november, 2011 havi archívum

Programajánló: A Jupiter 2

Posted in Letöltések with tags , on november 23, 2011 by Holdfény-árnyék
 
Egy egyszerű,remek kis freeware célprogram a Jupiter és holdjainak pillanatnyi helyzeteinek megállapításához. A programmal előre-hátra forgathatjuk az “idő kerekét”. Előre megállapíthatjuk a Galilei holdak átvonulásait,azok Jupiterre vetett árnyékait.
 
Letölthető: innen
 
Képek a programról:
 
 
 
 
Reklámok

Hajózzunk a Derültség tengerén!

Posted in Észlelési ajánló with tags , on november 18, 2011 by Holdfény-árnyék
 
A jól ismert Hold-arc keleti szeme egy nagy, majdnem kör alakú folt. Ez a Mare Serenitatis, a Derültség tengere. Amikor Francesco Grimaldi holdtérképére bejegyez­te ezt az elnevezést (a művet 1651-ben tette közzé Giovanni Riccioli), valószínűleg tisztában volt azzal — akárcsak a kor legtöbb csillagásza —, hogy ezen a nagy, sík területen nem hullámzik víz; a Derültség tengere: kőtenger. A Riccioli-féle elnevezések hamarosan széles körben elterjedtek, ma is használjuk őket. így például a Derültség tengerétől délre „hullámzik” a Nyugalom tengere (Mare Tranquillitatis), keleti irányban találjuk az Esők tengerét (Mare Imbrium), északkeletre húzódik az Álmok tava (Lacus Somniorum), melyhez a Halál tava (Lacus Mortis) kapcsolódik. Derültség tengere valójában nagyon találó név: jó ideje nem történt fontos esemény ezen a vidéken, leszámítva a Tycho-kráter 109 millió évvel ezelőtti becsapódásakor keletkezett fényes sugársávot, mely csaknem telibe találta a 16 km-es Bessel-krátert.
 
 
A Mare Serenitatis valójában egy nagy, megfagyott lávalemez. A kutatók gondosan megkülönböztetik egymástól a 740 km átmérőjű, sekély becsapódási medencét és a benne fekvő 600 km-es mare vidéket. A tudósok úgy gondol­ják, hogy a medencét egy kisbolygó be­csapódása hozta létre kb. 3,87 milliárd évvel ezelőtt, olyan időszakban, ami­kor gyakoriak voltak a Hold életében az ilyen nagy becsapódások.
A mare láva azonban 150-200 millió évvel fia­talabb, felszíne 3-4 km-rel alacsonyab­ban fekszik a holdi „tengerszint” alatt, vagyis a Hold átlagos sugaránál.
 
A medence pereme eredetileg teljes kört alkotott, azonban a későbbi becsapódá­sok — különösen az Imbrium-becsapódás — megszakították folytonosságát, így manapság azt látjuk, hogy a Serenitatist különálló hegyvonulatok öve­zik. Északon a Kaukázus (Montes Caucasus), keleten a Taurus, délen a Haemus, amely nyugati irányban az Ap­penninekhez csatlakozik. Kis távcsővel a Mare Serenitatis első pillantásra csak egy nagy, szürke tájéknak tűnik. Ám ha gondosabban szemügyre vesszük, egy sor apró részlet és érdekes felszíni alakzat tűnik elő. A  helyi napkelte környékén — nagyjából  öt nappal újhold után —, amikor a terminátor metszi tengerünket, a mare kör alakját kirajzoló kanyargó redőgerincek  a legfeltűnőbbek.
 
                 A Szerpentin-gerinc,vagy más néven Smirnov-gerinc
 
Ezek közül a legnagyobb az ún. Szerpentin-gerinc, mely 130  km hosszan figyelhető meg a mare keleti peremén. A redőgerincek akkor jönnek létre, ha a mare felület lesüpped, és legtöbbjük elárulja  az eltemetett medenceszegély vagy gyűrű helyét. Az Apolló-17 pa­rancsnoki egységén elhelyezett radar mérései szerint  a Serenitatis medence alja nyugaton 1500 m-rel, míg keleten 2000 m-rel fekszik a mare felszín alatt. A radar azt is megmutatta, hogy a mare belső vidéke 1000 m-rel alacsonyabban fekszik környe­zeténél. Mindez azt mutatja, hogy a Mare Serenitatis két különböző esemény során jött létre.
 
 
Amint a Nap magasabbra hág, könnyen észrevehetjük, hogy a mare keleti és déli peremének feltűnően sötétebb az árnyalata, és hogy ez a sötét anyag a határoló hegyek vonaláig terjed. A geológusok korábban úgy gondolták, hogy ez a vasban és titánban gazdag láva fiatalabb, mint a mare központi vidékeinek lávája. De az Apollo-17 kőzetmintái és a terület kráterezettsége alapján valójában idősebbnek bizonyult. Délen a Plinius a legnagyobb kráter 43 km-es átmérőjével és 2300 m-es mélysé­gével. A Serenitatist és a Tranquillitatist elválasztó 100 km szélességű “szoros” pere­mén őrködő Plinius belsejében szép teraszokat láthatunk, központi csúcsa a napkelte súroló fényénél kettős kráternek mutatja magát. Három párhuzamosan futó rianás metszi a Pliniustól északra látható sötét mare vidéket, közülük az egyik továbbfut nyugatra a Serenitatis partjai mentén. ívelt alakjuk (párhuzamosan futnak a medence peremével) és sík aljzatuk azt sugallja, hogy akkor szakadtak fel, amikor a mare-felszín lesüllyedt, talán azoknak a világosabb láváknak a súlya alatt, melyek a mare központból kiömlöttek.
 
A Serenitatis nyugati oldalán egy 50 km-es szorost találunk az Appenninek és a Kaukázus között. Vizsgáljuk meg ezt a szorost súroló megvilágításnál, és olyan lankás lejtőket veszünk észre, melyek kijelölik a medencealap peremét. Hosszas vizsgálódások után a geológusok jelenleg úgy gondolják, hogy a Serenitatis-medence alakult ki először, majd egy aszteroida becsapódása hozta létre az Imbrium-medencét. A Serenitatis-medence is csak az Imbrium-becsapódás keltette megráz­kódtatás után kezdett el lávával feltöltődni.Váltsunk nagyobb nagyításra, és vegyük szemügyre az apró, mindössze 2,5 km-es Linné-krátert. A Linné láthatóan fiatal becsapódásos kráter, melyet fényes, kidobott anyag vesz körül. Hacsak nem súroló megvilágításnál észlelünk, a Linnéről csak ez a fényes haló árulkodik. A 19. századi csillagászokat is megzavarta ez a körülmény:  
a nagyobb méretű halót összekeverték a jóval kisebb kráterrel, és a leírások alapján többen úgy hitték, hogy a Lin­né újabban megváltoztatta méretét. Az űrfelvételek azonban világosan meg­mutatják, hogy a Linné egy közön­séges becsapódási kráter, melynek életkora millió években mérhető.
 
                             A Linné-kráter,az Apolló-15 felvételén
 
 
A Serenitatis-Imbrium szűkülettől északra elterülő Montes Caucasus al­kotja a Serenitatis északnyugati határ­vidékét. Az Appenninekhez hasonlóan ez is meglehetősen magas csúcsokkal rendelkezik: eléri a 6 km-es magassá­got is (a mare felszíntől számítva). A hegységen belül látható kráterek — a 33 km-es Calippus, a 67 km-es Eudoxus és a 87 km-es Aristoteles — a medenceformáló becsapódások után jöttek létre, és belsejük erősen elüt a környező hegyes vidéktől.
A Lacus Somniorum vidékén hemzseg­nek a lávaömlés által félig elpusztított csúcsok és kráterfalak. Szinte magunk is megírhatnák a terület történetét a különböző kráterek lepusztultsági fokát alapul véve. Sok kicsi, névtelen krátert is azonosíthatunk — ezek nyilvánvalóan megle­hetősen fiatalok. A közeli Lacus Mortist (Halál tava) annyira elöntötte a láva, hogy már nem is méltó a „kráter” ebievezésre. A „tó” átmérője 150 km, „partvidékét” egy igen régi kráter legmagasabb sáncfalmaradványai alkotják.
Az ős-kráter valamikor a Serenitas-becsapódás és a medence lávával való feltöltődése között eltelt néhány millió év folyamán keletkezhetett. A Lacus Mortis közepét a 40 km-es Bürg-kráter díszíti, mely eléggé fiatalos megjelenésű.
 
 
                              A 95km átmérőjű Posidonius-kráter
 
 
A Serenitatis keleti partvidékén találjuk a Hold egyik leginkább figyelemreméltó kráterét, a Posidoniust Átmérője több mint 95 km, mélysége 2300 m, de a krá­terbelső valamikor jóval mélyebb lehe­tett, mint manapság. A krátertalaj, mely enyhén lejt észak felé, jelenleg gyakor­latilag egy szinten van a szomszédos mare-területtel. Ám színe és tónusa jelen­tősen eltér amazétól, ami arra utal, hogy anyaga más. A multispektrális vizsgála­tok is azt mutatják, hogy a Posidonius aljzata a Taurus-hegység spektrális tulaj­donságait hordozza.
Ha a körülmények megengedik, észlel­jük a lehető legnagyobb nagyítással a Posidoniust. A kráter központi csúcsai elég­gé nehezen vehetők észre. Általában be­árnyékolja őket az a hosszú gerinc, mely a sáncfal délkeleti vidékéről indulva ka­nyargó spirálvonalban kerüli meg a csúcsokat. Az átellenes oldalon egy ha­sonló, de kisebb gerinc fut végig a krá­tertalajon. Ezek a gerincek valószínűleg óriási, lesüllyedt teraszok. Rianások há­lózzák be a kráter alját — megpillantásukhoz elengedhetetlen a jó légköri nyugod­tság. A leghosszabb rianást a legkönnyebb észrevenni: ez csaknem kettészeli az aljzatot. A talaj déli részén néhány kisebb és sekélyebb rianás keresztezi útját. A Posidonius déli szomszédja a Chacornac-krátcr. Nagyjából 50 km átmérőjű, de mégis eltörpül a tekintélyes Posidonius árnyékában. A Chacornac első ránézésre is nagyon idős kráternek látszik. Falai rendkívül lepusztultak, az egész kráter legfiatalabb formációja a 8 km-es Chacornac-A kráter. A Taurus-hegységet ezen a terü­leten olyan rianások szabdalják, melyek a Chacornacon akadálytalanul áthaladnak. Érdekes, hogy a közeli Le Monnier-kráter még ennél is romosabb állapotban van,a mare partvidékén azonban könnyebben látható.
 
A 60 km átmérőjű romkráter szinte öblöt képez a Serenitatis határán. Nevezetessége az, hogy 1973 januárjában itt landolt a szovjet Luna 21 holdszonda, melynek fedélzetéről hamarosan legördült a második szovjet távirányítású holdjáró, a Lunahod 2. A Le Monnier talaja jellegtelen, leszámítva egy alacsony gerincet, mely az öböl „bejáratát” védi. A Le Monnier-töl kb. 250 km-re É-ra bukkanunk a — mindeddig utolsó — emberes Hold-expedíció, az Apollo-17 leszállóhelyére. Az 1972
decemberében lebonyolított holdutazás célpontja a Taurus-hegységben található, nagyjából félúton a Littrow-krátcr és a Vitruvius-kráter között (az expedíció célpontját ezért illették a Taurus-Littrow elnevezéssel). Az a völgy, ahol az asztronauták leszálltak, rendkívül sötét talajú.
A misszió tervezői azért választották ezt a helyszínt, mert azt remélték, hogy a sötét szín újabb kori vulkanizmus jele. Vulkánosságnak semmilyen jelét nem találtak — a visszahozott kőzetekből megállapították, hogy a völgy 3,72 milliárd évvel ezelőtt keletkezett. Ennél érdekesebb lelet volt az az anyag, ami a Tycho-becsapódás  során dobódott a vizsgált területre.
Az a körülmény, hogy a 2250 km-re levő Tycho-kráter anyaga ilyen óriási távolság­ba eljutott, jól mutatja a kráterkeletkezé­sek során felszabaduló energiák nagysá­gát. (Egy Serenitatis méretű becsapódás után a Hold minden négyzetcentiméterére jutott a kidobódott anyagból!)
 
        Az Apollo-17 célpontja, a Taurus-hegység (az Apollo-17 felvétele)
 
 
A Taurus-Littrow expedíció egyben az emberes Hold-utazások befejezését is je­lentette. Fejezzük be mi is távcsöves Hold­sétánkat ezen a vidéken — abban a re­ményben, hogy talán még a mi életünk­ben visszatér az ember égi kísérőnkre. Mi azonban — távcsövünk segítségével — szinte bármikor visszatérhetünk a közeli, jól ismert, mégis mindig új arcát mutató égi szomszédhoz.
 
 
MIZSER ATTILA
 
 
 
Felhasznált irodalom: meteor 1996/9
 
 

Galaxisunk szerkezete – binokulárral

Posted in Amatőrcsillagászat, Észlelési ajánló on november 14, 2011 by Holdfény-árnyék
 
Első pillantásra reménytelen vállalkozásnak tűnhet, hogy a csupán binokulárral felszerelkezett észlelő bármit is megfigyelhessen Galaxisunk szerkezetéből. Ám nem indokolt ez a pesszimizmus, hiszen a Naprendszerünk szomszédságában húzódó spirálkarokat — egészen 6-8 ezer fényév távolságig — meglehetősen könnyen nyo­mon követhetjük binokulárral és puszta szemmel. Ha megismerjük a szomszédos spirálkarok struktúráját, akkor sokkal könnyebb képet alkotni arról, hogy merre is helyezkednek el a legfényesebb Tejút-felhők, vagy milyen az eloszlása a közismert diffúz ködöknek, nyilthalmazoknak stb. így például nem véletlen, hogy az egyik legfényesebb Tejút-felhő a Cygnusban látható, épp a Napot is magába foglaló spirálkar irányában.
Égi túránkhoz nincs szükség egyébre, mint sötét égre, binokulárra, és persze nem árt, ha a nagyobb csillagképeket ismerjük (főként azokat, amelyek a Tejút sávjának közelében láthatóak). Térképként megfelel a Sky Atlas 2000.0, az Atlas Coeli vagy az MCSE-től megrendelhető Pleione Csillagatlasz.
 
 
Tájékozódjunk!
 
A galaktikus perspektíva megértéséhez elengedhetetlen, hogy megismerkedjünk a galaktikus koordinátarendszerrel. A Tejút úgy hömpölyög végig égboltunkon, hogy egyáltalán nincs tekintettel az ekvatoriális koordinátarendszerre: az égi egyenlítőt 63°-os szögben metszi. Ezért hozták létre a csillagászok a galaktikus koordináta­rendszert, melynek alapja a Tejút középvonala, a galaktikus egyenlítő, amely óriási kört ír le az égen. A galaktikus hosszúságot a galaktikus egyenlítőn mérjük 0° és 360° között; 0° a Tejútrendszer központja irányába esik, a 90°-ot a Naprendszer szomszéd­ságában található csillagok keringési iránya jelöli ki, 180° épp átellenben esik a központtal (ebbe az irányba esik legközelebb galaxisunk pereme), végül 270° az az irány, amerről Napunk és a szomszédos csillagok „érkeznek”.
A galaktikus szélességet 0° és 90° között mérjük (akárcsak a földrajzi szélességet), és azt adja meg, hogy egy adott objektum hol található a galaktikus egyenlítőhöz képest. A galaktikus pólusok éppen 90°-kal helyezkednek el az egyenlítő „fölött” vagy „alatt”. Az északi galaktikus pólus a Coma Berenicesben található, kb. 4°-kal K-re a Coma Csillagfelhő központi régiójától, míg a D-i galaktikus pólus kb. 8°-kal D-re van a ß Cetitől, a Sculptor csillagszegény vidékén. 
 
A galaktikus perspektíva megszerzése felé úgy tehetjük meg az első lépést, hogy az éggömbre a galaktikus koordinátarendszer „szellemében” tekintünk — minde­nekelőtt a galaktikus egyenlítő négy fő irányára koncentrálunk. 
Ennek megvalósítása elég nehéznek tűnik, de ha ott állunk az éjszakában, a Tejút hídja alatt, és sikerült „belőnünk” a 0°, 90°, 180°, 270° galaktikus hosszúságok irányát a fényes csillagokhoz képest, már könnyebben megy a dolog. A Tejút vizsgálatára a kora őszi és a kora tavaszi időszakok biztosítják a legjobb lehetőséget. Az első esetben a Galaxis cent­ruma, a második esetben anticentruma figyelhető meg kényelmesen a kora esti órákban. A Tejútrendszer legfontosabb paraméterei a következők: Galaxisuk korongja kb. 100 ezer fényév átmérőjű, Napunk nagyjából 30 ezer fényév távolságban kering a galaktikus centrum körül.
A spirális korong vastagsága kisebb 1000 fényévnél. Gala­xisunk típusa Sb és Sc közötti, viszonylag lazán csavarodó spirálkarokkal és nem túl nagy központi kidudorodással.  Csillagainak száma néhány száz milliárd lehet. Tömege bizonytalan, az alsó határ 200 milliárd naptömeg, melynek felét csillagok, felét csillagközi por és gáz alkotja. Más galaxisokhoz képest a Tejútrendszer az átla­gosnál nagyobb méretű és tömegű.
 
 
 
A nyári Tejút
 
Nyári éjszakákon teljes pompájában láthatjuk a Tejutat: széles ívben indul a Sagittariusból, keresztül a Scutumon és az Aquilán, fel a Cygnusig, amely majdnem ponto­san fejünk fölött látható ebben az időszakban. A Cygnusból áthömpölyög a Cepheusba, a Cassiopeiába és a Perseusba, az ÉK-i horizont irányába. A legfénye­sebb Tejút-felhők a Sagittariusban láthatók, mivel a galaktikus centrum is abban az irányban helyezkedik el. A rádióvizsgálatok szerint a Galaxis centruma a RA = 17h 04m 9s , D = -28°59’20” (1950) helyen található, kb. 4°-kal NyÉNy-ra a  γSgr-tól, azonban az intersztelláris por és gáz elnyelése miatt semmit sem láthatunk belőle. A galaxis centruma felől érkező fény intenzitása 30 magnitúdónyit csökken, mire eljut hozzánk. Más szóval egy, a Galaxis központjában elhelyezkedő, Napunknál 100 ezerszer fényesebb szuperóriás csillag látszó fényessége 37 magnitúdó lenne, amit a legérzékenyebb rendelkezésre álló teleszkóppal sem lehet érzékelni. A 90°-os galaktikus hosszúság iránya — vagyis Napunk és csillagszomszédai ke­ringési iránya — a Cygnusba esik, a Denebtől kb. 5°-kal ÉK-re. A Nap mozgási iránya kissé eltér a 90°-tól és a Tejútrendszer síkjától; nagyjából a Vega irányába tar­tunk. 
A nyári Tejút legfeltűnőbb szabadszemes alakzata a Nagy Hasadék, amely a De­nebtől kiindulva DNy-i irányban két, többé-kevésbé párhuzamos ágra osztja a Tejutat. (A Ny-i ág az Ophiuchus É-i vidékén elenyészik, de kb. 20°-kal távolabb is­mét előbukkan az η Oph szomszédságában.) A Nagy Hasadék a Sagittariuson is túlnyúlik, át a Scorpius farkán, le messzire a déli égre, ahol is az a Centauri köze­lében ér véget. 
A Tejútról készült nagylátószögű fotókon (melyek a Cygnustól a Centaurusig ábrázolják „szülőcsillagvárosunkat”) olyan galaxist láthatunk, amely erősen emlé­keztet az NGC 891-re az Andromedában vagy az NGC 4565-re a Coma Berenicesben (ez utóbbi galaxis sötét porsávja már megpillantható 15 cm-es reflektorral sötét égi háttér mellett). Ez azért van, mert a Nagy Hasadékot és az élükről látható extra­galaxisok sötét sávjait ugyanaz a körülmény hozza létre: az intersztelláris gáz- és porfelhők leblokkolják a mögöttük elhelyezkedő csillagok fényét. A Nagy Hasadékot legjobban binokulárral figyehetjük meg: pásztázzuk végig a Cygnust és az Aquilát. A két legizgalmasabb terület az Albireótól a Vulpeculáig, illetve az ε Aql és a  γ Aql között húzódik. Miután binokulárunkkal végigpásztáztuk ezeket a régiókat, könnyebb megérteni, hogy milyen sok sötét anyag rejtőzhet a Nagy Hasadékban.
 
 
 
A Sagittarius csillagmezején
 
Mivel ebben a csillagképben található galaxisunk centruma, logikus, hogy itt kezd­jük a galaktikus szerkezet tanulmányozását. Annak ellenére, hogy a Nagy Hasadék különösen sok gázt és port rejt magában a Galaxis centruma irányában, ha a Sagitta­rius felé tekintünk, legalább négy réteget figyelhetünk meg csillagvárosunk szerkezetéből.  A legtávolabbi alakzat, amit észlelhetünk, egy szelet a Galaxis köz­ponti kidudorodásából. Ez nem más, mint a γ Sgr és a δ Sgr vidékén megfigyelhető Nagy Sagittarius Csillagfelhő. Mivel a galaktikus centrum kb. 30 ezer fényévnyire fekszik tőlünk, és a kidudorodás átmérője kb. 10 ezer fényév, a Nagy Sagittarius Csillagfelhő csillagai 25-35 ezer fényévnyire helyezkednek el tőlünk. Ilyen nagy távolságból még a legfényesebb csillagok sem bonthatók fel binokulárral, csak az előtércsillagok adják a bontás érzetét. 
A Nagy Sagittarius Csillagfelhő kb. 3°-7° távolságra helyezkedik el a galaktikus egyenlítőtől, ezért amikor észleljük, éppen „elnézünk” azon spirálkarok fölött, ame­lyek közöttünk és a galaktikus centrum között húzódnak — részben ez az oka annak, hogy nem lehet őket megpillantani. A spirálkarokban található intersztelláris gáz és por erősen koncentrálódik a galaktikus egyenlítő irányában.
Az intersztelláris anyag nem egyenletesen oszlik el a spirálkarokban, hanem kisebb-nagyobb felhőkben fordul elő. Ez a struktúra jól látható az Androméda-ködről és más közeli galaxisokról készült fotókon. A híres Szeneszsák a déli Tejútban olyan porköd, amely mindössze 5-600 fényévnyire van a Naptól; 5°x6°-os látszó mérete azt sugallja, hogy valódi átmérője 60-70 fényév — viszonylag kicsinek számít az ilyen típusú objektumok között.
A csillagközi anyag csomósodása „ablakokat” hoz létre a nagy porfelhők között. Ezeken keresztül viszonylag nagy távolságokra elláthatunk a Tejútrendszer spirál­karjai között. Ilyen ablakon keresztül figyelhetjük meg a Sagittarius második legfé­nyesebb Tejút-részletét, a Kis Sagittarius Csillagfelhőt — egy közel derékszögű csil­lagfelhőt 3°-kal ÉÉK-re a 4m-s μ Sgr-től. A Kis Sagittarius Csillagfelhő valóban kisebb a Nagy Sagittarius Csillagfelhőnél (nagyjából 2°x1° kiterjedésű, irányultsága durván DK/ÉK), de binokulárral sokkal szebb látvány. Derengéséből fényesebb csillagok raja ugrik elő: ezüstporon heverő ékkövek.
Néhányuk valóban a Kis Sagittarius Csil­lagfelhőhöz tartozik, és nem csupán azért látjuk őket, mert a Kis Felhő jóval közelebb van hozzánk, mint nagyobb társa, hanem azért is, mert legfényesebb csillagai fiatal szuperóriások, amelyek kb. 2m-val múlják felül a Nagy Sagittarius Csillagfelhő legfényesebb csillagait.
A Kis Sagittarius Csillagfelhő hosszabb, ÉNy-i oldalán nagyjából félúton egy kicsi, de feltűnő, sötét „Szeneszsák-típusú” köd azonosítható. A Kis Sagittarius Csillagfelhő távolsága 16 ezer fényévre tehető. Ha ez az érték pon­tos, akkor a Kis Felhő valamelyik olyan spirálkarhoz tartozik, amely a Napot is magába foglaló karnál közelebb húzódik a galaktikus centrumhoz. Valószínűleg a Belső-kar része, azé a karé, amely a legelső spirálszerkezet a központi kidudorodáson kívül.
Ha a Kis Sagittarius Csillagfelhőre nézünk, egy olyan „ablakon” pillantunk keresztül, amely a harmadik sagittarius-beli galaktikus struktúra, a Sagittari-us-Carina-kar sötét intersztelláris anya­gán nyílik. A Nap spirálkarján belül eső szomszédos spirálkar a „Sagittarius-Ca­rina”, mivel a benne látható legtöbb köd és nyílthalmaz a Carina ÉK-i részében és a Sagittariusban helyezkedik el.
A Sagittariusban ezek között találhatjuk az M8 diffúz ködöt (Lagúna-köd), az M20-at (Trifid-köd), az M17-et (Omega-köd) és az M21 ill. az Ml8 nyílthalmazokat — mindegyik jól látható 10×50-es binokulárral.
(Az M18 4-5 csillag csomósodásaként mutatkozik, ezért pontosan kell tudnunk, hol keressük. Az M20 viszony­lag halvány — nagyon sötét égen sápadt ködösségként láthatjuk 7m-s központi csillaga körül.) Ezek az objektumok nagyjából 5000 fényév (Lagúna-köd és M18) és 7000 fényév (Trifid-köd) távol­ságra vannak tőlünk — a két távolságérték közötti különbség egyben megadja a Sagittarius-Carina-kar minimális szélességét is.
A Lagúna-köd és a vele társult NGC 6530 nyílthalmaz egy laza, de fizikailag összetartozó O-B asszociáció központjában helyezkedik el. Ebben az asszociációban (Sagittarius OB1) találjuk az M21 nyílthalmazt és a μ Sgr-t, egy B8Ia típusú szuperó­riást, melynek abszolút fényessége nagyából -7m, tehát nagyjából megegyezik a Rigelével. 
A negyedik, Sagittariusban látható galaktikus struktúra — természetesen — saját spirálkarunk, melyet 2-3 magnitúdós csillagok képviselnek; ezek alkotják a jól is­mert csillagképet. Ezek közül a λ Sgr a legközelebbi, kb. 70 fényévre, míg a φ Sgr esik a legtávolabb, 600 fényévre. (Spirálkarunk számos, igen halvány csillaga is ebbe az irányba esik, azonban természetesen együttes fénykibocsátásuk elhanyagolható.) Kézenfekvőnek tűnik, hogy ezeket a csillagokat is a spirális szerkezet részeként értelmezzük, azonban az a körülmény, hogy a Sagittarius irányában nagyon kevés olyan objektumot találunk, amely a mi spirálkarunkhoz tartozik, egy nagyon fontos tényről árulkodik: a Nap spirálkarunk belső peremén helyezkedik el. Ha a saját spirálkarunkhoz tartozó asszociációkat, halmazokat és ködöket akarjuk megfigyelni, akkor nem Galaxisunk belső vidékei felé kell tekintenünk, hanem épp ellenkező irányba, a téli Tejút irányába.
 
 
Foglaljuk össze az eddigieket! Ha tehát a Sagittarius irányába tekintünk, akkor pillantásunk először szétszórt előtércsillagokon halad át, majd egy spirálkarok közötti területen, ezt követi a Sagittarius-Carina-kar, mely gazdag nyilthalmazokban, asszo­ciációkban, világító és sötét ködökben. A Sagittarius-Carina-kar egyik „ablakán” keresztül láthatunk egy jóval távolabbi struktúrát, a Kis Sagittarius Csillagfelhőt. Végül a Sagittarius-Carina-kar „fölött” megpillanthatunk egy darabkát a Galaxis központi kidudorodásából — a Nagy Sagittarius Csillagfelhőt. A Sagittarius-Carina-kar a Sagittariusból ÉK-i irányban folytatódik a Scutumban. Ehhez a karhoz tartozik a Sas-köd (M16), melynek távolsága kb. 7000 fényév (a halvány ködösség és a halmaz fényesebb csillagai elérhetők 10×50-es binokulárral). Ugyancsak a Sagittarius-Carina-karban rejtőzik két fényes nyílthalmaz, az M26 és az M11, tőlünk 4900 ill. 5500 fényévnyire. A Sagittarius-Carina-kar ÉK-i határát a gyönyörű Scutum-csillagfelhő jelöli ki, az α Sct és a λ Aql között. A Scutum-felhő valójában a Sagittarius-Carina-kar „bekanyarodása” — részben ezért látjuk annyira fényesnek: a spirálkaron itt nem keresztül nézünk, hanem hosszában, végig egy hosszú csillagösvényen.
Amikor egy nyári éjszakán a Tejút épp a fejünk fölött látszik, akkor csillagkörnye­zetünk keringési iránya nagyjából a zenitbe esik, míg a Galaxis központja valamivel a DNy-i horizont felett azonosítható, ugyanakkor a galaktikus anticentrum épp az ÉK-i horizont fölött látható. Ez azt jelenti, hogy az ekkor látható Tejút-részek a galak­tikus rotáció irányába esnek. 
Ha a 90°-os galaktikus hosszúság (zenit) irányából akár a galaktikus centrum (DNy-i horizont), akár az anticentrum (ÉK-i horizont) felé for­dulunk, gondoljunk arra, hogy az ezekben az irányokban látható valamennyi csillag, nyílthalmaz, sötét és világító köd a mi régiónkkal nagyjából párhuzamosan mozog, amint a Galaxis központja körül folytatja keringését. Természetesen ezeknek az ob­jektumoknak megvan a saját jellegzetes pályájuk, de együttes mozgásuk közelítőleg megfelel az iménti leírásnak. Más spirális galaxisok rotációjának tanulmányozásából tudjuk, hogy a spirálkarok a galaxis forgása során „lemaradnak”, így Galaxisunk spirálkarjai „feltekerednek” az őszi Tejút irányában. Amikor a Scutum Csillagfelhő felé nézünk, akkor a Sagittarius-Carina-kart látjuk, amint befordul a Galaxis belső régiói felé. Továbbhaladva a Tejúton ÉK-i irányban, a következő fényes alakzat a Cygnus Csil­lagfelhő, egy nagy, téglalap alakú derengés az Albireo és a γ Cyg között. A mérsékelt égövi észlelők számára ez a legszebb terület a Sagittarius Tejút-felhői után. Valójában még jobb látványt is nyújt, mint a Sagittarius-felhők, mivel a Cygnus Csillagfelhő a zenit közelében delel, ahol az égi háttér sötétebb, mint a déli horizont fölött. A Cygnus Csillagfelhő az Albireo vidékén nyújtja a legszebb látványt, ahol a Tejút ködös hullámzását számtalan csillag sziporkázása élénkíti, továbbá az η és a γ Cygni között, ahol 4-8 magnitudes előtércsillagok mögött sötét porsávok kígyóznak a Tejút derengésében. A γ Cyg vidékén látható porsávok különösen szélesek és feltűnőek. Ha a Cygnus Csillagfelhőt figyeljük meg, akkor pontosan saját spirálka­runkba nézünk „bele” — ezért ilyen fényes ez a Tejút-részlet. A Cygnus déli része és a hozzá kapcsolódó Vulpecula igen gazdag asszociációkban és nyílthalmazokban, bár legtöbbjük túlságosan távoli ahhoz, hogy binokulárok és kis távcsövek számára jó célpontokként szolgáljanak. 
 
 
Most, hogy saját spirálkarunk hosszában nézünk végig, amikor a Cygnus-Vulpecula régiót vizsgáljuk, és mivel a Sagittarius-Carina-kar peremét látjuk, ha a Scutum Csillagfelhőt nézzük, ebből az következik, hogy ha a Scutum és a Cygnus-Vulpecula közötti vidéket nézzük, akkor a saját spirálkarunk és a Sagittarius-Carina-kar közötti „spirálkar-mentes” régiót figyeljük. 
Ezt megerősíti a nyílthalmazok viszonylagos hiánya az Aquilában: a Burnham-féle Celestial Handbook öt nyílthalmazt sorol fel a Scutumban, kilencet a Vulpeculában, de csak hármat a sokkal nagyobb Aquila területén. (10×50-es binokulárral négy nyílthalmazt voltam képes észlelni a Scutum-ban, ötöt a Vulpeculában, de csak egyet az Aquilában.) így ha az Aquila Tejút­részletét figyeljük, saját spirálkarunk fényes előtércsillagain nézünk keresztül, me­lyek mögött hosszú, viszonylag üres spirálkarközi terület következik, majd nagyon távoli csillagfelhőkbe ütközik tekintetünk. Ha a Scutumtól a Cygnusig húzódó Teju­tat pásztázzuk végig, először a Sagittarius-Carina-kar peremét látjuk, majd a spirál­karok közötti terület következik (erre különösen jó kilátásunk nyílik, mivel saját spirálkarunk belső peremén helyezkedünk el), végül saját spirálkarunkat látjuk.
Figyelembe véve, hogy ha a Cygnus felé nézünk, belelátunk saját spirálkarunkba, nem meglepő, hogy a Cygnusban észlelhető az első, viszonylag közeli asszociáció, a Cygnus OB7. Ennek legfényesebb tagja maga a Deneb, melynek látszó fényessége 1 ,25m, színképtípusa A2Ia, távolsága kb. 1700 fényév, abszolút fényessége pedig kb. -7,5m.
 
A Deneb asszociációja meglehetősen ritka, két másik fényesebb tagja az 55 Cyg és a 68 Cyg. A Denebtől 3°-kal K-re látható Észak-Amerika-köd (NGC 7000) ehhez az asszociációhoz tartozik, és valószínűleg ugyanakkora távolságban helyezkedik el.
Ha ez valóban így van, akkor a Deneb nem kevesebb, mint 70 fényévnyire he­lyezkedik el a ködtől — mégis ez a csillag tekinthető, az Észak-Amerika-köd legfon­tosabb „fényforrásának”. Az Észak-Amerika-köd gyönyörű látvány binokulárral, teljes fotografikus kiterje­dését megfigyelhetjük megfelelően sötét és átlátszó ég mellett. Az Eszak-Amerika-ködtől kevesebb mint 1°-kal Ny-ra tőle bukkanunk a Pelikán-ködre (IC 5067), amely 50 mm-es binokulárral halvány, amorf derengésnek látszik. A régiótól pont északra gyönyörű csillagmezőt találunk, amely binokulárral és RFT-vel egyaránt lenyűgöző látvány, hiszen csillagfelhőit át meg átszelik sötét, fényelnyelő sávok. A Cygnus egy másik attraktív területe a binokuláros észlelők számára a π1 Cyg és a π2 Cyg körüli csillagmező, ahol a Tejút fényes, és hemzsegnek benne a bontás határán levő halvány csillagok. 
 
 
 
A Cepheusban
 
Továbbhaladva É felé a „Gránátcsillag”, a μ Cephei felé, a fényes csillagfelhőket hirtelen leblokkolja valamilyen fényelnyelő anyag. A hatás annyira feltűnő binoku­lárral, hogy még az is észreveszi, aki semmit sem hallott még az intersztelláris anyagról.
A Cepheus D-i részén rejtőzik az IC 1396 diffúz köd óriási kiterjedésű, 2°5 átmérőjű derengése, amely a μ Cepheitől D-i és DNy-i irányban nyúlik ki. Bár az IC 1396 felületi fényessége meg sem közelíti a Észak-Amerika-ködét, mégis könnyen megfigyelhető 50 mm-es binokulárral. Ha ilyen típusú objektumot próbálunk észlelni, lehetőleg olyankor kísérletezzünk, amikor célpontunk a meridián közelében látható, a lehető legmagasabban a horizont fölött; talán mondani sem kell, hogy az égnek tisztának és holdmentesnek kell lennie. Halvány fénylésüket könnyű szem elől téveszteni, a sötét égi háttér növeli a kontrasztot, így könnyebb dolgunk van.
Az IC 1396 és központi csillaga, az 5m,5-s Struve 2816 többescsillag a régió második közeli asszociációjához, a Cepheus OB3-hoz tartozik. Az asszociáció legfényesebb csillaga maga a Gránátcsillag, a  μ Cephei, amit mindig is pipacspirosnak láttam, semmint gránátszínűnek. Nem vitás, hogy a μ Cephei színárnyalata sokkal mélyebb vörös, mint a Betelgeuse-é, bár színképtípusuk megegyezik, mindkettőé M2Ia. A Gránátcsillag távolsága némiképp bizonytalan, mivel irányában sok az intersztelláris fényelnyelő anyag, de úgy tűnik, 1700 fényévnyire lehet tőlünk. Ha ez az érték eléggé pontos, akkor a u Cephei az egyik legfényesebb ismert vörös szuperóriás Galaxisunkban.  Abszolút fényessége maximumban -7m, vagyis ötször fényesebb, mint a Betelgeuse. A μ Cephei asszociáció közepe kb. 1700 fényévnyire fekszik tőlünk, további tagjai a már említett μ Cep-en és Struve 2816-on kívül: λ, v, 9, 13, 14 és 19 Cephei.
 
 
 
Perseus és Cassiopeia
 
A Cepheusból tovább haladva az első dolog, ami feltűnik, az, hogy a perseusbeli Tejút sokkal halványabb és „véznább”, mint a Cassiopeiában. Binokulárral átfésülve a két csillagképet azt vesszük észre, hogy a csodálatos Ikerhalmaz vidékétől elte­kintve a Perseus „csillagrétje” sokkal soványabb, mint a Cassiopeiáé. Ennek oka az, hogy a Perseus irányában különösen vastag spirálkarunk intersztelláris poranyaga, míg a Cassiopeia felé „ablak” nyílik — egy rés a Cepheus és a Perseus porködei között —, amelyen keresztül saját spirálkarunk csillagai mögött a kifelé következő spirálkart is megpillanthatjuk.
Ahhoz, hogy jobban megértsük ezt a galaktikus perspektívát, térjünk vissza a Denebhez és a kb. 90°-os galaktikus hosszúsághoz. Ehhez képest — akárcsak a korábbiakban — a galaktikus centrum (Sagittarius-Scorpius) balra esik, a galaktikus anticentrum (Auriga-Gemini) pedig jobbra. A Cassiopeia valamivel jobbra esik a 90°-os hosszúságtól, kb. 30°-kal a galaktikus anticentrum felé. 
Így ha a Cassiopeia irányába nézünk, akkor kissé kifelé tekintünk a galaktikus rotáció irányából, olyan szögben, ami a Galaxis pereme felé mutat. A Cassiopeia irányában saját spirálka­runkba nézünk „bele” (mivel a kar peremén helyezkedünk el). Mivel intersztelláris ablakon tekintünk ki, nemcsak az előtércsillagokat látjuk, melyek pl. a Cassiopeia klasszikus W-jét alkotják, hanem a Galaxis pereme felé nézve a következő spirálkart is megpillanthatjuk. 
 
A Cassiopeia-ablak a híres változócsillagtól, a δ Cepheitől K-re kezdődik, és a Perseus-ikerhalmazig terjed. A struktúra, amit ezen az ablakon keresztül tanulmányoz­hatunk, a Perseus-kar nevet kapta, mivel az Ikerhalmaz, amely egyike a Perseus-kar nagyobb objektumainak, pontosan benne fekszik. A kettőshalmaz mindkét tagja nagy és népes csillagtársulás magja. A két halmaz nem tartozik össze fizikailag, hiszen a nyugati halmaz, az NGC 869 távolsága 7000 fényév, míg társa, az NGC 884 kb. 8100 fényévnyire helyezkedik el tőlünk. A Perseus-karban rejtőzik a Cassiopeia legtöbb nyílthalmaza, köztük az M103 (távolsága 8200 fényév, 10×50-es binokulárral csak három csillagból álló csomósodásként látszik), az NGC 663 (9000 fényévre, sokkal jobb célpont, mint az M103, meglehetősen nagy, csillagokban gazdag, laza halmaz, mely néhány tucat csillagra bontható) és az NGC 457 (kb. 8200 fényévnyire). Ez utóbbi izgalmas halmaz, melynek csillagai egy ÉNy/DK-i irányultságú ellipszisben helyezkednek el. Az el­lipszis DK-i csúcsánál két fényes csillag őrködik, egyikük az 5 magnitudós φ Cas, amely a halmazhoz tartozik; abszolút fényessége -8,5.
 
 
A szabad kilátásnak köszönhetően kiválóan észlelhetjük a Cassiopeiában a Perseus-kar halmazokban gazdag vidékét. Maga a Perseus — az Ikerhalmaz régióját kivéve — sokkal szegényebb ilyen objektumokban; az intersztelláris gáz és por elnyeli a távolabbi objektumok fényét. Azonban két közeli asszociációt mégis megfi­gyelhetünk a Perseusban; mindkettő első osztályú binokulár-célpont. A közelebbi az a Persei Mozgó Csoport, mely magában foglalja az α Per-t (távolsága kb. 570 fény­év), a körülötte lévő legtöbb fényes csillagot (szép látvány binokulárral), és való­színűleg szintén hozzá tartozik a δ és az ε Per (két hideg kék színű csillag 590 ill. 680 fényévnyire).
 A déli Perseusban — nagyjából 8°-kal É-ra a Plejádoktól — helyezkedik el a  ζ Per­sei Asszociáció, amely magába foglalja a ζ Per-t (B1 típusú szuperóriás tőlünk kb. 1200 fényévre) és a ξ Per -t (távolsága kb. 1600 fényév).
 
A ξ Per-től pontosan É-ra figyelhetjük meg a híres Kalifornia-ködöt, melynek díszkivilágítása ugyancsak ξ Per­nek köszönhető. Tökéletes égi háttér mellett éppen látható ez a köd 10×50-es bi­nokulárral. Ez a két perseusbeli asszociáció kb. 30°-ra található a galaktikus anticentrumtól, így amikor spirálkar-peremi megfigyelőhelyünkről észleljük őket, akkor spirálkarunk központja irányába nézünk visszafelé.
 
 
 
 
A teli Tejút
 
Télen éjfél körül a Tejút nagy ívként látszik Ny-i irányban. Az északi horizontközeli párákból kiemelkedő csillagfolyót végigkísérhetjük a Cepheuson, a Cassiopeián és a Perseuson; az Aurigában éri el tetőpontját, majd ismét lefelé indul: az Orionban, a Monocerosban és a Canis Maiorban folytatja útját, majd a Puppis csillagai között tűník el a déli horizonton. 
A téli Tejút alapvetően különbözik a nyári Tejút látványától: homogén derengést látunk, melyben nem láthatók fényes csomósodások vagy sötét alakzatok (mint pl. a Nagy Hasadék), amelyek olyannyira izgalmassá teszik a nyári éjszakákat. Ez részben annak tudható be, hogy Galaxisunk pereme felé nézünk, ahol nem láthatók olyan gáz- és porfelhők, mint a galaktikus centrum felé. A galaktikus anticentrum 3°5-kal K-re helyezkedik el a β Tauritól (El Nath), majdnem pontosan a Taurus és az Auriga határán. Ha nyugat felé fordulunk és a galaktikus anticentrumra pillantunk, akkor a 90°-os galaktikus hosszúság jobb kéz felé esik, nagyjából a horizont É-i pont­ja irányába; a 270°-os hosszúság (Napunk „érkezési iránya”) bal kezünk felé látható, a D-i horizont irányában. (Természetesen ezek a pozíciók nagyban függnek attól, hogy az éjszaka melyik időszakában észlelünk.) Ha karunkat kinyújtjuk az El Nath felé, majd észak felé végigsöpörjük a Tejutat, akkor a galaktikus rotációnak megfele­lően végeztünk egy könnyű gimnasztikai gyakorlatot.
Mivel spirálkarunk belső peremén helyezkedünk el, szükségképpen át kell néznünk a spirálkar magján, ha a téli Tejutat figyeljük. Ezt megerősíti néhány viszonylag közeli nyüthalmaz, asszociáció és fényes köd jelenléte a Perseus és a Canis Maior közötti szakaszon.
A Perseusban már megismerkedtünk az α Persei Mozgó Csoporttal (távolsága 570 fényév) és a ζ, Persei Asszociációval (1200 fényév).
A Taurusban, a Plejádok (410 fényév) és a Hyadok (150 fényév), az Orionban a hatalmas kiterjedésű Orion Asszociáció (amely után spirálkarunk a nevét kapta) vonja magára a tekintetet. Ez utóbbi csoport magába foglalja a Rigelt és az Orion övéhez és kardjához tartozó csillagokat és ködösségeket. Óriási méretét jól mutatja, hogy a Rigeltől (900 fényév) a κ Orionisig (2000 fényév) terjed.
 
A Canis Maiorban is láthatunk egy asszociációt, a Canis Maior Asszociációt, mely­nek legfényesebb tagjai szép színkontrasztú csoportot alkotnak a binokulár-észlelők számára. A δ CMa (2500 fényévre) sárgás szuperóriás. Az η CMa (2400 fényév) és az ο2 CMa (3100 fényév) kékesfehér szuperóriások; abszolút fényességük megegyezik a Rigelével.
Az o1 CMa króm-narancs, a CMa pirosas. Valamennyi említett halmaz és asszociáció — az α Persei Asszociáció kivételével — valamivel a Tejút sávja „alatt” helyezkedik el. Ha végigtekintünk a téli Tejút ívén, akkor valósággal kiugranak ezek a csillagcsoportok a halvány derengésből — nem utolsó látvány! A közeli halmazok és asszociációk e sajátos elrendeződése talán annak köszönhető, hogy Napunk kissé „kilóg” a Tejútrendszer síkjából, vagyis nemcsak „visszafelé”, hanem „lefelé” is nézünk saját spirálkarunkra. Lehetséges azonban az is, mindez spirálkarunk helyi irregularitásából származik (végtére is vastagsága kb. 1000 fényév). Bármi is legyen a jelenség oka, mindenképpen izgalmas a kép!
Tehát ha a téli Tejútra pillantunk, akkor a viszonylag közeli halmazokat és asszo­ciációkat saját spirálkarunk központi része (mint háttér) előtt látjuk. Az Aurigától a Monocerosig terjedő szakasz híres és fényes halmazai és ködéi háttérobjektumoknak számítanak a ζ Persei Asszociációhoz, a Plejádokhoz, a Hyadokhoz és az Orion Asszociációhoz képest.
 
A Canis Maior Asszociáció már nagyjából 30°-kal eltér a 270°-os galaktikus hosszúságtól, így ha az asszociáció irányába nézünk, akkor hátrafelé nézünk spirál­karunk belső pereme mentén. Ha ismét felfelé vezetjük tekintetünket a Tejút sávján a Hyadokhoz, a Plejádokhoz és a ζ Persei Asszociációhoz, akkor az Auriga és a Gemini csillagképekbe érkeztünk. Az M36, az M37 és az M38 (távolságuk 4100 és 4700 fényév közötti) „közvetlenül” a Hyadok, a Plejádok és a ζ Persei Asszociáció mögött helyezkednek el spirálkarunkban. Az Orion Asszociáció „mögött és fölött” található a Monocerosban a Karácsonyfa­halmaz, az NGC 2264 (távolsága 2300 fényév), valamint a Rosetta-köd, az NGC 2237 (kb. 5000 fényévnyire). Az NGC 2264 karácsonyfa körvonala könnyen látszik 10×50-es binokulárral, bár a fa fejjel lefelé áll, csúcsa dél felé mutat. A Rosetta-köd deren­gése viszonylag könnyen megfigyelhető 10×50-es binokulárral, ködös, kerek korongja kb. 2,5-ször nagyobb, mint a Hold látszó átmérője. A központjában látható halmaz féltucat fényesebb csillaga derékszögben helyezkedik el ÉNy/DK irányban; de semmilyen nyomát nem észlelhetjük a fotókon látható központi lyuknak, ami a Rosetta látványát olyan izgalmassá teszi. 
A Perseus-karból nagyon keveset láthatunk a Perseus és a Canis Maior közötti szakaszon elhelyezkedő intersztelláris gáz és por fénykioltó hatása miatt. Azonban spirálkarunk mögött (egyben a Perseus-kar mögött is) megfigyelhetünk egy nagyon távoli, de csillagokban gazdag halmazt, az NGC 2158-at, amely az M35-től mindössze 0°5-kal DNy-ra látható.
Az NGC 2158 binokulárral nem valami döbbenetes látvány — 10×50-es csak apró fényfoltnak mutatja —, de ha sikerült megpillantani, gondoljunk arra, hogy tőlünk 16 000 fényévnyi távolságra fénylik, ami azt jelenti, hogy kb. hétszer van távolabb tőlünk, mint híresebb szomszédja, az M35. Az NGC 2158 Galaxisunk Külső-karjában helyezkedik el. Minthogy csak néhány foknyira található a galaktikus anticentrum irányától, a 16000 fényéves távolság arra utal, hogy nagyon közel kell lennie Galaxi­sunk pereméhez, onnan küldi felénk fényjeleit, akárcsak egy kozmikus világító­torony az intergalaktikus tér partjáról.
 
 
Craig Crossen (Astronomy, 1983 júl, nov.—ford. Mzs)
Felhasznált irodalom: meteor 1997/7-8
 
 
 

Napkelte a Ptolemaeuson

Posted in Észlelési ajánló with tags , on november 13, 2011 by Holdfény-árnyék
 
Egy régi estén az első negyedben lévő Hold felé fordítottam távcsövemet, és meglepetésemre valami olyat láttam, amit addig soha. Pontosan a terminátoron volt a Ptolemaeus óriási gyűrűs hegysége, melynek belsejét hátborzongatóan súrolták a holdbeli hajnal első szürke sávjai. A krátertalaj szürke fénye meglehetősen homályos volt a közeli fényes hegységekhez képest. A napkorong tetejéről érkező, a síkság felszínét súroló első sugarakat láttam. Az, hogy csak a kráterközpont kapott megvilágítást, jól mutatta a holdfelszín görbületét. Ahogy múlt az este, a hegyek árnyékai összeolvadtak, és kelet felé húzódtak,miközben a kráterfenék a hajnalhasadtával kivilágosodott.
 
Ez a ritka megvilágítás olyankor jön létre, amikor a Nap 0°2-kal látszik a holdi horizont fölött a Ptolemaeus középpontjából nézve.
 
 
 
A mellékelt térkép a Lunar and Planetary Laboratory kiadásában megjelent Lunar Quadrant Map részlete. A térképen minden kráter szerepel, melynek van hi­vatalos elnevezése, ill. a 3,2 km-nél nagyobb “névte­len” krátereket betűk je­lölik. Minden betűjelzés egy közeli, névvel rendel­kező alakzathoz kapcsoló­dik. Így pl. a Ptolemaeus alján látható A jelű krá­ter pontos elnevezése Ptolemaeus A, míg a közvetle­nül alatta látható kör a Ptolemaeus B-t jelöli. Vagy pl. a térkép jobb felső sarkában a Lassel fölötti kráterecske a Las­sel B, míg a Lasseltől balra    az   Alpetragius B
látható. Zsúfolt területeken nyilak könnyítik meg a tájékozódást. A dombokat és hegyeket (pontozott vonal) görög betűkkel, míg a rianásokat római számokkal jelölik. Egy 7,5 cm-es távcső szinte minden, a térképen látható alakzatot meg fog mutatni. Szerencsés észlelést!
 
Alan M. Macrobert
Sky and Tel. 1991. június — ford. Kiss L.
 
 
Felhasznált irodalom:meteor 1992/1
 
 
 
 
 
 

Programajánló: A Celestia

Posted in Letöltések on november 11, 2011 by Holdfény-árnyék
 
Szerintem a világ legjobb “űrszimulátor” programja a Celestia! Ez az ingyenes 3D csillagászati program egészen bámulatos utazásokra is lehetőséget ad…elrepülhetünk igen gyors sebességgel naprendszerünk bármelyik bolygójára. Óriásbolygók holdjairól nézve rátekinthetünk –valós időben– saját “anyabolygóikra”. A Holdról visszanézhetünk Földünkre…megtekinthetjük a Holdi horizonton felbukkanó Földet. (Egyszer hagytam felkelni a holdi horizonton a Földet…nagyon érdekes élmény volt,mert mindezt valós időben nézhettem meg.) A programmal nem csak naprendszerünkben barangolhatunk,hanem sokkal távolabb is…halmazokat,galaxisokat nézhetünk meg,forgathatunk el a térben.
Összességében elmondhatom,hogy órákat el lehet vele tölteni. Mindenkinek csak ajánlani tudom!
 
Hivatalos weblap: Itt
Letölthető: innen
 
 
Néhány kép a programról:
 
 
 
 
celestia-Earth_Moon
 
 
Celestia___Mars___Phobos_Deimos
 
Celestia__Jupiter-family
 
Celestia___Hubble-telescope
 
Celestia_M27
 
 
 
 
 
 Visszapillantás az Uránuszról a belső naprendszer felé…mindez valós időben ma kora este…2011 november 11-én.
 
 
 
 

Csillagász autogramm

Posted in Uncategorized on november 11, 2011 by Holdfény-árnyék
 
Néha történnek érdekes egybeesések…Édesapámat az utcán,a mai napon megszólította egy  elsőre is ismerős hang.  A hang tulajdonosa az ismert Csillagász-Űrkutató,Dr Horváth András volt! Valamit keresett a Csillagász,Apum miután útbaigazította a keresett helyszín felé,kapva az alkalmon kért egy aláírást Tőle,melyet szívesen alászignált nekem,mint amatőrcsillagász MCSE tagnak! Ezúton is köszönöm az aláírást Dr Horváth András!
                                                                                                                                                                                    
  
 
 
 
 
 
 
                                                                                                     

Az időszakos holdjelenségek (TLP-k) megfigyelése I-II.

Posted in Észlelési ajánló with tags , on november 9, 2011 by Holdfény-árnyék
 
Az utóbbi évtizedekben az amatörcsillagászok körében — hazánkban és külföldön egyaránt — érezhetően csökken az érdeklődés a rendszeres holdmegfigyelések, és ezen belül a “vulkán-gyanús” kitörések, az időszakos Hold-jelenségek és a változó holdfoltok folyamatos észlelése iránt. Ez azért is igen sajnálatos, mert az úgynevezett időszakos holdjelenségek vagy elterjedt angol rövidítéssel a TLP-k (Transient Lunar Phenomena) folyamatos, gondos ellenőrzése és feltűnésük regisztrálása máig sem veszített fontosságából.
 
A már korábban is sokat vitatott vulkánszerű és más jellegű Hold-jelen­ségekre N. Kozirjev, D. Altér és néhány más észlelő megfigyelései hívták fel a figyelmet 1958/59-ben. Ezek az észlelések ugyanis kétségtelenné tet­ték, hogy számos csillagász korábbi nézetével ellentétben e jelenségek nem pusztán optikai tünemények, hanem valóságos folyamatok, amelyeknek okai a Hold kőzettani, fizikai és szerkezeti sajátosságaiban keresendők. Ezért az Apolló holdexpedíciók idején, 1968-72 közt, az USA űrkutatási és más tudo­mányos intézetei kiterjedt nemzetközi hálózatot építettek ki (számos ta­pasztalt amatőr bevonásával) a párhuzamos földi és “holdközeli” észlelések céljából. Az ún. LION (Lunar International Observers Network = A Hold Nem­zetközi Eszlelő Hálózata) program számos érdekes eredményt hozott, és köze­lebb vitt a holdfizika kérdéseinek tisztázásához. A holdexpedíciók befe­jeztével azonban a hálózat megszűnt.
 
Az alábbi leírással szeretnénk a hazai műkedvelők figyelmét ráirányítani erre a nagy türelmet és erős önkritikát követelő munkára, amely azonban ma is értékes eredményeket hozhat. Kellő számú és folyamatosan dolgozó megfi­gyelő közreműködése esetén módot találunk a külföldi egyesületekkel való együttműködésre. Már itt előrebocsátjuk, hogy a kellő tapasztalat elsajátí­tására legalább fél évet kell szánnunk. E téren előnyben vannak azok a mű­kedvelők, akik eddig is foglalkoztak a holdrészletek észlelésével.
 
 
Időszakos (vulkánszerü) jelenségek a Holdon
 
Szinte már a távcsöves megfigyelések kezdetétől (1610-es évek) vannak fel­jegyzések a Holdon észlelt ‘vulkánkitörésekről”, illetve a sötét oldalon észleit erős fénylésekről. Az egyik legkorábbi ilyen megfigyelés a danzigi Johannes Heveliustól származik 1650-ből, aki éppen erős vörös (!) fénylése miatt nevezte az Aristarchos krátert “Mons Porphyrie”-nek, azaz Vörös Hegy­nek. A 18. sz. második felétől sokan véltek látni vulkáni eredetű fényje­lenségeket a Hold sötét oldalán. Jól ismert, hogy egyes holdkráterek nagy visszaverő sajátságuk révén a hamuszürke fényben többé-kevésbé erős fény­foltnak látszanak, így a “holdvulkánok” megfigyelése részben ennek tulajdo­nítható; ma azonban az is kétségtelen, hogy egyes esetekben reális jelen­ségről lehet beszélni.A múlt század során is nagyszámú szakcsillagász és amatőr vélt alkalmi és helyi változásokat felfedezni a Holdon. Ezeket többnyire holdrengés nyomán bekövetkező vulkáni gáz- és gőzkitörésnek tartották, de pl. W. Pickering növényzet megjelenésével magyarázta őket! Talán ezek az eltúlzott vélekedések is hozzájárultak ahhoz, hogy a századforduló után a csillagászok többsége csak látszólagos változásoknak tartotta az ilyen jelenségeket.
 
Tény, hogy a Hold egyes részletei a megvilágítás szögétől és irányától függően jelentős mértékű fényességváltozást mutat. Mivel ezek a tényezők az egymást követő holdfázisváltozások (lunációk) során nagyjából ismétlődnek, e jelenségek is szabályos periódusban következnek be. Ugyanezt mondhatjuk a holdfelszín egyes pontjain tapasztalható erősebb elsötétedésekre, színár­nyalat-változásokra is. A változó holdfoltok mindenkor a megvilágítás szö­gétől függően mutatkoznak. (Ezek megfigyelése is külön, érdekes program lehet!)
 
A Hold egyes területein (a LION észlelések tanúsága szerint eléggé sok helyen) olyan, hosszabb-rövidebb időtartamú jelenséget is megfigyeltek, amelyek függetlenek a fényváltozástól, illetve a megvilágítás szögétől, és jelentkezésük alkalomszerű. Egyes esetekben az ilyen jelenséget spektroszkopikusan, színszűrőkön át, vagy polarizációs eszközökkel is megfigyelték, és tényleges létezésüket igazolták. Klasszikusnak számít ma már N. Kozirjev vizsgálata az Alphonsus kráter központi kúpjának környezetéről 1958. nov. 4-én. A krátert vizsgálva feltűnt a központi kúp erős kifényesedése, a gyorsan elkészített színképfelvételen pedig feltűntek a kétatomos szénmole­kulák gerjesztési vonalai. Ebből arra következtetett, hogy hideg C. gázki­áramlás zajlott le. Röviddel utóbb a központi kúp elhomályosodott, színe vörössé vált, talán a fellövellt portól. Ugyanebben a kráterben D. Alter már korábban is észlelt a talajt elhomályosító “gázkitörést”.
 
Más jellegű volt az a hidrogénfelhő, amelyet a Lowell Obszervatóriumban figyeltek meg az Aristarchus és Herodctus kráterek környezetében, a “Kobra-fej völgy” nevű holdrianás (törésvonal) mentén 1961-ben. Magában a kráterben A.J. Greenacre és E. Barr egy kicsiny, de feltűnő, mintegy 2,5×19 km méretű foltot észlelt, amely utóbb eltűnt.
 
 
Látható, hogy a TLP-k igen különbözők lehetnek, feltehetően eredetük is helyenként és alkalmanként eltérő. A német J. Classen adatai szerint a 17. sz.-tól 1967-ig 327 időszakos Hold-jelenséget jegyeztek fel. 1968-69 -ben (az Apolló 8-12 holdexpedíciók időszakában; 165-öt, 1970-ben (Apolló-13) 9-et; tehát összesen 501 TLP-t. Ezek többsége a fiatal holdkráterek belsejében, a holdkéreg törései mentén (rianásoknál), valamint a síkságok (ún. mare területek) és a hegyvidék (terra területek) határán jelentkezett.
 
 
A TLP-k típusai
 
Bár a különböző TLP feljegyzések eléggé változatosak, alapvetően két típust különböztethetünk meg:
 
A: Fényjelenségeket,
B: Elhomályosodásokat és sötét foltokat.
 
 
 
A. Fényjelenségek
 
1. Fénylések a sötét oldalon. A legrégebben megfigyelt jelenségek közé tartoznak, többnyire egy-egy kráter fénylését jegyezték fel. Ennél az észlelésnél nagyon gondosan, nagy kritikával kell eljárnunk, mert — főleg kezdetben — a holdfelszín erősen reflektáló területeit könnyen vélhetjük rendkívüli fénylésnek.
 
2. Fénylések a megvilágított féltekén. Kétfajtát tapasztalhatunk: a.) kis kiterjedésű fénylések (pl. kráterek belsejében); b.) nagy kiterjedésű fénylés, krátereken kívül, a Hold medencéiben.
 
A fényléseket a LION hálózat jelkulcsa az angol “Brightening” szó rövidítéséből “BRIGH”-nek jelölte. Egyes esetekben a fénylés lehet lüktető, pulzáló, ekkor PULSE-ként jelöljük. Igen jellegzetesek, de ritkán észleltek a hirtelen felvillanások (“Blincking”-ből “BLINC”), ezek a többnyire kis fénypontok rövid időtartamúak.
 
 
 
B. Elhomályosodások, sötét foltok
 
1. Nagy területet, egy-egy kráter alját, vagy legalábbis a kráter egy részét elborító elhomályosodások aránylag gyakoriak. Az elhomályosodó terület többnyire vörösebbé válik, néha azonban szürkévé.
 
2. Kisebb fényelnyelések (elhomályosodások) a kráterek belsejében,
rianások környezetében jelentkeznek.
 
3. Egészen kis kiterjedésű sötétebb foltok. Váratlanul jelennek meg és
hamar tűnnek el. Színük szürkétől a kéken át a vörösig változik, néha
mozognak is. Kráterek belsejében, repedéseknél jelentkeznek.
 
Az elhomályosodásokat általában az “obscuring” szóból “0BSCU”-nak rövidítik, nagyobb területek homályosodását a “diming”-ből “DIMIN”-nek. A kis színes foltokat néha a “gasoeus” (gáz-szerű) szóból “GASOU”-nak jelzik.
 
 
 
 
A TLP-k megfigyelési módjai
 
Az időszakos holdjelenségek észlelése lényegében abból áll, hogy a Hold előre kiválasztott területeit rendszeresen és gondosan áttanulmányozzuk, és igyekszünk megállapítani, látunk-e valamilyen alkalmi változást. Nagyon jelentősek — gyakorlatilag a megfigyelt TLP-kkel egyenértékűek — az egy-egy területre vonatkozó hosszú idejű negatív adatok is, mivel azt jelzik, hogy az adott területen az általunk használt távcső észlelési lehetőségein belül nem jelentkezett TLP.
 
Maga az észlelési program függ a rendelkezésre álló távcsőtől. Kisebb műszerekkel (6-8 cm-es lencsés, ill. 8-10 cm-es tükrös távcsővel) főként a Hold sötét oldalának fényjelenségeit vizsgálhatjuk eredményesen. A 8-10 cm-es lencsés, ill. 12 cm körüli tükrös műszer azonban már a nappali félteke fényléseinek és a nagyobb kráterek alján jelentkező esetleges elhomályosodásoknak a megfigyelését is megengedi. A 12-15 cm körüli refraktor vagy a 15-20 cm -es reflektor a sötét oldal kis fényfelvillanásainak, vagy a nap­fényben levő félgömb kis területű fényléseinek és elsötétedéseinek megfi­gyelését is lehetővé teszi. A nagyon kis színes foltok (GASOU) megfigyelé­séhez 25 cm-esnél nagyobb műszer célszerű.
A nagyítást (az objektívnyílástól függően) úgy kell megválasztani, hogy az adott légköri viszonyokhoz képest a lehető legnagyobb legyen. Kivétel a sötét oldal fénylő krátercinek megfigyelése. E programnál olyan nagyítást alkalmazzunk, hogy a holdkorong még éppen benne legyen a látómezőben (vagy nagyobb része látható legyen). Ha valóban észlelünk valamilyen változó jelenséget, azt nézzük meg kisebb és nagyobb nagyítással is. Ezzel egyúttal elkerülhetjük, hogy az okulárban keletkező reflex-képet nézzük TLP-nek. Rosszul akromatizált okulárt ne használjunk, a kép színezettsége fénylő gáz-folt benyomását keltheti!
 
 
 
A  gyakoribb TLP-feltünések vidékei
 
A rendszeres megfigyelések során mintegy 70 különböző területen észleltek eddig időszakos Hold-jelenségeket. Megjegyezzük azonban, hogy az észlelése­ket semmi esetre se az ilyen biztos vidékekre koncentráljuk, hanem éppen a kevésbé tanulmányozott Hold-területeket érdemes alaposabb vizsgálat alá venni. Az alábbiakban azonban felsoroljuk azokat a területeket (krátere­ket), amelyeknél  1968 — 71 között TLP-t észleltek.
 
Alphonsus
Appenninek
Arago
Argaeus
Aristarchus
Aristillus
Atlas
Baillaud
Birt
Biot
Candy
Caucasus
Censorinus
Challis
Chevallier
Copernicus
Dionysus
Eratosthenes
Gassendi
Grimaldi
Hercules
Kepler
Langrenius      
Manilius 
M. Crisium
M. Serenitatis 
M. Tranquillitatis
M . Vaporum
Maskelyne
Maurolycus
Mayer, T .
Menelaus
Moretus
Pierce
Piton
Posidonius
Proclus
Ptolemaeus
Ross D
Schröter-völgy
Theophyllus
Tycho
Yerkes
M.  Tranquillitatis D-i pereme
Sinus Aestum pereme
Oceanus Procellarum középső vidéke
M. Nubium Ny-i területe
Sinus Medii Ny-i része 
 
 
 
 
 
 
Az időszakos holdjelenségek (TLP-k) megfigyelése II.
 
 
 
A TLP-k típusai
 
Fénylések a sötét oldalon
Jól ismert jelenség, hogy újhold után, a vékony holdsarló mellett a Földről visszavert napfényben az árnyékban levő holdfélgömb is látható: ez a hamuszürke fény. A hamuszürke fény erőssége a holdfázis növekedésével gyengül, első negyed körül láthatatlanná válik. Fogyó Holdnál viszont az utolsó negyed után jelenik meg, és újholdig folyamatosan erősödik. Attól is függ azonban, hogy a Földről mennyi napfény verődik vissza. Ezért olyan időszakban, amikor a Föld nagy részét felhők borítják, illetve az északi féltekén tél van, az átlagosnál   erősebb lehet.
 
A hamuszürke fényben egyes erősebben reflektáló holdrészletek halványabb vagy erősebb fehér foltként jelentkeznek. Ilyen holdrészlet pl. az Aristarchus és Herodotus, a Kepler, a Copernicus és a Tycho kráterek, de több kisebb terület is van. E kráterek egy része egyúttal TLP jelentkezések színhelye is (Aristarchus, Copernicus stb.).
 
Az észlelés abban áll, hogy távcsövünkkel gondosan megvizsgáljuk a Hold sötét oldalát, nem tűnik-e fel szokatlanul erős fénylés valamelyik területen. Mivel éppen a TLP-ben gyakori vidékek amúgy is kissé fényesebbek a környezetüknél, azt kell megfigyelni, hogy a többi fénylő vidékhez képest nem erősödött-e meg a fénylésük. így pl. az Aristarchus normális körülmények között a hamuszürke fényben ragyogóbb a Keplernél. Ha tehát a Keplert látjuk világosabbnak, akkor valószínűleg TLP jelenséggel van dolgunk.
Ezért jó a nagyítást úgy választani, hogy a teljes Hold, vagy annak nagyobb része a látómezőben legyen. Ekkor ui. összehasonlíthatjuk egymással a fénylő területeket, és feltűnik, ha változást tapasztalunk. Célszerű a fénylést számszerűen is kifejezni, egyúttal a hamuszürke fény erősségét is ugyanilyen skálafokozatokkal jelölhetjük:
 
 
Hamuszürke fénylés                  Skálafokozat          Fénylő kráter
 
Nem látszik                                         0                 Nem látszik
 
Igen gyenge,kétséges                         0+               Láthatóság kétséges 
 
Biztosan látszik,gyengén                     1                 Látszik de gyenge
 
Jól látszik                                           1+               Bizonyosan látszik
Erős,a Mare-k
részletei is kivehetők                          2                 Feltűnő,erős
 
 
 
 
Érdemes diagramban is ábrázolni, hogy milyen erősségű hamuszürke fénynél mekkora az egyes világosabb kráterek skálaértéke. Ha ettől eltérő egy-egy észlelés adata, akkor legalábbis gyanús, hogy TLP-t észleltünk. Átvizsgálhatjuk a sötét oldalt az első negyed után is, amikor már a hamuszürke fény nem látszik. Ekkor egy-egy fényjelenség még biztosabban TLP-nek ítélhető. Mindenképpen szánjunk azonban 2-3 hónapot arra, hogy alaposéin megismerjük a sötét féltekét is!
 
 
 
Fénylések a világos oldalon
 
A napsütötte holdféltekén jelentkező fénylések észlelése nagyobb műszert és nagyobb gyakorlatot kíván. Elsősorban célszerű kiválasztani néhány területet, amelyet rendszeresen és gondosan átvizsgálunk. Holdtérkép alapján kijelölünk egy-egy vidéket a holdkorong nyugati, középső és keleti részén, így minden megvilágításnál találunk átvizsgálható területet. Kezdetben ez a terület ne legyen nagyobb 10×10 holdrajzi szélességi és hosszúsági foknál (síkságon lehet nagyobb, hegyvidéken kisebb). Később, kellő gyakorlatot szerezve, nagyobb területet, illetve több előre kijelölt vidéket is programba vehetünk.
 
Ezeket a területeket mindenekelőtt alaposan ismerjük meg, és 2-3 lunáción (fényváltozási perióduson) át kísérjük figyelemmel, attól az időszaktól kezdve, hogy a napsugarak először világítják meg, egészen napnyugtáig. Különösen a felület kisebb fénylő és sötét foltjait ismerjük meg alaposan. Célszerű a holdtérképből kinagyítva ezt a vidéket lerajzolni, majd a rajzon bejelölni, hogy különböző megvilágítás mellett hol tűntek fel fénylő foltok és hol láttunk sötétebb területeket megjelenni. Azt is jelezzük, milyen korú volt a Hold a feltűnésnél, ill. eltűnésnél.
 
 
Ezt az alapos “terepismeretet” a fénylések és elhomályosodások megfigye­lése érdekében egyaránt el kell sajátítanunk. Amikor már eléggé megismertük a kiválasztott területeket, a megfigyelések során időről időre alaposan vizsgáljuk át gondosan ezeket a vidékeket. Kisebb nagyítást alkalmazva azt figyeljük, hogy egyes kráterek belső felszíne és falai mutatnak-e fényesedést. Ugyanígy érdemes nagyobb nagyítás mellett megvizsgálni a rianá­sok környékét is, mivel fényesedések ezeken a részeken is jelentkezhetnek. Egyazon részleteket óránként, és esetleg sűrűbben is érdemes újból és újból áttekinteni.Nagyobb területek esetleges kifényesedését fényképezéssel és kék szín­szűrő alkalmazásával lehet leginkább érzékelni. Természetesen figyelembe kell venni, hogy egyazon terület fényessége a megvilágítás szögétől függően változhat. Ezért csak az azonos megvilágítási szögnél (holdfázisnál) ké­szült képeket lehet egymással jól összehasonlítani.
 
Fényjelenségek észlelésénél két gyakori hibaforrással kell számolnunk. Az egyik az, hogy az árnyékhatár közelében a Nap megvilágítja a még, illetve már sötét oldalon levő hegyek csúcsait, és azok fénylő pontokként csillannak meg a holdbeli éjszakában. Ezt a helyzetet holdtérképpel és hosszabb megfigyelési idővel tudjuk ellenőrizni. A másik megtévesztő jelenség akkor tűnik fel, amikor egy kráterfalnak a síkságra vagy egy másik kráterre vetett árnyékában két csúcs között valamilyen mélyebb részen átvilágít a napfény. Erről is térképen, ill. megfigyeléssel szerezhetünk bizonyosságot.
 
 
A kis kiterjedésű vagy pontszerű fényléseket gyakran szokták a csillagok fényéhez hasonlítani és magnitúdó”-val jellemezni. (ALPO skála). Bár az ilyen fényességjelölésnek nincs tényleges értéke, mégis alkalmazhatjuk. Célszerűbb és pontosabb azonban, ha valamely fényes holdrészlethez hasonlítjuk a fényjelenséget. A holdfelszín relatív intenzitás-skálájára a későbbiekben még kitérünk.
 
 
 
 
Elhomályosodások a Holdon
 
Egyes holdterületek, főként a kráterek aljának időszakos elhomályosodásához ugyanolyan észlelési előkészületeket kell tennünk, mint a fényjelenségek megfigyelése esetében. Alaposan meg kell ismerni az előre kijelölt hold­részleteket, és azok periodikus (megvilágítástól függő) árnyalatváltozása­it figyelemmel kísérve térképre jelöljük be. Néhány lunáció alatt eléggé megismerhető a meghatározott holdrészlet látszólagos változása, és feltű­nik, ha a rendszeres intenzitásváltozástól eltérő sötétedés jelentkezik.
 
Elsősorban ugyancsak néhány nagyobb kráter alját érdemes figyelemmel kísérni. Az árnyalatokat többféle skálával is jellemezhetjük, ezek a skálák éppen úgy alkalmasak az elhomályosodások jelzésére, mint a fényesedések feltüntetésére. A Schmidt-féle skála fokozatai a következők: 0= az árnyékok fekete színe;. 1-3= sötétszürke; 4-5= világosszürke; 6-7= világos, közel fehér; 8-10= fehér, ragyogó fehér. Lényegében hasonló a Klein-féle skála is, ahol ugyancsak 0 az árnyék fekete színe, 10 az Aristarchus központi kúpjának fehér színe.
 
 
A megfigyelés itt is abból áll, hogy a kiválasztott területet gondosan és több ízben is átvizsgáljuk. A megengedhető legnagyobb nagyítással alaposan nézzük meg a kráterek alját, esetleg a központi kúp környékét is.Az elhomályosodás megfigyelésénél fellépő egyik gyakori hibaforrás, hogy kis távcsövet alkalmazva a gyengébb felbontás mellett lapos megvilágítási szögnél egyes helyeken az árnyékok összefolynak, és az egész felületnek a valóságosnál sötétebb árnyalatot adnak. Ezt legfeljebb nagyobb műszerrel végzett ellenőrző észleléssel lehetne kiküszöbölni. Mindenesetre ez a jelenség azonos megvilágítási szög mellett ismétlődik, tehát több lunáción át is ellenőrizhető.
 
 
 
 
Kisebb sötét foltok
 
Megfigyelésük többnyire véletlenszerű, bár elsősorban olyan helyeken jelentkeznek, ahol másféle TLP jelenséget is tapasztaltak. Többnyire fiatal kráterekben, rianások környékén, a hegyvidék peremén észlelnek ilyen foltokat. Megfigyelésükhöz nagyobb méretű távcső kell. Jobbára sötét foltnak látszanak, néha azonban vöröses, barnás, kékes árnyalatúak. Élettartamuk rövid.
 
A legnagyobb hibaforrás a holdfelszín kisebb egyenetlenségeiből ered: az apróbb-nagyobb dombok, kiemelkedések rövid vetett árnyéka igen hasonló a gáz-foltokéhoz. Pontos ellenőrzési lehetőséget az nyújt, ha a következő, hasonló értékű megvilágítási szögnél újból megvizsgáljuk ugyanazt a területet. Itt jegyezzük meg, hogy ha valahol bármilyen TLP-gyanús jelenséget észlelünk, a következő azonos fázisnál feltétlenül vizsgáljuk meg ugyanazt a területet.
Az azonos holdfázis azonban néha önmagában nem elegendő, mert a Hold librációja is befolyásolja egy-egy meghatározott pont megvilágítási szögét. Ezért az észlelés idejére a librációs értékeket is mindig vegyük figyelembe.
 
Végül ne hagyjuk figyelmen kívül a földi légkör állapotát, amely nagyon erősen befolyásolhatja a megfigyelések megbízhatóságát. Az erős szcintilláció okozta rezgés néha megdöbbentően megváltoztathatja egy-egy hold-vidék látszólagos finomabb szerkezetének jellegét.
 
 
 
Az adatok feljegyzése
 
Az időszakos jelenségek megfigyelése időigényes munka. Egy-egy észlelési napon a kijelölt terület(ek)et többször is vizsgáljuk át. Néhány nagyobb, gyakori TLP feltűnést mutató krátert folyamatosan, hosszabb ideig is észlelhetünk.Az észleléseket legjobb külön megfigyelési naplóba feljegyezni, és ennek alapján kitölteni az egyes észlelési lapokat. Negatív eredménynél (nincs TLP) elegendő az egyes észlelési napokról egy űrlapot kitölteni, pozitív megfigyelésnél minden TLP adatról külön kell űrlapot készíteni.
 
A pozitív észlelések adatai: 1. Dátum (év, hó, nap). 2. A jelenség kezdetének időpontja (óra, perc UT-ben). 3. A jelenség végének időpontja ugyanígy. Ha a jelenség elejét vagy végét nem láttuk, azt kell felírni, hogy mikor pillantottuk meg először és mikor láttuk utoljára. 4. Az objektum, terület megnevezése (holdtérkép alapján; pl. a kráter neve). 5. Szelenografikus szélesség. 6. Szelenografikus hosszúság (holdtérkép alapján). 7. A jelenség megnevezése (fénylés a sötét oldalon, fénylés a világos oldalon, elhomályosodás, gáz-folt, pulzáló fénylés stb., ill. ezek angol rövidítése). 8. Az észlelő neve. 9. Az intézmény neve (vagy az amatőr megfigyelőhelye). 10. és 11. A megfigyelőhely földrajzi koordinátái (nem feltétlenül kell). 12. Az észlelés módszere (vizuális, vizuális színszűrővel, fotografikus, fotó szűrővel, spektrális, fotometrikus stb.). 13. A műszer adatai (átmérő, fókusz, nagyitás(ok), refraktor, reflektor, típus, fotónál a fényérzékeny anyag adatai is). 14. Részletes leírás. 15. A légkör állapota.
 
Negatív adatoknál az észlelés kezdetét és végét kell feltüntetni, valamint azt, hogy ebben az időközben milyen sűrűn vizsgáltuk meg a kijelölt vidékeket. Minden esetben részletesen kell jelezni a zavaró tényezőket, valamint ha adataink valamiért bizonytalanok.
 
I. BARTHA LAJOS
 
 

Felhasznált irodalom: meteor 1992/10     1992/11

 
 
%d blogger ezt kedveli: