: = = 2003 (28/8/2003 = 2005 (7/11/05 = 1986 / 1988 / (2003) 51 (2005) 7 6 2/3 106, 6, & T. A.

Transcript

1 Ο ρυθμός μείωσης της Νότιας Πολικής Επικάλυψης του πλανήτη Άρη κατά την διάρκεια των περιηλιακών αντιθέσεων 2003 και 2005 και η σχέση αυτού με τα στοιχεία του παρελθόντος. Ιάκωβος Ν. Στέλλας

2 Περίληψη. Ο ρυθμός μείωσης της Νότιας Πολικής Επικάλυψης (Ν.Π.Ε) του πλανήτη Άρη, κατά την διάρκεια της Νότιας Άνοιξης Θέρους (Planetocentric Longitude : Ls = 180deg. 360deg.), ειδικά κατά την φάση της αστραπιαίας μείωσης, (Ls = 240deg. 250deg.) θεωρείται ευαίσθητος εποχιακός δείκτης για την διερεύνηση διαφοροποιήσεων σε διαδοχικά έτη. Υπολογίζεται ο ρυθμός μείωσης της Ν.Π.Ε κατά την διάρκεια των περιηλιακών αντιθέσεων 2003 (28/8/2003 Ls = 249deg.) και 2005 (7/11/05 Ls = 320deg) και επιχειρείται η σύγκριση των, με τα ιστορικά αποτελέσματα των Earl C. Slipher και Ευγένιου M. Αντωνιάδη όπως και με αυτά της British Astronomical Association (B.A.A) για τα έτη 1986 / 1988 / Συγκεντρώθηκαν 52 (2003) και 51 (2005) ψηφιακές εικόνες (Web cam imaging) οι οποίες έγιναν από 7 διαφορετικούς παρατηρητές (οι 6 μέλη του Σ.Ε.Α) οι οποίες κάλυψαν περίπου τα 2/3 των εποχών αυτών και στις δύο περιπτώσεις. Μετρήθηκε η από τα Ανατολικά προς τα Δυτικά έκταση της Ν.Π.Ε καθώς λόγω της έκκεντρης τοποθέτησής της, σε σχέση με τον άξονα περιστροφής, αυτός θεωρείται ο ενδεδειγμένος τρόπος. Για τον υπολογισμό του Πλάτους της θέσης του χείλους της Ν.Π.Ε. χρησιμοποιήθηκε η φόρμουλα η οποία παρέχεται στην βιβλιογραφία: (R.J.Mc Kim J. Br. Astron. Assoc. 106, 6, 1996 p. 332 & T. A. Dobbins, Donald C. Parker, Charles F. Capen: Introduction to Observing and Photographing the Solar System. P. 197). Καταρτίστηκαν γραφήματα παράλληλα με αυτά του παρελθόντος. Η μελέτη τους έδειξε ότι η συμπεριφορά του ρυθμού μείωσης για τις αντιθέσεις 2003 και 2005 ήταν ουσιαστικά η αυτή. Η καμπύλη μείωσης των 2003 και 2005 έδειξε μεγαλύτερη συμφωνία με αυτήν του Μέχρι περίπου την θέση Ls = 260deg. για το 2003 και 2005, η συμφωνία ήταν μεγαλύτερη με την καμπύλη του E. C. Slipher στην συνέχεια με αυτήν του Ε. Αντωνιάδη. Επίσης, οι καμπύλες (2003 και 2005) συμφωνούν εντυπωσιακά με την καμπύλη φωτογραφικών καταγραφών του E.C. Slipher του 1924 μέχρι Ls = 268deg. ενώ στην συνέχεια ακολουθούν την καμπύλη φωτογραφικών καταγραφών του 1988 της (Β.Α.Α).

3 1. Εισαγωγή. Α. Γενικότητες Οι Πολικές Επικαλύψεις (Π.Ε) είναι γενικά από τους πρώτους σχηματισμούς που αντιλαμβάνεται κάποιος όταν ο πλανήτης Άρης γίνεται ορατός μέσα από το τηλεσκόπιο. Ο Cassini είδε τις Π.Ε στον Άρη το 1666 και ο Huygens το Τα όρια μέσα στα οποία κυμαίνεται το μέγεθος των Π.Ε στον Άρη είναι πολύ μεγαλύτερα από τα αντίστοιχα της Γης. Στην μέγιστη ανάπτυξή τους τον χειμώνα, οι Π.Ε εκτείνονται αρκετά, με την Νότια (Ν.Π.Ε) σαφώς μεγαλύτερη. Το 1909, 1922 και 1954 η Ν.Π.Ε έφτασε μέχρι Αρεογραφικό πλάτος και 42deg., 40deg. και 44deg. όπου ουσιαστικά τότε η έκταση της Π.Ε ανήλθε σε 96deg., 100deg., και 92deg. αντίστοιχα. Μετά τον μακρύτερο και πιο ψυχρό χειμώνα στον Νότιο Πόλο του Άρη, η Π.Ε εκεί φτάνει τις 70deg. σε έκταση ενώ ο μικρότερος σε διάρκεια και πιο θερμός χειμώνας στο Βόρειο ημισφαίριο δημιουργεί μία επικάλυψη μόλις μεγαλύτερη από 53deg. Αυτή η διαφορά εξηγείται άμεσα καθώς η Ν.Π.Ε δημιουργείται κατά την διάρκεια του 382 ημερών Φθινοπώρου Χειμώνα του Νοτίου ημισφαιρίου όταν ο πλανήτης βρίσκεται στο Αφήλιο ενώ η Βόρεια Πολική Επικάλυψη επικάθεται κατά την διάρκεια μόλις 305 ημερών Φθινοπώρου Χειμώνα του Βορείου ημισφαιρίου και μάλιστα όταν ο πλανήτης βρίσκεται στο Περιήλιο. (Slipher, E.C, Mars the photographic story, Chapter III Martian Polar Caps P. 15.) Καθώς το έτος του πλανήτη Άρη διαρκεί 687 Γήινες ημέρες οι εποχές του είναι σχεδόν διπλάσιες από τις δικές μας. Ούτε και οι εποχές του Άρη είναι ίσης διάρκειας. Επειδή η τροχιά του Άρη είναι τόσο εκκεντρική, οι εποχές Άνοιξη / Καλοκαίρι του Βορείου ημισφαιρίου είναι πολύ μεγαλύτερης διάρκειας από τις εποχές Φθινόπωρο / Χειμώνα. Είναι εύχρηστο να προσδιορίζουμε την θέση του Άρη στην τροχιά του αναφερόμενοι στην Αρεοκεντρική θέση του Ηλίου κατά μήκος της εκλειπτικής του Άρη ή "Ls." Αυτός ο όρος επισημαίνει το "Αρεοκεντρικό μήκος του Ηλίου" "Longtitude of the Sun"και μπορεί να εξηγηθεί ως εξής: Σύμφωνα με έναν παρατηρητή στον πλανήτη, ο Ήλιος θα διαγράψει μία πορεία 360deg. στον ουρανό επάνω στο υπόβαθρο των άστρων κατά την διάρκεια ενός έτους του πλανήτη. Αυτή είναι η εκλειπτική του Άρη. Το σημείο στο οποίο ο Ήλιος περνάει τον Ουράνιο Ισημερινό του Άρη επάνω στην πορεία του προς τα Βόρεια είναι το σημείο της Εαρινής ισημερίας (του Βορείου ημισφαιρίου), το οποίο αυθαίρετα ορίζουμε ως 0deg. μήκους της εκλειπτικής ή 0deg. Ls. Έτσι, το Θερινό Ηλιοστάσιο θα είναι σε Ls = 90deg. η Φθινοπωρινή Ισημερία σε Ls = 180deg. και το Χειμερινό Ηλιοστάσιο σε Ls = 270deg. Βέβαια, όπως και στην Γη, οι εποχές είναι αντίστροφες ανά ημισφαίριο. Στην συνέχεια λοιπόν θα χρησιμοποιούμε τον όρο Ls ως όρο προσδιορισμού του εποχιακού σημείου του πλανήτη. (Thomas A. Dobbins, Donald C. Parker, Charles F. Capen. OBSERVING AND PHOTOGRAPHING THE SOLAR SYSTEM The Martian Calendar p. 65) Τα σύντομα και θερμά καλοκαίρια στο Νότιο ημισφαίριο πάντοτε λειώνουν την Π.Ε και αφήνουν ένα μικρότερο κομμάτι μερικές φορές λειώνοντάς το τελείως.

4 Κατά την διάρκεια της μείωσής της Ν.Π.Ε εμφανίζονται ρήγματα τα οποία την διατρέχουν όπως και αποκομμένα τμήματα και μάλιστα με μία αξιοσημείωτη εποχιακή κανονικότητα. Μία συνεχή κανονικότητα αποτελεί το γεγονός ότι το τελευταίο απομεινάρι της Ν.Π.Ε δεν εντοπίζεται στον Νότιο Αρεογραφικό Πόλο αλλά τοποθετείται κάπου 6.5deg. μακριά σε Αρεογραφικό πλάτος 83.5deg. και Αρεογραφικό μήκος CML = 30deg. Εικόνα 1. Χάρτης Πολικής προβολής του Ευγένιου Αντωνιάδη. Το σημείο της τοποθέτησης του εναπομείναντος μέρους της Πολικής επικάλυψης βρίσκεται δεξιά και λίγο κάτω από το κέντρο της εικόνας, στην περιοχή Hypernotius Mons. (Βλέπε επίσης Εικόνα 2 Α6) (E. M. Antoniadi, The Planet Mars, Translated by Patrick Moore, Keith Reid Limited, Shaldon, Devon.) Plate 5, P. 321.) Το πιο εντυπωσιακό και καλύτερα παρατηρημένο παράδειγμα μίας ακανόνιστης δομής η οποία επανεμφανίζεται στην Ν.Π.Ε είναι τα "Όρη του Mitchel" ή Novus Mons. Από την ανακάλυψή τους το 1845 από τον Mitchel στο αστεροσκοπείο του Cincinnati εμφανίζονται στο ίδιο σημείο και σχεδόν πάντοτε στο ίδιο εποχιακό σημείο Ls = 239deg. (Βλέπε εικόνα 2 [Α1, Β1, Γ1]) (Fred W. Price The Planet Observer s Handbook P.141)

5 Εικόνα 2 Τέσσερις απόψεις του σχηματισμού Mountains of Mitchel (Novus Mons) από το 1909 έως το Ο σχηματισμός είναι το αποκομμένο μέρος των πάγων στο αριστερό άκρο της Ν.Π.Ε σε κάθε εικόνα. (Slipher, E.C, Mars the photographic story, Plate XVI p Τα μεγαλύτερα σε διάρκεια αλλά ψυχρότερα καλοκαίρια στο Βόρειο ημισφαίριο ποτέ δεν μειώνουν την επικάλυψη σε λιγότερο από 5 1/2deg. H Β.Π.Ε είναι με μεγαλύτερη προσέγγιση επικεντρωμένη στον Βόρειο Αρεογραφικό Πόλο και απέχει από αυτόν μόνον κατά μία μοίρα σε Αρεογραφικό μήκος CML = 290deg. Στον William Herschel οφείλουμε την πρώτη μελέτη της αλλαγής σε σχέση με τις Π.Ε. Ο W.H δεν παρατήρησε μόνο ότι οι Π.Ε διέφεραν σε μέγεθος αλλά ότι η μεταβολή συνέβαινε με έναν κανονικό ρυθμό ακολουθώντας το πέρασμα των εποχών. (Slipher, E.C, Mars the photographic story, Plate XV p.98.) (Slipher, E.C, Mars the photographic story, Chapter III Martian Polar Caps P.16.)

6 Ο Slipher δεν βρήκε καμία απόδειξη ότι η μείωση της Ν.Π.Ε από την μία αντίθεση στην άλλη διέφερε αξιοσημείωτα από ανάλυση ενός περιορισμένου αριθμού αντιθέσεων ανάμεσα στο 1798 και Ο Αντωνιάδης βρήκε διαφορές ανάμεσα σε διαδοχικές αντιθέσεις οι οποίες θεώρησε ότι σχετίζονταν με τον Ηλιακό κύκλο. H Oriental Astronomy Association (OAA) και ο De Vaucoulers έχουν επίσης αναρωτηθεί όσον αφορά την μεταβλητότητα. Αποδείξεις για μικρές αλλαγές στους εποχιακούς κύκλους έρχονται ακόμη και από τα Viking. Όπως αναφέρει ο James στο Icarus για το 1971 και 1977 φαίνονται μικρές αλλαγές στα όρια της Ν.Π.Ε. (R. J. Mc Kim. J. Br. Astron. Assoc. 1989, 99, 5 p. 231) Β. Φυσικά στοιχεία του πλανήτη Άρη κατά την διάρκεια των υπό μελέτη αντιθέσεων, συγγενείς αντιθέσεις και συνθήκες παρατήρησης. Ημερομηνία Αντίθεσης 24/9/ /11/ /8/1924 4/11/ /7/ /10/1941 5/12/ /9/ /11/ /8/ /10/ /7/ /9/ /11/ /6/ /6/2003 7/11/2005 Απόκλιση -04d. 13m +21d. 43m -17d. 40m +14d. 26m -26d. 24m +03d. 29m +24d. 24m -10d. 07m +19d. 08m -22d. 15m +10d. 17m -27d. 44m -02d. 06m +22d. 28m -26d. 30m -15d. 48m +15d. 53m Μέγεθος δίσκου (arc sec) Ls (deg) Tilt / De (deg) Πίνακας1. Οι κυριότερες περιηλιακές αντιθέσεις από το 1909 έως και το 2005 οι οποίες σχετίζονται εποχιακά με αυτές που χρησιμοποιούνται στην παρούσα ανάλυση. Οι αντιθέσεις οι οποίες ομαδοποιούνται με το ίδιο χρώμα θεωρείται ότι είναι περισσότερο "συγγενείς" εποχιακά μεταξύ τους και αυτό αφορά την εποχιακή διαδρομή κάθε αντίθεσης.

7 Εικόνα 8. Στην πιο πάνω εικόνα, μπορούμε να έχουμε μία καλή άποψη του εποχιακού σημείου των αντιθέσεων του Πίνακα1. (THE OBSERVER S GUIDE TO ASTRONOMY, VOLUME I, Edited by Patrick Martinez, J. Dijon, J. Dragesco & R. Neel, 5 Planetary Surfaces, 5.3 Mars, Apparent diameter, Fig p. 228.)

8 Εικόνα 3. Σύγκριση της Ν.Π.Ε από μία εξαιρετική εικόνα του πλανήτη του Πέτρου Γεωργόπουλου και του Hubble Space Telescope την ίδια ημέρα. Είναι χαρακτηριστική η ακρίβεια με την οποία καταγράφεται ο σχηματισμός Novus Mons. Ο πλανήτης Άρης το 2003 μας προσέφερε την κατ εξοχήν περιηλιακή αντίθεση του καθώς συνέπεσε σχεδόν ακριβώς με το περιήλιό του και μάλιστα μόλις ο πλανήτης εποχιακά είχε εισέλθει στο τελευταίο τέταρτο της Άνοιξης του Νοτίου ημισφαιρίου. (28 /08 / Ls = 250deg ). Από τον ανωτέρω Πίνακα 1, βλέπουμε ότι η αντίθεση του 2003 συμβαίνει εποχιακά σε Ls = 250. Άρα, οι αντιθέσεις οι οποίες συμβαίνουν κοντά εποχιακά με αυτήν είναι: 1924, 1956, Ένας γενικός κανόνας για τον υπολογισμό της χρονικής στιγμής των αντιθέσεων εξάγεται από το ακόλουθο: Ο πλανήτης έχει κατά προσέγγιση έναν διαρκείας 15.8 ετών περιοδικό κύκλο αντιθέσεων ο οποίος αποτελείται από τρεις ή τέσσερις Αφηλιακές αντιθέσεις και τρεις συνακόλουθες Περιηλιακές αντιθέσεις. Μερικές φορές αναφερόμαστε σ αυτό ως οι τρεις Συνοδικές περίοδοι του Άρη. Αυτός ο κύκλος επαναλαμβάνεται κάθε 79 χρόνια (+/- 4 με 5 ημέρες) και ο κύκλος αυτός επαναλαμβάνεται σχεδόν πανομοιότυπος σε περίπου 284 χρόνια. Λόγω του τρόπου με τον οποίο είναι τοποθετημένη η τροχιά του Άρη στο διάστημα, οι εγγύτερες προς την Γη Αντιθέσεις συμβαίνουν όταν βλέπουμε τον πλανήτη με υπόβαθρο τα άστρα των αστερισμών του Τοξότη ή και του Σκορπιού, τους Νοτιότερους αστερισμούς της εκλειπτικής. Κατ αυτόν τον τρόπο οι καλύτερες των αντιθέσεων συμβαίνουν όταν ο Άρης βρίσκεται πολύ Νότια για να παρατηρηθεί καλά από το Βόρειο ημισφαίριο. Αυτό συνέβη το 2003 Η αντίθεση ήταν η πλησιέστερη προς την Γη για χρόνια αλλά ο Άρης ήταν πολύ χαμηλά στον ουρανό. (Jeffrey D. Beish, The Apparition of Mars, διαθέσιμο στο: Η αντίθεση του 2003 ήταν μία πολύ καλή στιγμή για την παρατήρηση και μελέτη της μείωσης, λόγω εξάχνωσης, της Ν.Π.Ε.

9 Α. Β. Γ. Δ. Εικόνα 4. Η κατάσταση της Νότιας Πολικής Επικάλυψης, 21-30/8/2003. Πέτρος Γεωργόπουλος, 21 Αυγούστου 2003, 22h 56m UT, CML = 06deg., Ls = 245deg. Πέτρος Γεωργόπουλος, 26 Αυγούστου 2003, 00h 22m UT, CML = 350deg., Ls = 248deg. Πέτρος Γεωργόπουλος, 28 Αυγούστου 2003, 23h 03m UT, CML = 306deg., Ls = 249deg. Δημήτρης Κολοβός, 30 Αυγούστου 2003, 20h 14m UT, CML = 247deg., Ls = 251deg. Οι σχηματισμοί οι οποίοι έγιναν εμφανείς από την εικόνα 4 είναι οι ακόλουθοι: Novus Mons: Α(1), B(1), Γ(1). Rima Australis: A(5α) - (5β), Γ(5α) - (5β). Mons Argenteus: A(2), B(2), Γ(2). Thyles Mons: Δ(1). Rima Angusta: A(3), Γ(4). Rima Brevis: A(7). Thyles Mons: A(4). Hypernotious: A(6). Depressiones Hellesponticae: B(3), Γ(3). Εδώ, (Εικόνα 4) έχουμε μια συνοπτική εικόνα της Νότιας Πολικής Επικάλυψης κοντά στην αντίθεση του Άρη (28/08/03) και την πλησιέστερη απόστασή του προς την Γη (27/08/03) για πολλούς αιώνες. Οι εικόνες αυτές (Εικόνα 3, και Εικόνα 4)

10 αποτελούν τεκμήριο του τι μπόρεσε να γίνει από άποψη ανάλυσης και ως εκ τούτου μελέτης για πρώτη φορά στην ιστορία της ερασιτεχνικής αστρονομίας. Εικόνα 5. Ευγένιος Μ. Αντωνιάδης. Η τοπογραφία της Νότιας Πολικής Ζώνης του Άρη, το m Refractor. (E. M. Antoniadi, The Planet Mars, Translated by Patrick Moore, Keith Reid Limited, Shaldon, Devon. P. 288) Αφ ενός, το μεγάλο μέγεθος του δίσκου και η ευνοϊκή κλίση του άξονα περιστροφής του πλανήτη προς την Γη (*Tilt), αφ ετέρου η χρήση ψηφιακής τεχνολογίας για πρώτη φορά σε τέτοια έκταση από τους ερασιτέχνες αστρονόμους μας παρείχαν αυτά τα εξαίρετα αποτελέσματα. Μία ματιά, σταδιακά στις εικόνες 2, 4 και 6 μπορεί να μας δώσει μία κυριολεκτικά αποκαλυπτική εικόνα όσον αφορά την εξέλιξη της απεικόνισης του πλανήτη Άρη κατά την διάρκεια του προηγούμενου αιώνα και έως την σύγχρονη εποχή, δηλ. στην αρχή του 21ου. Οι τέσσερις εικόνες που συνιστούν την εικόνα 2, αποτελούν τεκμήριο της ποιότητας της φωτογραφικής καταγραφής του πλανήτη μέχρι και τα μέσα του 20ου αιώνα από μεγάλα αστεροσκοπεία όπως αυτό του Lowell (60cm διοπτρικό) με το οποίο έγιναν οι συγκεκριμένες παρατηρήσεις.

11 Εικόνα 6. Τέσσερις απόψεις του σχηματισμού Novus Mons, ενδεικτικές για την εξέλιξη της ποιότητας των καταγραφών με την πάροδο του χρόνου. Στις εικόνες Α, Γ και Δ, ο σχηματισμός είναι το αποκομμένο τμήμα της επικάλυψης στα αριστερά, ενώ στην Β εντοπίζεται στην δεξιά πλευρά των πολικών πάγων. Α. Πέτρος Γεωργόπουλος. 26/8/2003 T: 00h 22m UT. CML = 353deg. C F/50, ToU Cam Pro + IR-Block. (Ls = 248deg.) B. Isao Miyazaki. 11/9/1988 T: 17h 16m UT. CML = 271deg. 400mm Reflector&F/175, TP 2415 film, 2sec. (Ls = Ls = 270deg.) Γ. Ιάκωβος Στέλλας. 21/8/2003- Τ: 22h 30m UT. CML = 0deg. 130mm F/10.8 Eq. Refr. X280. (Ls = 245dreg.) Δ. Ευγένιος Αντωνιάδης. 23/8/1924 Τ: 21h 05 UT.CML = 330deg. 830mm Eq. Refractor. (Ls = 245deg) Στην εικόνα 6 (Β) βλέπουμε μία από τις καλύτερες φωτογραφικές καταγραφές (με κλασικό φιλμ) της αντίθεσης του 1988 από ερασιτέχνη αστρονόμο. Στην εικόνα 6 (Γ) έχουμε μία καλή (οπτική) καταγραφή η οποία έγινε από τον συγγραφέα σε πολύ καλή κατάσταση ατμόσφαιρας και μέσα από ένα διοπτρικό τηλεσκόπιο 13εκ.

12 Στην Εικόνα 6 (Δ) βλέπουμε μία εκπληκτική οπτική καταγραφή από τον μεγαλύτερο ίσως παρατηρητή όλων των εποχών και από ένα μεγάλο τηλεσκόπιο. Το σχέδιο αυτό έγινε το 1924 από τον μεγάλο Ευγένιο Μιχαήλ Αντωνιάδη με το διαμέτρου 83εκ. διοπτρικού τηλεσκοπίου του αστεροσκοπείο της Meudon. Στην εικόνα 6 (Α) βλέπουμε μία ψηφιακή καταγραφή του πλανήτη περίπου στο ίδιο Αρεογραφικό μήκος του Κεντρικού Μεσημβρινού με αυτό των εικόνων 6 (Γ) και 6 (Δ). Η διαφορά στην εξέλιξη και ποιότητα καταγραφής είναι αδιανόητη! Η είσοδος της τεχνικής του Web cam imaging με ένα ισχυρό ερασιτεχνικό τηλεσκόπιο (διαμέτρου ανοίγματος 10"- 16") με μία μικρή επιπλέον επένδυση, είναι αρκετή για την παραγωγή εικόνων των πλανητών απαράμιλλης ανάλυσης, τέτοιας που θα ήταν αδύνατον ακόμη και να φανταστούν οι ερασιτέχνες αστρονόμοι, δεν αποτελεί υπερβολή να σημειώσουμε, μόλις της προηγούμενης περιηλιακής αντίθεσης του1988. Στην εικόνα 6 (Β) όπως έχει ήδη αναφερθεί μπορούμε να δούμε ένα από τα καλύτερα φωτογραφικά αποτελέσματα εκείνης της εποχής. Ο πλανήτης κατά την διάρκεια της αντίθεσης του 2003, είχε απόκλιση η οποία κυμαινόταν από -19deg. 12m. με φαινόμενο μέγεθος δίσκου 10.2arc sec. (11/05/03) όπου για μεγάλο χρονικό διάστημα ήταν τοποθετημένος αρκετά Νότια καταλήγοντας στις 7/12/2003 με απόκλιση -2deg. 46m και φαινόμενο μέγεθος 10.4arc sec. πράγμα το οποίο δυσχέραινε τις παρατηρήσεις καθ ότι το είδωλο πάντοτε επηρεαζόταν από τις περιδινήσεις της ατμόσφαιρας. Ως τόσο, το μέγεθος του δίσκου υπήρξε το μέγιστο δυνατό την στιγμή της μέγιστης προσέγγισης με την Γη μία ημέρα πριν από την αντίθεση του προς τον Ήλιο (27/08/ arc sec.). Όπως είναι γνωστό γενικά, ο πλανήτης είναι παρατηρήσιμος από σχετικά μικρά τηλεσκόπια (6" έως 8") από ένα ελάχιστο φαινόμενο μέγεθος της τάξεως των 10 arc sec. 2003/2004 Απόκλιση Tilt* Φαινόμενη Διάμετρος δίσκου Ls Εποχιακό σημείο Ν. ημισφαίριο 6 Μαΐου Σεπ deg. -15deg arc sec. 20arc sec. 180deg. 270deg. Εαρινή Ισημερία 6 Μαρτίου / deg arc sec. 360d Θερινό Ηλιοστάσιο Φθινοπωρινή Ισημερία eg. Πίνακας 2. Τα κομβικά σημεία της αντίθεσης του Ο Πίνακας 1. Δίνει μία συνοπτική εικόνα των κυριότερων φυσικών στοιχείων του πλανήτη κατά την διάρκεια της αντίθεσης του * (Tilt) Η κλίση του Βορείου Πόλου του Πλανήτη προς (+) ή μακριά (-) από την Γη. Η ίδια κλίση, αλλού (A.L.P.O) αναφέρεται ως : De. Αυτό αποτελεί το μέτρο της κλίσης του Άρη, προς ή μακριά από την Γη όπως φαίνεται από τον πλανήτη. Για παράδειγμα, ας υποθέσουμε ότι σε μία συγκεκριμένη ημερομηνία ο Άρης έχει De = -20. Ένας παρατηρητής ο οποίος θα βρισκόταν στην περιοχή Solis Lacus 20deg. Νότια του Ισημερινού, εάν κοίταγε ψηλά θα έβλεπε την Γη στο ζενίθ.

13 Εικόνα 7. Σχέδιο του Ευγένιου Αντωνιάδη το οποίο έγινε στις 25 Αυγούστου του 1909 με ένα κατοπτρικό τηλεσκόπιο διαμέτρου 21,8 εκ. Είναι εμφανής ο σχηματισμός Novus Mons στον Κεντρικό Μεσημβρινό και μάλιστα αποκομμένος από το κύριο σώμα των Πολικών πάγων. (Ls = 257deg.) (E.M. Antoniadi, The Planet Mars, Translated by Patrick Moore, 4. The South Polar Zone, fig. 142 p.298) Την μεγαλύτερη και αναμφισβήτητα πιο εντυπωσιακή παράσταση έδωσε η σταδιακή εξάχνωση της Ν.Π.Ε. Ήταν η πρώτη φορά στην ιστορία της ερασιτεχνικής αστρονομίας που η μείωσή της και τα διάφορα επώνυμα και μη εναπομείναντα μέρη και ρήγματα μελετήθηκαν σε τέτοιο βαθμό ακριβείας και ανάλυσης από ψηφιακές εικόνες. Χαρακτηριστικός ήταν ο αποχωρισμός του σχηματισμού Novus Mons, (Mountains of Mitchell) με συντεταγμένες (330deg., -75deg.) από το κυρίως σώμα των πάγων σε ακριβώς το ίδιο εποχιακό σημείο με αυτό της αντίθεσης του 1988 (Ls = 239deg.). [Ι. Ν. Στέλλας / Η Περιηλιακή αντίθεση του πλανήτη Άρη το 2003/ Παρατηρησιακή Αστρονομία 1, 1, (2005) σελ. 16,24,25,32.] Εικόνα 8. Σχέδια του πλανήτη Άρη τα οποία έγιναν από τον Ευγένιο Αντωνιάδη το 1924 με το 830mm διοπτρικό τηλεσκόπιο του αστεροσκοπείου της Mendon. (E. M. Antoniadi, The Planet Mars, Plate 8 p. 324)

14 Το 2005 είχαμε την επόμενη περιηλιακή αντίθεση (07 /11 / 2005 Ls = 320deg.). Η αλήθεια είναι ότι το σημείο της αντίθεσης βρέθηκε μακριά από το περιήλιο (70deg.) αλλά και πάλι θεωρήθηκε Περιηλιακή και μάλιστα μία από τις ευνοϊκότερες του 21 ου αιώνα για δύο λόγους: Ο Άρης ήταν κοντά στην Γη, και ταυτόχρονα βρέθηκε αρκετά επάνω από τον ουράνιο Ισημερινό. 2005/2006 Απόκλιση Tilt Φαινόμενη Διάμετρος δίσκου Ls 22 Μαρτίου Αυγούστου 05-21deg. 00m +12deg arc sec arc sec. 180deg. 270deg. 18 Ιανουαρίου deg. 55m arc sec. 360deg. Εποχιακό σημείο Ν. ημισφαίριο Εαρινή Ισημερία Θερινό Ηλιοστάσιο Φθινοπωρινή Ισημερία Πίνακας 3. Τα κυριότερα κομβικά σημεία της αντίθεσης του Βρεθήκαμε σε πολύ καλή θέση όσον αφορά την παρατήρηση της μείωσης της Ν.Π.Ε κατά την διάρκεια του 2005 αν και λίγοι παρατηρητές (παγκόσμια) έπιασαν τον πλανήτη στο ξεκίνημα της Άνοιξης.(Ls = 180deg. στις 22 /3 /05 με φαινόμενο μέγεθος 5.59arc sec.!) Σε όρους εποχιακής ημερομηνίας την στιγμή της αντίθεσης βρεθήκαμε αργότερα (2005 Ls = 320deg) από ότι το 2003 (Ls = 250deg.). Οι πιο όμοιες αντιθέσεις του παρελθόντος από κάθε κύκλο 15 ή 17 ετών από το τέλος του 19ου αιώνα και εντεύθεν, είναι: 1894, 1911, 1926 (οι εγγύτερες από άποψη εποχιακής ημερομηνίας), 1941, 1943, 1958, 1973 και (Για τις τελευταίες τρεις από αυτές το Ls την στιγμή της αντίθεσης ήταν 329deg., 307deg. και 340deg. αντίστοιχα.) (Richard McKim, Observing Mars in 2005, διαθέσιμο στο: Εικόνα 9. Απόψεις του πλανήτη Άρη το 1926 από το αστεροσκοπείο του Lowell. Οι δύο πρώτες από αριστερά αποτελούν άποψη της ίδιας ημέρας με διαφορετικά φίλτρα. Η πρώτη με κίτρινο φίλτρο και η δεύτερη με μπλε. Η Τρίτη εικόνα είναι μία άποψη του πλανήτη αρκετά μετά την αντίθεση. (Earl C. Slipher, Mars The photographic story, Plate XIV p.97, Plate XXXVII p. 143.)

15 Το 2005 ο Άρης έφτασε σε αντίθεση με τον Ήλιο ενώ βρισκόταν στον αστερισμό του Κριού 15.6deg. από τον ουράνιο Ισημερινό. Έτσι, ο πλανήτης βρέθηκε 32deg. υψηλότερα στον ουρανό από ότι ήταν κατά την διάρκεια της αντίθεσης του Το φως του Άρη έφτανε στα τηλεσκόπιά μας δια μέσου μίας συντομότερης διαδρομής μέσα από την ατμόσφαιρα της Γης οπότε είχαμε οξύτερα είδωλα του πλανήτη. Εικόνα 10. Σχέδια του πλανήτη το 1926 του Ευγένιου Αντωνιάδη από το αστεροσκοπείο της Meudon με το διαμέτρου 83εκ. μεγάλο διοπτρικό τηλεσκόπιο. (E. M. Antoniadi, The planet Mars, Plate 9, p.325)

16 Η μεγαλύτερη προσέγγιση του πλανήτη προς την Γη συνέβη στις 04h 21m U.T στις 30 Οκτωβρίου του 2005 όπου ο δίσκος έφτασε σε φαινόμενη διάμετρο τα 20.18arc sec. Από τις 20 Οκτωβρίου μέχρι τις 30 Οκτωβρίου ο πλανήτης ξεπέρασε τα 20arc sec. σε διάμετρο δίσκου. Από τις 10 Αυγούστου του 2005 έως τις 2 Ιανουαρίου του 2006 ο Άρης παρουσίασε ένα φαινόμενο μέγεθος μεγαλύτερο από 12arc sec. και αρκετά κοντά στην Γη για ενδελεχή παρατήρηση. (Jeffrey D. Beish, The Apparition of Mars, διαθέσιμο στο: Εικόνα 12. Απόψεις του πλανήτη το 2005 από τον Δημήτρη Κολοβό με ένα C11 & ToU Cam Pro. Στις εικόνες 9 και 10, βλέπουμε αντίστοιχα φωτογραφικές και οπτικές παρατηρήσεις μίας πολύ συγγενικής εποχιακά αντίθεσης με αυτήν του 2005, αυτής του 1926, βλέπε επίσης και Πίνακα 1. Παρατηρήστε και πάλι την αδιανόητη εξέλιξη των καταγραφών (από το 1988) συγκρίνοντας τον μεσαίο δίσκο της εικόνας 12 με την Εικόνα 6Β, καθώς απεικονίζουν τις ίδιες περιοχές. Είναι εξαιρετική η απόδοση της Βόρειας Πολικής Νέφωσης η οποία φαίνεται σε μεγέθυνση στο κάτω μέρος της εικόνας καθώς, μπορούμε να διαχωρίσουμε διαφορετικά επίπεδα στο μέτωπο των νεφών (διαφορετικής λαμπρότητας) όπως και διαφορετικές συσσωματώσεις νεφών σε άλλα σημεία!

17 2. Μεθοδολογία Α. Μεθοδολογία Παρατήρησης. Οι μετρήσεις του εύρους της Νότιας Πολικής Επικάλυψης έγιναν σε ψηφιακές εικόνες οι οποίες είχαν την ίδια μεθοδολογία λήψης. Όλοι οι παρατηρητές χρησιμοποίησαν κατοπτρικά τηλεσκόπια είτε Νευτώνειου τύπου είτε καταδιοπτρικά (SCT) με μόνον μία καταγραφή να έχει γίνει με διοπτρικό τηλεσκόπιο. Είναι χαρακτηριστικό ότι το 91% των παρατηρήσεων, έγινε από δύο διαφορετικούς παρατηρητές (Δημήτρης Κολοβός, Πέτρος Γεωργόπουλος) και μάλιστα με πανομοιότυπο εξοπλισμό (11" S.C.T και ToU Cam Pro&IR block filter). Σημαντικό είναι επίσης, ότι ένας παρατηρητής (Δημήτρης Κολοβός) ευθύνεται για το 81% του όλου δείγματος. Ο τρόπος λήψης των εικόνων ήταν σε πολύ ικανοποιητικό βαθμό ομοιογενής με αποτέλεσμα ένα κατά κύριο λόγο ομοιογενές στατιστικό δείγμα. Βέβαια, η συγκεκριμένη κάμερα (ToUcam Pro - Web cam. δεν είναι εξ αρχής κατασκευασμένη για επιστημονική χρήση. Γράφημα 1. Τα χαρακτηριστικά της φασματικής ευαισθησίας του φωτοευαίσθητου στοιχείου (CCD chip) ICX098 το οποίο χρησιμοποιείται στην πασίγνωστη κάμερα δικτύου, Phillips ToU. Απόκριση των φίλτρων στο chip της ToU με IR -Block στα 700nm Κόκκινο nm Πράσινο Μπλε nm nm Πίνακας 4. Φασματική απόκριση των φίλτρων της ToU με την χρήση του φίλτρου αποκοπής του υπέρυθρου.

18 Βλέποντας τις καταχωρήσεις του Πίνακα 4, όπως και το γράφημα 1, αντιλαμβανόμαστε ότι τα αποτελέσματα στο μπλε κανάλι "μολύνονται" από τα στοιχεία του πράσινου φάσματος από τα 550 έως τα 580nm κάτι το οποίο εξηγεί γιατί παραμένουν ορατά κάποια επιφανειακά χαρακτηριστικά του πλανήτη, ακόμη και με την χρήση ενός φίλτρου αποκοπής υπέρυθρου. Επίσης τα στοιχεία του κόκκινου καναλιού "μολύνονται" ελαφρά από την διαπερατότητα του κόκκινου μέχρι τα 450nm. Εξετάζοντας περαιτέρω τα στοιχεία που αφορούν τον τρόπο με τον οποίο το chip της ToU διαβάζει τα στοιχεία αντιλαμβανόμαστε ότι το σήμα στο πράσινο κανάλι είναι κυριολεκτικά διπλάσιο από αυτό στο κόκκινο ή στο μπλε. (Στέλλας Ι, Η χρήση των φίλτρων στην οπτική και ψηφιακή παρατήρηση των πλανητών, ΠΑΡΑΤΗΡΗΣΙΑΚΗ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑ, ΤΟΜΟΣ 1, ΤΕΥΧΟΣ 2, 2007, Σ. 37) Και το κυριότερο, το κόκκινο κανάλι, μολύνεται από στοιχεία του πράσινου, με αποτέλεσμα η Πολική επικάλυψη να εμφανίζεται αλλοιωμένη καθώς η ατμόσφαιρα του Άρη είναι απολύτως διαφανής (εξαιρώντας τα νέφη σκόνης) μόνο στο κόκκινο φως. Αυτή θα μπορούσε να θεωρηθεί μία μεθοδολογική ατέλεια. Υπάρχει τρόπος διόρθωσης αυτού του προβλήματος. Περισσότερες πληροφορίες ως προς το πώς μπορούν να γίνουν αξιόπιστες χρωματομετρικές καταγραφές στον πλανήτη Άρη με την συγκεκριμένη κάμερα, παρέχονται στο ετήσιο τεύχος του Συλλόγου Ερασιτεχνικής Αστρονομίας "ΠΑΡΑΤΗΡΗΣΙΑΚΗ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑ", ΤΟΜΟΣ 1, ΤΕΥΧΟΣ 2, 2007, σ. 37. Συγκεντρώθηκαν εν συνόλω 103 ψηφιακές εικόνες του πλανήτη Άρη οι οποίες κάλυψαν τις δύο περιηλιακές αντιθέσεις 2003 και Ο Πίνακας 1, δίνει μία συνοπτική εικόνα. Παρατηρητής Γεωργόπουλος Πέτρος Εμανουηλίδης Κωνσταντίνος Καρδάσης Μάνος/ Γεωργόπουλος Πέτρος Κολοβός Δημήτρης Μπελιάς Ιωάννης Στρίκης Ιάκωβος Χασιώτης Ηλίας Σύνολο Εξοπλισμός 2003 Αριθμός 11" S.C.T 10 &ToU Cam 6" Eq. Refl. 2 &ToU Cam 8" S.C.T & ToU 1 Cam 2005 εικόνων -- 11" S.C.T &ToU Cam 6" Eq. Refl. &Unibrain Fire i cam 6" Eq. Refr. -- 5"Mak & Atik 1-c 2003 Ημέρες Παρατήρησης Πίνακας 2. Φαίνονται οι παρατηρητές οι οποίοι προσκόμισαν παρατηρήσεις του πλανήτη Άρη για τις περιόδους των αντιθέσεων 2003 και Αναφέρεται ο εξοπλισμός τους, η τεχνική και ο αριθμός των εικόνων όπως και οι ημέρες παρατήρησης ανά παρατηρητή και τα γενικά σύνολα.

19 Β. Μεθοδολογία μετρήσεων και υπολογισμού του εύρους της Νότιας Πολικής Επικάλυψης. 1) Μεθοδολογία μετρήσεων. Εδώ, πρακτικά αναφερόμαστε σε μία διαδικασία η οποία προσιδιάζει στην μικρομετρική παρατήρηση των πολικών περιοχών του Άρη. Η μέτρηση της Νότιας Πολικής Επικάλυψης (Ν.Π.Ε) του Άρη, εγκυμονεί διάφορες δυσκολίες και σίγουρα είναι πολύ πιο δύσκολη και απαιτητική διαδικασία από αυτήν της Βόρειας Πολικής Επικάλυψης (Β.Π.Ε). Μπορούμε να μετρήσουμε την (Β.Π.Ε) σε μία από Βορά προς Νότο διεύθυνση (επάνω στον Κεντρικό Μεσημβρινό) και ο κύριος λόγος είναι ότι αυτή βρίσκεται συμμετρικά τοποθετημένη σε σχέση με τον άξονα περιστροφής του πλανήτη με μία μόνο μικρή απόκλιση της τάξεως του 1deg. Το τελευταίο "απομεινάρι" της Ν.Π.Ε δεν εντοπίζεται στον Νότιο Αρεογραφικό Πόλο αλλά τοποθετείται κάπου 6.5deg. μακριά σε Αρεογραφικό Πλάτος Areographic Latitude lat = 83.5deg S. και Αρεογραφικό μήκος CML = 30deg. W, με αποτέλεσμα ο προηγούμενος τρόπος προσέγγισης να δίνει αποτελέσματα τα οποία δεν ανταποκρίνονται στην αντικειμενική έκταση της Ν.Π.Ε και ως εκ τούτου παράγουν αναληθή στοιχεία. Ο ενδεδειγμένος τρόπος είναι η μέτρηση του εύρους της Ν.Π.Ε από Ανατολικά προς τα Δυτικά. Βέβαια αυτό προϋποθέτει την όσο το δυνατόν ακριβή εκτίμηση της θέσης του άξονα περιστροφής του πλανήτη επάνω στην εξεταζόμενη εικόνα. Ο άξονας περιστροφής κανονικά θα έπρεπε να είναι σημειωμένος σε κάθε εικόνα με την έννοια του ότι η κατεύθυνση του (P-F : Preceding Following - Προπορευόμενο Επόμενο) θα έπρεπε να είναι εκ των προτέρων γνωστή με την μέγιστη δυνατή ακρίβεια. Στον συγκεκριμένο τρόπο παρατήρησης (Web cam imaging) αυτό θα ήταν εφικτό μόνον εάν το πεδίο της κάμερας μπορούσε να προσανατολιστεί με το τηλεσκόπιο για το επιθυμητό αποτέλεσμα. Θα ήταν αρκετό ο άξονας του πεδίου της κάμερας να είναι ευθυγραμμισμένος με τον άξονα Βοράς - Νότος της Γης. Αυτό πάλι θα απαιτούσε μία διαδικασία σταδιακής προσέγγισης του άξονα από κάθε παρατηρητή με την ακρίβεια που θα ήταν αναγκαία ώστε να επιτευχθεί μία πολύ καλή πολική ευθυγράμμιση κάτι που με την σειρά του αποτελεί μία εξαιρετικά επίπονη διαδικασία στην οποία ελάχιστοι θα προσχωρούσαν πρόθυμα. Κατ αυτόν τον τρόπο θα είχαμε σαν αποτέλεσμα μια εικόνα της οποίας ο προσανατολισμός θα ήταν γνωστός καθώς στις αστρονομικές εφημερίδες μας παρέχεται η γωνία της κλίσης του άξονα περιστροφής του πλανήτη {BAA (P), ALPO - (PAa)} η οποία μετράται από τον Γήινο Βορά και προς τα Ανατολικά. Στην συγκεκριμένη σειρά εικόνων δεν υπήρχε εκ των προτέρων σημειωμένη η διεύθυνση (P-F) εκτός από κάποιες εικόνες της αντίθεσης του 2005 (Δημήτρης Κολοβός) μετά από συνεννόηση με τον συγγραφέα. Υπήρξε μεγάλος προβληματισμός σε σχέση με το πώς θα μπορούσε να γίνει εφικτή μία εκτίμηση της θέσης του άξονα περιστροφής στις εικόνες, τέτοιας προσέγγισης όμως ώστε να είναι εφικτή η εξαγωγή αποτελεσμάτων με μία αποδεκτή διάχυση. Η ιδέα του συγγραφέα ήταν ότι μία καλή εκτίμηση θα μπορούσε να γίνει εάν μπορούσαν να χρησιμοποιηθούν σαν βάση, εικόνες από κάποιο από τα προγράμματα τα οποία παρέχουν τα φυσικά στοιχεία του πλανήτη.

20 Ο συγγραφέας επέλεξε το πρόγραμμα Mars previewer. Οι εικόνες αυτές παρέχουν την ακριβή θέση του άξονα του πλανήτη όπως και την τοποθέτηση, τα ακριβή όρια και την ποσόστωση της φάσης του Άρη. Μία προσπάθεια ταυτοποίησης της πραγματικής εικόνας σαν δεύτερο επίπεδο (layer) μέσα στο πρόγραμμα Photoshop CS2 V 9.0 και στην συνέχεια περιστροφής της έως ότου βρεθεί στην σωστή θέση, θα μπορούσε να δώσει την επιθυμητή προσέγγιση. Βέβαια, είναι αυτονόητο ότι οι ψηφιακές εικόνες που επρόκειτο να μετρηθούν ήταν αναγκαίο να υποστούν μία διαδικασία μετατροπής, για την περαιτέρω επεξεργασία τους. Οι εικόνες εξέρχονται από την web cam σε μικρή ανάλυση της τάξεως των 72dpi (640x480) και δυστυχώς οι εικόνες οι οποίες έφτασαν στα χέρια του συγγραφέα δεν ήταν σε κάποια μορφή ( Raw ή tiff ) ώστε να μην υπεισέρχονται στο πεδίο ιδιαίτερες αλλοιώσεις μετά από μεγέθυνση της εικόνας. Οι εικόνες ήταν σε μορφή ( jpg ) κάτι που σαφώς δεν διευκόλυνε την περαιτέρω διαδικασία. Εικόνα 13. Φαίνονται (Α) η ψηφιακή εικόνα προσανατολισμένη σε σχέση με τον πραγματικό άξονα περιστροφής του πλανήτη και τα τρία διαφορετικά επίπεδα (layers) σε σχετική μεταξύ τους διαφάνεια ώστε να μπορούν να γίνουν αντιληπτά. (Β) Η εικόνα από το Mars previewer η οποία αντιστοιχεί στον χρόνο παρατήρησης της εικόνας:(γ) και (Δ) το δικτύωμα (overlay graticule) το οποίο αντιστοιχεί στην τιμή του [Tilt (BAA) ή De (ALPO)].

21 Αποφασίστηκε η περαιτέρω χρήση και ενός τρίτου επιπέδου εικόνας. Μεγάλη βοήθεια υπήρξε η χρήση δικτυωμάτων (overlay graticules) τα οποία παρέχουν ακρίβεια ανάγνωσης σε Αρεογραφικό Πλάτος της τάξεως των 1deg, αντίστοιχα παρέχουν ακρίβεια ανάγνωσης σε Αρεογραφικό μήκος της τάξεως των 5deg. Επιπλέον, τα δικτυώματα κάλυπταν την διαφορετική κλίση του άξονα του Άρη προς την Γη, αναπαριστώντας με εξαιρετική ακρίβεια μάλιστα τον βαθμό της κλίσης του Νοτίου ημισφαιρίου προς την Γη και κατ επέκταση προς τον Ήλιο. Παρέχονται για κάθε 2deg. κλίσης του άξονα από 0deg. έως και 26deg. και χρησιμοποιείται το εγγύτερο σε σχέση με την τιμή αυτής της ποσότητας. Στην εικόνα 13 του παραδείγματος, η τιμή του Tilt ήταν -19deg., με το αρνητικό πρόσημο να δηλώνει την κλίση του Νοτίου ημισφαιρίου προς την Γη. Εδώ μπορούμε να χρησιμοποιήσουμε το δικτύωμα το οποίο δηλώνει κλίση -18deg. ή -20deg. Βέβαια, πρώτα, θα έπρεπε όλες οι εικόνες να έχουν την ίδια κλίμακα μεγέθους και να έχουν ένα όνομα αρχείου το οποίο να επιτρέπει την περαιτέρω επεξεργασία και μέτρηση. Επιλέχθηκε το όνομα αρχείου να είναι τέτοιο ώστε να μεταφέρει ως πληροφορία όλα τα απαραίτητα στοιχεία για τα διαφορετικά βήματα της διαδικασίας. Ας δούμε το όνομα αρχείου το οποίο αναφέρεται στην παρατήρηση της εικόνας 14 (βλέπε επόμενη σελίδα). { _25914_207_34863_08869} Από δεξιά προς τα αριστερά, έχουμε χρόνος (03) / Μήνας (06) /Ημέρα (22) / Ώρα U.T (02) / Πρώτα λεπτά (29) / ) / Central Meridian Longitude - CML (259.24deg). / Ls (207deg.) / P (348.63) / Phase (0.8869). Όλες οι εικόνες απόκτησαν ανάλογο όνομα αρχείου και αφού έγιναν οι απαραίτητες μετατροπές όπως αναφέρεται πιο κάτω, καταρτίστηκαν κατάλογοι απαραίτητοι για την οργάνωση των βημάτων υπολογισμού του εύρους της Ν.Π.Ε. Η πρώτη μετατροπή ήταν το μέγεθος των εικόνων όπου έγινε ταυτόσημη στα 300dpi. Μετά αποφασίστηκε σε αυτήν την ανάλυση η διάμετρος του δίσκου να είναι 50mm ή περίπου 600pixels. Η τελική εύρεση του άξονα περιστροφής του πλανήτη όπως καταλαβαίνουμε απαιτούσε αμοιβαίες περιστροφές των επιπέδων αυτών της τελικής εικόνας. Έχοντας τις εικόνες α) Εικόνα previewer ως βάση. β) Εικόνα παρατήρησης. γ) Εικόνα δικτυώματος. Διατηρούμε σταθερή την α, ενώ μεταφέρουμε ή και περιστρέφουμε γύρω από το κέντρο τους τις β και γ, με γνώμονα την ταύτιση αφ ενός με τα όρια της εικόνας του mars previewer, αφ ετέρου με την ταυτοποίηση του δικτυώματος με τις συντεταγμένες κάποιου πιθανά γνωστού σχηματισμού της β, όσο το δυνατόν σε απόσταση από τον Κεντρικό Μεσημβρινό (Κ.Μ). Επίσης, άλλος ή και κάποιες φορές παράλληλος και συμπληρωματικός τρόπος εκτίμησης του άξονα περιστροφής υπήρξε η ταύτιση της β με την φάση η οποία διαγραφόταν καθαρά σε έκταση και προσανατολισμό (γωνία) στην α. Όλες οι προηγούμενες κινήσεις γίνονται με ταυτόχρονη ρύθμιση της διαφάνειας (transparency) των διαφόρων επιπέδων (layers) της εικόνας Μέσα από αυτήν την διαδικασία, υπήρξε ικανοποιητική εκτίμηση του άξονα περιστροφής. Η καθ αυτό μέτρηση της έκτασης της Ν.Π.Ε έγινε επάνω στις σύμφωνα με τα προηγούμενα διαμορφωμένες εικόνες με το [measure tool] στο Photoshop CS2.

22 Η δυσκολία της επιλογής του σημείου έναρξης της μέτρησης ήταν μεταβαλλόμενη ανάλογα με την ποιότητα της εικόνας και φυσικά το αρχικό μέγεθος του δίσκου. Όπου υπήρχε μεγάλη αμφιβολία για το ακριβές σημείο έναρξης της μέτρησης γινόταν μέσος όρος εκτιμήσεων. Σύμφωνα με τις οδηγίες του R.Mc. Kim, εξαιρούνται της μέτρησης, εμφανώς αποκομμένα τμήματα από την Ν.Π.Ε.(R. Mc Kim, Martian latitude and longitude measurements, J. Br. Astron. Assoc. 106, 6, 1996) Εικόνα 14. Φαίνεται ο τρόπος με τον οποίο γίνονται οι μετρήσεις επάνω στις εικόνες. Το ευθύγραμμο τμήμα ΑΒ, δηλώνει το εύρος της Ν.Π.Ε σε mm και μετράται κάθετα από το σημείο έναρξης. Δηλ. η γωνία (α)ο Β = 90deg. Ουσιαστικά, μετράμε κατά την διεύθυνση Ανατολικά Δυτικά, όταν μετράμε κάθετα στον υπό εκτίμηση άξονα περιστροφής.

23 2) Ο υπολογισμός της έκτασης της Πολικής Επικάλυψης. Όπως αναφέρθηκε και πιο πάνω, αυτού του τύπου η μέτρηση της Ν.Π.Ε είναι πρακτικά η ίδια με την μικρομετρική καταγραφή του εύρους της. Η διαφορά είναι ότι αντίθετα με την φοβερά επίπονη διαδικασία της μικρομετρικής παρατήρησης στο τηλεσκόπιο, την οποία ο βετεράνος Αμερικανός ερασιτέχνης αστρονόμος Jeff Beish έχει περιγράψει ως τόσο ευχάριστη όσο το να υφίσταται κάποιος σφράγισμα δοντιού χωρίς την απαραίτητη τοπική αναισθησία, η μέτρηση εδώ γίνεται στον υπολογιστή σε μία σταθερή ψηφιακή εικόνα, πολλές φορές εντυπωσιακής ανάλυσης. Επίσης, οι Πολικές επικαλύψεις γενικώς, βρίσκονται κοντά στο χείλος και ως εκ τούτου εμφανίζουν ιδιαίτερη παραμόρφωση καθώς βρίσκονται επάνω σε μία σφαιρική επιφάνεια. Εικόνα 15. Η φόρμουλα η οποία χρησιμοποιείται στον υπολογισμό του Αρεογραφικού Πλάτους της Πολικής Επικάλυψης του Άρη για διαφορετικές σχέσεις ανάμεσα στον άξονα περιστροφής και την γωνία θέσης της αλλοίωσης της φάσης (Position Angle of Phase defect). Το "k" είναι το ποσοστό του δίσκου το οποίο είναι φωτισμένο. Επιπλέον τις περισσότερες φορές ενδιαφερόμαστε να μετρήσουμε την Π.Ε κατά την διάρκεια και μετά από την φάση της αστραπιαίας μείωσης, όπου η Π.Ε θα έχει μία πολύ μικρή έκταση από Βόρεια προς τα Νότια. Τελικά, σε υψηλά (Βόρεια ή Νότια) Πλάτη, μικρές αλλαγές στην από Βορά προς Νότο μέτρηση της Π.Ε καταλήγουν σε μεγάλες διαφορές στις υπολογισμένες θέσεις του χείλους της. Πράγματι, πολλές αναφορές στις οποίες οι Πολικές επικαλύψεις του Άρη μετρήθηκαν με αυτόν τον τρόπο εμφανίζουν μεγάλη διάχυση αποτελεσμάτων. Για να αποφύγουμε ή τουλάχιστον να ελαχιστοποιήσουμε αυτά τα προβλήματα μετράμε τις Πολικές Επικαλύψεις του Άρη κατά μήκος της από ανατολικά προς τα Δυτικά έκτασής τους (AC) όπως φαίνεται στην εικόνα 15. Αγνοώντας την ελάχιστη απόκλιση του δίσκου του Άρη από την σφαίρα (1/192) το Αρεοκεντρικό Πλάτος (Β) του χείλους της Επικάλυψης μπορεί να υπολογιστεί από την σχέση

24 Β = cos ¹ AC/PD (1) Όπου το PD είναι η πολική διάμετρος του πλανήτη και εκφράζεται στις ίδιες μονάδες με το AC. Το PD μπορεί να μετρηθεί άμεσα ή να εξαχθεί από τις Αστρονομικές εφημερίδες και την σταθερά του μικρομέτρου όταν η διαδικασία γίνεται με την μορφή μικρομετρικής παρατήρησης. Στη συγκεκριμένη περίπτωση των μετρήσεων που διεξήχθησαν από τον συγγραφέα, όπως αναφέρθηκε και ενωρίτερα όλες οι εικόνες, με τις ήδη γνωστές προδιαγραφές μεγέθους (300dpi), είχαν μέγεθος ακριβώς 50mm. Η σχέση (1) όμως είναι σωστή μόνον όταν ο Άρης βρίσκεται κοντά στη αντίθεση όταν δεν υπάρχει αξιοσημείωτη φάση. Σε άλλες περιπτώσεις ο κόκκινος πλανήτης εμφανίζει αξιοσημείωτη φάση η οποία μάλιστα αναλογεί σε περισσότερο από το 15% του δίσκου όταν ο Άρης βρίσκεται κοντά στον τετραγωνισμό του (quadrature). Ως εκ τούτου, μέρος της Π.Ε παραμένει κρυμμένο από την διαχωρίζουσα της φάσης και δεν μπορεί να μετρηθεί. Το ποσοστό του δίσκου το οποίο φαίνεται φωτισμένο σε κάθε χρονική στιγμή από την Γη δίνεται από τις αστρονομικές εφημερίδες, και συγκεκριμένα στο "Astronomical Almanac" αναφέρεται ως (k). Για να διορθώσουμε ανάλογα με την φάση, απλά διαιρούμε το παρατηρούμενο εύρος της Π.Ε (BC) με το k (βλέπε Εικόνα 15). AC = BC/k (2) Αυτή υπήρξε και η κλασική μέθοδος υπολογισμού της διόρθωσης φάσης. Εν τούτοις, για κάποιο χρονικό διάστημα υπήρξε προβληματισμός από το γεγονός ότι η φόρμουλα (2) έχει ισχύ μόνον όταν η γωνία θέσης του άξονα του πλανήτη Άρη (Position angle of Mars s axis paa) είναι ακριβώς κάθετη προς την γωνία θέσης της αλλοίωσης της φάσης (Position angle of phase defect pad). Αυτή η συνθήκη η οποία παρουσιάζεται στην Εικόνα 15 Γ, επίσης εμφανίζεται όταν η γωνία πρόσπτωσης του Ηλίου στον φαινόμενο Ισημερινό του Άρη (Angle of Incidence of the Sun to the apparent Martian equator), είναι 0deg. (βλέπε Εικόνα 16) Η τιμή του is, υπολογίζεται ως εξής is = 270deg. - (pad paa), (Πριν από την Αντίθεση, Β.Π.Ε) (3a) is = pad (paa + 270deg.), (Πριν από την αντίθεση, Ν.Π.Ε) (3β) is = 90deg. (pad paa), (Μετά από την αντίθεση, Β.Π.Ε) (4α) is = pad (paa + 90deg.), (Μετά από την αντίθεση, Ν.Π.Ε) (4β)

25 Εικόνα 16. Α. Η γωνία πρόπτωσης του Ηλιακού φωτός σε σχέση με τον φαινόμενο Ισημερινό του Άρη, is, είναι 0. Β. Η εικόνα αυτή δείχνει την σχέση ανάμεσα στην φάση του Άρη, τον άξονά του και τον Βορά της Γης. Εδώ βλέπουμε τον Άρη μετά την αντίθεση.* Γ. Εδώ η γωνία is, είναι αρνητική και μεγαλύτερο μέρος της επικάλυψης καλύπτεται από την φάση η οποία θα υπολογιζόταν από την εξίσωση (2) Δ. Η γωνία is, είναι θετική και λιγότερο μέρος της Π.Ε καλύπτεται από την φάση από αυτό που θα υπολογίζαμε από την εξίσωση (2).

26 * Η γωνία θέσης του άξονα περιστροφής του Άρη (paa) είναι 20deg. μετρημένη από τον ουράνιο Βορά (celestial North) προς την Γήινη Ανατολή (terrestrial East). Η γωνία θέσης της αλλοίωσης φάσης (pad) είναι 290deg. Η γωνία πρόσπτωσης (angle of incidence) του Ηλιακού φωτός προς τον φαινόμενο Ισημερινό του Άρη, is, μπορεί τότε να υπολογιστεί από την εξίσωση (3) is = 270deg. (290deg.- 20deg). is = 0deg. και η φαινόμενη έκταση της Πολικής επικάλυψης μπορεί να υπολογιστεί από την εξίσωση (2) AC = BC/k. Μία πιο προσεκτική ματιά στις εικόνες 16 Α,Β, και Γ αποκαλύπτει ότι όταν το is είναι θετικό, μικρότερο μέρος της Π.Ε θα σκιάζεται. Εάν είναι αρνητικό, μεγαλύτερο μέρος της επικάλυψης θα σκιάζεται από την αλλοίωση φάσης η οποία θα υπολογιζόταν από την εξίσωση (2). Οι γωνίες θέσης (Position angles) "paa" και "pad" μπορούν να βρεθούν από το Astronomical Almanac. Μία άλλη πηγή σφαλμάτων στον υπολογισμό του Αρεογραφικού Πλάτους του χείλους των Π.Ε προκύπτει από το γεγονός του ότι καθώς ο εκάστοτε πόλος θα παίρνει μία όλο και μεγαλύτερη κλίση προς την Γη η επικάλυψή του θα σκιάζεται όλο και λιγότερο και πάλι καθιστώντας την εξίσωση (2) λιγότερο ακριβή. (βλέπε Εικόνα 17) Εικόνα 17 Αυτή η εικόνα παρουσιάζει την επίδραση της μεταβαλλόμενης κλίσης του άξονα περιστροφής του Άρη προς τον Ήλιο (Ds) στην ορατότητα της Β.Π.Ε. Σε αυτό το παράδειγμα, όταν το Ds = +24deg. όλη η έκταση της Π.Ε είναι ορατή, και το BC = AC. Δεν χρειάζεται επομένως καμία διόρθωση φάσης.

27 Αυτές οι διαφοροποιήσεις της γωνίας φάσης είναι ελάσσονος σημασίας και γενικά κάποιος θα μπορούσε να χρησιμοποιήσει την εξίσωση (2) και να πάρει ένα αρκετά ακριβές αποτέλεσμα για το Πλάτος της Π.Ε. Εν τούτοις, όταν ο Άρης βρίσκεται κοντά στον τετραγωνισμό του (quadrature) μπορούν να προκύψουν συστηματικά σφάλματα μέχρι και της τάξεως των 6deg. στον υπολογισμό του Αρεοκεντρικού Πλάτους του χείλους. Γι αυτόν τον λόγο ακριβώς οι υπεύθυνοι παρατηρήσεων της A.L.P.O προσπάθησαν να συμπεριλάβουν αυτές τις επιρροές από τις ελάσσονες γωνίες φάσης που προαναφέραμε σε ένα μαθηματικό μοντέλο. Αρχικά, θεωρήθηκε ότι αμφότερες, η γωνία πρόσπτωσης του Ηλιακού φωτός (apparent solar incidence angle, is και η απόκλιση της Γης στον ουρανό του Άρη (De) ήταν οι σημαντικές μεταβλητές στην δημιουργία αυτού του μοντέλου. Μετά από προσεκτική ανάλυση του προβλήματος ο Jeffrey Beish βρήκε ότι η απόκλιση του Ηλίου (Ds) στον ουρανό του Άρη, και ως εκ τούτου η γωνία του Ηλίου στον πραγματικό Ισημερινό του αποτελεί τον μεγαλύτερο παράγοντα προσδιορισμού των επιρροών της φάσης. Οι διορθώσεις είναι ανεξάρτητες από το (De) καθώς οι σχετικές θέσεις της Γης και του Άρη δεν έχουν καμία επίδραση στην σχέση της Πολικής Επικάλυψης και της διαχωρίζουσας της φάσης. Αυτές οι τροχιακές σχέσεις, σε συνδυασμό με την αξονική κλίση του Άρη, πραγματικά καθορίζουν το ποίος Πόλος και πόσο μεγάλη φάση είναι ορατή από την Γη. Ας δούμε τώρα τις εξισώσεις των γωνιών φάσης. Η φάση του Άρη (k) είναι ο λόγος του φωτισμένου μέρους της Ισημερινής διαμέτρου προς την Ισημερινή διάμετρο. Αν και η τιμή του μπορεί να βρεθεί στο Astronomical Almanac ο υπολογισμός αυτής της μεταβλητής φαίνεται εδώ καθώς έτσι αποσαφηνίζονται οι εξισώσεις του Jeffrey Beish. k = (1+cosi) / 2 (5) Όπου i είναι η γωνία της φάσης, ή "phase angle" η οποία παρέχεται στο Astronomical Almanac. Αυτή είναι η γωνία Ηλίου Άρη- Γης (Εικόνα 18) όπως προκύπτει από την ακόλουθη εξίσωση: i = arccos {(r² + d² - R²)/2dR} (6) Όπου: r είναι η απόσταση των κέντρων (radius vector) του Άρη και του Ηλίου. d είναι η απόσταση του Άρη από την Γη (πάντοτε σχεδόν εκφρασμένη σε αστρονομικές μονάδες). Όταν αυτή η τιμή και η γωνία πρόσπτωσης (incidence angle is) στην εξίσωση 3α ή 3β ανάλογα με το εάν μελετάμε την Β.Π.Ε ή την Ν.Π.Ε αντίστοιχα, είναι γνωστές μπορεί να υπολογιστεί η διορθωμένη φάση k'.

28 Εικόνα 18. Διάγραμμα της Γεωμετρίας Ηλίου Γης Άρη με την Αρεοκεντρική απόκλιση του Ηλίου D (S), και της Γης D (E). Σύμφωνα με τα προηγούμενα οι εξισώσεις για τον υπολογισμό του k' γίνονται: Β.Π.Ε πριν από την Αντίθεση και εάν το Ιs > 0deg. k' = (1+cosi)/(1+cosIs) ή εάν το Is < 0deg. k' = {(1+cosi)(1+cosIs)}/4 B.Π.Ε μετά από την αντίθεση και εάν το Is > 0deg. k' = {(1+cosi)(1+cosIs)}/4 ή εάν το Is < 0deg. k' = (1+cosi)/(1+cosIs) (7α) (7β) (7γ) (7δ) Ν.Π.Ε πριν από την αντίθεση και εάν το Ιs > 0deg. ή εάν το Is < 0deg. Ν.Π.Ε μετά από την αντίθεση και εάν το Ιs > 0deg. ή εάν το Is < 0deg. (8α) (8β) (8γ) (8δ) k' = {(1+cosi)(1+cosIs)}/4 k' = (1+cosi)/(1+cosIs) k' = (1+cosi)/(1+cosIs) k' = {(1+cosi)(1+cosIs)}/4 Όταν ο Άρης βρίσκεται κοντά στην αντίθεση, η αλλοίωση της φάσης φαίνεται να περνάει πίσω από τον πόλο στην διαδρομή του προς την άλλη πλευρά του πλανήτη. Σε αυτήν την φάση ο δίσκος του Άρη φωτίζεται σε ποσοστό > του 99% (k > 0.99) οπότε η επιρροή της φάσης γίνεται αμελητέα και θα έπρεπε να αγνοηθεί. Σε αυτήν την περίπτωση θα έπρεπε να χρησιμοποιηθεί η εξίσωση (1). Τώρα που έχει προσδιοριστεί το ποσοστό που επηρεάζει την πολική επικάλυψη (k') μπορούμε να ξαναγράψουμε την εξίσωση (2). AC = BC/k' (9) Ο συγγραφέας χρησιμοποίησε τις εξισώσεις : (1), (3β), (4β), (8α), (8β), (8γ), (8δ), (9) για τον υπολογισμό του Αρεοκεντρικού Πλάτους Β της Ν.Π.Ε.

29 Ομοίως, έχουμε, από την συνήθη εξίσωση της σφαιρικής Γεωμετρίας, ότι το εύρος της Ν.Π.Ε σε μοίρες υπολογίζεται από την εξίσωση: W = 2sin ¹ (AC/PD) (10) Ομοίως χρησιμοποιώντας τις (10), (3β), (4β), (8α), (8β), (8γ), (8δ), (9) θα έχουμε και το εύρος της Ν.Π.Ε. (Thomas A. Dobbins, Donald C. Parker, Charles F. Capen, Introduction to OBSERVING AND PHOTOGRAPHING THE SOLAR SYSTEM, 15.9 Martian Polar Cap Measurements, Phase Angle Equations. p ) (Richard McKim, Martian latitude and longitude measurements, p. 334) 3. Ανάλυση. Α) Γενικότητες, παρατηρησιακή ροή Αρχικά, θα έπρεπε να έχουμε μία συνοπτική εικόνα της ροής των δεδομένων και γενικά του τρόπου με τον οποίο διαμορφώνεται η παρατηρησιακή δραστηριότητα στην χρονική περίοδο που διήρκεσε η μελέτη. Το 2003, οι παρατηρήσεις καλύπτουν το χρονικό διάστημα από 5 Ιουνίου 2003 με μέγεθος δίσκου 12.8arc sec. έως 5 Δεκεμβρίου 2003 με μέγεθος δίσκου 10.63arc sec. Ls = 197deg. 311deg. Το 2003, βλέπουμε ότι παρατηρήθηκε περίπου το 80% της Άνοιξης του Νοτίου ημισφαιρίου και το πρώτο περίπου μισό (46%) του Φθινοπώρου του. To 2005 αντίστοιχα καλύπτεται το χρονικό διάστημα 3 Μαΐου 2005 με μέγεθος δίσκου 6.8arc sec. έως 26 Οκτωβρίου 2005 με μέγεθος δίσκου 20 arc sec. Ls = 205deg. 313deg. Εδώ μελετήθηκαν περίπου τα 2/3 (65%) της Άνοιξης και πάλι περίπου το μισό του Φθινοπώρου (48%). Το σύνολο των παρατηρήσεων χωρίστηκε σε ομάδες οι οποίες περιελάμβαναν *5deg. σε Ls και αποτέλεσαν και τα σημεία της καμπύλης μείωσης για κάθε περίοδο. *Οι μετρήσεις που αφορούσαν κάθε συγκεκριμένη εικόνα παρατήρηση οργανώθηκαν σε ομάδες (bin) ανά 5deg. σε Ls. πχ: οι παρατηρήσεις των οποίων η τιμή του Ls κυμάνθηκε από 171 έως 175 ως (173) ή 176 έως 180 ως (178) αποτέλεσαν μία ομάδα και ως εκ τούτου ένα σημείο στην καμπύλη μείωσης. Τα ίδια εποχιακά σημεία έχουν επιλεγεί για όλα τα γραφήματα ώστε τα αποτελέσματα να είναι συγκρίσιμα σε ταυτόχρονα γραφήματα. Τα γραφήματα τα οποία περιείχαν καταγραφές με βάση π.χ. αριθμός ημερών απόσταση από κομβικά σημεία (Εαρινή Ισημερία) μετατράπηκαν σε συμβατά με τα προηγούμενα γραφήματα με αυτόν τον τρόπο.

30 Γράφημα 2. Παρατηρούμε μία συνοπτική εικόνα της μεταβολής του φαινόμενου μεγέθους του δίσκου και της ροής των παρατηρήσεων για τις δύο υπό μελέτη αντιθέσεις. Στο Γράφημα 2, έχουμε μία πολύ καλή εικόνα της παρατηρησιακής δραστηριότητας στην μονάδα του χρόνου, που σε αυτή την περίπτωση καταγράφεται ως το εποχιακό σημείο, δηλ. η τιμή του Ls. Είναι απόλυτα φυσικό να αναμένουμε την μεγαλύτερη ροή παρατηρήσεων παράλληλα με ένα μεγάλο φαινόμενο μέγεθος δίσκου. Οι παρατηρητές, το 2003, σε αναμονή του μεγαλύτερου δυνατού φαινόμενου δίσκου του πλανήτη Άρη, έδωσαν την μεγαλύτερη ροή παρατηρήσεων σε σύμπτωση με τον μέγιστο δίσκο, ο οποίος συνέπεσε και με την πιο ενδιαφέρουσα στιγμή της μείωσης της Ν.Π.Ε, την στιγμή της αστραπιαίας μείωσης, ανάμεσα στις τιμές του Ls από 240deg. έως 250deg. Η εποχή αυτή ήταν προς το τέλος Αυγούστου του 2003 κάτι που βοήθησε στην παραγωγή εικόνων λόγω σχετικής σταθερότητας της ατμόσφαιρας.

31 Στο Γράφημα 2 ο κάθετος άξονας καταγράφει αφ ενός, το μέγεθος του δίσκου σε arc sec. αφ ετέρου τον αριθμό των παρατηρήσεων, ο δε οριζόντιος άξονας καταγράφει το εποχιακό σημείο βάσει της ομαδοποίησης στην οποία έγινε αναφορά ενωρίτερα (seasonal point in deg. Ls). Στην μπλε σκούρα καμπύλη βλέπουμε τον αριθμό των παρατηρήσεων που συνιστούν το κάθε σημείο της καμπύλης μείωσης του Αυτού του είδους η απεικόνιση μπορεί να μας δώσει μία εικόνα του βαθμού εμπιστοσύνης που μπορούμε να έχουμε στο συγκεκριμένο δείγμα. Δύο σημεία κοντά στο μέγιστο φαινόμενο μέγεθος (βλέπε Γράφημα 3) ταυτόχρονα την τιμή του Ls = 240deg. έως 250deg. εξάγονται από ικανό αριθμό παρατηρήσεων τέτοιο που να μας δίνει ένα υψηλό βαθμό εμπιστοσύνης όσον αφορά την πραγματική εικόνα της μείωσης στο δεδομένο σημείο. Τα υπόλοιπα σημεία, προκύπτουν από 3, 2 ή και 1 παρατηρήσεις με αποτέλεσμα να μην θεωρούνται σημεία αυξημένου βαθμού εμπιστοσύνης και ως εκ τούτου η αξία τους περιορίζεται στην καταγραφή της μορφής της μείωσης. Το προηγούμενο είναι σαφέστατα εμφανές εάν δούμε προσεκτικά το Γράφημα 3, το οποίο μας δίνει μία πιο ξεκάθαρη άποψη της ροής και εδικά του αριθμού των παρατηρήσεων για κάθε μέσο εποχιακό σημείο της καμπύλης μείωσης. Αντίθετα, το 2005, η παρατηρησιακή κίνηση κρίθηκε γενικά υποτονική, σε σχέση με αυτήν του Μία άποψη της δραστηριότητας δίνεται στο Γράφημα 2 από την μορφή της καμπύλης χρώματος μοβ. Εδώ προφανώς έπαιξε σημαντικό ρόλο το ότι η συγκεκριμένη αντίθεση έπονταν της πολυδιαφημισμένης του 2003 με μέγιστο μέγεθος δίσκου 20.1 arc sec. σαφώς λιγότερο εντυπωσιακό από το μέγιστο δυνατό των 25.1arc sec. Η διαφορά βέβαια ήταν, όπως έχει αναφερθεί και αλλού, ότι η θέση του πλανήτη για το Βόρειο ημισφαίριο ήταν πολύ πλεονεκτικότερη το 2005 καθώς την στιγμή της αντίθεσης η απόκλιση του δίσκου ήταν +16deg. (68deg. επάνω από τον ορίζοντα της περιοχής Αθηνών) με τον δίσκο του Άρη να βρίσκεται επάνω από τον Ουράνιο Ισημερινό από την στιγμή που το φαινόμενο μέγεθος του δίσκου άγγιξε τα 9arc sec. Αυτό ειδικά το τελευταίο είχε σαν αποτέλεσμα την παραγωγή εξαιρετικών εικόνων δεδομένου του φαινομένου μεγέθους, βλέπε εικόνα 12. Αντίστοιχα, η απόκλιση του Άρη το 2003 δεν πήρε θετικό πρόσημο (δηλ. δεν ανέβηκε ψηλότερα από τον Ουράνιο Ισημερινό παρά μετά τα μέσα του Δεκεμβρίου του 2003 (17/12/ deg) και ενώ ο δίσκος είχε πια συρρικνωθεί σε φαινόμενο μέγεθος της τάξεως των (9.5arc sec.) όταν ήδη και λόγω καιρικών συνθηκών ουσιαστικά είχε επέλθει το τέλος της παρατηρησιακής περιόδου για τους Έλληνες παρατηρητές. Ο δίσκος του Άρη το 2003 την ημέρα της αντίθεσης βρισκόταν κατά την διάβασή του από τον Μεσημβρινό για την περιοχή των Αθηνών μόλις περίπου 36deg. επάνω από τον τοπικό ορίζοντα αν και το μέγεθός του τότε σχεδόν υπερέβαινε τα 25arc sec. Γενικά όμως, όπως μπορούμε να δούμε καθαρά στο Γράφημα 3, τα σημεία της καμπύλης μείωσης για την αντίθεση του 2005 προκύπτουν όλα από λίγες μετρήσεις, καταγραφές με τον συνακόλουθο περιορισμό στην εξαγωγή ασφαλών συμπερασμάτων.

32 Γράφημα 3 Εδώ, φαίνεται με ακρίβεια, η ροή (αριθμός παρατηρήσεων στον κάθετο άξονα) ανά σημείο της καμπύλης μείωσης (εποχιακό σημείο σε Ls) στον οριζόντιο.

33 Β. Ανάλυση γραφημάτων Καμπύλες μείωσης. Η γνώση της ακριβούς έκτασης των Πολικών επικαλύψεων (Π.Ε) είναι ουσιώδης για την κατανόηση του κλίματος του πλανήτη Άρη και για τον εντοπισμό πιθανών διαφοροποιήσεων από χρόνο σε χρόνο*. * Από έτος σε έτος του Άρη. (Richard Mc kim, Martian Latitude and Longitude measurements, j. Br. Astron. Assoc. 106, 6, 1996, p. 333) Γράφημα 4 Η θέση του χείλους σε Αρεοκεντρικό Πλάτος της Ν.Π.Ε (deg) σε σχέση με το εποχιακό σημείο (Ls). Για την διεξαγωγή της μελέτης, καταρτίστηκαν γραφήματα αρχικά των αποτελεσμάτων για τις αντιθέσεις των 2003 και Η αλήθεια είναι ότι αμφότερα τα στατιστικά δείγματα ( ) είναι άμεσα συγκρίσιμα. καθώς είναι εξαγωγή ενός πανομοιότυπου τρόπου χειρισμού Δεδομένου του μικρού στατιστικού δείγματος, η διάχυση είναι η ελάχιστη δυνατή.

34 Στο Γράφημα 4, βλέπουμε καθαρά τον ρυθμό μείωσης της Νότιας Πολικής Επικάλυψης (Ν.Π.Ε) με την μορφή της καταγραφής του Πλάτους του χείλους της με βάση τις φόρμουλες που αναφέρθηκαν στο κεφάλαιο Β (2). Εδώ, καταγράφονται οι μετρήσεις για κάθε εποχιακό σημείο αμφοτέρων των αντιθέσεων. Το πρώτο πράγμα που οφείλουμε να παρατηρήσουμε είναι ότι ο ρυθμός της μείωσης δεν παρουσιάζει διαφορές ανάμεσα στις αντίστοιχες εποχές του Άρη σε αυτές τις αντιθέσεις. Χαρακτηριστικά, φαίνεται ότι θα μπορούσαν όλα τα στοιχεία να αποτελούν μετρήσεις της ίδιας παρατηρησιακής περιόδου. Οι μετρήσεις για το 2003 καλύπτουν τα σημεία Ls = 197deg. 311deg. ενώ για το 2005 από Ls = 205deg. 313deg. Όπως έχει ήδη ειπωθεί, η μελέτη αφορά την διαδικασία της μείωσης της Ν.Π.Ε κατά την διάρκεια της Άνοιξης Θέρους του Νοτίου ημισφαιρίου. Για το 2003 αλλά και το 2005 για τα εποχιακά σημεία έως και χονδρικά Ls = 230deg. παρατηρείται μία σχετικά μικρή ταχύτητα μείωσης, τυπική για τα πρώτα στάδια της Άνοιξης του Νοτίου ημισφαιρίου. Κάποιες φορές η μικρή αυτή ταχύτητα θεωρείται και ως επιβράδυνση της εξάχνωσης, πρέπει όμως να υπάρχει προσοχή ως προς την πιθανή εμφάνιση νεφών στα χείλη της Ν.Π.Ε όπου έχουν θεωρηθεί στο παρελθόν υπεύθυνες για την καταγραφή μεγαλύτερης έκτασης της Π.Ε και ως εκ τούτου της ενίοτε καταγραφείσας μικρότερης ταχύτητας εξάχνωσης. Μία τέτοια περίπτωση ήταν υπεύθυνη για παρόμοιες καταγραφές το 1990 (British Astronomical Association) αλλά αφορούσε ένα μεταγενέστερο εποχιακό σημείο όπως θα δούμε σε ένα μετέπειτα σημείο της ανάλυσης. Μία "περίεργη" επιβράδυνση είχε καταγραφεί από τον Ευγένιο Αντωνιάδη το 1924, σε μία αντίθεση εξαιρετικά συγγενική με αυτήν του 2003 (βλέπε Πίνακα 1), από παρατηρήσεις τις οποίες διεξήγαγε με το μεγάλο διοπτρικό τηλεσκόπιο της Meudon, διαμέτρου 83 εκ. Η επιβράδυνση αυτή δεν έγινε αποδεκτή από τον Earl C. Slipher, καθώς όπως θεώρησε δεν συμβάδιζε με τις καταγραφές 12 άλλων παρατηρητών (βλέπε Γράφημα 5) και επιπλέον όπως χαρακτηριστικά αναφέρει " the undeniable photographs", οι οποίες έδιναν μια καμπύλη μείωσης χωρίς απόκλιση από τον συνήθη ρυθμό. (Earl C. Slipher, Mars the photographic story, Chapter III, Martian Polar Caps, Figure 5, p.20) Στο Γράφημα 6, βλέπουμε τις καταγραφές του Αντωνιάδη σε σύγκριση με αυτές του Θα πρέπει βέβαια να έχουμε υπ όψιν ότι πρόκειται για δύο δείγματα με διαφορετικά συστηματικά σφάλματα καθώς έχουν γίνει με διαφορετική μεθοδολογία παρατήρησης. Αυτό που παρατηρούμε όμως είναι ότι οι δύο διαφορετικές καταγραφές ακολουθούν χονδρικά το ίδιο μοτίβο αλλά εμφανίζεται σαφής διαφορά σε έκταση της εκτίμησης. Το ερώτημα είναι τι έκανε έναν κατά τα άλλα άψογο παρατηρητή, έναν από τους μεγαλύτερους και ακριβέστερους όλων των εποχών να καταγράψει μία τόσο "περίεργη" επιβράδυνση για την συγκεκριμένη περίοδο και μάλιστα αντίθετα με τις εκτιμήσεις όλων των υπόλοιπων παρατηρητών της εποχής του; Αυτό το ερώτημα παραμένει για τον συγγραφέα!

35 Γράφημα 5 Στο γράφημα φαίνονται όλες οι διαθέσιμες παρατηρήσεις του μεγέθους της Ν.Π.Ε κατά την διάρκεια της μείωσής του στην αντίθεση του Οι καταχωρήσεις γίνονται με βάση την απόσταση κάθε σημείου από την Εαρινή Ισημερία ή το Θερινό Ηλιοστάσιο σε ημέρες της Γης. Οι καταγραφές του Ευγένιου Αντωνιάδη επισημαίνονται με το (Α).

36 Γράφημα 6 Συγκριτικό γράφημα των καταγραφών του Ευγένιου Αντωνιάδη για το 1924 και των καταγραφών της συγκεκριμένης μελέτης για το Στον κάθετο άξονα καταγράφεται η διάμετρος έκταση (Ανατολικά Δυτικά) της Π.Ε σε μοίρες και στον οριζόντιο, το εποχιακό σημείο (Ls) σε μοίρες. Επιστρέφοντας τώρα στο Γράφημα 4, μετά την τιμή περίπου του Ls = 233deg. και κυρίως για τις περιοχές Ls = 240deg deg. βλέπουμε την αστραπιαία φάση μείωσης η οποία χαρακτηρίζεται από την μεγαλύτερη κλίση της καμπύλης από την αντίστοιχη κλίση για άλλα εποχιακά σημεία. Μετά την τιμή του Ls = 250deg. η κλίση αυτή ομαλοποιείται και το φαινόμενο ακολουθεί την συνήθη πορεία του έως και τα τελευταία εποχιακά σημεία της καμπύλης στην τιμή του Ls = 311deg (2003) και Ls = 313deg. (2005) σημεία τα οποία αντιπροσωπεύουν το μέσον περίπου του Φθινοπώρου του Νοτίου ημισφαιρίου.

37 Γράφημα 8. Εμφανίζονται τα αποτελέσματα της παρούσης εργασίας σε σύγκριση με τα ιστορικά αποτελέσματα της (ΒΑΑ) 1986, 1988,1990 & Αντωνιάδη(μέσο), E.C. Slipher (μέσο).

38 Στο Γράφημα 8, έχουμε την σύγκριση των καταγραφών μείωσης της Ν.Π.Ε οι οποίες συγκεντρώθηκαν από τον συγγραφέα για τις αντιθέσεις των 2003 και 2005 με: α) Καμπύλες της μείωσης της Ν.Π.Ε από στοιχεία τα οποία συλλέχθηκαν από τον Richard J. Mc Kim (director of the Mars Section of the British Astronomical Association) για τα έτη, 1986, 1988 και β) Παράλληλα, έχουν διαμορφωθεί από τον συγγραφέα οι μέσες καταγραφές των Ευγένιου Αντωνιάδη ( ) και E. C. Slipher ( ) και όπως γίνεται εμφανές έχουν εισαχθεί στο Γράφημα 8. Είναι γνωστό πια ότι παρατηρήσιμες διαφορές στον ρυθμό μείωσης της Π.Ε συμβαίνουν ενίοτε κατά την διάρκεια της αστραπιαίας φάσης μείωσης και θεωρείται ότι στην περίπτωση της ασύμμετρης Νότιας Πολικής Επικάλυψης είναι σημαντικό να συγκρίνουμε μετρήσεις με συγκεκριμένη αναφορά στην τιμή του Κεντρικού Μεσημβρινού. Διαφορές ανάμεσα σε διαδοχικά έτη του Άρη είναι περισσότερο εμφανείς σε περίπου Ls = 240deg. 250deg. Το μικρό και σχετικά θερμό θέρος του Νοτίου ημισφαιρίου θα μπορούσε να αποτελεί ένα καλύτερο δείκτη κλιματικών διαφοροποιήσεων από αυτό του Βορείου ημισφαιρίου. Ως τόσο, συγκρίσεις ανάμεσα σε διαφορετικές αντιθέσεις έπρεπε να γίνονται υπό τις εξής προϋποθέσεις: α) Η τεχνική μέτρησης είναι η ίδια. β) Υπάρχουν αρκετές παρατηρήσεις για κάθε σημείο της καμπύλης. γ) Η διάμετρος δίσκου είναι τουλάχιστον 10arc sec. (Richard J. Mc Kim, The opposition of Mars, 1993, J. Br. Assoc. 105, 3, 1995, p. 132) Η προηγούμενη παράγραφος μας δίνει σε ένα βαθμό το μέτρο σύγκρισης ανάμεσα σε καταγραφές διαφορετικών αντιθέσεων, ή μάλλον διαφορετικών ετών του πλανήτη Άρη. Οι καταγραφές της παρούσης μελέτης έχουν εξαχθεί όλες από ψηφιακές εικόνες, με αποτέλεσμα να μην μπορούν λόγω διαφορετικής μεθοδολογίας να συγκριθούν άμεσα και με μεγάλο βαθμό εμπιστοσύνης καθώς τα σημεία της καμπύλης υπόκεινται σε διαφορετικού τύπου συστηματικά σφάλματα. Είναι λογικό τα αποτελέσματα τα οποία έλκουν την καταγωγή τους σε οπτικές παρατηρήσεις, να υπόκεινται σε μεγαλύτερη διάχυση καθώς αφορούν έναν υποκειμενικό τρόπο εκτίμησης του εύρους της Ν.Π.Ε. Τα σημεία που συνιστούν τις "ιστορικές" καμπύλες μείωσης του γραφήματος 8, έχουν προκύψει από πολλές οπτικές παρατηρήσεις, κάτι που σύμφωνα με την άποψη του συγγραφέα δεν συνιστά απαραίτητη απαγόρευση, απαιτεί την προσεκτική όμως τηρουμένων των αναλογιών σύγκριση με αποτελέσματα τα οποία έχουν βάση φωτογραφικές παρατηρήσεις οι οποίες με την σειρά τους έχουν μεν άλλα συστηματικά σφάλματα σε σχέση με τις οπτικές παρατηρήσεις αλλά όπως τονίζει ο R. J. Mc Kim για την σχέση των οπτικών και φωτογραφικών αποτελεσμάτων του όσον αφορά την αντίθεση του 1988: "It is reassuring to note the close agreement between the visual and photographic measurements this tends to validate the writer s view that measurement of a statistically large sample of drawings can yield scientifically useful data." (βλέπε την σύγκριση οπτικών και φωτογραφικών καταγραφών για το 1988 της ΒΑΑ στο Γράφημα 8).

39 To 1986, η Ν.Π.Ε εμφανίστηκε λίγο αλλά σταθερά μικρότερη από το εποχιακό μέσο για την περίοδο του Ls = 210deg. 250deg. Σε σύγκριση με τις μέσες τιμές στην βιβλιογραφία, η συμφωνία της καμπύλης μείωσης του 1986 (ΒΑΑ) είναι μεγαλύτερη με τις καταγραφές του Αντωνιάδη. Το 1988 η καμπύλη μείωσης (ΒΑΑ) ακολούθησε την μέση καμπύλη του Slipher σχεδόν ακριβώς μέχρι την τιμή του Ls = 280deg. ενώ μετά από αυτό το σημείο φαίνεται να είναι λίγο μεγαλύτερη από το σύνηθες. Οι γενικές τάσεις της μείωσης για τις αντιθέσεις 1986 και 1988 είναι παρόμοιες. Το 1988 η Ν.Π.Ε συμπεριφέρθηκε ακόμη περισσότερο σύμφωνα προς τις "ιστορικές" μέσες τιμές. Ως τόσο, στο Γράφημα 8 οι τιμές του 1988 (ΒΑΑ) εμφανίζουν μία κάπως καλύτερη συμφωνία με τις τιμές του Αντωνιάδη. Η σύγκριση με το 1986 δείχνει μία προφανή και σημαντική διαφορά. Το 1986, η επικάλυψη άρχισε να συρρικνώνεται σε ένα νωρίτερο εποχιακό σημείο από ότι το 1988 και ήταν συνακόλουθα μικρότερη στο διάστημα ανάμεσα σε Ls = 210deg. 250deg. (Richard J. Mc Kim, The opposition of Mars, 1988, j. Br. Astron. Assoc. 101, 5, 1991, p. 282). Τα στοιχεία που έχουν διαμορφώσει την καμπύλη μείωσης για το 1990 στο Γράφημα 8, καλύπτουν την περίοδο από Ls = 256deg. 345deg. Για τα σημεία από Ls = 256deg. έως περίπου Ls = 278deg. οι μετρήσεις έχουν γίνει από σχέδια τα οποία έγιναν όταν το φαινόμενο μέγεθος του δίσκου ήταν μικρότερο από 10arc sec. To 1990, η Ν.Π.Ε φαίνεται κάπως μεγαλύτερη από το εποχιακό μέσο. Είναι βέβαια πιθανό αυτό το αυξημένο μέγεθος να οφειλόταν εν μέρει στην παρουσία Ανταρκτικής πάχνης η οποία έκανε την Ν.Π.Ε να φαίνεται σποραδικά μεγαλύτερη αν και από τον R. J. Mc Kim έγινε κάθε δυνατή προσπάθεια για τον αποκλεισμό παρατηρήσεων οι οποίες εμφάνιζαν την Ανταρκτική πάχνη να σκιάζει την Π.Ε. (Richard J. Mc Kim, The opposition of Mars, 1990, j. Br. Astron. Assoc. 102, 5, 1992, p ) Όπως αναφέρθηκε ήδη, ο ρυθμός μείωσης της Ν.Π.Ε βάσει των καταγραφών της παρούσας μελέτης ( ) κινήθηκε σε γενικές γραμμές σε κανονικούς ρυθμούς χωρίς να παρουσιάζει ιδιαίτερες αποκλίσεις από το εποχιακό μέσο. Δεν έγιναν αναγνώσιμες ουσιαστικές διαφορές ανάμεσα στις δύο αντιθέσεις, κάτι που μπορεί να γίνει άμεσα αντιληπτό φτάνει να δούμε τις αντίστοιχες καμπύλες καταγραφών του Γραφήματος 8. Οι καμπύλες καταγραφών ( ) παρατηρούμε ότι σε μεγάλο βαθμό ακολουθούν την μέση καμπύλη μείωσης του Slipher μέχρι περίπου την τιμή του Ls = 260deg. ενώ μετά από αυτό το σημείο, όπου γενικά επιβραδύνεται ο ρυθμός της μείωσης της Π.Ε, οι καταγραφές εμφανίζουν μικρότερη κλίση προς τον οριζόντιο άξονα με αποτέλεσμα να ακολουθούν περισσότερο τον ρυθμό μείωσης της μέσης καμπύλης του Ευγένιου Αντωνιάδη. Οι καταγραφές ( ) δεν εμφάνισαν κάποια διαφοροποίηση της φύσεως των 1986 ή 1990 (ΒΑΑ) ενώ η συμπεριφορά της Ν.Π.Ε ακολουθεί, σε πολύ μεγάλο βαθμό και καθ όλη την διάρκεια που καλύπτει η μελέτη για αμφότερες τις αντιθέσεις, την "κανονικότητα" του ρυθμού μείωσης ο οποίος ορίζεται από τις καταγραφές της ΒΑΑ για το Υπάρχει μία ελαφρά ένδειξη για αυξημένη ταχύτητα μείωσης της Π. Ε {( ) σε σχέση με αυτήν του 1988} για το γνωστό διάστημα Ls = 240deg. 250deg. Αυτό ισχύει ειδικά για την αντίθεση του 2003, όμως η διαφοροποίηση είναι οριακή και πολύ δύσκολα μπορεί να αξιολογηθεί δεδομένου ότι συγκρίνουμε δείγματα με διαφορετικά συστηματικά σφάλματα.

40 Θα έπρεπε παράλληλα να συνυπολογίσουμε ότι η διαφοροποίηση βρίσκεται καθαρά μέσα στο όριο σφαλμάτων των εν λόγω μετρήσεων, αν και τα συγκεκριμένα εποχιακά σημεία [2003 Ls = 243deg. Ls = 248deg.] έχουν δημιουργηθεί από τον συμψηφισμό 9 και 14 καταγραφών (βλέπε Γράφημα 3) αντίστοιχα, κάτι που προσδιορίζει την θέση τους στην καμπύλη μείωσης ως σχετικά ασφαλή. Όλα τα προηγούμενα, βασίστηκαν στην ανοχή που μπορούμε να έχουμε όταν συγκρίνουμε μετρήσεις οι οποίες έγιναν ανάμεσα σε δείγματα τα οποία έχουν εξαχθεί από μετρήσεις με διαφορετικές μεθόδους καταγραφής, αφ ενός οπτικές παρατηρήσεις, αφ ετέρου φωτογραφικές παρατηρήσεις και μάλιστα μία ιδιαίτερη μορφή αυτών τις ψηφιακές εικόνες (web imaging) των καταγραφών του ( ). Οι οπτικές παρατηρήσεις αποτελούν έναν τρόπο καταγραφής ο οποίος έδωσε καταπληκτικά αποτελέσματα στο παρελθόν. Η αλήθεια είναι ότι ένα μεγάλο μέρος της γνώσης που έχουμε αποκομίσει για τα ουράνια σώματα του Ηλιακού μας συστήματος έχει προέλθει από οπτικές παρατηρήσεις. Αυτός όμως ο τρόπος καταγραφής παρουσιάζει ένα σημαντικό μειονέκτημα. Είναι ένας υποκειμενικός τρόπος παρατήρησης καθώς η "διάταξη καταγραφής" αποτελείται από τίποτε λιγότερο ή περισσότερο από τον συνδυασμό, οφθαλμός εγκέφαλος. Με λίγα λόγια, οι καταγραφές δεν έχουν την αντικειμενικότητα της φωτογραφικής παρατήρησης. Έχουμε να αντιμετωπίσουμε την λεγόμενη προσωπική εξίσωση του παρατηρητή, την τάση δηλ. κάθε παρατηρητής να εμφανίζει ένα προσωπικό συστηματικό σφάλμα. Ισχύει επίσης ότι φωτογραφικές παρατηρήσεις οι οποίες έχουν γίνει με τον κλασικό φωτογραφικό τρόπο (φιλμ) δεν θα μπορούσε ίσως να είναι άμεσα συγκρίσιμες με ψηφιακές παρατηρήσεις του τύπου που έχουμε στις καταγραφές για τις αντιθέσεις ( ) που μελετάμε. Κατά την διάρκεια των δεκαετιών του 60 και 70 διεξήχθησαν πειράματα στην μέτρηση των Πολικών Επικαλύψεων από φωτογραφίες από τον Τομέα του πλανήτη Άρη της Association of Lunar and Planetary Observers (ALPO). Ένα συστηματικό σφάλμα της τάξεως των 2deg. σε Πλάτος βρέθηκε από τον Charles Capen χρησιμοποιώντας αυτήν την μέθοδο ακόμη και σε φωτογραφίες οι οποίες είχαν παρθεί με μεγάλα τηλεσκόπια διάφορων αστεροσκοπείων. Φωτογραφίες οι οποίες πάρθηκαν κατά την διάρκεια στιγμών με κατάσταση ατμόσφαιρας κατώτερη από την ιδανική κατέληξε σε μετρήσεις με αυξημένα συστηματικά σφάλματα. Δεν βρέθηκε καμία εμπειρική μέθοδος ώστε να διορθωθούν. Η μη γραμμική απόκριση του φιλμ περιορίζει τους χρόνους έκθεσης στο "γραμμικό" μέρος της "χαρακτηριστικής του καμπύλης" ή αλλιώς καμπύλη πυκνότητας του φιλμ προς λαμπρότητα με στόχο την επίτευξη ελεγχόμενων αποτελεσμάτων. Αυτά φυσικά ίσχυαν πριν ξεκινήσουμε να χρησιμοποιούμε ψηφιακές εικόνες για να κάνουμε μετρήσεις της Πολικής Επικάλυψης. Επίσης, πολλές από τις εικόνες οι οποίες χρησιμοποιούνταν (φιλμ) είχαν μικρό μέγεθος για να χρησιμοποιηθούν αποτελεσματικά. Έγινε φανερό ότι για τον μέσο παρατηρητή ήταν πολύ δύσκολο το να υπάρξουν εικόνες με ένα χρησιμοποιήσιμο μέγεθος δίσκου και αντιπαραγωγικό για όλο το παρατηρησιακό πρόγραμμα. Η απάντηση στο δίλημμα αυτό θα ήταν να αυξήσουμε την κλίμακα μεγέθους της εικόνας, κρατώντας την ίδια στιγμή τον χρόνο έκθεσης σε χαμηλά επίπεδα ώστε να παράγουμε εικόνες με μία γραμμική απόκριση. Όσο και εάν έγιναν προσπάθειες βελτίωσης η παραδοσιακή φωτογραφία τελικά, εγκαταλείφθηκε προς χάριν της μικρομετρικής παρατήρησης..

41 (Jeffrey D. Beish, Measure the Polar Caps of Mars, διαθέσιμο στο: Ως τόσο, οι φωτογραφικές καταγραφές (φιλμ) όντας αντικειμενική μέθοδος καταγραφής (τηρουμένων των αναλογιών, βάσει των προηγουμένων) θα έπρεπε να μπορούν να συγκριθούν με τις καταγραφές από ψηφιακές εικόνες με μεγαλύτερη εμπιστοσύνη από ότι οι οπτικές καταγραφές. Μία τέτοια σύγκριση μπορεί να φανεί στο Γράφημα 9, όπου καταχωρούνται αφ ενός οι φωτογραφικές καταγραφές του Earl C. Slipher για την αντίθεση του 1924 (Ls = 183deg. 288deg) και οι φωτογραφικές καταγραφές της αντίθεσης του 1988 (Ls = 238deg. 308deg.) αφ ετέρου οι καταγραφές οι προερχόμενες από τις μετρήσεις του συγγραφέα σε ψηφιακές εικόνες για τις αντιθέσεις των ετών Γράφημα 9 Συγκριτικό γράφημα το οποίο εμφανίζει τη σχέση των φωτογραφικών καταγραφών του Earl Slipher από τη αντίθεση του 1924, τις φωτογραφικές καταγραφές του 1988 της ΒΑΑ και τις ψηφιακές καταγραφές του Σ.Ε.Α για τις αντιθέσεις των 2003 και 2005.