PERSONAL ELEMENTS
GEMINI
ALPHA: Name CASTΟR, “The Horseman“. The 23rd brightest star in the sky; magnitude 1.59; spectrum A1 V and A5. Opposition date is about January 12.
Castor is located at a distance of 45 light years and has a total luminosity of about 36 times that of our Sun.
This star is probably the finest double in the north sky for fair- sized glass.
It was probably resolved first by G.D. Cassini as early 1678, but not re-discovered until J. Bradley began his series of measurements in March 1718. In the years between 1719 and 1759, a change of about 300 was noted in the PA (Position Angle).
In 1803, Sir William Herschel announced that the components form a system in which the two stars are gravitationally connected and revolve about each other in space. According to R.H. Allen, however, this possibility had been suggested by the Reverend John Michell as early as 1767.
Castor, in any case, was the first true physical binary to be recognized, and the first object beyond our own Solar System in which the force of gravitation was shown to be operating, as it does in the planetary system.
The two stars visible in the amateur telescope, Castor A and B, are magnitudes 2.0 and 2.8; their period of revolution is about 4 centuries and their mean separation approximately 90 AU or about 8.4 billion miles, a little more than the distance across the entire Solar System. The pair was widest (6.5΄΄) in 1880; they have since been slowly closing their separation toward a minimum of about 1965. The exact period and orbital elements are not precisely determined. In most current texts, the period of 380 years, derived by K.A. Strand some 30 years ago, is still quoted; more recent calculations by P. Muller (1956) and W. Rabe (1958) are compared in the following table.
ALPHA: Name CASTΟR, “The Horseman“. The 23rd brightest star in the sky; magnitude 1.59; spectrum A1 V and A5. Opposition date is about January 12.
Castor is located at a distance of 45 light years and has a total luminosity of about 36 times that of our Sun.
This star is probably the finest double in the north sky for fair- sized glass.
It was probably resolved first by G.D. Cassini as early 1678, but not re-discovered until J. Bradley began his series of measurements in March 1718. In the years between 1719 and 1759, a change of about 300 was noted in the PA (Position Angle).
In 1803, Sir William Herschel announced that the components form a system in which the two stars are gravitationally connected and revolve about each other in space. According to R.H. Allen, however, this possibility had been suggested by the Reverend John Michell as early as 1767.
Castor, in any case, was the first true physical binary to be recognized, and the first object beyond our own Solar System in which the force of gravitation was shown to be operating, as it does in the planetary system.
The two stars visible in the amateur telescope, Castor A and B, are magnitudes 2.0 and 2.8; their period of revolution is about 4 centuries and their mean separation approximately 90 AU or about 8.4 billion miles, a little more than the distance across the entire Solar System. The pair was widest (6.5΄΄) in 1880; they have since been slowly closing their separation toward a minimum of about 1965. The exact period and orbital elements are not precisely determined. In most current texts, the period of 380 years, derived by K.A. Strand some 30 years ago, is still quoted; more recent calculations by P. Muller (1956) and W. Rabe (1958) are compared in the following table.
_____________Period___Semi-major axis__Eccentricity______Periastron
K.A. Strand____ 380 years___ 5.941΄΄ ______0.37 _____________1968.8
P. Muller ______511 years___ 7.370΄΄ ______0.36 _____________1950.6
W. Rabe ______420 years ___6.295΄΄______ 0.33_____________ 1965.3
P. Muller ______511 years___ 7.370΄΄ ______0.36 _____________1950.6
W. Rabe ______420 years ___6.295΄΄______ 0.33_____________ 1965.3
The orbital motion is retrograde, with an inclination of about 1150, or about 250 from the edge-on position. A third faint star (Castor C) accompanies the main pair at a separation of 72.5΄΄ in PA 1640. It is magnitude 9.1 and is in slow orbital revolution around the rest of the system in a period probably exceeding 10,000 years.The interesting fact about Castor is that each of three visible stars is itself a spectroscopic binary; the entire system of six components forming one of the most remarkable examples of a multiple star in the heavens.
Robert Burnham, Jr.
Burnham’s Celestial Handbook, Volume Two.
Orbital Elements for Software Packages
This page lists links to orbital elements suitable for loading into various planetarium-type/sky simulation software packages. At present, the following packages are supported:- MPC format
- SkyMap (SkyMap Software)
- Guide (Project Pluto)
- xephem (E. Downey)
- Home Planet (J. Walker)
- MyStars! (Relative Data Products)
- TheSky (Software Bisque)
- Starry Night (Sienna Software)
- Deep Space (D. S. Chandler)
- PC-TCS (D. Harvey)
- Earth Centered Universe (Nova Astronomics)
- Dance of the Planets (ARC)
- MegaStar V4.x (E.L.B. Software)
- SkyChart III (Southern Stars Software)
- Voyager II (Carina Software)
- SkyTools (CapellaSoft)
- Autostar (Meade Instruments)
IAU Minor Planet Center
The Outer Solar System
This animation shows the motions of objects in the outer solar system, beyond the orbit of Jupiter, over a 100-year period at 200-day intervals. The orbits and current locations of the Jovian planets (Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune) are shown. The current location of Pluto is indicated by the large white crossed circle. High-eccentricity objects are shown with cyan triangles, Centaurs as orange triangles, Plutinos as white circles, "Classical" TNOs as red circles and Scattered-Disk Objects as magenta circles.
This animation shows the motions of objects in the outer solar system, beyond the orbit of Jupiter, over a 100-year period at 200-day intervals. The orbits and current locations of the Jovian planets (Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune) are shown. The current location of Pluto is indicated by the large white crossed circle. High-eccentricity objects are shown with cyan triangles, Centaurs as orange triangles, Plutinos as white circles, "Classical" TNOs as red circles and Scattered-Disk Objects as magenta circles.
NOTE: The strange behavior exhibited by the comets (a general heading inwards prior to the mid 1990s and a general heading outwards post 2000) is a consequence of plotting only those comets currently observable (as of mid 2002). Around this date, all of the long-period comets would have been at or near perihelion. Fifty years either side of this date they are all far from the sun. If the full cometary catalogue had been plotted, this effect would not be so noticeable as there would be inbound and outbound comets visible on each pre-2002 frame.
This animation (prepared 2002 July 31) is available as:
A newer version (prepared 2011 April 17) is available as:
How to Estimate a Comet's Brightness
Judging the magnitude of a comet is not straightforward.
by John E. Bortle
Comets are notorious for not following predictions, but even judging the magnitude of a bright comet that's right in front of you is not straightforward.
Stellar magnitude estimates made by long-time variable-star observers often agree to within 0.1 or 0.2 magnitude. These observers are comparing stars with stars. But a comet's coma or head may be anywhere from a few arcminutes to a degree or more in size. Because comets appear radically different from the pointlike stars used for brightness comparisons, determining a comet's integrated (total) magnitude is far more difficult.
For centuries the reported magnitudes of naked-eye comets were very ambiguous. Often they seem to refer to the brightness of the intense nuclear condensation — the strong, sometimes starlike feature seen at the heart of the coma. As such, the total brightness of the comet's head was usually underestimated. Not until the turn of the century were satisfactory visual methods developed for determining the brightness of extended objects.
As with variable stars, ascertaining a comet's brightness requires two comparison stars of known magnitude — one slightly brighter than the comet and the other slightly fainter. It helps greatly if they are all in the same field of view and at a similar altitude above the horizon to avoid errors caused by atmospheric extinction.
Listed, on the next, are five widely recognized methods used by amateurs to estimate a comet's integrated brightness. Each has its faults, but all (except perhaps the last one) will give acceptably accurate results if carefully employed.
Secrets of High-Power Comet Observing
Here's what to look for before going to the eyepiece.
by Stephen James O'Meara
Before Comet Hyakutake (C/1996 B2) leapt high across the celestial stage in the spring of 1996, humankind had not seen a great comet for 20 years. Anyone who was under a dark sky will not soon forget how the comet gradually unfurled its tail — a long, ghostly banner of blue light — that ultimately traversed half the night sky. The unexpected splendor of Hyakutake's tail caused many of us to push aside the telescope and marvel at the phenomenon with the unaided eye. It seemed as if we had forgotten how beautiful a comet can be.
Yet the tail was only a part — albeit a big part — of the comet's spectacular close approach to Earth. Indeed, observers who found time to glimpse Hyakutake's bright head under high magnification were rewarded by dynamic displays of Sunward jets and a tailward spine. Then, all too soon, the comet and all it had offered faded into the twilight glow. Who really had time to fathom the dynamic action going on close to the comet's nucleus when so grand a sight was before us?
Fortunately, another bright comet, Hale-Bopp (C/1995 O1), arrived, and remained visible to the naked eye for months, not days. Amateurs with even small telescopes had an opportunity to probe this comet's nuclear regions and see some of its most secretive details.
A comet is a whimsical creature. Its behavior mimics that of a cat, being largely independent of our will and wishes. Yet Hale-Bopp was a splendid telescopic sight during the summer of 1996, some nine months before the peak of its display. By then a vast array of jets spewed dust and gas from a seemingly pulsating nucleus. Multiple parabolic hoods surrounded the inner coma, and a needlelike spine occasionally appeared in the antisolar direction. Such features are sometimes fleeting, sometimes dramatic. They go through cycles of brightness and periodically have odd appearances.
The clarity of the features in Hale-Bopp's head was outstanding by historic standards. Comet expert John Bortle notes that only a handful of bright comets in the last century have displayed such distinct, near-nuclear structure — particularly when more than 0.75 astronomical unit (110 million kilometers) from the Sun. Yet Hale-Bopp even displayed conspicuous structure when more than 4 a.u. out!
Judging the magnitude of a comet is not straightforward.
by John E. Bortle
Comets are notorious for not following predictions, but even judging the magnitude of a bright comet that's right in front of you is not straightforward.
Stellar magnitude estimates made by long-time variable-star observers often agree to within 0.1 or 0.2 magnitude. These observers are comparing stars with stars. But a comet's coma or head may be anywhere from a few arcminutes to a degree or more in size. Because comets appear radically different from the pointlike stars used for brightness comparisons, determining a comet's integrated (total) magnitude is far more difficult.
For centuries the reported magnitudes of naked-eye comets were very ambiguous. Often they seem to refer to the brightness of the intense nuclear condensation — the strong, sometimes starlike feature seen at the heart of the coma. As such, the total brightness of the comet's head was usually underestimated. Not until the turn of the century were satisfactory visual methods developed for determining the brightness of extended objects.
As with variable stars, ascertaining a comet's brightness requires two comparison stars of known magnitude — one slightly brighter than the comet and the other slightly fainter. It helps greatly if they are all in the same field of view and at a similar altitude above the horizon to avoid errors caused by atmospheric extinction.
Listed, on the next, are five widely recognized methods used by amateurs to estimate a comet's integrated brightness. Each has its faults, but all (except perhaps the last one) will give acceptably accurate results if carefully employed.
Secrets of High-Power Comet Observing
Here's what to look for before going to the eyepiece.
by Stephen James O'Meara
Before Comet Hyakutake (C/1996 B2) leapt high across the celestial stage in the spring of 1996, humankind had not seen a great comet for 20 years. Anyone who was under a dark sky will not soon forget how the comet gradually unfurled its tail — a long, ghostly banner of blue light — that ultimately traversed half the night sky. The unexpected splendor of Hyakutake's tail caused many of us to push aside the telescope and marvel at the phenomenon with the unaided eye. It seemed as if we had forgotten how beautiful a comet can be.
Yet the tail was only a part — albeit a big part — of the comet's spectacular close approach to Earth. Indeed, observers who found time to glimpse Hyakutake's bright head under high magnification were rewarded by dynamic displays of Sunward jets and a tailward spine. Then, all too soon, the comet and all it had offered faded into the twilight glow. Who really had time to fathom the dynamic action going on close to the comet's nucleus when so grand a sight was before us?
Fortunately, another bright comet, Hale-Bopp (C/1995 O1), arrived, and remained visible to the naked eye for months, not days. Amateurs with even small telescopes had an opportunity to probe this comet's nuclear regions and see some of its most secretive details.
A comet is a whimsical creature. Its behavior mimics that of a cat, being largely independent of our will and wishes. Yet Hale-Bopp was a splendid telescopic sight during the summer of 1996, some nine months before the peak of its display. By then a vast array of jets spewed dust and gas from a seemingly pulsating nucleus. Multiple parabolic hoods surrounded the inner coma, and a needlelike spine occasionally appeared in the antisolar direction. Such features are sometimes fleeting, sometimes dramatic. They go through cycles of brightness and periodically have odd appearances.
The clarity of the features in Hale-Bopp's head was outstanding by historic standards. Comet expert John Bortle notes that only a handful of bright comets in the last century have displayed such distinct, near-nuclear structure — particularly when more than 0.75 astronomical unit (110 million kilometers) from the Sun. Yet Hale-Bopp even displayed conspicuous structure when more than 4 a.u. out!
Five Methods to Estimate a Comet's Brightness
In order of common usage, the five methods are:
Sidgwick's method.
This is the most widely used procedure, popularized by J. B. Sidgwick within the British Astronomical Association in the 1950s. Here the observer carefully memorizes the brightness and size of the in-focus comet. The instrument is then racked out of focus until the images of the comparison stars have the same diameter as that of the in-focus coma. The observer then judges the recalled brightness of the comet relative to the defocused stars. Typically, you need several tries before arriving at a definite brightness value. This method works very well for diffuse comets. However, it is difficult to apply to those comets (like Hale-Bopp) that appear strongly condensed (concentrated toward the center). Defocused stars look "flat," while the brightness of an in-focus comet changes markedly from the pseudonucleus outward.
Bobrovnikoff's method.
This is usually credited to Nicholas T. Bobrovnikoff but apparently was devised decades earlier. The comet and comparison stars are defocused simultaneously to such a large extrafocal diameter that they can be compared directly with one another. In the case of a bright naked-eye comet, eyeglass wearers can often simply remove their glasses to create the desired effect. Bobrovnikoff's procedure is certainly the easiest to master. It also works best for highly condensed objects like Hale-Bopp, since it smoothes out the coma's steep brightness gradient. Very diffuse objects, on the other hand, can be significantly underestimated in brightness using this method.
Beyer's method.
Devised by Max Beyer, one of the foremost amateur astronomers of the 20th century, this method is similar to Bobrovnikoff's but takes the extrafocal procedure to a more extreme level. To work effectively, the comet's head must be defocused to many times its in-focus diameter. The instrument is racked out of focus until the comet and stars begin to disappear into the sky background. Their order of disappearance is then noted. If a given star disappears before the comet does, it must necessarily be fainter, and vice versa. Measuring disappearance increments between the stars and comet as you turn the focuser allows you to obtain a magnitude value. Beyer's method works best for highly condensed objects of fairly small diameter but is unsuited to very diffuse comets.
Morris's method.
Independently formulated by Charles Morris and Stephen James O'Meara in the early 1970s, this procedure was developed to bridge the perceived gap between the Sidgwick and Bobrovnikoff methods when the coma appears moderately condensed. The comet is put slightly out of focus, just enough to "flatten" the brightness profile and make it easier to determine the comet's average surface brightness. This brightness is then memorized, as well as the out-of-focus diameter. The comparison stars are then defocused to the same out-of-focus diameter. Some observers consider this procedure more difficult to master than the others.
The in-focus method was used for centuries.
With the unaided eye one simply attempts to compare the brightness of the comet with the surrounding stars, all in focus. As noted earlier, unless the coma is extremely compact and starlike, this will underestimate its brightness. However, if done in conjunction with one of the other, more appropriate methods, it will provide a magnitude value roughly comparable to those obtained for pre-20th-century comets. Thus it helps calibrate the true brightnesses of earlier, historically interesting objects.
As readers can imagine, the visual measurement of cometary brightness has a highly convoluted history. For a most interesting and detailed account of its development, see the article by Green in the October 1996 International Comet Quarterly. An explanation on how to correct magnitude estimates for atmospheric extinction and how to estimate the coma's degree of condensation are given in the July 1992 and July 1995 ICQ, respectively.
In order of common usage, the five methods are:
Sidgwick's method.
This is the most widely used procedure, popularized by J. B. Sidgwick within the British Astronomical Association in the 1950s. Here the observer carefully memorizes the brightness and size of the in-focus comet. The instrument is then racked out of focus until the images of the comparison stars have the same diameter as that of the in-focus coma. The observer then judges the recalled brightness of the comet relative to the defocused stars. Typically, you need several tries before arriving at a definite brightness value. This method works very well for diffuse comets. However, it is difficult to apply to those comets (like Hale-Bopp) that appear strongly condensed (concentrated toward the center). Defocused stars look "flat," while the brightness of an in-focus comet changes markedly from the pseudonucleus outward.
Bobrovnikoff's method.
This is usually credited to Nicholas T. Bobrovnikoff but apparently was devised decades earlier. The comet and comparison stars are defocused simultaneously to such a large extrafocal diameter that they can be compared directly with one another. In the case of a bright naked-eye comet, eyeglass wearers can often simply remove their glasses to create the desired effect. Bobrovnikoff's procedure is certainly the easiest to master. It also works best for highly condensed objects like Hale-Bopp, since it smoothes out the coma's steep brightness gradient. Very diffuse objects, on the other hand, can be significantly underestimated in brightness using this method.
Beyer's method.
Devised by Max Beyer, one of the foremost amateur astronomers of the 20th century, this method is similar to Bobrovnikoff's but takes the extrafocal procedure to a more extreme level. To work effectively, the comet's head must be defocused to many times its in-focus diameter. The instrument is racked out of focus until the comet and stars begin to disappear into the sky background. Their order of disappearance is then noted. If a given star disappears before the comet does, it must necessarily be fainter, and vice versa. Measuring disappearance increments between the stars and comet as you turn the focuser allows you to obtain a magnitude value. Beyer's method works best for highly condensed objects of fairly small diameter but is unsuited to very diffuse comets.
Morris's method.
Independently formulated by Charles Morris and Stephen James O'Meara in the early 1970s, this procedure was developed to bridge the perceived gap between the Sidgwick and Bobrovnikoff methods when the coma appears moderately condensed. The comet is put slightly out of focus, just enough to "flatten" the brightness profile and make it easier to determine the comet's average surface brightness. This brightness is then memorized, as well as the out-of-focus diameter. The comparison stars are then defocused to the same out-of-focus diameter. Some observers consider this procedure more difficult to master than the others.
The in-focus method was used for centuries.
With the unaided eye one simply attempts to compare the brightness of the comet with the surrounding stars, all in focus. As noted earlier, unless the coma is extremely compact and starlike, this will underestimate its brightness. However, if done in conjunction with one of the other, more appropriate methods, it will provide a magnitude value roughly comparable to those obtained for pre-20th-century comets. Thus it helps calibrate the true brightnesses of earlier, historically interesting objects.
As readers can imagine, the visual measurement of cometary brightness has a highly convoluted history. For a most interesting and detailed account of its development, see the article by Green in the October 1996 International Comet Quarterly. An explanation on how to correct magnitude estimates for atmospheric extinction and how to estimate the coma's degree of condensation are given in the July 1992 and July 1995 ICQ, respectively.
The astronomical magnitude scale.
The scale below is given as an instructive tool, to give a general idea of how the magnitude scale works. The scale below is intended to be roughly visual; the human eye's (dark-adapted) detection efficiency peaks around 495 nanometers, while the formal photoelectric V peak (a filtered band intended to be close to visual) is around 550 nm; CCDs tend to peak around 700 nm. The examples are given for integer values are not "exact", in that celestial objects are often measured to a precision or 0.1 or 0.01 magnitude; for example, Sirius shines at V = -1.47 (Yale Bright Star Catalogue), and the planet Venus varies in brightness generally from magnitude -4.5 to -3.7. Note that a comet of magnitude 5 will not be as easy to see as a star of magnitude 5, because that same amount of brightness that is concentrated in a point for the star is spread out over a region of the sky for a diffuse comet with a relatively-large coma.
Magnitude Needed to see an object of this brightness*
Examples
-26m : the sun
-13m : full moon
-6m : crescent moon
-4m : naked eye: easy even from large cities planet Venus
-2m : naked eye planet Jupiter
-1m : naked eye brightest star, Sirius; totally-eclipsed moon; C/1995 O1 (Hale-Bopp) near peak
0 m : naked eye: difficult if near bright summer evening star artificial lights but generally Vega; C/1996 B2 visible even from large cities (Hyakutake) at peak
+1m : naked eye: brilliant as seen from planet Saturn dark, rural areas
+2m : naked eye: difficult but visible from stars of Big Dipper small cities and suburbs; diffuse Halley's comet in objects such as comets may require 1986 near peak small binoculars from urban areas
+3m : naked eye: rural, suburban, small city faintest naked-eye binoculars: bright, urban areas stars visible fromνmany smaller cities/inner suburbs;
+4m : naked eye: (outer) suburbs faintest naked-eye binoculars: cities (stars), suburban stars visible from areas (diffuse objects such as comets) many smaller cities/(outer) suburbs
+5m : generally binocular objects from urban moons of Jupiter and suburban areas; faintest naked-eye stars visible from "dark" rural areas located some 40 miles (60 km) from major cities
+6m : binocular objects from suburban areas; planet Uranus faintest naked-eye stars visible from"dark" rural areas located some 100 miles (150 km) from major cities
+7m : binoculars; faintest naked-eye stars brightest minor visible from "dark" rural areas planet (asteroid) located some 140 miles (200 km) from and about 1-2 major cities and some 30 miles (50 km) comets each year from nearest town of population 5000 or so
+8m : binocular objects; from urban areas, such planet Neptune objects may only be visible with small telescopes
+10m : from dark sky, objects visible with at any given 20x80 binoculars; from brighter sites, time, there are a larger telescope is needed usually a couple of comets this bright
+11m : general limiting visual brightness# of comets with a 15-cm-aperture reflector
+12m : general limiting visual brightness# of at any given time, comets with a 20-cm-aperture reflector there are usually a half dozen comets this bright
+13m : general limiting visual brightness# of comets with a 25-cm-aperture reflector
+14m : general limiting visual brightness# of Pluto at its brightest stars with a 20-cm-aperture reflector
+15m : general limiting visual brightness# of comets with a 50-cm-aperture reflector
+19m : general limiting photographic brightness#of comets with a 50-cm-aperture
reflector
+21m : general limiting brightness of stars with a 60-cm-aperture reflector + CCD
+22m : general limiting brightness# of comets with a CCD and 150-cm-aperture reflector
* naked-eye viewing assumes 20-20 vision (corrected or uncorrected)
# from a dark, rural site; "visual" as compared to "photographic" or
"CCD-detected"; "reflector" means "reflecting telescope"
The scale below is given as an instructive tool, to give a general idea of how the magnitude scale works. The scale below is intended to be roughly visual; the human eye's (dark-adapted) detection efficiency peaks around 495 nanometers, while the formal photoelectric V peak (a filtered band intended to be close to visual) is around 550 nm; CCDs tend to peak around 700 nm. The examples are given for integer values are not "exact", in that celestial objects are often measured to a precision or 0.1 or 0.01 magnitude; for example, Sirius shines at V = -1.47 (Yale Bright Star Catalogue), and the planet Venus varies in brightness generally from magnitude -4.5 to -3.7. Note that a comet of magnitude 5 will not be as easy to see as a star of magnitude 5, because that same amount of brightness that is concentrated in a point for the star is spread out over a region of the sky for a diffuse comet with a relatively-large coma.
Magnitude Needed to see an object of this brightness*
Examples
-26m : the sun
-13m : full moon
-6m : crescent moon
-4m : naked eye: easy even from large cities planet Venus
-2m : naked eye planet Jupiter
-1m : naked eye brightest star, Sirius; totally-eclipsed moon; C/1995 O1 (Hale-Bopp) near peak
0 m : naked eye: difficult if near bright summer evening star artificial lights but generally Vega; C/1996 B2 visible even from large cities (Hyakutake) at peak
+1m : naked eye: brilliant as seen from planet Saturn dark, rural areas
+2m : naked eye: difficult but visible from stars of Big Dipper small cities and suburbs; diffuse Halley's comet in objects such as comets may require 1986 near peak small binoculars from urban areas
+3m : naked eye: rural, suburban, small city faintest naked-eye binoculars: bright, urban areas stars visible fromνmany smaller cities/inner suburbs;
+4m : naked eye: (outer) suburbs faintest naked-eye binoculars: cities (stars), suburban stars visible from areas (diffuse objects such as comets) many smaller cities/(outer) suburbs
+5m : generally binocular objects from urban moons of Jupiter and suburban areas; faintest naked-eye stars visible from "dark" rural areas located some 40 miles (60 km) from major cities
+6m : binocular objects from suburban areas; planet Uranus faintest naked-eye stars visible from"dark" rural areas located some 100 miles (150 km) from major cities
+7m : binoculars; faintest naked-eye stars brightest minor visible from "dark" rural areas planet (asteroid) located some 140 miles (200 km) from and about 1-2 major cities and some 30 miles (50 km) comets each year from nearest town of population 5000 or so
+8m : binocular objects; from urban areas, such planet Neptune objects may only be visible with small telescopes
+10m : from dark sky, objects visible with at any given 20x80 binoculars; from brighter sites, time, there are a larger telescope is needed usually a couple of comets this bright
+11m : general limiting visual brightness# of comets with a 15-cm-aperture reflector
+12m : general limiting visual brightness# of at any given time, comets with a 20-cm-aperture reflector there are usually a half dozen comets this bright
+13m : general limiting visual brightness# of comets with a 25-cm-aperture reflector
+14m : general limiting visual brightness# of Pluto at its brightest stars with a 20-cm-aperture reflector
+15m : general limiting visual brightness# of comets with a 50-cm-aperture reflector
+19m : general limiting photographic brightness#of comets with a 50-cm-aperture
reflector
+21m : general limiting brightness of stars with a 60-cm-aperture reflector + CCD
+22m : general limiting brightness# of comets with a CCD and 150-cm-aperture reflector
* naked-eye viewing assumes 20-20 vision (corrected or uncorrected)
# from a dark, rural site; "visual" as compared to "photographic" or
"CCD-detected"; "reflector" means "reflecting telescope"
Why Study Comets?Donald K. Yeomans (April 1998)
Jet Propulsion Laboratory/California Institute of Technology
Life on Earth began at the end of a period called the late heavy bombardment, some 3.8 billion years ago. Before this time, the influx of interplanetary debris that formed the Earth was so strong that the proto-Earth was far too hot for life to have formed. Under this heavy bombardment of asteroids and comets, the early Earth's oceans vaporized and the fragile carbon-based molecules, upon which life is based, could not have survived. The earliest known fossils on Earth date from 3.5 billion years ago and there is evidence that biological activity took place even earlier - just at the end of the period of late heavy bombardment. So the window when life began was very short. As soon as life could have formed on our planet, it did. But if life formed so quickly on Earth and there was little in the way of water and carbon-based molecules on the Earth's surface, then how were these building blocks of life delivered to the Earth's surface so quickly? The answer may involve the collision of comets with the Earth, since comets contain abundant supplies of both water and carbon-based molecules.
As the primitive, leftover building blocks of the outer solar system formation process, comets offer clues to the chemical mixture from which the giant planets formed some 4.6 billion years ago. If we wish to know the composition of the primordial mixture from which the major planets formed, then we must determine the chemical constituents of the leftover debris from this formation process - the comets. Comets are composed of significant fractions of water ice, dust, and carbon-based compounds. Since their orbital paths often cross that of the Earth, cometary collisions with the Earth have occurred in the past and additional collisions are forthcoming. It is not a question of whether a comet will strike the Earth, it is a question of when the next one will hit. It now seems likely that a comet struck near the Yucatan peninsula in Mexico some 65 million years ago and caused a massive extinction of more than 75% of the Earth's living organisms, including the dinosaurs.
Comets have this strange duality whereby they first brought the building blocks of life to Earth some 3.8 billion years ago and subsequent cometary collisions may have wiped out many of the developing life forms, allowing only the most adaptable species to evolve further. Indeed, we may owe our preeminence at the top of Earth's food chain to cometary collisions. A catastrophic cometary collision with the Earth is only likely to happen at several million year intervals on average, so we need not be overly concerned with a threat of this type. However, it is prudent to mount efforts to discover and study these objects, to characterize their sizes, compositions and structures and to keep an eye upon their future trajectories.
As with asteroids, comets are both a potential threat and a potential resource for the colonization of the solar system in the twenty first century. Whereas asteroids are rich in the mineral raw materials required to build structures in space, the comets are rich resources for the water and carbon-based molecules necessary to sustain life. In addition, an abundant supply of cometary water ice can provide copious quantities of liquid hydrogen and oxygen, the two primary ingredients in rocket fuel. One day soon, comets may serve as fueling stations for interplanetary spacecraft.
Ερευνητικό έργο.Το εργαστήριο Α. Σ. Π. Ρ. Ο. Σ. εστιάζει το ερευνητικό του έργο στην συστηματική μελέτη ορισμένων αστρονομικών φαινομένων που άπτονται των δυνατοτήτων της παρατηρησιακής ερασιτεχνικής αστρονομίας, ως αρωγός, στα πλαίσια που ευρύτερα υπαγορεύονται από την επιστήμη της Αστρονομίας, με στόχο την συμβολή στην ενημέρωση, κατανόηση και προσέγγιση από το κοινωνικό σύνολο των διαδικασιών εξερεύνησης του περιβάλλοντος Σύμπαντος, στο οποίο ως δημιουργήματα αστερόσκονης, αναζητούμε διαχρονικά το νόημα της ύπαρξής μας.Συστηματικές παρατηρήσεις :
α) Έρευνα ροής νέων ουρανίων αντικειμένων και οπτική παρατήρηση κομητών.β) Έρευνα καταγραφής L.T.P. (Lunar Transient Phenomena.)
Θόλος : Το πιο δύσκολο κατασκευαστικά αντικείμενο, για τα Ελληνικά δεδομένα, στην υλοποίηση του όλου εγχειρήματος αποπεράτωσης ενός ερασιτεχνικού αστεροσκοπείου. Υπήρχαν δύο λύσεις α) Αγορά προκατασκευασμένου θόλου από το εξωτερικό (π.χ. Ιταλία, Μ. Βρετανία κ.τ.λ.) με απαγορευτικό κόστος. β) Ιδιωτική κατασκευή με προσωπική εργασία (Με αμφίβολη ποιότητα λειτουργικότητας και ανθεκτικότητας στις καιρικές συνθήκες.)
Τελικά, με προσωπική του παρέμβαση, ο Εμμανουηλίδης Κωνσταντίνος, ( Μέλος του Ο. Φ. Α., ιδρυτικό μέλος της ομάδας παρατηρήσεων του Ο. Φ. Α., ιδρυτής της ομάδας ανεύρεσης Υπερκαινοφανών αστέρων και πάνω από όλα φίλος ερασιτέχνης αστρονόμος), δίνει λύση αναλαμβάνοντας την κατασκευή του πρώτου στην Ελλάδα ερασιτεχνικού περιστρεφόμενου θόλου με θυρίδες, διαμέτρου 2,65 μ. στις εγκαταστάσεις του εργοστασίου Αφοί Εμμανουηλίδη Ο.Ε. Ο θόλος αποπερατώνεται, δοκιμάζεται, και τοποθετείται από την Εταιρία την Μεγάλη Πέμπτη του 2006. Η πρωτοβουλία αυτή του Εμμανουηλίδη Κωνσταντίνου αποκτά ιδιαίτερη αξία μετά από την επίσκεψη εκδήλωσης ενδιαφέροντος παραγγελίας θόλων στο παρατηρητήριο Α.Σ.Π.Ρ.Ο.Σ. τον Σεπτέμβριο του 2006 όπου επιθεώρησε την λειτουργική κατασκευή του θόλου ο Ακαδημαϊκός καθηγητής του Πανεπιστημίου Αθηνών και Πρόεδρος του Δ.Σ. & Διευθυντής του Εθνικού Αστεροσκοπείου Αθηνών κος Χρήστος Ζερεφός. http://www.thessalonikifotonews.gr/DIMOS-THESS-3/20081030/index.html . http://www.zerefos.gr/gr/
Τελικά, με προσωπική του παρέμβαση, ο Εμμανουηλίδης Κωνσταντίνος, ( Μέλος του Ο. Φ. Α., ιδρυτικό μέλος της ομάδας παρατηρήσεων του Ο. Φ. Α., ιδρυτής της ομάδας ανεύρεσης Υπερκαινοφανών αστέρων και πάνω από όλα φίλος ερασιτέχνης αστρονόμος), δίνει λύση αναλαμβάνοντας την κατασκευή του πρώτου στην Ελλάδα ερασιτεχνικού περιστρεφόμενου θόλου με θυρίδες, διαμέτρου 2,65 μ. στις εγκαταστάσεις του εργοστασίου Αφοί Εμμανουηλίδη Ο.Ε. Ο θόλος αποπερατώνεται, δοκιμάζεται, και τοποθετείται από την Εταιρία την Μεγάλη Πέμπτη του 2006. Η πρωτοβουλία αυτή του Εμμανουηλίδη Κωνσταντίνου αποκτά ιδιαίτερη αξία μετά από την επίσκεψη εκδήλωσης ενδιαφέροντος παραγγελίας θόλων στο παρατηρητήριο Α.Σ.Π.Ρ.Ο.Σ. τον Σεπτέμβριο του 2006 όπου επιθεώρησε την λειτουργική κατασκευή του θόλου ο Ακαδημαϊκός καθηγητής του Πανεπιστημίου Αθηνών και Πρόεδρος του Δ.Σ. & Διευθυντής του Εθνικού Αστεροσκοπείου Αθηνών κος Χρήστος Ζερεφός. http://www.thessalonikifotonews.gr/DIMOS-THESS-3/20081030/index.html . http://www.zerefos.gr/gr/
Πέρα από την ανάγκη κατάλληλου χρονικού προσδιορισμού των νέων περιοχών έρευνας η μέθοδος στα υπόλοιπα σημεία έχει ως εξής:
Σύλλογος Ερασιτεχνικής Αστρονομίας
http://www.hellas-astro.gr/article.php?id=59&topic=comets&subtopic=&lang=el
Σύντομος Οδηγός Παρατήρησης Κομητών
Καρδάσης Μάνος
Μεγέθη προς μέτρηση:
Τα μεγέθη που καλείται να μετρήσει (ή να εκτιμήσει), με το ίδιο όργανο (γυμνό οφθαλμό, κιάλια, τηλεσκόπιο), και να καταγράψει ένας παρατηρητής είναι:
α) Το μήκος της ουράς σε μοίρες , λεπτά , δευτερόλεπτα. Μετράμε από το κέντρο της κώμης μέχρι το τέλος της κύριας ουράς.
Σύλλογος Ερασιτεχνικής Αστρονομίας
http://www.hellas-astro.gr/article.php?id=59&topic=comets&subtopic=&lang=el
Σύντομος Οδηγός Παρατήρησης Κομητών
Καρδάσης Μάνος
Μεγέθη προς μέτρηση:
Τα μεγέθη που καλείται να μετρήσει (ή να εκτιμήσει), με το ίδιο όργανο (γυμνό οφθαλμό, κιάλια, τηλεσκόπιο), και να καταγράψει ένας παρατηρητής είναι:
α) Το μήκος της ουράς σε μοίρες , λεπτά , δευτερόλεπτα. Μετράμε από το κέντρο της κώμης μέχρι το τέλος της κύριας ουράς.
β) Τη γωνία θέσης p.a. (position angle) είναι η κλίση της ουράς και μετριέται από βόρεια προς ανατολικά χρησιμοποιώντας το κάτωθι σύστημα συντεταγμένων. (Όταν δεν υπάρχει εμφανής ουρά τότε αυτό δεν σημειώνεται)
1. Η κώμη θα εμφανίζεται με κάποιο βαθμό συμπύκνωσης D.C. (degree of concentration).
2. Παρακάτω φαίνεται πως μπορούμε να εκτιμήσουμε το d.c. από την όψη του κομήτη:
3. Η τιμή του D.C. κυμαίνεται από 0 ,όταν η μορφή της κώμης μοιάζει με νεφέλωμα χωρίς κάποια κεντρική συμπύκνωση, έως 9 όταν έχει σχεδόν όψη άστρου.
4. Επίσης υπολογίζουμε ποια είναι η διάμετρος που έχει η κώμη και το καταγράφουμε. (σε μοίρες , λεπτά , δευτερόλεπτα ).Αυτό γίνεται με σύγκριση γνωστών αποστάσεων (χάρτες - προγράμματα) από κοντινά στο πεδίο αστέρια ή γνωρίζοντας το πεδίο παρατήρησης του οργάνου μας.
5. Η πιο σπουδαία όμως πληροφορία είναι το συνολικό μέγεθος φωτεινότητας. Υπάρχουν 2 κυρίως μέθοδοι εκτίμησης της φωτεινότητας:
α) Η μέθοδος εντός-εκτός εστίας (in-out) ή μέθοδος Sidwick: Χρησιμοποιείται για τους διάχυτους κομήτες (μικρό D.C.). Σύμφωνα με τη μέθοδο αυτή συγκρίνουμε την φωτεινότητα του κομήτη έχοντας εστιάσει πάνω του με την ανεστίαστη, ίσης με την επιφάνεια του κομήτη, φωτεινότητα αστεριών σύγκρισης γνωστού μεγέθους.
β) Η μέθοδος εκτός-εκτός εστίας (out-out) ή μέθοδος Bobrovnikoff:Ο κομήτης και το αστέρι σύγκρισης τοποθετούνται και συγκρίνονται εκτός εστίας (εξωεστιακά) στο όργανο μας. Είναι ο κατάλληλος τρόπος να εκτιμήσουμε πολύ πυκνούς κομήτες που έχουν σχεδόν όψη αστεριού (υψηλό d.c.). Σε αραιούς κομήτες (μικρό d.c.) η μέθοδος αυτή μπορεί να προκαλέσει υποεκτίμηση φωτεινότητας.
γ) Επίσης υπάρχει και ένας τρίτος τρόπος o οποίος είναι συνδυασμός των δύο προηγούμενων και χρησιμοποιείται για κομήτες μέσου d.c. Σε αυτή τη μέθοδο ο κομήτης τοποθετείται ελαφρώς εκτός εστίας και συγκρίνεται με ανεστίαστο ιδίας επιφάνειας αστέρι. (μέθοδος Morris).
Συμπλήρωση της φόρμας της BAA (Παράδειγμα συμπλήρωσης και επεξήγηση):
Observer (ονοματεπώνυμο παρατηρητή): Comet (όνομα κομήτη) Year (έτος) Location (τοποθεσία παρατηρήσεων)
Month Μήνας παρατήρησης, day dd Ημέρα .ηη *
M Μέθοδος S: Sidwick (προτεινόμενη μέθοδος)B: BobrovnikoffM:Morris
total mag Συνολικό Μέγεθος βλ. 5
Ref Αναφορά Χάρτες που αναφερόμαστε:TJ: Tycho JTK: Tycho 2TT:
Tycho VTVB: BAA VSSC: Sky Catalogue 2000HS: Hubble CatalogueAA: AAVSO Atlas
T.aperture Διάμετρος Οργάνου Διάμετρος Οργάνου σε εκατοστά
tel.type Τύπος Οργάνου Τ: τηλεσκόπιοΒ: κιάλια
F no Τιμή F Οργάνου πχ f/10, f/4.5 κτλ
tel mag Μεγέθυνση Παρατήρησης πχ 25Χ, 120Χ κτλ
Coma Diam Διάμετρος Κώμης βλ. 4
D.C. Βαθμός Συμπύκνωσης βλ. 3
tail len. Μήκος Ουράς βλ. 1
tail PA Γωνία Θέσης Ουράς βλ. 2
Sky Ποιότητα Ουρανού 0-9, 0=αδύνατη παρατήρηση 5=μέτρια κατάσταση 9=ορατός γαλαξίας μέχρι τον ορίζοντα
Rel Σχετική ποιότητα παρατήρησης 1=καλή,2=μέτρια,3=κακή
comments Σχόλια οτιδήποτε χρήσιμο π.χ. σχέδιο
* συμπληρώνουμε ημέρα και ώρα με τη μορφή ημέρα .ηη. Στην 1η παράμετρο συμπληρώνουμε την ημέρα του μήνα και στη δεύτερη την ώρα ( U.T. ) σε δεκαδική μορφή δηλαδή σύμφωνα με τον τύπο: (ώρα*60 + λεπτά) / 1440, δηλ. για τις 20.10 U.T. έχουμε ( 20*60+10) /1440 = 0.84 οπότε αν η παρατήρηση γίνεται στις 11 του μήνα τότε το τελικό νούμερο που συμπληρώνουμε είναι 11.84 .
Χρήσιμες παρατηρήσεις:
1. Προσπαθούμε κομήτης και αστέρι σύγκρισης να είναι όσο πιο κοντά γίνεται με ιδανική την εντός ιδίου πεδίου θέση. 2. Όλες οι μετρήσεις γίνονται με το ίδιο όργανο.
3. Τα αστέρια σύγκρισης που επιλέγουμε πρέπει να είναι τουλάχιστον δύο, ένα φωτεινότερο και ένα αμυδρότερο ή κάποιο ιδίου μεγέθους αλλά οι φωτεινότητες να γειτνιάζουν με αυτή του κομήτη ώστε η εκτίμησή μας να είναι όσο το δυνατόν πιο ακριβής.
4. Η ακρίβεια της παρατήρησης (π.χ. με δεκαδικά) έχει νόημα μόνο όταν το σφάλμα μέτρησης είναι μικρότερο από την ακρίβεια της μέτρησης που καταγράφουμε π.χ. στην μέτρηση του συνολικού μεγέθους φωτεινότητας δεν έχει νόημα να δώσουμε ακρίβεια μεγαλύτερη από 0,1 μια και ο πιο έμπειρος και ικανός παρατηρητής μπορεί να καταγράψει το πολύ αυτή την ακρίβεια.
5. Ένας πολύ μικρός αριθμός κομητών θα εμφανίζει και άλλα χαρακτηριστικά όπως ακροφύσια ή πίδακες αερίων τα οποία πρέπει να αναφέρουμε ή να σχεδιάζουμε.
6. Η φωτεινότητα ενός κομήτη που είναι χαμηλά στον ουρανό (κοντά στον ορίζοντα) επηρεάζεται σε μεγάλο βαθμό από την ατμοσφαιρική απορρόφηση σύμφωνα με την γραφική παράσταση:
Πριν ή κατά την παρατήρηση ενός κομήτη πρέπει να γνωρίζουμε σε τι ύψος από τον ορίζοντα (σε μοίρες) βρίσκεται ο κομήτης έτσι από την καμπύλη μπορούμε να προσδιορίσουμε το ελάχιστο μέγεθος που μπορεί να παρατηρηθεί. 
ΜΙΑ
ΜΙΚΡΗ
ΙΣΤΟΡΙΚΗ
ΑΝΑΔΡΟΜΗ
ΕΡΑΣΙΤΕΧΝΙΚΗΣ
ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΚΗΣ
ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑΣ !
Η όλη ιδέα περί κατασκευής Αστεροσκοπείου προήλθε από την ενασχόλησή μου με την ερασιτεχνική αστρονομία που αρχίζει από την Τρίτη τάξη του Δημοτικού Σχολείου Άσπρου. Κιάλια και τηλεσκόπιο απέκτησα πολύ αργότερα, αυτό που με συγκινούσε πάντα, ήταν το υπερθέαμα του νυχτερινού θόλου όπως αποτυπώνεται στην απλή ανθρώπινη ματιά.
Η δημιουργία του πολύτιμου, όπως διαπιστώνεται εκ των υστέρων, Ομίλου Φίλων Αστρονομίας το 1997 με φέρνει σε επαφή με νέους φίλους της ερα/χνικής αστρονομίας, καθώς ήδη, φωτογραφίζω τους πλανήτες, την σελήνη, και τα θέματα του Messier, μόνος όμως, σε ερημικές τοποθεσίες γύρω από το χωριό Άσπρος. Σε μια κοινή προσπάθεια μέλη του Ο. Φ. Α. ( Γαζέας Κοσμάς, Γκιούρας Ιωάννης, Εμμανουηλίδης Κωνσταντίνος, Θεοδωρίδης Κωνσταντίνος.) σχηματίζουμε ομάδα εξορμήσεων και Αστρονομικών Παρατηρήσεων στο όρος Πάϊκο.
Στα πλαίσια αυτής της προσπάθειας ιδρύθηκε το Μάιο του 1999 η πρώτη ομάδα παρατηρήσεων του Ο. Φ. Α. η πρώτη επίσημη ομάδα αστρονομικών παρατηρήσεων ερασιτεχνών αστρονόμων στην Ελλάδα, σύμφωνα με τα πρακτικά του 1ου Πανελληνίου Συνεδρίου Ερασιτεχνικής Αστρονομίας http://www.astronomos.gr/prot.html
Ο ΕΞΟΠΛΙΣΜΟΣ ΜΟΥ ΚΑΙ Η ΝΕΑ ΠΡΟΤΑΣΗ ΣΤΗΝ ΔΙΑΔΙΚΑΣΙΑ ΕΡΕΥΝΑΣ ΚΟΜΗΤΩΝ .Τηλεσκόπιο :
Schmidt-Newton (MEADE LXD 75), διαμέτρου 10 ιντσών (254mm), με εστιακό λόγο f:4 , εστιακή απόσταση 1016 χιλ., θεωρητική διακριτική ικανότητα 0,45 δευτερόλεπτα και θεωρητικό όριο απεικόνισης αστέρων μεγέθους 14,5 , σε ισημερινή στήριξη Γερμανικού τύπου.
Κατά την διαδικασία της έρευνας ροής ουρανίων σωμάτων (κομητών, αστεροειδών κτλ.) χρησιμοποιείται ένας προσοφθάλμιος φακός 22 χιλ. τύπου Nagler 2 ιντσών, με οπτικό πεδίο 82˚ , της εταιρίας Tele Vue που αποδίδει ένα πραγματικό οπτικό πεδίο 1˚ 46΄00¨ περίπου στις 46Χ. Αυτή η μεγέθυνση είναι φυσικά λίγο κάτω από το ελάχιστο όριο απόδοσης του τηλεσκοπίου χωρίς αυτό να επηρεάζει την έρευνα που απαιτεί μεγάλο πεδίο. ( http://www.skyhound.com/sh/skyhound.html )
Η μεγέθυνση διπλασιάζεται για τις ανάγκες των παρατηρήσεων με έναν διπλασιαστή φακό (2Χ Barlow) Tele Vue 2 ιντσών, ενώ όταν απαιτείται χρησιμοποιείται φίλτρο κομητών, πολύτιμη ευγενική δωρεά των μελών της Ομάδας Παρατηρήσεων του Ο. Φ. Α. 
Ένα από τα πιο καθοριστικά νέα σημεία που προέκυψαν από την διαδικασία της έρευνας είναι ο καθορισμός των υπό έρευνα περιοχών του νυχτερινού ουρανού.
Οι ημερομηνίες του έτους, κάθε Μήνα, χωρίζονται σε δεκαήμερα πριν και μετά την πανσέληνο, με χρόνο έναρξης των παρατηρήσεων μισή ώρα πριν το τέλος της διάρκειας του λυκόφωτος και μισής ώρας μετά την έναρξη του λυκαυγούς ως χρόνο λήξης αντίστοιχα, σε συνάρτηση αποφυγής των φάσεων της σελήνης, στην συνέχεια αφαιρούνται οι πέντε ημέρες πριν και μετά την πανσέληνο λόγω της φωτορύπανσης που προκαλεί ο λαμπερός δίσκος της σελήνης στον ουρανό, ενώ οι περιοχές των υπό έρευνα τμημάτων του ουρανού προσδιορίζονται μετά την αφαίρεση των συντεταγμένων ορθής αναφοράς και απόκλισης των περιοχών που ήδη έχουν ερευνηθεί από τα αυτοματοποιημένα τηλεσκόπια, βάση της καθημερινής ενημέρωσης από τον ιστότοπο του Sky Coverage Plots και SOHO.
Η όλη διαδικασία προϋποθέτει πλέον την ύπαρξη μιας στήριξης ισημερινού τύπου για το τηλεσκόπιο έρευνας, με κατάλληλο λογισμικό υπόβαθρο (Go To) δυνατότητας διασύνδεσης με ηλεκτρονικό υπολογιστή ώστε αφ’ ενός να υφίσταται άμεσα η δυνατότητα ενημέρωσης του ερευνητή της ακριβούς θέσης στόχευσης του τηλεσκοπίου σε συντεταγμένες, ορθής αναφοράς-απόκλισης, αζιμούθιου-ύψους καθώς αφ’ ετέρου της δυνατότητας προβολής, ταυτόχρονα, στην οθόνη του ηλεκτρονικού υπολογιστή του χάρτη (μέσω σχετικού προγράμματος όπως π.χ. Cartes du Ciel ή The Sky.) της αντίστοιχης περιοχής με αυτής του προσοφθαλμίου.
Με αυτόν τον τρόπο παρέχεται στον παρατηρητή, σε συνεχή ροή, λεπτομερής αναφορά των μεγεθών των αστέρων και αντικειμένων του ουρανού, εύρους πεδίου της τάξης της μιας μοίρας και σαρανταέξι λεπτών (1˚, 46΄00΄΄.), για τον ταυτόχρονο έλεγχο και ταυτοποίηση (υπό καθεστώς ομαλής πλέον κίνησης του τηλεσκοπίου μέσω των πλήκτρων του τηλεχειριστηρίου της στήριξης) των περιοχών της οπτικής σάρωσης του πεδίου του προσοφθαλμίου όπως απεικονίζεται στο παρακάτω σχεδιάγραμμα σε επισκόπηση του ανατολικού τομέα έρευνας.
Διάταξη, φωτογραφική, προσανατολισμένη στην έρευνα κομητών.
10''(254mm)Schmidt-Newtonian, Εστιακής απόστασης 1016mm, Εστιακού λόγου f/4, Meade, EMC Super Multi-Coatings, UHTC. Η οδηγητική κάμερα (Q guide) είναι προσαρμοσμένη πάνω του, σε εστιαστή JMI 2'' (τροποποίηση) πράγμα που αποσκοπεί στην εύρεση αμυδρών αστέρων (οδήγηση σε χαμηλά ύψη 20-30 μοιρών στον ανατολικό ορίζοντα).
Canon 350Dslr and Canon Φακός 200mm f/2,8 προσαρμοσμένα στο σωλήνα του τηλ/πίου που καλύπτει φωτογραφικά την έρευνα με ένα πεδίο 9Χ7 μοιρών στον ουρανό.
Φορητός εξοπλισμός: 114 χιλ. 4,5'' Newtonian, 900mm, f/ 7,8 80mm ED Triplet 450mm, f/6.
Ένα από τα πιο καθοριστικά νέα σημεία που προέκυψαν από την διαδικασία της έρευνας είναι ο καθορισμός των υπό έρευνα περιοχών του νυχτερινού ουρανού.
Οι ημερομηνίες του έτους, κάθε Μήνα, χωρίζονται σε δεκαήμερα πριν και μετά την πανσέληνο, με χρόνο έναρξης των παρατηρήσεων μισή ώρα πριν το τέλος της διάρκειας του λυκόφωτος και μισής ώρας μετά την έναρξη του λυκαυγούς ως χρόνο λήξης αντίστοιχα, σε συνάρτηση αποφυγής των φάσεων της σελήνης, στην συνέχεια αφαιρούνται οι πέντε ημέρες πριν και μετά την πανσέληνο λόγω της φωτορύπανσης που προκαλεί ο λαμπερός δίσκος της σελήνης στον ουρανό, ενώ οι περιοχές των υπό έρευνα τμημάτων του ουρανού προσδιορίζονται μετά την αφαίρεση των συντεταγμένων ορθής αναφοράς και απόκλισης των περιοχών που ήδη έχουν ερευνηθεί από τα αυτοματοποιημένα τηλεσκόπια, βάση της καθημερινής ενημέρωσης από τον ιστότοπο του Sky Coverage Plots και SOHO.
Η όλη διαδικασία προϋποθέτει πλέον την ύπαρξη μιας στήριξης ισημερινού τύπου για το τηλεσκόπιο έρευνας, με κατάλληλο λογισμικό υπόβαθρο (Go To) δυνατότητας διασύνδεσης με ηλεκτρονικό υπολογιστή ώστε αφ’ ενός να υφίσταται άμεσα η δυνατότητα ενημέρωσης του ερευνητή της ακριβούς θέσης στόχευσης του τηλεσκοπίου σε συντεταγμένες, ορθής αναφοράς-απόκλισης, αζιμούθιου-ύψους καθώς αφ’ ετέρου της δυνατότητας προβολής, ταυτόχρονα, στην οθόνη του ηλεκτρονικού υπολογιστή του χάρτη (μέσω σχετικού προγράμματος όπως π.χ. Cartes du Ciel ή The Sky.) της αντίστοιχης περιοχής με αυτής του προσοφθαλμίου.
Με αυτόν τον τρόπο παρέχεται στον παρατηρητή, σε συνεχή ροή, λεπτομερής αναφορά των μεγεθών των αστέρων και αντικειμένων του ουρανού, εύρους πεδίου της τάξης της μιας μοίρας και σαρανταέξι λεπτών (1˚, 46΄00΄΄.), για τον ταυτόχρονο έλεγχο και ταυτοποίηση (υπό καθεστώς ομαλής πλέον κίνησης του τηλεσκοπίου μέσω των πλήκτρων του τηλεχειριστηρίου της στήριξης) των περιοχών της οπτικής σάρωσης του πεδίου του προσοφθαλμίου όπως απεικονίζεται στο παρακάτω σχεδιάγραμμα σε επισκόπηση του ανατολικού τομέα έρευνας.
Διάταξη, φωτογραφική, προσανατολισμένη στην έρευνα κομητών.10''(254mm)Schmidt-Newtonian, Εστιακής απόστασης 1016mm, Εστιακού λόγου f/4, Meade, EMC Super Multi-Coatings, UHTC. Η οδηγητική κάμερα (Q guide) είναι προσαρμοσμένη πάνω του, σε εστιαστή JMI 2'' (τροποποίηση) πράγμα που αποσκοπεί στην εύρεση αμυδρών αστέρων (οδήγηση σε χαμηλά ύψη 20-30 μοιρών στον ανατολικό ορίζοντα).
Canon 350Dslr and Canon Φακός 200mm f/2,8 προσαρμοσμένα στο σωλήνα του τηλ/πίου που καλύπτει φωτογραφικά την έρευνα με ένα πεδίο 9Χ7 μοιρών στον ουρανό.
Φορητός εξοπλισμός: 114 χιλ. 4,5'' Newtonian, 900mm, f/ 7,8 80mm ED Triplet 450mm, f/6.
Η ομαλή κίνηση σάρωσης, ο απόλυτος έλεγχος στόχευσης, συγχρόνως με την άμεση ταυτοποίηση των αστέρων σε συνδυασμό με την ποικιλία αντικειμένων NGC των οπτικών πεδίων, μετατρέπουν την διαδικασία έρευνας σε ένα συναρπαστικό ταξίδι περιήγησης στις ανεξερεύνητες εσχατιές του εκπληκτικού Σύμπαντος.
Εγγραφή σε:
Αναρτήσεις (Atom)