидимой для типичного наблюдателя. Однако она могла бы стать хорошей целью для астрофотографа.   А теперь давайте перепрыгнем на три градуса строго на восток, к M27.   M27   Превосходная фотография Марко Чокка показывает нам цель, которая выглядит захватывающей в телескопе любого размера и легко различима в большинство биноклей. M27, больше известная как Туманность Гантель, была обнаружена Мессье в 1764 году. И ее близость к нам (1250 световых лет), и большой размер (~1 светового года в диаметре) способствуют тому, чтобы она считалась одной из самых больших и ярких планетарок в нашем ночном небе.   Теперь вы можете поинтересоваться: "А где вообще эти объекты Мессье?"   Нам поможет "Where is M13?" Билла Чуми!
  На изображении выше мы видим положение M27 и M71 относительно Солнечной системы (оранжевая точка). M71 - оранжевая точка, обведенная синим, а M27 – синяя точка с выходящим за границы перекрестием.   Рассматривая их в телескоп, найдите минутку и «попрыгайте» от одной к другой, чтобы получить ощущение их абсолютных размеров.   В 4" телескоп туманность выглядит как типичная Гантель, но увеличьте апертуру, и она превратится в футбольный мяч! В небольшие телескопы мне не удалось выделить хоть какую-то из звезд, находящихся между наблюдателем и туманностью, но они легко становятся видимыми, если взять 8" или больше. С какой наименьшей апертурой вы сможете выделить по крайней мере одну звезду на переднем плане? Сколько вы можете выделить и с каким Телескопом?   Попытайтесь использовать на M27 фильтр OIII или UHC и пронаблюдайте за эффектом.   Вроде бы были некоторые разногласия относительно центральной звезды Гантели. Большинство современных источников указывает величину в пределах 14, но в более старых каталогах она немного ярче. Есть ли шанс, это она является переменной? В 18" телескоп центральная звезда весьма отчётлива, но я никогда не проверял, в какую наименьшую апертуру ее можно заметить. Взгляните и дайте мне знать.
  Помимо некоторых вопросов о переменности центральной звезды, нам достоверно известно, что есть как минимум одна переменная звезда, которую можно заметить на этом изображении Гантели. В октябрьском номере 2006 года "Sky and Telescope" Сью Френч отмечает, что чешский любитель астрономии Леос Ондра обнаружил переменную звезду Златовласка (Goldilocks), тщательно исследуя различные изображения M27 в 1991 году. Так смотрите в оба! - вы никогда не знаете, что можете найти. Это превосходное изображение Гантели предоставил для статьи Джон Грэхем, а я сделал из него поисковую карту – Джон, прости меня за пометку на такой красивой картинке.   Мы распрощаемся с M27 под последнее изображение от Джоша Доминико. Вы можете отыскать переменную Златовласка (Goldilocks Variable)?
    Теперь прыгайте на 4 и 3/4 градуса северо-восточнее в другую главу "Галактического кризиса самоопределения".
  NGC 6885 и/или 6882 / Caldwell 37 Эти "два" звездных скопления находятся возле звезды 20 Vulpeculae. Одно центрировано на звезде, другое смещено. Возможно. Наблюдатели часто сообщают о двух очевидных звездных скоплениях в этой области, но что из них что? Для ответа мы снова возьмемся за "Звездные скопления". Уильям Гершель обнаружил эти скопления одно за другим в соседние ночи, и его описания этих двух объектов почти идентичны, как и координаты – всего 15' разницы. С тех пор и воцарилась галактическая неразбериха.   Лучшее предположение на сегодняшний день, пока никто не может путешествовать назад во времени и присутствовать рядом с Гершелем в те вечера, это что 6885 – повторное наблюдение 6882.   В 1930 году Трамплер (Trumpler) сделал вывод, что здесь две группы, но имя второй не дал. Коллиндеру оставалось лишь присвоить этой "новой" группе название – Collinder 416. Однако Коллиндер тоже допустил ошибку, по всей видимости, перепутав размеры и блеск этих двух групп. К тому же, он указал, что звезда 20 Vul находится в обеих группах, и присвоил ей два различных номера в каталоге.   Проблемы перетекли в Лундский каталог.   Что касается Колдуэлла, я предполагаю, что Патрик Мур ссылался на скопление, центрированное на 20 Vul, когда отбирал его для включения в свой каталог, но об этом, вероятно, лучше спросить его самого. Кстати. Тем, кто ищет дополнительную информацию об этой небесной загадке, – у Стивена Джеймса О’Мира есть хороший обзор в книге "The Caldwell Objects".   С другой стороны, для вас, возможно, лучше выкинуть всё это из головы и искать самим.
  Рони Де Лаэт, который наблюдал с ETX 90 в Бельгийском Беккевурте, запечатлел область на зарисовке выше. Он пишет: На первый взгляд, скопление не бросается в глаза и подавлено более яркой звездой 20 Vul. Через некоторое время в поле зрения проявляются более тусклые звезды скопления. А под конец несколько членов скопления производят впечатление некой туманности. Возможно, это свечение более тусклых звезд, которые ETX не позволяет разрешить.     С этими словами я закрываю раздел о 688-... уффф, как бы там ни было, отправляемся к одной старой доброй планетарной туманности. Для начала передвиньтесь на 6 градусов южнее недоразумения 688X, или на 1 3/4 градуса восточнее эты Sge (наконечник стрелы): 6886.   NGC 6886   Снимок NGC 6886 Билла Уордена создает ощущение, что это довольно приятная планетарная туманность – ха! Вероятнее всего, это не тот объект, который доставит острые ощущения, как M27 или что-то другое. Сложность и удовольствие от этой цели заключаются в ее распознавании. Вот, взгляните на DSS-изображение поля зрения:
  Я обнаружил, что в моих телескопах она остается звездообразной практически до 500x. Ее выдает цвет, но даже это не очевидно до ~200x. Существует несколько различных подходов, позволяющих вытянуть её из звездного фона, – направить телескоп в эту область, а затем просканировать её с большим увеличением, или попытаться мигнуть OIII фильтром и смотреть, какая звезда остается яркой.   К слову сказать, хорошая работа, Билл.   Чтобы сузить поле поиска, самым упорным из вас пригодится этот перевернутый негатив изображения DSS.
  Хотелось бы сказать, что наша следующая цель будет легче, но к счастью, это не так. После больших, ярких и захватывающих объектов хорошо пройтись по нескольким сложным, но интересным, правда? Так опуститесь на три с половиной градуса юго-восточнее и начните охоту на IC 4997.     IC 4997 Еще одна иголка в стоге сена, это действительно цель для большего телескопа. Для лучшего результата используйте большие увеличения, 200x плюс. Сине-зеленый цвет должен выдать ее при сравнении со звездами, расположенными в этой области, но если вы все равно столкнулись с трудностями, мигните фильтром OIII.   Для тех, кто не знает, что такое это "мигание": держите фильтр OIII между своим глазом и окуляром, резко уберите его и снова поставьте. Внимательно исследуйте поле, ища "звезду", которая не меняет блеск, когда фильтр на месте. Это – планетарная туманность.   Вы узнаете, когда найдете ее. При 200x в больших телескопах она маленькая и круглая с небольшим количеством деталей, ровно столько же будет видно и при более высоком увеличении.   Упорные товарищи снова могут попытаться использовать перевернутый негатив изображения DSS.
  Бонусная планетарка этого месяца ненамного легче.   Я не включил ее в "официальный" список целей, но если вы, как и я, помешаны на планетарных туманностях, то не сможете оставить этот район, даже не взглянув на Abell 74. (Заметьте, я не предлагаю.)
Этот трудный объект требует темного неба и ОГРОМНОЙ апертуры. У меня не получилось поймать ее в 18", но у Элвина Хьюи (Cloudy nights) есть запись о наблюдении с 22" телескопом. Если вы решили искать ее на пластинах DSS, смотрите внимательно. Очень внимательно – ее почти невозможно различить.   Если вас интересуют планетарные туманности Abell, я настоятельно рекомендую книгу Элвина - "The Abell Planetary Observer's Guide”. Это превосходный источник.   Разочарованы? Не унывайте, следующая цель легче.   NGC 6940
  В небольшом телескопе это звездное скопление выглядит больше как яркий слабо сконцентрированный газ. 8" телескоп покажет группировку примерно из 70–80 звезд, а более крупные телескопы еще больше обогащают вид. Ищите красноватую звезду возле центра.   Ведран Врховац, наблюдавший его в Хорватии с 8-дюймовым добом f6 при 38x, предоставил следующее: Рассеянное скопление находится в богатом звездном поле Млечного Пути. Моя оценка размера скопления – 40’x15’, и состоит оно приблизительно из 70-ти звезд 10–11 зв. величины. В центральной части скопления – оранжевая звезда с блеском 9. Звездное скопление напоминает мне рыбу с головой на западе и хвостом на востоке.     И вот мы подошли к последнему объекту этого вечера.   Сложный объект – Palomar 10 Второе шаровое скопление в этой области различить намного сложнее, чем его собрата.      Pal 10 удалено от нас на 34 556 световых лет, а его светимость всего 509 солнц. Pal 10 было обнаружено в 1955 году Дж. Уилсоном при просматривании пластин DSS. И снова "Where is M13?" Билла Чуми поможет нам составить представление, где относительно на нас расположен этот наш сосед.
    Pal 10 – не самый легкий объект для обнаружения, апертура и темное небо настоятельно рекомендуются. А вот область в целом не так уж сложно определить, поскольку неподалеку находится одна из жемчужин этого месяца – скопление ас-Суфи. 
  И снова перевернутый негатив изображения DSS.
  Как с любым сложным объектом, я рекомендую использовать эту статью лишь как отправную точку. Распечатывайте поисковые карты, соответствующие вашему телескопу и оборудованию. Используйте MAST DSS, MegaStar, SkyMap Pro, Sky Tools 2 или RealSky, пока не определитесь, с чем вам удобнее работать.   Я думаю, что поиск скрытых и трудных целей обостряет наблюдательные навыки и создает возможность для более высокой оценки этих настоящих жемчужин ночного неба. Плюс это очень круто – видеть то, что доступно немногим.   Наконец, я хотел бы уделить минутку и поблагодарить всех читателей, которые предоставили наблюдения и фотографии к этой статье. Те, что я включил, – лишь верхушка айсберга. К сожалению, из-за ограничений полосы я могу разместить только малую часть фотографий, присланных читателями.   Как всегда, я рад, что народ находит эту колонку полезной.   До новых встреч,    Tom T.
Автор Tom Trusock
Адаптированный перевод с английского RealSky.ru
Публикуется с разрешения автора.
Оригинальная версия статьи на http://www.cloudynights.com  



Полезная информация:

Искусство наблюдения Deep-Sky 
http://www.realsky.ru/book/58-howobserve/73-observingdso
roman

Jupiter_sm.jpg.36af5b11a8178e2e90bdadb836 июня Марс и Регул составят красивую пару. Вечернее небо украсят Венера и Сатурн, а утром вы можете лично убедиться в исчезновении Южного экваториального пояса на Юпитере.

Вечернее небо В июне 2010 года, сразу после захода Солнца, ищите Венеру в северо-западной части неба. В начале месяца «вечерняя звезда» имеет блеск -4 зв. величины, являясь самым ярким светилом после Солнца и Луны. Обязательно направьте на нее свой телескоп во время сумерек, когда свет Венеры еще не такой ослепительный. Взглянув в окуляр, можно без труда заметить неполный диск планеты, так называемую фазу. В течение месяца освещенность диска уменьшится с 81% до 71'%, а угловой размер увеличится с 13'' до 15''. Эти изменения говорят о том, что расстояние между Землей и Венерой сокращается, и вскоре наступит период наилучшей вечерней видимости планеты.   Немного левее и выше Венеры располагается Марс. Светящаяся бледно-оранжевым светом планета проходит неподалеку от голубовато-белого Регула. Цветовой контраст между Марсом и Регулом лучше всего заметен в бинокль. Не поленитесь полюбоваться этой красивой парой 6 июня 2010 года, когда угловое расстояние между ними составит всего один градус. К сожалению, благоприятное время наблюдений Марса уже прошло, в телескоп планета выглядит маленькой невыразительной горошиной без каких-либо деталей.   Пожалуй, самая доступная и интересная планета июньского вечера — это Сатурн. Планету можно найти в юго-западной части неба спустя 30 минут после захода Солнца. Более подробно о наблюдениях Сатурна читайте в статье «Сатурн и как его наблюдать».     Ночное небо 25 июня 2010 года карликовая планета Плутон окажется на минимальном расстоянии от Земли. Несмотря на противостояние, блеск Плутона составит всего-навсего 14 зв. величин. Если вы — владелец телескопа с диаметром объектива 250 мм и проживаете в южных районах нашей страны, у вас есть шанс проверить свои наблюдательные навыки, устроив охоту за Плутоном. Задача не из легких, так как карликовая планета перемещается по созвездию Стрельца в самой гуще Млечного Пути.

Утреннее небо Нептун в июне 2010. Поисковая карта для бинокля Нептун, имеющий блеск 7,9 зв. величины, доступен для наблюдений в бинокль или небольшой телескоп. Интересный факт: в июне местоположение Нептуна среди звезд почти совпадает с положением планеты в момент её открытия 146 лет назад Иоганном Галле. В первой половине месяца Уран и Юпитер можно наблюдать в одном поле зрения поискового окуляра. Сменив окуляр на более мощный, вы сможете рассмотреть крошечный сине-зеленый диск Урана, а на Юпитере полюбоваться его знаменитым облачным покровом, который за последнее время претерпел большие изменения. Дело в том, что на Юпитере исчез Южный экваториальный пояс (ЮЭП), оставив Большое Красное Пятно (БКП) в одиночестве. Событие редкое, но не уникальное. Например, аналогичное исчезновение наблюдалось в начале прошлого века, когда пояс исчез на целых 17 лет. За развитием драматических событий на планете может проследить любой любитель астрономии, имеющий в своем распоряжении даже небольшой телескоп. Две фотографии Юпитера. Слева без ЮЭП 9 мая 2010 года, справа с ЮЭП 9 июля 2009 Фазы Луны в июне 2010 года

Что ещё наблюдать в июне
Гид по созвездиям: Созвездия Лисичка и Стрела
Вселенная в бинокль: Два шаровых скопления поздней весны
Неизвестная Луна: Змеиный хребет 
 

Рекомендуем:

Грелки на телескопы. Скажи росе нет!
map2Грелки R-Sky – эффективное средство борьбы с запотеванием и обмерзанием телескопов и фотообъективов. Узнать подробнее...
Грелки на вторичные зеркала Ньютонов
map2Обогреватели на вторичные зеркала помогают предотвратить запотевание и обмерзание вторичного зеркала телескопов системы Ньютон. Узнать подробнее...
roman

Serpentine_Ridge_sm.jpg.3e18bf65341c9b75Змеиный хребет — одно из самых интересных лунных образований, является следствием тектонической деформации. Лучшее время наблюдения, когда возраст Луны составляет 5, 18, 19 и 20 дней.

Кратер Плиний — место крушения космического аппарата Ranger 6.
 

Удивительно, но одно из самых интересных лунных образований — Змеиный хребет — почему-то незаслуженно игнорируется многими любителями астрономии. Когда возраст Луны достигнет пяти дней, направьте свой телескоп в район Моря Ясности (Mare Serenitatis) и, применив небольшое увеличение, внимательно осмотрите его восточную часть. Видите длинную и тонкую белую линию, петляющую с севера на юг и почти повторяющую по форме восточную окраину Моря Ясности? Это и есть Змеиный хребет.




Своё название это образование получило благодаря фантазии известного немецкого астронома Иоганна Шрётера (1745 - 1816), который увидел в нем гигантскую ползущую змею. Если ваш телескоп дает зеркальное изображение, возможно, вам, как и мне, хребет напомнит больше девичью косу, чем змеиное тело.


Общая протяженность Змеиного хребта просто колоссальна — около 500 километров, а вот высота всего 100–200 метров, из-за чего гряда становится доступной для наблюдений только под косыми солнечными лучами, то есть во время восхода над ней (или заката) Солнца.

Несмотря на то что название «Змеиный хребет» прочно закрепилось за этой достопримечательностью и до сих пор встречается на многих картах, все же это неофициальное название. Международный Астрономический Союз (МАС) в 1976 году разделил хребет на сегменты — Гряда Смирнова (Dorsa Smirnov), Гряда Листера (Dorsa Lister), Гряда Никола (Dorsum Nicol) плюс участок с северной оконечности, для которого у МАС не нашлось названия.

Поднимите увеличение своего телескопа и рассмотрите хребет более внимательно. Его средняя часть, общей протяженностью 156 км, — это Гряда Смирнова, названная в честь нашего соотечественника, академика Сергея Смирнова. Примерно посередине гряды при хорошем качестве атмосферы можно разглядеть в 100-мм рефрактор крошечный кратер Вери (Very) диаметром всего 5 км.


Переместившись немного южнее, вы обнаружите Гряду Листера, а затем и Никола. Правда, последнюю довольно трудно разглядеть, так как эта гряда ниже остальных, и вам придется поймать момент её наиболее удачного освещения.

Если внимательно посмотреть на карту Моря Ясности, несложно заметить, что Змеиный хребет не заканчивается на севере или юге, а как бы образует кольцо, идущее вдоль морских границ. Также нетрудно заметить, что дно бассейна просто усеяно различными складками, некоторые из которых напоминают расходящиеся круги на воде. Это следы лунной тектонической деформации.

По урокам географии каждому школьнику известно, что земная кора состоит из больших блоков — тектонических плит, которые постоянно движутся относительно друг друга. В месте столкновения плит образуются массивные горные хребты. Лунная тектоника имеет иную природу. Дело в том, что на Луне нет тектонических плит, но движение и деформация лунной коры в прошлом привели к образованию различных складок и борозд.

Что вызвало эти перемещения? Миллионы лет назад, после образования большинства лунных бассейнов ударного происхождения, гигантские потоки лавы, заполняющие моря, под своей тяжестью вызвали проседание дна, вследствие чего образовались дугообразные борозды. Пример таких борозд можно найти вдоль юго-западной и юго-восточной границы Моря Ясности. В то время как лава продолжала заполнять собой огромные территории, а осадка дна происходила неравномерно, в некоторых местах лава начинала застаиваться. Новый, более быстрый слой раскаленного базальта покрывал более медленный старый, что привело к уплотнению породы и образованию хребтов.
 

 
Борозда (трещина) Сульпиций Галл - последствие проседания дна бассейна Моря Ясности. Видна в 300 мм телескоп.
Интересно, что многие морские хребты, в том числе и Змеиный, располагаются рядом с древними кольцами бассейнов, которые были похоронены потоками лавы и почти повторяют их очертания. Такое соседство наводит на мысль, что процесс образования хребтов непосредственно связан с кольцами, которые, по всей видимости, создавали область высокого напряжения и управляли потоками лавы, тем самым способствуя образованию хребтов.

Разглядывая южную часть Моря Ясности, найдите небольшой кратер Плиний (Pliny). Именно в этом районе 2 февраля 1964 года потерпел крушение космический аппарат Ranger 6. Стоит сказать, что авария была запланированной — вся серия Ranger изначально была рассчитана на столкновение с лунной поверхностью. Главная задача этих станций заключалась в передаче высококачественных изображений лунной поверхности на стадии их приближения к ней. Но в случае с Ranger 6 этого не произошло. Аппарат достиг Луны, но свою миссию не выполнил. Конструкционные ошибки были устранены, и уже Ranger 7 передал на Землю более четырёх тысяч фотографий нашей соседки.


Дополнительная информация:

Список лунных образований упомянутых в статье:
Змеиный хребет (Serpentine Ridge)
Гряда Смирнова (Dorsa Smirnov)
Гряда Листера (Dorsa Lister)
Гряда Никола (Dorsum Nicol)
Кратер Вери (Very)
Кратер Плиний (Pliny, Plinius)
Оптимальные для наблюдения время, когда возраст Луны составляет 5, 18, 19 и 20 дней.

23 и 24 карта в Atlas Of The Moon. Antonin Rukl 
Скачать карту из атласа LAC
 

Автор Роман Бакай. Май 2010.
Роман является основателем и шеф-редактором сайта RealSky.ru,
где он пишет о практической любительской астрономии, дает советы новичкам
на форуме и ведет личный блог.
Так же, Роман основал компанию R-Sky по производству оборудования необходимого для каждого любителя астрономии.
Крейг Старк

Pixel_sm.jpg.5287d38adf2f7990ea8bb859313В этой статье мы поговорим о фундаментальной единице нашего изображения – о пикселе и выясним, что понятие пикселя оказывается ключевым в понимании нашего изображения и качества данных. Почти всё, с чем вам придется столкнуться в астрофотографии, основывается на понимании пикселя.

В Части 1 этой колонки мы пробежались по основным понятиям – что мы подразумеваем под сигналом и что имеем в виду под шумом. На ваших изображениях всегда будет шум, и избежать этого невозможно. Хитрость в том, чтобы создать визуально более приятную картинку с приемлемым отношением сигнала к шуму (ОСШ). Для получения хорошего разрешения нужно вытянуть тусклые биты, не превратив при этом изображение в полную кашу. На ярких участках ОСШ не представляет сложности, поэтому большую часть времени мы уделим обсуждению нижнего предела шкалы интенсивности.

В этой статье мы поговорим о фундаментальной единице нашего изображения – о пикселе. Может показаться, что мы установили слишком низкую планку, но в итоге понятие пикселя оказывается ключевым в понимании нашего изображения и качества данных. Почти всё, с чем вам придется столкнуться, основывается на понимании пикселя.

Прежде чем начать, хочу отметить, что открывать велосипед я не собираюсь. В сети было много попыток описать ОСШ в пикселе. Например, широко известный обзор Steve Cannistra или еще один (на CloudyNights) - Charles Anstey. А недавно я наткнулся на превосходную статью по этой теме Sam Fahmie. Каждый из этих обзоров – по большому счету математическая работа и отличный источник. То, что я буду делать в данной статье, тоже математически верно (цифры не лгут – лгут люди с помощью цифр!), просто я попытался представить вычисления в ином формате. Вы встретите несколько уравнений, но ничего более сложного, чем можно вычислить на простом калькуляторе вашего компьютера. Я буду всюду приводить цифры (на самом деле, совсем немного), но лишь для того чтобы показать, откуда они берутся, и как вы сами можете получить их. Чтобы облегчить задачу, я  составил электронную таблицу , которую можно использовать в Excel, Open Office, Neo Office или другой программе, позволяющей работать с таблицами Excel.

Не исключено, что вы заметите мою личную позицию, т.к. столкнетесь с ней и здесь, и в следующих статьях. А на тот случай, если этого не произойдет, я выложу ее прямо сейчас. Она может показаться странной для того, кто зарабатывает на жизнь как ученый и исследователь, или того, кто пытается заниматься астрофотографией, но моя философия в том, чтобы не делать упор и не зацикливаться на достижении неимоверной точности. Один мой приятель, назовем его Майкл (потому что это его имя), занимался вычислением оптимальной длительности субэкспозиции и получил 3 минуты 17 секунд. У него была неплохая библиотека 3-минутных темновых снимков, но он собирался пойти и сделать новые – длительностью 3 мин 17 сек, пока я не растолковал ему кое-что. Для начала, он никогда не заметит разницы, даже если дополнительные 17 секунд дадут теоретическое улучшение, т.к. разница незначительна. Во-вторых, все вычисления основаны на приблизительных оценках значений, и если эти оценки не совсем верны, то вычисления тоже. Так не старайтесь слишком вдаваться в детали! Например, если мы подведем итог в какой-нибудь статье словами «более-менее высокое разрешение, которое вам необходимо – это 1”/пиксель», а у вас 1.1” или 0.9”, не надо бежать и обменивать камеры, телескопы, преобразователи данных и т.д., чтобы добиться ровно 1”. Разница пустяковая, а утверждение основано на оценках наблюдения, трекинга (ведения монтировки), и т.п. Но если вы принимаете во внимание 0.1” на пиксель... ОК, самое время предложить решение получше.

Источники сигнала и шума
Фотоны бомбардируют вашу ПЗС-матрицу (или CMOS – на самом деле это без разницы), и её работа – посчитать эти фотоны. От любого ПЗС сумма фотонов приходит в аналоговых единицах. Она передается в аналогово-цифровой преобразователь (АЦП), задача которого – превратить аналог в цифру. Эта цифра – нормированный вариант числа фотонов, которые достигли ПЗС-матрицы плюс-минус некоторое число. Вот это плюс-минус и есть шум, или отклонение в нашей оценке количества фотонов, поразивших пиксель.

Как уже говорилось в прошлый раз, мы имеем дело с несколькими источниками сигнала и шума. Давайте кратко перечислим их с точки зрения ПЗС-матрицы:

1. У нас есть фотоны от объекта – тусклой размытости. Допустим, каждую секунду из DSO поступает 10 фотонов. Они хорошие. Нам они нравятся. Назовем их реальным сигналом.

2. У нас есть фотоны, которые тоже поступают от неба, но не из DSO. Это фотоны, обусловленные свечением неба. К примеру, на изображение поступает 100 таких фотонов в секунду. Пока свечение неба не кажется совсем уж плохим (но станет таким буквально через секунду). Это - сигнал, но сигнал, который нас абсолютно не интересует.

3. У нас есть фотоны, поступающие из темноты. ОК, из темноты как таковой они не поступают, но даже в полной темноте их с определенной скоростью генерирует ПЗС-матрица. Скорость немного меняется от пикселя к пикселю (у некоторых она очень высокая – это «горячие» пиксели). Но если рассматривать только один пиксель, то скорость постоянна. Пусть это будет 0,03 в секунду для охлажденной камеры. И снова это сигнал (ведь изображение становится ярче), но сигнал, который мы просто вырежем при обработке.

Не знаю, насколько это важно, но числа эти не совсем вымышленные. Я просто изучил 1-минутное изображение M51, сделанное на QSI 540 и Borg 101 ED f/4 в условиях городского неба. Фон был ~4200 АЦЕ, область рукавов ~4500 АЦЕ, средний темновой снимок ~215 АЦЕ, а средний шумовой ~214 АЦЕ. Системное усиление здесь 0.8 е-/АЦЕ, пиковая КЕ составляет 55 % при вполне приличном среднем значении, зафиксированном на диапазоне, – 50 %. Итак, если мы вычитаем шумовой кадр, то остается ~4000 АЦЕ фона, ~4300 для фона с объектом (или ~300 для объекта после удаления фона), и примерно 1 АЦЕ темнового тока. Преобразуйте всё в фотоны (умножьтесь на 0,8, чтобы перейти к электронам, и затем на 2 для получения количества поразивших сенсор фотонов, потому что зарегистрирована была только их половина – 50%). Получится 6400 фотонов в минуту от свечения неба, 480 в минуту от объекта и 1.6 в минуту от темнового тока (иначе 107 в секунду, 8 в секунду, и 0,03 в секунду).

Но на самом деле всё не так. Если бы было так, мы плясали бы от радости. Но есть еще:

1. Дробовой шум от объекта. Фотоны не достигают правильной, постоянной скорости. Отсюда в сигнале появляется отклонение величиной sqrt (N) (где N - количество фотонов). В нашем примере отклонение (т.е. шум) составит примерно 3,2 фотона в секунду.

2. Дробовой шум от свечения неба.

3. Дробовой шум от темнового тока.

4. Шум считывания

Пиксельное уравнение ОСШ
Так как ОСШ – это отношение (сигнала к шуму), учитывать нужно две стороны. Во-первых, "сигнал". Он состоит из трех частей, рассмотренных выше. Реальный сигнал мы получаем от DSO, свечения неба и темнового тока.

Полный сигнал = Длительность * (объект + свечение неба + темнота)

В скобках мы можем подставить количество фотонов или электронов (напомню, что у меня было зарегистрировано около половины фотонов), или даже АЦЕ. Это выражение говорит, что у нас есть три источника "потока" (потоки фотонов, которые входят в наш датчик с определенными скоростями). Сложите их и получите полную скорость (количество за секунду). Умножьте на длительность выдержки, и получится полный сигнал. Никакой высшей математики.

Дробовой шум = sqrt (Полный_сигнал)

Вспомните, что было выше и в Части 1 – при реальном суммировании фотонов появляется отклонение, которое определяется квадратным корнем из их предполагаемого количества. Итак, эта часть шума у нас есть.

Шум считывания =... ладно... шум считывания

Каждый раз при считывании изображения ваша камера вводит некоторое количество электронов шума считывания.

Теперь нужно объединить эти два источника шума. Мы делаем это, извлекая квадратный корень из суммы их квадратов. Получается sqrt (sqrt(Полный_сигнал)2 + Шум_считывания2), или после упрощения:

Шум = sqrt (Полный_сигнал + Шум_считывания2)

На данный момент это вся математика, которая нам понадобится. Давайте подставим сюда некоторые значения, и вместо фотонов будем производить вычисления в электронах. Основываясь на данных для изображения M51, мы имеем:
 
Источник сигнала е-/сек Цель 5 Свечение неба 50 Темновой ток 0,02
Наше уравнение для сигнала примет вид:

Полный_сигнал = Длительность * 55,02

Если мы подставим вместо длительности 60 секунд, то получим полный сигнал ~3300 электронов. (Напомню, что у моей камеры усиление 0,8 е-/АЦЕ, поэтому если мы разделим результат на 0,8, то получим чуть больше 4000 АЦЕ - из-за того что немного раньше мы начали округлять, и я использовал более удобные числа).

Обычное значение шума считывания для хорошей камеры – порядка 8 е-. Если мы формируем шум в течение 60-секундной выдержки, то получаем:

Шум = sqrt (3300 + 82) = sqrt (3364) = 58

В этом месте может возникнуть желание сказать, что ОСШ=3300/58=~57, и начать плясать, т.к. это очень хорошее ОСШ для одинарного снимка. Но вспомните, что большая часть этого "сигнала" - сигнал, который нас не интересует. Мы возьмем инструмент Levels или B slider и "перезагрузим точку черного", чтобы удалить все свечение неба и темновой ток. Мы выбросим их, потому что не хотим знать, насколько ярким является небо. Наш реальный сигнал - сигнал от DSO, а он составляет 60 секунд * 5 е-/сек или 300 электронов. ОСШ теперь 5.2. Это лучше чем ОСШ = 1 (как говорится, надо же с чем-то сравнивать), хотя и не 57.



Вот снимок (исходник, никакой предварительной обработки, лишь простое линейное растяжение), по которому вы можете понять, на что похож этот уровень ОСШ. Это уже кое-что. Видно, что рукава M51 выделяются из шума. Но здесь этот снимок выступает не в качестве образца. В итоге наше полное ОСШ будет намного лучше.

Еще один случай



Данные по снимку M51 могли оставить у вас впечатление, что темновой ток и шум считывания ничего не значат. Шум считывания был 8 е-, а дробовой шум от темнового тока - ноль. Дробовой шум от свечения неба был порядка 55 е-. Поскольку полный шум составил 58 е- (запомните, что нельзя добавить шум простым сложением – нужно возвести в квадрат каждый тип шума, суммировать и затем извлечь квадратный корень), эти 55 е- дробового шума от неба изрядно пугают. Давайте рассмотрим еще один случай для снимков, полученных с использованием фильтра H-a на той же камере и телескопе. Здесь фон неба вблизи туманности Конус показывает примерно 440 АЦЕ при 10-минутной выдержке, а сама туманность - около 505 АЦЕ. Кроме того, темновые снимки примерно 216 АЦЕ. Если мы убираем 214 АЦЕ шумового сигнала, то остается еще 2 АЦЕ от темнового тока (1.6 е-), 226 АЦЕ, поступающие из свечения неба (179 е-) и 65 АЦЕ (52 е-) от объекта (или по крайней мере одной части объекта).

Т.е. интересующий нас сигнал - 52 е-, а полный сигнал 233 е- (объект + свечение неба + темнота). Тогда шум:

sqrt (233 + 82) = 17,2

Тогда ОСШ в этом изображении 3,0 (немного хуже чем прежде, но в основном это зависит от того, на какое место изображения смотреть). Вот в чем точка преткновения – надо учитывать, откуда поступает шум. В целом здесь намного меньше шума, чем в предыдущем случае. В сущности, вы и сами можете видеть это на изображении. Посмотрите на фон Конуса и M51. Заметили дополнительный шум в фоне M51? Это дробовой шум от свечения неба.

На снимке Конуса у нас шум 17,2 е-, тогда как в предыдущем случае было 58 е-. В прошлый раз, если бы мы проигнорировали шум считывания, то имели бы полный шум 57 е-. После удаления дробового шума от объекта у нас всё еще оставался 55-электронный шум от свечения неба. Это из полного шума 58 е-. Кто бы в этом случае волновался о шуме считывания? Наше ОСШ с учетом шума считывания было 5,2. Уберите его, и ОСШ будет 5,3.

Теперь же у нас совсем другая история. Здесь полная шумовая составляющая – 17,2. Если рассматривать только дробовой шум (на всей картинке), то это 15,2 е-. Дробовой шум от неба 13,4 е-, шум считывания 8 е-. Значения намного ближе друг к другу. ОСШ с учетом шума считывания – 3, а без учета – 3,4. Очевидно, что теперь это более значимый фактор. Если бы мы могли устранить его, наше ОСШ повысилось бы на 13 %, тогда как в предыдущем случае – менее чем на 2 %.

Это к вопросу о том, почему люди говорят, что современная камера, низкий шум считывания, низкий темновой ток и т.д., как это ни странно, более важны под темным небом. И о том, почему различные калькуляторы для расчета оптимальной длительности выдержки говорят, что в темной местности нужно использовать более длительные выдержки, чем под городским небом. Ведь на первый взгляд кажется, что городское небо создаёт больше проблем, из-за чего требуется более совершенная камера. А правда в том, что само городское небо так сильно «шумит», что будет сложно воспользоваться преимуществом сниженного шума лучших фотоаппаратов. (Довольно важная оговорка: при сравнении камер предполагается, что обе дают устойчивый, "послушный" шум – во многих случаях это не так, о чем мы расскажем позднее).

Игра цифрами

Надеюсь, что сейчас вы сидите и чешете затылок, произнося что-то вроде “Гммм...”. Вероятно, у вас возникли вопросы типа: какое ОСШ у меня в рукавах галактики? Какие ОСШ дают мои любимые снимки? Что случится, если переместить телескоп в более темную местность? Действительно ли помогает мне этот фильтр? Если мой приятель утверждает, что его световое загрязнение хуже, чем моё, это действительно оправдание, или его ОСШ не хуже моего? Что произошло бы, если б я получил камеру с более низким темновым током?

Игра цифрами позволяет вам решить эти проблемы. Я называю это игрой, потому что это должно быть развлечением. Еще раз, не углубляйтесь в детали. Если вы выбрали участок изображения и видите, что в одном месте у него 1017 АЦЕ, а по соседству 1024, не парьтесь. 1020 прекрасное число. Ваша задача – получить представление о том, как ведут себя эти вещи, и научиться видеть, что приводит к большим победам и поражениям, а что, возможно, не имеет значения. Чтобы помочь вам разобраться в этом, я составил электронную таблицу в формате Excel. На самом деле Excel не обязателен, в действительности я составлял ее не в Excel. OpenOffice – превосходный заменитель (и бесплатный притом), Google Docs тоже подойдет (хотя при использовании Google Docs с графиками будет не так просто). В общем поможет всё, что позволяет работать с файлами .xls. 

Главный лист электронной таблицы

Перед началом работы с таблицей выберите световой, соответствующий темновой и шумовой снимки. Раскройте световой. Вам нужно будет найти два значения. Одно – интенсивность фона, т.е. свечения неба, а другое – интенсивность объекта (выберите какую-нибудь область, только не ядро галактики, а скорее рукава или ту частичку туманности, которую хотите выделить). И то и другое надо делать на исходном световом снимке (без какой-либо предварительной обработки). Введите интенсивность темнового и шумового снимков, длительность экспозиции для светового и темнового (удостоверьтесь, что темновой снимок не менее ярок, чем шумовой). И, наконец, введите два параметра своей камеры, которые можно выяснить у производителя (либо в любом из моих обзоров): усиление матрицы и шум считывания.

В нижней половине первого листа показаны вычисления, которые я провел для образцов в этой статье. По умолчанию здесь загружены типовые данные для моего городского неба. Вы увидите, что ОСШ для той части рукавов M51, которую я выбрал, равно примерно 4 (в примере выше числа были немного округлены, но в электронной таблице используются истинные значения). Здесь также подставлены значения L-канала со снимка туманности Вуаль. Он был сделан в городе Джулиане, в гостинице моего приятеля Чака Кимбелла «Big Cat Cabin». Как можно видеть, там намного более темное небо. Потребовалось бы 20 минут выдержки, чтобы добраться до такого же уровня фонового свечения, который здесь я получаю всего за минуту!

Развлечение с графиками

Простыми вычислениями развлечения не ограничиваются. В электронную таблицу включены несколько листов с графиками, чтобы показать различные варианты “а что если”. Первый добавочный лист («Влияние свечения неба») показывает, что произойдет с ОСШ вашего одинарного снимка, если поменять место наблюдения на более яркое или более темное. Как можно увидеть, свечение неба довольно слабо влияет на ОСШ.

Следующий («Влияние длительности») показывает влияние длительности выдержки на ОСШ одинарного снимка. Конечно, увеличение длительности экспозиции приводит к улучшению ОСШ. Вспомните, что шум считывания постоянен, а дробовой шум от свечения неба повышается с квадратным корнем длительности. Сигнал от объекта тоже повышается с длительностью, именно поэтому ОСШ одинарного снимка продолжает расти. Конечно, вместо того чтобы делать один 20-минутный снимок, вы можете сделать четыре по 5 минут и сложить их. Такой эффект представлен на другом листе («Длительность субэкспозиции»).

Затем вышеупомянутое «Сложение». Здесь показано, что случится с ОСШ, если вы будете многократно использовать выдержку (при общих параметрах настройки) и складывать снимки (опять-таки, предполагая, что камера дает устойчивый, «послушный» шум). Здесь становится очевидно, почему мы складываем! Тем не менее, можно сравнить ОСШ при однократной 10-минутной выдержке на листе «Влияние длительности» и результат сложения 10-ти снимков по 1 минуте (на листе «Сложение» все данные приведены для 1-минутных снимков).

И, наконец, последний лист под названием «Длительность субэкспозиции» позволяет вам ввести фиксированное полное время экспонирования (по умолчанию 180 минут), и исследовать ОСШ в зависимости от длительности отдельных подвыдержек (субэкспозиции) при сложении.

Замечу, что в каждом листе многое упрощено. Особенно это касается того факта, что мы не учитываем вычитание темнового снимка, либо считаем его ОСШ бесконечным. Аналогично предполагается, что на ваших флэтах (снимок максимально яркой поверхности с минимальной выдержкой) тоже нет никакого шума. Любое действие по исправлению искажений вводит шум в ваше изображение. Но несмотря на все ограничения, эти шаги неплохо помогают почувствовать, что и как влияет на ваше ОСШ.

Пример "а что если?”. Эксперимент: Влияние свечения неба

Выше я привел пример снимка Вуали для Джулианской местности и моего городского неба. Мы можем использовать этот лист, чтобы посмотреть, что изменилось бы, если бы снимок М51 я тоже сделал в Джулиане. Это – пример того, что вы можете сделать, начав играть с цифрами, который позволит вам понять, как сопоставлять и сравнивать.

Если использовать мои оригинальные параметры, мы увидим, что поток от свечения неба составляет 53 е-/сек, а от объекта, т.е. рукавов M51, – 4 е-/сек. Давайте переместим мое оборудование в местность Чака, где поток свечения неба – всего 2,36 е-/сек. Просто вставить параметры Вуали и закончить на этом мы не можем, поскольку это Вуаль, а мы снимаем M51. Итак, надо немного поиграться. Если мы сначала опустим фон свечения неба до 390, то получим примерно такой же поток свечения неба, как у Чака. Естественно, объект+свечение неба теперь уже не 4500, как в начале. Нам нужен сигнал от объекта 300 АЦЕ (как раньше), который дает поток от цели 4 е-/сек (ведь M51 там не ярче, чем здесь – там только небо более темное, чем мое). Итак, если мы установим сигнал от объекта 690 (390+300), то получим правильный поток от M51.

А теперь посмотрите на ОСШ. Вы увидите, что ОСШ рукавов М51 в темной местности составляет 11,38. Вспомните, что то же самое пятно в моих наблюдениях имело ОСШ 4.06. Мы говорим о почти трёхкратном увеличении ОСШ и вспоминаем, что для получения 2xОСШ требуется в 4 раза увеличить исходные данные (N/sqrt (N)). Вставьте назад оригинальные значения и отправляйтесь к листу «Сложение», чтобы убедиться, что нужно сложить примерно 8 снимков, чтобы добраться до ОСШ 11,38 (смотрите на графике или в таблице справа). Из этого следует, что под городским небом нам нужно собрать в 8 раз в больше данных, чтобы сравняться с темным небом.

Снова вставьте значения для темного неба и смотрите лист «Длительность субэкспозиции». Теперь для большинства длин субэкспозиции ОСШ превышает 160. Вот что сделали три часа работы в Джулиане. Посмотрим, какое полное время экспонирования понадобится мне дома, чтобы добиться такого же результата. Верните параметры моего неба в данные на первом листе. Через 3 часа экспонирования ОСШ ниже 55. Начните повышать полное время экспонирования и смотрите на эффект. Вы доберетесь до 1550 прежде, чем мое ОСШ сравняется со значением для темной местности. 1550 минут – это около 26 часов. Ого! При работе с LRGB мне действительно нужно выбираться в гостиницу Чака (или в какую-нибудь другую темную местность). (Заметьте, что 26 часов примерно в 8 раз больше, чем 3 часа, и вспомните множитель 8x, который мы получили чуть выше). Теперь, вооружившись новыми знаниями, мы можем начать задавать другие вопросы. Гммм... а как насчет использования фильтра H-a? Появились идеи?

Заключение

Скоро мы перейдем к статьям о таких вещах как осуществление выборки, и как соотносятся ОСШ и разрешение. Кроме того, обсудим относительное фокусное расстояние – что оно даёт и чего не даёт нам. Еще сравним цветные камеры с черно-белыми. А также немного глубже рассмотрим, как предварительная обработка может добавить шум в ваши изображения. Всё это требует умения манипулировать ОСШ в пикселе. Ну а по пути рассмотрим, как измерить шум считывания или системное усиление вашей камеры без какого-либо замысловатого оборудования. Хочется верить, что первые две статьи заполнили промежутки в ваших знаниях, и вы на верном пути.

Ясного неба! Craig
  Craig Stark автор множества публикаций по техники астрофотографии в журналах Sky and Telescope, Astronomy и AstroPhoto Inside. Разработчик программного обеспечения для астрофотографии — Nebulosity, PHD Guiding, DRSL Shuter. Сайт автора www.stark-labs.com  

Адаптированный перевод с английского RealSky.ru Публикуется с разрешения автора. Оригинальная версия статьи на www.cloudynights.com
roman

Saturn.jpg.31415a44986a5c6e1918e752ccb34Увидеть кольца Сатурна мечтает каждый любитель астрономии. Читайте, как наблюдать кольца, щели, тени, пояса и зоны, а также спутники Сатурна.

Краткая справка
Сатурн — планета-гигант, состоящая преимущественно из жидкого водорода и гелия. Сатурн превосходит Землю по объему в 800 раз, а по массе в 95. Полный оборот вокруг Солнца занимает 29,5 лет. Сатурн находится в 10 раз дальше от Солнца, чем Земля, и получает в 91 раз меньше солнечной энергии. Поэтому температура на границе облаков составляет -120°С.

Когда наблюдать Сатурн?
Как и все внешние планеты, Сатурн доступен для наблюдения в течение всей ночи в период противостояния. Противостояния Сатурна происходят ежегодно, с небольшим смещением в две недели относительно прошлогодней даты. 

Таблица. Ближайшие противостояния Сатурна 
Дата Видимый размер Звездная величина 2 июня 2016 18" 0 15 июня 2017 18" 0 27 июня 2018 18" 0 9 июля 2019 18" 0 20 июля 2020 18'' 0,1
Видимый блеск Сатурна колеблется от противостояния к противостоянию немного больше, чем у Юпитера. Это вызвано тем, что кольца Сатурна также участвуют в отражении солнечного света, и в период, когда кольца находятся в максимальном раскрытии, видимый блеск планеты больше, чем когда они повернуты ребром. 

Детали на поверхности Сатурна в зависимости от размера телескопа
Каждая планета солнечной системы в чем-то уникальна и интересна, но Сатурн уникален по-своему благодаря окружающим его кольцам. У любого, даже самого равнодушного к астрономии человека, вид Сатурна в телескоп вызывает неподдельный интерес. Внимательный наблюдатель способен различить кольца уже в небольшой бинокль, в виде маленьких отростков по бокам планеты. 
60–70-миллиметровый телескоп четко показывает небольшой диск Сатурна без явных деталей, окруженный кольцами, на которых достаточно уверенно видна тень от планеты. Если кольца пребывают в состоянии умеренного или максимального раскрытия, в такой телескоп можно разглядеть щель Кассини. 

Для наблюдений облачных поясов Сатурна рекомендуется иметь телескоп с диаметром объектива минимум 100–125 мм. Однако для более-менее серьезных наблюдений лучше всего увеличить размер апертуры до 200 мм и более. В телескоп такого размера (который по нынешним временам не редкость даже среди начинающих любителей) можно наблюдать пояса, зоны, темные и светлые пятна на поверхности планеты, также становятся доступны удивительные детали строения колец Сатурна. 

Необходимое оборудование
Какой телескоп и окуляры лучше всего иметь для наблюдений Сатурна? По сути рекомендации не отличаются от уже данных в статье «Юпитер и как его наблюдать». Стоит лишь отдельно поговорить о наборе цветных фильтров, которые необходимо иметь для повышения контраста и выделения из фона различных образований в облачном покрове Сатурна. 

Итак, темно-желтый (№ 15) и оранжевый (№ 21) фильтры рекомендуется использовать для выделения поясов и зон Сатурна, а также небольших, малоконтрастных деталей в них. 

Если вы владелец телескопа с диаметром объектива более 200 мм, стоит попробовать темно-красный фильтр (№ 25) как альтернативу фильтрам № 15 и № 21. 

Желтый (№11) фильтр хорошо выделяет зеленые и красноватые детали атмосферы

Зеленый (№ 58) заметно выделяет полярные области и улучшает их детализацию. Фильтр будет полезен и при наблюдении поясов и зон, значительно улучшая видимость ярких пятен.

Голубой (№ 80А) улучшает детализацию в кольцах Сатурна. На телескопах с большим диаметром объектива имеет смысл заменить голубой фильтр на синий (№ 38А) или фиолетово-синий (№ 47)

Что наблюдать на Сатурне
Как и Юпитер, Сатурн — газовый гигант, поэтому говоря о его наблюдении, мы подразумеваем рассматривание атмосферы планеты, которая внешне схожа с юпитерианской. Однако количество видимых деталей и их контраст у Сатурна значительно меньше. Вызвано это двумя причинами — значительно большей удаленностью Сатурна от нас и особенностями планеты, где пары аммиака поднимаются из теплых недр и, вымораживаясь в верхних слоях атмосферы, образуют плотный слой тумана, скрывающий тонкую структуру поясов и зон.

Скорее всего, первое, что вы увидите, направив телескоп на планету, — это невыразительный диск, окруженный кольцами. Наберитесь немного терпения и продолжайте всматриваться. Как только ваши глаза адаптируются, на диске Сатурна станут заметны темные (пояса) и светлые (зоны) полосы.



Классификация зон и поясов Сатурна
ЮПШ — Южная полярная шапка
СПШ — Северная полярная шапка
ЮЮУП — Юго-южный умеренный пояс
ЮУП — Южный умеренный пояс
ЮЭП — Южный экваториальный пояс
ЭП — Экваториальная полоса 
СЭП — Северный экваториальный пояс
СУП — Северный умеренный пояс
ССУП — Северо-северный умеренный пояс
ЮЮУЗ — Юго-южная умеренная зона
ЮУЗ — Южная умеренная зона
ЮТЗ — Южная тропическая зона
ЭЗ — Экваториальная зона
СТЗ — Северная тропическая зона
СУЗ — Северная умеренная зона
ССУЗ — Северо-северная умеренная зона

Южная полярная шапка (ЮПШ) и Северная полярная шапка (СПШ), как правило, имеют желтовато-серый цвет. Иногда наблюдаются незначительные изменения в блеске. Отдельно стоит отметить, что периодически можно наблюдать дополнительную небольшую полярную шапку у самого северного или южного полюса планеты, имеющую темно-серый цвет. 

Северо-северная умеренная зона (ССУЗ) и Юго-южная умеренная зона (ЮЮУЗ) видны в телескоп с диаметром объектива 300 мм, имеют бледный желто-серый цвет. Крайне редко можно зафиксировать образование недолго живущих белых овалов. 

Южная умеренная зона (ЮУЗ) и Северная умеренная Зона (СУЗ) — желтовато-белого цвета. Практически всегда имеют стабильный блеск. Очень редко ЮУЗ сравнивается в блеске с соседней ЮТЗ.

Южная тропическая зона (ЮТЗ) видна в 100-мм телескоп и окрашена в желтовато-белый цвет. Редко можно заметить небольшие, едва заметные белые пятна, сохраняющие свою устойчивость от нескольких часов до нескольких дней. 

Северная тропическая зона (СТЗ) — самая яркая и заметная зона Сатурна, имеет желтовато-белый цвет. Иногда в СТЗ наблюдаются белые области и фестоны. 

Юго-южный умеренный пояс (ЮЮУП) и Северо-северный умеренный пояс (ССУП) являются сложными объектами для наблюдения. Чтобы разглядеть узкую светло-серую полоску, опоясывающую диск планеты, необходим телескоп с диаметром объектива от 300 мм и устойчивая атмосфера. 

Южный умеренный пояс (ЮУП) — один из самых заметных поясов Сатурна. В 200 мм телескоп выглядит как отчетливая, тускло-серая полоса. Опытные наблюдатели отмечают периодическое наличие в поясе небольших темных пятен.

Северный умеренный пояс (СУП). Обычно светло-серого цвета, СУП является малоконтрастным, едва заметным объектом, почти сливающимся с окружающими его зонами. 

Южный экваториальный пояс (ЮЭП) серовато-коричневого цвета. ЮЭП — наиболее заметный пояс южного полушария. Состоит из двух поясов — южного (ЮЭПю) и более тёмного северного (ЮЭПс). Возле северной границы пояса, нередко наблюдаются темные пятна и шипы.

Северный экваториальный пояс (СЭП) серовато-коричневого цвета — наиболее яркий и заметный пояс северного полушария. Состоит из двух поясов — северного (СЭПс) и южного (СЭПю), которые можно уверенно рассмотреть по отдельности в 200 мм телескоп. При хороших условиях наблюдения на поясе можно увидеть темные наросты и уплотнения. 

Экваториальная зона (ЭЗ) — самая интересная зона Сатурна, так как именно в ней периодически наблюдается появление огромных белых пятен, которые представляют собой атмосферный шторм. Например, в 1990 году в ЭЗ появилась большая группа пятен, которые были настолько яркими, что легко наблюдались в небольшие телескопы. В течение нескольких недель астрономы наблюдали, как этот шторм постепенно вытягивался и в конце концов превратился в узкую полосу, которая сначала растянулась вдоль всей Экваториальной зоны, а затем исчезла. 

Появление таких пятен вызвано выделением тепла из внутренностей планеты, которое вместе с аммиаком (NH3) поднимается в верхние, холодные слои атмосферы, где конденсируется в яркие ледяные облака, которые видны как отчетливые белые пятна. Наблюдение за каждым таким образованием позволяет получить дополнительные научные данные и пролить свет на процессы, протекающие в недрах планеты.

Красивая зарисовка Сатурна сделанная Sol Robbins. Наблюдения велись при очень стабильной атмосфере в 150 мм рефрактор с увеличением 350х

Наблюдение колец Сатурна
Широкую известность Сатурн получил благодаря окружающим его кольцам, без которых ему грозило стать всего-навсего бледной копией Юпитера. Бесспорно, кольца Сатурна — это жемчужина звездного неба, поэтому каждый наблюдатель, направляя телескоп на планету, в первую очередь рассматривает именно их. А там есть на что посмотреть!

Обычно выделяют три главных или классических компонента колец — внешнее кольцо А, среднее B и внутреннее С, которые доступны для наблюдения в любительские телескопы. В дополнение к основным кольцам можно выделить самое внутреннее кольцо D, которое не видно в любительские телескопы (по крайней мере, не существует достоверных данных на этот счёт). Также имеются неуловимые для земного наблюдателя внешние кольца E, F и G.
Между кольцами Сатурна существуют множество промежутков (щели), из которых самые известные — Щель Кассини и Деление Энке (Комплекс Энке).



Кольцо С (кольцо Крепа, Креповое кольцо) — внутреннее кольцо серовато-чёрного цвета, уверенно видно в телескоп с диаметром объектива 80 мм. В периоды раскрытия колец, в той части, где кольца проходят перед диском Сатурна, Группа Крепа имеет темно-желто-серый цвет. 

Кольцо B визуально можно разделить на две части — внешнюю и внутреннюю. Внешняя часть кольца B, как на диске Сатурна, так и в кольцах, является самой яркой деталью планеты. В подавляющем большинстве наблюдений внешняя часть имеет белый цвет, а внутренняя желтовато-белый. Некоторые наблюдатели сообщают о периодическом потемнении некоторых участков внутреннего кольца и появлении темных тонких радиальных полосок — «спиц». 

Щель Кассини в периоды максимального раскрытия колец без труда видна в 60-мм телескоп как темно-серая полоска. При хороших атмосферных условиях Щель Кассини видна и при минимальном раскрытии колец, в виде дугообразных черточек с обеих сторон «ушек». 

Кольцо A — желтовато-белого цвета, чуть менее яркое, чем кольцо B. В телескоп с диаметром объектива 200 мм и при хороших атмосферных условиях видно, что кольцо А делится на внешнюю (слегка более яркую) и внутреннюю часть Комплексом Энке. Иногда наблюдатели, имеющие в своем распоряжении 300-мм телескоп, отмечают появление на внешнем крае кольца А «деления Килера», имеющего стальной цвет. 

Исчезновение колец Сатурна
Период обращения Сатурна вокруг Солнца составляет 29,5 лет, и дважды за этот время – через 13,75 и 15,75 лет – кольца планеты поворачиваются к нам ребром (как в 2009 году), превращаясь в едва заметную узкую полоску, а затем и вовсе исчезая. Это очень интересное и редкое явление. Владельцы достаточно больших телескопов (от 300 мм) имеют возможность проследить за исчезновением колец во всех подробностях. Например, интересно увидеть неравномерное исчезновение колец, когда появляются небольшие темные провалы и т.д(см. рисунок ниже).



Тень Сатурна на кольцах 
В небольшие телескопы без проблем можно наблюдать серовато-черную тень от планеты, падающую на кольца. Как мы уже говорили, Сатурн лучше всего наблюдать в момент противостояния, когда расстояние между Землей и планетой минимально. Однако в эти дни солнечные лучи идут параллельно взгляду наблюдателя, отбрасываемая Сатурном тень оказывается за диском планеты и становится скрытой от наших глаз. Поэтому наблюдения тени лучше всего закачивать за месяц до противостояния и начинать через месяц после него. 

Тень колец на диске Сатурна
Тень от колец видна в виде тонкой темно-серой линии в том месте, где кольца пересекают диск планеты. В зависимости от наклона колец их тень располагается с северной или южной стороны от них. 

Белое пятно на кольцах Сатурна
Иногда можно наблюдать временное осветление части колец Сатурна. Образовавшееся пятно становится одной из самых ярких деталей на планете, хотя по своей природе не является каким-либо образованием — это всего лишь оптическая иллюзия.

Белое пятно на кольцах Сатурна. Рисунок Phil Plante сделан на 200 мм телескопе при увеличении 333х
Наблюдение спутников Сатурна
На данный момент известно 56 спутников Сатурна, 8 из которых доступны для наблюдения в любительские телескопы. Самый яркий из них — Титан, его можно разглядеть в 7х50 бинокль. 

Таблица. 8 самых ярких спутников Сатурна
Название Видимый диаметр(") Зв. величина Необходимый инструмент Мимас 0,15 12,1 250 мм телескоп Энцелад 0,13 11,77 100 мм телескоп Тефия 0,28 10,27 100 мм телескоп Диона 0,27 10,44 100 мм телескоп Рея 0,35 9,76 70 мм телескоп Титан 0,70 9,39 60 мм телескоп Гиперион 0,10 14,16 250 -300 мм телескоп Япет 0,28 9,5 -11,0 100 - 150 мм телескоп
Обратите внимание на изменение блеска Япета. Это вызвано тем, что вращаясь, спутник поворачивается к нам разными сторонами, одна и которых покрыта большим количеством льда, который лучше отражает солнечный свет. Другая сторона также покрыта льдом, но вперемешку с большими залежами углерода. 

Когда кольца Сатурна наклонены к наблюдателю под небольшим углом (± 4 градуса), можно наблюдать прохождение тениТитана по диску планеты. Для этого потребуется телескоп с диаметром объектива 250–300 мм и устойчивая атмосфера.
 
Автор Роман Бакай. 2010 год
Роман является основателем и шеф-редактором сайта RealSky.ru,
где он пишет о практической любительской астрономии, дает советы новичкам
на форуме и ведет личный блог.
Так же, Роман основал компанию R-Sky по производству оборудования необходимого для каждого любителя астрономии.
Фил Харрингтон

Coma-Berenices.jpg.8daf178dce1e0504af060Май

Melotte 111 — одно из самых красивых, если не самое красивое весеннее звездное скопление, которое лучше всего наблюдать в бинокль. 

Другие объекты: М64 Чёрный глаз, двойная звезда 17 Com

Птолемей III Эвергрет (Благодетель), третий правитель Египта из династии Птолемеев, правил в середине третьего столетия до н.э. Империя под его господством значительно расширилась. 

По легенде его королева, Вероника из Киренаики (изображенная на монете слева), была известна всему миру своими прекрасными длинными волосами. Однажды, когда ее муж уехал сражаться в Третьей сирийской войне, Вероника дала обет богине Афродите, что пожертвует своими ниспадающими локонами, если муж благополучно к ней вернется. После его возвращения Вероника сдержала обещание, отрезав волосы и представив их богам. 

Однако вскоре после помещения в храм волосы загадочно исчезли. Королевская чета была разгневана. Быстро сообразив, Конон Самосский, королевский астроном, указал на ночное небо к нашему созвездию Волосы Вероники и уверил короля и королеву, что именно Афродита взяла волосы, чтобы поместить их среди звезд на обозрение целого мира. Птолемей и Вероника, должно быть, не были наблюдателями, поскольку никогда не замечали тусклую дымку света, указанную Кононом. Но они были удовлетворены, что за воровством волос стояла Афродита. 
 

Выше: Весенняя карта зведного неба от Star Watch, адаптированная Филом Харрингтоном.
Вот так Конон! Представил как небесные локоны своей королевы реальную коллекцию звезд 5-й и 6-й величины, охватывающую почти 5 градусов неба. Сегодня мы знаем эту группу как звездное скопление Волосы Вероники. Скопление также числится в каталоге под названием Melotte 111 – это его числовая запись в списке 245-ти рассеянных звездных скоплений Филиберта Жака Мелотта, озаглавленном “A Catalogue of Star Clusters Shown on the Franklin-Adams Chart Plates” и изданном в 1915 году. 
Однако лишь в 1938 году было доказано, что большинство звезд в Волосах Вероники формируют истинное, физическое звездное скопление. В том году Роберт Джулиус Трюмплер, астроном Ликской обсерватории, издал свои исследования, которые выявили 37 членов группы, связанных общим расстоянием и направлением движения. Сегодня источники дают оценку звездной численности в пределах от менее чем 80 звезд (Sky Catalogue 2000.0 volume 2) до целых 273 (Star Clusters by Archinal and Hynes; Willmann-Bell, 2003).

Выше: Поисковая карта для «Вселенной в бинокль» этого месяца. Карта заимствована из Touring the Universe through Binoculars Atlas (TUBA), www.philharrington.net/tuba.htm
Поскольку Melotte 111 охватывает такую большую область нашего неба, оценить его по достоинству можно в 7х и 8х бинокль. В телескопы, из-за их сравнительно высоких увеличений и узких полей зрения, невозможно ухватить всё великолепие скопления Волосы Вероники. Есть даже бинокли 10x, у которых поле зрения слишком узко, чтобы впитать все это. 

Наиболее яркие звезды в скоплении Волосы Вероники формируют узор, который напоминает строчную греческую букву лямбда или, если смотреть в южном полушарии, гамму. Можно также заметить извилистую кривую более тусклых звезд, образующих дугу далеко на запад от Лямбды. Вместе они напоминают некоторые из классических "фотографий" Лох-Несского чудовища. Звезды Лямбды представляют выгнутую спину чудовища, тогда как тусклая дуга – его длинная шея и голова. 

Большинство членов звездного скопления сияет безукоризненно белым светом, хотя некоторые дают тонкие намеки желтого или оранжевого. Например, солнце под названием 15 Comae, отмечающее вершину Лямбды, – золотая звезда К-типа. 4 Comae на западе, хотя и не является членом скопления, тоже показывает в бинокль тонкий желтоватый оттенок. Попробуйте немного расфокусировать изображение, чтобы усилить тонкие цвета. 

В пределах Melotte 111 есть и несколько двойных звезд, но лишь 17 Comae легко разрешима в бинокль. Расположенная чуть восточнее центра звездного скопления 17 Comae состоит из двух солнц A-типа. Ищите звезду-компаньона 6-й величины примерно в 2,5' к западу-юго-западу от основного компонента 5-й величины. 

 



Выше: Звездное скопление Волосы Вероники, каким оно выглядит в широкоугольный 7x50 бинокль автора. Наиболее яркие звезды в центре формируют узор, напоминающий греческую букву лямбда, в то время как кривая более тусклых звезд правее (к западу) напоминает автору длинную шею морского чудовища. Север вверху.
Не путайте звездное скопление Волосы Вероники со скоплением галактик Дева/Волосы Вероники. Притом что названия весьма похожи, они относятся к двум совершенно разным вещам. Скопление галактик – огромная система более чем из 2 000 отдельных "островков Вселенной ", расположенных в 60-ти миллионах световых лет. В отличие от нее, звездное скопление Волосы Вероники находится в пределах нашей собственной галактики Млечный Путь. Фактически это одно из самых близких к нашей солнечной системе рассеянных звездных скоплений. Измерения, сделанные космическим кораблем «Гиппарх» Европейского космического агентства, показывают, что звезды скопления расположены на расстоянии в среднем 288 световых лет, а их оценочный возраст – порядка 400 миллионов лет. Те же исследования обнаружили, что звезды не показывают ни фиолетового смещения, ни смещения в красную сторону. Это означает, что скопление движется по Млечному Пути в том же самом направлении, что и наша солнечная система. Может, это указывает на общее происхождение, несмотря на преклонный возраст нашего Солнца?

Между прочим, несколько членов скопления галактик Дева/Волосы Вероники можно обнаружить на пределе видимости через устойчиво установленный бинокль под темным небом. Вы найдете пять из них, включая знаменитую галактику Чёрный Глаз, M64, нанесёнными на поисковую карту и в списке ниже. Смотрите, сколько вы можете найти сегодня вечером! 
 
Объект Созвездие Тип Зв.величина Размер/Разделение/Период NGC 4631 Гончие Псы Галактика 9.3 15' x 3' R Волосы Вероники Переменная звезда 7.1 - 14.6 362.8 дня Mel 111 Волосы Вероники Рассеянное скопление 1.8 275' 17 Волосы Вероники Двойная звезда 5.3 6.6 145'' NGC 4559 Волосы Вероники Галактика 9.9 10' x 5' NGC 4565 Волосы Вероники Галактика 9.6 16' x 3' NGC 4725 Волосы Вероники Галактика 9.2 11' x 8' M 64 Волосы Вероники Галактика 8.5 9' x 5'

У вас есть вопрос, комментарий или предложение для будущих колонок? Было бы интересно их услышать. Напишите мне на phil@philharrington.net. В следующем месяце мы посетим два из самых красивых шаровых скоплений весны и наткнёмся на астеризм или два по пути. 

А пока мы не встретились в июне, помните, что один глаз хорошо, а два – лучше.
Автор Phil Harrington
Адаптированный перевод с английского RealSky.ru
Публикуется с разрешения автора.
Сайт автора www.philharrington.net
Оригинал статьи на www.CloudyNights.com
roman

sun-moon-planets-may-2010.jpg.a90fd625b9На вечернем небе царит Сатурн. 4 мая уходящий Марс продемонстрирует наименьшую фазу – 90%. Ночью стоит бросить взгляд на комету C/2009 K5 (McNaught)

Вечернее небо
Вечером, после захода Солнца посмотрите на запад, где сияет Венера. Самая яркая жемчужина звездного неба светит, как звезда -3,9 величины. В начале мая 2010 года Венера довольно быстро перемещается по созвездию Тельца в сторону Близнецов, где и окажется 20 мая. Наслаждаться незабываемым видом Венеры нам предстоит в конце лета, когда в телескоп планета предстанет в виде узкого серпа, и станут доступны для наблюдения её легендарные рога. Пока же вы можете разглядеть почти полный (в середине месяца фаза 85%) диск планеты без каких-либо подробностей.


Майскими вечерами Марс можно найти в юго-западной части неба как оранжевую звезду +0,9 величины. 4 мая 2010 года красная планета находится в восточной квадратуре (когда угол между Солнцем, Землей и Марсом равен 90°), что позволяет увидеть наименьшую её фазу – 90%. Если фазу «бога войны» не трудно разглядеть в телескоп, то знаменитые моря и полярные шапки Марса сейчас почти не доступны для наблюдений в большинство любительских инструментов.


К счастью, Сатурн с лихвой компенсирует уходящий Марс. Планета выглядит ошеломляющей в телескоп и видна в течение вечера и почти всей ночи. Ищите яркую «звезду», светящую ровным желтым светом на юге–юго-западе.
Бесспорно, в мае 2010 года Сатурн — планета месяца. Любому наблюдателю, направившему на неё свой телескоп, она покажет много интересного, в том числе, естественно, и кольца Сатурна, которые пребывают в стадии своего минимального раскрытия, позволяя разглядеть множество деталей в атмосфере самой планеты. Конечно, они не такие очевидные, как у Юпитера, однако не менее интересные. Для достижения успеха потребуется устойчивая атмосфера и терпение у окуляра. Более подробно о наблюдении Сатурна, читайте в статье "Сатурн и как его наблюдать"

Ночное небо
Достаточно яркая комета доступна в любительские телескопы в этом месяце - C/2009 K5 (McNaught), имеющая блеск 8,1 зв. величины в начале месяца и 9,0 в конце. Комета быстро перемещается среди звезд созвездия Цефей и видна в течение всей ночи. Для поисков C/2009 K5 воспользуйтесь специально подготовленной поисковой картой.
Скачать поисковую карту C/2009 K5 (McNaught)



Утреннее небо
В предрассветные часы Юпитер едва уловим в восточной части неба. Планета располагается невысоко над горизонтом, из-за чего её телескопические наблюдения лишены всякого смысла. Но с каждым днем Юпитер понемногу добавляет в высоте и блеске и достигнет точки противостояния, а значит и наиболее благоприятного периода видимости, 21 сентября.

Фазы Луны в мае 2010 года

Что еще наблюдать в мае:
Неизвестная луна: Прямая Стена
Гид по созвездиям: Созвездие Волосы Вероники
roman

rpupes-recta_sm.jpg.7d16900a170138107c04Прямая стена — самый известный тектонический разлом на поверхности Луны, проходящий по дну разрушенного древнего кратера. Лучшее время для наблюдений приходится на период, когда возраст Луны составляет 8, 21 и 22 дня.
Оленьи Рога — группа холмов, расположенных в основании «Прямой стены»
Rima Birt — трещина на Лунной поверхности

Прямая стена(Rupes Recta) — самый известный тектонический разлом на поверхности Луны, расположенный вдоль восточного берега Моря Облаков (Mare Nubium). Длинную и тонкую линию, простирающуюся с севера на юг почти на 120 км, можно заметить уже в 60-миллиметровый телескоп. Особенно захватывающе стена смотрится во время восхода Солнца, когда возраст Луны – примерно 8 дней. Постарайтесь поймать момент, когда лунный терминатор располагается немного западнее разлома. При таких условиях на всем своём протяжении стена отбрасывает тень, что наглядно демонстрирует перепад высот лунной поверхности: западная, морская сторона, значительно ниже суши – восточной.

По длине тени можно определить и высоту «Прямой стены», которую многие наблюдатели оценивают в 250–300 метров, тогда как по мнению Чака Вуда (Chuck Wood), известного наблюдателя и ученого, высота достигает 450-ти метров.


Несмотря на название, стена не является полностью отвесной. Скорее, это довольно пологий склон, имеющий максимальный наклон 21°. А если присмотреться, не такая уж она и прямая. С обоих концов имеются небольшие участки, которые располагаются под углом к основному сегменту.

Вернитесь к Rupes Recta примерно через 13 дней, когда возраст Луны составит 21–22 дня. Именно в эти дни заходящее Солнце освещает западную часть склона, благодаря чему стена становится видна в виде тонкой светлой линии.

У наблюдателей «Прямая Стена» вызывает разные ассоциации. Например, среди британских любителей астрономии прижилось название «Железная дорога». В свою очередь, один из первых селенографов Христиан Гюйгенс (Christiaan Huygens), живший в 17 столетии, видел в этом образовании меч, где лезвием является сам разлом, а рукояткой служит небольшое серповидное образование в его южной оконечности. Мне же весь этот комплекс больше всего напоминает кочергу.



Отдельного внимания заслуживает рукоятка меча. Эта группа холмов носит собственное название — Оленьи Рога. Холмы действительно напоминают рога, если посмотреть на них через средний или большой телескоп, используя высокое увеличение. Несмотря на то, что название неофициальное и не помечено на многих картах, оно имеет большую историю, уходящую своим корнями к началу телескопических наблюдений. По всей видимости, это остатки кратера диаметром 25 км, который был затоплен и разрушен лавой с западной стороны. Сохранившаяся юго-восточная оконечность, напоминающая серп молодой луны или улыбку, возвышается над уровнем моря на 850 метров.
 

Комплекс холмов "Оленьи Рога"
 
Это не единственный разрушенный кратер в этом районе. Применив небольшое увеличение и внимательно осмотрев область вокруг прямой стены, вы заметите, что разлом проходит по дну древнего кратера (который не имеет собственного названия). Исходя из того, что прямая стена расположена радиально по отношению к бассейну Моря Дождей (Imbrium basin) многие учёные считают их взаимосвязанными. Однако у стены есть и явная связь с безымянным кратером. По мнению Ч. Вуда, кратер сформировался на границе бассейна Моря Облаков (Nubium impact basin) ударного происхождения, и проседание дна бассейна потянуло за собой и западную стену кратера, после чего та была похоронена потоками лавы, заполнившей дно бассейна.
 

 
На фотографии Веса Хиггинса (Wes Higgins) сделанной во время захода Солнца над районом Прямой стены, хорошо видна трещина Rima Birt, углубления на её концах и купол с северной стороны.

Последний на сегодня объект расположен немного западнее и идет почти параллельно Прямой стене - Rima Birt. Требуется хорошая, устойчивая атмосфера и телескоп с диаметром объектива 150 мм, чтобы разглядеть это образование, однако для более детального изучения потребуется инструмент покрупнее. Rima Birt – трещина на лунной поверхности, напоминающая головастика или сперматозоид, которая начинается от кратера Birt и, изящно изгибаясь, тянется на север на протяжении 50-ти километров. Обратите внимание, что на каждом своем конце трещина имеет небольшое овальное углубление. Яма с северной стороны располагается на вершине небольшого купола, который заметно темнее окружающего его моря. По всей видимости, своим происхождением они обязаны все тем же потокам лавы, которые на своем пути образовали купол, ямы и трещины на дне древнего кратера.

Дополнительная информация:
Список лунных образований упомянутых в статье:
Прямая стена (The Straight Wall, Rupes Recta)
Оленьи Рога (Stag's Horn Mountains)
Rima Birt, кратер Birt
Оптимальные для наблюдения время, когда возраст Луны составляет 8, 21 и 22 дня.
54 карта в Atlas Of The Moon. Antonin Rukl
Скачать карту из атласа LAC
 

Автор Роман Бакай. Апрель 2010.
Роман является основателем и шеф-редактором сайта RealSky.ru,
где он пишет о практической любительской астрономии, дает советы новичкам
на форуме и ведет личный блог.
Так же, Роман основал компанию R-Sky по производству оборудования необходимого для каждого любителя астрономии.
roman

Hydra_Head_sm.jpg.2134e007dbdfeb2222293eАпрель

Голова Гидры — астеризм, хорошо выделяющийся на фоне неба. 
В статье рассказывается о красивых рассеянных скоплениях Мессье 48, 67 и 44(Ясли).
Другие объекты: астеризм «Орлёнок»

 

Самое длинное созвездие неба, Гидра, ползет вдоль южного горизонта каждую весну, охватывая всю ширину сезонного неба. Западная часть Гидры, лежащая восточнее Малого Пса и зимнего Млечного пути, состоит из четырехзвездочного трапецоида, обозначающего одну из семи голов змеи. Длинное змеиное тело, извиваясь, петляет по южной части весеннего небо, растворяясь неподалеку от Весов, Скорпиона и ворот летнего Млечного пути. 

В то время как ни одна из её звезд, не сияет ярче 3-й величины, характерная форма головы Гидры помогает им выделиться в области, лишенной видимых невооруженным глазом звезд . Все они аккуратно вписываются в поле зрения 10x50 бинокля.
 

Карта из книги Фила Харрингтона StarWatch


Поисковая карта. Составлена с помощью программы TUB http://www.philharrington.net/tuba.htm
Мы можем использовать голову Гидры как указатель, чтобы найти два симпатичных весенних рассеянных звездных скопления. Для начала проведите линию от звезды Эпсилон Гидры (ε) через Сигму (σ) Гидры, как показано на поисковой карте выше, и продолжите её на 11 °, или приблизительно на два бинокулярных поля зрения, к юго-западу. Присмотритесь к звезде 4-й величины SАО 135896, окруженной маленьким треугольником более тусклых солнц. Я называю этот астеризм Орленком из-за его схожести с созвездием Орла, с яркой звездой, упомянутой выше, в роли Альтаира.

Орленок летит немного восточнее M48. Если вы поместите его в центр, M48 нужно всего-навсего ввести в поле зрения вашего бинокля с юго-западной границы. 

M48 - очень симпатичное рассеянное звездное скопление для любого бинокля. Ищите тусклый туман нерешенного звездного света, превышающий по размерам полный диск Луны почти в два раза. Самая яркая звезда в M48 сияет как звезда 8-й величины и поэтому должна быть видна в 50-миллиметровый бинокль. Под темным небом вы могли бы также разглядеть три звезды в центре скопления, образующие треугольник. Остальные звезды скопления смешиваются в однородное свечение, которое хорошо выделяется на фоне неба.
 

Мессье 48, как оно видно в бинокль автора 10x50. На рисунке север вверху.


Мощный астрономический бинокль разрешает M48 в яркую, сконцентрированную коллекцию из более чем 50 звезд, многие из которых, как кажется, образуют различные линии и изгибы. Плотная группировка восьми солнц, напоминающая заглавную букву "A", обозначает центр скопления, в то время как ответвления придают скоплению в целом треугольную форму. Ищете что-то вроде стрелки, нацеленной на восток.

Когда Шарль Мессье открыл M48 в 1771, он по ошибке отметил его положение на 4 ° северней, чем на самом деле. Эта небрежность стала причиной того, что M48 считалось"потерянным" на протяжении почти двух столетий. Исследуя отчеты Мессье, Моррис (T. F. Morris) из Королевского Астрономического Общества Канады обнаружил, что рассеянное скопление NGC 2548 совпадает с описанием M48, сделанным Мессье. В результате этого исследования оба скопления расценены как идентичные.

M48 удалено от нас на 1 500 световых лет, а его 80 звезд разбросаны в пространстве на 23 световых года. Большинство звезд — звезды типа B, голубые гиганты, хотя также были найдены три желтых гиганта. Их средний возраст, как полагают, составляет приблизительно 300 миллионов лет.

Вернитесь к голове Гидры и на этот раз продолжите линию от Эты (η) Гидры к северу через Эпсилон (ε) Гидры на 5 °. Вы пересечете границу созвездия Рака и упрётесь прямо в рассеянное скопление M67. Ищите туманное свечение между Акубес (Альфа Рака) и двумя более тусклыми звездами к западу от него.

Так как звезды в M67 имеют 10-ю звездную величину и меньше, они слишком слабы, чтобы выделиться в большинстве портативных биноклей. Немного тусклых точек, однако, можно разглядеть боковым зрением через большой астрономический бинокль, установленный на штативе. В целом, M67 содержит 500 звезд, разбросанных по области в полградуса.

M67 часто упоминается как одно из самых старых из известных звездных скоплений, предполагаемый возраст которого 3 - 4 миллиарда лет. Откуда астрономы это знают? Выяснилось, что многие из звезд в скоплении - красные гиганты. Звезды вдоль главной последовательности Герцшпрунга-Рессела (H-R) превращаются в красных гигантов только после того, как они израсходовали весь водород в своих ядрах. В зависимости от массы звезды, это может продлиться миллионы или даже миллиарды лет. Чем больше масса звезды, тем быстрее течет процесс. Зная массу красных гигантов в М67, мы можем вычислить возраст звезд и, следовательно, возраст скопления. 

Последовательность Герцшпрунга-Рессела (H-R)

Пока мы здесь, было бы преступлением пройти мимо скопления Улей (Ясли), M44. Ищите его в 8 ° к северо-северо-западу от M67, в пределах трапециевидного тела Рака. На основании аналогичных исследований возраст M44 - предположительно около 400 миллионов лет.

M44 оживает в любом бинокле, независимо от того, большой он или маленький, дорогой или нет. Скопление просто завораживает! Около 30-ти звезд 7 - 9-й величины, разбросанных по всему скоплению, доступны в 7х бинокль, причем некоторые из них образуют интересные пары и узоры. Девять самых ярких, расположенных около центра скопления, формируют замечательный V-образный астеризм, который иногда называют Сердцем Рака. Сердце указывает направление на юго-запад и всегда привлекает внимание.

Эти и другие объекты этого месяца включены в список ниже. Обратите внимание, сколько вы можете пронаблюдать сегодня вечером!
Объект Созвездие Тип Зв.величина Размер/Разделение/Период R Рак Переменная звезда 6.1-11.8 361,1 День Burnham584 Рак Двойная звезда 6.9, 7.2 45", 93" M44 Рак Рассеянное скопление 3.1 95' M67 Рак Рассеянное скопление 6.9 30' X Рак Переменная звезда 5.6-7.5 195 дней RT Рак Переменная звезда 7.1-8.6 60 дней NGC 2420 Близнецы Рассеянное скопление 8.3 10' U Близнецы Переменная звезда 8.2-14.9 103 дня M48 Гидра Рассеянное скопление 5.8 55' RT Гидра Переменная звезда 7.0-11.0 253 дня h 99 Гидра Двойная звезда 6.8, 9.1 61'' NGC 2903 Лев Галактика 9 13' х 7' 7 Лев Двойная звезда 6.2, 10.0 41" Zeta Единорог Двойная звезда 4.3, 7.8 67"

Вы можете предложить интересную цель для последующих наблюдений с биноклем? Пишите мне на phil@philharrington.net. В следующем месяце мы встретимся снова, а пока наслаждайтесь красотой весеннего неба. И помните, один глаз – хорошо, а два лучше.
  Автор Phil Harrington
Адаптированный перевод с английского RealSky.ru
Публикуется с разрешения автора.
Сайт автора www.philharrington.net
Оригинал статьи на www.CloudyNights.com
TomT

coma_smЛучшее время для наблюдений — весна

Рассеянное скопление — Mel 111
Галактики — M64 (Чёрный глаз), M85, M88, M91, M98, M99, M100, NGC 4450, NGC 4494, NGC 4559, NGC 4565, NGC 4725
Шаровые скопления: M53, NGC 4147
Сложный объект: Hickson 61

 
style="height: 1px; font-size: 10px; color: rgb(0, 0, 0); font-family: Arial, Helvetica, sans-serif;">
Волосы Вероники. Крошечное созвездие – крошечное по размеру и не слишком впечатляющее яркостью звезд (у его самой яркой звезды, Беты, жалкие 4,2 звездной величины), но, безусловно, не испытывающее недостатка в объектах для владельца маленького телескопа. Оно обосновалось на одном из краёв прославленного сверхскопления Волосы Вероники/Дева и, следовательно, содержит изобилие галактик. Но это ещё не все – ещё есть действительно приятное для невооруженного глаза или бинокля звездное скопление, а кроме того два шаровика средней яркости. Список этого месяца заставит вас некоторое время потрудиться.
Объекты Название     Тип                                Размер        Зв. величина     Координаты
Mel 111        Рассеянное скопление  275.0'            1.8                        12h 25m 17.0s +25° 58' 15"
M 53             Шаровое скопление      13.0'              7.7                        13h 13m 11.9s +18° 08' 26"
M 64             Галактика                       10.0'x5.4'       8.5                       12h 57m 00.5s +21° 39' 13"
M 85             Галактика                       7.1'x5.5'         9.1                       12h 25m 40.9s +18° 09' 40"
M 88             Галактика                       6.8'x3.7'         9.4                       12h 32m 15.9s +14° 23' 23"
M 91             Галактика                       5.2'x4.2'         10.1                     12h 35m 43.3s +14° 27' 59"
M 98             Галактика                       9.8'x2.8'         10.1                     12h 14m 04.8s +14° 52' 11"
M 99             Галактика                       5.3'x4.6'         9.7                       12h 19m 06.3s +14° 23' 15"
M 100           Галактика                       7.5'x6.1'         9.3                       12h 23m 11.9s +15° 47' 35"
NGC 4147   Шаровое скопление     4.4'                10.4                       12h 10m 23.3s +18° 30' 47"
NGC 4450   Галактика                       5.4'x4.1'        10.1                       12h 28m 46.2s +17° 03' 16"
NGC 4494   Галактика                       4.8'x3.5'        9.7                        12h 31m 41.0s +25° 44' 46"
NGC 4559   Галактика                       10.7'x4.4'      9.6                        12h 36m 14.7s +27° 55' 50"
NGC 4565   Галактика                       15.8'x2.1'      9.5                        12h 36m 37.4s +25° 57' 31"
NGC 4725   Галактика                       10.7'x7.6'      9.3                        12h 50m 43.2s +25° 28' 15" Сложный
объект Hickson 61  Скопление Галактик                          12.6                       12h 12m 35.2s  +29° 10' 16" 

Как рассказывает «Пользовательский гид по ночному небу»(Night Sky User's Guide), история Волос звучит с оттенком правдоподобия. Согласно легенде царь Птолемей долго был в отсутствии, воевал с ассирийцами. В качестве жертвы, чтобы гарантировать его благополучное возвращение к жене, царица Вероника отрезала свои длинные локоны и положила их на алтарь храма.

Утром, как и следовало ожидать, волосы пропали. Поскольку жрецы разводили всё большую и большую панику по поводу того, что (или кто) могло нанести царю подобную обиду, королевский астроном Конон Самосский спас их общую шкуру от провала, заявив, что боги приняли подарок и выложили его в ночном небе, чтобы все могли им любоваться.

Самую роскошную часть локонов Вероники, возможно, лучше всего наблюдать в небольшой телескоп или бинокль. Естественно, я говорю о рассеянном звездном скоплении Mel 111.




Хорошей ночью в пригороде вы сможете увидеть изящное мерцание света прямо у хвоста Льва – это Mel 111, известное как скопление Волосы Вероники. В прозрачную ночь и в подходящей темной местности оно изумительно выглядит при взгляде невооруженным глазом, но даже при умеренном лунном освещением или световом загрязнении Mel 111, как мне кажется, почти не заметно невооруженным глазом, однако прекрасно просматривается в мелочах через бинокль среднего размера или в небольшой телескоп. Только убедитесь, что телескоп поддерживает низкое увеличение и очень широкие поля зрения, поскольку Mel 111 достаточно велико в размере. Насчитывая около пяти градусов в диаметре, оно примерно в 9 раз больше размера Луны в полнолуние. Его наиболее яркие звезды представляют собой несколько светил 4-й и 5-й величины. 

Если вы пришли сюда с небольшим телескопом, уделите некоторое время NGC 4559, NGC 4494 и NGC 4565. 


Вам придется довольствоваться простым опознаванием 4494 в маленьком телескопе, тогда как 4559 вознаградит ваш пристальный взгляд практически в любую апертуру, за какую бы вы ни взялись. Для наилучшего попадания в детали используйте среднее увеличение, при котором выходной зрачок где-то около 2-мм. 

Если понятие выходного зрачка вам незнакомо, это образное выражение – оно представляет собой отношение апертуры к увеличению и используется как стандарт блеска изображения. Например, в 4" телескопе (102-мм) увеличение 50x даёт выходной зрачок 2 мм. На мой взгляд, большинство внегалактических ДСО имеют лучший вид при выходном зрачке 2–3 мм. 

При увеличении апертуры на 4559 внимательно следите за мозаичностью и темным участком прямо у ядра.
 

NGC 4565 - Dean Rowe (Дин Роуи) - 14" Meade LX200GPS
Одной из жемчужин этой области и, естественно, пропущенным Мессье шедевром является NGC 4565. 

В маленьких телескопах ищите тонкую иглу, похожую на прорезь света. В 4-8-дюймовых телескопах попробуйте использовать выходной зрачок 1–2 мм и поищите темную дорожку. Визуально я нахожу ее на некотором смещении от яркого ядра, и довольно легко в 8" телескоп в темной местности. На мой взгляд, это больше похоже на эскиз Эрика Граффа, чем на замечательную картинку Дина Роуи выше. Изображение DSS слева очень напоминает то, что я вижу в телескопе среднего размера. 







Если этим летом случится какой-нибудь астрономической фестиваль, окажите себе любезность – подойдите к самому большому телескопу, который сможете найти (чем больше, тем лучше) и попросите навести его на 4565. Внушительная при средних апертурах, она просто ошеломляет в больших телескопах. Я нахожу определенное сходство с NGC 891 – излюбленным осенним объектом. Держу пари, под хорошим небом, с большим биноклем и небольшими усилиями вы сможете выделить ее и без телескопа.



Мы еще вернемся в это место за сложным объектом, а пока давайте спустимся к области звезды Альфа Волос Вероники.
 

 

M53 - Jason Blaschka (Джейсон Блашка) - Star HOC 8" F4, монтировка GP
В этой области есть два действительно интересных объекта – M53 и M64. M53расположено строго к северо-востоку от Альфа Волос Вероники (Диадемы). Этот одуванчик в маленьком телескопе – настоящее удовольствие в телескопе среднего размера и полный восторг в большом. При добавлении апертуры и увеличения обращайте внимание как на увеличение разрешения по поверхности шарового скопления, так и на количество отдалённых звезд. Что касается разрешения, маленькие апертуры покажут меньше всего, средние апертуры разрешат внешние границы скопления и в некоторой степени детализируют ядро, а большие телескопы разрешат скопление по всей поверхности. Самые незабываемые виды этого шаровика я получил со своим 18" телескопом при ~180x.



Впадая в другую крайность, не менее забавно посмотреть, смогу ли я разглядеть этого Мессье в бинокль. Какова наименьшая апертура, которая когда-либо позволяла вам увидеть его? Для меня это Pronto 70 мм – мои заметки говорят, что при любом увеличении я не смог поймать и намека на разрешение.

Пока вы здесь, можно уделить несколько минут поискам NGC 5053 - (я называю его "Призрак"). 

Stefan Van de Rostijne прислал мне по электронной почте описание того, как он увидел 5053 - "Было это недавно, примерно 3 года назад, в южных французских Альпах, под небом 6,5–7 и при очень прозрачной атмосфере (высота над уровнем моря 1200 м). Я наблюдал в 12,5" доб при 100-120x или около того. Это был один-единственный раз, когда я его видел, - очень расплывчатое скопление очень тусклых звезд (интересно, была ли хоть одна из них ярче 13 величины?). Мне было сложно интерпретировать его как шаровое скопление. Оно не сказать чтобы далеко от M53, и расположено удобно, но здесь, в Бельгии, я вообще никогда его не видел..." 

Сообщите мне, если обнаружите его, и с телескопом какого размера. 
 

M64 - Todd Rogelstad (Тодд Рогельстад) - Meade LXD75 SN10
Другой драгоценный камень этой области – M64 – галактика Чёрный Глаз. Она расположена в градусе на запад-северо-запад от звёздочки 5-й величины 35 Comae и имеет захватывающий вид практически в любом телескопе. Хорошими ночами мне удавалось поймать затемнение Чёрного Глаза в 80-миллиметровом телескопе (с 70-мм я его пропустил), но мой опыт показывает, что большие телескопы склонны демонстрировать лучший вид. Не все с этим согласны. Маллас (автор книги «The Messier Album»), утверждает, что Черный Глаз M64 легка для 2,4" и 4", но приглушена в 8", а 12,5" телескоп показал ее только при среднем увеличении. Эта галактика – настоящий гвоздь программы в моём 18" телескопе и заслуживает часы изучения на нем. Направьте любой телескоп, который у вас есть, на этот небесный глаз, и взгляните своим собственным. Как апертура влияет на видимость? А как насчет различных увеличений?

Прежде чем мы перейдем к остальным объектам этого месяца, я возьму на себя некоторую смелость заявить, что вы, вероятно, захотите распечатать индивидуализированные поисковые карты для этой области, используя одну из программ для свободного скачивания, доступных в интернете. В скопление Девы входит примерно 2000 объектов, а само оно расположено на расстоянии около 55 млн световых лет и удаляется от нас со скоростью 1100 км/с, хотя у различных объектов будут различные расстояния и скорости. Изучая сверхскопление Дева-Волосы Вероники, мы заглядываем в наше будущее. Местное скопление – скопление галактик, к которому принадлежит Млечный путь – расположено возле их центра масс. По межгалактическим меркам эти галактики довольно близки. Любой опытный наблюдатель скажет вам, что в этой области пространства слишком легко потеряться. Подготовьтесь. Я рекомендую следующие бесплатные ресурсы:

Cartes du Ciel - Patrick Chevalley http://www.stargazing.net/astropc/
HNSky - Han Kleijn http://www.hnsky.org/software.htm
Или, как минимум, бросьте взгляд на следующие, уже подготовленные карты: 
The Mag-7 Star Atlas Project - Andrew Johnson http://www.cloudynights.com/item.php?item_id=1052
 


Теперь давайте пробежимся вниз, к границе Девы – но прежде чем мы направим стопы непосредственно в глубины сверхскопления Дева-Волосы Вероники, давайте выделим минутку и проверим NGC 4147...

В этот раз я сразу начну с того, что в 4" телескопе это шаровое скопление ускользнуло от меня. Фактически, единственный телескоп, в котором мне удалось найти его, это 18". Это не говорит о том, что его нельзя наблюдать в меньшей апертуре - просто я не смог найти его в 4" и не имел шанса попробовать что-нибудь кроме 18". Я подозреваю, что задача будет выполнимой для 6 или 8", и легкой для 10". Пожалуйста, дайте мне знать о наименьшей апертуре, с которой вам удастся ухватить его. В 18" телескоп шаровое скопление показалось мне приятным, хотя и несколько заурядным. Оно напомнило мне часть летних шаровиков Мессье, если смотреть в телескоп среднего размера. А вот замечательным его делает тот факт, что оно стоит как страж, охраняющий глубины межзвездного пространства. Всё, что расположено дальше, является внегалактическим. 


Пристегните ремни, народ, - это будет интересное путешествие.

Отсюда давайте двинемся к M85. 

M85 - очень симпатичный (если только немного однородный) объект для владельцев небольшого телескопа. O'Meara в своей книге(«The Messier Objects») отмечает лёгкий синий оттенок и намек на спиральную структуру. Я никогда не видел этого в маленьком телескопе, но с другой стороны, у меня нет его глаз, и наблюдаю я вовсе не с вулкана в центре Тихоокеанского юга! С самым большим телескопом можно взглянуть на всё, до чего руки дотянутся, и увидеть всё, что только можно увидеть.

В одном поле зрения вы заметите довольно маленькую спиральную галактику с перемычкой. Это – NGC 4394. Она должна быть довольно легкой целью для владельцев небольшого телескопа, т.к. довольно яркая и плотная, однако я заметил одну вещь – объекты, подобные этому, имеют тенденцию "теряться", когда люди смотрят на свою основную цель. После того как проведёте некоторое время с M85, ищите тонкий овал света строго на востоке. Фотография поможет вам найти его.

NGC 4450 – хорошая цель для 8" телескопа, и показывает очевидное увеличение яркости в направлении центра. Большие телескопы показывают некоторую неоднородность поверхности. 

Проведите здесь немного времени и поэкспериментируйте с различными увеличениями. Появляются какие-нибудь детали? Какие увеличения дают лучший вид? Каким выходным зрачкам они соответствуют?И хотя в окуляр она выглядит не слишком впечатляюще, оцените это превосходное изображение Адама Блока со Spiral-Galaxies.com 
 

M100 - Todd Rogelstad (Тодд Рогельстад) - Meade LXD75 SN10
Следующий шаг M100. Эта грандиозная по внешнему виду спиральная галактика расположена в 55-60-ти миллионах лет (как и остальная часть скопления Волосы Вероники, диаметр спирали примерно такой же, как у нашей собственной галактики. Не позволяйте картинкам или опубликованным звездным величинам одурачить вас – на самом деле M100 немного предлагает астроному-любителю (по крайней мере с телескопом среднего размера) и может быть даже сложной в обнаружении. 

Как обычно бывает с поверхностями галактик, свет рассредоточен по довольно широкой области, тогда как на галактиках, видимых с ребра, он концентрируется на меньшей площади. Короче говоря, у нее низкая поверхностная яркость. Но пусть этот незначительный факт не помешает вам отыскать ее в этом месяце. 
 

M99 - Jason Blaschka (Джейсон Блашка) - Star HOC 8" F4, монтировка GP
Меньше чем в двух градусах юго-западнее вы найдёте M99. Визуально M99 кажется мне более полезной галактикой, чем M100. В 4" телескоп я вижу округлое овальное свечение с намеками на спиральные рукава или, как минимум, отчётливую неоднородность. В средне-темной местности в 8" телескоп я различил тусклые спиральные ветви. А в 18" они потрясающе явные. Это прекрасная цель для большого телескопа! 

И еще кое-что, что можно обдумать, пока смотришь в маленький телескоп на поверхность M99, M100 и им подобных - они больше или меньше похожи на кометы по сравнению с другими обитателями галактических глубин?




Чуть больше градуса на запад-северо-запад, и мы находим M98. Это ребро спиральной галактики, которая приближается к нам со скоростью 125 км/с (в противовес скорости удаления сверхскопления 1100 км/с) и, как следствие, является одной из немногих галактик в ночном небе, которые по существу демонстрируют фиолетовое смещение (характерное для приближения) вместо традиционного смещения в сторону красной длины волны. Как и многие объекты в сверхскоплении Дева-Волосы Вероники, она находится примерно в 55-60 миллионах световых лет.

Так как M98 повёрнута ребром, владельцу небольшого телескопа она предлагает чуть больше, чем некоторые из предыдущих объектов наблюдения. Она, несомненно, более яркая, чем недавние цели в нашем списке.

Опытный наблюдатель О’Мира («Объекты Мессье») отмечает, что при 23x в его 4" рефракторе она напоминает линейный крейсер Клингона (из сериала «Star Trek»). Если вы не можете различить ее в маленьком телескопе, не волнуйтесь – просто попробуйте апертуру побольше и более темное небо.

Если у вас есть широкоугольный телескоп, то поставив в него свой самый любимый широкоугольный окуляр, у вас получится поймать все три галактики – M98, M99, и M100 – в одном и том же поле зрения. Я сделал это в 70-миллиметровом рефракторе и был вознагражден довольно выдающимся видом. 

Теперь погнали на восток к двум последним (не сложным) объектам сегодняшнего вечера – M88 и M91

Маллас («The Messier Album») пишет, что M88 «выглядит большой в 4" рефракторе», с гладкой поверхностной структурой и неравномерной яркостью. В своём 4" телескопе, должен признаться, я не обнаружил ничего подобного и не пришел в восторг. Чувствую, что как многие из объектов в Волосах Вероники, этот предлагается скорее для кого-то с "чуть" большей апертурой, чем типичный владелец маленького телескопа.

Многие наблюдатели прокомментировали, что она напоминает им M31 – большую галактику Андромеды. К сожалению, складывается ощущение, что это сходство просто ускользает от меня. Выделите несколько минут, когда выйдете в следующий раз, и составьте собственное мнение.



Заключительный не сложный объект в этом месяце – это в некотором роде мистический (таинственный) объект. 

Долгие годы M91 (NGC 4548) считалась ошибкой Мессье. Предполагалось, что это повторное наблюдение M58, опечатка в местоположении или даже комета!

В главе «Мессье и его каталог» из книги Малласа и Креймера «Каталог Мессье» Оуэн Гиндерих из Гарвардско-Смитсонианского центра астрофизики делает заключение, что M91 – действительно повторное наблюдение M58, однако наиболее широко принятое объяснение (согласно О’Мира) было выдвинуто У.К. Уильямсом в 1969 году в декабрьском выпуске “Sky and Telescope” - что Мессье, как это ни прискорбно, скорее всего допустил ошибку и в координатах, и на карте. Уильямс исправил их и обозначил в указанном положении NGC 4548. 

В моём 4" рефракторе M91 выглядела довольно большой при 70x, но становилась тусклой и довольно трудно различимой при менее хороших погодных условиях. А что видите вы?

Сложный объект - Hickson 61 (HCG61)

Это скопление галактик из каталога Хиксона (Коробка), состоит из трёх взаимодействующих галактик и одного объекта, не связанного с ними физически (NGC 4173). От вершины и по часовой стрелке у нас здесь NGC 4173, NGC 4169, NGC 4174 и NGC 4175. Sky tools указывает звездную величину скопления (или по крайней мере его самого яркого объекта) 11,1. Я предполагаю, что члены группы будут доступны под темным небом в 6-8" телескопах, но у меня еще не было шанса проверить. 

В 18" телескопе было довольно сильное сходство с изображением DSS справа. В то время как все четыре галактики были отчётливо видны в 18", я оценю 4169 как самую лёгкую, а 4173 как самую трудную – несмотря на наибольшую величину, у нее самая низкая поверхностная яркость, что картинка передаёт не слишком хорошо. Учитывая сложность 4173, у любителя, рассматривающего Коробку в меньшем телескопе, могло бы возникнуть желание назвать ее треугольником!
До новой встречи -
Tom T


Автор Tom Trusock
Адаптированный перевод с английского RealSky.ru
Публикуется с разрешения автора.
Оригинальная версия статьи на http://www.cloudynights.com





Полезная информация:

Искусство наблюдения Deep-Sky 
http://www.realsky.ru/book/58-howobserve/73-observingdso