Informacje ogólne

Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Zielonogórskiego mieści się w budynku znanym pod nazwą Wieża Braniborska. Jest to stary, poniemiecki budynek wybudowany w połowie XIX wieku w celu obserwacji nieba. Możemy więc pochwalić się nowym obserwatorium, o ponad 150 letniej tradycji obserwacyjnej. Obecnie budynek jest siedzibą kilku instytucji, m.in.: Instytutu Astronomii UZ, Zielonogórskiego Oddziału Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii, a także Fundacji Rozwoju Centrum Astronomii.

Teleskop jaki znajduje się w obserwatorium to MEADE LX200GPS-SMT 14" . Jest on  w pełni zautomatyzowanym teleskopem z możliwością obsługi poprzez komputer. System prowadzenia z wysoką precyzją pozwala na długie obserwacje wybranego obiektu. Średnica zwierciadła 355 mm, ogniskowa 3556 mm dają światłosiłę f/10, odpowiednią do obserwacji ciał zwartych: gwiazd i obiektów Układu Słonecznego. Przy zastosowaniu detektora CCD SBIG ST-8XME, powyższe parametry teleskopu dają pole widzenia  o rozmiarze 13' x 9'. Do obserwacji obiektów rozciągłych (mgławic i galaktyk) konieczne jest użycie dodatkowej soczewki skracającej ogniskową (focal reducer) do f/3.3 lub f/6.3, co daje pole widzenia odpowiednio 39' x 27' lub 26' x 18'. Zasięg wizualny teleskopu wyznaczony jest na 15mag,  zaś zasięg fotograficzny na 17.5mag. W obserwatorium zielonogórskim jest możliwe osiagnięcie gwiazd do 20mag.  Poświata miejska częciowo rugowana będzie poprzez obserwacje przy użyciu filtrów UBVRI, które przepuszczają tylko określone długości fal (U = 367 nm, B = 435 nm, V = 523 nm, R = 595 nm, I = 780 nm). Rozdzielczość teleskopu szacowana na 0.32", też nie jest w pełni wykorzystana, gdyż nad miastem lub w pobliżu miasta drobne drgania atmosfery (seeing) uniemożliwiają uzyskanie aż tak dobrej rozdzielczości. Typowy seeing miejski wynosi oko/lo 3 - 5" (u nas najlepszy stwierdzony to 2,4"), co na chipie CCD bez użycia soczewki skracajającej ogniskową daje średnicę gwiazdy o wielkości kilku pikseli. Detektor CCD można stosować do wszystkich rodzajów gwiezdnej fotometrii, od długookresowych gwiazd zmiennych do prowadzenia obserwacji kilkuminutowych gwiazd zmiennych zaćmieniowych. CCD są atrakcyjne z tego powodu, że nawet przy małych teleskopach osiągają bardzo słabe gwiazdy.

• Fotometria (UBVRI) gwiazd
  Kluczem do dobrej fotometrii jest robienie zdjęć z filtrami, które definiują standardowe fotometryczne kolory (UBVRI). Po wykalibrowaniu, zdjęcie CCD zawiera zapis jasności każdej rozsądnie jasnej gwiazdy z dokładnością kilku setnych wielkości gwiazdowej. Budując odpowiednie wskaźniki barwy, np: B-V możemy wyznaczać typ widmowy gwiazdy, jej masę oraz odległość.
   
• Fotometria galaktyk
  Interesujący projekt dla sieci obserwatorów obiektów ciemnego nieba, to pomiary jasności powierzchniowych i rozmiarów poszczególnych tysięcy najjaśniejszych galaktyk.
   
• Astrometria (i fotometria) planetoid
   
• Pozycje komet
  W czasie pojawienia się komety, astronomowie potrzebują, tak dużo dokładnych jej pozycji, jak to tylko jest możliwe. CCD umożliwia rejestrowanie komety na tle gwiazd, a następnie mierzenie pozycji centrum światła (głowa) komety na tle gwiazd.
   
• Obserwacje gwiazd podwójnych
   
• Poszukiwanie supernowych
  Co jakiś czas w galaktyce gwiazda o masie 3 - 4 mas Słońca kończy swój żywot w wielkim wybuchu. Ponieważ w naszej Galaktyce w ubiegłym tysiącleciu zaobserwowano zaledwie pięć supernowych, poszukiwania skierowano na inne galaktyki. Zaowocowało to odkryciem kilkuset gwiazd supernowych. Poszukiwania i badania wybuchów gwiazd supernowych pozwalają na zarówno weryfikowanie, jak i ulepszanie teorii powstawania wybuchów tych gwiazd, a także przyczyniają się do poznania ewolucji Wszechświata (obserwacje supernowych typu Ia dają możliwość wyznaczenia parametru Hubble'a).
   
• Poszukiwanie planet pozasłonecznych
  W 1999 roku zespół poszukujący planet pozasłonecznych na Uniwersytecie Kalifornijskim przy pomocy pomiaru predkości radialnej gwiazdy, odkrył planetę o masie zbliżonej do Jowisza, krążącą wokł gwiazdy HD209458 z okresem 3.52 dnia. Wkrótce potem okazało się, że orbita planety ustawiona jest tak, że planeta powinna co 3.52 dnia zasłania gwiazdę. Przejście tej planety na tle gwiazdy trwa około trzy godziny.
  
  Podczas przejścia planety przed tarczą gwiazdy, natężenie światła tej ostatniej spada o około 1 % [w zależności od rozmiarów planety]. Takż zmianę jasności można zaobserować już niewielkim teleskopem. 16. wrzesnia 2000 roku udało sie po raz pierwszy zaobserwować przejście tej planety na tle gwiazdy przy użyciu sprzętu klasy analogicznej do naszego. Był to teleskop MEADE LX200 16" (40 cm) wyposażony w detektor CCD: SBIG ST-7E. Obserwacje były prowadzone w filtrze V. (http://www.jklsirius.fi/HD209458/HD209458_eng.html)
   
• Wyznacznaie krzywych zmian blasku