ДИП-СКАЙ ОБЪЕКТЫ: ОТ СОЗЕРЦАНИЯ К ИССЛЕДОВАНИЮ
Виктор Смагин
ВВЕДЕНИЕ
Так уж издавна повелось, что исследование «туманных» объектов перестало быть уделом любительской астрономии и целиком легло на плечи профессионалов. Давно канули в Лету времена Мессье и Гершеля, когда открытие мог сделать практически любой увлеченный человек – что и говорить – астрономия объектов глубокого космоса тогда только зарождалась, да и не были они столь «востребованы», как, например, кометы. А в наш век компьютеров, сверхзвуковых скоростей, и телескопов, которым бы позавидовал сам гений телескопостроения Гершель, любители астрономии, занимающиеся наблюдением дип-скай объектов, стали восприниматься, как некие малополезные созерцатели. Сами же наблюдения туманностей и галактик становились все менее научными и все более эстетическими. Я сам, чего греха таить, считая своим главным увлечением наблюдение дип-скаев, зачастую задумывался над полезностью всех этих наблюдений и, как правило, единственной пользой оказывалось лишь ни с чем не сравнимое удовольствие от общения с природой, восхищение тем, что обычно скрыто от глаз простого человека. Другим аспектом написания этой статьи стало непонятное мне отношение к наблюдателям туманных объектов в среде любителей. Зачастую в разговорах с такими полезными элементами любительского сообщества как «кометчики» и «переменшики» сквозило: «Ты дип-скаи наблюдаешь? Тогда все с тобой понятно».
Название этой статьи пришло из прекрасной книги великого советского популяризатора астрономии Ф.Ю. Зигеля «Сокровища звездного неба», благодаря которой я и встал на путь наблюдения именно дип-скай объектов. В книге Зигеля глава «От созерцания к исследованию» была посвящена тому как наблюдающему Луну любителю внести свой вклад в науку, моя же небольшая статья есть скромное исследование на тему того, способен ли оставить свой след в науке наблюдатель туманных объектов.
Давайте задумаемся, в каких областях астрономии вклад любителей наиболее ощутим. На мой взгляд, это открытия комет и астероидов, наблюдение метеоров и переменных звезд. Наблюдения Солнца и планет Солнечной системы, если и не приносят реальной пользы, то зачастую оказываются весьма интересными. Как мы видим, временные масштабы описанных явлений весьма коротки, можно сказать, что любители зачастую опережают в открытиях «медлительные» обсерватории. Это и неудивительно – число любителей многократно превышает число профессиональных астрономов.
Факт мобильности любителей астрономии, а также их присутствия практически в любом уголке земного шара важен и с другой стороны: ряд астрономических наблюдений можно провести лишь в узких географических рамках. И если для наблюдения солнечных затмений научные организации, как правило, организуют экспедиции, вряд ли следует ожидать подобного в случае покрытия каким-либо «незначительным» астероидом «еще менее значительной» звездочки. И опять на помощь приходят они – люди, не обладающие профессиональным оборудованием, но те, для которых астрономия стала основным увлечением – люди, которые не могут без трепета смотреть на звездное небо.
А что же дип-скай объекты? Расстояния до самых далеких планет не соизмеримы с удаленностью от нас даже ближайших звездных скоплений, поэтому любой объект глубокого космоса будет виден одинаково и в Воронеже, и в Нью-Йорке. Существует мнение, что даже самый искушенный любитель едва ли способен открыть что-либо новое в мире туманных объектов – будь то туманность Андромеды или невзрачное шаровое скопление NGC 6535. Действительно – оборудование, используемое профессионалами на порядок мощнее любительского, а все объекты, доступные небольшому любительскому телескопу давно каталогизированы и изучены «вдоль и поперек».
Еще хуже обстоит дело с временными масштабами. Эволюция большинства дип-скаев объектов измеряется десятками миллионов, а то и миллиардами лет. Даже одни из самых динамичных представителей сообщества туманных объектов – планетарные туманности существуют никак не менее 10 тыс. лет – времени, превышающего возраст современной человеческой цивилизации.
Наверное, если бы все было так плохо, если у любителя не было бы ни одного шанса внести свою лепту наблюдением объектов глубокого космоса, эта статья вряд ли бы появилась на свет. Но все же она появилась. Тематику обнаружения сверхновых звезд в галактиках я затронул наиболее глубоко, поскольку, по моему мнению, эта область является одной из самых перспективных для любителя, к тому же результат в ней при достаточном упорстве гарантирован. Конечно, можно еще поспорить к какому отделу любительской астрономии отнести сверхновые в галактиках – к переменным звездам или дип-скай объектам, однако, я склоняюсь в пользу последнего, поскольку сверхновые привязаны к галактикам, и в ходе поиска любитель изучает именно галактики. Итак,
РЕГИСТРАЦИЯ СВЕРХНОВЫХ ЗВЕЗД В ГАЛАКТИКАХ
Стоило названию этой главы появиться на экране моего монитора, как я сразу заметил тавтологию. Все дело в том, что последние четыреста лет открытия сверхновых приходятся именно на другие галактики. Последняя документально зафиксированная вспышка сверхновой в Млечном Пути произошла перед самым началом телескопической эпохи – в 1604 г., ее наблюдал И. Кеплер, сконструировавший спустя несколько лет один из первых телескопов.
Сложно поверить в то, что систематическое изучение сверхновых звезд, а также их выделение в особый класс космических объектов началось лишь с тридцатых годов XX века! Именно к этому времени Э. Хабблом было доказано, что «спиральные туманности» состоят из многих миллионов звезд, удаленных от Солнечной системы на гигантские расстояния, что в 1934 г. позволило В. Бааде и К. Цвикки назвать известные к тому моменту вспышки в туманности Андромеды и некоторых других близких галактиках «сверхновыми звездами» – ведь по расчетам светимость подобных звезд превышала солнечную в сотни тысяч раз. В 1939 г. шведский астроном К. Лундмарк, которого по праву можно назвать отцом науки о сверхновых звездах, предсказавший их существование еще двадцать лет назад, сформулировал определяющий признак: сверхновыми звездами стали называть вспышки звезд, которые в максимуме блеска достигают светимостей галактик: от –17 до –21 абсолютных звездных величин.
История исследования взрывающихся звезд не менее увлекательна, чем история изучения пульсаров или квазаров. В сороковых годах прошлого столетия американским астрономом Р. Минковским была предложена классификация сверхновых, основанная как на спектральных, так и на фотометрических наблюдениях. Согласно ей, вспышки, отличавшиеся быстрым подъемом к максимуму и острой его формой, а также широкими полосами в спектре и отсутствием линий водорода были отнесены к первому типу (I), а все остальные сверхновые – ко второму (II). Несмотря на то, что эта классификация была сделана на основе всего сорока известных к тому времени наблюдениях сверхновых, она оказалась вполне универсальной и с успехом дожила до наших дней.
Еще чуть позже обнаружилось, что если сверхновые I типа встречаются во всех разновидностях галактик, то сверхновые, принадлежащие ко II типу, предпочитали исключительно спиральные. Это показало, что деление сверхновых на два типа оказалось довольно удачным, а в последствие привело к началу понимания механизмов вспышек звезд I и II типов.
В наше время многие загадки вспышек сверхновых звезд были разрешены (стоит добавить: не без помощи наблюдений любителей). Например, мы уже со школьной скамьи знаем, что в зависимости от своей массы каждая звезда эволюционирует по-своему. У звезды с массой в несколько раз больше солнечной на последнем этапе эволюции (выгорание углерода и кислорода в центре) создаются условия, при которых давление в ядре звезды резко уменьшается и звезда стремится сжаться, чтобы восстановить гидростатическое равновесие. Если бы масса звезды была лишь незначительно больше солнечной, катастрофическое сжатие остановилось бы образованием белого карлика, в противном случае скорость сжатия звезды становится больше скорости звука в ее недрах, равномерное сжатие превращается в беспорядочное и происходит «взрыв внутрь себя», наблюдающийся как вспышка сверхновой. Стоит отметить, что так возникают лишь сверхновые II типа. Теория вспышек Ia была разработана буквально в наше время, а основы ее были заложены в конце семидесятых годов великими астрофизиками Ф. Хойлом, У. Фаулером и И. Шкловским. Согласно ей, если в тесной двойной системе эволюция протекает так, что одна из звезд становится белым карликом, то она начинает постепенно стягивать газовую оболочку у звезды-компаньона. Взрыв сверхновой происходит в тот момент, когда белый карлик перетянет на себя критическую массу. Разумеется, вышеприведенное описание механизма вспышек сверхновых годится разве что для школьного учебника, поэтому могу порекомендовать замечательную книгу Ю.П. Псковского «Новые и Сверхновые звезды».
Оценка вероятности успеха
Каковы же шансы обнаружения сверхновой? На первый взгляд может показаться, что эта затея никак не под силу любителю астрономии. Подумать только – разглядеть звезду в другой галактике, удаленной от нас на десятки миллионов световых лет! Ригель, чудовищный по светимости бело-голубой сверхгигант, будучи удаленным на расстояние 2,4 млн. световых лет (расстояние до туманности Андромеды) окажется звездочкой 20m – ни как не доступным для любительского наблюдения объектом.
Необходимо, однако, помнить, что среднее значение абсолютной звездной величины сверхновой равно -18m, а это означает, что ее блеск в период максимума можно сравнить с блеском целой галактики. Я провел скромный статистический анализ данных об известных на данный момент вспышках сверхновых, и вот что обнаружилось. Средняя разница в блеске сверхновой звезды и родительской галактики составила около 2,2m, распределение же по этому параметру иллюстрирует приведенный график (Рис. 1).
Рисунок 1
Две звездные величины – много это или мало? Чтобы не ходить вокруг да около, рассмотрим конкретный случай – наблюдателя на широте Москвы, экипированного 150-мм телескопом. В этот инструмент при хороших атмосферных условиях доступны звезды до 12,6m. Какое же количество галактик в среднем доступно для наблюдения в тот или иной инструмент? Предположим, что распределение галактик в пространстве однородно и изотропно, а также то, что они обладают примерно одинаковой яркостью. Тогда количество галактик N будет пропорционально кубу расстояния до них, а световой поток I обратно пропорционален квадрату расстояния r до галактики. Отсюда – зависимость числа галактик от светового потока.
А перейдя от интенсивности к звездным величинам мы получим следующую зависимость числа галактик от их звездной величины:
Эта экспоненциальная зависимость и подтверждается на практике:
Рисунок 2
Приведенная кривая неплохо описывается уравнением N = 0.002•e1.09m, где N - количество галактик, а m – предельная звездная величина. Применяя эту формулу, следует помнить, что она справедлива лишь для северного полушария (галактики со склонением большим -30°), а также то, что она носит усредненный и, скорее, демонстративный характер. Несложно предположить, что вероятность обнаружения в сверхновой в отдельно взятой галактике можно оценить по формуле
где T – время наблюдения за галактикой, Р – средняя частота вспышек для данной галактики, ω – вероятность фиксации сверхновой, зависящая от Δm – разницы проницающей силы телескопа и блеска галактики – я назвал эту величину «критерием полноты». Эту величину можно оценить на Рис. 1. Понятно, что вероятность ω будет выше для ярких галактик, в которых практически все сверхновые будут доступны инструменту вне зависимости от их блеска. Если же наш наблюдатель изучает одновременно N галактик, то итоговая вероятность обнаружения хотя бы одной сверхновой за период времени Т будет равна сумме вероятностей
Совершенно очевидно, что в данном виде формула совершенно непригодна для оценки нашего успеха, так как для каждой галактики мы должны знать периодичность вспышек. Казалось бы – нет ничего сложного – нужно всего лишь достаточно длительное время наблюдать за галактиками, подсчитать наблюдавшиеся в них сверхновые и полученный результат разделить на время наблюдений. Однако время, охваченное регулярным поиском сверхновых, очень мало для составления сколь либо точной картины: в подавляющем большинстве в отдельно взятой галактике вспышка наблюдалась один или два раза. И даже это далеко не все: не стоит забывать, что в силу огромных размеров галактик и конечной скорости света почти одновременные вспышки в одной галактике могут быть разделенными в реальности тысячами лет. Тем не менее, формулу можно дважды упростить, вынеся за знак суммы некую среднюю периодичность Рср, а всю совокупность галактик разбить на J групп по звездной величине, оперируя средним значением ωср для каждого диапазона.
Как же работает эта формула? Для 150-мм инструмента можно с некоторым запасом положить, что будут наблюдаться все галактики до 11m включительно, и фиксироваться сверхновые вплоть до 12m. Возьмем частоту вспышек P в «среднестатистической» галактике равной 0,0067 год-1 (сверхновая в галактике появляется в среднем один раз в 150 лет) и дадим нашему наблюдателю год на поиски. Итак, как видно из рис. 2 есть всего лишь две галактики до шестой звездной величины (М 31 и М 33). Вероятность для этого диапазона (назовем ее SN<6) равна
таким образом, наш обладатель шестидюймового телескопа, постоянно наблюдая туманность Андромеды и спираль в Треугольнике, сможет делать открытия в среднем раз в 75 лет. В диапазоне 6 < m < 7 находится всего одна галактика – М 81, для которой вероятность SN6<m<7 будет равна
Проведя же подобные расчеты до конца, можно обнаружить, что максимальная вероятность обнаружения сверхновой приходится на последний диапазон галактик с блеском 10 < m < 11. Даже, несмотря на то, что из-за слабости блеска мы упустим 80% возможных вспышек, количество галактик с лихвой перекрывает эти потери:
Общая вероятность SN будет примерно равна 66% – одна сверхновая за полтора года. Однако эта цифра, к сожалению, слишком завышена. Не стоит забывать, что даже в самую длинную ночь в году нельзя увидеть все галактики, которые мы брали в расчет. Помимо этого, вероятность обнаружения сверхновой зависит и от угла, под которым расположена к нам галактика, и от расстояния между сверхновой и ядром родительской галактики. А очень часто небо бывает просто затянуто тучами! И это – далеко не все. В случае наличия мощного телескопа количество доступных галактик нарастает лавинообразно, и постоянно отслеживать все из них не представляется возможным. Ежели говорить опять некими приближениями, и учесть лишь количество времени, пригодного для астрономического наблюдения, то для широты Москвы (32% общего времени в течении года приходится на ночь) и ее климата (35% ясных дней), то для получения более-менее реальной вероятности SNреальн от значения SN нужно взять примерно 10%, то есть SNреальн = 0.1SN
Таким образом, SNреальн для 150-мм инструмента будет равна 6,6%. Для 200-мм телескопа приняв проницающую силу за 12,8m и обработав совокупность галактик до 11,8m, мы получим значение SNреальн ~ 18%.
Неужели все так плохо? Отнюдь нет: не стоит забывать, что выкладки, приведенные выше, относятся лишь к визуальным наблюдениям. В случае фотографической регистрации сверхновых ситуация кардинально меняется. В зависимости от характеристик камеры и выдержки связка шестидюймовый телескоп + CCD без проблем повышает проницающую силу на 1 – 3m. Как следствие – шансы на обнаружение сверхновых увеличиваются в десятки раз. К примеру, обработав гипотетическую модель с возможностью регистрации звезд до 15m и галактик до 14m, мы получим SNреальн = 157%, то есть 3 сверхновых за два года!
К слову будет упомянуть об одной из самых близких вспышек сверхновых, произошедшей в конце июня 2005 г. в знаменитой галактике «Водоворот» или М 51. Как показали исследования, сверхновая 2005 CS принадлежала к типу SNII. Несмотря на свою слабость блеска (12m), звездная величина вспышки практически не менялась в течение месяца.
Удача в поиске сверхновых лишь наполовину зависит от мощности телескопа. Второй составляющей успеха являются четко разработанные стратегия и тактика поиска. Естественно, стратегия будет в некоторой степени определяться мощностью используемого оборудования. Для примера приведу некоторые из наиболее популярных методов поиска сверхновых.
А) Использование длительных выдержек. Плюсы: увеличение проницающей силы и, как следствие, числа галактик, которые можно просканировать, а также числа сверхновых, которых можно найти в отдельной галактике. Минусы: затрачивается слишком большое время на каждую галактику.
Б) Использование коротких выдержек. Плюсы: увеличение просканированных галактик. Минусы: большая вероятность того, что сверхновая окажется незамеченной из-за ограниченной проницающей силы. | | | | 
Рисунок 3. Сверхновая 2005CS в М51 (Гончие Псы)
Автор: R.J. Gabani cosmotography.com |
В) Поиск в «непопулярных регионах». Это довольно хитрая стратегия, направленная на сканирование галактик, которые по тем или иным причинам недоступны или не пользуются популярностью у регулярных наблюдателей. К примеру, Ликская обсерватория в поиске сверхновых «не достает» галактики со склонением, большим +70°, чем успешно пользуется опытный шотландский наблюдатель Том Боулз (Tom Boles), имеющий на личном счету уже более семидесяти открытий.
И это – далеко не полный перечень методик поиска сверхновых. Существуют тактики, основанные на последовательном сканировании созвездий или на сканировании галактик по склонению; мне кажется, что составление собственной стратегии – занятие чрезвычайно увлекательное.
Наблюдатели в других странах
К сожалению, приходится констатировать, что в России практически нет любителей и любительских организаций, занимающихся поиском сверхновых на постоянной основе, так что речь придется вести о зарубежных коллегах. А для начала позволю представить диаграмму динамики открытий сверхновых.
Рисунок 4
Как видно из диаграммы, 1996 год можно по праву назвать переломным, ведь именно с него количество открываемых вспышек начало резко расти. Если в середине XX века основными первооткрывателями были профессиональные астрономы, то к середине 90-х годов доступность и мощность астрономического оборудования привели к лавинообразному увеличению числа вспышек, регистрируемых любителями. Пока еще трудно сказать, насколько сегодняшний уровень далек от насыщения, то есть, открываются ли все потенциально доступные сверхновые, но, по моему мнению, это еще не предел.
Итак, о зарубежных любителях. Как правило, поиском сверхновых на западе начинают заниматься, имея в наличии 200-мм телескоп, оснащенный CCD-камерой, однако, есть поистине гениальные наблюдатели, оперирующие значительно меньшими инструментами. Роберт Эванс (Robert Evans), австралийский любитель открыл 45 сверхновых, наблюдая галактики визуально в 200-мм телескоп! Для этого ему потребовалось запомнить вид более 1000 галактик ярче 15m.
Английский наблюдатель сверхновых Марк Армстронг (Mark Armstrong) начал наблюдения в 1996 году, имея в распоряжении 10-дюймовый Meade LX200, оснащенный CCD-камерой Starlight Xpress уже через год сделал первое открытие, а к настоящему времени является полноправным автором более шестидесяти открытий. Его коллега, 63-летний Рон Арбор (Ron Arbour) используя стратегию сканирования близких галактик (12-13m) обнаружил 12 сверхновых. А вместе с Томом Боулзом, упоминавшимся ранее, это трио астрономов с туманного Альбиона зарегистрировало более 150 вспышек (!), о чем увлекательно повествуется в статье «A Trio of Supernova Hunters», «Sky & Telescope», October 2004.
Большое количество сверхновых за рубежом открывается любителями в непосредственном сотрудничестве с обсерваториями, а также в рамках проектов по поиску сверхновых: Ликская обсерватория, проект LOTOSS (Lick Observatory/Tenagra Observatory Supernova Search), проект ESSENCE и т. д.
Как я уже говорил, в России подобных программ пока нет, да и уровень оснащенности среднего любителя оставляет желать лучшего. Однако в этой главе, посвященной возможности поиска сверхновых звезд, я попытался показать, что занятие это полезное и совсем не безнадежное как может показаться с первого взгляда. И если после ее прочтения у читателя зародится стремление начать поиск взрывающихся звезд в других галактиках, я буду считать свою задачу выполненной. А теперь перейдем к другим аспектам наблюдения дип-скай объектов.
ОБНАРУЖЕНИЕ НОВЫХ ДИП-СКАЙ ОБЪЕКТОВ
По правде говоря, объекты глубокого космоса изучены не настолько хорошо, чтобы любитель не смог сделать оригинального открытия. Хотя следует отчетливо понимать, что в наш век непрерывно развивающейся оптической (да и не только) астрономии шансы обнаружить доселе не известную туманность или галактику с помощью небольшого инструмента близки к нулю. Разрабатываются проекты новых «умных» наземных телескопов исполинских поперечников, космический телескоп «Хаббл» совершил грандиозную миссию, заглянув так глубоко во Вселенную, как не удавалось даже самым мощным обсерваториям. И все же история знает ряд случаев, когда любители в виде исключения вносили свою лепту в пополнение перечня туманных объектов.
К сожалению, здесь мне придется говорить практически голословно, поскольку к стыду своему я забыл источник информации: не так давно японским любителем астрономии была обнаружена малоприметная туманность в одном из регионов звездообразования рядом с туманностью М 78. Как часто бывает в таких случаях, на «рядовой» снимок с отпечатком миниатюрной туманности, затерявшейся среди мощных газопылевых облаков, поначалу не обратили внимания, лишь впоследствии ученые подтвердили наличие в указанном месте газопылевой глобулы, которая стала колыбелью новорожденной звезды.
ВКЛАД В ДРУГИЕ ОБЛАСТИ АСТРОНОМИИ
Ни для кого не секрет, что подавляющее большинство открытий, сделанных любителями астрономии обязаны удачному стечению обстоятельств, подкрепленному, при всем том, выдающейся наблюдательностью любителей астрономии.
Для примера могу привести случай открытия метеорного потока Ариетиды-Триангулиды, когда в сентябре 1993 г. Гарри В. Кронком и Джоржем Глибой (США) были замечены несколько метеоров в созвездиях Тельца и Треугольника, причем, большинство из них – в телескоп! В ту ночь оба любителя астрономии проводили интенсивные наблюдения слабых галактик в этих созвездиях. Оказалось, что метеоры этого непопулярного потока наблюдались и ранее, но именно благодаря упорности наблюдателей сие, казалось бы, незначительное явление было задокументировано и внесено в справочники.
Стоит ли говорить, что зачастую открытие подстерегает нас совсем не там, где мы его ждали? Вот поэтому я против зацикливания любителя астрономии на каком-то определенном классе явлений, будь то наблюдения планет, метеоров или тех же дип-скаев. Боюсь показаться нелояльным к авторам сайта «Астрономия и Телескопостроение», но я особенно против зацикливания любителя на телескопостроении :) Мне кажется, что любой уважающий себя наблюдатель переменных звезд должен легко и без карты находить галактику М 81, а человек, увлеченный туманностями и звездными скоплениями – оценить блеск звезды по двум звездам сравнения.
ПОЧЕМУ СТОИТ НАБЛЮДАТЬ ДИП-СКАЙ ОБЪЕКТЫ?
Завершая свой небольшой опус, не премину вкратце напомнить о том, с чего обычно начинаются повествования об объектах глубокого космоса: о «ненаучной» пользе наблюдения, то есть, о пользе созерцания.
Во-первых, это тренировка. Поиск какого-либо туманного пятнышка без системы автоматического наведения (а ведь большинство отечественных любителей не могут похвастаться наличием таковой) занятие чрезвычайно увлекательное и полезное. На первый взгляд может показаться, что это просто нудное и бесполезное предисловие к наблюдению, но могу заверить, что это не так. Блуждая полем зрения по участку неба и с негодованием размышляя, куда бы могла запропаститься та или иная звездочка, мы, хотим того или нет, запоминаем карту неба, недоступного вооруженному взгляду. Расположение звезд, какие-то характерные их комбинации – все это может оказаться неплохим подспорьем и при поиске астероидов, и при обнаружении комет. А стоит ли говорить о том, что опытный наблюдатель дип-скай объектов вряд ли когда спутает комету с шаровым скоплением!
Я сторонник того, что начинать путь любителя астрономии лучше с небольшим телескопом или биноклем, и лишь хорошо изучив небо на этом уровне браться за более серьезный инструмент. Так получается как-то органичнее – уже после года наблюдений можно неплохо выучить звездное небо, а впереди – лишь радостное предвкушение новых возможностей с новым телескопом. Кстати, я думаю, что мотивом, заставляющим значительную часть любителей приобретать все более крупные телескопы, является возможность наблюдения большего количества дип-скай объектов, а также возможность более подробного изучения объектов уже «пройденных».
Благодаря огромному разнообразию галактик и туманностей мы с вами получаем возможность натренировать глаз, наблюдая «пограничные» объекты – объекты, заметные на пределе видимости. Мир галактик настолько богат, что в нем найдется «тренажер» и для бинокля 8х30, и для крупного десятидюймового инструмента. О тренировке зрения обычно много говорится в литературе, и с этим нельзя не согласиться – опытный наблюдатель может заметить в пять раз более слабый объект, чем новичок. Боюсь показаться нескромным, но имея наблюдательский стаж более десяти лет я без проблем нахожу шаровое скопление М 30 в монокуляр 10х30 в условиях московской засветки.
Продолжая предыдущие соображения, можно сделать вывод, что наблюдение дип-скай объектов может служить довольно неплохим тестом практически чего угодно: проницающей и разрешающей силы телескопа, качества атмосферы и индивидуальных навыков наблюдателя.
И, разумеется, самое главное – ни один класс астрономических объектов не выглядит так невероятно красиво, как дип-скай объекты. Пусть и далекие галактики, причудливые туманности, и загадочные своим происхождением шаровые скопления кажутся любителю неприметными туманными пятнышками, именно «живое» созерцание этой красоты дает любителям астрономии нечто особенное, нечто такое, что накладывает отпечаток на их жизнь и отличает их от «простых смертных». Припав глазом окуляру, мы словно попадаем на грандиозный вернисаж безудержной фантазии Природы, остается лишь поражаться ее таланту: изяществу, неординарности и, как это не странно, осмысленности и логике, будто Природа – это нечто живое. А может быть, так оно и есть?
|
Пользователь
Обновления
Доска объявлений
Астротека
Статьи - выбор категории
