Ranking użytkowników

Mgławica emisyjna IC 63 oraz mgławica refleksyjna IC 59 położone w sąsiedztwie gwiazdy Gamma Cassiopeiae. Niebo stosunkowo ciemne zasłane od południowej strony LP. Największym problemem sprawiło mi halo od jasnej gwiazdy i "wyciągnięcie" wodoru ze ślepego canona Heq5, 150/750, eos1100d 42x6min 800iso Pozdrawiam Marek.

6. Dekonwolucja. Ogólnie rzecz biorąc dekonwolucja to proces polegający na określeniu funkcji opisującej zakłócenia i następnie wykorzystaniu jej w celu oddzielenia zakłóceń od obrazu. W przypadku procesu dekonwolucji w PixInsight funkcja opisująca zakłócenia to PSF (Point Spread Function). Jest to funkcja opisująca odpowiedź systemu obrazowania na punktowe źródło światła (np. gwiazdy). Proces dekonwolucji należy przeprowadzić na obrazie w trybie liniowym - zanim przeprowadzimy na nim operacje krzywymi albo poziomami. Dekonwolucja nie naprawi nam obrazu, gdzie w każdym miejscu kadru gwiazdy mają inny kształt (na przykład na skutek złej kolimacji albo źle ustawionego/dobranego korektora, na skutek komy), ponieważ model PSF musi być taki sam dla całego kadru. Może nam natomiast w pewnym stopniu poprawić na przykład zdjęcie z 'pojechanymi' na skutek złego prowadzenia gwiazdami, ponieważ są one w całym kadrze jednakowo zniekształcone. Do procesu dekonwolucji w PixInsight będziemy potrzebowali trzy elementy: - model PSF naszego obrazu utworzony w procesie DynamicPSF - local deringing support, który będzie w naszym przypadku maską StarMask. Ma on na celu ograniczenie wzrostu artefaktów w procesie dekonwolucji w miejscach o szybkich zmianach jasności (gwiazdy, brzeg tarczy Księżyca lub planety) - maskę luminancji do ochrony obszarów, których nie chcemy przetwarzać dekonwolucją Do zbudowania modelu PSF naszego obrazu wykorzystamy proces DynamicPSF. Po otwarciu procesu, zaznaczamy na naszym zdjęciu obrazy gwiazd - o różnej jasności, ale nie przepalonych. Około 30-40 gwiazd pozwala na wyznaczenie dobrego modelu PSF. Po czym zaznaczamy wszystkie punkty na liście i klikamy w procesie na ikonkę aparatu fotograficznego i proces na podstawie zaznaczonych gwiazd generuje nam model PSF w postaci statystycznego obrazu gwiazdy. Zachowajmy ten obraz na później. Następnie musimy zbudować local deringing support (nie wiem jak to przetłumaczyć :) ). Nie jest to tak naprawdę maska, choć jest w ten sposób tworzona - obraz ten powinien zawierać jaśniejsze gwiazdy z naszego zdjęcia. Otwieramy proces StarMask i tak długo dobieramy parametry procesu, aż local deringing support będzie zawierał to co chcemy - czyli jaśniejsze gwiazdy ze zdjęcia. Jeśli w obrazie wciąż łapią się fragmenty mgławicy lub galaktyki możemy je usunąć ręcznie np procesem CloneStamp. Następnie zmieniamy nazwę wygenerowanego obrazu np na "LDS" i zachowujemy na później. Ostatni element naszej układanki to maska luminancji. Kopiujemy nasz obraz (chwytamy za pionową belkę z nazwą obrazu i przeciągamy ją w inne miejsce - powstaje kopia). Następnie aplikujemy na stałe STF - otwieramy proces HistogramTransformation, zaznaczamy kopię naszego obrazu i przenosimy proces STF (trójkątna ikonka) na dolną belkę procesu HistogramTransformation. W ten sposób kopiujemy ustawienia pomiędzy tymi dwoma procesami. Następnie aplikujemy proces HistogramTransformation na kopię obrazu. I teraz po kolei: - aplikujemy maskę luminancji na nasz obraz: przeciągamy nazwę maski z pionowej belki na obszar pod nazwą obrazu. Pionowy pasek z nazwą zmienił kolor na brązowy, co oznacza że maska jest zaaplikowana. Teraz ukryjmy maskę (menu Mask -> Show mask) żeby nam nie przeszkadzała - otwieramy proces Deconvolution i przechodzimy na zakładkę External PSF. Tam w polu View identifier wybieramy nasz model PSF gwiazdy - aktywujemy sekcję Deringing. W polu Global dark wpisujemy wartość naszego poziomu tła. Aktywujemy Local deringing i wybieramy nasz wygenerowany obraz local deringing support - na obrazie definiujemy kilka podglądów. Proces dekonwolucji jest dosyć czasochłonny i parametry lepiej dopasowywać parametry dekonwolucji na podglądach (Preview) W końcu możemy przystąpić do właściwej dekonwolucji :) Algorytm Richardson-Lucy, na początek 10-20 iteracji, przechodzimy na pierwszy Preview i przeciągamy trójkątną ikonkę procesu na podgląd. Po chwili możemy zobaczyć wyniki. Kombinacją klawiszy Ctrl + Shift + Z możemy na podglądzie sprawdzać różnicę pomiędzy widokiem przed i po zastosowaniu procesu. Ctrl + R powoduje nam zresetowanie podglądu do stanu jak w oryginalnym obrazie. Parametr Iterations możemy zwiększać, co powoduje nasilenie efektów dekonwolucji. Jednak powyżej pewnej wartości zaczynają się tworzyć artefakty. Zazwyczaj wartości pomiędzy 20 i 50 są wystarczające do uzyskania dobrego efektu. Parametr Local deringing amount może być użyty do kontrolowania siły z jaką działa local deringing support. W sekcji Wavelet regularization dostrajamy parametry odpowiedzialne za usuwanie szumu powstającego w procesie dekonwolucji. Trzeba tu znaleźć kompromis pomiędzy redukcją szumu i utratą szczegółów. Efekt procesu dekonwolucji nie jest spektakularny, powoduje jedynie niewielką poprawę szczegółów w obrazie - ale są to szczegóły rzeczywiste, o ile tylko proces jest prawidłowo zaaplikowany. A jak wiadomo diabeł tkwi w szczegółach :) . Jeśli zauważymy, że dekonwolucja nie została np zastosowana do słabych fragmentów mgławicy, możemy przejść do maski luminancji i rozjaśnić te fragmenty. Jeśli już jesteśmy zadowoleni z efektów na jednym podglądzie, pora sprawdzić jak wygląda sprawa na pozostałych podglądach - na jasnych gwiazdach albo obszarach mgławicowych. Poniżej przykład podglądów przed (po prawej) i po procesie dekonwolucji (po lewej). Klikając na podglądzie kombinację klawiszy ctrl + shift + z możemy najlepiej porównać efekty działania procesu. Mocno przepalone gwiazdy zazwyczaj w procesie dekonwolucji są dość mocno degradowane. Jeśli komuś nie odpowiada takie działanie może na masce luminancji zamalować narzędziem CloneStamp taką gwiazdę na czarno, wówczas proces nie będzie na niej wykonywany. Poniżej obraz takiej gwiazdy, w której prawa część na masce została zamalowana. Możemy zobaczyć różnicę pomiędzy gwiazdą po dekonwolucji (jej lewa część) i jej oryginalnym obrazem (prawa część). Po dokonaniu wszystkich poprawek i korekt możemy zastosować proces na całym obrazie. I jeśli jesteśmy zadowoleni z efektów przechodzimy do kolejnych procesów :) Następnym procesem może być pierwsza faza usuwania szumu z obrazu, o czym w następnej części :) 06 Dekonwolucja - Deconvolution, Dynamic PSF, Star Mask.pdf

Słońce z 24.10.2014 i grupa plam 2192 R80/400, Canon 1100 w ognisku głównym barlow 2x

Rzadko tu piszę ale to sensacyjne odkrycie nie może być pominięte !!!!! Kolego Hampel - Szacun za odszukanie i dostarczenie informacji w Statusach o tak wiekopomnym odkryciu 8) Oryginalny wpis Kolegi Hampel - ,,O żesz... Taka "perełka" na tak popularnym portalu internetowym... http://img.sadistic.pl/pics/258900f970c8.jpg "

Przerażający ogromny bardzo aktywny region 2192. Refraktor 150/1000+ Daystar Quark, ogniskowa 4.3 - 8.6metra

7. Odszumianie. Odszumianie w fazie liniowej (przed operacjami na krzywych i poziomach) - Multiscale Linear Transform. Operację zaczynamy od opracowania maski. Przy usuwaniu szumu na obrazie liniowym siła redukcji szumu powinna być proporcjonalna do stosunku sygnału do szumu. Proces MLT umożliwia nam łatwe wyznaczenie liniowej maski. W tym celu otwieramy proces Multiscale Linear Transform i zaznaczamy sekcję Linear Mask, a w niej Preview mask, Inverted mask i następnie klikamy w dolnej belce przycisk Preview (podgląd). Do dyspozycji mamy tylko dwa parametry - suwakiem Amplification ustawiamy maskę tak, aby jasne obszary oryginalnego obrazu na masce były ciemne, a więc chronione przed redukcją szumu. Suwak Smoothness określa nam jak bardzo maska ma być wygładzona. Po ustawieniu wartości według naszego uznania wyłączamy podgląd i odhaczamy pole Preview mask. Następnie możemy się zabrać za redukcję szumów. Przy obrazie liniowym warto zwrócić uwagę, aby nie redukować szumu za mocno. Szumu nie można usunąć w całości - szum jest częścią danych obserwacyjnych. Jeśli chcemy poprawić stosunek sygnału do szumu w obrazie musimy zebrać więcej materiału. W przypadku naszego zdjęcia wybraliśmy algorytm Multiscale linear transform i pięć warstw waveletów. Odpowiadają one odpowiednio skali 1, 2, 4, 8 i 16 pikseli. W każdej z warstw możemy włączyć redukcję szumu zaznaczając warstwę w okienku z listą warstw i następnie zaznaczając sekcję Noise reduction. Parametr amount w sekcji Noise reduction pozwala na regulację siły redukcji szumu w wybranej warstwie. Parametr threshold określa próg powyżej którego następuje redukcja szumu. Zwiększanie tego parametru powoduje, że więcej detali na obrazie jest traktowane jako szum. Parametrem iterations możemy kontrolować stopień redukcji szumu, szczególnie kiedy parametr amount jest w przedziale 0.5-0.8. Szum na przykładzie powyżej w skali 1:1 jest bardzo 'gruby', ponieważ obraz powstał przy składaniu z algorytmem drizzle a więc w dwa razy większej skali, niż oryginalne zdjęcie z matrycy. W tym konkretnym przykładzie wavelety w skali 1px praktycznie w ogóle nie wpływają na obraz. Podobnie jak w przypadku dekonwolucji, warto też testować ustawienia na podglądzie. Jeśli obraz ma bardzo niewielki szum, czasami wystarcza jedynie wybranie i zastosowanie redukcji szumów w trzech albo czterech warstwach. I z mojego niewielkiego doświadczenia wynika, że trzeba tutaj dość sporo czasu poświęcić na takie dopracowanie ustawień, które zredukuje nam szum, a jednocześnie zachowa szczegóły obrazu i nie zmasakruje za bardzo tła :) Znacznie więcej czasu, niż w przypadku procesów takich jak ACDNR czy TGVDenoise - ale o nich innym razem :) 07 Odszumianie w fazie liniowej - Multiscale Linear Transform.pdf

Jeżeli, tak jak ja, urodziliście się na przełomie lat siedemdziesiątych i osiemdziesiątych minionego stulecia (hmm, jak to zabrzmiało...), to prawie na pewno graliście w ?Pacmana?. Pamiętacie charakterystyczny kształt rozdziawionej paszczy? Tak się składa, że możemy się z nim zetknąć nie tylko na ekranie komputera, ale także w okularze teleskopu. Starożytni Grecy doszukiwali się na niebie wizerunków mitologicznych postaci, my umieściliśmy tam ?pożeracza kulek?. Ot, znak czasów... Mgławicę Pacman, skatalogowaną jako NGC 281, odnajdziemy w konstelacji Kasjopei (rektascensja 00h 52m 53,8s, deklinacja +56° 37' 30"). W katalogu Sharplessa odnotowano ją pod numerem 184. Obiekt został odkryty 16 listopada 1881 przez Edwarda Barnarda, który opisał go jako "dużą, słabą mgławicę, bardzo rozproszoną". Znajduje się w odległości szacowanej na około 9500 lat świetlnych od Ziemi, w ramieniu Perseusza, prawie 1000 lat świetlnych powyżej płaszczyzny Galaktyki. To obszar H II, oświetlany przez młode, masywne gwiazdy powstałe w jego wnętrzu w ciągu ostatnich kilku milionów lat. Gwiazdy te skatalogowano jako gromadę IC 1590 i to właśnie one są odpowiedzialne za świecenie mgławicy, jonizując wodór. Wszystko wskazuje to na to, że owa fabryka nowych gwiazdek nadal działa. W szczególności fakt ten potwierdza obecność kilku ciemnych globul Boka, w których w podczerwieni odkryto protogwiazdy. Największa globula należąca do NGC 281 ma średnicę około 2,6 roku świetlnego. Tyle teorii i suchych faktów, przejdźmy do wrażeń obserwacyjnych. Czego szukać? ? po prostu grupki słabszych gwiazdek, zatopionych wewnątrz sporej mgiełki (jej rozmiary kątowe to aż 35' × 30', a więc porównywalnie do tarczy Księżyca w pełni). Gdzie szukać? - aktualnie znajduje się ona w najkorzystniejszym położeniu, w okolicy zenitu. Starhopping w kierunku Pacmana jest banalnie prosty; mgławica przyczaiła się tuż obok dwóch jasnych gwiazd ? Schedar (? Cas) i Achird (? Cas ? skądinąd ładnego układu podwójnego), układając się wraz z nimi w kształt trójkąta. Problemów ze zlokalizowaniem NGC 281 nie powinni mieć zatem nawet niezbyt zaawansowani astroamatorzy. Kłopoty może za to sprawić niska jasność powierzchniowa obiektu, ale i na to jest rada - obserwacje należy prowadzić z dala od miast. W dobrych warunkach zdarzało mi się wyłuskać delikatną, bladą poświatę mgławicy już w lornetce 10x50. Ale ? jak powszechnie wiadomo ? apertura rządzi. Przy użyciu dużej lornety (28x110) da się już wypatrzeć ciemny obszar tworzący ?usta? Pacmana, któremu mgławica zawdzięcza swój charakterystyczny wygląd i nazwę. Ów ?pysk? to nic innego jak pył i gaz, przesłaniający jaśniejsze obszary. Wbrew pozorom nie była to jednak prosta sztuka; owo ?wcięcie? - hmm, gdybym nie wiedział, że tam jest, pewnie bym je przeoczył. Całość prezentowała się tak, jakby z jednej strony obiekt został delikatnie nadgryziony, ale to pociemnienie nie sięgało daleko w głąb, było subtelne i raczej trudne do wyzerkania. Co innego teleskop, zaopatrzony w długo- lub średnioogniskowy okular i filtr typu UHC, a najlepiej OIII, na który mgławica świetnie reaguje (kosztem rzecz jasna słabych gwiazdek widocznych na jej tle). Z wykorzystaniem takiego zestawu staje się jasna, kontrastowa i oczywista, a ciemna ?wstawka? pięknie odcina się od tła, ujawniając niejednorodności w swej strukturze. W szesnastocalowym newtonie, po chwili wpatrywania się widać w niej ewidentne ?rozgałęzienie?. Całkiem podobne wrażenia obserwacyjne miałem zresztą przy mgławicy Płomień w Orionie (NGC 2024). Szczerze powiedziawszy, nie bardzo potrafię zidentyfikować gromadę IC 1590 ? w tym sensie, że nie wiem, które konkretnie gwiazdy widoczne na tle obszaru mgławicowego do niej przynależą. Łatwe jest za to namierzenie układu wielokrotnego HD 5005 (Burnham 1), który odnajdziemy w centrum Pacmana. Układ ten został odkryty przez amerykańskiego astronoma S. W. Burnhama. Główny składnik - gwiazda o jasności 8,5 mag - posiada czterech towarzyszy, znajdujących się w odległości pomiędzy 1,4 a 15,7 sekund kątowych. Nie zaobserwowano istotnych zmian w tym systemie, począwszy od pierwszych pomiarów wykonanych w 1875 roku. Ta mała grupka niebiesko ? białych gwiazd naprawdę dodaje całości swoistego uroku. Używając nieco wyższych powiększeń, udało mi się dostrzec trzy z nich. Prawdziwe piękno mgławicy NGC 281 ujawnia się na długoczasowych fotografiach. Jest ona zresztą jednym z najczęściej ?wypalanych? przez astrofotografów obiektów. Poniżej zdjęcie autorstwa Jacka Bobowika. O ile czytasz to w noc niezdatną do obserwacji ? zagraj w Pacmana. Jeśli warunki sprzyjają ? spójrz w niebo, spróbuj i daj znać, jak poszło!

No Słupszczaki ja miejscówkę zaliczyłem - siedzenia niebo nie urywało ale droga mleczna majaczyła - południe kaszana a Plejadki gorzej niż ostatnio przy prawie pełnym Muńku. Kolega warzyn nie patrząc co napisaliśmy w wątku z Gdańska do nas przyjechał nie można było go odesłać bez pokazania miejscówki - przegadaliśmy więc ze trzy godzinki i zyskaliśmy nowego zamkowego Fana :) Chyba jeszcze do nas zawita. Sprzętu nie rozkładałem na dworze tylko w pokoju - tak więc mogę śmiało napisać, że astro zaliczone. 8) A w sumie to nas trzech było bo Michał na trele-konferencji :D

Ale bezmyślni ludzie piszą na tych portalach. Przecież jak Słońce znajdzie się między Ziemią i Księżycem to bedziemy mieli zaćmienie Księżyca ;).

Lepsze wiązanie - piasku sie do tynkowania używa nie do wylewek - budowałem dom. W sklepie z cementem Ci powiedzą. Na wierzchu coby było ładnie mozesz sobie zrobić tak zwana szlichtę z cementu z piaskiem a najlepiej kupić gotowe zaprawy (mieszanki) sa w workach tylko z woda rozmieszać. Jak powiesz do czego sprzedawca wskaże właściwą.

Zastanawiałem się, czy nie umieścić tego w jakimś dziale typu "sensacyjne odkrycia naukowe". :) Redaktorom interii.pl należą się gromkie brawa na leżąco... :D

Panowie, jeśli pogoda pozwala, a mamy pełnię i/lub mieszkamy np w stolicy, gdzie zanieczyszczenie światłem jest bardzo duże, to astrofotografie można robić przez filtry wąskopasmowe - np. Ha, OIII, SII. Oczywiście w stosunku do nieba niezaświetlonego, jakość klatek będzie trochę gorsza - (tutaj Łukasz zrobił piękne porównanie efektu o którym piszę), ale mimo wszystko ma to jeszcze sens. Jeśli natomiast chodzi o fotografię przy użyciu filtrów L, R, G i B, to Księżyc i LP są głównym wrogiem, i niestety nic sensownego się nie zwojuje. Oczywiście można próbować, ale jednak daleko od miasta i podczas nowiu będzie znacznie lepiej, niż bez tych dwóch składników :) Pozdrawiam!

Będzie gorąco... ;)

na jutro szykuje się jakieś przetarcie w końcu >:( czy ustecka ekipa planuje coś z tym zrobić???? Z chęcią bym wpadł do was i zobaczył no i tamto bo widać na forum, że wiecie czym ten astrochlebek posmarować. Oczywiście rozumiem, że wszystko rozwinie się z godziny na godzinę jutro popołudniu dlatego będą tu zerkał i czekał na rozwój sytuacji. Pytanie na tyle poważne, że mam do was 150km czyli jakby nie liczyć 4,87 pikoparseka. Ale tak na poważnie to jak już jechać to udanie.

Oto foty z ostatnich obserwacji - 04.10.2014

To ja dokładam zdjęcie tej grupy z 19.10. 2014. godz.09.20 przez teleskop GSO 200/1000 i ASI 120 MM.

Newton 150/750 to naprawde uniwersalny i tani teleskop, ogniskowa 750 i es 30mm da piekne pole w wizualu, w astrofoto jak pokazujecie daje super efekty :). Co ciekawe nawet tani smieszny achromacik 102/500 moze sluzyc w wizualu z es 30mm(31mm naglera pomine ;D ) i filterkami OIII i UHC do surfowania po niebie w prawie 5 stopniowym polu, dodatkowo z montazem HEQ5 i lustrzanka moze sluzyc smialo do pokazow rodzinnych astrofoto na zywo, 2 fotki przykladowe oklepanych obiektow z tego weekendu z wypadu w bory tucholskie pod ciemne niebo: Achromat 102/500, canon 60mod, 30sekund iso6400, montaz HEQ5 ustawiony na super szybko bez guidingu, nie dodalem filtra semi-apo bo zapomnialem zabrac :- : M31: M33:

Uh, dziś starczyło pogody na jedną 10 min klatkę. W Zatomiu podziwiałem ten kadr w maczku, dziś wylądował na CCD :) Kawałek M31 plus M32, po prawej u dołu majaczy NGC206 - jeden z największych rejonów formowania się gwiazd w Grupie Lokalnej. Newton 150/740, Atik383L+, 10 min L, Księżyc - zasięg około 3mag, resize 50%