Izdvajamo dogadjaj :   

C/2012 K1 (PANSTARRS)

 
Uspješno uočena  !

Jedva vidljiva ali VIDLJIVA. Ugledao sam je kao 4tvrti vrh zamisljenog paralelograma sa tri zvjezde iz okoline HD 111306 m 6.80 (odmah ispod) pa onda desno HD 111811 m 7.69 i HD 111572 m 6.50. Uoceno jezgro i nikakvih detalja osim toga. Iako 8.39 m meni je po sjajnosti je bila blizu zvijezde magnitude 9 HD 111957 ...

 


Nemate teleskop!!!
A GDJE JE FOTO APARAT???...
Vaše radove čemo objaviti, a samim time, napraviti ćete prve korake u zajedničkim projektima onih koji su ljubitelji astronomije...

FOTO GALERIJA

  


ZVIJEZDE

argaiv1431

Zvijezda je nebesko tijelo koji se sastoji od velike količine plina, većinom vodika. Ona isijava svjetlost i toplinu koji nastaju u termonuklearnim reakcijama u njenom središtu. Nocu ih na tamnom nebu lako uocavamo upravo zbog njihove sjajnosti. Najsjajnije na nebu uocavamo bez vecih poteskoca i iz gradova. Tako sjajne gotovo sve imaju svoja imena. Imena su grckog ili arapskog porijekla. Radi lakšeg snalaženja na nebu i njihova pronalaženja, zvijezde su grupirane u zviježđa. Međunarodna Astronomska Unija (IAU) donijela je 1929. odluku po kojoj je nebo i službeno podijeljeno na 88 područja, a granice između zviježđa povučene su po koordinatnim linijama deklinacije i rektascenzije ( konstelacije, granice sazvjezdja - karte mozete pogledati: ovdje ). Ipak imenima mozemo klasifikovati samo najsjajnije zvijeze u sazvjezdjima ali kako idemo dalje u detekciji i klasifikaciji zvijezda davanje imena postaje neprikladno.

Tako 1603 godine Johann Bayer pravi zvijezdani atlas Uranometrija. On daje najsjajnijoj zvijezdi sazvjezdja pridruzuje grcko slovo Alfa, manje sjajnoj Beta itd. Medjutim daljnim napredovanjem u detekciji zvijezda raste i broj novih zvijezda unutar sazvjezdja a time  potreba za jos prakticnijim nacinom oznacavanja. Sada engleski astronom Royal John Flamsteed 1725 u svom katalogu uvodi oznacavanje arapskim brojevima od 1 pa navise  krecuci se unutar sazvezdju u smjeru porasta rektasenziske koordinate. U danasnje doba postoji jos veci (obimniji) zvjezdani katalozi - formirani i klasifikovani prema metodi kojom su radjeni. Tako imamo zvijezdane kataloge SAO, HD, Tycho, Tycho 2 ... itd. Tako pojedine zvijezde imaju i vise oznaka vec prema kojem katalogu su radjene. Promjenljive zvijezde imaju opet drugaciji sistem oznacavanja.

Formacija i evolucija

Stabilnost zvijezde ovisi o dvije međusobno suprotstavljene sile:

* termonuklearne reakcije nastoje raspršiti materijal zvijezde u okolni prostor
*  sila gravitacije koja tome se suprotstavlja i koja nastoji zadržati masu zvijezde na okupu

Ako prevlada sila gravitacije, materijal zvijezde se sažima, pa nastaju zvijezde u kojima je materija sabijena do vrlo visokih gustoća (neutronske zvijezde, bijeli patuljci), a ako je masa zvijezde veća od određene kritične granice ili Chandrasekarova granica dolazi do beskonačnog sažimanja u fizikalni singularitet iz kojeg više ne može pobjeći čak ni svjetlost - crna rupa. Ako nadvlada prva tendencija, zvijezda može eksplodirati u silovitoj eksploziji i tako nastaje nova ili supernova. Odnos sjaja i veličine zvijezde prikazuje se Hertzsprung-Russelovim dijagramom. Prosječna galaksija sadrži oko stotinu milijardi zvijezda.

Hertzsprung-Russelovim dijagram

30.decembra 1913 pred uvazenim Americkim astronomskim drustvom Henry Noris Russell je istorijski prvi opisao i prezentovao dijagram na kojem je radio te koji postaje okosnica moderne astrofizike. Dvije godine ranije danski astronom Ejnar Hertsprung je uocio da se hladnije zvijezde (zute i crvene) mogu razdvojiti u dvije grupe prema njihovom stvarnom sjaju. Tako je nastao poznati HERTZSPRUNG-RUSSELOV dijagram.

Time smo dobili preciznu klasifikaciju zvijezdana tako da na osnovu njenog polozaja u H-R dijagramu mozemo odmah znati njene karakteristike: sjaj, povrsinsku temperaturu, masu i dimenzije, njen hemijski sastav, procjenit cete brzinu njene rotacije, cak i eventualnu promjenu sjaja ili pulsacije. Ucrtate li u dijagram zvijezde iz Vlasica i Jaslica jasno ce vam biti da su zvijezde Vlasica 300 miliona godina mladje.

Postoje nekoliko vrsta H-R dijagrama, ali nazivi pojedinih vrsta jos nisu precizno definisani. Medutim, razlikuju se jasno pojedine vrste H-R dijagrama. Originalni dijagram prikazivao je spektralni razred zvijezda na horizontalnoj osi i apsolutnu magnitudu na vertikalnoj osi. Prvu velicinu (spektralni razred) je tesko precizno odrediti i zato se cesto zamjenjuje sa B-V indeksom zvijezda. Ova vrsta dijagrama zove se jos i colour-magnitude (boja-magnituda) dijagram. Medutim, naziv colour-magnitude dijagram se u nekim slucajevima koristi za dijagram koji na vertikalnoj osi umjesto apsolutne prikazuje prividnu magnitudu. Jos jedna vrsta H-R dijagrama prikazuje efektivnu temperaturu zvijezde na jednoj i luminozitet zvijezde na drugoj osi. To je ono što teoreticari izracunavaju koristeci kompjutorske modele koji opisuju evoluciju zvijezda. Ovaj tip dijagrama bi se po svojoj interpretaciji  trebao zvati temperaturno-luminozitetni dijagram, no taj se nikad ne koristi, to je jednostavno H-R dijagram.

   Hertzsprung-Russell_diagram-0H-R-verzija_Lum_TempH-R-PM

H-R dijagrami - vise verzija

Kako zapravo citamo H-R dijagram ?

Unutar kvadrata zvijede su ucrtane prema stvarnom sjaju (vertikalna osa) te povrsinskoj temperaturi (orizontalna osa). Stvarni sjaj je mjera ukupne energije koji zvijezda zraci u prostor. Na takav nacin je sjaj zvijezda u direktnoj vezi sa njenom velicinom. Unesemo li pojedine zvijezde u navedeni dijagram prema njihovoj temperaturi anajcesci su spektralni tipovi O,B,A,F,G,K i M koji se koriste kao pokazatelji temperature i stvarnom sjaju (apsolutni sjaj).

O od 30,000 do 60,000 K - B od 10,000 do 30,000 K - A od 7,500 do 10,000 K - F od 6,000 do 7,500 K - G 5,000 do 6,000 K - K od 3,500 do 5,000 K - M od 2,000 do 3,500 K

Temperatura je izrazena u Kelvin-u (simbol: K) i to je jedinica za temperatura u sistemu jedinica SI. Određuje se na dva načina: nula kelvin je apsolutna nula, odnosno jedan kelvin iznosi 1/273,16 dio termodinamičke temperature trojne točke vode. Temperaturna skala Celzija se konvertira u kelvine, tako da se 0 °C iznosi 273,15 kelvina, odnosno točka topljenja leda pri normalnim okolnostima

Nova otkrića u astronomiji uzrokovala su uvođenje i novih spektralnih tipova.

W - (ili WR) - Wolf-Rayetove zvijezde.
OC - (ili ON, BC, BN) - Prijelazni razred između Wolf-Rayetovih zvijezda i razreda O i B.
L - zvijezda hladnije od zvijezdi razreda M, prijelazni stupanj između smedih patuljaka i zvijezdi.
T - smeđi patuljci snažnih linija metana.
Y - veoma hladni smedi patuljci temperatura manjih od 700 K.
C - zvijezda veledivovi razreda M snažnih linija ugljika.
S - zvijezde veledivovi razreda M snažnih linija ZrO2.
D - bijeli patuljci, ostatci zvijezda sličnih Suncu.

Mozemo odmah uociti da se vecina zvijezda nalazi na dijagonalnom nizu. Taj niz je i nazvan GLAVNI NIZ. Od njega se udesno izdvajaju dva podniza. GRANA SUPERDIVOVA i GRANA DIVOVA. Sada neke stvari lagano postaju jasnije. Crveni SUPER DIVOVI poput Antaresa ili Betelgeuse imaju malu povrsinsku temperaturu i da bi zracile tako mnogo energije kao sto pokazuje njihovo mjesto u H-R dijagramu i dimenzije moraju biti divovske. Dalje, Rigel taj modri superdiv, ima puno vecu povrsinku temperaturu ali i nesto manje dimenzije medjutim uporedimo li ga sa zvijezdama glavnog niza on i dalje ima divovske razmjere. Zuti i crveni divovi su manjih razmjera ali opet veci od zvijezda glavnog niza.

Ovi ogranci dolaze kao neka vrsta devijacije glavnog niza. Posebnu grupu cine bijeli patuljci, zvijezde visih temperatura ali malog sjaja. Njihove dimenzije dolaze do dimenzija naseg Jupitera, dakle planetarne dimenzije. Mozemo se zapitati zasto ima zvijezda tako malo u odjeljku superdivova i tako mnogo u glavnom nizu. Objasnjenje je slijedece. kada nastane nova mlada zvijezda unutar prasine i plina znaci da je u njenom centru proradila termonuklearna reakcija.

Prelazak vodika u helij je spora reakcija, i obzirom da tako mlada zvijezda uglavnom posjeduje u svom sastavu vodik to je drzi dugo na njenom mjestu u glavnom nizu. Ali, koliko ce dugo biti ovisi od njene pocetne mase. Masivne zvijezde, one pri vrhu H-R dijagrama nemilice trose svoje gorivo i napustaju glavni niz. U trenutku kada pretvoreni vodik koji je presao u helij se upali u njenom sredistu, zvijezda se lagano odvaja od glavnog niza. One vruce i masivne krenu svoj nezaustavljivi put ka grani superdivova, one manje masivne (poput naseg Sunca) pocinju se uspinjati prema grani crvenkastih divova. One u dnu tj. malene i hladne crvene zvijezde nece nikada sijati poput crvenih giganata. Nase Sunce ce prema navedenom obrascu nakon relativno kratkog perioda koje ce provesti kao div, odbaciti dio svoga vanjsog plasta ispod koga ce se ukazati bijeli patuljak.

Klasifikacija 

Postoje razne klasifikacije za zvijezde, ali najpopularnija klasifikacija je ona koja je uvela Annie Jump Cannon. Kod ove klasifikacije zvijezde se svrstavaju po sjajnosti i veličini tako da svaka klasa zvijezde dobiva obilježavajuće slovo gore objasnjenog spektralnog tipa : O,B,A,F,G,K,M ali poslije čega slijedi jednoznamenasti broj od 1 do 9 koja obilježava potkategoriju sjajnosti i veličine. Tako na primjer. Slovo O označava veliku sjajnu zvijezdu, dok na samom kraju slovo M su zvijezde koje su na pragu veličine dovoljne za pokretanje nuklearne fuzije. U ovoj klasifikaciji naše Sunce pripada zvijezdama G2 klase.

Morgan-Keenan_spectral_classification

odnos spektralnih tipovi velicine i boje

Dvojne zvijezde

Na noćnom nebu gledajući zvjezdano nebo možemo primjetiti da su neke zvijezde jako blizu jedna drugoj. To zna biti iluzija jer zbog prostornog rasporeda u odnosu na nas djeluju blizu jedna drugoj a u suštini su jako udaljene jedna u druge. Herschel je pokazujući da Newtonov zakon gravitacije vrijedi i izvan Sučeva sistema na parovima dvojnih zvijezda. Ovo je provjerio promatrajući položaje takvih zvijezda u odnosu a pozadinu. Castor, najsjajnija zvijezda u Blizancima je član dvojnog sistema. Poredeći svoja i Bradlyjeva posmatranja Herchel dokazuje da su ove dvije zvijezde vezane gravitacionim silama. Njihov potpuni ophod je izračuao na 342 godine što je blisko današnjim proračunima.

Dakle prave dvojne zvijezde su one koje imaju zajedničko gravitaciono središte. Ne moraju biti samo dvojni sistem imamo sistema koji sadrzavaju tri ili više zvjezda povezanih zajedničko gravitaciono središte. U terminologiji dvojnih zvijezdi postoje dva faktora bitna za njihovu klasifikaciju, to je položajni ugao i separacija. Položajni ugao (Position Angle, PA) - je ugao koji zatvaraju primarna i sekundarna zvijezde (primarna je u središtu) u odnosu na sjever. Mjeren od sjevera prema istoku tj. tako da 0° odgovara sjeveru, 90° istoku, 180° jugu i 270° zapadu. Separacija (separation) - ugaona udaljenost izmedju primarne i sekundarne zvijezde izražena u ugaonim sekundama.

Mi kao zanimljive objekte u amaterskom posmatranju uzimamo tkz «vizualne dvojne zvijezde» tj. one čije članove u teleskopu možemo jasno razdvojiti (osim vizualnih postoji više tipova dvojnih s obzirom na njihovu detekciju - astrometrijske, spektroskopske, pomračinske) Oznake u takvim sistemima su slovne (A,B...) s tim da najsjaniji član sistema nosi oznaku A i tako redom prema sjanosti. Dvojne zvijezde imaju svoje kataloge. Jedan od takvih je i WDS (The Washington Double Star Catalog). Tu je i izvrsni The Cambrige Double Star Atlas dijelove ovog atlasa možete pregledati.

Dva su faktora jako bitna kod osmatranja dvojnih zvijezda, to je optička moć teleskopa i stabilna atmosfera. Promatranja možemo i skicirati, jedan takav primjer možete naći ovdje , a kako uopšte skicirati objekte i to digitalizirat imate upute ovdje )

Najviše razdvojene parove moguće je vidjeti i golim okom, potom dvogledom, teleskopom već kako se razdvojenost u ugaonim sekundama smanjuje. A koliko je zapravo limit kojeg možemo uočiti našim instrumentom možemo ustanoviti na osnovu Dawes' limita - formule kojom to možemo izračunati. Engleski astronom William Ruter Dawes po kojem je taj limit i dobio ime dao je velike rezultate na polju istraživanja optičke moći razdvajanja teleskopa.

Praktično: Ako posjedujemo teleskop 4,5" (114 mm) a posmatramo zvijezde 6 magnitude tada je Dawesov limit R= 4,56 / 4,5" = 1" 01

Promjenljive zvijezde

Prema uzrocima koji dovode do promjene sjaja, promjenljive zvijezde mogu se podijeliti u dva osnovna tipa: zvijezde čiji se sjaj mijenja zbog fizikalnih procesa u njima ili na njima, te one kod kojih je promjena sjaja uzrokovana nekim vanjskim faktorima (pomračujuće). Procentualna zastupljenost pojedinih tipova promjenljivih zvijezda, prema podacima 4. izdanja GCVS bi bila slijedeća:

eklipsne
17,6%
pulsirajuće
66,2%
eruptivne
9,7 %
kataklizmičke
2,2 %
rotirajuće
0,9 %
X - izvori
0,2 %
ostale (pekularne i dr.)
1,8 %
nepoznate
1,5 %
* eklipsne 17,6%
* pulsirajuće 66,2%
* eruptivne 9,7 %
* kataklizmičke 2,2 %
* rotirajuće 0,9 %
* X - izvori 0,2 %
* ostale (pekularne i dr.) 1,8 %
* nepoznate 1,5 %

Posmatranje promjenljivih zvijezda je još jedna od aktivnosti koju možemo sprovoditi sa skromnijom opremom i u relativno lošim za osmatranje (urbanim) sredinama. Neke su vidljive i golim okom, dvogledom ili teleskopom. Odgovarajući dvogledi su posebno pogodni za ovu vrstu osmatranja zbog širokog vidnog polja. Veliki broj promjenljivih daje posebnu korisnost ovakvog osmatranja jer astronomi amateri zbog velikog broja takvih osmatranja daju veliki doprinos u istraživanju ovih nebeskih pojava.

Promjenljive zvijezde se obilježavaju prema sazviježđima u kojima se nalaze i velikim slovima (latiničnim) startajući od slova R. Kada se iskoriste sva slova od R do kraja prelazi se na duplirana slova (ovaj put od početka) pa tako dobivamo AA, AB ... AZ, BB, BA ... BZ ...

Ukupan broj ovih kombinacija je 334. Ako ni to nije dovoljno onda se koristi slovo V uz koji se stavi broj veći od broj 334. Ponekad iz slovo V imamo i oznaku Astronomske opservatorije koja je otkrila novu (HV XXXX to je Harvardska promjenljiva broj XXXX)

 

... u doradi

joomla template