Skocz do zawartości

Znajdź zawartość

Wyświetlanie wyników dla tagów 'Artykuł' .



Więcej opcji wyszukiwania

  • Wyszukaj za pomocą tagów

    Wpisz tagi, oddzielając je przecinkami.
  • Wyszukaj przy użyciu nazwy użytkownika

Typ zawartości


Forum

  • Astronomia i kosmos
    • Obserwacje astronomiczne
    • Astronomia teoretyczna
    • Radioastronomia i spektroskopia
    • Kosmonautyka
  • Obrazowanie kosmosu
    • Dyskusje o astrofotografii
    • Galeria
    • Szkice obserwacyjne
  • Sprzęt i akcesoria
    • Dyskusje o sprzęcie
    • ATM, DIY, Arduino
    • Obserwatoria i planetaria
    • Giełda i sklepy astronomiczne
  • Inne
    • Społeczność AP (Rozmowy o wszystkim)
    • Książki i aplikacje
    • Planeta Ziemia
  • Pogromcy Light Pollution Forum pogromców LP
  • Klub Lunarystów ZAPOWIEDZI WYDARZEŃ
  • Klub Lunarystów ZDJĘCIA KSIĘŻYCA
  • Klub Lunarystów POMOCE
  • Klub Lunarystów O wszystkim
  • Klub Planeciarzy Forum
  • Klub Astro-Artystów Znalezione w sieci
  • Celestia Układ Słoneczny
  • Celestia Sprzęt
  • Celestia Katalog Messiera
  • Celestia Sprawy techniczne

Blogi

Brak wyników

Brak wyników

Kalendarze

  • Kalendarz astronomiczny
  • Kalendarz imprez
  • Urodziny
  • Z historii astronomii
  • Kalendarz Astronomiczny Live
  • Klub Planeciarzy Wydarzenia

Kategorie

  • Astrofotografia - surowe klatki
  • Instrukcje Obsługi
  • Sterowniki
  • Książki (ebooki)
  • Licencje do zdjęć

Grupy produktów

  • Oferta Astropolis
  • Teleskop Service
  • Obserwatoria AllSky
  • Dream Focuser
  • Serwis i Usługi
  • Książki
  • Kamery QHY - Akcja Grupowa (zakończona)

Szukaj wyników w...

Znajdź wyniki, które zawierają...


Data utworzenia

  • Od tej daty

    Do tej daty


Ostatnia aktualizacja

  • Od tej daty

    Do tej daty


Filtruj po ilości...

Dołączył

  • Od tej daty

    Do tej daty


Grupa podstawowa


Strona WWW


Facebook / Messenger


Skype


Instagram


Skąd


Zainteresowania


Sprzęt astronomiczny

Znaleziono 8 wyników

  1. Do zaćmienia pozostało 40 godzin*. Resztki zwiewnej mgły podświetlanej lekką łuną nisko skradającego się Słońca rozmywają rudą bryłę wyspy Mayda**. Powierzchnię Kraken Mare*** rzeźbi coraz więcej nerwowych dreszczy, łamiących lśniącą gładź powierzchni morza. Lodowaty wiatr, coraz śmielej porywający kurtyny grubych kropel, wróży rychłą zmianę. Pierwsze cętki białych chmur pojawiły się nad południowym horyzontem. Na razie można je dostrzec tylko na tle rozedrganego mirażu Saturna, jako słabo kontrastujące duchy szalejącego na południu sztormu. Najwyższy czas znaleźć sobie jakąś osłoniętą, bezpieczną zatoczkę. Temperatura sięgnęła -170*C i wciąż rośnie. W nocy rozpęta się tu polarne piekło. Fragment opowieści SF? Możliwe, ale bazujący na dzisiejszej prognozie pogody. Prognozie możliwej do przedstawienia dzięki modelowi tytańskiej pogody opracowanej w laboratoriach Caltechu (California Institute of Technology). To ważny krok w badaniach tajemniczego, mroźnego Tytana. Jeszcze kilka miesięcy temu, przy analizach grubej atmosfery polarnego księżyca, naukowcy musieli podpierać się w swoich badaniach modelami opartymi o bardzo egzotyczne zjawiska, takie jak regularne erupcje z kriowulkanu Sotra Facula**** Bazowanie na modelach opartych na tak wyjątkowych czynnikach niesie ze sobą ryzyko pracy na błędnych założeniach. Dodatkowe analizy materiałów zebranych przez sondę Cassini przeprowadzone przez naukowców z JPL (Jet Propulsion Laboratory - California Institute of Technology) w pierwszym kwartale zeszłego roku ostudziły nie tylko łowców życia na Tytanie ale i exo-meteorologów. Tytan okazał się nie tak aktywny geologicznie jak zakładano. Wszystkie "podejrzane" formacje na powierzchni Tytana, zostały jednoznacznie zidentyfikowane jako uformowane przez siły zewnętrzne - wiatr, deszcz, erozję, spływ ciekłego metanu i kratery po-impaktowe. Oznaczało to kłopoty dla astrobiologów poszukujących życia w podpowierzchniowych wodach geotermalnych i konieczność budowy nowych modeli atmosfery Tytana i cyrkulacji węglowodorów, wyjaśniającego obserwowane zjawiska klimatyczne w sposób prosty i spójny. Badania Tytana mają już ładnych parę lat historii. Pierwsze konkretne dane naukowcy otrzymali do rąk pod koniec 1979 z sondy Pioneer 11. Skryty pod niezwykle mroźną atmosferą księżyc nie zdradził szczegółów. W rok później ponownie próbowano szczęścia z sondą Voyager 1. Ponownie nieprzeźroczysta atmosfera nie zdradziła tajemnic polarnego księżyca. Kolejnym ważnym krokiem były dopiero materiały zbierane w podczerwieni za pomocą teleskopu Hubble'a blisko 15 lat później. Analizy sugerowały młodą geologicznie skorupę o bogatej strukturze i możliwość występowania cieczy na powierzchni. Tytan stał się bardzo interesującym obiektem dla naukowców. Jednak dopiero lata 2004-2008 uczyniły Tytana światem medialnym. Wspólna misja NASA, EASA i ASI - Cassini-Huygens, dostarczyła dowodów na obecność dużych zbiorników ciekłych węglowodorów w rejonach podbiegunowych księżyca. Zebrano też wiele danych o zjawiskach pogodowych zachodzących w atmosferze. Próbnik Huygens wystrzelony w kierunku Tytana pod koniec roku 2004 pozwolił pokoleniom nie pamiętającym lądowania na Księżycu choć na moment poczuć dreszcz odwiedzania dziewiczego, nieznanego świata. Mars był już zbyt oswojony w tej roli... no i nie miał mórz. Wisienką na tort okazało się zdjęcie z sondy Cassini wykonane w lipcu 2009 roku (już po formalnym zakończeniu misji), a opublikowane blisko pół roku później*****, ukazujące kosmicznego zajączka puszczanego przez Kraken Mare. Tytan, stał się dla wielu młodych ludzi ikoną obcego świata równie silną co Mars lub Europa. Ikoną nieco problematyczną dla pedagogów i popularyzatorów, bo mimo wielu zjawisk tak bardzo przypominających procesy zachodzące na Ziemi, krępująco skrytą i nieznaną. Na bezpośrednie pytania nastolatków z Teksasu, Geteborga czy Splitu, trzeba było odpowiadać "nie wiemy", lub tłumaczyć zawiłe procesy, co do poprawności których, sami twórcy nie byli do końca przekonani. Zrozumienie mechanizmów napędzających klimat innej planety nie jest proste. Wydawało by się, że zjawiska takie jak mgła, deszcz, burza czy pustynny huragan z samej swej natury będą takie same na różnych planetach. Tak nie jest. Atmosfera Tytana mimo, że zdaje się zachowywać podobnie do ziemskiej, jest bardzo odległa od tego co dzieje się u nas za oknem. Trzeba uzmysłowić sobie jak bardzo jest odmienna. Atmosfera Tytana to mieszanina głównie azotu - blisko 98,4% metanu - ok.1,4% i niewielkich ilości wodoru, osiągająca przy powierzchni blisko 146,7kPa******. Dla klimatu to istotny czynnik. Przy niewielkim ciążeniu na Tytanie (0.14g) oznacza to, że mogli byśmy latać machając prostymi skrzydłami przypiętymi do ramion. Niemożliwe na Ziemi jest możliwe na Tytanie. Mimo niewielkich rozmiarów księżyca (ok. 0,4 promienia Ziemi) świat ten ma masywniejszą atmosferę od naszej (ok. 120% masy ziemskiej atmosfery). Do tego wszystkiego należy dodać ekstremalnie niskie temperatury, oscylujące w okolicach -180*C przy powierzchni*******, oraz fakt, że atmosfera Tytana jest w wielu pasmach nieprzezroczysta, co uniemożliwia w pełni swobodną rejestrację zachodzących przy powierzchni procesów. Opadający lądownik Huygens nie był w stanie ustalić w którym kierunku jest Słońce, mimo że zdołał wykonywać zdjęcia powierzchni księżyca. Biorąc to wszystko pod uwagę, zaczyna być jasne jak skomplikowanym procesem jest budowa modelu klimatycznego Tytana. Modelu obejmującego obserwowaną sezonowość zachodzących na nim zjawisk, smogu cząsteczek organicznych, procesów formujących etanowe chmury, źródła mgieł, oraz sprawnie wyjaśniającego zjawiska na które mamy pośrednie dowody takie jak ciągnące się na setki kilometrów równikowe wydmy z drobinek wodnego lodu, świadczące o występowaniu pływowych wiatrów, lub całą gamę form podobnych do jezior, rzek i mórz ulokowanych w dosyć nieregularnie konkretnych rejonach, świadczących o rozbudowanym mechanizmie opadów i cyrkulacji etanu. Najnowszy model klimatyczny Tytana po raz pierwszy, wyjaśnia wiele obserwowanych zjawisk w sposób stosunkowo prosty i spójny. Do największych zalet nowego modelu zalicza się wyjaśnienie trzech zaskakujących obserwacji dokonanych w ostatnich latach na Tytanie. - Dlaczego metanowe jeziora zgromadziły się wokół biegunów i dlaczego jest więcej jezior na półkuli północnej niż na południu? - Dlaczego na suchych obszarach, w niskich szerokości geograficznych, w pobliżu równika Tytana (gdzie wylądował próbnik Huygens w 2005r), zarejestrowano kanały wydrążone przez płynącą ciecz lub deszcz i jak wyjaśnić "tropikalną" burzę szalejącą w tych rejonach, zarejestrowaną 2008 roku********? - Dlaczego letnie chmury obserwowane w ciągu ostatniej dekady, skupiały się wokół południowych i środkowych szerokości geograficznych księżyca? Zespół naukowców zdołał za pomocą nowego modelu klimatycznego zasymulować rozkład chmur zgodny z obserwacjami. Udało się również zasymulować podbiegunowy rozkład węglowodorowych jezior dzięki prawidłowemu rozkładowi energii dostarczanej na powierzchnię przez światło słoneczne. Zespół zdołał "odparować" nadmiar metanu w strefie równikowej i zgromadzić go w mniej nasłonecznionych rejonach podbiegunowych w postaci jezior. Uwzględnienie faktu, że Saturn posiada lekko ekscentryczną orbitę wyjaśniło też większą ilość zbiorników ciekłego metanu na półkuli północnej. Upraszczając, Tytan jest dalej od Słońca, gdy jest lato na półkuli północnej. W rezultacie, na północy lato jest nieco dłuższe niż na południu, a lato na Tytanie oznacza porę deszczową w regionach polarnych. Dłuższa pora deszczowa na północy, nawet jeśli letnie deszcze na półkuli południowej są bardziej intensywne z powodu silniejszego działania promieni słonecznych, oznacza, że więcej metanowego deszczu wypełnia północne jeziora. Do największych zagadek należały jednak ślady spływu cieczy w rejonie w pobliżu równika, gdzie wylądował próbnik Huygens, uważane za "spieczone", suche obszary gdzie całymi latami może nie spaść nawet kropla węglowodorowego deszczu. Luka we wcześniejszych modelach klimatycznych Tytana okazała się jeszcze poważniejsza, kiedy naukowcy zobaczyli na zdjęciach księżyca sporą burzę szalejącą nad podobno bezdeszczowym obszarze. Dopiero najnowszy model klimatyczny był w stanie stworzyć intensywne ulewy podczas wiosennej i jesiennej równonocy dostarczające na powierzchnię wystarczającą ilość ciekłych węglowodorów by wyżłobić formacje obserwowane przez Huygensa. Cytując jednego z naukowców pracujących nad modelem klimatycznym: "Deszcz pada bardzo rzadko w niskich szerokościach geograficznych (Tytana),ale kiedy już pada, to leje". Nowy model różni się od poprzednich tym, że jest trójwymiarową symulacją atmosfery obejmującą 135 tytańskich lat, co odpowiada 3000 lat na Ziemi. Dzięki temu jest to symulacja wyjątkowo stabilna. Nowy model klimatyczny uwzględnia również pełną cyrkulację węglowodorów pomiędzy atmosferą księżyca, a zbiornikami metanu na powierzchni. Naukowcom udało się odtworzyć na komputerach nie tylko to co zaobserwowano na Tytanie. Po raz pierwszy stoimy przed możliwością stawiania prognozy klimatycznej na najbliższe lata. Jedna z postawionych prognoz opracowanych w Caltech przewiduje podniesienie się poziomu metanowych jezior na północnej półkuli w ciągu najbliższych 15 lat. "Krótkoterminowa" prognoza opisuje zwiększone zachmurzenie nad biegunem północnym w ciągu najbliższych dwóch lat. Nie pozostaje nam nic innego, jak sprawdzić poprawność opracowań. Oby były trafniejsze niż to co serwuje nam co wieczór pogodynka. --------- * Okres orbitalny Tytana trwa 15,945 dni i jest identyczny jak jego okres obrotowy. Rotacja Tytana jest zsynchronizowana z rotacją wokół Saturna - zawsze pokazuje jedną twarz władcy pierścieni. Można dzięki temu wyznaczyć na jego powierzchni punkt z którego Saturn wydaje się wisieć idealnie w zenicie. Szerokości geograficzne na Tytanie są mierzone na zachód od tego punktu. Oznacza to również regularne zaćmienia. ** Mayda Insula - 79.1N; 312.2W - Duża wyspa w północnej części Kraken Mare. *** Kraken Mare - 68.0N; 310.0W (geograficzny środek) - Zbiornik mieszaniny ciekłego metanu i etanu. Rozmiarami nieco przewyższający Morze Kaspijskie. (pow. ok. 400K km2) **** http://en.wikipedia....otra_Facula.jpg - formacja do niedawna uważana za kriowulkan. Tworzy grupę wzniesień na powierzchni o długości około 65 km w najszerszym miejscu. Posiada kilka szczytów, gdzie dwa największe osiągają wysokość względną około 1000m. i 1500m. Wierzchołki otaczają głęboką dolinę/centralne zagłębienie o głębokości szacowanej na 1500m. jeszcze niedawno uważane za krater wulkaniczny. Na części zdjęć dopatrywano się na zboczach formacji, będących śladami spływów cieczy, o szacowanej grubości nawet do 100m. ***** http://photojournal....atalog/PIA12481 ****** Ponieważ metan skrapla się w atmosferze Tytana na dużych wysokościach, skład gazowy powietrza ulega zmianie wraz z zagłębianiem się w kierunku powierzchni księżyca. Poniżej tropopauzy, na wysokości 32 km, stężenie metanu osiąga prawie 5%, a nad samą powierzchnią, poniżej 8 km, w składzie atmosfery pojawiają się śladowe ilości innych węglowodorów takich jak etan, dwuacetylen, metyloacetylen, acetylen, propan, cyjanowodór, dwutlenek węgla, tlenek węgla, cyjan, argon i hel. W najwyższych warstwach pojawiają się bardziej skomplikowane, organiczne związki węglowodorowe, powstające z rozpadu metanu pod wpływem promieniowania ultrafioletowego ze Słońca. To areozol z tego typu cząsteczek jest odpowiedzialny za specyficzny odcień Tytana, tworząc gruby, pomarańczowy smog. ******* Szczegółowe dane o temperaturach panujących na Tytanie dostarczył naukowcom dopiero próbnik Huygens Europejskiej Agencji Kosmicznej. Odnotowana temperatura przy powierzchni globu wynosiła -179*C. W tej temperaturze lód wodny nie może sublimować lub odparować. Oznacza to, że atmosfera jest prawie wolna od pary wodnej. Mgła w atmosferze Tytana działa na jego niekorzyść. Odbija światło słoneczne spowrotem w przestrzeń tworząc efekt anty-cieplarniany. Biorąc pod uwagę fakt, że Tytan otrzymuje tylko około 1% energii jaką otrzymuje Ziemia od Słońca, w połączeniu ze wspomnianymi właściwościami wszechobecnej, pomarańczowej mgły księżyc ten powinien być zmrożoną na kość śnieżką. Z pomocą przychodzą mu metanowe i etanowe chmury oraz rozproszone związki organiczne w niższych partiach atmosfery, wywołujące zwykły już efekt cieplarniany. ******** Tytan, generalnie wygląda raczej nijakio, bez śladu chmur przez długie okresy. Oznacza to, że naukowcy próbujący rozumieć meteorologiczny cykl Tytana, mają kłopot. Nikt nie chce tracić czasu dużych teleskopów czekając na coś co się nie zdarza. Jednak jeżeli coś zdarza się bardzo rzadko, nie oznacza to, że czasami patrząc w odpowiednie miejsce i w odpowiednim czasie, nie można złapać ekscytującego zjawiska niejako na gorącym uczynku. Udało się to studentce Emily Schaller w kwietniu 2008 roku, gdy duży system chmur pojawił się niespodziewanie w pozornie suchych, średnich szerokościach geograficznych, a następnie powędrował na południowy wschód wywołując chmurę-potwora i tropikalny sztorm na Tytanie. Sztorm wykryto z Gemini Observatory of Titan - AURA / Lowell Obserwatory. ------ Warto wiedzieć: Czy istnieje życie na Tytanie, największym księżycu Saturna, ciągle pozostaje pytaniem otwartym. Pomimo braku wody na powierzchni ze względu na ekstremalnie niskie temperatury, nie jest wykluczone istnienie życia podobnego do prymitywnych organizmów ziemskich w ciekłych oceanach wodno-amoniakowych skrywanych głęboko pod powierzchnią księżyca. W świecie naukowym, ciągle dyskutowanym tematem jest również Tytanowe życie oparte na "metanowej" biologii. Atmosfera Tytana jest gęsta i aktywna chemicznie. Wykryto w niej duże ilości różnorodnych i skomplikowanych związków organicznych. Skład atmosfery Tytana przypomina mieszaninę tego co gotowało się na młodej ziemi z wyjątkiem braku pary wodnej i znacznie niższych temperatur. Mimo tych różnic, powstało wiele hipotez opisujących potencjalną ewolucję biologiczną na Tytanie. W październiku 2010, Sarah Horst z University of Arizona stwierdziła, że pomimo braku wody udało jej się osiągnąć pięć nukleotydów - budulec DNA i RNA, oraz wiele aminokwasów - składników białek, wśród związków możliwych do wyprodukowania w naturalny sposób z mieszaniny gazów, odpowiadających atmosferze Tytana. Atmosfera Tytana zawiera także niewielkie ilości wodoru. W czerwcu 2010 roku, naukowcy analizujący dane z sondy Cassini-Huygens dopatrzyli się anomalii w składzie powietrza w przypowierzchniowych warstwach atmosfery. Wodór gdzieś tajemniczo znika na Tytanie. Może to potencjalnie oznaczać, że w metanowych jeziorach i rzekach księżyca żyją organizmy używające do pozyskania energii nie tlenu, a wodoru reagującego z również obecnym w atmosferze z acetylenem. Możliwa biochemia takich organizmów dosyć dobrze wpisywała by się w pozostałe składowe atmosfery Tytana, ponieważ jej efektem była by produkcja metanu zamiast dwutlenku węgla. (należy wspomnieć, że znane są bakterie ziemskie pozyskujące energię z reakcji wodoru z dwutlenkiem węgla i wydalające metan i wodę) ---------- źródła: http://news.caltech...._releases/13484 http://media.caltech..._releases/13282 http://en.wikipedia....iki/Titan_(moon) http://en.wikipedia....ki/Sotra_Facula http://en.wikipedia..../Lakes_of_Titan http://en.wikipedia....atures_on_Titan http://en.wikipedia....iki/Kraken_Mare http://photojournal.jpl.nasa.gov http://pl.wikipedia....wiki/Metanogeny http://www.space.com...alien-life.html http://planetaryname...=Stat&show=Orig http://saturn.jpl.na...n/introduction/ http://www.esa.int/e...MD2HHZTD_0.html http://solarsystem.nasa.gov Wszystkie fotografie i grafiki pochodzą z NASA.
  2. Serię artykułów "Od laika do astrofotografa" przygotowuje Jacek Bobowik (jcbo). Zobacz wszystkie części - kliknij tutaj. Komputer w służbie astrofotografii Komputer w naszym codziennym życiu, powoli zaczyna odgrywać ważną rolę pozwalającą nadążyć za tempem rozwoju, jaki serwuje nam otaczająca rzeczywistość. W astrofotografii, aby zapewnić sobie większy komfort pracy oraz co się z tym nierozłącznie wiąże dokładność, powtarzalność i automatyzacje procesu, musimy wcześniej czy później zaprzyjaźnić się z tym urządzeniem oraz oprogramowaniem wykorzystywanym przy wsparciu naszego hobby. Spróbuję z mojego punktu widzenia zasygnalizować procesy, które wspierane informatycznie wydają się przyjemniejsze i łatwiejsze w realizacji, oraz które rozwiązania w danym obszarze mi osobiście przypadły najbardziej do gustu. Aby cieszyć się z optymalnego wykorzystania warunków pogodowych podczas sesji fotograficznej, a szczególnie, gdy taka sesja wymaga transportu na często niemałą odległość całego sprzętu następnie jego precyzyjnego ustawienia i skalibrowania, ważne jest abyśmy zamienili się w bardziej skuteczniejszą niż często obserwowaną w popularnych programach informacyjnych pogodynkę. Czynniki, jakie będziemy próbowali jak najdokładniej przewidzieć w krótkoterminowym jak na prognozy pogody horyzoncie to, jakie najbliższej nocy będzie ciśnienie atmosferyczne, siła wiatru, temperatura, punkt rosy, zachmurzenie, wilgotność, oraz jak długa będzie noc astronomiczna, czyli okres, w którym słońce jest wystarczająco schowane za horyzont, aby nie przeszkadzało w pokazaniu się ciemnego nieba. Ważny będzie również zmienny i niepożądany wpływ zaświetlenia nieba pochodzący od naszego naturalnego satelity - Księżyca. Skutecznie wykorzystanie pozyskanych informacji, które nam pomogą przewidzieć warunki, jakich możemy się spodziewać podczas najbliższej sesji, wymaga zrozumienia kilku podstawowych i ogólnych meteorologicznych zależności. Ciśnienie atmosferyczne ma zasadniczy wpływ na kształtowanie się interesującej nas pogody. Powietrze w obszarze wysokiego ciśnienia ulega kompresji i ociepla się podczas opadania, a to przeciwdziała powstawaniu chmur (niebo zazwyczaj jest bezchmurne). Jednak warunki te nie przeszkadzają np. w formowaniu się mgły. W obszarze niskiego ciśnienia sytuacja jest dokładnie odwrotna. Mgła natomiast powstaje wtedy, gdy powietrze ochładza się do poziomu poniżej temperatury punktu rosy tzn., kiedy para wodna zawarta w powietrzu ulega kondensacji. Niektóre odczyty będą bezpośrednio wpływały na nasze przygotowania. Na przykład zwiększona wilgotność powietrza, której zwykle towarzyszy brak wiatru powoduje przykucie naszej uwagi na odpowiednie zabezpieczenie elementów optycznych. Silny wiatr naturalnie, mimo bezchmurnej pogody może spowodować trudności w dokładności nadążania przez nasz montaż za fotografowanym obiektem i wymaga zwrócenia większej uwagi na zabezpieczenie elementów najbardziej narażonych na generowanie potencjalnych zakłóceń. Do zebrania potrzebnych i najbardziej aktualnych informacji najlepiej sprawdzi się Internet lub dedykowane aplikacje na urządzenia mobilne. Większość potrzebnych danych pogodowych znajduję w ogólnie dostępnych meteorogramach (Model UM) ICM Uniwersytetu Warszawskiego [http://meteo.icm.edu.pl/] i weryfikuję z innym źródłem prognozowanym przez Norweski Instytut Meteorologiczny w aplikacji YoWindow [http://yowindow.com/]. Do bieżącego śledzenia powstałego na niebie zachmurzenia, z możliwością dokładnego oznaczenia na mapie własnej lokalizacji najlepiej dla mnie sprawdza się serwis informacyjny Sat24.com, prezentujący z niewielkim opóźnieniem aktualne zdjęcia satelitarne rozkładu chmur nad wybranym obszarem [http://sat24.com/pl?ir=true]. Informacje o wschodach, zachodach i fazach Księżyca są dość szeroko dostępne w sieci, natomiast informacje określające długości nocy astronomicznej w interesującej mnie lokalizacji najwygodniej uzyskuję za pośrednictwem mobilnej aplikacji Sunrise Clock + [http://www.appxpress...sunrise-clock]. Pozwala to na dość dokładne zaplanowanie najbardziej efektywnej długości naszej sesji w pozyskiwaniu materiału w zależności na przykład od położenia fotografowanego obiektu i używanych ew. filtrów. Gdy sesja jest zaplanowana, sprzęt ustawiony i gotowy do pracy, jedno z pierwszych działań, jakie wykonujemy jest wycelowanie naszego zestawu w obiekt na niebie, aby ostatecznie znalazł się on w oczekiwanym kadrze naszego przyszłego zdjęcia. Dokładność, a przede wszystkim powtarzalność kadru w przypadku, gdy zbierany materiał na jedno zdjęcie rozkłada się na kilka sesji, będzie dla nas pierwszym wyzwaniem. Wsparciem w tym zakresie będą wszelkie rozwiązania sprzętowe i programowe klasy „GOTO”. Wymagają one zwykle dwóch kroków w osiągnięciu celu. Najpierw skalibrowania systemu z wybrany dowolnie fragmentem nieba, najczęściej gwiazdy, polegającym na wybraniu wskazanego w programie/systemie obiektu, a następnie manualnym jego wyrównaniu tak, aby znajdował się dokładnie w centralnej części kadru w celu synchronizacji. Zsynchronizowany „GOTO” w większości przypadków następnie powinien podążać dokładnie do wybieranego celu, jednak czasami ta precyzja, wynikająca z innych niedokładności jest zachowana jedynie w pobliskim obszarze obiektu, na którym następowała synchronizacja. Wygodnym rozwiązaniem programowym są Mapy nieba, które na przykład za pośrednictwem sterowników ASCOM (uniwersalnej platformy informatycznej pozwalającej na standaryzację integracji sprzętu „astro” z dedykowanymi do tej dziedziny programami) pozwalają się zsynchronizować z naszym montażem. W takim rozwiązaniu, na wybrany na mapie obiekt możemy skierować nasz zestaw i śledzić jego położenie na niebie w ciągu całej sesji. Ja do tego celu z powodzeniem w swoim zestawie używam oprogramowania Cartes du Ciel [http://www.ap-i.net/skychart/start], które pozwala mi jak wiele tego typu rozwiązań, poza konfiguracją interesujących mnie map, również na jednoczesną ocenę rozpiętości planowanego kadru. Większą dokładność i automatyzację do powrotu do tego samego kadru z poprzedniej sesji zapewniają rozwiązania pozwalające na astrometryczne powiązanie szczegółów sfotografowanej wcześniej klatki z odpowiednią bazą danych, co pozwala dokładnie zidentyfikować jej współrzędne i automatycznie zsynchronizować „GOTO”, oraz ustawić zestaw dokładnie na wybrany obiekt. Jednym z takich rozwiązań jest oprogramowanie PinPoint [http://pinpoint.dc3.com/] zapewniające dokładność identyfikacji kadru i integracji z funkcjami na przykład oprogramowania MaximDL. Wycelowany na wybrany kadr teleskop wymaga następnie ustawienia i często korekty wraz ze zmieniającą się temperaturą ostrości w naszym zestawie. Proces ustawiania ostrości będzie polegał najogólniej na wykonaniu wielu ekspozycji kadru z nieprześwietloną gwiazdą w czasach (do 1s) eliminujących do minimum wpływ niekorzystnej atmosfery oraz takiej regulacji ostrości, aby jej kształt osiągną najmniejszy możliwy rozmiar. Niekorzystny wpływ, szczególnie przy dużych rozdzielczościach, na dokładność i szybkość ustawienia poprawnej ostrości może mieć konieczność regulacji związana z fizycznym dotykaniem zestawu. Dlatego często stosuje się zautomatyzowane rozwiązania pozwalające na regulację zdalną za pośrednictwem na przykład komputera. Na analizę optymalnego docelowego kształtu naszej gwiazdy negatywny wpływ będzie miała stabilność atmosfery, która nie zawsze pozwoli nam jednoznacznie dokładnie wizualnie określić punkt docelowy. Z pomocą przychodzą albo rozwiązania sprzętowe, na przykład w postaci Maski Bahtinova, która odpowiednio dobrana do parametrów teleskopu i założona na obiektyw w trakcie ustawiania ostrości, pokazuje obraz gwiazdy w postaci symetrycznych refleksów, pozwalających na precyzyjniejsze określenie docelowego punktu ustawianej ostrości, albo rozwiązań programowych wspierających dokładny pomiar rozmiaru uzyskanego obrazu gwiazdy i znalezienia jej pożądanego stanu. Rozwiązaniem programowym, które stosuję w tym zakresie jest dodatek do MaximDL FocusMax, który w połączeniu ze zdalną i dokładną regulacją ostrości jest w stanie automatycznie na podstawie analizy szerokiego zakresu pomiaru rozmiarów gwiazdy w różnych położeniach regulacji ostrości wyznaczyć liniową zależność i matematycznie obliczyć optymalne położenie, eliminując znacznie między innymi wpływ zmienności atmosfery na dokładność pomiaru. Komputer stanie się niezbędny w zakresie sterowania obsługą kamer dedykowanych do astrofotografii, będzie obsługiwał funkcje związane z planowaniem, wyzwalaniem i kontrolą całego cyklu ekspozycji, przejmowania wyników i zapisywaniem ich w postaci wynikowych plików oraz często sterowaniem chłodzeniem komory matrycy, która pracując w niższych temperaturach odbiera mniej zakłóceń. Niezbędny w mojej ocenie stanie się także, (choć istnieją rozwiązania niewymagające komputera) do wsparcia w osiąganiu większej dokładności prowadzenia naszego montażu (guiding). W obu przypadkach, zarówno do sterowania kamerą główną i prowadzącą oraz do wsparcia prowadzenia wykorzystuję z powodzeniem oprogramowanie MaximDL, które daje mi kompleksowe i stabilne rozwiązanie w tym zakresie. Na okoliczność walki z dyskomfortem, który niektórym może doskwierać przy długiej i monotonnej sesji astrofotograficznej, związanym na przykład z nadmiernym chłodem, którego czasami nie da się wyrównać płynnym czynnikiem rozgrzewającym, lub komarami, których nie da się chyba niczym skutecznie wyeliminować, warto rozważyć konfigurację pozwalającą na zapewnienie kompleksowego zdalnego sterowania naszym zestawem. Rozwiązań, których podstawą jest komputer podłączony do zestawu pozwalający się zdalnie sterować z innego urządzenia jest dostępnych wiele. Ja stosuję proste, darmowe i stabilne rozwiązanie TeamViewer [http://www.teamviewe.../pl/index.aspx], które pozwala za pośrednictwem Internetu, lub lokalnej sieci na sterowanie innym komputerem. Obróbka zebranego materiału to także działania z użyciem dedykowanego oprogramowania, pozwalające na odpowiednie złożenie pozyskanego w czasie sesji materiału i wydobycie z niego jak najwięcej pożądanych cech związanych z fotografowanym obiektem, a wyeliminowaniem tych, które psują jego ostateczny pozytywny odbiór. Ja do obróbki stosuję oprogramowanie MaximDL i Adobe Photoshop CS3, na których będę w dalszych rozważaniach związanych z przetwarzaniem zebranego materiału w astrofotografię głównie się koncentrował. cdn. Zobacz poprzednie części serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
  3. Seria artykułów "Od laika do astrofotografa" przygotowuje Jacek Bobowik (@jcbo). Zobacz wszystkie części - kliknij tutaj. Część II Warsztat astrofotografa Świadomość, z jakich elementów składa się amatorski zestaw do astrofotografii i za co odpowiadają poszczególne jego części, pozwoli nam na optymalne dobranie rozwiązań w stosunku do naszych przyszłych wymagań i możliwości. Podejdźmy do tego od strony funkcjonalnej. Jak w klasycznej fotografii w pierwszej kolejności do zrobienia zdjęcia odległego obiektu potrzebujemy obiektywu. W astrofotografii za ogniskowanie obrazu na płaszczyźnie matrycy naszego detektora będzie odpowiadał głównie teleskop lub również niekiedy obiektyw używany w fotografii dziennej. Z drugiej strony układu niezbędne będzie urządzenie, które pozwoli zarejestrować wcześniej zogniskowany obraz. Będziemy skupiać się z oczywistych względów na technologii cyfrowej, uświadamiając sobie, jakie kamery czy aparaty musimy użyć, aby uzyskać obraz o pożądanych przez nas cechach, lub ile i jakiej dodatkowej pracy z posiadanym już detektorem musimy włożyć, aby te cechy osiągnąć lub się do nich przynajmniej zbliżyć. Ważną funkcjonalnością pozwalającą, iż obiektyw i detektor poprawnie ze sobą współpracują będzie odpowiednie i precyzyjne ustawienie odległości obiektywu od płaszczyzny matrycy tak, aby otrzymać ostry obraz fotografowanego obiektu. Zwykle te właściwości zapewni nam już sama konstrukcja obiektywu lub teleskopu, dając nam jednocześnie różne możliwości automatyzacji tego procesu, który podniesie komfort pracy, a w niektórych przypadkach zapewni wymaganą dokładność. Astrofotografia, szczególnie obiektów głębokiego nieba, której tłem są gwiazdy jest bezlitosna w obnażaniu wszelkich wad układów optycznych, jakie stosujemy w roli obiektywu. Decydując się na uprawianie astrofotografii artystycznej, nasze pragnienie wyeliminowania takich wad jak aberracja chromatyczna czy aberracje niechromatyczne, spowoduje konieczność wybrania odpowiedniego dla możliwości, akceptowalnych odchyleń i wad teleskopu oraz często zastosowania odpowiednich i dostępnych dodatkowo korektorów. Będziemy musieli tak złożonej konstrukcji jeszcze zapewnić stabilne posadowienie, które zagwarantuje nam utrzymanie fotografowanego obiektu w tym samym miejscu w całym czasie jego naświetlania. Tu w zależności od wybranych przez nas obiektów, potrzeby mobilności, parametrów technicznych i optycznych obiektywu lub teleskopu oraz wynikających z tego konsekwencji w postaci wymaganego czasu naświetlania będziemy mogli dobrać odpowiednie rozwiązanie. Będzie nim klasyczny statyw fotograficzny lub montaż azymutalny pozwalający obracać teleskop wokół osi pionowej lub poziomej, albo będzie to montaż paralaktyczny zapewniający obrót wokół dwóch prostopadłych do siebie osi, z których jedna wskazuje na biegun niebieski, co pozwoli na wygodne i dokładne podążanie za ruchem obrotowym ziemi przy długoczasowej fotografii nieba. Jak się okaże w wielu przypadkach precyzja utrzymania obiektu w dłuższych interwałach czasowych w wymaganym położeniu nie jest możliwa do zapewnienia przez samą funkcjonalność i dokładność montażu, będziemy musieli, więc mu pomóc zwiększyć dokładność prowadzenia, o ile jest w stanie dać sobie pomóc. Wsparcie to ogólnie polega na zastosowaniu osobnego detektora to śledzenia gwiazdy w pobliżu naszego fotografowanego celu przez oddzielny układ optyczny odpowiednio ustawiony w stosunku do głównego obiektywu czy teleskopu. Będą także przypadki, że wykorzystamy do prowadzenia ten sam teleskop, którym fotografujemy. Stosuje się wówczas odpowiednie kamery zawierające w sobie dwie niezależne matryce lub urządzenia zwane OFF-AXIS-GUIDER, które pozwalają na podłączenie detektora za pośrednictwem odpowiednich pryzmatów to fotografowanego ogniska. Tak śledzona gwiazda jest następnie precyzyjnie analizowana w kontekście swojego położenia przez dodatkowe urządzenia lub programy komputerowe, co pozwala na wysyłanie do montażu informacji o wymaganych korektach prowadzenia, na które montaż reaguje niezwłocznie o ile jest w stanie takie informacje przyjąć. Funkcjonalność dość oczywista taka jak kadrowanie obiektów, w przypadku astrofotografii wymaga już zdecydowanie większej uwagi i przygotowania. O ile kadrowanie niewymagające obrotu kadru jest dość proste w praktycznie każdej konfiguracji, to rotacja pola widzenia naszego fotografowanego obiektu w niektórych konfiguracjach będzie wymagała już pewnych możliwości ze strony konstrukcji teleskopu lub zastosowania odpowiednich urządzeń pozwalający na obrót zamocowanego sztywno detektora. Poruszając się w obrębie technologii cyfrowej musimy zadbać o zarejestrowanie na odpowiednich nośnikach efektów naszej pracy, co powoduje, że w wielu przypadkach niezbędnym i stałym elementem funkcjonalnym stanie się komputer i wszelkie aspekty jego podłączenia z pracującymi urządzeniami, który będzie służył nie tylko do odebrania i zapisania plików, ale będzie również często przejmował funkcje sterowania i koordynacji pracy całego naszego zestawu. Musimy uświadomić sobie, że większość naszych sesji będzie się odbywać w warunkach powodujących roszenie, szronienie lub parowanie soczewek i luster naszych układów optycznych lub z powodu wiatru poruszanie najsłabszymi elementami naszego zestawu, co w efekcie będzie zakłócało nam uzyskanie pożądanych efektów w większości konfiguracji. Na takie okazje będziemy musieli się przygotować stosując odnośniki, opaski grzejne czy odpowiednio spinając wszelkie wiszące kable. Jednym z najważniejszych, o ile nie najważniejszym elementem zapewniającym funkcjonowanie całości jest energia oraz bezpieczeństwo i ciągłość jej dostarczenia do wszystkich elementów zestawu podczas całej, często kilkugodzinnej sesji w niskich temperaturach przy dużej wilgotności. Fakt tak oczywisty, że często bagatelizowany w całym procesie konstruowania rozwiązania a istotny w kontekście szczególnie wyboru miejsca fotografowania. Istotne w mojej opinii jest także zapewnienie sobie takiego komfortu pracy, aby hobby, które uprawiamy sprawiało nam przyjemność, a nie powodowało frustracje z powodu odmrożeń, pogryzień komarów lub całkiem chybionych w kontekście pogody sesji. Przeanalizujemy jak możemy sobie usprawnić i zautomatyzować wiele działań i jak odpowiednio planując sesję minimalizować ryzyko niepowodzeń. cdn. Zobacz poprzednie części serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
  4. Serię artykułów "Od laika do astrofotografa" przygotowuje Jacek Bobowik (jcbo). Zobacz wszystkie części - kliknij tutaj. Rejestrator fotonów W astrofotografii, której celem są obiekty głębokiego nieba, każdy foton jest na wagę złota. Z jednej strony staramy się użyć jak najsprawniejszych układów optycznych, aby w czasie naświetlania nasz teleskop pochłoną ich jak najwięcej, z drugiej natomiast poszukujemy jak najsprawniejszych urządzeń cyfrowych, które potrafią je odwzorować w jak najlepszy obraz. W teleskopach ilość zbieranego światła zależy głównie od średnicy obiektywu i jakości optyki. Refraktory są w porównaniu z reflektorami w tych samych średnicach sprawniejsze, gdyż ich konstrukcja nie posiada w torze optycznym żadnych obstrukcji (elementów przysłaniających), ale koszty zakupu w tej samej aperturze reflektorów są zwykle dużo niższe od teleskopów soczewkowych. Detektor, którego będziemy używać do zarejestrowania obrazu składa się z setek tysięcy lub milionów światłoczułych elementów zwanych pikselami. O tym, jaki procent fotonów, które dotrą do naszej matrycy ma realną szansę zostać zarejestrowanych w danej długości fali świetlnej (wavelength) będzie nam określała sprawność kwantowa przetwornika (QE). Jest to parametr na podstawie, którego będziemy mogli realnie oszacować poziom czułości naszej kamery. Innym ważną cechą detektora cyfrowego jest głębokość studni potencjału (full well capacity), która określa liczbę fotonów, które jest w stanie zaabsorbować pojedynczy piksel matrycy. Im mniejsza studnia tym naturalnie szybsza zdolność do jej przepełnienia, a co za tym idzie mniejszy zakres dynamiki obrazu przetwarzanego przez matrycę. O ile za to, w jakim czasie nasza kamera „wymaluje” najsilniejszy poziom sygnał będzie odpowiadać głębokość studni potencjału, o tyle na jego najsłabsze wartości będzie miał wpływ poziom szumu odczytu naszego przetwornika. W parametrach kamery podawana jest również liczba bitów informacji, która została użyta do opisania stanu każdego piksela. Im większa liczba bitów tym łagodniejsze przejścia pomiędzy fragmentami obrazu o różnej jasności, które jest w stanie zarejestrować detektor. Obiekty będące potencjalnym celem astrofotografii takie jak gwiazdy czy galaktyki lub mgławice refleksyjne, które zwykle świecą światłem odbitym pobliskich gwiazd, emitują zwykle blask w całej długości fal, natomiast mgławice emisyjne, stanowiące często obszary gwiazdotwórcze utworzone przez obłoki zjonizowanego wodoru, emitują światło z dużą przewagą pasma Ha. Są również mgławice, które intensywniej świecą w innych wąskich pasmach np. OIII czy SII. Istotne jest dla uzyskania satysfakcjonującego efektu, aby świadomość charakterystyki wybranego jako cel obiektu szła w parze z czułością naszego detektora w pasmach, które dominują w obrazie oczekiwanym do uchwycenia na naszej matrycy. Parametry takie jak rozmiar matrycy i rozmiar piksela są niezbędne w wcześniej już wspominanych wyliczeniach rozdzielczości i pola widzenia naszego zestawu. Dla ogólnego zobrazowania dostępnych na rynku w tym zakresie różnic, pozwalających na dobranie detektora w zależności od naszych potrzeb i zasobności portfela, przedstawię poniżej porównanie rozmiarów z informacją o wielkości piksela w [um] najbardziej popularnych matryc Kodaka. Obraz, który dotarł do matrycy i został przez nią zarejestrowany nie posiada żadnych informacji o kolorze, ale jedynie o zmianach natężenia światła, jakie zostało przetworzone z fotonów, które wypełniły piksele. Aby stworzyć obraz kolorowy ten sam kadr musimy naświetlić przez trzy filtry odpowiadające składowym: R(czerwona), G(zielona), B(niebieska). Kamery z matrycami kolorowymi to konstrukcje, które posiadają wbudowaną maskę mikroskopijnych filtrów po jednym na każdy piksel. Powszechnie jest stosowana maska Bayera, w której na każdą czwórkę pikseli przypadają odpowiednio filtry RGGB. Kamery kolorowe z maską Bayera z racji, że połowa pikseli na stałe rejestruje najmniej „przydatny” w astrofotografii kolor zielony, będą mniej efektywne w rejestrowaniu obiektów głębokiego nieba niż kamery monochromatyczne. Aby uwydatnić na tle innych sygnał emitowany przez mgławice emisyjne naświetlamy kadr przez wąskopasmowe filtry, które w zależności do swojej charakterystyki przepuszczają nam pożądany zakres wybranej długości fali. Im węższa szerokość pasma filtra podawana w [nm], tym oczywiście ciemniejszy filtr wymagający dłuższego czasu naświetlania, ale również szansa na uzyskanie na zdjęciu lepszego kontrastu pozwalającego na pokazanie większej ilości subtelnych szczegółów w oczekiwanym obrazie. cdn. Zobacz poprzednie części serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
  5. Serię artykułów "Od laika do astrofotografa" przygotowuje Jacek Bobowik (jcbo). Zobacz wszystkie części - kliknij tutaj. Najlepszy zestaw do astrofotografii to taki, którego się często z powodzeniem używa. A więc naszym priorytetem w poszukiwaniu rozwiązania na miarę naszych możliwości powinny być nie tylko parametry optyczne i techniczne, ale także względy praktyczne oraz wygoda obsługi. A wszystko musi się zacząć o ustalenia, co chcemy sfotografować i gdzie będziemy to robić. W warunkach miejskich na bardzo dobrym poziomie efekty osiągniemy w astrofotografii planetarnej i księżyca, a także w fotografowaniu obiektów mgławicowych kamerami monochromatycznymi przy użyciu filtrów wąskopasmowych. W warunkach podmiejskich i wiejskich satysfakcjonujące efekty można uzyskać już praktycznie w całym zakresie astrofotograficznych dziedzin, z wykorzystaniem detektorów kolorowych i monochromatycznych. Przy astrofotografii obiektów głębokiego nieba wpływ zanieczyszczenia sztucznym światłem i możliwości techniczne oraz optyczne zestawu będą przekładały się na ilość obiektów w naszym realnym zasięgu,. Jeżeli zdecydujemy się na fotografię planet, musimy uświadomić sobie, że są to dość jasne obiekty o małych rozmiarach kątowych. Aby uzyskać obraz tych największych w przyzwoitych rozmiarach musimy użyć często kilkumetrowych ogniskowych, a aby próbować wyłapać możliwie jak najwięcej subtelnych szczegółów, powinniśmy się starać fotografować na początku tak, aby stosunek ogniskowej do apertury (światłosiła) był w granicach 15-20. Determinuje to niestety wybór większego teleskopu i zastosowanie dodatkowo soczewek Barlowa, stąd bardziej popularne w tej dziedzinie ze względu również na cenę i praktyczne rozmiary są reflektory (teleskopy zwierciadlane). Technika fotografowania planet i szczegółów księżyca będzie w większości przypadków polegała na zarejestrowaniu krótkich ekspozycji, rzędu milisekund w ilości pozwalającej w późniejszym procesie obróbki na wyeliminowanie maksymalnej ilości niepożądanego szumu i odpowiednie uwydatnienie pożądanego sygnału fotografowanego obiektu. W zależności, od jakości zebranego materiału często będzie to nawet kilkaset ujęć. W wielu wypadkach, aby uchwycić obraz planety z jej ciekawymi szczegółami będziemy mieli ograniczony czas na zarejestrowanie takiej ilości materiału, związany z rotacją fotografowanej planety. Uwzględniając, więc powyższe aspekty najpraktyczniejsze w uzyskiwaniu pożądanych efektów będą urządzenia rejestrujące pozwalające zarejestrować jak najwięcej klatek w ciągu sekundy (15-30) i które potrafią je w tym czasie zapisać w formacie niepowodującym strat jakości obrazu. Lepsze do tego celu są kamery monochromatyczne, ale wymagają dodatkowego osprzętu pozwalającego na szybką zmianę filtrów, jeżeli chcemy uzyskać w efekcie kolorowy obraz. Jeżeli będziemy chcieli naszym zestawem spenetrować zakamarki kosmosu znajdujące się poza naszym Układem Słonecznym, będziemy mieli do czynienia z obiektami, których rozmiary już mogą być różne. Aby świadomie ocenić możliwości wykonania astrofotografii naszego zaplanowanego celu musimy na początek umieć ocenić jego jasność powierzchniową i rozmiary kątowe, które będą osiągalne w większość dostępnych map nieba, a następnie umieć obliczyć pole widzenia naszego zestawu i jego rozdzielczość. Mając podane rozmiary matrycy naszego detektora (np. 13,5mm X 18mm), aby uzyskać jego pole widzenia przy danej ogniskowej (np. 900mm) możemy skorzystać dla każdego boku ze wzoru: rozmiar boku pola widzenia [arcmin] = 3436 * rozmiar boku matrycy [mm] / ogniskowa [mm] Dla naszego przykładu pole widzenia wynosi 51,5’ X 68,7’ co pozwoli nam przy odpowiednim wykadrowaniu zmieścić np. galaktykę M33, która ma rozmiar 68.7’ X 41.6'. Rozdzielczość naszego zestawu określimy znając rozmiar piksela matrycy (np. 5,4um) i ogniskową (np. 900mm) za pomocą wzoru: Rozdzielczość zestawu [arcsec/piksel] = 206,256 * rozmiar piksela [um] / ogniskowa [mm] Dla naszego przykładu rozdzielczość zestawu wynosi 1,24 arcsec/piksel Im mniejsza wartość wyliczona powyższym wzorem tym rozdzielczość jest lepsza, co pozwoli na rozdzielenie i uwydatnienie na zdjęciu większej ilości szczegółów, ale im lepsza rozdzielczość tym bardziej rosną wymagania, co do dokładności prowadzenia obiektu przez nasz montaż w całym czasie naświetlania pojedynczej klatki. Ograniczeniem jest również stabilność atmosfery (seeing), który w naszym kraju oscyluje w granicach 2 arcsec. Obiekty głębokiego nieba są obiektami ciemnymi w porównaniu do obiektów Układu Słonecznego, w związku z tym technika ich fotografowania będzie polegała na zarejestrowaniu dłuższych ekspozycji, rzędu minut w ilości pozwalającej w późniejszym procesie obróbki na wyeliminowanie maksymalnej ilości niepożądanego szumu i odpowiednie uwydatnienie pożądanego sygnału fotografowanego obiektu. Zwykle będzie ich w okolicach 20-30. Na dobór czasu naświetlania pojedynczej klatki będzie miała wpływ, czułość matrycy, jasność naszego nieba i światłosiła naszego układu optycznego. Im jaśniejsze niebo tym czas pojedynczej klatki będzie krótszy, ale ilość pożądanego sygnału zarejestrowanego na matrycy mniejsza. Im jaśniejszy teleskop czy obiektyw to czas pojedynczej klatki będzie mógł ulec skróceniu, ale bez utraty ilości szczegółów fotografowanego obiektu. Jaśniejszy układ optyczny, pozwoli nam szybciej zbierać materiał, a bardziej zaświetlone niebo będzie eliminować z naszego zasięgu ciemniejsze obiekty lub szczegóły. Do obiektów o dużych rozmiarach kątowych, szczególnie rozległych obszarów mgławicowych najpopularniejsze stają się refraktory (teleskopy soczewkowe), a do bardzo szerokich pól nawet obiektywy używane w fotografii dziennej. Jasne reflektory, pozwalające w rozsądnych cenach posiadać dłuższe ogniskowe, są dość popularne do obiektów o mniejszych rozmiarach kątowych, takich jak np. galaktyki czy mniejsze mgławice planetarne. cdn. Zobacz poprzednie części serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
  6. Tym artykułem rozpoczynamy serię publikacji różnych ciekawych materiałów. Jeżeli chcielibyście czymś się podzielić ze czytelnikami Astropolis, daj mi znać, albo po prostu umieść swój tekst w dziale "Artykuły" (moderowany). Takie artykuły trafiają na stronę główną serwisu dzięki czemu nikt ich nie przegapi. Autor: Jacek Bobowik (@jcbo) Wstęp Swoją przygodę z astrofotografią zaczynałem w 2009 roku, jako absolutny laik w tej dziedzinie, pielęgnujący jedynie w sobie od wielu lat pasję zmierzenia się z czymś, co wydawało mi się bardzo trudno osiągalne. Mimo, iż na swojej drodze to poznania wszystkich aspektów i tajników tego pięknego hobby spotkałem wielu życzliwych ludzi, to nie byłem w stanie uniknąć kontaktu również z „ciemną stroną” tego środowiska, co z perspektywy czasu w mojej ocenie spowodowało, iż straciłem niepotrzebnie czas i pieniądze krocząc ścieżkami swojej nieświadomości w wizjonerski i zachęcający sposób roztaczanych przede mną. Postanowiłem więc podzielić się z innymi swoim doświadczeniem, gdyż sam dzisiaj widzę że właśnie podobnej do tej kompleksowo traktującej zagadnienie publikacji mi wówczas brakowało, z nadzieją że przynajmniej kilku z Was uda mi się skrócić ścieżkę do osiągnięcia pełnej satysfakcji. Celem moich artykułów nie będzie wskazywanie konkretnych konstrukcji i modeli sprzętu jako rekomendowanych, ale opisanie cech, niuansów i często istotnych szczegółów, jakie wpływają na komfort i jakość w astrofotografii, tak aby świadomie móc wybierać spośród dostępnych ofert i kompetentnie polemizować z ich sprzedawcą w kontekście swoich konkretnych potrzeb, a nie ograniczeń tego co akurat jest w danej chwili dostępne. Chciałbym także przedstawić w przystępny sposób wszystkie znane mi aspekty związane z przygotowaniem warsztatu, naświetlaniem materiału oraz jego ostateczną obróbką. Pewne tematy z racji posiadanego mniejszego doświadczenia będę traktował informacyjnie, a niektóre będę starał się zgłębić szerzej. Zapraszam do lektury i ew. komentarzy. Część I Co trzeba sobie uświadomić zanim zacznie się kompletować sprzęt. Wbrew niektórym marketingowym przekazom nie ma uniwersalnego zestawu, który będzie się nadawał do uzyskiwania satysfakcjonujących nas efektów w każdej dziedzinie astrofotografii. Aby zacząć tą przygodę rozsądnie w pierwszej kolejności dość poważnie musimy się zastanowić jakie obiekty na niebie będą naszym celem. Czy będą to planety i obiekty układu słonecznego, których jest zdecydowanie najmniej, czy zainteresują nas rozległe obszary mgławicowe (ale w kadrach, które będą pokazywały sporo interesujących szczegółów), czy może odległe galaktyki z możliwością wyłapywania ich subtelnych struktur i detali oraz niewielkie mgławice i gromady kuliste? A może staniemy się fanami szerokich kadrów zaznaczających w swoich obrazach jedynie skupiska ciekawych obiektów możliwych do uchwycenia na nocny niebie. Ważne jest też, czy chcemy użyć astrofotografii jako substytutu bardziej szczegółowych obserwacji, do badań i eksploracji przestrzeni kosmicznej, czy naszym celem jest astrofotografia artystyczna nastawiona głównie na doznania estetyczne pięknych i niedostępnych gołym okiem zakamarków kosmosu. Kolejnym elementem, który musi zagościć w świadomości zanim zrobimy następny krok jest fakt gdzie i w jakich warunkach będziemy fotografować, czy będziemy mieli stałe miejsce w którym będziemy przechowywali cały czas rozłożony i gotowy do pracy sprzęt, czy będziemy musieli go na każdą sesję przygotowywać lub nawet przenosić czy przewozić na dalsze odległości. Musimy także określić sobie warunki zaświetlenia sztucznym światłem jakie będą nam towarzyszyć podczas fotograficznych sesji w uproszczonej trzystopniowej skali (warunki miejskie – niewidoczna gołym okiem Droga Mleczna, warunki podmiejskie – słabo, ale widoczna gołym okiem Droga Mleczna, warunki wiejskie – bardzo wyraźnie widoczna gołym okiem Droga Mleczna). Warto także w momencie, kiedy określimy sobie cele i warunki naszej przyszłej astrofotografii i poznamy w następnych częściach niezbędne składowe naszego zestawu oraz zanim zdecydujemy się na wydanie pierwszych pieniędzy, zrobić sobie całościowy plan niezbędnych zakupów i określić jego budżet, a następnie jak w każdym projekcie konsekwentnie go realizować. Jeżeli ulegniemy w jego trakcie zewnętrznym bodźcom pojawiających się nieustannie nowości, przeanalizujmy jak potencjalna zmiana w naszym planie wpływa na całość naszego przedsięwzięcia i czy nie powoduje jednocześnie innych potrzeb zmian w elementach, które już zakupiliśmy lub mamy w planie zakupić. cdn. Zobacz następną część serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
  7. Tutorial przygotowany został w programie Adobe Photoshop w wersji CS3 ENG. W najnowszych wersjach aplikacji operacja przebiega praktycznie identycznie (min. wersja 7.0, w starszych pojawiają się różnice). 1. Oryginał W celach prezentacyjnych naniosę na zdjęcie uciążliwą dominantę czerwieni, która tradycyjnymi metodami jest bardzo trudna do usunięcia. Poniżej przedstawiam technikę, którą wykorzystuję od 12 lat do usuwania szkodliwej dominanty z fotografii tradycyjnej. 2. Czerwona dominanta Przykład przedstawia paskudą i irytującą dominantę czerwieni. Jest to często spotykany efekt na zdjęciach dziennych, ale bywa też zmorą astrofotografów, którzy do swojej pracy używają zmodyfikowane lustrzanki cyfrowe (wymontowany filtr). Efekt celowo wzmocniłem, aby pokazać, jak moją techniką łatwo pozbyć się tego feleru. 3. Narzędzie Z paletki narzędzi wybieramy pipetę w wersji rozszerzonej – Color Sampler Tool, lub polski odpowiednik. Ikonka przedstawia pipetę z celownikiem. W przeciwieństwie do standardowej pipety celem Color Samplera nie jest bezpośrednie próbkowanie koloru, a zbieranie danych o kolorze z wielu dowolnie wybranych miejsc. Odczyty widoczne są w paletce „Info” (klawisz F8). 4. Obszar próbkowania W standardowym ustawieniu próbnik pobiera informacje o 1 pikselu. Jak wiemy, zdjęcie nigdy nie ma równego tła, co spowodowane jest np. szumem. Aby pominąć wpływ szumu przy odczycie wartości proponuję zmienić obszar próbkowania na 5×5 pikseli. Program uśredni wtedy wartość pikseli odczytanych z matrycy 5 na 5. W przypadku wybrania tej opcji, próbkując zdjęcie, zwracamy uwagę na to, że próbnik czyta więcej niż 1 piksel. Jeżeli chcemy odczytać dokładną wartość danego piksela zmieniamy opcję z powrotem na 1×1. 5. Odczyty Wybieramy miejsce odczytu. W przypadku zdjęcia astronomicznego naszym polem zainteresowań jest tło (czerń) oraz przeciwny koniec dynamiki – czyli przepalona gwiazda (biel). Technika usuwania dominanty, ogólnie mówiąc, wykorzystuje wiedzę o czerni, która często powinna być czarna i bieli, która na ogól jest biała. Jeżeli zdjęcia ma jakąś dominantę to badając np. czerń można dowiedzieć się, jaka to jest dominanta. A teraz zaznaczmy pierwszym wskaźnikiem (klik) tło – czyli puste miejsce bez gwiazd. Drugim kliknięciem zaznaczmy dużą gwiazdę, gdzie na pewno powinno pojawić się białe pole. 6. Info Dane z naszych odczytów wędrują do paletki Info (klawisz F8). Na czerwono zaznaczyłem miejsce, gdzie podane są wartości z naszych 2 odczytów (#1 czerń i #2 biel). 7. Poziomy (Levels) Z menu Image/Adjustments wybieramy narzędzie korekcji koloru Levels (klawisz ctrl+L w PC). Dla nas ważne są w tym okienku 2 rzeczy – trzy małe trójkąciki (selektory) pod histogramem (to ten wykres) oraz wybór kanału, którego korekcja ma dotyczyć (channel na górze – RGB). Teraz musimy przyjrzeć się widocznym w oknie Info odczytom. Zacznijmy od analizy tła, czyli pierwszego odczytu #1. Wiemy, że dotyczy to czerni, która przez komputer w zapisie 8 bitowym reprezentowana jest przez ZERO – 0:0:0. Co pokazuje pipeta na moim przykładzie? Dokładnie wartość 52:7:18. Najbliżej czerni jest środkowa wartość 7, czyli Green (G). Teraz, manipulując suwakami musimy dwie pozostałe wartości doprowadzić także do 7. Robimy to Levelsami, których okienko powinniście mieć cały czas otwarte – pkt. 7. Kanał Green (zielony) zostawiamy w tym przypadku w spokoju, bo reprezentuje najniższą wartość, do której doprowadzić musimy pozostałe. Z pull downu (rozwijane menu) Channel (kanał) wybieramy więc Red ® i następnie modyfikujemy ustawienie jednego z trzech trójkącików pod histogramem. Chcemy zmienić czerń, więc wybieramy lewy (czarny) trójkącik. Przesuwamy go w prawo do momentu, aż wartość Red osiągnie 7. Następnie wybieramy kanał Blue ( i dokładnie tak samo modyfikujemy jego wartość, aby uzyskał dokładnie taką samą liczbę 7 – jak pozostałe. Po tej operacji wszystkie trzy wartości RGB powinny pokazywać to samo, czyli 7:7:7. Powyższą operacją nasze tło doprowadziliśmy do dokładnej szarości (cyfrowej). Czas na odbarwienie jasnych partii. Robimy to bardzo podobnie do czerni, z tą różnicą, że odczyty bierzemy z pipety #2, która przedstawia wartości jasnej gwiazdy, która wg nas powinna być dokładnie biała, czyli uzyskać parametry bliskie 255:255:255. Tym razem, w oknie Levels (Poziomy) manipulujemy trójkącikiem skrajnie prawym, czyli białym. Reprezentuje on jasne partie zdjęcia, w tym wypadku biel. Pipeta przedstawia w moim przypadku wartości: 242:200:202. Ponieważ najbielsza biel w zapisie 8 bitowym to wspomniane już 255:255:255, my wybieramy najbliższą jej wartość, czyli w tym wypadku 242, za która odpowiada kanał R – czyli Red (czerwony). Oznacz to, że pozostałe dwa kanały musimy zmodyfikować tak, żeby wszystkie wskazały nam wartość 242:242:242. Wybieramy w oknie Levels kanał G (Green) i przesuwamy biały (prawy) trójkącik tak, żeby wartość odczytu #2 osiągnęła spodziewaną cyfrę 242. Tak samo robimy z kanałem B. Po naszych operacjach obydwa odczyty powinny zawierać stałe wartości RGB – czyli #1 – 7:7:7, a odczyt #2 – 242:242:242. No i voila. Poniżej skorygowane zdjęcie, które wygląda dokładnie jak oryginał. Metoda wbrew pozorom jest bardzo prosta i przedstawiona na specyficznym, łatwym do zrozumienia przykładzie. Zrozumienie przedstawionych tu zasad pozwoli na wykonywanie bardziej skomplikowanych korekt z zastosowaniem np. krzywych – czyli nie tylko w cieniach, czy światłach, ale także w tonach pośrednich. Na początek polecam tę metodę do korekty tła nieba, żeby wreszcie było czarne, a nie np. czerwone. Jeżeli macie jakieś pytania to zapraszam do komentowania. Mam nadzieję, że od dzisiaj koniec z czerwonymi zdjęciami na forum Poniżej pokaże jeszcze jeden przykład – tym razem metoda została zastosowana przy dziennej fotografii. Korekcja została wykonana trochę bardziej zaawansowaną metodą. Zamiast Levels użyłem Curves, czyli Krzywe. Ale całkiem niezły efekt można uzyskać stosując tylko i wyłącznie przedstawioną w tym przykładzie metodę.
  8. Kiedy obok Ciebie leży kamera za cenę porządnego samochodu zaczynasz wątpić w to, czy astrofotografia jest dziedziną poddającą się masowej popularyzacji. Przez moje ręce przewinęło się bardzo wiele sprzętu astronomicznego. Ewoluowałem od najniższego progu astrofotografii cyfrowymi lustrzankami na kiwających się montażach „przemycanych” zza oceanu, po fotograficzne „ferrari”. Być może pozwala mi to spojrzeć na sprzęt z mniej emocjonalnego punktu widzenia – bardziej pragmatycznego. Czując „pod kopułą” poczucie jakiejś chorej misji szukam sprzętu, którym można wejść w ambitną astrofotografię, nie zastawiając przy tym hipoteki domu. Ci co mnie znają wiedzą, że ten proceder trwa u mnie od lat. Swoimi testami (lata temu) spopularyzowałem egzotyczną na tamte czasy Syntę (dzisiaj bardziej znaną jako SkyWatcher), potem szukałem świętego grala tanich APO i tak przetarłem szlaki dla kultowego dzisiaj 80ED. Obydwa teleskopy odmieniły obliczę polskiej astronomii, co może brzmieć bardzo pompatycznie, ale tak jest w istocie. Nie łechce to mojego ego, ale na pewno czuję wielką satysfakcję, widząc na zlotach całe tabuny Synt, czy innych testowanych teleskopów. Teraz czuję ciśnienie na znalezienie kamery, która kosztuje relatywnie niewiele, ale da użytkownikowi wiele satysfakcji. Codziennie w naszym środowisku zderzam się z mitami. Odnoszę wrażenie, że w astrofotografii ograniczamy wybory do dwóch segmentów: albo wypasiona kamera z wielką matrycą za dziesiątki tysięcy, albo wcale (tzn. pozostajemy wtedy przy cyfrówce typu Canon 350D). Paradoksem tej sytuacji jest fakt, że i tak 99% fotografów astro prezentuje swoje zdjęcia w niskiej rozdzielczości, zaledwie 800×600 (średnio i mniej). Bardzo niewielu z nich drukuje swoje zdjęcia, do czego tak naprawdę potrzebują „multimilionpikselowe” matryce. Od 2 lat polecałem w najniższym budżecie kamery Atika. Uważam, że Atik 314L+, swoją sprawnością bije na główę popularnego i znacznie droższego SBIG ST2000XM – w szczególności w paśmie H-alpha. Problem w tym, że kamera kosztuje prawie 5,5 tysiąca złotych, co dla wielu może być granicą finansową nie do pokonania. Atik od dawna ma w ofercie tańszego brata 314L. Piszę tu o Atiku 314E. Co to takiego? To bardzo podobna kamera i nie przypadkowo nosi ten sam numer modelowy. Otrzymała też dokładnie tę samą elektronikę co droższy brat. Co więc je różni? Przede wszystkim matryca. Zamiast Sony ICX285AL ExView, Atik 314E otrzymał matrycę Sony ICX205AL ExView o tej samej rozdzielczości, ale mniejszych wymiarach, co oznacza większe upakowanie pikseli na 1 mm. Kamera ma najmniejszy piksel ze wszystkich popularnych kamer dedykowanych do DS (4,6 μm). Są także drobne różnice w chłodzeniu: 27 (314L) vs 25 stopni (314E) poniżej temperatury otoczenia. Oznakowanie modelu symbolem plusa oznacza, że Atik 314L+ posiada regulator temperatury, którego to w E nie znajdziecie. Nie mniej, jest to bez znaczenia. Na surowych klatkach nie będziecie w stanie znaleźć ani jednego hot piksela przy 300 sekundowych subekspozycjach. Dosyć szokujące, szczególnie jeżeli przesiądziecie się z SBIGów (KAI). Mały piksel oznacza mniejszą sprawność, większy szum, ale… daje też dostęp do relatywnie dużej skali obrazu przy krótkich ogniskowych. Używając np. popularnego SkyWatchera 80ED (ogniskowa 600 mm) z tak małym pikselem otrzymamy ekwiwalent skali taki, jak przy zastosowaniu ogniskowej 1200 mm z kamerą o pikselu 9 μm . Mniejszy piksel pozwala zejść drastycznie z masą zestawu, co znowu zmniejsza wymagania dla montażu. To w połączeniu z małą matrycą (brak konieczności kupowania korektorów pola) może być bardzo ciekawą propozycją dla początkujących, szczególnie tych z mniej zasobnym portfelem. Kamera kosztuje prawie 2 tys. mniej od Atika 314L+, co dla niektórych może oznaczać kwestię „być”, albo „nie być”. Sama sprawność kamery nie jest zła, szczególnie kiedy weźmiemy pod uwagę jej malutki piksel, i osiąga zbliżony poziom wspomnianego wcześniej SBIGa ST2000XM. W miniaturce obok zobaczycie ilustrację przedstawiającą wykres QE Atika 314E i SBIG’a. Model KAI2000 nie jest już produkowany przez firmę, choć wiele ich jeszcze w Polsce znajdziecie (rynek wtórny). Zdaję sobie sprawę, że ten rysunek może być pewnym zaskoczeniem dla wielu osób. Przecież ST2000XM wykonano tyle pięknych fotografii, dlaczego więc miałoby się nie dać tego zrobić Atikiem 314E? Żeby nie być gołosłownym, wczorajszą noc przeznaczyłem na zabawę z małym, leciutkim Atikiem 314E. Muszę przyznać, że nowa elektronika Atika (3 rewizja) jest naprawdę bezproblemowa. Te kamery to prawdziwe plug&play. W tej chwili do serwera w obserwatorium mam podłączone 4 kamery z tej serii – Titan, 314E, 314L+, i oczywiście główny hicior 383L+. Kamery świetne pracują ze sobą w parach, do tego na tym samym sterowniku. Używam je z Maximem i ACP, więc w najbardziej wymagającym środowisku astro-software’u. W czasie wczorajszej testowej sesji wpadł do mojego obserwatorium Jazz. Nie krył zdziwienia, kiedy zobaczył, co potrafi tania kamera. Mam nadzieję, że znajdzie chwilę czasu, żeby opisać swoje przemyślenia w temacie kamer CCD. Będą bardzo cenne, bo sam wcześniej męczył się z czymś, co nie spełniało jego oczekiwań. Z czystym sumieniem jestem gotowy polecić Wam ten model, jeżeli te prawie 2 tys. zł wydane mniej robi różnicę. Kamera jest bardzo lekka i prawdopodobnie nie ma takiego wyciągu, który byłby dla niej za „giętki”. Przypominam, że Atik 314L+ to koń pociągowy całej firmy Atik i jednocześnie najpopularniejsza kamera z tej stajni (bestseller). W tym roku doszedł 383L+, który pewnie wiele zmieni, ale na pewno nie będzie kosztował 3500 zł, jak recenzowany 314E. Trudno mi pojąć, dlaczego te kamery są tak mało popularne w Polsce. Europa już dawno je polubiła. Najwięcej Atików jest we Francji, Hiszpanii, Węgrzech. My z niezrozumiałych powodów wolimy przemycać szroty z USA, które technologicznie i parametrycznie odbiegają znacząco od omawianych tu modeli. Grunt żeby było amerykańskie? Nieważne, że potem nie ma komu tego serwisować. Zawsze można opchnąć następnemu jeleniowi, tak jak mi – swego czasu. Teraz konkrety, czyli to co wszyscy lubią najbardziej – zdjęcia. Możecie przekonać się na własne oczy, co można zrobić umiarkowanie tanią kamerą astro. M51 – Galaktyka Wir Bardzo znany obiekt. Bez wątpienia jeden z królów północnego nieba. Trudno sobie wyobrazić piękniejszą prezentację niewyobrażalnych interakcji kosmicznych, bo to przecież dwie zderzające się galaktyki. Prawdopodobnie towarzyszka przeszyła dysk M51 600 milionów lat temu. Dzięki Bogu, są dosyć daleko od nas, bo aż 30 milionów lat świetlnych. Znajdziecie ją w gwiazdozbiorze Psów Gończych. Widoczna wizualnie nawet w niewielkich teleskopach. Do wykonania tego szybkiego (20 subklatek po 5 min) zdjęcia użyłem teleskop newtona o aperturze 20 cm i światłosile f/4,5. Co ważne odnotowania, to bez jakiegokolwiek korektora, co przy tej światłosile wydaje się wręcz nierzeczywiste. Oczywiście sprawne oko dostrzeże krzywiznę pola, ale – jest to w granicach tolerancji, bo przecież mówimy to o fotografii bardzo amatorskiej. Z tą optyką rozdzielczość kątowa wyniosła 1 sekunda na 1 piksel. Wow – rzadko można fotografować z taką wynikową skalą. Są nawet tacy, którzy twierdzą, że w Polsce to nierealne ze względu na sporą niestabilność naszej atmosfery. Ale jak widać – można, i to z bardzo satysfakcjonującym poziomem. Szczerze mówiąc, nie przypominam sobie lepszego (w sensie detalu) zdjęcia tej galaktyki wykonanej z Polski, nawet sprzętem o 10x większej wartości. Jak się mylę, to odszczekam. Pokażcie! Skąd taka skala z tak małego teleskopu? To właśnie to magiczne 4,6 μm w pikselach. Mój testowy newton ma ogniskową 900 mm, co przy tak małym pikselu daje ekwiwalent prawie 2 metrów przy średnim rozmiarze piksela, który wynosi 9 μm. FWHM gwiazd waha się w przedziale 1,6 do 2 piksela. M106 – Galaktyka spiralna Galaktyka, która pierwotnie nie znalazła się w podstawowym katalogu Messiera. Została dodana dopiero w 1974 roku przez Helen Sawyer Hogg, razem z M105 i M107. Znajdziecie ją w Psach Gończych, 25 milionów lat świetlnych od Ziemi. Sumaryczna ekspozycja to 100 minut. M81 – Galaktyka Bodego Kolejny klasyk naszego nieba. Większa towarzyszka znanego duetu Wielkiej Niedźwiedzicy (M81, M82) oddalonego od Warszawy o 12 milionów lat świetlnych. Zobaczycie ją nawet przez mały teleskop, co czyni z niej jeden z pierwszych celów głębokiego kosmosu dla początkujących. Zdjęcie znacząco gorsze od poprzedniego z trzech powodów. Po pierwsze, wykonałem je tuż po otwarciu obserwatorium (turbulencje spowodowane ciepłym powietrzem); po drugie, niezbyt precyzyjnie udało mi się ustawić ostrość; a po trzecie: wykonałem tylko 9 klatek po 5 min. To naprawdę bardzo mało, ale też dobrze świadczy o kamerze, że w tak krótkim czasie można zrobić dosyć efektowne zdjęcie.
×
×
  • 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.