Крейг Старк

snr.jpg.96060e29a9e3fd3bc7f6d3d045e4246cВероятно, вы слышали это раньше и, услышите еще сотню раз: «астрофотография  - это отношение сигнал/шум» (ОСШ). Но что это значит, и может ли такое общее высказывание быть верным? Мы начинаем публикацию серии статей известного специалиста в области астрофотографии Крейга Старка (Craig Stark), посвященную фундаментальным основам астрофотографии.

Вероятно, вы слышали это раньше и, продолжив читать мою колонку, услышите еще сотню раз: «астрофотография  - это отношение сигнал/шум» (ОСШ). Но что это значит, и может ли такое общее высказывание быть верным? Я думаю, очень даже может. Это всё об ОСШ? А как насчёт апертуры? А насчёт f-ratio (относительного фокусного расстояния)? Как насчёт «камера X лучше, чем камера Y»? Насчёт чёрно-белых камер в противовес цветным? Насчёт охлажденных по сравнению с неохлажденными и специализированных астрокамер против цифро-зеркалок? Что насчет рефракторов и рефлекторов? Что относительно темного неба по сравнению с городским? Хорошо, мой ответ на  эти вопросы  - да, это всё имеет значение, но всё это можно свести к какой-либо форме отношения сигнал-шум (хотя иногда и более сложной, чем просто численное значение ОСШ).

Итак, запуская эту колонку, мы собираемся говорить об ОСШ, что на него влияет и как его измерить. Хотите верьте, хотите нет, но вы можете проделать уйму тестов на своей фотокамере и добиться чётких, точных, повторяемых результатов. Из оборудования вам понадобится камера, крышка объектива и куча бумаги. Дополнительные принадлежности включают кусочек станиоли, круглую резинку, сменный объектив или телескоп (небольшой рефрактор тоже подойдет, хотя объектив всё-таки удобнее). Никакого особого программного обеспечения тоже не понадобится. Я пользуюсь Matlab, но вы с таким же успехом можете использовать бесплатную программу ImageJ. Даю слово, даже если вы убежденный противник техники, у вас получится. И тем не менее, прежде чем приступить к тестам, вы должны получить представление о том, что такое ОСШ и какие источники шума присутствуют в наших изображениях. Знание этого и понимание особенностей вашей камеры позволит выяснить, как получать лучшие изображения и максимально использовать время под звездами.

В этой части мы рассмотрим основной вопрос: что представляет собой ОСШ? В следующий раз узнаем, как измерить отдельные виды шума в вашей камере. После чего для каждого из типов шума сделаем определенные выводы – что с ним можно сделать при работе с изображениями.

ОСШ в идеальном мире

Когда мы делаем какое-либо фото, будь то M51 или изображение ребенка, фотоны проходят через объектив (линзу или зеркало) и бомбардируют сенсорную матрицу (CCD или CMOS). В матрице есть целый комплект отдельных сенсоров (которые формируют пиксели), и каждый из них делает одно и то же - пытается определить, сколько фотонов на него попало. Начинается это как аналоговый сигнал (например, напряжение), а затем преобразуется в цифровой прибором, который называется аналого-цифровым преобразователем (АЦП). Предположим, мы делаем фотографию темно-серого и светло-серого прямоугольника. За то время, пока затвор открыт, мы захватим 1 000 фотонов от темно-серого и 2 000 фотонов от светло-серого прямоугольника, и через объектив они попадут на сенсор. В идеальном мире мы каждый раз будем получать те же 1 000 и 2 000 фотонов и каждый раз интенсивность на нашем изображении получится 1 000 и 2 000. Каждый раз, когда мы это делаем, – т.е. каждый пиксель, направленный на прямоугольник, приводит к этому показателю. В этом идеальном мире у нас есть сигналы 1 000 и 2 000, и нет вообще никакого шума. Нет никакой изменчивости от пикселя к пикселю или от изображения к изображению, что и означает – нет шума.

ОСШ представляет собой отношение сигнала (а если быть точным, то зачастую суммы сигнала и шума) к шуму. Т.е. для темно-серых прямоугольников ОСШ получается 1 000/0 и 2 000/0 для светло-серых. В обоих случаях ОСШ бесконечно. В идеальном мире у нас получилось идеальное изображение.

Шум в реальности

Однако действительность далеко не идеальна, и шум у вас будет всегда. Фактически, всегда будет несколько типов шума. Вот некоторые из них - шум считывания, шум темнового тока и дробовой шум (и объектный, и фоновый – свечение неба). И все они словно сговорились помешать вам выделить из фона крошечную дымку призрачной туманности. Но прежде чем приступить к детальному изучению шума, стоит пробежаться по визуальным примерам ОСШ. При подготовке этих примеров я использовал прекрасный, ультраглубокий снимок M51, сделанный космическим телескопом Хаббл, - обесцветил его, изменил размер и подрезал, чтобы создать очень симпатичное изображение с высоким ОСШ.

Оригинальное изображение

Изображение с добавлением 5% гауссовского шума

Изображение с добавлением 10% гауссовского шума

Вверху оригинальное изображение, а ниже – два изображения, в которые я добавил гауссовский шум. В первом 5%-ный (добавлен в Фотошопе), во втором 10 %. Не нужно напрягаться, чтобы заметить, что верхняя картинка для нас предпочтительнее средней, а средняя лучше нижней. (Хотя, по правде, если бы хоть какой-нибудь из моих собственных снимков M51 был похож на нижний, я бы страшно гордился!).

С помощью Фотошопа (или ImageJ) можно вычислить ОСШ даже в отдельных частях этого изображения. Я выделил небольшой темно-серый участок, который расположен примерно в центре по вертикали и на ¾ по горизонтали, после чего измерил в Фотошопе средний сигнал и стандартное отклонение. Средний – это значит усредненное значение, а стандартное отклонение - мера шума (т.е. насколько выбранные пиксели могут отличаться о вышеупомянутой средней величины). В исходном изображении среднее значение получилось 85, стандартное отклонение 6. Это приводит к ОСШ для этой области 14,17 (85/6). На среднем изображении получилось 84,8 и 13,9 - ОСШ 6,1, и на нижнем изображении – 84,5 и 26,6 (ОСШ 3,18).

Заметьте, что сигнал в каждом из них – один и тот же. Т.е. интенсивность изображения не изменилась (примерно 85). Что изменилось, так это уровень шума (величина колебаний вокруг средней величины). А что случится, если мы ослабим сигнал? Хорошо, давайте вдвое ослабим сигнал на исходном изображении и добавим 5-процентный шум как на средней картинке. В результате мы получим нечто тусклое и зашумлённое. Оно выглядит однозначно хуже, чем 5% изображение, а некоторым покажется, что и хуже 10%-ного. Так или иначе, довольно тусклая картинка. Вот она.


Среднее значение здесь 42.5 (половина от 85 – прежнего значения), а стандартное отклонение теперь 13, т.е. ОСШ - 3.27, почти такое же, как для случая 10% шума. Почему так? Выглядит это как паршивое изображение – до того тусклым, что многим захочется добавить увеличение или ISO на камере, чтобы вытянуть его и сделать поярче. Однако правда в том, что это – такое же хорошее изображение, как и яркий вариант с 10-процентным шумом.

Вот то же самое изображение после восстановления интенсивности (увеличения ее в 2 раза).


Если сравнить его это с оригинальной версией с 10%-ым шумом, различить их будет не так просто. Несомненно, точный рисунок шума здесь различен, но на глаз (и согласно математике), они дают одно и то же ОСШ. Интенсивность в рассматриваемой области теперь 85, и стандартное отклонение - 25.8 для ОСШ 3.29. (Примечание: не обращайте внимания на некоторое различие чисел 3.27 и 3.29. Это просто погрешность округления)

Примечание: Здесь я вычислял ОСШ лишь как простой коэффициент. Вы будете часто встречать, что его выражают в dB (децибелах). Чтобы пересчитать в децибелы, просто возьмите 20*(lg отношения сигнал/шум), где lg - десятичный логарифм (во встроенном калькуляторе Windows он обозначается log). Так, если у нас интенсивность сигнала 2000 и шум 2, получится 20*lg(2000/2), т.е. 60 децибелов.

Резюме: ОСШ

Резюмируя, нужно помнить, что у ОСШ есть два компонента: сигнал и шум. Если мы сохраняем сигнал постоянным и делим шум пополам, мы удваиваем ОСШ. Если сохраняя шум, мы удваиваем сигнал, мы удваиваем ОСШ. Если мы делим сигнал пополам, но сокращаем шум до четверти первоначального, мы также удваиваем ОСШ. Это – отношение, и улучшение ОСШ можно свести или к повышению сигнала, или к понижению шума.

Типы шумов

Шум считывания

Каждый раз, когда вы считываете изображение с камеры, в изображение включается некоторый шум. Даже если нет никакого сигнала (никакого света, никакого заметного темнового тока), у вас все равно будет шум в изображении, оно всё равно не будет идеальным. Этот шум называют шумом считывания. Его генерирует и электроника вашей камеры в целом, и непосредственно электроника сенсора.

Шум считывания включает несколько разновидностей. В идеале у него нет никакой структуры. Т.е. нет никакого фиксированного рисунка – это просто равномерный уровень фона, гауссовский шум. Если представить его как звук, это будет простое шипение без каких-либо оттенков, щелчков, треска и т.д. Визуально этот вид шума легко не заметить, и при сложении изображений уровень простого гауссовского шума снижается (во сколько раз он уменьшается, показывает квадратный корень из числа сложенных изображений).

Как бы то ни было, большинство камер не идеальны. У некоторых есть устойчивая пространственная структура шума. Каждый раз, когда вы делаете снимок, в изображении присутствует отчетливый узор из полос, волн и т.д. Если вы стремитесь к чему-то более-менее оптимальному, то это оно и есть, т.к. рисунок абсолютно повторяем. Да, он будет у вас в каждом световом кадре, будет в каждом темновом (с закрытой крышкой объектива и реальной выдержкой) или шумовом кадре (с закрытой крышкой объектива и минимальной выдержкой), но именно поэтому удалить этот шум  можно стандартными приемами предварительной обработки.

Некоторые камеры дают на изображении шум определенной частоты (например, отдельные вертикальные полосы в 100 пикселей), положение которых меняется от изображения к изображению. Вот с этим иметь дело уже сложнее. У каждого кадра будет свой узор шума – не найдется и двух одинаковых. В световых и темновых кадрах не будут повреждены одни и те же пиксели, из-за чего стандартная предварительная обработка окажется неэффективной (она не будет вычитать шум). Всё, что вы реально можете сделать с этим видом шума, - это или попытаться отфильтровать его позже, или попробовать сложить достаточное количество кадров для того, чтобы в итоговом изображении шум окончательно пропал (каждый кадр вносит шум в своем месте). К сожалению, часто для этого требуется большое количество снимков. Еще хуже, что те же самые проблемы будут при подготовке темновых или шумовых снимков. Понадобится много темновых или шумовых кадров, чтобы заставить этот узор исчезнуть. Если не сделать этого, то при их вычитании вы лишь внесете шум в свои световые снимки.

И, наконец, коснемся еще одного вида. Шум «соль-перец» похож на яркие и темные пятна, разбросанные по всему снимку. Эти пятна имеют тенденцию меняться от изображения к изображению (я не говорю о «горячих», т.е. сбойных пикселях). У некоторых камер есть с этим реальные проблемы, и если у вашей камеры тоже, нужно будет принять меры к их устранению. Очень помогает сложение с учетом стандартного отклонения на всем изображении (или «sigma-clip»).

Дробовой шум

Если вы – доктор на полях прусских сражений конца 1800-х, ожидающий появления очередного пациента, которого лягнула лошадь, у вас есть нечто общее с астрофотографом, ожидающим (хотя и недолго), когда еще один фотон от галактики достигнет сенсора. Вы оба думаете о процессах Пуассона. Ладно, непосредственно о них вы, вероятно, не думаете, но парень по фамилии Борткевич думал. Иногда он видел людей, пострадавших от лошадиного копыта, по утрам, другие входили под вечер, а временами он проводил целые дни, не видя ни одного. Дело в том, что есть некоторая вероятность события (лягания лошадью или попадания фотона от галактики на ваш сенсор), и т.к. это лишь вероятность, а не безусловность, всегда будут отклонения во временнОм промежутке между событиями. Такие отклонения были описаны в начале 18 века французским математиком Пуассоном.

Если вы делаете изображение в течение секунды, может оказаться, что какой-то пиксель в сенсоре поразят 10 фотонов от DSO, а до другого доберутся 12. Возьмите третий пиксель, и получите 9. Такие отклонения всегда возникают на световом пути. Их и называют дробовым шумом (другое название – фотонный шум), который подчиняется распределению Пуассона.

Избежать дробового шума невозможно, при этом его величина растет как квадратный корень из интенсивности. Т.е. чем более яркий объект вы снимаете, тем больше получаете шума. Звучит неприятно, но в действительности это не проблема, поскольку сигнал тоже усиливается. Если, например, в одном случае на сенсор попадает 100 фотонов, а в другом 10 фотонов, то ОСШ для первого случая в 3 раза выше. Несмотря на отрицательное влияние возрастающего шума, положительный эффект от более высокого сигнала перевешивает (ОСШ будет N/sqrt (N)).

Итак, мы можем проигнорировать дробовой шум, правильно? Неправильно. У него есть два источника. Мы не против дробового шума непосредственно от DSO, но как насчет дробового шума от свечения неба (skyglow)? Сенсор ведь не знает, откуда к нему поступают фотоны – от галактики или от свечения неба – оба дают дробовой шум. Вот что особенно отвратительно в свечении. Если бы дело было только в осветлении изображения, всё, что надо было бы сделать – это поднять точку черного и отключить свечение. Но свечение неба понижает ОСШ, вводя в изображение дробовой шум и не вводя сигнала. Это - одна из основных причин (плюс отсутствие возможности понижения эффективного динамического диапазона матрицы), по которой свечение неба настолько вредно.

Темновой шум

Закройте объектив камеры крышкой и сделайте несколько снимков с разной выдержкой. Вы заметите, что изображение тем ярче, чем больше выдержка. Это из-за темнового тока. Интенсивность удваивается, когда вы удваиваете длительность экспозиции, и, кроме того, почти удваивается каждые 6 градусов по шкале Цельсия. Еще вы обнаружите, что некоторые пиксели светлеют быстрее других («горячие» пиксели светлеют очень быстро), в результате чего появляется узор стабильного пространственного шума. Это к вопросу о том, зачем мы обычно делаем темновые снимки, используя ту же самую длительность экспозиции и температуру. Нам нужно, чтобы шумовой узор в темновом кадре был точно таким же, как и в световом. Затем мы вычтем один из другого и получим более отчетливый световой кадр.

Большинство читающих эту статью уже знает о темновых кадрах, но некоторые, возможно, не задумывались об истинном смысле темнового тока. Помните дробовой шум? Фотоны поступают с некоторой вероятностью, поэтому однозначно сказать, сколько их будет, мы не можем, причем величина отклонения в их количестве пропорциональна уровню сигнала. То же самое верно и для темнового тока. Чем выше темновой ток, тем больше отклонений будет при считывании отдельного кадра. Поэтому если мы хотим получить очень хорошее значение среднего темнового тока (чтобы затем вычесть его из нашего светового снимка), нужно усреднять еще более темные кадры.

Таким образом, ответ на вопрос: «Сколько темновых кадров я должен использовать?» зависит от уровня темнового тока. Если у вас он большой, если вы используете более долгие темновые кадры, и изображение становится значительно ярче и больше зашумляется, снимков понадобится больше. Если вы не наберёте достаточно темновых снимков, то при предварительной обработке изображения просто введёте шум в световые кадры. В суммарном темновом снимке любое отклонение от ожидаемого значения темнового тока на данном пикселе означает, что вы будете вводить эту разность (величину отклонения) в каждый световой снимок.

Ошибка квантования

Когда мы считываем напряжение с сенсора, это аналоговый сигнал. Чтобы превратить его в цифровой, используется аналогово-цифровой преобразователь (АЦП). Предположим, у нас есть 8-битный АЦП. Установив его, мы можем записать 256 градаций интенсивности (2 в 8-й степени). Предположим далее, что наша ПЗС-матрица может накопить до насыщения 10 000 электронов. Если мы хотим использовать весь динамический диапазон ПЗС-матрицы, то должны установить АЦП так, чтобы каждое деление шкалы соответствовало примерно 25 фотонам (10 000/256). Так, 10 на АЦП означает, что было захвачено примерно 250 фотонов, а 11 - около 275.

Не нужно много усилий, чтобы заметить здесь некоторую проблему. Для нас теперь нет разницы между 250 фотонами и 251,  255 или 260 фотонами. Им всем соответствует одно и то же значение. Эту проблему называют ошибкой квантования. Она приводит к одному и тому же значению сходные, но не идентичные значения интенсивности (например, едва заметные тонкие различия в рукавах галактики, которые вы надеетесь разделить). Когда это происходит, информация теряется, и разделить их уже невозможно (по крайней мере, на одном кадре).

Ошибка квантования появляется, когда уровней интенсивности оказывается больше, чем чисел для их запоминания. Современные специализированные астрокамеры не страдают от ошибки квантизации, но цифро-зеркалки и лунные/планетарные камеры все еще грешат этим. Например, если у вас ПЗС-матрица с отличной накопительной ёмкостью 10 000 электронов и 12-битный АЦП, который дает 4 096 уровней интенсивности, потенциально проблема у вас уже есть. В данном случае усиление системы при использовании полного диапазона матрицы будет примерно 2,5 e-/АЦЕ. Т.е. каждый шаг интенсивности (Аналогово-Цифровая Единица) составит 2,5 электрона. Иначе говоря, вам нужно теоретически задать системное усиление в 1 e-/АЦЕ и подобрать динамический диапазон, который позволит уйти от ошибки квантования. Вы сможете заполнить АЦП 4 096 электронами, но повода волноваться о какой-либо ошибке квантования у вас не будет. Камеры, которые дают возможность изменять системное усиление (например, цифро-зеркалки - они называют это ISO), позволяют изменять диапазон в обе стороны.

Перед тем как оставить ошибку квантования в покое, я должен отметить еще одну вещь. Не стоит относиться слишком сурово к камерам с 12-битным АЦП и высокой емкостью - больше 4 096 электронов. Честно говоря, вам пришлось бы сильно напрячься, чтобы заметить хоть какую-то разницу между сенсором с емкостью захвата 10 000 е- и 12-битным АЦП и аналогичным, но с подключением 16-битного АЦП (у которого, кстати, 65 536 шагов интенсивности). Почему? Шум. Разрешение ограничивается шумом. Скажем, у нас есть сенсор 10 000 е- со значением шума 10 е-. Максимальное ОСШ (иначе называемое динамическим диапазоном) – 1000 (или 60 децибелов). Теперь наш 12-битный АЦП с 4 096 уровнями интенсивности (72 децибела) не выглядит таким уж плохим. Будь у нас тот же самый 10 000-электронный сенсор, но с величиной шума 1 е-, ОСШ было бы 10 000 (80 децибелов), и проблема возникла бы снова. Смысл в том, что наличие определенного количества электронной емкости вовсе не означает, что вы можете точно сказать, насколько это хорошо в плане шума. Неопределенность вызвана тем, что при любом возможном параметре у вас не должно быть дискретных значений в АЦП. Лично я ни минуты бы не волновался, если бы мой 16-битный АЦП (65 536 шагов) был подключен к ПЗС-матрице с емкостью 100 000 е-.

Резюме: шум

У вас будет шум. Будет несмотря ни на что. Некоторые уловки, конечно, позволят минимизировать его. Большую часть шума даёт камера, поэтому ее выбор является определяющим фактором – ведь нужно, чтобы шум был и низким по уровню, и вёл себя хорошо. В Части 2 мы рассмотрим, как это оценить. Другую часть шума даст вам объект фотографирования – и сама цель, и небо. Шум цели можно проигнорировать (вы никогда ничего с ним не сделаете), но шум неба – это то, с чем можно бороться. Мы поговорим об этом в Части 3.

Сигнал

Добиться увеличения ОСШ можно или понижая шум, или повышая сигнал. При этом имеет значение, откуда сигнал поступает, и насколько вы можете его усилить. Ответ на первый вопрос очевиден. Сигнал поступает из тусклой размытости, которую вы пытаетесь запечатлеть на картинке (и все дела!). Исходя из этого вы должны понимать, что она станет тусклой размытостью на пикселях вашего сенсора. Обсудим  некоторые вещи, которые влияют на величину получаемого сигнала.

Первой является апертура вашего телескопа (чем она больше, тем больше фотонов она собирает и передает на сенсор). Или даже focal ratio (отношение фокусного расстояния к апертуре), с которым вы работаете. На эту тему в интернете было много написано, кое-что я уже писал в своем блоге и со временем рассмотрю здесь. И всё же если говорить о протяженных объектах, focal ratio действительно определяет, какая часть сигнала достигнет данного пикселя. Если при постоянной апертуре вы меняете focal ratio (изменяя фокусное расстояние), вы идете на компромисс между сигналом и разрешением. Длинные фокусные расстояния растягивают изображение на большее количество пикселей, что дает более высокое разрешение, но уменьшает количество света, попадающее на каждый пиксель. Смысл "мифа о focal ratio" в том, что при наличии вышеописанного «шума считывания» добавленное разрешение даёт мало или вообще ничего. Но как бы то ни было, применение более длинных фокусных расстояний (более высоких focal ratio) помогает уменьшить шум. Детально мы обсудим это в другой раз. Что здесь важно, так это вот что – если вы хотите повысить ОСШ в каком-то конкретном пикселе (правда, если вы более-менее сообразительны, то не можете хотеть этого, но если задаться целью...), вы можете понизить focal ratio – увеличивая апертуру при неизменном фокусном расстоянии или уменьшая фокусное расстояние при постоянной апертуре.

С этим связано и второе, о чем стоит упомянуть, – это светопропускание вашего телескопа. Давайте рассмотрим  Ньютон с простым алюминиевым покрытием, которое даёт примерно 87% отраженного света. При отражении от двух поверхностей (каждая по 87%) мы получаем полную пропускную способность 0.87*0.87, т.е. около 76 %. Если же говорить о зеркале 8" f/5 с центральным экранированием 2,5", то полная пропускная способность понизится до 66 % попавшего в трубу света. Это значит, что с точки зрения светопропускания мы работаем с эквивалентом 6,4" телескопа. А если бы покрытие было 95%? До учета экранирования у нас будет 90 %, а с учетом - 80%-ная  эффективность, т.е. эквивалент идеального 7,1" телескопа. Гммм... т.е. если заново покрыть старые зеркала чем-нибудь просветляющим, мы получим 14%-ное усиление сигнала.

Третья вещь, которую стоит принять во внимание, это квантовая эффективность (КЕ) вашей камеры. КЕ связана с отношением зарегистрированных фотонов к общему количеству фотонов, достигших датчика. Если у вас одна камера с КЕ 40%, а другая с КЕ 80%, и все остальные параметры одинаковы, то у камеры с большей КЕ отношение сигнал/шум вдвое выше. Но если камера у вас одна, то можно относиться к повышению КЕ, как к увеличению апертуры вашего телескопа. Работая с камерой КЕ=80% на 80-миллиметровом АПО, вы получите примерно то же, что и на КЕ=40% и 113-миллиметровом АПО (при равных показателях шума и одинаковом фокусном расстоянии). Кроме того, есть еще один подход к повышению ОСШ. Если вы хотите увеличить количество захваченных фотонов и повысить сигнал относительно шума, вдвое увеличьте время экспозиции на сенсоре с более низким КЕ.

А вот темноту неба мы здесь учитывать не будем. Люди часто думают о ней как о повышении сигнала, поскольку при взгляде на темное небо DSO кажутся однозначно более яркими. Но разве фотоны M51 знают, в городе вы находитесь или в сельской местности? Нет, конечно. От M51 к вам приходит одно и то же число фотонов, и никакие фотоны городского света их не отклоняют. Нет, сигнал тот же самый, разве что уровень фона поднялся, из-за чего выделить сигнал стало сложнее.

Всё об ОСШ

Помните, в начале я сказал, что всё сводится к ОСШ? Апертура рулит, верно? Что есть, то есть – она повышает ОСШ. Прикрепите камеру к 3" или 30" телескопу, у неё всё равно будет один и тот же шум считывания и тот же тепловой шум. Однако на 30" телескопе на камеру попадает в сто раз больше фотонов, чем когда она работает с 3" телескопом (в рамках обсуждения допустим, что фокусные расстояния равны). Вот это на самом деле – повышение сигнала.

ОК, это было несложно. Как насчет темного неба по сравнению с городским? На темном небе контраст выше, что позволяет увеличить выдержку, верно? А как там с ОСШ? Здесь две вещи играют роль. Во-первых, мы можем рассмотреть случай, когда длительность экспозиции в обоих случаях одинакова. Тогда тепловой шум и шум считывания будут примерно равны, и число фотонов от DSO тоже одинаково. Т.е. сигнал и два компонента шума не меняются. Но дробовой шум в обоих случаях различен. Камера не отличает свечение неба от света DSO, т.к. фотоны от неба – они и есть фотоны от неба. В городской местности на сенсор легко может попадать в четыре раза больше фотонов от свечения неба, ибо мы снимаем в городе. Мы, конечно, можем сместить точку черного, чтобы затемнить небо, но все эти «дополнительные» фотоны уже внесли дополнительный дробовой шум. На деле четырёхкратное свечение приведет к удвоению дробового шума. Под городским небом дробовой шум от свечения неба – как правило, доминирующего источника шума – оставляет позади шум чтения и тепловой шум. Итого, при постоянном сигнале мы удвоили шум и вдвое уменьшили наше ОСШ.

Черно-белые по сравнению с цветными камерами? Цветные фильтры сокращают сигнал до трети (и даже меньше) того, что вы получили бы без них. Сигнал сокращается, а шум остается на том же уровне. Выбор камеры? Повысьте КЕ, и вы усилите сигнал. Понизьте шум, и вы – стоило ли говорить? – понизите шум. Так или иначе, но вы повысили ОСШ.

А что дальше?

Надеюсь, большинство записей в этой колонке не будут такими длинными, как эта. Просто чтобы дать отправную точку, понадобилось довольно много информации. Вторая часть будет инструкцией по измерению шума вашей камеры. В реальности это намного проще, чем звучит. А в Части 3 мы рассмотрим, что можно сделать для улучшения ОСШ в ваших изображениях, и насколько размышления об ОСШ могут изменить ваш подход к фотографии.

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

sun-moon-planets-april-2010.jpg.cadc1bbaВ Апреле 2010года, особое внимание уделите Марсу и Сатурну, проследите за изменением фазы Меркурия, а также обязательно найдите яркий астероид Веста.

Сумеречное небо
Первые дни апреля 2010 года вместе с весенним теплом принесут жителям северного полушария и редкую возможность наблюдения Меркурия, Венеры, Марса и Сатурна.

Самая близкая к Солнцу планета — Меркурий — имеет репутацию неуловимой и практически недоступной для наблюдения. Тем не менее, в апреле каждый желающий сможет найти Меркурий в западной части неба спустя 45 минут после захода Солнца.



В первые две недели апреля 2010 года, вооружившись телескопом, можно проследить за изменениями фазы Меркурия. В начале месяца планета видна как крошечный диск диаметром всего 6'', освещённый Солнцем на 67%. Однако уже 15 апреля видимый диаметр Меркурия увеличится до 9'', а освещенная Солнцем часть диска уменьшится до 18%, что сделает планету похожей на молодую Луну. К сожалению, 15 апреля — последний шанс разглядеть Меркурий невооруженным глазом на вечернем небе.



По соседству с Меркурием, немного левее и выше ярко сияет Венера. В отличие от Меркурия, «вечерняя звезда» с каждым днем поднимается все выше над горизонтом и доступна для наблюдений в течение всего месяца. За 30 дней планета существенно не поменяет блеск (-3,9 mag) и размер (11''). Неторопливо меняется и фаза Венеры: в телескоп планета выглядит маленьким, почти круглым диском.

Вечернее и ночное небо
Апрельским вечером повернитесь лицом на юг и, высоко подняв голову (примерно на ¾ расстояния до зенита), найдите яркую красную звезду — это Марс. Планета медленно перемещается по созвездию Рака и с 16 по 18 апреля пройдет неподалеку от рассеянного звездного скопления Ясли (М44), составив с ним симпатичную пару.

После январского противостояния Марс заметно потерял в блеске и размере. В течение апреля 2010 года блеск планеты упадет с 0,2 в начале до 0,7 звездной величины в конце месяца, а угловой размер с 9,2'' до 7,3'' соответственно.
Таким образом, заканчивается благоприятный период для наблюдения «Красной планеты», и мы прощаемся с ней до следующего противостояния, которое произойдет только через два года (4 марта 2012).



Планета-гигант Сатурн медленно восходит в юго-восточной части неба сразу после захода Солнца, достигая оптимальной для наблюдений высоты после десяти часов вечера.
Совсем недавно (21 марта) Земля и Сатурн подошли на минимальное расстояние друг к другу, поэтому весь апрель планета находится в наилучшей своей видимости.



Вам потребуется всего несколько минут для того, чтобы отыскать самый яркий астероид — Весту. В апреле 2010 года Веста перемещается среди звезд созвездия Льва, в той области, где на древних картах изображалась голова этого животного. Блеск астероида в начале месяца составит 6,9 звездной величины, что позволяет разглядеть его даже в бинокль. Для того чтобы безошибочно определить местоположение Весты, воспользуйтесь специально подготовленной нами поисковой картой. Скачать поисковую карту астероида Веста
 


Утреннее небо
Юпитер блистает в восточной части неба как звезда -2,1 величины. В начале апреля — за час до восхода Солнца, ближе к концу месяца — за два часа. К сожалению, высота планеты еще слишком мала для серьезных наблюдений.

Луна в Апреле 2010
Утром 3 апреля Луна в фазе последней четверти, она проходит в одном градусе от Антареса — главной звезды созвездия Скорпион. В сумерках 15 апреля лунный месяц виднеется немного выше и правее Меркурия. Воспользуйтесь биноклем, чтобы разглядеть эту красивую пару. Неплохой пейзажный фотоснимок можно получить 16 апреля, когда Луна расположится между яркой Венерой и Плеядами.

Что еще наблюдать в апреле:
Гид по созвездиям: Созвездие Волосы Вероники, Созвездие Лев
Вселенная в бинокль: Голова Гидры
Фил Харрингтон

Bikini_sm.jpg.c55c1138fa127e04f00156cdb9

Октябрь

Плавки – это астеризм, который по сути представляет собой созвездие Козерога.
Объекты:
Планеты – Юпитер и его луны, Нептун
Двойные звезды – Альгеди (альфа Козерога) и Дабих (бета Козерога)
Шаровое скопление М30

Внезапные ливни могут принести майские цветы здесь, на Земле, но в небе самым сырым месяцем года является октябрь. Это потому что над нашим южным горизонтом в этом месяце движется "мокрый район неба", принося с собой несколько созвездий, так или иначе связанных с водой. Это Козерог, т.е. морской козел, Водолей, Южная Рыба, Кит и Рыбы. Ни одно из них не поражает своим видом, если смотреть невооруженным глазом, поэтому чтобы различить их, обычно приходится ехать в место, избавленное от земных помех, приповерхностного светового загрязнения и любой дымки вдоль горизонта. 

Но только не в этом году. А всё потому, что Козерог, который всегда ассоциируется у меня скорее с плавками, чем с «морским козлом» (что бы это ни означало) принимает у себя сверкающий Юпитер. Король планет привлекает всеобщее внимание к любому району неба, независимо от того, где находитесь вы – в сердце города или где-нибудь в далекой глубинке. 

Бинокль без труда показывает четыре Галилеевых луны, вращающиеся вокруг Юпитера. Это самое подходящее для них название: дань уважения человеку, который 400 лет назад решил тысячелетнюю загадку о том, что вокруг чего вращается – Земля вокруг Солнца или Солнце вокруг Земли. Известно, что Галилей увидел то, что он назвал четырьмя "звездами" – в оригинале "звезды Медичи" – облетающими Юпитер, и доказал, что не всё вращается вокруг Земли (как, начиная примерно со 140 года нашей эры, предписывала геоцентрическая модель Птолемея). 

Забавно наблюдать за акробатикой Галилеевых спутников, как они перемещаются от одной стороны планеты к другой. Сможете ли вы различить в бинокль все четыре спутника? Чтобы узнать, кто есть кто, используйте утилиту Sky & Telescope «Луны Юпитера». Например, 17 октября в 00:00 по Гринвичу (что соответствует 20:00 по Москве), все четыре луны будут выглядеть растянутыми в линию на западе планеты. А двадцать четыре часа спустя Ио и Европа переместятся на восток планеты. 

Кстати, показывая Юпитер и его луны друзьям и родным, не совершайте, пожалуйста, ту же ошибку, которая допущена во многих учебниках астрономии, - не называйте Юпитер газовым гигантом. Это не так. По большей части Юпитер состоит из странной смеси, названной металлическим водородом. Металлический водород, который проводит электрический ток, не является газообразным. При том давлении и условиях, которые наблюдаются внутри Юпитера, металлический водород является жидкостью. Так что его можно назвать гигантской планетой или "Юпитерообразной планетой" но газовым гигантом? Нет.

Поисковая карта для Козерога. Карта из TUBA, www.philharrington.net/tuba.htm 

Другой гигант Солнечной системы, восьмая планета Нептун, этой осенью вырисовывается недалеко на востоке от Юпитера. С тех пор как он был обнаружен в сентябре 1846, Нептун медленно шествует по небу, но пока еще не сделал полный круг. Ищите его на востоке–северо-востоке от линии из трех звезд, расположенных к северу от Денеба Альгеди (δ Козерога). Звездная величина Нептуна всего лишь 8 – он в шесть раз тусклее Галилеевых лун, так что придется немного поискать, прежде чем вы обнаружите его. Здесь поможет карта. Мой бинокль 10x50 показывает намек на необычный бирюзовый цвет планеты, который тоже может помочь вам выделить ее из фона. 

К западу от Юпитера мы найдем две двойные звезды, идеальные для бинокля. Первой будет Альгеди или Альфа Козерога в северо-западном углу треугольного контура созвездия. Альгеди (Algedi) составлена из двух звезд 4-й величины, которые легко увидеть даже в небольшой карманный бинокль. Они выглядят одинаково, но оказывается, эти две звезды расположены в пространстве вовсе не рядом друг с другом. Гигантская желтая звезда, которая находится восточнее, известна как Альфа 2 находится в 109 световых годах от нас, тогда как желтый сверхгигант Альфа 1 почти в семь раз дальше. 
 


Альгеди (вверху), Дабих (внизу) и их окрестности, какими они видны в бинокль автора 10x50. На рисунке север вверху, восток слева.

Вторая двойная звезда - Дабих или Бета (β) Козерога – расположена в этом же поле зрения как раз южнее Альгеди. В то время как две звезды Альгеди кажутся одинаково яркими, звезды Дабих заметно различаются. Более яркое солнце, названное Дабих-большой, сияет с 3-й величиной, а его компаньон, Дабих-малый – с величиной 6, в 16 раз тусклее. Они выглядят по-разному, но исследования показывают, что обе звезды образуют физическую систему, удаленную на 330 световых лет. Звезды находятся на расстоянии около трети светового года друг от друга. В результате требуется, по крайней мере, миллион лет для полного оборота пары.

Звезд здесь больше, чем кажется на первый взгляд. Исследования показывают, что Дабих-малый - спектроскопическая двойная, в которой доминирует голубой гигант, необычайно богатый платиной, золотом, ртутью и висмутом. Дабих-большой является оранжевым гигантом, который окружен тесной парой звезд. Наиболее крупная из них – голубая звезда, а вот о ее компаньоне известно мало, разве что его орбита в 8,7 дня. Эти двое разделены расстоянием, равным трети расстояния от Меркурия до Солнца. 

Наша последняя остановка в Козероге – единственный вклад созвездия в каталог Мессье. Шаровое скопление 7-й величины M30 расположено в пустынном юго-восточном районе созвездия. Звезды Nashira и Денеб Альгеди обозначают хвост Морского козла и восточную точку треугольника Козерога. Поверните на юго-запад к южной вершине треугольника, по пути остановитесь на звезде Дзэте Козерога (звездная величина 4). Поместите Дзэту в центр видоискателя и осмотрите восточную границу поля зрения. Звезда 5-й величины, 41 Козерога, должна едва входить в вид. Теперь поместите в центр 41 и затем смотрите строго на запад от нее. Получится ли у вас увидеть тусклый кружок сероватого света, окружающий более яркое ядро? Это M30. Потребуется по меньшей мере 6-дюймовый (150-миллиметровый) телескоп, чтобы показать хоть какой-нибудь признак ста тысяч индивидуальных звезд, которые составляют этот отдаленный рой. 

Пока вы в этой области, обязательно попытайтесь различить шаровое скопление M72, крошечный 4-звездный астеризм M73 и планетарную туманность NGC 7009. Все они находятся за пределами границ созвездия, в Водолее, и показаны на карте выше, а также перечислены ниже. 


Это был обзор Плавок. У вас есть комментарии, вопросы, предложения для этой колонки? – черкните мне пару строк. Ну а пока не наступил следующий месяц, когда мы снова совершим путешествие по вселенной с биноклем, помните, что два глаза лучше, чем один.
 
Автор Phil Harrington
Адаптированный перевод с английского RealSky.ru
Публикуется с разрешения автора.
www.philharrington.net
TomT

АндромедаЛучшее время для наблюдений – осень
Галактика Андромеды (М31) - самый удаленный объект, видимый невооруженным глазом.
Другие объекты:
Галактики – М32 и М110 (спутники М31), Запредельная галактика (NGC 891), Призрак Мираха (NGC 404)
Рассеянное скопление NGC 752
Планетарная туманность «Голубой снежок»
Звезды – Гамма и Бета Андромеды (Мирах)

Широкоугольная карта созвездия Андромеда

                                                               M31 Фотограф Rick Krejci


Дочь Кассиопеи и Цефея Андромеда должна была стать жертвой Посейдона и, прикованная к утесу, ожидала своей участи. Возвращающийся после победы над Горгоной Персей нашел ее, освободил и взял в жены. Андромеда - 19-е по величине созвездие ночного неба. Вместе с матерью, отцом, мужем и его крылатым конем (Пегасом) она участвует в сезонном шествии вокруг полюса.

По-моему, она совсем не похожа на царевну. Я всегда видел Андромеду как рог изобилия, появляющийся как раз к сбору урожая. Но чем бы ни представлялась вам Андромеда, она вмещает множество эффектных дипскай-объектов. 







При упоминании Андромеды в воображении почти каждого астронома-любителя немедленно возникает изображение величественной галактики Андромеды и ее спутников. И без нее здесь много интересного, но это, бесспорно, одна из ярчайших небесных жемчужин на все времена.      M31 – огромная галактика в Андромеде – и ее ближайшие спутники 

Галактика Андромеды (также известная как M31) прославилась по нескольким причинам, но больше всего, вероятно, потому, что была одним из краеугольных камней в решении Большого спора (много ли галактик во Вселенной или только наша?), и в определении межзвездных расстояний при помощи переменных звезд цефеид.    На рубеже прошлого и позапрошлого веков астрономы задались вопросом, расположены ли спиральные галактики, подобные M31, в Млечном пути или вне его. В 1923 году, работая в обсерватории на горе Вильсона (Mount Wilson) со 100-дюймовым телескопом, Эдвин Хаббл фотографировал звезды в ореоле M31, обнаружил среди них цефеиды и предположил расстояние до галактики 900 000 световых лет – это было гораздо дальше предполагаемых на тот момент границ нашей галактики.   В 1944 году астроном немецкого происхождения Вальтер Бааде (Walter Baade), которого причислили к иностранцам-врагам и не позволили участвовать в оборонных проектах, «застрял» на горе Вильсона. Из-за военных затемнений Лос-Анджелеса Бааде мог воспользоваться самым черным Вильсоновским небом и, возможно, даже смог увидеть разбиение на отдельные звезды по всей M31.    Эти астрономы изучали M31 с самыми сильными телескопами того времени, но в любых условиях, кроме очень сильной засветки, она видна и невооруженным глазом. Андромеда – 31-я в каталоге Мессье, по самым точным данным охватывает примерно 5 градусов, находится поразительно далеко от нас (от 2,2 до 2,9 миллионов световых лет) вместе со своей свитой - М32 и М110. Чуть дальше, в Кассиопее, можно найти два более ярких спутника галактики Андромеды – NGC 185 и NGC 147.   Забавно экспериментировать на Андромеде с разной оптикой. Она настолько велика, что может быть превосходным объектом для бинокля, но мне больше нравится вид в 4" телескоп – в нем весьма симпатично выглядят более яркие участки, плюс видно M32 и M110. Чтобы найти M32, ищите более яркую плотную дымку поблизости от M31, ну а M110 в маленьком телескопе гораздо больше похоже на призрачный дымок сигареты. Мой 8" рефлектор хорошей ночью с легкостью вытягивает одну из темных полосок, которые видны на фотографиях, а телескоп покрупнее покажет в М31 обе пылевые полосы.   Мы не заканчиваем с галактикой Андромеды. Мы еще вернёмся, чтобы посетить самое яркое из её шаровых скоплений (как сложный объект этого месяца), но пока двигаемся дальше.     Гамма, NGC 752, Бета и Призрак  
Гамма Андромеды   Во-первых, начните путь с вершины рога – сверьтесь с поисковой картой широкого обзора, чтобы найти Гамму Андромеды. Это приятная яркая двойная, которую легко обнаружить в маленький телескоп. Даже если у вас получилось разделить ее при низком увеличении, обязательно попробуйте перейти на более высокое увеличение. Я обнаружил, что зачастую при изменении увеличения цвета звезд немного меняются. Гамма хорошо иллюстрирует этот эффект. При низком увеличении я видел у обеих звезд оранжевый оттенок, но когда поднял увеличение на своем 4" рефракторе до 70-ти, то обнаружил, что более яркая осталась оранжевой, а вот у тусклой появился беловатый оттенок. А что видите вы?   NGC 752   Возьмите свой самый широкоугольный окуляр и просмотрите небо к востоку от Гаммы. Ищите большое рассеянное звездное скопление – NGC 752. Из-за своего крупного размера оно лучше всего выглядит в бинокль или телескоп с большим полем зрения. В моем 4" телескопе лучший вид получается при 36x – я насчитал несколько дюжин звезд. Ищите две яркие золотые звезды, расположенные поблизости от данного скопления. Величина и окраска подобных звезд часто напоминает мне глаза, всматривающиеся в меня из ночной темноты.   Бета Андромеды (Мирах) и Призрак Мираха (NGC 404)
Теперь снова двигайтесь к основанию Андромеды, пока не доберетесь до Беты. Найдите минутку и внимательно изучите Бету - вы заметите что-то похожее на блик на линзе окуляра. Если бы вы не искали его специально, то могли бы вообще пропустить.    Это галактика, известная как Призрак Мираха – NGC 404. Более продвинутые наблюдатели могут сказать, что отделить NGC 404 от яркого света беты практически невозможно – и, к сожалению, они в чем-то правы. И всё же, к счастью для нас, не так сложно увидеть ее в телескоп любого размера. Чтобы добиться успеха в обнаружении галактики, нужно лишь распознать то, что в другом случае было бы отброшено как блик или оптический обман.      Голубой Снежок (NGC 7662) Вот до него допрыгнуть немного сложнее. Отправной точкой являются три яркие звезды, на карте выше они выстроены практически с севера на юг. В средне-темной местности они видны невооруженным глазом. Если вы сможете увидеть их, то удачно доберетесь до Снежка. Если нет, вам придется сверяться с обзорной картой, причём более подробной, чем карта выше.    7662, т.е. Голубой Снежок, БЕЗУСЛОВНО стоит усилий. Я отметил, что при 37x в 4" рефракторе он не похож на звезду и вызывает удивительный голубой оттенок и в 8", и в 4" телескопе. Это планетарная туманность. Помните, что они выдерживают большие увеличения? – так теперь самое время этим воспользоваться. Плюс можно достать фильтр UHC или OIII, чтобы усилить контраст и посмотреть, как меняется изображение – с маленьким телескопом в данном случае не стоит ожидать многого, но в любом случае это полезная привычка.    
NGC 891 – Запредельная галактика (The Outer Limits Galaxy) 891 можно различить в четырёхдюймовый телескоп, однако чтобы оценить её по достоинству, понадобится 8" телескоп или больше. Одна из первых телезвёзд (как-никак её именем назван сериал «The Outer Limits» - «За гранью возможного») в большой телескоп выглядит поистине захватывающей.   Мой 8" телескоп обычно показывает её как изящное веретено, с едва заметной пылевой полосой (при самых хороших условиях наблюдения).   В телескоп порядка 15"–20" она уже похожа на картинку слева.    Галактика расположена ребром к нам, поэтому она – одна из немногих галактик, хорошо откликающихся на Collins I3 – окуляр с усилением изображения. Если рассматривать ее в такое устройство, выглядит она просто шикарно.      G1/Мэйолл II (Mayall II) Увидеть эту штуку не так уж сложно – при наличии достаточной апертуры – но нужно быть действительно крутым, чтобы найти ее.
Принципиально, это цель захватывающая. Визуально – немного не дотягивает до впечатляющей. На данный момент мы рассмотрели несколько шаровиков в нашей собственной галактике, теперь пришло время посмотреть на самое яркое шаровое скопление местной группы. В чем загвоздка? Оно расположено не в нашей галактике. Оно находится в Андромеде. Снимок справа был сделан космическим телескопом «Хаббл».   Скопление называется G1 или Mayall II, оно вращается вокруг галактики Андромеды на расстоянии 130 тысяч световых лет от ее центра.   Что действительно удивляет, так это то, что на самом деле G1 можно разглядеть в любительский телескоп среднего размера. И не только как точечный источник. До разбиения на отдельные звезды, конечно, очень далеко, но несмотря на это вы можете отчетливо видеть, что кое-что здесь есть – особенно если сравнить с двумя звездами на переднем плане, сбоку от скопления. При величине 13,7 цель довольно тусклая, поэтому чем большую апертуру вы задействуете, тем больше у вас шансов обнаружить шаровик. Задача, несомненно, выполнимая для 10" телескопа при приличных условиях наблюдения. Более чем правдоподобно обнаружение шаровика в 8" телескоп в очень темной местности. До меня даже доходили слухи о людях, сумевших поймать его в 6" телескоп.   Я всегда начинаю прокладывать «звездную тропу» от M32 и двигаюсь прямо вниз к очень узнаваемому астеризму (на рисунке слева). Затем я прокладываю путь к G1. Как только я понимаю, что нахожусь в нужной области, я накручиваю увеличение и начинаю просматривать кратные звезды в этой области. G1 находится почти посередине между двумя звездами примерно одинаковой величины, и это очень помогает, когда дело доходит до выуживания шаровика.   Вам может помочь вот эта поисковая карта. Я перевернул изображение на карте, чтобы облегчить навигацию по звездам в окуляре.    Обратите внимание на обведенную группу звезд на карте сверху – в телескоп среднего размера эта группа очень похожа на Кассиопеею. Как только окажетесь в нужном месте, ищите три звезды в районе, отмеченном как G1. При большом увеличении они напоминают Микки Мауса: две звезды сбоку – это уши, а голова Микки - G1.   Фотография DSS (справа) должна напомнить вам то, что вы увидите. Обязательно накачайте увеличение, и обнаружите, что это не совсем звездная точка. Визуально не очень захватывает, но стоит подумать, на что именно ты смотришь, - и просто выносит мозг.   Я поймал его в свой 10" телескоп, видел объём в 15", но лучший вид этого объекта я получил, когда наблюдал с Гэри Гиббсом в его 20" телескоп с усилителем изображения – окуляром Collins I3. Вот здесь уже очевидно, что это не звезда – фактически видно похожее на звезду ядро с более тусклым гало. В целом скопление напомнило мне крошечные тусклые шаровики Млечного пути, которые я ловил в маленький телескоп.   Если вам удастся захватить его, можете быть уверены, - у вас очень неплохие поисковые навыки, т.к. вам удалось увидеть цель, которой достигли совсем немногие.   Если вам понравилась эта статья, просмотрите и другие мои заметки в разделе «Гид по созвездиям».    Хотелось бы услышать о ваших наблюдениях. Пожалуйста, не стесняйтесь, присылайте мне свои заметки по электронной почте tomt@cloudynights.com и укажите, смогу ли я процитировать ваши тексты в следующих статьях.    
Том Т.

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

Фотографии DSS. Авторское право
http://archive.stsci.edu/dss/acknowledging.html 
  Фотографии выполненные телескопом Hubble. Авторское право
http://hubblesite.org/copyright/
Поисковые карты выполнены в программе,SkyMap Pro 10. С разрешения автора.
http://www.skymap.com
roman

shar.jpg.60e1339e6bc3b0004c1c6dd7f5f869bС чего начать наблюдение шаровых скоплений? На что обратить внимание? 10 самых эффектных шаровиков и их вид в телескопы разной апертуры.

Краткая справка
Среди всего многообразия объектов далекого космоса шаровые скопления – одни из самых красивых и эффектных образований, доступных для наблюдений в любительские телескопы. Свое название шаровые скопления получили из-за своей сферической (в некоторых случаях эллипсоидальной) формы. Эти звездные шары состоят из сотен тысяч, а порой и миллионов древних звезд, преимущественно красных гигантов. Не так давно, проводя исследования шаровых скоплений, астрономы установили, что возраст некоторых из них составляет 15 миллиардов лет, что явно не укладывается в существующую до сих пор модель Вселенной, согласно которой её возраст оценивается в 13,7 млрд лет. Это открытие вызвало бурные дебаты среди ученых. Вполне очевидно, что дети не могут быть старше родителей. Позже возраст скоплений был серьезно пересмотрен и, согласно самым последним научным представлениям, он лежит в пределах 11 миллиардов лет. Как бы то ни было, каждый раз, наблюдая за шаровиками, помните, что вы наблюдаете образования почти столь же древние, как и сама Вселенная.
  Шаровые скопления – симметричные образования, имеющие ярко выраженное ядро с большим количеством близко расположенных к друг другу звезд. Чем дальше от центра, тем меньше плотность звездного населения, и к границам скопления она постепенно сходит на нет.   Размеры шаровых скоплений в среднем 100–200 парсеков.
  В нашей Галактике на данный момент насчитывается всего 189 шаровых скоплений, занесенных в различные каталоги. Тридцать процентов шаровиков сосредоточены в созвездии Стрелец, около центра «Млечного пути»
Распределение Шаровых скоплений в галактике «Млечный путь»   Шаровые скопления были обнаружены и в других галактиках, например, скопление G1 в галактике Андромеды (M31) доступно для наблюдения в любительские телескопы.   Что интересно, недавние исследования показали, что шаровики не обязательно должны быть связаны с галактиками. Так, астрономами были найдены блуждающие межгалактические скопления неподалеку от группы галактик, удаленной от нас на 400 миллионов световых лет. Несмотря на близость к галактикам, гравитационно эти скопления не связаны с ними и, по всей видимости, были из них вытеснены.     Необходимое оборудование Наиболее яркие и интересные шаровые скопления доступны для наблюдения даже в бинокль. Выглядят они как лохматые шары с неоднородной яркостью, а стереоэффект и большое поле зрения бинокля придают наблюдениям особый шарм. Для таких наблюдений подойдет бинокль 10х50, который удачно сочетает удобство в использовании и приемлемую апертуру. Особняком стоят большие астрономические бинокли 20х80 и 20х100. Этим исполинам в хорошие ночи доступны десятки шаровых скоплений, некоторые из которых разрешаются на отдельные звезды.
  Но недостаток биноклей — небольшое увеличение, поэтому основным инструментом для изучения шаровых скоплений является телескоп.   Так, телескоп с диаметром объектива 100–130 мм темными ночами показывает множество шаровых скоплений, наиболее яркие разрешаются на отдельные звезды. Следующая ступень: телескопы с объективом 200–-250 мм, оптимальные с точки зрения своих возможностей и массогабаритных характеристик – настоящая рабочая лошадка. С территории бывшего СССР (с учётом южных районов) этому телескопу теоретически доступно около 70–80 шаровиков. По сравнению с меньшими инструментами изображение объектов более яркое, детальное и эстетически приятное. Телескопы 350–450 мм позволяют рассматривать тусклые скопления из таких экзотических каталогов как Palomar и Terzan, а, казалось бы, уже привычные и знакомые шаровики просто поражают новыми подробностями и обилием звезд.   Применение специализированных Deep-SkyфильтровOIII и UHC при наблюдениях шаровых скоплений не улучшает изображение, а скорее ухудшает. В некоторых случаях, например, если вы наблюдаете в местности с небольшой засветкой, незначительно улучшить видимость звезд скопления могут широкополосные фильтры LPR и SkyGlow. В основном весь их эффект сводится к небольшому усилению контраста между скоплением и фоном неба, т.к. фильтр блокирует часть паразитного света от натриевых и ртутных уличных ламп.
    Наблюдение шаровых скоплений
Где и когда наблюдать шаровые скопления Пробежавшись по каталогам, нетрудно выяснить, что с территории России и стран СНГ могут быть замечены 99 шаровых скоплений (те, что ярче 13-й звёздной величины), и около 88 из них – на широте Москвы. В общем, не так уж и плохо, учитывая общее количество скоплений. Но многие из них поднимаются недостаточно высоко над горизонтом. Всего 25 шаровиков преодолевают отметку тридцать градусов на широте Москвы и 34 градуса в южных районах. Остальные объекты находятся не в лучших условиях для наблюдения, что автоматически повышает требования к телескопу, состоянию атмосферы и опыту наблюдателя.    Некоторые жемчужины неба, например, 47 Тукана или Омега Центавра, доступны только из Южного полушария, однако и у наблюдателей Северного есть свои сокровища — М13 в Геркулесе и М5 в Змее.
  Шаровые скопления доступны для наблюдений почти круглый год, однако наиболее благоприятное время года — лето, когда над горизонтом поднимаются созвездия Змееносец, Геркулес, Змея, Стрелец и Скорпион, в которых много красивых и ярких скоплений.
  Весной есть интересные шаровики в созвездиях Гончие псы, Волосы Вероники и Волопас. Осенью стоит подробно изучить шаровые скопления в Пегасе и Водолее. А вот зимой лучше заняться другими объектами, поскольку зимние созвездия почти полностью лишены этих древних образований, не считая M79 в Зайце.
Выбор объекта наблюдения, каталоги шаровых скоплений Обычно любители астрономии начинают знакомство с объектами глубокого космоса с каталога Мессье. В каталоге указаны туманности, галактики и звездные скопления, доступные для наблюдения в скромные любительские телескопы. Несмотря на популярность этого списка, в каталоге представлена лишь малая часть по-настоящему красивых и интересных объектов. Так уж получилось, что многие объекты остались незамеченными Мессье и его современниками. Но с шаровыми скоплениями ситуация прямо противоположная. Список Мессье содержит 29 шаровиков, т.е. почти все наиболее яркие и красивые, поэтому путешествие по шаровым скоплениям надо обязательно начинать с каталога Мессье.
  Насладившись видом лучших шаровиков из списка Мессье, можно перейти к каталогу NGC и составленному на его основе списку «Гершель-400», что добавит еще 35 объектов в ваш наблюдательный лист.
  И, пожалуй, высший пилотаж – это наблюдение тусклых шаровых скоплений, включенных в упомянутые выше каталоги Palomar (Pal) и Terzan (Ter). Чтобы увидеть все 26 сложных объектов из этих каталогов, понадобится телескоп с объективом 500 мм и выше.   На первый взгляд шаровые скопления могут показаться похожими друг на друга, однако при детальном рассмотрении становится понятно, что в каждом из них есть своя изюминка. Одни имеют большую концентрацию в центре, другие настолько разрежены, что их можно спутать с рассеянными скоплениями.   Существует классификация шаровых скоплений, созданная Харлоу Шепли и Хелен Сойер, которую нередко можно встретить в различных каталогах и литературе при описании скоплений. По классификации Шепли-Сойер все шаровики разделены на 12 классов по степени убывания их концентрации. Мы не будем подробно на ней останавливаться, поскольку в любительской практике она не нашла применения.   Количество видимых деталей в шаровых скоплениях и разрешение их на отдельные звезды зависит от нескольких факторов. Конечно, диаметр объектива телескопа играет одну их ключевых ролей, однако не менее важна и удаленность скопления. Как правило, самые эффектные шаровики, которые можно разделить на отдельные звезды в среднестатистический любительский телескоп — это самые яркие, большие (видимый размер 20’-30') и самые близкие к нам.  
Как наблюдать шаровые скопления
Приступая к наблюдению шарового скопления, начните с низкого увеличения. Возьмите самый длиннофокусный и широкоугольный окуляр в вашей коллекции и отыщите объект. Как правило, при низком увеличении шаровик выглядит как раздутая звезда или круглое облако света, напоминающее лишенную хвоста комету. Не меняя увеличения, внимательно осмотрите объект и его окрестности – нередко вид шаровика в окружении множества сверкающих звёзд просто великолепен. Затем начинайте поднимать увеличение, доведя его до среднего значения, при котором зачастую становятся заметно искрение по краям, неравномерность яркости и некоторые другие характерные особенности. Если до этого у вас были сомнения, что вы нашли именно то, что искали, теперь они должны полностью развеяться. Не стесняйтесь экспериментировать с увеличением, выбирайте то, которое способно показать объект с максимальным количеством деталей. Многие шаровые скопления весьма отзывчивы на большие увеличения, которые позволяют разделить наиболее яркие из них на отдельные звезды, а также в подробностях разглядеть строение шаровиков.
    На что стоит обращать внимание при наблюдении шаровых скоплений?  На низком и среднем увеличении осмотрите объект, обратите внимание на его размер, форму (круглая, овальная и т.д.) и неравномерность яркости. Уделите внимание краям скопления, посмотрите, искрятся ли они, разрешаются ли на отдельные звезды.
  На большом увеличении обратите внимание, удалось или нет полностью разбить шаровик на отдельные звезды. Если нет, то какая его часть осталось не разрешенной? В телескоп с диаметром объектива выше 200 мм многие наблюдатели отмечают наличие звездных цепочек, внешне напоминающих щупальца краба, а также обнаруживают темные прожилки в центральной части скопления. Видите ли вы что-то подобное? 
    10 самых красивых шаровых скоплений 
  М2 (NGC 7089) Водолей. V= 6,6 magD=16' Класс=II Время наблюдения — осень Телескоп 60 мм — яркий, плотный туманный шар. В 110 мм распадается по краям на отдельные звезды. 200 мм – видно большое яркое ядро, лохматые искрящиеся края, на хорошем небе шаровик разрешается на отдельные звезды почти до центра. 300 мм – без труда видно сотни звезд, выбросы в виде рукавов, исходящие из центральной части, скопление немного вытянуто с севера на юг.






    M3 (NGC 5272) Гончие псы. V=6,3 magD=18' Класс=VI Время наблюдения — весна 60 мм — отчетливое туманное пятно, наблюдается постепенное понижение яркости от центра к краю. 110 мм – становятся заметны отдельные звезды по краям. 200 мм — разрешается почти до центра, заметны звездные тропинки в виде лучей. 300 мм – заметно, что западный край более беден звездами, центр скопления немного смещен к восточной стороне, видны две яркие звезды в центре ядра. 






   
M 4 (NGC 6121) Скорпион. V=5,4 magD=36' Класс=IX Время наблюдения — лето 60 мм — обширное, слабо концентрированное свечение. 110 мм — на хорошем, темном небе в южных районах страны видна светлая полоса, делящая шар на две части. 200 мм – при небольшом увеличении показывает частичное разрешение на звезды, увеличение 250х разрешает шаровик почти до центра. 300 мм – заметны звездные переулки и темные прожилки.







  M5 (NGC 5904) Змея. V=5,7magD=23' Класс=V Время наблюдения — весна, лето 60 мм — бросается в глаза яркое ядро, окружённое туманным искрящимся гало. 110 мм — круглый шар, по краям распадается на отдельные звезды, очень плотное ядро, занимающее примерно 10% площади. 200 мм – разрешается до ядра, на фоне которого видны звезды, наблюдаются ответвления от звезд. 300 мм — похоже на богатое рассеянное скопление, гранулированное ядро, множество звездных ответвлений. 






    M10 (NGC 6254) Змееносец. V=6,6 magD=20' Класс=VII Время наблюдения — лето 60 мм — выглядит как мохнатый шар. 110 мм телескоп показывает искрящиеся края и фрагментарное разрешение на звезды. 200 мм — при небольшом увеличении выглядит как плотно сбитое скопление. Искрящее ядро, на фоне которого без труда выделяются отдельные звезды, ядро окутано ореолом из мелких звезд. При 150х скопление почти полностью разрешается на звезды, в южной части наблюдается выброс из звезд. 300 мм – становится видно два спиральных рукава из звезд, как бы раскручивающиеся против часовой стрелки. 


 

  M12 (NGC 6218) Змееносец. V=6,1magD=16' Класс=IX Время наблюдения — лето 60 мм — братья-близнецы с M10, внешне почти одинаковые. 110 мм — по всей поверхности шаровика видны одиночно разбросанные звезды. 200 мм телескоп кардинально меняет вид скопления, делая его похожим на звездный остров. Форма не шаровидная, а скорее квадратная или ромбовидная. По всей площади шаровика видно множество звезд, погруженных в туманную вуаль, в западной части наблюдаются звездные ответвления. 300 мм — похоже на рассеянное скопление с небольшой концентрацией в центре, южнее ядра четко выделяется группа из десяти или больше звезд.


  M13 (NGC 6205) Геркулес. V=5,8magD=20' Класс=V Время наблюдения — лето 60 мм — круглый шар между двумя звездами 7-й величины, при увеличении 80–120х выглядит как неоднородная масса, переливающаяся сверкающими искрами. 110 мм — при увеличении 150х разрешается почти до центра, заметны отдельные звездные рукава. 200 мм — полное разрешение на звезды при увеличении 200х, заметен так называемый «пропеллер», т.е. потемнение в виде буквы Y. 300 мм — множество ответвлений, изогнутых в западном направлении, напоминает краба. 


 


  M15 (NGC 7078) Пегас. V=6,3 magD=18' Класс=IV Время наблюдения — осень 60 мм — при увеличении 20х довольно яркое, круглое, маленькое ядро, окутанное туманом. В 110 мм телескоп на низком увеличении гало скопления выглядит пятнистым, на больших увеличениях скопление овальное, по краям разрешается на отдельные звезды. 200 мм – частично разделяется на отдельные звезды при 250х. 300 мм — маленькое ядро, окруженное массой звезд. 





 

  M 22 (NGC 6656) Стрелец. V=5,2 magD=32' Класс=VII Время наблюдения — лето 60 мм — при увеличении 70х выглядит как огромный «хлопковый шар», немного вытянуто в северо-восточном и юго-западном направлениях, 110 мм — на темном небе разрешается на звезды почти по всей поверхности, туманное ядро, видны темные прожилки и звездные выбросы. 200 мм — масса деталей, на фоне ядра дюжина ярких звезд. 300 мм — множество ответвлений, преимущественно в южном и восточном направлениях. 






    M 92 (NGC 6341) Геркулес. V=6,5 magD=14' Класс=IV Время наблюдения — лето 60 мм — туманное пятно, большая концентрация звезд в центре, боковым зрением заметно легкое искрение. 110 мм — при увеличении 120х немного овальное, по краям уверенно разрешается на отдельные звезды, очень яркое ядро. 200 мм — плотное ядро окружено легким туманом, на фоне которого сотни звезд. 300 мм — 10 ярких звезд в восточной части скопления, ядро смещено в северном направлении, скопление похоже на М13, но более плотное.







Источники фотографий  www.nasaimages.org и http://sdss.org/
Зарисовка Jeremy Perez http://www.perezmedia.net/beltofvenus/  
Автор Роман Бакай. 2012 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.
roman

allplanet_sm.jpg.9e554b1b9135039c290fa93Начинается время Марса. Наблюдать его лучше в предутренние часы, а вечерние посвятить Юпитеру, Урану и Нептуну. В октябре Меркурий, Венера и Сатурн устроят небольшой парад планет.

Вечернее небо Октябрьскими вечерами самая большая планета солнечной системы — Юпитер — доступна для наблюдений сразу после захода Солнца. Медленно перемещаясь по созвездию Козерога, Юпитер с блеском -2,7 является самой яркой «звездой» в этой области неба. Найти Юпитер очень просто. Посмотрите в южную часть неба и на высоте около 25 градусов найдите самую яркую звезду, сияющую ровным желтым цветом.   В октябре 2009 года расстояние между Землей и Юпитером увеличится почти на 10 процентов и составит 707 миллионов километров. По мере удаления планеты падает её угловой размер – с 45,5'' в начале до 41,5'' в конце месяца. Тем не менее, этот показатель как минимум вдвое больше, чем у его ближайшего конкурента Сатурна. Столь большой видимый размер делает возможным наблюдение газового гиганта даже в небольшой телескоп, который покажет массу подробностей в его облачном покрове. Какие объекты на Юпитере вы сможете наблюдать в свой телескоп, читайте в статье Юпитер и как его наблюдать. Наиболее благоприятное время для октябрьских наблюдений Юпитера приходится на период с 20 до 22 часов, когда планета находится довольно высоко над горизонтом, и влияние бурных тепловых потоков минимально.   В этом месяце в созвездии Козерога находится еще одна интересная планета — Нептун. Её поиски начните от звезды δ Козерога, переместив телескоп или бинокль на два градуса северней. Нептун находится немного восточнее группы из трех звезд, которые служат отличным ориентиром в поисках планеты. Яркость Нептуна 7,9, и в бинокль или телескоп с небольшим увеличением он виден как неяркая звезда с сине-серым оттенком.
Вечернюю программу наблюдений замыкает Уран, медленно пересекающий границу созвездий Рыбы и Водолей. Благодаря своей яркости (звездная величина 5,7), планета может быть без труда найдена в небольшой бинокль, а на не засвеченном сельском небе доступна даже невооруженному глазу. Поиски Урана начните с середины южной части большого квадрата созвездия Пегас, от которого спуститесь вниз до астеризма Ожерелье Рыб. Уран находится в 5 градусах к югу от звезды Лямбда (λ) Рыб, расположенной в юго-восточной части Ожерелья. Любителям астрономии, которые хотят более подробно изучить Уран и Нептун, поможет статья Уран, Нептун, Плутон и как их наблюдать.
Наблюдая Уран, уделите немного внимания пролетающей неподалеку Юноне, самому яркому астероиду осени. 
Утреннее небо После полуночи над восточной частью горизонта появляется Марс. Планета медленно набирает высоту и ближе к утру достигает оптимальной точки для наблюдения. В начале месяца Марс находится в Близнецах, двигаясь в сторону созвездия Рака, границу которого пересечет в середине октября. Затем красная планета продолжит быстрое перемещение по направлению к красивому рассеянному скоплению Ясли, у которого и окажется в конце месяца. Эта пара особенно красиво будет смотреться в бинокль или телескоп с небольшим увеличением.   Любители планетных наблюдений почти год ждали очередного благоприятного периода видимости Марса, и вот их ожидания подходят к концу. Уже в последних числах октября угловой размер планеты составит 8'', что позволит разглядеть некоторые подробности в телескопы с диаметром объектива от 200 мм. Самой заметной деталью на поверхности Марса будет северная полярная шапка, которая в течение следующих нескольких месяцев будет уменьшаться в размерах. Это происходит из-за таяния ледников, которое вызвано наступлением весны в северном полушарии и повышением температуры.   С каждым месяцем размер диска красной планеты будет расти. Так за ноябрь он увеличится на 2'', а в декабре на 3'', достигнув максимума в 14'' во время противостояния 29 января 2010 года.   Меркурий, Венера и Сатурн находятся в неудачном положении для телескопических наблюдений. Однако эти трое устроят небольшой парад планет. Так, Меркурий и Сатурн сблизятся в предрассветные часы 7 и 8 октября, расстояние между планетами составит 18' и 23' соответственно. Особенно впечатляюще эта пара будет выглядеть в бинокль или телескоп с небольшим увеличением. Затем, быстро меняя положение относительно друг друга, Меркурий, Сатурн и Венера выстроятся в одну линию. И апофеозом этого танца станет сближение Сатурна с Венерой. 13 октября их разделяет всего полградуса. Что еще наблюдать в октябре:
Гид по созвездиям: Созвездие Андромеда, Созвездие Водолей
Вселенная в бинокль: Плавки
roman

Juno_sm.gif.08185305a0a4f200342f959fa596Сентябрь и октябрь – лучшее время для наблюдения Юноны (Juno). Ее блеск достигнет максимума, поэтому наблюдать астероид можно и в бинокль, и в небольшой телескоп.

В 2009 году сентябрь и октябрь – лучшее время для наблюдения одного из самых ярких и больших астероидов, Юноны (Juno). Юнона была обнаружена в 1804 году немецким астрономом Карлом Гардингом и стала третьим открытым астероидом. Вместе с Церерой, Палладой и Вестой она входит в так называемую большую четверку астероидов.   В сентябре астероид будет находиться в противостоянии, его блеск достигнет 7,6, что сделает его доступным для наблюдений в бинокль или небольшой телескоп. Наилучшая видимость Юноны приходится на период с 20 по 26 сентября, поскольку именно в эти дни астероид будет иметь максимальную яркость и наибольшую высоту над горизонтом. Затем блеск Юноны начнет медленно ослабевать и к концу октября понизится до 8,4 звездной величины.
Из четырех астероидов, открытых первыми, Юнона — наименьшая. Она примерно вдвое меньше Паллады и Весты. Однако, когда речь заходит о блеске астероида, на первое место выходит не его размер, а расстояние до Земли и Солнца. В противостоянии 2009 года Юнона удалена от Земли на 180, а от Солнца на 330 миллионов километров. Следующие несколько лет эти расстояния будут увеличиваться, и в 2012 году астероид окажется в самой дальней точке своей овальной орбиты, а его яркость не превысит 10,2 звездной величины. И только в 2015 году, оказавшись вновь достаточно близко к Земле и Солнцу, Юнону можно будет заметить как быстро перемещающуюся «звезду» 8-й величины.
TomT

Созвездие ВодолейЛучшее время для наблюдений – сентябрь-октябрь

Водолей – одно из самых больших созвездий. Интересных объектов здесь много, в этой статье описаны самые известные:
Шаровые скопления - М72 и М2
Туманности - NGC 7009 (Сатурн) и NGC 7293 (Улитка).

 
Я бы не назвал Aquarius (латинское название Водолея) самым заметным созвездием осени – по крайней мере, в Северном полушарии. Однако оно является одним из самых больших в ночном небе (примерно 10-е по площади), а три его ярчайшие звезды имеют величину около 3 (2,9, 2,96, 3,29). Живёт Водолей в районе, окруженном водными и морскими существами, поэтому иногда его называют небесным морем.

Поисковая карта с широким полем зрения – Смотрите на юг в середине октября после 10-ти вечера.
В Водолее расположены, по крайней мере, три шаровых скопления, две прекрасные планетарные туманности и несколько галактик.
Здесь есть масса интересных объектов, но в этом обзоре мы рассмотрим лишь самые известные: шаровые скопления Мессье 72 и 2, NGC 7009 (туманность Сатурн) и NGC 7293 (туманность Улитка).

Поисковая карта
Начнем с того, что легче всего обнаружить, - шарового скопления M2 (звездная величина 6.6, размер 16'). M2 - один из лучших шаровиков для маленьких телескопов. Это говорит о том, что при достаточно внимательном просмотре его, пусть с трудом, но все-таки можно обнаружить в слабый бинокль. В 7-ми или 8-кратный бинокль ищите нечеткую звезду. При более высоком увеличении скопление становится более явным, и для моего 15x50 это довольно легкая цель. В 18" телескопе оно заметно разделяется на звезды.

Зарисовка M2, предоставленная WadeVC
Dave Mitsky пишет:
M2 – одно из самых прекрасных шаровых скоплений Мессье. Как видно в классический Кассегрен 17" f/15 (принадлежащий Астрономическому обществу Гаррисберга), у него яркое, плотное и немного смещенное от центра ядро. При добавлении увеличения в ореоле скопления становятся заметны более тусклые звезды. Видно, что самая яркая звезда 10-й величины расположена к северо-востоку от центра. При 324х (20-миллиметровый Meade Series 5000 Plössl) и 404x (16-миллиметровый Brandon), звезды в ореоле немного напоминают лучи морской звезды. 
Ахроматический искатель ASH 5" f/5 при 19x показывает отчетливый незвездный диск. При 40x скопление становится очевидным. 
Следующей ночью (2008/10/6) я повторил наблюдение с рефлектором моего друга – 10" f/4.5 Meade на платформе Добсона – и при других условиях: в более высокой и намного более темной местности. Прозрачность атмосферы была превосходна, можно было невооруженным глазом видеть звезды значительно тусклее 6-й величины. К сожалению, из-за позднего захода Луны я начал поздновато, когда M2 находилось уже довольно низко на юго-западе. При 163x (7 мм Pentax XW) скопление было поистине захватывающим и в 10" выглядело лучше, чем в 17" предыдущей ночью. Звезда десятой величины снова заметно выделялась. 

NGC 7009, предоставлено Bill W.
Отсюда мы спустимся к NGC 7009, туманности Сатурн. Эта планетарная туманность 8-й величины стала одним из самых первых открытий, сделанных при исследовании неба Вильямом Гершелем. Он внес ее в каталог 7 сентября 1782, ведя наблюдения из дома. Если посмотреть на картинку, становится очевидным происхождение названия – при наблюдении с достаточно большим телескопом сходство с силуэтом Сатурна (и кольцевой системой) говорит само за себя. В маленький телескоп или бинокль (при низком увеличении) ищите сине-зеленую "звезду". Если вы когда-нибудь видели Уран или Нептун, то поймете, почему Гершель ввел название «планетарная туманность». Центральная звезда с величиной около 11,5 – для моего 18" телескопа добыча лёгкая. Выделение центральных звезд в планетарных туманностях часто требует большого увеличения, чтобы усилить видимый контраст между туманностью и центральной звездой.
Don Pensack на 12.5" добсоне провел следующее наблюдение:
7009 среднего размера, очень яркая с синеватым оттенком, при большом увеличении кажется, что в ней несколько пересекающихся колец с не слишком явным намеком на «ушки», форма полностью овальная, в самом центре чуть более яркая, но центральная звезда не наблюдается.
Я видел намеки на «ушки» (наросты по бокам) в телескопы порядка 8 дюймов, но редко. Даже с большим телескопом обычно требуется ясная, прозрачная и спокойная ночь.
 

NGC 7009 - Космический телескоп Хаббла
В телескоп с большим полем зрения вы сможете поймать еще два объекта, оба Мессье – довольно невзрачное рассеянное скопление M73 и нашу следующую цель, Мессье 72. Шаровое скопление M72 имеет зарегистрированную величину 9,2 и является, вероятно, самым невзрачным шаровиком в каталоге Мессье.

M72 – предоставлено Hunter Wilson
Потратьте минутку и сравните M72 с увиденным раньше M2. Программа " Where is M13?" Билла Чуми (Bill Tschumy) показывает, что M72 сияет с силой 43 362 солнц, растянуто на 106x106 световых лет и расположено на расстоянии около 55 400 лет. Сравните с другим (неподписанным) шаровиком на изображении ниже – это M2.

Относительное расположение M2 (без подписи), Земли и M72
M2 сияет, как 287 179 солнц, его диаметр 175 световых лет, и расстояние до него значительно меньше, чем до M72, – 37 500 световых лет. Неудивительно, что в любительских телескопах M2 выглядит более внушительно.
Для наблюдателей Северного полушария М72 расположено неудачно, но, несмотря на это, с телескопом от 8-ми до 14-ти дюймов обычно можно добиться частичного разрешения на звезды – если этому способствуют условия наблюдения. Помните, при наблюдении объекта, расположенного вблизи горизонта, ваш взгляд пробивается через слой воздуха, в 2,5 раза превышающий слой в зените. Атмосферное экранирование отнимает у нас изрядное количество звездного света.

NGC 7293 - Предоставил Mark Sibole
И наконец, задержимся на NGC 7293 - туманности Улитка. Это большая планетарная туманность, которую под темным небом можно увидеть в бинокль. Пусть вас не вводит в заблуждение ее величина 7,3. Поверхностная яркость планетарной туманности совсем низкая, и при плохой прозрачности атмосферы или небольшом световом загрязнении вы наверняка пропустите ее, наблюдая в маленький инструмент.
Находясь всего в 650-ти (или около того) световых годах, Улитка является самой близкой к нам планетарной туманностью и, в космическом масштабе, расположена неподалеку. Ее видимый размер 17', что в переводе на реальный диаметр при таком расстоянии дает примерно 2 световых года.
В 8" телескоп ищите круглую область с блестящим фоном, двумя более четкими участками напротив друг друга и более темной областью посередине (которая в зависимости от используемого увеличения может быть и не заметна).
Вот что передает Dave Mitsky:
Я рассмотрел NGC 7293 в 10" доб моего друга при 82x (14-миллиметровый Denkmeier). При использовании узкополосного фильтра туманность Улитка выглядела как большое кольцо с двумя более яркими противолежащими сегментами и несколькими звездами внутри. Фильтр OIII значительно гасил фон и немного усиливал туманность.
Я обнаружил, что лучшие виды Улитки получаются прохладной прозрачной ночью при использовании очень низкого увеличения. Поверхностная яркость планетарки очень низка, того и гляди туманность совсем пропадет из вида. В книге «Visual Astronomy of the Deep Sky» Кларк рекомендует использовать увеличение чуть выше, чтобы обнаружить темный центр.
Нижеследующий рисунок Улитки предоставил наблюдатель из Финляндии Iiro Sairanen, зарисовав вид в 300-миллиметровый ньютон при 88x:

NGC 7293 - Iiro Sairanen
Улитка получила сомнительную известность благодаря одной из немногих астрономических записей на сайте Snopes.com. Произошло это из-за электронного письма, которое начало распространяться в 2003 году. В нем утверждалось, что NASA удалось сфотографировать «глаз Бога» - редкий случай, происходящий якобы раз в 3000 лет. Поскольку фотография – всего лишь впечатляющая комбинация изображений Улитки, сделанных в обсерватории Kitt Peak и космическим телескопом Хаббла, вам не понадобится ждать 3000 лет, чтобы увидеть «глаз Бога».
Это всё на сентябрь. Еще раз благодарю читателей, которые представили свои наблюдения, зарисовки и фотографии. Как всегда, буду рад, если мои изыскания покажутся вам полезными.
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
Фил Харрингтон

Coathanger_sm.jpg.0d1b3333f6cfac7bf60fc4Сентябрь

Вешалка – это один из самых известных астеризмов. Она расположена в Млечном Пути, внутри Летнего треугольника.
В статье описана история открытия Вешалки, приведена поисковая карта и особенности наблюдения. 
Другие объекты:
Рассеянные скопления NGC 6802 и M71

Три великолепные звезды Летнего треугольника - Вега, Денеб, и Альтаир - в этом месяце поднимаются высоко в небо, придавая нежное свечение нашему Млечному Пути, простирающемуся от горизонта до горизонта. Я не знаю лучшего способа провести теплый осенний вечер, чем усесться поудобнее и медленно просматривать в бинокль этот призрачный пояс. Даже самый дешевый бинокль покажет здесь мириады далеких звезд. 

Одну из моих любимых звездных групп внутри Треугольника легко различить в бинокль и даже невооруженным глазом, если точно знать, куда смотреть. Начните с Альтаира, самой южной звезды Треугольника. Соедините Альтаир воображаемой линией с двумя более тусклыми звездами, расположенными по обе стороны от него. Продлите линию на ее удвоенную длину в северо-западном направлении, к соседнему созвездию Лисичка. Здесь вы должны разглядеть крошечную группу примерно из 10-ти звезд. 

Как только найдете её, присмотритесь повнимательнее. Ее форма ничего вам не напоминает? Если нет, возвращайтесь домой, осмотрите шкаф в спальне и попробуйте еще раз. Так и есть, вы нашли небесную Вешалку. Вешалка нарисована шестью звездами, расположенными по прямой линии (они формируют перекладину), а еще четыре на некотором удалении изгибаются, образуя крючок. 

Исторические документы свидетельствуют о том, что Вешалка была известна еще в 964 году нашей эры, когда ее смутные очертания отметил персидский астроном ас-Суфи. Группу повторно открыл Джованни Батиста Годиерна в середине XVII века, но Мессье и Гершель полностью проигнорировали ее. Вероятно, они просмотрели ее из-за огромных размеров, ведь в прошлом наблюдали с длиннофокусными телескопами и окулярами с маленьким углом обзора. Простите, парни, но вы промахнулись! 

Вы можете знать Вешалку под ее вторым именем – скопление Брокки. Еще в 1920-е годы Дальмиро Брокки (Dalmiro Brocchi), астроном-любитель из Сиэтла (штат Вашингтон), прославился рисованием детальных поисковых карт для сотен звезд в рамках программы Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (AAVSO). Одна из карт детально показывала эту область, впервые запечатлев группу на бумаге. Позже ее назвали в его честь. Благодаря этой карте в 1931 году Пер Коллиндер включил группу в свой каталог рассеянных звездных скоплений под названием Collinder 399 (сокращенно Cr 399). 



Поисковая карта для Вешалки. Карта из TUBA, www.philharrington.net/tuba.htm

Но знаете что? Скопление Брокки вообще не звездное скопление! Намного более поздние данные, собранные спутником Европейского космического агентства «Гиппарх» (Hipparchos), позволили предположить, что звезды - лишь астеризм, случайное расположение несвязанных звезд, которые находятся на удалении где-то от 220 до 1 100 световых лет. Я воспринимаю это как факт неутешительный, но независимо от того, является ли Вешалка истинным звездным скоплением или астрономическим обманом, она все еще замечательно выглядит в бинокль. Приборы от семи до десяти крат дают лучший вид, показывая Вешалку в окружении роскошной звездной пыли.


Вешалка и окрестности, какими они выглядят в бинокль автора 10x50.

Большинство из десяти звезд этой перевёрнутой вешалки кажутся в бинокль чисто-белыми. Однако наблюдателям с острым цветовосприятием две из них могут продемонстрировать слегка желтоватый или оранжевый отблеск. Самая яркая звезда в этом контуре, которая носит название 4 Vulpeculae и сияет со звездной величиной 5,1, относится к оранжевому спектральному типу K0, а ближайшая к ней звезда в крючке вешалки – к типу K5. 

На рисунке также показано призрачное рассеянное скопление; т.е. призрачное для биноклей 10x50 и 16x70. NGC 6802находится строго восточнее Вешалки, но я никогда не видел даже намека на него в бинокль меньше 80-мм, и это под очень темным небом. Притом что в пределах 5' сосредоточено 50 звезд, самая яркая из них имеет 11-ю величину. А большинство тусклее 13-й звездной величины, что недосягаемо даже для 100-миллиметровых гигантов. Вместо звезд они показывают крайне тусклый пучок совместного звездного света в виде слегка овального пятна. Сможете ли вы различить эту сложнейшую цель? 

Если NGC 6802 окажется слишком тусклым, попытайте счастья с M71, скрывающимся в Стреле (Sagitta). С момента своего открытия в 1775 году и до сего времени M71 доказывает, что является трудным объектом для классифицирования. Немало старых источников по-прежнему называют его очень плотным рассеянным скоплением, наподобие M11 в Щите, но большинство современных авторитетных изданий сходятся во мнении, что это шаровое скопление. Независимо от истинной природы М71, бинокль обнаруживает лишь едва различимое свечение в очень красивом пространстве сверкающей космической пыли. 


M71 в Стреле, каким оно выглядит в бинокле автора 10x50.

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 осеннего неба. И помните, один глаз – хорошо, а два лучше.

Автор Phil Harrington
Адаптированный перевод с английского RealSky.ru
Публикуется с разрешения автора.
www.philharrington.net
roman

MVM_sm.jpg.9b2153886c5a99cfbd867dcd921ddОбладатели больших телескопов смогут посвятить вечер наблюдению Плутона. Ночью наблюдайте детали на поверхности Юпитера и не забудьте про Уран и Нептун.

Вечернее небо Самая далекая и малоизученная планета – Плутон – доступна для наблюдений сентябрьским вечером в южной части неба. Блеск планеты не превышает звездной величины 14 и, как следствие, разглядеть её имеют шансы только владельцы крупных любительских телескопов.   Ночное небо Безусловный хозяин сентябрьского неба — Юпитер. Планету можно заметить на юго-востоке спустя 30 минут после захода Солнца. Ближе к полуночи Юпитер доступен для наблюдения в южной части неба на высоте 25-30 градусов. Весь месяц планета перемещается по созвездию Козерога, где сияющий ослепительно-желтым светом Юпитер просто бросается в глаза на бедном яркими звездами фоне.   Несмотря на то, что в сентябре 2009 года Юпитер виден почти всю ночь, оптимальное время для наблюдений планеты – с 11 часов вечера до 2 часов ночи. Воспользовавшись биноклем, можно заметить диск планеты и четыре её спутника, но наибольший интерес, конечно, вызывают наблюдения в телескоп. О том, какие интересные подробности можно заметить на планете и ее спутниках, читайте в статье «Юпитер и как его наблюдать».   Наблюдая Юпитер, не забудьте посмотреть Уран и Нептун. Для обеих планет сентябрь — период наилучшей видимости. В бинокль Нептун легко найти как звезду 7,8 величины. Для этого наведите бинокль на Юпитер, сместив его к правой границе поля зрения. На левой его границе вы должны увидеть звезду Дельта Козерога. Теперь переместите ее в центр и поднимите свой взгляд немного выше. Видите голубую «звезду»? Это и есть Нептун.  
Еще проще найти Уран. 17 сентября планета достигнет точки противостояния и, соответственно, будет ближе всего к Земле. Блеск Урана составит 5,7 зв. величины, а угловой размер диска 3,7''. Поиски Урана лучше всего начать от звезды Лямбда созвездия Рыбы. Направьте на неё свой бинокль или искатель телескопа и переместите его немного юго-восточнее, так чтобы Лямбда Рыб осталась в левой верхней части поля зрения (или в правой нижней, если ваш искатель дает перевернутое изображение). Переведите взгляд в противоположную часть поля зрения и найдите зеленовато- голубую звезду, явно выделяющуюся на окружающем фоне. Посмотрев на неё в телескоп с большим увеличением, вы увидите, как звезда приобретёт форму небольшой горошины. Поздравьте себя, вы смотрите на далекую планету Уран. Более подробно о наблюдении Урана и Нептуна читайте в статье «Уран, Нептун, Плутон и как их наблюдать».  
Утреннее небо Восходящий после полуночи Марс можно наблюдать под утро высоко в юго-западной части неба в созвездии Близнецов, неподалёку от звёзд Кастор и Поллукс. Такое соседство дает хороший визуальный контраст. Марс кроваво-красного цвета, в то время как Кастор сияет чисто-белым, а Поллукс имеет желто-оранжевый оттенок. Несмотря на столь высокое положение над горизонтом (40–45 градусов), Марс еще слишком мал для наблюдения в любительские телескопы. Наберитесь терпения и дождитесь зимы, когда расстояние между Землей и Марсом будет минимальным, что позволит без труда рассмотреть многие детали на его поверхности.  
В сентябре 2009 года Венера полностью оправдывает свое прозвище. «Утренняя звезда» ослепительно ярко сияет в предрассветном небе. Посмотрев на планету в телескоп, можно пронаблюдать ее фазу. Блеск Венеры -4.0 звездной величины, а видимый размер диска 12''.
Что еще наблюдать в сентябре:
Гид по созвездиям: Созвездие Водолей,  Созвездие Лира
Вселенная в бинокль: Вешалка
Юнона - самый яркий астероид осени 2009 года