Dotknąć nieba Maciej Siewior

Prezentacja na temat: "Dotknąć nieba Maciej Siewior"— Zapis prezentacji:

1 Dotknąć nieba Maciej Siewior

2 Macieeekkkk !!! Astronomia ?
Dobrze, wyszedłem na dwór, patrzę w górę łaaał ale gwiazd, i tam i tam wszędzie dookoła.. Hm tyle szumu dla tych kropeczek ? Macieeekkkk !!! Co tam można zobaczyć??

3 Co obserwować ? -Słońce Słońce – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety tego układu, planety karłowate oraz małe ciała Układu Słonecznego. Słońce składa się z gorącej plazmy utrzymywanej przez grawitację i kształtowanej przez pole magnetyczne. Jest prawie idealnie kuliste, ma średnicę około km, około 109 razy większą niż Ziemia, a jego masa (1,989 ×1030 kg, około 333 tysięcy razy większa niż masa Ziemi ) stanowi około 99,86% całkowitej masy Układu Słonecznego. Około trzy czwarte masy Słońca tworzy wodór, podczas gdy resztę stanowi głównie hel. Pozostałe 1,69% tworzą cięższe pierwiastki, w tym m.in. tlen, węgiel, neon i żelazo.

4

5 - Planety Planeta – zgodnie z definicją Międzynarodowej Unii Astronomicznej – obiekt astronomiczny okrążający gwiazdę lub pozostałości gwiezdne, w którego wnętrzu nie zachodzą reakcje termojądrowe, wystarczająco duży, aby uzyskać prawie kulisty kształt oraz osiągnąć dominację w przestrzeni wokół swojej orbity. W odróżnieniu od gwiazd, świecących światłem własnym, planety świecą światłem odbitym.

6 Planety dzielone są na dwie kategorie: duże gazowe olbrzymy o małej gęstości oraz mniejsze planety skaliste. Według definicji IAU, w Układzie Słonecznym znanych jest 8 planet: cztery wewnętrzne – Merkury, Wenus, Ziemia, Mars i cztery zewnętrzne – Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Z wyjątkiem Merkurego i Wenus, wokół każdej z nich krąży jeden lub więcej księżyców. Dotychczas (stan na 16 kwietnia 2015) potwierdzono także istnienie 1911 planet pozasłonecznych.

7

8 - Komety Kometa – małe ciało niebieskie poruszające się w układzie planetarnym, które na krótko pojawia się w pobliżu gwiazdy centralnej. Ciepło tej gwiazdy powoduje, że wokół komety powstaje koma, czyli gazowa otoczka. W przestrzeń kosmiczną jądro komety wyrzuca materię, tworzącą dwa warkocze kometarne – gazowy i pyłowy, skierowane pod różnymi kątami do kierunku ruchu komety. Gazowy warkocz komety jest zawsze zwrócony w kierunku przeciwnym do gwiazdy, co spowodowane jest oddziaływaniem wiatru słonecznego, który zawsze jest skierowany od gwiazdy. Pyłowy warkocz składa się z drobin zbyt masywnych, by ciśnienie promieniowania mogło znacząco zmienić kierunek ich ruchu.

9

10

11 - katalog Messiera Charles Messier (ur. 26 czerwca 1730 w Badonviller, zm. 12 kwietnia 1817 w Paryżu) – astronom francuski, poszukiwacz komet, pierwszy, który stworzył systematyczny katalog obiektów mgławicowych i gromad gwiazd. W tym czasie nazwą mgławic określano wszystkie rozmyte źródła światła na niebie. 1. Galaktyka ( duży, grawitacyjnie związany układ gwiazd, pyłu i gazu międzygwiazdowego oraz niewidocznej ciemnej materii. Typowa galaktyka zawiera od 107do 1012 gwiazd orbitujących wokół wspólnego środka masy.)

12 2. Gromada otwarta ( grupa nawet do kilku tysięcy luźno połączonych grawitacją gwiazd (w odróżnieniu od gromad kulistych, które są ciasno skupione), powstałych z jednego olbrzymiego obłoku molekularnego. Gromady otwarte znajdują się wyłącznie w galaktykach spiralnych i nieregularnych, gdzie wciąż odbywa się proces powstawania gwiazd. Zwykle ich wiek nie przekracza kilkuset milionów lat. Podczas swojej wędrówki wokół centrum galaktyki, gromady otwarte są narażone na bliski kontakt z innymi gromadami czy obłokami gazu – mogą wtedy widocznie zmieniać kształt lub nawet wytracać poszczególne gwiazdy.)

13 3. Gromada kulista (zazwyczaj sferycznie symetryczne zgrupowanie powiązanych grawitacyjnie gwiazd z wyraźną, silną ich koncentracją w kierunku centrum (niektórzy[kto?] wyróżniają morfologiczną podklasę gromad eliptycznych). Gromady kuliste zwykle liczą od stu tysięcy do miliona gwiazd, natomiast ich średnice (np. wyznaczane z prędkości radialnych gwiazd obserwowanych na brzegach gromady, rozmiarów kątowych i odległości) zawierają się w przedziale od 6 do 70 parseków. Odkrycie pierwszej gromady kulistej przypisuje się Johannowi Abrahamowi Ihlemu, który obserwując w 1665 roku Saturna w gwiazdozbiorze Strzelca, odnalazł znajdującą się obok gromadę M22.)

14 3. Mgławica Planetarna ( obłok gazu i pyłu powstałego z zewnętrznych warstw gwiazdy kończącej etap syntezy jądrowej we wnętrzu. W centrum takiego obiektu odkrywane są zwykle białe karły, w które zamieniają się gwiazdy po utracie otoczki.)

15 4. Mgławica Emisyjna ( wielka chmura (często o średnicy kilkuset lat świetlnych) świecącego gazu i plazmy. Mgławicami emisyjnymi mogą być obszary H II, gdzie duże ilości promieniowania ultrafioletowego emitują młode, gorące, niebieskie gwiazdy; oraz mgławice planetarne, gdzie umierająca gwiazda odrzuciwszy swoje zewnętrzne warstwy, odsłoniła jonizujące gaz jądro.)

16 - asteryzm część danego gwiazdozbioru, która ma własną nazwę, nie zaliczana do którejkolwiek z 88 oficjalnych konstelacji. Gwiazdy tworzące asteryzm zwykle nie są w żaden sposób fizyczne powiązane, a ich pozorna bliskość jest jedynie wynikiem rzutowania na sferę niebieską z punktu odniesienia obserwatora na Ziemi (lub innego punktu odniesienia). 1. Kaskada Kemble'a – asteryzm astronomiczny obserwowany w konstelacji Żyrafy. Asteryzm ten tworzy 20 gwiazd ułożonych niemal w linii prostej. Może on być obserwowany już przy użyciu lornetki. Kaskada Kemble'a rozciąga się na przestrzeni odległości kątowej odpowiadającej przeszło pięciu tarczom Księżyca. Nazwa tego asteryzmu pochodzi od Luciana Kemble’a (1922–1999), miłośnika astronomii i zakonnika, który jako pierwszy zwrócił na niego uwagę.

17

18 1. Trójkąt zimowy – asteryzm złożony z trzech jasnych gwiazd, charakterystyczny dla nieba zimowego na półkuli północnej.

19 - Nowy Katalog Ogólny (New General Catalogue, NGC) – katalog astronomiczny przygotowany przez duńskiego astronoma Johna Dreyera, który opublikował go w roku 1888 (w latach 1895 i 1908 dopisał dwa uzupełnienia do już istniejącego katalogu) próbując połączyć wiele istniejących wówczas katalogów..

20 - Zwarte Grupy Hicksona
(ang. Hickson Compact Group, HCG) – katalog astronomiczny zawierający 462 galaktyki uważane za istniejące w zwartych grupach, zestawiony przez kanadyjskiego astronoma Paula Hicksona. 1. Sekstet Seyferta (również Hickson 79) – zwarta grupa galaktyk powiązanych ze sobą grawitacyjnie. Została odkryta w 1951 roku przez Carla Seyferta przy użyciu płyty fotograficznej wykonanej w Obserwatorium Barnarda przy Uniwersytecie Vanderbilt. W czasie opublikowania danych była to najbardziej zwarta grupa galaktyk. Znajduje się w głowie konstelacji Węża. 2. Kwintet Stephana (również Hickson 92, Arp 319) – zwarta grupa galaktyk powiązanych ze sobą grawitacyjnie. Została odkryta w roku przez Édouarda Stephana z Uniwersytetu w Marsylii. Była to pierwsza odkryta grupa tego typu. Znajduje się w konstelacji Pegaza.

21

22 - Gwiazdy podwójne układ dwóch gwiazd leżących (optycznie lub fizycznie) blisko siebie.Gwiazdy optycznie podwójne mogą leżeć bardzo daleko od siebie, a jednak z naszego punktu widzenia zdają się "pokrywać". Najsłynniejszą taką parą jest Mizar i Alkor w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy (w rzeczywistości jest to układ 6-krotny, lecz gołym okiem lub przez małe przyrządy optyczne są widoczne jedynie dwa składniki).

23 Ale zapomniałeś o jednym mądralo !!!! A gdzie księżyc ??
Księżyc – jedyny naturalny satelita Ziemi. Jest piątym co do wielkości księżycem w Układzie Słonecznym. Przeciętna odległość od środka Ziemi do środka Księżyca to km, co stanowi mniej więcej trzydziestokrotność średnicy ziemskiej. Średnica Księżyca wynosi km, nieco więcej niż 1/4 średnicy Ziemi. Oznacza to, że objętość Księżyca wynosi około 1/50 objętości kuli ziemskiej. Przyspieszenie grawitacyjne na jego powierzchni jest blisko 6 razy słabsze niż na Ziemi. Księżyc wykonuje pełny obieg wokół Ziemi w ciągu 27,3 dnia (tzw. miesiąc syderyczny), a okresowe zmiany w geometrii układu Ziemia-Księżyc-Słońce powodują występowanie powtarzających się w cyklu 29,53-dniowym (tzw. miesiąc synodyczny) faz Księżyca.

24

25 Macieeekkkk !!! Piękna noc.
Dzięki wyjaśnieniom Macieja pobiegłem szukać M57. Dwie godziny zadzierania głowy w górę i co ? I nic !!! Macieeekkkk !!! Czemu ja nic nie widzę ??

26 Czym obserwować ? - lornetka
Z różnych względów pierwszym instrumentem optycznym, jaki warto kupić jest lornetka. Dobra lornetka pozwala dostrzec wiele interesujących obiektów. Przykładem niech będą wspaniałe gromady otwarte h i khi w Perseuszu lub całe mnóstwo gromad gwiazd w Strzelcu. Poza tym lornetka charakteryzuje się dużo większym polem widzenia niż jakikolwiek sensowny teleskop i jest o wiele poręczniejsza. Dlatego stanowi gładkie przejście między obserwacjami okiem nieuzbrojonym a obserwacjami teleskopowymi. Co nie oznacza, że jest to taki byle-jaki instrument optyczny. Dobra lornetka to podstawowy i ceniony instrument optyczny każdego miłośnika astronomii.

27 Powiększenie i średnica obiektywu
Powiększenie jest istotą powstania lornetki: informuje, ile razy obiekt obserwowany przez lornetkę wydaje się większy od widzianego gołym okiem. Średnica obiektywu to średnica soczewki zbierającej światło (wyrażona w milimetrach), najważniejszy parametr w lornetce. Właściwie średnica i jakość obiektywu decydują o wielkości powiększenia. Powiększenie nie może być zbyt duże, ponieważ wtedy ogromny musiałby być obiektyw (a to byłoby niepraktyczne, ponieważ lornetka ma być poręczna). Z tego powodu średnice obiektywów rzadko przekraczają 70 mm. Według specjalistów obiektywy o średnicy w granicach od 25 – 63 mm można uznać za optymalne. Zbyt mała średnica obiektywu w stosunku do powiększenia będzie miała wpływ na to, czy lornetka będzie odpowiednia do obserwacji w warunkach z ograniczonym dostępem światła, np. w nocy czy o zmroku.

28 Powiększenie i średnica obiektywu są najczęściej podawane razem i wstępnie informują, z jaką lornetką masz do czynienia, np. 8×42 lub 15×63. Pierwsza z wymienionych lornetek powiększa 8 razy, a obiektyw ma średnicę 42 mm. W przypadku drugiej lornetki powiększenie wynosi 15 razy, a średnica obiektywu wynosi 63 mm.

29 - teleskopy Reflektory. Teleskopy zwierciadlane – głównym elementem optycznym tej grupy teleskopów jest obiektyw w postaci skupiającego promienie świetlne zwierciadła wklęsłego. Ich konstrukcja pozwala łatwiej uzyskać dużą średnicę obiektywu, a dzięki temu większą światłosiłę niż w przypadku teleskopów soczewkowych. Teleskop systemu Newton Reflektor Newtona jest teleskopem z wklęsłym, najczęściej paraboloidalnym zwierciadłem głównym i płaskim zwierciadłem wtórnym. Zwierciadło wtórne nachylone jest pod kątem 45° do osi optycznej teleskopu, dzięki czemu światło jest wyprowadzone z boku tubusa w jego przedniej części. Wadą konstrukcji jest spora długość tubusa, odpowiadająca ogniskowej zwierciadła głównego. Dlatego też najczęściej stosuje się ją w przypadku małej bądź średniej wielkości przyrządu. Ze względu na prostotę konstrukcji jest ona szczególnie chętnie używana przez miłośników astronomii.

30

31 Teleskop Cassegraina Jego nazwa pochodzi od nazwiska projektanta, francuskiego księdza i fizyka, Laurenta Cassegraina, żyjącego w XVII wieku. Projekt ten został opracowany w 1672 roku, dwa lata po teleskopie Newtona. Teleskop Cassegraina składa się z dwóch zwierciadeł, których osie optyczne leżą na jednej prostej. Stożek światła odbitego od wklęsłego, paraboloidalnego zwierciadła głównego jest skierowany na wypukłe, hiperboliczne zwierciadło wtórne, po czym trafia przez otwór w głównym zwierciadle do ogniska znajdującego się za nim.

32 Spośród tych konstrukcji najważniejsze i popularne to
Teleskop Schmidta Wynaleziony w 1930 roku przez Bernharda Schmidta. Zwierciadło główne ma kształt sferyczny. W celu usunięcia aberracji sferycznej z przodu tubusa umieszczona jest cienka, szklana płyta korekcyjna, która w części centralnej działa jak soczewka skupiająca, w części obwodowej jak rozpraszająca. Światło jest z takiego teleskopu wyprowadzone najczęściej przez otwór w zwierciadle głównym (system Schmidta-Casegraina), ale spotykane są też inne konfiguracje. Teleskop Schmidta - Cassegraina (SCT) Został wynaleziony w 1940 przez Jamesa Gilberta Bakera i stanowi modyfikację teleskopu Cassegraina, w którym dla skorygowania aberracji sferycznej użyto płyty korekcyjnej wynalezionej w przez Bernharda Schmidta

33 Teleskop Maskutowa (MAK)
System zaprojektował w 1941 roku rosyjski fizyk Dmitrij Maksutow. Jego zasada działania jest zbliżona, jak w przypadku teleskopu Schmidta, z tą różnicą, że funkcję korekcyjną pełni w nim wklęsło- wypukły menisk szklany. Znajduje on zastosowanie przy budowie teleobiektywów fotograficznych, gdy wymagana jest długa ogniskowa przy względnie niedużych rozmiarach obiektywu.

34 Refraktor. Jest to bardzo popularny system optyczny stosowany w astronomii i nie tylko. Każda lornetka jest podwójnym refraktorem z pryzmatycznym układem odwracającym. Refraktory (zwane też lunetami) nadają się zarówno do fotografowania planet, Księżyca i obiektów mgławicowych jak i do obserwacji wizualnych. Taki refraktor składa się z achromatycznego obiektywu i najlepiej dobrego okularu. Nie warto kupować refraktora o średnicy mniejszej niż 50 mm. A tak naprawdę dla astronoma-amatora, który chce poważnie zacząć obserwacje astronomiczne, potrzebny jest refraktor o średnicy mm. Warto tu dodać, że refraktor o średnicy 80 mm jest równoważny teleskopowi lustrzanemu o średnicy mm, ze względu na przysłonięcie centralne i niższą sprawność odbijającą luster, niż przepuszczalność światła w refraktorze. Warunkiem jest dobra optyka w obydwu typach teleskopów.

35 Achromat, dublet achromatyczny – układ optyczny (np
Achromat, dublet achromatyczny – układ optyczny (np. obiektyw) składający się z dwóch soczewek, skupiającej i rozpraszającej, wykonanych z gatunków szkła o różnej dyspersji (np. szkła kronowego i flintowego) połączonych razem. Pozwala na korekcję aberracji chromatycznej dla światła o dwóch określonych długościach fal (zazwyczaj dla światła czerwonego i niebieskiego). Dla innych długości fal aberracja nie zostaje całkowicie wyeliminowana, lecz znacznie zmniejszona – jest to tzw. chromatyzm wtórny.

36 Apochromat – układ soczewek (np
Apochromat – układ soczewek (np. obiektyw) złożony z co najmniej trzech soczewek ze szkła optycznego różnych gatunków, o różnych współczynnikach załamania i różnych dyspersjach[1] – zależnościach współczynnika załamania światła od długości fali. [1]-Dyspersja w optyce – zależność współczynnika załamania ośrodka od częstotliwości fali świetlnej. Jednym ze skutków dyspersji jest to, że wiązki światła o różnych barwach (długościach fal), padające na granicę ośrodków pod kątem innym od zera, załamują się pod różnymi kątami. Efekt ten można zaobserwować, gdy światło białe pada na pryzmat i ulega rozszczepieniu na barwy tęczy.

37 Przydatne pojęcia Apertura - Średnica zwierciadła lub obiektywu – decyduje o zdolności rozdzielczej sprzętu oraz zasięgu obserwacyjnym, większe instrumenty dają zwykle większe możliwości obserwacyjne, lepszą jakość obrazu i większą ilość szczegółów. Ogniskowa – odległość pomiędzy ogniskiem układu optycznego a punktem głównym układu optycznego. Światłosiła – stosunek średnicy instrumentu optycznego do jego ogniskowej.. (Synta 8 200/1200 = 1/6 f/6) W zależności od wartości światłosiły teleskopy dzielimy na dwa typy: „jasne” - do DS od f/4 do f/6 „ciemne” - do planet, księżyca od f/10 do f/15

38 Okulary - układ soczewek, który powoduje, że obraz oglądanego obiektu zostaje istotnie powiększony
Nawet najlepszy teleskop bez dobrego okularu jest niewiele wart. Okular jest drugą najważniejszą po lustrze głównym lub obiektywie rzeczą w teleskopie. Aktualnie na rynku światowym istnieje ogromny wybór okularów astronomicznych i nie sposób ich wszystkich wymienić. Jaka jest różnica między okularami? Czy najważniejsze jest powiększenie? Okazuje się, że nie! Przede wszystkim ważne są: jakość optyki i pole widzenia. Pole widzenia liczymy w stopniach. Jest niemal najważniejszą rzeczą w okularze. Powód jest prosty: jeśli okular Huygensa ma pole widzenia ok. 30°, a dla porównania okular Plössla ponad 50°. Jak łatwo zauważyć, możemy widzieć za pomocą okularu Plössla prawie dwa razy więcej - nie zmieniając powiększenia.

39

40 A jak sobie kupię już teleskop to mam go w rękach trzymać ???

41 Montaż Dostępne na rynku montaże możemy podzielić na dwie podstawowe grupy: montaże paralaktyczne i azymutalne. Różnią się one przede wszystkim zastosowaniem. Montaże azymutalne służą głównie do prowadzenia obserwacji wizualnych. Obracają się one w dwóch prostopadłych osiach: jedna w azymucie, druga w elewacji czyli w pionie.

42 Montaż paralaktyczny (równikowy) - w astronomii, sposób mocowania teleskopu zapewniający jego obrót wokół dwóch, prostopadłych do siebie osi, z których jedna wskazuje na biegun niebieski. Zaletą tego rozwiązania jest możliwość podążania teleskopu za ruchem dobowym nieba przy pomocy jednostajnego obrotu wokół tylko jednej osi. Podłączenie silnika elektrycznego (tzw. mechanizmu zegarowego) pozwoli automatycznie utrzymać obserwowany obiekt w polu widzenia. Montaż paralaktyczny stosowany jest do długoczasowej fotografii nieba. Skalę montażu ustawia się na układ współrzędnych równikowych godzinnych.

43 Montaż Dobsona. Jest on idealny do prostych i tanich Newtonów. Przykładowo montaż Dobsona jeśli jest dobrze zaprojektowany i wykonany zapewnia nam wysoką sztywność teleskopu a zarazem łatwość obsługi Newtona. Montaż taki nie wymaga żadnych blokad, ani mikroruchów, bo przesuwa się płynnie, z reguły na teflonowych elementach łożyskowania. Tam gdzie ustawimy teleskop tam będzie on stał, a grawitacja dociska go do podstawy i blokuje jego nachylenie do horyzontu. Cała tajemnica sztywności Dobsona polega na odpowiednim doborze materiałów i ich przekrojów, aby zapewnić wymaganą sztywność teleskopu tak ważną przy obserwacjach astronomicznych. Tubus teleskopu wyposażony jest w specjalne czopy znajdujące się w jego środku ciężkości, na których obraca się on w pionie. Obrotową podstawę Dobsona można także umieścić na dużym łożysku oporowym o średnicy około % średnicy tubusu, co daje doskonałe rezultaty.

44

45 Go-to Jednym z najbardziej rewolucyjnych udoskonaleń amatorskich obserwacji astronomicznych w ostatnich latach było wyposażenie teleskopów w skomputeryzowane systemy wyszukiwania i sterowania. Odpowiednio ustawiony teleskop można nakierować na dowolny obiekt na niebie kilkoma przyciśnięciami pilota sterującego lub wręcz klawiatury komputera. Systemu pozycjonowania i śledzenia obiektów nazywane są popularnie systemami GOTO (wym. gou tu:, dosłownie z ang. Idź do).

46 Mam teleskop :), popularna Synta 10” na wspaniałym montażu Dobsona.
Cztery godziny spędziłem na szukaniu M57, przejrzałem całe niebo, kręciłem tym teleskopem w lewo prawo, w górę w dół. I nic :( Poddaje się......

47 Znajomość nieba ! Najważniejszą rzeczą dla astronoma amatora jest znajomość nieba. Jeśli najpierw nie poznamy gwiazdozbiorów, nie będziemy w stanie znaleźć mniejszych obiektów, a zwłaszcza tych, których nie widać okiem nieuzbrojonym, ale np. za pomocą niewielkiej lornetki. Na tym etapie najważniejszą pomocą naukową dla początkującego astronoma będzie mapka obrotowa nieba, która odtwarza wygląd nieba o danej godzinie i dacie, oraz atlas nieba z gwiazdami widocznymi gołym okiem oraz najjaśniejszymi obiektami mgławicowymi.