Jump to content

bajastro

Społeczność Astropolis
  • Content Count

    876
  • Joined

  • Last visited

  • Days Won

    1

bajastro last won the day on June 6

bajastro had the most liked content!

Community Reputation

2572 Excellent

About bajastro

  • Rank
    Wega

Informacje o profilu

  • Płeć
    Mężczyna
  • Skąd
    Mielec
  • Sprzęt astronomiczny
    Teleskopy: APM APO 107/700, Newton SW 8" f/4
    Montaże: AZ4, HEQ5 belt mod
    Kamery: QHY163M, ASI 120MINI
    Spektroskopia: SA100, SA200,
    spektrometr szczelinowy Low Spec 2 (siatki: 300 i 1800 l/mm)
    Filtr fotometryczny r'
    Lornetka Nikon Action 10x50 EX

Recent Profile Visitors

5644 profile views
  1. @Darek_BBrałem 850, bo może mi się kiedyś przydać też do fotometrii jako "zamiennik" filtra Sloan z'. Sloany są strasznie drogie. Do filtra IR pass najlepiej mieć jakąś kamerę monochromatyczną z neutralną szybką przed matrycą, która nie blokuje IR.
  2. Wczorajsze popołudniowe Tatry, miejscowość Róża, wizual vs IR. Do Łomnicy 126 km w wizualu (Canon EOS750D + EFs 70-200 F/4L @200 mm: Widoczne jedynie kontury, w lornetce dało sie dostrzec większe płaty śniegu. W IR sytuacja jest zupełnie inna, mnóstwo detalu. Nagrywałem krótkie filmiki po kilka sekund i zestackowałem 30% najlepszych klatek wg AutoStakkert i wyostrzanie w RegiStax 6, czyli planetarne podejście do krajobrazów. Obiektyw ten sam, ASI 120MM mini, filtr ZWO IR850. Cz. 1. Słowackie Tatry Wysokie i Bielskie: Cz. 2. Tatry Wysokie, załapały się też wierzchołki Rysów: Cz. 3. Krywań, Orla Perć, Świnica: Cz. 4. Kasprowy i Czerwone Wierchy: Zestaw jest w mobilny, da się zabrać w góry.
  3. Jak nic nie napiszesz to domyślnie wysyłają UPS-em. Mi ostatnio wysłali zamówiony towar paczkomatem, wygodniej tak mi było po pracy odebrać i nie było problemu.
  4. Potrzebna jest pomoc. Nie mogę połączyć się z HEQ5 przez Bluetooth. Nie wiem co się stało, ostatnio podłączenie do komputera zajęło pół godz, a teraz już wcale nie chce się połączyć. Panel do sterowania montażem przez CdC się nie załącza, przez chwilę tak wygląda i znika: 
    image.png.0d6e9fd4b72a2f949737283373a24cc6.png 

    1. bajastro

      bajastro

      Problem rozwiązany, od wilgoci zaśniedziały styki w module BT. Po wyczyszczeniu już działa.

  5. @Piotr Olszewski Przy każdym widmie jest opisany setup, który użyłem. Relacja z budowy spektrografu jest w tym wątku: @Behlur_OlderysDo analizy używam Bass Project, wersja programu jest na każdym wykresie z prawej strony. Można to zrobić przynajmniej na 2 sposoby, zliczając piksele, lub wyznaczając minima, program to umożliwia, jest również możliwość wyskalowania osi x w prędkości radialnej względem wybranej długości fali jako referencyjnej. Szybsze jest wyznaczenie odległości pomiędzy liniami w pikselach i wykorzystanie dyspersji, którą oblicza program po kalibracji spektrum na znanych liniach spektralnych. Co do rozdwojenia linii, chodziło mi o to że sprzęt pozwolił zarejestrować rozdwojenie także słabszych linii spektralnych. W niebieskim zakresie spektralnym jest trudniej, bo długości fali odpowiednio mniejsze, a mi zależało na obserwacji tej konkretnej linii (CaK), od której zaczęły się odkrycia układów spektroskopowo podwójnych. Poza tym to układ, w którym gwiazdy są typu widmowego A, więc mają mało linii metali i potrzebna jest spora rozdzielczość spektrografu, by uchwycić zmiany w słabszych liniach. Nie wszystkie linie w widmie są rozdwojone wskutek efektu Dopplera. Tylko te pochodzące od układu podwójnego. W rejonie Na i H-alpha jest sporo pojedynczych linii absorpcyjnych pary wodnej zawartej w ziemskiej atmosferze. Te linie często używane są do kalibracji spektrum.
  6. @dobrychemikUran jest za ciemny do mojego setupu, być może uda się to dużym SCT (np. 11") lub innym dużym teleskopem f/8 - f/10. Tarcza planety nie może być zbyt mała, musi być widoczna jako tarczka a nie jako punkt. Jeśli oś biegunowa planety będzie skierowana w stronę Ziemi to nie zaobserwuje się wtedy pochylonych prążków. Gdy Ziemia znajduje się w płaszczyźnie równika planety wtedy można zaobserwować najsilniejszy wpływ efektu Dopplera. Aktualne ustawienie osi Urana nie jest korzystne do przeprowadzenia tego typu obserwacji amatorskim sprzętem. @HAMAL W Polsce nie kupisz siatki dyfrakcyjnej przyzwoitej jakości (nie licząc Star Analyserów w sklepach astro). Dla naszych spektrografów musi to być porządna szklana odbiciowa siatka dyfrakcyjna wykonana z wysoką dokładnością. Takie siatki można kupić w zagranicznych sklepach na terenie Europy, najtańsze i z najmniejszą ilością linii/mm kosztują nieco ponad 60 eur/szt. Thorlabs jest w Szwecji, ceny u nich w sklepie nie zawierają VAT, do cen należy doliczyć extra 25% (moja 1800 l/mm kosztowała 132 eur + VAT, kupiłem u nich też drugą siatkę dyfrakcyjną 300 l/mm trochę tańszą).
  7. @Jagho myślałem o mocniejszej siatce dyfrakcyjnej, ale będą większe kąty dyspersji, ich zakres też się zwiększy. Śruba mikrometryczna o zakresie 13 mm też juz raczej nie wystarczy. Siatka będzie jeszcze bardziej pochylona w czerwonym zakresie widma. Dla 2400 l/mm może styknie z jakimiś przeróbkami, ale H-alpha może być już poza zasięgiem. Przy siatce 3600 l/mm dla tej konstrukcji już nie bardzo to widzę.
  8. Podwójna linia sodu pochodzi ze Słońca, jest to odbite światło, a w zasadzie jego zmniejszone natężenie w linii absorpcyjnej (dlatego jest ciemny). Efekt Dopplera jest spotęgowany 2x, do naszych pomiarów prędkości rotacji dobrze. Widziałem w internecie na niektórych spektrach linie absorpcyjne pochodzące od planety i one miały 2x mniejsze pochylenie niż absorpcyjne ze słońca. Dlaczego pochylenie linii słonecznych jest 2x większe? Światło padając na poruszającą się powierzchnię zmienia częstotliwość zgodnie z efektem Dopplera. Poruszająca się powierzchnia odbija to światło, które znowu ulega efektowi Dopplera. Czyli dla powierzchni która przybliża się do źródła i obserwatora (Ziemię można przyjąć, że jest pomiędzy planetą a Słońcem) mamy wzmocnione przesunięcie ku fioletowi 2x. Analogicznie jest w przypadku powierzchni oddalającej się, mamy podwójne przesunięcie ku czerwieni. Ale dotyczy to tylko światła odbitego, także prążków absorpcyjnych pochodzących ze Słońca. Prążek absorpcyjny, który "powstanie" na poruszającej się powierzchni planety ulega efektowi Dopplera tylko raz. Myślę, że da się określić różnice w intensywności niektórych linii absorpcyjnych ale raczej nie dla sodu słonecznego. Pasowałoby też żeby planety były wysoko a nie tuż nad horyzontem, ze względu na zmienny wpływ ziemskiej atmosfery.
  9. Nad ranem rozłożyłem setup do obserwacji spektroskopowych Jowisza i Saturna. Miałem spore problemy z komunikacją bluetooth z montażem, komputer połączył się dopiero po 30 minutach. Udało się jednak wykonać serię okolic dubletu sodu zarówno dla Jowisza i Saturna. W obu przypadkach szczelina spektrografu Low Spec 2 o szerokości 20 μm ustawiona była wzdłuż równika: 1 ,2, 3 - pozycje profili widmowych. Celem było zarejestrowanie wpływu rotacji planet na kształt linii spektralnych. Co ciekawe na widmach znajdują się nie tylko pochylone linie, powstałe wskutek efektu Dopplera. Bardzo dobrze są widoczne niepochylone linie absorpcyjne ziemskiej atmosfery, jest ich całkiem sporo. Poniżej dwa stacki okolic dubletu Na w powiększeniu 200%: Widmo dla Saturna zawiera również pierścienie, wyraźnie oddzielone od tarczy. Profile z centrum oraz górnej i dolnej krawędzi widma dla Jowisza: Wynik obliczeń prędkości rotacji na równiku i porównanie z danymi w literaturze ogólnodostępnej: Jowisz Saturn Wyznaczona prędkość na równiku 13,2 ± 1,3 km/s 10,5 ± 1,3 km/s Obliczona średnica 149890 km 128744 km Dane z literatury Jowisz Saturn Prędkość na równiku 12,6 km/s 9,87 km/s Średnica równikowa 142984 km 120536 km Prędkość pierścieni Saturna jest zmienna, pierścienie znajdujące się najbliżej planety mają największą prędkość, te najdalsze obiegają Saturna najwolniej. Obliczona średnia prędkość na podstawie zarejestrowanego spektrum wynosi 15,8 km/s. Da przykładu, prędkość okruchów poruszających się po zewnętrznej stronie Przerwy Cassiniego (pierścień A) wynosi 17,5 km/s. Całkiem blisko. Za błąd pomiaru przyjąłem pół pixela.
  10. Ciekawe rozwiązanie z obserwacją pełnej obwódki, Francuzi dobrze się przygotowali do tego. Powtórzenie ich wyczynu nie będzie takie łatwe, a raczej długo trzeba będzie czekać na kolejną okazję, która nastąpi dopiero za 8 lat (1.06.2028). Wenus znajdzie się w odległości 48' od Słońca ok. godz 14-tej.
  11. Dlatego teleskop wraz z szukaczem był w zacienionej części, przeciwwagi i część głowicy grzała się w słońcu. Cień dawał dach budynku. Ponieważ teleskop był w cieniu, to nie miałem problemu z szybko nagrzewającą się tubą... no ale czasu nie było dużo. Te szukacze tylną ściankę mają z plastiku, która bardzo szybko się topi, a dym osiada na soczewce.
  12. Dziękuję wszystkim. @Charon_X Rozłożyłem się za dnia, wszystko ręcznie ustawione. HEQ5 można odpalić w trybie śledzenia bez alignacji na gwiazdy. Nie jest to dokładne, ale wystarczające żeby utrzymać obiekt w kadrze w ciągu minuty z drobnymi korektami na pilocie. GoTo na nic się tu nie zda jak nie ustawisz dobrze osi montażu, a za dnia na pewno dobrze tego nie zrobisz bez gwiazdy polarnej. Oczywiście jak ktoś się uprze to znajdzie Polarną w dzień przez teleskop. U mnie nie było na to czasu i potrzeby, tym bardziej że od przestawienia wszystkich gratów w cień do momentu kiedy w tubę zaczyna świecić Słońce dziś było tylko 16 minut. Trzeba uwinąć się ze znalezieniem obiektu w okularze teleskopu, ustawieniem ostrości, kadrowaniem i dobraniem parametrów avikowania w kilka minut. Pod koniec jak już wszystko ustawiłem, udało mi się zrobić 5 filmików w tym 3 z barlowem. Dlatego zajęło mi to łącznie godzinę wraz z rozkładaniem setupu. W lornetce znalazłem Wenus w ciągu kilku minut. Wenus oddala się od Słońca (na zachód), więc w kolejnych dniach odległość kątowa będzie coraz większa i będzie coraz łatwiej ją znaleźć za dnia. Wkrótce będzie ją widać przed wschodem Słońca jako Jutrzenkę.
  13. Jak w temacie, dziś przed godz 13-tą zaobserwowałem Wenus w Nikonie 10x50 EX w ekstremalnej odległości kątowej od Słońca wynoszącej nieco ponad 4 stopnie. Nie polecam tego początkującym, jest to bardzo mała odległość, błąd może zakończyć się uszkodzeniem oka i/lub sprzętu. Potem zdecydowałem się na rozłożenie teleskopu, znalezienie Wenus zajęło ok godz., co chwilę trzeba było przestawiać teleskop do cienia i od nowa ustawiać, ale udało się. Poniżej obrobiony stack 30% z 60s filmiku z godz 14:05, setup: APO107/700, Barlow 2x, flitr ciemnoczerwony GSO #29, ASI120MM Mini: Wyszedł sierp o kącie większym od 180 stopni. Wg Sky Safari dzisiejsza iluminancja wynosi tylko 0.3%, średnica kątowa 57,6". Niestety w takich warunkach rejestruje się całe mnóstwo unoszących się w powietrzu błyszczących drobinek, przykład:
  14. Mi się nie udało zobaczyć drugiego przelotu. Pierwszy przelot zauważyłem pod koniec, leciały praktycznie nad głową a spodziewałem się ich niżej. Były widoczne gołym okiem.
  15. Zakończyłem obserwacje układu spektroskopowo podwójnego Mizar A. Kalibracja w przypadku linii Hα wykonana na liniach wody zawartej w ziemskiej atmosferze. Okazało się, że ruch Ziemi praktycznie skompensował prędkość radialną układu Mizar A. Na podstawie analizy otrzymałem wynik: vr= -8.8 km w rzeczywistości układ zbliża się z prędkością radialną -6.3 km/s. Wyznaczyłem również krzywe fazowe prędkości radialnych i naniosłem swoje pomiary osobno dla linii Na i Hα: Najważniejszym celem obserwacji tego układu binarnego było zarejestrowanie historycznej linii Ca II (często nazywana jako CaK, 3933.66 Å). Odległości w fioletowej części widma są niemal 2x mniejsze niż odpowiadające przesunięcia dla linii Hα. Ta linia zapoczątkowała odkrycia układów spektroskopowo podwójnych, a Mizar A był pierwszym odkrytym układem tego typu. Tak wyglądały obserwacje spektroskopowe w XIX w.: Źródło: https://www.leosondra.cz/en/mizar/#b20 Przeprowadziłem kilka obserwacji tej linii w ciągu ostatnich dwóch tygodni: Animacja przedstawiająca zmiany w linii CaK: Nie tylko Ca II ulega rozdwojeniu, ale okoliczne linie również, poniżej w szerszym otoczeniu, linie Balmera są coraz gęściej w miarę zbliżania się do przerwy Balmera (3646 Å): Wynik obserwacji linii Hα: Animacja przedstawiająca zmiany: Znacznie trudniejszy do obserwacji był dublet linii Na I, bardzo słabe linie: Animacja obrazująca zmiany w dublecie Na I:
×
×
  • Create New...

Important Information

We have placed cookies on your device to help make this website better. You can adjust your cookie settings, otherwise we'll assume you're okay to continue.