Mareg

Bardzo chętnie, z tym że od drugiej połowy sierpnia, bo teraz urlop.

3 minuty temu, kjacek napisał:

Pewnie ruskie soldaty pożyczyli . 

Może i tak być.

Ale czy możemy wykluczyć, że ta cela dalej gdzieś pracuje jako wziernik w jakiejś lokalnej destylarni ?
Ciekawe, jaka jest lokalna wiedza na temat tego, co się z tą celą stało.

Może ktoś ma rodzinę w okolicy ?

Albo zna jakiegoś studenta historii szukającego tematu na pracę magisterską ?

13 minut temu, kjacek napisał:

 

1 : 1 ?

 

Czytałem informacje z linków, które @Mareg zapodał wyżej i wciąż nie jestem przekonany. Ale to nie moja działka i po prostu nie wiem kto tu ma rację...

Mi się wydawało zawsze, że gravitational shift powodowany jest samym zniekształceniem przestrzeni właśnie przez grawitację, a foton po prostu przemierza przestrzeń, zniekształconą lub nie. Im niżej/głębiej w studni potencjału, tym większe zniekształcenie przestrzeni/czasu i inny pomiar. Ale pewnie nie ogarniam tej kwestii... 

Chętnie bym się dowiedział więcej . 

Ja też tak to rozumiem.

To co jest dla mnie nowe, to to, że foton nie tylko że podąża po liniach geodezyjnych pola grawitacyjnego, ale także to pole MOŻE zmieniać jego energię.
Dla mnie to może być interpretowane jako siła od pola grawitacyjnego oddziałująca na foton.

Pisząc, że foton jest przyciągany przez pole grawitacyjne mam na myśli tylko to.

Nie widzę w tym sprzeczności z tym, co piszesz Ty i @shiryu. 
 

10 minut temu, shiryu napisał:

nie jest.

 

to co linkujesz to efekt różnych krzywizn czasoprzestrzeni w miejscu emisji i miejscu obserwacji.

Bardziej interesują mnie fakty niż nazewnictwa i interpretacje, więc nie będę się spierał, zwłaszcza, ze nigdy poważniej nie zajmowałem się OTW. 

A fakty są takie, że w podlinkowanym eksperymencie Pound'a i Rebeka, fotony poruszając się w stronę źródła grawitacji (Ziemi) ZWIĘKSZAJĄ swoją energię, co dowodzi, że fotony oddziałują z polem grawitacyjnym.

Tak jak to przewiduje OTW, którą ten eksperyment miał w tej kwestii sprawdzić.

17 godzin temu, shiryu napisał:

foton nie jest przyciągany grawitacyjnie.

 

A jednak foton JEST przyciągany grawitacyjnie, czego przykładem jest grawitacyjne przesunięcie ku czerwieni (gravitational redshift), które zostało potwierdzone na Ziemi w eksperymencie Pound'a i Rebka w 1959 roku.

Człowiek naprawdę musi się uczyć cale życie, żeby choć trochę rozumieć z tego, co się dzieje dookoła.

Dzięki @isset za ten temat, bo do takich małointuicyjnych rzeczy trzeba ciągle wracać, licząc, że za każdym razem uda się coś więcej ogarnąć.

17 godzin temu, shiryu napisał:

foton nie jest przyciągany grawitacyjnie.

 

Słusznie, bo nie ma masy.

EDIT:

BYŁEM w głębokim błędzie, bo foton JEST przyciągany grawitacyjnie, czego przykładem jest grawitacyjne przesunięcie ku czerwieni (gravitational redshift), które zostało potwierdzone na Ziemi w eksperymencie Pound'a i Rebka w 1959 roku.

4 godziny temu, AviatorL napisał:

Gratulacje. Myślicie, że Makiem 127 się uda zobaczyć?

Pluton to okolice 15 mag...

Ale pod dobrym niebem i przy dobrym seeingu możesz próbować, nie żałując powiększenia.

Na pewno łatwo nie będzie, bo trzeba tego Plutona najpierw znaleźć, a potem się upewnić, że to na 100 % on.

Ja EDkiem 80 na niebie 20 mag/arcsec^2 czasem widzę gwiazdki około 13 mag, więc 127 mm na niebie 21.5+ może wystarczy na Plutona.

Blaszka miedziana wygląda jak kontakt łączący masy elektryczne dwóch elementów.

Wątpię, żeby mogła mieć jeszcze jakąś inną funkcję.

38 minut temu, m_jq2ak napisał:

(...)

I nie każdy promyk stworzy obraz dysku Airyego..., bo nie obserwujemy ich w okularze. A z samej definicji obraz plamki tworzy się gdy...

To jest efekt przejścia światła i tworzenia się obrazu "promyka". Czy zawsze tak będzie nie... Bo dyfrakcja i interferencja mają miejsce. Dochodzi natura falowa światła. Także dysk Airego to jest obraz, a nie jest charakterystyką światła. Jest na sali jakiś fizyk-optyk ?

Nie każdy "promyk" w ogólności tworzy dysk Airego, ale tworzy go KAŻDY "promyk" przechodzący przez KOŁOWĄ APERTURĘ naszych teleskopów.
Dysk Airego jest konsekwencją interferencji fal światła na brzegach takich apertur.

Tak po prostu objawia się falowa natura światła przy przejściu przez "kołową szczelinę".

I nie ma znaczenia, czy patrzymy na gwiazdy, czy na "obiekty rozciągłe", Airy jest zawsze z nami jak patrzymy przez teleskop.

Tylko że gwiazda jako źródło punkowe daje jeden dysk, a taki Księżyc, którego obraz można podzielić na mnóstwo gwiazdek o różnej jasności, daje mnóstwo takich dysków, które po złożeniu dają obraz Księżyca za kołową aperturą teleskopu.
Od wielkości apertury zależą wielkości dysków Airego, z których składa się obraz Księżyca, dlatego ostrość jego szczegółów zależy tez od apertury.

Praktyczne konsekwencje wszędobylskości dysków Airego w obrazach teleskopowych próbowałem wizualizować parę postów wyżej na jasnych i punktowych szczegółach zdjęcia Księżyca z zaznaczonymi przez @JSC wielkościami dysków.

Zdaje się jednak, że mój post został zrozumiany przede wszystkim jako żart.

Cóż, widocznie jestem tutaj bardziej zabawny, niż przekonujący.

Ale jak widać, próbuję dalej, także żeby przy okazji poduczyć się sam i ćwiczyć trudną sztukę tłumaczenia tego, co się samemu myśli.
 

1 godzinę temu, m_jq2ak napisał:

Woaaa, dyski Airgo nadchodzą...

Czyli już wiemy, że dysków Airego nie ma na Księżycu , ups, albo przynajmniej ich nie widać na tym zdjęciu Ukryły się w szczelinie albo są tak małe, że przemykają po krawędziach

(...)

Oj nie, nie, nie !!!

Dyski się nie ukryły, jest ich tam pełno !!!
Tylko że ujawniają się najlepiej na fragmentach, które są w miarę punktowe i jasne, tak jak gwiazdy.
Pozwoliłem sobie zaznaczyć kilka bardziej oczywistych.

Cała reszta zdjęcia jest z nich utkana: jasne obszary są zlepkiem takich jak super zaznaczył @JSC, a ciemniejsze z mniejszych dysków, które się pomniejszyły przez ich mniejszą jasność (tak jak ciemniejsze gwiazdki dają mniejsze dyski).
Całe to zdjęcie składa się tylko z dysków Airego !

To co widzimy w okularze też składa się tylko z dysków Airego !

A jak przywalimy za duże powiększenie, to konturki się rozmywają i obraz staje się mniej ostry, bo dyski Airego stają się tak duże, że nasze oko je łatwo dostrzega.
 

15 minut temu, m_jq2ak napisał:

(...)

@Mareg spróbuj użyć większego teleskopu przy słabym seeingu i zmniejsz powiększenie i porównaj z obrazami z mniejszej średnicy... Może Cię to pozytywnie zaskoczyć.

Wielkie dzięki za radę, ale to już mam przerobione.

Jak seeing jest slaby, to dużego teleskopu często nawet nie wyciągam.

Decyzja, który telep będzie używany zapada najczęściej o zmroku, w zależności od tego jak bardzo i jak szybko migoczą odległe światła.
 

54 minuty temu, kjacek napisał:

Ale po co?...

(...)

Jak to po co, oczywiście że dla zabawy i nauki !!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

Mam EDka 80 i po poczytaniu tego wątku po raz pierwszy go przysłoniłem do 50 mm, żeby zobaczyć, co widać.
Oczywiście, że nie zamierzam tak obserwować, bo w 80 mm nie będę miał mniej szczegółów, a ZAWSZE będzie jaśniej.
Za to bardzo interesujące było zobaczyć, że po przysłonięciu do 50 mm ilość szczegółów na Jowiszu była praktycznie taka sama, tyle tylko, że było trudniej je wypatrzeć, bo było sporo ciemniej, ale dalej OK mimo źrenicy 0.3 mm.
Wniosek oczywiście dotyczy TYLKO Jowisza i TYLKO średniego seeingu podczas obserwacji.

Dla mnie najważniejsza konkluzja z tego doświadczenia znowu jest taka, że bardzo często pierwszym czynnikiem, który warunkuje ilość szczegółów przy obserwacjach planetarnych przez przyzwoitą optykę jest nie apertura, ale SEEING.
Ale nawet jak w 80 mm widzę, że seeing jest przynajmniej dobry, to wtedy bardzo się cieszę, że mam do dyspozycji sporo większą aperturę, bo zachowując jasność obrazu mogę przywalić powiększeniem.
Przynajmniej moim oczom i mojemu mózgowi bardzo często pokazują się wtedy dodatkowe szczegóły, których w 80 mm nie widzę.

Dlatego jak zapowiada się lepszy seeing, to rozstawiam się z Newtonem 300 mm i zaczynam obserwacje planetarne od powiększenia 300 z i tak superkomfortową źrenicą 1 mm, na co nie ma szans w żadnym refraktorze.
 

A te 300 mm to sobie przysłaniam pozaosiowo od bardzo dawna, też dla zabawy i nauki.
Zamiast kupować następne teleskopy, urozmaicam sobie obserwacje tym co mam.

@kjacek, zgadzam się, że to o czym tu piszemy w tym wątku, to nie są rady dla "nowych Kolegów, którzy dopiero wchodzą w astronomię", jaki sprzęt kupować i jak obserwować.
Dobrze, że taki komentarz się tu pojawił.

Sam nie zamierzam kupować jakiegoś sędziwego refraktorka 50 mm, to zupełnie nie moja bajka (ale coraz lepiej rozumiem posiadaczy takich sprzętów).
Natomiast z wielkim zainteresowaniem śledzę wątek, bo nawet jak nie zgadzam się ze wszystkim co tu jest pisane, to dyskusja skłania mnie do własnych przemyśleń i dalszej nauki.

I to jest dla mnie osobiście największa wartość tego wątku.
Myślę, że przy odrobinie krytycznego myślenia nie powinien on "namieszać w głowach" mniej doświadczonych Forumowiczów.
Może nawet coś się nowego nauczą, zwłaszcza, jak dodatkowo przejrzą jakąś rozsądną książkę.

19 minut temu, oicam napisał:

Z okolic 50mm to będzie bardzo trudno. Są Vixeny stare, ale mogą być nieźle zapyziałe. W dodatku ten wyciąg 0,965 cala. No niby w niektórych da się zmienić adapter co się w niego wkłada okular/kątówkę (visual back czy jakoś tak to amerykanie nazywają). Były kiedyś Borgi 50mm f/10. Są też jeszcze Zeiss-y 50/540. Można celować jeszcze wyżej Vixen na fluorycie 55mm, ale ten stary bo nowy to jest krótki prawie jak lornetka. Są też fluoryty Takahashi, chyba najlepszy w tym zakresie aperturowym będzie FOA 60q z takim specjalnym extenderem 1,7x co daje optykę f/15. Ale to kosztuje bardzo grubą kasę. No niestety cierpimy na brak nowości na rynku w tym segmencie optyki. Wszystko się przestawiło na produkcję ponoć wygodniejszych i bardziej przyjaznych człowiekowi krótkich apo. A dla nas wizualowców pozostaje przeszukiwać Niemcom i Amerykanom piwnice i strychy w poszukiwaniu "długiej" optyki.

 

Ciekawe jak się ma do takiej klasycznej optyki poczciwy EDek 100 mm f/9, przysłonięty do 50 mm f/18.
Zaletą takiego rozwiązania byłoby, oprócz dostępności, także możliwość obserwacji w 100 mm.
Oczywiście jeśli ktoś się nie brzydzi obserwować przez f/9...
 

No wzory są fajne i świetnie działają ale gdy spełnione są ZAŁOŻENIA przy ich wyprowadzaniu, typu idealna punktowość źródła, równa jasność, taka sama barwa, itd.
Jeśli dyskutujemy obrazy planetarne typu Jowisz, to one nie są ani punktowe, ani równej jasności, ani takiej samej barwy, więc wzory nie stosują się bezpośrednio do tego co widzimy.
Szczerze mówiąc, to bardzo bym się cieszył, gdyby w wątku było przynajmniej tyle obserwacji co wzorów.

A może umówmy się, że każdy może do wątku wpisać tyle wzorów, ile tu zamieścił obserwacji  ?
Wtedy na pewno wątek wartko popłynąłby do przodu !!!

Zaczynałem od wskaźników laserowych do wstępnego celowania, tak żeby obiekt był w polu szukacza optycznego.

Dość szybko przesiadłem się na red-doty, ze względu na:

• bezpieczeństwo otoczenia
• dyskrecję obserwacji
• duży spadek jasności laserów nawet przy umiarkowanie niskich temperaturach

@MateuszW pięknie wszystko powyjaśniał, ale jako elektronik pozwolę sobie napisać parę szczegółów, jeśli ktoś byłby zainteresowany, skąd się te wszystkie studnie i inne parametry biorą.

• Piksele zamieniają fotony na elektrony, czyli na ładunek elektryczny.
• Ładunek musi być zamieniony na napięcie przez tzw. wzmacniacz ładunkowy, bo ADC przetwarza napięcie.
  Głębokość studni określa ile tych elektronów daje pełną skalę ADC.
  Więc tak naprawdę przy zapełnieniu studni nasyca się ADC, a nie piksel.
• Zakres dynamiczny ADC musi być większy niż zakres studni, aby każdy elektron w studni powodował zmianę stanu wyjściowego ADC.
  Czyli dla 50 000 elektronów potrzeba już 16 bitów.
• Zakres dynamiczny (DR) matrycy jest mniejszy niż studnia przez szum odczytu, generowany przez ten wzmacniacz ładunkowy i przede wszystkim samo ADC.
  Jeśli to jest prawdziwy przypadkowy szum, to przy uśrednianiu klatek on też się uśredni i informacja "zasłaniana" przez szum "się odzyska".
  Dlatego źle by było, gdyby ADC miało zakres dynamiczny określony przez DR matrycy = studnia / szum odczytu. 
• Szum odczytu jest zdominowany przez samo ADC, dlatego jest ten wzmacniacz o regulowanym wzmocnieniu przed ADC.
  Na wykresach do ASI 2600 widać, że po przekroczeniu wzmocnienia 100 (= 10 dB, liniowo ≈ 3.2) szum odczytu skokowo spada.
  Zgaduję, że wtedy zmienia się skokowo wzmocnienie samego wzmacniacza ładunkowego i dlatego to wzmocnienie daje zupełnie inny efekt niż reszta kroków.
  Mimo większego wzmocnienia i mniejszej studni zakres dynamiczny DR jest wtedy praktycznie taki jak przy wzmocnieniu jednostkowym.
  Reszta "kroków wzmocnienia" jest robiona osobnym wzmacniaczem pomiędzy wzmacniaczem ładunkowym a ADC i efekt jego działania jest mniej spektakularny.
• Dodatkowe wzmocnienie przed ADC proporcjonalnie zmniejsza studnię, bo nasycenie ADC następuje odpowiednio wcześniej, ale maleje wpływ szumu samego ADC.
• Przy bin2 sygnał z czterech pikseli dodaje się arytmetycznie, zaś szum geometrycznie, więc stosunek sygnał-szum wzrasta dwa razy (80 i 86 dB w tabelce dla ASI 2600).
  Dokładnie taki sam efekt będzie niezależnie od tego, czy bin2 będzie po stronie matrycy, czy po stronie oprogramowania, bo i sygnał, i szum są już liczbami za ADC.
  Jedyna potencjalna różnica jaką można by wymyślić (oprócz mniejszych plików i szybszego przesyłania), to to, że przy ewentualnie wolniejszym odczycie z kamery może mogą spaść jakieś szumy generowane przez sam odczyt.
  Ale jak kamera jest dobrze zaprojektowana, to tak nie powinno być.

Dziś obserwowałem Jowisza i Saturna EDkiem 80 f/7.5, także przysłanianym do 50 mm i f/12 (fabryczny dekiel obiektywu z odetkanym otworem).
Nigdy wcześniej EDka nie przysłanialem, więc to co tu piszę jest oparte na jakiejś godzince obserwacji pomiędzy 2-gą a 3-cią.
Kątówka BBHS, XW 3.5, BCO 6, BCO 6 + Barlow 2x TV.
Najlepiej w XW 3.5, x170, źrenica 0.5 mm.

Na Wedze seeing dobry, jakieś 7/10, parno, bezwietrznie, dużo wilgoci w powietrzu, słaba przejrzystość.
Jeszcze po północy się błyskało i w ogóle nie myślałem o wyciąganiu sprzętu.
Ale potem południe się odsłoniło i wyniosłem EDka, bo nie wiadomo kiedy znów będzie okazja.

Na wysokości planet warunki średnie, na Saturnie Cassini widoczny tylko śladowo. Spora poświata wokół planety od wilgoci w powietrzu.

Ale kolorki fajne, dobrze widoczny jaśniejszy pas równikowy.

Na Jowiszu lepiej, bo sporo wyżej nad horyzontem, ale wyraźnie widać aberkę atmosferyczną na obwodzie. Dużo jaśniej niż na Saturnie.
Pasy dobrze widoczne. Po wpatrzeniu się pokazują się nawet takie szare wąziutkie i tylko ciut ciemniejsze niż obszary przybiegunowe.
Jakieś szczegóły tylko na brunatnym pasie równikowym północnym.

Porównanie 80/50 mm robiłem z tym samym okularem (XW 3.5) i powiększeniem, zatem przy różnych źrenicach wyjściowych (0.5/0.3 mm).
Pasuje jeszcze kiedyś zrobić porównania przy podobnej źrenicy a różnych powiększeniach, ale to może przy lepszych warunkach.
Różnice:

• obraz oczywiście sporo ciemniejszy, ale mniej niż się spodziewałem
• na Saturnie duża degradacja tego co widać
• na Jowiszu przy dzisiejszych warunkach mimo ciemniejszego obrazu ilość szczegółów jest bardzo podobna do tego co widać w 80 mm, tyle tylko że trzeba więcej czasu i wysiłku, żeby je wypatrzeć.
• księżyce Jowisza robią się bardziej okrągłe, widać mniej aberki atmosferycznej, ciekawe czy tylko przez to, że są ciemniejsze.

Podsumowanie:

• Jakbym miał tylko teleskop 50 mm o jakości EDka, to na Jowiszu na pewno miałbym dziś frajdę, na Saturnie pewnie mniej.
• Przysłanianie EDka 80 nie wydaje się dawać żadnych korzyści na planetach, przy sporej stracie światła.
• Z ciekawości muszę kiedyś poprzysłaniać EDka na Wedze, Epsilonach i Księżycu.
  Przecież jak się robi porównanie z tym samym okularem to zmiana apertury zabiera 3 sekundy.
   

4 godziny temu, kozamx napisał:

Wg. autorów Astronomy Hacks perfekcyjna kolimacja jest ważna w obserwacjach wizualnych - i ją można uzyskać jedynie kolimując na gwieździe (Hack40. Star-Collimate Your Scope).

Tu inny opis tej metody w pdf: Manual - Star Collimation

Ostatnio jak nie byłem w stanie rozdzielić epsilonów Lutni newtonem 6" uznałem że może jednak kolimacja jest ważna. W szczególności że już olbrzymy są i chciałbym wyciągnąc maksimum ze swojego sprzętu. Zrobiłem już podstawową kolimację wg. Hamala i teraz planuję w terenie wypróbować powyższy sposób.

W ogóle jest dobrze na początku obserwacji zrobić sobie test gwiazdowy, żeby:

1. Sprawdzić seeing, bo na teście gwiazdowym dobrze widać jakie są warunki.
2. Sprawdzić, czy teleskop jest już w równowadze termicznej z otoczeniem.
   Jeśli nie jest, będą w nim spore prądy termiczne, świetnie widoczne na obrazie dyfrakcyjnym dobrze poza ogniskiem.
   Widać wtedy, jak powoli przewalają się masy powietrza o różnej temperaturze i przez to także różnym współczynniku refrakcji.
   Jak telep jest dobrze pochylony, to prądy będą na górze tuby.
   Można sobie sprawdzić lokalizację tych prądów wkładając dłoń w światło teleskopu.
   Widać wtedy, jak zaraz wokół dłoni też robią się prądy.
   Można się tak pobawić podczas oczekiwania na wychłodzenie teleskopu.
   Pokazuje to doskonale, jak ważna jest termika teleskopu przy obserwacjach z planetarnymi powiększeniami, kiedy rozmiar obrazu dyfrakcyjnego ma spory udział w tym, co widzimy.
   Jak teleskop nie jest jeszcze dobrze ustabilizowany termicznie, można zawsze jechać jakieś słabizny w małych powiększeniach, dla których termika teleskopu ma mniejsze znaczenie.
3.  Klasycznie sprawdzić kolimację, czy coś się lekko nie poprzesuwało w transporcie i ewentualnie skorygować.

W pewnym sensie rozdzielanie takich Epsilonów jest równoważne testowi gwiazdowemu, z tym, że jak jest słabo to nie za bardzo wiadomo dlaczego.
A przy teście gwiazdowym wiadomo, a zwłaszcza jaki problem dominuje.

Dlatego parę chwil poświęconych na test gwiazdowy nigdy nie jest czasem straconym.
Przy okazji można sobie popodziwiać kolorki gwiazd, często tak urozmaicone aberacją atmosferyczną.

2 minuty temu, oicam napisał:

Separacja będzie właśnie taka sama, ale para będzie łatwiejsza do rozdzielenia, niezależnie od apertury, to jest zasada uniwersalna i wynikająca z tego czym jest krążek Airy.

(...)

Tu się zdecydowanie nie zgodzę.

Weźmy pod uwagę pokazaną tu przez @JSC parę postów wyżej Deltę Cygni o dwóch składnikach 2.9 i 6.3 mag odległych o 2.8".
W EDku 80 mm w dobrych warunkach widzę ją mniej więcej tak jak na szkicu, ze składnikiem B blisko pierwszego prążka dyfrakcyjnego.

W Newtonie 300 mm i dysk, i prążek są o wiele mniejsze, więc składnik B leży już poza pierwszym prążkiem i widzę go lepiej.
Dlatego też Syriusza B widziałem w 300 mm, a w 80 mm nie, właśnie ze względu na mniejszy rozmiar obrazu dyfrakcyjnego w większej aperturze.

21 minut temu, m_jq2ak napisał:

 

(...)

No to ciut, to bym polemizował, o to chodzi Mareg. O to się spieramy i o prawa fizyki Jest coś takiego jak kres powiększenia i źrenicy wyjściowej po której spada jakość obrazu. Wynika to z praw fizyki i budowy oka ! Nic tu nie poradzi przesłona f20, ani 50mm...

Jestem jak najbardziej za polemizowaniem, ale kulturalnym, bez podśmiechiwania się, zwłaszcza gołosłownego, bez poparcia przynajmniej jakąś teorią prowadzącą do innych wniosków.

A najbardziej jestem za tym, że jak ktoś wysuwa wnioski na podstawie swoich obserwacji, to należy polemizować używając argumentów też popartymi jakimiś porównywalnymi obserwacjami.
 

1 minutę temu, kjacek napisał:

(...)

@sosna im mniejsza ŹW, tym ciemniej (ale tym większe powiększenie). Czyli zmniejszając ŹW, ściemniamy obraz. Albo tak, albo filtrem. 

Przyciemniając filtrem tylko przyciemniamy.

Przyciemniając przez stosowanie większych powiększeń przy widzeniu skotopowym detale obrazu robią się większe i pobudzają więcej czopków, co pozwala mózgowi wyłowić więcej informacji.
Troszkę jest o tym tutaj. Mniej cierpliwi mogą od razu zobaczyć wykres na rys. 18, pokazujący uzyskany zasięg gwiazdowy w zależności od użytego powiększenia.
Na wykresie widać, że wciąż zyskujemy stosując powiększenia rzędu 30 na cal apertury.

Najłatwiej sobie przetestować zysk zasięgu przy zwiększaniu powiększenia na jakiejś gwieździe lub księżycu Saturna czy Urana, które są na granicy percepcji zerkaniem w jakimś średnim powiększeniu.
Po znacznym zwiększeniu powiększenia widoczność tego obiektu będzie lepsza.

8 minut temu, Paweł Sz. napisał:

Jeśli chcesz uzyskać jak najwięcej detalu spoglądając dwuocznie to wybór w zasadzie jest jeden: teleskop + nasadka bino.

Bardzo mnie ciekawi, do jakich największych powiększeń można używać dobrych nasadek bino, zanim będzie problem z kolimacją czy podziałem obrazu.
Czy w ogóle ktoś używa nasadek bino do powiększeń rzędu 300 ?

Troszkę dziwię się reakcji niektórych na wpisy w tym temacie...

Przecież @oicam nigdzie nie pisze, że 50 mm apertury jest lepsze od 100 mm, tylko pisze co widzi w 50 mm, dzieli się z nami tym, bo wydaje mu się to bardzo ciekawe i niekonwencjonalne, oraz grzecznie prosi, żebyśmy jego doświadczenia zweryfikowali.

Jeśli dla kogoś taki temat nie jest interesujący, niech go z tego powodu nie deprecjonuje uwagami na granicy wyśmiewania i zostawi go w spokoju dla tych, którzy śledzą go z zainteresowaniem.

Wg mnie bardzo źle by się stało dla Forum, gdyby obserwatorzy obawiali się pisać tego co widzą w okularze z obawy przed złośliwymi uwagami.

Uważam, że dopóki samemu się nie spojrzy w 50 mm apertury o malutkiej światłosile, nie powinno się zgadywać, co tam widać a tym bardziej podśmiechiwać się z relacji tych, co przez takie apertury długo patrzyli.
 

3 minuty temu, fizyk5 napisał:

Ja wiem, że ta mniej więcej 1/100 kąta  to w radianach jest.

Wielkie dzięki.

Dla ścisłości uwzględniłem Twój komentarz w tekście.

2 godziny temu, Marcin_G napisał:

(1) (...) to w płaszczyźnie ogniska powstanie obraz o szerokości d = 2 * F * tg (1/2 alfa) (...)

... co dla małych kątów, dla których tg(α) ≈ α upraszcza się do d ≈ F α, gdzie d jest liniową wielkością obiektu o wielkości kątowej α w radianach dla lustra o ogniskowej F.

Przykładowo dla Księżyca, który ma średnicę ≈ 3500 km a którą oglądamy z odległości ≈ 350 000 km, daje jego wielkość kątową ≈ 1/100 radianów, co dla lustra o ogniskowej 1000 mm da nam jego obraz o średnicy ≈ 10 mm.

Tak więc samo lustro nie powiększa ^(*), bo nie zmienia wielkości kątowej obserwowanego obiektu, co daje połowę odpowiedzi na drugie pytanie, dlaczego potrzebujemy okularu w obserwacjach wizualnych.

Tu właśnie okular daje powiększenie, zwiększając rozmiar kątowy obrazu z lustra.

W astrofotografii potrzebujemy wielkości liniowej obrazu na matrycy, a tu wystarczy "zwykły dryf" światła na ogniskowej lutra, który zamienia wielkość kątową obiektu na jego wielkość liniową na matrycy (d ≈ F α).

^(*) Niezawodny Sacek precyzuje tutaj, że lustro (w ogólności obiektyw) ma powiększenie, ale małe, np. lustro o ogniskowej 1 m daje powiększenie 4 w stosunku do gołego oka zogniskowanego na najkrótszą odległość wyraźnego widzenia  ≈ 25 cm.