Skocz do zawartości

Ranking


Popularna zawartość

Wyświetla najczęściej polubioną zawartość od 23.10.2017 uwzględniając wszystkie działy

  1. 30 punktów
    Polując na nową tranzytującą planetę pozasłoneczną Około 9 lat temu, rozpocząłem swoją przygodę z obserwacjami gwiazd zmiennych. Nie miałem do dyspozycji specjalistycznego sprzętu, jednak z sukcesem udało mi się oglądać zmiany blasku dla Beta Lyrae czy Delta Cephei. Z czasem nabierałem ochotę sięgać coraz dalej, dlatego wyposażyłem się w lornetkę. Jednak najbardziej zafascynowały mnie zjawiska, które charakteryzują się niewielkimi zmianami blasku. To wyzwania, a takim trzeba się podjąć. Gdy odkryłem dziedzinę zwaną fotometrią i zauważyłem przewagę w dokładności, zakupiłem pierwszą lustrzankę Canon EOS 60D. I już nigdy nie było tak jak dawniej – zacząłem rejestrować zjawiska niedostępne dla mnie wcześniej! Z dużym zainteresowaniem przyglądałem się obserwacjom tranzytów planet pozasłonecznych przeprowadzonych przez innych amatorów. Kamery CCD i teleskopy… nie stać mnie! Muszę ćwiczyć na tym, co mam. Będąc w etapie, kiedy określenie jasności gwiazdy dokładniej niż 0.05 mag było dla mnie wielkim osiągnięciem, egzoplanety wydawały się dla mnie być poza zasięgiem. Ponieważ w Polsce nie mieliśmy dawno takich obserwacji, postanowiłem pobudzić ten temat! Co to takiego jest, jak tranzyt planety pozasłonecznej? To po prostu przejście egzoplanety na tle swojej gwiazdy, które obserwujemy jako spadek jasności na skutek przesłonięcia. Pierwszą taką odkryto w 1999 roku, była to HD 209458 b, a obecnie znamy ponad 2.5 tysiąca takich obiektów. Szacuje się, że w ciągu kilkunastu lat (po wejściu TESS, PLATO, CHEOPS, wynikach Gaia i innych projektach) liczba ta wzrośnie do poziomu ponad 50 tysięcy. To złoty wiek w tej dziedzinie. Podobne zjawisko dzieje się dla Merkurego i Wenus, choć dla innych gwiazd to znacznie częstsze zjawisko. Statystycznie, w tym momencie trwa tranzyt sześćdziesięciu znanych planet pozasłonecznych - a ile takich jeszcze nie znamy? Zdjęcie z seminarium SOPiZ PTMA w maju 2017 roku - omawiam sposób przeprowadzanych obserwacji tranzytów planet pozasłonecznych. (98 KB) Nie było łatwo. Tranzyty egzoplanet przyczyniają się do spadków blasku poniżej 0.03 magnitudo, w większości dla gwiazd mających po 10-14 magnitudo, czasami nawet jeszcze słabszych. Zabawę z fotometrią rozpocząłem korzystając z kitowego obiektywu Canona (18-55mm f/3.5-5.6), który nie powala zasięgiem – tak dużą precyzję mogłem mieć dla gwiazd najwyżej do 6 magnitudo. Wybrałem sobie jasno postawiony cel – zarejestrować tranzyt planety pozasłonecznej do końca lata 2016 roku. Okazało się to być trudniejsze, niż początkowo się wydawało. Najpierw TrES-2 b, potem WASP-33 b czy CoRoT-2 b – nic nie wychodziło! A kiedy wyglądało dość obiecująco (np. dość pewny cel), to za każdym razem miałem problem z chmurami i rosą osadzającą się na obiektywie. Ale wkrótce potem pojawiła się ta wyjątkowa, ostateczna noc, pod koniec sierpnia 2016 roku. To decydujące starcie z HD 189733 b – szósta próba w końcu z pozytywnym wynikiem! Postanowiłem, że na jednej egzoplanecie się nie zakończy. Przez kolejne miesiące udało mi się złapać kilkanaście takich obiektów (połowę wykresów można odnaleźć tutaj), sięgając do coraz bardziej wymagających tranzytów. Powiększyłem swój zestaw obserwacyjny o nową kamerkę ASI178MM-c oraz obiektyw Canon FD 300mm f/2.8L. Ten drugi okazał się być strzałem w dziesiątkę. Zaryzykowałem, kupując w kilkakrotnie niższej cenie ze względu na uszkodzenia. Na szczęście, nie wykluczyły one przy wykorzystaniu do fotometrii! Kamera też niczego sobie - choć to niesprawdzony CMOS, dokładność porównywalna jest do tych uzyskiwanych przez CCD. Bo jak mówiłem – mam możliwość pracowania tylko i wyłącznie na budżetowym sprzęcie. To w sumie kolejny projekt: pokazać ile się da przy niewielkim nakładzie finansowym. Obecny zestaw obserwacyjny i miejsce, z którego obserwuję tranzyty planet pozasłonecznych. (60 KB) Ćwicząc na znanych obiektach, wybrałem sobie ostateczny cel, który miałem zrealizować jak najszybciej – zaobserwować nową planetę pozasłoneczną. Taką, która nie została jeszcze oficjalnie potwierdzona. Pomógł mi w tym projekt Zooniverse – Exoplanet Explorers, gdzie poznałem drogi sięgnania do danych uzyskiwanych przez sondę Kepler. Z niecierpliwością czekałem na wydanie krzywych blasku pochodzących z Campaign 13, gdyż obejmuje ona dobrze widoczną teraz konstelację Byka. Wiadomo, że każdy się rzuci na wykresy i rozpocznie się wyścig z czasem. Kiedy to się pojawiło (początek września 2017), zacząłem szybko przeglądać wszystkie krzywe blasku. Było ich ponad 21 tysięcy. Wybrałem te najbardziej obiecujące zjawiska, które nie zostały jeszcze opisane w bazie danych ExoFOP. Wyliczyłem efemerydy dla czterech podejrzanych obiektów, szykując się na ich obserwacje z przydomowego ogródka. Jednym z nich jest EPIC 247098361… to o nim będziemy teraz mówili! Wygląda na najprostszy cel z całej czwórki, ale jest haczyk – okres orbitalny jest dość długi (około 11.2 dnia). Szansa, że wypadnie akurat w nocy przy braku Księżyca oraz chmur – jest bardzo mała. Na szczęście złożyło się tak, że 29/30 września 2017 roku miałem szansę spróbować zarejestrować to zjawisko! Myśląc, że to jest życiowa szansa, postanowiłem przyłożyć się najbardziej, jak tylko się da. Położenie EPIC 247098361 w programie Stellarium, włączony tryb DSS (Digital Sky Survey). Obiekt został oznaczony jako "Marker 55". (1.4 MB) Gwiazda ma 9.82 magnitudo, a szacowany spadek blasku wynosi około 0.01 mag… tak podpowiadają dane uzyskane przez Keplera. Podobne wymagające zjawiska już wcześniej rejestrowałem, dlatego czemu miałoby się teraz nie udać? Przy wcześniej wyliczonych rozmiarach gwiazdy, szacowany rozmiar egzoplanety wynosi 1.2-1.3 promienia Jowisza. Jeśli to faktycznie planeta pozasłoneczna, musi to być ciepły Jowisz (ang. warm Jupiter). Szkoda tylko, że czas trwania zjawiska jest wyjątkowo długi – trwa nieco ponad pięć godzin! W związku z tym, koniecznie było trzeba rejestrować przez całą noc. O godzinie 23:04 miało miejsce minimum, a dopiero wtedy można było rejestrować gwiazdę. To dlatego, że konstelacja Byka dopiero wschodzi, więc tranzyt będzie zarejestrowany najwyżej częściowo. Koniec zjawiska planowany na około 01:43. W związku z tym, obserwacje EPIC 247098361 trwały od 23:00 aż do 05:30! Zebrane w ten sposób blisko 40GB danych mogły zawierać przełomową dla mnie rejestrację. Pojedyncza 3-sekundowa klatka z zaznaczoną gwiazdą EPIC 247098361 podczas obserwacji możliwego tranzytu egzoplanety. (7.1 MB) Opracowanie wyników z obserwacji potencjalnego tranzytu. Na początku był wielki zawód – coś nie wyszło. Krzywa jasności, zamiast pokazywać to, co powinna, ukazała dziwny wzrost jasności. Dopiero wiele dni później zauważyłem, że kłopotem okazało się być LP oraz niskie położenie nad horyzontem. Ponieważ podobna sytuacja dotyczyła innych gwiazd, odnalazłem wzór na korekcję wykresu (detrending) i… mamy to! Spadek jasności o 1% - tyle, co było przewidywane. Moment wyjścia (gdyż rejestrowałem tylko drugą połowę zjawiska) nastąpił zgodnie z efemerydami! Dla pewności wyliczyłem ją jeszcze raz – wszystko się zgadza! Złapałem tranzyt potencjalnej planety pozasłonecznej. Miejmy nadzieję, że nowej, a nie jakiejś niewielkiej gwiazdy czy brązowego karła. Obiekt ten był obserwowany we wrześniu przez teleskopy Kecka czy Palomar, starając się zweryfikować obserwowane ciało. Na chwilę obecną wygląda to obiecująco! Krzywa jasności EPIC 247098361 z 29/30 września 2017 roku. (37 KB) Na początku widzimy, że rozrzut pomiarowy jest nieco większy. Nic dziwnego, skoro w tamtym kierunku miałem miasto oraz gwiazda leżała niżej. Tło stawało się coraz ciemniejsze, atmosfera przeszkadzała coraz mniej. Każdy niebieski punkt obejmuje 5-minutowy fragment, na który składają się klatki po 3 sekundy ekspozycji. Binning do 30 minut pokazuje jaka jest dokładność pomiarowa w stosunku do tej, którą uzyskuje Kepler (czerwone punkty to 30-min oceny z 7 obserwowanych przez niego spadków blasku). Sonda oczywiście wygrywa, ale porównując dane z naziemnych obserwatoriów - jest naprawdę świetnie. Jeszcze dwa lata temu osiągnięcie precyzji poniżej 0.01 mag było dla mnie niemożliwe. Dzisiaj sięgam już do części milimagnitudowych, gdzie czwarta cyfra po przecinku zaczyna mieć znaczenie. Mimo to, ćwiczę i szukam kolejne metody na poprawę swoich ocen. Kolejny krok za nami – co w takim razie mogę zrobić ze swoimi wynikami? Przez wiele dni starałem się zdobyć odpowiedź na to pytanie, kiedy pomogła mi Jessie Christiansen, administratorka NASA w dziedzinie egzoplanet. Zakładając konto w ExoFOP, moja obserwacja znalazła się w odpowiednim miejscu, do której zaglądają naukowcy. Kolejnego dnia obiekt ten został oznaczony jako kandydatka na planetę pozasłoneczną, choć termin ten jest jeszcze nieoficjalny. Ale zawsze cieszy, że wykonałem coś wcześniej. Wykonałem ostatni krok, po którym trzeba tylko czekać… Moja obserwacja w bazie danych ExoFOP - https://exofop.ipac.caltech.edu/k2/edit_target.php?id=247098361 (21 KB) Im większa precyzja, tym szanse byłyby oczywiście większe. Skala na piksel w danych Keplera jest duża, przez co apertura obejmuje duży fragment nieba. Tak duży, że przy gwieździe mogą ukrywać się dodatkowe składniki. Apertura użyta przeze mnie jest ciutkę mniejsza i wyszło to, a spadek blasku wyszedł podobny, co u sondy Kepler. Tego można było właściwie się spodziewać, gdyż nie rejestrowano wcześniej żadnych sąsiadek. To głównie takie obserwacje są pożądane, stąd 300mm ogniskowej (1.65”/px) do takich działań to dość niewiele, dlatego będzie trzeba wyposażyć się w 6” lub 8” f/4 tubę Newtona. Co teraz? - podsumowanie Żyję w wielką nadzieją, że moja obserwacja przyda się innym, którzy zajmują się publikowaniem artykułów naukowych i analizą danych. Liczę na to, że zobaczę również siebie wśród współautorów, stając się w pewnym rodzaju współodkrywcą planety pozasłonecznej. Jeśli tak nie będzie, to trudno! Kilka lat temu nie myślano, aby amatorzy mieli pomagać Keplerowi. Technika poszła tak do przodu, że zorganizowano nawet grupę amatorów, która pomoże w podobny sposób pracując przy danych TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) z naukowcami NASA na czele. Ja do niej dołączyłem, czekając cierpliwie na start sondy w marcu 2018 roku, aby następnie współpracować przez kolejne trzy lata. Codziennie przeglądam stronę arXiv w poszukiwaniu artykułu na temat EPIC 247098361. W tej chwili mam nadzieję, że jeszcze się nie pojawi – wiadomo, że przez kilka dni nie zdążą przejrzeć moich danych, więc zapewne zostałbym nieuwzględniony. Teraz jest weekend, więc mam chwilową ulgę. Ale w grudniu powinno to się odwrócić. Taki artykuł naukowy powinien ujawnić się w ciągu najbliższych kilku miesięcy. O charakter gwiezdny towarzysza byłbym raczej spokojny... ale nigdy nie wiadomo - dopiero metodą radialną będzie to potwierdzone. Zaledwie rok temu złapałem pierwszą tranzytującą planetę pozasłoneczną korzystając ze zwykłej lustrzanki, a teraz przeniosłem się w szukanie nowych obiektów. Mam nadzieję, że przyszłość z TESS przysporzy mi wiele udanych obserwacji, stąd ruszam do kolejnych przygotowań. Pozytywna rejestracja EPIC 247098361 jest mocnym przykładem, aby stało się to możliwe. Pozdrawiam, Gabriel Murawski
  2. 26 punktów
    Po długiej przerwie wracam z nowym materiałem zbieranym na przełomie września i października. Nie wiem co sądzić na temat obróbki, gdyż trochę czasu minęło od ostatnich moich męczarni z materiałem, ale publikuję więc mam nadzieję że nie jest tak źle Łączny czas to ok 25 godzin: Ha - 30x1200s OIII - 32x1200s SII - 15x1200s Sprzęt: NEQ-6 SYN SCAN, TS TRIPLET APO 90/600, TS 80/330, ALccd 5T, ATIK383L+
  3. 23 punktów
    Tytuł może trochę sensacyjny ale co tam To drzewo na zdj ewidentnie przynosi mi szczęście w łapaniu niezwykłych zjawisk. Nie wiem czy był to bolid bo nikt nic na forach nie pisał, ale jest to najjaśniejszy meteor jaki uwieczniłem, w dodatku z piękną zieloną barwą:) Pozostaje iść za drzewa i zebrać go z ziemi zanim ktoś się zorientuje Czas kiedy leciał uzupełnię jak tylko zweryfikuję co ja mam aparacie za godzinę ustawioną.
  4. 20 punktów
    Przedstawiam kolejny obiekt ze swojej kolekcji, tym razem piękną mgławicę planetarną M 27. Materiał zbierany był w lipcu i sierpniu za pomocą TSAPO 130 i kamery QHY 163 M. Ilość czasu LRGB to 8 godz. 32 min. Niebo podmiejskie.
  5. 16 punktów
    W sumie od obserwacji minął już ponad miesiąc, ale lepiej późno niż wcale. Ostatnimi czasy dość sporo poświęciłem zapoznaniu się z fotometrią DSLR, przez to ten czas jakoś tak niezauważenie umykał. Przejdźmy jednak do opisu tej wyjątkowo udanej sesji obserwacyjnej. Cały wrzesień praktycznie nie mogłem trafić z pogodą na obserwacje, już myślałem, że wrześniowy nów przepadnie, bo z dnia na dzień Księżyc zachodził co raz później, ale tej nocy wreszcie się udało. Zależało mi na niej bo ledwie 5 obiektów brakowało mi by skompletować całą listę H 400 .Do końca praktycznie nie było wiadomo, czy uda mi się dotrzeć na miejsce. Na szczęście około północy byłem już na miejscówce, nie daleko wsi Daniszyn, 14 km od Ostrowa Wielkopolskiego. Niebo przejrzyste, że aż miło było popatrzeć, temperatura też względna, 8°C tylko ten przenikliwy wiatr psuł wszystko. Jego plusem było to, że przynajmniej żadna wilgoć nie osiadało się na sprzęcie. Obserwacje jak zwykle rozpocząłem od przyjrzeniu się kilku gwiazdą zmiennym. Na pierwszy ogień poszły leżące po sąsiedzku miry, R Aql i X Oph. R Aql był już dość sporo jaśniejsza od gwiazdy 7.5 mag. A poniżej moje tegoroczne obserwacje X Oph: Nieco wyżej na niebie do maksimum zbliża się chi Cyg, jedna z najpopularniejszy gwiazd zmiennych typu Mira Ceti, świeciła nieco słabiej od 4.7 mag i bez problemu widoczna była gołym okiem na tle błyszczącej Drogi Mlecznej. Po drugiej stronie nieba słabła po maksimum S UMa, którą oceniłem na 8.7 mag. W fazie spadkowej była też R Tri, której jasność zbliżała się z kolei do 7.7 mag. Nisko nad horyzontem świeciła z blaskiem 10.2 mag moja ulubiona mira R Aqr. Dopiero w najbliższych latach będziemy mogli ponownie obserwować ją w maksimach blasku. Spośród kilku zmiennych gołoocznych zaskoczyła mnie Beta Per, zmienna zaćmieniowa, która akurat dziś była w minimum blasku. Nie mogłem przegapić takiej okazji i przez całą sesję śledziłem zmiany jej jasności. Co prawda, o kolejnej ocenie przypomniało mi się po godzinie, ale potem już starałem się ją oceniać co 20 minut. Tym sposobem o godzinie 3:12 oceniając Algola wykonałem swoją 11000 ocenę, od początku mojej przygody ze zmiennymi. Powyżej krzywa zmian blasku Beta Per z dzisiejszych obserwacji: Po przywitaniu ze światem zmiennych przyszła pora na DSy. W Rybach przyczaiły mi się 2 galaktyki należące do listy H 400, które po krótkiej walce wyłapałem, wśród słabych gwiazd tego gwiazdozbioru NGC 488, ładna i dość jasna mgiełka, wydawała się nieco podłużna, z trochę jaśniejszym centrum. Leżała w dość atrakcyjnym otoczeniu gwiazdowym. NGC 524 zdecydowanie słabsza od poprzedniczki. W Scoposie 30 mm widoczna dopiero po chwili wpatrywania się. Owalna, niewielka dość jednolita mgiełka. W ES 14 mm wydawała się delikatnie słabsza na obrzeżach. Tuż obok zerkaniem dostrzegłem jeszcze niepozorną galaktyczkę NGC 532. Po tych lekkich zmaganiach przyszła pora na coś bardziej konkretnego, a mianowicie królową wszystkich galaktyk na naszym niebie, wspaniała Galaktykę Andromedy. Do tej pory nie doceniałem tej galaktyki, ot spora mgiełka z jaśniejszym centrum. Tak było to tej nocy. Spojrzałem na nią przez Scoposa 30 mm i zachwyciłem się. Nie mieściła się polu widzenia. Okazała się dużo, dużo większa niż bym przypuszczał. Zmieniłem okular na ES 14 mm, nie mogłem oderwać od niej oczu. Mgiełka tworząca halo galaktyczne ciągła się i ciągła, raz po raz zerkałem na mapę by upewnić się, że faktyczne w tym miejscu jeszcze jest galaktyka Andromedy. Po dłuższym poszukiwaniu udało mi się dostrzec na niej pojaśnienie, NGC 206. Jest to chmura gwiazd wchodząca w skład M 31, leżąca na przecięciu się jej ramion i co najważniejsze widoczna z Ziemi. Do jej odnalezienia bardzo pomocna była M 32. Swoją drogą bardzo pięknie wyglądająca w towarzystwie M 31 i M 110. Na zakończenie spotkania udało mi się jeszcze dostrzec 2 ciemniejsze, ciągnące się obszary, stanowiące pasy pyłowe naszej sąsiadki. Dobre 20 minut zachwycałem się tymi widokami, raz po raz zmieniając okular na Scoposa 30 mm. Parę nocy później miałem przyjemność poobserwować to towarzystwo przez Syntę 12’’, w której NGC 206 była obiektem bardzo łatwym i praktycznie widocznym od pierwszego spojrzenia. Skierowałem teleskop nieco niżej, w kierunku gwiazdozbioru Trójkąta. Tam przyczajona była M 33, którą jeśli mnie pamięć nie myli, jeszcze do tej pory nie podziwiałem przez Syntę 8’’. Już w Scoposie 30 mm przepięknie wyglądała. ES 14 mm pokazał znacznie więcej szczegółów. Już po chwili wpatrywani się, pojawia się delikatny zarys ramion spiralnych. Jądro wyraźnie wyróżnia się z tła, jedno z ramion, to wyraźniejsze i grubsze, wydaje się wychodzić bezpośrednio z niego. Drugie ramię jest znacznie słabsze i bardzie ulotne, mimo wszystko jednak zaznacza swoją obecność. Po tym spotkaniu z klasykami kolejne 15 minut zachwycałem się widokami jesiennego nieba, delektując się kawą i słuchając grającej mi na obserwacji muzyki. Było w tym coś nieziemskiego, oczu nie szło oderwać od nieba i chciało by się, żeby ta chwila trwała wiecznie. Do tego wyraźna woń jesieni. Po prostu bajka. Mapa gwiazdozbioru Wieloryba z zaznaczoną zmienną UV Cet. Źródło CdC Po tej małej przerwie, przyszedł czas na kolejnego konkretnego zwierza, gwiazda UV Cet. Gwiazda ta jest najbardziej znaną przedstawicielką gwiazd zmiennych rozbłyskowych. Są to czerwone karły, charakteryzujące się nagłymi, nieprzewidywalnymi wzrostami jasności, mogącymi trwać od kilku sekund do nawet kilku godzin. Spadki jasności po rozbłyskach są równie nieprzewidywalne, czasami gwiazdy te tracą jasność powoli, a czasami szybko i nagle. Takie rozbłyski nazywane są flarami. Czas trwania flary jak i jej jasność mogą być różne dla poszczególnych rozbłysków, dodatkowo zdarza się, że czasami kilka flar nachodzi na siebie. Na dzień dzisiejszy mechanizm tych rozbłysków jest już bardzo dobrze poznany. Kilkadziesiąt lat temu zmienne typu UV Cet były także celem obserwacji AAVSO. Obecnie obserwacje amatorskie tych gwiazd nie mają praktycznie wartości naukowej, ale zawsze na nie można spojrzeć po prostu dla czystego hobby i przyjemności obserwowania. UV Ceti odnajdziemy 2° na południowy zachód od gwiazdy tau Ceti, świecącej z jasnością 3.5 mag. UV Cet normalnie świeci z jasnością poniżej 12 mag, a w maksimum potrafi osiągać 6.8 mag, jednak takie coś zdarza się bardzo rzadko, a do tego trzeba mieć jeszcze sporo szczęścia by akurat trafić na flarę. Na dodatek ujemna deklinacja i widoczność w dość paskudnej porze roku sprawiają , że jest do dość trudny obiekt do obserwacji. Sprawy też nie ułatwia niewielka jasność i brak odpowiednich gwiazd porównania w pobliżu na mapach AAVSO. Po raz pierwszy przyczaiłam się na tą zmienną w ubiegłym roku. Niestety gwiazda nie wykazała wtedy aktywności, otrzymałem oto taką po prostu linię prostą. O ile dobrze pamiętam dość mocno wywiało mnie wtedy na tej obserwacji, do tego mapkę miałem odwrotnie zorientowaną i musiałem uznać swoją porażkę. Poniżej obserwacje UV Cet z 2016r: Tej nocy było jednak inaczej. Tym razem bardzo dobrze się przygotowałem. Znałem już rejony tej zmiennej, co ułatwiło mi znacznie jej poszukiwanie. Miałem też sporo czasu, nigdzie dziś mi się nie spieszyło, mogłem spokojnie poświęcić jej nawet parę godzin. Pogoda także dziś sprzyjała. Szybko zlokalizowałem zmienną. Pierwsze oceny, na razie spokój, jej jasność utrzymuje się na poziomie 12.5 mag. Piąta ocena, patrzę coś wyraźnie się zmieniło, w ciągu ostatnich 30 sekund od poprzedniej oceny jej jasność wzrosła do 12.0 mag. W ciągu nie całych 2 minut utrzymywała się na tym poziomie, pod koniec drugiej minuty jeszcze delikatnie pojaśniała do 11.9 mag. 34 sekundy po tej ocenie jej jasność spadła już do 12.3 mag, a półtora minuty później wróciła do początkowego stanu, czyli 12.5 mag. Jest sukces, UV Ceti moja. Jeśli się nie mylę to chyba pierwsza amatorska obserwacja flary tej gwiazdy w naszym kraju. Jeszcze chwilę pooceniałem ją, ale już nie wykazywała oznak zmienności. Skierowałem więc teleskop ciut wyżej, na królową zmiennych typu Mira Ceti. Dość szybko ją znalazłem, świeciła akurat w rejonach minimum swojego blasku. Oceniłem ją na 9.6 mag. Powyżej krzywa zmian blasku z rozbłysku UV Cet Po tym sukcesie kolejna przerwa na kawę i rozkoszowanie się urokami nocy. Podziwiałem między innymi Plejady, eMki z Woźnicy, a najdłużej zatrzymałem się na przepięknej M 42. Urzekła mnie swoim widokiem. Musiałem jeszcze trochę zaczekać, aż gwiazdozbiór Rysia wzniesie się odpowiednio wysoko. Zająłem się więc galaktykami leżącymi na pograniczu gwiazdozbioru Ryb i Andromedy. Przesiedziałem przy nich około półtorej godziny. W większości były tak słabe, że dopiero po dłuższym wpatrywaniu się w ES 14 mm na moment wyskakiwały z tła. Małe ulotne mgiełki. Wg kolejności padły NGC o numerach: 410, 407,403, 447, 507, 504,499, 496, 517, 528, 537, 512. Z czego ta ostatnia, chyba była dla mnie najtrudniejszym ze wszystkich obiektów. Wyskoczyła dopiero po dłuższej chwili, a w notatniku obok niej nie bez powodu napisałem „Masakra”. Ogólnie wszystkie te galaktyki oceniam jako obiekty trudne i bardzo trudne. Jedynie NGC 499 okazała się w miarę łatwą i przyjemną, owalną mgiełką. Nic, na zegarze zrobiła się już godzina 4. Zmarzłem już konkretnie. Na wschodzie już stosunkowo wysoko na niebie pomykał Ryś. Zostały mi w nim 3 ostatnie obiekty z listy H 400. Pierwsza padła NGC 2419, gromada kulista, zwana Międzygalaktycznym Wędrowcem. Znalezienie jej było stosunkowo łatwe. W Scoposie 30 mm widoczna jako owalna mgiełka. Znacznie lepiej prezentowała się w ES 14 mm, mimo że dalej wyglądała jak owalna mgiełka. Kolejne dwa obiekty sprawiły mi nieco problemu, gdyż trochę ciężko było zidentyfikować jaśniejsza gwiazdę z gwiazdozbioru Rysia, zaznaczoną na mapie. Jednakże już po chwili byłem we właściwym rejonie nieba i odnalazłem NGC 2782, galaktykę spiralną z poprzeczką, ledwo co widoczna w Scoposie 30 mm. W ES 14 mm prezentowała się jako blada, zlewająca się z tłem mgiełka. Ostatni celem była NGC 2683, kolejna galaktyka spiralna. Bardzo dobrze widoczna, zdaje się być ustawiona bokiem do nas. Na zakończenie oceniłem jeszcze jedną popularną mirydę, R Leo, świecącą z blaskiem 9.3 mag. Pożegnałem się z niebem odwiedzając na szybko raz jeszcze M 42, M 45 i Mgławicę Płomień. Zmarznięty wróciłem do domu, temperatura spadła już do 6°C. Parę minut po 5 byłem już na swoim podwórku w Ostrowie Wielkopolskim i raz jeszcze oceniłem Algola, wychodzącego z minimum. Dzisiejsza sesja obserwacyjna o numerze 841, była ostatnią finałową z listą H400. W ciągu 16 miesięcy udało mi się skompletować wszystkie obiekty z tej listy. Była to naprawdę fascynująca i bardzo ciekawa przygoda, godna polecenia każdemu miłośnikowi nieba. Chociaż przy tej jednej galaktyce z Hydry, ciśnienie się bardzo mocno podnosiło i nie jedno niecenzuralne słowo cisnęło się na usta. Inne obiekty jednak z nawiązką wynagradzały ten trud. Teraz ciut odpoczywam i zastanawiam się co dalej. Czy dalej kompletować H 400 II? a może fotometria DSLR? Albo jedno i drugie po trochu, tak jak to obecnie robię. Zobaczymy. Poniżej jeszcze krzywa zmian blasku zmiennej R Tri z moich obserwacji z tego sezonu obserwacyjnego:
  6. 16 punktów
    Dokładne ustawianie ostrości w astrofotografii jest kluczowe. Tolerancję ustawienia ostrości określa parametr CFZ (ang. Critical Focus Zone), który mówi nam, jak dokładnie musimy ustawić ostrość w celu uzyskania najlepszego rezultatu. Dla przykładowej kamerki CMOS o rozmiarze piksela 3.9um i instrumentu o światłosile f/8 CFZ dla światła zielonego wynosi 159 mikrometrów ( http://www.wilmslowastro.com/software/formulae.htm#CFZ ). Ale ta sama kamerka podpięta pod obiektyw o światłosile f/2 wymaga już ustawienia ostrości z dokładnością do 10 mikrometrów! Sterowany komputerowo wyciąg umożliwiający kompensację zmiany położenia płaszczyzny ostrości ze zmianą temperatury. Kiedy już mamy ustawioną ostrość, rozpoczyna się nasza właściwa historia. Istnieją co prawda instrumenty skompensowane temperaturowo (dla pewnego zakresu temperatury), ale są one równie popularne, co niedrogie. Na zmianę położenia płaszczyzny ostrości w instrumencie w trakcie zmian temperatury wpływ ma kilka czynników: Tubus teleskopu. Może być zrobiony z materiału o dużej rozszerzalności cieplnej (np stal lub aluminium), ale często spotyka się też tubusy wykonane np z kompozytu węglowego, które charakteryzują się bardzo małą rozszerzalnością cieplną. Taki tubus przy zmianach temperatury będzie zmieniał swoje rozmiary w bardzo małym stopniu. Optyka. Każda soczewka zrobiona jest ze szkła o określonej rozszerzalności cieplnej i podczas zmian temperatury zmienia ona swoje rozmiary, a co za tym idzie zmienia się położenie płaszczyzny ostrości. Ta sama sytuacja ma miejsce dla zwierciadeł wykonanych ze szkła BK7 czy Pyrexu - choć Pyrex ma mniejszy współczynnik rozszerzalności niż zwykłe szkło, to wciąż jest on znaczący. Istnieją również instrumenty z lustrami wykonanymi z kwarcu czy szkła ZeroDur o praktycznie zerowej rozszerzalności cieplnej, ale takie teleskopy są rzadko spotykane. Wyciąg. Choć wyciąg jest metalowy, to jednak jego rozmiary w porównaniu z resztą teleskopu są bardzo małe, a co za tym idzie wpływ na zmiany położenia płaszczyzny ostrości podczas zmian temperatury również niewielki. Być może spotkaliście się już z koniecznością poprawiania ostrości w trakcie sesji, kiedy z upływem nocy temperatura spada. Jest to właśnie spowodowane zmianami w rozmiarach elementów naszego zestawu, co bezpośrednio wpływa na położenie płaszczyzny ostrości. Dobra wiadomość jest taka, że można z tym walczyć, o ile posiadamy wyciąg sterowany z komputera oraz czujnik temperatury. Czujnik powinien mierzyć temperaturę instrumentu. Nie musi być umieszczony przy wyciągu, może być przyczepiony gdzieś do tubusu albo z tyłu lustra. Nie należy go umieszczać w pobliżu elementów wydzielających ciepło, np przy opasce grzewczej, czy przy obudowie chłodzonej kamerki. Pierwszą rzeczą, którą musimy zrobić jest zbadanie jak temperatura wpływa na zmianę punktu ostrości naszego zestawu. Można to zrobić w czasie sesji - po każdej poprawce ostrości notujemy położenie wyciągu oraz odpowiadającą mu temperaturę. Temperatura podczas sesji powinna się zmienić przynajmniej o 3-4 stopnie, wtedy obliczony współczynnik kompensacji będzie miał wystarczającą dokładność. Trzeba też pamiętać, że szybkie zmiany temperatury będą powodowały, że temperatura teleskopu i otoczenia nie zdąży się zrównać i wtedy odczytana wartość pozycji wyciągu nie do końca będzie dokładnie skorelowana z temperaturą. Ma to największe znaczenie dla dużych i ciężkich instrumentów, oraz kiedy temperatura podczas jednej nocy spada o 15-20 stopni, albo i więcej. No i najważniejsze - nasze punkty pomiarowe musimy zbierać dla jednego, określonego filtru! Nawet filtry określane jako parafokalne mają pewną tolerancję grubości, i te różnice wpłyną na nasze wyniki. Kiedy już mamy zanotowane nasze punkty pomiarowe czas je umieścić na wykresie. Możemy użyć dowolnego programu, który pozwoli nam obliczyć nachylenie danych w serii pomiarowej (ang. SLOPE) - każdy arkusz kalkulacyjny to potrafi, włącznie z dostępnymi online Google Docs. Na osi poziomej odkładamy temperaturę, a na osi pionowej położenie wyciągu i obliczamy nachylenie wykresu. Wartość tego nachylenia to interesujący nas współczynnik kompensacji, który określa o ile kroków należy zmienić położenie wyciągu przy zmianie temperatury o jeden stopień. Ale rzućmy najpierw okiem na dane na wykresie, bo mogą one wyglądać różnie. Arkusz kalkulacyjny Googole Docs z wpisanymi danymi pomiarowymi Pierwsza możliwość jest taka, że dane pomiarowe układają się mniej więcej na linii prostej. Oznacza to, że nasz instrument reaguje liniowo na zmiany temperatury. Wtedy współczynnik kompensacji może być obliczony z dobrą dokładnością i będzie działał prawidłowo w szerokim zakresie temperatury. Jeśli na wykresie jeden lub dwa punkty zdecydowanie odstają od reszty, wtedy możemy je usunąć z obliczeń. Punkty pomiarowe dobrze dopasowane do prostej. Jeden punkt do usunięcia. Kolejny możliwy scenariusz to taki, w którym instrument reaguje na zmianę temperatury w sposób nieliniowy. Wtedy punkty będą się układały w kształt jakiejś krzywej. Współczynnik kompensacji obliczony dla całego zakresu danych pomiarowych nie będzie wystarczająco dobrze określał zachowania instrumentu. Rozwiązaniem tutaj może być podzielenie całego zakresu na mniejsze części i obliczenie współczynnika dla każdej części osobno. Na przykładzie poniżej możemy zauważyć, że w zakresach temperatury 10-15 stopni oraz 15-20 stopni możemy współczynnik kompensacji obliczyć z dobrą dokładnością. Punkty pomiarowe układające się w krzywą. Możliwy podział na dwa zakresy. Najgorszy (ale też najmniej prawdopodobny) przypadek to taki, w którym punkty pomiarowe nie układają się w żaden regularny sposób. Współczynnik kompensacji obliczony z takich danych najprawdopodobniej nie będzie działał prawidłowo. Możemy podczas następnej sesji jeszcze raz podjąć próbę wyznaczenia punktów pomiarowych, ale jeśli w dalszym ciągu będą one wyglądały podobnie, oznacza to że nasz zestaw nie będzie mógł pracować z kompensacją temperatury. Punkty pomiarowe rozproszone. Tak wyznaczony współczynnik kompensacji następnie należy wprowadzić w odpowiednie pole sterownika wyciągu (zakładając, że sterownik wspiera kompensację temperatury). Po czym możemy włączyć kompensację i od tego momentu położenie wyciągu będzie się automatycznie dostrajało do zmian mierzonej temperatury. To sterownik wyciągu decyduje, w którym momencie nastąpi kompensacja. W niektórych sterownikach dostępny jest jeszcze jeden parametr, który określa jaki próg musi zostać przekroczony, żeby nastąpiła kompensacja. Należy ten próg ustawić na wartość od 1/3 do 1/2 wartości CFZ naszego zestawu. Próg ten może być wyrażony w krokach albo w mikrometrach. Taka implementacja kompensacji temperatury ma jedną niezbyt dobrą stronę, ponieważ nie mamy wpływu na moment, w którym zmieni się położenie wyciągu. Podczas sesji zdjęciowej sterownik wyciągu decyduje niezależnie kiedy wprowadzić poprawkę i najprawdopodobniej będzie to następowało w trakcie naświetlania zdjęcia, co może spowodować, że zdjęcie to będzie poruszone. W niektórych rozwiązaniach kompensacja temperatury może zostać uruchomiona przez zewnętrzny skrypt, i skrypt taki możemy umieścić w naszym programie do akwizycji (np MaxIm DL albo Sequence Generator Pro) w odpowiednim okienku, przez co będzie wykonywany za każdym razem po zakończeniu ekspozycji. W ten sposób kiedy obliczona wartość kompensacji przekroczy określony próg, to poprawka nie zostanie zaaplikowana od razu, ale dopiero po zakończeniu naświetlania bieżącej klatki. Więcej na ten temat opisano w instrukcji do urządzenia AstroLink 4 mini.
  7. 16 punktów
    Listopad - dla obserwatorów niebezpieczna pora. Bywa chłodno, wilgotno i wietrznie. Łatwo wtedy zrezygnować z obserwacji nawet jeśli się wypogodzi. Jesienna obfitość Perseusza i Kasjopei ustępuje właśnie powoli gwiazdozbiorom zimowym. Jeśli dopisze pogoda, o co niełatwo, ci najwytrwalsi podziwiają Byka z jego podeszłym krwią okiem – Aldebaranem, otoczonym barwnymi klejnotami Hiad, poszukują mgławicy Krab ciągle rozbiegającej się po wybuchu supernowej sprzed tysiąca lat, rozdzielają gromady otwarte M36, M37 oraz M38 w Woźnicy i oczekują wzejścia Oriona. Mało kto interesuje się pozornie pustym obszarem na wschód od Kasjopei, pomiędzy wielobokiem Woźnicy a Gwiazdą Polarną. Na mapach nieba jest tam zaznaczony gwiazdozbiór Żyrafy (Camelopardalis). Gwiazdozbiór Żyrafy z otoczeniem Mapę wytworzył kol. Rokita w oparciu o katalog SAC 8.1. Brak jasnych gwiazd powoduje jednak, że omijamy ten rejon. Niesłusznie – znaleźć tam można obiekty unikalne, tym ciekawsze, że mało znane astroamatorom. Orientacja w gwiazdozbiorze nie jest łatwa ze względu na brak gwiazd o jasności ponad 4 mag. Oznacza to, że z miasta praktycznie nic w nim nie widać a i pod wiejskim niebem bez adaptacji wzroku także niewiele. Jednak po właściwej adaptacji oczu do ciemności, kilka gwiazd łatwo dostrzegalnych gołym okiem układa się rzeczywiście w kształt zwierzęcia o długich nogach i jeszcze dłuższej szyi. Żyrafa jak żywa; źródło: https://www.cgtrader.com/3d-models/animals/mammal/giraffe-giraffa-camelopardalis Za tylną nogę można uznać ciąg pięciu gwiazd o jasności około 4,5 mag na linii południe- północ, ponad „plecami” Perseusza, rozpoczynając od CE i CS Cam znajdujących się ok. 8° na wschód od Gromady Podwójnej a kończąc na γ Cam, w którą celuje linia łącząca gwiazdy δ i ε Cas, po przedłużeniu jej o 10° na północny wschód. Nogę przednią stanowią gwiazdy od 7 Cam na dole gwiazdozbioru, jakieś 7° na północ od Kapelli i tyleż samo ale na zachód od δ Aur, poprzez podwójne gwiazdy 11+12 Cam i β Cam, aż do trzeciej pod względem jasności widomej α Cam. Zarys szyi formują gwiazdy L, M i VZ Cam oraz, zależnie od fantazji grafika rysującego mapę gwiazdozbioru – inne, bliższe północnego bieguna niebieskiego i Gwiazdy Polarnej. Gwiazdozbiór Żyrafy Mapę wytworzył kol. Rokita w oparciu o katalog SAC 8.1. Proponuję napocząć Żyrafę od przedniej nogi. Kopytko stanowi gwiazda 7 Cam (ok. 4,5 mag), łatwa do odnalezienia z powodu bliskości jasnej Kapelli (α Aur) oraz słabszych – pomarańczowej δ Aur z białą ξ Aur. Tej ostatniej towarzyszy dość zwarta grupa kilkunastu słabszych gwiazd, nie będąca jednak gromadą lecz tylko ładnym, owalnym asteryzmem. Jeden stopień ponad 7 Cam znajdziemy odmienny asteryzm, podobny do kwiatu na długiej łodydze. Składa się z kilkunastu gwiazd 7 mag - 9 mag, jest rozciągnięty na 2,5° w pionie, lekko łukowaty i rozdwojony od północy (na górze). Prawda, że oryginalny, chociaż nigdzie nie opisywany? Kwiat Żyrafy Źródło: Sky-map.org Utrzymując gwiazdę 7 Cam w dole ponad sześciostopniowego pola widzenia średniej lornetki, powinniśmy widzieć ten asteryzm pośrodku. W okolicach górnego skraju pola, 5° na północ od 7 Cam znajdziemy wtedy parę białych gwiazd 11 Cam i 12 Cam o zbliżonej jasności (5,4 mag i 6,5 mag). Kątowy odstęp między nimi to niemal 2 minuty, więc najmniejsza lornetka wystarczy do ich rozdzielenia. Obie są gwiazdami zmiennymi o niewielkich wahaniach jasności. Tylko około 1° wyżej, więc ciągle w tym samym polu widzenia, choć na jego górnym, północnym skraju jest najjaśniejsza gwiazda Żyrafy – β Cam. To także gwiazda podwójna o składowych 4,1 mag i 7,4 mag odległych na nieboskłonie o ponad 80 sekund kątowych, więc możliwych do rozdzielenia w każdym sprzęcie. Ogólnie, cały gwiazdozbiór Żyrafy obfituje w rozległe pary, trójkąty i liniowe asteryzmy. Jest ich tyle, że trudno wyliczyć i opisać wszystkie, jednak buszując swobodnie z lornetką po tym rejonie napotkamy ich dziesiątki. Jeśli odbijemy od β Cam i pary 11-12 Cam 6-7° na wschód, znajdziemy liczną i rozległą na 3-4° grupę gwiazd 5 mag-9 mag, częściowo już w gwiazdozbiorze Rysia. Także w niej doszukamy się par rozległych na 20-30’, trójkątów i rombów. Warto poświęcić trochę czasu na ich rozpoznanie i podziwianie. Pięć stopni na północ od β Cam znajdziemy trzecią w gwiazdozbiorze pod względem obserwowanej jasności, białą gwiazdę α Cam. Jest ona bardzo odległa – niektóre szacunki mówią, że nawet powyżej 6000 lat świetlnych, ponad 2 razy dalej niż słynny z wielkiej jasności bezwzględnej Deneb (α Cyg) i świeci z ogromną mocą. Może być nawet 680 000 razy jaśniejsza niż Słońce i 2,5 razy niż Deneb. Ponadto oddala z zawrotną szybkością kilkuset a może nawet kilu tysięcy kilometrów na sekundę, co wywołuje falę uderzeniową obserwowaną w podczerwieni. Tylko 2° ponad nią można wyszukać czerwoną gwiazdę zmienną ST Cam o zakresie zmienności 7 mag-8,4 mag. Typowo lornetowy obiekt do obserwacji znajdziemy dalsze 5° na północ. Jest to gromada otwarta Collinder (Cr) 464, zawierająca ok. 50 gwiazd, z czego 15 jaśniejszych niż 7 mag. Próżno wypatrywać jej przy powiększeniach teleskopowych – jest zbyt luźna i zbyt rozległa (3°x2°). W lornetce nie tylko ładnie mieści się w polu widzenia wypełniając jego środek, lecz także wyraźnie odcina się od ubogiego w gwiazdy tła. Gromada otwarta Collinder 464 Źródło: Sky-map.org W prawym dolnym rogu widoczna jest także galaktyka IC 342 poniżej niebieskiej gwiazdy γ Cam. Szyja Żyrafy, złożona z gwiazd: białej L Cam, pomarańczowej M Cam i czerwonej VZ Cam (zmienna o niewielkim zakresie zmienności) rozciąga się jeszcze dalej na północ, sięgając okolic Gwiazdy Polarnej (α UMi). Jest to rejon obfitujący w galaktyki, jednak są one zbyt słabe i niedostępne do obserwacji lornetowych. Żyrafa inaczej; źródło: https://alchetron.com/Camelopardalis-2032017-W Jednak we wschodniej części gwiazdozbioru możemy odszukać jasną galaktykę NGC 2403. Łatwiej do niej trafić od strony Wielkiej Niedźwiedzicy. W tym celu odnajdźmy gwiazdę ο UMa (Muscida), stanowiącą czubek nosa Niedźwiedzicy. Galaktyka znajduje się w odległości 7° na północny zachód od niej i tyleż samo lecz w przeciwnym kierunku od gwiazdy L Cam, stanowiącej nasadę szyi Żyrafy. Jasność NGC 2403 wynosi 8,3 mag a rozmiary kątowe na nieboskłonie 25’x13’, choć przez lornetkę zobaczymy nie więcej niż połowę tego. Na tle galaktyki świeci kilka słabych gwiazd, co jednak nie przeszkadza w jej dostrzeżeniu. NGC 2403 należy do Grupy M81, stosunkowo bliskiej naszej Grupie Lokalnej galaktyk. Tym razem zamieszczam szkic kolegi Robsona_g z zaprzyjaźnionego forum Astropolis, by uświadomić niezorientowanym różnicę między obrazem widzianym w teleskopie a astrofotografią. Galaktyka NGC 2403 w szkicu Robsona_g; źródło: https://astropolis.pl/topic/26122-ngc-2403-w-żyrafie/ Tylna noga Żyrafy, granicząca z gwiazdozbiorem Perseusza i Kasjopei, także zawiera kilka gwiazd zmiennych. Dwóm z nich na południowym, dolnym skraju – CE Cam i CS Cam (ta ostatnia ma ok. 4,2 mag i jest druga co do jasności w gwiazdozbiorze), towarzyszą słabe mgławice refleksyjne, dostępne tylko dla dużych teleskopów. Do CS Cam łatwo trafić przesuwając pole widzenia na wschód od gromad i mgławic Kasjopei, IC 1805 (Serce) i IC 1848 (Dusza), a zwłaszcza od leżącej na skraju Kasjopei i Żyrafy jasnej gromady otwartej Pazmina (Stock 23, 5,6 mag, 14’ średnicy). Ponad gwiazdami CE i CS Cam, 3-4° na północ, znajduje się najbardziej spektakularny obiekt gwiazdozbioru, Kaskada Kemble’a. Jest to asteryzm, lecz przedziwny – niemal idealnie prosta linia długości 3° złożona z 20 gwiazd. Nazwa pochodzi od nazwiska kanadyjskiego obserwatora, który jako pierwszy opisał ten obiekt. Niczego podobnego nie znajdziemy na całym nieboskłonie. W dodatku południowo-wschodni kraniec linii przyozdobiony jest niewielką ale jasną gromadą otwartą NGC 1502 (jasność 5,8 mag, średnica 8’). Lecz to jeszcze nie koniec – najjaśniejsza gwiazda widoczna w gromadzie, SZ Cam (inaczej Σ485), jest gwiazdą podwójną. Jej niemal identyczne, niebiesko-białe składowe (typ widmowy B, jasność 7 mag i 7,1 mag) dzieli 18 sekund kątowych, co widać już w lornetce 10x50. Kaskada Kemble’a; Credit & Copyright: Noel Carboni/Greg Parker/New Forest Observatory/NASA; https://www.universetoday.com/19703/camelopardalis/ Nieznacznie poniżej gromady (na południe) mamy szanse zobaczyć wyraźnie czerwoną gwiazdę zmienną UV Cam. Z kolei piękną pomarańczową barwę ma położona 2-3° na północ nad Kaskadą Kemble’a nieregularna gwiazda zmienna BE Cam (4,35 mag-4,48 mag). Pięć stopni na północ od BE Cam warto odszukać białą gwiazdę γ Cam (4,59 mag) otoczoną trójką słabszych (5,5 mag-6,5 mag) w odległości 0,5°-1°. Jeśli przyjrzymy się jej dokładnie, możemy dostrzec towarzyszkę 7,3 mag w odległości ponad 1’ kątowej, W połowie odległości między γ Cam i BE Cam, czyli ok. 2,5° od każdej z nich, spróbujmy teraz odnaleźć galaktykę oznaczoną jako IC 342. Jej jasność to 9,1 mag zaś średnica kątowa ok. 20’. Nie jest to więc obiekt o dużej jasności powierzchniowej i jego dostrzeżenie wymaga czystego, ciemnego nieba. W takich warunkach próbujmy dostrzec chociaż jaśniejszy rdzeń tej ustawionej „twarzą” do nas galaktyki, odległej według aktualnych szacunków o 7 do 11 milionów lat świetlnych. Galaktykę obserwujemy w płaszczyźnie Drogi Mlecznej, więc przesłania ją gaz i pył galaktyczny. Utrudnia to obserwacje i prawidłową ocenę odległości. Edwin Hubble przypuszczał, że IC 342 należy do naszej Grupy Lokalnej galaktyk, obecnie jednak uważa się, że jest to odrębne ugrupowanie określana jako Grupa IC 342/Maffei. IC 342 na fotografii Marcina Paciorka; źródło: http://www.astromarcin.pl/pages/ic342.html Czy udało się dostrzec tę „wyspę wszechświata”, jak jeszcze niedawno określano galaktyki? Jeśli tak, przypatrzmy się jej uważnie. Ta szara mgiełka kryje setki miliardów słońc, przynajmniej w części okrążanych przez planety. Jeśli prawa natury są wszędzie takie same, z pewnością na niektórych z nich powstało życie, zapewne także wysoko rozwinięte. Nie mamy technicznych możliwości by to sprawdzić, lecz przecież wyobraźnia może nas tam zaprowadzić, gdy przypatrujemy się galaktyce przez nasz ulubiony sprzęt – niewielką lornetkę przyniesioną na pasku przerzuconym przez ramię.
  8. 16 punktów
    Jak wiadomo Perseusz wsławił się odcięciem głowy paskudzie zwanej Meduzą. Żeby mu było łatwiej tego dokonać , w ekwipunku dostał od nimf gadżet w postaci skrzydlatych sandałów. I tu lokuje się moje zdjęcie, obejmujące obszar sandała a bardziej nawet skrzydełka tegoż obuwia . Generalnie jest to już skraj Perseusza i Byka . Najbardziej znane obiekty w kadrze to IC348 i NGC1333 . Oczywiście jest tam też kilka Barnardów i VanderBergów. Męczyłem to zdjęcie i wychodziły mi jakieś takie coraz gorsze wersje . Na razie wersja pierwsza Canon 6D , Canon 200/2,8 L f3,5 ISO1600 130X 4 min
  9. 15 punktów
    Cienki sierp Księżyca na dziennym niebie, kilkadziesiąt godzin przed nowiem.
  10. 15 punktów
    Nie wiem co dzieje się z pozostałymi kolegami z załogi OT; wygląda na to, że jeszcze tylko ja daję jakieś oznaki życia. Trudno, skoro tak, to wypada mi w to wietrzne, niedzielne popołudnie zaproponować kolejny cel obserwacyjny. A nuż listopadowy nów okaże się pogodny? Do zabawy zapraszam użytkowników średnich i dużych apertur, choć i posiadacze największych w kraju lornet (cześć, Pawle ) mogą sporo zwojować. Fajnie jest obserwować coś, czego prawdziwą naturę odkryto dopiero w drugiej połowie ubiegłego stulecia i to w wyniku focenia w paśmie podczerwieni. Jeszcze fajniej, jeśli to "coś" nie jest żadnym ekstremum, tylko całkiem wyraźnym obiektem, dostępnym już dla ośmiocalowców. Panie i Pany, przed wami Maffei I. Wiki podpowiada mi, że obiekt (wraz z sąsiednią galaktyką Maffei II) został odkryty w 1967 r. przez Włocha Paolo – a jakże – Maffei. Chociaż nie, takie sformułowanie nie jest do końca ścisłe – nasze cele już wcześniej, bo w 1959 r. zostały uznane za mgławice emisyjne i jako takie umieszczone pod pozycjami 191 i 197 w Katalogu Obszarów H II Stewarta Sharplessa. Badania przeprowadzone w latach 1971-73 ostatecznie potwierdziły ich "galaktyczną" naturę; początkowo zasugerowano, że to "ukryci" członkowie Grupy Lokalnej. Dziś wiemy jednak, że tworzą własną grupę, zwaną grupą galaktyk Maffei lub IC 342. Maffei I jest dużą galaktyką eliptyczą, złożoną głównie ze starych, zasobnych w metale gwiazd; prawdopodobnie towarzyszy jej sporo gromad kulistych, choć trudno je wykryć, nawet z użyciem Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Podczas badań z jego wykorzystaniem wytypowano ok. 20 kandydatur na kulki, podczas gdy powinno ich być wielokrotnie więcej. Maffei I znajduje się całkiem blisko, bo w odległości szacowanej na nieco ponad 9 milionów lat świetlnych od Przełęczy Knurowskiej. Jasność to ok. 11,4mag, a rozmiary kątowe 3,36'×1,68'. Czemu jest tak słaba i mała, choć to eliptyczny gigant? Słowo – klucz to tzw. strefa unikania, a mówiąc po ludzku przysłonięcie przez gwiazdy, gaz i pył Drogi Mlecznej, co obniża jej jasność o prawie 5 magnitudo; gdyby nie leżała tak blisko płaszczyzny Galaktyki, byłaby w pierwszej dziesiątce najjaśniejszych i największych galaktyk na północnym niebie, osiągając rozmiary kątowe rzędu dwudziestu kilku minut. Z drugiej strony, ta "przeszkadzająca" materia sama w sobie też potrafi być fajna. autor: Marcin Paciorek - MaPa (Maffei I przyczaiła się w lewym górnym rogu - to ta pomarańczowa plama; Maffei II znajduje się na prawo od niej - szukajcie ledwie widocznego, rozciągniętego pojaśnienia tła ). Starhopping jest łatwy - wszyscy wiedzą gdzie szukać parki NGC 869/884, czyli popularnych hichotek, wraz z sąsiednią gromadą Stock 2, nazywaną Mięśniakiem. Resztę wyjaśni obraz wygenerowany z użyciem strony www.sky-map.org (obie galaktyki znajdują się wewnątrz czerwonej elipsy). Maffei I i II są omijane szerokim łukiem przez autorów większości popularnych przewodników obserwacyjnych, przykładowo nie uwzględniono ich w The Night Sky Observer's Guide. Dlaczego, skoro "jedynka" jest tak łatwa? Naprawdę nie wiem. Co zatem widać w dwunastocalowym niutku, ze średnioogniskowym okularem (pow. ok. 100x, źrenica wyjściowa 3 mm) na pokładzie? Ano, całkiem wyraźną, choć subtelną, owalną mgiełkę, w której zatopionych jest kilka słabych gwiazdek, o dość trudnych do zdefiniowania, rozmytych granicach. Maffei II to już insza inszość – mimo, że dokładnie namierzyłem miejsce gdzie się znajduje, za cholerę nie udało mi się jej wyzerkać. To już chyba moja trzecia porażka obserwacyjna w starciu z tym obiektem. No cóż, pozostaje spróbować w Bieszczadach lub poczekać na tą jedną, wyjątkową noc z super warunkami. Ktoś z Was ma jakieś doświadczenia z Maffei I lub - jeszcze lepiej - z numerem dwa? Jeśli nie, to spróbujcie i koniecznie dajcie znać jak poszło!
  11. 14 punktów
    Prawie kwartał minął już odkąd z rodziną pożegnałem wakacyjny domek, pomost, jezioro i to zniewalające mrowie gwiazd dostępnych obserwacjom każdej pogodnej nocy. Nigdzie nie miałem tak nieposkromionego apetytu na obserwacje jak tam... 25 sierpnia wracając z pracy po 22 dobrze wiedziałem gdzie spędzę tę noc. W każdym kierunku niebo rozświetlały setki jasnych kropek. Dojeżdżając na działkę za przednią szybą samochodu dumnie rysowała mi się królowa Kasjopea zapraszając na nocne swawole O 2300 rozstawiałem się już na pomoście. Wpierw zrealizowałem swoją niedawną obietnicę daną w innym wątku tegoż forum tj. naszkicowałem dwie urocze kuleczki skatalogowane przez Pana Messiera pod numerami 10 i 12. Obie mieszcząc się w jednym polu widzenia stanowią jeden z wielu cudów obserwacji lornetkowych. M10 (po lewej) oraz M12 ujęte w jednym polu widzenia lornetki. Na północny zachód od M10 jasno świeci gwiazda 30 Oph, bardzo pomocna w zlokalizowaniu obu eMek. Po wykonaniu szkicu Nikonka zabrała mnie w odwiedziny do ślicznej, niedawno odwiedzanej przeze mnie gromadki IC 4665 oraz Mel 186. Ta druga ledwo się mieści w polu widzenia. Jej gwiazdy składowe prezentują spory rozrzut po jasności lecz wszystkie posiadają podobne, zimne ubarwienie. Dalej przebiegłem wzrokiem przez obłok gwiazdowy w Tarczy i znów zadumałem się przy "Dzikiej Kaczce"... Następnie witając się z 26 sierpnia (wybiła północ) wzniosłem się wyżej ku gwiazdozbiorowi Strzały, by pierwszy raz spojrzeć na M71. Gromada ta jest raczej łatwa w zlokalizowaniu, znajduje się dokładnie pomiędzy gammą (γ) oraz deltą (δ) Strzały. No i jest, wpadła w pole widzenia jako mała, jednakowoż jasna i skoncentrowana kulka. Tuż obok eMki umiejscowiony jest charakterystyczny łańcuszek z trzech słabych gwiazd układających się w prostej linii w równiutkich odstępach. Opisując wrażenia z wpatrywania się w tę gromadę trzeba wspomnieć o tym jak piękna okolica trafiła się jej na nieboskłonie. Mrowie gwiezdnych punktów ogromnie dodaje jej uroku. Około godziny 130 zmieniłem nieco kierunek obserwacji na bardziej wschodni. Wzrok mój przykuł Aldebaran w otoczeniu pięknych Hiad, gołym okiem dostrzegam także dosyć słabo świecące gwiazdy Barana i Trojkąta. M33 a także Wielka Mgławica w Andromedzie jak zawsze cieszą oczy. Są rozochocone Chichotki, jest Stock 2. Niżej widać Mel 20 - Gromadę Alfa Perseusza z jasną świecącą alfą właśnie czyli Mirfakiem. Piękne dziś to niebo. Zniewala nawet, a może przede wszystkim oglądane nieuzbrojonym okiem. Bez użycia lornetki z łatwością widoczny jest "mały wóz" Plejad, na lewo i wyżej Chochotki wcześniej obserwowane przez Nikonkę teraz dostrzegam także bez pomocy optyki lornetki. Co jakiś czas przelatuje jeszcze jakiś zbłąkany Perseid. Dla takich chwil warto żyć... Dziękuję i pozdrawiam wszystkich astrozakręconych
  12. 14 punktów
    Odgrzebię temat po roku To zdecydowanie najtrudniejsza planeta do avikowania. Dość łatwo ją znaleźć ale z czasami ekspozycji musiałem zejść do 400ms (RGB) i około 1sekundy dla IR Sprzęt: Kwarcowy D-K 190/3570 na EQ6 + ASI178MM-C Kompozycja: IR(742) + RGB
  13. 14 punktów
    Przedstawiam gromadę otwartą gwiazd w otoczeni mgławicy zwanej Czarodziejem. Materiał zbierany w lipcu i w sierpniu przez TSAPO 130 F7 i kamerę QHY 163 M. Była to wersja próbna z tą kamerą gdyż chciał zobaczyć jak zbierać tą kamerą materiał. Ilość czasu to 12,5 godz. Halfa i 3 godz. RGB.Wstawiam wersję HRGB i H alfa.
  14. 14 punktów
    Oto pierwsza ciemna mgławica w moim dorobku: VdB 141 w Cefeuszu. Nie myślałem, że robienie tego typu obiektów będzie tak fascynujące Luminancja zaskoczyła mnie tak sporą ilością szumu, że aż sprawdziłem czy chłodzenie miałem włączone... miałem. No to może jednak obróbka ciemnych do doszlifowania I po tym jak zobaczyłem co siedzi w zdjęciu, gdybym miał możliwość to kadr poszedłby w lewo. NEQ6 mod, TS APO 115/800 f/6.95, QHY9 skala 1,39"/px L: 44 x 600 sek RGB: 10:10:10 x 120 bin2 dark, bias, flat Załączam wersję "ekanową", cropa z około 75% zdjęcia oraz wersję kolorystyczną z mniejszą ilością magenty.
  15. 13 punktów
    Konstelacja Perseusza jest zasobna w obiekty głębokiego nieba - głównie galaktyki, ale kilka efektownych gromad otwartych też się znajdzie. Taki Messier 34 na przykład – jasny, łatwy do zlokalizowania, w zasadzie obowiązkowy cel dla lorneciarzy. Hmm, a szukaliście w jego pobliżu mgławicy planetarnej? Pewnie nie; jak się ostatnio przekonałem, nawet część astrofociarzy biorących na warsztat emkę nie ma pojęcia o jej istnieniu. Dopiero po obrobieniu zdjęcia mogą poczuć się jak odkrywcy. Kto w takim razie ją odkrył? Otóż w latach 1949-1958 przeprowadzono przegląd nieba Palomar Observatory Sky Survey (POSS I) przy użyciu 48-calowego teleskopu Schmidta, umieszczonego w słynnym obserwatorium na górze Palomar w Stanach Zjednoczonych. W kolejnych latach amerykański astronom George Abell wraz ze współpracownikami (m. in. R. Minkowskim - skądinąd również znanym badaczem mgławic) skatalogował mgławice planetarne zarejestrowane na wykonanych wówczas płytach fotograficznych, ujmując w swym spisie łącznie 86 pozycji. Praca została ukończona w 1966 roku. Z czasem okazało się jednak, że pięć obiektów zostało sklasyfikowanych błędnie, bądź też w ogóle nie istnieje. Abell 4 (PK 144-15.1) jednakowoż istnieje i – co najważniejsze - jest obiektem dość łatwym do dostrzeżenia w teleskopie dwunasto-, trzynastocalowym, a możliwym zapewne i w mniejszym, o aperturze rzędu 8-10 cali - bowiem z uwagi na niewielkie rozmiary jego jasność powierzchniowa jest stosunkowo duża (oczywiście uwzględniając specyfikę tego katalogu). Przyznam jednak, że odnośnie ośmiu cali to tylko moje przypuszczenia; miałem je zweryfikować przed napisaniem tego odcinka, ale pogoda jaka jest, każdy widzi. Niemniej, końcówka tygodnia zapowiada się obiecująco, więc pewnie spróbuję i dam znać, jak poszło. Jak już była mowa, Abell 4 sąsiaduje z gromadą M34, ale i tak wskazane jest posłużenie się dobrą mapą nieba (przykładowo zawartą w zamieszczonym na stronie www.reinervogel.net zestawieniu planetarnych Abelli). Później, gdy już nauczymy się widzieć mgławiczkę, znajomość jej dokładnej lokalizacji, choć wskazana, nie będzie aż tak nieodzowna. źródło: www.sky-map.org Używając średnioogniskowego okularu i filtra OIII wyłapałem mgławicę bez większych problemów. W powiększeniach rzędu 100-150x prezentuje się jako niewielkich rozmiarów, szare kółeczko, widoczne zerkaniem prawie cały czas, a momentami patrzeniem na wprost. Na stronie Uwe Glahna natknąłem się na informację, że jej wyłuskanie jest możliwe już z użyciem pięciocalowej dwururki, zaopatrzonej w filtry OIII. To doniesienie może wydawać się nieco, hmm, kontrowersyjne i trudne do zaakceptowania, zważywszy, że jasność "czwórki" to tylko 14 mag z hakiem, ale ja w nie wierzę. Swoje robi ciemne, przejrzyste niebo, doświadczenie obserwatora, dobre filtry mgławicowe, no i patrzenie obuoczne – to naprawdę pomaga sięgnąć głębiej. Tuż obok Abella 4 ukrył się jeszcze bardziej ekstremalny obiekt. Niemożliwe? A jednak. Mowa o galaktyce PGC 2201333, położonej niecałą minutę kątową od naszego celu. Nigdy jej nie widziałem i nawet nie próbowałem - to zabawa dla posiadaczy luster o średnicy 20 i więcej cali. To co, spróbujecie i dacie znać jak poszło? Ryzyka nie ma, w najgorszym razie skończy się na podziwianiu Messiera 34.
  16. 13 punktów
    Ostatnio spełniłem jedno z moich największych marzeń - polecieć do innych gwiazd i zobaczyć jak wygląda tam niebo (... nasze gwiazdozbiory). To wszystko dzięki Celestii - symulatorowi Wszechświata pozwalającemu podróżować do prawie 100 tys. gwiazd i 10 tys. galaktyk - aż do krańców Wszechświata (tzn. do XDF). Moje zainteresowanie Celestią wzbudziło się około 2 tygodnie temu po publikacji najnowszej edukacyjnej wersji tego programu, która ukazała się we wrześniu 2017r. Oto dwa przykładowe widoki: 1. Proxima Centauri. Na niebie widocznym z okolic Proximy Centauri niesamowicie wygląda gwiazdozbiór Oriona. Okazuje się, że w pobliżu Betelgeuzy widać bardzo jasnego Syriusza (-1,25 mag.). Słońce świeci na niebie Proximy w pobliżu Kasjopei jako gwiazda o jasności 0,4 magnitudo. Proximie towarzyszą pobliskie gwiazdy alfa Centauri A (-6,6 mag) i alfa Centauri B (-5,3 mag). Celestia-Ed pokazuje również odkrytą ostatnio planetę krążącą w odległości około 8 mln km od Proximy. Ten sam fragment nieba widoczny ze Słońca: 2. Syriusz. Widok z 60 j.a. w stronę z podwójnego układu gwiezdnego Syriusz A + B i Słońca (szukaj łac. "Sol"). Słońce jest widoczne jako gwiazda 2 wielkości gwiazdowej (odległość około 8,6 r.św.) w pobliżu gwiazdozbioru Orła. Niektóre gwiazdozbiory straciły swój charakterystyczny kształt widoczny z Ziemi, np. Herkules utracił charakterystyczny prostokątny korpus, Lutnia się "rozlazła" i nie wygląda jak smukły wisiorek odchodzący od Wegi, Wolarz wygląda tutaj jak złamany latawiec. Ten sam fragment nieba widoczny ze Słońca: Celestia nie jest programem komputerowym w rodzaju planetarium, który pokazuje wygląd nieba tylko z powierzchni Ziemi. Natomiast jest to darmowy (licencja GPL) symulator pozwalający na podróże po całym Wszechświecie, który został stworzony w 2001 roku przez programistę Chrisa Laurela i jest rozwijany przez wolontariuszy. Wykorzystują go do symulacji m.in. agencje NASA i ESA, producenci filmów i telewizja. We wrześniu br została udostępniona najnowsza wersja Celestii edukacyjnej (Celestia 1.6.1-Ed - pt. "Celestia Educational Flight Plan Activities for 2017/2018". Jest to całkowicie odświeżona wersja programu wykorzystująca możliwości najnowszego interfejsu graficznego Celesti. Pakiet edukacyjny 1.6.1-Ed zawiera aktualny stan wiedzy o Wszechświecie i naszym Układzie Słonecznym. Między innymi pozwala użytkownikom na: -) loty nad powierzchniami gwiazd, -) wizyty w pobliżu rotujących czarnych dziur, -) loty w mgławicach, -) loty przez pierścienie Saturna, -) śledzenie historii lotów kilkudziesięciu statków kosmicznych ważnych dla podboju kosmosu przez ludzkość, -) badania 8 planet i 5 planet karłowatych naszego układu słonecznego bezpośrednio z orbity, -) dokowanie na orbicie z olbrzymią stacją kosmiczną przyszłości, -) doświadczanie wybuchów wulkanów na Io, -) poznanie życia gwiazd, -) zobaczenie jak powstał nasz Księżyc w wyniku kataklizmu około 4,5 miliarda lat temu. Celestia "Ed" zawiera 11 szczegółowych podróży po Wszechświecie do ponad 400 miejsc, które (zdaniem autorów) mogą zająć około 40 godzin - jeśli trzymać się harmonogramów. Najważniejsze odnośniki, pod którymi można pobrać różne komponenty Celestii: Celestia 1.6.1 - wersja standardowa (na systemy operacyjne: Linux, Mac OS X, >= Windows XP): https://celestia.space/download.html Dodatki do Celestii 1.6.1: http://www.celestiamotherlode.net/ Celestia 1.6.1-Ed (... edukacyjna z września 2017r.): http://www.celestiamotherlode.net/catalog/educational.php Celestia edukacyjna zawiera specjalnie przygotowane 10 wypraw po Wszechświecie o ogromnych walorach edukacyjnych. Warto mieć obie wersje Celestii zainstalowane w osobnych katalogach. Mam wrażenie, że Celestia standardowa działa szybciej na tym samym komputerze, bo RAM-ie jest mniej załadowanych dodatków. Poniżej jest zrzut ekranowy pokazujący skrypty startowe wszystkich 10 pakietów edukacyjnych + ogólny pakiet prezentacyjny Celestii 161-ED (skrypt WOC.vbs) w zalecanej lokalizacji dla tego programu. Razem z programem musi być zainstalowany jakiś porządny edytor tekstu (np. edytor z darmowych pakietem Libre Office lub po prostu MS Word), bo pragnący wiedzy astro mogą podążać za tekstem - dodatkowo odpowiadając na pytania kontrolne. Aczkolwiek zawsze jest możliwość porzucenia głównego wątku i wyruszenia we własną podróż. Przez ostatnie 2 tygodnie przez prawie cały czas korzystałem z ogólnego pakietu prezentacyjnego, który składa się z 61 atrakcji i nigdy nie zdarzyło mi się odbyć podróży od początku do końca - zawsze coś niezmiernie ciekawego odciągało uwagę. Warto odbyć osobiste podróży we zakątkach Wszechświata Celestii - szczególnie do pobliskich gwiazd, aby zobaczyć jak wygląda niebo i gdzie jest Słońce (ta wiedza może się przydać gdybyśmy chcieli wrócić, bo egzoplaneta/-y nam nie odpowiada, jest brzydka, za gorąca, albo coś tam jeszcze ...) To jest bardzo proste: a) wybieramy gwiazdę w Celestii, b) ewentualnie włączamy pokazywanie bieżący schematów gwiazdozbiorów klawiszem "/", c) ewentualnie włączamy wyświetlanie nazw gwiazd klawiszem "B" (aby nie było za dużo tekstu - warto zmniejszyć liczbę pokazywanych gwiazd klawiszem "[" - natomiast "]" zwiększa ich liczbą), d) ewentualnie zwiększamy/zmniejszamy pole widzenia odpowiednio klawiszami "." / ",", e) włączamy hiper-napęd (... narazie tylko w Celestii ) klawiszem "G", ... i po paru sekundach jesteśmy w pobliżu wybranej gwiazdy, gdzie możemy podziwiać tamtejszy nieboskłon. Kiedyś tam polecimy!
  17. 13 punktów
    Po kilkumiesięcznych męczarniach wypuszczam to co udało mi się ustrugać z 45 dwuminutowych klatek zebranych podczas pięknej nocy na przełęczy Walimskiej 27 maja 2017. Data istotna, bo na foteczce załapał się niespodziewany gość -> kometa 71P/Clark. Jest to także jedna z moich pierwszych fotek wykonanych Samyangiem 135/2. parametry: 45x120s NikonD90@iso1250 + Samyang135/2@2.8 Szkoda, że nie udało się nic wyciągnąć z Ha poniżej Antaresa, ale im bardziej tam wyciągałem, tym bardziej tego materiału tam nie było szczerze mówiąc mam już tego zdjęcia dość - podchodziłem do niego nieskończoną ilość razy, znam jego słabości, ale... już chyba starczy,... szczególnie, że łapiąc taki obiekt z PL, trzeba się mierzyć z takim materiałem źródłowym: Pozdrawiam i
  18. 12 punktów
    Mgławica IC 63 znajduje się w odległości zaledwie kilku lat świetlnych od gwiazdy Gamma Cassiopeiae przez którą jest jonizowana. Wspólnie z mgławicą refleksyjną IC 59 tworzą obiekt skatalogowany w katalogu Sharplessa jako Sh2-185. Materiał leżał dłuższy czas, czekając na Ha. Niestety podczas sesji wystąpiły drobne problemy, dlatego tak mało wodoru :-) TS72APO / HEQ5 / HaLRGB / Ha20x900 L30x300 RGB 12x300 / Rpi + eKos /
  19. 12 punktów
    Dostałem wczoraj taki o to prezent koszulkę z logo NASA. NASA moja ulubiona instytucja. Niby tylko koszulka a człowiek się cieszy, wszystkim, co powiązane z Astronomią z NASA sprawia mi ogromną radość. W życiu się nie spodziewałem, że będę miał koszulkę z NASA. No cóż życie potrafi zaskoczyć człowieka we wszystkim.
  20. 12 punktów
    NGC 7380 (znana również jako Mgławica Czarodzieja) – młoda gromada otwarta znajdująca się w gwiazdozbiorze Cefeusza. Została odkryta 7 sierpnia 1787 roku przez Caroline Herschel. Jest położona w odległości ok. 7,2 tys. lat świetlnych od Słońca. NGC 7380 jest jasną gromadą masywnych gwiazd typu O i B powstałych około 4 miliony lat temu. Gromada ta jest katalogowana również jako Sharpless 2-142, ponieważ jej gwiazdy są zanurzone w mgławicy emisyjnej i obszarze H II, rozciągającym się na przestrzeni około 110 lat świetlnych. Struktura obszaru H II wskazuje, że jest to bąbel zjonizowanego gazu rozłożonego wzdłuż powierzchni swojego macierzystego obłoku molekularnego, a obserwowany od strony krawędzi. TS72APO / Atik 428ex / Ha 45x600 RGB15x300 / RPi3 Kstars
  21. 12 punktów
    Galaktyka Trójkąta (Messier 33) L 30x180s, dark, bias, gain 11, offset 81
  22. 12 punktów
    Mam nauczkę na przyszłość, żeby nie brać się za ciemne mgławice na niebie podmiejskim, szczególnie kiedy warunki nie są idealne... Bohaterki nie trzeba przedstawiać - LBN487 w katalogu Lynds jasnych mgławic, a NGC7023 to gromada w tej mgławicy. Mgławica oświetlona jest przez jasną gwiazdę centralną, a jej niebieski kolor pochodzi od światła tej gwiazdy rozproszonego na cząsteczkach pyłu międzygwiezdnego. Wewnątrz mgławicy dają się również zauważyć obszary zabarwione na czerwono. Od razu można pomyśleć, że to jakieś obłoki wodoru oświetlone przez gwiazdę centralną świecą w paśmie Ha, i tak również jest, ale nie tylko. Część czerwonej barwy wewnątrz mgławicy pochodzi od szerokopasmowej fotoluminenscencji w zakresie barwy czerwonej (ang. ERE - Extended Red Emission), której źródłem są cząsteczki pyłu bombardowane przez promieniowanie ultrafioletowe od gwiazdy SAO19158. No i ten Irys z mojego podmiejskiego podwórka prezentuje się jak poniżej. To materiał LRGB zebrany przez trzy październikowe noce refraktorem TS130/910 i kamerką QHY163M na montażu EQ6. To w sumie 8 godzin materiału. http://www.starrywonders.com/irisst8300.html http://www.robgendlerastropics.com/NGC7023text.html
  23. 11 punktów
    Witam! Chciałbym wam przedstawić kilka moich szkiców. Nie mam jeszcze zbyt dużego doświadczenia, liczę na uwagi i konstruktywną krytyke. Moim pierwszym naszkicowanym obiektem była gromada M103. Następnym obiektem był Mizar i Alkor. I szkic M36 w Woźnicy. Tak szczerze mówiąc, troche mnie ta gromada przerosła. Centrum nie wyszło tragicznie, ale gwiazdy w tle sprawiły mi dużo trudności. Obawiam się że mogą być zaznaczone lekko niedokładnie.
  24. 11 punktów
    Mgławice gazowo-pyłowe wokół gwiazdy Polarnej urwalone modyfikowanym #Canon5Dmarkii 21x2min, iso1600, #Samyang135f2. Turkusowa plamka po lewej stronie zdjęcia to kometa C/2017 O1.
  25. 11 punktów
    Mój APOk 130 już od jakiegoś czasu u nowego właściciela, a na moje pewnie jeszcze długo zadeszczone podwórko przybyła nowa baryłka - Meade ACF 10" f/10. Z tego co doczytałem, to taki prawie normalny SCT, tylko lusterko wtórne jest hiperboliczne, dzięki czemu z układu pozbyto się komy, której źródłem w SCT jest światłosilne lustro główne (krzywizna pola została). To na czym mi najbardziej zależało, to zwiększenie apertury (względem 5" refraktora), która jest bezcenna przy fotometrii i być może spektroskopii, możliwość pracy na moim staruszku EQ6 i ukryta opcja fotografowania na matrycy 4/3 cala. Z tego ostatniego powodu wybrałem model ACF. Lepszą opcją byłby Celestron Edge HD, ale niestety budżetowo jest to głęboki kosmos. Do pracy w fotografii teleskop będzie doposażony w wyciąg i w telekompresor AP CCDT 0.67x. Do wizuala - wizual back i kątówka Meade ACF występują w wersji f/10 i f/8. Ten ostatni jest bardziej dedykowany do pracy fotograficznej (ma też wbudowany wyciąg Crayforda), ale niestety budżetowo wychodzi na poziomie Celestrona Edge HD, a wagowo jest poza możliwościami EQ6. Teleskop przyjechał do mnie z Holandii - spośród wszystkich sklepów z jakimś sensownym terminem dostawy nie liczonym w miesiącach, tam był najtańszy. Natomiast został poskładany w Meksyku - świadczy o tym naklejka na tylnej części - taki powiew egzotyki. Na pierwszy rzut oka niczym się nie różni od klasycznych SCT, mam nadzieję, że większe różnice wyjdą podczas pracy. Meade ACF jako sama tuba sprzedawana jest w dość ubogiej konfiguracji - dostajemy jedynie teleskop ze stopką pod szukacz i szynę Losmandy. W całą resztę trzeba się doposażyć - w naszym klimacie pierwsza rzecz do kupienia to oczywiście odrośnik z grzałką. Tuba jest dość ciężka - jedną z przyczyn jest fakt, że lustra główne w teleskopach ACF są nieco przewymiarowane. Z tyłu teleskopu też klasycznie - metalowe pokrętło ustawiania ostrości, drugie krótsze do blokowania lustra głównego i dostępne dwa gwinty - klasyczny SCT, a po zdjęciu adaptera gwint 3.3" używany w SCT Meade od 10" wzwyż i w Celestronach od 11" wzwyż. Wiele wyciągów dedykowanych do SCT używa tego gwintu 3.3", dzięki czemu nie tracimy na przelocie przez wąski kanał "małego" SCT, który ma przelot około 40mm. Po odkręceniu adaptera widoczna jest wewnętrzna tuleja, na której osadzone jest lustro. Wnętrze tulei jest dobrze wyczernione i wyposażone w bafle. Przelot wewnątrz bafli to nieco ponad 50mm (pewnie 2 cale). Natomiast obstrukcja od celi lusterka wtórnego to 87mm. W całej konstrukcji nie ma chyba żadnego elementu plastikowego - nawet pokrętła czy cela lusterka wtórnego są metalowe. Teraz pewnie przyjdzie mi poczekać na pogodę do przyszłego roku, ale będę gotowy Ciąg dalszy nastąpi...
  26. 11 punktów
    Przez tyle lat obserwowałem jak powstawały kolejne obserwatoria, piery i inne budowle związane z naszym hobby. Obserwowłałem i doczekałem się wreszcie. Rozpocząłem wraz z synem budowę domu (a że nie znamy się specjalnie na budowlance, robią to fachowcy). Jednak nie darowałbym sobie, gdybym przepuścił taką okazję. W związku z tym zacząłem równolegle budowę mojej budki, w której znajdzie miejsce mój sprzęt astro (i pewnie ja na długie godziny...). Oczywiście jak wielu przede mną zacząłem od piera. Nie będę tu się specjalnie nad tym rozpisywał, szczegóły umieściłem na blogu - https://sp3occ-astro.blogspot.com/ Po zakończeniu i wypróbowaniu będą następne etapy, będzie wiele pytań a na razie na ten rok wystarczy. Budowa w tym roku zakończy się na fundamentach, moja na pierze. Mam nadzieję, że nie będę musiał wyważać otwartych drzwi i będę korzystał z doświadczeń moich poprzedników.
  27. 11 punktów
    A u mnie zawitały takie "węże", makieta ok. 65 m. długości:
  28. 11 punktów
    Widziałem na forum bardzo fajne zdjęcia zrobione telefonem komórkowym, fajnie jakby się znalazły w jednym miejscu Dzisiejsze zdjęcie zrobione przy pomocy telefonu (obróbka soft telefonu), który został przyłożony do okularu. Opis zdjęcia: Corel Paint Shop Pro
  29. 11 punktów
    Nowe wydanie „Astronomii” już jest! Od tego numeru (jak już niektórzy wiedzą) przejęliśmy stery od założyciela czasopisma – Piotra Brycha. To dzięki niemu „Astronomia” jest na rynku już ponad 5 lat. Dziękujemy! To dla nas szczególnie ważny numer, ponieważ nasza podróż wydawnicza dopiero się rozpoczyna. Mamy nadzieję, że przemiana „Astronomii” będzie ważna również i dla Was. Przygotowaliśmy wiele atrakcji, aby magazyn był jeszcze ciekawszy. Stopniowo zmieniamy także layout czasopisma i pracujemy nad wieloma dodatkowymi materiałami. Dziś trafiała do czytelników prenumerata elektroniczna nr listopadowego. Wersja drukowana będzie docierała od 2 listopada. O dostępności w sieciach Ruch/Empik poinformujemy w osobnej wiadomości w najbliższych dniach. Wszelkie uwagi na temat nowego numeru mile widziane
  30. 11 punktów
    Niestety Andromeda nie zmieściłaby mi się w kadrze przy moim setupie i musiałem pokusić się o zrobienie mozaiki. Materiał nie był łatwy, ciężko było usunąć gradienty no i oczywiście przydałoby się więcej materiału. Dzięki sporej skali udało się wyłapać też troszkę drobinek w tle. Trochę nad tym zdjęciem siedziałem i to już mam nadzieję wersja ostateczna a jeżeli nie to na pewno trzeba już od tego materiału odpocząć. Orion Optics VX8 - NEQ6-Canon 450D MOD 42x240s x3
  31. 11 punktów
    Jesień to czas grzybobrania. Uwielbiam rydze smażone na maśle lub, jeszcze lepiej, na płycie starej kuchni węglowej, tylko z odrobiną soli. Albo wigilijny sos, zawiesisty i gęsty, z własnoręcznie zebranych i ususzonych prawdziwków, podgrzybków i koźlarzy. Mniam. A skoro sezon grzybowy w pełni, to nie pozostaje nic innego, jak odszukać grzybka także na niebie. Niestety, znalazł się tam tylko Muchomor (ang. Toadstool). Takim mianem Sue French "ochrzciła" niepozorną grupkę gwiazd zlokalizowanych na dalekich, wschodnich rubieżach Delfina. Właśnie – grupka. Cały czas myślałem, że Muchomor to zwykły asteryzm. Tymczasem okazuje się, że ruch własny gwiazd skupionych w tym stadku jest zbliżony, co może sugerować, że są powiązane i mają wspólne pochodzenie – słowem, stanowią gromadę otwartą. Jak jest faktycznie, nie do końca wiadomo. Gdzie szukać Muchomorka? Starhopping jest łatwy – wystarczy przedłużyć o jakieś 5 stopni w kierunku wschodnim linię łączącą dwie "górne" gwiazdy asteryzmu tworzącego tułów Delfina, czyli α i γ Del. Już w lornetce czy szukaczu widać tam niewielkie skupisko słońc o jasności ok. 9-10mag, rozrzuconych na obszarze kilkunastu minut kątowych. źródło: www.sky-map.org Jak dla mnie, najlepszym instrumentem optycznym do podziwiania asteryzmu (?) jest duża lorneta – taka 22x85 czy 25x100 będzie w sam raz, pozwalając na paczanie w nieco szerszym, hmm, kontekście. Ale, ale – teleskopów nie należy pochopnie skreślać. Większe apertury, od ośmiu cali wzwyż, pozwolą na wyłuskanie bonusika, przyklejonego do nasady grzyba (a konkretnie gwiazdki TYC 1649-2401-1 o jasności 9.7mag). Bonusik ów jest galaktyką spiralną, skatalogowaną jako NGC 7025. Ma ona jasność 12.9mag, przy rozmiarach kątowych 1.9.x1.2'. To zatem maleństwo, raczej nie do wypatrzenia w lornetach – tym bardziej, że "topi się" w poświacie generowanej przez gwiazdkę; Panasmaras nie byłby jednak sobą, gdyby nie spróbował jej dojrzeć (podczas naszej wspólnej sesji na Przełęczy Knurowskiej). Z drugiej strony, gdyby tak użyć Miyuachi 141 mm Pawła Trybusa... Ale dość spekulacji – nawet dwunastocalowiec pokazał niewiele, bo jeno owalną, rozciągniętą nieco mgiełkę, z delikatnie jaśniejszym jądrem i otaczającym je subtelnym halo. No, ale czegóż więcej spodziewać się po obiekcie odległym o ponad 200 milionów lat świetlnych... O dziwo, galaktyka, choć nie należy do ekstremalnie słabych, została odkryta dopiero w 1863 r. przez Alberta Marth. Czyli jednak nie wszystko padało łupem klanu Herscheli. Z ciekawszych rzeczy doczytałem, że to galaktyka typu LINER. Czym są LINER-y, można poczytać TUTAJ. Myślę, że to fajny cel na jesienne wieczory, tak dla posiadaczy lornetek, jak i miłośników wielkopowierzchniowych dobsonów. Trzeba się jednak streszczać, bo Delfin schodzi z nieboskłonu, szybko ustępując miejsca rozległym konstelacjom jesiennym. To co, spróbujecie i dacie znać, jak poszło?
  32. 10 punktów
    W prywatnej korespondencji z @Wega, po tym moim wpisie, Adam zaproponował, aby utworzyć niniejszy wątek. Powstaje coraz więcej przydomowych obserwatoriów. Wiele z nich ma ciekawie udokumentowane i przedyskutowane na forach etapy samej budowy. No dobrze, ale co dalej? Ważne są też przecież późniejsze czynności eksploatacyjne. Ci, którzy od kilku sezonów użytkują swoje obserwatoria, mają już pewne doświadczenia w pokonywaniu mniejszych i większych problemów - konserwacja drewna, owady, walka z wilgocią itd. Jednym słowem - niezbędne są, od czasu do czasu, pewne zabiegi pielęgnacyjne i eksploatacyjne. Nikt nie chce przecież, aby jego obserwatorium po pewnym czasie wyglądało tak .Chciałbym, aby ten wątek zawierał właśnie takie "tips and tricks", którymi użytkownicy obserwatoriów będą się dzielić z innymi. Na dobry początek zacznę od pewnej sugestii, którą zawarłem już w ww. wątku. Chodzi o wilgoć, która pojawia się na sprzęcie i w całym obserwatorium po bardzo wilgotnej, jesiennej nocy. Korzystny mikroklimat drewnianych budek sprawia, że przy dobrej wentylacji po pewnym czasie wilgoć znika. Można jednak ten proces znacznie przyspieszyć, szczególnie odnośnie teleskopu. Pomysł nie jest mój, zapożyczyłem go sobie od jakiegoś użytkownika, chyba z forum CN. Polega na umieszczeniu na pierze żarówki tradycyjnej o mocy 100W. Ogrzane powietrze unoszące się ku górze osusza sprzęt. Przy temperaturach zbliżonych do 0oC po 8-10 godzinach jest sucho. W praktyce wygląda to tak, że kiedy nad ranem zamykam obserwatorium, przecieram bardzo zgrubnie tubus i montaż z ociekającej wody i ustawiam go w pozycji jak na poniższym zdjęciu. Pod nim, na pierze zamocowana jest oprawka z żarówką 100W. To zdjęcie zrobione około 19-tej. Jak widać, jest sucho, a zapewniam Was, że rano wszystko płynęło.
  33. 10 punktów
  34. 9 punktów
    A więc statyw ukończony, było co robić - ponad 120 otworów do wywiercenia z czego koło setki do nagwintowania. Bez stołowej wiertarki ciężko coś takiego wykonać, konieczna jest przy wierceniu otworów na wylot przez profile pod śruby. Inaczej wystarczy milimetr rozbieżności między otworami po obu stronach i już noga czy ramię będzie krzywo stać: Statyw rozłożony i z wysuniętymi nogami ma ok. 130cm do podstawy montażu, ok. 150cm do środka uchwytu dovetaila w EQ3-2. Waży ok. 18kg - jeśli chodzi o stabilność to jest potęga - nie sposób nim poruszyć, nie reaguje na żadne próby skręcania nim, na aluminiowych nogach całość latała niemiłosiernie, tutaj jest skała do kwadratu Profile stalowe 40x30x2, akurat można do takich dokupić plastikowe zaślepki 36x23mm, pasują idealnie i ładnie wykańczają końcówki. Podsumowując: Jestem z efektu zadowolony, miało być stabilnie i jest - koszt materiałów szacuję na ok. 150zł. Pomyślę jeszcze nad jakimiś pokrętłami do śrub blokujących wysuwane nogi bo motyle nie zdają egzaminu, są za małe. Na razie dokręcam te śruby kluczem. Teraz mogę sobie wieszać na takim zestawie choćby metrowy refraktor i nic nie będzie mi latać
  35. 9 punktów
    Niemal 4 lata minęły jak z przysłowiowego bicza strzelił. A Heniowy Konkurs wrósł w nasze Forum i chyba większość z nas nie wyobraża sobie FA bez niego. Dlaczego? Bo jest jedyny i niepowtarzalny, pokazuje piękno naszego nieba przez tych naszych Userów, którzy swoimi pracami zechcieli się nimi na FA dzielić. Są też Userzy, którzy bardziej niż inni nie wyobrażają sobie aby znikł - to nasi WSPANIALI SPONSORZY Kolega Dawid - Perseus, Kolega Łukasz - jolo, Kolega Michał - SZKLARZ, Kolega Paweł - Energetyk, Kolega Mirek - Miron i Kolega Anonim Szanowni Państwo - to dzięki nim oprócz splendoru przyszli Laureaci Konkursu będą mogli wzbogacić swój astrofotograficzny warsztat - WIELKI SZACUNEK DLA TYCH PANÓW! Serdeczne podziękowania również dla nowego Naczelnego naszej Astronomii, która dalej będzie patronem medialnym Konkursu Na górze postu widzicie po raz pierwszy oficjały baner konkursowy, w który po kliknięciu będziecie się mogli od 01.01.2018 roku przenosić do konkursowego działu, w którym możecie podziwiać prace archiwalne jak i na bieżąco śledzić zmagania konkursowe. Dla tych, którzy chcieli by mieć konkursowe prace nie tylko wirtualnie, Kolega Jolo zapewne w miesiącu styczniu 2019 rozpocznie piątą już akcję druku konkursowego albumu Przez 4 lata trwania konkursu nie zanotowaliśmy żadnego poważnego uchybienia i jego eliminacje miesięczne jak i roczna przebiegają dzięki Wam bardzo sprawnie. Mam nadzieję, że tak będzie do końca tego roku jak i w kolejnej jubileuszowej edycji Niedługo zaprezentuję Państwu Regulamin konkursu, który zachowamy w obecnym kształcie, zmieni się tylko punkt dotyczący nagród i oczywiście ich sponsorów. Do nowej edycji pozostało jeszcze 35 dni, i tu moja prośba, uczestniczcie Kochani bardziej aktywnie w dotychczasowej i przyszłej, Piękne Prace prezentowane przez naszych Kolegów nie mogą przejść niezauważone, niemożliwe aby nie były otwierane i oglądane. Dlatego poczujcie się naszymi Forumowiczami - Jurorami i gdy przychodzi czas oceny nagradzajcie je kliknięciem w miesięcznych i rocznych ankietach. A jeśli Ktoś z Państwa będzie chciał wzbogacić pulę konkursowych nagród... Bardzo chętnie dokonam zmiany Regulaminu w punkcie - Nagrody
  36. 9 punktów
    A to kolaż z mojego biotopu Malawi
  37. 9 punktów
    Co jakiś czas prowadzę dyskusje na temat stosowania bezpieczników w obwodach zasilania naszych astrogratów - czy potrzeba, czy warto, czy ma to sens? Temat powraca najczęściej przy okazji AstroHubów i AstroLinków Zanim spróbuję odpowiedzieć na to pytanie, może sprawdźmy jak działa i do czego służy bezpiecznik. Bezpiecznik topikowy to po prostu szklana rurka z drucikiem w środku, który po przekroczeniu pewnego natężenia płynącego przez niego prądu ulega przepaleniu - taka kontrolowana awaria. A jak to wygląda w praktyce? Czy bezpiecznik na prąd 1A ulegnie spaleniu przy prądzie 1.1A? Albo 2A? To zależy... Za spalenie drucika odpowiada wysoka temperatura, czyli drucik się musi nagrzać (podobnie jak w żarówce). A czas do rozgrzania się i spalenia będzie proporcjonalny do płynącego przez niego prądu. Bezpieczniki topikowe mają różne charakterystyki, i przykładowa charakterystyka dla bezpiecznika szybkiego 1A wygląda np tak: przy prądzie 1A bezpiecznik nie powinien się nigdy przepalić przy prądzie 1.5A powinien wytrzymać minimum 60 minut przy prądzie 2.1A powinien wytrzymać maksimum 30 minut przy prądzie 2.75A powinien wytrzymać maksimum 5 sekund przy prądzie 10A powinien wytrzymać maksimum 0.02 sekundy Inny rodzaj bezpiecznika to bezpiecznik polimerowy, wielokrotnego użytku. Z zasady działania jest bardzo podobny do bezpiecznika topikowego - obwód zostaje przerwany w momencie, kiedy bezpiecznik osiągnie odpowiednią temperaturę - czyli przepływający przez niego prąd spowoduje jego nagrzanie. Po ochłodzeniu bezpiecznik może ponownie zabezpieczać układ. Bezpieczniki polimerowe pakowane są hurtowo do sprzętu komputerowego z powodu jakiejś normy, która mówi, że taki sprzęt powinien być jak najbardziej głupoodporny i żeby go nie trzeba było często rozbierać. Czy taki bezpiecznik zadziała szybciej, niż topikowy? Niestety nie. Dla przykładowego bezpiecznika polimerowego na prąd 1A charakterystyka wygląda np tak: przy prądzie 1A bezpiecznik nie powinien nigdy zadziałać (hold current) przy prądzie 1.8A bezpiecznik powinien na pewno zadziałać po bliżej nieokreślonym czasie (trip current) przy prądzie 5A bezpiecznik powinien zadziałać maksymalnie po 5 sekundach No, szczerze mówiąc, nie wygląda to dobrze z punktu widzenia wrażliwej elektroniki Dlatego też zastosowanie takich bezpieczników przy zasilaniu naszych astrogratów będzie raczej bardzo ograniczone. Włączenie bezpiecznika topikowego 2A np w obwód zasilania kamerki 12V, która pobiera nominalnie 2A raczej nic nie da. Jeśli kamerka się uszkodzi i prąd wzrośnie np do 6A, to bezpiecznik się spali dopiero po kilku sekundach, w czasie których przy takim prądzie w kamerce się już dawno zepsuje to co miało się zepsuć. Jeśli chcemy zabezpieczyć wyjście 12V naszego zasilacza, który może dostarczyć na wyjściu 5A i damy tam bezpiecznik 5A, to taki bezpiecznik najprawdopodobniej nie zadziała nigdy, bo zasilacz nie będzie w stanie dać odpowiednio dużego prądu do spalenia bezpiecznika (chyba że nastąpi przebicie na wyjście ze strony pierwotnej zasilanej z sieci - ale po tej stronie już powinien być inny bezpiecznik). Jeśli damy bezpiecznik 2A na wyjściu kontrolera grzałek, który może pracować przy maksymalnie 2A i podłączona grzałka ulegnie uszkodzeniu powodując zwarcie, to (o ile nasz zasilacz dostarczy wystarczająco dużo prądu) bezpiecznik spali się dopiero po takim czasie, kiedy sterująca elektronika w kontrolerze będzie już prawdopodobnie lekko dosmażona. Bezpieczniki topikowe i polimerowe nie służą do zabezpieczania elektroniki. Służą do minimalizowania strat, prowadząc do kontrolowanej awarii w wybranym miejscu i warunkach. Powinno się je stosować w instalacji domowej 230V, po stronie pierwotnej zasilaczy (tej podłączanej do sieci). Dobrze też sprawdzają się w instalacji samochodowej, gdzie akumulator potrafi dostarczyć bardzo dużego prądu i w razie awarii bezpiecznik spali się błyskawicznie. Popularne bezpieczniki polimerowe są dodatkowo wolniejsze od topikowych i nie do końca mogą działać w nieskończoność. Po każdym zadziałaniu ich struktura się zmienia i charakterystyka nie wraca dokładnie do parametrów fabrycznych. Kiedy warto dawać bezpiecznik w obwód 12V zasilania astrogratów? Jedyny scenariusz jaki mi przychodzi do głowy to taki, kiedy zasilamy zestaw z akumulatora. Prąd zwarcia akumulatora jest na tyle duży, że bezpiecznik na pewno zadziała i straty na pewno będą mniejsze. Dotyczy to większości akumulatorów - samochodowych, żelowych czy popularnych małych NiCd, LiPol czy NiMH. Co więc robić, jak żyć? Używać dobrej jakości zasilaczy z zabezpieczeniem nadprądowym i przeciwprzepięciowym. Dobranych mocą do naszego zestawu. Z pewnym nadmiarem mocy (żeby się nie przegrzewał), ale bez przesady. Kamerka pobierająca 2A zasilana podczas awarii zasilaczem 2.5A może się nadawać do reanimacji. Ale jeśli w czasie awarii będzie zasilana zasilaczem 20A, to prawdopodobnie po prostu wybuchnie (w takiej konfiguracji dodatkowy bezpiecznik przed kamerką może czasami coś pomóc). To czy zasilacz ma na wyjściu napięcie tętnień 50 czy 100mV nie ma aż takiego znaczenia jak to, jak się zachowuje w sytuacjach awaryjnych. Najczęściej jakość zasilacza przekłada się na jego cenę, kupowanie zasilacza za 20 zł do kamerki za 5000zł to według mnie nadmierna oszczędność. Na koniec oczywista oczywistość - jeśli gdzieś kiedyś spali nam się bezpiecznik, to nie wymieniajmy go beznamiętnie na nowy bez poznania przyczyny tej awarii. Spalenie bezpiecznika oznacza problem, który należy przed wymianą wyeliminować. Dotyczy to każdego bezpiecznika w każdym miejscu
  38. 9 punktów
    Jakiś czas temu poprawiałem wyciąg w swoim SW 80/400 wg opisu jaki umieścił kilka lat temu na sąsiednim forum Robert41. Podklejenie rury wyciągu trzema paskami ceratki teflonowej zdecydowanie poprawia jej pracę, jest centrycznie i bez żadnych luzów, działa gładko i nie trzeba dokręcać docisku śrubkami w wyciągu. Natomiast co do precyzji strojenia to zamiast proponowanej dźwigni w pokrętle postanowiłem zrobić po prostu większe pokrętła: Do tego celu posłużyły dwa symeringi 32x52x7, u tokarza za 20zł wykonano mi pasujące do nich dwie zatyczki z czarnego tworzywa. Do tego już tylko dwie śruby ze stożkowym łbem 4x25 i można składać: Oryginalne pokrętła zostały na miejscu, te dorobione przykręciłem do nich: Nic wielkiego i niewielkim kosztem ale o wiele lepiej trzyma się te pokrętła w palcach i dużo precyzyjniej z racji średnicy można ustawiać ostrość
  39. 9 punktów
    Wszystko fajnie, tylko jeśli nie ma mnie na FB to znaczy, że nie żyję? A z tego co wiem, sporo osób z różnych przyczyn nie chce mieć tam konta... Jeśli mogę prosić, to na przyszłość organizujcie konkursy dające szansę udziału nie tylko fanom projektu pana Zuckerberga.
  40. 9 punktów
  41. 9 punktów
    Stephenson 1 Na Lutnię robi się już trochę późno, ale Internet ma tę własność, że prawie nic w nim nie ginie. Jak nie uda się w tym roku, to skorzystacie w przyszłym. Mali odkrywcy Myślę, że większości z Was zdarzyło się już dokonać swojego małego odkrycia na nocnym niebie. Niewątpliwie są i tacy, którzy dokonywali tego więcej niż raz. Czasami jest to wyjątkowej urody gwiazda lub układ wielokrotny, innym razem nieznana wcześniej gromada słońc albo z pozoru zwyczajna plamka, która po dokładnym sprawdzeniu okazuje się być jedną z odległych wysp Wszechświata. Raz na jakiś czas trafiamy na niby nic, broczącą czernią dziurę w niebie, będącą w rzeczywistości obłokiem chłodnego pyłu przesłaniającego fragment gwiezdnej sceny. Wreszcie bywa i tak, że mgławica, której ostatnio przecież tam nie było, okazuje się niczym więcej ponad zwykłe złudzenie, figlem kondensującej pary wodnej. Pielęgnujemy swoje małe odkrycia, zwykle wiemy o nich nieco więcej niż o innych obiektach, dlatego chętnie opowiadamy o nich na rodzinnych uroczystościach; często wracamy do nich podczas swojej działalności obserwacyjnej. Oczywiście nie jesteśmy pierwsi, ale czy to właściwie ma jakiekolwiek znaczenie? W tym odcinku Obiektu Tygodnia proponuję jedno z moich małych odkryć, którego dokonałem włócząc się po letnich konstelacjach w poszukiwaniu barwnych gwiazd – gromadę otwartą Stephenson 1 znaną również jako Gromada Delty Lutni. Źródło: http://aladin.u-strasbg.fr/AladinLite/ Debata dwunastoletnia O ile obecnie nie mamy wątpliwości, że gwiazdy wokół δ Lyrae mają wspólne pochodzenie, dla uczonych nie było to takie oczywiste. Pierwszym, który zasugerował istnienie gromady był amerykański astronom Charles Bruce Stephenson, którego niektórzy z Was mogą kojarzyć jako autora katalogu gwiazd węglowych (A General Catalog of Cool Galactic Carbon Stars). Niespełna cztery lata później, w 1963 roku, Niemiec Werner Bronkalla posiłkując się badaniami fotometrycznymi wykluczył taką ewentualność. Kolejny zwrot nastąpił – a jakże – po czterech latach. Wówczas inny amerykański astronom Olin Jeuck Eggen przeprowadził ponowne pomiary fotometryczne regionu konkludując, że jednak mamy do czynienia z gromadą gwiazd[1]. Po upływie czterech lat nikt nie zdecydował się podważyć wniosków Eggena, a zatem póki co jest jak było. Stephenson 1 to stosunkowo luźna gromada rozpinająca się na obszarze 20’ kątowych. Odległość od Układu Słonecznego szacuje się na 1220 lat świetlnych, a łączną masę na 589 mas Słońca. Na podstawie wieku (49 milionów lat) oraz ruchu w przestrzeni kosmicznej istnieje podejrzenie, że gromada może być powiązana z obiektami należącymi do pasa Goulda[2]. Trójkąt Sierpińskiego Odszukanie gromady jest trywialne i sprowadza się do zlokalizowania układu δ Lyrae, wyznaczającego północno-wschodni wierzchołek równoległoboku Lutni. Spoglądając przez lornetkę zobaczymy widok zdominowany przez dwie barwne gwiazdy – pomarańczowego, jasnego olbrzyma δ2 (typ widmowy M4II)[3] oraz błękitnego karła z ciągu głównego δ1 (typ widmowy B2V)[4]. Wbrew oznaczeniu δ1 i δ2 nie stanowią fizycznego układu binarnego, choć jako składowe gromady są oczywiście związane siłami grawitacji. Uwierzcie mi na słowo, że ta para stanowi wystarczający powód, aby odwiedzić ten region nieba. Jeśli obserwujemy poza miastem, zwróćmy uwagę na kolejne składniki gromady, spośród których sześć najjaśniejszych (wliczając δ1 i δ2) układa się w cztery sąsiadujące trójkąty. Dobrze pamiętam swoje pierwsze, dość luźne skojarzenie z drugim krokiem konstrukcji trójkąta Sierpińskiego – fraktala autorstwa genialnego polskiego matematyka Wacława Sierpińskiego. Źródło: Wikipedia; pierwsze pięć iteracji w procesie konstrukcji trójkąta Sierpińskiego Dysponujący teleskopem mogą sięgnąć jeszcze głębiej w Kosmos w poszukiwaniu najsłabszych składników (Olin Jeuck Eggen wyodrębnił przeszło 30 gwiazd wchodzących w skład gromady[1]). Pamiętajcie, aby nie przesadzić z powiększeniem – wszak to nie nowość, że gromady otwarte najlepiej smakują wraz z odrobiną otoczenia. Gdy nakarmimy się widokiem, warto spróbować swoich sił i dokonać klasyfikacji gromady w oparciu o powszechnie stosowany model autorstwa Roberta Trumplera (o szczegółach przeczytacie m.in. w opracowania Janka). W odpowiednich warunkach, ta niepozorna grupa gwiazd prezentuje się naprawdę uroczo. Czyż poniższy szkic autorstwa Jaakko Saloranta, wykonany podczas obserwacji przez 8-calowy teleskop Newtona i okular generujący 60-krotne powiększenie nie jest wystarczającym dowodem? Źródło: http://www.kolumbus.fi/jaakko.saloranta/Deepsky/Extra/Steph1.html Ilekroć patrzę na wyróżniającą się barwą δ2, nie pasującą pod tym względem do pozostałych składników, przypominam sobie o znajdującej się w konstelacji Kasjopei podobnej, choć mniejszej gromadzie Messier 103, o której przeczytacie w tym odcinku Obiektu Tygodnia. Pamiętam, że czerwony olbrzym znajdujący się w jej centrum, zrobił na mnie spore wrażenie. Jak co roku o tej porze, zimowe konstelacje coraz śmielej wkraczają na nieboskłon szybko spychając niebiańskie akcenty lata. Nie czekajcie aż na niebie na dobre zapanuje Myśliwy i wykorzystajcie najbliższą pogodną noc, aby spojrzeć na okolice delty Lutni, a następnie koniecznie dajcie znać, jak poszło! --- [1] http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1968ApJ...152...77E&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf [2] https://en.wikipedia.org/wiki/Delta_Lyrae_cluster [3] http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=*+del02+Lyr [4] http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=*+del01+Lyr
  42. 9 punktów
    Do Żyrafy zaglądam całkiem często, jest tam kilka naprawdę ciekawych obiektów. Oprócz wymienionych przez Janka celów lornetkowych posiadacze większych apertur mogą namierzyć: - NGC 1501 - jasną i łatwą mgławicę planetarną, widoczną nawet w dużych lornetach (25x100, a pewnie i nieco mniejsza wystarczy), - planetarne maleństwo skatalogowane jako PK 147+4.1 (Minkowski 2-2) o jasności 13,8 mag; mgławiczka jest niewielka (ok. 6”), lecz w dwunastu calach widoczna bez problemu jako okrągłe kółeczko o jednorodnej jasności. Wymaga sporych powiększeń – 200x było w sam raz. W posiadanym przez mnie wydaniu NSOG-a błędnie podano jej rozmiar (12'). Wskazane użycie filtra OIII (choć przyznam, że nie sprawdzałem, czy i jak jest widoczna bez filtra), - gromadę otwartą IC 361; mimo małych rozmiarów (6') i niewielkiej jasności (11,7 mag) jest urocza – ot, taka ulotna mgiełka skrzącego się, gwiezdnego pyłu (jako rzecze NSOG - „mist of stardust”). Piękny widok w średniogniskowym okularze. Przy powiększeniu 133x śladów rozbicia nie dostrzegłem, większych powerów nie próbowałem; dostrzegłem ją swego czasu także w lornecie 28x110, - galaktykę NGC 1560 (rozmiar 9,2'x1,7', jasność 11,4 mag), która teoretycznie wydaje się być łatwym celem, lecz w rzeczywistości nie jest już tak różowo (winowajcą jest niewielka jasność powierzchniowa). Warto jednak na nią zerknąć – położona jest krawędzią w naszą stronę i w rezultacie widoczna jako podłużne, świetliste pasmo o dość jednorodnej jasności, jak delikatny ślad muśnięcia pędzlem po niebie.
  43. 9 punktów
    Odnawiam temat, ponieważ stare wątki wcięło na zawsze, a przynajmniej kilka osób było i jest zainteresowane tematem. Pomiar zmian jasności obiektów na niebie to jedna z bardziej atrakcyjnych rzeczy, które może robić amator astronomii. Gwiazdy zmienne są doskonałym przykładem dynamiki Wszechświata, a skala czasowa zmian jasności takich gwiazd może wynosić od wielu lat do pojedynczych minut. Ale nie tylko gwiazdy zmieniają swoją jasność - możemy również mierzyć zmiany jasności podczas tranzytów egzoplanet, czy zmiany jasności asteroid. Pomiary tych ostatnich są pomocne przy wyznaczaniu okresu obrotu asteroidy, a nawet jej kształtu. W poniższym małym tutorialu chcę opisać tworzenie krzywej zmian jasności pojedynczego obiektu z użyciem programu Muniwin, który jest częścią pakietu C-Munipack. Zanim jednak zaczniecie zabawę z fotometrią zachęcam do zapoznania się z podręcznikiem AAVSO o fotometrii CCD, który niedawno został przetłumaczony na język polski. Nie jest to konieczne do rozpoczęcia pracy z programem Muniwin, ale pomaga w zrozumieniu jak to wszystko działa i jak uzyskać dobrej jakości wyniki fotometryczne. W tym miejscu zakładam, że mamy: zestaw do fotografowania nieba, który potrafimy obsługiwać zainstalowany program Muniwin skalibrowaną serię klatek z obiektem, który chcemy zbadać. Mogą to być klatki z jednej sesji, ale mogą też pochodzić z wielu nocy i obejmować długi okres czasu. Klatki można też kalibrować w programie Muniwin, ale nie będę tego tutaj opisywał - jeśli używacie innego programu do kalibracji to łatwiej będzie przy nim pozostać. Cały proces składa się z kilku kroków. Najpierw w programie Muniwin utworzymy nasz profil sprzętowy. Po uruchomieniu programu wybieramy z menu Tools pozycję Edit profiles. Następnie zaznaczamy profil Light curve i zapisujemy go pod nową nazwą. W takim nowo stworzonym profilu możemy zaktualizować dane naszej kamerki w sekcji Camera. W sekcji Source frames warto obniżyć wartość Max. pixel value tak, aby nie wkraczać w nieliniowy zakres pracy naszej kamerki. O ile nie znamy dokładnej wartości, to bezpiecznie będzie tutaj wpisać 50,000 - 55,0000 ADU. Natomiast w sekcji Observer wpisujemy dane o naszym miejscu obserwacji. Wartości w pozostałych sekcjach będziemy dostrajać już podczas pracy z konkretnym projektem. Nie zapomnijcie zapisać zmian w profilu. Następnie tworzymy nowy projekt klikając w menu Project pozycję New. Wpisujemy nazwę projektu (np nazwę naszego obiektu), wybieramy nasz nowo stworzony profil. Możemy też zmienić domyślne miejsce, w którym Muniwin zapisze nasz projekt. Po utworzeniu projektu wczytujemy do niego pliki z menu Frames -> Add individual frames. Nie będziemy ich kalibrować w Muniwin, dlatego upewnijcie się, że są skalibrowane. Do projektu można w każdej chwili dodać kolejne pliki z następnej sesji, żeby rozszerzyć krzywą zmian jasności o nowe dane. Nowe pliki muszą zostać przekonwertowane na format strawny dla Muniwina. Wykonujemy to wywołując polecenie Reduce -> Process new frames (to polecenie będziemy też wywoływać wtedy, kiedy do projektu dodamy nowe pliki), a następnie Reduce -> Fetch/convert files. W tym i każdym następnym kroku w okienkach widoczny będzie przycisk More options... pod którym możemy zmienić ustawienia dla bieżącego projektu. Ustawienia te są kopiowane na początku z wybranego przez nas profilu. Po naciśnięciu przycisku OK pliki zostaną skonwertowane. Kolejny krok to wykonanie fotometrii. Process ten jest dość czasochłonny, dlatego warto najpierw dostroić ustawienia z użyciem pojedynczej klatki. W tym celu zaznaczamy pierwszą klatkę na liście, wybieramy z menu Reduce -> Photometry, i w nowym okienku zaznaczamy opcję Selected file only. Następnie klikamy OK. Po kilku chwilach proces się zakończy i na liście pojawi nam się ilość rozpoznanych na zdjęciu gwiazd. Musimy teraz wizualnie ocenić, czy nie jest ich za dużo albo za mało w porównaniu z tym, co widzimy na zdjęciu. Jeśli jest ich za dużo, prawdopodobnie część szumu została rozpoznana jako gwiazdy. Trzeba wtedy w okienku Photometry kliknąć przycisk Star detection options i dostroić parametry. Można zacząć od Detection threshold - jeśli gwiazd jest za dużo, należy ten parametr zwiększyć. Po dobraniu parametrów możemy uruchomić proces na całym zestawie klatek (w okienku Photometry należy zaznaczyć pozycję All files). Proces zajmie trochę czasu, a po jego zakończeniu przy każdej klatce powinna pojawić się ilość rozpoznanych na niej gwiazd. Jeśli ilość ta przy niektórych klatkach znacznie się różni (np o połowę) od większości klatek, możemy takie klatki usunąć z projektu, ponieważ najprawdopodobniej są one słabej jakości. W tym momencie od wykreślenia krzywej zmian blasku dzieli nas już tylko jedna operacja. Muniwin musi dopasować do siebie gwiazdy na wszystkich klatkach, żeby był w stanie określić jak się zmienia ich jasność. Służy do tego polecenie Reduce -> Match stars. Po jego wywołaniu otworzy się nowe okno, w którym po lewej stronie zobaczymy listę klatek posortowaną według ilości rozpoznanych na niej gwiazd. Upewniamy się, że mamy zaznaczone opcje Stationary target oraz Frame from current project i uruchamiamy proces przyciskiem OK. Musimy teraz obserwować po kolei ile gwiazd w kolejnych klatkach zostaje dopasowane. Jeśli jest to 80-90% to jest dobrze. Jeśli wartość ta się mocno waha, spada poniżej 50-60%, albo nie udaje się uzyskać dopasowania, należy przerwać proces i dostroić opcje dopasowywania gwiazd. Znajdziemy je w okienku Reduce -> Match stars pod przyciskiem Options. Możemy zacząć od zwiększenia parametru Read stars i / albo od zwiększenia parametru Clipping factor. Kiedy już uzyskamy dobre dopasowanie gwiazd pomiędzy klatkami możemy wyznaczyć krzywą zmian blasku W tym celu otwieramy pozycję Plot -> Lightcurve. W okienku możemy zaznaczyć opcję Compute air mass coefficient. Jeśli chcemy określić więcej niż jedną gwiazdę odniesienia, wtedy zaznaczamy pozycję Ensemble photometry. Po kliknięciu OK pojawia się okienko, w którym musimy zaznaczyć obiekty. Mamy do dyspozycji trzy różne widoki: surowy obraz, wygenerowana na jego podstawie mapka, oraz mapka nałożona na obraz. Należy teraz zidentyfikować na obrazie nasz obiekt oraz gwiazdy odniesienia (obraz można przybliżać oraz przesuwać) oraz zaznaczyć je. Po kliknięciu na obiekcie, którego jasność chcemy zmierzyć wybieramy z menu opcję Variable. Następnie klikamy na jednej lub większej ilości gwiazd odniesienia i zaznaczamy opcję Comparison. Dodatkowo warto zaznaczyć gwiazdę testową Check star. Mapkę z zaznaczonymi gwiazdami warto w tym momencie zapisać jako nowe zaznaczenie (Save as...), żeby później było łatwo do niej wrócić i zmienić zaznaczone obiekty. Następnie klikamy przycisk OK i pojawia się okno, w którym wybieramy aperturę pomiarową. Zazwyczaj najlepiej jest wybrać aperturę, dla której wartość Std. dev. osiąga minimum. Po czym klikamy znowu przycisk OK i powinno pojawić się okno z krzywą zmian jasności naszego obiektu. Przykładowa krzywa powyżej została wykonana dla asteroidy (13) Egeria. Domyślnie na osi Y pokazywana jest różnica pomiędzy jasnością obiektu i gwiazdy odniesienia (V-C). Warto sprawdzić też wykres C-K, czyli różnice jasności pomiędzy gwiazdą odniesienia i testową, pozwoli to sprawdzić jaki rozrzut danych uzyskaliśmy, oraz czy wybrane przez nas gwiazdy odniesienia nie są same w sobie zmiennymi. W oknie Light curve jest wiele opcji - wykres możemy przybliżać i przesuwać, wyświetlić dane jako tabelę, wybrać inną aperturę pomiarową, włączyć słupki błędu (Error bars w menu View) a także wyeksportować dane w postaci zarówno graficznej jak i tekstowej - na przykład w celu umieszczenia ich w bazie AAVSO. Przykładowa krzywa powyżej to dane pochodzące z jednej nocy. Dla gwiazd o długim okresie zmienności będziemy oczywiście potrzebowali dużo więcej pomiarów z większej ilości nocy. I to byłoby na tyle Przynajmniej na razie. Jeśli jeszcze nie przeczytaliście poradnika AAVSO o fotometrii CCD, to napiszę kilka ważnych informacji o fotometrii: trzeba być cierpliwym i uważnym. I kalibrować klatki. W ten sposób uzyskamy wartościowe dane. Nie mają być ładne, tylko wartościowe. trzeba poznać swój zestaw na tyle, żeby wiedzieć jak zrobić poprawne zdjęcie interesującego nas kadru czas ekspozycji należy tak dobrać, aby zmaksymalizować odstęp sygnału od szumu (SNR), ale z drugiej strony, żeby nie wejść w nieliniowy zakres przetwornika. Bezpieczna górna granica to 50,000 - 55,000 ADU do sesji należy się przygotować, żeby wiedzieć czego oczekiwać w kadrze niektóre krzywe jasności można robić bez żadnego filtra (np pomiary tranzytów egzoplanet, czy okresów rotacji asteroid), ale do fotometrii gwiazd zmiennych warto zaopatrzyć się w filtry fotometryczne. Najpopularniejszy to filtr V. W drugiej kolejności mogą to być filtry R i B należy dobierać cele pod posiadany zestaw. Przy umiarkowanej aperturze nie należy polować na słabe obiekty, których jasność zmienia się szybko. Słabe obiekty będą wymagały długiego czasu naświetlania do uzyskania dobrego SNR. A długi czas naświetlania oznacza, że nie będziemy w stanie wyłapać szybkich zmian jasności obiektu. Fotometria to świetna zabawa i jest cała masa obiektów do zbadania. Nie warto z tego rezygnować
  44. 9 punktów
    Po dość mocno pochmurnym dniu zachód zrekompensował szarość ładnym kolorkiem i ostrym słońcem: i kilka chwil później Pozdrawiam
  45. 9 punktów
    Mgławica Kalifirnia Pierwszy kompletny SHO po 20x300s na kanał
  46. 8 punktów
    Nadchodzi następca palomarskiego iPTF (Intermediate Palomar Transient Factory), czyli ZTF (Zwicky Transient Facility) - przeglądu obserwacyjny północnego nieba. W tym miesiącu uzyskano "pierwsze światło" teleskopem, który będzie używany do ZTF od lutego 2018r. - spory kawałek gwiazdozbioru Oriona. "Fotka" 24000 x 24000 pikseli o polu widzenia ok 47 stopni kwadratowych. Tutaj można nawet pobrać fragment tego "zdjęcia" 8036x8036 pikseli - TIF o wielkości ok. 80MB. Na Mt Palomar możliwe są obserwacje przez 300 nocy w roku z pokryciem nieba pokazanym jak poniżej (... oczywiście nie jednocześnie): Autorzy projektu liczą, że znacznie zwiększy się liczba odkrytych zjawisk TDE (do ok. 30 / rocznie), wybuchów supernowych (tysiące?), nowe gwiazdy zmienne (miliony? od okresów rzędu minut np. białe karły do lat np. pulsujące olbrzymy), rozbłyski gwiazd, soczewkowanie grawitacyjne, rejestracje błysków towarzyszących połączeniu się gwiazd neutornowych. W zasięgu ZTF (filtr R ok. 21 mag) będą gwiazdy zmienne w M31 do jasności absolutnej -4 mag. Techniczna specyfikacja Teleskop: Samuel Oschin 1,2m Schmidt, Palomar Observatory, Pole widzenia : 47 st. kwadratowych (247 średnic Księżyca), Detektory : 16 kamer 6 tys. x 6tys. pikseli (CCD231-C6) - 24 tys x 24 tys pikseli (razem 605 mega-pikseli), Wielkość piksela: 15 mikronów, Skala: 1.0"/piksel Czas maświetlania: 30 sek, Czas oczytu: 10 sec Średni czas pomiędzy zdjęciami - 15 sec Zasięg : 20.4 mag (5 sigma, pasmo R, przy wszystkich fazach Księżyca) Filtry : ZTF g, ZTF r, ZTF i "Szybkość" obserwacji : 3750 st. kwadratowych/godzina (całe niebo "północne" >). ZTF jest 10 x szybszy niż PTF, a LSST ma być 10x szybszy niż ZDF. Harmonogram ZTF ZTF jest przedsięwzięciem publiczno-prywatnym (? coś, co jest niemożliwe do realizacji w PL ). 2017 - ZTF pierwsze światło, odbiór techniczny, 2018 (luty) - początek przeglądu obserwacyjnego (pojawią się alerty o odkrytych zjawiskach chwilowych), 2019 - kontynuacja przeglądu, 2020 - koniec finansowania projektu przez NSF (udostępnienie danych). Literatura: [1] ZDF strona domowa - https://www.ptf.caltech.edu/ztf [1] ZDF - ogólne info - https://arxiv.org/pdf/1410.8185.pdf [2] ZDF - od strony technicznej : https://authors.library.caltech.edu/58413/1/Smith_2014p914779.pdf
  47. 8 punktów
    Jeśli ktoś kocha Atika i CMOSy to w końcu na gwiazdkę doczeka się czegoś dla siebie (a nawet na Mikołaja, bo przewidywana data dostawy to 5 grudnia). Atik Horizon będzie dostępny w wersji kolorowej i monochromatycznej, a za kolekcjonowanie fotonów odpowiedzialny jest znany z kamerek ASI1600 i QHY163 sensor Panasonica MN34230 o przekątnej 22mm i rozdzielczości 16Mpx. Kamerka wyposażona jest standardowo - port USB 3.0, chłodzenie 40*C poniżej temperatury otoczenia, bufor DDR 256MB, odpowiednio niski szum odczytu. Z tyłu kamerki znajdziemy gniazdo zasilania i port USB 3.0 i tyle. Wschodnie odpowiedniki przyzwyczaiły nas już do pewnego komfortu, czy to gniazdo do obsługi koła filtrowego w QHY, czy hub USB w ASI. Atik jak widać stawia na prostotę Kamerki w Teleskop-Express są wycenione na 1399EUR wersja kolorowa i 1790EUR wersja mono. Jednocześnie Atik383L+ staniał o 100EUR A SBIG dalej udaje, że CMOSów nie ma (SBIG Aluma)
  48. 8 punktów
    Minęło 5 miesięcy... Góralowi się troszkę urosło Ładnie łapeczkę podaje.
  49. 8 punktów
    Chciałem się tylko podzielić moją fotką. Pierwsze światło z gwiazdozbioru Oriona , Iso 800 8minX10 lighty, 5xdark, 20xbias : Mały crop. Nie jest to może najwyższa półka astrofotografii ale ile przyjemności i satysfakcji po mojej "sercowej przerwie" daje mi moje hobby to trudno powiedzieć. Muszę przyznać, że obserwatorium w postaci kopuły daje niesamowicie dużą ochronę przed porywami wiatru które w poniedziałek dawały o sobie całkiem wyraźnie znać. Materiału jest co prawda tylko 120min i strasznie już Łysy dawał ale w stellarium sobie już sprawdziłem , że za 2 tygodnie jak pogoda pozwoli będzie można w nocy 3-4h materiału zebrać. Może wtedy będzie lepiej . Na pewno będzie więcej materiału do ćwiczenia obróbki . OTA GSO 10" i Nikon d5100...
  50. 8 punktów
    Plejadki canon 5d 30 x 3,20 min tez iso 1600 Darki Flaty (pierwszy raz)
×
© Robert Twarogal, forumastronomiczne.pl (2010-2017)