Skocz do zawartości

Rybi

Społeczność Astropolis
  • Postów

    293
  • Dołączył

  • Ostatnia wizyta

Treść opublikowana przez Rybi

  1. W jubileuszowej Proximie nr 10 na stronie 3 i 4 z ogromnym zaciekawieniem przeczytałem artykuł Mariana Legutko pt. "Obserwujmy Propus - Eta Gem!". Eta Gem jest czerwonym olbrzymem o typie widmowym M3 wykazującym zmienność półregularną (okres pulsacji rzędu 233 dni) i amplitudzie zmian blasku 3,1 - 3,9 magnitudo. Na ogół jednak Eta Gem ma jasność powyżej 3,6magitudo. Spadki jasności poniżej tego progu są spowodowane zaćmieniem. Okazuje się, że ta gwiazda ma dwóch towarzyszy: - karzeł "Eta Gem B" o typie widmowym G i jasności 6mag odległy o 1,6" od czerwonego olbrzyma, obiegającym wspólny środek masy w ciągu 700lat, - gwiazda typu widmowego B (?) tworząca razem z czerwonym olbrzymem układ zaćmieniowy o okresie orbitalnym ponad 8 lat. W okresie od początku paździenika do połowy listopada 2012r. wystąpi zaćmienie w tym układzie. Ostatnie w pełni obserwowane zaćmienie tej gwiazdy miało miejsce w 1988 r. Na pulsacje czerwonego olbrzyma nałoży się zaćmienie - niezwykła mieszanka zjawisk. Bierzmy się za obserwacje!!!
  2. Zapisałem się jako uczestnik akcji obserwacji AZ Cas 2012-2014. Co parę dni wyznaczam jasność AZ Cas w dżonsonowskim "V" za pomocą mojego super zestawu obserwacyjnego Cannon 400D + obiektyw 200mm + statyw + wężyk spustowy . Sporo też ostatnio również dowiedziałem się o AZ Cas. Przy okazji muszę wyjaśnić nieścisłość z pierwszego postu na tym wątku. Za wzrost jasności całego układu (dryft jasności), który rozpoczyna się przed zaćmieniem głównym a kończy w okolicach peryastronu nie odpowiedzialna tylko jedna przyczyna, czyli rozpraszanie światła gorącej gwiazdy w otoczce nadolbrzyma. Przy okazji w korespondencji dr Cezary Gałan wyjaśnił to następująco (podkreślenia są moje): >>> Do dryftu jasności, na który "nałożone jest" zaćmienie wkład mają dwa różne zjawiska. Rozpraszanie dominuje w pobliżu zaćmienia, w obszarach fazy tuż przed, podczas (odpowiada za wypukłe dno) i po zaćmieniu. Przy takiej geometrii orbity jak w AZ Cas wystąpienie pojaśnienia przed zaćmieniem skutkiem elipsoidalnosci jest niemożliwe - sprawdziłem to dokładnie modelując ten układ z różnymi konfiguracjami orbity, tzn. zmieniając w pewnym zakresie "omega" i "e". Za rozpraszaniem przemawia szybko rosnąca amplituda pojaśnienia w kierunku krótkich długości fali z maksimum w pobliżu momentu mid-eclipse. Do maksimum przy fazie peryastronu ~0.1 wkład wnosi przede wszystkim elipsoidalność, a więc odkształcenie nadolbrzyma od symetrii sferycznej na skutek działania sił pływowych w trakcie zbliżania się gwiazd do siebie. A przynajmniej tak jak powyżej napisałem mogło by być, gdyby nasza interpretacja okazała się słuszna. Zmiana w U o amplitudzie wynoszącej około 0.4 mag (zaobserwowana po raz pierwszy po poprzednim zaćmieniu) to raczej nie będzie skutek rozpraszania. To wygląda jak rozległe skrzydło zaćmienia atmosferycznego. Za to jednak nie dam sobie ręki uciąć bo tak wielka różnica między pasmem U i B wygląda podejrzanie - czegoś takiego nie obserwuje się u żadnej gwiazdy typu Zeta Aur, a nawet VV Cep - obiekt bliźniaczy do AZ Cas (skrzydła zaćmień atmosferycznych w U rzeczywiście są znacznie rozleglejsze i wyraźnie widoczne podczas gdy w B już słabo zarysowane, ale nigdy w żadnym układzie ta różnica nie była aż tak wielka - że aż obawiam się, czy przypadkiem nie bredzę trochę z tym zaćmieniem atmosferycznym ). To skrzydło w U kończy się niemal dokładnie w peryastronie - gdyby to miało być powodowane zaćmieniem atmosferycznym to gorący składnik w pobliżu peryastronu musiał by się chyba zanurzać w tej rozdętej atmosferze nadolbrzyma ... Może obserwacje bieżącego zaćmienia pozwolą nam ten układ lepiej zrozumieć. Właśnie po to poświęcamy nasz czas na te obserwacje. <<< Jako ilustrację opisu zamieściłem poniżej odnośnik do różnicowych krzywych zmian blasku AZ Cas w barwach U, B, V, R.
  3. Mnie najbardziej zadziwia to, że w ciągu 35 lat od momentu wystrzelenia Voyager1 odleciał "zaledwie" na odległość niecałej doby świetlnej (121,9 j.a. x 500s/j.a. = 60950s = 16,9 godz.). Na pokładzie nadal funkcjonują komputery i niektóre przyrzady pomiarowe z epoki 1977. Prawdopodobnie do około 2025 roku wystarczy energii z ogniw izotopowych na ich zasilanie. Wtedy sonda powinna osiągnąć odległość około 23,5 godziny świetlnej. Voyager1 leci z prędkością 3,596 j.a./rocznie w kierunku gwiazdozbioru Wężownika. A dopiero za 18 tys.lat sonda znajdzie się w odległości 1 roku świetlnego od nas. Tutaj się czuje jacy jesteśmy malutcy względem niezmierzonej pustki pomiędzy gwiazdami ...
  4. Ciekawa myśl z forum AAVSO : "Wives and telescopes come and go, but mounts are forever".

  5. Rozpoczęła się akcja obserwacji gwiazdy zmiennej AZ Cassiopeiae. Do uczestnictwa/obserwacji zapraszani są zarówno astronomowie zawodowi jak i miłośnicy astronomii. Informacje na ten temat można znaleźć na stronie głównej projektu: http://www.astri.uni.torun.pl/~cgalan/AZCas/ AZ Cas jest układem podwójnym obiegającym wspólny środek masy w ciągu 9,3 roku po bardzo rozciągniętej elipsie (mimośród e=0,55). Parametry składników gwiazdowych układu AZ Cas: -) gwiazda-nadolbrzym o wielkości około 1000Ro, masa 18Mo (stosunek masy=1.4), temperatura powierzchniowa 4000K (późne K/wczesne M), -) gwiazda 30Ro, masa-13Mo, temp.powierzchniowa 21000K (typ widmowy Be), jasność gwiazdy B jest porównywalna na jasnością nadolbrzyma, ale większość promieniowania przypada na zakres niebieski widma. Specyficzną cechą tego systemu jest takie usytuowanie orbity w przestrzeni, że dla obserwatora na Ziemi zaćmienie główne i wtórne (tranzyt) występują, gdy obie gwiazdy są najbliżej siebie - w pobliżu peryastronu. Zaćmienie główne najbardziej widoczne jest w ultrafiolecie (spadek jasności rzędu 2,1 magnitudo w barwie U). W zakresie wizualnym głębokość zaćmienia wynosi około 0,2 magnitudo. Dodatkowo na to wszystko nakłada się wzrost jasności całego systemu (nawet 0,4 magnitudo w barwie U) spowodowany procesem rozpraszania światła gwiazdy Be w rozległej otoczce nadolbrzyma z maksimum jasności w pobliżu peryastronu (faza orbitalna=0,1). Ten wzrost jasności układu AZ Cas już się rozpoczął (aktualna faza orbitalna = -0,05 lub jak kto woli=0,95). W sposób schematyczny pokazano widok tego systemu poniżej. Widać tutaj zmianę profilu linii wodorowej H-alfa w zależności o fazy orbitalnej. Bardzo ciekawie wygląda krzywa zmian blasku tego systemu z podanymi momentami zjawisk w tym układzie w latach 2012-2014. Harmonogram zdarzeń w systemie AZ Cas: V-VI 2012r.-początek stopniowego wzrostu jasności, prawdopodobnie spowodowanego rozpraszaniem światła gwiazdy Be w otoczce nadolbrzyma. 16/17 XI 2012r-zaćmienie główne-pierwszy kontakt, 27/28 XI 2012r-zaćmienie główne-drugi kontakt, 12 I 2013r. -środek zaćmienia głównego, 27/28 II 2013r-zaćmienie główne-trzeci kontakt, 6/7 III 2013r -zaćmienie główne-czwarty kontakt, Listopad/grudzień 2013r-przejście przez peryastron. Wtedy nastąpi maksimum wzrostu jasności spowodowanej rozpraszaniem światła gwiazdy Be w otoczce nadolbrzyma, Lipiec/sierpień 2014 -zaćmienie wtórne (praktycznie niezauważalny spadek jasności podczas tranzytu gwiazdy Be na tle nadolbrzyma). Organizatorzy akcji proszą o następujące obserwacje AZ Cas: -) standardowa fotometria astronomiczna z filtrami UBVRI. Ale przydatne mogą być również obserwacje CCD bez filtrów (do wyznaczenia momentu minimum głównego). -) spektroskopia - szczególnie wskazane są obserwacje profilu linii wodorowej H-alfa. Przydatne mogą być również obserwacje spektroskopowe w niskiej rozdzielczości wykonane z użyciem Star Analyser'a. Oto aktualna fotometria "V" tego systemu: W ub.roku (październik-grudzień 2011r.) udało mi się zrobić standardową fotometrię astronomiczną "V" zaćmienia podobnego układu podwójnego Zeta Aurigae, który również składa się z nadolbrzyma i gwiazdy ciągu głównego. Oto obserwacje ostatniego zaćmienia Zet Aur z bazy AAVSO - moje obserwacje są oznaczone niebieskimi kwadratami. AZ Cas jest znacznie słabsza. Jej jasność zmienia się w barwie V w zakresie 9,2-9,5 mag. Mam zamiar robić fotometrię w standardzie "V" za pomocą mojej starej lustrzanki 400D -szczegóły w przyszłości .
  6. W ostatniej Proximie na str.18 jest ciekawy artykuł Pana Stanisława Świerczyńskiego, podsumowujący kwietniowe maksimum R Leonis na podstawie obserwacji z polskiej bazy gwiazd zmiennych. Obserwacje wizualne: maksimum 6.1 +-0.1 mag w dn. 6 kwietnia 2012 r. (+-2dni). Obserwacje CCD: maksimum 6.07 +-0.01 mag w dn. 8 kwietnia 2012 r. (+-1dzień). Z wcześniejszych prognoz podanych np. na tym forum wynikało, że R Leo powinna mieć maksimum 4 kwietnia 2012 r., czyli miryda spóźniła z tym maksimum o około 2-4 dni
  7. Wczoraj z zainteresowaniem przeczytałem szczegóły alertu nr 464 na portalu AAVSO. Wygląda to na bardzo ciekawą propozycję dla miłośników fotografowania/filmowania Jowisza. Chodzi o akcję/projekt JEE2012, gdzie JEE jest skrótem od angielskich słow Jovian Extinction Event. Akcja dotyczy obserwacji zjawisk pochłaniania światła w atmosferach księżyców Jowisz, gdy się wzajemie przesłaniają lub chowają za chmurę materii w kształcie torusa wokół Io. Szczegółowy infomacje na temat JEE2012 są pod odnośnikiem http://scottysmightymini.com/JEE/JEE2012_FAQ.htm Pożyteczny też są informacje z podobnej akcji w 2010 r. pod odnośnikiem http://scottysmightymini.com/JEE/HowToJEE.htm Efemerydy na okres lipiec-sierpień 2012 r. są dostęne pod odnośnikiem http://scottysmightymini.com/JEE/JEE2012_Jun_Aug_Table.htm Projekt koordynuje Scott Degenhardt z IOTA (International Occultation Timing Association). Mogą uczestniczyć zarówno zawodowi astronomowie jak i amatorzy. Zjawisko JEE dotyczy spadku jasności rzędu 0,1- 0,2 mag. dla księżyców Jowisza o jasności obserwowanej pomiędzy 5 i 6 magnitudo. Czas trwania - od kilkudziesięciu minut do kilkunastu godzin. Poniżej załączyłem rysunek ze szczegółowego opisu tej akcji na stronie S.Degenhardt'a. Jest to przykład "czystego" JEE, gdy Europa w ciągu niecałych 2 godzin prześwietlała atmosferę Io. Widać spadek jasności około 0,2mag przed zaćmieniem Europy przez Io i następnie jej wzrost. W efemerydach za okres lipiec-sierpień 2012 r. podanych na stronie projektu można znaleźć zjawiska JEE trwające nawet do kilkunastu godzin z dwoma minimami, np. gdy światło Europy przechodzi przez atmosferę Io oraz materię z torusa wokół Io. Do obserwacji zjawisk w układzie księżyców Jowisza wystarczy niewielki teleskop z źrenicy wejściowej rzędu centymetrów i tania kamerka planetarna. Obrazy można rejestrować np. za pomocą wysokiej czułości kamery przemysłowej Supercircuits PC164CEX-2 kupionej za 140$. W posiadanym sprzęcie można również zmniejszyć źrenicę wejściową, tak aby nie prześwietlić księzyców. Tak jak w każdej fotometrii - zdjęcia/filmy z księżycami Jowisza nie mogą być prześwietlone. W czasie obserwacji Jowisz powinien być trzymany poza polem widzenia. Dane powinny być zapisywane z dokładnością nie mniejszą niż 1 sekunda. Natomiast w alercie nr 464 dla obserwatorów AAVSO jest prośba o obserwacje z filtrami B,V,R, ewentualnie spektroskopia. Powstaje baza danych do rejestracji zjawisk JEE. Obserwacje będą redukowane przez S.Degenhardt'a. Posiada on przygotowane oprogramowie. Celem tych obserwacji jest modelowanie rozkładu przestrzennego (3D - jak to się dzisiaj mówi ) pyłu i gazów wokół Jowisza, atmosfer jego księżyców i torusa wokół księżyca Io. Wynikami tych obserwacji jest między innymi zainteresowany zespół misji Juno - satelity, który za około 1400 dni (tzn. w lipcu 2016r.) doleci do Jowisza.
  8. Mozna robić standardową fotometrię astronomiczną "dżonsonowską" w barwie V nawet bez teleskopu Wystarczy aparat fotograficzny postawiony na statywie bez montażu paralaktycznego i prowadzenia. Przy takiej konfiguracji sprzętowej można wyznaczyć jasność obiektów na niebie jaśniejszych od około 10 magnitudo z dokładnością kilku procent (o rząd lepieć niż przy fotometrii wizualnej). Więcej informacji na ten temat można znaleźć np. tutaj oraz na portalu Citizensky.
  9. W końcu znalazłem chwilę czasu, aby zmontować materiały z obserwacji tranzytu Wenus w Szczecinie na Wałach Chrobrego. Są to dwie impresje muzyczno-wizualne : -) dłuższa - pięciominutowa ( ) -) krótsza - trzyminutowa ( ). W wersji dłuższej wykorzystałem materiały wideo oraz fotki. W wersji krótszej tylko fotki. Miłego oglądania...
  10. Rankiem 6 czerwca 2012 r. byliśmy świadkami przejścia (tranzytu) Wenus na tle tarczy Słońca. W ostatnich dniach czasami słyszałem zdania w rodzaju "Czy widziałeś/Widziałaś przejście Wenus przez Słońce?". Stąd moje pytanie: Jak wyglądałoby dosłownie "przejście" Wenus przez Słońce, czyli zderzenie planety wielkości Wenus/Ziemia ze Słońcem ? Po spełnieniu jakich warunków Wenus nie zostałaby zatrzymana na zawsze we wnętrzu Słońca ? Raczej jest to temat teoretyczny i dla pokolenia (pokoleń ?) astrofizyków-teoretyków i ich potężnych kompów. Jest pewne minimalne prawdopodobieństwo, że coś (np. jeszcze nieodkryta planeta/brązowy karzeł/czarna dziura) przelatując w pobliżu Wenus, zmieni jej orbitę tak, że Wenus poleci na Słońce. Słońce ma średnicę 1,392 mln km (115 razy średnica większa niż Wenus). Teoretycznie, przez Słońce można przelecieć z prędkością 35km/s w ciągu 11 godzin (t.j.prędkość orbitalna Wenus). Zewnętrzne warstwy Słońca są bardzo rzadkie. Np. w fotosferze (atmosferze) słonecznej gęstość plazmy wynosi 0,0000001g/cm3 (10tys. razy mniejsza od gęstości powietrza). Moim zdaniem, gdyby zderzenie odbyło się w zewnętrzych warstwach Słońca, to po kilku godzinach Wenus zapewne wyleciałaby na zewnątrz. W końcu to jest dość zwarta elipsida o średniej gestości 5,2g/cm3 i średnicy 12 tys.km. Część zewnętrznej skorupy Wenus prawdopodobnie odparowałoby we wnętrzu Słońca, zmniejszając jej średnicę. Wenus nie może wlecieć do wnętrza Słońca na głębokość wiekszą niż 100-140 tys.km (promień Słońca=692 tys.km), gdyż prawdopodobnie zostanie rozerwana przez siły przypływowe Słońca. Granica Roche'a dla Wenus (=Ziemia) spadającej na Słońce wynosi 550tys. km od środka Słońca (patrz wikipedia w wariancie, że planeta jest ciałem sztywnym). Coś podobnego stało się z kometą Shoemaker-Levy 9. Została ona rozerwana na kawałki w 1992 r., gdy przekroczyła granicę Roche'a planety Jowisz. Dwa lata później spadła w kawałkach na Jowisza. W popularnej literaturze internetowej nie znalazłem zbyt wiele na temat zderzeń planet z gwiazdami. Np. tutaj między innymi takimi zderzeniami próbuje się wyjaśnić istnienie błękitnych maruderów w gromadach kulistych. Odkryto planetę WASP-18b (Masa=10MJ) okrążącą gwiazdę WASP-18 (HD10069) w odległości 2-3 mln km po co raz ciaśniejszej orbicie. Prawdopodobnie w ciągu paru milionów lat planeta zostanie rozerwana na "strzępy" przez siły przypływowe macierzystej gwiazdy. Jednak dobrze, że Wenus zdarzają się przejścia tylko na tle tarczy Słońca - nawet jeżeli na kolejny musimy poczekać ponad 100lat
  11. Jasność R Leonis zaczęła spadać około 16-17 kwietnia (szczegóły na poniższym rysunku). Dzisiaj w nocy wynosiła około 6,20 magnitudo. Mam nadzieję, że na moim "setupie" uda się ją poobserwować do około 8 magnitudo Jednocześnie z R Leonis wyznaczam jasność dwóch innych gwiazd zmiennych, które są w polu widzenia 9x12 stopni - DV Leo i DY Leo. Szczególnie jestem zadowolony z obserwacji DV Leo (zmienna typu SR). Od marca br jej jasność wzrosła z 8,2 do 7,7 magnitudo. Natomiast zmienność DY Leo (amplituda około 0,05 magnitudo) jest na granicy dokładności tej techniki. Prawdopodobnie z bardziej długoogniskowym obiektywem (200-300mm) zamiast 85mm, można by było nieco zwiększyć dokładność.
  12. Przed chwilą wrzuciłem do baz danych gwiazd zmiennych obserwacje R Leo z ostatnich dni. Z tych obserwacji (fotometria DSLR z dokładnością do kilku setnych magnitudo) wynika, że R Leo od początku kwietnia cały czas ma jasność około 6,1 magnitudo. Na poniższym rysunku są to obserwacje oznaczone niebieskim krzyżykiem. Za parę m-cy z danych obserwacyjnych będzie można wyznaczyć dokładnie moment tego maksimum. Ale póki co interesuje mnie odpowiedź na lamerskie pytanie - kiedy wreszcie "zacznie się ściemniać" ? Nieodgadniona jest natura miryd ...
  13. Wersja arkusza dostosowana do R Leonis jest załączona w niniejszym wątku w mojej odpowiedzi z dn. 6 kwietnia br godz.14:17. Został on przygotowany na podstawie arkusza kalkulacyjnego ze strony citizensky - patrz tutaj. A R Leonis zatrzymała się na poziomie około 6,10 magnitudo (stadardowy "dżonson" V). Czyżby to było makimum? Moje obserwacje DSLR są oznaczone plusikem w bazie AAVSO.. Czarnymi kropkami są oznaczone obserwacje wizualne. Zielonymi kropkami są oznaczone obserwacje w standardzie "V" innych obserwatorów.
  14. Tak jest to fotometria z zielonych pikseli aparatu cyfrowego. Obserwacje R Leo są robione na granicy możliwości "setupu" ponieważ gwiazda jest słaba: -) 85mm obiektyw + przysłona F2,8 (--> 3 cm źrenica wejściowa obiektywu), -) 1600 ISO, -) 6 sekundowe fotki statywowe. Po zrobieniu serii nieprześwietlonych np. 20 fotek R Leo (+fotki kalibracyjne: flaty, darki) należy : 1. skalibrować w.w.zdjęcia w sposób opisany pod odnośnikiem http://www.citizensky.org/content/iris-beginner , 2. zestackowaną fotkę w barwie zielonej (piksele G) R Leo oraz gwiazd w pobliżu zamienić na jasności instrumentalne (np. fotometria aperturowa w programie Iris), 3. jasności instrumentalne zamienić na standardowe jasności astronomiczne w barwie V korzystając z arkusza kalkulacyjnego (w załączeniu przykład redukcji danych z obserwacji ze zlotu w Zatomiu - j.t. arkusz kalkulacyjny Open Office), 4. standardowe jasności wrzucić do polskiej bazy obserwacji gwiazd zmiennych oraz AAVSO. Przy okazji obserwacji R Leo na tych samych fotkach wyznaczyłem jasności dwóch innych gwiazd zmiennych (są w odległości do ok.3 stopni na pd/wsch od R Leo) : 1. DV Leo - gwiazdka zmienna pulsująca półregularnie (typu SR ?)o zakresie zmian blasku 7,8-8,2 dla której nie ma obserwacji w bazie AAVSO (filtrowałem do 30tys. dni wstecz V/wizualnie?). Krzywa blasku jest tutaj. 2. DY Leo - gwiazda zmienna typu RS CVn o zakresie zmienności 7,59-7,64 magnitudo na granicy możliwości detekcji mojego "sprzętu". Krzywa blasku jest tutaj. 2012_03_22_19_47ZATOM_R_Leo_Reduction-Intermediate.zip
  15. Wygląda na to, że jasność R Leonis jeszcze pnie się do góry. Twierdzę tak na podstawie najdokładniejszych znanych mi w tej chwili obserwacji, które wykonałem sam . Jest to fotometria DSLR wykonywana z dokładnością rzędu kilku setnych magnitudo. Np. dzisiaj w nocy "Leosia" miała standardową jasność V= 6,094 +-0,036 magnitudo (poprzednio 6,11 magnitudo w dn. 31marca). Szczegółowe dane obserwacyjne można znaleźć tutaj. Moje obserwacje są oznaczone plusem.
  16. Rybi

    Space-Art

    Dzisiaj przeglądając płytki sprzed 15 lat znalazłem swoje "dzieło" zrobione PovRay'em. To jest widok rakiety stojącej na pasie startowym tuż przed wylotem. Rakieta jest pokryta niezwykłym materiałem o połysku metalicznym, dzięki któremu może przelatywać nawet przez wnętrza gwiazd Rakieta znajduje się na planecie, gdzie nie ma atmosfery. Na niebie tej planety świecą dwie gwiazdy o podobnej jasności - jedna niebieska, a druga czerwona. Gwiazdy świecą z tyłu od strony prawego ucha obserwatora. Tuż za rakietą można zobaczyć dwa niezwykłe półcienie (czerwony i niebieski) oświetlone tylko przez jedną gwiazdę. Jest też cień, gdzie nie pada światło żadnej z tych gwiazd (czarny trójkąt na powierzchni planety).
  17. Oś optyczna teleskopu jako byt teoretyczny może być czyszczona również fotonami Ale słyszałem legendarne opowieści o tym, jak pracownicy obserwatorium ostronomicznego pobierali czysty etanol z magazynów uczelni na podstawie wpisów na dokumentach WZ "do czyszczenia osi optycznych teleskopów".
  18. I podstawowe pytanie na konkurs z zakresu wiedzy o teleskopach: Czym się czyści oś optyczną teleskopu?
  19. Ciekawe to co piszesz! Dzięki. O ile dobrze zrozumiałem informacje na ten temat, to w takim wariancie (przy ostrzeniu na nieskończoność) należy stosunek D[mm]/F[mm] potraktować funkcją arcus tangens. Z ciekawości policzyłem, że dla zestawu "nieszerokątnego" obiektyw 85mm + kamera Atic383L o przekątnej obrazu 22,5mm wychodzi wartość pola widzenia ARCTAN(22,5mm/85mm) = 14,8 stopnia. Czyli otrzymujemy niewielką różnicę około 0,4 stopnia (15,2 - 14,8).
  20. Coś dla miłośników wzorów i astronomii ... Gdy wyrazimy 1 radian w sekundach łuku to powyższą zasadę można również wyrazić następującym wzorem: D" = 206265 * D[mm] / F[mm], gdzie: -) D" - pole widzenia w sekundach łuku, -) D[mm] - wielkość odbiornika (CCD/CMOS) w mm, -) F[mm] - efektywna ogniskowa obiektywu (teleskopu) w mm. Ważne jest, aby we wzorze D[] i F[] wyrażać w takich samych jednostkach, np. tylko w milimetrach lub tylko mikronach. Dla obiektywu F=85mm i kamery Atik383L pole widzenia D"=206265*22,5mm/85mm = 54600"/3600 = 15,2stopnia. Ważnym parametrem jest również wielkość pola widzenia pojedyńczego piksela (rozdzielczość) Twojego układu optycznego. D" piksela kamery Atik383L z obiektywem 85mm = 206265*5,4 mikrona /85000 mikronów = 13,1". Apropos astronomicznego znaczenia liczby 206265 ... Więcej informacji na ten temat można znaleźć np. tutaj: http://h2g2.com/dna/h2g2/A196283 206265 jest magiczną astronomicznie liczbą. 206265 jest liczbą sekund łuku w radianie. Jest to również liczba jednostek astronomicznych w parseku. Astronomowie korzystają z tej liczby tak często, że jest ona nazywana czasami liczbą magiczną. Po prostu jest to jeszcze jedna liczba, którą astronomowie muszą pamiętać w ich walce ze jednostkami standardowymi. Astronomowie kochają sekundy łuku i nienawidzą radianów. To jest nic innego jak współczynnik konwersji. Ale jeżeli komuś zdarzy się zostać zawodowym astronomem (nie jest to zalecane dla kogoś, kto chce być niezależny finansowo przed czterdziestką), wtedy może to być użyteczna liczba :-)
  21. W fotometrii CCD wymaga się, aby kamera była liniowa w całym zakresie dynamicznym. W przyszłości będzie się wymagało "idealnej logarytmiczności" kamery z takim CMOS-em
  22. Zanosi się na kolejną rewolucję w dziedzinie elektronicznych odbiorników obrazu! Dostępne handlowo matryce firmy NIT posiadają tylko wyjście analogowe. Prawdopodobnie dopiero jest planowana produkcja matryc z przetwornikami A/C 10-bitowymi (availability="sampling"?). Z każdego piksela takiej matrycy można odczytać maksymalnie 1023 ADU (2^10-1). Jednocześnie zakres dynamiczny CMOS-ów logarytmicznych wynosi >=120dB - co odpowiada astronomicznym aż >=15 magnitudom (--> 120dB / 20 * 2,5). Riklaunim opisał potencjalne zastosowanie CMOS-ów logarytmicznych w fotografii planetarnej. Mnie interesuje potencjalne wykorzystanie tych matryc do focenia DS-ów lub nawet fotometrii (???). Wyobrażmy sobie coś takiego - na fotce z kamery z CMOS-em logarytmicznym ... -) doświetlamy gwiazdę 1 wielkości gwiazdowej do 1000 ADU (logarytmicznych), -) gwiazda 6 wielkości gwiazdowej (100xsłabsza -> log(100)=2) da nam wartość odczytu 500 ADU, -) gwiazda 11 wielkości gwiazdowej - odczyt 250ADU, -) gwiazda 16 wielości gwiazdowej - 125 ADU. Czyli na jedej klatce mamy różnicę aż 15 magnitudo. NIESAMOWITE!!! Gorzej z dokładnością ... w zakresie 100-1000 ADU mamy tylko 3 cyfry znaczące :-( Do fotometrii może to nie wystarczyć (?!) Matryce mają również znacznie zwiększony zakres spektralny - sięgający aż 300nm (granica przepuszczalności atmosfery ziemskiej t.j. ok.330nm). Dla mnie największą zagadką dotyczącą tych CMOS-ów jest brak możliwości regulacji czasu naświetlania. Jest to jedna z "korzyści" pracy z taką kamerką opisana w materiałach reklamowych. Na razie to dyskwalifikuje "kamerki logarytmiczne" w zakresie focenia DS-ów. Ale to są dopiero początki nowej technologii ...
  23. Dla kamerki mammut wartość bias-u (tego od przesunięcia dzwonu rozkładu Gaussa) równą około 1000 ADU określa się poprzez parametry wzmocnienia (domyślnie=185) i offsetu (domyślnie=127). W instrukcji obsługi kamerki podano, że bias powinno się modyfikować w następujących przypadkach : 1. Po pewnym czasie niektóre części kamery mogą się zestarzeć i zmienić offset tak, że zdjęcia kalibracyjnych biasów wychodzą z zerowymi wartościami. W tym przypadku można zwiększyć wartość offsetu, aby to skompensować. 2. Przy binning'u, aby uniknąć saturacji bardzo jasnych części obrazu można zmniejszyć wartość wzmocnienia.
  24. Mam nieco lamerskie wątpliwości o związek szumu odczytu (ang. readout noise) z biasem. Specyfikację kamerki "mammut" można znaleźć tutaj. Podano tam szum odczytu około 8,5e w temperaturze 0C. W rozdziale dot.liniowości podano, że bias tej kamerki jest na poziomie około 1000ADU. Po uwzględnieniu domyślnego wzmocnienia 0.789 e-/ADU mamy wyliczony szum odczytu na poziomie około 7ADU na piksel. Skąd się wzięła ta tysiąckrotna różnica w ADU (moim zdaniem bias powinien być na poziomie 7ADU) ? Czy szum odczytu kamerki zależy od temperatury?
  25. O ile wierzyć efemerydom :-) - dzisiaj się zaczyna zaćmienie główne dzeta (zeta) Aurigae. Przez najbliższe 4 dni "niebieski karzeł" (gwiazda ciągu głównego) będzie prześwietlał atmosferę pomarańczowego nadolbrzyma. Od 2 listopada niebieskiej gwiazdy nie będzie widać przez około miesiąc. W tym czasie jasność zeta Aurigae spadnie o około 2 magnitudo w barwie bardzo niebieskiej (filtr U). Niestety w zakresie widzialnym będzie to mało zauważalna zmiana - spadek jasności rzędu 0,1-0,2magnitudo.
×
×
  • Dodaj nową pozycję...

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy na Twoim urządzeniu pliki cookie, aby pomóc Ci usprawnić przeglądanie strony. Możesz dostosować ustawienia plików cookie, w przeciwnym wypadku zakładamy, że wyrażasz na to zgodę.