O Książycowych miesiącach.

  Księżyc to jedyny, największy satelita Ziemi. Ma średnicę równikową równą ok. 3 476 km. Widoczny gołym okiem ma średnice ok. 30', czyli 0,5*. Krąży on wokół Ziemi po eliptycznej orbicie. Na podstawie ruchów Księżyca możemy wyodrębnić kilka okresów. Pierwszym z nich to miesiąc syderyczny ( miesiąc gwiazdowy). Jest to okres pełnego obiegu Księżyca wokół Ziemi, a zarazem obrót wokół własnej osi. Trwa on ok. 27dni 7godz. 43m 12s. Drugim okresem jest  tzw. miesiąc Synodyczny, czyli okres pomiędzy kolejnymi nowiami. Jest on dłuższy od miesiąca gwiazdowego, spowodowane jest to ruchem obiegowym Ziemi wokół Słońca. Trwa 29dni 12godz 44m 3s. Kolejnymi, nieco bardziej skomplikowanymi miesiącami są: miesiąc anomalistyczny, miesiąc smoczy. Ten pierwszy to okres pomiędzy kolejnymi wejściami do perygeum, czyli punkcie najbliższym Ziemi na eliptycznej, wokółziemskiej orbicie. Wynosi on. 27dni 13godz 18m 33s. Miesiąc smoczy to okres pomiędzy kolejnymi wejściami do węzła wstępującego (węzeł jest to punkt, w którym orbita Księżyca łączy się z orbitą Ziemi, czyli ekliptyką) trwający 27dni 5godz 5m 36s. Po przejściu przez węzeł wstępujący, Księżyc zwiększa swoją deklinację, zaś po przejściu przez węzeł zstępujący, deklinacja naszego Naturalnego satelity spada. Z tymi punktami związane są 2 ciekawe zjawiska takie jak zaćmienie Księżyca, zaćmienie Słońca (Księżyc jest 400 razy mniejszy od Słońca i 400 razy bardziej bliżej Ziemi, dlatego rozmiary kątowe obu ciał są równe i wynoszą ok. 30').

Warunki widoczności komety C/2011 L4 (PanSTARRS)

     Kometa C/2011 L4 (PanSTARRS) będzie widoczna w maju przez całą noc. Przez prawie cały maj, kometa przemieszczać się będzie na tle gwiazdozbioru Cefeusza, wędrując powoli do Małej Niedźwiedzicy. Wcześniej jednak kometa "zahaczy"o gwiazdozbiór Smoka (25.05), do Małej Niedźwiedzicy wejdzie dopiero w ostatnim dniu maja. Niestety z dnia na dzień jasność komety zdecydowanie słabnie. Jej jasności w maju będą się prezentowały następująco:

14 V- 8,5 mag.
16 V- 8,58 mag.
18 V- 8,7 mag.
20 V- 8,83 mag.
22 V- 8,95 mag.
24 V- 9 mag.
26 V- 9,17 mag.
28 V- 9,28 mag.
30 V- 9,4 mag
31 V- 9,45 mag.



 Do jej obserwacji konieczna, więc będzie duża lornetka, lub teleskop. Zlokalizowanie słabej już komety ułatwi fakt, że 14.05, kometa znajdzie się blisko gwiazdy Errai (gammy Cefeusza).

             Kometa C/2011 L4 (PanSTARRS) w pobliżu gwiazdy Errai (14.05)    

                                                        Położenie komety 19.05

                           (PanSTARRS) wkracza do gwiazdozbioru Smoka (25.05)

      Położenie komety, wejście do gwiazdozbioru Małej Niedźwiedzicy (31.05)

Obserwacje gwiazd wielokrotnych

Gwiazda wielokrotna jest to układ dwóch lub wielu gwiazd. Dzielą się one na gwiazdy wielokrotne fizycznie lub optycznie. Gwiazdy wielokrotne fizycznie mają wspólne pochodzenie, są połączone siłami grawitacji. Przykładem takiej gwiazdy może być np. beta Cygni (Albireo, na zdjęciu). Gwiazdy wielokrotne optycznie zaś nie są ze sobą powiązane, znajdują się w różnych odległościach od Ziemi. Taką gwiazdą jest obiekt z katalogu Messiera- M40. Gwiazdy podwójne będą doskonałym celem dla amatorskich teleskopów/lornetek. Jest jednak jeden główna wada obserwacji gwiazd wielokrotnych z Ziemi- atmosfera. Ruch, turbulencje, spowodowane m.in. przez prądy konwekcyjne mogą skutecznie utrudnić ich rozdzielenie. Najnowocześniejsze teleskopy naziemne stosują tzw. optykę adaptatywną, która niweluje negatywne skutki atmosfery. Odległość między składnikami układu to tzw. separacja. Mierzy się ją (zazwyczaj) w sekundach kątowych ("), jednak bywają gwiazdy, które są tak bardzo oddalone od siebie, że można je ujrzeć oddzielnie nawet gołym okiem. O minimalnej separacji gwiazd, które możemy zobaczyć oddzielnie przez sprzęt określa tzw. zdolność rozdzielcza. Obliczamy ją ze wzoru:

140/D

gdzie: D oznacza wartość średnicy obiektywu (apertury) w milimetrach. Wzór ten dotyczy tylko światła o długości fali- 540 nm., czyli środek zakresu światła widzialnego. Trzeba pamiętać, że wraz ze zwiększeniem długości fal (podczerwień), zdolność rozdzielcza rośnie. Z krótszymi długościami fal jest odwrotnie. Zdolność rozdzielcza zależy też od powiększenia, dlatego ważne jest, żeby podczas obserwacji używać większych powiększeń.Ważne jest także, żeby obserwować, (jak już wspomniałem wcześniej) je gdy górują, tzn. gdy są najwyżej nad horyzontem, ponieważ niskie położenie gwiazdy nad horyzontem, może spowodować trudności w rozdzieleniu jej na składniki. Dzieje się tak, ponieważ nisko nad horyzontem warstwa atmosfery ziemskiej jest grubsza niż np. w zenicie. Skutkiem tego jest bardzo nieostry, "pływający" obraz. Podobne efekty uzyskamy, gdy wyniesiemy sprzęt z ciepłego pomieszczenia na dwór (szczególnie w zimie). Żeby tego uniknąć, należy doprowadzić do wyrównania temperatury, czyli wystawić sprzęt na jakąś godzinę (przed obserwacjami) na zewnątrz (najlepiej z otwartym tubusem). Ważną rzeczą jest fakt, że separację gwiazd liczy się od ich środka, a nie od ich krawędzi, co może także utrudnić dostrzeżenie składników oddzielnie. Obrazy generowane przez teleskop powodują powstawanie tzw. pierścieni dyfrakcyjnych, które sprawią, że gwiazda może się "rozjechać" w charakterystyczną "łezkę". Pierścienie te możemy usunąć za pomocą filtrów barwnych lub polaryzujących. Sprawią one "przygaszanie" owych pierścieni. Dzięki temu uzyskamy punktowe, ostre gwiazdki. Poniżej przedstawiam kilka gwiazd wielokrotnych, które można obserwować w maju.

Nazwa gwiazdy	Jasność (mag.)- składnika jaśniejszego (a) i słabszego (b).	Separacja  (")
Albireo (beta Cygni)	3.07a ,  4,67b	34,6
Serce Karola (alfa CVn)	2,86a, 5,48b	17,5
Mizar (dzeta UMa)	2,22a, 3,86b	14,4
Graffias (beta Sco)	2,56a, 4,9b	13,8
Algieba (gamma Leo)	2,23a,3,64b	4,47
Delta Serpens	4,15a,5,13b	4,42

Obserwujemy typy widmowe gwiazd

Typ widmowy to nic innego jak barwa zewnętrznej warstwy gwiazdy. Jest ona uzależniona od kilku czynników takich jak np.

-temperatury gazu;

-składu chemicznego gazu;

-ciśnienia gazu.

Wyróżniamy 7 głównych typów widmowych gwiazd:

O- barwa niebiesko-biała np. Rigel, B- niebiesko-biała np. Alnitak; A- biała np. Syriusz; F- żółtobiała- Procjon; G- żółta- Słońce; K- pomarańczowa- Arktur, M- czerwona-  Betelgeza, Antares. Typ widmowy "O" posiadają gwiazdy najgorętsze, o temp. od 50 000 do 25 000 *C - mają  zazwyczaj absolutną wielkość gwiazdową, przekraczającą -5 mag.*; typ B- od 25 000 do 11 000 *C; 11 000 - 7 500 *C- typ A; 7 500- 6 000 *C- F;G- 6 000- 5 000 *C; K- 5 000-3 500 *C oraz M poniżej 3 500 *C.

Patrząc na gwiazdy jasne, o typie widmowym M (Betelgeza lub Antares) możemy zobaczyć ich wyraźne, czerwone barwy, podobnie jest z gwiazdami, które mają również sporą jasność i typ O,B (Alnitak, Alnilam, Mintaka, Rigel, Meissa). Obserwując barwy gwiazd przez sprzęt optyczny np. lornetkę, teleskop, należy lekko rozogniskować (zrobić tak, żeby była nieostra). W ten sposób możemy łatwiej zaobserwować kolory gwiazd. Należy jednak uważać, żeby nie  przesadzać z tym, gdyż może to sprawić spadek jasności powierzchniowej gwiazdy.

Długo naświetlane zdjęcie gwiazdozbioru Oriona. Widać na nim wyraźne barwy gwiazd: Betelgezy (jasna gwiazda w lewym górnym rogu), Rigel (w prawym dolnym rogu) oraz Alnilam, Alnitak, Mintaka (środek zdjęcia).



* absolutna wielkość gwiazdowa to jasność jaką miałby obiekt gdyby znajdował się w odległości ok.32,6 lat świetlnych.