Σύνολο οπτικών παρατηρήσεων διαττόντων 2008

Για την χρονιά 2008 οι παρατηρήσεις διαττόντων έχουν συνολικά ως εξής:

ΣΥΝΟΛΙΚΟΣ ΩΦΕΛΙΜΟΣ ΧΡΟΝΟΣ (Teff) = 6,513 h

ΣΥΝΟΛΙΚΟΣ ΑΡΙΘΜΟΣ ΔΙΑΤΤΟΝΤΩΝ = 259

 

Ακολουθούν αναλυτικότερα οι παρατηρητές και τα συνολικά αποτελέσματά τους, οι παρατηρήσεις ανά ημερομηνία καθώς και ο αριθμός διαττόντων ανά βροχή.

 

ΠΑΡΑΤΗΡΗΤΕΣ (ολικό Teff, σύνολο διαττόντων):

Καρδάσης Μάνος ( 1,530h , 71 )
Μαραβέλιας Γρηγόρης ( 4,983h , 188 )

σημειώσεις:
* – μη μέλος ΣΕΑ

 

ΗΜΕΡΟΜΗΝΙΕΣ:

2-3 Αυγούστου:
Μαραβέλιας Γρηγόρης (Teff= 1,400h, 19 PER, 29 SPO)

11-12 Αυγούστου:
Καρδάσης Μάνος (Teff= 1,530h, 65 PER, 6 SPO)
Μαραβέλιας Γρηγόρης (Teff= 2,933h, 105 PER, 2 CAP, 3 ANT, 4 SDA, 5 KGC, 19 SPO)

18-19 Νοεμβρίου:
Μαραβέλιας Γρηγόρης (Teff= 0,650h, 1 LEO, 1 NTA)

 

ΑΡΙΘΜΟΣ ΔΙΑΤΤΟΝΤΩΝ ΑΝΑ ΒΡΟΧΗ:

SDA / South Delta Aquarids / Νότιοι Δέλτα Υδροχοΐδες = 4
CAP / Alpha Capricornids / Άλφα Αιγοκερίδες = 2
ΑΝΤ / Antihelions / Αντιηλίδες = 3
PER / Perseids / Περσείδες = 189
KCG / Kappa Cygnids / Κάππα Κυκνίδες = 5
ΝΤΑ / North Taurids / Bόρειοι Ταυρίδες = 1
LEO / Leonids / Λεοντίδες = 1
SPO / Sporadics and others / Σποραδικοί και άλλα = 54




Σύνολο οπτικών παρατηρήσεων διαττόντων 2007

Για την χρονιά 2007 οι παρατηρήσεις διαττόντων έχουν συνολικά ως εξής:

ΣΥΝΟΛΙΚΟΣ ΩΦΕΛΙΜΟΣ ΧΡΟΝΟΣ (Teff) = 5,427 h

ΣΥΝΟΛΙΚΟΣ ΑΡΙΘΜΟΣ ΔΙΑΤΤΟΝΤΩΝ = 85

 

Ακολουθούν αναλυτικότερα οι παρατηρητές και τα συνολικά αποτελέσματά τους, οι παρατηρήσεις ανά ημερομηνία καθώς και ο αριθμός διαττόντων ανά βροχή.

 

ΠΑΡΑΤΗΡΗΤΕΣ (ολικό Teff, σύνολο διαττόντων):

Καρδάσης Μάνος ( 1,000h , 36 )
Λεμονή Σοφία ( 2,210h, 14 )
Μαραβέλιας Γρηγόρης ( 2,217h , 35 )

σημειώσεις:
* – μη μέλος ΣΕΑ

 

ΗΜΕΡΟΜΗΝΙΕΣ:

12-13 Αυγούστου:
Καρδάσης Μάνος (Teff= 1,000h, 26 PER, KGC 2, 8 SPO)
Λεμονή Σοφία (Teff= 1,160h, 6 PER) ?
Μαραβέλιας Γρηγόρης (Teff= 2,217h, 28 PER, 7 SPO)

13-14 Αυγούστου:
Λεμονή Σοφία (Teff= 1,050h, 8 PER) ?

 

ΑΡΙΘΜΟΣ ΔΙΑΤΤΟΝΤΩΝ ΑΝΑ ΒΡΟΧΗ:

PER / Perseids / Περσείδες = 68
KCG / Kappa Cygnids / Κάππα Κυκνίδες = 2
SPO / Sporadics and others / Σποραδικοί και άλλα = 15




Σύνολο οπτικών παρατηρήσεων διαττόντων 2006

Για την χρονιά 2006 οι παρατηρήσεις διαττόντων έχουν συνολικά ως εξής:

ΣΥΝΟΛΙΚΟΣ ΩΦΕΛΙΜΟΣ ΧΡΟΝΟΣ (Teff) = 1 h

ΣΥΝΟΛΙΚΟΣ ΑΡΙΘΜΟΣ ΔΙΑΤΤΟΝΤΩΝ = 14

 

Ακολουθούν αναλυτικότερα οι παρατηρητές και τα συνολικά αποτελέσματά τους, οι παρατηρήσεις ανά ημερομηνία καθώς και ο αριθμός διαττόντων ανά βροχή.

 

ΠΑΡΑΤΗΡΗΤΕΣ (ολικό Teff, σύνολο διαττόντων):

Καρδάσης Μάνος ( 1h , 14 )

σημειώσεις:
? – άπειρος παρατηρητής/ελλειπή δεδομένα/τυχόν σφάλματα
* – μη μέλος ΣΕΑ

 

ΗΜΕΡΟΜΗΝΙΕΣ:

12-13 Αυγούστου:
Καρδάσης Μάνος (Teff= 1h, 12 PER, 1 CAP, 1 SPO)

 

ΑΡΙΘΜΟΣ ΔΙΑΤΤΟΝΤΩΝ ΑΝΑ ΒΡΟΧΗ:

CAP / Alpha Capricornids / ‘Αλφα Αιγοκερίδες = 1
PER / Perseids / Περσείδες = 12
SPO / Sporadics and others / Σποραδικοί και άλλα = 1




Σύνολο οπτικών παρατηρήσεων διαττόντων 2005

Για την χρονιά 2005 οι παρατηρήσεις διαττόντων έχουν συνολικά ως εξής:

ΣΥΝΟΛΙΚΟΣ ΩΦΕΛΙΜΟΣ ΧΡΟΝΟΣ (Teff) = 1 h

ΣΥΝΟΛΙΚΟΣ ΑΡΙΘΜΟΣ ΔΙΑΤΤΟΝΤΩΝ = 27

 

Ακολουθούν αναλυτικότερα οι παρατηρητές και τα συνολικά αποτελέσματά τους, οι παρατηρήσεις ανά ημερομηνία καθώς και ο αριθμός διαττόντων ανά βροχή.

 

ΠΑΡΑΤΗΡΗΤΕΣ (ολικό Teff, σύνολο διαττόντων):

Καρδάσης Μάνος ( 1h , 27 )

σημειώσεις:
? – άπειρος παρατηρητής/ελλειπή δεδομένα/τυχόν σφάλματα
* – μη μέλος ΣΕΑ

 

ΗΜΕΡΟΜΗΝΙΕΣ:

11-12 Αυγούστου:
Καρδάσης Μάνος (Teff= 1h, 24 PER, 3 SPO)

 

ΑΡΙΘΜΟΣ ΔΙΑΤΤΟΝΤΩΝ ΑΝΑ ΒΡΟΧΗ:

PER / Perseids / Περσείδες = 24
SPO / Sporadics and others / Σποραδικοί και άλλα = 3




Συνοπτικός οδηγός παρατήρησης μεταβλητών αστέρων

Οι παρακάτω πληροφορίες που δίνονται είναι μια προσέγγιση και μόνο και σε καμία περίπτωση δεν είναι μια ολοκληρωμένη διαδικασία παρατήρησης. Για περισσότερες πληροφορίες μπορείτε να επικοινωνήσετε μαζί μας. Σκοπός του άρθρου αυτού είναι να δείξει ότι χρήσιμες παρατηρήσεις μπορούν να γίνουν από όλους και να δώσουν κάποιες γενικές κατευθύνσεις. Γενικές εισαγωγικές πληροφορίες για τους μεταβλητούς αστέρες θα βρείτε στο εισαγωγικό κείμενο.

Παρατηρησιακή προετοιμασία

Αρχικά θα πρέπει να κάνουμε ένα μικρό σχεδιασμό πριν ξεκινήσουμε την παρατήρηση λαμβάνοντας υπ’ όψιν κάποια στοιχεία :
α) Την τοποθεσία και την ώρα που θα παρατηρήσουμε οπότε να γνωρίζουμε ποίοι αστερισμοί είναι ορατοί οπότε και να επιλέγουμε αστέρια που βρίσκονται μέσα στο οπτικό μας πεδίο τις ώρες που μας εξυπηρετεί.
β) Να έχουμε στη διάθεσή μας γενικούς χάρτες του ουρανού ώστε να μπορούμε να εντοπίσουμε τους αστερισμούς καθώς και χάρτες του μεταβλητού που θα παρατηρήσουμε. Με το χάρτη του μεταβλητού πρέπει να έχουμε από πριν εξοικειωθεί ( πεδίο χάρτη, άστρα σύγκρισης, θέση άστρου υπό παρατήρηση σε σχέση με τα άλλα άστρα, προσανατολισμός κτλ). Χάρτες μπορούν να βρεθούν από την American Association of Variable Star Observers (AAVSO).
γ) Η οπτική παρατήρηση ενός μεταβλητού αστέρα μπορεί να γίνει, ανάλογα με το πόσο φωτεινό είναι την νύκτα που θα το παρατηρήσουμε, με γυμνό μάτι, με κιάλια ή με τηλεσκόπιο οπότε ένα βασικό κριτήριο για την επιλογή των άστρων είναι ο εξοπλισμός που διαθέτουμε. (Προτείνεται όμως σε αρχάριους να ξεκινούν με κάποιο φωτεινό μεταβλητό με γυμνό μάτι όπως στο παράδειγμά μας παρακάτω και να συνεχίζουν με κιάλια με μεγάλο πεδίο πχ 7Χ50,10Χ50.)
δ) Ένα στυλό και ένα χαρτί (το ιδανικό θα είναι να συμπληρώνουμε συγκεκριμένη φόρμα παρατήρησης) στο οποίο θα μπορούμε να καταγράφουμε τις παρατηρήσεις όπως θα δείξουμε παρακάτω.
ε) Να έχουμε μαζί μας ρολόι και να καταγράφουμε την ώρα σε UT δηλ.την τοπική ώρα αφαιρώντας 2 ώρες από την χειμερινή και 3 από την θερινή τοπική ώρα.

Εκτίμηση μεγέθους

Η πιο απλή μέθοδος για αρχάριο είναι να κάνει μια απ’ ευθείας εκτίμηση της φωτεινότητας του μεταβλητού με σύγκριση τουλάχιστον δυο άλλων αστέρων γνωστής φωτεινότητας. Έτσι π.χ. με γυμνό οφθαλμό και για το α Ωρίωνα (βλ. και την Εικόνα 1) τον γνωστό Betelgeuse που είναι μεταβλητός (0.3-1.3) μπορούμε να τον συγκρίνουμε με τον Προκύωνα ( α Canis Minoris 0.5 mag) και τον Aldebaran (α Τaurus 1.1 mag).

Ο αστερισμός του Ωρίωνα (2001) από τον Μάνο Καρδάση

Εικόνα 1: Ο αστερισμός του Ωρίωνα, όπου διακρίνεται η θέση του Betelgeuse (α Ωρίωνα).

Αν το άστρο (α ORI) δίνει την εντύπωση ότι η φωτεινότητα του είναι κάτι ανάμεσα στις δύο (0.5 και 1.1) τότε εκτιμούμε ότι είναι 0.8mag. ( ±0.1 για ένα έμπειρο παρατηρητή ). Αν η φωτεινότητα πλησιάζει πολύ ή λίγο τον Προκύωνα τότε η εκτίμηση θα είναι 0.6 ή 0.7 αντίστοιχα .Κατά την ίδια έννοια αν πλησιάζει τον Aldebaran 0.9 ή 1.0 . Αν δείχνει ίδιο με κάποιο από τα δύο άστρα τότε δίνουμε ίδια τιμή με το άστρο σύγκρισης (0.5 ή 1.1). Σε περίπτωση που είναι φωτεινότερο από τον Προκύωνα τότε το εκτιμώμενο μέγεθος είναι 0.4 ή 0.3 κοκ.ή ασθενέστερο του Αldebaran 1.2 , 1.3 κτλ (βλ. και τον σχετικό χάρτη στην Εικόνα 2).

Χάρτης παρατήρησης του α Ωρίωνα (από την AAVSO)

Εικόνα 2: Χάρτης παρατήρησης του α Ωρίωνα (από την AAVSO)

Υπάρχουν και άλλα αστέρια που μπορούν να παρατηρηθούν με γυμνό μάτι όπως το δέλτα του Κηφέα και ο Αλγκόλ.

Καταγραφή παρατήρησης

Τα στοιχεία που πρέπει απαραιτήτως να καταγράψουμε είναι τα εξής:

– όνομα μεταβλητού + des.code (αναφέρεται στους χάρτες)
– ημερομηνία-ώρα(UT)
– εκτιμώμενο μέγεθος
– μεγέθη άστρων σύγκρισης
– χάρτης που χρησιμοποιήθηκε
– σχόλια σε σχέση με τις συνθήκες παρατήρησης (παρουσία σελήνης, φωτορύπανση, δυνατός άνεμος κα)

Αυτά είναι το στοιχεία που ζητά η AAVSO και για το παραπάνω παράδειγμα με εκτιμώμενη τιμή 0.8 στις 20 Μαρτίου 2004 και τοπική ώρα 20.00 θα πρέπει να καταγραφούν ως εξής:

0549+07 ALPHA ORI 03/20/2004/22/00 UT 0.8 1.1,0.5 S/A/53

Υπάρχουν και άλλοι τρόποι καταγραφής ανάλογα με τον οργανισμό που στέλνονται οι παρατηρήσεις όπως αυτός της ΒΑΑ (British Astronomic Assosiation).
Φόρμες παρατήρησης μπορούν να βρεθούν ανάλογα τον με τον οργανισμό στις παραπάνω ιστοσελίδες.

Καλές παρατηρήσεις!




Σύνολο οπτικών παρατηρήσεων διαττόντων 2004

Για την χρονιά 2004 οι παρατηρήσεις διαττόντων έχουν συνολικά ως εξής:

ΣΥΝΟΛΙΚΟΣ ΩΦΕΛΙΜΟΣ ΧΡΟΝΟΣ (Teff) = 16.979 h

ΣΥΝΟΛΙΚΟΣ ΑΡΙΘΜΟΣ ΔΙΑΤΤΟΝΤΩΝ = 1037

 

Ακολουθούν αναλυτικότερα οι παρατηρητές και τα συνολικά αποτελέσματά τους, οι παρατηρήσεις ανά ημερομηνία καθώς και ο αριθμός διαττόντων ανά βροχή.

 

ΠΑΡΑΤΗΡΗΤΕΣ (ολικό Teff, σύνολο διαττόντων):

Γεωργόπουλος Πέτρος ( 5.750h , 442 )
Καρδάσης Μάνος ( 2.000h , 110 )
Μαραβέλιας Γρηγόρης ( 9.229h , 487 )

σημειώσεις:
? – άπειρος παρατηρητής/ελλειπή δεδομένα/τυχόν σφάλματα
* – μη μέλος ΣΕΑ

 

ΗΜΕΡΟΜΗΝΙΕΣ:

11-12 Αυγούστου:
Γεωργόπουλος Πέτρος (Teff= 5.750h, 376 PER, 12 AQR, 3 KCG, 3 CAP, 48 SPO)
Μαραβέλιας Γρηγόρης (Teff= 4.754h, 348 PER, 8 AQR, 1 KCG, 2 CAP, 50 SPO)
Καρδάσης Μάνος (Teff= 2.000h, 89 PER, 3 AQR, 2 KCG, 2 CAP, 12 SPO)

18-19 Νοεμβρίου:
Μαραβέλιας Γρηγόρης (Teff= 3.575h, 34 LEO, 5 AMO, 4 NTA, 2 STA, 23 SPO)

19-20 Νοεμβρίου:
Μαραβέλιας Γρηγόρης (Teff= 0.900h, 6 LEO, 1 AMO, 1 NTA, 1 STA, 1 SPO)

 

ΑΡΙΘΜΟΣ ΔΙΑΤΤΟΝΤΩΝ ΑΝΑ ΒΡΟΧΗ:

AQR / Aquarids (Complex) / Υδροχοϊδες (Σύμπλεγμα) = 23
CAP / Alpha Capricornids / ‘Αλφα Αιγοκερίδες = 7
PER / Perseids / Περσείδες = 813
KCG / Kappa Cygnids / Κάππα Κυκνίδες = 6
ΝΤΑ / North Taurids / Βόρειες Ταυρίδες = 5
STA / South Taurids / Νότιες Ταυρίδες = 3
LEO / Leonids / Λεοντίδες = 40
AMO / Alpha Monocerotids / ‘Αλφα Μονοκερίδες = 6
SPO / Sporadics and others / Σποραδικοί και άλλα = 134




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.




Παρατηρήσεις μεταβλητών άστρων 2003

Σε αυτή την λίστα μπορείτε να δείτε τα όλα τα μεταβλητά άστρα για τα οποία υπάρχουν παρατηρήσεις.

Για οτιδήποτε σχετίζεται με την παρατήρηση των μεταβλητών αστέρων μπορείτε να επικοινωνήσετε μαζί μας .

NAME DESIG RA DEC TYPE PERIOD RANGE OBS-2003
R AND 0018+38 00h24m02s +38d 34.6m M 409.33d 6.1-15.3 1
EG AND 0039+40 00h44m37s +40d 40.8m Z And ? 7.0-7.8 2
R BOO 1432+27 14h37m12s +26d 43.9m M 223.40d 7.1-12.3 1
V BOO 1425+39 14h29m45s +38d 51.5m SRa 258.01d 7.0-11.3 4
α CAS 0034+55 00h40m30s +56d 32.0m CST: constant? 2.2 1
ρ CAS 2349+56 23h54m23s +57d 30.0m SRd 320d 4.1-6.2 22
γ CAS 0050+60 00h56m43s +60d 43.0m G Cas ? 1.6-3.0 22
RZ CAS 0239+69 02h48m47s +69d 38.5m Ea / SM 1.195d, D-4.8h 6.4-7.8 1
SU CAS 0243+68 02h47m29s +68d 41m DCep 1.95d 5.8-6.2 1
V CAS 2307+59 23h11m40s +59d 42.0m M 228.83d 7.3-13.3 1
X CNC 0849+17 08h55m24s +17d 14.2m SRb 195d, (165d?) 5.9-7.3 1
δ CEP 2225+57 22h29m11s +58d 24.9m DCep 5.366341d 3.5-4.4 61
μ CEP 2140+58 21h43m30s +56d 46.8m SRc 730d 3.4-5.1 21
T CEP 2108+68 21h09m32s +68d 29.5m M 388.14d 5.6-10.9 10
S CEP 2136+78 21h35m13s +78d 37.5m M 486.84d 7.6-11.6 1
AF CYG 1927+45 19h30m13s +46d 08.9m SRb 92.5d 6.2-8.1 7
χ CYG 1946+32 19h50m33s +32d 54.9m M 408.05d 4.3-14.1 6
P CYG 2014+37A 20h17m48s +38d 02.0m S Dor 296.5d 3.0-6.0 2
RS CYG 2009+38 20h13m24s +38d 43.7m SRa 417.39d 7.2-9.2 6
SZ CYG 2029+46 20h32m54s +46d 36m D Cep 15.10d 8.6-10.0 2
V CYG 2038+47 20h41m18s +48d 08.6m M 421.27d 9.1-12.8 2
V568 CYG 2038+35 20h42m22.2s +35d 27m G Cas ? 6.0-6.9 4
Χ CYG 2039+35 20h43m25s +35d 35.3m D Cep 16.38d 5.8-7.6 16
V1339 CYG 2138+45 21h42m08s +45d 45.9m SRb 35d (uncertain) 5.9-7.1 1
W CYG 2135+44 21h36m02s +45d 22.5m SRb 131.1d 5.5-7.0 1
R CRB 1544+28A 15h48m35s +28d 09.4m R CB ? 5.7-14.8 1
S CRB 1517+31 15h21m24s +31d 21.8m M 360.26d 7.0-12.9 1
TW DRA 1532+64 15h33m51s +63d 54.4m EA / SD 2.807d,D-10.1h,d-1.3h 7.8-9.5 2
R DRA 1632+66 16h32m39s +66d 45.2m M 245.6d 7.6-12.4 1
RY DRA 1252+66 12h56m27s +65d 59.6m SRb (?) SRb (uncertain) 6.0-8.0 11
ζ GEM 0658+20 07h04m06s +20d 34m D Cep 10.2d 3.6-4.1 2
η GEM 0608+22 06h14m54s +22d 30m SRA+EA 233d,8yr 3.0-3.9 2
X HER 1559+47 16h02m40s +47d 14.2m SRb 100d 6.3-7.4 4
g HER 1625+42 16h28m39s +41d 52.7m SRb 80d 4.4-6.0 5
β LYR 1846+33 18h50m05s +33d 21.5m EB 12.936d 3.3-4.0 3
R LYR 1852+43 18h55m20s +43d 56.5m SRb 46d 3.8-5.0 8
T LYR 1828+36 18h32m20s +36d 53.9m Lb ? 7.8-9.6 1
W LYR 1811+36 18h14m56s +36d 40.0m M 197.88d 7.7-12.3 1
α ORI 0549+07 05h56m11s +07d 24.8m SRc 2070d, 335d 0.0-1.3 2
R LEO 0942+11 09h47m34s +11d 25.9m M 309.95d 5.8-10.1 1
X LEO 0945+12 09h51m02s +11d 52.8m UG 19.6d 11.1-15.7 1
R LYN 0653+55 07h01m19s +55d 20.4m M 378.75d 7.9-13.9 1
RZ SCO 1558-23 16h04m35s -24d 06.4m M 156.6d 8.8-12.4 1
R UMA 1037+69 10h44m39s +68d 46.5m M 301.62d 6.6-14.3 9
RS UMA 1234+59 12h38m58s +58d 29.0m M 258.97d 9.0-14.3 4
RY UMA 1215+61 12h20m30s +61d 18.6m SRb 311d 7.0-8.0 10
S UMA 1239+61 12h43m57s +61d 05.6m M 225.87d 7.7-12.4 10
ST UMA 1122+45 11h27m53s +45d 11.1m SRb 110d 6.4-7.5 2
T UMA 1231+60 12h36m23s +59d 29.2m M 256.60d 6.8-13.4 7
TX UMA 1039+46 10h45m18s +45d 34m Ea / SD 3.063d,D-9.4h dur-6h 6.9-8.5 2
VW UMA 1052+70 10h59m08s +69d 59.5m SR 125d 6.9-7.8 13
VY UMA 1038+67 10h45m04s +67d 24.7m Lb ? 5.9-7.0 14
W UMA 0936+56 09h43m45s +55d 57.1m Ew / KW 0.334d 8.3-9.1 1
Z UMA 1151+58 11h56m30s +57d 52.3m SRb 195.5d 6.5-9.4 14
S UMI 1533+78A 15h29m24s +78d 38.3m M 331.0d 8.3-12.0 9
U UMI 1415+67 14h17m19s +66d 47.6m M 330.92d 8.2-12.0 1
Tα στοιχεία της παραπάνω λίστας συγκεντρώθηκαν από τα sites των AAVSO, SPA και BAA.

Name: Το επίσημο όνομα του κάθε άστρου (σύμφωνα με την International Astronomical Union).
Designation: Ένας άλλος τρόπος για να αναγνωρίζουμε ένα άστρο (προέρχεται από τον συνδυασμό των συντεταγμένων του). Χρησιμοποιείται ως ένδειξη για την περιοχή στην οποία βρίσκεται το άστρο, αντί να χρησιμοποιούμε τους αστερισμούς που είναι πολύ πιο μεγάλα πεδία.
RA,Dec: R.A.-Right Ascension, Dec.-Declination είναι η ορθή αναφορά και η απόκλιση αντίστοιχα, που αποτελούν το ουρανογραφικό σύστημα συντεταγμένων που χρησιμοποιείται.
Type: O τύπος του μεταβλητού άστρου.Για έναν αναλυτικό κατάλογο δείτε στην AAVSO-typelist.
Period: H περίοδος μεταβολής της φωτεινότητας ενός άστρου.Αυτές οι τιμές είναι περισσότερο μέσες τιμές, παρά απόλυτα ακριβείς περίοδοι.
Range: Η ελάχιστη και η μέγιστη μέση τιμή της φωτεινότητας ενός άστρου.

Αριθμός παρατηρήσεων ανά παρατηρητή για το κάθε έτος.

ΟΝΟΜΑ ΠΑΡΑΤΗΡΗΤΗ 2003
Καρδάσης Μάνος 251
Μαραβέλιας Γρηγόρης 84
Στρίκης Ιάκωβος 6



Σύνολο οπτικών παρατηρήσεων διαττόντων 2003

Για την χρονιά 2003 οι παρατηρήσεις διαττόντων έχουν συνολικά ως εξής:

ΣΥΝΟΛΙΚΟΣ ΩΦΕΛΙΜΟΣ ΧΡΟΝΟΣ (Teff) = 30.82 h

ΣΥΝΟΛΙΚΟΣ ΑΡΙΘΜΟΣ ΔΙΑΤΤΟΝΤΩΝ = 324

 

Ακολουθούν αναλυτικότερα οι παρατηρητές και τα συνολικά αποτελέσματά τους, οι παρατηρήσεις ανά ημερομηνία καθώς και ο αριθμός διαττόντων ανά βροχή.

 

ΠΑΡΑΤΗΡΗΤΕΣ (ολικό Teff, σύνολο διαττόντων):

Γεωργόπουλος Πέτρος ( 8.66h , 105 )
Καρδάσης Μάνος ( 1.50h , 17 )
Μαραβέλιας Γρηγόρης ( 11.21h , 133 )
Στρίκης Ιάκωβος ( 9.45h , 69 ) ?

σημειώσεις:
? – άπειρος παρατηρητής/ελλειπή δεδομένα/τυχόν σφάλματα
* – μη μέλος ΣΕΑ

 

ΗΜΕΡΟΜΗΝΙΕΣ:

3-4 Ιανουαριού:
Γεωργόπουλος Πέτρος (Teff= 2.92h, 11 QUA, 1 SPO)
Μαραβέλιας Γρηγόρης (Teff= 2.09h, 12 QUA, 2 DCA, 3 SPO)

4-5 Μαϊου:
Γεωργόπουλος Πέτρος (Teff= 0.79h, 8 ETA, 4 SPO)

6-7 Μαϊου:
Γεωργόπουλος Πέτρος (Teff= 0.95h, 14 ETA, 9 SPO)

7-8 Μαϊου:
Γεωργόπουλος Πέτρος (Teff= 0.75h, 4 ETA, 6 SPO)

26-27 Ιουνίου:
Μαραβέλιας Γρηγόρης (Teff= 1.17h, 1 SAG)

27-28 Ιουνίου:
Γεωργόπουλος Πέτρος (Teff= 1.75h, 1 JBO, 5 OPH, 4 SPO)
Καρδάσης Μάνος (Teff= 0.48h, 2 SPO)
Μαραβέλιας Γρηγόρης (Teff= 2.35h, 4 SPO)
Στρίκης Ιάκωβος (Teff= 2.3h, 6 JBO, 1 SPO) ?

26-27 Ιουλίου:
Καρδάσης Μάνος (Teff= 1.02h, 1 PER, 5 SDA, 2 CAP, 7 SPO)

7-8 Αυγούστου:
Στρίκης Ιάκωβος (Teff= 5.5h, 8 SPO) ?

12-13 Αυγούστου:
Μαραβέλιας Γρηγόρης (Teff= 1.64h, 35 PER, 15 SPO)
Στρίκης Ιάκωβος (Teff= 1.65h, 40 PER, 14 SPO) ?

14-15 Αυγούστου:
Μαραβέλιας Γρηγόρης (Teff= 1.55h, 10 PER, 1KCG, 8 SPO)

16-17 Αυγούστου:
Μαραβέλιας Γρηγόρης (Teff= 0.94h, 3 PER, 5 SPO)

18-19 Νοεμβρίου:
Γεωργόπουλος Πέτρος (Teff= 1.5h, 31 LEO, 1 AMO,1 TAU, 5 SPO)
Μαραβέλιας Γρηγόρης (Teff= 1.47h, 25 LEO, 1 AMO, 2 TAU, 6 SPO)

 

ΑΡΙΘΜΟΣ ΔΙΑΤΤΟΝΤΩΝ ΑΝΑ ΒΡΟΧΗ:

QUA / Quadrantids / Τεταρτημορίδες = 23
DCA / Delta Cancrids / Δέλτα Καρκινίδες = 2
ETA / Eta-Aquarids / Ήτα Υδροχοϊδες = 26
SAG / Sagittarids / Τοξοτίδες = 1
JBO / June Bootids / Βοωτίδες Ιουνίου = 7
OPH / Theta-Ophiuchids / Θήτα Οφιουχίδες = 5
SDA / South Delta Aquarids / Νότιες Δέλτα Υδροχοϊδες = 5
CAP / Alpha Capricornids / Άλφα Αιγοκερίδες = 2
PER / Perseids / Περσείδες = 89
KCG / Kappa Cygnids / Κάππα Κυκνίδες = 1
TAU / South and North Taurids / Νότιες και Βόρειες Ταυρίδες = 3
LEO / Leonids / Λεοντίδες = 56
AMO / Alpha Monocerotids / Άλφα Μονοκερίδες = 2
SPO / Sporadics and others / Σποραδικοί και άλλα = 95