Będąc uczniem liceum ogólnokształcącego, każde wakacje spędzałem we Fromborku uczestnicząc najpierw w akcji „Frombork 2001”, a potem w programie „Wakacje w planetarium”. W ramach owych „Wakacji” zainteresowana astronomią młodzież z całej Polski mogła mieszkać w (Ludowym) Obserwatorium Astronomicznym na Żurawiej Górze (2 km od Fromborka) i używać znajdujących się tam teleskopów. W zamian należało prowadzić seanse w planetarium, pokazy plam słonecznych, obsługiwać wahadło Focaulta i prowadzić noce pokazy nieba dla zorganizowanych grup. Takich właśnie pokazów nieba zdarzyło mi się przeprowadzić wiele i to zarówno w czasach licealnych, jak i już w dorosłym życiu. Podczas każdego takiego pokazu teleskop nakierowuje się na wiele obiektów na niebie – część z nich zawsze się jednak powtarza. Do takiej żelaznej listy należą omawiane już przez nas galaktyki M31 i M33, gromada kulista M13 czy mgławica planetarna M27. Praktycznie nigdy na tej liście nie brakuje jednego z najbardziej efektownych obiektów naszego nieba czyli podwójnej gromady otwartej w konstelacji Perseusza zwanej też χ i h Persei.

Obiekt:	χ i h Persei
Inne nazwy:	NGC 869 oraz NGC 884, Caldwell 14
Gwiazdozbiór:	Perseusz (Per)
Typ:	Gromady otwarte
Jasność obserwowana:	4.3 i 4.4 mag.
Rozmiar kątowy:	30' + 30'
Najlepsza widoczność:	jesień
Zdjęcie:	Michał Kałużny

----- R E K L A M A -----

PROMOCJA SONY - RABAT DO 500zł!

Sony 50/1.4 FE GM

8178 zł 7678 zł

Sony 55/1.8 FE

4388 zł 3888 zł

Sony 70-200/4 FE G OSS

6449 zł 5949 zł

Sony 16-55/2.8 E G

5488 zł 4988 zł

Historia χ i h Persei zaczyna się w zasadzie razem z historią astronomii czyli w czasach, kiedy rozumny człowiek po raz pierwszy spojrzał w niebo. U zarania cywilizacji, kiedy liczba ludzi na Ziemi, miast i ich świateł była mała, w zasadzie każdy człowiek mógł spojrzeć w nocne niebo i stwierdzić, że na granicy dzisiejszych konstelacji Perseusza i Kasjopei świeci niewielka, podwójna mgiełka. Pod ciemnym niebem nie ma specjalnych problemów aby dojrzeć ją gołym okiem – jasność obu gromad szacuje się bowiem na 4.3 i 4.4 magnitudo.

Za formalne „odkrycie” podwójnej gromady w Perseuszu uznaje się więc rok 130 p.n.e., kiedy to skatalogował ją grecki astronom Hipparchos z Nikei. Musiało jednak minąć wiele stuleci zanim zorientowaliśmy się na co tak naprawdę patrzymy. Gołym okiem nie jesteśmy w stanie rozdzielić owych mgiełek na pojedyncze gwiazdy. Stało się to możliwe dopiero po wynalezieniu teleskopu. Pierwsze udokumentowane rozdzielenie gwiazd podwójnej gromady w Perseuszu i poprawne zaklasyfikowanie tego obiektu przypisuje się Williamowi Herschelowi, który miał tego dokonać na początku XIX wieku.

Duża jasność obu gromad na naszym niebie i ich spory rozmiar kątowy (każda z nich rozciąga się na obszarze około 30 minut kątowych, a więc porównywalnym z tarczą Księżyca) to efekt stosunkowo niewielkiej odległości dzielącej nas od nich. Ich dystans do Ziemi ocenia się obecnie na niespełna 7500 lat świetlnych. Dodatkowo to obiekty całkiem spore i masywne, znacznie większe niż najbliższe nam gromady otwarte takie jak Hiady czy Plejady. Znajdująca się po lewej stronie NGC 869 ma masę 3700 mas Słońca, a leżąca po prawej NGC 884 masę 2800 Słońc. Każda z gromad zawiera przy tym kilkaset bardzo jasnych i niebieskich gwiazd.

Podwójna gromada χ i h Persei sfotografowana przy pomocy aparatu Canon EOS 6D i obiektywu EF 2.8/300 IS USM. Fot. A. Olech

Gdy gromada zawiera dużo bardzo jasnych i niebieskich gwiazd, od razu wiemy że jest młoda. Najmasywniejsze, a przez to najjaśniejsze i promieniujące energetycznym światłem niebieskim gwiazdy ewoluują bardzo szybko. Ogromna temperatura panująca w ich jądrach powoduje, że reakcje termojądrowe przemiany wodoru w hel przebiegają bardzo wydajnie, przez co gwiazda bardzo szybko wyczerpuje paliwo i przechodzi do następnych etapów ewolucji, podczas których wciąż jest jasna, ale już nie niebieska. W przypadku gromady podwójnej w Perseuszu obserwujemy dużo jasnych i niebieskich gwiazd, co oznacza że mamy do czynienia z bardzo młodymi obiektami o wieku małych kilkunastu milionów lat (przypomnijmy tutaj, że nasze Słońce ma 5 miliardów lat).

Podobne położenie na niebie nie zawsze oznacza, że mamy do czynienia z obiektami bliskimi w przestrzeni i fizycznie ze sobą związanymi. W przypadku χ i h Persei mamy jednak sporo dowodów na to, że obie gromady powstały z jednej, potężnej chmury gazu i pyłu. Oprócz tego, że znajdują się blisko siebie, mają podobny wiek i podobny skład chemiczny, obie podobnie przemieszczają się w przestrzeni kosmicznej zbliżając się do Ziemi z prędkością prawie 40 km/s.

Podwójna gromada w Perseuszu otoczona mrowiem gwiazd Drogi Mlecznej. Fot. M. Kałużny (EOS 5D MkIII + EF 50mm f/1.4 USM @ f/3.5)

Podwójna gromada w Perseuszu to idealny obiekt lornetkowy nadający się do obserwacji przez każdą lornetkę – od najmniejszej do największej. Obserwując ją lornetkami przeglądowymi klasy 7×42, 8×42, 7×50 czy 8×56 dysponujemy polem widzenia na poziomie 7–8 stopni, a więc znacznie większym niż rozmiar gromad na niebie. Nie jest to jednak wadą. Gromady leżą bowiem w pięknej smudze Drogi Mlecznej przecinającej konstelacje Perseusza i Kasjopei, przez co używając mniejszych powiększeń i większych pól widzenia wcale nie tracimy na efektowności widoku lecz raczej go podkreślamy.

Chyba najbardziej efektownie χ i h Persei wygląda jednak w lornetkach o powiększeniach 10–20x i obiektywach 70–80 mm. Tak duże obiektywy zbierają już mnóstwo światła, przez co w dobrych warunkach jesteśmy w stanie dojrzeć nimi gwiazdy o jasnościach nawet 11.5 magnitudo. Dodatkowo wciąż mamy do dyspozycji duże pole widzenia na poziomie 3–5 stopni, które pozwala bez problemów zmieścić w nim obie gromady wraz z ich bliskim otoczeniem. W takim polu, zawierającym tysiące gwiazd, naprawdę można się zatopić…

Lornetka Delta Optical Extreme 15×70 ED świetnie nadaje się do podziwiania χ i h Persei.

Na podwójną gromadę warto spojrzeć też przez największe lornetki o obiektywach 100–150 mm i powiększeniach 20–30x. Uzyskiwane w tym przypadku pola widzenia wynoszą około 2–3 stopni, wciąż więc pozwalają obserwować obie gromady jednocześnie. Brak możliwości podziwiania bogatej w gwiazdy okolicy gromad jest tutaj rekompensowany przez okazję do „wjechania” niejako do centrum obu obiektów i bezproblemowym rozdzieleniu ich na pojedyncze gwiazdy, których, przy takich parametrach używanego sprzętu, dojrzymy całe mrowie.

Choć χ i h Persei najlepiej obserwuje się jesienią, warto przypomnieć, że ich deklinacja wynosi aż +57 stopni, co oznacza, że w Polsce nigdy nie chowają się pod horyzontem. W dołowaniu, znajdziemy je niespełna 20 stopni nad północnym horyzontem, natomiast jesienią w okolicach północy obiekt świeci blisko zenitu. To wszystko oznacza, że o każdej porze roku znajdziemy taką część nocy, podczas której χ i h Persei dojrzymy bez najmniejszych problemów.

Mapka okolic konstelacji Perseusza i Kasjopei okazująca położenie podwójnej gromady χ i h Persei.

Położenie podwójnej gromady w Perseuszu pokrywa się z radiantem jednego z najaktywniejszych rojów meteorów naszego nieba, czyli aktywnych w lipcu i sierpniu Perseidów. Opowieść o tak ciekawym roju idealnie nadaje się na kolejną astrofizyczną dygresję, której z oczywistych względów sobie nie odmówimy.

Astronomia meteorowa jest dość młodą dziedziną nauki. Paradoksalnie, choć jasne meteory są obserwowane od zarania dziejów, świat nauki zainteresował się tą dziedziną dopiero w XIX wieku za sprawą pewnego spektakularnego wydarzenia.

Większość ludzi, którzy w nocy z 12 na 13 listopada 1833 roku spoglądali w niebo, była przekonana, że rozpoczął się Sąd Ostateczny. Trudno się temu dziwić, bowiem i w dzisiejszych czasach widok kilkuset tysięcy „spadających gwiazd”, niektórych tak jasnych jak Księżyc w pełni, wywołałby sporą panikę. Tymczasem owej pamiętnej nocy mieszkańcy wschodniego wybrzeża Ameryki Północnej oglądali taki spektakl przez bite dziewięć godzin, w ciągu których odnotowano pojawienie się co najmniej 240 tys. meteorów.

Meteory obserwowano od niepamiętnych czasów. Mimo to aż do początków XIX wieku ich natura pozostawała zagadką. Prawdziwy przełom w badaniach nad tymi zjawiskami spowodowała właśnie pamiętna noc z 12 na 13 listopada 1833 roku. Wielu naocznych świadków „deszczu” twierdziło, że meteory nie pojawiały się na niebie chaotycznie, lecz wybiegały z bardzo określonego miejsca na sferze niebieskiej, które znajdowało się w gwiazdozbiorze Lwa.

Sposób powstawania radiantu roju.

Objaśnienie tego faktu podał Denison Olmstead, matematyk z Uniwersytetu Yale. Wiedział on już, podobnie jak my, że zjawiska meteorów są spowodowane przez małe ziarenka pyłu międzyplanetarnego. Dodatkowo logicznie założył, że meteoroidy pozostawione przez jedną kometę będą poruszać się po podobnych orbitach i w związku z tym będą wchodzić w ziemską atmosferę równolegle do siebie. Zrzutowanie równoległych torów meteoroidów na sferę niebieską daje właśnie złudzenie, że wybiegają one z jednego miejsca zwanego radiantem. Zrozumienie tego faktu ułatwi posłużenie się prostym przykładem. Wyobraźmy sobie, że stoimy na środku długiej asfaltowej drogi ciągnącej się prosto aż do horyzontu. Jej brzegi są do siebie równoległe, lecz na skutek zjawiska perspektywy zdają się łączyć ze sobą gdzieś na horyzoncie. Zbieganie się torów meteorów w radiancie jest takim samym zjawiskiem, tyle że obserwowanym nie w dwóch, lecz w trzech wymiarach. Ponadto trzeba wziąć także pod uwagę fakt, że trajektorie cząstek w ziemskiej atmosferze nigdy nie są idealnie równoległe. Na zaburzenia torów meteoroidów mają wpływ oddziaływania grawitacyjne ciał Układu Słonecznego i warunki początkowe w jakich ziarnko wydostało się z komety. Procesy te powodują, że radiant nie jest nigdy idealnym punktem lecz owalnym obszarem o średnicy dochodzącej do pięciu lub nawet dziesięciu stopni. Jest to dość spory rozmiar, biorąc pod uwagę fakt, że tarcza Księżyca ma średnicę pół stopnia.

Rycina przedstawiająca wybuch aktywności Leonidów z roku 1833.

Listopadowy deszcz z 1833 roku rozbudził powszechne zainteresowanie meteorami. Wielu badaczy zaczęło intensywnie studiować stare kroniki w poszukiwaniu opisów podobnych zjawisk w czasach wcześniejszych. Dość szybko dotarto do relacji Alexandra von Humboldta, który 12 listopada 1799 roku zaobserwował w Wenezueli deszcz meteorów o niewiele mniejszej intensywności. W związku z tym już w 1837 roku niemiecki fizyk i astronom Heinrich Olbers wysunął hipotezę o 33–34 letniej okresowości listopadowego roju meteorów, które od swego „macierzystego” gwiazdozbioru otrzymały nazwę Leonidów.

W połowie XIX wieku o meteorach i kometach wiedziano wciąż bardzo mało, nie potrafiono więc wyjaśnić pochodzenia gęstych chmur pyłu, którego cząstki przed wejściem w atmosferę Ziemi poruszają się po niemal identycznych orbitach wokół Słońca. Rozwiązanie tej zagadki znaleziono na przełomie lat 1865–1866. Ernst W. Tempel i Horace P. Tuttle odkryli wtedy kometę, która zgodnie z astronomiczną tradycją została nazwana Tempel-Tuttle (obecnie jest określana mianem 55P/Tempel-Tuttle; przedrostek 55P oznacza, że zajmuje 55 miejsce na liście komet okresowych). W 1866 roku Giovanni Schiaparelli (ten sam, który wsławił się odkryciem „kanałów” na Marsie) obliczył orbity obłoków pyłu odpowiedzialnych za listopadowy rój Leonidów i sierpniowy rój Perseidów.

Orbity meteoroidów z roju Perseidów (żółte linie) nałożone na orbity planet wewnętrznych (niebieskie linie). Dużą niebieską kropką zaznaczono położenie Ziemi na orbicie w dniu 12 sierpnia. Żródło: Polska Sieć Bolidowa.

Okazało się, że Leonidy okrążają Słońce po prawie takiej samej orbicie, co kometa 55P/Tempel-Tuttle, której okres obiegu dookoła Słońca wynosi 33.2 roku, zaś orbita Perseidów zgadza się dobrze z torem komety 109P/Swift-Tuttle. Za jednym zamachem wyjaśniono więc problem równoległych torów meteorów w atmosferze ziemskiej oraz 33-letni okres zmian aktywności Leonidów. Scenariusz aktywności Leonidów przedstawiał się więc następująco: kometa zbliżając się do Słońca przechodzi bardzo blisko orbity Ziemi pozostawiając za sobą chmurę pyłu. Pył ten podróżuje po orbicie podobnej do toru komety i rozkłada się tak, że jego największe zgęszczenie podróżuje razem z kometą. W połowie listopada każdego roku w smugę pyłu pozostawionego przez kometę wpada Ziemia i możemy wtedy obserwować meteory z roju Leonidów. Rzecz jasna co 33 lata, kiedy kometa Tempel-Tuttle znajduje się blisko Słońca, nanosząc świeżą dawkę meteoroidów, możemy obserwować, bardzo wysoką aktywność Leonidów. W latach kiedy kometa znajduje się daleko od naszej dziennej gwiazdy, Leonidy nie są zjawiskiem spektakularnym i „ciurkają” z aktywnością co najwyżej kilkudziesięciu meteorów na godzinę.

Perseidy, choć nie popisywały się aktywnością tak wysoką jak Leonidy, także są znane od co najmniej 2000 lat, bowiem pierwsze informacje na temat tego roju możemy znaleźć już w dalekowschodnich kronikach z tego okresu. Perseidy stały się bardziej znane Europejczykom, gdy irlandcy rolnicy ochrzcili je „łzami św. Wawrzyńca” w związku z przypadającym w okolicach maksimum roju (12 sierpnia) dniem tego świętego.

Pierwszym europejskim obserwatorem, który ocenił aktywność Perseidów był Eduard Heis, który w maksimum w roku 1839 odnotował aż 160 meteorów na godzinę. W późniejszych latach aktywność roju była niższa i nie przekraczała 80 zjawisk na godzinę. Coś interesującego zaczęło się dziać w latach 60-tych XIX wieku, kiedy to Perseidy popisywały się nawet aktywnością dochodzącą do 215 zjawisk na godzinę.

Tak wysoka aktywność stała się zrozumiała w 1867 roku, kiedy to wspomniany już Giovanni Schiaparelli odkrył, że orbity cząstek z roju Perseidów bardzo dobrze zgadzają się z orbitą komety 109P/Swift-Tuttle, która gościła na niebie i w najbliższych okolicach Słońca w 1862 roku. Powrót komety spowodował zasilenie roju meteoroidów nowymi cząstkami, które przyczyniły się do podwyższonej aktywności.

W 1973 roku Brian Marsden obliczył, że we wrześniu 1981 roku na naszym niebie ponownie powinna pojawić się kometa Swift-Tuttle. Nic dziwnego, że wzbudziło to duże zainteresowanie rojem Perseidów. To zainteresowanie wydawało się być jak najbardziej uzasadnione, gdy po latach 1966–1975, w których aktywność wynosiła około 65 zjawisk na godzinę, lata 1976–1978 przyniosły wzrost do 90 meteorów na godzinę. W 1983 roku Perseidy sypnęły liczbami godzinnymi rzędu 190, komety jednak jak nie było tak nie było. W latach 1984–1987 maksymalna aktywność Perseid znów powróciła do około 60 meteorów na godzinę.

Rok 1988 przyniósł niespodziankę. Oprócz zwykłego maksimum, 12 godzin wcześniej zauważono dodatkowy pik aktywności. Sytuacja taka powtórzyła się w roku 1989 z tym, że nowe maksimum miało już aktywność zauważalnie wyższą od starego.

Fakty te zainspirowały Marsdena do ponownego zajęcia się orbitą komety Swift-Tuttle. Tym razem założył on jednak, że kometa obserwowana przez Keglera w 1737 roku była także odkrytą później na nowo kometą Swift-Tuttle. Wynik sugerował, że kolejnego przejścia przez peryhelium powinniśmy oczekiwać w grudniu 1992 roku.

Widok na północno-wschodni horyzont w okolicach 12 sierpnia około godziny 23 naszego czasu. Źródło: PKiM.

Tymczasem rok 1991 przyniósł kolejną niespodziankę. Stare maksimum pojawiło się zgodnie z oczekiwaniami, za to w nowym aktywność sięgnęła ponad 200 meteorów na godzinę! Sytuacja taka powtórzyła się w roku 1992.

Dnia 26 września 1992 roku zagadka wzmożonej aktywności Perseidów wyjaśniła się. Japoński astronom amator Tsuruhiko Kiuchi odkrył w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy kometę Swift-Tuttle. Cząstki pozostawione przez to ciało rozkładają się na jego orbicie. Nie jest to jednak rozkład równomierny i gęste obszary krążą dookoła Słońca w najbliższym otoczeniu komety. Nic więc dziwnego, że Perseidy pokazują wysoką aktywność w latach kiedy w najbliższe okolice Słońca powraca ich kometa macierzysta. Tak więc za stare maksimum odpowiedzialne są stare cząstki wyrzucone z komety setki i tysiące lat temu, tymczasem za nowe i wysokie maksimum cząstki młode, wyrzucone z komety podczas powrotów w latach 1737 i 1862.

Wszyscy zadali więc sobie pytanie co będzie działo się w nocy z 11 na 12 sierpnia 1993 roku, kiedy kometa będzie już oddalać się od Słońca pozostawiając za sobą nową i gęstą dawkę pyłu, w którą właśnie wtedy wpadnie Ziemia.

Przypomniano sobie od razu legendarny deszcz Leonidów z 12/13 listopada 1833 roku. Twórczynią roju Leonidów jest kometa 55P/Tempel-Tuttle, która przeszła najbliżej orbity Ziemi 308 dni przed tym, jak Ziemia znalazła się w tym miejscu. Odległość Ziemi od orbity komety wyniosła wtedy 0.0013 AU (czyli jednostki astronomicznej wynoszącej niespełna 150 milionów kilometrów). Jak w porównaniu z tymi warunkami wyglądało spotkanie Ziemi z orbitą komety Swift-Tuttle? Dużo korzystniej! W nocy z 11 na 12 sierpnia 1993 roku o godzinie 1:15 UT odległość obu orbit miała wynosić tylko 0.00094 AU, a kometa znajdowała się w tym miejscu 224 dni wcześniej. Poza tym kometa Swift-Tuttle jest obiektem wyraźnie większym niż Tempel-Tuttle. Wszystko to sugerowało, że w sierpniu 1993 roku możemy oczekiwać zjawiska jeszcze bardziej spektakularnego niż deszcz Leonidów z 1833 roku.

Nabrać dali się wszyscy. NASA wstrzymała start swojego promu kosmicznego, media grzmiały donosząc o kosmicznym deszczu raz meteorów raz meteorytów (!), a miłośnicy astronomii na całym świecie zadzierali głowy spoglądając w rozgwieżdżone niebo. Perseidy sprawiły jednak ogromny zawód. Zamiast potężnego „deszczu” meteorów mieliśmy aktywność na poziomie 200–300 zjawisk na godzinę. Obecnie kometa Swift-Tuttle znajduje się daleko od Słońca i Perseidy wróciły do swojego normalnego zachowania. Ich aktywność rozpoczyna się w połowie lipca i kończy się w okolicach 25 sierpnia. W maksimum aktywności, które występuje około 12 sierpnia, możemy podziwiać około 100 meteorów na godzinę.

Tuż przed samym maksimum aktywności radiant Perseidów znajduje się prawie dokładnie w tym samym miejscu sfery niebieskiej co podwójna gromada w Perseuszu. Radiant ten przesuwa się na tle gwiazdozbiorów na skutek zmiennej konfiguracji zderzeń Ziemi z meteorami z roju. Jego ruch jest przedstawiony na poniższym rysunku.

Ruch radiantu roju Perseidów na tle gwiazd w lipcu i sierpniu. Źródło: International Meteor Organization (IMO).

Druga połowa nocy w pierwszej połowie sierpnia jest więc nie tylko okazją do obserwacji χ i h Persei ale także do uwiecznienia jej razem z pięknymi i jasnymi meteorami – tak jak to udało się na poniższym zdjęciu.

Meteor z roju Perseidów (zółto-zielonkawa smuga) sfotografowany w nocy z 7 na 8 sierpnia 2013 roku przy pomocy aparatu Nikon D7000 i obiektywu Samyang 2/16. Doskonale widać χ i h Persei (trochę powyżej i na lewo od środka) i galaktykę M31 (w prawym-dolnym rogu).

Meteory najlepiej obserwować z ciemnego miejsca oddalonego od świateł miejskich. Do obserwacji warto się przygotować. Warto więc zaadoptować wzrok do ciemności. Gdy nasze oczy odpoczną od światła przez około 10–15 minut, łatwiej będzie nam zauważyć słabsze meteory. Obserwacje można prowadzić siedząc na wygodnym leżaku lub leżąc na materacu czy karimacie. Nie trzeba patrzeć w jakimś konkretnym kierunku, bo meteory widać na całym niebie. Warto więc wybrać tę część nieboskłonu, która jest najciemniejsza i najmniej zasłonięta drzewami czy budynkami. Potem wystarczy tylko spokojnie wodzić wzrokiem na niebie i wypatrywać meteorów.

Wychodząc na obserwacje warto zabrać ze sobą aparat fotograficzny. Każda współczesna lustrzanka cyfrowa lub bezlusterkowiec nadają się do tego celu. Należy wybrać obiektyw o polu widzenia 50–80 stopni i jak najlepszym świetle (najlepiej f/1.2–2.0) i ustawić go w kierunku wschodnim. Aparat ustawiamy w tryb manualny i jednocześnie w tryb seryjnego wykonywania zdjęć. Ustawiamy przysłonę w okolicach maksymalnego otworu względnego (można przymknąć o 1/3–2/3 EV aby zlikwidować największe winietowanie), czas ekspozycji na 20–30 sekund, a czułość na ISO 1600–3200. Następnie spinamy aparat wężykiem spustowym i zostawiamy na całą noc (a raczej do czasu kiedy nie wyczerpie się bateria). Aparat wykona dzięki temu kilkaset ekspozycji i na części z nich na pewno zarejestrują się meteory. Oprócz z nich powinniśmy też tam znaleźć χ i h Persei, galaktykę M31, a jak mamy duże pole widzenia to także Plejady, tak jak udało się to na poniższym zdjęciu.

Uroki letniego nieba na jednym zdjęciu. W prawym, dolnym rogu meteor z roju Perseidów. U dołu zdjęcia gromada otwarta Plejady, trochę powyżej środka Wielka Mgławica w Andromedzie (M31). Po lewej stronie Droga Mleczna, z gromadami chi i h Per i asocjacją Alfa Per.

Duże pola widzenia, a przez to krótkie ogniskowe, powodują, że nawet przy czasach ekspozycji 20–30 sekund obraz gwiazd będą prawie punktowe. Oczywiście jak przyjrzymy im się w skali 1:1, to zobaczymy poruszenie spowodowane dobowym ruchem sfery niebieskiej. Będzie to jednak efekt na tyle niewielki, że po obróbce zdjęcia i zmniejszeniu go do rozdzielczości internetowej, trudno będzie go dojrzeć.

Jeśli ktoś z Was chciałby zrobić większy użytek ze swoich zdjęć, to może przesłać je do Pracowni Komet i Meteorów (PKiM), która zajmuje się analizą tak zebranego materiału. Wtedy Wasze zdjęcia oprócz walorów estetycznych będą miały także wartość naukową.

Sponsorem cyklu „Niebo przez lornetkę” jest firma: