Search the Community

Dzisiejszej nocy mamy opozycję Marsa więc to chyba dobry moment żeby zaprezentować wyniki mojego wrześniowego projektu Pogody ostatnio jak na lekarstwo – od początku października praktycznie nie udało mi się fotografować. Na szczęście wrzesień dopisał jeśli chodzi o warunki seeingowe i udało mi się skończyć długo planowany projekt pełnej mapy powierzchni (struktur albedo) Marsa. Sesje które złożyły się na finalną mapę zaliczyłem 3, 8, 12, 15, 22 i 28 września. Taki rozstrzał pozwolił zarejestrować całą powierzchnię planety a jednocześnie zapewnił wystarczające „zakładki” pomiędzy kolejnymi składowymi mapy. Seeing podczas sesji był dobry, bardzo dobry a czasami wręcz idealny. Stąd delikatny rozstrzał jakościowy pomiędzy poszczególnymi partiami planety. Jeśli uda mi się zebrać coś lepszego w październiku lub listopadzie to oczywiście mapę zaktualizuję Jak to wygląda od strony technicznej napiszę za chwilę. Mając pełną mapę w projekcji równokątnej możemy odwzorować pełny obrót planety w 3D. Taką możliwość daję nam Winjupos. Efekt zapakowania wspomnianej mapy do Winjuposa poniżej – pełny obrót planety – animacja w formie GIFa (niestety sporo waży więc źródło na serwerze zewnętrznym) edit: niżej jeszcze wersja anaglif 3D - potrzeba czerwono-niebieskich okularów albo dwóch filtrów astro (niebieski + czerwony) A poniżej sama mapa: - wersja bez opisów - wersja z częściowym opisem (najbardziej charakterystyczne struktury, resztę będę uzupełniał na spokojnie) - wersja "sauté" - do załadowania do WinJuposa - wtedy będziecie mieli symulację widoku Marsa o danej godzinie w oparciu o najświeższe dane No dobra - a jak wygląda proces tworzenia takiej mapy. Nie jest on dość trudny jednak dość czasochłonny. Potrzebujemy oprogramowania WinJupos i serii zdjęć na których sumarycznie znajdzie się cała powierzchnia Marsa. Dobrze mieć te zdjęcia ze sporymi zakładkami - wtedy zdecydowanie ułatwi nam to stworzenie finalnej mapy. Pakujemy wybrane zdjęcie do WinJuposa i dokonujemy jego pomiaru (opcja "Image Measurement"). Tam trzeba podać datę, godzinę a później dobrać obrys planety do zdjęcia. Dzięki temu program będzie wiedział dokładnie co znajduje się na zdjęciu. Zapisujemy powstały plik *.ims i powtarzamy proces dla każdego zdjęcia. Później przechodzimy do zakładki "Analysis/Map Computation". Ładujemy nasz plik z pomiarami w górnej tabeli a w oknie "Map File" podajemy adres pliku z naszym zdjęciem Marsa w oparciu o które dokonywaliśmy pomiaru. Pozostałe parametry macie na screenie poniżej - dbajcie o to, aby dla każdego zdjęcia rozmiar mapy był identyczny (w tym wypadku jest to 1500 pikseli po długości) Klikamy "Compute Map" i program wypluje nam gotową mapę - przykład poniżej. Oczywiście mapa zawiera tylko fragment który był na zdjęciu - rozciągnięty przy użyciu projekcji równokątnej. Kolejnym krokiem jest przygotowanie wszystkich map i sprytne "zszycie" ich w Photoshopie tak żeby nie było widać łączeń. Dlatego istotne jest żeby zakładki były spore i żeby materiał był podobnej jakości Jak już finalnie połączymy wszystkie mapy w całość i będziemy zadowoleni z efektu to wycinamy mapę tak żeby była "goła" powierzchnia bez skal po bokach, przechodzimy do zakładki "Tools/Ephemerides" i w podzakładce "options" w polu "texture image" ładujemy naszą mapę. Od tej pory w zakładce "Graphics" będziemy mogli dowolnie oglądać wygenerowaną "kulkę Marsa" w dowolnej wybranej godzinie i dniu I to w skrócie tyle, jakby co to pytajcie Miłej zabawy!

W obróbce najbardziej denerwowały mnie gwiazdy i najdłużej sprawiały mi problemy. Konkretnie- wychodziły za duże, zbyt rozciapane, zbyt płaskie, ewidentnie wklejone, odcinające się od tła, itd. Po prostu nieakceptowalne z różnych powodów, zależnie od metody, którą stosowałem. Nigdy nie byłem zadowolony z różnych metod redukcji gwiazd, więc rozwiązanie było „proste”: Nie powiększać ich. Wymagane zastosowanie Pixa, Photoshop także pomoże. Workflow zakłada kompletnie osobną obróbkę gwiazd i wklejenie ich jako ostatni krok obróbki zdjęcia. Tłem się kompletnie nie przejmujemy, tylko gwiazdami. Tutaj na przykładzie mojego IC1805, do którego miałem stacki RGB po 50 x 30 s. Wiem, że niektóre gwiazdy są dwukolorowe, ale to efekt problemów optycznych. Częściowym rozwiązaniem było nie podbijanie nasycenia za bardzo. A. LRGBCombination- połączenie stacków R, G, B (albo H, S, O albo H, O, O). B. PhotometricColorCalibration. Z STF wygląda tak: C. Identyfikujemy największe gwiazdy, zapewne widoczne nawet w fazie liniowej. Wygląda to tak: D. Aplikujemy dwa procesy do rozciągnięcia ich. ArcsinhStrech na początek, ponieważ pozwala ładnie zachować kolory i finiszujemy ExponentialTransformation- działa trochę jak wygięcie krzywej RGBK w kształt „S”, żeby podbić kontrast. Czyli rozciąga bardziej jasne części a mniej ciemne. Protect Highlights i Lightness mask zawsze włączone. Ustawienia zależą od oczekiwanego efektu i konkretnego materiału. Trzeba korzystać z Preview i robić na oko, zwłaszcza obserwując centra tych największych gwiazd. Gdy doprowadzimy je do oczekiwanego rozmiaru, zrobimy maskę. Procesy: Efekty (bez STF): E. Maska. Wyciągamy luminancję z obrazka, usuwamy za pomocą MultiscaleLinearTransformation kilka warstw falek (zależnie od materiału) – na pewno Residual (R) oraz 1 i 2. Następnie MorphologicalTransform z opcją Dilation, kształtem okrągłym. Więcej niż raz, jeżeli trzeba. Rozciągamy placki po najjaśniejszych gwiazdach tak, żeby ich promień wynosił co najmniej 150% promienia gwiazdy. Następnie Binarize z Preview z ustawieniem takim, aby pozostała maska tylko na gwiazdach dużych i średnich- których bardziej nie chcemy rozciągać. Na koniec Convolution, żeby nieco zmiększyć krawędzie. I tak szybciej, niż zabawa ze StarMask. Procesy: Maska (ma kryć w 100%, więc miejsca po gwiazdach muszą być białe). F. Wyciągamy teraz resztę gwiazd z maską. Chcemy, aby duże były pod kontrolą (już są- bardziej nie urosną z taką maską) ale żeby małe było widać. Więc ponownie ArcsinhStretch oraz ExponentialTransformation do smaku. Trzeba w bardzo dużym powiększeniu obserwować Preview i patrzeć co się dzieje z gwiazdami małymi i najmniejszymi, ponieważ ExponentialStretch może je łatwo zamienić w prześwietlone, pojedyncze pixele albo krzyżyki. I pewnie trochę to zrobi, ale łatwo sobie z tym poradzić. Procesy (Arcsinh powinno mieć zaznaczone checkboxy): Rezultat: G. Ostatnie poprawki. Gwiazdki mogą wyjść nieco za małe albo za ostre- te małe zwłaszcza. Potrzeba nadać im nieco bardziej gaussowską dystrybucję, zmiękczyć krawędzie. Zapewne będzie trzeba z użyciem uprzednio wykonanej maski rozdzielić duże od małych robiąc to. Wystarczą dwa procesy: HistogramTransformation oraz Convolution. Dobierając parametry oglądamy uważnie w bardzo dużym powiększeniu gwiazdy, na które działamy. Przy okazji delikatnie ściąłem shadows, żeby troszkę zmniejszyć pojaśnienia wokół wielu gwiazd- ale z tym uwaga, bo łatwo je zamienić w jasne placki w ten sposób. Procesy: Rezultat: H. Starnet2 w celu utworzenia obrazu z samymi gwiazdami. Próbując go dodać do gotowej mgławicy stwierdziłem, że trzeba jeszcze nieco gwiazdy rozjaśnić i powiększyć ich rozmiar- więc odrobinę ExponentialTransformation i HistogramTransformation a także Convolution, żeby dobrze wtapiały się w tło. Procesy: Rezultat: Zbliżenie: To także dobry moment na korektę barw czy nasycenia krzywymi. I. Dodawanie gwiazd. Można za pomocą PixelMath ale ja bardzo polubiłem Photoshopa do tego celu. Metoda jest prosta- kopia gwiazd jako warstwa do obrazka z mgławicą, LinearDodge, Levels i Create Clipping Mask. I zabawa suwakami. Bardzo wygodne. Dodatkowo, w PS trywialne jest usunięcie artefaktów, które otaczają większe gwiazdy- tutaj akurat skutek maski. Co prawda przebijają one w minimalnym stopniu albo w ogóle, ale jestem pedantyczny. Photoshop: Artefakty: I ostateczny rezultat: Można stosować więcej masek aby podzielić gwiazdy na więcej grup, ale w tym wypadku jedna maska, czyli dwie grupy gwiazd, były adekwatne. Mam nadzieję, że dla kogoś to zadziała i się do czegoś przyda. Moim zdaniem tego rodzaju iteratywne podejście do rozciągania, które w bardzo dużym stopniu polega na ExponentialStretch i masce jest bez porównania lepsze i prostsze niż późniejsze naprawianie gwiazd, które się zepsuło nieprawidłowym rozciąganiem. Po co naprawiać problem (i zostawiać artefakty po naprawie) jak można go uniknąć? Dyskutujcie, zgłaszajcie uwagi. Nie mogę usunąc tego obrazka z jakiegoś powodu (ten sam co w pkt.H)

Narodziły nam się płonne dyskusje o przewadze kamer mono nad OSC (i vice versa) więc w ramach uzupełnienia dograłem wideo, jak wyciągać kolor z pozornie monochromatycznego zdjęcia (prawie). Oczywiście wykorzystałem jpg'i naszego forumowego ambasadora kamer kolorowych - Szymka. Pewnie mnie za to zabije, a na pewno znielubi (o ile już tego nie zrobił za "gwałcenie" jego zdjęć w tytułowym wątku). Mam nadzieję, że ten amatorski filmik odpowie choć trochę na pytanie, dlaczego zdjęcia z OSC mają bardzo słaby kolor (na ogół). Dodatkowo umieściłem też odpowiedź na pytanie Taysona - jak usuwać fiolet z gwiazd (w najprostszy, niedoskonały sposó . Wątki których dotyczy film: http://astropolis.pl/topic/58522-ngc4565/ http://astropolis.pl/topic/58517-ngc3628-hamburger/ Ilustracje do filmu:

To nie tutorial, a raczej dokumentacja tego w jaki sposób poradzić sobie z precyzyjnym ustawieniem na gw. Polarną. Zaletą tej metody jest to, że nie musimy posiadać lunetki biegunowej, wadą natomiast to że powinniśmy posiadać laptop i kamerkę. Ustawianie przeprowadzamy za pomocą programu SharpCap w wersji pro, który kosztuje około 54,- Program sprawdziłem na dwóch kamerkach ASI 224 i QHY 163M, z którymi to połączył się ekspresowo. Sama procedurę ustawiania przeprowadziłem za pomocą Newtona SW 200/1000 i kamery QHY 163M. Kolejność czynności: 1. Uruchamiamy Cartes du Ciel, wskazujemy Polarną i wciskamy obrót. 2. Po znalezieniu celu, jeżeli nie mieliśmy wcześniej zgrubnego ustawienia na Polarną, możemy odblokować sprzęgła i ustawić manualnie. 3. Uruchamiamy SC i łączymy się z kamerą - w panelu po prawej ustawiamy parametry ekspozycji. 4. Z górnego menu wybieramy -> Tools -> Polar Align 5. Pojawiają zielone oznaczenia NCP i komunikat o tym, by przycisnąć Next i obrócić montaż w osi Ra o 90* 6. Po odblokowaniu wykonujemy ręcznie obrót o 90* 7. Pojawia się komunikat z informacją w którą stronę powinniśmy przesunąć montaż - co czynimy przy pomocy śrub (lewo - prawo, góra-dół) 8. W moim przypadku stwierdziłem, że zadowala mnie ustawienie z błędem 7"

Ponieważ ostatnio część z Was Forumowiczów była zadowolona z mojego akademickiego posta na temat weryfikowania szumu ręcznie i kalibracji "trudnych" sensorów postanowiłem napisać coś jeszcze. Jak widać na obrazku powyżej, tym razem będzie to ogólny artykuł o testach, kolimacji i przeznaczeniu GSO CC10A (10" f/12 Classical Cassegrain, carbon fiber truss). Jak to ja, zamierzam przy tej okazji przypomnieć trochę o reflektorach tego typu ogólnie, o stożkowych, podstawowych prawach konstruowania takich układów itd. Pomówię też o "fabrycznej kolimacji" (częsta fraza w sieci) i o tym jak dbać o taką zabawkę samemu. 1) Reflektor typu Cassegraina Większość wyjadaczy to wie, ale warto dla porządku napisać co rozumiem przez reflektor typu Cassegraina. Jest to teleskop od dwóch zwierciadłach, jednym wklęsłym (jak soczewka skupiająca), drugim wypukłym o pewnej krotności (jak Barlow). Główne jest perforowane i zwykle to tamtędy "wychodzi" skupiona wiązka. To oznacza, że nie ma przybliżenia promieni przyosiowych, bo nie ma promieni przyosiowych. Konfiguracje zwierciadeł i stożkowych są różne, bardzo popularne są RC (Ritchey-Chretien) z dwiema hiperboloidami oraz rzeczony klasyczny Cassegrain z paraboloidą jako główne i hiperboloidą jako wtórne. Newton jakby się uprzeć też może być taki, bo płaskie wtórne to dowolna stożkowa o nieskończenie dużym promieniu krzywizny. Oprócz tego znane są też układy Dall-Kirkham (znane Planewave CDK, od Corrected Dall-Kirkham). Teleskop DK ma eliptyczne zwierciadło pierwotne i sferyczne wtórne. Dlaczego akurat tak? Sfera, hiperbola, elipsa, parabola. Spróbuję wyjaśnić chociaż podstawy. 2) O stożkowych Ktokolwiek uważał na matmie w LO zna równanie okręgu, wie co to parabola (powie y= a iks kwadrat bla bla bla). Hiperbole i homografie też są w LO, ale strasznie rzadko pokazuje się równanie stożkowej w tej właściwej i najprostsze postaci, którą miłośnik teleskopów powinien docenić najbardziej. (1+K)*x^2 - 2*R*x + y^2 = 0. ($) Proste obserwacje na temat ($): punkt (0,0) spełnia równanie symetria y na -y mówi, że oś OX jest osią symetrii stąd (0,0) jest wierzchołkiem, drugim zaś jest (2a,0), zatem (1+K)*a = R (€) zależności (€) użyjemy jeszcze dziś dla K=-1 mamy x= y^2/(2R), co nawet przypomina szkolną parabolę, tylko położoną dla K = 0 mamy okrąg o środku w (R,0) i promieniu R; tak, R jest promieniem okręgu stycznego w wierzchołku, w skrócie "promieniem krzywizny" K < -1 to różne kształty hiperboliczne pozostałe K dają elipsy Jak najlepiej scharakteryzować stożkowe za pomocą ich własności? Są różne sposoby: odległości, kierownice, równania, parametryzacje, etc. Nie chcę pisać podręcznika, więc żeby Was zaciekawić przytoczę spojrzenie wartościowe z punktu widzenia optyki. Ogniska. Coś tam się musi palić. Ano pali się, o czym wiedzieli starożytni. Mówiąc ogólnie, dla stożkowej, wiązka promieni światła przechodzących przez jedno ognisko, po odbiciu od stożkowej przejdzie przez drugie ognisko. Dokładnie. Bez kompromisów i przybliżeń. Mało tego, wszystkie promienie przybędą w tej samej fazie! Szczegółowo: promienie ze źródła punktowego w środku okręgu wrócą w to samo miejsce; tak ogniska pokrywają się w środku. promienie ze źródła punktowego w jednym ognisku elipsy poleca... do drugiego ogniska elipsy promienie z nieskończoności, czyli równoległe do osi paraboli przejdą przez ognisko oddalone o R/2 od wierzchołka; dokładnie; tak drugie ognisko paraboli jest w nieskończoności parabola to taka pęknięta elipsa, której jedno ognisko odjechało do nieskończoności K = -1, parabola, to unikatowy byt pośredni między elipsami a hiperbolami co z hiperbolą? wiązka zbieżna w drugim ognisku po odbiciu od hiperboli przejdzie przez pierwsze ognisko... o tak (paint-cy-dzieło): spoiler: czyli tak jak w Cassegrainie, eRCekach etc. To są super rzeczy. To uczy nas jak "przenosić ognisko". Np. eliptyczna czasza przerzuci ognisko naszego układu do jej drugiego ogniska pod warunkiem, że pierwsze się pokryją! Jak LEGO! Zapamiętajmy to, bo z tego będę korzystał! Na koniec ciekawostka, hiperbola to także krzywa równo odległa od okręgu (kierownicy) oraz drugiego ogniska: https://en.wikipedia.org/wiki/Hyperbola 3) Reflektory revisited Kiedy już dowiedzieliśmy się trochę o stożkowych, spróbujmy skonstruować pierwszy teleskop. Załóżmy, że życzymy sobie, by ognisko było 30 cm za zwierciadłem głównym, a zwierciadła były od siebie o 54 cm. Zatem ognisko będzie 84 cm od wtórnego. Owe 84 cm to tak jakby rzeczywista długość układu. Ponadto, apertura ma wynosić 250 mm a ogniskowa 3000 mm. Podsumowując, wprowadźmy oznaczenia: F = 3000 mm; ogniskowa efektywna D = 540 mm; dystans między zwierciadłami B = 840 mm; dystans od wtórnego do ogniska Tyle wystarczy. Trzy możliwe do zmierzenia miarką albo plate-solvem wielkości. Możemy też posiadać je z rysunków. Co z nich wynika? WSZYSTKO. Spoiler: te wielkości kompletnie charakteryzują teleskop i chce to wyjaśnić. Rozumowanie podzielę na dwie części, pierwszą -- elementarną, drugą trochę bardziej techniczną. a) Proste obserwacje Co to znaczy, że B jest 840 mm, a F jest 3000 mm? 3 metry ogniskowej, ale przecież teleskop tyle nie ma. No dobra, promienie są "zawinięte". Ale ile? Faktyczna długość układu to 84 cm, z tych trzech metrów ogniskowej zostaje F - B = 216 cm. Ale promienie pokonały dystans D = 54 między zwierciadłami. Ale chwila, 216 cm = 4 * 54 cm. Czyli nasze zwierciadło wtórne jest jak Barlow x4. Zdefiniujmy M = (F-B)/D. (!!) i nazwijmy M powiększeniem wtórnym. W wybranym przykładzie M = 4. To oznacza, że ogniskowa zwierciadła głównego wynosi f1 = F/M = 750 mm. Tak, główne zwierciadło to stożkowa o ogniskowej (dla nieskończoności) 750 mm i aperturze 250 mm. Czyli 250 mm f/3. Powiększenie wtórnym x4 robi f/12. To takie proste! Uwaga: Ogniskowa w optyce i ognisko stożkowej to inne pojęcia. Pokrywają się jedynie w przypadku paraboli. Dla stożkowej lepiej mówić o promieniu krzywizny R. Wtedy ogniskowa PRZYBLIŻONA dla promieni przyosiowych równoległych wynosi R/2. Ja często będę używał frywolnie tych faktów. Zatem R1 = 2*F/M = 1500 mm. M = (F-B)/D = 4. To wszystko mamy używając prostej metody miarki i dzielenia! Dla chętnych kolejny rozdział, w którym obliczymy krzywiznę wtórnego oraz obie stałe stożkowe. Uwaga, będzie trochę akcji, więc jak kogoś razi podstawowa algebra i arytmetyka to lepiej niech tylko przejrzy b) Kompletna charakteryzacja i stożkowe K1 i K2 [trudniejsze] Teraz chcielibyśmy znaleźć krzywiznę R2 zwierciadła wtórnego. W tym celu musimy przypomnieć (nie chce tu wyprowadzać, tekst już za długi) "dodawanie ogniskowych". Mamy 1/F = 1/f1 + 1/f2 - d/(f1*f2). To prosty wzór. Gdy odległość d = f1+f2 mamy układ Galileusza i F = nieskończoność. Gdy d=f1, czyli wkładamy drugi element w ognisko pierwszego, to F = f1 bo f2 nie ma znaczenia. U nas f1 = F/M, d = D. Zatem mamy 1/F = M/F + 1/f2 - D*M/(F*f2), (1-M)/F = (1 - M*D/F)/f2, f2*(1-M) = (F - M*D) = B. Wow. f2 = - B/(M-1). Minus wyciągnięty po to, by ukazać, że to rozpraszający element o ujemnej ogniskowej w naszym wypadku równej -B/3. f2 = -840 mm /3 = -280 mm Zatem jak wiemy, R2 = 2*f2 = - 560 mm. Jak duże to wtórne? Ognisko głównego to 750 mm a dystans między lustrami 540 mm. Zostaje S = 210 mm. Ponieważ główne to f/3, więc minimalna średnica to 70 mm. 85 mm będzie dawało sensowne pole, ale o tym później. Opanowaliśmy krzywizny, ale jakie kształty? Się przekrzykują, tu hiperbola, tu parabola, tam sfera. No ale my się zastanówmy. Chcemy teleskop o wąskim, bardzo ostrym polu. Co by było gdybyśmy po prostu położyli K1= -1? Główne będzie parabolą f/3. Co nam to da? Jak wiemy, będzie idealne ognisko dla wiązki z nieskończoności równoległej do osi. Także parabole łatwiej wyprodukować niż konkretną elipsę lub hiperbolę. Trudniej niż sferę. No ale sfera, poza łatwością wyprodukowania, niewiele wnosi. Ok. Super. K1 = -1. Parabola. Co z K2? Jak zachować idealne ognisko mimo powiększenia x4? Aaa prosto. Wiemy jak. Teleport punktu skupienia. Zróbmy tak, by wtórne było hiperbolą taką, że jej ognisko wypadnie dokładnie tam gdzie głównego. S = 210 mm za wtórnym. A drugie... B = 840 mm dalej tam gdzie chcemy. Super, czyli jeśli przypomnimy sobie równanie ($) o stożkowych pierwszy wierzchołek jest (0,0) a drugi w (B-S, 0), czyli w (630,0). Zatem półoś wielka tej hiperboli to 315 mm. Wyprowadzenie (€) mówi, że K2 = -1 + R/a = -1 - 560/315 = -1 - 16/9 = - 25/9 = 2.78 Koniec. R1 = - 1500 mm R2 = - 560 mm K1 = -1 K2 = -25/9 Taki powinien być teoretyczny klasyczny Cassegrain o F = 3 m, B = 84 cm, D = 54 cm. Ciekawostka 1: Po uproszczeniu, K1 jest dane bardzo prostym wyrażeniem, mianowicie K1 = -((M+1)/(M-1))^2. (czytaj: powiększenie + 1 przez powiększenie - 1, wszystko do kwadratu i na minusie) Tego info nie było w Wikipedii o Cassegrainach a wzór na K2 był potwornie skomplikowany w nieuzasadniony sposób. Edytowałem w Wiki ten artykuł i artykuł o RC, i zachęcam do przejrzenia. Poniżej moje gryzmoły i poprzednia wersja artykułu Ciekawostka 2: Teleskopy RC mają podobną teorię (nota bene też przeze mnie zrewidowaną), ale zamiast kasować aberracje sferyczną parabolą, kasują tylko jej kawałek! A dokładniej dobierają K1 i K2 tak, by skasować pierwszy człon aberracji sferycznej i komy jednocześnie. Oba zwierciadła są hiperboloidami, choć pierwsze jest dość bliskie paraboloidzie. Pozostałe rachunki są identyczne bo zależą tylko od "miarki". W GSO RC10 np. M=8/3 (no brainer, z f/3 robi f/8) 4) Mój symulator Fajne te przykładowe dane wymyśliłem prawda? wszystko się na palcach bez problemu obliczyło. Skąd je wziąłem? Ano stąd. Z rysunku technicznego GSO CC10A. Serio. Okej, czyli to co mamy to DOKŁADNY teoretyczny model tego co powinno siedzieć w tym czarnym potworze! Jak już wiemy, że te teleskopy to twory teoretycznie sztywne o jasnych zasadach, możemy samemu napisać prostą aplikację do ray-tracingu, z dwoma zwierciadłami, przysłona i guziczkami od śrubek kolimacyjnych, które które popychają płaszczyznę styczną w wierzchołku zwierciadła. Jeśli przy okazji, tak jak ja, napisaliście samemu prosty silniczek do ray-tracingu to ładnie możecie zobaczyć w przekroju poprzecznym jak latają promienie, albo w innym przekroju to co powinniście zobaczyć na kamerze. Wbijam dane do struktury. Ponadto podaję dość radykalną przysłonę, która jest w odległości około 50 cm od ogniska i ma średnicę około 50 mm. Podaje rozmiar sensora (full frame) a mój program zajmuje się prosta arytmetyką, oblicza FOV i rozkłada 9 wirtualnych źródeł promieni równoległych padających z odpowiednich kątów na aperturę, tak by dostać kratkę z gwiazd na wirtualnym sensorze. I oto wynik w ognisku: Nieciekawy? No pewnie, parę niepowiększonych kropek. Zaraz będzie lepiej! Zobaczmy najpierw jak przebiega światło ze źródła na osi w przekroju poprzecznym (tak, to też generuję sobie w MATLAB): Fajnie. Widać bieg promieni. Widać, że te z głównego skupiłyby się w ognisku wtórnego. Widać rozmiar wtórnego, że w miarę ok, może duży. Widać ciasną przysłonę, która tam jest fizycznie (nie wymyśliłem tego). Ok, dodajmy więcej źródeł punktowych pod innymi kątami: Co teraz? Podejrzyjmy okolice powierzchni ogniskowania: Promienie są rozrzucone w image circle 44 mm (diagonala full frame), i jest ich 9, więc między sąsiednimi jest 5.5 mm odstępu na diagonali matrycy. Zatem kolejne image circle to 11, 22, 33 i 44 mm. Widać wyraźnie, że mamy tu krzywiznę pola dość dużą! Tak tu niestety jest, to fakt, i to musimy sobie analizować w tych teleskopach. Jak duże pole, jak ustawić optymalnie ostrość bez korektora itd (w tym tekście tylko o tym wspominam, to dobry temat na cały długi artykuł, do którego mam żywe dane z wielu erceków i cassegrainów). W środku jednak ognisko jest perfekcyjne do granic precyzji numerycznej (patrz skala na osi) Idealne ognisko w środku (zerowa aberracja sferyczna) powoduje, że środek możemy przybliżać aż do granic dokładności numerycznej i nic to nie da. Pamiętajmy jego położenie, 300 mm na prawo od zera. Teraz zobaczmy jak całość wygląda w narożniku. Na granicy pola jest ostrość jest aż około 1.5 mm bliżej! Zatem to co widać w rogach to nie tylko "koma", którą użytkownicy-amatorzy widzą wszędzie, a zwyczajny brak ostrości. Oczywiście widać, że pole jest znacznie mniejsze. Może 22 milimetry? Przybliżmy zatem ten drugi od środka, "zielony promień": Jest w miarę nieźle. Wzdłużna aberracja sferyczna rozrzuca ognisko między 299.5 a 299.9 mm. Tyle eksperckiego komentarza, bo będę to pisał rok, a i tak już z tydzień edytuję. Wróćmy do oglądania osiągów "teoretycznego CC10A" na sensorze. Pokażę dwa filmiki z tego jak działają moje skrypty, tak ot, dla ciekawości Waszej. Możecie je pominać, w tym tekście to raczej tylko ciekawostka. Nie chcę przynudzać, przygotowałem filmik z narożnika, w którym przesuwam ostrość tak by znaleźć możliwie najlepszą (szału nie będzie). 2021-08-04 14-49-41_trim.mp4 Dodatkowo zobaczmy jak ruch kolimacją o 1/10 obrotu psuje gwiazdę! 2021-08-04 14-50-47_trim.mp4 Dlatego tak bardzo warto robić to dynamicznie na sensorze! To jedyna droga, jeśli nie dysponujemy mikronową mechaniką precyzyjną, a trudno tak mówić o "dwucalowym klamperze". Możemy teraz posymulować rozkolimowanie itd. Ponadto zaraz zobaczymy, że obraz na sensorze jest naprawdę zgodny z tym, co tu symuluję. To w końcu nie przepis na ciastka, czy jakieś artystyczne dumania, tylko twarda fizyka i dwie powierzchnie odbijające. Nie będę tu wchodził w meandry mojego symulatorka, ale to fajne, że można sobie w nim rozkolimować i skolimować teleskop. Także istotne jest zmierzenie krzywizny pola i jakie będzie użyteczne pole. Tu jest to teoretyczna wielkość! Zależy tylko od obliczonych parametrów. Jeśli teleskop jest wykonany poprawnie możemy przewidzieć jego performance. Idźmy dalej... W końcu coś o teleskopie, a nie ta teoria. 5) Kolimacja fabryczna i niefabryczna Otwieramy teleskop, jak zawsze zaczynam od kolimacji. Ja jestem leszczem, nie mam żadnego sprzętu. Kolimuję teleskop na oko. A później na podglądzie na żywo. Wróć. To mam dwa narzędzia. Albo i trzy. Moje oko (słabe). Mój mózg (sorry, bajerka). Oraz kamerę full frame CMOS. Przecież to też SUPER narzędzie. Po co te bajerki laserki jak Wy ich nawet nie rozumiecie? Jeszcze je przykręcacie i odkręcacie a same są krzywe. A później kamerę inaczej. Ja skolimuje teleskop do wizuala samym okiem, a resztę (do foto) zrobię na podglądzie live. Całość nie zajmie dwudziestu minut. Dziś nie będę o tym pisał, ale pokażę kilka rezultatów. Więc zaglądam sobie do teleskopu... fabryczna kolimacja. Tak wiem. Powiecie, że nie wiem co robię i krzywo trzymałem telefon. Debil ze mnie. No super. Gorzej, że szczelina przy holderze wtórnego też wykazuje milimetrową różnicę. No to klucze w rękę. Iteracyjna metoda. Najpierw wtórne. Później głowa w prawo lewo, góra dół i poprawki głównym aż będzie symetrycznie. I znowu wtórne. Jak to robię? Źrenica oka (albo obiektyw aparatu) na naklejkę wtórnego i ma być "równo". Cokolwiek to znaczy. Olać. Bredzę, nie mam lasera. 5 minut pracy (powiększenie M = 4 naprawdę powoduje, że jak się zagląda w bezdenny teleskop chce się wymiotować) i efekt: 20210729_222357.mp4 Jest nieźle, można wieszać na monta. (na moją obronę, trudno to nagrać smartfonem, z ręki, na szybko...) 6) Na montażu Dzięki temu, że już posiadam GSO RC10 (a teraz pewnie także CC10A, sorry, nie oddam raczej) mam swój własny fokuser z bajerami od Piotra Kułagi. Gwint M54 fajnie pozwala przykręcić kamerę. Przy okazji używając swojego fokusera nie łacham oryginalnego, choć umówmy się, fokuser GSO 3" cudem mechaniki nie jest. Ale f/12 da się wyostrzyć spokojnie. Wrzucam gościa na moje EQ6-R. 4 ciężary... na samym końcu pręta LEDWO dają radę. Trochę groza. Mimo, że teleskop nie jest ciężki (16.5 kg), to przez dużą średnicę (+8 cm na truss) jest daleko od osi RA. Mam duży balkon (15 m^2)... ale jednak trochę stres. Pierwsze spojrzenie na gwiazdy trochę przed ogniskiem i już widzę, że jak zwykle zrobiliśmy super na oko. Kilka ruchów głównym (1/10 obrotu) oraz 3 mm przesunięcia centrum na sensorze wtórnym i mamy super rezultat. Tu widać wiele więcej, niż tylko gwiazdę w środku, widać jak ogranicza przysłona. Widać jak deformują sie gwiazdy dookoła (poprawnie). Widać czy wzór flata jest symetryczny. Widać wiele. Ja widzę. Na dodatek mały snapshot 3 minuty z balkonu M13. Według mnie może być 7) Zalety konstrukcji CC w porównaniu z innymi planetarnymi np. SCT i MAK. W klasycznym Cassegrainie nie ma refrakcji. Tak? Jest. Tyle, że współczynnik załamania dla każdej długości fali wynosi... n = -1. Tak. Odbicie to też załamanie, choć bardzo specyficzne. To oznacza, że L to prawdziwe L. Jedyne z czym musimy walczyć to z atmosferycznym rozszczepieniem barw. Ultralekka trussowa konstrukcja chłodzi się natychmiast. Niby się brudzi... ale za to też sprząta... Puff puff gruchą tu i tam. I voila. Smar w środku, mechanizm fokusera i latające lustro główne? To mają MAK-i i SCT, a tego nie ma tu! Normalny fokuser. Sztywne zwierciadła. Nieruchome. 3 miejsca do kolimacji! Wtórne, główne i tilter w fokuserze! SCT mają zwykle tylko kolimację wtórnym, która trzeba właściwie robić ciągle (jeśli główne dość lata)! Wiem, że to oczywiście rodzi w niektórych myśli: 3 miejsca? jak to skolimować. To po to kupiłem teleskop, żeby regulować? Niech fabryka zrobi w Chinach i wyśle? Jak tak myślisz to jesteś... a nieważne. No ale przecież lepiej automatycznie, albo ewentualnie w jednym miejscu... Nie myślcie tak! Albo zajmijcie czym innym. Każda dobra regulacja, na której można polegać to błogosławieństwo. Trzeba tylko zrozumieć. Inny przykład to regulowane flattenery od WO. Praca samemu, dłubanie, zabawa, możliwości to radość. Poza tym to wszystko tu jest PROSTE. Dla mnie na pewno, to i Wy sobie poradzicie! 8) Widoki rynkowe, kiedy co i jak, za ile? Obawiam się, że jako amator dużych reflektorów poniesie mnie, i ten egzemplarz (mega klasa) zostanie u mnie. Mam już GSO RC10 i chciałbym w końcu nim zrobić zdjęcie!! (a nie jakieś testy APO albo chmurwy). A cena? Bardzo gorąco reklamowałem CC8, gdyż jest mały i był dość tani. Były czasy, że i poniżej 3.5 kPLN. Lekki, siądzie nawet na EQ5 ostatecznie. Oczywiście pryncypia te same. To dużo taniej niż dobry SCT 8", a możliwości moim zdaniem lepsze. Mniej automatyczny i mniej "hermetyczny" na pewno... Ale świetny do powierzchni Księżyca. Nawet kilka zrobiłem tym CC8. Jednak CC10A carbon fiber truss to inna bestia. Teleskopi mówią, że będzie kosztował około 12 kPLN, ale jeśli wzbudzi zainteresowanie i znajdzie amatorów to na jesieni pojawią się kolejne. Sądzę, że to świetna alternatywa do SCT i MAK. Być może to wszystko się wydaje trudne, i ktoś woli automatyczny teleskop... ale nie ja. Zdecydowanie wolę konstrukcje classical cassegrain od SCT. "Sprzątnąłem" i skolimowałem już wiele SCT i MAK-ów, w których np. smar z posuwu lustra wyparował bo się wygrzał na słońcu i główne się oblepiło kurzem i smarem. Widziałem jak przy próbach zmiany ostrości w startestach gwiazdy "łażą" mi po kadrze... I ja wolę to co umiem kontrolować. Otwarte, mocno ulokowane zwierciadła. Mechanizmy kolimacyjne wszędzie. Liniowy fokuser. 9) Podsumowanie Udana kolimacja i pierwsze światło, 3 x 3 minuty M13 z balkonu w Wawie. Crop do APS-C (full frame nawet się tu oczywiście nie doświetla). Tło szczególnie wyciągnięte, by widać było wzór flata. Symetryczny. Dumnym.

Witajcie, Jako, że używam PoleAlignMaxa do ustawiania montażu na biegun stwierdziłem, że napiszę krótki tutorial, który mam nadzieję pomoże co po niektórym w bezstresowym ustawieniu montażu na biegun. A więc zaczynamy - program jest darmowy, do pobrania tutaj: http://users.bsdwebsolutions.com/~larryweber/PoleAlignMaxDownload.htm jednakże do poprawnego działania wymaga oprogramowania MaximDL + PinPointLE (zaimplementowany w maximie). UWAGA! - Program wspiera ustawienie na biegun dla J2000 a nie JNow, z tego co czytałem na yahoo group, w przygotowaniu jest wersja, która uwzględnia przesunięcie bieguna. PRZYGOTOWANIE Zanim zaczniemy używać PAM'a trzeba zalignować montaż, żeby wiedział gdzie celuje (dokładnie), w tym celu najlepiej zrobić platesove'a w Maximie, będziemy mieli wtedy pewność, że: - platesolve się wykona (nie będzie mielił 30min) - montaż jest poprawnie zalignowany Ustawianie montażu nie jest przedmiotem tego tutorialu, ale sądzę, że każdy astrofotograf da sobie z tym radę :-) KONFIGURUJEMY PAM Ważnym elementem programu (dla mnie, jako, że np. z balkonu widzę tylko zachód) jest to, że nie wymaga konkretnego kierunku geograficznego do ustawiania montażu. Zasada działania programu jest prosta, wykonuje on ekspozycję o zadanej długości, robi platesolve'a i przesuwa się w RA o odpowiednią ilość stopni, potem powtarza działanie i następnie powtarza po raz 3 - na tej bazie oblicza nasz błąd i przedstawia go graficznie. Należy pamiętać by dokładnie podać (EQMOD, MAXIM i PAM) nasze współrzędne (najlepiej z GPS). Po uruchomieniu PAM ukaże nam się następujący obraz: gdzie: 1. Pola informacyjne, PAM będzie nas informował podczas jakiego kroku właśnie jest i co wykonuje: - Pole MEASURE - Informuje nas, że PAM jest w trakcie pomiarów ustawienia ustawienia bieguna (szczerze powiedziawszy nigdy nie zwróciłem uwagi kiedy to pole jest podświetlone :-) ) - Pola 1, 2 i 3 - PAM potrzebuje 3 iteracji tych samych zadań, pola te wskazują na której iteracji właśnie jest - Pole EXPOSE - mówi nam, że PAM naświetla klatkę - Pole SOLVE - mówi nam, że PAM wykonuje platesolve'a - Pole SLEW - mówi nam, że PAM przesuwa montaż do następnego położenia 2. Zakładki systemowe programu: Polar Align - w zasadzie będziemy korzystać tylko z tej zakładki - tutaj są opcje do ustawiania montażu na biegun Plate Solve - w zakładce tej ustawiamy parametry wykonania platesolvingu 1. Wybór oprogramowania do platesolvingu - wybieramy PinPoint 2. Object detection - proponuję zostawić defaultowe - określamy tutaj parametry gwiazd, które będą używane do PS 3. Plate parameters - bardzo ważne pole, trzeba tutaj ustawić skalę naszego zdjęcia, pod przyciskiem Change Scale & Binning wpisujemy wielkość naszego pixela i ogniskową, a program wylicza resztę (ew. zaznaczamy by pobrał dane z fit headera, w tym wypadku ważnym jest by ustawić dane naszego teleskopu w settings maxima) 4. Reference catalog - wskazujemy miejsce, gdzie mamy zainstalowany katalog gwiazd (proponuję GSC1.1) Raz zmienione wartości są zapamiętywane i nie ma potrzeby "odwiedzać" tej zakładki. Przycisk Expose & Solve słuzy do wykonania testowej klatki i sprawdzeniu czy platesolving działa. Setup - w zakładce ustawiamy parametry działania samego PAM'a 1. Wybieramy oprogramowanie do rejestrowania obrazów, gdy zaznaczymy save images, program będzie zapisywał zrobione zdjęcia (nie będzie kasował), post-exp delay oznacza, że program poczeka wskazaną liczbę sekund po wykonaniu zdjęcia, zanim przejdzie do platesolvingu. 2. Trzeba zwrócić uwagę na pozycję delay after slew - oznacza to, że montaż czeka tyle sekund ile tutaj wskażemy po wykonaniu ruchu do następnej pozycji. PAM umożliwia nam ruch na wschód i zachód, gdy wykonujemy pomiar z ruchem na wschód dobrze jest chwilę poczekać, aż układ ślimak-ślimacznica wybierze luz i zacznie poprawnie prowadzić. W przypadku ruchu na zachód, problem nie występuje. Dla ruchu na wschód proponuję ok 10sek (w zależności od luzu). 3. Bardzo ważne pole, po ustawieniu pozycji naszego teleskopu w EQMODZIE (lub innym sofcie do obsługi teleskopu) i maximie - trzeba zaznaczyć ptaszek przy "use telescope" - warto też po każdym uruchomieniu PAM'a sprawdzić, czy koordynaty się zgadzają. 4. Ścieżki zapisu obrazów i logów - WAŻNE!!! Dla użytkowników Win7 i 8 - PAM musi mieć możliwość zapisu w tych katalogach! 3. Pole wyboru parametrów pomiaru - Wybieramy czy montaż ma wykonać ruch na wschód (east) lub zachód (west) - Wybieramy ilość stopni o ile ma się przesunąć montaż (Telescope RA Slew). Średnio 3-5 wystarczy do polowego ustawienia montażu, ale im więcej tutaj ustawimy, tym dokładniejszy będzie pomiar. Musimy pamiętać, żeby nam starczyło nieba do pomiaru pamiętając, że montaż będzie 2x przesunięty w określonym kierunku :-))) - Wybieramy czas naświetlania klatki do platesolvingu (Exposure) - w zależności od warunków 4. Przyciski funkcyjne - na potrzeby tego tutoriala interesuje nas tylko RUN i STOP 5. Telescope - wybieramy połączenie z montażem 6. Log - warto zaznaczyć by był widoczny, będziemy obserwować jakie kroki wykonuje PAM i czy nie wyskakują jakieś błędy 7. Pole informacyjne - PAM wyświetla nam podpowiedzi co musimy zrobić. Po uporaniu się z ustawieniami (jest to bardzo szybkie) przechodzimy do ustawienia montażu na biegun. USTAWIAMY NA BIEGUN PAM podpowiada nam w polu nr 7, żeby ustawić i zsynchornizować montaż z jakąś jasną gwiazdą - nie jest to konieczne, ja nie używam tej opcji. Ważne jest by dokładnie zsynchornizować montaż, ja robię tak: 1. Ustawiam montaż na jakiś obszar nieba (GoTo) 2. Robię ekspozycję 3-5sek w bin4 3. Wykonuję w Maximie platesolve (Analyze -> PinPoint Astrometry) 4. W zakładce Telescope (observatory control), robię Sync do solved position Teraz Eqmod wie, gdzie jest skierowany teleskop i PAM upora się z tym również. Po etapie pomiarów PAM wykorzystuje ową jasną gwiazdę do pokazania nam gdzie i ile musimy przesunąć montaż by gwiazda znalazła się w wyznaczonym miejscu. Ja nie używam tej opcji - w tym tutorialu opiszę jak ja robię, pomijając ten etap. Zakładając, że wszystko mamy ustawione, oprogramowanie wie gdzie celuje teleskop i wszystkie ustawienia sprawdzone, wykonujemy następujące kroki: 1. Przechodzi na zakładkę polar align i naciskamy RUN 2. PAM wykonuje ekspozycję nr 1, następnie plate solve'a i przesuwa montaż o zadaną liczbę stopni w odpowiednim kierunku 3. PAM wykonuje ekspozycję nr 2, PS i znów przesuwa montaż 4. PAM wykonuje ekspozycje nr 3, PS i.... pokazuje nam nasz błąd :-) 1. Wartości liczbowe naszego błedu - można nie zwracać uwagi :-) 2. Graficzne przedstawienie naszego błedu - centrum krzyża wskazuje biegun, natomiast kółeczko pokazuje gdzie celujemy naszym montażem. Nie korzystam z lunetki biegunowej w ogóle i zazwyczaj przy pierwszym pomiarze przez PAM mam błąd w okolicach 100'-200' lub nawet więcej (ok 350'). Tutaj ciężko mi okreslić ile arcmin przesunie się Wasz montaż po pełnym obrocie śruby od azymutu czy wysokości Waszych montaży - trzeba sprawdzić organoleptycznie. Jeśli celujemy po prawej stronie bieguna, ruszamy montażem w lewo i analogicznie, jeśli celujemy po lewej stronie bieguna to przesuwamy go w prawo (podobnie z wysokością). Po kilku powtórzeniach spokojnie będziemy wiedzieć ile możem trzeba kręcić żeby osiągnąć zamierzony przesuw. Dla przykładu, gdy mam błąd początkowy ok 300' to muszę przynajmniej 4-5razy wykonać pełny obrót śrubami azymutu. Po 3-4 powtórzeniach dojdziemy do takiego błędu jak na rysunku (niecałe 3') - przy takim ustawieniu montażu na biegun montaż wykonuje korekty w deklinacji raz na 5-8min - więc jest to w zupełności wystarczające do polowego focenia, a cała procedura trwa nie więcej niż 15 min (dla wprawionej osoby) PAMIĘTAJMY - jak wykonujemy drugi (i kolejny) przebieg PAM'a musimy ustawić synchronizację teleskopu - program musi wiedzieć gdzie celuje teleskop przed rozpoczęciem działania PAM'a. Przed rozpoczęciem kolejnej sesji PAM'a należy nacisnąć przycisk STOP. Możemy wykorzystać PAM'a do wykorzystania jasnej gwiazdy (którą musimy umieścić w specjalnym kwadraciku, który PAM wyrysuje na zdjęciu) i pokazania nam gdzie musimy ją przesunąć (wybieramy NEXT i czytamy co PAM nam mówi w okienku informacyjnym /7/) - ale wg mnie to strata czasu - dlatego też nie korzystam z tej opcji. Mam nadzieję, że przyda się komuś :-) Paweł

No właśnie, niby każdy wie jak połączyć luminancję z kolorem ale nie zawsze efekt jest idealny. Chciałbym Wam pokazać jak ja to robię i jak uzyskać ciekawy efekt, pozbawiony "przepalonych" artefaktów. Sprawa jest bardzo prosta, ale żeby dużo nie pisać nagrałem krótki 5 minutowy filmik gdzie opowiedziałem jak to zrobić w PSie. Mam nadzieję, że przyda się kilku osobom W końcu mamy najlepszy okres widoczności Marsa od paru lat Poniżej ilustracja do filmu i sam film na YT

Hej, czy ktoś z Was korzystał z programu Alignmaster - twórcy Guidemastera? Korzystał ktoś z niego? http://www.alignmaster.de/ jako, że moja lunetka biegunowa nadaje się tylko i wyłącznie do zgrubnego ustawiania na biegun szukam jakiegoś alternatywnej i co najważniejsze szybkiej metody ustawiania montażu na biegun. Nie zawsze mam dostęp do DEC 0st na południowym i wschodnim/zachodnim niebie żeby skorzystać z metody ustawiania via PHD (poza tym na dużej ogniskowej wykres DEC strasznie skacze). Nie mam obserwatorium a moje sesje astrofotograficzne wiążą się z wyjazdem - stąd potrzeba w miarę szybkiego ustawiania montażu na biegun. Za wszystkie sugestie będę wdzięczny :-) Paweł

Wybaczcie wpadki. Późna godzina, zmęczenie ... Constant - stała. Jeszcze się przetwarza

Dzięki adapterowi przechyłu (tilt adapter) masz możliwość skompensowania nieostrości w obrębie płaszczyzny obrazowania (matrycy), jeśli układ kamery, wyciąg i w szczególności adaptery są nieznacznie ukośne względem płaszczyzny obrazu (obiektywu). Kiedyś kamery miał piksele wielkości 9 mikronów i większe. Dzisiaj mają ok. 3 mikronów, co oznacza, że tolerancja na błędy osiowości jest o całe magnitudo mniejsza. Dlatego tego typu kompensatory stają się koniecznością. Warto nauczyć się z nich efektywnie korzystać. Tego typu przechylenie płaszczyzny objawia się rozmyciem gwiazd (na bokach kadru pojawia się np. koma). Błędy nie są symetryczne i sprawiają wrażenie chaosu. Jedne gwiazdy są wyciągnięte, inne okrągłe, a jeszcze inne znacznie powiększone. Wynika to z tego, że przechylona matryca w jednym miejscu znajduje się w środku ostrości, w drugim przed ostrością, zaś w po przeciwnej stronie kadru za punktem ostrości. Do tego nie jest prostopadła do osi optycznej, bo sumuje się w takie właśnie efekty. Dla tego typu błędów charakterystyczny jest brak symetryczności. Jeżeli gwiazdy w narożnikach tracą kształt lub ostrość symetrycznie (każdy z 4 narożników zachowuje się tak samo, zaś środek kadru jest najlepszy) to problemem nie jest krzywizna osi optycznej, ale nieprawidłowa odległość od korektora pola. Należy wtedy poprawić dystans matrycy od korektora. W innym przypadku rozwiązaniem będzie korektor przechyłu płaszczyzny obrazowania. Możliwe przyczyny nierównoległości płaszczyzn obrazu i matrycy to: Pole obrazu teleskopu jest minimalnie nachylone. Może się to zdarzyć zwłaszcza w przypadku teleskopów Newtona, ale także w przypadku teleskopów RC i Cassegrain (tzw. błąd kolimacji). Adaptery lub pierścienie dystansowe / gwinty są niedokładne. Matryca w kamerze nie jest dokładnie zamocowana pod kątem prostym do osi optycznej. Producenci przyklejają czujniki w obudowie. W przypadku zwykłych aplikacji dokładność jest wystarczająca. Ale optyka o wysokiej rozdzielczości będzie pokazywać ten błąd. Rozwiązanie: Adapter przechyłu pozwala skompensować takie błąd poprzez regulację płaszczyzny matrycy (wraz z kamerą i adapterami). Zalecam wyrównanie adaptera (śrub) z osiami kamery, tak żeby łatwiej było przewidzieć, którą śrubą kręcić. Wzajemna relacja adaptera przechyłu i kamery musi pozostać po regulacji niezmienna. Procedura kolimacji płaszczyzny obrazu: Najlepszym sposobem jest użycie kamery i wykonanie odpowiedniej ilości krótki ekspozycji, które pozwolą ci zidentyfikować kierunek regulacji i przeprowadzić procedurę wyrównania płaszczyzn. Poluzuj śruby blokujące. Ustaw śruby regulacyjne w orientacji zgodnej z widoczną krzywizną na kadrze (gorszy narożnik) Przekręć śrubę na adapterze i od razu wykonaj następne zdjęcie próbne - jeśli nastąpiło pogorszenie, wybrałeś niewłaściwy kierunek - wróć śrubą do poprzedniej pozycji i wykonaj procedurę jeszcze raz - w przeciwnym kierunek. Jeżeli gwiazdy się poprawiły to znaczy, że jesteś na dobrej drodze do usunięcia problemu. Postępuj iteracyjnie, aż osiągniesz odpowiednią jakość gwiazd. Jeśli wynik jest już zadowalający, dokręć śruby z łbem stożkowym - gotowe Ciesz się płaskim polem. Uwaga dotycząca teleskopów z korektorami (szczególnie newtona). Jeżeli nieosiowość występuje pomiędzy samym korektorem, a obiektywem (optyką główną), to nie da się tego błędu skompensować za korektorem, czyli przechylając matrycę. Korektor przechyłu rozwiązuje problem tylko w sytuacji, kiedy cała kolimacja układu optyki teleskopu jest prawidłowa (lustro, obiektyw, korektor, wyciąg, etc), a jedynie sama matryca nie jest prostopadła do osi optycznej. Jeżeli twoim teleskopem jest tzw. Quadruplet, czyli refraktor posiadający zintegrowany układ optyczny wraz z korektorem pola, gdzie wszystkie akcesoria są już za statycznym korektorem (wyciąg, adaptery, akcesoria, kamera), to wtedy taki korektor przechyłu może rozwiązać wszystkie problemy z płaskością pola (przy założeniu, że sam obiekty refraktora jest prawidłowo skolimowany). W opisie wykorzystałem teksty z instrukcji TS'a.

Cześć. Zdobyłem się na odwagę i nagrałem wideo z głosem Nigdy tego nie robiłem i miałem tremę. Wybaczcie niektóre wpadki. Nagrywałem darmowym programem który dzieli materiał na 10 minutowe odcinki no i robiłem to w pracy - sami zobaczycie. Często pytacie o wyciąganie koloru na materiale. Proszzzz. Materiał użyty do nagrania pochodzi od dzikiego - Łukasza Szczepańskiego. Dzięki za udostępnienie. Więcej jego prac można zobaczyć tutaj: http://foto-zdjecia.pl/.

Dodaję tutorial jak wykonać szybką maskę na gwiazdy. Kluczowym elementem jest astroakcja ________select_stars_-_focal_pointe_observatory.rar, Taką maskę można robić na wiele sposobów i pewnie też lepiej, ale tego używam ja. Szybka maska na gwiazdy.pdf

Kolejna część moich nocnych wypocin. Jakościowo powinno być lepiej, choć dźwięk nadal "ze studni". Czas chyba kupić mikrofon - jak mam robić karierę lektora Trochę spamuję tymi filmami, ale to na razie raczej ostatni. W weekend wylatuję na dłużej więc trochę ode mnie odpoczniecie. W międzyczasie proponuję trenować obróbkę. Jak wrócę, to sprawdzę Film się wysyła na YT. Będzie za chwilę.

Sezon powoli się rozkręca. Do maksimum roju jeszcze tydzień. Jednak już od kilku dni warto patrzeć w niebo i próbować fotografować meteory. Praktycznie codziennie można upolować jakiś jasny bolid. Poniżej link do poradnika jaki napisałem na tę okoliczność. Mam nadzieję, że się przyda Jak fotografować Perseidy PS. Jeśli nie ten dział to proszę o przeniesienie.

Poniżej krótki tutorial obróbki zdjęć komety wykonanych kamerą monochromatyczną. Komety na tyle szybkiej, że ujęcie 300 sekund powoduje widoczne rozmycie obrazu. Opis poświęcony jest tylko specyficznym dla tego typu zdjęć. Nie omawia podstawowych czynności takich jak kalibracja, stack czy składanie RGB i RGB z luminancją. Mamy więc 6 ujęć po 300 sekund luminancji i po 5 ujęć po 120 sekund każdego ze składników RGB. 1.Wykonujemy kalibrację, alignację NA GWIAZDY i stackowanie luminancji i każdego z kolorów RGB. 2.Składamy RGB dla gwiazd i wykonujemy normalną obróbkę- histogram, krzywe i ew. odszumianie. 3.Składamy luminację dla gwiazd i wykonujemy normalną obróbkę- histogram, krzywe i ew. odszumianie. 4.Otrzymujemy dwa półprodukty – - kolor dla gwiazd z rozjechanym kolorem w obszarze komety - luminancję dla gwiazd z rozjechaną i kiepską w sensie kontrastu luminancją komety 5. Wykorzystując ręczną lub automatyczną alignację NA KOMETĘ ( np. modułem Comet Alignment PixCore) a następnie stack dla poszczególnych kolorów OBRAZU KOMETY bez zwracania uwagi na resztę. Jeśli składamy funkcją MEDIAN to przesunięte w czasie alignacji w procesie stackowania gwiazdy znikną. Otrzymujemy np. coś takiego jako kolor komety: 6. I teraz zaczynamy najważniejszy etap. Ja to robię Photoshopem CS-5 Extended, ale myślę że można to zrobić innymi narzędziami. - Układamy warstwy w następujący sposób: Najniżej jest kolor gwiazd z atrybutem „Background” Powyżej luminancja gwiazd z atrybutem „Luminosity” Następnie luminancja komety z atrybutem „Lighten” i podpięciem do warstwy luminancji gwiazd. Dodatkowo warstwa ta ma maskę „Hide All” z odkrytym wyłącznie obrazkiem komety. Najwyżej jest kolor naszej komety z atrybutem „ Color” . Ta warstwa też ma maskę „Hide All” z odkrytym obszarem komety. Taki układ umożliwia precyzyjną regulację nasycenia, poziomu, poziomu czerni i innych parametrów poszczególnych kawałków naszego zdjęcia. Pozwala też na ręczną, precyzyjną alignację luminacji komety i koloru komety. W końcu wykonujemy Layer > Flatten image Po końcowej kosmetyce ( crop brudów po skladaniu, usunięcie pozostałych hotpixeli) mamy gotowe zdjęcie. Kometa C/011 L4 Pannstarrs 15.04.2013 Setup: Veloce RH200, STL 11000, EM-200. Zdjęcie wykonane całości pod pięknym niebem Warszawy 15.04.2013 godz. 22.00.

Myślę, że tych kilka tutoriali zebranych w sieci pomoże łatwiej ,,wykonać" i ,,upiększyć” astrofotografie tym, którzy stawiają w niej pierwsze kroki. Życzę owocnej pracy i myślę, że Autorzy Tutoriali nie będą mi mieli za złe ich publikację. CCDStack tutorial - Poland.pdf Deep_Sky_Stacker_-_opis.pdf Instrukcja PHD.pdf Astrofotografia dla początkującego.pdf AutoStakkert2 - tutorial.pdf IC Capture AS.pdf Jak usunąć dominantę koloru w PS.pdf Jak zacząć fotografować planety by ZbyT.pdf Kalibracja i stackowanie w DeepSkyStacker.pdf Krótka instrukcja używania Registax.pdf Łączenie.pdf Maxim DL tutorial.pdf Obróbka DSS w PS5.pdf Obróbka Planet.pdf PixInsight LE.pdf PIXIsight Processing od podstaw..pdf PS w obróbce DSS.pdf RegiStax 6 Zdzichu.pdf Registax 6.pdf Registax 6a.pdf Tutorial składania mozajki.pdf Ustawianie ostrości maską Bahtinova.pdf Wgrywanie operacji do Photoshopa w CS 5 i 6.pdf

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.