VISUELLA OBSERVATIONER för AST201 och AST202 (HT 2005) Handledare: Staffan Söderhjelm staffan@astro.lu.se 046-2221573 Maria Aldenius maria@astro.lu.se 046-2227292 Mobiltelefon: 0703-396809 Institutionen för astronomi Lunds Universitet 1
1 Introduktion Laborationen Visuella observationer syftar till att ge en orientering på stjärnhimlen, att visa skilda typer av objekt med teleskop samt att diskutera några fundamentala begrepp i samband med detta. Övningen är uppdelad i två delar: 1. Observationsplanering De inledande frågorna i avsnitt 3.1 besvaras först. Därefter kan uppgifterna i avsnitt 3.2 lösas med hjälp av det planetarie -program (EphemX) som finns på institutionens datorer. Med detta kan man simulera aktuell stjärnhimmel för en tänkbar observationstidpunkt, och försöka ge en lista på objekt att observera. 2. Observationer av stjärnhimlen (från institutionens tak) Observationsövningen kräver klart väder, vilket oftast inte kan bedömas förrän samma kväll. För planeringens skull måste du i förväg anteckna dig på en anmälningslista och vara beredd att komma om vädret tillåter. (Det är mycket viktigt att utnyttja de få klara kvällarna, så att utebli kräver goda skäl!) 1.1 Plats och materiel Datorövningen görs i någon av datasalarna, Lyra eller Hercules, i anslutning till undervisningslokalerna. Observationerna utförs med institutionens övningsteleskop som finns placerat mellan de två små kupolerna på husets östra sida. Anmälningslistor finns på anslagstavlorna på bottenvåningen. Samling sker utanför Lundmarksalen vid den tidpunkt som anges på anmälningslistan. (För att garantera mörk himmel ändras tiden för observationernas start kontinuerligt under terminens gång.) Det allra viktigaste när det gäller själva observationsövningen är att vara tillräckligt varmt klädd (särskilt om händer och fötter): observationerna görs nattetid under en klar himmel, och det blir mycket kallare än man tror! Till övningen medtas denna handledning, tabeller och utskrifter från datorövningen, samt papper och penna. Den som har någon bättre stjärnkarta än datorutskrifterna bör absolut ta den med, liksom gärna en fältkikare. Ficklampor med rött ljus (som inte stör mörkerseendet) finns att låna. 1.2 Teleskop Spegelteleskopet som används för övningen har optik av typen Schmidt-Cassegrain (se fig. 1b). Liksom i ett klassiskt Cassegrainteleskop används en sekundärspegel som kastar ljuset genom ett hål i primärspegeln, men man har dessutom en extra (Schmidt) korrektionslins). Slutresultatet är ett mycket kompakt och lätthanterligt instrument, där den optiska fokallängden är ca 5 gånger längre än tubens fysiska längd. Fler detaljer ges i tabellen nedan. Teleskopmodell Huvudspegel, Effektiv Okular, diameter(mm) fokallängd(mm) fokallängd (mm) MEADE LX200,12" 305 3050 56, 40, 26, 12.5 2
a 1a b c a b e 1b c d Figur 1: Strålgång i teleskop. 1a - Refraktor. (a) Objektiv, (b) Fokus och (c) Okular. 1b - Spegelteleskop (Schmidt-Cassegrain som vi använder). (a) Schmidt-linsen, (b) Primärspegel, (c) Sekundärspegel, (d) Fokus och (e) Okular. Teleskopet är ekvatoriellt monterat, med datorstyrd drivning av båda axlarna. Genom att i början av kvällen rikta in det mot två kända (ljusstarka) stjärnor kalibreras inriktningen så att man bara genom att ange namn (NGC-nummer) eller koordinater (α/δ) kan få teleskopet att ställa in sig mot objektet. 1.3 Litteratur AST 201: I Fundamental Astronomy (Karttunen m.fl.) läses kapitel 2.3-2.5 (utom transformationsformler), 2.9-2.10, 3.1 och 3.2 före laborationen. AST 202: I Astronomi - en bok om universum (Lagerkvist, Olofsson) läses kapitel 2 före laborationen. Den som önskar bredvidlitteratur kan tex. läsa Roth, Astronomy a Handbook, eller Burnham, Burnhams Celestial Handbook. Mer information finns också på laborationens hemsida http://www.astro.lu.se/ per/visuella. 1.4 Redogörelsen Samarbete och diskussion under laborationens olika delar uppmuntras, däremot författas redogörelsen individuellt. Den skall dels svara på samtliga frågor från datorövningen, dels beskriva själva himmelsobservationerna. Tabeller och diagram från datorövningen skall vara tydligt märkta, och de skall förklaras och kommenteras i en löpande text. Beskrivningen av observationskvällen ska behandla de faktiska observationerna, inte bara tabelldata för de iakttagna objekten. Redogörelsen skall inlämnas senast 2 veckor efter observationerna. 3
2 Teori för teleskopsobservationer Astronomiska objekt är normalt små och ljussvaga, varför man framför allt är intresserad av att se skarpt och att samla in mycket ljus. Det visar sig att både den ljussamlande förmågan och upplösningsförmågan (bildskärpan) uppfylls allt bättre ju större teleskopets öppning är, och utvecklingen går naturligt mot allt större objektiv/speglar. För markbundna teleskop har man dock ett kraftigt störande inflytande från atmosfären, och den teoretiska upplösningsförmågan kan sällan utnyttjas till fullo. 2.1 Instrumentets ljussamlande förmåga Den ljusmängd som kan uppfångas från ett objekt är proportionell mot teleskopets ljussamlande area och det är därför i första hand primärspegeln/objektivets storlek som bestämmer hur ljussvaga objekt som kan observeras. Laborationsteleskopet, med öppningen 305 mm samlar in ca (305/7) 2 = 1900 gånger mer ljus än ett mörkeradapterat öga (med en pupilldiameter av ca 7 mm), och man borde då kunna se 2, 5 log 1900 = 8, 2 magnituder svagare punktobjekt än ögat. Med den konventionella gränsen 6:e magnituden för blotta ögat skulle man alltså med teleskopet kunna se stjärnor ner till 14:e magnituden. Transmissions- och reflektionsförluster i optiken medför dock att gränsmagnituden blir något sämre. 2.2 Upplösningsförmåga och bildkvalitet I idealfallet (utan atmosfär) bestäms ett teleskops upplösningsförmåga av diffraktionen. Det hål som definieras av objektivet/huvudspegeln åstadkommer ett böjnings- eller diffraktionsmönster vid fokuseringen av det parallella strålknippet från en stjärna. Diffraktionsbilden består av en ljus central yta, den så kallade diffraktionsskivan, omgiven av ett antal (successivt svagare) koncentriska diffraktionsringar, se fig. 2. Radien b för den mörka ringen mellan diffraktionsskivan och den första diffraktionsringen ges av: b = 1, 22 λf d där λ är ljusets våglängd, f är objektivets brännvidd och d är objektivets diameter. Om t.ex. en dubbelstjärna observeras, så syns alltså i objektivets fokalplan två diffraktionsskivor. Dessa kan delvis överlappa varandra men ändå urskiljas. Gränsen ( Rayleighs kriterium ) för att de skall kunna ses som två kallas för instrumentets upplösningsförmåga och uppnås då avståndet mellan skivornas centra är lika med b. I vinkelmått (radianer resp. bågsekunder) får vi: θ R = b 1, 22λ = (rad) = 138 f d d (bȧgsekunder), (där vi tagit λ = 550 nm svarande mot det gulgröna ljus där solen har sin maximala intensitet och ögat är mest känsligt, och där d ges i mm). Denna ideala Rayleighgräns gäller om dubbelstjärnekomponenterna är ungefär lika ljusstarka, medan förstås en svag sekundärstjärna måste ligga längre från primärkomponenten för att kunna urskiljas. 4
Figur 2: Negativ bild av diffraktionsmönstret kring två väl upplösta stjärnor i ett dubbelstjärnesystem. Avståndet mellan diffraktionsskivornas centra är här flera gånger större än Rayleighkriteriets värde b. Om vi bortser från problem med optisk kvalitet och injustering är det i praktiken nästan alltid atmosfären som begränsar upplösningsförmågan. I jordatmosfären förekommer turbulens och temperaturvariationer, vilket gör att bilderna hela tiden dallrar och/eller suddas ut. Denna negativa inverkan av atmosfären brukar man kalla för seeing, och den varierar från timme till timme och från natt till natt beroende på de meteorologiska förhållandena. Det är naturligtvis också en systematisk variation så att seeingen är sämre närmare horisonten, när ljusets väg genom atmosfären är längre. Redan med blotta ögat märker man atmosfärens inflytande genom att stjärnorna blinkar, och tyvärr är ofta tindrandet som starkast (och seeingen som sämst) när himlen är riktigt mörk och klar. Det finns olika mått för seeingen, men i de flesta fall är utsmetningen av bilden av storleksordningen en bågsekund, dvs mycket större än Rayleigh-gränsen för allt utom de allra minsta amatörteleskopen. I allmänhet har man bättre seeing på högre höjd över havet, men det gäller också att hitta platser med jämn temperatur och minimal turbulens och luftfuktighet. Sådana utvalda platser med många stora teleskop är t.ex. havsnära berg på Hawaii, Kanarieöarna eller längs kusten i Chile. Vill man komma längre krävs avancerad teknik (adaptiv optik) där man med hjälp av laserledstjärnor, snabba datorer och flexibla speglar kompenserar atmosfärens inverkan i realtid. För begränsade ändamål, t.ex. observationer av planetytor och dubbelstjärnor, har man dock sedan 1800-talet kunnat göra visuella observationer med en uppkösning ner till 0,1 bågsekund. Ögat har en stor förmåga att uppfatta detaljer som bara ibland glimtar fram i en annars kokande bild, men en sådan observation blir förstås också mycket subjektiv (som visas t.ex. av exemplet med de fiktiva kanalerna på Mars). 2.3 Förstoring och synfält En utbredd missuppfattning är att kvaliteten hos ett astronomiskt teleskop anges av dess förstoring. För att man skall kunna tala om förstoring fordras dels att instrumentet är försett med okular, vilket i forskningssammanhang oftast inte är fallet. Dels har man oftast flera tillgängliga okular, och förstoringen är knuten till dessa, och inte till teleskopet. Valet av okular (och därmed 5
förstoring) är dock betydelsefullt, och måste förstås baseras på syftet med den aktuella observationen. Från geometrisk optik har vi för förstoringen hos ett astronomiskt teleskop G = f objektiv f okular = p in p ut där f objektiv är objektivets effektiva fokallängd, f okular är okularets fokallängd, p in inträdespupillens(=objektivets/huvudspegelns) och p ut utträdespupillens diameter. De praktiskt användbara förstoringarna begränsas av objektivets diameter beror på vilken typ av objekt som man vill studera. Med ökande förstoring minskar förstås synfältet, och man får ofta starta med låga förstoringar för att överhuvudtaget hitta sitt objekt. Tumregelsmässigt gäller att synfältet i grader är omkring 45/G, baserat på ett typiskt (45 grader) apparent synfält i okularet. En viktig riktpunkt är den s.k. normalförstoringen, vilken bara beror av objektivets diameter. I praktiken har allt man observerar en viss vinkelutsträckning (även punktformiga stjärnor pga diffraktion och seeing). Man kan då visa att ögat får bästa möjliga belysning (W/mm 2 ) på näthinnan upp till och med den förstoring som ger en utträdespupill lika med ögats pupilldiameter ( 7 mm om natten), och detta gränsvärde definierar alltså normalförstoringen. Om vi använder en lägre förstoring ökar utträdespupillens diameter så att ljus faller utanför ögat, d.v.s. vi utnyttjar bara en del av den tillgängliga ljusmängden. Om vi i stället gör förstoringen störren så sprids ljuset från ytobjektet ut över en större del av ögats näthinna, intensiteten per ytenhet minskar, och objektet upplevs som svagare. Ur förstoringsformlerna ovan får vi alltså G normal = p in pögat = d 7 vilken alltså ökar linjärt med teleskopets storlek. Om normalförstoringen är så stor att objektet inte får plats i synfältet betyder det helt enkelt att man ser det bättre med ett mindre teleskop, eller i extremfall (Vintergatan, stora kometsvansar etc.) med blotta ögat. När man studerar små och ljusstarka objekt är det en fördel att använda betydligt större förstoringar än normalförstoringen, dels för att se detaljerna bättre, dels för att göra himmelsbakgrunden mörkare. Ögat har nattetid en upplösningsförmåga på c:a två bågminuter (120 bågsekunder), vilket kombinerat med Rayleigh-kriteriet ovan betyder att man bör förstora bortåt d(mm) gånger (=7 x G normal!) för att säkert kunna iaktta de minsta detaljer som teleskopet (i glimtar av god seeing) kan visa. Detta gäller inte minst när man studerar planetytor. 6
3 Utförande 3.1 Datorövning(observationsplanering) Följande uppgifter löses och redovisas med plottar och tabeller innan själva observationerna: 3.1.1 De första två uppgifterna löses innan datorövningen: 1. Beskriv de två oftast använda koordinatsystemen när det gäller astronomiska observationer, det ekvatoriella (α/δ) och det horisontella (h/az). Hur definieras deras koordinater, och vad har de för huvudsakliga användningsområden? 2. Beräkna för laborationsinstrumentet den teoretiska upplösningsförmågan, normalförstoringen, samt förstoring och synfältet (jämför med fullmånens storlek) för de fyra tillgängliga okularen. Förklara samtliga begrepp. 3.1.2 I övrigt behövs datorprogrammet XEphem. Börja därför med att läsa igenom avsnittet 3.1.3 med praktiska anvisningar. 3. Starta xephem. Sätt datum till dagen för det tilltänkta observationstillfället (välj ett datum under terminen när du tror att du kommer att kunna utföra observationen), och sätt tiden till planerad observationsstart. Sätt magnitudgränsen för stjärnor till 6, vilket brukar antas vara vad blotta ögat kan se en mörk natt. Titta nu på stjärnhimlen och försök att orientera dig. Kan du hitta Polstjärnan? Är månen eller någon planet synlig? Känner du igen några stjärnbilder? Om det är svårt att känna igen stjärnor och stjärnbilder, välj då att visa beteckningar, namn och stjärnbildernas konturlinjer från Option-menyn. Gör slutligen en utskrift på printern. 4. Välj ut ett mindre område av himlen (en eller några få stjärnbilder) som du kan detaljstudera under observationskvällen. Zooma in det till lagom storlek, och skriv ut (utan hjälplinjer) med magnitudgräns 6. Inne i Lund blir himlen dock sällan mörk nog för att man ska kunna se så ljussvaga stjärnor. Ändra magnitudgränsen till 4, gör en alternativ utskrift och se hur många stjärnor som försvunnit. När du har gjort observationerna, avgör då vilken av kartorna som bäst överensstämmer med verkligheten. 5. Välj åter magnitudgränsen 6, hel himmel, men nu för en två timmar senare tidpunkt. Hur har himlen förändrats? Finns det några ljusstarka objekt som har gått upp eller ner? Den utskrivna bilden listar de ekvatoriella koordinaterna vid skärmens mittpunkt (zenit i Lund). Notera hur dessa har förändrats jämfört med den ursprungliga plotten. 6. Ändra nu datum till en månad senare men tiden tillbaka till den ursprungliga. (Om skiftet från sommartid till vintertid råkar ha inträffat under månaden får man justera den senare tiden så att UTC Time blir samma som i uppgift 3). Gör en ny utskrift och jämför med bilderna från uppgifterna 3 och 5. Titta även på zenitkoordinaterna. Förklara skillnader och likheter. Notera polstjärnans läge på samtliga utskrifter. Flyttar den sig? Förklara! 7
7. Ändra nu datum och tidpunkt till de ursprungliga, och välj från Control Filter att visa sjärnhopar, nebulosor och galaxer, s.k. deep sky objects. Klassificeringen av dessa objekt och deras karaktär var osäker ända in på föregående sekel, framför allt frågan om galaxernas status. Välj en typ i taget från listan nedan, och sätt en svag magnitudgräns (ca 20). Objekt av olika typ visar sig ha mycket olika storskalig fördelning över himlen. Kan du kvalitativt förklara detta, utifrån vår moderna bild av deras egenskaper? öppna stjärnhopar(clusters, O) klotformiga stjärnhopar(clusters, C) planetariska nebulosor(nebulae, P Planetary) galaxer(galaxies, G spiral) 8. Du skall nu försöka hitta lämpliga objekt ur de olika kategorierna att observera med teleskopet. Välj därför en mycket ljusare magnitudgräns (6 eller 7 för stjärnhopar, 9 eller 10 för nebulosor/galaxer), och visa igen objekten kategori för kategori. Kontrollera och skriv upp detaljer (Namn, RA, Dec, stjärnbild, magnitud, storlek) för ett eller två objekt av varje sort (högerklick med musen). Tänk på att vi observerar från ett tak med väggar, dvs i öster och väster kan man inte observera lägre än till ca 20 graders höjd över horisonten. I norr och söder är det (delvis) bättre sikt, men om man kan undvika det ska man helst ändå inte observera lägre än så. En klassisk katalog med ljusstarka nebulösa objekt gjordes redan på 1700-talet av Charles Messier, och ett tecken att objektet är rimligt lätt att observera är att det har ett M-nummer (t.ex. M57=Ringnebulosan). Tänk dock på att en del M-objekt är för stora för vårt teleskop, jämför storleken med vårt största synfält. En modern version av Messierkatalogen bifogas sist i handledningen. Se också länkar på laborationens hemsida. 9. Vilka av de stora planeterna (Merkurius-Neptunus) är uppe eller går upp under kvällen? Anteckna relevanta data för dessa, t.ex. RA, Dec, stjärnbild, magnitud och vinkelstorlek. De upp- och nergångstider som ges av programmet är för en ideal fri horisont, medan vi vill ha tiderna när den passerar 20 graders höjd. Dessa kan man lätt prova sig fram till genom att successivt ändra observationstiden. De flesta planeter rör sig såpass långsamt att positionen relativt stjärnorna på vår karta är någorlunda korrekt även för ett datum en eller ett par veckor fel. Tiderna för 20- graderspassagen ändras dock enligt grundprincipen ovan, dvs man kan uppskatta att de blir ca 30 minuter tidigare varje vecka. 10. Månen rör sig däremot så snabbt över himlen att en himmelskarta bara är giltig för en specifik kväll. Tyvärr visas inte månens faser på SkyView, utan man får öppna det extra fönstret MoonView. Om man sätter Step till 24 timmar kan man med successiva Update se hur fasen ändras från kväll till kväll, samtidigt som man ser på SkyView var den finns på himlen. Gör en lista som för varje dag under den aktuella månaden visar om månen är uppe på kvällstid, och i så fall i vilken stjärnbild och med ungefär vilken fas. Vilka (om några) kvällar kan den ställa till problem? 8
6 " 4 1900 2 0 1800-2 2000-4 1700-6 -6-4 -2 0 2 4 6" Figur 3: Castor A&B, apparent omloppsbana för sekundärstjärnan(asterisker) relativt primärstjärnan (cirkeln i origo). Den approximativa omloppstiden är 420 år, och de båda komponenterna har magnituderna 2.0 resp. 2.8. Figur 4: Multipelsystemet ε Lyrae. Komponenterna i ε 1 Lyrae har magnituderna 5.0 resp. 6.2 och i ε 2 Lyrae är magnituderna 5.1 resp. 5.4. De inritade omloppsbanorna är mycket osäkra, eftersom bara en liten del av perioderna har observerats. 9
11. Många av himlens stjärnor är dubbla eller multipla, dvs det som ser ut som en stjärna med blotta ögat visar sig genom teleskopet vara två eller flera. Ett par intressanta multipelstjärnor är Castor (α Geminorum) och ε Lyrae. För Castor visas i Fig 3 det inbördes läget mellan de två ljusaste komponenterna. I en mycket vidare bana finns en tredje ljussvagare komponent, och var och en av dessa tre stjärnor som vi ser är i sin tur spektroskopiska dubbelstjärnor med kort period. Castor består alltså totalt av sex stjärnor i en typisk hierarkisk konfiguration. På samma sätt är ε Lyrae (Fig 4) hierarkiskt uppbyggd av två tätare par, ε 1 och ε 2. Välj den av stjärnorna som står bäst till för observation (Tvillingarna eller Lyran) och uppskatta ur Fig 3 eller 4 vinkelavståndet mellan komponenterna (i bågsekunder). Avgör med utgångspunkt från dina beräkningar i uppgift 2 om du kommer att kunna upplösa den med teleskopet. Har valet av okular någon betydelse? 3.1.3 Praktiska anvisningar för XEphem XEphem är ett Linux-program som startas från en X-terminal med kommandot xephem. (Om datorn är i Windowsläge får man välja starta om och sen Linux). I det första fönstret som öppnas, XEphems statusfönster, kan du främst ändra Plats (normalt Lund), Datum och Klockslag för observationerna. (Observera att XEphem s databas har dåliga data för Lund. För våra ändamål har det ingen betydelse, men latituden är egentligen ca 55,70 grader). När du ändrat inställningarna i statusfönstret måste du trycka på Update för att ändringarna skall träda i kraft. Nere t.h. finns ett val Step som normalt bör sättas till 0. Du kan nu be XEphem visa dig hur stjärnhimlen ser ut på den angivna platsen och tidpunkten genom att välja View Sky View. Med skjutreglaget till vänster om kartan ändras skalan, så att man kan zooma in på enskilda stjärnbilder. Reglagen under resp. till höger om bilden ändrar siktriktningen. Med höger musknapp kommer en ruta fram med information om det objekt du pekar på. För att påverka utseendet hos stjärnkartan så att du lätt får den information du önskar finns det två viktiga menyer som du bör bekanta dig med. Den första påverkar utseendet och nås från menyn genom Control Options. Här kan du till exempel välja vilken form av koordinatsystem som skall användas, sätta på och stänga av stjärnbildslinjer och välja vilka och hur många beteckningar som skall visas på skärmen. Den andra menyn, Control Filter är ett filter för de olika typerna av astronomiska objekt. Du väljer helt enkelt vilken typ som skall visas och till vilken begränsande magnitud. De flesta funktioner från dessa menyer finns dessutom som snabbkomandon på verktygsfälten. Man kan snabbt komma tillbaka till grundstjärnhimlen med kanppen History, men då och i andra sammanhang kan himlen ibland bli spegelvänd. Detta justeras lätt med en snabbvalsknapp (två pilar). En utskrift kan när som helst göras med Control Print. Markera Print command: lpr, och glöm inte att ge utskriften ett namn så att du kan skilja dem från övriga laboranters! 10
3.2 Visuella observationer Observationsdelen av laborationen är snarare en demonstration än en övning. Det är dock viktigt att du försöker hänga med på vad som visas genom att föra anteckningar! Fråga handledaren om detaljerna (okular osv) eller i övrigt om något är oklart. Det är viktigt att låta ögonen vänja sig vid mörkret, eftersom man då ser betydligt svagare detaljer. Denna mörkeradaption störs minst av rött ljus, så de ficklampor som finns tillgängliga lyser med rött sken. 3.2.1 Observationer utan teleskop Vid observationstillfället är det lämpligt att börja med en allmän orientering på stjärnhimlen. Leta (via Karlavagnen) upp Polstjärnan, så att väderstrecken är klara. Använd en stjärnkarta (eventuellt utskrifterna från datorövningen) för att leta fram några stjärnbilder längs himmelsekvatorn. Denna sträcker sig förstås från öster till väster, med en högsta punkt i söder. Ofta finns månen och/eller någon ljus planet som hjälp att definiera ekliptikabandet. Försök också via lämpliga stjärnbilder att se hur det galaktiska planet är orienterat. Bara i undantagsfall är himlen mörk och klar nog för att man från centrala Lund ska kunna se någon ljusstark del av Vintergatan. Iaktta hur stjärnhimlen tycks vrida sig under laborationens gång. Detta görs enklast relativt någon jordisk referenspunkt, t.ex. vattentornet. Notera några stjärnors läge (försvinnande bakom?) i förhållande till tornet vid olika tidpunkter. Om någon planet är synlig kan man jämföra dess sken med ljuset från en stjärna på samma höjd. Syns det någon kvalitativ skillnad (utom att ljusstyrka och kanske färg är olika)? 3.2.2 Observationer med teleskop Leta upp och betrakta de diffusa objekt som du valt ut. Om det är många laboranter kan vi inte titta på samtliga objekt eftersom detta skulle ta för lång tid. Istället försöker vi enas om några som verkar intressanta och som enligt läget på himlen är lämpliga att observera. (En orsak att utesluta ett objekt är t.ex. att månen står i närheten och dränker det i sitt starka sken). Gör en kort beskrivning av varje objekt med kommentarer om vad som syns i teleskopet. Vilket okular användes? Varför? Betrakta de ljusstarka planeter(venus, Mars, Jupiter, Saturnus) som eventuellt är synliga. Kommentera vad man kan se av detaljer på deras ytor. Intill Jupiter och Saturnus kan man se flera månar. Försök skissera deras lägen i förhållande till planeten, och identifiera dem med hjälp av XEphem. Observera att vi normalt använder ett vinkelprisma före okularet, vilket ger upphov till en spegelvändning av bilden. Om Uranus är synlig kan man lätt se att den visar en liten skiva (jmf Herschels upptäckt!), medan man för Neptunus nog behöver en karta för att bli säker på identifikationen. 11
Betrakta en lämplig dubbelstjärna, ε Lyrae (fig. 4) eller Castor (fig. 3), genom teleskopet. Går de att upplösa, och med vilket okular? Om månen är mer än halvfull är det lämpligt att spara den till sist, eftersom dess bländande sken annars riskerar att förstöra mörkerseendet. (Om den bara är en skära är den på väg ner och får kanske tas först i stället). Observera den genom flera okular, och jämför dina uppskattade synfält relativt måndiametern. Lägg märke till hur berg och kratrar framför allt syns nära terminatorn (gränsen mellan den solbelysta och den mörka delen av månytan), varför? Messierkatalogen M Typ *bild Mag RA (h m) Dec ( ) Avstånd Storlek M Typ *bild Mag RA (h m) Dec ( ) Avstånd Storlek 1 BN Tau 8.2v 05 34.5 +22 01.0 6.3 kly 6 x4 56 GC Lyr 8.2v 19 16.6 +30 11.1 31.6 kly 7.1 2 GC Aqu 6.3v 21 33.5-00 49.0 36.2 kly 12.9 57 PN Lyr 9.7p 18 53.6 +33 01.8 4.1 kly 86.0"x63.0" 3 GC CVn 6.3v 13 42.2 +28 23.0 30.6 kly 16.2 58 GX Vir 9.6v 12 37.7 +11 49.2 60 Mly 5.9 x4.7 4 GC Sco 6.4v 16 23.5-26 31.5 6.8 kly 26.3 59 GX Vir 10.6 12 42.0 +11 38.1 60 Mly 5.3 x3.2 5 GC Ser 6.2v 15 18.6 +02 05.0 22.8 kly 17.4 60 GX Vir 9.8b 12 43.7 +11 33.0 60 Mly 7.4 x6.0 6 OC Sco 4.2v 17 40.4-32 13.8 2 kly 33 61 GX Vir 10.2 12 21.9 +04 28.3 60 Mly 6.5 x5.7 7 OC Sco 4.1v 17 53.9-34 47.0 800 ly 80.0 62 GC Oph 6.6v 17 01.2-30 06.7 21.5 kly 14.1 8 BN Sag 6.0v 18 04.1-24 18.0 5200 ly 90 x40 63 GX CVn 9.3b 13 15.8 +42 02.1 37 Mly 10 x6 9 GC Oph 7.3v 17 19.2-18 31.0 26.4 kly 9.3 64 GX Com 8.8v 12 56.7 +21 41.1 12 Mly 10.1 x5.4 10 GC Oph 6.7v 16 57.2-04 06.0 13.4 kly 15.1 65 GX Leo 9.3v 11 18.9 +13 05.6 35 Mly 8 x1.5 11 OC Scu 6.3v 18 51.1-06 16.0 6 kly 14.0 66 GX Leo 8.2v 11 20.2 +12 59.5 35 Mly 9.1 x4.1 12 GC Oph 6.6v 16 47.2-01 56.9 17.6 kly 14.5 67 OC Cnc 6.9v 08 51.4 +11 49.0 2.7 kly 29.0 13 GC Her 5.7v 16 41.7 +36 27.6 22.2 kly 16.6 68 GC Hyd 7.3v 12 39.5-26 44.6 32.3 11.0 14 GC Oph 7.7v 17 37.6-03 14.8 27.4 kly 11.7 69 GC Sag 7.7v 18 31.4-32 20.9 25.4 kly 10.0 15 GC Peg 6.0v 21 30.0 +12 10.0 32.6 kly 12.3 70 GC Sag 7.8v 18 43.2-32 17.5 28.0 kly 8.0 16 OC Ser 6.4v 18 18.7-13 48.0 7 kly 7.0 71 GC Sgt 8.4v 19 53.8 +18 46.7 11.7 kly 7.2 17 BN Sag 7.5v 18 20.7-16 10.0 5000 ly 11.0 72 GC Aqu 9.3v 20 53.5-12 32.2 52.8 kly 6.0 18 OC Sag 7.5v 18 19.9-17 06.0 4.9 (?) kly 9.0 73 ** Aqu 9.0v 20 58.9-12 38.1 2.8 19 GC Oph 6.6v 17 02.6-26 16.1 27.1 kly 13.5 74 GX Psc 10.2 01 36.7 +15 47.0 35 kly 10.5 x9.5 20 BN Sag 9.0v 12 02.4-22 59.0 5.2 kly 20 x20 75 GC Sag 8.6v 20 06.1-21 55.4 57.7 kly 7.0 21 OC Sag 6.5v 18 04.6-22 29.0 4250 ly 13.0 76 PN Per 10.1 01 42.3 +51 34.5 3.4 kly 2.7 x1.8 22 GC Sag 5.9v 18 36.4-23 54.2 10.1 kly 24.0 77 GX Cet 8.9v 02 42.7-00 00.8 60 Mly 7.1 x6.0 23 OC Sag 6.9v 17 56.9-19 01.0 2150 ly 27.0 78 BN Ori 10.3 05 46.7 +00 03.5 1.6 kly 8 x6 24 *C Sag 4.6v 18 16.9-18 29.0 10 kly 90 79 GC Lep 7.7v 05 24.2-24 31.5 39.8 kly 6.0 25 OC Sag 6.5v 18 31.7-19 14.0 2 kly 40.0 80 GC Sco 7.7v 16 17.1-22 58.5 27.4 kly 8.9 26 OC Scu 9.3v 18 45.2-09 23.0 5 kly 15.0 81 GX UMj 6.8v 09 55.6 +69 04.0 11 Mly 27.1 x14.2 27 PN Vul 7.4v 19 59.6 +22 43.3 1250 ly 8x6 82 GX UMj 8.4v 09 55.9 +69 41.0 11 Mly 11.3 x4.2 28 GC Sag 7.3v 18 24.6-24 52.2 17.9 kly 11.2 83 GX Hyd 7.6v 13 37.0-29 52.1 15 Mly 12.8 x11.4 29 OC Cyg 7.1v 20 23.9 +38 32.0 4 kly 7.0 84 GX Vir 10.1 12 25.1 +12 53.2 60 Mly 6.4 x5.5 30 GC Cap 8.4v 21 40.4-23 10.7 24.8 kly 11.0 85 GX Com 9.1v 12 25.4 +18 11.4 60 Mly 7.1 x5.5 31 GX And 4.8v 00 42.7 +41 16.1 2.2 Mly 192 x62 86 GX Vir 9.8b 12 26.2 +12 56.8 60 Mly 8.9 x5.7 32 GX And 8.7v 00 42.7 +40 51.9 2.2 Mly 8x6 87 GX Vir 9.6b 12 30.8 +12 23.4 60 Mly 7.4 x6.0 33 GX Tri 6.7v 01 33.8 +30 39.6 2.3 Mly 65 x38 88 GX Com 10.4 12 32.0 +14 25.3 60 Mly 7.0 x3.7 34 OC Per 5.5v 02 42.1 +42 45.0 1.4 kly 35.0 89 GX Vir 10.7 12 35.7 +12 33.4 60 Mly 3.5 x3.5 35 OC Gem 5.3v 06 09.0 +24 21.0 2.8 kly 28.0 90 GX Vir 10.3 12 36.8 +13 09.8 60 Mly 9.6 x4.3 36 OC Aur 6.3v 05 36.3 +34 08.4 4.1 kly 12.0 91 GX Com 11.0 12 35.4 +14 29.8 60 Mly 5.4 x4.2 37 OC Aur 6.2v 05 52.3 +32 33.2 4.4 kly 24.0 92 GC Her 6.5v 17 17.1 +43 08.2 26.1 kly 14.0 38 OC Aur 7.4v 05 28.7 +35 51.3 4.2 (?) kly 21.0 93 OC Pup 6.0v 07 44.5-23 51.2 3.6 kly 22.0 39 OC Cyg 5.2v 21 32.2 +48 27.0 825 ly 32.0 94 GX CVn 7.9v 12 50.9 +41 07.2 14.5 Mly 14.3 x12.1 40 *2 UMj 9.1v 12 22.4 +58 05.0 300 ly 0.8 95 GX Leo 10.4 10 44.0 +11 42.2 38 Mly 7.5 x5.0 41 OC CMj 4.6v 06 46.0-20 45.3 2.3 kly 38.0 96 GX Leo 9.1v 10 46.8 +11 49.3 38 Mly 7.6 x5.2 42 BN Ori 4.0v 05 35.0-05 25.0 1.6 kly 85 x60 97 PN UMj 9.9v 11 14.8 +55 01.1 2.6 kly 3.4 x3.3 43 BN Ori 9.1v 05 35.5-05 16.5 1.6 kly 9.1 98 GX Com 11.7 12 13.8 +14 54.0 60 Mly 9.8 x2.7 44 OC Cnc 3.7v 08 40.4 +19 40.0 500 ly 95.0 99 GX Com 10.1 12 18.8 +14 25.0 60 Mly 5.4 x4.7 45 OC Tau 1.6v 03 47.5 +24 06.3 400 ly 110.0 100 GX Com 10.6 12 22.9 +15 49.4 60 Mly 7.5 x6.3 46 OC Pup 6.0v 07 41.8-14 48.6 5.4 kly 27.0 101 GX UMj 9.6v 14 03.2 +54 20.9 24 Mly 28.9 x26.9 47 OC Pup 4.5v 07 36.6-14 39.0 1.6 kly 30.0 102 GX Dra 10.0 15 06.5 +55 45.8 40 Mly 6.4 x2.8 48 OC Hyd 5.3v 08 13.7-05 45.0 1.5 kly 54.0 103 OC Cas 7.4v 01 33.4 +60 39.5 8 kly 6.0 49 GX Vir 8.5v 12 29.8 +07 60.0 60 Mly 9.3 x7.0 104 GX Vir 8.7v 12 40.0-11 37.4 50 Mly 8.8 x3.5 50 OC Mon 6.3v 07 02.8-08 23.0 3 kly 16.0 105 GC Leo 9.2v 10 47.8 +12 34.9 38 Mly 5.4 x4.8 51 GX CVn 8.4v 13 29.9 +47 11.8 37 Mly 11 x7 106 GX CVn 8.6v 12 19.0 +47 19.7 25 Mly 18.8 x7.3 52 OC Cas 7.3v 23 24.2 +61 35.0 5.0 kly 13.0 107 GC Oph 7.8v 16 32.5-13 03.7 19.6 kly 11.0 53 GC Com 7.6v 13 12.9 +18 10.3 56.4 kly 12.6 108 GX UMj 10.7 11 11.5 +55 40.3 45 Mly 8.7 x2.2 54 GC Sag 7.6v 18 55.1-30 28.7 82.2 kly 9.1 109 GX UMj 10.8 11 57.6 +53 22.5 55 Mly 7.6 x4.6 55 GC Sag 6.3v 19 39.8-30 57.7 16.6 kly 19 110 GX And 8.9b 00 40.4 +41 41.2 2.2 Mly 21.9 x10.9 BN=nebulosa, GC=klotformig stjärnhop, OC=öppen stjärnhop, PN=planetarisk nebulosa, GX=galax, *C,*2,**=vanliga stjärnor