Michal G.

a ja, z uporem debila, bede sie trzymal wersji, ze darki moga byc robione z dowolnymi czasami 'naciemniania', tylko trzeba potem wiedziec co z nimi zrobic Nawet lepiej jest miec dlugie darki, bo daja lepsza statystyke, mozna by rzec jest na nich lepszy poziom sygnalu do szumu, albo raczej Szumu do szumu PZDR Michal

w zasadzie to jesli wkladamy przed okular dowolna soczewke (jak by sie ona nie nazywala ), to wypadkowe powiekszenie zawsze zalezy od odleglosci od okularu. Najlatwiej jest to rozpatrzec od strony okularu wlasnie: przyjmujac, ze soczewka barlowa modyfikuje ogniskowa okularu (a nie jak zazwyczaj sie mowi teleskopu), sprobujmy policzyc jakie otrzymujemy powiekszenie. 1. powiekszenie bez barlowa: p=f_tel / f_ok 2. powiekszenie z barlowem: a) 'nowa' ogniskowa okularu: f'_ok=1/f_ok + 1/f_bar - d/(f_ok*f_bar) f_bar - tu ogniskowa soczewki barlowa, ale moze byc to dowolna soczewka ktora wpierniczymy pomiedzy okular a lustro b ) nowe powiekszenie: p=f_tel / f'_ok i dlatego p jest funkcja d pozdrawiam Michal

A nie mozesz naocznie tego sprawdzic? (IMHO) Powinna byc roznica w powiekszeniu - bo ogniskowa zastepcza ukladu okular-barlow zalezy od odleglosci pomiedzy nimi, ktora w przypadku barlow-katowka-okular jest wieksza niz katowka-barlow-okular PZDR Michal

Hans, nie przejmuj sie seeingiem, tylko sprobuj zrobic jakas (jakąkolwiek) fotometrie Seeing na danym obrazku jest taki sam dla wszystkich gwiazdek, wiec sam sie uwzgledni przy dopasowywaniu funkcji PSF, wiec 'jestesmy uratowani' Moze jesli masz jakies surowe zdjecia to sprobuj eksperymentalnie? Przez praktyke dowiesz sie najwiecej Jakby co, to moge udostepnic pare obrazkow z Ostrowika pozdrawiam Michal

No dobra w zasadzie faktycznie tranzyty beda osiagalne - ostatnia planeta odkryta ta metoda zacmiewala gwiazde 14.33 mag o 0.1 mag - nie za duzo, ale wystarczajaco zeby bylo mierzalne 'normalnym' sprzetem. Mea culpa. Generalnie jednak metoda tranzytow i metoda 'na mikrosoczewke' w zasadzie niczym sie nie roznia - szukamy nie znanych dotychczas gwiazd zmiennych, ktorych powodem zmiennosci jest tranzyt badz soczewkowanie. I mysle ze od tego trzeba byloby zaczac. Robic fotometrie jakiegos gestego pola (galaktyki, gromady) i szukac zmiennych. nic z tego. Zeby otrzymac jak najwyzsza precyzje fotometri wykonuje sie fotometrie profilowa, czyli dopasowanie odpowiedniej funkcji do ilosci zliczen na matrycy. Im lepsze zogniskowanie tym lepsze odwzorowanie rzeczywistosci. Rozogniskowanie mialoby sens przy fotometri aperturowej, kiedy to mierzymy strumien fotonow od gwiazdy po prostu dodajac do siebie zliczenia z pikseli. Ta metoda nie jest jednak zbyt dokladna. w naszym przypadku im wiecej pola tym lepiej. pozdrawiam Michal

a tu jest nie troche: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0604278 albo cos (jeszcze) bardziej hardkorowego: http://online.kitp.ucsb.edu/online/bblunch/schneider/ godzinny (tak, 60 minut) wyklad o soczewkowaniu grawitacyjnym poniewaz zostaly juz wymienione wszystkie znane metody wykrywania planet pozaslonecznych, mozna posumowac: nawet posiadajac super sprzet pozwalajacy na odpowiednia skale odwzorowania, co z seeingiem? rozdzielczosc kamery mozna troche 'oszukac': http://www.astrouw.edu.pl/~pilecki/?page=asas ale seeingu nie przeskoczymy czas zainteresowac sie spektrografami echelle. Siatki echelle to takie sprytne siatki odbiciowe dajace widma rzedow nieosiagalnych starymi metodami (~100), w zasadzie calosc jest do wykonania w warunkach domowych... (nawet jesli jest to nie trywialne) technicznie sprowadza sie to do tych samych problemow co mikrosoczewki, potrzebna jednak jest duzo wieksza dokladnosc fotometri. Generalnie podaje sie gdzie nastapily ich mikrosoczewki, ale watpie zeby to w czyms pomoglo bo wiekszosc jest w Oblokach Magellana... Pomijajac aspekty teoretyczne (ktore nie sa potrzebne zeby zjawisko wykryc) najwieksze problemy to: - zjawisko jest rzadkie, wiec chcemy miec jak najwieksze (uzyteczne) pole do fotometri - zjawisko jest rzadkie, wiec potrzebujemy jak najwiekszy zasieg na kazdym obrazku - zjawisko jest na rzadkie, wiec potrzebujemy dlugoterminowych obserwacji A jak to wyglada w praktyce, na przykladzie OGLE: Otoz OGLE dysponuje teleskopem 1.3m, f/9.2, w systemie ritchey-chretienna - ktory daje dobrze skorygowane duze pole (ponadto uzywany jest korektor), a zeby je wykorzystac detektorem jest mozika kamer CCD ( pstatecznie wychodzi 8192x2048 pikseli - 55'x14' ). Zostaly wybrane pewne pola, ktore sa regularnie obserwowane i metoda odejmowania obrazow poiszukiwane sa gwiazdy zmienne, ktore sa potem klasyfikowane. Od czasu do czasu zmiennosc gwiazdy spowodowana jest mikrosoczewkowaniem. Niestety, gdyby sprawa byla prosta, mielibysmy juz tysiace planet wykrytych, a nie dwiescie-pare... Podsumowujac podsumowanie: - na pewno trzebaby wykonywac regularne jak najczestsze obserwacje. Daje sie to zrobic, majac odrobine samozaparcia, mozna tez zalozyc team. - jedyne metody osiagalne sensownymi kosztami (mniej niz 200 tys. PLN) to metoda mikrosoczewkowania i przesuniec dopplerowskich. *metoda mikrosoczewkowania - jest osiagalna od tak: dokladnosc fotometri rzedu 0.1 mag spokojnie pozwoliloby na zarejestrowanie soczewki, potrzebaby jednak mierzyc duzo gwiazd, czyli miec czuly sensor, albo dobry montaz. A najlepiej obie te rzeczy *metoda przesuniec dopplerowskich wymagalaby skonstruowania spektrografu, da sie to zrobic. Jakos nie moge teraz nigdzie znalezc siatek echelle do kupienia, ale wiem, ze w ciagu ostatniego roku powstal spektrograf na bazie takiej siatki, we Wroclawiu (o ile mnie pamiec nie myli...)

I jeszcze mi sie przypomniala jedna metoda wyszukiwania planet o ktorej nie wspomniale: mikrosoczewki grawitacyjne na ponizszym obrazku jest przykladowa soczewka, przyjrzyjcie sie magnitudom: prawie 2 magnitudo zmiany! (fakt, ze 19 mag to sporo...) ale wniosek wyplywa taki, ze nie potrzebujemy tereaz super dokladnosci pomiarow, ale super zasiegu... no i monitorowac alerty o prawdopodobnych soczewkach. PZDR Michal

Albo mozna sie tez bawic w szukanie drugich okresow w zmiennych z efektem Blazki (Błażki ) W zasadzie samo w sobie wykonywanie fotometri jest proste i zachecam do sprobowania wykreslenia krzywej blasku jakiejs zmiennej, jakby bylo zainteresowanie to moge popelnic arcika na Celestti o mierzeniu jasnosci gwiazd... ...ale pod linuksem ;p program nazywa sie IRAF i jest w zasadzie standardem w swiecie astronomi. Jest tez bardzo rozbudowany i duzo potrafi: http://iraf.noao.edu/ do fotometri najpopularniejsze sa DAOPhot i DoPhot - moim zdaniem ten pierwszy jest fajniejszy, ale za to do drugiego latwiej napisac skrypty. http://www.star.bris.ac.uk/~mbt/daophot/ jakos nie moge znalezc linku do DoPhota... w kazdym razie zabawienie sie w mierzenie gwiazdek wcale nie jest takie bez sensu - mozna sie duzo nauczyc i, co wiecej, moga wyjsc z tego konkretne efekty. W astronomi jest jeszcze bardzo duzo do zrobienia (i odkrycia) Trzymam kciuki za chec do pracy i pozdrawiam Michal [edit] PS: a jesli moglbym zapytac, Hans, to skad zainteresowanie tym tematem? DS'y sie znudzily? ;p

mam cos takiego u siebie - przy -5oC nie widac juz bylo wiazki, chyba ze sie na chwile go wlozylo do kieszeni albo wrecz do reki wystarczalo... Zastosowalem kilkanascie najzwyklejszych opornikow polaczonych rownolegle, podlaczonych do zasilacza 12V - czyli super prosciutka grzaleczka, dziala ZNAKOMICIE. Po pstryknieciu grzania po ok. 5 sekundach wiazka jest tak widoczna jakby dopiero co wyszla z pomieszczenia o temp 20oC wydaje mi sie ze jednak generuja, owszem nie bezposrednio i nie od razu, ale jednak Z cala reszta zgadzam sie w 100%! Mozna tylko dodac ciekawostke, ze chodzi o rozpraszanie Rayleigh'a i Mie'go (pierwsze - na malych czasteczkach, drugie na wiekszych - uwzglednia interferencje fal odbijanych/zalamywanych na czasteczce) Zjawisko to wykorzystujhe sie w LIDAR'ach (por. radar) - LIght Detection And Ranging - np. jako wykrywacze chmur. kolejna ciekawostka: istnieje nawet efekt zalamywania zbiegajacej sie wiazki na samej sobie Swoja droga zawsze zastanawialo mnie ile prawdy jest w tych mocach laserow... W sumie przecierz i tak nikt tego nie sprawdza, a napisac to sobie mozna... Co o tym powiecie to sa realne moce? pozdrawiam Michal

hehe, no tak na razie mam tajny plan sprobowac sfocic jakas mglawiczke w 3 filtrach (V, R, I) i zlozyc jako tzw. 'false color'. Chociaz moga byc trudnosci z szerokoscia pasm filtrow... W zasadzie jak chcesz to mozesz zaproponowac jakis interesujacy obiekt, najlepiej pewnie tez rzadko fotografowany, zobaczymy co da sie zrobic Ja mam za malo doswiadczenia (wiedzy) zeby wymyslec jakis wyjatkowy obiekt... I jeszcze apropos tego "The reasonable photometry can be obtained for objects as faint as 18-19 magnitude." Jest to odrobinke przesadzone z tymi 19, aktualnie minimalna jasnosc to 18 mag, no moze z malym kawaleczkiem, ale juz sa problemy a i to juz bez zadnego filtra... Potem blad pomiarowy jest juz troszke za duzy, bo rzedu 10% i wiecej... Dawniej bylo jeszcze OK, ale od jakiegos czasu jest zdiety guider, bo szwankowal... PZDR Michal

hehe, dobrze wyczules :] tym: Ostrowik PZDR

Czesc! W marcu zeszlego roku akurat nudzilismy sie z kolega pod kopulka, bo nasze obiekty za nisko byly, wiec machnelismy sobie te galaktyczke Zdjecie to stack z 84 ekspozycji (czasy od 20 do 90 sekund), zredukowane o biasy, darki i flaty (w IRAF'ie - Image Reduction and Analysis Facility), zestackowane z Registaxie, bo jeszcze sie nie nauczylem robic tego w IRAF'ie Flatow tamtej nocy akurat nie zrobilismy, wiec uzylem jakichs sprzed kilku tygodni, w zwiazku z czym niektore pylki na mtrycy sie nie sflacili, bo sie poprzesuwaly... Obrazek ponizszy to troszke obcieta klatka (obciete 2 boki, bo prowadzenie troszke zwalnialo , mniej wiecej po 80 pikseli ) Pozdrawiam Michal

hm... no to dylematow ciag dalszy... Jak daleko isc z rozwijaniem tematow? Powiedzmy, ze zaczalem pisac cos takiego: http://www.skyscope.pl/celestia/index.php/Typ_widmowy W opisie tym powkladalem kilka hasel, ktore niekoniecznie musza byc zrozumiale dla kazdego. Wiecej: nie koniecznie sa przydatne, jak np. co to jest wskaznik (B-V), (U-, co to jest metalicznosc? Raczej nie pomoze to w zauwazeniu jakiejs mikrej galaktyczki, czy rozdzieleniu ukladu podwojnego, nie zmniejszy PE. W skrocie: czy mam rozpisywac sie o szczegolach teoretycznych? Czy ktos kiedykolwiek przeczyta art o filtrach astronomicznych, ale nie amatorskich? O systemach fotometrycznych? To wszystko scisle sie wiaze z roznymi tematami wystepujacymi na Celesti, ale czy to nie bedzie juz sztuka dla sztuki? W zasadzie Cartes du Ciel podaje jasnosci w filtrze V, wskaznik barwy... Pisac? I gdyby ktos kompetentny rozwinal temat filtrow: http://www.skyscope.pl/celestia/index.php/Filtr w szczegolnosci te czesc poswiecona podzialowi filtrow na pasma, cos napisac o kazdym... Pozdrawiam Michal

No dobra, nawet mi sie spodobalo uzupelnianie artykulow (szczegolnie z listy najbardziej potrzebne ), ale jakby co, to niech mnie ktos kontroluje czy herezji nie pisze... I jeszcze czy daloby sie zrobic cos, zeby wyszukiwarka dzialala?? cos takiego wyskakuje:

czesc! pomyslalem sobie, ze skrobne cos o refrakcji atmosferycznej, bo gdzies w jakims artykule byl slepy link do tego, ale napotkalem pewne problemy: mianowicie jak tam wstawiac wzory?? http://www.skyscope.pl/index.php/Refrakcja_atmosferyczna pomoc z wikipedii nie pomaga http://pl.wikipedia.org/wiki/Wikipedia:Edycja_wzorów pzdr michal

...ponadto duuuzo mozna znalezc na astro-ph: http://xxx.lanl.gov/archive/astro-ph oraz nasa ads: http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html <- sa to bazy artykulow astronomicznych, mozna znalezc informacje doslownie o wszystkim... Wymagany dobry slownik angielskiego, bo to juz nie jest ksiazka popularno-naukowa... PZDR michal

no fakt, jak chlopaki zrobia kalendarz to nie ma ch*** we wsi wielkie gratulacje za wspaniala inicjatywe

no ale da sie zrobic, tylko troche pracy potrzeba w to wlozyc, no i mam dzieki temu jakis ambitne zajecie Co do odczytu akcelerometrow: pomiarow mozna dokonywac z czestoscia, o ile pamietam, 60Hz, albo wiecej, z trzech osi - usrednianie 2. osi co powiedzmy pol sekundy da wiec dosc dobry wynik... proste i skuteczne, ale w slabych montazach nie zda egzaminu, ze wzgledu na luzy - u mnie sa ogromne, krecac w jedna strone, a potem zmieniajac kierunek trzeba zrobic prawie caly obrot... No i uklad na akcelerometrach bylby, ze tak powiem multiplatformowy - nie istotna bylaby przekladnia, czy tez konkretny rodzaj montazu - byleby paralaktyczny. Ale pociesza mnie informacja o malych silniczkach... Teraz sobie mysle, ze wezme jakiekolwiek 2 takie same silniczki i po prostyu sprobuje nimi poryszyc montaz...

to ja moze jeszcze uzupelnie jak wyglada moja koncepcja goto bez enkoderow: otoz wpadly mi w lapki 2 akcelerometry 3-osiowe, ktorych chcialbym uzyc do sprawdzania polozenia teleskopu. Oczywiscie jest to mozliwe tylko i wylacznie na montazach paralaktycznych. Wiec w zasadzie enkodery zostaly przeniesione z silnikow na montaz, no i zamiast interesowac sie katem ich obrotu, czy tez luzami teleskopu mozna po prostu sprawdzac w jakim polozeniu znajduje sie teleskop. Co do dokladnosci: dokladnosc odczytu bedzie troche lepsza niz 30" - do wizuala z dlugim okularkiem wystarczy... Moim zdaniem z powodu braku potrzeby wiedzy na temat kata obrotu silnika, jedna z podstawowych zalet krokowcow zostaje zdegradowana... Wiec za silnikami krokowymi opowiada sie teraz latwosc obslugi i dostepnosc. Na minus nadal pozostaje zakres osiaganych predkosci. A silniki DC? Tu sie nie znam... Na pewno mozna nimi sterowac za pomoca wspolczynnika wypelnienia, a co z utrata momentu obrotowego?

Czesc! Mam taki problem: chcialbym zakombinowac sobie naped w obu osiach, ale taki, aby mial szerokich zakres osiaganych predkosci... Po przemysleniu tematu widze dwie opcje: silniki krokowe, z duzym podzialem na mikrokroki - wolalbym uniknac tego. Moim zdaniem nie wygodne, sporo ograniczen, gubienie krokow.... silniki 'klasyczne' - sterowac za pomoca wspolczynnika wypelnienia, tu sie slabo znam, bo nidgy nie uzywalem, z dotychczasowych przemyslen przewiduje problemy z momentem obrotowy. Na co jeszcze powinienem zwrocic tu uwage? A teraz do czego generalnie zmierzam: chcialbym zrobic sobie 'proste' goto, o tyle wyjatkowe ze nie mialoby dzialac za pomoca enkoderow, ani liczenia ilosci krokow, przekladni itd. Wiec po prostu potrzebuje silnikow, ktorym moglbym kazac sie obracac z roznymi predkosciami. Wpadl mi jeszcze taki pomysl do glowy: a moze kupic gotowe napedy (takie niskobudzetowe) i w nich pogrzebac? Musze tez dodac, ze nie chodzi mi tu o ominiecie 'wielkich' kosztow zwiazanych z gotowymi systemammi GoTo, lecz o zrealizowanie mlodzienczej (szalonej) wizji Pozdrawiam Michal Gochna

niestety prawda jest tez taka, ze PTA nie jest zainteresowane szersza dystrybucja swego czasopisma, np. poprzez rozpowszechnianie chocby w EMPiKach, chociaz wiadomo ze da sie tak zrobic - patrz Vedemecum... Za podstawowy rodzaj dystrybucji chca trzymac prenumeraty i twardo sie tej wersji trzymaja (choc na tegorocznym zjezdzie w Kielcach padl raz taki pomysl...) Oczywiste jest ze udostepnienie tego w 'zwykly' sposob zwiekszyloby zainteresowanie, bo mozna wtedy przed zakupem wziac do reki i 'powachac' czym pachnie to czasopismo, no ale coz poradzic na przestarzalosc polskich astronomow?

tylko po co?? w robieniu wielokrotnych ekspozycji chodzi o to zeby otrzymac sygnal sredni. Pojedyncza klatka moze byc 'zanieczyszczona' roznymiefektami wynikajacymi ze statystyczych wlasciwosci matrycy (i wogole pomiaru, tak jest zawsze...). W zasadzie te jest nawet nie zerowa szansa na to, przez matryce przeleci mion promnieniowania kosmicznego i bedzie widoczny na zdjeciu... Wiec robisz tyle darkow na ile masz czasu i ochoty (oczywiscie w rozsadnych ilosciach), bo dzieki temu otrzymasz obraz mniej zalezny od chwilowych zmian w otoczeniu, szumu po prostu. Z tego samego powodu przecierz robisz po kilka ekspozycji light-frame... A co do czasu naswietlania darka to w zasadzie moznaby sie spierac... W zasadzie to chyba w najwiekszym stonpiu zalezy od uzywanego oprogramowania, a konkretnie to od tego jak program obsluguje darki. Otoz ogolnie rzecz biorac to powinno sie robic dlugie (3-5 minut) a potem je normalizowac, do czasu ekspozycji redukowanej klatki. Tak wlasnie robi powazne oprogramowanie uzywane przez astronomow (oczywiscie strasznie niewygodne w uzyciu ), np. IRAF. Ponadto oprocz darkow warto pamietac o flatach (od ang. flat-field) - jest to ekspozycja jednorodnego JASNEGO tla. Dzieki temu mozna usunac znieksztalcenia zwiazane po pierwsze z zanieczyszczeniami na matrycy, po drugie z niejednorodnoscia matrycy (bo nie jest idealnie plaska, tylko moze miec mikroskopijne garbiki czy tez dolki - i to wplywa na ilosc wybijanych elektronow). Czas ekspozycji flata powinien byc taki aby wypelnic okolo polowe ADU - Analog- Digital Unit. W skrocie chodzi o to zeby nie wysycic pikseli, ale zeby zarejestrowac jak najwiecej sygnalu w stosunku do szumu. Oprocz tego niektorzy robia jeszcze biasy (po polskiemu nazywane tez zerowkami) - jak sama nazwa wskazuje - jest to ekspozycja z czasem 'naswietlania' = 0 sekund (no jesli nie ma takiej mozliwosci to niech to bedzie najkrotszy mozliwy, z zaslonietym obiektywem). Chodzi o to ze do sygnalu matrycy zawsze dodawane jest po troche elektronow, zeby konwerter AD (Analog to Digital) nie musial pracowac na liczbach ujemnych. W astrofotografi majacej na celu efekty artystyczne nie jest to chyba strasznie wazne... Niech sie moze wypowie jakis (astro)fotograf... No i jako ciekawostka - w dedykowanych astronomi kamerach CCD zdarza sie tez, ze oprocz normalnie naswietlanej czesci matrycy, jest tez fragment nie naswietlany, zapomnialem jak sie nazywa, w kazdym razie sluzy do redukcji o tzw. read-out noise, wynika to z technologi ccd. Zliczenia z pikseli nie sa odczytywane z kazdego oddzielnie i rownolegle, tylko pojedynczo: pierwsza kolumne z brzegu przesuwamy po jednym pikselu 'do gory' i elektrony tam sie znajdujace ida do konwertera A/D (po drodze zachaczajac o wzmacniacz...), po zczytaniu danej kolumny, pozostale przesuwane sa o jedna pozycje w bok, teraz znowu mamy kolumne do odczytania i tak dalej. Proces ten niestety nie odbywa sie bez wplywu na sygnal, po drodze moze jakis elektron sie zrekombinowac, zostac wybity itd. Pozniom tych zmian mozna statystycznie zbadac na podstawie tych kolumn ktore nie sa naswietlane. Znajduja sie one najdalej od kolumny odczytu, wiec przechodza przez wszystkie pozostale miejsca matrycy. Uff sie rozgadalem pozdrawiam michal [edit] tyle czasu pisalem, ze nie mnie Ori ubiegla... No ale coz ;p

pewnie chodzi o to: http://astro-forum.org/Forum/index.php?s=&...st&p=263303 tak? a co do tematu: to ile jest dobrego obrazu przy danym lustrze zalezy od jego swiatlosily, uzytych okularow...

mozna to nawet policzyc: trzeba policzyc rozmiar krazkow aberracji, da sie zrobic. Ale teraz nie mam czasu. W weekend... A jesli zamiast LW dasz detektor, w ognisku glownym? Otrzymasz obraz o niezerowych wymiarach, a LW wielkosci nie ma Dlaczego akurat planet? Nie no czepiam sie. W kazdym razuie ja to czuje tak: kazdy teleskop ma pole widzenia 180 stopni, ktore jednak ograniczamy tubusem, bo powyzej pewnej wartosci pole jest bezuzyteczne, bo promienie swiatla nie sa juz przyosiowe. Ale chyba tylko w przypadku, gdy wyciag jest za maly i winietuje? Tzn. jesli masz teleskop z wyciagiem 1 1/4" i wymienisz mu wyciag na 4" to nic nie zyskasz. IMO. Jestem wielkim przeciwnikiem podawania wzorow bez wyprowadzen, albo chociaz powiedzenia skad sie toto bierze. No ale zauwaz tez, ze wzor ten jest jakby podobny do mojego (pierwszego): tylko ja wzialem odleglosc od LG do krawedzi, zamiast f w Twoim wzorze. Zwyczajowo dlugosc tuby daje sie rowna ogniskowej - i takie wlasnie liczby wpisywalem liczac przyklad... Musze jeszcze nad tym podumac. Pozdrawiam michal

No to oszacujmy : D - srednica tubusa F - odleglosc od srodka LG do przedniej krawedzi tubusa tg(α/2)=(D/2)/L tg(α/2)=D/2L => α=2 * arctg(D/2L) zmierzylem swoj teleskop 114/900 i mam takie liczby: D=135mm L=900mm (tego akrat nie zmierzylem nie mam takiej dlugiej linijki - ale mniej wiecej jest tyle...) α= 8º 34' 41."9 co to jest za liczba? Jest to kat jaki widzi srodek lustra glownego. Jak widac nie do konca realny parametr, bo takie pole ma tylko sam srodeczek. Zobaczmy w takim razie co da sie policzyc dla krawedzi lustra: Przyjrzyjmy sie rysunkowi: narysowany jest na czerwono kat α/2, ktory stanowi polowe pola widzenia teleskopu. Interesuje nas jaki kat moze zobaczyc krawedz lustra glownego: po krotkiej analizie katow okazuje sie, ze α/2 = Φ = arctg{(D-d)/L} d - srednica lustra α = 2* arctg{(D-d)/L} dla mojego teleskopu wychodzi 2º 40' 23."94 Oczywiscie nie cale to pole jest uzyteczne, jakkowliek jest to jakies juz oszacowanie. W zasadzie (chyba) moznaby jeszcze policzyc jakie jest pole dla ktorego aberracje przyjmuja ludzkie wartosci... ale juz nie teraz Pozdrawiam michal