Michal G.

Jeśli chcesz coś z tego zrozumieć, to proponuję zacząć od zasad dynamiki i zasady zachowania momentu pędu. Bez tego dalsza dyskusja nie ma sensu.

To nie jest odpowiedź, proponuje nie szpanowac twierdzeniami, tylko spróbowac kiedys wyrazic mądre słowa w jasny sposób. (Zadanie nie proste). Dyskusja bedzie miala sens, jesli wszystko zostanie jawnie powiedziane, dla fizykow i humanistow tez. Przeciez nikt nie bedzie sie teraz uczyl mechaniki od poczatku. Zreszta i tak po wpisaniu hasel na wiki, wynikloby niewiele zwiazku z mechanika nieba...

Tak na prawde nie istnieje dobra teoria planetogenezy, to jest sprawa pierwsza.

Dwa, to wyjaśnienie obrotu planet. Wynika to z tego, że dysk protoplanetarny zanim jego składniki pozlepiały się w większe i rosnące kawałki, miał już moment pędu (czyli jakaś masa obracała się z jakąś prędkością), który według praw natury musi byc zachowany (rzecz jasna gdy nie ma bonusowych sił zewnętrznych). W związku z tym planety i gwiazda (gwiazdy) w układzie muszą się obracac.

Problem polega na tym, że nie można napisac analitycznych wzorów na zachowanie takiego dysku protoplanetarnego. Robi się natomiast symulacje numeryczne, tylko że jeszcze nie powstała taka, która od początku do końca przeprowadziłaby proces (od chmury pyłu do układu planetarnego).  

DYGRESJA: A dlaczego jest mowa o DYSKU protoplanetarnym, ciekawostką jest, ze z równań opisujących układ mechaniczny chmury wynika, że po pewnym czasie, chmura się wypłaszcza i powstaje dysk. Jeszcze większą ciekawostką jest, że te równania mają potwierdzenie w obserwacjach. 

EDIT:

Jeszcze istnieje pewien problem lingwistyczny, bo jest roznica miedzy ruchem obrotowym a rotacja... Ziemia w swoim ruchu obrotowym wokol Slonca wykonuje rotacje wokol swej osi.

Myślę ,że dobrze by się sprawdził układ doprowadzajacy światło do płynnego zwierciadła zwany celostatem.

No ale nie po to chyba tworzymy plynne zwierciadla ze srebra, zeby jeszcze uzywac dodatkowych luster...

Czy istnieje coś a'la ten art. na celestii o amatorskim koronografie, który opisywał by jak w domowych warunkach zrobić za 100 dolców spektrograf o rozdzielczości pozwalającej na ugryzienie tematu przez amatora ?

Bedzie z tym problem. A konkretnie kilka:

zeby robienie widm pojedynczych gwiazd mialo sens musimy miec duza rozdzielczosc widma, czyli swiatlo od gwiazdy rozmazywac na jak najwiecej pikseli. Oznacza to, ze potrzebujemy jak najczulszej kamery i na dodatek takiej, ktora bedzie w stanie zmiescic widmo i bedzie miala odpowiedni rozmiar piksela. Takie kamery sa drogie.

Majac kamere mozemy przejsc dalej - uklad optyczny.

          Zeby zrobic jakikolwiek spektrograf potrzebujemy co najmniej teleskopu i siatki dyfrakcyjnej. Istnieje kilka sposobow polaczenie tych elementow m.in. klasyczny i typowy uklad prosty gdzie mamy kolejno: teleskop, kolimator (soczewke prostujaca swiatlo z teleskopu, zeby promienie byly rownolegle), siatka dyfrakcyjna (najlepiej odbiciowa (keyword: "ruled diffraction grating", zwykla badz echelle), kamera (soczewka skupiajaca swiatlo na matrycy CCD, i na koncu CCD.

Istnieja tez inne ciekawe rozwiazania, jak np. tylko jednego obiektywu jako kolimatora i kamery - pod odpowiednim katem ustawiajac siatke dyfrakcyjna promienie odbite wracaja w kierunku z ktorego przyszly (oczywiscie spada nam zasieg bo potrzebujemy lusterka pol-przepuszczalnego, badz pryzmatu...)

Sa tez specjalnie wyprofilowane siatki dyfrakcyjne, wklesle (keyword: "concave"), ktore od razy skupiaja swiatlo po odbiciu.

Potrzebne nam jeszcze cos, co wybierze swiatlo od gwiazdy sposrod calego pola widzenie teleskopu - moze to byc szczelina, teraz czesciej uzywa sie swiatlowodow, mozna nawet zdobyc takie swiatlowody, ktore zakonczone sa z jednej strony od razu szczelina...

W przypadku spektrografu echelle oprocz problemow z zasiegiem jest jeszcze proble z tym, ze siatki echelle daja widma bardzo wysokiego rzedu (~100), co oznacza ze rozdzielczosc jest bardzo duza, ale trzeba takie widmo rozszczepiac jeszcze w kieruknu prostopadlym bo krance kolejnych rzedow nakladaja sie na siebie. Najczesciej jest to po prostu dodatkowa siatka, albo pryzmat.

Jest jeszcze spytne rozwiazanie w postaci spektrografu aperturowego: siatka dyfrakcyjna znajduje sie na samym poczatku, na teleskopie (tak jak np. filtry sloneczne). Najczesciej do tego rozwiazania wykorzystuje sie jako element dyspersyjny pryzmaty o odpowiednim kacie lamiacym, jednak jesli teleskop ma duza srednice to taki pryzmat bedzie b. ciezki (wiadomo czym to pachnie). Henry Draper, ktory sto lat temu z gorka zrobil spektroskopowy przeglad nieba uzywal spektrografu aperturowego wlasnie, jego elementem dyspersyjnym byla siatka dyfrakcyjna, transmisyjna w postaci pierscienia z nawinietymi rownolegle drucikami. Do ogladania widm zarejestrowanych na kliszach fotograficznych (szklanych) uzywal lupy...

Wybierajac siatke warto zwrocic uwage na jej krzywa czulosci (keyword: "efficiency curve") oraz jej maksymalna efektywnosc (typowo od 40% do 60%).

linki:

polecam "Diffraction Gratings Handbook" dostepny on-line na stronie:

http://gratings.newport.com/information/ha...ok/handbook.asp

ktory mozna tez zamowic w postaci na CD albo ksiazki (mi przyslali bez problemu, za darmo)

swego czasu popelnilem kilka prostych obliczen potrzebnych mi podczas zastanawiania sie nad skonstruowaniem spektrografu sluzacego do przegladu nieba (zakladany jak najwiekszy zasieg ~12/13 mag, mala rozdzielczosc, podstawowa klasyfikacja widmowa)

kilka notatek umiescilem tu: 

http://www.astrouw.edu.pl/~mgochna/spectro.html

moze sie przyda.

Od razu uprzedzam, ze nie uwazam sie za zadnego speca w tej dziedzinie, po prostu troszke liznalem temat, polecam poszukac w sieci informacji na temat spektrografu echelle znajdujacego sie w Poznaniu.

Jest jeszcze kilka aspektow o ktorych wyzej nie wspomnialem, jak np. liniowosc widma, kalibracja, redukcja i obrobka danych, ktore to zagadnienia sa wielce waze i ktore warto rozwazyc przed rozpoczeciem konstruowania instrumentu...

serdecznie pozdrawiam

Michal

Przykładowy obraz astronomiczny może składać się z wielu megabajtów danych.

Na przykład nowa kamera projektu OGLE ( http://ogle.astrouw.edu.pl/index.html ) bedzie miala 32 matryce 2048x4096 pikseli, to bedzie prawie 1GB z pojedynczego odczytu. A trzeba to odczytac i zredukowac i sfotometryzowac jak najszybciej, najlepiej jeszcze przed sciagnieciem nastepnego obrazka, na potrzeby Early Warning System...

OGLE-IV ma zostac uruchomione na poczatku przyszlego roku.

Michal

Pytanie moje brzmi - jakich metod używają programy do stackowania aby wyrównywać obrazy ?

rozumiem, że masz na myśli sytuacje, gdy mamy kilka zdjęc tego samego obszaru nieba i są troszkę względem siebie przesunięte?

Jeśli tak, to mogę się wypowiedziec jak to jest w przypadku, nazwijmy to szumnie, astronomi zawodowej. To znaczy: astronom chce jak najbardziej zwiększyc stosunek sygnału do szumu (S/N) na obrazkach na których robi fotometrię.

Standardowo wygląda to w ten sposób, że mamy pliki z listą gwiazd i ich współrzędnymi. Za pomocą, najczęściej autorskiego, programu oblicza się przesunięcie względem siebie dwóch obrazków, na tej podstawie, że na listach gwiazd wyszukuje się te same układy figur geometrycznych z gwiazdami w wierzchołkach - najczęściej są to trójkąty, choc jest to w zasadzie dowolne (spotkałem sie z kołami, ale program czasem źle liczył...  ). 

Kiedy mamy policzone przesunięcie, możemy po prostu przesunąc jeden obrazek (czasem też obrócic) i uśrednic (średnią arytmetyczną najczęściej) albo dodac do siebie oba obrazki. W przypadku astrofotografi częściej stosuje się medianę albo average sigma clipping i inne.

Spotkałem się też ze sprytną metodą polepszenia rozdzielczości zdjęcia wykonanego ze złożenia podklatek względem siebie nieznacznie przesuniętych. Schemat działania był taki, że współrzędne z matrycy X,Y tranformowane były do układu RA, DEC a następnie obliczana była ilośc fotonów które by wpadły do obrazka o większej rozdzielczości (mniejszym pikselu). Wynik był dośc zadziwiający (znaczy się metoda działała).

pozdr

Michal

Co do patentu z kamerą, to oczywiście dałoby się to zrobić, ale konieczne byłoby napisanie softu, który np. badałby zanikanie gwiazdek i po tym określał stopień zachmurzenia. Można by definiować strefy, etc. Nie jest to jakieś wyzwanie godne MS, ale średnio sprawny programista byłby w stanie to ogarnąć. Dziwne, że nikt tego jeszcze nie ugryzł, a przynajmniej ja nie znalazłem - Visual Cloud Detection.

Kiedyś zastanawiałem się kiedyś nad takim rozwiązaniem: bierzemy kamerkę (prawdopodobnie powinna mieć długie czasy) i mierzymy np. średnią wartość piksela, albo skądinad bierzemy tlo nieba (są programy które to potrafią). No i teraz możemy robić co chcemy - np. porównywać to z poprzednim pomiarem, albo z jakąś stałą wartością dobraną empirycznie. Myślę, że jest do zrobienia stosunkowo niedużym kosztem i nakładem pracy.

Przedmioty ktore sprzedajesz sa wwarte tyle ile ktos chce za nie dac - wystaw na aukcji.

(czesci od Warszawy nie drogie, bo mozna ich sporo znalezc...)

posiadacz Fiata X 1/9

michal

Bardzo duże oddziaływanie wielu tysięcy gwiazd (i nie tylko )na siebie w bliskiej odległości, powoduje, że ciężar gromady jest tak duży, iż się ona zapada. Dochodzi do tego jeszcze czynnik grawitacyjny, gwiazdy w centrum się przyciągają, zwiększają masę i takie tam...

PS. Wyjaśniłem to tak na chłopski rozum... Może gdzieś zrobiłem błąd, nie wiem.

Do pelnego obrazu brakuje informacji dlaczego taki kolaps to cos wyjatkowego i dlaczego nie jest obserwowany na codzien? W koncu grawitacja caly czas powoduje przyciaganie sie do siebie gwiazd gromady, albo czasteczek materii gwiazdy.

I tu wchodzimy w troche bardziej zaawansowane wyjasnienia. Nie wiem jak jest w przypadku gromad, napisze co sie dzieje w gwiazdach.

Otoz materia z ktorej zbudowana jest gwiazda ma pewna energie, przez co nie pozostaje w bezruchu, tylko caly czas sie porusza. Jest to zrodlem cisnienia, powstrzymujacego zapadniecie sie gwiazdy. Ponadto czasteczki gwiazdy emituja duzo promieniowania - dlatego je widzimy, swieca. Emitowane fotony przekazuja czesc swojego pedu czasteczkom z ktorymi sie zderzaja i powstaje tzw. cisnienie gazu fotonowego.

Powyzsze efekty pozwalaja na podtrzymywanie rownowagi hydrostatycznej - cisnienie "od gory" (przyciaganie graw.) jest rowne cisnieniu "od dolu". Przy czym przy rozwazaniach nalezy pamietac, ze mamy do czynienia z symetria sferyczna (im dalej od centrum tym dany kat brylowy ogranicza wieksza powierzchnie)

Teraz dygresja: ilosc pochlanianego pedu zalezy od nieprzezroczystosci materii (a ta m.in. od gestosci, stanu <energetycznego>), dopuszczalne jest wiec pewne ciekawe zjawisko - pulsacje gwiazd. Materia pod wplywem grawitacji zbliza sie do centrum gwiazdy, przez co rosnie nieprzezroczystosc, przez co jest przekazywane wiecej pedu, przez co materia ta jest odrzucana. <- to tak mniej-wiecej. Informacji szukac mozna pod haslami mechanizm kappa i mechanizm gamma pulsacji.

pozdrawiam

Michal

ps: moglem pominac kilka faktow (albo umyslnie, albo przez zapominalstwo) jak ktos sie czuje na silach zachecam do pisania!

Zrobione w Ostrowiku.

6 obrazkow, czas naswietlania kazdego: 0.1, bez redukcji o biasy, darki, flaty.

Tuz po pelni, nad ranem - byla wolna chwila przed robieniem flatow...

(niestety program, ktory mi te mozaike skleil, nie umie tego zrobic z 16-bitowymi obrazkami, jest wiec tylko 8-bit... )

No to zaczalem prace nad opisem redukcji obrazkow. Tylko, ze ja niestety jestem ograniczony do jedynego softu jaki znam - IRAF. Czy jest ktos kto bylby w stanie to opisac w IRIS'ie? albo moze w Maximie, w sumie coraz wiecej osob go ma...

Mnie w sumie nigdy nie skusilo po siegniecie do czegos innego niz IRAF, ze wzgledu na mozliwosc pisania do niego skryptow (mimo ze w prymitywny sposob).....

http://www.celestia.pl/Wykonywanie_fotometrii-IRAF

Bez filtra ma to sens?

Poniewaz jest to gwiazda zacmieniowa mozna bez problemu robic jej zmiennosc bez zadnych filtrow.

W przypadku gwiazd pulsujacych (np. cefeidy) wskaznik barwy gwiazdy sie zmienia (razem z temperatura i promieniem gwiazdy) i wtedy wystapiliby problemy: zaleznosc zmiennosci barwy od promienia gwiazdy (i predkosci radialnej jej powierzchni) jest potrzebna do wyznaczenia parametrow takiej gwiazdy.

pozdrawiam

michal

moze byc ze trafiasz w rozne fragmenty krzywej blasku. Trzebaby zobaczyc efemeryde.

Tak. CCD + kolorowy monitor

Czasem (przy dobrych warunkach>) daje sie zauwazyc slady koloru na jasniejszych mglawicach (np. M42), ale zasadniczo mozesz zapomniec o widokach podobnych do tych ze zdjec z dwoch powodow: czas integracji oka jest kilkanascie rzedow wielkosci (czyt. bardzo duzo) mniejszy od czasow naswietlania zdjec (ktore dodatkowo sa poddawane obrobce graficznej), ponadto w warunkach ciemnosci dezaktywuja sie preciki odpowiedzialne za widzenie kolorow, a wiekszosc tego co widzisz pochodzi od tych czarno-bialych, ktore sa czulsze.

PZDR

Tak widziałem to, ale to są jednak tylko wymienione typy zmiennych (z opisami). Myślę, że na pewno podlinkuje sie strony wymienione w przylepionych watkach, w tym dziale forum.

Moznaby oczywiscie zostawic niektore rzeczy w postaci linkow, no ale wtedy zdajemy sie na wiedze autora, no i mamy poszatkowane informacje. Ew. napisac do autorow tutoriali dostepnych w sieci z prosba o blogoslawienstwo na wklejenie.

Trzebaby sie zastanowic. Wydaje mi sie, ze Celestia jest na tyle oryginalnym pomyslem, ze mogloby sie udac.

Ja jeszcze z canonem nie skonczylem i najlepsze wciaz przede mna. Pleajdy, Orion, krabik... teraz wiem ze dobrze je zrobie z dotychczsowym zestawem...

Nie moge zawiesc tych wszystkich ktorzy kupili podobne zestawy wzorujac sie na moim, no nie moge ........

To SBIGa na guider

Czesc!

Właśnie zacząłem pisanie takiego oto tworu.

http://www.celestia.pl/Obserwacje_gwiazd_zmiennych

Mam do Was pytanie i prośbę.

Po pierwsze czy byłoby zainteresowanie. (podejrzewam, że kilka osób mogłoby się dac wiągnąc)

I ważniejsza rzecz: nie mam nawet zielonego pojęcia (no może blado-zielone mam) o wykonywaniu wycen jasności gwiazd za pomocą oczu... Jeśli znalazłby się ktoś zdolny czasowo do dopisania rozdziału traktującego o tym to byłoby super.

Oczywiście na razie jest to szkic i może ulegac znacznym zmianom.

Dopóki nie powstanie art. pokazujący krok po kroku jak rzeczywiście robic fotometrię gwiazdpowyższy art będzie niekompletny, ale zaraz naszkicuję w jakims osobnym miejscu kształt takiego czegoś.

Polecam link "Ostatnie zmiany" na Celestii

Pomożecie?

Tylko może podłącz tą kamerke do jakiegos teleobiektywu - 100-135 mm. W refraktorze pewnie Ci wyjdzie bardzo małe pole widzenia. Nie wiem jak duzy chip maz w tej kamerce.

No ale jesli chcemy miec przed wszystkim czas minimum, to wystarczy mikre pole, nawet takie zeby tylko 2 gwiazdy byly: zmienna i stala

pzdr

polecam zapoznac sie:

jak dobrac okulary

prawda Toba, ze nie probowales szukac samemu informacji?

Wszystko to juz bylo wiele razy...

Jak rozwiązać problem mocowania tubusu do skrzynki dobsona?

A myślałeś o obejmach?

Np. tu sa w DO o różnych średnicach. Ostatnio pojawiły się też nowe większe do Newtonów 10" (tymi ja jestem zainteresowany teraz, ale jeszcze nie miałem czasu zakupic...).

W swoim kartonie zastosowałem aluminiowe kształtowniki (kwadratowe) na sztywno zamocowane do tuby (za pomocą śrub 6 z dużymi podkładkami), a czopy od dobsa mocowane są w podłużnych otworach do tychże kształtowników. Wyważanie polega na jeżdżeniu śrubą mocującą czop i potem skręceniu jej jak najmocniej, sztywnośc moim zdaniem jest elegancka. U mnie czopy mają duża średnicę więc stabilizują wątlejsze zamocowanie niż w przypadku stacjonarnym (śrubą 8, z zamkiem i przypiłowanym łbem).

Pozdrawiam

Michał

Ha,

wracam z wyjazdu, a tu takie cus.

Prawde mowiac badalem to zagadnienie (ze sporymi przerwami) od czasow poprzedniego konkursu na artykul....

A ze przez lipiec pracowalem, to teraz moze wreszcie uda mi sie wziac w garsc i spisac przemyslenia.

Wzorencjusz:

 

M2 – M1 = - 2,50 log I2/I1 (1),

 

gdzie M1, M2 oznaczają jasność odpowiednich obiektów, I1, I2 - natężenie promieniowania

odpowiednich obiektów.

 

(...)

Proszę mnie naprostować jak wprowadzam kogoś w błąd lub jeżeli liczę coś bez sensu/popełniłem bład w obliczeniach.

Moze nie blad, ale taki maly szczegol: skoro podales we wzorze Pogsona wspolczynnik multiplikatywny (;p) z dokladnoscia do 2 liczb po przecinku to powinno byc 2,51.

Nie wiem ilu ludzi to wie, ale napisze: liczba ta bierze sie z definicji skali magnitudo: gwiazdy ktorych strumienie docierajacych do nas natezen roznia sie 100 razy, w skali magnitudo dzieli 5 mag. Oznacza to, ze wspolczynnik przed logarytmami (pamietamy, ze to sa logarytmy dziesietne, a nie naturalne!) bedzie rowny: (100)^1/5 - czyli pierwiastek piatego stopnia ze stu. Czesto bierze sie samo 2,5 ze wzgledu na inne (wieksze) niedokladnosci wyznaczenia jasnosci. Najczesciej spotykane wersje to 2,5 oraz 2,512.

Pozdrawiam

Michal

PS:

A tak w ogole, to pelny szacunek za inicjatywe!

2 opcja to moim zdaniem zbyt slaby zasilacz (300).

jesli przybylo na plycie glownej troche sprzetu, to prawie na 100% to wina zasilacza. I to niekoniecznie jego zbyt malej mocy, ale tez stabilnosci. Jaki masz zasilacz?

Warto poczytac w necie (np. na jakims forum) o zasilkach, np jakich producentow sie wystrzegac...

Wszystkie zdjecia piekne, ale to jedno mnie tak urzeklo ze ufff....

Coby nie tworzyc tworow ponad potrzebe odkopie ten watek, bo mam takie oto pytanie:

czy jest jakas systematyczna metoda ustawiania montazu na Polaris, nie widzac tej gwiazdy i na dodatek widzac tylko horyzont wschodni? Ostatnio chcialem recznie poprowadzic teleskop do zdjecia >30s no i niestety dryf byl za duzy

Oczywiscie wszystko sie rozbija o to, ze akcja dzieje sie na balkonie...

Pozdrawiam

Michal

Wy sie nie dopisujcie na listy, tylko zdjecia robcie i umieszczajcie

Ja niestety moge tylko kibicowac, ale powodzenia!

Pozdrawiam

*OSSA V*

Ogólnopolskie Seminarium Studentów Astronomii

*25 - 27 września 2008

Poznań*

Działające przy OA UAM Koło Naukowe Astronomów zaprasza na jubileuszowe –

piąte Ogólnopolskie Seminarium Studentów Astronomii OSSA' 08. W tym roku

spotykamy się w położonym w dolinie Warty grodzie Przemysła,

pod czujnym okiem spoglądających z Ratusza koziołków

w dniach 25 – 27 września.

Jeśli jesteś studentem, doktorantem lub miłośnikiem astronomii –

to zaproszenie skierowane jest właśnie do Ciebie!

Uczestników poprzednich edycji naszego Seminarium, które miały miejsce

w Warszawie (2004, 2005), Toruniu (2006) i Krakowie (2007)

nie trzeba chyba przekonywać do przyjazdu.

My sami nie możemy się doczekać owocnych dyskusji z tymi, których tak długo

nie widzieliśmy! Ale równie gorąco czekamy na tych, którzy nie mieli okazji

wymiany doświadczeń w takim towarzystwie jak grono miłośników OSSA.

Gwarantujemy wysoki poziom dydaktyczny, niepowtarzalny klimat i

niezapomniane wrażenia!*

*

Uprzejmie prosimy o przesyłanie informacji o woli przybycia oraz

ewentualnych pytań na adres: *ossa.pn@gmail.com*

Czystego nieba,

Z pozdrowieniami

*KNA OA UAM

*