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 – 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.




Φυσικά στοιχεία του Άρη για το 2003

Πίνακας 1:
Φυσικά στοιχεία του Πλανήτη Άρη, 1 Μαίου – 27 Δεκεμβρίου 2003.
2003 Dec
deg min
Diam.
arcsec
P
deg
Q
deg
Φάση Αρεογραφικό Πλάτος
κέντρου του δίσκου (deg) (Tilt)
Ls
deg
Μάιος 01 -20 22 9,4 6 256 0,866 -16 177
11 -19 12 10,2 2 254 0,865 -18 183
21 -17 57 11,2 359 253 0,866 -19 189
31 -16 43 12,2 355 252 0,869 -20 194
Ιούν. 10 -15 32 13,5 352 251 0,875 -21 200
20 -14 29 14,9 349 251 0,885 -21 206
30 -13 40 16,4 347 251 0,887 -21 212
Ιούλ. 10 -13 10 18,2 345 252 0,914 -21 219
20 -13 03 20 344 253 0,934 -21 225
30 -13 21 21,9 343 256 0,956 -20 231
Αύγ. 09 -14 02 23,5 344 262 0,977 -19 237
19 -14 57 24,7 345 277 0,993 -19 244
29 -15 50 25 346 341 0,998 -19 250
Σεπτ. 08 -16 23 24,4 348 42 0,992 -19 256
18 -16 26 23 349 56 0,977 -19 263
28 -15 55 21,2 350 62 0,952 -20 269
Οκτ. 08 -14 55 19,2 349 65 0,934 -21 275
18 -13 30 17,3 348 66 0,915 -22 282
28 -11 46 15,5 346 67 0,899 -23 288
Νοέμ. 07 -09 47 14 344 67 0,887 -24 294
17 -07 45 12,6 342 67 0,879 -25 300
27 -05 14 11,4 339 67 0,873 -26 306
Δεκ. 07 -02 46 10,4 336 67 0,87 -26 312
17 -00 12 9,5 333 67 0,87 -26 317
27 +02 23 8,7 330 67 0,871 -26 323

 

Πίνακας 2:
Η μεταβολή της τιμής του Αρεογραφικού μήκους της θέσης του
κεντρικού μεσημβρινού του Άρη σε ώρες και πρώτα λεπτά.

Ώρες μοίρες Ώρες μοίρες λεπτά μοίρες λεπτά μοίρες λεπτά μοίρες
1 14,6 6 87,7 10 2,4 1 0,2 6 1,5
2 29,2 7 102,3 20 4,9 2 0,5 7 1,7
3 43,9 8 117 30 7,3 3 0,7 8 1,9
4 58,5 9 131,6 40 9,7 4 1 9 2,2
5 73,1 10 146,2 50 12,2 5 1,2 10 2,4

 

Πίνακας 3:
Η τιμή του Αρεογραφικού μήκους της θέσης του κεντρικού μεσημβρινού του Άρη,
στις 00h 00m U.T από 1 Μαίου έως 31 Δεκεμβρίου 2003.
Ημέρα Μάιος Ιούν. Ιούλ. Αύγ. Σεπτ. Οκτ. Νοέμ. Δεκ.
1 3,5 64 137,5 210,1 294 25 95,2 166,3
2 353,6 54,4 128,1 201 285,1 15,9 85,7 156,5
3 344,1 44,8 118,7 192 276,3 6,7 76,1 146,8
4 334,5 35,2 109,2 183 267,5 357,5 66,6 137,1
5 324,8 25,6 99,8 173,9 258,6 348,3 57 127,4
6 315,1 16 90,4 164,9 249,8 339,1 47,5 117,6
7 305,4 6,4 81 155,9 240,9 329,9 37,9 107,9
8 295,8 356,8 71,6 146,9 232 320,6 28,3 98,1
9 286,1 347,2 62,3 138 223,2 311,4 18,7 88,4
10 276,4 337,6 52,9 129 214,3 302,1 9,2 78,6
11 266,8 328 43,6 120,1 205,4 292,8 359,6 68,9
12 257,1 318,4 34,2 111,1 196,5 283,5 350 59,1
13 247,4 308,8 24,9 102,2 187,6 274,2 340,3 49,4
14 237,7 299,2 15,6 93,3 178,6 264,9 330,7 39,6
15 228,1 289,7 6,3 84,4 169,7 255,6 321,1 29,8
16 218,4 280,1 357 75,5 160,8 246,2 311,5 20,1
17 208,8 270,6 347,7 66,6 151,8 236,9 301,8 10,3
18 199,1 261 338,4 57,7 142,8 227,5 292,2 0,5
19 189,4 251,5 329,2 48,9 133,9 218,1 282,5 350,8
20 179,8 241,9 319,9 40 124,9 208,7 272,9 341
21 170,1 232,4 310,7 31,1 115,9 199,3 263,2 331,2
22 160,5 222,9 301,5 22,3 106,8 189,9 253,5 321,4
23 150,8 213,4 292,3 13,5 97,8 180,5 243,9 311,6
24 141,2 203,9 283,1 4,6 88,8 171 234,2 301,8
25 131,5 194,4 273,9 355,8 79,7 161,6 224,5 292,1
26 121,9 184,9 264,8 346,9 70,6 152,1 214,8 282,3
27 112,2 175,4 255,6 338,1 61,5 142,7 205,1 272,5
28 102,6 165,9 246,5 329,3 52,4 133,2 195,4 262,7
29 92,9 156,4 237,4 320,5 43,3 123,7 185,7 252,9
30 83,3 147 228,3 311,6 34,2 114,2 176 243,1
31 73,7 ——— 219,2 302,8 ——— 104,7 ——– 233,3

Η παράθεση των στοιχείων τα οποία αναφέρονται στους τρεις Πίνακες που προηγήθηκαν, σαφώς και είναι προσβάσιμα πια με το πάτημα ενός κουμπιού μέσα από κάποιο ανάλογο πρόγραμμα. Ακολούθησα την προ ψηφιακής εποχής τακτική όχι από αδυναμία να συμπορεύσω με τις νέες τάσεις μετάδοσης της πληροφορίας αλλά γιατί η συνολική και μόνον θέαση των φυσικών στοιχείων του πλανήτη δίνει την ευκαιρία για σημαντικές επισημάνσεις.

1) Το πρώτο ενδιαφέρον σημείο στο οποίο θα έπρεπε να σταθούμε είναι το ότι δεν θα έπρεπε ειδικά ο νεοεισερχόμενος οπτικός παρατηρητής του πλανήτη Άρη να υπολογίζει εκ των προτέρων την θέση του Κεντρικού Μεσημβρινού και να συμβουλεύεται τον χάρτη (Εικ. 1) για το τι περίπου αναμένει να δει στο προσοφθάλμιο. Κατ’ αυτόν τον τρόπο αποκτά μία εκ των προτέρων προκατάληψη με αποτέλεσμα χωρίς να το αντιλαμβάνεται μειώνει την “αντικειμενικότητα” της καταγραφής. Η λέξη αντικειμενικότητα είναι σε εισαγωγικά καθώς εξ’ ορισμού η οπτική παρατήρηση εμπεριέχοντας τον συνδυασμό οφθαλμός-ανθρώπινος εγκέφαλος είναι υποκειμενική. Βέβαια ένας έμπειρος οπτικός παρατηρητής κάλλιστα καταγράφει στοιχεία τα οποία τηρουμένων των αναλογιών θεωρούνται αντικειμενικά. Αυτό δεν σημαίνει ότι η ιστορία της οπτικής παρατήρησης του πλανήτη δεν έχει αναδείξει θέματα, όπως οι δήθεν διώρυγες ύδρευσης των Ερήμων του πλανήτη κατασκευασμένες από νοήμονα όντα του Άρη, τα οποία τελικά ήταν τα αποτελέσματα της υποκειμενικότητας του δέκτη, οφθαλμός- ανθρώπινος εγκέφαλος. Οι απαντήσεις σε τέτοιου είδους θέματα είναι προφανείς σήμερα όμως, πριν από 130 χρόνια χρειάστηκαν άλλα 50 χρόνια διαμάχης και τιτάνιας προσπάθειας για να ξεκαθαρίσουν. Το συμπέρασμα είναι ότι ο παρατηρητής πρέπει να καταγράφει μόνον αυτό για το οποίο είναι σίγουρος και όχι αυτό το οποίο θα όφειλε να δει βασισμένος σε κάποιο χάρτη.

Χάρτης του Άρη από τον τον Mario Frassati.

Εικόνα 1: Χάρτης των επιφανειακών σχηματισμών του Άρη από τον τον Mario Frassati.

2) Ας έρθουμε στην συμπλήρωση της φόρμας παρατήρησης (Εικ. 2). Αρχικά ο παρατηρητής καλείται να καταγράψει την ημερομηνία σε UT, την ώρα, και άλλα στοιχεία τα οποία αφορούν τον τύπο του τηλεσκοπίου που χρησιμοποίησε όπως την μεγέθυνση και τα φίλτρα. Πρέπει να χρησιμοποιούνται φίλτρα Wratten της Kodak, είναι επίσης σημαντικό να αναφέρεται ο αριθμός του φίλτρου και
όχι απλά το χρώμα του, πχ W23A και όχι απλά ανοιχτό κόκκινο. Η χρονική στιγμή καταγράφεται σε UT όπως έχει ήδη ειπωθεί δηλ όσο ισχύει η θερινή ώρα, UT = Ώρα Ελλάδος- 3ώρες, ενώ με την χειμερινή, UT= Ώρα Ελλάδος – 2ώρες. Στην συνέχεια καταγράφονται πληροφορίες οι οποίες αφορούν τα φυσικά στοιχεία του δίσκου όπως το μέγεθος και άλλα στοιχεία τα οποία αφορούν την κλίση του άξονα περιστροφής και την φάση και τοποθέτηση της σκιάς του δίσκου. Πολλές φορές
όταν ο νεοεισερχόμενος επίδοξος μελετητής του πλανήτη έρχεται σε επαφή με τέτοιου είδους στοιχεία, λόγω της έλλειψης ανάλογων πληροφοριών, αποθαρρύνεται με αποτέλεσμα να αυτοκαταργείται. Δεν υπάρχει αυτό το περιθώριο αυτήν την φορά καθώς ο πλανήτης θα έχει μία τόσο ευνοϊκή αντίθεση, τουλάχιστον από άποψη φαινομένου μεγέθους, μετά από 54.450 χρόνια! Η επόμενη εικόνα, θα βοηθήσει πιστεύω στην κατανόηση αυτών των φυσικών στοιχείων.

Φόρμα παρατήρησης του Άρη

Εικόνα 2: Η φόρμα παρατήρησης του Άρη (από την ΒΑΑ).

Εικόνα περιστροφής και φάσης Άρη

Εικόνα 3: Ο άξονας περιστροφής του Άρη και η γωνία της φάσης.

Αρχικά, στην εικόνα, παρατηρούμε τον κατακόρυφο άξονα N.Er. ο οποίος προσδιορίζει τον άξονα περιστροφής της Γης και τον Γήινο Βορά, N.e. Ο Βοράς εδώ είναι κάτω για να συμβαδίζει με τον προσανατολισμό του τηλεσκοπικού ειδώλου, Νευτώνεια τηλεσκόπια και διοπτρικά χωρίς διαγώνιο ή πρίσμα.

Ο άξονας N.Mrs. ορίζει αντίστοιχα τον άξονα περιστροφής του Άρη και τον Βορά του, N.m. Η γωνία (N.Er. O. N.Mrs. ) ορίζει την γωνία της κλίσης του άξονα περιστροφής του Άρη η οποία φέρει το σύμβολο P. Η γωνία αυτή τοποθετείται σε φορά αντίθετη της φοράς των δεικτών του ωρολογίου από τον Γήινο Βορά N.e.

Το επόμενο στοιχείο το οποίο καλείται να καταγράψει ο παρατηρητής άφορά την γωνία της φάσης η οποία χαρακτηρίζεται από το Q. Όπως φαίνεται στην εικόνα, η γραμμοσκιασμένη περιοχή αποτελεί την σκιά του δίσκου του πλανήτη. Η τιμή Q αφορά την γωνία ( N.Er. O. q. ) η οποία τοποθετείται επίσης σε φορά αντίθετη της φοράς των δεικτών του ωρολογίου. Η Οq είναι κάθετη της q1q3 όπου q1, q3 είναι τα σημεία όπου η σκίαση συναντάει τα χείλη του δίσκου του Άρη. Η φάση του δίσκου (τηλεσκοπικό είδωλο) εμφανίζεται στο αριστερό μέρος του δίσκου πριν από την αντίθεση ενώ στο δεξί μέρος μετά την αντίθεση.

Εδώ προκύπτει το θέμα του προσανατολισμού του δίσκου όπως και αυτό της περιστροφής του. Χρησιμοποιούμε το τηλεσκοπικό είδωλο, δηλ. Βοράς κάτω Δύση δεξιά, προσοχή εδώ αναφερόμαστε στην Δύση του Άρη και όχι στην ουράνια Δύση. Ως εκ τούτου η περιστροφή του πλανήτη συμβαίνει από τα δεξιά προς τα αριστερά ή όπως ονομάζουμε τα αντίστοιχα χείλη του δίσκου (limbs) από το Επόμενο (Following) ή πρωινό χείλος (Δυτικό) προς το Προπορευόμενο (Preceding) ή απογευματινό χείλος (Ανατολικό), βλέπε τις σημάνσεις Pr. και F της εικόνας.

Άλλο στοιχείο το οποίο καλείται να καταγράψει ο παρατηρητής είναι το Αρεογραφικό πλάτος του κέντρου του δίσκου το οποίο αναφέρεται στην φόρμα ως (Latitude of disk center). Αυτός είναι ένας δείκτης ο οποίος μας δείχνει το ποίο ημισφαίριο (Βόρειο ή Νότιο) στρέφεται προς την Γη. Για να κατανοήσουμε την αξία αυτού του δείκτη ας αναφέρουμε το εξής παράδειγμα: Αν ανατρέξουμε στον χάρτη (Εικ. 1) θα δούμε ότι ο σχηματισμός Solis Lacus έχει συντεταγμένες (90deg W, -30deg S). Στις 6 Ιουλίου 2003 στις 00h 00m UT ο Κεντρικός μεσημβρινός του Άρη έχει τιμή CML= 90 deg 4′. Αυτό σημαίνει ότι ο σχηματισμός βρίσκεται στο μέσον του δίσκου. Βάσει του Πίνακα 1 τώρα, η τιμή του
(Lat. Of disk center) στις 6/7/2003 είναι -20deg. Αυτό σημαίνει ότι η περιοχή Solis Lacus θα βρίσκεται περίπου 10deg Νοτιότερα από τον φαινόμενο ισημερινό του Άρη. Διαφορετικά θα λέγαμε ότι εάν μπορούσαμε να βρεθούμε στις 6 Ιουλίου 2003 στις 00h 00UT στο κέντρο του σχηματισμού, εάν μπορούσαμε να αντέξουμε τις πολύ χαμηλές θερμοκρασίες της Αρειανής επιφάνειας και να διαπεράσουμε το διάχυτο ηλιακό φως θα ατενίζαμε τον πλανήτη Γη σε απόσταση μόλις 10deg από το τοπικό ζενίθ. Η τιμή του Lat. Of disk center είναι πολύ χρήσιμη διότι εκτός από το ποιο ημισφαίριο στρέφεται προς την Γη, μας δίνει μία επιπλέον εντύπωση για τον βαθμό της παραμόρφωσης που θα πρέπει να αναμένουμε στην όψη ενός σχηματισμού λόγω της κλίσης (Tilt) του δίσκου. Ο γράφων μπορεί να καταθέσει την δυσκολία που αντιμετώπισε στην μελέτη του συγκεκριμένου σχηματισμού
κατά την διάρκεια των Αφηλιακών αντιθέσεων όπου η τιμή της κλίσης του δίσκου είχε υψηλή θετική τιμή και ως εξ τούτου οι σχηματισμοί του Νοτίου ημισφαιρίου λόγω της παραμόρφωσης ήταν πολύ δύσκολο να μελετηθούν με ακρίβεια.

Ας υποθέσουμε τώρα ότι βάσει των στοιχείων των Πινάκων 2 και 3 θέλουμε να υπολογίσουμε την τιμή του Αρεογραφικού μήκους της θέσης του ΚΜ και έστω ότι η τοπική ώρα παρατήρησης είναι 18/5/2003 01.30′. Σε UT, δεδομένης της θερινής ώρας, η ώρα παρατήρησης είναι 22.30′ 17/5/2003. Στις 00h 00m στις 17/5/03 σύμφωνα με τον Πίνακα 3 η τιμή είναι 208,8. Η τιμή του Κεντρικού μεσημβρινού θα είναι σύμφωνα με τα στοιχεία του Πίνακα 2: Central Meridian Longitude = 208,8+ 146,2 Χ2+29,2+7,3= 537,7. Το αποτέλεσμα είναι >360deg γι’ αυτό αφαιρούμε 360 και καταλήγουμε στην τιμή 177,7 που είναι και η τελική τιμή.

Ένας άλλος όρος που απαιτείται να συμπληρώσει ο παρατηρητής στην φόρμα παρατήρησης είναι το Ls ή Αρεοκεντρικό μήκος του Ήλιου. Ένας παρατηρητής στον Άρη στην διάρκεια του τοπικού έτους βλέπει τον Ήλιο να διαγράφει μία τροχιά στον ουρανό. Αυτή είναι η εκλειπτική του Άρη. Το ακριβές σημείο της θέσης του Ήλιου σε σχέση με τον ουράνιο Ισημερινό του Άρη και ως εκ τούτου η εποχή του πλανήτη την στιγμή της παρατήρησης προσδιορίζεται από το Ls. Οι διαδοχές των εποχών ορίζονται ως εξής:

Ls = 0deg — Εαρινή ισημερία Β. ημισφαιρίου του Άρη.
Ls = 90deg — Θερινό ηλιοστάσιο Β. ημισφαιρίου.
Ls = 180deg – Εαρινή ισημερία Ν. ημισφαιρίου.
Ls = 270deg – Θερινό ηλιοστάσιο Ν. ημισφαιρίου.

(Η τιμή του Ls δίνεται από τον Πίνακα 1.)

Μία άλλη μέθοδος που εκφράζει τις εποχές είναι η χρήση της Αρειανής ημερομηνίας, Martian Date (M.D). Η μέθοδος αυτή αφορά ένα εντελώς αυθαίρετο σύστημα στο οποίο αντιστοιχούμε 12 μήνες , δηλαδή (365) ημέρες στο Αρειανό έτος. Δεν υπάρχει ουσιαστικά καμία σχέση ανάμεσα σ’ αυτές τις ημερομηνίες (Martian Dates) και μία περιστροφή του Άρη γύρω από τον άξονά του, αφού ο πλανήτης
περιστρέφεται 668,6 φορές κατά την διάρκεια μίας περιστροφής γύρω από τον Ήλιο. Έτσι λοιπόν υπάρχουν περίπου 1,8 αληθινές ημέρες του Άρη (sol), [ sol = 24h 37m 20sec]. Για κάθε μία από τις φανταστικές Αρειανές ημερομηνίες. Iσχύει ότι: Ls = n-85deg. , οπότε βάσει των τύπων του Πίνακα 4 με απλή αντικατάσταση του n: (Ηλιοκεντρικό μήκος του Άρη) ή του Ls από τις αστρονομικές εφημερίδες, βρίσκουμε την M.D για κάθε περίπτωση. Δίνει πράγματι στον αστρονόμο μία καλύτερη αίσθηση των εποχών του Άρη η M.D= Feb 2 (δηλαδή 2 Φεβρουαρίου) από απλά Ls = 312deg ή “μέσον του χειμώνα στο Βόρειο ημισφαίριο του Άρη”.

Πίνακας 4
Βόρεια Άνοιξη
n : (85deg—175deg),
Ls : (0deg— 90deg)
MD = Mar. 20,8+[(n-85)/90]x 92,8
Βόρειο Θέρος
n : (175deg—265deg),
Ls : (90deg— 180deg)
MD = Jun. 21,6 + [(n-175)/90]x 93,4
Βόρειο Φθινόπωρο
n : (265deg— 355deg),
Ls : (180deg—270deg)
MD = Sep. 23 + (n-265)
Βόρειος Χειμώνας
n : (355deg—85deg),
Ls : (270deg—0deg)
MD = Dec. 22 + [(n-355)/90]x 89,05

Για παράδειγμα ας υπολογίσουμε Αρειανή ημερομηνία (Martian Date, MD) για τις 00h 00m U.T στις X.Date 6/7/2003 όπου ο σχηματισμός Solis Lacus θα βρίσκεται στον Κεντρικό Μεσημβρινό όπως είδαμε προηγούμενα στην διευκρίνηση του Tilt.

Από τον Πίνακα 1 έχουμε ότι την Date1 = 30/6/2003 το Ls1= 212 ενώ την Date2 = 10/7/2003 το Ls2 = 219 αφού η τιμή του παρέχεται ανά 10 ημέρες. Το ζητούμενο XLs θα δίνεται λοιπόν από την σχέση:

XLs = Ls1 +{ [(X.Date-Date1,πλήθος ημερών)/ (Date2-Date1,πλήθος ημερών)] x (Ls2-Ls1) }

= 212 + { [(6) / (10)] x 7 = 212 + 4,2 = 216,2.

Άρα το XLs = 216,2.

Τώρα, Ls = n-85 άρα n = Ls + 85. Με Ls = 216,2 πηγαίνοντας στον Πίνακα 4, βλέπουμε ότι αναφερόμαστε στην 3η σειρά του Πίνακα, (Ls: 180 – 270) ή στο Βόρειο φθινόπωρο δηλ. την Νότια Άνοιξη. Χρησιμοποιώντας τον τύπο MD = Sep.23 + (n-265) και αφού Ls = n-85 και n = Ls + 85 έχουμε:

MD = Sep23 + [( Ls+85) – 265 ] = Sep23 + [(216,2 + 85) – 265 = Sep23 + 36,2 = Oct. 29,2.

Αυτό το αποτέλεσμα δίνει μία πολύ καλή εικόνα της MD σε έναν κάτοικο του Νοτίου ημισφαιρίου της Γης αφού γνωρίζει καλά τι σημαίνει 29 Οκτωβρίου. Στο Βόρειο ημισφαίριο όμως που οι εποχές είναι οι αντίθετες θα μας βοηθούσε να πούμε ότι αναφερόμαστε στο τέλος του δεύτερου μήνα της Άνοιξης δηλαδή κάπου 29 Απριλίου, κάτι που νομίζω μπορούμε να καταλάβουμε καλύτερα. Άλλωστε εάν υπολογίσουμε το MD με Ls = 216,2 + 180, για να κάνουμε αναγωγή σε μήνα της Άνοιξης, τότε οι υπολογισμοί θα γίνουν βάσει του τύπου της 1ης σειράς του Πίνακα 4 και το αποτέλεσμα θα είναι: MD = Apr.28,1.

Άλλο στοιχείο το οποίο καλείται ο παρατηρητής να συμπληρώσει στην φόρμα παρατήρησης είναι η κατάσταση της ατμόσφαιρας κατά την διάρκεια της τηλεσκοπικής μελέτης του πλανήτη. Η κλίμακα
που χρησιμοποιείται για αυτήν την περίπτωση είναι η κλίμακα Αντωνιάδη, η οποία καθιερώθηκε από τον Ευγένιο Αντωνιάδη. Η κλίμακα αυτή είναι 5 βαθμίδων και θεωρείται καταλληλότερη για την μελέτη εκτεταμένων αντικειμένων (πλανήτες) από την κλίμακα Pickering (0-10) η οποία δημιουργήθηκε με βάση μελέτες αστρικών δίσκων.

Η κλίμακα Αντωνιάδη:

Ι = Τέλεια κατάσταση ατμόσφαιρας χωρίς καμία
διαταραχή στο τηλεσκοπικό είδωλο.
ΙΙ = Πολύ καλή κατάσταση ατμόσφαιρας με ελάχιστες διαταραχές αλλά
με μεγάλα διαστήματα ηρεμίας.
ΙΙΙ = Μέτρια κατάσταση με διαταραχές αλλά και κάποια διαστήματα
ηρεμίας.
ΙV = Κακή κατάσταση ατμόσφαιρας με συνεχείς διαταραχές και ελάχιστα
διαστήματα σχετικής ηρεμίας.
V = Κάκιστη κατάσταση ατμόσφαιρας, τέτοια που μόλις επιτρέπει
ένα πρόχειρο σχέδιο.




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.