Ranking użytkowników

Takie teraz z Canona 450D.

Wahałem się, czy zamieszczać ten tekst, oryginalnie napisany kiedyś dla miesięcznika Astronomia. Jednak dysponując obecnie genialnymi ilustracjami, w dodatku opisanymi, postanowiłem zaryzykować. Więc przeczytajcie, ku pokrzepieniu serc. Drugim po Wielkim Wozie najłatwiejszym do rozpoznania asteryzmem północnego nieba jest rozległa, trochę niesymetryczna litera W. Widział ją pewnie każdy, choć nie każdy wie, że jest to rdzeń rozległego gwiazdozbioru Kasjopei rozciągającego się wzdłuż Drogi Mlecznej. Składa się na nią pięć gwiazd o jasności w granicach około 2 mag ? 3,5 mag leżących w odległości 4 stopni jedna od drugiej. Szósta gwiazda zbliżonej jasności leży na jednej z ?kresek? tworzących literę. Będziemy trzymać się porównania do litery W i używać określeń ?lewy? i ?prawy? względem tak widzianego asteryzmu. Źródło: Wikipedia Lewa, nieco rozciągnięta strona rozpoczyna się zimno białą a dla niektórych obserwatorów nawet niebieskawą gwiazdą ? Cas, inaczej Segin - najsłabszą w asteryzmie (3,35 mag, typ widmowy B3 V). Wszystkie pozostałe gwiazdy składające się na ?literę? są układami wielokrotnymi, choć tylko jedną jesteśmy w stanie rozdzielić na dwa składniki z użyciem silnej lornetki. Patrząc w prawo i w dół od ? Cas (4 stopnie na południowy zachód) znajdziemy jaśniejszą także białą gwiazdę ? Cas (Ruchbach (2,26 mag, typ widmowy A5 IV). Środkowa gwiazda litery W - ? Cas (Cih) to najjaśniejszy w asteryzmie niebieski podolbrzym typu widmowego B0,5 IVe (jasność 2,15mag). Kolejna ?kreska? doprowadza nas do gwiazdy Schedar (inaczej Schedir) uznanej przez Bayera za najjaśniejszą w gwiazdozbiorze i oznaczonej jako ? Cas. Jest ona jednak nieco ciemniejsza niż ? Cas, chociaż bardziej zwraca na siebie uwagę piękną pomarańczową barwą. Ma jasność 2,24 mag i jest typu widmowego K0 III. W 1/3 odległości pomiędzy Schedar (? Cas) i Cih (? Cas) znajduje się jasna gwiazda oznakowana jako ? Cas lub Achird. Jest to gwiazda wielokrotna możliwa do rozdzielenia przy powiększeniu 15x na dwa składniki o jasności 3 mag i 7,5 mag odległe o niemal 13?. Zakończenie prawego ramienia litery W stanowi Caph ? ? Cas, gwiazda zmienna o niewielkim zakresie zmienności (2,34-2,38 mag), typu widmowego F3 III. Pasmo pyłowe leżące w płaszczyźnie naszej Galaktyki, tak wyraźnie widoczne w gwiazdozbiorze Orła i sięgające Łabędzia, w Kasjopei słabnie i zanika. Patrzymy wprawdzie nadal równolegle do płaszczyzny galaktycznego dysku, ale bardziej ?na zewnątrz?. Pył nie przysłania więc gromad otwartych ani mgławic, tak licznych w tym rejonie. Kasjopeja pozostaje jednak niedoceniona. Chętniej patrzymy na Perseusza z jego sercem ? wielką asocjacją Melotte 20 i koroną ? Gromadą Podwójną (h i ? Per, NGC 869 i NGC 884), czy też na nieodległą M31 ? Galaktykę Andromedy. Trochę niesprawiedliwie kojarzymy z Perseuszem gromadę Stock 2, widoczną nad Gromadą Podwójną. Ta rozległa na 60' i jasna (4,4 mag) gromada otwarta o kształcie ludzkiej sylwetki znajduje się przecież już w gwiazdozbiorze Kasjopei. Ze względu na charakterystyczny kształt prężącego muskuły mężczyzny obiekt ten nazwano Muscleman, czyli Mięśniak lub Kulturysta. Gromadę podwójną a ściślej jej zachodni składnik - NGC 869 łączy z gromadą Stock 2 nieco zagięty warkoczyk gwiazd 6-8 mag. Jako całość jest to widok szczególnie odpowiedni dla lornetki niekoniecznie dużej. Najlepiej jeśli ma ona umiarkowane powiększenie (8-12x) a za to szerokie pole widzenia. W lornetce 8x42, dysponującej zazwyczaj polem widzenia ponad 7 stopni, widać jednocześnie nie tylko wspomniane gromady, lecz także nawet jasną Gromadę Pazmina (Stock 23) na granicy z Żyrafą (6 stopni na wschód). Pomiędzy nimi majaczą gromady Melotte 15 (22' średnicy, 6,5 mag) oraz IC 1848 otoczone delikatną poświatą mgławic, nazywanych romantycznie Serce lub Serce i Dusza (IC 1805 otaczająca Mel 15) a czasem mniej romantycznie Zarodek (Embryo ? mgławica IC 1848 o rozmiarach 30?x60? i łącznej jasności 6,2 mag, otaczająca gromadę o tym samym numerze katalogowym)*. Na skrajach mgławicy Serce, odpowiednio 1° na wschód i 1° na południe od rozświetlającej ją gromady Mel 15, znajdziemy kolejne dwie gromady otwarte ? NGC 1027 (6' średnicy, 6,7 mag) i Markarian 6 (Mrk 6, 4,5', 7,1mag). O ile w tej pierwszej zerkaniem lub przez dużą lornetę dostrzeżemy poszczególne gwiazdy, to w drugiej szanse są niewielkie ? zobaczymy tylko plamkę świetlną. W dobrych warunkach obserwacyjnych próbujmy dostrzec następną mgławicę a właściwie dwie zlewające się ? NGC 896 i IC 1795. Leżą one równie blisko gromady Mel 15 lecz na północny zachód od niej, w kierunku gwiazdy ? Cas. Łącznie zajmują obszar ok. 40' średnicy, choć nawet w najlepszych warunkach zobaczymy mgiełkę o połowę mniejszą. Z kolei mgławicy IC 1848 towarzyszą na wschodnim skraju dwie zlewające się z nią i ze sobą gromady Collinder 33 i 34 (Cr 33 i 34). Cały kompleks jest wydłużony i zajmuje powierzchnię ok. 1x2 stopnie. Wszystkie te obiekty można obserwować jednocześnie bez poruszania lornetką, od Kulturysty (Stock 2) i Gromady Podwójnej na zachodzie do gromady Pazmino (Stock 23) na wschodzie. Gwarantuję zawrót głowy od nadmiaru wrażeń. Proponuję teraz skierować lornetkę ok. 7 stopni na zachód, tak, by gwiazdy ? Cas i ? Cas, stanowiące lewe ramię litery W, znalazły się jednocześnie w polu widzenia. Tuż po lewo (na wschód) od ? Cas możemy wtedy wypatrzyć pojaśnienie gromady Stock 5. Nie jest to łatwe, pomimo, ze według OITH** łączny blask jej 25 gwiazd osiąga 7 mag, przy średnicy gromady 15'. Na południe od linii ? Cas - ? Cas, około jednego stopnia poniżej jej środka znajdziemy gromadę NGC 663 o zbliżonej jasności i wielkości kątowej (7,1 mag, 16'), jednak nieporównywalnie łatwiejszą do dostrzeżenia. Zerkaniem przez średnią a bezpośrednio przez dużą lornetkę powinniśmy nawet dostrzec kilka-kilkanaście spośród jej kilkudziesięciu gwiazd. Pół stopnia powyżej, niemal na linii łączącej gwiazdy ? Cas z ? Cas widać gromadę jeszcze jaśniejszą, choć mniejszą ? NGC 654. Przy lornetkowych powiększeniach jej ciasno upakowane dość jasne gwiazdy zlewają się w jednolitą plamę świetlną średnicy 5' i jasności aż 6,5 mag. Większy sprzęt ukaże jednak wyraźnie wyodrębnioną z tła grupę gwiazd z jedną najjaśniejszą na południowym skraju. Dociekliwy obserwator przypatrując się starannie dostrzeże jeszcze jedną słabszą gromadę poniżej wspomnianej pary. NGC 659 jest w takiej samej odległości, czyli 0,5 stopnia lecz na południe od leżącej centralnie największej w grupce gromady NGC 663. Jej jasność 7,9 mag i średnica 5' wystarczają, by była nieźle widoczna na wiejskim niebie, jednak o rozdziale na gwiazdy nie możemy marzyć. Najjaśniejsza spośród 40 składowych ma tylko 10,5mag. Dla całej grupy proponuję nazwę Gromada Potrójna, (popularnie Trichotki). Przyjrzyjcie się jej i powiedzcie, czy nie mam racji. Zadziwiające jest, że Pierre Mechain, który odkrył w pobliżu (1,5° na zachód) gromadę otwartą skatalogowana później jako M103, nie dostrzegł opisanej trójki. M103 leży pomiędzy nią a gwiazdą ? Cas i jest nieco większa (6' średnicy) i jaśniejsza (7,4 mag)od najbliższej jej NGC 659 zaś mniejsza i ciemniejsza od dwu pozostałych. Jednak przez średnią lornetkę da się rozpoznać klinowaty kształt, zbliżony do sławnej Choinki (NGC 2247) z gwiazdozbioru Jednorożca, zaś przez większą można dojrzeć poszczególne gwiazdy. Gromadzie M103 i gwieździe ? Cas (Ruchbah) towarzyszy od południa zagęszczenie gwiazd na powierzchni ok. 2,6x3,3 stopnia. Dopatrując się w nim kształtu latawca ukuto nawet nazwę Queen's Kite. By zobaczyć tam latawiec, trzeba było sporej wyobraźni. Jednak i bez tego warto oglądać ten obszar, zwłaszcza przy niezbyt dużym powiększeniu, wyszukując barwne gwiazdy. Sąsiadująca 2-3 stopnie od zachodu okazała gromada otwarta NGC 457 (15? średnicy, 6,4 mag)jest obiektem znanym pod kilkoma nazwami. Od towarzyszącej najjaśniejszej gwiazdy bywa zwana gromadą ? Cas. Częściej jednak spotyka się nazwę gromada Sowa lub ET (Extra-Terrestial czyli w wolnym tłumaczeniu Kosmitek). Takie nazwy nadano z powodu pary ?oczu? - dwóch stosunkowo jasnych gwiazd o kontrastowych barwach żółtej i niebieskiej, towarzyszących gromadzie od południa, choć prawdopodobnie nie związanych z nią fizycznie. Phil Harrington (TUB***) pisze, że jest to ? Cas i HD 7902, zaś NSOG**** twierdzi, że sama ? Cas jest gwiazdą podwójną o jasności składowych 5 mag i 7 mag oraz odstępie 134?. Bez trudu powinniśmy dostrzec także wiele spośród tworzących gromadę gwiazd tworzących nieco podłużny tułów Sowy, rozciągnięty na linii północ-południe. Wędrując dalej w tym samym kierunku, po przesunięciu lornetki o jedno pole widzenia w prawo powinniśmy zobaczyć jasną gwiazdę Schedar (? Cas) z towarzyszącą jej w odległości niecałych 2° z lewej strony nieco słabszą Achird (? Cas). Odmierzając teraz około 1 stopnia od każdej z nich, poniżej ? Cas a po lewo od ? Cas wypatrzymy małe (4' średnicy) zagęszczenie gwiazd. Przyglądajmy mu się zerkaniem a widoczny jasny obszar wzrośnie wielokrotnie, niemal do średnicy tarczy księżycowej (ok. 30'). Może nawet dostrzeżemy ciemniejsze wcięcie na jego tle. To mgławica Pacman (NGC 281) nazwana tak dzięki podobieństwu do postaci z gry komputerowej. Oświetlająca ją gromada nosi oznakowanie IC 1590. Niekiedy tym symbolem oznaczane są jednak wspólnie mgławica i gromada. Jest to obszar narodzin nowych gwiazd, o czym świadczą widoczne na fotografiach globule Boka i skryte w nich lecz emitujące podczerwień protogwiazdy. Peter Birren zaleca filtry UHC do obserwacji mgławicy, jednak widać ją i bez tego, pod warunkiem czystego, nie zaświetlonego nieba wiejskiego. Gdyby Pacman okazał się dla nas chwilowo niedostrzegalny, możemy pocieszyć się widokiem asocjacji ? ? ? Cas. Znajdziemy ją 2-3° na południe od ? Cas. Zawiera kilka młodych, niebieskawych gwiazd, w tym najjaśniejszą ? Cas ok. 3,5 mag i dwie o jasności 4,5 mag wraz z kilkunastoma ok. 7 mag i słabszymi. Gwiazdy pogrupowane są w pary i półksiężyce. Warto przyjrzeć się im przez dobrze ustabilizowaną lornetkę, by wydobyć wszystkie ?smaczki? obrazu. Jeśli już obserwujemy obszar poniżej prawej części wielkiej litery W, przesuńmy pole widzenia w okolice ? Cas (Caph). W odległości ok. 1° na prawo od niej zobaczymy parę gwiazd odległych od siebie o ok. 15?, czyli ?3057 (północna) i ?3062 (południowa). W rzeczywistości każda z nich jest ciasnym układem podwójnym. Podobną dwójkę - ? Cas i V373 znajdziemy 2° dalej w tym samym kierunku. Obie są gwiazdami zmiennymi. Następne 2° na południe znajduje się podobnie zwarta grupa kilku gwiazd, z których najjaśniejsza jest ? Cas. Razem widzimy więc kształt trójkąta lub ukośnych skrzydeł odrzutowca złożonych z wymienionych par i grupy. W prawym ?skrzydle?, w połowie odległości między ? Cas i ? Cas znajdziemy Różę Karoliny, jasną i rozległą gromadę otwartą złożoną aż z 300 słabych gwiazd. Najjaśniejsza z nich ma tylko 10,7 mag, więc w lornetce zobaczymy jednolitą, jednak jasną (6,7 mag)i rozległą na 18? świetlną plamę. Gromada oznakowana jest obecnie jako NGC 7789. Odkryła ją, podobnie jak szereg innych gromad otwartych w gwiazdozbiorze Kasjopei, Karolina Herschel, siostra i często niedoceniana współpracowniczka sławnego Williama. Obszar na północ od prawej części litery W (ponad nią) zawiera w jednym polu widzenia lornetki dwie jasne gromady otwarte. Nieco słabsza (7 mag)i mniejsza (12?) jest NGC 225, dość luźna gromada leżąca 2° w prawo i nieco powyżej (na północny zachód) od ? Cas (Cih). W układzie jej kilkunastu gwiazd widzianych w powiększeniu ponad 15x można dopatrywać się miniaturki gwiazdozbioru ? małej litery W. Jaśniejsza i liczniejsza z gromad ? NGC 129 (6,5 mag, 21? średnicy, 35 gwiazd), znajduje się dokładnie w połowie odległości między ? Cas (Cih) i ? Cas (Caph). Jej gwiazdy także ułożone są w kształcie dwóch stykających się klinów lub litery W, co widać przez większy sprzęt. W gromadzie tej znajduje się gwiazda zmienna ? cefeida DL Cas (8,6 mag - 9,3 mag, okres zmienności 8 dni) a także trzy inne nadolbrzymy. Co ciekawe, DL Cas jest gwiazdą spektroskopowo podwójną i była przedmiotem intensywnych badań astronomów amerykańskich*****. Kasjopeja zawiera jeszcze jedną gromadę otwartą z katalogu Messiera ? M52. Znajdziemy ją przedłużając o drugie tyle na północny zachód odcinek łączący gwiazdy ? i ? Cas. Gromada jest liczna, choć złożona ze słabych gwiazd. Kilka najjaśniejszych da się jednak wypatrzyć przez sporą lornetkę. Z gromadą graniczy od północy trójkątny asteryzm Harrington 12 (Hrr 12), rozległy na ponad 0,5° i zawierający kilkanaście gwiazd, wśród nich najjaśniejszą, pomarańczową gwiazdę zmienną 4 Cas (ok. 5 mag), oraz dwie inne czerwone gwiazdy, także zmienne. Niektórzy doszukują się w nim kształtu samolotu, stąd popularna nazwa Airplane. Z kolei 1° na południe od M51 znajduje się obiekt piękny, lecz trudny do dostrzeżenia nawet przez teleskop - mgławica Bańka (NGC 7635). Jej kulisty kształt podziwiamy często na fotografiach. Posiadacze dużych lornet, zwłaszcza zaopatrzonych w filtr O-III zapewne pokuszą się o jej ?wyłuskanie?, jednak średnia lornetka jest raczej bez szans wobec obiektu o jasności ok. 10 mag rozległego na niemal 15?, co oznacza naprawdę niewielką jasność powierzchniową. Co jednak szkodzi spróbować? Bywają przecież cudowne noce, gdy wszystko jest możliwe. Większe szanse mamy na upolowanie kilku spośród aż siedmiu niewielkich gromad otwartych znajdujących się na linii łączącej M52 z ? Cas (Caph) lub tuż ponad nią (na północ). Staranna inspekcja tego rejonu przez ustabilizowaną na statywie lornetkę pozwoli pod odpowiednio dobrym niebem wyłapywać kolejne plamki. Nie obejdzie się bez bólu karku, bo głowę trzeba zadzierać wysoko. No, chyba, że obserwujemy z leżaka posiadającego oparcia na łokcie lub zbudowaliśmy sobie fotel obserwacyjny z odchylanym oparciem i uchwytem na lornetkę. Wtedy wszystko wygląda jeszcze piękniej. *Napotkałem tutaj rozbieżność nazewnictwa. Według większości źródeł internetowych Serce to IC 1805 zaś Dusza ? IC 1848. Jednak dla Petera Birrena (OITH) IC 1805 to Serce i Dusza (Soul and Heart), zaś IC 1848 to Zarodek (Embryo). **OITH ? Peter Birren, Objects in the Heavens ***TUB ? Philip S. Harrington, Touring the Universe through Binoculars ****NSOG ? George Robert Kepple, Glen W. Sanner, The Night Sky Observer?s Guide, vol.1 ***** http://digitalcommons.unl.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=1021&context=physicsschmidt

Ilość użytkowników kamerek z matrycami CMOS ciągle wzrasta, a spora część tych użytkowników operowała wcześniej z kamerami opartymi na sensorach CCD. Z różnych rozmów i korespondencji wynika, że spora część tych ostatnich (łącznie ze mną) zadaje sobie pytanie, czy praca z CMOSem jest taka sama, jak z kamerkami CCD. Otóż generalnie jest bardzo podobna, ale różni się w szczegółach, czyli tam, gdzie zazwyczaj tkwi diabeł Ustawienia W przypadku kamer CMOS mamy do dyspozycji większą ilość ustawień. W sterownikach zazwyczaj mamy trzy parametry, które możemy dostrajać do własnych potrzeb: gain, czyli wzmocnienie. To taki odpowiednik ISO w ustawieniach aparatów cyfrowych. Im większy gain, tym jaśniejszy będzie obraz, ale także wzrastał będzie widoczny szum. Podnoszenie gain powoduje również zmniejszanie zakresu dynamicznego obrazu. Największą dynamikę mamy przy ustawieniu gain na minimum. offset, czyli, hm, ofset. To stała wartość dodawana do każdego odczytanego piksela. W skrócie - ma to na celu wyeliminowanie z obrazu pikseli o wartościach zero, które mogą powodować artefakty w obrazie. USB traffic, czyli obciążenie portu USB przez kamerkę. Im większe ustawienie, tym potencjalnie szybciej materiał będzie przesyłany z kamerki do komputera, ale w zależności od kabelkologii i konfiguracji zbyt duża wartość USB traffic może spowodować niestabilną pracę. Jak ustawiać te nowe parametry? Zaczniemy od najprostszego - USB traffic. Ustawiamy go na najwyższą wartość, przy której cały system nam pracuje stabilnie. Po wybraniu optymalnego ustawienia warto jeszcze zrobić test z klatką BIAS - sprawdzić jak wygląda taka klatka przy danym ustawieniu, a następnie zmniejszyć USB traffic o 1/3 i sprawdzić ponownie. Jeśli na klatce BIAS nie widać wyraźnych różnic w szumie ani w FPN, zostawiamy wyższe ustawienie. Ustawianie offset też jest łatwe - dla każdej kombinacji USB traffic i gain ustawiamy offset na taką wartość, żeby histogram klatki BIAS był wyraźnie odsunięty od lewej części wykresu, i żeby w klatce BIAS nie było pikseli o wartości zero. Czasami przy wysokich wartościach gain nie da się uniknąć takich pikseli - wtedy trudno, trzeba z tym żyć. I sprawiający najwięcej kłopotów gain. W przypadku astrofotografii planetarnej, kiedy naświetlamy klatki z czasami rzędu milisekund ustawiamy gain na wysoką wartość. Na podglądzie obrazu na żywo najlepiej zdecydować na jaką. W przypadku tak zwanego lucky imaging, gdzie czasu naświetlania zawierają się od ułamka sekundy do kilku sekund można wybrać niższy gain, co najmniej unity gain 1), a można 2-3 razy więcej niż wynosi unity gain. Natomiast w przypadku astrofotografii długoczasowej z czasami rzędu minuty i więcej - tutaj jest kilka szkół ustawiamy gain na najmniejszą wartość i naświetlamy klatki z czasami "klasycznymi" jak w przypadku kamer CCD. ustawiamy gain na wartość "gdzieś pomiędzy" wartością minimalną i unity gain, a klatki naświetlamy "trochę krócej" niż w przypadku kamer CCD Teoretycznie ten drugi sposób pozwoli nam na uzyskanie w wynikowym materiale lepszego stosunku sygnału do szumu oraz większej dynamiki. Wynika to z dwóch faktów. Po pierwsze - wzrost gain zmniejsza jednocześnie szum odczytu kamerki CMOS. Na początku jest to wyraźny spadek, ale przy większych wartościach gain szum odczytu już zmniejsza się bardzo powoli. A po drugie zbierając tą samą ilość materiału w krótszych klatkach mamy tych klatek więcej. I to w połączeniu z ograniczoną rozdzielczością przetwornika kamerki (12 lub 14 bit w przypadku CMOS) da nam teoretycznie lepszą dynamikę. W praktyce wygląda to już nieco inaczej. Po pierwsze przy fotografii długoczasowej szum odczytu matrycy CMOS stanowi bardzo niewielki ułamek całkowitego szumu, i jego wzrost czy spadek w wynikowym obrazie nie przełoży się na zauważalne polepszenie stosunku sygnału do szumu. A po drugie wzrost dynamiki w końcowym obrazie nie będzie widoczny, bo choć zakres dynamiki kamerek CMOS (czyli stosunek pojemności piksela do szumu odczytu) często przekracza rozdzielczość zastosowanego przetwornika ADC, to realny zakres dynamiki (czyli stosunek pojemności piksela do całkowitego szumu w obrazie) już w praktyce zawsze jest mniejszy, niż rozdzielczość przetwornika (przy fotografii długoczasowej). Jest jeszcze jeden argument podnoszony na korzyść stosowania większej wartości gain przy fotografii długoczasowej - błąd kwantyzacji. Jeśli piksel kamerki CMOS ma pojemność np 16000e, a przetwornik ma rozdzielczość 12 bitów, czyli 4096 poziomów, to np odczytana wartość 100ADU 2) może odpowiadać zarejestrowanej ilości 400 albo 399 albo 398 albo 401 elektronów. Błąd kwantyzacji może stanowić większy ułamek całkowitego szumu w przypadkach pojedynczych klatek, kiedy jasność tła jest bardzo mała, na przykład przy fotografii przez filtry wąskopasmowe. Ale błąd kwantyzacji nie jest błędem systematycznym, tylko losowym i podczas składania materiału z wielu pojedynczych zdjęć będzie się on również zmniejszał. Bardziej ogólnie rzecz ujmując - im mniej szumu rejestruje matryca (ciemne niebo, filtry, ciemny instrument, krótkie czasy naświetlania), tym bardziej szum odczytu i kwantyzacji będzie wpływał na końcowy efekt. W skrajnym przypadku na przykład może się okazać, że pod bardzo ciemnym niebem fotografując kamerką kolorową (filtry RGB) przez teleskop f/10 już przy czasach 3-5 minut warto będzie nieco zwiększyć gain do uzyskania optymalnego efektu. Albo zwiększyć czas ekspozycji. Tyle teorii, ja sam jakiś czas temu zrobiłem małe porównanie i naświetlałem ten sam kadr przez 50 minut (przez filtr L, refraktor f/5.5). Raz przy ustawieniu gain=0 i w klatkach po 5 minut. Następnie przy gain ustawionym na 10 (to wartość około 3/4 unity gain w mojej kamerce) i w klatkach po 1 minucie. Po złożeniu materiału nie byłem w stanie dostrzec różnicy. Tak że na razie przy fotografii długoczasowej pozostaję przy ustawieniu gain na zero. Jeśli ktoś robił takie albo podobne próby to zachęcam do podzielenia się wynikami, może trzeba będzie zweryfikować poglądy i zmienić przyzwyczajenia. W następnym poście o kalibracji materiału z kamerek CMOS. --------------------------- 1) unity gain, czyli wzmocnienie jednostkowe, to takie ustawienie wartości gain, przy której jeden zarejestrowany elektron zostaje przetworzony w przetworniku na wartość 1ADU. Przy tym ustawieniu efektywna pojemność piksela jest ograniczona do rozdzielczości przetwornika. 2) należy pamiętać, że choć przetworniki w kamerkach CMOS mają rozdzielczość 12 albo 14 bitów, to sygnał przesyłany do komputera jest skalowany do 16 bitów. Czyli np 100ADU odczytane z przetwornika 12 bit w komputerze będzie zapisane jako 1600ADU.

A dziś takie:

Jakiś czas temu zebrałem i obrobiłem materiał związany z małym projektem który popełniłem ad hoc. Prezentuję wersję opisaną, w której dzięki współpracy z Markiem ( panasmaras), znajdziecie oznaczenie ciemnych mgławic regionu na co pragnę zwrócić uwagę. Myślę, że szczególnie ta kategoria jest słabo opracowana w sieci a Kasjopea przeważnie kojarzy się z gromadami otwartymi. Technicznie to 4-ro panelowa mozaika 6Dmod/200mm. Wersja nieopisana to zobaczenia tutaj: ASTROMARCIN - Kasjopeja Panorama

Mgławica Tulipan Czytaj więcej ?Wyświetl pełny artykuł

Kilka kolejnych , tym razem bikolor . Mgławica Omega Mgłąwica Orzeł

Wszystkie fotki to 16 x 600 s na EQ-5. Darki,flaty i biasy temp -20 , gain 10 , offset 80 Obróbka DSS i Fitswork Zastosowałem jednocześnie dwa filtry UHC-s i Neodymium. Z nałożenia charaterystyk wychodzi takie Ha + O. Ciekawe jak by się spisał w tym układzie jakiś flattener.

Tutaj kalkulator online: https://lambda.gsfc.nasa.gov/toolbox/tb_converters_ov.cfm (po wpisaniu współrzędnych w wybranym formacie przelicza na pozostałe układy) Tutaj nieco teorii c1_spherical_astronomy.pdf P.S. W ogóle to sporo gotowców tutaj

Współrzędne ekliptyczne odczytasz na przykład w popularnym Cartes du Ciel: A za wzorami do przeliczania musiałabyś poguglać trochę, tak pod ręką nic nie mam akurat...

Tak sobie zobaczyłem, że to już 300 strona!!! Wielkie uznanie dla Twojej pracy i gorące podziękowania Pawle. Tak trzymaj.

Ach Kasjopeja wraca ! Ktoś mi kiedyś napisał przy okazji tej panoramy - szkoda uciętego serducha. Utkwiło mi to bo faktycznie jest w tym coś. Chyba się zmobilizuje na kolejny fragment tego donut'a

Miałem swego czasu skromne przygody obserwacyjne z literą W, więc podrzucę swoje opisy z obserwacji tego kawałka nieba Pierwszy link dotyczy obserwacji z przed trzech lat, teleskopem 12 cali i są w nim opisy różnych obiektów (między innymi maleńkich gromad nie widocznych lornetką, czy potyczek z duchami). Opis ciągnie się przez kilka postów - aż do mapki z interstellarum deep sky atlas - bo podchodziłem do Casi kilka razy. Drugi link to obserwacje lornetką 10/50, która mimo tego, że potocznie uchodzi za skromną, pozwala jednak na całkiem dobrą zabawę. https://www.astromaniak.pl/viewtopic.php?f=36&t=32022 http://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/11355-królowa-bieguna-północnego/&tab=comments#comment-150461 Co do gromady Markarian 6, to nie mogę się zgodzić w powyższym. Gromada rozpada się na gwiazdy już w 10/50, co poniżej cytuję. "Na skraju mgławicy Serce widać także maleńką i podłużną grupkę gwiazd - Markarian 6. Obserwując jakiś czas temu z moim kolegą, złowiliśmy Markariana i wspólnie stwierdziliśmy, że mimo iż jest mały - to cieszy oczy! Przyglądając się na podwórku Mrk 6, dostrzegłem na wprost przynajmniej 2 składniki. Zerkaniem podłużny kształt grupki stawał się coraz bardziej łatwy do wychwycenia. Zobaczyłem po chwili doklejoną gwiazdkę, skręcającą nieco w bok od ?osi? Markariana, a w sumie doliczyłem się około 4-5 słońc. Gwiazdy gromady wyraźnie wykazywały spadek jasności w kierunku Mel 15. Warto pamiętać, że Markarian 6, leży prawdopodobnie ponad 2 razy bliżej nas niż NGC 1027 i ponad 4-krotnie bliżej niż Melotte 15". O Markarianie 6, rozbitym na gwiazdy w małej lornetce, pisze także Phill Harrington w odcinku "Nieco gromad królewskich".

NGC7331 L13x300s. RGB 2x2x2 300sek. bin2 NGC7331 L13x300s. RGB 2x2x2 300sek. bin1

Dokładka.

Pozwoliłem sobie wziąć dostępną próbkę Interstellarum - planszę z Kasjopeją - i nanieść na nią szybko nabazgrane pasma pyłowe (oczywiście na podstawie zdjęcia Marcina). Wrzucam wersję z kadrem Marcina, jak i najciekawszy jej fragment, w formacie A4 - może ktoś będzie chciał wydrukować i użyć pod ciemnym niebem (jeśli jeszcze kiedyś chmury się rozejdą). Skala w A4 nie powala, ale jest czytelnie (sprawdziłem).

Toś mnie chłopie zmartwił. Z kim ja będę słuchał Burzuma? Do wiosny jeszcze kawał czasu. Szkoda, że się tym razem nie zobaczymy.