Welcome to Forum Astronomiczne

Zarejestruj się w naszej astronomicznej społeczności , aby uzyskać dostęp do wszystkich funkcji.

Po zarejestrowaniu i zalogowaniu się, będziesz mogła/mógł:

Tworzyć nowe tematy, pisać w istniejących, oceniać posty innych userów , wysyłać prywatne wiadomości, aktualizować statusy, korzystać z poczty, zarządzać swoim profilem i wiele, wiele więcej!

jolo

Moderator globalny
  • Postów

    5317
  • dołączył

  • Ostatnio

  • Days Won

    204

Reputacja

7852 Excellent

O jolo

  • Ranga
    Meteopata
  • Urodziny March 16

Contact Methods

  • Website URL
    http://astrojolo.com

Profile Information

  • Płeć
    Mężczyzna
  • Zamieszkały
    Nieborowice

Converted

  • Miejsce zamieszkania
    Nieborowice
  1. Okular 4-5mm (bez barlowa) da Ci źrenicę wyjściową 1mm albo nieco mniej i będzie to dobre powiększenie do obserwacji Księżyca i planet. Czy masz już taki okular, czy planujesz dopiero kupić? Powiększenie 400x jest teoretycznie możliwe, ale wymaga bardzo dobrych warunków atmosferycznych, które zdarzają się bardzo rzadko. Proponowałbym najpierw spróbować z okularem 4-5mm. M51 zobaczysz w 8 calowym teleskopie bez problemu*, nawet z terenów podmiejskich gdzie widać gwiazdy 5mag, a Droga Mleczna ledwo majaczy. Ale do takich obiektów na początek raczej zastosuj okular dający średniej wielkości źrenicę wyjściową, czyli w Twoim przypadku powiększenie 60-100x. * bez problemu nie oznacza oczywiście, że będzie taka jak na zdjęciach, ale M51 to bardzo wdzięczny obiekt do obserwacji. A im ciemniejsze niebo, tym więcej można dostrzec.
  2. Może też tak nie do końca jest z tymi zdjęciami - ja na przykład bardzo lubię sobie przed jakąś zaplanowaną sesją pobuszować po mniej znanych obiektach, zrobić jedno czy dwa zdjęcia i sprawia mi wielką radość oglądanie takiej surowej fotki, szukanie na niej jakiś kłaków. To jest taki luźny odpowiednik obserwacji. No a potem żeby coś pokazać, to trzeba poślęczeć nad materiałem - to taki z kolei luźny odpowiednik relacji
  3. Może z tymi klasykami właśnie jest tak jak piszesz - że też warto o nich wspominać. Jak czytam Wasze relacje to zazwyczaj duży nacisk jest kładziony na obiekty trudne i egzotyczne, co jest zrozumiałe. Ale nie wierzę, że nie spoglądacie, choćby "przelotem" na piękne klasyki. Jak mam świadomość że na niebie wisi M13 albo 27 albo 57 to nie ma mowy, żebym nie rzucił na nie okularem, choć faktycznie, w relacji ciężko coś więcej o nich napisać
  4. Ale nie macie tak po obserwacjach, że Was "rozpiera" i że chcielibyście o tym porozmawiać czy popisać? Ja tak trochę mam (choć obserwacji mam na koncie znikomą ilość), choć może to w sumie jakaś projekcja postępowania ze zdjęciami...
  5. Wg CdC jest to PGC3129202, a po wyszukaniu w bazie NED wg pozycji wyskakuje coś takiego: http://ned.ipac.caltech.edu/cgi-bin/objsearch?search_type=Obj_id&objid=6802062 , czyli z=0.124217, czyli odległy bardzo obiekt
  6. Szymon, a nie jest to ten kwadracik o którym pisałem w poście ID:9 ?
  7. To niestety fakt, ale same parametry guide zapamiętać można przez mały myk. Trzeba po kalibracji otworzyć okienko Guider Settings i zmienić którąś z wartości np z 6.122 na 6.123 dać Apply a potem OK. Wtedy dane zapiszą się do pliku, a taka mała zmiana nie wpłynie na guiding w żaden sposób.
  8. Też właśnie mam taką nadzieję, że uda się zmobilizować co najmniej kilku ukrytych fotometrystów Z resztą zacząć można zupełnie "przy okazji" korzystając z zebranego materiału astrofotograficznego http://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/4057-poszukiwanie-gwiazd-zmiennych/ To może teraz o wykorzystaniu uśredniania klatek w programie Muniwin. Kiedy można i warto uśredniać klatki? Przychodzą mi do głowy dwie sytuacje: kiedy badane obiekty mają bardzo małą jasność, a jednocześnie nasz zestaw nie umożliwia dokładnego prowadzenia przez dłuższy okres kiedy różnica jasności pomiędzy badanym obiektem i gwiazdą odniesienia jest duża. Np dla jasnych gwiazd zmiennych zazwyczaj w polu widzenia trudno znaleźć równie jasną gwiazdę odniesienia i wtedy musimy stosować krótkie czasy naświetlania, żeby jasny obiekt nie był przepalony. Aby stworzyć projekt, który uśredni nam zebrany materiał w odpowiednie paczuszki zaczynamy od wybrania profilu projektu o nazwie CCD frame merging. Po nadaniu nazwy i zapisaniu klikamy na przycisk z ustawieniami i dopasowujemy je do naszych potrzeb (co zostało opisane w pierwszym poście). Kolejne kroki wykonujemy dokładnie tak, jak było opisane w pierwszym poście, aż do momentu kiedy mamy stworzyć krzywą zmian jasności. Wtedy zamiast niej wybieramy z menu opcję Make -> Merge frames i pojawia nam się okienko dialogowe jak poniżej. W nim wybieramy interesujące nas opcje. W moim przypadku wybrałem uśrednianie trzech klatek. Parametr Maximum time span ustawiamy zgodnie z czasem naświetlania posiadanego materiału, a w opcji Save files to wskazujemy programowi, gdzie mają zostać zapisane uśrednione klatki. Następnie klikamy OK. Po zakończeniu procesu wskazany folder zostanie wypełniony uśrednionymi klatkami. I tutaj praca w tym projekcie się kończy. Wykreślenie krzywej zmian blasku na podstawie tak uśrednionych klatek wymaga stworzenia nowego projektu według kroków opisanych w pierwszym poście. W moim przykładzie krzywa asteroidy Egeria po uśrednieniu każdych trzech klatek wygląda tak: Kiedy porównamy ja do tej z pierwszego postu możemy zauważyć, że zmniejszyły się słupki obliczonego błędu, ale jednocześnie, oczywiście, spada nam rozdzielczość krzywej w osi czasu. Jednak w tym przypadku, kiedy ekspozycja pojedynczej klatki wynosiła 40 sekund, uśrednianie dało czas ekspozycji 120 sekund, co dla tej krzywej jest wciąż wystarczającą rozdzielczością. Podejrzewam, że uśrednianie na przykład 10 kolejnych klatek dałoby już wyraźny spadek rozdzielczości w osi czasu i część zmian jasności mogłaby pozostać niezauważona. I jeszcze kilka słów o źródłach błędów w fotometrii, czyli jak prowadzić pomiary, żeby dawały dobre wyniki. Przede wszystkim cały czas należy mieć na uwadze cel robienia pomiarów fotometrycznych. Celem nie jest uzyskanie gładkiej i estetycznej krzywej o małym rozrzucie danych. Celem jest uzyskanie dobrej jakości wyników, które pozwolą na ich analizę i wyciągnięcie prawidłowych wniosków. Należy to mieć cały czas na uwadze, począwszy od wyboru obiektów do pomiarów, gwiazd odniesienia i kontrolnych, wyboru nocy obserwacyjnej, przygotowaniu zestawu, a kończąc na zebraniu danych i ich obróbce. Dobrze jest to opisane w podlinkowanym w pierwszym poście przetłumaczonym podręczniku AAVSO, a sam temat jest też bardzo fajnie rozwinięty w książce A Practical Guide to Lightcurve Photometry. A poniżej kilka punktów, na które warto zwrócić uwagę: kalibracja materiału. Konieczna. I konieczne jest posiadanie świeżych klatek flat, zrobionych najlepiej przed albo po sesji bez zmiany położenia filtra. Nie chodzi tu nawet o powtarzalność koła filtrowego, a raczej o zmianę położenia pyłów na filtrach. Szybkie i powtarzalne koło nie zapewni nam w żadnej mierze powtarzalności położenia zanieczyszczeń na powierzchni filtra. odpowiedni dobór czasu ekspozycji. Należy uważać, żeby nie wejść w nieliniowy zakres przetwornika. Jeśli nie jesteśmy pewni do jakiej wartości ADU nasza kamerka jest liniowa, trzeba się trzymać z daleka od dużych wartości ADU i nie przekraczać na przykład 50000ADU. Z drugiej strony jednak potrzeba nam jak najwięcej zarejestrowanych fotonów, bo przekłada się nam to bezpośrednio na SNR obiektu. Im większy SNR, tym mniejszy błąd pomiarowy. Dotyczy to wszystkich oznaczanych obiektów - mierzonych gwiazd i asteroid, gwiazd odniesienia oraz gwiazd kontrolnych. Żaden z nich nie może być rejestrowany w nieliniowym zakresie przetwornika, a jednocześnie powinien być jak najjaśniejszy. Często z pomocą przychodzi opisane powyżej uśrednianie klatek. wybierajmy obiekty dopasowane do naszego zestawu i naszych warunków obserwacyjnych. Dla każdej apertury znajdą się setki jak nie tysiące obiektów, które wciąż wymagają większej ilości danych pomiarowych. Informacje o takich obiektach znajdziemy na stronach AAVSO, a także w czasopismach Proxima, Astronomia i podejrzewam też w wielu innych źródłach do pomiarów czasu zjawiska (tranzyty egzoplanet, określanie minimum czy maksimum) nie musimy dysponować filtrami fotometrycznymi. Ale do przeprowadzenia wartościowych pomiarów jasności, już takie filtry warto mieć. Najpopularniejszy i pierwszy na liście zakupów będzie filtr V. Kolejnym może być filtr B i R, przy czym jeśli musimy wybrać jeden z nich, to wybór będzie ciężki. Więcej danych jest dostępnych i powstaje dla filtru B, ale dla fotometrysty amatora może się okazać, że filtr R jest bardziej odpowiedni. Jest bardzo wiele obiektów, które możemy badać fotometrycznie - gwiazdy zmienne różnych typów (zaćmieniowe, pulsujące, kataklizmiczne, pół i nieregularne), asteroidy, komety, tranzyty egzoplanet, a ilość informacji które można uzyskać na podstawie analizy danych fotometrycznych jest ogromna. Pamiętajmy, że praktycznie cała posiadana przez nas wiedza o Wszechświecie pochodzi z pomiarów jasności obiektów na niebie w określonej długości fali. I możemy to też robić z naszego podwórka. Zachęcam do prób i dzielenia się wynikami i wrażeniami
  9. Mam dokładnie te same dylematy, choć bardzo powoli mi się krystalizują moje wymagania. Zestaw musi być przenośny i przewoźny, ale raczej taki turystyczny - żeby był spakowany w kącie w jakiejś walizce i można go było łapsnąć i zabrać na wyjazd / wakacje / wypad. Dodatkowo musi mieć możliwość pracy bez zasilania sieciowego. Konieczność przewijania jednak trochę będzie mi przeszkadzała, bo nastawiam się na dłuższe sesje i czasy ponad 2h. A patrząc na piękne szerokie kadry to chyba to co kręci mnie najbardziej leży w zakresie 135 do 300mm i pod takim kątem będę się starał coś wybrać. Tańszą opcją jest SW Adventurer, choć trochę się obawiam o zakres 200-300mm przy nim. Droższą opcją jest SmartEQ, a do tego jakiś guider standalone - Kuba, Ty chyba działałeś kiedyś z takim guiderem, możesz o nim coś miłego albo niemiłego napisać? SmartEQ ma miejsce na baterie, lustrzanka ma własne akumulatory (choć tak realnie to na 2h starczają, może grip jest wyjściem - ktoś wie ile pociągnie lustrzanka na zasilaniu akumulatorami z gripa?) . No i zostaje tylko zasilanie guidera, niestety, kolejna paczka z bateriami
  10. Nie, po takich zmianach nie trzeba robić kalibracji na nowo. Trzeba np po zmianie skali obrazu (ogniskowa) albo po obróceniu guidera w obejmach, albo kamerki w nosku.
  11. Witaj na FA! Jeśli to robione 80/400 achromat, to nawet filtr UV/IR cut może nie dać rady niestety z halo wokół jasnych gwiazdek Może trzeba jakiś węższy dodać (Semi APO albo Fringe Killer), ale to wciąż będą półśrodki tylko do trochę droższej optyki Ale tak jak piszesz - warto spróbować w lepszych warunkach
  12. Dane z programu Muniwin możemy wyeksportować jako grafikę, albo jako dane numeryczne, które możemy zaimportować do arkusza kalkulacyjnego w celu dalszej obróbki. Zakładam, że czytelnik będzie wiedział jak działa oprogramowaniu tego typu - w moim przykładzie użyję programu Excel 2013. Ale zacznijmy od grafiki. Krzywą zmian blasku stworzoną przez program Muniwin można sobie w pewnych granicach dostosować do potrzeb - wyświetlić siatkę, słupki błędów i następnie wyeksportować jako obraz w formacie PNG używając pozycji z menu File -> Export image. Natomiast eksport danych w postaci liczbowej wykonujemy poleceniem File -> Save. Pokazuje nam się wtedy okienko dialogowe, w którym możemy wybrać format do którego będą zapisane dane, nazwę pliku oraz zapisane wartości. Na potrzeby tego tekstu zapisałem dane do pliku o nazwie 13-Egeria.csv w formacie CSV, a jako wartości do zapisu wybrałem jedynie wielkość V-C wraz z obliczoną wartością błędu. Plik ten następnie zaimportowałem do Excela (Dane -> Z tekstu), wybierając przecinek jako separator. Po imporcie musiałem jeszcze zmienić wszystkie kropki na przecinki, żeby Excel rozpoznał zaimportowane wartości jako liczby. Następnie dodałem kolumnę, w której obliczyłem czas wykonania zdjęcia jako ilość minut, które upłynęły od momentu zrobienia pierwszej klatki (wyrażenie "=(A2-$A$2)*24*60" skopiowane w dół z podmianą A2 na kolejne wiersze). Kolejna kolumna którą dołożyłem za wielkością V-C to obliczona jasność asteroidy. Ponieważ gwiazda odniesienia miała jasność 9.99mag, więc do wartości z kolumny V-C dodałem po prostu 9.99. Teraz już mogłem z danych z kolumn B i E otrzymać wykres jak poniżej: Kolejną rzeczą, którą można zrobić jest znormalizowanie wykresu do jednego okresu rotacji asteroidy. Z bazy danych wynika, że okres rotacji wynosi 7.045h, a mi udało się zebrać ponad 10h danych. Dodałem więc kolejną kolumnę, w której czas przedstawiłem jako ułamek w zakresie od 0 do 1, gdzie wartość 1 odpowiada 7.045h, czyli 423 minuty. W ten sposób część danych się nałożyła na początek wykresu i udało się wypełnić pierwszą dziurę pomiarową w krzywej: W zależności od potrzeb i znajomości programu Excel można opracować dane w dowolny inny sposób. Sam eksport danych liczbowych z programu Muniwin może też zawierać dużo więcej informacji, a nie tylko różnicę V-C pomiędzy gwiazdą odniesienia, a badanym obiektem - wystarczy zaznaczyć wybrane opcje z sekcji Values podczas eksportu danych: Wróćmy jeszcze na chwilę do okienka, w którym rozpoczynamy kreślenie krzywej zmian blasku. Jest tam kilka ciekawych opcji, które możemy zaznaczyć. - Compute heliocentric correction - umożliwia wprowadzenie do pomiarów poprawki heliocentrycznej - Compute air mass coefficients - oblicza współczynnik air mass - Ensemble photometry - pozwala na wybranie więcej niż jednej gwiazdy odniesienia, co pozwala na zmniejszenie błędów losowych (ale tylko takich) - Show raw instrumental magnitude - wyświetla surową wielkość gwiazdową zamiast różnicowej - Select all stars on the reference frame - oblicza krzywą zmian blasku dla każdej gwiazdy obecnej na klatce referencyjnej Po zaznaczeniu dodatkowych opcji obliczone dane będą również oczywiście dostępne podczas eksportu do pliku, a także można je wyświetlić bezpośrednio na wykresie tworzonym przez program Muniwin: No dobra, a po co są te gwiazdy kontrolne? Żeby skontrolować wybraną gwiazdę odniesienia. Na wykresie krzywej jasności w programie Muniwin możemy zmienić wartości wyświetlane na osi Y. Po wybraniu wartości C-K1 (czyli różnica pomiędzy gwiazdą odniesienia a gwiazdą kontrolną nr 1) w moim projekcie pojawił się wykres jak poniżej: Widzimy rozrzut wartości w granicach 0.02mag, ale nie da się zauważyć żadnego trendu wzrostu albo spadku. Jedynie uskok po wykonaniu meridian flipa, kiedy to kadr obrócił się o 180 stopni. Nie wiem niestety czym może to być spowodowane, według książki A Practical Guide to Lightcurve Photometry and Analysis należy po prostu unikać flipa podczas wyznaczania krzywej zmiany blasku, ponieważ jest wiele powodów dla których wyniki po flipie mogą się różnić od tych sprzed flipa. W moim przypadku różnica jest niewielka, rzędu 0.01mag, więc nie wpłynęła znacząco na pomiar. Natomiast gdyby którąś z tych gwiazd - czy to gwiazda odniesienia czy kontrolna okazała się być zmienną, na wykresie C-K1 byłoby widać te zmiany i należałoby dokładniej sprawdzić i ponownie wybrać gwiazdy odniesienia i kontrolne. I po to właśnie używamy jednej albo większej ilości gwiazd kontrolnych w fotometrii różnicowej. Ponieważ już się zrobiło późno, więc o uśrednianiu klatek w Muniwinie i może kilka słów o źródłach błędów w fotometrii napiszę w następnej części.
  13. Najsampierw, zanim zabierzemy się do fotometrii CCD przy pomocy programu Muniwin zachęcam gorąco do zapoznania się z podręcznikiem AAVSO. Jest w nim bardzo dobrze opisane i wytłumaczone co jest celem fotometrii i wiele podstaw, o których tutaj nie napisałem. Program MuniWin to darmowa, kompletna aplikacja pozwalająca na opracowywanie danych pochodzących z obserwacji gwiazd zmiennych. Na przykładzie fotometrii asteroidy Egeria opiszę proces przygotowania krzywej zmian blasku w tym programie. W opisie użyłem programu w wersji 2.1.15. Danymi wejściowymi będzie zestaw skalibrowanych klatek z obszarem wokół planetoidy. Sam program Muniwin również umożliwia kalibrację klatek, ale podejrzewam, że większość z czytelników będzie kalibrację prowadziła w swoim ulubionym programie. Jeśli będzie taka potrzeba, to dopiszę później kilka zdań na temat kalibracji materiału w programie Muniwin. Zaczynamy od stworzenia nowego projektu. Jeśli jest to nasze pierwsze uruchomienie programu, warto sobie stworzyć własny profil, który uzupełnimi danymi naszego zestawu, żebyśmy nie musieli ich wpisywać za każdym razem na nowo. W tym celu wybieramy z menu opcję Project -> New i następnie klkamy przycisk Edit profiles. W nowym okienku zaznaczamy domyślny profil Light curve. Ponieważ domyślne profile nie są edytowalne, po zaznaczeniu profilu zapiszemy go pod nową nazwą przyciskiem Save as... (w moim przypadku wybrałem nazwę Light curve QHY163M). W okienku pojawi nam się nasz profil, zaznaczamy go i uzupełniamy poszczególne opcje zgodnie z naszymi danymi. W sekcji Camera wpisujemy szum odczytu oraz gain naszej kamery. W Source frames możemy zawęzić zakres ADU dla którego będą uwzględniane pomiary (jeśli nasza kamerka nie jest liniowa aż do wartości maksymalnej, warto tutaj obniżyć parametr Max. pixel value). Sekcja Star detection określa nam parametry, według których będą rozpoznawane gwiazdy na klatkach. Jeśli w klatce jest wykrywane za dużo albo za mało gwiazd, należy trochę pozmieniać parametry z tej sekcji zaczynając od Detection threshold. Jeśli gwiazd jest za dużo, należy go zwiększyć. Kolejną ważną sekcją jest Matching, gdzie określamy parametry dopasowania gwiazd w kolejnych klatkach. Jeśli podczas procesu dopasowania program znajduje za mało pasujących gwiazd, należy zmodyfikować parametry w tej sekcji. Opiszę to dokładniej później w trakcie pracy z danymi. Następnie klikamy OK, zapisujemy zmiany w naszym nowym profilu i w okienku New project wybieramy nasz profil, nadajemy projektowi nazwę i klikamy OK. Kolejnym krokiem jest dodanie plików do naszego projektu. W tym celu wybieramy w menu opcję Frames -> Add individual frames, szukamy skalibrowanych klatek z naszymi danymi, zaznaczamy je i wczytujemy do projektu klikając przycisk Add. Następny krok to przygotowanie plików do pracy z programem. Najpierw z menu Reduce wybieramy opcję Process new frames i po prostu klikamy OK. A potem wybieramy z menu opcję Reduce -> Fetch/convert files. W przypadku danych z lustrzanki możemy tutaj określić jak pliki będą przekonwertowane. Dla danych z kamery monochromatycznej klikamy po prostu Execute. Pod przyciskiem More options... kryją się nam opcje z sekcji Source frames z utworzonego przez nas profilu, które możemy tutaj zmienić na potrzeby bieżącego projektu (dane zapamiętane w profilu nie zostaną zmienione). Proces konwersji trwa trochę dłużej, a po jego zakończeniu lista plików powinna wyglądać tak: Kolejny krok to wykonanie procesu fotometrii klatek. Tutaj już najprawdopodobniej będziemy musieli nieco dostroić parametry, według których identyfikowane są gwiazdy na zdjęciu. Po pierwsze musimy z grubsza określić ile w pojedynczej klatce widzimy gwiazd, czy to jest raczej 50, czy raczej 100, czy też może raczej 500. Następnie zaznaczamy pierwszy plik na liście i wybieramy z menu opcję Reduce -> Photometry. Wybieramy opcję selected files only i klikamy OK. Po chwili pojawi nam się komunikat o zakończeniu procesu, a na pierwszej pozycji na liście zostanie napisane ile w klatce zostało wykryte gwiazd. W moim przypadku oceniłem ilość gwiazd na klatce na około 50 i wartość 32 wydaje mi się trochę za mała, dlatego ponownie otwieram Reduce -> Photometry i zmniejszam nieco wartość Detection threshold, żeby większa ilość gwiazd została rozpoznana. Nie zapomnijcie zaznaczyć opcji selected files only, bo inaczej ruszy proces dla wszystkich plików w projekcie. Po dostrojeniu parametrów wykrywania gwiazd możemy puścić proces Photometry na wszystkich plikach. Proces trochę trwa, a po zakończeniu powinniśmy mieć na liście podaną ilość wykrytych gwiazd w każdym pliku - ilości te pomiędzy klatkami będą na pewno się różnić. Ostatnim etapem przygotowań jest dopasowanie do siebie klatek. Służy do tego polecenie Reduce -> Match stars. Działa ono trochę inaczej dla obiektów nieruchomych, a inaczej dla zmieniających pomiędzy klatkami położenie. Najpierw opiszę pierwszy przypadek. Cele nieruchome (gwiazdy zmienne, egzoplanety, itp). W okienku Match stars wybieramy opcję Stationary target. Poniżej opcji pokazana jest lista klatek uporządkowana według ilości gwiazd. Jako klatkę referencyjną względem której będą dopasowywane pozostałe klatki wybierzemy klatkę posiadającą największą ilość gwiazd - o ile nie jest zaznaczona, należy teraz na nią kliknąć. Cele ruchome (asteroidy). W okienku Match stars wybieramy opcję Moving target. Następnie należy wybrać kilka (co najmniej trzy) klatki kluczowe, gdzie oznaczymy położenie poruszającego się obiektu. Mając takie klatki kluczowe, program sam już obliczy położenie obiektu dla pozostałych klatek. Zaznaczamy pierwszą klatkę, klikamy przycisk Add key frame i w nowo otworzonym oknie Choose target object klikamy na poruszający się obiekt. Następnie zaznaczamy ostatnią klatkę z listy i ponownie klikamy Add key frame i oznaczamy nasz obiekt. Wybieramy jeszcze jedną lub więcej klatek ze środka listy i podobnie oznaczamy na nich obiekt. Następne kroki wykonujemy niezależnie od tego, czy obiekt jest nieruchomy, czy się porusza. W okienku po prawej widzimy grafikę przedstawiającą zidentyfikowane na zdjęciu gwiazdy (Chart), ale możemy też przełączyć widok na rzeczywiste zdjęcie (Image). Teraz możemy już kliknąć OK w okienku Match stars. Następnie monitorujemy proces i jeśli widzimy, że ilość dopasowywanych gwiazd jest mała (poniżej 70-80%) to należy go przerwać i na nowo wywołać okienko Match stars, odnaleźć u dołu przycisk Options i spróbować nieco dostroić parametry dopasowywania gwiazd (można najpierw spróbować zwiększyć wartość Clipping factor). Po zakończeniu procesu dopasowywania gwiazd na liście będziemy już mieli komplet informacji o plikach: Teraz pora na wykreślenie krzywej zmian blasku. W tym celu wybieramy opcję Plot -> Light curve i klikamy Apply. Pojawia nam się nowe okienko, w którym musimy oznaczyć nasz mierzony obiekt, gwiazdę odniesienia oraz gwiazdę kontrolną. Robimy to klikając prawym klawiszem myszy na odpowiednich obiektach i wybierając: - Set moving target as variable (w przypadku, kiedy nasz cel jest ruchomy) albo po prostu Variable, kiedy robimy pomiary celu nieruchomego - Comparison - dla gwiazdy odniesienia, której jasność dokładnie znamy - Check - dla gwiazdy kontrolnej (gwiazd kontrolnych może być więcej) Klikając u góry przyciski Image / Chart / Mixed możemy przełączać widok pomiędzy zdjęciem, grafiką i obrazem mieszanym. Po oznaczeniu obiektów klikamy OK i pojawia nam się okienku wyboru apertury pomiarowej. Wartość tę możemy zmienić już później podczas analizy krzywej, a na tym etapie po prostu należy wybrać taką aperturę, która daje najmniejsze odchylenie standardowe wyników, czyli punkt położony najniżej na pokazanym wykresie. Po wybraniu klikamy OK. I w końcu jest. Nasza upragniona krzywa zmian blasku Na osi pionowej mamy podaną różnicę w jasności pomiędzy gwiazdą odniesienia i mierzonym obiektem. Na osi poziomej mamy podany czas w postaci daty juliańskiej. W następnej części opiszę jak możemy naszą krzywą wyeksportować jako grafikę i jako dane w tabeli, obrobić w arkuszu kalkulacyjnym, po co są gwiazdy kontrolne, jak uśredniać klatki pomiarowe w Muniwinie, jak dobrać aperturę pomiarową i do czego służy kilka innych opcji w programie, o których jeszcze nie pisałem.
  14. Rewelacja Gratuluję wytrwałości przy zbieraniu i obróbce. Wystukane z tapatalka
  15. Ja dość często używam Refine via dRA, dDec jak już mam alignment zrobiony. Refine via Sync nie używam, bo to dodaje kolejny punkt alignmentu, a wolę to robić świadomie, a nie "przy okazji".