articole

NuSTAR

Nuclear Spectroscopic Telescope Array

nustar image.jpg

I. Introducere

Voi descrie funcționarea unui telescop spațial ce observă radiația-X emisă de obiectele cosmice, de la designul opticii, la tipul de dector folosit, în cazul telescopului spațial NuSTAR.

Pentru colectarea fotonilor în cazul razelor-X, care nu trec prin atmosfera planetei noastre, ne trebuie o altă abordare, generată de reflexia sub unghi mic a razelor-X. Datorită energiei mari a razelor-X, ele tind să treacă prin orice tip de material, inclusiv oglinzi. Orientarea obișnuită (perpendiculară pe axa optică) a unei oglinzi de telescop, ca în domeniul optic, infraroșu sau radio, nu ar focaliza razele-X. Înclinarea oglinzii trebuie să fie mică, deoarece razele-X se reflectă sub un unghi de incidență mic, în funcție de energia fotonilor.

Telescoapele cu raze-X trebuie să aiba oglinzi care sunt realizate din materiale care vor reflecta fotonii cu energii înalte (de raze-X). Unul din subiectele importante în acest domeniu este tipul de acoperire a oglinzilor, tipul de acoperire poate duce la o gamă spectrală mai larga în colectarea razelor-X. Un alt subiect abordat este cel al detectorului pe care se focalizează razele-X.

II. Misiunea NuSTAR

NuSTAR este un proiect finantaț de NASA și a fost lansat cu succes în 2011. Misiunea principală constă în studierea emisiilor galactice și intergalactice de radiație-X.

Iată câteva din obiectivele misiunii:

Localizarea găurilor negre masive prin observarea câmpurilor în care se află galaxii primordiale. Ciocnirea gazului interstelar/intergalactic cu orizontul de eveniment duce la creșterea temperaturii și emisia de radiație-X;

Studiul populației de obiecte compacte din zonele dense ale galaxiei, prin observarea zonei centrale a acesteia. În zonele dense se întâlnesc stele în stadii finale de evoluție, ale căror nuclee ating temperaturi foarte mari;

Înțelegerea dinamicii exploziei și a nucleozinstezei în nucleele colapsate ale stelelor prin observarea resturilor de supernovă. La colapsul unei stele, materia este supusă la temparaturi de ordinul a miliarde de grade.

III. Oglinzi pentru telescoape în radiație-X

Focalizarea luminii vizibile cu ajutorul lentilelor sau oglinzii este cunoscută de peste 400 ani, dar tehnica focalizării razelor-X este o rezolvare recentă. Hans Wolter este cel care a descoperit tehnica focalizării razelor-X în 1952, iar acest model optic, care astăzi se numește Wolter 1, se folosește la construcția telescoapelor de raze-X. Telescoapele de tip Wolter-I reflectă razele-X în doi pași, o dată folosind oglinzi parabolice, iar în pasul doi, folosind oglinzi hiperbolice.

Suprafețele oglinzilor sunt aproape paralele cu intrarea razelor-X, ce permite ca raza-X să fie reflectată, nu absorbită.

Optica telescopului spațial NuSTAR este tip Wolter 1, continând oglinzi concentrice acoperite cu straturi de Pt/SiC și W/Si (Platina/Carbura de Siliciu și Wolfram/Siliciu). Lungimea totală este de 450 mm, raza maximă 191 mm și lungimea focală de 10 m. NuSTAR este compus din două module, fiecare având 38 kg, iar sistemul optic are intervalul spectral între 3 -79 KeV.

Fiecare strat al opticii telescopului are formă conică și o parte superioară-inferioară echivalente cu o secțiune parabolica-hiperbolică a tipului de optică Wolter 1.

Fiecare strat este compus din segmente multiple de sticlă acoperite cu straturi pentru a crește reflectivitatea. Reflectivitatea crescută datorată acoperirii oglinzilor, împreună cu înclinarea mică a acestora, duce la un domeniu spectral între 7-79 keV și un câmp vizual de 12/12 minute arc.

Domeniul spectral lat de observație se datorează și distanței focalei mari a telescopului.

În total optica este compusă din 133 straturi concentrice de oglinzi. Straturile de oglinzi sunt montate pe o structură de titanium.  Acoperirea acestora este din platina-siliciu-carbon, platina-carbon și tungsten-siliciu.

Telescoapele spațiale anterioare Chandra, XMM -Newton și Einstein au folosit pentru acoperirea oglinzilor un singur strat de iridium sau aur pentru reflexie și focalizarea razelor-X.


Pentru o sensibilitate mai mare în lungimea de undă observată, unghiul sub care sunt înclinate oglinzile este mai mic decât unghiul critic sub care o rază este reflectată total. Unghiul critic depinde de energia razelor-X și materialelor din care este compusă oglinda.


Pentru obținerea unui raport semnal-zgomot bun, oglinzile s-au montat la un unghi de incidență mai mic decât cel critic. Unghiul critic este dependent de energie și material, dat de:
FORMULA

unde „p” este densitatea materialului; „k” numărul de unde pe distanță; „r0” împrăștierea Thompson.

Conform formulei de mai sus pentru reflexia razelor-X cu energie mare trebuie o distanță focală mare a telescopului.

Din cauza limitărilor tehnicii, pentru telescopele spațiale anterioare distanța focală a fost limitată de structura telescopului și nu s-au putut face observații asupra razelor-X cu energie mai mare de 10 keV.

O soluție pentru evitarea distanțelor focalelor mari este acoperirea multistrat a oglinzilor ce reflectă radiația-X.  O acoperire multistrat constă în materiale diferite (cu densitate diferită) dispuse alternativ una peste cealaltă.

Probabilitatea de reflexie la suprafața oglinzii este proporțională cu contrastul de densitate a două materiale, iar acoperirea multistrat este compusă din materiale dense și mai puțin dense tungsten-siliciu și platina-siliciu-carbon. NuSTAR folosește acoperire multistrat și extinde lungimea de undă observată, până la 79 keV.

Reflectivitatea multistratului este datorată a două efecte:

1. Legea lui Bragg
bragg
2. Diferența de densitate a suprafeței de reflexie

IV. Detectorul telescopului NuSTAR

În general, detectoarele cu semiconductori funcționează pe baza distribuției sarcinilor electrice create de interacțiunea dintre fotoni, prin introducerea unui câmp electric extern. Alegerea materialului semiconductor potrivit pentru un astfel de detector este influențată în primul rând de tipul de radiații ce se dorește a fi observat.

Dintre mecanismele diverse de interacțiune ale razelor-X și razelor gamma cu materia, trei efecte au un rol important în producerea radiațiilor: absorbția fotoelectrică, împrăștierea Compton și producerea de perechi. În cazul efectului fotoelectric, fotonul transferă toată energia sa către un electron, care se poate elibera de pe orbita atomică (fotonul incident dispare). Efectul Compton înseamnă un transfer parțial de energie către un electron, iar restul de energie rămâne sub forma unui foton secundar. Producerea de perechi presupune un foton cu energie mai mare de 1,02 MeV, care poate astfel interacționa cu câmpul nucleului, producând o pereche de particule: una pozitivă (pozitron) și cealaltă negativă (electron). Dintre acestea trei, numai efectul fotoelectric rezultă din preluarea totală a energiei fotonului incident și ne poate da informații utile despre energia fotonului. Interacțiunea razelor cu materia depinde în mare măsură de numărul atomic: efectul fotoelectric este mai probabil la elementele grele (probabilitatea variază între Z^4 și Z^5), pentru efectul Compton probabilitatea este Z și Z^2 pentru producerea de perechi. Astfel un detector spectroscopic optim va favoriza interacțiunile fotoelectrice și se vor utiliza materiale semiconductoare cu un număr atomic mare.

Noua generație de telescoape capabile să detecteze radiația-X tare (definită ca intervalul de energii de la 10 eV la sute de eV) constă într-un sistem de focalizare a razelor-X, cât și a unui detector cu rezoluție spațială mare și zgomot de fond mic. Detectorii trebuie protejați de radiația de fundal sau de cea produsă în atmosferă și în electronica folosită.

Aceasta se transpune în lungimea distanței focale. Cu cât focala este mai mare a sistemului optic, cu atat este posibiliă o reflectare a unor energii mai mari. Din acest motiv, misiunile anterioare au fost limitate la obținerea informațiilor până la 10 keV.

Detectorul de radiație constă în doi detectori hibrizi cu senzori de tip CdZnTe (Cadmiu-Zinc-Telur) al cărui anod este atașat direct circuitului de citire, fiecare detector având 20.5×20.5 x 2 mm. Se obține un semnal minim electronic de 250 eV FWHM (full width half maximum), dependent de poziția senzorului și cu o valoare îmbunătățită la energii mai mici. Pentru a obține o rezoluție spectrală nominală este nevoie de calibrări care țin de sarcina electrica a fiecărui pixel și de interacția detectorului cu razele gamma.

Detectorul CdZnTe a fost dezvoltat pentru a fi utlizat în special în astrofizică pentru observarea razelor-X tari și cele gamma. Oferă posibilitatea de a detecta cu o mai bună precizie pozițională și o rezoluție spectrală avansată. În același timp, nu necesită răcire.

Cele două module NuSTAR constau în patru detectori hibrizi CdZnTe. Fiecare detector hibrid are la bază un senzor CdZnTe cu un anod segmentat, cu fiecare pixel atașat la un circuit de citire personalizat ASIC cu zgomot redus.

Detectorii CCD (Charge Couple Device) sunt folosiți în astronomie încă din anii 1980 și sunt direct responsabili pentru multe din descoperirile importante din astronomia observațională. Când un pixel de pe rețeaua de pixeli a CCD-ului este lovit de un foton de radiație-X, o sarcină proporțională cu energia fotonului este depozitată în CCD. După terminarea expunerii, sarcina fiecarui pixel este citită.

Materialele semiconductoare cum sunt telurura de cadmiu (CdTe) și telurura de cadmiu-zinc (CdZnTe) sunt preferate pentru utilizare la instrumentele astronomice pentru razele-X tari pentru că, în comparație cu senzorii pe baza de halogenuri alcaline, au o rezoluție spectrală superioară.

Aceste materiale au un număr atomic cu valoare ridicată (48 la cadmiu și 52 telurul) și o zonă de energie interzisă destul de întinsă (∼ 1.5 eV) încât să permită utilizarea la temperatura camerei. Datorită acestor avantaje, detectoarele cosmice de raze-X tari care folosesc CdZnTe și CdTe funcționează deja pe sateliții Swift5 și, respectiv, INTEGRAL6.

V. Procese fizice observate

1. Sondarea activitații Nucleului Galactic Activ, prin observarea unor zone de cer selectate.

2. Studiul populațiilor/grupurilor de obiecte compacte care emit raze-X tari în galaxie, prin cartografierea regiunii centrale a Căii Lactee.

3. Studierea radiațiilor non-termale din rezidurile de supernove tinere/recente, atât continuumul de raze-X cât și emisiile de elementul radioactiv 44 Ti.

4. Observarea quasarilor prin metode multiple simultane: telescoape TeV, optice si radiotelescoape aflate la sol, precum și cu telescopul spațial Fermi și satelitul Swift, pentru a surprinde structura jeturilor astrofizice.

5. Observarea emisiilor liniare și continue din colapsul supernovelor din Grupul Local și altor evenimente de tipul Ia supernove, pentru crearea de modele ale exploziilor. În anii de funcționare, NuSTAR va activa și un program larg de observații.

Bibliografie

1. Semiconductor Radiation Detection Systems, 2010 by Taylor and Francis Group;
2. Optimizations of Pt/SiC and W/Si multilayers for the Nuclear Spectroscopic Telescope Array, 2009 by Kristin K. Madsen, Fiona A. Harrison;
3. Development of Focal Plane Detectors for the Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) Mission, 2009 by Vikram R. Rana, Walter R. Cook III;
4. Imagine the Universe
5. NASA NuSTAR

 

 

Anul Nou. Când îl sărbătorim?

Oare de ce sărbătorim Anul Nou pe data de 1 ianuarie? Un an înseamnă o rotație a planetei în jurul Soarelui și se mai numește mișcare de revoluție. Știm că acesta pentru Terra durează 365 zile. Dar de ce pe 1 ianuarie începem să numărăm aceste zile?

Ca să calculăm când începe Anul Nou pe o planetă, trebuie să cunoaștem câteva noțiuni: elementele orbitale, planul ecliptic, planul ecuatorial, punctul vernal, punctul autumnal și longitudinea heliocentrică.

Ecliptica este orbita planetei noastre prelungită în spațiu și marchează mișcarea aparentă a Soarelui pe cer, iar orbitele planetelor și Lunii au înclinări asemănătoare și sunt în apropierea acesteia.

Planul ecuatorial, este ecuatorul planetei noastre proiectat pe sfera cerească și este perpendicular pe axa de rotație a planetei, înclinată cu 23,5º față de ecliptică.

Aceste două planuri, cel ecliptic și ecuatorial se intersectează în două locuri și se numesc noduri: ascendent și descendent. Nodul ascendent se mai numește punctul vernal, iar cel descendent punctul autumnal.

Când planeta ajunge la punctul vernal avem echinocțiul de primăvară, atunci când Soarele a trecut în emisfera boreală a sferii cerești și ziua are aceași durată cu noaptea. Acest lcuru se produce în apropierea datei de 20 martie.

La punctul autumnal este echinocțiul de toamnă, când Soarele trece din emisfera boreală (nordică) a sferii cerești în cea australă (sudică) și acest lucru face ca la momentul producerii, ziua să fie egală cu noaptea. Echinocțiul de toamnă se produce în jurul datei de 22 septembrie.

untitled-1

Orbitele planetelor au același punct 0 comun, locul de unde se consideră că începe orbita, acesta fiind punctul vernal.

Astronomii folosesc pentru a marca poziția planetei pe orbită, așa numita „longitudine heliocentrică”, care variază de la 0 la 360º, măsurată într-un sistem ce are Soarele în centru și planeta respectivă pe orbita. Longitudinea heliocentrică a Pământului se schimbă cu 1º pe zi iar planeta se întoarce în punctul 0 după 365 zile.

Pentru planeta noastră, începerea numărării zilelor anului ar trebui să se facă la echinocțiul de primăvară când Pământul a făcut o rotație în jurul Soarelui. Din punct de vedere astonomic, ar trebui să aprindem artificile și să bem șampanie în martie, nu pe 1 ianuarie. Data de 1 ianuarie a fost stabilită artificial ca începerea noului an calendaristic în 1691 și a mai fost schimbată înainte, iar pentru alte culturi încă a rămas pe altă dată.

Pentru celelalte planete anul începe când longitudinea heliocentrică este 0.

Anul Nou pe alte planete

Mercur face 87,96 zile în jurul Soarelui și va ajunge în punctul 0 pe 4 iulie 2015. Oamenii care nu există pe planetă or să aibă trei revelioane până la sfârșitul anului 2015.

Venusienii vor petrece de 9 septembrie 2015, planeta lor făcând 224 zile în jurul Soarelui.

Pe Marte anul va începe pe 6 decembrie 2016, durata mișcarii de revoluție a planetei fiind de 687 zile.

Dacă vi se pare anul scurt pe Pământ, puteți merge pe Jupiter unde anul va începe pe 24 august 2022 și durează 4330 zile (12 ani pământeni).

Anul pe Saturn durează 10.746 zile iar următorul revelion va pica pe 6 noiembrie 2025.

Uranus, unde un an durează cât viața unui om. A început pe 6 februarie 2011 și următorul va fi pe 13 octombrie 2094. O să primești un cadou o dată la 30.588 zile.

Pentru cei de pe Neptun, vor aprinde artificiile în metan, pe 29 mai 2025, anul ținând 59.799 zile pământene.

Articol apărut și în Vega iunie 2015 numărul 149

Forgotten constellations

We go back to a time when herds of pelorovis still roamed the earth, and humans could gaze at a night sky filled with thousands of stars, something we can only witness today in areas that are free from luminous pollution. Randomly scattered and without any particular meaning, some of them have been associated by man with familiar shapes.

Constellations are groups of stars that make up simple shapes, which look like animals, people, objects etc. This involuntary “recognition” of familiar patterns in clouds, on the Moon or freshly-toasted bread is called “pareidolia.”

The first mention of constellations concerned Orion and Taurus, which are supposed to have originated in the Neolithic age.

Most of the constellations’ names and given meanings accompanied the practice of agriculture. Since ancient times man has noticed and used the changes in the sky as a calendar, in order to know when to sow and when to reap the harvest. Much like today, constellations were used as nighttime guidance, especially at sea.

Nowadays we have a total of 88 constellations on the entire sky (northern and southern hemispheres combined), out of which 48 are on Ptolemy’s list (he wasn’t the one to give them their names), classified around 150 AD, along with another 11 constellations contributed by explorers Pieter Dirkszoon Keyser and Frederick de Houtman in the Southern Hemisphere (1590s), and 17 constellations also in the Southern Hemisphere, identified  by Nicolas Louis de Lacaille, who was also the one to divide the Argo Navis constellation into four others during the 1700s. The German astronomer Gottfried Kirch added 3 constellations in the Northern Hemisphere around 1650, and the Polish astronomer Johannes Hevelius added 11 more around the same time. The writings of Johann Elert Bode mention another 7 constellations named by himself, 14 by others, and another 9 categorized by various others, also in the Northern Hemisphere. If you’ve counted over 100, then you’ve counted correctly.

We haven’t always had 88 constellations, and up till the International Astronomical Union’s decision in 1922, when the aspect of constellations was first discussed, many were always adding an asterism or another. Selecting the constellations that would remain as such wasn’t over until 1930, when the official list was published, containing distinct boundaries of the constellations, according to diagrams for each of them. This is the definite list, and no other elements can be added or removed, just in case you’re contemplating purchasing or making up a new one.

The oldest constellations were preserved, having been “in use” for a long time, and several of the lesser-known were removed, whether they had little historical significance or were composed of stars which are barely-visible with the naked eye.

Here are some of the constellations that disappeared in time, and never made it to the top 88:

 

ANSER (The Goose)

Created by Johannes Hevelius, this constellation received its name along with Vulpecula (The Fox), and together they formed “Vulpecula cum Ansere”. It’s composed of stars with a magnitude of 4-5, located between Cygnus and Aquila.

ggsdgs
The constellation disappeared following its omission from the star maps, being associated with Vulpecula. The the International Astronomical Union decided to preserve the initial name of Vulpecula, and its boundaries include the former “Anser”. Nowadays, the alpha star of Vulpecula is known as Anser.

gdgfd

ARGO NAVIS (The Argo Ship)

Formed of the four constellations: Carine, Pyxis, Vela and Puppis – all ship parts. It’s on Ptolemy’s list, and the only one that did not “survive”. It represents Jason’s ship on his voyage to retrieve the Golden Fleece, in Greek mythology.

It was split into four at the proposal of Nicolas Louis de Lacaille, following his 1752 expedition in the Southern Hemisphere. It was formed of approximately 160 stars, and spanned over 60 degrees (vertical).  It was omitted because of its dimensions.
fdsfsdf

The tip of the mast (Puppis) is visible from Romania, near the horizon, to the left of Sirius, the alpha star of Canis Major.

 

Felis (The Cat)

Constellation that we all would have wished could stay and purr in the sky, it was invented by Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande using less bright stars (magnitude 5 and below), between Hydra and Antila.

The constellation did not prove popular on the European continent and it was absent from European star atlases, only adopted by American cartographers. In time, it disappeared from 19th century writings, and at the time when the definite limits were drawn, its stars were split between nearby constellations: Hydra, Pyxis and Antila.

felis

Among the forgotten constellations are several other creations that may seem amusing given that they were once in the sky, and should the 1922 decision have been in their favour, today we would be searching for deep-sky objects and stars in the following constellations:

GLOBUS AEROSTATICUS (“Balloon”) between Capricornus and Piscis Austrinus, concocted by Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande in 1798 to honour the invention of the hot-water balloon by the Montgolfiers.

MACHINA ELECTRICA (“Electric Generator”), invented by Johann Elert Bode in the 1800s and placed between Fornax and the Sculptor. Formed partially from the latter’s stars.

OFFICINA TYPOGRAPHICA (“Typography”) the second bizarre constellation named by Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande about the same time as the Globus, but later introduced by Johann Elert Bode in star maps. It used to be between Canis Major and Puppis, and was left aside, together with other suggestions by Bode.

HONORES FREDERICI (“Glory of Frederick”) surrounded by stars belonging to Andromeda and Lacerta. Introduced by Johann Elert Bode to commemorate Frederick the 2nd of Prussia, in 1787. It used 76 dim stars, to form a sword and a crown.

MONS MAENALUS (“Mount Maenalus”) between Virgo and Libra, at the feet of Bootes, who is stepping on it. Some of its stars belong to the Bootes constellations. It disappeared in time, and the IAU kept it within the boundaries of the Bootes constellation.

This article was also published in Vega Magazine, no 151/January 2016

Image processing in astrophysics

Astronomical imaging – acquisition and reduction/analysis

Over the last 200 years, the main technique for astronomical observations has progressed from naked eye monitoring and drawing records, all the way to digital data acquisition. Even though the other, more traditional techniques, remain valued and recognized as scientific ways to observe the sky, digital acquisition became a simpler, faster and reliably accurate way to observe and report astronomical observations. The benefits that came with this advanced technology simplified our work and made it easier for us to discover or to obtain new data on objects that can either reside in our solar system, or millions of light years away.

Nowadays, even in a modest astronomical observatory setting, they will use a CCD camera detector fitted with an array of filters for multispectral photometry, attached to the telescope. The CCD camera guarantees a linear response, an essential functionality when observing brightness variations. Not long ago, astronomical detectors had less than 100 kilo pixels and were far noisier and less sensitive than today’s cameras, not to mention that the colour imaging with CCD cameras is also quite new.  Moreover, the device allows for a longer exposure time which generates a superior result than the use of photographic plates or visual observations.

Another method for observing bright celestial bodies (the Sun, the Moon and some planets) is using a high time cadence image acquisition that can be a CMOS detector or a CCD detector, a so called “planetary camera”. Unlike astronomical CCD cameras, planetary cameras are designed to take a large number of images in a short period of time. Most have sensors with an integrated Bayer filter for colour imaging purposes. The shutter is electronic so there are no moving parts, and the electronic sensors are designed to produce up to 60 images per second with a resolution of 640 x 480px. Although the Bayer array means that the effective resolution is about twice that of the physical pixels, simultaneously recording three colour channels confers a significant advantage on planetary imaging.

Targets for astronomical imaging

In the following paper I will discuss the subject of planetary imaging, especially for Jupiter and it’s satellites. The main targets in planetary imaging are the brightest planets such as Mercury, Venus, Mars and two of the Jovian planets.

Mercury, the closest planet from the Sun, can be observed after the sunset and just before the sunrise, only for a couple of hours. During this time, the planet can achieve a visual magnitude ranging between -2 and 1. It has a high albedo and it is one of the planets on which the surface can be seen. As an inferior planet it can be seen as a full disc when it’s further from Earth and as a narrow crescent when it’s near. The best time to observe it is when the planet is at the quadrature (90° from the Sun) that means that the disc is half lit.

Venus, another telluric planet, like Mercury, can be observed when it’s near quadrature and presents a half-illuminated disc, up to four to five times bigger than that of Mercury.  Without filters, the planet presents itself as covered with clouds, but by applying filters such as violet, red, blue or UV, we can see beneath the upper atmospheric layer.

The optimal period to observe the planet Mars comes about every two years, when the planet is at the opposition, when Earth is physically between Mars and the Sun. Mars then reaches an angular diameter between 14 and 25 arc-seconds. The most favourable season for observing Mars lasts four to six months. The planet presents a full disc at opposition and shows a small phase at quadrature. Its appearance varies enormously, depending on the filter used. In blue light the disc appears featureless, but lighter clouds can be seen over the poles. In red light, the dark surface features and the polar caps can be easily seen.

The planet Jupiter has the largest angular diameter and presents a lot of details on its disc: belts of coloured clouds, small and big hurricanes, all in constant movement around the sphere.

The features on Jupiter’s disc always change position and require intensive monitoring. In order to have a lot of recordings concerning the planet’s state, observing campaigns are often proposed, and these require involvement from the astronomical community. For example, this year’s JunoCam campaign managed by NASA and Mission Juno (linked to the Juno spacecraft, launched in 2011 and set to arrive mid-2016) is asking for Jupiter images or maps from both the professional and amateur communities. Another recently-ended campaign was PHEMU 2015 that required photometry of Galilean satellites.

Saturn is the second largest planet and its disc is usually without details: just a few cloud bands and the ring system. Sometimes small white cyclones appear which require observations and positional measurements. Although Saturn’s rings are decidedly a popular attraction with observatory visitors and professionals alike, they are not currently scientifically observed from Earth.

 

Obtaining images

Images straight from the CCD camera carry a significant number of unwanted signals. In order to obtain a clean image, the goal is to correct and calibrate a raw image in such a way that the unprocessed image is showing, and accurately portrays the intensity of light that fell on the CCD chip. The unwanted signals in an unprocessed CCD image include two additive components and one multiplicative component. The additive components are a voltage offset, or bias, from zero volts, and a signal generated by thermal emission of electrons that grows linearly with exposure time. The multiplicative error arises because photosites have differing sensitivities to light.

Calibration involves removing the bias, subtracting the dark current, and dividing the image. The standard strategy for an observer to accomplish a satisfactorily calibrated image includes performing a few tasks before and during the observing session. Firstly, the observer shoots flat-field frames either from the twilight sky or from a low intensity illuminated panel. Secondly, during the observing session, it is necessary from time to time to take dark frames that have the same integration time as the images. At the end, the dark frames and flat-field frames are stacked and used on the raw image in order to calibrate it. This procedure delivers high quality images that are suitable for display, and can be used for precise astrometry and photometry.

 

Dark Frames

The dark frames capture a sample of the dark current to be subtracted so as to oust the dark layer from an image. During the time that a dark frame is taken, the telescope is covered so that no light is allowed to strike the CCD. Depending on the calibration protocol, the exposure time for dark frames chosen can be equal to or greater than the exposure time for the images that are going to be calibrated. The dark frames contain the thermal electrons that accumulate during integration and also the thermal noise. The aim is to have a dark frame that is sufficiently accurate that subtracting it from a raw image will not increase the noise in the final calibrated image.

darkframe

Dark frame, exposure 40 seconds

Flat-Field Frames

The flat-field frames record the response of the entire optical system (the telescope, filters, cover glass, CCD, etc) to a uniform field of light. The resulting flat-field images cannot distinguish whether optical vignetting or quantum efficiency produce a particular pixel value in the frame, but as long as the optical system and CCD does not change, a good flat-field allows the observer to correct both effects as if they were one. Like all images, a flat-field frame contains not only the signal that we want but also bias and thermal electrons. To make a high quality master flat-field, about 10 to 15 raw flat-field frames are required. The usual recommendation is for flat-field frames to be taken before the observation session, either in daylight or twilight. The exposure time is varied, so that the frames are not saturated or under saturated.

flat frame

Flat-field frame 20 seconds

Bias Frames

A bias frame contains the readout noise of the sensor which is produced inside the electronic components that read the pixels. It can be low, but never zero. When taking a zero length exposure, each pixel will have a slightly different value, except for a small amount of noise. Since the bias is consistent from image to image, it can be subtracted. A way to reduce the overall noise of the system is to cool down the CCD, a method that is used on all professional CCD cameras.

 

Standard image calibration

This requires multiple dark, flat and bias frames, and produces a corrected image for bias, dark current and dust from the optical path. In order to obtain a satisfactory signal-noise ratio, it’s necessary to create and use a median of multiple frames from all the categories mentioned above. A stack of reduction images from the same type of category is called a “master”. For a master dark frame, between 5 and 7 raw dark frames are needed. To make a master flat-field frame, there are up to 10 raw flat-field frames involved, and for a master bias frame 5 raw bias frames are required. All the masters are then subtracted from the image that is going to be calibrated.

1

M42

Raw image of Messier 42 – The Great Orion Nebula

M422

Calibrated image with dark and flat-field frames of Messier 42

 

Planetary camera image calibration

Images taken with a planetary camera are not calibrated in the same way as the CCD images, because a significantly large number of images per second are recorded. A poor atmospheric seeing can be avoided by selecting the best frames from a series of images. On a large number of images it’s simply not practical to subtract master dark frames and master flats, so that the only method to get a final good result is to stack and mediate the series of the top quality images taken. Furthermore, in order to raise and distinguish small details in the resulting image obtained by staking, a few digital adjustments can be made, such as: noise removal by averaging filter, noise removal by median filter, sharpening (edge enhancement), and deblurring.

 

My observing setup

In order to exemplify these procedures and methods, I will present a series of images, as well as the way they were subsequently processed. These images were taken with a C9.25 Celestron telescope, with a primary mirror of 235 mm in diameter and focal length of f/10.

To achieve a greater focal length of the telescope I used a Barlow lens, which is a diverging lens placed in front of the camera (more specifically, the eyepiece) in order to increase the magnification of the image. It is almost always necessary to enlarge planetary images from their size at the focus to scale appropriately for digital imaging. For a better sampling of image detail, the bright central region of the diffraction disk should be twice as large as the pixels that sample the image.

The digital camera used was a DBK 21AU618.AS.  This camera has a minimal noise even in case of long exposures (i.e. 60 minutes, the longest possible shutter speed on this equipment).

The telescope was mounted on a German equatorial mount, fitted with a drive system.

 

My observing session

During the PHEMU 2015 campaign of observations of the mutual phenomena of the Galilean satellites of Jupiter, throughout which the Galilean satellites occulted and eclipsed each other, I captured the moment when satellite Io passed over (transited) Jupiter. The observing session started at 21:42 TLR and ended after almost two hours at 23:22 TLR, on March 21st, 2015. A number of 86 videos were acquired, each with a duration of approximately 1 minute and totalising 108 GB of data. I then selected the best frames from each series of images and turned them into a median image that I processed afterwards.

The second part of processing was achieved using the different filters in the MATLAB program that I mentioned before. Further explanations will be presented later in the paper. The final results revealed smaller details on Jupiter and its satellite, on a sharp and accurate image.

The first filter used was sharpening, to enhance structures or other details in the image. The distortion of an image may be a result of several factors such as the deflection of light rays, defective equipment, and electronic noise or other signals. Sharpness is actually the contrast between different colors. A rapid transition from black to white will create a sharp aspect. In contrast, a more gradual transition from black via gray to white will seem blurry. Sharpening images increases the contrast along the edges where different colors meet.

The MATLAB function used for sharpening

The MATLAB function used for sharpening

 

Raw median images

Raw median images

 

Images processed in MATLAB with sharpening filter

Images processed in MATLAB with sharpening filter


Noise removal by averaging filter and noise removal by median filter

These filters are being used to clean the image from dots (usually hot and dark pixels from the sensor readout). This type of filter can also be used to further increase the signal to noise ratio (SNR).

The averaging filter, called a ‘low-pass filter’, averages out rapid changes in intensity, by calculating the average of a pixel and all of its immediate neighbours and then replacing the original value with the result. The process repeats itself for the rest of the image, every pixel being replaced by the average of the surrounding pixels in a square around it. For example we can choose a 3×3 kernel, where the closest three pixels are being averaged.

 

100 100 100 100 100
100 200 205 203 100
100 195 200 200 100
100 200 205 195 100
100 100 100 100 100

 Original pixel values from the image

100 100 100 100 100
100 144 167 145 100
100 167 200 168 100
100 144 166 144 100
100 100 100 100 100

 3×3 average kernel

 

Sometimes a 5×5 or a 7×7 kernel is used, depending on the quantity of the noise on the image. A variation of this kind of kernel filter is called a ‘Gaussian Blur’, which allows the user to define a particular shape of the blur kernel. An averaging filter usually blurs the edges of the image, especially on large kernels.

The unwanted noise can be removed with a median filter which, instead of averaging the neighbouring pixels, takes the median value as standard (by sorting all the pixels in an increasing order and calculating the middle value). A median value rejects any values that are substantially different from the others, removing sudden and unrepeating noise such as hot pixels and cosmic rays.

 

100 100 100 100 100
100 200 205 203 100
100 195 200 200 100
100 200 205 195 100
100 100 100 100 100

Original pixel values from the image

100 100 100 100 100
100 100 200 100 100
100 200 200 200 100
100 100 195 100 100
100 100 100 100 100

  3×3 median kernel

Image sharpening and noise removal in MATLAB

All the filters described above can be applied in MATLAB, with the following commands:

Sharpening an image

Imsharpen – returns an enhanced version of the grayscale or truecolor (RGB) input image, where the image features, such as edges, have been sharpened using the unsharp masking method.

Imsharpen (A)

We can also sharpen the image, specifying the radius and the amount parameters.

imsharpen(A,’Radius’,2,’Amount’,1);

Radius – is the standard deviation of the Gaussian lowpass filter.

Standard deviation of the Gaussian lowpass filter is specified as a numeric value. This value controls the size of the region around the edge pixels that is affected by sharpening. A large value sharpens wider regions around the edges, whereas a small value sharpens narrower regions around edges.

Amount – is the strength of the sharpening effect.

The strength of the sharpening effect is specified as a numeric value. A higher value leads to a larger increase in the contrast of the sharpened pixels. Typical values for this parameter are within the range [0, 2], although values greater than 2 are allowed. Very large values for this parameter may create undesirable effects in the output image.

 

Median filter – 2-D median filtering

medfilt2 – performs median filtering of the matrix A in two dimensions. Each output pixel contains the median value in a 3-by-3 neighborhood around the corresponding pixel in the input image.

medfilt2(A, [m,n])

Performs median filtering, where each output pixel contains the median value in the m-by-n neighborhood around the corresponding pixel in the input image. By default, the neighborhood size is 3×3.

 

Averaging filter

MATLAB has several two-dimensional and multidimensional filtering functions:

The function named filter2 performs two-dimensional correlation, conv2 performs two-dimensional convolution, and convn performs multidimensional convolution. Each of these filtering functions always converts the input to double, and the output is always double. These other filtering functions always assume the input is zero padded, and they do not support other padding options.

In contrast, the imfilter function does not convert input images to double. The imfilter function also offers a flexible set of boundary padding options.

B = imfilter(A,h) filters the multidimensional array A with the multidimensional filter h. The array A can be logical or a nonsparse numeric array of any class and dimension. The result B has the same size and class as A. imfilter computes each element of the output, B, using double-precision floating point. If A is an integer or logical array, imfilter truncates output elements that exceed the range of the given type, and rounds fractional values.

 

Conclusions

Processing astronomical images for scientific results can be difficult, and is very time-consuming. As stressed in this paper, there are a few important and essential steps to transforming a raw image into one that you can get data from. These steps are not far different from the ones needed in the case of processing images of asteroids, supernovas, novas, comets, etc.

MATLAB assists throughout the entire image analysis process, starting with dark image and flat-field frames reduction, and continuing with applying necessary filters in order to emphasise details or image manipulation so as to accentuate key-pixels.  At the same time, MATLAB can perform image adjustments not only to process it scientifically, but to improve its visual aspect and quality. It features a series of available and easy-to-use functions, such as brightness scaling, histrogram shaping, unsharp masking, walvelet spatial filtering, deconvolution, gradient correction, noise removal and others.

Processing images using different filters can benefit but also interfere with or even destroy certain image areas. This is easier to manage using MATLAB, because the scaling and filter-adjustments are performed by the observer, so as to manipulate the image and enhance it without the loss of important data or valuable pixels.

In the case exemplified, from a raw image that seemed flat and without any details, I was able to determine the true colour of the planet, details such as the coloured bands and cyclones of different dimensions became visible, and even a few details on Io, the satellite observed.

Final results after applying filters

Final results after applying filters


Bibliography

1. Richard Berry and James Burnell, “The Handbook of Astronomical Image Processing”, 2nd edition, Willmann-Bell.Inc 2011.

2. Uvais Qidwai and C.H. Chen Digital, “Image Processing-An Algorithmic Approach with MATLAB”, 2009 by Taylor & Francis Group.

3. Gonzalez and Woods, “Digital image processing”, 2nd edition, Prentice Hall, 2002.

4. Vicent Peris, tutorial on “Master calibration frames: acquisition and processing”, PixInsight.

5. https://pixinsight.com/tutorials/master-frames/index.html

6. http://www.mathworks.com/

Constelații dispărute

Ne întoarcem în perioada când „pelorovis-ii” încă se plimbau pe întinderile pământului iar oamenii priveau cerul nocturn cu mii de stele, ceva ce astăzi găsim doar în zonele fără poluare luminoasă. Răspândite aleatoriu și fără vreo semnificație, omul a asmilat anumite zone de pe cer cu forme cunoscute lui.

Constelațiile sunt grupări de stele ce alcătuiesc figuri simple ce ne par animale, oameni, obiecte, etc. Această „recunoaștere” involuntară de forme familiare nouă în nori, pe Lună sau în pâinea proaspăt prăjită, se numește pareidolie.

Prima aluzie consemnată a unor constelații a dus referire la Orion și Taurus, ce se presupune că au fost inventate în perioada Neolitică.

Majoritatea numelor de constelații și semificațiilor date au ajutat la practicarea agriculturii. Încă din antichitate omul a observat și a folosit schimbarea cerului pe post de calendar pentru a ști când să planteze, recolte și să secere. Ca și în zilele noastre, constelațiile au mai servit la orientarea pe timpul nopții, în special pe mare.

În prezent avem un total de 88 constelații pe întreg cerul (emisfera nordică și sudică) din care 48 provin de pe lista lui Ptolemeu (nu el le-a inventat) adunate în jurul anului 150 e.n., cu alte 11 constelații au contribuit exploratorii Pieter Dirkszoon Keyser și Frederick de Houtman pentru emisfera sudică (anii 1590), alte 17 au fost inventate tot pentru cerul din emisfera sudică de Nicolas Louis de Lacaille, el a fost și cel care a împărțit constelația Corabia Argo în alte patru iar toate constelațiile propuse de el sunt obiecte din acea perioadă (anii 1700). A urmat astronomul Gottfried Kirch ce a adăugat 3 constelații în emisfera nordică în jurul anilor 1650 iar în aceași perioadă astronomul polonez Johannes Hevelius a mai adăugat 11 constelații, scrierile lui Johann Elert Bode aduc vorba despre 7 constelații inventate de el și amintesc de alte 14 inventate de alții și încă 9 constelații inventate de diverși autori tot pentru emisfera nordică. Dacă v-ați dat seama că sunt peste 100 înseamnă că ați numărat corect.

Nu din totdeauna am avut 88 de constelații și până la decizia Uniunii Astronomice Internaționale din 1922 când s-a discutat pentru prima oară aspectul constelațiilor, mulți mai adăugau câte un asterism. Selectarea constelațiilor ce urmau să rămână pe întreaga sferă cerească s-a sfârșit în 1930 când a fost publicată oficial lista și granițele bine determinate ținând cont de „desenul” reprezentativ pentru fiecare constelație în parte. Din această listă nu se poate modifica, adăuga sau scoate constelații în caz că v-ați gândit să cumpărați sau să inventați o nouă grupare.

Cele mai vechi constelații au fost păstrate fiind de multă vreme folosite, scotându-se din constelațiile mai puțin cunoscute (uitate în timp), fără semnificație istorică sau formate din stele la limita vizibilității.

Iată câteva dintre constelațiile ce cu timpul au dispărut și nu au ajuns în top 88:

ANSER (Gâsca)

Creată de Johannes Hevelius, această constelație a fost formată o dată cu Vulpecula (Vulpea), gruparea numindu-se „Vulpecula cum Ansere”. Localizarea constelației este între Cygnus și Aquila din stele de magnitudinea 4 și 5.

ggsdgs

Constelația a dispărut datorită omiterii ei în atlasele stelare, ea fiind asociată cu Vulpecula. Decizia UAI a fost păstrarea numelui inițial de „Vulpecula” iar trasarea graniței include fosta „Anser”. Astăzi, alfa din Vulpecula mai este cunoscută și sub numele de Anser.

gdgfd.jpg

ARGO NAVIS (Corabia Argo)

Formată din cunoscutele constelații: Carine, Pyxis, Vela și Puppis- părți din corabie. Constelația se găsește în lista lui Ptolemeu și este singura care nu a „supraviețuit”timpului. Corabia reprezintă nava folosită de eroi din mitologia greacă.

Împărțirea constelației a fost făcută la propunerea lui Nicolas Louis de Lacaille după expediția sa din emisfera sudica în anul 1752. Era formată din aproximativ 160 stele și ocupa peste 60 º (vertical). Din cauza mărimii, nu a fost reintrodusă.

fdsfsdf

Vârful corabiei (constelația Puppis) se vede și din țara noastră, foarte jos față de orizont, în stânga lui Sirius, alfa din constelația Canis Major.

FELIS (Pisica)

Constelație ce poate toți ne-am fi dorit să rămână pe cer și să miaune, a fost inventată de Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande din stelele mai puțin strălucitoare (magnitudinea 5 și sub) dintre Hydra și Antila.

felis

Constelația nu a fost populară pe continentul European și aceasta a dus la omiterea ei în atlasele stelare europene, ea fiind adoptată doar de cartografii americani. Cu timpul, a dispărut din scrierile secolului IX, iar când s-au trasat granițele definitive, stelele ce au aparținut constelației Felis au fost împărțite constelațiilor din apropiere: Hydra, Pyxis și Antila.

Printre constelațiile dispărute se mai numără câteva creații ce pot părea amuzante dacă ne gândim că acestea au fost pe cer la un moment dat, iar dacă decizia din 1922 ar fi fost luată în favoarea lor, astăzi ne-am fi uitat după obiecte deep-sky sau aștri în următoarele constelații:

GLOBUS AEROSTATICUS (Balonul) ce se afla între Capricornus și Piscis Austrinus și a fost concepută de Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande în 1798 în onoarea invenției balonului cu aer de către frații Montgolfier.

MACHINA ELECTRICA (Generatorul electric), constelație inventată de Johann Elert Bode la 1800 și plasată între Fornax și Sculptor, formată și din stelele constelației Sculptor.

OFFICINA TYPOGRAPHICA (Tipografia) a doua constelație bizară inventată de Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande în aceași perioadă ca și Globus dar introdusă de Johann Elert Bode în atlasele stelare. Constelația se afla între Canis Major și Puppis și nu a fost adoptată ca multe altele din sugestile pe care le-a avut Bode.

HONORES FREDERICI (Gloria lui Frederick) este formată din stelele dintre Andromeda și Lacerta. A fost introdusă de Johann Elert Bode în comemorarea lui Frederick al-II-lea de Prusia în anul 1787. Pentru crearea constelației s-au folosit 76 de stele slabe ca strălucire, ce au format o sabie și o coroană.

MONS MAENALUS (Muntele Mainalo) se găsea între stelele constelațior Virgo și Libra, la picioarele lui Bootes ce stătea pe munte. Această constelație a fost formată din stele ce aparțineau și constelației Bootes. A dispărut cu timpul iar UAI a luat decizia de păstra zona fostei constelații și granița trasată constelației Bootes include și stelele ce conțineau constelației Mons Maenalus.

– articol apărut și în revista Vega numărul 151 ianuarie 2016 –

Alte puncte pe cer

Undeva la ~36.000 km deasupra ecuatorului terestru se află o groază de cutii metalice cu panouri solare plimbându-se după Pământ. La distanța aceea, sateliții au o perioada de rotație egală cu cea de rotație a Pământului în jurul axei proprii. Ceea ce înseamnă că satelitul văzut de pe Pâmant, va fi mereu în același loc pe cer zi și noapte.

1

Din moment ce va fi mereu în același loc, poate părea că este ușor de găsit și de observat. Asta am crezut până am încercat. Imaginile de mai jos sunt luate cu un telescop și o camera CCD. După ce aliniezi un telescop după stele, după stele o să se țină și va fi în mișcare continuă. Ce am făcut eu a fost să folosesc programe de astronomie ca să găsesc sateliții pe harta cerului și să îndrept telescopul spre aceea zonă.

Ca să prind sateliții în imagine a trebuit sa îndrept telescopul către o stea pe lângă care urmau să treacă sateliții, și să astept să îmi intre în câmp obiectele făra ca eu să mai fac ceva. Așteptarea a meritat, și 4 obiecte strălucitoare au apărut în câmp. E vorba de sateliții geostaționari ASTRA 1KR, ASTRA 1N, ASTRA 1M și ASTRA 1L. Ultima etapă a fost să opresc din funcțiune telescopul când obiectele se aflau în câmp ca să nu aibă nici o mișcare și rotația Pământului să facă totul.

astra2taiat si scris-XXX

Filmul este realizat din imagini luate timp de 40 min cu expunere de 10 secunde, observându-se cum stelele trec pe lângă sateliți.

de unde a venit Luna?

Privită prima oara de Galileo Galilei printr-o lunetă, Luna a fost dintotdeauna un mister pe care oamenii au încercat să-l explice. Nimeni nu știe cu precizie cum s-a format satelitul natural al Pământului.

O problemă întâmpinată în determinarea originii Lunii se leagă de dimensiunile ei, care sunt mari pentru un satelit. Mai există sateliți de diametre mari, chiar mai mari decât ale Lunii. Titan a lui Saturn are un diametru de 5,150 km iar sateliții lui Jupiter: Io – 3, 630 km, Ganymede – 5,268 km și Callisto – 4,806 km. Însă, în aceste cazuri, sateliții sunt pitici în comparație cu planeta lor (excepția fiind Pluto, al cărui satelit Charon a fost descoperit abia în 1978). Existența lor se explică prin capturarea de către planeta respectivă a unor obiecte mai mici, care au ajuns să orbiteze in jurul ei.

Teorii despre formarea/originea Lunii.

Au existat mai multe teorii care rivalizau între ele, fără să reușească să explice complet existența Lunii.

Trebuie luate în considerare mărimea Lunii și faptul că aceasta are orbita înclinată 5 grade față de planul orbital al planetei Pământ (planul ecliptic). Sistemul Pământ-Lună are cel mai mare moment cinetic din Sistemul Solar, cele două obiecte formând practic o planetă dublă; nucleul Lunii este proporțional mult mai mic față de cel al Pământului (mai puțin de 3% din masă, față de 30% la Terra).

Teoriile de formare a Lunii trebuie să includă și faptul că izotopii stabili de oxigen (16O, 17O, 18O) din rocile lunare și terestre au aceeași abundență relativă, ceea ce indică faptul că Pământul și Luna s-au format la aceeași distanță de Soare, relativ apropiate una de alta.

O teorie dezvoltată de doi savanți care au trăit la secole distanță unul de celălat, a fost că Luna s-a format prin agregare dintr-un inel de materie care a ajuns pe orbita sa actuală. Potrivit acestei teorii, Luna și Pământul s-au format din același nor de gaz, Terra formându-se înainte și lăsând în urmă destulă materie mai ușoară pentru formarea unui alt obiect. Chiar dacă această teorie explică izotopii de oxigen identici din roca terestră și lunară, eșuează în explicarea lipsei apei pe Lună. Mai mult, dacă Luna s-ar fi format atât de aproape de Pământ, orbita ei ar fi fost în planul ecuatorial.

teoria agregarii
O altă teorie susține ca Luna a fost la început o planetă independentă, mai apoi captată de Pământ. Cu toate că, Luna fiind așa mare, captarea unei planete de către o altă planetă apropiată ca mărime este un eveniment foarte puțin probabil. Dacă Luna ar fi fost captată, ar fi provenit de undeva din apropierea planetei Mercur și ar fi perturbat planetele dintre noi și Soare.

Teoria captării poate explica de ce Luna acum orbiteaza la o înclinație de 5 grade fata de planul ecliptic, dar nu explica asemănarea de structură a rocilor terestre și lunare (ce ne indica faptul ca Luna și Terra s-au format în aceeași perioada de timp). Astfel, teoria este neverosimilă.

captarii teoria
O altă teorie propusă a fost că, la începutul formării Pământului, acum 4.6 miliarde de ani, proto-Pământul se rotea în jurul axei sale cu o viteză foarte mare, ceea ce a făcut ca la ecuatorul lui să se formeze o umflătură care s-a separat formând Luna. Această teorie a fost dezvoltata din faptul ca Luna se îndepărtează de noi (în momentul actual, 4 cm pe an). Locul de separare ar fi fost Oceanul Pacific, iar oceanul Atlantic s-ar fi format pentru restaurarea echilibrului – din cauza masei dispărute din partea opusa a planetei. După formare, cele doua corpuri ar fi continuat să acționeze unul asupra celuilalt și forța de frecare datorată mareelor a încetinit ambele obiecte; astfel Luna a căpătat o orbită mai mare.

Teoria explica de ce nucleul Lunii nu este la fel de masiv ca al planetei noastre și similaritatea în oxigenii izotopi.   teoria fisiunii ilustratie (2)
Chiar dacă la început această teorie a stârnit un mare interes, curând au apărut îndoieli din partea astronomilor și fizicienilor, deoarece cele doua corpuri și-ar fi perturbat reciproc orbitele fără să rămână împreună iar Oceanul Atlantic este mult mai tânăr, având 130 milioane de ani.

Explorarea fizică și determinarea aproximativă a vârstei Lunii produc noi teorii prin care oamenii de știință rezolvă problema originii Lunii și a reliefului ei. Luna s-ar fi format prin impactul cu un obiect de mărimea lui Marte cu proto-planeta Pământ. Este cea mai bună ipoteza, și pare să explice toate problemele amintite mai sus. S-a ajuns la concluzia că Luna s-ar fi format când un asteroid masiv (Theia) s-a lovit de proto-Pământ acum 4,5 miliarde de ani.

Teoria explică de ce densitatea Lunii echivalează cu învelisul Pământului și de ce Luna nu are un nucleu mare de fier. În primii 750 milioane de ani, Luna a trecut printr-o perioada de bombardament cu alți meteoriți și asteroizi, care au spart din „crusta” ei și au creat cratere. Acum 3,5 miliarde de ani aceste bombardamente s-au rărit și a urmat o perioadă de activitate vulcanică. Magma de la 100km adâncime a ieșit la suprafață și a umplut craterele joase. Lava s-a solidificat și a produs reliefuri plate mai închise la culoare ce se numesc „mări”. Această activitate vulcanică s-a încheiat acum 3,2 miliarde de ani, și de atunci Luna a rămas inactivă. Multe cratere din trecutul Lunii s-au astupat și nu mai sunt observabile. Unul din cele mai recente cratere mari este Copernic (cca 900 milioane ani).

teoria coliziunii
Ciocnirile cosmice sunt recunoscute ca fiind o mare forță în evoluția Sistemului Solar. În prezent, ideea că o planetă mult mai mica s-ar fi ciocnit cu o alta și a adus la nașterea Lunii este acceptată de majoritatea astronomilor.

Bibliografie
Astronomy – The Evolving Universe 5 edition, Wiley, 1988,Canada.
Jack J. Lissauer and Imke de Pater, Fundamenental Planetary Science- Physics, Chemistry and Habitability, Cambridge University Press, 2013, USA.
Willy Ley, Observatorii Cerului – O istorie neobișnuită a astronomiei de la Babilon pînă la era cosmică, The Viking Press, 1963, New York.
Universe- The defenitive Visual Guide, DK, 2005, Great Britain.
Peter Greogo, The Moon-How to Observe it, Springer, 2005, Great Britain

Când Luna este Plină

Chiar dacă are loc în fiecare lună calendaristică, Luna Plină este un eveniment plăcut pentru mulți dintre noi. Pentru cei mai poetici și sensibili este ceva romantic, alții sunt surprinși de mărimea Lunii și de lumina pe care o reflectă, iar alții își folosesc acest timp pentru a observa detalii pe Lună.

Acum ceva timp, Adrian Șonka — astronom la Observatorul Astronomic „Amiral Vasile Urseanu” — a postat pe blogul propriu despre ce putem vedea pe Lună când este în faza de Lună Plină (articol aici).

Un articol frumos, care ne ajută să ne folosim imaginația. Apropo: căutarea unor forme în nori sau în felia de pâine de abia prăjită se numește pareidolie (recunoaștere involuntară de forme familiare în ceva fără o formă evidentă).

Uitându-mă la desenele postate pe blogul astronomului, am observat mai multe lucruri. Pe lângă că nu prea are talent la desen, am mai văzut și alte forme pe Lună.

Acum vă propun, mai mult vă provoc, să vă folosiți imaginația bogată să identificați alte detalii pe discul Lunii.

 

Godzilla și câine
Formele acestea se văd când ne uităm la mările de pe Lună, relief mai închis la culoare.

dinozaur si caine

Dinozaur și câine

 

Pasărea din Angry Birds
Este o formă destul de ușoră de găsit, o figură formată din Marea Seninătății (ochi stânga), Marea Crizelor (ochi dreapta), Marea Liniștii (prima parte de cioc sub ochiul stâng), Marea Fertilității (partea de sus a ciocului) și Golful Asperității cu Marea Nectarului (partea de jos a cicoului).

pasare cu cioc

Pasăre

 

Lupișor care schelălăie
Ca să găsim lupul care urlă pe Lună, ne uităm la partea mai luminoasă a Lunii pe mijloc jos, unde se află Albategnus.
Lupul are botul deschis în partea stângă și urechile în dreapta, mai ascuțite.

lup

Lup

Have fun!
Următoarea Lună Plină o sa fie pe 13 iunie.

Fotografia este realizată de Adrian Șonka- 14 iulie 2011 și desen de mine-05 iunie 2014