Jump to content
JSC

Apertura vs seeing

Recommended Posts

Im większa apertura, tym większy RMS dla tego samego seeingu.

 

...

To moim zdaniem zależy już od seeingu.

Nadal uważam, że przedstawione przez JSC ilustracje są bardzo mylące. Zakładając jednak, ze to działanie celowe -przesadziłem!

Przepraszam.

Share this post


Link to post
Share on other sites

 

Im większa apertura, tym większy RMS dla tego samego seeingu.

 

To moim zdaniem zależy już od seeingu.

Nadal uważam, że przedstawione przez JSC ilustracje są bardzo mylące. Zakładając jednak, ze to działanie celowe -przesadziłem!

Przepraszam.

 

No i tu się niestety mylisz. Poczytaj sobie tu:

 

http://www.telescope-optics.net/seeing_and_aperture.htm

 

Tam masz wyprowadzone wzory, z których wyraźnie wynika, że parametr nazywany RMS i opisujący zniekształcenia frontu falowego jest proporcjonalny do D/r0 podniesionego do potęgi 5/6, gdzie D to apertura, a r0 to parametr Frieda, który można utożsamiać z rozmiarem komórek turbulencji.

Share this post


Link to post
Share on other sites

 

No i tu się niestety mylisz. Poczytaj sobie tu:

 

http://www.telescope-optics.net/seeing_and_aperture.htm

 

Tam masz wyprowadzone wzory, z których wyraźnie wynika, że parametr nazywany RMS i opisujący zniekształcenia frontu falowego jest proporcjonalny do D/r0 podniesionego do potęgi 5/6, gdzie D to apertura, a r0 to parametr Frieda, który można utożsamiać z rozmiarem komórek turbulencji.

Czytałem. Ten model seeingu jest jednak moim zdaniem oparty na założeniach astrofotograficznych.

Obserwacje wizualne pozwalają wyeliminować błędy "długoczasowe" (efekt rozmazywania obrazu po kliszy/matrycy).

Share this post


Link to post
Share on other sites

Czytałem. Ten model seeingu jest jednak moim zdaniem oparty na założeniach astrofotograficznych.

Obserwacje wizualne pozwalają wyeliminować błędy "długoczasowe" (efekt rozmazywania obrazu po kliszy/matrycy).

 

Nie jest oparty na założeniach astrofotograficznych, tylko jest kompletny. Błędy "krótkoczasowe" też są proporcjonalne do D/r0 do potęgi 5/6, tylko współczynniki przy nich są inne (też to jest zresztą tam wyprowadzone).

 

Share this post


Link to post
Share on other sites

Model, który daje wyniki sprzeczne do obserwowanych jest do bani.

Edited by misiowaty
  • Like 1

Share this post


Link to post
Share on other sites

Model, który daje wyniki sprzeczne do obserwowanych jest do bani.

 

Ale dlaczego twierdzisz, że daje wyniki sprzeczne do obserwowanych? Co konkretnie masz w tym przypadku na myśli?

 

Share this post


Link to post
Share on other sites

To, że moim zdaniem wraz ze wzrostem apertury obrazy planetarne zyskują na szczegółach a nie tracą.

Widać to także bardzo wyraźnie na przykładach astrofotografii planetarnej (krótkoczasowej). Większa apertura=więcej szczegółów.

 

Co do wizualu, wstawiając do Aberratora wartości RMS turbulencji (wiem co to jest) podane na podlinkowanej stronie otrzymujemy symulowane obrazy znacznie gorsze od obserwowanych. To może prowadzić do błędnego wniosku, że duży teleskop daje ( w średnich warunkach) obrazy porównywalne do jakiegoś mikrusa!

To zwyczajnie nie pokrywa się z tym obserwuję.

Share this post


Link to post
Share on other sites

Popieram misiowatego, kiedy tarcza planety pływa klatka z kamery wyjdzie blur ale oko nasze potrafi wyłapać chwile kiedy dany detal\fragment tarczy w tym czasie będzie wykazywał lepsze ostrzenie niż pozostałe rejony i dlatego choć kamera da gówniane rezultaty nasz układ wzrokowy wyłapie sobie co trzeba.

Share this post


Link to post
Share on other sites

To, że moim zdaniem wraz ze wzrostem apertury obrazy planetarne zyskują na szczegółach a nie tracą.

Widać to także bardzo wyraźnie na przykładach astrofotografii planetarnej (krótkoczasowej). Większa apertura=więcej szczegółów.

 

Ale w tym tekście, na temat którego toczy się dyskusja, jest wyraźnie napisane, że właśnie większa apertura = więcej szczegółów. Dopiero przy aperturach naprawdę wielkich (ponad pół metra) może być z tym ciężko. To właśnie wynika z modelu tam zaprezentowanego.

 

 

Co do wizualu, wstawiając do Aberratora wartości RMS turbulencji (wiem co to jest) podane na podlinkowanej stronie otrzymujemy symulowane obrazy znacznie gorsze od obserwowanych.

 

To jest RMS frontu falowego, a nie turbulencji. Te wartości, które są na podlinkowanej stronie to są wartości średnie dla seeingu 2" (cokolwiek by to miało oznaczać). W praktyce RMS fluktuuje w bardzo dużym zakresie (nawet w stosunkowo krótkich skalach czasowych), co jest dokładnie opisane właśnie na tej stronie. Tak jak tam piszą, przez stosunkowo dużą część obserwacji obraz będzie znacznie lepszy niż ten, który byłby dla średniej wartości RMS. Jeśli obserwujesz wizualnie, skupiasz się na chwilach, kiedy obraz jest najlepszy. Przy fotografii planetarnej wybierasz najlepsze klatki.

I w tym właśnie tkwi sekret lepszej rozdzielczości dużej apertury. Ten linkowany tekst to jest jedno z najlepszych źródeł w internecie jeśli chodzi sprawy związane z optyką (zwłaszcza tę wykorzystywaną w astronomii). Problem pojawia się wtedy, kiedy ktoś wybiera z tego tylko fragmenty lub jeśli nie potrafi czegoś poprawnie zinterpretować.

 

Co do Aberratora, to nie znam tego programu, więc trudno mi powiedzieć, na ile rzetelnie oddaje on rzeczywistość. Z tego, co widzę na załączonych obrazkach, to niekoniecznie dobrze oddaje on jasność obiektów (ale być może zależy to od jakichś ustawień). Nie miałem też czasu, aby porządnie się nim pobawić.

Jakiś czas temu (w związku z moją pracą magisterską) miałem okazję pisać kod do symulacji zarówno dyfrakcyjnych obrazów gwiazd jak i seeingowego rozmycia. Korzystałem z tych samych wzorów co w linkowanej stronie (której jednak wtedy jeszcze nie znałem, być może w ogóle jeszcze nie istniała) i to, co wychodziło z symulacji naprawdę nieźle zgadzało się z tym, co widać w teleskopie.

 

Share this post


Link to post
Share on other sites

kiedy tarcza planety pływa klatka z kamery wyjdzie blur ale oko nasze potrafi wyłapać chwile kiedy dany detal\fragment tarczy w tym czasie będzie wykazywał lepsze ostrzenie niż pozostałe rejony i dlatego choć kamera da gówniane rezultaty nasz układ wzrokowy wyłapie sobie co trzeba.

 

Z tym stwierdzeniem zgadzam się w 100%. Tyle, że Misiowaty chyba nie do końca o tym pisał (albo ja nie zrozumiałem tego, co miał na myśli).

Share this post


Link to post
Share on other sites

 

No i tu się niestety mylisz. Poczytaj sobie tu:

 

http://www.telescope-optics.net/seeing_and_aperture.htm

 

Tam masz wyprowadzone wzory, z których wyraźnie wynika, że parametr nazywany RMS i opisujący zniekształcenia frontu falowego jest proporcjonalny do D/r0 podniesionego do potęgi 5/6, gdzie D to apertura, a r0 to parametr Frieda, który można utożsamiać z rozmiarem komórek turbulencji.

Tekst o którym dyskutujemy zawiera konkretne wartości RMS zniekształcenia fali na skutek turbulencji (średniej 2") w zależności od apertury, wyliczonych dla ekspozycji długo i krótko czasowych.

Te wartości wprowadzone do Aberratora dają symulację obrazu daleko odbiegającą od tego co widzę w teleskopie.

Zakładam, że Aberrator symuluje obraz poprawnie, przynajmniej jeżeli chodzi degradację szczegółów (symulacji zmiany kontrastu i jasności również w programie nie znalazłem).

Zatem, przedstawione w tekście formuły źle oddają rzeczywistość.

Co tu jest niezrozumiałe?

  • Like 1

Share this post


Link to post
Share on other sites

Ale w tym tekście, na temat którego toczy się dyskusja, jest wyraźnie napisane, że właśnie większa apertura = więcej szczegółów. Dopiero przy aperturach naprawdę wielkich (ponad pół metra) może być z tym ciężko. To właśnie wynika z modelu tam zaprezentowanego.

A co z powiększeniami ? Mam takie doświadczenie, że zmniejszając powiększenie w moim 20" teleskopie. Uzyskuję poprawę.

 

To jest RMS frontu falowego, a nie turbulencji. Te wartości, które są na podlinkowanej stronie to są wartości średnie dla seeingu 2" (cokolwiek by to miało oznaczać). W praktyce RMS fluktuuje w bardzo dużym zakresie (nawet w stosunkowo krótkich skalach czasowych), co jest dokładnie opisane właśnie na tej stronie. Tak jak tam piszą, przez stosunkowo dużą część obserwacji obraz będzie znacznie lepszy niż ten, który byłby dla średniej wartości RMS. Jeśli obserwujesz wizualnie, skupiasz się na chwilach, kiedy obraz jest najlepszy. Przy fotografii planetarnej wybierasz najlepsze klatki.

I w tym właśnie tkwi sekret lepszej rozdzielczości dużej apertury. Ten linkowany tekst to jest jedno z najlepszych źródeł w internecie jeśli chodzi sprawy związane z optyką (zwłaszcza tę wykorzystywaną w astronomii). Problem pojawia się wtedy, kiedy ktoś wybiera z tego tylko fragmenty lub jeśli nie potrafi czegoś poprawnie zinterpretować.

Sekret jest w możliwościach naszego mózgu. A rozdzielczość dużej apertury jest jej własnością ?! A wpływ rozdzielczości na uzyskiwaną jakość obrazu mocno zależy od seeingu ?!

Piotrek dziękuję Ci za zaangażowanie w wątek. Nabrał jakości i przejrzystości !

Share this post


Link to post
Share on other sites

Tekst o którym dyskutujemy zawiera konkretne wartości RMS zniekształcenia fali na skutek turbulencji (średniej 2") w zależności od apertury, wyliczonych dla ekspozycji długo i krótko czasowych.

Te wartości wprowadzone do Aberratora dają symulację obrazu daleko odbiegającą od tego co widzę w teleskopie.

Zakładam, że Aberrator symuluje obraz poprawnie, przynajmniej jeżeli chodzi degradację szczegółów (symulacji zmiany kontrastu i jasności również w programie nie znalazłem).

Zatem, przedstawione w tekście formuły źle oddają rzeczywistość.

Co tu jest niezrozumiałe?

 

Ok, teraz jest już bardziej konkretnie. A czy mógłbyś napisać jeszcze co dokładnie Ci nie pasuje (np. przykład jakie parametry wstawiasz + wygenerowany obrazek)?

To, że aberrator nie pokaże dokładnie tego, co widzimy, to oczywista sprawa, choćby dlatego, że generuje on obrazek statyczny. Widać to wyraźnie zwłaszcza, jeśli spróbujesz kilka razy wygenerować obrazek dla tych samych parametrów. Za każdym razem dostaniesz inny wynik (co jest poprawne), choć żeby tak się stało, trzeba w międzyczasie zmienić parametr "turbulence". Niektóre pojedyncze obrazki wyglądają co najmniej dziwnie. Tyle, że podczas obserwacji my widzimy tak naprawdę dynamiczny obraz.

 

Wczoraj w nocy przy słabym seeingu w związku z tym wątkiem przyglądnąłem się parce epsilonów Lutni w stosunkowo dużym powiększeniu (265x) w 33 cm reflektorze. Jak dobry/zły seeing był tej nocy, trudno mi określić numerycznie, niemniej jednak było znacznie gorzej niż zwykle. Obraz (pomijając kwestie jasności) wyglądał bardzo podobnie do tego, co aberrator pokazuje przy parametrze turbulence ustawionym na 0.40 - 0.50 i powiększeniu ustawionym w programie na 300x - 400x (kwestia powiększenia w programie jest umowna - w zależności od tego, z jakiej odległości patrzymy na ekran, będzie to wyglądało trochę inaczej). Oczywiście gwiazdy "iskrzyły", tzn. obraz nie wyglądał jak statyczna klatka z aberratora, ale kiedy wygeneruję kilkanaście realizacji obrazu parki w Aberratorze, to obraz w teleskopie fluktuował w bardzo podobnych granicach jak to, co wygenerował Aberrator.

Dla porównania, przy przeciętnym seeingu epsilony Lutni wyglądają podobnie jak w Aberratorze przy parametrze "turbulence" ustawionym na 0.25 - 0.30. W noce z bardzo dobrym seeingiem obraz przypomina ten z "turbulence" równym 0.15 - 0.20.

 

Swoją drogą, to chyba mam jakąś inną wersję Aberratora niż Ty, bo u mnie nie ma w ogóle zakładki "turbulence", tylko jest jeden parametr o tej nazwie do ustawienia.

 

 

A co z powiększeniami ? Mam takie doświadczenie, że zmniejszając powiększenie w moim 20" teleskopie. Uzyskuję poprawę.

Trudno mi powiedzieć. Gdybym miał strzelać, powiedziałbym że to będzie pewnie kwestia kontrastu i spodziewałbym się, że to działa tylko w pewnym zakresie powiększeń. Ale to już jest tylko taka moja luźna myśl.

 

Sekret jest w możliwościach naszego mózgu. A rozdzielczość dużej apertury jest jej własnością ?!

Zależy, co masz na myśli pisząc "rozdzielczość dużej apertury jest jej własnością". Rozdzielczość (ta wynikająca z dyfrakcji) jest sztywnym ograniczeniem tego, co możemy zobaczyć. Tego już mózg nie przeskoczy (no, chyba że poprzez wyobraźnię).

 

 

A wpływ rozdzielczości na uzyskiwaną jakość obrazu mocno zależy od seeingu ?!

Nie jestem do końca pewien, co dokładnie masz na myśli (zwłaszcza pisząc "jakość"), ale chyba tego dotyczy właśnie główny wątek dyskusji. Ogólnie, im gorszy seeing, tym trudniej o poprawę obrazu wraz ze wzrostem apertury.

Share this post


Link to post
Share on other sites

Marcinie,Możesz opisać swoje obserwacje Jowisza przez :100ed i 500mm Newtonie? Naukowe dyskusje często mają się ni jak do rzeczywistosci bądź tez są mylnie interpretowane przez astro-amatorów. :)

Edited by YOKER

Share this post


Link to post
Share on other sites

Właśnie Marcin, kiedy się spotkamy by sprawdzić tą teorię ? :D

 

Tylko na czym sprawdzić jak tu planet nie ma ....

Share this post


Link to post
Share on other sites

Odgrzewam kotleta, bo natrafiłem na bardzo ciekawe opracowanie oparte o praktykę. Oczywiście można się nie zgadzać z wnioskami tam zawartymi ;)

http://www.cityastronomy.com/seeing-mag-aperture.htm

 

W skrócie - avikowanie i stackowanie daje nam rozdzielczość na poziomie seeing/5, czyli jak mamy seeing 2" to tak jak byśmy mieli 0,4"

Co do obserwacji wizualnych, to wyszło autorowi artykułu seeing/1,6 , czyli tak:

 

resolution-mag-seeing.jpg

Edited by JSC

Share this post


Link to post
Share on other sites

Mam może dziwne pytanie:

Nominal seeing - to co jest? Seeing jaki wynika z rejestracji długoczasowej? Jest jakaś definicja?

Share this post


Link to post
Share on other sites

O co chodzi z tym powiększeniem na dole , na osi x ? Jak pociągnę linie w górę od powiększenia do krzywej apertury . Mam takie wrażenie jakby było policzone --------apertura x1.3 =powiększenie.

Share this post


Link to post
Share on other sites

Mam może dziwne pytanie:

Nominal seeing - to co jest? Seeing jaki wynika z rejestracji długoczasowej? Jest jakaś definicja?

 

Na anglojęzycznej wiki https://en.wikipedia.org/wiki/Astronomical_seeingjest trochę o tym.

W/g mnie jest to wielkość plamki* utworzonej przez gwiazdę na długoczasowej ekspozycji. Ciekawe, że piszą tam, iż oscylacje wynoszą ponad100x na sekundę - mnie się wydaje, że są znacznie wolniejsze (przynajmniej znaczna część tych oscylacji).

 

*zwylke definiuje sie jako FWHM

 

O co chodzi z tym powiększeniem na dole , na osi x ? Jak pociągnę linie w górę od powiększenia do krzywej apertury . Mam takie wrażenie jakby było policzone --------apertura x1.3 =powiększenie.

Patrzysz tak:

Bierzesz aktualny "nominal seeing" i lecisz poziomą linią z prawej strony do lewej, aż natrafisz na czerwona linię wykresu. W punkcie przecięcia lecisz w dół i otrzymujesz maksymalne uzyteczne powiększenie przy danym seeingu lub przy danej aperturze, jesli seeing jest mniejszy od dysków airego dawanych przez teleskop. Inaczej mówiąc rozdzielczoś teleskopu jest taka jak rozdzielczosć seeingu dzielona na 1,6. Np. nominalny seeing wynosi 2" (dwie sekundy) to oznacza, że rozdzielczość teleskopu o aperturze 150mm (nominalnie 0,9") spadnie do wartości teleskopu o aperturze ok. 115mm (czyli do 2"/1,6=1,25" ). Tak samo będzie z wszystkimi aperturami większymi od 115mm przy takim seeingu. Nie zapominajmy, że to tylko przemyslenia autora podlinkowanego artykułu. W wiki piszą o przełożeniu seeingu na aperturę jak 1:1...

 

Osobiście myślę, ze bardzo duze znaczenie mają osobiste predyspozycje obserwatora. Czy ma dobry wzrok i chyba nawet ważniejsze - czy ma doświadczenie. Bo widzimy nie okiem a mózgiem.

Mózg zapamietuje obrazy, które juz kiedyś widzielismy i przy ponownym pojawieniu się ich w oku( nawet po kilku latach!) nie analizuje już wszystkich punktów obrazu (szczególnie tych rozmazanych) tylko wrzuca nam zapamietany juz obrazek (oczywiście mocno upraszczam w tym momencie ;) ).

Edited by JSC

Share this post


Link to post
Share on other sites

Gdyby ktoś sie zastanawiał co to FWHM - wyjaśnia to mniej więcej poniższa grafika pokazująca dysk airego

a_10f.jpg

 

Czyli jak rozumiem (jesli źle rozumiem to poprawcie proszę ;) ) Seeing to mniej więcej połowa widzianego przez nas obaszaru oscylacji średniej jasności gwiazdki (?) A może to maksymalna oscylacja środkowej części plamki dysku airego?

 

 

Mam może dziwne pytanie:

Nominal seeing - to co jest? Seeing jaki wynika z rejestracji długoczasowej? Jest jakaś definicja?

 

To wcale nie jest dziwne pytanie. Ja próbuję juz od kilku lat ustalic co to jest seeing :D i jeszcze nigdzie nie spotkałem się z gruntownym wyjaśnieniem tego zagadnienia, a nawet z prostą definicją... :hmmm: Znalazłem takiego PDFa, ale czy tak sie robi w istocie? http://www.eaae-astronomy.org/catchastar/images/2015/18_How_to_measure_seeing.pdf

 

Przecież są w Polsce profesjonalne obserwatoria astronomiczne, sa tez pewnie ludzie z tych obserwatorów na tym forum, powiedzcie prosze i ukróćcie nasze męczarnie - jak mierzycie ten seeing?!

 

Skąd bierzecie te wartości?:

 

*Cloudbait Observatory, 40km W Pike's Peak, CO, winter seeing averages 4-5"arc, summer slightly better. (amateur)
*Van Vleck Observatory, Middletown, Connecticut, median 2.5"arc (professional)
*High Energy Astro, Rockville, MD--2.8"arc seeing summer nominal. (amateur)
*Hume Observatory, Santa Rosa, CA Summer nominal 3" arc. (professional)
*Vedeler Obseervatory, Catalina, AZ nominal annual range 1.8-2.4"arc (amateur)
*Apache Point Observatory, Sacremento Peak, NM nominal 1.5"arc (professional; see graph)
*Stony Ridge Observatory, Angeles National Forest, CA 2-3"arc nominal annual average. (advanced amateur)
*BTA telescope, Caucasus Mountains, Russia annula 90%>1.5"arc seeing. (professional)
*MRO Observatory, Magdalena Mountains, SW Socorro, NM reports 1"arc annual average (<1.0" 49%; professional)
*NCO Lu-Lin Observatory, Yu-Shan National Park, China, 1.39"arc nominal annual (professional)
*Keck Observatory, Mauna Kea, HI 0.55"arc median seeing. (Professional)
*Dome C, Antarctica, nominal 0.27"arc seeing (professional)

 

 

EDIT

Znalazłem prostą metodę :) ze znanej strony https://www.handprint.com/ASTRO/seeing2.html

seeing.jpg

Widzę, że przełożenie pod daną średnicę teleskopu jest wprostproporcjonalne, wiec każdy łatwo sam sobie może policzyć. Widzę też jednak jednak wadę metody - rozpiętość w arcsekundach jest kolosalna - np. 6 calowa apertura pokazująca lekko "pofalowane" pierścienie dyfrakcyjne to wartość seeingu z przedziału 0,8" do 2" - no dziękuję za taką dokładność ;) Można jedynie określić zgrubnie że przerwy w pierścieniach dyrakcyjnych dla 6calowej apertury oznaczają seeing powyżej 2sekund. Tylko znowu pytanie co to sa "przerwy"? To będzie sytuacja nr8, nr7 czy nr 6 z tych animacji? http://www.damianpeach.com/pickering.htm

 

Hmmm... wynikałoby z tego, ze w miescie mam seeng na poziomie 4" a poza miastem ok. 3" Czyli dzieląc to na 1,6 - wychodzi mi optymalna apertura do miasta (rozważając tylko rozdzielczość) o rozdzielczości 2,5" czyli 60mm a poza miastem 75mm :D

Chociaz w/g tej strony https://www.meteoblue.com/en/weather/forecast/seeing/s%c5%82upsk_poland_3085450seeing mam na Pomorzu 2x lepszy

Edited by JSC

Share this post


Link to post
Share on other sites

Spróbuje zobaczyć czy na dwu teleskopach o różnych aperturach , ale takim samym powiększeniu falowanie będzie większe - na większym. Zawsze wydawało mi się że falowanie zaczyna się od większego powiększenia , a większego powiększenia nie da się osiągnąć na małym teleskopie. Ale eksperyment można przeprowadzić .

Share this post


Link to post
Share on other sites

Spróbuje zobaczyć czy na dwu teleskopach o różnych aperturach , ale takim samym powiększeniu falowanie będzie większe - na większym. Zawsze wydawało mi się że falowanie zaczyna się od większego powiększenia , a większego powiększenia nie da się osiągnąć na małym teleskopie. Ale eksperyment można przeprowadzić .

 

Większy teleskop da jaśniejszy obraz, więc może byc trudno z jednoznaczną oceną.

Większy teleskop da mniejsze dyski airego, więc tutaj też widzę trudność oceny.

Teleskop o mniejszej światłosile da ponoć bardziej stabilny obraz, bo ma większą tolerancję na ustawienie dobrej ostrości, wiec tutaj pojawia sie jeszcze jedna trudność ;)

Edited by JSC

Share this post


Link to post
Share on other sites

FWHM (d) dysku airego to rozdzielczość bezwzględna instrumentu i nie powinna zależeć od warunków atmosferycznych.

FWHM (s) w seeingu to ja rozumiem: naświetlamy przez długi czas, patrzymy na profil sygnału i liczymy jego szerokość połówkową.

A do tego powinno być jeszcze FWHM (a) - wpływ samej atmosfery, czyli różnica między (d) i (s), ale nie jestem pewien, czy na zasadzie zwykłego dodawania...

 

Share this post


Link to post
Share on other sites

Zrobił bym test na Księżycu , kratery ładnie pływają, a jest jasno, raczej muszę ściemnić filtrem duży teleskop. Mam teleskopy o aperturach 6, 12 i 16 cali, światłosiły mają takie same, no i kilka okularów też się znajdzie (światłosiłe tego 6 cali można zmieniać z 5 na 8). Nie zaszkodzi zobaczyć na własne oczy co jest grane.

Przy powiększeniu x60 kratery stoją w miejscu, przy 120x-130x falują . Może się uda tak ustawić powiększenia żeby się zazebiało falowanie większe i mniejsze mimo tego samego powiększenia.

 

  • Like 1

Share this post


Link to post
Share on other sites

Join the conversation

You can post now and register later. If you have an account, sign in now to post with your account.

Guest
Reply to this topic...

×   Pasted as rich text.   Paste as plain text instead

  Only 75 emoji are allowed.

×   Your link has been automatically embedded.   Display as a link instead

×   Your previous content has been restored.   Clear editor

×   You cannot paste images directly. Upload or insert images from URL.


×
×
  • 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.