Jump to content

Search the Community

Showing results for tags 'kepler'.



More search options

  • Search By Tags

    Type tags separated by commas.
  • Search By Author

Content Type


Forums

  • Astronomy and Cosmos
    • Obserwacje astronomiczne
    • Astronomy
    • Radioastronomia i spektroskopia
    • Space and exploration
  • Astronomical Pictures
    • Astrophotography
    • Galeria
    • Szkice obserwacyjne
  • Sprzęt i akcesoria
    • Dyskusje o sprzęcie
    • ATM, DIY, Arduino
    • Observatories and planetaries
    • Classifieds and shops
  • Others
    • Quick Post
    • Astropolis Community
    • Books and Apps
    • Planeta Ziemia
  • Pogromcy Light Pollution's Forum pogromców LP
  • Klub Lunarystów's ZAPOWIEDZI WYDARZEŃ
  • Klub Lunarystów's ZDJĘCIA KSIĘŻYCA
  • Klub Lunarystów's POMOCE
  • Klub Lunarystów's O wszystkim
  • Klub Planeciarzy's Forum
  • Klub Astro-Artystów's Znalezione w sieci
  • Celestia's Układ Słoneczny
  • Celestia's Sprzęt
  • Celestia's Katalog Messiera
  • Celestia's Sprawy techniczne

Blogs

There are no results to display.

There are no results to display.

Calendars

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

Marker Groups

  • Members
  • Miejsca obserwacyjne

Categories

  • Astrophotography - Source Files
  • Instrukcje Obsługi
  • Instrukcja obsługi do Dream Focuser. Ustawienie ostrości to jedna z najważniejszych rzeczy zarówno w astrofotografii, jak i obserwacjach wizualnych. Dzięki DreamFocuserowi stanie się to bajecznie proste! Jeśli masz dość trzęsącego się od kręcenia gałką wyciągu teleskopu, wciąż nie jesteś pewien, czy dobrze wyostrzyłeś, albo pragniesz zautomatyzować cały proces, to jest to produkt dla Ciebie!   DreamFocuser przypadnie do gustu zarówno astrofotografom, jak i obserwatorom wizualnym. Można go używać zarówno w pełni autonomiczne, dzięki czerwonemu wyświetlaczowi (odpornemu na niskie temperatury) i podświetlanym klawiszom, jak i całkowicie zdalnie z poziomu komputera. Dzięki dostarczonemu sterownikowi, zgodnemu z platformą ASCOM może on współpracować z dowolnym programem astronomicznym, np. MaximDL, FocusMax, czy Astro Photography Tool, co daje możliwość w pełni automatycznego ustawiania ostrości.   Wyciąg jest napędzany wydajnym silnikiem krokowym, którego precyzja (dzięki sterowaniu mikrokrokowemu) i moment obrotowy pozwalają w większości przypadków na pominięcie wszelkich przekładni (które wprowadzają luzy). Silnik sterowany jest specjalnym algorytmem, dzięki czemu płynnie rozpędza się i hamuje, co jest szczególnie ważne przy podnoszeniu osprzętu o dużej bezwładności. Dodatkowo może on osiągać spore prędkości, dzięki czemu wykonanie nawet 40 obrotów pokrętła ostrości w teleskopie SCT nie zajmie dłużej, niż kilka sekund. Silniki posiadają elektroniczną identyfikację i przechowują spersonalizowane ustawienia. Dzięki temu można do jednego pilota podłączać na zmianę kilka silników, a stosowne parametry zostaną automatycznie wczytane.
  • Książki (ebooki)
  • Licencje do zdjęć

Product Groups

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

Find results in...

Find results that contain...


Date Created

  • Start

    End


Last Updated

  • Start

    End


Filter by number of...

Joined

  • Start

    End


Group


Strona WWW


Facebook / Messenger


Skype


Instagram


Skąd


Zainteresowania


Sprzęt astronomiczny

Found 5 results

  1. Kiedyś Ziemia miała być jedyną planetą w kosmosie. Kopernik nieco kluczył bo głosił coś wywrotowego, Tymczasem dziś Ziemia nie jest niczym szczególnym dla astronomów. Liczba potwierdzonych planet pod innymi gwiazdami przekroczyła już 4 tysiące. Zarazem mamy już praktycznie pewną tezę, że nieomal każda gwiazda w Drodze Mlecznej (czyli w naszej galaktyce) ma przynajmniej jedną planetę. 30 lat temu i dawniej nie było to wcale takie pewne. Byli myśliciele postulujący unikalną wyjątkowość Słońca w kwestii posiadania planet. Françoise Roques z obserwatorium Paryskiego powiedziała: "Wspaniałą wiadomością jest to, że przenosimy się z gwiaździstego nieba pod planetarne niebo, ponieważ jest więcej planet niż gwiazd". Pierwsza metoda wykrywania planet polegała na rejestracji kołysania gwiazdy w przestrzeni wywołanego przez grawitacyjny wpływ planety. To metoda "chybotania" Drugą metodę zastosowano chociażby w kosmicznym teleskopie NASA Kepler uruchomionym w 2009 roku; To metoda tranzytowa. Mierzy się spadek jasności układu gdy planeta zasłania nam jej gwiazdę macierzystą. Pierwsze egzoplanety zostały znalezione wokół pulsara - wysoce namagnesowanej gwiazdy neutronowej - w 1992 roku przez Aleksandra Wolszczana i Dale'a Fraila. Pierwsze odkrycie planety wokół gwiazdy głównej sekwencji - tych, które łączą wodór w hel w ich rdzeniach - zostało wykonane w 1995 r. Przez astronomów Didiera Queloza i Michela Mayora. Więcej https://www.bbc.com/news/science-environment-47681239 Pozdrawiam Link do ilustracji z BBC
  2. Od Keplera do Naglera Od momentu swych narodzin na początku XVII stulecia, teleskop astronomiczny przeszedł wiele fundamentalnych zmian i jeszcze więcej drobnych poprawek, będących wynikiem ogólnych przemyśleń, obliczeń czy wniosków z użytkowania. Pisząc o zmianach w konstrukcji teleskopu nie możemy myśleć wyłącznie o obiektywie – soczewce czy lustrze zbierającym fotony przemierzające Wszechświat. W dążeniu do uzyskania obrazu jak najbardziej zbliżonego do doskonałości, musimy pamiętać o wszystkich elementach, które w tym procesie biorą udział. Rozwój nowoczesnego okularu jest historią postępu na trzech frontach: teorii optycznej, niezbędnej do osiągnięcia ostrego, szerokiego i płaskiego obrazu; materiałów optycznych i powłok wymaganych do optymalizacji optyki pod kątem transmisji oraz kontrastowości obrazu, a także technologii wytwarzania koniecznej do wyprodukowania okularu przy zachowaniu rozsądnych kosztów. Dość często zagadnienia wytwarzania, materiałów i kosztów wymagają zastosowania pewnego kompromisu w konstrukcji optycznej. Mamy szczęście żyć w czasach, gdy to komputery wykonują za nas obliczenia i symulacje, które wykonywane w sposób tradycyjny wymagałyby poświęcenia ogromnej ilości czasu. W wielu dziedzinach rewolucja ta wyzwoliła "teorię" czy sposób, w jaki rzeczy powinny według założeń funkcjonować, tak bardzo, że symulacja komputerowa jest obecnie jednym z głównych "obserwacyjnych" instrumentów w astronomii. W teorii optyki okularowej również coraz częściej posługujemy się symulacją, żeby przewidzieć parametry optyczne i nieprawidłowości danego projektu. Trudność polega na tym, że przewidywania nie zawsze mają przełożenie na osobiste doświadczenie użytkownika. Istnieje zasadnicza różnica pomiędzy postawą „testera”, skoncentrowaną na analizę obrazu jako oceny wartości układu optycznego i postawy użytkownika, dla którego obraz jest wizualnym doznaniem Wszechświata. Teoria optyczna nie jest w stanie przewidzieć, gdzie umieścić wizualną interpretację między tymi skrajnościami, więc nie można ocenić, czy i jak bardzo cechy optyczne użytkownik umieści w swojej percepcji. Doświadczenia te, są częścią tego, kim jesteś i nie ma symulacji komputerowej, która byłaby w stanie je określić. Prawie wszystkie komercyjnie dostępne dziś okulary produkowane są z wykorzystaniem metod i materiałów, które czynią je optycznie najbardziej zaawansowanymi narzędziami w swej kategorii w historii i tylko niewielkie niuanse odróżniają je od siebie, determinując subiektywny wybór użytkownika. Najstarsze teleskopy to konstrukcje o podłożu empirycznym, budowanymi bez zastosowania teorii czy analitycznego podejścia do projektowania optyki. Soczewki były układane w różnych kombinacjach, aby znaleźć te, które pozwalały uzyskać najlepszy efekt. Galileusz sam przyznał, że spośród około 60 modeli jakie stworzył wielkim wysiłkiem i kosztem, zaledwie kilka posiadało zadowalające parametry. Zarówno jakość optyczna produkowanego szkła i dokładność soczewek były słabe, więc soczewka nie mogła być ani duża, ani gruba; teleskopy otrzymywały ogniskowe rzędu 100 stóp lub więcej, a obiektywy były przysłaniane, aby zminimalizować negatywne skutki aberracji chromatycznej i innych wad słabo skonfigurowanej optyki. Takie same wyzwania i przeszkody stawały na drodze twórcom okularów począwszy od pierwszej tego typu konstrukcji przez kolejne cztery stulecia. Johannes Kepler i schemat okularu Keplera. Najbardziej prymitywna forma okularu pojawia się na początku XVII wieku i otrzymuje swą nazwę od nazwiska Johannesa Keplera, który będąc pod wrażeniem dokonań Galileusza, zaczyna interesować się konstrukcją teleskopu z zastosowaną jako okular soczewką wklęsłą. Rezultaty badań, Kepler publikuje w Dioptrice w 1611 roku, w której wyjaśnia (choć tylko w przybliżeniu) fizyczne podstawy teleskopu Galileusza – działanie kombinacji wypukłych i wklęsłych soczewek. W tym momencie pojawia się również po raz pierwszy pojęcie obrazu rzeczywistego i pozornego oraz opis wpływu ogniskowych na uzyskiwane powiększenie. Autor nie poprzestaje na tym i proponuje własne rozwiązanie - teleskop wykonany z dwustronnie wypukłym obiektywem i okularem takiego samego kształtu, które dają powiększony obraz, gdy centralne punkty obu soczewek pokrywają się. Dzięki takiej kombinacji uzyskuje znacznie większe pole widzenia niż Galileusz, a zmieniając krzywiznę po jednej stronie soczewki, ogranicza znacząco aberrację chromatyczną i sferyczną. Okular w przeciwieństwie do holenderskiego wzoru stosowanego przez Galileusza, produkuje odwrócony obraz. W Dioptrice Kepler sugeruje również użycie drugiej soczewki w okularze, w celu ponownego odwrócenia obrazu, jednak takie rozwiązanie wiąże się ze znacznie zwiększonymi wadami optycznymi. Mimo szczegółowego opisu, który spowodował późniejsze nazwanie soczewki wypukłej okularem Keplera, sam Johannes nigdy nie użył zaproponowanego rozwiązania w praktyce, a w środowisku naukowym początkowo nie zostaje ono przyjęte entuzjastycznie. Zmienia się to w wyniku prób niemieckiego jezuity Christopha Scheinera, który buduje pierwszy model teleskopu Keplera między 1613 i 1617 rokiem i zauważa, że obiekt obserwowany przez taki instrument zostaje odwrócony ale rzeczywiście jest bardziej powiększony, a pole widzenia o wiele większe niż w teleskopie Galileusza. Ponieważ w obserwacjach astronomicznych odwrócony obraz nie stanowi problemu, teleskop Keplera zostaje zaakceptowany w społeczności naukowej w połowie XVII wieku. Okular Huygensa. Soczewka kolektywna o średnicy 31mm, f=65mm; soczewka oczna o średnicy 21mm, f=40mm / schemat okularu Huygensa. Pół wieku po odkryciu Keplera, genialny holenderski matematyk Christiaan Huygens opracowuje okular, który jest odpowiedzią na zmniejszającą się ogniskową obiektywów i tym samym coraz bardziej doskwierającą aberrację chromatyczną i sferyczną. Huygens swoją karierę astronomiczną rozpoczyna w latach 50-tych XVII wieku. Własnoręcznie zbudowanym 5,7 cm refraktorem o ogniskowej 4 metrów (jeszcze z okularem Keplera), odkrywa w 1655 roku Tytana, a rok później wyjaśnia prawdziwą naturę pierścieni Saturna. W 1662 roku Huygens konstruuje okular, który później będzie nosił jego imię. Składa się z dwóch soczewek płasko – wypukłych, skierowanych płaskimi stronami w kierunku oka obserwatora. Odległość soczewek od siebie wynosząca połowę sumy ich ogniskowych, minimalizuje aberrację chromatyczną a stosunek ogniskowych 3:1 czyni to samo z aberracją sferyczną. Huygens używa również projektów o proporcjach 3:2 (dla dużego powiększenia) i 4:1 (dla małego powiększenia). Okular Huygensa ma znaczącą krzywiznę pola, dystorsję poduszkową i komę. Posiada również niewielki ujemny astygmatyzm, który może być wykorzystany do niwelowania astygmatyzmu obiektywów o niewielkiej światłosile (>f/12). Projekt pierwotnie ma od 25° do 30° pozornego pola widzenia i bardzo krótki odstęp źrenicy - mniej niż 8 mm przy ogniskowej 28mm. Kilkadziesiąt lat później angielski astronom George Airy zminimalizuje jeszcze aberrację sferyczną i krzywiznę pola za pomocą kombinacji dodatniej wklęsło-wypukłej soczewki od strony obiektywu i dwuwypukłej soczewki od strony oka. Z kolei niemiecki optyk Moritz Mittenzwey poszerzy pole do 50° wykorzystując podobnie jak Airy soczewkę wklęsło - wypukłą ale w połączeniu z soczewką płasko-wklęsłą. Pomimo upływu wielu lat od powstania, okular Huygensa jest nadal czasami stosowany w profesjonalnych refraktorach o długiej ogniskowej oraz w najtańszych „marketowych” teleskopach i mikroskopach. Żelazny moździerz Johna Dollonda służący do obróbki Flintu / schemat okularu Dollonda. Teoretyczne rozważania dotyczące możliwości korygowania aberracji chromatycznej toczą się ze wzmożoną siłą w pierwszej połowie XVII wieku po oświadczeniu Newtona, że taka korekta dla soczewki jest niemożliwa. Autorem pierwszego znanego dubletu achromatycznego zostaje angielski prawnik i optyk, Chester Moore Hall. Hall chce zachować swoje badanie prowadzone na achromatycznych soczewkach w tajemnicy, dlatego zlecenie produkcji dwóch rodzajów szkła - kronu i flintu otrzymuje dwóch różnych optyków - Edward Scarlett i James Mann. Hall nie wie jednak, że obaj pracują dla tej samej osoby – George’a Bass’a, który szybko uświadamia sobie, że obydwa składniki mają powędrować do tego samego klienta, a po zmontowaniu obu części razem, szybko zauważa właściwości achromatyczne. Pomimo badań, Hall nie docenia znaczenia swojego wynalazku, w przeciwieństwie do Bass’a, który pod koniec 1750 roku dzieli się informacją o soczewkach Hall’a z Johnem Dollondem, producentem instrumentów naukowych i nawigacyjnych. Dollond dostrzega ich potencjał i już po kilku latach doświadczeń, w 1758 roku prezentuje achromatyczny dublet Królewskiemu Towarzystwu w Londynie. Wkrótce otrzymuje patent na produkcję achromatycznych obiektywów i okularów, co prowadzi do ostrych sporów z innymi optykami. Okular Dollonda składa się z dwustronnie wypukłej soczewki ze szkła kronowego o niższym współczynniku załamania światła, oraz soczewki płasko-wklęsłej z Flintu, posiadającego wyższy współczynnik załamania światła. Dwie są soczewki tak zaprojektowane, że ich dyspersje niwelują się w celu wyeliminowania aberracji chromatycznej. Używany jako okular, dublet ma około 20° pola widzenia i źrenicę oddaloną o około 26mm przy ogniskowej okularu 28mm. Syn Dollonda – Peter, idzie w ślady ojca i opracowuje „potrójnie achromatyczną soczewkę” czyli apochromat w 1763 roku. Jesse Ramsden / schemat okularu Ramsdena. John Dollond oprócz utalentowanego syna posiada nie mniej uzdolnionego zięcia, który po poślubieniu Sarah Dollond, otrzymuje od teścia obszerną wiedzę na temat tworzenia precyzyjnych instrumentów optycznych, po czym zakłada własne przedsiębiorstwo produkcyjne. Jesse Ramsden, bo o nim mowa, w 1782 roku (według niektórych źródeł rok później) przedstawia okular własnego projektu, który w rzeczywistości jest udoskonaleniem okularu Huygensa. Jego konstrukcja składa się z dwóch soczewek płasko-wypukłych, których powierzchnie wypukłe są skierowane do siebie. W podstawowej formie obie soczewki mają taką samą ogniskową i właśnie mniej więcej o odległość jednej ogniskowej są od siebie oddalone. W takiej formie okular Ramsdena ma 35° pozornego pola widzenia i lepszą korektę aberracji sferycznej niż Huygens. Niestety taki układ posiada dwie poważne wady – wszystkie niedoskonałości soczewki kolektywnej (zabrudzenia, rysy, pęcherzyki w szkle) pojawiają się w otrzymywanym obrazie. Drugim niepożądanym zjawiskiem jest odległość źrenicy wyjściowej, która wynosi…0, czyli znajduje się na powierzchni soczewki ocznej. Aby złagodzić te wady, odległość (najczęściej zwiększana do 2/3 sumy ogniskowych) i ogniskowe soczewek są modyfikowane i co prawda odbiegają od optycznego ideału ale dzięki temu otrzymujemy odległość źrenicy około 7mm dla ogniskowej okularu 28mm). Wprowadza to niestety znaczne zakrzywienie pola i aberrację chromatyczną. Omawiając konstrukcje okularowe charakterystyczne dla XVII i XVIII wieku, nie sposób nie wspomnieć o „ekstremalnej formie” płasko-wypukłej soczewki, czyli okularze Williama Herschela, którego powstanie datuje się na 1768 rok. W podstawowej formie soczewka jest zwykłą szklaną kulą, wytwarzaną poprzez upuszczanie kropel roztopionego szkła do zimnej wody i selekcji otrzymywanych kształtów. W celu zwiększenia odległości źrenicy wyjściowej, kula jest szlifowana od strony oka obserwatora. W późniejszych latach powstaną udoskonalone wersje okularu Herschela, takie jak okular Wollastona z 1810 roku, którego idea polega na rozdzieleniu na dwie półkule i zachowaniu niewielkiej odległości między nimi, czy propozycje Brewstera, Coddingtona i Stanhope’a, które ujrzą światło dzienne w latach 20-tych XIX wieku. Okulary XIX wieku Obiektyw Petzvala / Ernst Abbe, Carl Zeiss i Otto Schott. XIX wiek to etap, w którym problemy aberracji chromatycznej i sferycznej są całkiem dobrze poznane, doceniane i znacznie zminimalizowane w konstruowanych instrumentach optycznych, a technologia produkcji precyzyjnych maszyn staje się zdolna do wytwarzania przyrządów naukowych o niezrównanej doskonałości. Postępujący rozwój mikroskopii i dagerotypii (pionierskiej formy fotografii) rozszerza zakres wymagań dla układów optycznych i ich zastosowań, a te często tworzą podwaliny dla kolejnych projektów okularów. Głównym celem XIX-wiecznych projektantów okularów staje się zwiększenie pola widzenia i odległości źrenicy, skrócenie długości ogniskowej oraz dalsze minimalizowanie wad optycznych, które otrzymali w spadku wraz z XVIII-wiecznymi projektami. Wysiłki te zostają zintensyfikowane w połowie stulecia za pośrednictwem matematycznych podstaw konstrukcji optycznych i analizy aberracji opracowanych przez Josepha Petzvala (1807-1891) i Philippa Ludwiga von Seidela (1821-1896). Być może najważniejszym motorem postępu stało się znaczne zwiększenie po 1830 roku różnorodności i jakości dostępnych szkieł optycznych od takich producentów jak Guinand (Francja) i Chance Bros (Anglia). To pozwala projektantom na większą kontrolę nad optycznym załamaniem i rozproszeniem oraz nowe drogi dla innowacji. Niemieccy przedsiębiorcy zakładają niektóre z pierwszych dużych optycznych firm produkcyjnych. W 1846 roku w Jenie, Carl Zeiss zakłada firmę, która otrzyma miano od nazwiska założyciela, a do twórcy dołączy później młody (26-letni wówczas) wykładowca fizyki z Uniwersytetu w Jenie - Ernst Abbe i chemik Otto Schott (w 1884 roku). W 1849 roku Carl Kellner otwiera w mieście Wetzlar tzw. „Instytut Optyczny”, kilkanaście lat później wraz z Ernstem Leitzem tworzą zakłady Ernst Leitz GmbH – protoplastę współczesnej marki Leica (Leitz Camera). W tym momencie w produkcji optyki pojawia się motyw zysku - spotkania wymagań użytkownika końcowego i minimalizacji kosztów produkcji, w projektowaniu i wytwarzaniu okularów astronomicznych również. Schemat soczewki Barlowa. Soczewka Barlowa / Smyth’a - pomysł wykorzystania ujemnej pary soczewek w celu pozornego wydłużenia wartości ogniskowej lub spłaszczenia zakrzywionego pola widzenia pojawia się kilkukrotnie w przeciągu XIX wieku, co więcej niektórzy uważają, że z koncepcji umieszczenia ujemnej soczewki między obiektywem a okularem, korzystał już Johannes Kepler. Peter Barlow (1776-1862), angielski matematyk i inżynier, wykładowca w Królewskiej Akademii Wojskowej w Woolwich, rozpoczyna swoje optyczne eksperymenty około 1827 roku. Początkowo skupia się nad korekcją aberracji chromatycznej za pomocą soczewki wklęsłej. Kilka lat później opracowuje ujemny achromat wraz z Georgem Dollondem (siostrzeńcem wspomnianego w poprzedniej części Petera Dollonda), który przedstawia go Królewskiemu Towarzystwu w 1834 roku. Charles Piazzi Smyth - Królewski Astronom Szkocji, wpada na pomysł wykorzystania nowo poznanej konstrukcji do zminimalizowania krzywizny pola zamiast korekcji aberracji co było początkowym zamierzeniem Barlowa i Dollonda. Prawdziwy skok popularności soczewka Barlowa odnotuje dopiero w XX wieku. Po II wojnie światowej, stanie się standardowym narzędziem do mnożenia długości ogniskowej i tym samym powiększenia okularu. Propozycja Smyth’a zostanie wykorzystana do skorygowania krzywizny pola szerokokątnych okularów - 110 stopniowego, wojskowego okularu opracowanego przez Tronniera w 1943 roku, 110-120° projektu opatentowanego przez Horsta Köhlera w 1959 roku, oraz wielu mniej znanych (jak okular Pretoria opatentowany przez Dona Dilwortha w 1988 roku) i tych bardziej popularnych wzorów stosowanych m.in. przez TeleVue i Explore Scientific. Współczesne przykłady okularów Kellnera / schemat okularu Kellnera. Wspomniany już wcześniej Carl Kellner (1829 - 1855), niemiecki mechanik i matematyk samouk w 1849 roku publikuje pracę Das orthoskopische Ocular, w której przedstawia projekt okularu, który zostanie nazwany achromatycznym Ramsdenem bądź po prostu okularem Kellnera. Nowy okular jest niewielką aczkolwiek istotną modyfikacją projektu Jesse Ramsdena. Płasko-wypukła soczewka zastąpiona została achromatycznym dubletem, co skutecznie zmniejsza aberrację chromatyczną. Kellner korzysta tym samym z rozwoju technologii produkcji szkła, która właśnie w latach 40-tych XIX wieku pozwoliła uzyskać dostatecznie czysty flint (szkło krzemowo-ołowiowe), wolny od wewnętrznych skaz. Twórca specjalizował się w konstrukcji mikroskopów i w takim też celu zostaje zaprojektowany nowy okular. Początkowo zapewnia on ok. 30˚ pole widzenia oraz odległość źrenicy wynoszącą 0,4 długości ogniskowej okularu. Jest to istotny postęp w historii optyki mikroskopowej, jednak astronomiczne zastosowanie wymaga niewielkich modyfikacji. Kellner poszerza pole widzenia okularu do 45˚ i nieco oddala źrenicę wyjściową (do 0,45 długości ogniskowej) za pomocą zmiany pojedynczej soczewki płasko-wypukłej na soczewkę dwuwypukłą oraz niewielkim zmianom kształtu dubletu pełniącego rolę soczewki ocznej. Okular Kellnera jest najstarszą konstrukcją okularu nadal powszechnie używaną w lornetkach oraz amatorskich teleskopach. Wiele okularów aplanatycznych, korygujących aberrację sferyczną i komę zostało opracowanych właśnie na jego podstawie. Kellner posiada bardzo niewielką aberrację chromatyczną i stosunkowo niski astygmatyzm, krzywiznę pola oraz dystorsję. Aberracja sferyczna może być zminimalizowana za pomocą nowoczesnych rodzajów szkła optycznego, a jego skłonność do nadmiernych odblasków może być kontrolowana za pomocą odpowiednich powłok przeciwodblaskowych. Okular oferuje ostry, jasny obraz w centrum pola widzenia w niewielkich i średnich powiększeniach. Większe powiększenia wiążą się niestety z krótkim odstępem źrenicy wyjściowej wynikającym z niewielkiej ogniskowej okularu. Simon Plössl na litografii Josefa Kriehubera / schemat okularu Plössla. Georg Simon Plössl, którego nazwiskiem ochrzczona będzie kolejna konstrukcja optyczna, rodzi się w 1794 roku w okolicach Wiednia. Już w wieku 18 lat dostaje się do cenionego zakładu optycznego Johanna Voigtlaendera, a pięć lat później zakłada własny warsztat. Jego głównym celem staje się poprawa jakości obiektywów i okularów mikroskopowych. Mikroskopy Plössla stają się bardzo zbliżone optycznie do niemieckich produkowanych przez Carla Kellnera. Ponadto Plössl proponuje diamentowe i szafirowe szkła do zastosowania w mikroskopach. W 1860 roku przedstawia projekt okularu składającego się z czterech elementów ułożonych w dwie achromatyczne pary. Jest to odmiana Kellnera, w której jeden z achromatów zastępuje pojedynczą soczewkę. Plössl w połowie XX wieku jest określany Kellnerem Typu III (Type III), a Edmund Scientific po II Wojnie Światowej sprzedaje "Kellnera" - okular wykonany z optyki pozostałej po wojnie, który faktycznie składa się z dwóch achromatów w klasycznej konfiguracji Plössla. Dublety w niej ułożone są w ten sposób, aby obustronnie wypukłe elementy kronowe zwrócone były do siebie, z odległością między nimi równą około 20% ich ogniskowych (pierwsze próby zakładały nawet połowę ogniskowych). Jednak okazuje się, że taka konstrukcja podatna jest na występowanie „duszków”, problem który rozwiązany zostaje przez zmniejszenie odległości między dubletami (nawet do 2/1000 cala). Zmiany te zostają później rozwinięte i opatentowane przez Alberta Königa w 1939 roku. Okular Plössla w swej późniejszej formie charakteryzuje się dobrym odwzorowaniem barw oraz jest stosunkowo wolny od odblasków, które są prawdziwą zmorą Kellnerów. Posiada również szersze pole widzenia (ok. 50°), ale za cenę zniekształcenia poduszkowego na skraju pola, które w bardziej zaawansowanych wersjach (jak TeleVue Plössl) jest minimalizowane lepszym jakościowo szkłem. W 1868 roku Georg Plössl umiera w wyniku obrażeń spowodowanych przez upuszczenie arkusza szkła, który przecina tętnicę w pobliżu jego prawej ręki co prowadzi do znacznej utraty krwi i zgorzeli. Z jakiegoś powodu, konstrukcja Plössla pod tą nazwą niemalże znika na prawie sto lat, zanim zostaje ostatecznie reaktywowana w 1960 roku po czym zostaje (do tej pory) jednym z najbardziej popularnych typów używanych przez astronomów amatorów. Prowadzi to czasem do błędnego przekonania, że jest to stosunkowo nowy projekt. Warto zwrócić uwagę na pisownię nazwy :Plössl”, Przyjmuje się, że istnieje kilka dopuszczalnych wersji. Oryginalnie jest to „Plößl” z literą "ß" charakterystyczną dla języka niemieckiego, również pisaną jako podwójne "s", stąd "Ploessl", "Plössl" lub "Plossl". Schemat okularu monocentrycznego Steinheila. Carl August von Steinheil, niemiecki wynalazca, fizyk, inżynier i astronom w 1854 roku zakłada Instytut Optyczny (następnie przemianowany na CA Steinheil & Söhne) – zakład zajmujący się głównie budową spektroskopów i fotometrów. Firma Steinheila odpowiada także za powstanie dużych teleskopów dla obserwatoriów w Uppsali, Mannheim, Lipsku czy Utrechcie. Korzystając z nowatorskiej technologii swego przyjaciela Justusa Liebiga, Steinhel pokrywa produkowane lustra warstwą srebra. Syn Augusta Adolph przejawia od początku silne skłonności w kierunku optyki i astronomii. Studiuje w Monachium i Augsburgu. Odgrywa istotną rolę w funkcjonowaniu rodzinnego interesu. W 1880 roku tworzy projekt okularu, który swoją konstrukcją nawiązuje do aplanatycznego obiektywu fotograficznego, który zaprojektował 14 lat wcześniej, oraz sferycznych okularów, wykonanych przez upuszczenie kropli stopionego szkła do gorącej wody, które były używane przez producenta mikroskopów Antoniego van Leeuwenhoeka i astronoma Williama Herschela (oraz na nich bazujących okularów Wollastona, Brewstera, Coddingtona, Stanhope’a i Tollesa). Wszystkie one były ograniczone przez bardzo krótki odstęp źrenicy i zazwyczaj również aberrację sferyczną i/lub chromatyczną. Steinheil znacznie udoskonalił tą koncepcję montując dwie koncentryczne soczewki flintowe po bokach kronowego „rdzenia” (który później zostanie znacznie poszerzony). W powstałej w ten sposób pierwszej wersji okularu monocentrycznego wszystkie sferyczne powierzchnie mają wspólny środek (stąd nazwa). Wersja Steinheila jest prawie całkowicie achromatyczna z nieznaczną aberracją sferyczną i płaskim, bardzo wąskim polem własnym – od 25 ° do 30 °. W 1911 roku monocentryczny, symetryczny tryplet stworzony razem z Charlesem Hastingsem opatentuje w imieniu firmy Zeiss Paul Rudolph. Zeiss będzie sprzedawał tą konstrukcję w kilku formach, aż do połowy lat 50-tych XX wieku. Wersja Hastingsa jest do dnia dzisiejszego najpopularniejszą formą achromatycznego szkła powiększającego oraz protoplastą okularu TMB Super Monocentric. Okulary Carl Zeiss Abbe Orthoscopic / schemat okularu Ortho. Aby przybliżyć kolejną (i ostatnią w tej części) konstrukcję okularu, musimy na chwilę powrócić do historii wspomnianego we wstępie zakładu Carla Zeissa w Jenie, a konkretnie Ernsta Abbe, który po dołączeniu do założyciela, zajmuje się początkowo projektowaniem mikroskopów. Konstrukcja oryginalnego okularu Ortoskopowego (bo o nim mowa) sięga 1880 roku, kiedy Abbe projektuje ją do wykorzystania w dokładnych pomiarach odległości liniowej na szkiełkach mikroskopowych. Określenie "ortho" (z Greki: „prosty”) oznacza, że okular nie wprowadza zniekształcenia poduszkowego lub beczkowego, dzięki czemu obiekt będzie miał taką samą wielkość, gdy obserwuje się go w dowolnym miejscu w polu widzenia. Okular Abbego zapewnia również doskonałą ostrość, kontrast oraz korekcję kolorów. W obecnych wersjach charakteryzuje się 45° polem widzenia i odstępem źrenicy na poziomie 0,8 długości ogniskowej. Projekt ortoskopu przewiduje soczewkę kolektywną w postaci przekorygowanego trypletu z dwuwklęsłą soczewką w środku oraz znajdującej się w minimalnej odległości pojedynczej dwuwypukłej lub płasko-wypukłej soczewki ocznej. Abbe szybko zdaje sobie sprawę, że do ambitnych celów fabryki Zeissa, potrzebuje kompletnie nowych gatunków szkła i przekonuje 29-letniego Otto Schotta aby dołączył do niego w tworzeniu huty szkła w Jenie. W bardzo krótkim odstępie (6 lat) udaje im się stworzyć 44 rodzajów szkła, z których wiele było całkowicie nowe. W pierwotnej wersji twardy kron i gęsty flint zapewniają pole widzenia na poziomie 30°. Okular Ortho, który zostanie opatentowany w 1930 roku będzie już wykonany z wykorzystaniem znaczniej mniej typowych rodzajów szkła – kronu barowego, ekstremalnie gęstego flintu oraz borowego flintu, co pozwoliło zwiększyć pole własne okularu. Kolejny (asferyczny) wariant zostanie zaprojektowany dla Zeissa, prawdopodobnie przez Roberta Richtera w 1934 roku. Następny projekt (Kalliscopic Orthoskop, 1941 rok) zostanie stworzony dla Zeissa albo przez Albert Königa albo ponownie przez Richtera. W 1924 roku firma Goerz opatentuje dwie konfiguracje ortoskopów w układzie 1-3-1 i 2-3-2. Układ soczewek 1-3-1 to zbliżony do wersji Abbe tryplet, w towarzystwie płasko-wypukłej soczewki ocznej oraz menisku z drugiej strony. Zmiana ta powoduje zwiększenie pola widzenia do 60° ale skrócenie odstępu źrenicy do 0.59. Wersja 2-3-2 to 55° pola własnego i odległość źrenicy 0.46 ogniskowej. Obydwa projekty zostały wykorzystane główniej w konstrukcjach lornetek wojskowych podobnie jak „ortoskopy na sterydach” (o polu własnym 75°) opracowane w 1935 roku. http://www.lcas-astronomy.org/articles/index.php http://company7.com/zeiss/products/czabbeoclr.html http://www.brayebrookobservatory.org/BrayObsWebSite/HOMEPAGE/forum/Smyth-Barlow%20lenses.html http://www.quadibloc.com/science/opt04.htm http://www.handprint.com/ASTRO/ae5.html
  3. Przedstawiam listę tranzytujących planet Keplera (nieobjęta jeszcze K2). Lista ta zawiera informacje o planetach dostępnych amatorsko, zgodnie z oczekiwaniami według tematu "Live binning". Ponieważ spadki jasności są zdecydowanie mniejsze, został wydzielony inny temat. W przeciwnym wypadku, do ogólnej listy (Lista tranzytujących planet pozasłonecznych dostępnych amatorsko) musiałbym dopisać ponad 500 obiektów. Cel jednak jest inny - tam są tylko te najłatwiej dla nas dostępne. Widać również, że żadna egzoplaneta tutaj nie spełnia warunków, aby tam się pojawić. Dlaczego lista ta jest tak istotna? Ponad 80 procent poniższych planet nie została zawarta w bazie ETD, dlatego te warto również wziąć pod uwagę. Tę listę poszukiwałem od kilku miesięcy i w końcu udało mi się odnaleźć szperając w archiwum Keplera. Z tego powodu publikuję też dla nas. Wystarczy tylko przeliczyć znając okres i epokę, aby określić efemerydy. Można to zrobić na szybko, podmieniając wartości Per oraz T0(HJD) na stronie ETD, na jednej z planet: http://var2.astro.cz/ETD/predict_detail.php?STARNAME=HAT-P-19&PLANET=b. Nie należy zapomnieć o prawidłowej konwersji na czas Juliański ( BKJD = BJD+2454833.0). Jak poszukać informacje na temat gwiazdy: 1) Kopiujemy Kepler ID dla wybranej pozycji 2) Wklejamy do linku "http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=KIC@ " zastępując znak @ identyfikatorem. 3) Przykładowy link: http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=KIC4150611 Warunki jasność-spadek, aby planeta pojawiła się na liście: Dla < 10 mag, powyżej 0.0005 mag Dla 10-11 mag, powyżej 0.0010 mag Dla 11-12 mag, powyżej 0.0020 mag Dla 12-13 mag, powyżej 0.0050 mag Dla 13-14 mag, powyżej 0.0100 mag Dla 14-16 mag, powyżej 0.0150 mag ID Kepler ID Nazwa planety Status Okres (dni) Epoka (BKJD) Długość (min) Spadek (mag) Promień (Re) Promień (Rs) Jasność (mag) 1271 10748390 Kepler-3 b CONFIRMED 4,887802706 124,8131411 141,83 0,0043 4,84 0,765 9,174 2078 8478994 Kepler-37 d CONFIRMED 39,79223792 175,250131 266,84 0,0006 1,88 0,772 9,705 609 9941662 Kepler-13 b CONFIRMED 1,763587569 120,5659253 190,88 0,0046 25,80 3,031 9,958 12 10666592 Kepler-2 b CONFIRMED 2,204735365 121,3585723 232,93 0,0067 16,39 1,991 10,463 1995 4349452 Kepler-25 c CONFIRMED 12,72037435 178,528016 155,62 0,0012 4,51 1,309 10,734 11 11446443 Kepler-1 b CONFIRMED 2,470613385 122,7633008 104,56 0,0142 12,85 0,950 11,338 230 5812701 Kepler-448 b CONFIRMED 17,8552197 146,596388 445,76 0,0092 14,63 1,516 11,353 2692 11554435 Kepler-63 b CONFIRMED 9,434151089 177,843189 166,77 0,0040 5,57 0,876 11,582 5058 2581316 Kepler-1514 b CONFIRMED 217,8317626 238,820188 1278,22 0,0092 22,02 2,274 11,690 2096 11253827 Kepler-396 c CONFIRMED 88,5112563 182,676799 444,43 0,0026 6,07 1,060 11,921 3069 6462863 Kepler-89 d CONFIRMED 22,34296959 132,741774 401,16 0,0057 9,77 1,297 12,205 2695 6471021 Kepler-539 b CONFIRMED 125,6288762 253,354564 557,94 0,0080 8,00 0,897 12,391 5331 12735740 Kepler-86 b CONFIRMED 282,5254856 363,071752 648,61 0,0098 11,24 1,124 12,620 3496 5780885 Kepler-7 b CONFIRMED 4,885488953 134,2768383 307,88 0,0076 17,29 1,962 12,885 5055 4150804 Kepler-1513 b CONFIRMED 160,8846509 277,504085 645,22 0,0077 9,16 1,044 12,888 286 5897826 Kepler-469 b CANDIDATE 33,80367628 202,25853 758,85 0,0122 21,02 1,796 13,109 962 10874614 Kepler-6 b CONFIRMED 3,234699312 121,4865705 216,07 0,0108 13,41 1,291 13,303 1124 9631995 Kepler-422 b CONFIRMED 7,891448474 177,2500095 258,24 0,0106 12,24 1,193 13,435 1272 11804465 Kepler-12 b CONFIRMED 4,43796303 171,0091193 282,06 0,0167 18,22 1,415 13,438 777 7532973 Kepler-854 b CONFIRMED 2,144632852 133,98434 234,17 0,0188 17,21 1,305 13,480 308 11359879 Kepler-15 b CONFIRMED 4,942783399 136,3294502 195,27 0,0115 10,77 0,978 13,758 275 11449844 Kepler-468 b CONFIRMED 38,47875707 151,853006 303,51 0,0242 13,44 0,879 13,779 297 8359498 Kepler-77 b CONFIRMED 3,578780551 134,0304134 174,41 0,0117 10,43 0,976 13,938 946 7303287 Kepler-289 c CONFIRMED 125,8654339 236,659271 540,39 0,0127 18,17 1,598 13,956 3059 3239945 Kepler-167 e CONFIRMED 1071,231935 420,287758 970,93 0,0200 11,11 0,808 14,023 1575 10619192 Kepler-17 b CONFIRMED 1,485710952 132,7935604 137,24 0,0218 14,80 1,018 14,141 951 11517719 Kepler-840 b CONFIRMED 2,495779623 135,337166 255,74 0,0261 16,06 0,992 14,152 1171 9651668 Kepler-423 b CONFIRMED 2,684328485 133,3548211 160,84 0,0187 12,43 0,908 14,290 1096 11391018 Kepler-486 b CONFIRMED 30,36044667 148,091528 361,16 0,0226 11,31 0,765 14,388 1054 5357901 Kepler-425 b CONFIRMED 3,797018335 133,5087526 135,89 0,0151 9,94 0,816 14,741 1143 10904857 Kepler-488 b CONFIRMED 3,120829229 139,466272 130,79 0,0174 14,51 0,996 14,804 1181 11502867 Kepler-426 b CONFIRMED 3,217518593 133,6320261 127,22 0,0151 11,68 0,903 14,835 1298 12019440 Kepler-485 b CONFIRMED 3,243259796 133,6690442 182,16 0,0175 13,63 1,029 14,952 1197 5972334 Kepler-487 b CONFIRMED 15,3587684 132,385103 248,71 0,0161 11,31 0,870 14,991 2988 9115800 Kepler-548 b CONFIRMED 4,454194338 172,820206 139,19 0,0172 12,21 0,915 14,995 279 8672910 Kepler-725 b CONFIRMED 39,64317811 206,596256 387,98 0,0164 10,52 0,833 15,011 46 11414511 Kepler-670 b CONFIRMED 2,816504852 170,967687 150,31 0,0181 12,82 0,965 15,052 1586 9595827 Kepler-71 b CONFIRMED 3,905081985 133,4149506 171,31 0,0227 13,14 0,887 15,127 172 6522242 Kepler-706 b CONFIRMED 41,40831348 195,787445 301,38 0,0244 11,71 0,747 15,196 253 8544996 Kepler-723 b CONFIRMED 4,082275068 169,6375295 194,28 0,0188 10,85 0,797 15,198 112 5358624 Kepler-428 b CONFIRMED 3,525632561 170,0479922 156,84 0,0240 11,87 0,788 15,224 240 7849854 Kepler-718 b CONFIRMED 2,052349905 169,8906293 124,81 0,0157 13,38 1,051 15,257 227 757450 Kepler-75 b CONFIRMED 8,88492268 169,991758 124,72 0,0177 11,02 0,843 15,264 273 9166862 Kepler-731 b CONFIRMED 3,855603551 170,6788861 192,58 0,0175 13,75 1,047 15,272 99 3832474 Kepler-30 c CONFIRMED 60,32488611 243,893468 399,36 0,0226 12,88 0,867 15,403 161 6061119 Kepler-699 b CONFIRMED 27,80756293 186,713532 252,35 0,0276 14,46 0,791 15,482 103 3935914 Kepler-686 b CONFIRMED 1,594745463 170,6483223 117,37 0,0165 11,77 0,893 15,530 5835 1873513 Kepler-1624 b CONFIRMED 3,290304518 131,90925 105,03 0,0156 2,27 0,189 15,669 346 3749365 Kepler-785 b CONFIRMED 1,973760926 178,6893717 109,75 0,0334 9,14 0,500 15,715 766 4164994 Kepler-816 b CONFIRMED 10,50682565 360,082546 224,59 0,0153 9,41 0,784 15,950 2032 5794240 Kepler-45 b CONFIRMED 2,45524062 170,8217486 104,65 0,0405 11,03 0,552 15,979
  4. Do tej pory nasze wyobrażenie na temat maksymalnej wielkości i ewolucji skalistych planet pochodziło głównie z bezpośredniej obserwacji naszego Układu Słonecznego. Po prostu wcześniej mieliśmy spore problemy z obserwacją innych tego typu światów, ale Kosmiczny Teleskop Keplera dostarczył szeregu odkryć, w tym jedno z nowszych ukazujące skalistego giganta - największego, jakiego znamy na dzień dzisiejszy. Planeta, o nazwie BD + 20594b osiągnęła połowę średnicy Neptuna, a składa się w całości ze skał. Planeta, której istnienie zostało zgłoszone w dniu 28 stycznia w arXiv.org przez astrofizyka Nestor Espinoza i jego kolegów z Pontifical Catholic University of Chile w Santiago znajduje się ponad 500 lat świetlnych od Ziemi, w gwiazdozbiorze Barana. Planeta okrąża swoją macierzystą gwiazdę w 42 dni. Planeta jest około 16 razy masywniejsza od Ziemi, ale tylko nieco ponad dwa razy (2,2) szersza. Dużą masę zawdzięcza sporej gęstości około 8 gramów na centymetr sześcienny. Dla porównania, średnia gęstość Ziemi wynosi ok 5,5 grama na centymetr sześcienny. Nowa planeta skalista została odkryta w 2015 roku przez Teleskop Keplera, który poszukuje cieni planet przechodzących przed tarczami swoich gwiazd. BD + 20594b jest porównywalna do Keplera-10c, skalistej "mega Ziemi" odkrytej w 2014 roku, która jest 2,4 razy szersza od Ziemi i również posiada dużą masę (równą około 17 ziemskich mas). Ostatnie pomiary wskazują jednak, że Kepler-10c nie jest taka "mega" lub tak skalista jak myślano - masę zweryfikowano na 14 razy większą od ziemskiej - co oznacza, że planeta składa się częściowo z gazu lub wody. http://arxiv.org/abs/1601.07608 https://www.sciencenews.org/article/largest-rocky-world-found http://www.universetoday.com/127325/largest-rocky-world-found/
  5. Info świeżutkie, sprzed kilku godzin Na podstawie: www.space.com, www.nasa.gov Międzynarodowa ekipa astronomów odkryła w Gwiazdozbiorze Łabędzia planetę najbardziej – jak dotąd – podobną do Ziemi. Nieznaną dotychczas planetę spoza Układu Słonecznego nazwano Kepler-186f. Jest to pierwsza z planet wielkości Ziemi, znajdująca się w nadającej się do życia strefie gwiazdy innej niż Słońce. W odległym o około 500 lat świetlnych systemie Kepler-186 odkryto wcześniej już kilka planet. Nowy obiekt, oznaczony jako Kepler-186f, jest piątą, najdalszą planetą w tym systemie. Wszystkie planety odkryto metodą tranzytów, czyli poprzez obserwacje regularnych, niewielkich osłabień blasku gwiazdy na skutek przechodzenia planet przed jej tarczą. Okazało się, że Kepler-186f ma 1,1 promienia Ziemi. Nie wiadomo na razie jaka jest masa planety. Rozmiar planety sugeruje, że raczej nie jest to obiekt, który mógłby zgromadzić grupą atmosferę złożoną z wodoru i helu, tak jak wielkie planety w Układzie Słonecznym. Stephen Kane z San Francisco State University (USA), który był członkiem międzynarodowego zespołu badawczego, uważa że szanse na to, iż mamy do czynienia z planetą skalistą, taką jak Ziemia, czy Mars, są bardzo duże. - W ciągu ostatnich kilku lat dowiedzieliśmy się, że w okolicach od 1,5 do 2 promieni Ziemi planeta staje się wystarczająco masywna, aby akumulować grubą atmosferę wodorowo-helową - argumentuje swoje przypuszczenia Kane. Oprócz bardzo podobnego do Ziemi rozmiaru planeta Kepler-186f ma jeszcze inną cechę wspólną z naszym rodzimym globem: znajduje się w tzw. strefie zamieszkiwanej (ekostrefie, ekosferze), czyli obszarze wokół gwiazdy, w którym panują warunki umożliwiające występowanie na powierzchni planety wody w stanie ciekłym. Kepler-186f jest w pobliżu zewnętrznej granicy tej strefy w swoim układzie planetarnym. Oznacza to, że może na nim występować woda w stanie ciekłym, aczkolwiek może też zamarzać. Jednak nieco większy rozmiar planety od Ziemi powinien skutkować nieco grubszą atmosferą, która może być czynnikiem ocieplającym klimat. Oprócz podobieństw do Ziemi są jednak też różnice. Gwiazda centralna układu planetarnego znacznie różni się od Słońca. Jest karłem typu M, znacznie mniejszym i chłodniejszym niż Słońce. Tego rodzaju gwiazdy są bardzo liczne w Galaktyce. Żyją też znacznie dłużej niż gwiazdy masywne, co daje więcej czasu na potencjalne wykształcenie się życia biologicznego na planetach je okrążających. Planeta Kepler-186f została odkryta dzięki obserwacjom za pomocą Kosmicznego Teleskopu Keplera, natomiast potwierdzenie tego faktu dokonano dzięki wielkim teleskopom naziemnym w Obserwatorium Kecka oraz Obserwatorium Gemini. Dane z tych teleskopów w połączeniu z innymi zestawami danych oraz obliczeniami numerycznymi wskazują, że mamy do czynienia z planetą z prawdopodobieństwem 99,98 proc., czyli bardzo bliskim pewności.
×
×
  • Create New...

Important Information

We have placed cookies on your device to help make this website better. You can adjust your cookie settings, otherwise we'll assume you're okay to continue.