WielkiAtraktor

Pewnie, w końcu to podstawa mechaniki kwantowej. Rekord wielkości to chyba interferujące same ze sobą cząsteczki fullerenu C60: link

Dodam, że efekt dokładnie jak na tym zdjęciu można zobaczyć stojąc na odblaskowych pasach dla pieszych ze Słońcem dokładnie za głową Źródło to samo, czyli niektóre drobne cząstki powierzchni (o odpowiednim kształcie i wsp. załamania) działają jak retroreflektory.

Już prawie 2 miesiące od ostatniego pytania, więc podbijam.

Na Astromaniaku pisano o lustrach z aluminium, są linki z konkretami: https://www.astromaniak.pl/viewtopic.php?f=5&t=39321

Nie wyrabiał jak chciałem dograć więcej. Konkretnie to kopiowałem ze starego dysku na nowy, do pewnego momentu szło dobrze, potem spadało do jakichś śmiesznych kilkudziesięciu KB/s (Windows i Linux tak samo). Jak połączyłem to z wrzucaniem do ZIPów (każdy katalog do ZIPa), szło cały czas z maksymalną prędkością.

Defragmentacja SSD faktycznie nie ma sensu, ale może pomóc operacja zwana TRIM. Kasuje ona hurtem bloki pamięci flash, które nie są już używane przez istniejące pliki (w przeciwnym razie to kasowanie — jeśli nie ma już czystych bloków flash — musiałoby być wykonywane przez zapisem plików, a jest dość wolne). Pod Windows znajdzie się jakieś narzędzie do tego (pewnie też od producenta dysku), pod Linuksem jest polecenie fstrim. A z innej beczki — ostatnio strasznie wolno działał mi przy zapisie nowy duży dysk (talerzowy) z archiwalnymi nagraniami; okazało się, że dostęp do NTFS nie wyrabiał przy dziesiątkach tysięcy plików (bo stare wideo miałem w postaci osobnych klatek BMP/TIFF). Pochowałem to do ZIPów (bez kompresji) i pomogło.

Jak wspomniano wyżej, zależy od konkretnej fazy życia. Np. gwiazda podobna do Słońca po dojściu do fazy czerwonego olbrzyma mocno się powiększy, bo tymczasowo wzrośnie wydajność fuzji i zewnętrzne warstwy zostaną rozdęte. Tak, niektóre typy gwiazd na niektórych etapach swego życia dość znacznie. Ale np. Słońce wiele obecnie nie traci; w każdej sekundzie 4 mln ton masy zamienia się w energię w procesie fuzji (tylko w jądrze Słońca), dodatkowo 1,5 mln ton/s jest wydmuchiwane z zewnętrznych warstw jako wiatr słoneczny. Jak to podliczymy od powstania Słońca (~4,5 mld lat temu), to straciło tylko 0,05% swojej masy (źródło).

...a powód tego znajdziemy w krzywej zależności energii wiązania (na nukleon) jąder atomowych: https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_binding_energy#Nuclear_binding_energy_curve. (Nasz fizyk w szkole nazwał to „najważniejszym wykresem we Wszechświecie”). Widać z niej, że w reakcji jądrowej uzyskamy więcej energii, niż weszło, jeśli dokonamy fuzji jąder lżejszych niż żelazo ‒ bądź rozszczepienia jąder cięższych.

Chodzi tu o temperaturę wynikającą ze średniej prędkości cząstek danego ośrodka. Tak, może być i wiele tysięcy kelwinów, ale mówimy tu o ośrodkach tak rzadkich, że jakby wystawić tam np. łapę (ze skafandra kosmicznego), nic by się nie poczuło (o takim ośrodku z punktu widzenia warunków ziemskich powiedzielibyśmy „dobra próżnia techniczna”). Bardzo celne pytanie. Ewolucja gwiazd to obszerne zagadnienie, można poczytać ze szczegółami np. tutaj: https://en.wikipedia.org/wiki/Red_giant czy tu: The End of Main Sequence. W skrócie: gwiazda jak nasze Słońce, ciągle na etapie tzw. ciągu głównego, świeci niejako „na pół gwizdka”. Tzn. na dłuższy czas (~10 mld lat, zostało jeszcze ok. 5) wpadło w stan równowagi, który daje dość ograniczone tempo produkcji energii. Wodór w jądrze ulega syntezie w hel, a wytworzone ciepło utrzymuje jądro w równowadze hydrostatycznej. Ale w miarę jak wodór w jądrze wyczerpuje się, kurczy się ono, rośnie lokalna gęstość i temperatura (co znacznie zwiększa wydajność syntezy jądrowej). W końcu w jądrze zostanie sam hel, a temperatura w jego otoczce wzrośnie tak bardzo, że gwiazda wrzuci „wyższy bieg” i wydajność syntezy (tym razem w otoczce) wzrośnie (nawet kilka tysięcy razy) ‒ zacznie się faza czerwonego olbrzyma (dość krótka w porównaniu z ciągiem głównym). Dla gwiazd o masach znacząco większych lub mniejszych niż Słońce będzie to wyglądało inaczej. I nie przesadzam z tym ograniczonym świeceniem: obecna gęstość mocy w samym środku jądra Słońca (czyli tempo wytwarzania energii w procesie fuzji na jednostkę objętości) to nieco ponad 0,25 µW/cm3, mniej więcej tyle, co tempo wydzielania ciepła metabolicznego w tkance mięśniowej (w spoczynku). I tysiące razy mniej niż np. w płomieniu świecy.

Do swoich całodobowych time lapsów (zostawiałem aparat w terenie w górach) użyłem przetwornicy DC/DC i małego akumulatora 12 V 7 Ah. Gotową przetwornicę można kupić na Allegro, np. coś takiego. Pozostaje tylko upewnić się, jakie jest nominalne napięcie zasilania tego Canona i dorobić połączenie (mój IXUS 230HS ma fabryczny adapter do zewnętrznego zasilania, który podpiąłem do przetwornicy).

Zgadzam się z kiniu-13, acz gwoli ścisłości, folia ND3.8 jest jaśniejsza od ND5 o czynnik 10-3,8/10-5 ≈ 15,8. Sam używam lornetki 15x70 z filtrami z folii Seymour Solar (też ND 5, ale daje żółty obraz Słońca), bardzo ładnie widać „skórkę pomarańczową” granulacji. No tak, wtedy jest ciemniej, ale i tak lepiej obserwować (z ND5) Słońce wysoko, gdy jakość obrazu jest lepsza.

Wszystko z refraktora 90 mm z etalonem Lunta 50. Obróbka w Stackistry, AviStack 2 i ImPPG. Obszar aktywny AR 2529: Bulgocząca plama na krawędzi (2:40 h) Gradobicie (1 h):

Proponuję, żebyśmy odfiltrowali jeszcze rok 2016. Proszę o dodanie w jednym poście swoich najlepszych zdjęć (+ notka sprzętowa) z 2016 roku.