Οδηγός Οπτικής Παρατήρησης του πλανήτη Αφροδίτη

Ο πλανήτης Αφροδίτη ίσως έχει τα περισσότερα διαφορετικά ονόματα που θα
μπορούσε να έχει ένα ουράνιο σώμα. Όταν συνειδητοποιήθηκε ότι το «άστρο» το
οποίο με την επίμονη παρουσία του κοσμούσε τους αρχαϊκούς ουρανούς πριν από την
Ανατολή και μετά την Δύση του Ήλιου ήταν ένα και το αυτό ουράνιο σώμα , του
έδωσαν μία πληθώρα ονομάτων. Στους Αρχαίους Βαβυλώνιους ήταν γνωστή ως
Ιστάρ, η προσωποποίηση του θηλυκού. Oι Αρχαίοι Έλληνες την ονόμαζαν Έσπερο
ως απογευματινό αντικείμενο και Εωσφόρο ως πρωινό . Ονομαζόταν Vesper (σαφής
δανεισμός του Αρχαίου ελληνικού Έσπερος) και Phosphorus από τους Ρωμαίους
αντίστοιχα. Ένας από τους ορατούς πλανήτες δια γυμνού οφθαλμού από την
αρχαιότητα , δίκαια πιστεύω της δόθηκε το όνομα της ομορφότερης αλλά και συνάμα
της πιο μυστηριώδους θεάς.

Για το πλήρες κείμενο δείτε το σύνδεσμο: Οδηγός Παρατήρησης Αφροδίτης

 

 




Το φιλί της Αφροδίτης – AU

Περίληψη: Μια πλήρης περιγραφή του φαινομένου της διάβασης της Αφροδίτης μπροστά από τον Ήλιο. Αναλύονται όλα τα φυσικά στοιχεία που την καθορίζουν καθώς και τα φαινόμενα που παρατηρούνται κατά την διάρκειά της. Ταυτόχρονα γίνεται μια αναφορά στις τεχνικές παρατήρησης και σε ιστορικά στοιχεία από προηγούμενες διαβάσεις.

Σχόλια: 39 σελίδες, 108 εικόνες/σχήματα

Ολόκληρο το κείμενο (.pdf): Γιώργος Βουτυράς – Το φιλί της Αφροδίτης-AU




Η διάβαση της Αφροδίτης μπροστά από τον Ήλιο στις 8 Ιουνίου του 2004 – Αποτελέσματα

Επίσημο μέλος.

12 Νοεμβρίου

Νέες εικόνες προστέθηκαν. Βλέπουμε ένα animation από το Mάνο Καρδάση και Παναγιώτη Mάστορα κατά την «είσοδο» της Αφροδίτης στον Ηλιακό δίσκο (1η και 2η επαφή). Επίσης καινούργιες εικόνες από τον Δημήτρη Κολοβό που απεικονίζουν συνολικά και λεπτομέρειες της διάβασης.

Animation της "εισόδου" της Αφροδίτης κατά την 1η και 2η επαφή. (Μάνος Καρδάσης - Παναγιώτης Μάστορας)

Animation της «εισόδου» της Αφροδίτης κατά την 1η και 2η επαφή. (Μάνος Καρδάσης – Παναγιώτης Μάστορας)

Συνολική απεικόνιση της Διάβασης. (Δημήτρης Κολοβός)

Συνολική απεικόνιση της Διάβασης. (Δημήτρης Κολοβός)

Σειρά εικόνων κατά την διάρκεια της 3ης και 4ης επαφής. (Δημήτρης Κολοβός)

Σειρά εικόνων κατά την διάρκεια της 3ης και 4ης επαφής. (Δημήτρης Κολοβός)

 Εικόνα του Φωτοστέφανου (Aureole). (Δημήτρης Κολοβός)

Εικόνα του Φωτοστέφανου (Aureole). (Δημήτρης Κολοβός)

 

30 Ιουνίου

Μέσα από αυτή την σελίδα προσπαθούμε να αναδείξουμε και να παρουσιάσουμε με λίγες εικόνες και όχι … χιλιάδες λέξεις, την ομορφιά αυτού του σπάνιου φαινομένου, που πολλοί από μας μπορεί να μην ξαναδούμε. Η αίσθηση ήταν μαγευτική καθ’ όλη την διάρκεια του φαινομένου, παρόλο που ο καιρός σε πολλά σημεία μας απογοήτευε. Στην Δάφνη που βρέθηκε ο γράφων δεν ήταν ορατή η 3η και η 4η επαφή, ενώ ευτυχώς στις υπόλοιπες περιοχές (ακόμα και στην Αθήνα!) ήταν ανοιχτά.

Απολαύστε !

 

Γλυφάδα / Αθήνα – Μάνος Καρδάσης

Οι παρατηρητές, Μάνος Καρδάσης και Μάνος Κρίκης. (Μάνος Καρδάσης)

Οι παρατηρητές, Μάνος Καρδάσης και Μάνος Κρίκης. (Μάνος Καρδάσης)

Τα φαινόμενα της "μαύρης" και "γκρι" σταγόνας. (Μάνος Καρδάσης)

Τα φαινόμενα της «μαύρης» και «γκρι» σταγόνας. (Μάνος Καρδάσης)

Μια συνολική σύνθεση από την διάβασης. (Μάνος Καρδάσης)

Μια συνολική σύνθεση από την διάβασης. (Μάνος Καρδάσης)

Δάφνη / Αθήνα – Μαραβέλιας Γρηγόρης, Μπελιάς Γιάννης, Στέλλας Ιάκωβος, Fred N. Ley

Η Αφροδίτη μπροστά από τον δίσκο του Ήλιου στο Ηα. (Fred Ley και Ιάκωβος Στέλλας)

Η Αφροδίτη μπροστά από τον δίσκο του Ήλιου στο Ηα. (Fred Ley και Ιάκωβος Στέλλας)

Σειρά εικόνων για το φαινόμενο της "μαύρης" σταγόνας. (Fred Ley και Ιάκωβος Στέλλας)

Σειρά εικόνων για το φαινόμενο της «μαύρης» σταγόνας. (Fred Ley και Ιάκωβος Στέλλας)

Οι παρατηρητές (από αριστερά προς τα δεξιά): Ley Fred, Μαραβέλιας Γρηγόρης, Μπελιάς Γιάννης και Στέλλας Ιάκωβος. Μαζί φαίνονται τα τρία τηλεσκόπια που χρησιμοποιήθηκαν: 10" LX-200 Meade (Ηλιακό φίλτρο) με 60mm Coronado Maxscope και διοπτρικό 130mm F/10.8 (Ηλιακό φίλτρο).

Οι παρατηρητές (από αριστερά προς τα δεξιά): Ley Fred, Μαραβέλιας Γρηγόρης, Μπελιάς Γιάννης και Στέλλας Ιάκωβος. Μαζί φαίνονται τα τρία τηλεσκόπια που χρησιμοποιήθηκαν: 10″ LX-200 Meade (Ηλιακό φίλτρο) με 60mm Coronado Maxscope και διοπτρικό 130mm F/10.8 (Ηλιακό φίλτρο).

Fred Ley - Ιάκωβος Στέλλας φωτογραφίζοντας.

Στιγμές από την παρατήρηση:
Fred Ley – Ιάκωβος Στέλλας φωτογραφίζοντας.

Επισκέπτες κατά την διάρκεια της παρατήρησης.

Επισκέπτες κατά την διάρκεια της παρατήρησης.

Μια διαφορετική εκδοχή της 3ης επαφής λόγω της συννεφιάς. (Γρηγόρης Μαραβέλιας)

Μια διαφορετική εκδοχή της 3ης επαφής λόγω της συννεφιάς. (Γρηγόρης Μαραβέλιας)

Ίλιον / Αθήνα – Κολοβός Δημήτρης

Σύνθεση φωτογραφιών που δείχνουν την διάβαση κατά την 1η και 2η επαφή και το φαινόμενο της "μαύρης σταγόνας". (Δημήτρης Κολοβός)

Σύνθεση φωτογραφιών που δείχνουν την διάβαση κατά την 1η και 2η επαφή και το φαινόμενο της «μαύρης σταγόνας». (Δημήτρης Κολοβός)

Κεφαλλονιά – Γεωργόπουλος Πέτρος

Σειρά φωτογραφιών κατά την διάρκεια της 3ης και 4ης επαφής. (Πέτρος Γεωργόπουλος)

Σειρά φωτογραφιών κατά την διάρκεια της 3ης και 4ης επαφής. (Πέτρος Γεωργόπουλος)

Εικόνα από τις 10:53 UT.

Εικόνα από τις 10:53 UT.

Εικόνα από τις 11:05 UT. Ιδιαίτερα χαρακτηριστικό το φαινόμενο του Φωτοστέφανου (Aureole)

Εικόνα από τις 11:05 UT. Ιδιαίτερα χαρακτηριστικό το φαινόμενο του Φωτοστέφανου (Aureole)

Εικόνα στις 11:07 UT.

Εικόνα στις 11:07 UT.

 




Η διάβαση της Αφροδίτης μπροστά από τον Ήλιο στις 8 Ιουνίου του 2004 – Δ. Η διερεύνηση της ακριβούς φύσης του φαινομένου της Μαύρης Σταγόνας (black drop)

Επίσημο μέλος.

O Brian Cudnick, συντονιστής (coordinator) του τομέα για την παρατήρηση της Σελήνης της ALPO – Association of Lunar and Planetary Observers, χρησιμοποίησε παρατηρήσεις της διάβασης του Ερμή της 15ης Νοεμβρίου του 1999, αφ’ ενός στην γραμμή του Υδρογόνου (Hydrogen-alpha) οι οποίες έγιναν από το Ηλιακό αστεροσκοπείο του Prairie View (Prairie View Solar Observatory – PVSO) αφ’ ετέρου εικόνες από την διαστημοσυσκευή Trace (Transient Region and Coronal Explorer) στο ολικό φως, το υπεριώδες και το μακρινό υπεριώδες. Με αυτόν τον τρόπο κατέστη δυνατή η σύγκριση του δίσκου του Ερμή σε επιλεγμένες περιοχές του φάσματος (βλέπε τον Πίνακα που ακολουθεί) και να μελετηθεί το ‘ιστορικό’ φαινόμενο της Μαύρης Σταγόνας.

Μήκος κύματος
(σε Å,Angstrem)
Επαφή Ι Επαφή II Επαφή III Επαφή IV
6563 * 21: 11: 21 21: 22: 45 21: 58: 28 ————-
5000 21: 19: 10 21: 41: 40 21: 52: 30 ————-
1600 21: 17: 05 21: 36: 50 ————- ————-
171 ** 21: 09: 35 21: 24: 55 ————- ————-

Χρονικές στιγμές (προσεγγιστικά) των επαφών Ι και ΙΙ, βάσει των εικόνων οι οποίες έγιναν από το TRACE (Transient Region and Coronal Explorer.)

*Προβλεπόμενες χρονικές στιγμές των επαφών για την περιοχή Ηouston, του Texas. Οι προβλεπόμενες χρονικές στιγμές για τις επαφές Ι και ΙΙ για το PVSO συμπεριλαμβάνονται για λόγους σύγκρισης μαζί με τις προβλεπόμενες τιμές του ΤRACE.
** Η Πρώτη Επαφή (Ι) , παρατηρήθηκε με την παρεμβολή αξιοσημείωτου θορύβου από τις ζώνες ακτινοβολίας Van Allen.
Πιο συγκεκριμένα, τα αναφερόμενα μήκη κύματος τα οποία αναφέρονται ενωρίτερα, αντιστοιχούν στις εξής φασματικές περιοχές: 171 Å – μακρινό υπεριώδες (Far Ultraviolet), 1600 Å – Υπεριώδες (UV), 5000 Å – Ολικό φως, 6563 Å – γραμμή του Υδρογόνου (ΗΑ).

Αν και οι παρατηρήσεις αυτές έγιναν με επαγγελματικό εξοπλισμό σε επαγγελματικές διατάξεις, σήμερα οι ερασιτέχνες είναι πλήρως σε θέση στο να αναπαράγουν το πείραμα και ενθαρρύνονται έντονα στο να κάνουν λεπτομερείς παρατηρήσεις σε μία μεγάλη κλίμακα του φάσματος στην επερχόμενη διάβαση της Αφροδίτης.

Το πλεονέκτημα της διάβασης του Ερμή της 15/11/99, ήταν ότι τουλάχιστον όπως αυτό έγινε ορατό από το πλεονεκτικό σημείο παρατήρησης της διαστημοσυσκευής TRACE, χωρίς την παρεμβολή της Γήινης ατμόσφαιρας και των συνεπακόλουθων αναταράξεων, στο ολικό φως σε εικόνες οι οποίες επικεντρώνονται στα 5000 Å εμφανίζουν μία οριακή διάβαση (grazing) όπου ο δίσκος του πλανήτη δεν εισχώρησε βαθύτερα στην Ηλιακή φωτόσφαιρα από περίπου 1″ της μοίρας (1 arc sec.) από χείλος σε χείλος. Σαφώς και οι εκτιμούμενες χρονικές στιγμές των Επαφών (βάσει των παρατηρηθέντων) για κάθε μήκος κύματος ήταν διαφορετικές. Όπως έγινε ορατός στην γραμμή του Υδρογόνου Α, ο Ήλιος παρουσίασε ένα διπλό χείλος με το ‘εξωτερικό’ αρκετά αμυδρότερο από το ‘εσωτερικό’. Αυτό σίγουρα αποτελεί εντελώς διαφορετική εικόνα από το μοναδικό ευκρινές (οξύ) χείλος το οποίο εμφανίζεται όταν γίνεται ορατός στο ολικό φως. Λόγω αυτής της διαφοράς, το φαινόμενο της Μαύρης Σταγόνας, δεν εμφανίστηκε ως προφανές κοντά στις Επαφές ΙΙ και ΙΙΙ όπως ήταν αναμενόμενο. Αυτό που έγινε ορατό εντούτοις ήταν μία αμυδρή γκρι ‘ταινία’ η οποία εκτεινόταν από τον δίσκο του Ερμή μέχρι το χείλος των ‘ακίδων’ spicules κατά την διάρκεια μεγάλου μέρους του φαινομένου όπως αυτό παρατηρήθηκε από το PVSO. Λόγω της εικόνας του ‘διπλού χείλους’ και της έλλειψης του σαφώς διακεκριμένου του αντιστοίχου του Ηλίου, όπως αυτό παρατηρήθηκε σε τρία από τα τέσσερα μήκη κύματος στα οποία αναφερθήκαμε, το φαινόμενο της Μαύρης Σταγόνας φάνηκε να είναι πολύ λιγότερο εμφανές ακόμη και απόν, σε σύγκριση με την ευρέως φάσματος διερεύνηση του στο ολικό φως.

 

Το φαινόμενο της μαύρης και γκρι σταγόνας κατά την διάβαση του Ερμή (1999)

Εικόνες οι οποίες εμφανίζουν το φαινόμενο της Μαύρης Σταγόνας όπως αυτό κατεγράφη στο Η-alpha και στο ολικό φως. Τα βέλη σε κάθε εικόνα επικεντρώνονται στην σκίαση που χαρακτηρίζει το φαινόμενο. Η κλίμακα κάθε εικόνας επιλέχθηκε για να υπάρξει η μέγιστη αντίθεση (contrast) του φαινομένου της ‘γκρι σταγόνας’.

Η προηγούμενη εικόνα εμφανίζει το φαινόμενο σε δύο μήκη κύματος, το ολικό φως και το Υδρογόνο Α. Μόλις πριν από αυτήν την χρονική στιγμή, η ελάχιστη ένταση του «ομφαλού» – umbilicus – δηλ. η περιοχή της κηλίδας, ήταν αρκούντως σκοτεινή ώστε να χαρακτηριστεί υποκειμενικά ως «Μαύρη Σταγόνα» , με την διάφορη του μηδενός τιμή της έντασης της να προκαλείται από διασπορά του φωτός (stray light). Μετά από την δεύτερη επαφή (S.C), η διασπορά (γνωστή ως αποφασιστικός παράγοντας στην ορατότητα του φαινομένου της Μαύρης Σταγόνας) συνέχιζε να παίζει έναν πολύ σημαντικό ρόλο στην εμφάνιση των φαινομένων της «Γκρι Σταγόνας». Τα χείλη του πλανήτη και του Ηλίου παρέμειναν αρκετά κοντά μεταξύ τους κατά την διάρκεια της διάβασης έτσι ώστε να επιτραπεί στα φαινόμενα τα οποία εμφανίζονται από την διάχυση του φωτός (scattered light) [όπως η περίθλαση (diffraction) και η διάχυση η προκαλούμενη από το όργανο] να συμπιέσουν την ένταση της φωτεινότητας του Ηλιακού δίσκου ανάμεσα στα χείλη των δύο σωμάτων αρκούντως ώστε να παραταθεί η εμφάνιση της «Γκρι Κηλίδας». Ανάμεσα στις Επαφές ΙΙΙ και IV, τα φαινόμενα επαναλαμβάνονται αλλά σε αντίστροφη σειρά. Όταν τα χείλη των δύο δίσκων είναι αρκετά κοντά ώστε να παράσχουν (stray light) την αναγκαία παρεμβολή φωτός από διασπορά λόγω ανακλάσεων, η ένταση πέφτει κοντά σε αυτήν του δίσκου του Ερμή προκαλώντας την φαινόμενη «Μαύρη Σταγόνα».

Σε αντίθεση με τις εικόνες οι οποίες έγιναν από το TRACE στο ολικό φως, κανένα ίχνος των φαινομένων της «Μαύρης» ή «Γκρι Σταγόνας» δεν έγινε ορατό στις εικόνες σε μήκη κύματος των 171 Å (Far UV, μακρινό υπεριώδες) και 1600 Å (UV, υπεριώδες). Tα προαναφερθέντα μήκη κύματος καταγράφουν τις υψηλότερες περιοχές της Ηλιακής ατμόσφαιρας με αποτέλεσμα να εμφανίζουν και το χείλος του Ηλίου υψηλότερα. Φαίνεται ότι χωρίς ένα σαφώς διακεκριμένο μαύρο ή σχεδόν μαύρο όριο, η ορατότητα των φαινομένων Μαύρης και Γκρι σταγόνας μειώνεται δραστικά ή και γίνεται αδύνατη.

Η Μαύρη και η Γκρι σταγόνα έχουν την ίδια φυσική «ρίζα» κάτι ανάλογο με τους όρους Σκιά και Παρασκιά περιγράφοντας αμφότερες τις συνιστώσες της σκιάς ενός εκτεταμένου αντικειμένου και ως εκ τούτου καταγράφουν τα δύο μέρη του ίδιου φυσικού φαινομένου. Η Γκρι σταγόνα είναι ορατή αμέσως μετά την εξαφάνιση της Μαύρης σταγόνας. Οι Bradhe (1972) και Maltby (1971) εκφράζουν την άποψη ότι το φως από διασπορά λόγω ανακλάσεων (stray light) αποτελεί την μοναδική αιτία των φαινομένων Μαύρης και Γκρι σταγόνας.

Με αυτά τα αποτελέσματα κατά νου, μπορούμε να στρέψουμε την προσοχή μας στα μελλοντικά συμβάντα πλανητικών διαβάσεων.
Ένα θέμα τεράστιου ενδιαφέροντος αποτελεί η διάβαση της Αφροδίτης της 8ης Ιουνίου. Αντίθετα με τον Ερμή, ο οποίος ουσιαστικά στερείται παντελώς υπολογίσιμης ατμόσφαιρας, η Αφροδίτη έχει μία πυκνή ατμόσφαιρα η οποία εκτείνεται αρκετές εκατοντάδες χιλιόμετρα στο διάστημα. Η παρουσία της ατμόσφαιρας αυξάνει την ορατότητα των φαινομένων της Μαύρης και Γκρι σταγόνας; Οι περισσότεροι επιστήμονες δεν το θεωρούν πιθανό, αλλά δεν είναι απίθανο με συγκεκριμένα φίλτρα απορρόφησης, η ατμόσφαιρα της Αφροδίτης να αυξήσει την εμφάνιση του φαινομένου της Μαύρης κηλίδας όπως αυτό φαίνεται από το διάστημα. Συγκεκριμένα φίλτρα ευρείας καθώς και στενής φασματικής απόκρισης επικεντρωμένα σε φασματικές γραμμές οι οποίες αντιστοιχούν στα κυρίαρχα συστατικά της ανώτερης ατμόσφαιρας του πλανήτη μπορεί να απορροφήσουν αρκετό φως ώστε να αυξήσουν την ορατότητα των προαναφερθέντων φαινομένων. Από επίγειους σταθμούς, εν τούτοις, η διάχυση του φωτός (scattering) λόγω της κατάστασης της Γήινης ατμόσφαιρας (atmospheric seeing) είναι ο κυρίαρχος μηχανισμός ο οποίος προκαλεί το φαινόμενο της μαύρης σταγόνας, ο οποίος ενδεχομένως και να απαλείφει φαινόμενα τα οποία σχετίζονται με την ατμόσφαιρα της Αφροδίτης και τα οποία πιθανά καταγράφονται με τα προαναφερθέντα φίλτρα.
Εν τούτοις, θα ήταν ενδιαφέρον να προσπαθήσουμε να παρατηρήσουμε τα φαινόμενα της Μαύρης και Γκρι σταγόνας μέσα από διάφορα φίλτρα, βλέποντας εάν υπάρχουν αλλαγές στην ορατότητά τους μέσα από αυτά.

Άλλα ενδιαφέροντα φαινόμενα σχετιζόμενα με την διάβαση της Αφροδίτης και τα οποία μπορούν να παρατηρηθούν από αμφότερους τους διαστημικούς και επίγειους σταθμούς περιλαμβάνουν την διάθλαση του Ηλιακού φωτός από την ατμόσφαιρα της Αφροδίτης γύρω από τον δίσκο του εισερχόμενου ή εξερχόμενου πλανήτη σχηματίζοντας έναν δακτύλιο φωτός (και πάλι παρατηρήσεις σε ένα ευρύ φάσμα μηκών κύματος προτείνεται εδώ). Μία επισταμένη παρατήρηση αυτής της περίπτωσης θα μπορούσε να παράσχει μερικά ενδιαφέροντα συμπεράσματα σχετικά με τα οπτικά φαινόμενα των πλανητικών διαβάσεων κάτω από διαφορετικές συνθήκες, και για έναν πλανήτη χωρίς ατμόσφαιρα (Διαβάσεις του στο παρελθόν και μελλοντικές) έναντι αυτών ενός πλανήτη με πυκνή ατμόσφαιρα.

Κάποιος θα μπορούσε να χρησιμοποιήσει έναν πλανήτη υπό διάβαση ως εμπόδιο για την απότομη αποκοπή του φωτός (Knife edge) για την μέτρηση πολύ μικρής κλίμακας χαρακτηριστικών της Ηλιακής ατμόσφαιρας της τάξεως των 10 km. Άλλα χαρακτηριστικά της Ηλιακής ατμόσφαιρας όπως Προεξοχές (prominences), Νήματα (filaments) και Ακίδες (spicules) ευνοϊκά τοποθετημένες φωτοσφαιρικές και χρωμοσφαιρικές δομές πολύ μικρής κλίμακας, οι οποίες μπορούν να παρατηρηθούν κοντά στις χρονικές στιγμές των επαφών πρώτης (Ft.C) και τέταρτης (Fh.C), είναι δυνατόν να γίνουν. Οι μετρήσεις αμφοτέρων εισόδου και εξόδου είναι χρήσιμες για την εξαγωγή συμπερασμάτων τα οποία αφορούν πιθανές βραχυπρόθεσμες (μικρής χρονικής κλίμακας) αλλαγές στα μεγέθη των μετρούμενων χαρακτηριστικών. Το μειονέκτημα της χρήσης του Ερμή για τέτοιου είδους μετρήσεις είναι ότι η πιθανότητα της επιθυμητής διέλευσής του από κάποιον σχηματισμό είναι μικρή. Οι προτάσεις αυτές του έχουν γίνει από τον αστρονόμο Hyder και μπορούν πια να εκπονηθούν από εκπροσώπους της ερασιτεχνικής αστρονομικής κοινότητας και παράλληλα παρέχουν μία παρότρυνση προς την συνεργασία επαγγελματιών και ερασιτεχνών αστρονόμων.

Απαιτούνται επίσης, μελέτες ταυτόχρονα χωρικής και χρονικής υψηλής ανάλυσης των επαφών ΙΙ και ΙΙΙ. Ενθαρρύνεται η βιντεοσκόπηση με ένα επαρκώς εξοπλισμένο με φίλτρα τηλεσκόπιο στην μέγιστη δυνατή ανάλυση που θα επιτρέψει ένας δεδομένος σταθμός παρατήρησης. Υπάρχει εξαιρετικό ενδιαφέρον όσον αφορά την εξέλιξη του φαινομένου της Μαύρης – Γκρι σταγόνας και το πως αυτό διαφοροποιείται από την γραμμή του Ασβεστίου (Ca – K) στην γραμμή του Υδρογόνου Α (Hydrogen-Alpha) στο ολικό φως, στο εγγύς υπέρυθρο – Near Infrared, (όπως ένα φίλτρο Wratten 87C) θα μπορούσε να αποκαλύψει.

Κυρίως όμως, περισσότερο λεπτομερείς μελέτες αυτών των φαινομένων μπορεί να μας πριμοδοτήσουν με μεγαλύτερη επίγνωση ως προς την ορατότητά τους στο παρελθόν και να μας χαρίσουν μεγαλύτερη κατανόηση όσον αφορά τους παράγοντες οι οποίοι διέπουν την εμφάνισή τους.

Αναφορές

1) The Strolling Astronomer, Volume 46, No1, Winter 2004, p. 9-12.
By Brian M. Cudnick, Coordinator, ALPO Lunar Section, Lunar Meteoric Search Program.




Η διάβαση της Αφροδίτης μπροστά από τον Ήλιο στις 8 Ιουνίου του 2004 – Γ. Φωτογράφηση

Επίσημο μέλος.

Εισαγωγή

Η φωτογράφηση με film ή ψηφιακές φωτογραφικές μηχανές με τηλεφακό ο οποίος φέρει Ηλιακό φίλτρο αρκεί για να καταγράψει την Αφροδίτη κατά την διάρκεια της διάβασης. Η μηχανή μπορεί να στηριχτεί σε ένα σύνηθες τρίποδο καθώς ο χρόνος έκθεσης θα είναι πολύ μικρός.

Το φαινόμενο της Μαύρης Σταγόνας κατά την διάρκεια της διάβασης του Ερμή 2003 (Δημήτρης Κολοβός)

Εικόνα η οποία παρουσιάζει την φάση της εισόδου (ingress) και το φαινόμενο της «Μαύρης Σταγόνας» κατά την διάρκεια της διάβασης του πλανήτη Ερμή στις 7 Μαίου του 2003.
Δημήτριος Κολοβός, Digital still camera, με ένα C11 και Ηλιακό φίλτρο mylar σε όλο το άνοιγμα.

Εν τούτοις για να καταγραφούν κάποια από τα φαινόμενα της διάβασης στα οποία έγινε ήδη αναφορά, θα πρέπει να χρησιμοποιηθεί ένα τηλεσκόπιο εξοπλισμένο με ένα Ηλιακό φίλτρο σε όλη την διάμετρο του αντικειμενικού. Με μία ψηφιακή μηχανή η διάρκεια της έκθεσης μπορεί να βρεθεί επί τόπου αλλά με μία μηχανή η οποία χρησιμοποιεί φιλμ οι χρόνοι έκθεσης θα έπρεπε να έχουν βρεθεί ενωρίτερα με πειραματισμό στον Ήλιο και με την ίδια οπτική διάταξη. Πρέπει να έχουμε υπ’ όψη ότι το πολύ αμυδρό Φωτοστέφανο (Aureole) θα χρειαστεί μεγαλύτερη έκθεση από αυτήν που αφορά την καταγραφή της Ηλιακής Φωτόσφαιρας.

Εικόνα του Ήλιου την 1η Νοεμβρίου 2003 (Δημήτρης Κολοβός)

Δημήτριος Κολοβός, 1/11/03, Τ: 09h 24m UT.
Sony – 717 – single shot digital camera on C11 SCT.

Ακόμη και με ένα ασφαλές φίλτρο, η εικόνα του Ηλίου θα είναι τόσο λαμπρή όπου μπορεί να χρησιμοποιηθεί ένα υψηλής ποιότητας μέσης ταχύτητας φιλμ ή μία ρύθμιση ψηφιακής μηχανής (ISO 50-100). Η έκθεση θα μπορούσε και πάλι να είναι μικρή έτσι που ο αστροστάτης (οδήγηση) δεν θα είναι απαραίτητος. Εν τούτοις, μία ισημερινή στήριξη με αστροστάτη θα αποβεί μεγάλη βοήθεια στην παρακολούθηση της Αφροδίτης κατά την διάρκεια των 6 ωρών της διάβασης, αν και η κίνηση του πλανήτη θα απαιτήσει συχνές διορθώσεις.

Καταγραφές με CCD

Η καταγραφή της διάβασης, ειδικά της Εισόδου και Εξόδου με μία CCD κάμερα θα επιτρέψει την φωτομετρία του φωτοστέφανου (Aureole) και του φαινομένου της μαύρης κηλίδας. Αυτό καθίσταται εφικτό με αυτήν την διάταξη διότι παίρνοντας flat frames και dark frames επιτρέπεται σε κάποιον η διόρθωση της εικόνας όσον αφορά τον θόρυβο του υπόβαθρου όπως και των διαφοροποιήσεων στην ευαισθησία ανάμεσα στις φωτοευαίσθητες ψηφίδες (pixels) της κάμερας. Τότε η απόκριση της κάμερας είναι κοντά στο να είναι γραμμική και κάποιος θα μπορούσε πχ. να χρησιμοποιήσει την μέση λαμπρότητα του κέντρου του Ηλιακού δίσκου ως βάση. Βέβαια το μειονέκτημα αυτής της κάμερας είναι ότι παίρνει ασπρόμαυρες εικόνες και για την σύνθεση εικόνων στο πλήρες φως (με χρώμα) και κάποιος πρέπει να κάνει τρεις σε διαδοχή με την χρήση φίλτρων διαφορετικών χρωμάτων.


Βιντεοσκόπηση

Το μειονέκτημα των εικόνων είναι ότι στην περίπτωση ειδικά της CCD κάμερας υπάρχει πάντοτε ένα ενδιάμεσο χρονικό διάστημα ανάμεσα σε διαδοχικές εικόνες, το οποίο μπορεί να είναι 1′ ή και περισσότερο όταν κάνει κάποιος έγχρωμες εικόνες. Κατ’ αυτόν τον τρόπο όμως ο παρατηρητής μπορεί να χάσει αστραπιαία εξελισσόμενα φαινόμενα κατά την διάρκεια των σταδίων της Εισόδου ή της Εξόδου. Η βιντεοσκόπηση επιτρέπει την συνεχή κάλυψη σε μία τυπική ροή της τάξεως των 30 καρέ ανά δευτερόλεπτο. Η αλήθεια είναι ότι τα καρέ του αναλογικού βίντεο είναι «θορυβώδη» και αρκετά πρέπει να συνδυαστούν (stacking) ώστε να έχουμε σαν αποτέλεσμα μία αποδεκτή εικόνα. Τα αποτελέσματα είναι σαφώς καλύτερα εάν κάποιος χρησιμοποιήσει ένα ψηφιακό βίντεο (dv) ή καταγράφει σε καταγραφέα ψηφιακού τύπου (digital-format recorder) από μία αναλογική κάμερα..

Ψηφιακές κάμερες για δικτυακή χρήση – Webcams

Οι Webcams παράγουν μία συνεχή ροή ψηφιακών εικόνων, και κατ’ αυτόν τον τρόπο την ίδια στιγμή παρέχουν μία συνεχή κάλυψη. Έγιναν τέλειες εικόνες της διάβασης του Ερμή τον Μάιο του 2003 με τέτοιες κάμερες έτσι αυτό το μέσον έχει πολύ καλές προοπτικές για την διάβαση της Αφροδίτης. Όπως και οι CCD κάμερες οι Webcams χρειάζονται σύνδεση με υπολογιστή. Δείτε σχετικά το άρθρο του Πέτρου Γεωργόπουλου για αυτή την τεχνική.

Συνδυασμός εικόνων – Stacking

Σύγκριση του Ηλιακού δίσκου με αυτόν της Αφροδίτης (εικόνα 2003, Δημήτρης Κολοβός)

Εικόνα τμήματος του Ηλιακού δίσκου σε υψηλή ανάλυση (high resolution).
Δημήτρης Κολοβός, 1/11/2003, Τ: 09h 11m UT. Η εικόνα έχει γίνει με την χρήση μίας ToU cam. Pro 740+IR blocker filter, με ένα τηλεσκόπιο C11 @ F/6,3 + Full Aperture Mylar Filter και την μέθοδο του συνδυασμού πολλαπλών καρέ (stacking).
Δεξιά, φαίνεται ο ‘δίσκος’ της Αφροδίτης στην κλίμακα ειδώλου την οποία θα εμφανίζει (σε σχέση με τον Ήλιο) την ημέρα της διάβασης.

Αυτή διαδικασία απαιτεί έναν υπολογιστή για να ευθυγραμμίσει και να συνδυάσει έναν αριθμό από μερικές φορές χιλιάδες ψηφιακές εικόνες (frames) με χειροκίνητη ή αυτόματη επιλογή από τις καλύτερες. Ο συνδυασμός (stacking) των εικόνων μπορεί να γίνει οποιαδήποτε στιγμή, αργότερα, αφού έχουν γίνει τα βίντεο. Είναι δυνατόν να συνδυαστούν μεμονωμένες εικόνες από ψηφιακές φωτογραφικές μηχανές (digital still-camera) ή εικόνες από CCD κάμερα, αλλά ο συνδυασμός (stacking) είναι πιο αποδοτικός όταν χρησιμοποιείται ο μεγάλος αριθμός εικόνων ο οποίος έχει γίνει από βίντεο ή κάμερες δικτύου (web cameras). Το τελικό αποτέλεσμα είναι τυπικά πολύ καλύτερο σε ανάλυση και κοντράστ ακόμη και από τις καλύτερες εικόνες. Εν τούτοις, το κέρδος σε χωρική ανάλυση (spatial resolution) επιτυγχάνεται «εις βάρος» της χρονικής ανάλυσης (time resolution) καθώς κάποιος καλείται να χρησιμοποιήσει εικόνες οι οποίες καλύπτουν μία σχετικά μεγάλη χρονική διάρκεια.

Προσοχή! Η Αφροδίτη θα κινείται σε σχέση με τον Ήλιο με μία ταχύτητα της τάξεως των 1 arcsec. ανά 20″, έτσι το καλύτερο θα ήταν να μην συνδυάζονται εικόνες οι οποίες είναι επιλεγμένες από βίντεο το οποίο καλύπτει περισσότερο από κάποια δευτερόλεπτα.

Ένα πλήρες άρθρο για την τεχνική του συνδυασμού πολλαπλών καρέ (stacking) υπάρχει στο περιοδικό Sky and Telescope, April 2004, p. 130.

Γενικά σχόλια για την φωτογράφηση και την βιντεοσκόπηση

Εικόνες μικρής κλίμακας, οι οποίες δείχνουν την θέση της Αφροδίτης σε σχέση με το χείλος του Ηλίου ή κηλίδες ή άλλα χαρακτηριστικά της Φωτόσφαιρας ή χρωμόσφαιρας, θα αποτελέσουν ένα συναρπαστικό χρονικό της διάβασης. Πολλαπλές εκθέσεις , πιθανά συνδυασμένες με το ανάλογο λογισμικό και τεχνικές επεξεργασίας, θα μας δώσουν μία συνοπτική καταγραφή της πορείας του πλανήτη στο πέρασμά του μπροστά από τον Ήλιο.

Μεγαλύτερης κλίμακας εικόνες της Αφροδίτης σε σχέση με το χείλος του Ηλίου, οι οποίες γίνονται ταυτόχρονα από παρατηρητήρια τα οποία απέχουν πολύ μεταξύ τους, μπορούν να συνδυαστούν για να δώσουν μία τρισδιάστατη εικόνα της διάβασης.

Για να έχουν κάποια επιστημονική αξία εικόνες οι οποίες καταγράφουν φαινόμενα όπως το Φωτοστέφανο (Aureole) ή το φαινόμενο της «μαύρης σταγόνας» («Black drop» effect) είναι απαραίτητη μία μεγάλη κλίμακα εικόνας ακόμη και στον βαθμό που η Αφροδίτη καλύπτει ένα μεγάλο μέρος της εικόνας. Με μετρίου μεγέθους τηλεσκόπια (15-25εκ) θα χρειαστεί είτε afocal imaging σε υψηλή μεγέθυνση ή κατευθείαν προβολή στο φιλμ ή το chip με την μέθοδο της προβολής μέσω προσοφθαλμίου (eyepiece projection) ή με την χρήση Barlow για να επιτευχθεί η μεγιστοποίηση του τελικού εστιακού μήκους του οπτικού συστήματος (effective focal length).

Η επεξεργασία βάσει λογισμικού στον υπολογιστή είναι εφικτή με κάθε μορφή παραγωγής της εικόνας. Οι φωτογραφίες μπορούν να σαρωθούν (scanning) και έτσι να μετατραπούν σε ψηφιακές εικόνες και αναλογικά βίντεο μετατρέπονται σε ψηφιακά με την συνδρομή ενός grabber ξεχωριστών καρέ αναλογικού βίντεο (analog-to-video frame grabber). Το ψηφιακό βίντεο, η ψηφιακή φωτογραφική κάμερα (digital still-camera), η CCD κάμερα και οι ψηφιακές κάμερες οι οποίες χρησιμοποιούνται για σύνδεση στο διαδίκτυο (Web cameras) κατ’ αρχάς παράγουν ψηφιακές εικόνες. Οι συνήθεις τεχνικές επεξεργασίας συμπεριλαμβάνουν την ενδυνάμωση της αντίθεσης (contrast stretching) και της οξύνοιας του ειδώλου (sharpening) με την βοήθεια του unsharp masking. Εν τούτοις η ενδυνάμωση των παραπάνω χαρακτηριστικών μίας ψηφιακής εικόνας θα έπρεπε να γίνεται με την δέουσα προσοχή διότι μπορεί να «δημιουργήσει» ψευδή χαρακτηριστικά τα λεγόμενα artefacts. Αυτά θα μπορούσαν να έχουν την μορφή ενός φωτεινού δακτυλίου γύρω από έναν πλανήτη ή μία λαμπρή κηλίδα στο μη φωτισμένο ημισφαίριό του. Σίγουρα κάθε παρατηρητής θα έπρεπε πάντοτε να διατηρεί αντίγραφα όλων των ψηφιακών εικόνων του στην μη επεξεργασμένη τους αρχική μορφή (raw form) και θα έπρεπε να παράσχει σχόλια για τον τύπο της επεξεργασίας την οποία χρησιμοποίησε. Εκτός από όλους τους τύπους βασικής και ειδικής τεκμηρίωσης η οποία απαιτείται και έχει ήδη περιγραφεί, όλες οι φωτογραφίες και εικόνες όπως επίσης οι εικόνες από βίντεο ή από κάμερες δικτύου (web cameras) θα έπρεπε να τεκμηριώνονται με την χρονική στιγμή της λήψης σε Universal time (UT) τον χρόνο έκθεσης, ρύθμιση κλείστρου (shutter setting) και το τελικό εστιακό μήκος (Effective focal length) του οπτικού συστήματος. Φυσικά και είναι σημαντικό το να καταγράφεται σωστά ο προσανατολισμός ειδώλου της εικόνας. Ως σταθερά, χρησιμοποιούμε τον προσανατολισμό του τηλεσκοπικού ειδώλου ο οποίος ορίζεται από τον Νότο στο επάνω μέρος της εικόνας, τον Βορά αντίστοιχα στο κάτω μέρος, και την περιστροφή των πλανητών από το Επόμενο χείλος (δεξιά) προς το Προπορευόμενο (αριστερά).

Αναφορές

ALPO Web site: June 8, 2004: The Transit of Venus, by John E. Westfall, coordinator of Mercury/Venus Transit Section.




Η διάβαση της Αφροδίτης μπροστά από τον Ήλιο στις 8 Ιουνίου του 2004 – B. Παρατηρώντας την διάβαση

Επίσημο μέλος.

Εισαγωγή

Η παρατήρηση μίας διάβασης της Αφροδίτης προϋποθέτει την θέαση του Ηλιακού δίσκου, έτσι απαιτείται κάθε μέτρο ασφάλειας που θα χρησιμοποιούσε κάποιος για μία Ηλιακή έκλειψη ή απλή παρατήρηση κηλίδων. Οι δύο ασφαλείς μέθοδοι είναι:

1) Ηλιακό φίλτρο το οποίο καλύπτει με ασφάλεια όλη την διάμετρο του αντικειμενικού τον οποίο χρησιμοποιεί κάποιος είτε είναι ο ανθρώπινος οφθαλμός, είτε είναι φωτογραφική μηχανή, κιάλια ή τηλεσκόπιο.

ΠΟΤΕ δεν πρέπει κάποιος να κοιτάζει τον Ήλιο μέσα από κιάλια ή τηλεσκόπιο φορώντας τα φίλτρα ο ίδιος αλλά πάντοτε να τοποθετεί το φίλτρο καλύπτοντας όλη την διάμετρο του εκάστοτε οργάνου. Το φίλτρο θα πρέπει να ελεγχθεί για το εάν υπάρχουν χαραγματιές ή τρύπες επιφάνειά του, οι οποίες εάν είναι μικρές θα μειώσουν το κοντράστ, ενώ εάν είναι μεγάλες μπορεί να αποτελέσουν κίνδυνο.

Προσοχή! Έστω και επιπόλαια θέαση του Ηλίου μέσα από οποιοδήποτε αστρονομικό όργανο, χωρίς την χρήση του κατάλληλου Ηλιακού φίλτρου, εγκυμονεί κινδύνους σοβαρών-μόνιμων οφθαλμολογικών βλαβών.

Μικρές ατέλειες στην επιφάνεια του Ηλιακού φίλτρου μπορούν μα καλυφθούν με πχ. διορθωτικό (blanco) αλλά μεγαλύτερες, όπως τρύπες ή άλλες ασυνέχειες, σημαίνουν απλά ότι πρέπει να αντικαταστήσουμε το φίλτρο. Επίσης όταν τοποθετούμε κάποιο φίλτρο το οποίο καλύπτει όλη την διάμετρο του αντικειμενικού του οργάνου βοηθάει το στρέψουμε λίγο (μία μοίρα ή κάτι ανάλογο) ώστε να μην είναι απολύτως κάθετο προς τον οπτικό άξονα για να αποφύγουμε αντανακλάσεις με την μορφή ψευδούς ειδώλου από την υψηλής ανακλαστικότητας πίσω πλευρά του.

2) Μέθοδος προβολής μέσω προσοφθαλμίου (eyepiece projection). Αυτή η μέθοδος είναι συνήθως αρκετά ασφαλής αλλά επειδή η διάβαση διαρκεί περισσότερο από 6 ώρες, είτε το προσοφθάλμιο είτε ο δευτερεύων σε ένα κατοπτρικό τηλεσκόπιο ή αμφότερα μπορεί να υπερθερμανθούν. Το λιγότερο που θα μπορούσε να συμβεί θα ήταν η χαμηλότερη ποιότητα ειδώλου.

ΠΡΟΣΟΧΗ! Θα μπορούσε να καταστρέψει τον δευτερεύοντα ή το προσοφθάλμιο ή και να τραυματίσει το μάτι εάν κάποιος βρίσκεται κοντά σε ένα προσοφθάλμιο το οποίο έχει υπερθερμανθεί.

Υπήρξαν διαφωνίες για το εάν η Αφροδίτη μπορεί να γίνει ορατή κατά την διάρκεια της διάβασής της δια γυμνού οφθαλμού, δεδομένου του Ηλιακού φίλτρου φυσικά. Υπάρχουν βέβαια αρκετές αναφορές από την τελευταία διάβαση, το 1882, ότι πολλοί άνθρωποι το κατάφεραν. Ο John E. Westfall, Coordinator, Mercury/Venus Transit Section, Association of Lunar and Planetary Observers (ALPO), το επιβεβαίωσε παρατηρώντας την αντανάκλαση του ειδώλου του Ηλίου σε έναν καθρέφτη με μία μαύρη κηλίδα στο ίδιο φαινόμενο μέγεθος που θα έχει η Αφροδίτη κατά την διάρκεια της διάβασης (περίπου 1 arc-minute).

Η απλούστερη μέθοδος καταγραφής του φαινομένου και μάλιστα με εξοπλισμό ο οποίος θα μπορούσε να μεταφερθεί με μεγάλη ευκολία οπουδήποτε, είναι αυτή της φωτογράφησης με έναν τηλεφακό ας πούμε εστιακού μήκους 200mm στον οποίο φυσικά έχει προσαρμοστεί το απαραίτητο Ηλιακό φίλτρο σε όλη του την έκταση.

Φωτογραφία του Ήλιου (από τον Πάνο Ευριπιώτη) με το δίσκο της Αφροδίτης σε σύγκριση

Φωτογραφία που έγινε από τον Πάνο Ευριπιώτη, όλου του Ηλιακού δίσκου με τηλεφακό 600 mm και δύο teleconverters (X2) σε σύνδεση, μέσα από ψηφιακή κάμερα σε ευαισθησία 200 ΑSA με έκθεση 1/60 sec. Το μέγεθος του δίσκου της Αφροδίτης αναλογικά με τον δίσκο του Ηλίου έχει προστεθεί για σύγκριση.

Οι απαιτούμενες εκθέσεις είναι μικρές έτσι που μία Ισημερινή στήριξη δεν κρίνεται απαραίτητη.
Εν τούτοις εάν κάποιος θέλει να καταγράψει ή να δει το φαινόμενο της μαύρης σταγόνας ή το Φωτοστέφανο (Aureole) θα χρειαστεί ένα τηλεσκόπιο. Εδώ οι πιο πρόσφατες εμπειρίες μας προέρχονται από τις διαβάσεις των 1874 και 1882!

Φωτοστέφανο γύρω από την Αφροδίτη κατά την διάρκεια της διάβασης του 1882 (σχέδιο του Samuel Pierpont Langley)

Μία εικόνα της φάσης της Εισόδου (Ingress) κατά την διάρκεια της διάβασης της Αφροδίτης το 1882. Αυτή η εικόνα εμφανίζει τον δακτύλιο φωτός γύρω από τον πλανήτη (Φωτοστέφανο – Aureole). Το φαινόμενο είναι ορατό, αφ’ ενός προβαλλόμενο στο σκοτεινό υπόβαθρο του ουρανού αφ’ ετέρου στις εξωτερικές περιοχές της Ηλιακής Φωτόσφαιρας. Εμφανίζεται επίσης λαμπρότητα στο κάτω αριστερά χείλος της Αφροδίτης. Το σχέδιο έγινε από τον Samuel Pierpont Langley με το διαμέτρου 33cm διοπτρικό τηλεσκόπιο του αστεροσκοπείου του Allegheny, Pennsylvania, «σταματημένο» στα 15cm, X244, με ένα πολωτικό Ηλιακό προσοφθάλμιο. [Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 43 (1884), f.p. 73]

Τα περισσότερα τηλεσκόπια που χρησιμοποιήθηκαν από τις αποστολές του 19ου αιώνα ήταν της κλίμακας από 3 έως 8 ίντσες, με τα πιο δημοφιλή τα διοπτρικά διαμέτρου 5 και 6 ιντσών με οδήγηση. Επίσης, τότε χρησιμοποιήθηκαν και κατοπτρικά τηλεσκόπια ειδικά από τους παρατηρητές οι οποίοι διέμεναν στην ζώνη ορατότητας του φαινομένου οπότε και παρατηρούσαν από τον μόνιμο χώρο παρατήρησής τους.

Ειδικά Παρατηρησιακά σχέδια

1) Η παρατήρηση της Αφροδίτης έξω από την Ηλιακή φωτόσφαιρα.
Η πιθανότητα παρατήρησης των εκτάσεων του μηνίσκου της Αφροδίτης κατά την διάρκεια των ημερών πριν και μετά από την διάβαση έχει ήδη περιγραφεί. Επιπροσθέτως κατά την διάρκεια της ημέρας της διάβασης αυτής καθ’ αυτής, η Αφροδίτη μπορεί να γίνει ορατή έξω από την Ηλιακή φωτόσφαιρα – ( η επιφάνεια η οποία γίνεται ορατή στο πλήρες φως) ταυτόχρονα πριν από την Πρώτη Επαφή (Ft.C) και μετά από την Τέταρτη Επαφή ( Fh.C). Ουσιαστικά, εάν κάποιος έχει πρόσβαση σε έναν Κορωνογράφο (μία σπάνια μορφή τηλεσκοπίου η οποία χρησιμοποιείται για την παρατήρηση της Ηλιακής Κορώνας εκτός από την στιγμή των ολικών εκλείψεων) κάποιος θα μπορούσε να διακρίνει την Αφροδίτη ακόμη και ώρες πριν ή και μετά από τις προβλεπόμενες ώρες της διάβασης. Ακόμη θα ήταν πιθανό χρησιμοποιώντας ένα φίλτρο στην γραμμή του Υδρογόνου (Hydrogen-Alpha filter) η Αφροδίτη να μπορούσε να γίνει ορατή πιθανά μέχρι και μισή ώρα ενωρίτερα πριν από την (Ft.C ) ή μετά από την (Fh.C) καθώς θα προβάλλεται μπροστά από κάποια προεξοχή (prominence) ή την χρωμόσφαιρα του Ηλίου.

Εικόνα του Ήλιου στο Ηα (2003) από τον Αριστείδη Βούλγαρη

Αριστείδης Βούλγαρης (Όμιλος Φίλων Αστρονομίας, Θεσσαλονίκης) 7/5/2003. Εικόνα η οποία έχει γίνει με την φωτογράφηση της οθόνης κατά την διάρκεια βιντεοσκόπησης του Ηλίου στην γραμμή του Υδρογόνου στις 05h 43m UT. Το τηλεσκόπιο που χρησιμοποιήθηκε ήταν ένα Coronado maxscope διαμέτρου
40 mm με ένα προσοφθάλμιο Zeiss 18mm.

Στην εικόνα (1.) βλέπουμε την άποψη του Ηλιακού δίσκου όπως την κατέγραψε ο Αριστείδης Βούλγαρης. Στην εικόνα (2.) φαίνεται η Αφροδίτη (σήμανση) όπως θα μπορούσε να γίνει ορατή (υπό κλίμακα) πριν από την Πρώτη Επαφή (Ft.C) την ημέρα της διάβασης προβαλλόμενη σε μία μεγάλη ίσως προεξοχή. Το υποτιθέμενο σημείο Εισόδου όπως αυτό διαμορφώνεται από την εικόνα 2 είναι φανταστικό και δεν έχει καμία σχέση με το πραγματικό. Η εικόνα εκτελεί χρέος παραδείγματος.

2) Οπτική χρονομέτρηση των τεσσάρων σταδίων Επαφών της διάβασης.
Αυτός ήταν ο πιο δημοφιλής τρόπος παρατήρησης κατά την διάρκεια των προηγούμενων διαβάσεων διότι διαφορές στις χρονομετρήσεις των προαναφερθέντων σταδίων ανάμεσα σε σταθμούς οι οποίοι είχαν μεγάλη απόσταση μεταξύ τους θα μπορούσαν να αποβούν εξαιρετικά χρήσιμες στον προσδιορισμό της τιμής της Ηλιακής παράλλαξης και ως εκ τούτου της απόστασης Γης – Ηλίου.

Σχέδιο μέτρησης της απόστασης της Γης από τον Ήλιο κατά την διάρκεια μίας διάβασης της Αφροδίτης.

Η μέτρηση της απόστασης της Γης από τον Ήλιο κατά την διάρκεια μίας διάβασης της Αφροδίτης.

Σήμερα, γνωρίζουμε αυτήν την τιμή από άλλες μεθόδους με ένα μεγάλο βαθμό ακρίβειας, ώστε οι χρονομετρήσεις των σταδίων των Επαφών δεν εξυπηρετούν πια τον αρχικό τους σκοπό. Εν τούτοις παρατηρητές του φαινομένου θα μπορούσαν να κάνουν αυτές τις χρονομετρήσεις έχοντας την μορφή άσκησης, ειδικά συγκρίνοντας τις δικές τους καταγραφές με αυτές άλλων για να δουν πόσο αυτές προσεγγίζουν τις αναμενόμενες και με την σύγχρονη τιμή της Ηλιακής παράλλαξης. Η δεύτερη όπως και Τρίτη Επαφή είναι οι καλύτερες για χρονομέτρηση με Δεύτερη Επαφή (S.C) εννοώντας την χρονική στιγμή κατά την διάρκεια της Εισόδου (Ingress) κατά την οποία το «νήμα» (filament) ανάμεσα στο χείλος της Αφροδίτης και του Ηλίου διαχωρίζεται την στιγμή που τα δύο χείλη για πρώτη φορά χωρίζονται καθαρά. (βλέπε πιο κάτω, ‘Οπτικές καταγραφές’, την αναφορά στο φαινόμενο της «Μαύρης Σταγόνας») Ομοίως, ως Τρίτη Επαφή (Τ.C) θεωρείται η στιγμή όπου το «νήμα» δημιουργείται και πάλι κατά την διάρκεια της Εξόδου (Egress). Αυτές οι χρονικές στιγμές θα έπρεπε να χρονομετρηθούν με ακρίβεια ενός δευτέρου του πρώτου λεπτού σε διεθνή ώρα (Universal Time — U.T = Τοπική ώρα – 3 ώρες) με χρονική σταθερά είτε από ένα χρονικό σήμα στα βραχέα (WWV) ή από ένα σήμα Global Positioning System (GPS). Θα έπρεπε εδώ να αναφέρουμε ότι αυτό το παρατηρησιακό σχέδιο συντονίζεται από το European Southern Observatory. Περισσότερα στοιχεία για το συγκεκριμένο παρατηρησιακό σχέδιο μπορούν να βρεθούν στο πρόγραμμα Venus Transit 04 .

3) Καταγραφή της εμφάνισης της Αφροδίτης κατά την διάρκεια της διάβασης.
Υπάρχουν διάφοροι τρόποι καταγραφής της εμφάνισης της Αφροδίτης κατά την διάρκεια της διάβασης ( ή και ακόμη μετά ή και πριν από την διάβαση – βλέπε πιο πάνω) ειδικά για τις κρίσιμες φάσεις της Εισόδου (Ingress) και Εξόδου (Egress).

Βασικές καταγραφές

 

Το φαινόμενο της μαύρης σταγόνας από την διάβση της Αφροδίτης του 1882 (σχέδιο του Hermann Carl Vogel)

Η ανάπτυξη και εξαφάνιση του φαινομένου της Μαύρης Σταγόνας κατά την διάρκεια της εισόδου της Αφροδίτης στον δίσκο του Ηλίου στην διάβαση της 6ης Δεκεμβρίου του 1882. Μόλις 3,3 λεπτά μεσολάβησαν από το πρώτο μέχρι το τελευταίο σχέδιο, τα οποία έγιναν από τον Ηermann Carl Vogel, με το διαμέτρου 29,8 cm διοπτρικό τηλεσκόπιο του αστεροσκοπείου Αστροφυσικής του Potsdam, στην Γερμανία, Χ120 με έναν Ηλιακό προσοφθάλμιο.
[Astronomische Nachrichten 105 (1883), f.p. 258]

Αυτά που θα ήταν χρήσιμα να καταγραφούν θα περιελάμβαναν στοιχεία των φαινομένων της διάβασης — ορατότητα της Φωτόσφαιρας, το φωτοστέφανο – Aureole, την Μαύρη Σταγόνα (Black Drop) και κάθε ασυνήθιστη εμφάνιση οποιασδήποτε μορφής (βλέπε πιο πάνω). Όποια μορφή και να έχει κάποια παρατηρησιακή αναφορά, η επιστημονική της αξία έγκειται στην επαρκή της τεκμηρίωση. Αυτά που χρειάζονται για κάθε μορφή παρατήρησης είναι:

  • Το όνομα του παρατηρητή
  • Η καταγραφή του γεωγραφικού μήκους και πλάτους με ακρίβεια 0,01 deg. ή 1 arc-minute.
  • Περιγραφή του οργάνου παρατήρησης (γυμνός οφθαλμός, ή άνοιγμα τηλεσκοπίου ή άνοιγμα και μεγέθυνση αν το όργανο παρατήρησης είναι κιάλια).
  • Περιγραφή του φίλτρου που χρησιμοποιήθηκε (ή της μεθόδου προβολής).
  • Η Ατμοσφαιρική διαύγεια σε μία κλίμακα από το 0 έως το 5 με 5 το τέλειο και 0 το χείριστο.
  • Tην χρονική στιγμή της παρατήρησης σε UT σε κάθε καταγραφή με ακρίβεια του ενός δευτερολέπτου εάν αυτό είναι δυνατόν.


Οπτική Παρατήρηση

Σχέδιο του Ήλιου (2005 Μάρτιος 24) από τον Ιάκωβο Στέλλα

Οπτική παρατήρηση του Ηλίου σε χαμηλή ανάλυση με το μέγεθος του δίσκου της Αφροδίτης, για τις 8/6/04, υπό κλίμακα.
Ιάκωβος Ν. Στέλλας, 130mm Refractor, X70, (W23A+W58)

Οι οπτικές παρατηρήσεις μπορούν να πάρουν την μορφή σχολίων (συμπεριλαμβανομένων και των χρονομετρήσεων των Επαφών) ή σχεδίων.
Καλό είναι να αναφέρεται ο παρατηρητής στις ουράνιες συντεταγμένες είτε χρησιμοποιώντας τους όρους Βοράς, Νότος, (preceding) – Προπορευόμενο ( Η διεύθυνση της ολίσθησης του ειδώλου όταν απενεργοποιηθεί η οδήγηση) ή (Following) – Επόμενο, η αντίθετη διεύθυνση της προηγουμένης ή σαν Ουράνια Γωνία Θέσης (Celestial Position Angle) η οποία υπολογίζεται ως 0deg. από τον Ουράνιο Βορά και επί συνόλου 360deg. διαμέσου της Ουράνιας Ανατολής, Νότου και Δύσης.

Ας παρατηρήσουμε στην προηγούμενη εικόνα τον προσανατολισμό του ειδώλου όπως αυτός καταγράφεται. Το τηλεσκόπιο με το οποίο έγινε η παρατήρηση εμφανίζει το κλασικό τηλεσκοπικό είδωλο, Δηλ. Βοράς – κάτω, Νότος – επάνω. Η Δύση βρίσκεται στην οπτική παρατήρηση, απενεργοποιώντας τον αστροστάτη και αφήνοντας τον δίσκο να ολισθήσει, σημειώνουμε το μέρος του Ηλιακού δίσκου που θα αγγίξει το άκρο του οπτικού πεδίου. Προσοχή, αυτή είναι η Ουράνια Δύση. Σύμφωνα με αυτήν, σημειώνουμε και τις υπόλοιπες συντεταγμένες στον δίσκο.
Ο όρος P = -25.70deg. (δίνεται από τις αστρονομικές εφημερίδες) αναφέρεται στην θέση του άξονα περιστροφής του Ηλιακού δίσκου. Όταν η τιμή αυτή έχει αρνητικό πρόσημο, όπως στην περίπτωσή μας, μετράμε την τιμή του P σε μοίρες με φορά αντίθετη της φοράς των δεικτών του ωρολογίου, ενώ αντίθετα όταν είναι θετική μετράμε προς την φορά των δεικτών και πάντοτε με σημείο εκκίνησης τον Ουράνιο Βορά.

Εκτός των βασικών στοιχείων τα οποία περιγράφηκαν πιο πάνω, θα έπρεπε να δοθεί η μεγέθυνση η οποία χρησιμοποιήθηκε (όπως και η διάμετρος του προβαλλομένου Ηλιακού δίσκου εάν χρησιμοποιήθηκε η μέθοδος της προβολής) και η κατάσταση της ατμόσφαιρας σε μία κλίμακα από το Ι – V με V το χείριστο και I το τέλειο.

Αναφορές

1) ALPO Web site: June 8, 2004: The Transit of Venus, by John E. Westfall, coordinator of Mercury/Venus Transit Section.

2) The Strolling Astronomer, Volume 46 No2 Spring 2004, p. 12, 13.

3) Fred Price: The Planet Observer’s handbook P. 106.




Η διάβαση της Αφροδίτης μπροστά από τον Ήλιο στις 8 Ιουνίου του 2004 – A. Γενικότητες, Φαινόμενα. Εύρεση του σημείου Πρώτης Επαφής

Επίσημο μέλος.

Σχήμα των διαβάσεων της Αφροδίτης για το 2004 και 2012, Fred Espenak, NASA / GSFC

Οι διαβάσεις της Αφροδίτης το 2004 και 2012, Fred Espenak, NASA / GSFC

Εισαγωγή

Η Αφροδίτη, περνάει από την φάση της Κατωτέρας Συνόδου (Inferior Conjunction, όταν τα τρία σώματα Ήλιος, Αφροδίτη, Γη, φαίνονται να ευθυγραμμίζονται, με την σειρά που αναφέρθηκαν) στις 8 Ιουνίου του 2004. (Για την Ανωτέρα και Κατωτέρα Σύνοδο δείτε σχετικά και στον Οδηγό Οπτικής Παρατήρησης της Αφροδίτης)

Αυτό από μόνο του δεν αποτελεί κάτι το ιδιαίτερο καθώς το ίδιο συμβαίνει κάθε 19 μήνες και συνήθως, τότε ο πλανήτης, περνάει αρκετά Βορειότερα ή Νοτιότερα του Ηλίου. Αλλά μία Κατωτέρα Σύνοδος στις 40 είναι ιδιαίτερη με την Αφροδίτη να περνάει μπροστά από τον Ήλιο δημιουργώντας μία διάβαση (Τransit) του πλανήτη. Αν και από τα πιο σπάνια αστρονομικά φαινόμενα, οι διαβάσεις είναι προβλέψιμες και συμβαίνουν σε κύκλους των 243 χρόνων. (πχ., 1761 / 2004, 1769 / 2012) Επίσης συμβαίνουν σε σειρές, όπου κάθε σειρά αποτελείται από τις διαβάσεις οι οποίες συμβαίνουν σε έναν κύκλο. Όταν λαμβάνει χώρα μία διάβαση, άλλη μία έρχεται μετά από 8 χρόνια. Κάθε μέλος ενός οκταετούς ζεύγους συμβαίνει τον ίδιο μήνα, όπου είναι είτε Ιούνιος είτε Δεκέμβριος.

Στον αιώνα που διανύουμε υπάρχουν δύο διαβάσεις: Mία το 2004 και μία το 2012, οι οποίες θεωρούνται ευνοϊκές για παρατηρητές του Βορείου ημισφαιρίου. Το τελευταίο ζεύγος ήταν το 1874 και 1882, αμφότερες τον Δεκέμβριο.
Ως εκ τούτου, η πιο πρόσφατη παρατηρησιακή εμπειρία που έχουμε από μία διάβαση της Αφροδίτης βρίσκεται 121 χρόνια στο παρελθόν. Δεν έχουμε ψηφιακές εικόνες ή φωτοηλεκτρική φωτομετρία από μία διάβαση της Αφροδίτης. Έχουμε εν τούτοις σημειώσεις, σχέδια, και φωτογραφίες.

Η διάβαση του 2004 διαρκεί λίγο περισσότερο από 6 ώρες και φυσικά μπορεί να γίνει ορατή μόνον από εκείνες τις περιοχές στις οποίες ο Ήλιος βρίσκεται επάνω από τον ορίζοντα. Αυτό σημαίνει ότι περίπου το 1/4 της υδρογείου μπορεί να δει όλη την διάβαση, άλλο 1/4 βλέπει μόνον το πρώτο μέρος της διάβασης, και ένα τρίτο μπορεί να παρατηρήσει μόνον το τελευταίο μέρος.

Περιοχές της Υδρογείου όπου κάποιος μπορεί να δει όλη, ένα μέρος, ή κανένα μέρος της διάβασης της Αφροδίτης στις 8 Ιουνίου του 2004.

Περιοχές της Υδρογείου όπου κάποιος μπορεί να δει όλη, ένα μέρος, ή κανένα μέρος της διάβασης της Αφροδίτης στις 8 Ιουνίου του 2004. Ο χάρτης έχει ως κέντρο το σημείο όπου ο Ήλιος θα βρίσκεται στο ζενίθ, στην μέση της διάβασης και η προβολή εμφανίζει τις περιοχές των ζωνών ορατότητας στις σωστές τους αναλογικά, διαστάσεις.

Τα ευνοούμενα Γεωγραφικά μήκη τα οποία θα δουν όλη την διάβαση διατρέχουν το μεγαλύτερο μέρος του «παλιού κόσμου». Όπως συμβαίνει πάντα με τις διαβάσεις του Ιουνίου, οποιοσδήποτε στην Αρκτική, καιρού επιτρέποντος, μπορεί να παρατηρήσει την διάβαση από την αρχή μέχρι το τέλος. Εν τούτοις ο Ήλιος θα Δύσει πριν από το τέλος της διάβασης στην Αυστραλία και την Ανατολική Ασία. Από την άλλη, ο Ήλιος θα ανατείλει με την διάβαση ήδη σε εξέλιξη για το μεγαλύτερο μέρος της Αμερικανικής ηπείρου. Οι περιοχές του Ανατολικού Ειρηνικού και το Δυτικό μέρος της Βόρειας Αμερικής εμπίπτουν στην ζώνη όπου όλη η διάβαση συμβαίνει κατά την διάρκεια της νύχτας.


Φαινόμενα που συνδέονται με την διάβαση της Αφροδίτης

Το κυριότερο ενδιαφέρον (στόχος) των διαβάσεων του 18ου και 19ου αιώνα ήταν η χρονομέτρηση της επαφής των χειλών (limbs) των δύο σωμάτων για τον προσδιορισμό της Ηλιακής παράλλαξης, και ως εκ τούτου της απόστασης Γης – Ηλίου. Εν τούτοις ακόμη και την περίοδο των διαβάσεων του 1874 / 1882 ήδη άλλες μέθοδοι προσδιορισμού του εν λόγω ερωτήματος είχαν γίνει ανταγωνιστικές και τώρα γνωρίζουμε αυτά τα μεγέθη με πολύ μεγαλύτερη ακρίβεια από αυτήν που μπορούσαμε να έχουμε από την χρονομέτρηση διαβάσεων.
Εν τούτοις, ένας αριθμός άλλων σπουδαίων επιστημονικών φαινομένων σχετίζονται με την διάβαση της Αφροδίτης.

 

Εικόνα η οποία εμφανίζει την υπερέκταση των απολήξεων του μηνίσκου της Αφροδίτης την εποχή που μόλις προηγείται ή έπεται της Κατωτέρας Συνόδου. Η συγκεκριμένη εικόνα είναι σχέδιο του Richard Μ. Baum, το οποίο έγινε στις 27 Μαρτίου του 1977, Τ: 18h 15m UT, με ένα διοπτρικό τηλεσκόπιο διαμέτρου 115mm, X186.

Εικόνα η οποία εμφανίζει την υπερέκταση των απολήξεων του μηνίσκου της Αφροδίτης την εποχή που μόλις προηγείται ή έπεται της Κατωτέρας Συνόδου.
Η συγκεκριμένη εικόνα είναι σχέδιο του Richard Μ. Baum, το οποίο έγινε στις 27 Μαρτίου του 1977, Τ: 18h 15m UT, με ένα διοπτρικό τηλεσκόπιο διαμέτρου 115mm, X186.

Πρώτα – πρώτα, σε διάστημα λίγων ημερών από την διάβαση, η Αφροδίτη θα είναι πιο κοντά στον Ήλιο, όπως θα φαίνεται στον ουρανό απ’ ό,τι σε κάθε άλλον κύκλο. Τα δύο σώματα θα φαίνονται σε απόσταση 10deg. μεταξύ τους από τις 2 έως τις 14 Ιουνίου και περίπου 5 deg. από τις 5 έως τις 11 Ιουνίου. Κάτω από αυτές τις συνθήκες, η Αφροδίτη εμφανίζεται σαν ένας πολύ στενός μηνίσκος, με τις απολήξεις του (horns) αμυδρά επεκτεταμένες, κάποιες φορές δημιουργώντας έναν πλήρη κύκλο. Αυτό το φαινόμενο δημιουργείται από το φως το οποίο διαχέεται στην ατμόσφαιρα του πλανήτη και ήταν η πρώτη απόδειξη της ύπαρξης ατμόσφαιρας στην Αφροδίτη. Η παρατήρηση της υπερέκτασης του μηνίσκου (Cusp extension) θα είναι πάρα πολύ δύσκολη, καθώς απαιτείται να παρατηρηθεί ο πλανήτης είτε κοντά στον ορίζοντα στο λαμπρό λυκόφως ή λυκαυγές και χρειάζεται εξαιρετική προσοχή ώστε να αποφευχθεί η συμπτωματική θέαση του Ηλίου (χωρίς φίλτρο) στο ίδιο οπτικό πεδίο. Αυτό καθίσταται εφικτό, χρησιμοποιώντας προεκτάσεις του οπτικού σωλήνα ή πετάσματα ώστε να παρατηρηθεί η Αφροδίτη, αποφεύγοντας τον προαναφερθέντα κίνδυνο.

Σχέδιο που δείχνει τις τέσσερις επαφές κατά την διάβαση της Αφροδίτης.

Εικόνα η οποία δείχνει τις τέσσερις επαφές.

Όταν αυτή καθ’ αυτή η διάβαση λαμβάνει χώρα, η έναρξη της Εισόδου στον δίσκο του Ηλίου, αποκαλείται Πρώτη Επαφή (Π.Ε) – First Contact (Ft.C), η αρχή της εισόδου (Ingress). H Δεύτερη Επαφή (Δ.Ε) – Second Contact (S.C) συμβαίνει όταν η Αφροδίτη ολοκληρώνει την Είσοδο (Ingress). H Τρίτη Επαφή (Τ.Ε), (Third Contact) – (Τ.C) συμβαίνει όταν η Αφροδίτη αρχίζει να αφήνει τον δίσκο του Ηλίου, η αρχή της Εξόδου, (Εgress) η οποία ολοκληρώνεται στην Τέταρτη Επαφή (Τ.Ε) – Fourth Contact (Fh.C), όταν ο πλανήτης αφήνει εντελώς τον Ήλιο, ολοκληρώνοντας την διάβαση. Η Αφροδίτη περνάει από το Νότιο Ανατολικό χείλος του Ηλίου κατά την Είσοδο της (Ingress) , [ H Π.Ε (Ft.C) θα γίνει σε γωνία θέσης (Position Angle – PA) 116,26deg. Νότια της ουράνιας Ανατολής (Celestial East) και στην συνέχεια μετακινείται Νότια προς το Νότιο Δυτικό χείλος. Η τέταρτη επαφή – Τ.Ε- Fh.C θα βρεθεί σε γωνία θέσης (P.A) 216,36deg. Δυτικά του ουράνιου Νότου].
Οι χρονικές στιγμές των τεσσάρων σταδίων (Επαφών), όπως αυτές έχουν υπολογιστεί για τις περιοχές Αθηνών και Θεσσαλονίκης, αντίστοιχα, σε Universal Time (UT) : UT= Local- 3h) όπως και η γωνιακή απόσταση από τον τοπικό ορίζοντα σε μοίρες (Altitude) είναι οι ακόλουθες:

ΑΘΗΝΑ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗ
Ft. C. 05:19.58 UT. Alt: 24deg. 05.19.56 UT. Alt: 24 deg.
S. C. 05:39.33 UT. Alt: 28deg. 05.39.33 UT. Alt: 28 deg.
T. C. 11:04.19 UT. Alt: 73deg. 11.04.06 UT. Alt: 71 deg.
Fh. C. 11:23.34 UT. Alt: 70deg. 11.23.23 UT. Alt: 69 deg.


Η Πρώτη επαφή της Αφροδίτης με τον Ηλιακό δίσκο

Για να γίνει εφικτή η μελέτη του φαινομένου της διάβασης από την στιγμή της Πρώτης Επαφής είναι πολύ σημαντικό το να ξέρουμε πού ακριβώς να κοιτάξουμε και πότε.
Η φαινόμενη κατεύθυνση της κίνησης ενός πλανήτη σε σχέση με τον Ήλιο εξαρτάται από διάφορους παράγοντες. Αρχικά εξαρτάται από το εάν κάποιος παρατηρεί από το Βόρειο ή Νότιο ημισφαίριο, το πόσο απέχει ο Ήλιος από τον τοπικό Μεσημβρινό, από το εάν η παρατήρηση γίνεται με γυμνό οφθαλμό, κιάλια ή ένα τηλεσκόπιο το οποίο αντιστρέφει το είδωλο όπως επίσης και από το εάν χρησιμοποιείται διαγώνιο πρίσμα (diagonal prism) ή όχι και τέλος από το εάν υπάρχει άμεση θέαση ή γίνεται προβολή του φαινομένου μέσω προσοφθαλμίου (eyepiece projection).
Η Πρώτη Επαφή (Ft.C) είναι πολύ δύσκολο να γίνει ορατή εκτός εάν κάποιος κοιτάει στο σωστό σημείο του Ηλιακού δίσκου.
Είναι πολύ καλή ιδέα, να προσδιορίσει κάποιος την ημερήσια φαινόμενη κίνηση του Ηλίου μόλις πριν παρατηρήσει την διάβαση, κάτι που θα διευκρινίσει την θέση της Ουράνιας Δύσης (Celestial West).

Ας δούμε πως θα μπορούσε να γίνει κάτι τέτοιο.
Χρησιμοποιούμε έναν προσοφθάλμιο που μας παρέχει ένα οπτικό πεδίο τουλάχιστον 0,7deg. ώστε να έχουμε όλο τον Ηλιακό δίσκο μέσα στο οπτικό πεδίο, καθώς το φαινόμενο μέγεθος του την ημέρα της διάβασης ανέρχεται σε 31′ 34″ ή περίπου 0,53deg.
Όταν απενεργοποιηθεί η οδήγηση – αστροστάτης, εάν υπάρχει, ο Ηλιακός δίσκος θα ολισθήσει λόγω της περιστροφής της Γης και το σημείο που θα αγγίξει το χείλος του οπτικού πεδίου θα διευκρινίσει την θέση της Ουράνιας Δύσης (Celestial West), ενώ το αντιδιαμετρικό του αντίστοιχα, αυτήν της Ουράνιας Ανατολής (Celestial East). H Ουράνια Γωνία Θέσης (Celestial Position Angle) υπολογίζεται ως 0deg. από τον Ουράνιο Βορά και επί συνόλου 360deg. διαμέσου της Ουράνιας Ανατολής, Νότου και Δύσης.
Η Πρώτη Επαφή (Ft.C) θα συμβεί σε Γωνία Θέσης (Celestial Position Angle- C.P.A) 116,26deg. Νότια της Ουράνιας Ανατολής. Στην συνέχεια ο πλανήτης θα «ταξιδέψει» με κατεύθυνση Νοτιοδυτικά προς το Νοτιοδυτικό χείλος του Ηλίου. Η Τέταρτη Επαφή (Fh.C) θα συμβεί σε Γωνία θέσης 216,36deg. Δυτικά του Ουράνιου Νότου.
Στην επόμενη εικόνα φαίνεται σχηματικά το σημείο της πρώτης επαφής της Αφροδίτης με τον Ηλιακό δίσκο, όπως και η θέση του σημείου αυτού βάσει του τύπου του οπτικού συστήματος που ενδέχεται να χρησιμοποιήσει κάποιος για την παρατήρηση του φαινομένου.

Σχέδιο των συνήθη τύπων οπτικών συστημάτων και του σημείου πρώτης επαφής.

Οι συνήθεις τύποι οπτικών συστημάτων και βάσει αυτών το σημείο της πρώτης επαφής (First Contact) κατά την στιγμή της Εισόδου (Ingress) – Α1, όπως και το σημείο της Εξόδου (Egress) – A2.

Αν το κέντρο του Ηλιακού δίσκου είναι το Ο και τα σημεία Εισόδου και Εξόδου αντίστοιχα Α1 και Α2 και βάσει του ότι η Γωνία Θέσης Εισόδου προσδιορίζεται από το σημείο του Ουράνιου Βορά και μέσω της Ουράνιας Ανατολής η Γωνία (ΝΟΑ1) θα είναι 116,26deg, ενώ αντίστοιχα η Γωνία Θέσης Εξόδου θα είναι η (ΝΟΑ2) – 216,36deg.

Το περίφημο φαινόμενο της «μαύρης σταγόνας» («black drop» effect) συμβαίνει κοντά στις S.C και Τ.C, όταν τα χείλη των δύο σωμάτων (Ήλιος – Αφροδίτη) βαθμιαία αποχωρίζονται (S.C) ή σμίγουν (T.C). Κατ’ αυτόν τον τρόπο οι χρονομετρήσεις των Επαφών οι οποίες επιχειρούνται από παρατηρητές ακόμη και από την ίδια περιοχή μπορεί να αποκλίνουν κατά δεκάδες δευτερολέπτων.

Το φαινόμενο της Μαύρης σταγόνας όπως αυτό γίνεται εμφανές κατά την διάβαση της Αφροδίτης.

Το φαινόμενο της Μαύρης σταγόνας όπως αυτό γίνεται εμφανές κατά την διάβαση της Αφροδίτης.

Στην βιβλιογραφία πολλές φορές «ενοχοποιείται» η ατμόσφαιρα της Αφροδίτης για το φαινόμενο της μαύρης σταγόνας. Εν τούτοις το ίδιο φαινόμενο παρατηρείται κατά την διάρκεια της διάβασης του Ερμή, δεδομένου ότι πρόκειται για ένα σώμα με σχεδόν παντελή απουσία ατμόσφαιρας. Ουσιαστικά, η Μαύρη Σταγόνα (Μ.Σ) οφείλεται απλά στην αμαύρωση του Ηλιακού χείλους (Solar Limb Darkening) και της αναπόφευκτης αμυδρότητας της εικόνας κάθε τηλεσκοπίου λόγω της περίθλασης (Diffraction) και της κατάστασης της Γήινης ατμόσφαιρας (Atmospheric Seeing).

Φαινόμενα διάθλασης της ατμόσφαιρας της Αφροδίτης όπως αυτά γίνονται ορατά κατά την διάρκεια μίας διάβασης της μπροστά από τον Ήλιο.

Φαινόμενα διάθλασης της ατμόσφαιρας της Αφροδίτης όπως αυτά γίνονται ορατά κατά την διάρκεια μίας διάβασης της μπροστά από τον Ήλιο. [Ξανασχεδιασμένο από το βιβλίο «The splendour of the Heavens» Hutchinson, London, 1923.]

Το φαινόμενο το οποίο γίνεται μοναδικά ορατό κατά την διάρκεια των διαβάσεων της Αφροδίτης είναι ο δακτύλιος φωτός – ΦωτοστέφανοAureole το οποίο προβάλλεται στο υπόβαθρο του ουρανού κατά την διάρκεια της Εισόδου (Ingress) και εξόδου (Egress). Το Φωτοστέφανο είναι πολύ λαμπρότερο από την επέκταση του μηνίσκου στην οποία αναφερθήκαμε ενωρίτερα, αλλά δεν έχει ποτέ φωτογραφηθεί και ό,τι ξέρουμε για το φαινόμενο προέρχεται από καταγεγραμμένες περιγραφές και σχέδια. Ως εκ τούτου, έχοντας φωτογραφίες ή ψηφιακές εικόνες του Φωτοστέφανου (Aureole) θα είναι μία από τις ύψιστες προτεραιότητες της διάβασης του 2004.
Κάποιοι παρατηρητές του παρελθόντος έχουν παρατηρήσει κατά την διάρκεια διαβάσεων της Αφροδίτης ανώμαλα φαινόμενα, όπως ανωμαλίες (deformations) του χείλους του πλανήτη, φωτεινές περιοχές μέσα στο σκοτεινό ημισφαίριο της Αφροδίτης ή μία άλω (halo) πολύ ευρύτερη από το φωτοστέφανο, γύρω από τον πλανήτη όταν βρίσκεται εξ’ ολοκλήρου μέσα στον δίσκο του Ηλίου.
Τέτοια φαινόμενα σχεδόν σίγουρα οφείλονται σε φαινόμενα αντίθεσης (Contrast) και διασποράς του φωτός μέσα στην δική μας ατμόσφαιρα, ή συνδέονται με το τηλεσκόπιο, το προσοφθάλμιο, το φίλτρο, ή αυτόν καθ’ αυτόν τον ανθρώπινο οφθαλμό.

Αναφορές

1) ALPO Web site: June 8, 2004: The Transit of Venus, by John E. Westfall, coordinator of Mercury/Venus Transit Section.

2) The strolling Astronomer, Vol 46, No2, Spring 2004. ALPO Feature – An Uncommon Appointment:The June 8, 2004 Transit of Venus, by John E. Westfall, P. 9, 10.

3) Fred W. Price: The Planet Observer’s Handbook, P. 102,107,109.

4) The strolling Astronomer, Vol 45, No1, Winter 2003 P. 18, 20.

5) NASA / GODDARD SPACE FLIGHT CENTER.
Eclipse home page, Web master: Fred Espenak
Transit of Venus – 2004 June 08, Circumstances for Europe – 2.
Greece to Romania P. 2 of 5.

Ευχαριστίες

Θα ήθελα να ευχαριστήσω τους παρατηρητές και φίλους:

1) Αριστείδης Βούλγαρης: (Αντιπρόεδρος του Ομίλου Φίλων Αστρονομίας Θεσσαλονίκης) για την ευγενική προσφορά της εικόνας του Hλίου στην γραμμή του Υδρογόνου.

2) Πέτρος Γεωργόπουλος: Αντιπρόεδρος του Σ.Ε.Α, για τις όπως πάντα χρήσιμες διευκρινήσεις του.

3) Πάνος Ευριπιώτης: Μέλος του Σ.Ε.Α.

4) Δημήτρης Κολοβός: Ιδρυτικό μέλος του Σ.Ε.Α.
Με την εξαίρετη ποιότητα των εικόνων του βοήθησε αποτελεσματικά στην ποιότητα αυτής της σειράς άρθρων.

5) Frederick N. Ley: Ιδιαίτερα, χωρίς τα στοιχεία τα οποία ευγενικά μου προσέφερε αφειδώς, δεν θα ήταν εφικτή αυτή η παρουσίαση.

6) Γρηγόρης Μαραβέλιας: (Έφορος δημοσίων σχέσεων / Υπεύθυνος εκδόσεων του Σ.Ε.Α) χωρίς την συνεχή φροντίδα του οποίου η έκδοση αυτής της σειράς όπως και κάθε τι άλλου θα ήταν ανέφικτη.

7) Γιάννης Μπελιάς: (Γραμματέας του Σ.Ε.Α) Χωρίς τις επίπονες προσπάθειες του οποίου η οργάνωση της ιστοσελίδας μας θα ήταν αδύνατη.




Αφροδίτη, Ανατολική αποχή 2003-2004

Ανακαλύψτε τα μυστήρια της με ένα μικρό ερασιτεχνικό τηλεσκόπιο.

Σχέδιο της Αφροδίτης (2002) από τον Ιάκωβο Στέλλα

Εικόνα 1: Η Αφροδίτη στις 24/05/02 με το 130mm f/10,8 -X280

Η Αφροδίτη, αυτό το υπέροχο ουράνιο σώμα το οποίο κοσμεί με την παρουσία του τον απογευματινό ουρανό μέχρι τις 8 Ιουνίου 2004 βρίσκεται σε εξαίρετη θέση παρατήρησης. Κάτοχοι τηλεσκοπίων ακόμα και 60mm διοπτρικών ή 114mm κατοπτρικών, μπορούν να εντυπωσιαστούν διακρίνοντας την φάση του πλανήτη και ίσως ξεχωρίζοντας πότε-πότε και κάποια αμφίβολη λεπτομέρεια στον υπέρλαμπρο δίσκο του πλανήτη. Μεγαλύτερα τηλεσκόπια (75mm διοπτρικά , 152mm κατοπτρικά το ελάχιστο) μπορούν, με την σωστή τεχνική, να συμβάλλουν στην παγκόσμια μελέτη η οποία ερευνά τα μυστήρια αυτού του πανέμορφου ουράνιου σώματος.
Ο παρατηρητής μπορεί να απολάβει της ικανοποίησης ότι έχει μία μοναδική εικόνα της υπέρπυκνης ατμόσφαιράς της ,καθώς μόνον αυτή γίνεται ορατή μέσα από το τηλεσκόπιο.
Η Αφροδίτη, εάν εξαιρέσουμε την Σελήνη, είναι το εγγύτερο ουράνιο σώμα προς την Γη. Θα βρείτε λοιπόν την Αφροδίτη στον απογευματινό ουρανό να απέχει Ανατολικά του Ηλίου και καλό θα είναι να την βρείτε με γυμνό μάτι ή με κιάλια πριν δύσει ο Ήλιος ή το πολύ, λίγο μετά την δύση διότι σε σκοτεινό ουρανό η λαμπρότητά της θα σας δημιουργήσει φοβερά προβλήματα στην εικόνα του τηλεσκοπίου.

Προσοχή όμως σαρώνοντας τον ουρανό με τα κιάλια υπάρχει πάντοτε ο κίνδυνος να πέσετε επάνω στον Ήλιο και τότε κινδυνεύετε από μόνιμη οφθαλμολογική βλάβη!

Καλύτερα σταθείτε στην σκιά ενός κτιρίου (σαρώνοντας τον ουρανό με τα κιάλια) ή περιμένετε να δείτε πρώτα την Αφροδίτη με γυμνό μάτι. Όσο λοιπόν θα περνάει ο καιρός , η Αφροδίτη θα φαίνεται μεγαλύτερη στο τηλεσκόπιο καθώς μέχρι τις 8 Ιουνίου 2004 που περνάει ανάμεσα στον Ήλιο και την Γη πλησιάζει προς εμάς και λόγω της μεταβολής της σχετικής θέσης της ως προς τον Ήλιο και την Γη, η φάση της μειώνεται συνέχεια. Δείτε στην εικόνα 2 μία άποψη των φάσεων του δίσκου της και του αντίστοιχου φαινομένου μεγέθους που εμφανίζει.

Σχήμα του δίσκου και φάσης της Αφροδίτης

Εικόνα 2: Το μέγεθος του δίσκου της Αφροδίτης και η φάση της.

Ο πρώτος δίσκος από δεξιά , στην εικόνα 2, δείχνει τον πλανήτη σε φάση 100% (ολοφώτιστου δίσκου) έχοντας φαινόμενο μέγεθος 9″,5 arcsec (ή δεύτερα της μοίρας). Σ’ αυτήν την θέση βρισκόταν στις 18 Αυγούστου του 2003 ( Ανωτέρα σύνοδος – Superior Conjunction).
Ξεπροβάλλοντας μέσα από την εκτυφλωτική λαμπρότητα του Ηλίου σε αποχή μόλις 1deg στις 19 Αυγούστου ήταν πρακτικά αδύνατον να παρατηρηθεί.

Ο δεύτερος δίσκος (από δεξιά ) δείχνει την Αφροδίτη σε φάση 90% όπως είναι δηλαδή στις 27 Νοεμβρίου του 2003, με φαινόμενο μέγεθος 11″,3 (arcsec) απέχοντας 26deg από τον Ήλιο. Η εικόνα 1, δίνει μία άποψη της Αφροδίτης όπως έγινε ορατή από τον γράφοντα στις 24/5/02 με το 130mm f/10,8 διοπτρικό σε περίπου την ίδια φάση (85%) και σε περίπου ανάλογο μέγεθος (12″). Στην ίδια εικόνα παρατηρούμε επίσης πως εκτός από την φάση του πλανήτη και την λαμπρότητα του χείλους , δεν υπάρχουν άλλες λεπτομέρειες.
Είναι αλήθεια ότι πολλές φορές ακόμη και έμπειροι παρατηρητές κινδυνεύουν να καταγράψουν σχηματισμούς οι οποίοι δεν υπάρχουν. Αυτό οφείλεται στο ότι ο δίσκος είναι υπέρλαμπρος και οι σχηματισμοί όταν υπάρχουν, είναι πολλοί αμυδροί. Πρέπει να πηγαίνουμε στο τηλεσκόπιο με ανοιχτό μυαλό! Η ύπαρξη νεφών μικρής πυκνότητας στην ατμόσφαιρα της Γης δεν εμποδίζει την παρατήρηση το αντίθετο μάλιστα, τέτοια νέφη μειώνουν την υπερβολική λαμπρότητα του πλανήτη λειτουργώντας ως φίλτρο. Βοηθάει επίσης να βλέπετε την Αφροδίτη κάθε φορά περίπου με την ίδια λαμπρότητα του υπόβαθρου (ουρανού) και το ίδιο τηλεσκόπιο και μεγέθυνση. Μεγάλη βοήθεια στην αποκάλυψη των μοτίβων της ατμόσφαιρας αποτελεί η χρήση φίλτρων διαφόρων χρωμάτων τα οποία είτε βιδώνονται στο προσοφθάλμιο είτε παρέχονται σε ζελατίνα από καταστήματα φωτογραφικών. Προτείνεται η σειρά Wratten της Eastman Kodak και τα συγκεκριμένα που βοηθούν στην παρατήρηση της Αφροδίτης είναι: Wratten 15 κίτρινο, Wratten 58 πράσινο, Wratten 25Α κόκκινο, Wratten 38A βαθύ μπλε , Wratten 47 ιώδες. Η αλήθεια είναι ότι με την χρήση διαφορετικών φίλτρων γίνονται ορατά διαφορετικά στρώματα της ημιδιαφανούς ατμόσφαιρας. Ο παρατηρητής εν τούτοις μπορεί να χρησιμοποιήσει οποιονδήποτε συνδυασμό φίλτρων ο οποίος παρέχει το επίπεδο φωτεινότητας ειδώλου ικανού για την καταγραφή των αμυδρών σχηματισμών. Ο γράφων έχει χρησιμοποιήσει τον συνδυασμό: [W23A – ανοιχτό κόκκινο + W58 – πράσινο] με μεγάλη επιτυχία. Οποιοδήποτε τηλεσκόπιο μεγέθους ακόμη και 12-15 εκατοστών αρκεί για τον συγκεκριμένο συνδυασμό.

Τι μπορεί να ελπίζει να δει κάποιος και τι αξίζει να καταγράψει και με ποιο τρόπο;
Ας πάρουμε τα πράγματα από την αρχή. Δεν χρειάζονται πολύ μεγάλες μεγεθύνσεις Χ150-Χ250 αρκεί ακόμη και για τηλεσκόπια της τάξεως των 7,5-15 εκ. Χρησιμοποιείστε το W25Α βαθύ κόκκινο, το οποίο σκουραίνει τον φωτεινό ακόμα ουρανό και βοηθάει στο να έχετε καλύτερη ευκρίνεια ειδώλου. Η γενική εικόνα του δίσκου είναι συνήθως η εξής: Το χείλος εμφανίζεται λαμπρότερο από τον υπόλοιπο δίσκο (βλέπε εικόνα 1) και γενικά υπάρχει πτώση της έντασης προς την διαχωριστική γραμμή(δ.γ. – διαχωριστική γραμμή φωτεινού-σκοτεινού μέρους του δίσκου). Πολλές φορές στα σημεία που το χείλος συναντά την δ.γ. της φάσης (πολικές περιοχές ή απολήξεις του μηνίσκου όταν η φάση είναι μικρότερη από 50%) εμφανίζονται λαμπρές επικαλύψεις, ή αλλιώς, πολικές κηλίδες (Cusp Caps) και γύρω τους αμυδρές, σκοτεινές, πολικές λωρίδες οι (Cusp Cap Bands). Τότε, ο δίσκος έχει την μορφή της εικόνας 3.

Σχέδιο της Αφροδίτης (1988) από τον Gerald North

Εικόνα 3: 23 Απριλίου 1988, Τ=19:19UT, 0,9m Cass. Refl, X312, Gerald North.
Παρατηρείστε τις λαμπρές πολικές κηλίδες και τις λωρίδες που τις περιβάλλουν.

Ερευνείστε την ύπαρξη αυτών των σχηματισμών, από τα μέσα Δεκεμβρίου του 2003 έως περίπου και το πρώτο δεκαήμερο του Μαίου του 2004, καθώς η φάση του δίσκου μεταβάλλεται από 80% έως 20% και η αποχή του από τον Ήλιο δεν είναι ποτέ μικρότερη από περίπου 30deg.
Τα φίλτρα W25A – βαθύ κόκκινο, W15 – βαθύ κίτρινο, W38A – βαθύ μπλε, W47 – ιώδες, αποκαλύπτουν τα μοτίβα των νεφών της ατμόσφαιρας. Η πιο τυπική όψη είναι πολύ αμυδρές λωρίδες λίγο πιο σκοτεινές από τον γενικό τόνο του δίσκου και εμφανίζονται συνήθως σε κάθετη διάταξη, και όχι μόνον, προς την διαχωριστική γραμμή (δ.γ) που ορίζει την φάση. Ενίοτε έχουν την μορφή άμορφων, αμυδρών σκιάσεων ή λαμπρών περιοχών. Μία τέτοια όψη είχα το 1999, βλέπε εικόνα 4,όπως και σε αρκετές περιπτώσεις το 2002 (Ανατολική αποχή).

Σχέδιο της Αφροδίτης (1999) από τον Ιάκωβο Στέλλα


Εικόνα 4: 7 Απριλίου 1999, 102mm f/15, X 300.
Διακρίνονται αμυδρές λωρίδες.

Πολλές φορές η δ.γ δεν ακολουθεί την γεωμετρική (νόρμα) καμπύλη, και εμφανίζει ανωμαλίες , οδοντώσεις, κλπ. Η κατάσταση της δ.γ (terminator), ζώνη του λυκόφωτος, μέσα από διαφορετικά φίλτρα , δίνει μία εικόνα της ατμόσφαιρας και ως εκ’ τούτου αποτελεί ένα μεγάλο πεδίο μελέτης.
Χρειάζεται όμως προσοχή καθώς η αστάθεια της ατμόσφαιρας δημιουργεί εντυπώσεις ανωμαλιών της δ.γ ακόμα και όταν δεν υπάρχουν. Επίσης, σε κάποιες περιπτώσεις τα σημεία που η δ.γ συναντάει το χείλος-Cusps, εμφανίζονται «φαγωμένα» (blunted). Αυτό κυρίως συμβαίνει στην Νότια πολική περιοχή, στο επάνω δηλ μέρος του δίσκου όπως αυτός γίνεται ορατός σε ένα τηλεσκόπιο που αντιστρέφει το είδωλο. Παρατηρείστε προσεκτικά την εικόνα 1 και θα διακρίνετε ένα «φάγωμα» της Νότιας πολικής περιοχής (South Cusp).

Ακολουθώντας τις φάσεις της Αφροδίτης, κάνουμε την επόμενη στάση στον τρίτο δίσκο από δεξιά της εικόνας 2. Η φάση εδώ είναι 50% (διχοτόμηση) και βάσει της θεωρίας την αναμένουμε στις 31 Μαρτίου του 2004 όπου πλανήτης έχει μέγεθος περίπου 23″,9 και βρίσκεται (απέχει) 46deg. Ανατολικά του Ηλίου.
Έχει παρατηρηθεί (φαινόμενο Schroeter), στις Ανατολικές αποχές το ότι ο παρατηρητής καταγράφει την στιγμή της διχοτόμησης (φάση 50%) έως και ημέρες ενωρίτερα από το αναμενόμενο. Θα είναι πολύ ενδιαφέρον να κάνετε εκτιμήσεις της φάσης από τα τέλη Φεβρουαρίου του 2004 και μετά, για να διαπιστώσετε την εμφάνιση αυτού του συναρπαστικού φαινομένου το οποίο δεν έχει εξηγηθεί ακόμα ικανοποιητικά. Βέβαια οι τεχνικές της διεξοδικής μελέτης του φαινομένου είναι πολύπλοκες και η περαιτέρω ανάλυση είναι κάτι που ξεφεύγει από τους σκοπούς αυτού του άρθρου. Περισσότερες λεπτομέρειες που αφορούν την εν λόγω τεχνική μπορούν να γίνουν κατανοητές στην πιο διεξοδική παρουσίαση του οδηγού μελέτης της Αφροδίτης.

Προχωρώντας στους επόμενους δύο δίσκους της εικόνας 2 , τέταρτο και πέμπτο από δεξιά, βλέπουμε την Αφροδίτη σε φάση μηνίσκου, στον μεν τέταρτο δίσκο σε φάση 20% ( [20,8%]στις 10 Μαίου του 2004, μέγεθος 41″,7 και σε αποχή 35deg από τον Ήλιο) στον δε πέμπτο σε φάση περίπου 5% ( στις 6 Ιουνίου, μέγεθος 57″,1 και αποχή περίπου 5deg.).
Σ ’ αυτές τις περιπτώσεις, 10 Απριλίου, σε μέγεθος 26″,9 και αποχή 45deg έως 10 Μαίου με 41″,7 και 35deg. Αντίστοιχα, με το γενναιόδωρο μέγεθός της η Αφροδίτη σε μεγέθυνση ακόμη και Χ70 σε ένα τηλεσκόπιο 10- 15 εκ, σε σταθερή ατμόσφαιρα αποτελεί μία αξέχαστη εμπειρία σπάνιας αισθητικής απόλαυσης. Στην φάση του μηνίσκου, από ας πούμε τις 10 Απριλίου 2004 (44,4%) και στην συνέχεια, υπάρχει περίπτωση το ένα «κέρας» του μηνίσκου ή και τα δύο να επεκτείνονται πέραν της γεωμετρίας του μηνίσκου και αυτό οφείλεται στην διασπορά του Ηλιακού φωτός όταν αυτό συναντάει υπό γωνία την υπέρπυκνη ατμόσφαιρα της Αφροδίτης. Σ’ αυτές τις περιπτώσεις ο δίσκος έχει την όψη της εικόνας 5. Η αλήθεια είναι ότι αυτές οι επεκτάσεις μπορεί σε μικρότερη φάση να είναι πολύ πιο εκτεταμένες.

Σχέδιο της Αφροδίτης (1959) από τον Richard Baum

Εικόνα 5: Ιούνιος 1959, Richard Baum , 115mm O.G , X 186.
Βλέπουμε διάφορες όψεις της επέκτασης των απολήξεων του μηνίσκου.

Μετά από τις 20 Απριλίου του 2004 (μέγεθος 30″,7 – φάση 37,6% – αποχή 44deg.), έρχεται η στιγμή να παρατηρήσετε ίσως ένα από τα πιο συναρπαστικά, πιο δύσκολα και συνάμα αμφιλεγόμενα φαινόμενα που προσφέρει η παρατήρηση των πλανητών! Το φαινόμενο του τεφρώδους φωτός (Ashen Light) όπου η μη φωτισμένη περιοχή του δίσκου φαίνεται να φωτίζεται με ένα πάρα πολύ αμυδρό φως. Μία απλά και μόνον οπτική αναλογία προσφέρει η εικόνα της Σελήνης σε ανάλογη φάση (2-3 ημερών) όταν επίσης η μη φωτισμένη πλευρά της φωτίζεται αμυδρά από την αντανάκλαση του Ηλιακού φωτός στα σύννεφα της Γης (earth shine). Βέβαια δεν συμβαίνει αυτό στην Αφροδίτη από κάποια αντανάκλαση και ακόμη δεν υπάρχει ικανοποιητική εξήγηση. Η εικόνα που εμφανίζει ο δίσκος φαίνεται στην εικόνα 6, όπως μου παρουσιάστηκε τον Δεκέμβριο του 1997.

Σχέδιο της Αφροδίτης (1997) από τον Ιάκωβο Στέλλα

Εικόνα 6: 26/12/1997, 15.29 UT, 102mm f/15 O.G , X300.
Παρατηρείστε τον αμυδρό φωτισμό του μη φωτισμένου μέρους του δίσκου.

Η παρατήρηση του φαινομένου γίνεται σε σκοτεινό ουρανό, όταν η Αφροδίτη συνήθως βρίσκεται πολύ χαμηλά και ο υπέρλαμπρος μηνίσκος δημιουργεί ψευδαισθήσεις, γι’ αυτό ερευνείστε την πιθανή εμφάνιση του τεφρώδους φωτός (χρησιμοποιώντας φίλτρα W25, W38A) και είτε τοποθετώντας τον μηνίσκο μόλις έξω από το οπτικό πεδίο, είτε εφαρμόζοντας ένα διάφραγμα έκλειψης στο εστιακό σημείο του προσοφθάλμιου. Στις 8 Ιουνίου του 2004 η Αφροδίτη τέλος βρίσκεται ανάμεσα στον Ήλιο και την Γη (Κατωτέρα Σύνοδος) όπου χάνεται μέσα στο εκτυφλωτικό φως του Ήλιου, και εμφανίζεται στην συνέχεια μετά από κάποιες ημέρες στον πρωινό ουρανό ακολουθώντας τις φάσεις που αναφέραμε αντίστροφα και τότε η παρατήρησή της γίνεται πριν από την Ανατολή του Ηλίου.
Στην συγκεκριμένη μάλιστα περίπτωση υπάρχει διάβαση του δίσκου της Αφροδίτης μπροστά από τον δίσκο του Ηλίου, ένα σπάνιο και συναρπαστικό φαινόμενο για το οποίο θα υπάρξει αναλυτική αναφορά εγκαίρως.

Τέλος εάν θέλετε να κρατήσετε μία εντύπωση της παρατήρησής σας ή και να καταγράψετε τα φαινόμενα της ατμόσφαιρας, μπορείτε να σχεδιάσετε τους σχηματισμούς σε έναν δίσκο διαμέτρου 50mm , αναφέροντας την ημερομηνία , ώρα σε UT= Τοπική ώρα – 2 ώρες. Περιοχές διαφορετικής έντασης, πχ σκοτεινές λωρίδες, η λαμπρότητα του χείλους, ή οι πολικές κηλίδες καταγράφονται οριοθετώντας τις με διακεκομμένες γραμμές. Η εκτίμηση της έντασης αυτών των περιοχών γίνεται βάσει μίας κλίμακας από το 0-5 ως εξής:

0 = Λαμπρό λευκό. ( Λαμπρότητα χείλους ή πολύ λαμπρές κηλίδες)
1 = Ο γενικός τόνος του δίσκου.
2 = Πολύ αμυδρές σκιάσεις μετά βίας διακριτές.
3 = Σαφείς ωστόσο αμυδρές σκιάσεις.
4 = Κάπως πιο σκοτεινές σκιάσεις.
5 = Ακόμη πιο σκοτεινές σκιάσεις, πολύ σπάνιες.

Καταγράφετε την κατάσταση της ατμόσφαιρας από το Ι έως το V ως εξής:

Ι = Τέλεια ατμοσφαιρική κατάσταση χωρίς κανένα τρεμόπαιγμα.
ΙΙ = Μικρές αναταράξεις με στιγμές ηρεμίας οι οποίες διαρκούν αρκετά δευτερόλεπτα.
ΙΙΙ = Μέτρια κατάσταση της ατμοσφαιρικής κατάστασης με μεγάλες αναταράξεις.
IV = Κακή κατάσταση ατμόσφαιρας με συνεχείς προβληματικές αναταράξεις.
V = Πολύ κακή κατάσταση ατμόσφαιρας η οποία μόλις που επιτρέπει ένα πρόχειρο

Με την πρόσθετη αναφορά των φίλτρων που χρησιμοποιήθηκαν, την εκτίμηση της διαύγειας της ατμόσφαιρας την λαμπρότητα του υπόβαθρου του ουρανού και το μέγεθος , τον τύπο τηλεσκοπίου και την μεγέθυνση, έχετε καταγράψει τα εκπληκτικά φαινόμενα αυτού του πλανήτη. Επίσης πολύ σημαντικό είναι το ότι θα έχετε πειθαρχήσει σε μία διαδικασία καταγραφής και μ’ αυτόν τον τρόπο θα οξύνετε την αντιληπτική σας ικανότητα.
Επιπλέον συμβάλλετε στην παγκόσμια έρευνα.
Θα ήμουν ιδιαίτερα χαρούμενος να ακούσω τις δικές σας εμπειρίες από τα θαύματα αυτού του συναρπαστικού πλανήτη, τις απορίες σας και ίσως να λάβω μέσω του ηλεκτρονικού ταχυδρομείου τις καταγραφές σας.

Για περισσότερες λεπτομέρειες οι οποίες αφορούν τις τεχνικές οπτικής, φωτογραφικής παρατήρησης και καταγραφής ψηφιακής εικόνας (Video, CCD), μπορείτε να απευθυνθείτε στο: [jnstellas@hotmail.com] Είναι σίγουρο ότι ο επίμονος και συστηματικός παρατηρητής ανταμείβεται πλουσιοπάροχα, με έντονες συγκινήσεις και ανακαλύψεις κάτι το οποίο μπορώ να καταθέσω μετά από 12 χρόνια «θητείας» στο προσοφθάλμιο. Πρέπει όμως να έχουμε υπ’ όψιν μας πως ειδικά η παρατήρηση της Αφροδίτης, αλλά και γενικότερα η πλανητική παρατήρηση ανάγεται στο επίπεδο όχι μόνον μίας απαιτητικής τεχνικής αλλά εν κατακλείδι στο επίπεδο μίας τέχνης, όπως είχε αναφέρει ένας μεγάλος ερασιτέχνης αστρονόμος των πρώτων δεκαετιών του 20ου αιώνα.

«The observation of the planets is a delicate art.»
M. du Martheray.




Φυσικά στοιχεία Αφροδίτης κατά την Ανατολική Αποχή 2003-2004

Φυσικά στοιχεία για την Αφροδίτη κατά την διάρκεια της Ανατολικής Αποχής
18 Αυγούστου 2003 – 8 Ιουνίου 2004.

Superior Conjunction: 18 August 2003
Inferior Conjunction: 8 June 2004

Date RA Dec. Mag. Diam. Ph. Elong. Δ
h m deg min arcsec deg
Aug. 2003 19 9 53.6 14 12 3.8 9.6 1.000 1 1.730
29 10 41.1 9 51 3.8 9.7 0.999 3 1.726
Sep. 08 11 27.2 + 5 03 -3.8 9.7 0.995 6 1.716
18 12 12.7 + 0 01 3.8 9.8 0.990 8 1.701
28 12 58.1 – 5 04 3.8 9.9 0.982 11 1.681
Oct. 08 13 44.2 9 59 3.8 10.1 0.973 13 1.657
18 14 31.7 14 32 3.8 10.2 0.963 16 1.629
28 15 21.0 -18 29 -3.8 10.5 0.950 19 1.596
Nov. 07 16 12.3 21 37 3.8 10.7 0.937 21 1.561
17 17 05.4 23 45 3.8 11.0 0.921 23 1.521
27 17 59.7 24 42 3.8 11.3 0.905 26 1.479
Dec. 07 18 54.3 24 25 3.8 11.6 0.887 28 1.433
17 19 48.0 -22 55 -3.8 12.1 0.867 30 1.385
27 20 39.8 -20 17 -3.9 12.5 0.845 32 1.333
Jan. 2004 01 21 04.9 -18 36 -3.9 12.8 0.834 33 1306
11 21 53.3 -14 38 3.9 13.4 0.809 35 1.250
21 22 39.4 -10 02 3.9 14.0 0.782 37 1.191
31 23 23.6 – 5 01 4.0 14.8 0.753 39 1.129
Feb. 10 0 06.4 + 0 12 4.0 15.7 0.721 41 1.064
20 0 48.4 + 5 25 -4.0 16.8 0.686 43 0.996
Mar. 01 1 30.0 10 26 4.1 18.0 0.647 44 0.925
11 2 11.5 15 05 4.1 19.6 0.604 45 0.851
21 2 52.8 19 10 4.2 21.5 0.557 46 0.776
31 3 33.6 22 34 4.3 23.9 0.504 46 0.699
Apr. 10 4 12.7 +25 08 -4.3 26.9 0.444 45 0.621
20 4 48.4 26 51 4.4 30.7 0.376 44 0.544
30 5 17.9 27 42 4.4 35.5 0.297 41 0.470
May 10 5 37.3 27 44 4.4 41.7 0.208 35 0.400
20 5 42.3 26 56 4.3 48.8 0.113 27 0.342
30 5 30.2 +25 12 -4.0 55.2 0.031 14 0.302
Jun. 09 5 05.7 22 32 3.6 57.8 0.000 1 0.289
19 4 43.3 19 45 4.0 54.5 0.040 16 0.306
29 4 34.4 18 00 4.3 47.8 0.124 28 0.349
Jul. 09 4 40.9 17 32 4.4 40.8 0.218 36 0.409
19 4 59.8 +18 00 -4.4 34.8 0.304 41 0.479
29 5 27.6 18 49 4.3 30.1 0.379 44 0.554
Aug. 08 6 02.0 19 34 4.3 26.4 0.445 45 0.631
18 6 41.1 19 54 4.2 23.5 0.503 46 0.710
28 7 23.3 19 36 4.1 21.2 0.555 45 0.787
Sep. 07 8 07.6 +18 32 -4.1 19.3 0.602 45 0.864
17 8 52.9 16 39 4.0 17.8 0.644 43 0.938
27 9 38.3 13 59 4.0 16.5 0.684 42 1.011
Oct. 07 10 23.6 10 36 4.0 15.4 0.721 40 1.080
17 11 08.6 6 39 3.9 14.5 0.755 38 1.147
27 11 53.3 + 2 18 -3.9 l3.8 0.786 36 1.211
Nov. 06 12 38.2 – 2 17 3.9 l3.1 0.815 34 1.271
16 13 23.7 6 52 3.9 12.6 0.841 32 1.328
26 14 10.4 11 17 3.9 12.1 0.865 30 1.381
Dec. 6 14 58.6 -15 17 3.9 11.7 0.887 28 1.431
16 15 48.8 -18 40 -3.8 11.3 0.906 25 1.476
26 16 40.8 21 12 3.8 11.0 0.924 23 1.518



Παρουσίαση και ανάλυση οπτικών παρατηρήσεων του πλανήτη Αφροδίτη κατά την διάρκεια της Ανατολικής αποχής 2002

» Fairest of stars, last in the train of night,
if better thou belong not to the dawn,
Sure pledge of day, that crown’st the smiling morn
With thy bright circlet, praise HIM in thy sphere. »
Milton.

Η παρούσα αναφορά, αφορά την καταγραφή, συγκέντρωση και αξιολόγηση, ανάλυση 27 οπτικών τηλεσκοπικών παρατηρήσεων της ατμόσφαιρας της Αφροδίτης κατά την διάρκεια της Ανατολικής Αποχής του πλανήτη ( Ιανουάριος 14 – Οκτώβριος 31- 2002) με τον σκοπό της ανάγνωσης της συμπεριφοράς και δυναμικότητας των κυριότερων σχηματισμών και τέλος τον προσδιορισμό παρατηρησιακών σχεδίων προς εκπόνηση.

Α. Σημαντικές ημερομηνίες της Αφροδίτης.

1. Ανωτέρα Σύνοδος (Superior Conjunction): 14 Ιανουαρίου 2002.
2. Μέγιστη Ανατολική Αποχή (Greatest Elongation East): 22 Αυγούστου 2002. (460)
3. Κατωτέρα Σύνοδος (Inferior Conjunction): 31 Οκτωβρίου 2002.

Greek venus observers with their telescopes

Εικόνα 1. Οι παρατηρητές που συμμετείχαν στην οπτική μελέτη της ατμόσφαιρας.

B. Παρατηρητές και εξοπλισμός.

Παρατηρητής Περιοχή Τηλεσκόπιο Παρατηρήσεις
Μαραβέλιας Γρηγόρης Αθήνα 110mm f/7,3 Equatorial refl. 6
Στέλλας Ιάκωβος Αθήνα 130mm f/10,8 Equatorial, motor driven,Apo. Refractor 10
Στρίκης Ιάκωβος Αθήνα 60mm f/11,6 Altaz. Refractor 11
ΣΥΝΟΛΟ 27

1. Εισαγωγή.

Η Αφροδίτη στο τηλεσκόπιο εμφανίζει έναν υπέρλαμπρο δίσκο ως τεκμήριο της υπέρπυκνης ατμόσφαιρας της. Οι ορατοί σχηματισμοί, σκιάσεις (χαρακτηριστικά απορρόφησης) ή λαμπρότητες (ανάκλασης) αρχίζουν να γίνονται αντιληπτοί στο μέρος του φάσματος (ιώδες) όπου η ευαισθησία του ανθρώπινου ματιού πέφτει κατακόρυφα.
Οι σχηματισμοί έχουν την όψη άλλοτε άμορφων αμυδρών σκιάσεων, άλλοτε λωρίδων ενώ ο δίσκος μπορεί να εμφανίζεται και κενός. Παρατηρείται γενικά λαμπρό χείλος (limb band) και σταδιακή πτώση της έντασης προς την διαχωριστική γραμμή (terminator).Στις Πολικές περιοχές παρατηρούνται λαμπρές κηλίδες, (συστροφές νεφών) Cusp Caps – N/S οι οποίες ενίοτε περιβάλλονται από σκούρες λωρίδες / Cusp Collars – N/S.

Venus drawing sample features
Στην επόμενη Εικόνα 2 φαίνονται οι κυριότεροι σχηματισμοί.

Η χρήση φίλτρων Wratten της Kodak και αλληλοδιασταυρούμενες παρατηρήσεις θεωρούνται ύψιστης αναγκαιότητας.
Οι παρατηρητές σχεδίασαν τον πλανήτη σε φόρμες της BAA στο οπτικό μέρος του φάσματος με την χρήση φίλτρων.

2. Αποτελέσματα.

Έγινε ανάλυση των παρατηρήσεων και προσκόμισή τους στον Robert Steele (BAA’s Mercury and Venus Section) ο οποίος διασταύρωσε μεγάλο μέρος των καταγραφών.
Το 70% των σχηματισμών βρέθηκε να καταγράφεται στο Ν. Ημισφαίριο, με μέση μέγιστη έκταση στις -30deg και αντίστοιχη Βόρεια τις +10deg πλάτους του δίσκου.

venus cloud markings chart

Εικόνα 3. Διάγραμμα κατανομής των σχηματισμών της ανώτερης ατμόσφαιρας της Αφροδίτης ανά πλανητοκεντρικό πλάτος και ημερομηνία (24/5-26/9/02).

Η μελέτη της κατανομής των σχηματισμών της ατμόσφαιρας έγινε με φάση δίσκου (θεωρητικά προβλεπόμενη) από περίπου 84% έως περίπου 50% (20 Αυγούστου). Ως εκ τούτου δίνει μία συνοπτική εικόνα της κατανομής ανά πλανητοκεντρικό πλάτος του πρώτου μισού της αποχής και ειδικά από πλάτος -50deg έως +50 deg, προς αποφυγή συγχύσεων με σχηματισμούς και φαινόμενα των πολικών περιοχών. Η συνέχιση της μελέτης κρίθηκε ασύμφορη καθώς η συνεχώς μειούμενη φάση του δίσκου καθιστά τις καταγραφές της ατμόσφαιρας μειωμένης εμπιστοσύνης.
Καταρτίστηκαν δείκτες εμφάνισης (για Πολικές κηλίδες, λωρίδες) και σχετικής φωτομετρίας (για Πολικές κηλίδες) όπως και σχετικοί δείκτες εμφάνισης και σχετικής φωτομετρίας για επιλεγμένα ζεύγη ή ομάδες δεικτών. Τοποθετήθηκαν σε διαγράμματα και αποκάλυψαν την έμφαση της Ν. Πολικής κηλίδας σε δυναμικότητα εμφάνισης αντίθετα την έμφαση της Β. Πολικής κηλίδας σε δυναμικότητα σχετικής φωτομετρίας. Συνοψίστηκαν συμπεράσματα και προτάθηκαν παρατηρησιακά σχέδια.

3. Εικόνες στο υπεριώδες μέρος του φάσματος και οπτικές καταγραφές.

Από την εποχή του Ross και των πρώτων φωτογραφιών στο ιώδες ο προβληματισμός σχετικά με την αξιοπιστία των οπτικών παρατηρήσεων συνεχίζεται. Σήμερα δεχόμαστε ότι θα πρέπει να υπάρχει ένα οπτικό ανάλογο των υπεριωδών σχηματισμών. Η ακριβής σχέση ψηφιακών εικόνων (ιώδες) – οπτικών παρατηρήσεων αποτελεί προτεινόμενο σχέδιο ύψιστης σημασίας δεδομένου του όγκου τριών αιώνων οπτικών καταγραφών.
Η αξιοπιστία των οπτικών καταγραφών της ατμόσφαιρας της Αφροδίτης προβλημάτισε τους παρατηρητές κάθε εποχής. Ας δούμε κάποιες ενδιαφέρουσες αναφορές από το παρελθόν.

Όπως τίθεται από τον Richard Baum:
«Η αλήθεια είναι ότι οι περισσότεροι από εμάς βλέπουν στην πραγματικότητα σχηματισμούς στον πλανήτη. Είναι αμυδροί και δύσκολα εμφανείς και καθώς είναι αμυδροί και αβέβαιοι υποβάλλουν την υποψία. Εν τούτοις ένα πράγμα για το οποίο όλοι θεωρούμαστε ένοχοι είναι η αποτυχία να διερευνήσουμε τον δίσκο για μοτίβο.»

Ο Audouin Dolfus, επιφανής πλανητολόγος, με τον οποίο είχε συνεργαστεί και ο Ιωάννης Φωκάς, αναφέρει το 1961:
» Η παρατήρηση των σκιωδών περιοχών της Αφροδίτης δεν εξαρτάται από την τηλεσκοπική ανάλυση με την ίδια κρισιμότητα των σχετικά μεγάλου κοντράστ λεπτομερειών στις επιφάνειες των πλανητών ή της Σελήνης. Αντίθετα οι συνθήκες που αφορούν το τηλεσκόπιο και η κατάσταση της ατμόσφαιρας είναι επιθυμητό να έχουν σαν αποτέλεσμα το μέγιστο κοντράστ.»

Το 1891 ο William Denning, από τους επιφανέστερους ερασιτέχνες αστρονόμους του 19ου αιώνα έγραφε:
«Ενίοτε εκδίδονται αναφορές οι οποίες παρουσιάζουν πολύ σκοτεινούς και ευδιάκριτους σχηματισμούς οι οποίοι έχουν γίνει ορατοί με τηλεσκόπια μόλις 2 ή 3 ιντσών. Τέτοιες επικλήσεις είναι συνήθως αναξιόπιστες. Εάν μπορούσαν οι συγγραφείς τέτοιων αναφορών να εποπτεύσουν τον πλανήτη μέσα από ένα καλό τηλεσκόπιο διαμέτρου 10 ή 12 ιντσών θα έβλεπαν αμέσως ότι είχαν απατηθεί. Μερικά χρόνια πριν, έκανα έναν αριθμό παρατηρήσεων της Αφροδίτης με διοπτρικά τηλεσκόπια διαμέτρου 2-3 και 4 ιντσών και 4 και 10 ιντσών κατοπτρικά και μπόρεσα άμεσα να εντοπίσω με τα μικρότερα όργανα αυτό που μετά βεβαιότητας φαινόταν να είναι κηλίδες μίας έκδηλης φύσης αλλά στην συνέχεια χρησιμοποιώντας το 10 ιντσών κατοπτρικό, στο οποίο η εικόνα βελτιώθηκε δραματικά, οι κηλίδες εξαφανίστηκαν εντελώς και απλά παρέμεινε σαν κάτι μόλις περισσότερο από μία υποψία των αμυδρών συμπυκνώσεων οι οποίες συνιστούν τους μόνους ορατούς σχηματισμούς στην επιφάνεια.»

Ο Denning κατέθεσε την αλήθεια όπως τότε αυτή παρουσιάζονταν σ’ αυτόν. Δεν είχε καμία γνώση της συσχέτισης των σχηματισμών στο υπεριώδες μέρος του φάσματος και των οπτικών καταγραφών.

Η διαφορά είναι ότι οι σύγχρονοι παρατηρητές έχουν αυτό το πλεονέκτημα και σαν συνέπεια κοιτούν με «πληροφορημένο» μάτι. Όπως και να ‘χει οι επικρίσεις τους επηρεάζονται ακόμη από το παρελθόν. Αυτή η αποτυχία στο να «εκσυγχρονιστεί» κάποιος σίγουρα πρέπει να εμποδίζει την κατανόηση και όχι να την προωθεί.

Ο Richard Baum αναφερόμενος στις τυπικές τοποθετήσεις διαφόρων ομάδων παρατηρητών αναφέρει:
«Αν και πολλοί κοιτούν την Αφροδίτη, λίγοι πραγματικά παρατηρούν και ακόμη λιγότεροι συμφωνούν για τι είναι ορατό. Άλλοι με μία υπερκριτική προκατάληψη αποκλείουν ο,τιδήποτε δεν μπορούν να διασταυρώσουν ενώ άλλοι υιοθετούν μία πιο ελεύθερη στάση. Τίποτε δεν είναι σίγουρο, λίγα κατοχυρώνονται, εν τούτοις μία απόλυτη απόρριψη όλων των στοιχείων τα οποία δεν συμμορφώνονται προς τις προσμονές μας σίγουρα έρχεται σε σύγκρουση με την πραγματικότητα.»

Οι εικόνες βέβαια του Mariner 10, στο υπεριώδες μας αποκάλυψαν την πραγματική φύση των «υπεριωδών» σχηματισμών των νεφών της Αφροδίτης σε όλη τους την μεγαλοπρέπεια.

Από πειράματα τα οποία έχουν γίνει ανάμεσα σε διαφορετικούς παρατηρητές βάσει συγκριτικών οπτικών παρατηρήσεων, έχει διαφανεί ότι η καταγραφή των υπεριωδών σχηματισμών της ατμόσφαιρας εκτός των θετικών ή αρνητικών προσμονών /προκαταλήψεων (ψυχοφυσιολογικά φαινόμενα) πρέπει να επηρεάζεται τουλάχιστον σε κάποιο βαθμό από την ευαισθησία του συγκεκριμένου παρατηρητή στο υπεριώδες φάσμα. Αυτή η ευαισθησία είναι εκτός των άλλων η οποία σε κάποιο βαθμό επηρεάζει τον τρόπο με τον οποίο δύο διαφορετικοί παρατηρητές καταγράφουν τους ίδιους σχηματισμούς.
Υπάρχουν πάρα πολλά παραδείγματα από την ιστορία που δείχνουν το ενδιαφέρον πολλών σημαντικών αστρονόμων για την σχέση που συνδέει τους σχηματισμούς οι οποίοι καταγράφονται οπτικά και τις αντίστοιχες εικόνες στο υπεριώδες. Η αντιστοιχία αυτή είχε κινήσει το ενδιαφέρον του μεγάλου F.E.Ross ο οποίος το1927 υπήρξε πρωτοπόρος στην εκτενή μελέτη σχηματισμών της ατμόσφαιρας του πλανήτη φωτογραφίζοντας την ατμόσφαιρα στο υπεριώδες. «Είναι φυσικό»,έγραφε, «να συμπεράνουμε ότι οι σχηματισμοί οι οποίοι παρατηρούνται οπτικά σχετίζονται στενά, σε θέση και γενική μορφή» με αυτούς που φαίνονται σε φωτογραφίες οι οποίες έγιναν στο U.V με τα διαμέτρου 60 και 100 ιντσών κατοπτρικά τηλεσκόπια του όρους Wilson τον Ιούνιο και Ιούλιο του 1927.

Το ζήτημα όμως ακόμη δεν έχει απαντηθεί ικανοποιητικά. Το 1960 ο Bradford Smith συνεργάτης αστρονόμος τότε στο πολιτειακό αστεροσκοπείο του New Mexico συνέκρινε μερικές παρατηρήσεις του Richard Baum οι οποίες είχαν γίνει στο ολικό φως με ένα διοπτρικό τηλεσκόπιο διαμέτρου 115mm με τις εικόνες του στο UV.
«Η πίστη μου στις οπτικές παρατηρήσεις», έγραφε, «ενδυναμώθηκε κατά πολύ…όταν συνέκρινα τα σχέδια σας με αυτά του καθ. Freitas Mourao, και στην συνέχεια συνέκρινα αμφότερα με τις εικόνες μου στο υπεριώδες. Ένα πανομοιότυπο χονδρικά μοτίβο ανάμεσα στα τρία είναι άμεσα εμφανές, και λίγες αμφιβολίες μπορούν να υπάρξουν για το ότι εσείς και o καθ. Mourao παρατηρείτε τους ίδιους σχηματισμούς που εμείς φωτογραφίζουμε.»
Η σχετικά πρόσφατη είσοδος στο προσκήνιο του ψηφιακού εξοπλισμού, CCD κάμερες και βιντεοσκόπηση, έχει δώσει την ευκαιρία σε κάποιους ερασιτέχνες αστρονόμους να κάνουν ένα γιγαντιαίο άλμα στην δυνατότητα καταγραφής σχηματισμών στις πλανητικές επιφάνειες. Αυτήν την στιγμή συγκεκριμένα την ατμόσφαιρα της Αφροδίτης με ψηφιακές μεθόδους στο υπεριώδες καταγράφουν λίγοι ερασιτέχνες. Αναφέρω τους David Moore με 36cm f/13,5 Cassegrain, HX-5 με IRB και Schuler UV filter και Frank Mellilo ο οποίος χρησιμοποιεί ένα 8″ SCT με ένα UG1 UV φίλτρο.

Στην συνέχεια παραθέτω κάποιες από τις παρατηρήσεις του συγκεκριμένου κύκλου μαζί με κάποιες ψηφιακές εικόνες CCD σε ίδιες ή παραπλήσιες ημερομηνίες. Γενικά η ερευνά μου στο δίκτυο έδειξε ότι ελάχιστες ψηφιακές εικόνες δεν είχαν κάποια έστω σχέση με τους καταγραφόμενους σχηματισμούς στις οπτικές παρατηρήσεις οι οποίες παρουσιάστηκαν στην αρχή.
Παραθέτω τις εικόνες χωρίς ιδιαίτερα σχόλια καθώς η συγκριτική μελέτη ψηφιακών εικόνων στο υπεριώδες και οπτικών παρατηρήσεων είναι ένα πεδίο μελέτης το οποίο απαιτεί πειράματα αυστηρής μεθοδολογικής βάσης.

Comparison of Venus Features from optical observations and UV ccd images

Comparison of Venus Features from optical observations and UV ccd images Comparison of Venus Features from optical observations and UV ccd images Comparison of Venus Features from optical observations and UV ccd images

Εικόνα 4. Σχέδια και εικόνες της Αφροδίτης στο υπεριώδες και στο οπτικό
κατά την διάρκεια της Ανατολικής αποχής του 2002.