Ranking użytkowników

Dla pełnego zrozumienia ,poruszanego tutaj zagadnienia, niezbędne jest zapoznanie się z cz.1 Obserwacja wizualna słabych, rozciągłych obiektów jest zasadniczo ćwiczeniem w wykrywaniu subtelnych zmian jasności; widzenie słabej plamy światła na ciemnym tle nieba, znane jako wykrywanie kontrastu. Kontrast określamy, przez stosunek jasności obiektu do jasności nieba. Jasność powierzchniowa obiektów rozciągłych i jasność powierzchniowa nieba są addytywne, oznacza to że kontrast między nimi jest określany przez dodanie jasności powierzchniowej obiektu(SBo) i j.pow.nieba(SBs) i porównanie z j.pow.nieba.(SBs).Ponieważ widzimy obiekty DS, patrząc przez atmosferę Ziemi, niebo i obiekt zachodzą na siebie w rezultacie ich jasności powierzchniowe łączą się, aby dać końcową widoczną jasność powierzchniową DSO.To wyjaśnia, dlaczego możliwe jest zobaczenie DSO o niższej jasności powierzchniowej niż niebo.Im ciemniejsze i bardziej przejrzyste jest niebo, tym większy kontrast. Rysunki 1-3 iIlustrują addytywną naturę jasności obiektu i powierzchni nieba. Prostokątne tło to„przestrzeń”. Mniejszy okrąg przedstawia obiekt głębokiego nieba. Większy okrąg przedstawia niebo, na którym obiekt jest obserwowany. Tam, gdzie obiekt i niebo się nakładają, ich jasności są addytywne, co określa kontrast obiektu względem nieba. W miarę wzrostu jasności powierzchni nieba — od lewej do prawej — kontrast się zmniejsza, a obiekt staje się trudniejszy do wykrycia.(Ferris .2005) Czy istnieje jakiś graniczny kontrast, który stanowi barierę wizualną(obiekt nie może być wykryty przez oko). Oczywiście, jest to tzw. kontrast progowy. Przeprowadzone w 1946przez Blackwella dokładne badania laboratoryjne , określiły kontrast progowy dla ludzkiego oka, na ok 2%,poniżej którego szum kwantowy uniemożliwia dostrzeżenie obiektu. W późniejszych latach niektóre doświadczenia określały ten próg na 1,2%-1.6%,ale skala badań i dokładność ,sprawiły że wartość progu kontrastu zmierzonego przez Blackwella wykorzystywana jest nadal w licznych pracach dot. tego zagadnienia. Blackwell stwierdził również ,że rozmiary kątowe obiektu, są ściśle powiązane z jego wykrywalnością. Duże obiekty oko wykrywa łatwiej.Jakie implikacje dla wizualnej astronomii niosą wartości kontrastu progowego? Rozdzielczość skotopowa nieuzbrojonego ludzkiego oka (nocne widzenie), to ok 20'-30',jeżeli rozmiar kątowy DSO jest mniejszy ,nie zostanie wykryty. Przy spełnionym warunku odpowiedniego roz.kątowego,progowa jasność powierzchniowa DSO,pod niebem 22MPAS dla nieuzbrojonego oka to ok .24MPAS.Zastosowanie instrumentów obserwacyjnych, pozwala obniżyć próg kontrastu do ok.26MPAS,i to już koniec ,niezależnie od wielkości używanej apertury. 26MPAS (czli 2%różnica) stanowi próg kontrasu,przy stałym widzeniu.Oznacza to że obiekt widać przez cały czas obserwacji, w przypadku "wyskakiwania" DSO ,doświadczony obserwator może osiągnąć próg do ok 27MPAS(obserwacje gal.Draco Dwarf .SB-26,13MPAS)podobnie zastosowanie filtów mgł.pozwala osiągnąc próg 0,5%-1% .(27MPAS-27.5 MPAS) Drugi istotny parametr to rozmiary kątowe. Ma to bezpośredni związek z budową naszego oka. Żeby można było dostrzec obiekt głębokiego nieba(DSO),musimy oświetlić odpowiednią powierzchnie siatkówki, co jest nieodzowne do pobudzenia odpowiedniej ilości pręcików(odpowiadających za wykrywalność zmian jasności),w innym przypadku sygnał zostanie pominięty "zlekceważony" i nie dotrze do naszego mózgu, obiekt pozostanie niewidoczny. Wielkość minimalna dla obiektów o niskiej jasności pow. to ponad 3*rozmiaru pozornego, widzianego w okularze. Czym mniejsza j.pow. obiektu, tym bardziej musimy zwiększyć jego wymiar. Przykład-włókno SNR o niskiej j.pow.(<25MPAS) ma rozmiar 220'x 4'.O ile jego długość pozwalała by go zobaczyć przy bardzo małych powiększeniach, o tyle szerokość już nie. Aby rozmiar pozorny szerokości wynosił ponad 3*musimy go powiększyć min. 50x(50x4' =200') Rys.4. Możliwości wykrywania, w zależności od pozornych rozmiarów przy różnych j.pow.nieba i obiektu(wg.M.Bartels) Jak widać ,obliczenie minimalnego powiększenia które umożliwi nam dostrzec DSO, uzyskujemy w prosty sposób. Ale co z powiększeniem optymalnym i progowym, po przekroczeniu którego obiekt przestaje być widoczny. Tutaj sprawa nie jest już taka prosta. Roger Clark w swojej przełomowej pracy"Visual Astronomy of the Deep Sky" 1991.zaproponował metodę przewidywania widoczności obiektów niegwiazdowych przy danym teleskopie, a także obliczania optymalnych powiększeń. Metodę oparł na wcześniejszej pracy Blackwella. Stworzył tzw.*Powierzchnie Blackwella/Clarka stanowiącą "tło" wykresów ,z których możemy odczytać przewidywania detekcji DSO dla teleskopów D 1,5"-16".Postaram się to przedstawić w łatwiejszy bardziej uproszczony sposób.Zakres maksymalnej średnicy źrenicy wyjściowej wynosi od 5 do 8 mm, w krokach co 0,5 mm, powinno objąć większość osób(Rys.5). Jeśli znasz maksymalną średnicę źrenicy swoich oczu, wybierz kolumnę, której najwyższa wartość jest najbliższa. Wszystkie wartości średnicy źrenicy wyjściowej zostały zaokrąglone do najbliższej dziesiątej części milimetra. Rys.5(wg.G.LeDrew. Przykład. Załóżmy, że twoja źrenica rozszerza się do 7 mm. Okular, którego używasz daje ci źrenicę wyjściową 2,8 mm. W tabeli pod kolumną oznaczoną „7,0” znajdziesz wartość „2,8” ,w wierszu dla pociemnienia o 2 magnitudo.To co teraz napiszę może szokować ,mnie zszokowało. We wszystkich aperturach przy wszystkich powiększeniach kontrast pozostaje stały. Przypominam że mówimy tutaj o obiektach rozciągłych, który mają swój rozmiar kątowy i j.powierzch. Nie dotyczy obiektów punktowych, które są poza zakresem tego zagadnienia.Niebo jest obiektem rozciągłym ma swoją jasność powierzchniową, jak M31, M33 lub jakikolwiek inny DSO. Bez względu na kombinację użytej apertury i powiększenia, jasność powierzchni nieba i jasność powierzchni obiektu zostaną zmienione w tym samym stopniu. Tak więc stosunek jasności, który określa kontrast, pozostaje niezmieniony. We wszystkich aperturach przy wszystkich powiększeniach kontrast pozostaje stały. Pójdę jeszcze dalej i powiem że teleskopy wręcz przyciemniają obraz w stosunku do tego widzianego nieuzbrojonym okiem. Wiąże się to z transmisją instrumentów, które nie mogą osiągnąć 100% sprawności. Ale przecież czym większa apertura, tym możemy sięgnąć głębiej. Zobaczyć słabsze galaktyki, ich gromady, malutkie mgł. planetarne, szczegóły mgławic, ramiona spiralne itp. Jak???Musimy wrócić do tego co było omawiane nieco wcześniej...ma to bezpośredni związek z budową naszego oka,a dokładnie z wielkością źrenicy wyjściowej(exit pupil-EP). Wartości w wierszach tabel ,zostały zaokrąglone. Myślę że tabele już dużo wyjaśniają. Wzrost powiększenia(tab.1) pozwala na dostrzeganie mniejszych szczegółów, jest to odniesione do DSO o jasnościach pow.>24MPAS, poniżej, rozdzielczość oka drastycznie spada, przez co szczegół wymaga większych wartości powiększeń. Chcąc zyskać rozdz. 17" w teleskopie 8"-powiększenie 86 x, spowoduje redukcję EP z 7mm do 2.3mm i obniży jasność obrazu prawie o 2,5mag.(Rys.5) ,przez co znaczna ich część nie zostanie wykryta. Duże powiększenia umożliwiają dostrzeganie małych DSO i szczegółów, ale przy odpowiedniej jasności obrazu, którą zapewniają duże i średnie apertury. Tabela 2, pokazuje wzrost źrenicy wyjściowej ,wraz ze wzrostem apertury dla powiększenia 160x(EP-1.6mm),które najczęściej używałem do obserwacji galaktyk w 9.5" teleskopie. Skrajna kolumna pokazuje powierzchnie oświetlonej siatkówki, jak wiemy kontrast pozostaje stały ,ale wykrywalność oka zwiększa się wraz ze wzrostem oświetlonej powierzchni siatkówki co przekłada się na zwiększenie ilości pobudzanych pręcików oka. Chcąc uzyskać w 24" teleskopie EP 0.6mm(tab.2).musielibyśmy użyć powiększenia 1000x!.Przy 160x obraz jest o 4mag.ciemniejszy(Rys.5)w 4" niż w 24",można więc śmiało powiedzieć że mało co widać. Wróćmy jeszcze do rzeczonego hipotetycznego włókna SNR (SB-25MPAS) rozmiar 220'x4'.Minimalne pow. umożliwiające wykrycie to około 50x, obiekt ma b.niską j.pow.co wymusza zastosowanie max.źren.wyjściowch 6mm- 7mm i nieba przynajmniej 21.5MPAS(Rys.4) .Jak pokazuje tab.1 optymalne warunki dają teleskopy 12"i większe. Niestety nie dało się krótko, zagadnienie kontrastów progowych wymaga bardziej rozbudowanego tematu. Oczywiście to tylko przykłady, przy niektórych DSO musimy wspierać się różnymi rodzajami filtrów. Słabe niebo znacznie niweluje efekt dużych apertur ,a dobrze radzą sobie lornetki. Przy dużych rozmiarach DSO mała apertura o dużym polu widzenia lepiej pokaże obiekt niż duża, przez którą nie jednokrotnie nawet tego obiektu nie wykryjemy. Te i inne tematy, będą poruszane i rozwijane w kolejnych częściach. Ze względu na dużą ilość zmiennych, w astronomii wizualnej ,wszelkie liczby i wyliczenia należy traktować z pewnym marginesem. Pozdrawiam Irek.

Irek, super wpisy. Nie mogę doczekać się kolejnych

Początkiem kwietnia odkryto kometę ,która już dziś ma jasność około 8 magnitudo. Osiągnie peryhelium 1 maja 2025 i wtedy również znajdzie się najbliżej Ziemi. Szacuje się ,że osiągnie jasność około 4 magnitudo. Póki co będzie szansa ją zobaczyć przed wschodem Słońca, Końcem Kwietnia przejdzie na niebo wieczorne. Z Polski będzie szansa ja dostrzec do 10 maja

No nieźle chlapnęło, gratuluję fajnych zdjęć! 🙂

W 1części zajmiemy się jasnością powierzchniową obiektów głębokiego nieba, którego omówienie jest kluczowe do zrozumienia zagadnień kontrastu(cz.2). Obiekty głębokiego nieba różnią się wielkością, więc ich światło może być rozproszone bardziej lub mniej na obszarach o różnych rozmiarach, co sprawia, że są one bardziej lub mniej widoczne dla danej wielkości. Ich widoczność zależy zatem od ich jasności powierzchniowej(SB- surface brightness) a nie od ich całkowitej jasności lub zintegrowanej wielkości. Jasność powierzchniowa jest zatem przybliżonym wyznacznikiem widoczności. Średnia jasność powierzchniowa zależy krytycznie od rozmiaru obiektu, ale niewiele obiektów astronomicznych ma jasno określone granice. W przypadku galaktyk i gromad gwiazd w szczególności ,rozmiar jest bardziej sztuczną konwencją niż wewnętrzną właściwością. W większości katalogów granica rozmiaru jest wyznaczona w momencie kiedy SB obiektu spada poniżej 25(MPAS). Najczęstszym sposobem wyrażania SB jest magnitudo na kwadratową sekundę kątową(mag.per.arc.sec-MPAS), natomiast w katalogach obiektów ,SB podawne jest w mag.na minutę kwadratową(MPAM).Zamiana j.pow.obiektów,jest bardzo prosta. Jeżeli wartość SB podaną w mag.na sek.kw.(MPAS)chcemy przeliczyć na minuty kw. wystarczy odjąć 8,63, w sytuacji odwrotnej,dodać 8,63.W opisach będę podawał j.pow. w obydwu wartościach,np.13,5MPAM(22,13),lub 25MPAS(16.37) Załóżmy że obiekt ma SB-23MPAS,oznacza to że jego każda sekunda kwadratowa świeci z jasnością odpowiadającą gwieździe 23 mag. ,jeżeli SB podajemy w minutach jasność odpowiada minucie kwadr. Zakres j.powierzchniowej dla DS-ów waha się od 14-15MPAS(5,37-6,37)dla najjaśniejszych mgławic planetarnych, i schodzi poniżej granicy wykrywalności oka ;około 27MPAS(18,37) Najczulsze obecnie detektory CCD mogą zarejestrować obiekty o skrajnych 30-31MPAS!(21,37-22,37) Najciemniejsze nocne niebo na Ziemi ma około 22MPAS. Próg wykrywania kolorów przez oko wynosi około 18MPAS, w zależności od długości fali i czystości koloru. Jasność powierzchniową obliczamy ze wzoru *SB = m + 2,5 log(a x b) m-jasność ob.w mag. a i b to osie wielka i mała w minutach *Wzór uproszczony, dla obiektów okrągłych i owalnych stosowane są inne, dokładniejsze . Ten wzór daje średnią wartość SB, podczas gdy obiekt może mieć bardzo znaczące wahania jasności na całej swojej powierzchni. Na przykład galaktyka spiralna widziana z przodu może mieć niezwykle słabe ramiona, co skutkuje bardzo niskim średnim SB, podczas gdy jej małe jasne jądro może mieć SB, powiedzmy, o trzy wielkości jaśniejsze i stąd jest łatwo widoczne, podczas gdy zewnętrzne części są niewidoczne. Przykłady uproszczonych rozkładów j.powierzchniowej w różnych rodzajach galaktyk. (widziane od bieguna, i do około 30% nachylenia) 1-Galaktyki spiralne i spiral. z poprzeczką .Duże, dominujące zgrubienie centralne, słabo zarysowane ramiona, wysoka j.pow 2-Gal.spiral. i z porzeczką ,ze słabo zaznaczonym zgrubieniem z dominacją ramion, niska j.pow. 3-galaktyki eliptyczne i soczewkowe różnych typów. 4.Galaktyki karłowate, głównie eliptyczne. Galaktyki nieregularne ,podobnie jak wszelkiego rodzaju mgławice ,mogą mieć bardzo zróżnicowany i chaotyczny rozkład w takim ujęciu. SB gromad kulistych można porównać do przykł.3(M13,M15,M94) i 4,np-Palomary.Galaktyki spiralne widziane od równika, tzw."kantujące", mają rzeczywiste SB niższe, od podawanego(wyliczonego). Dzieje się tak za sprawą dysku, który tworzy ,w zależności od typu gal. różnej grubości ciemny pas równikowy, przysłaniając znaczną cześć światła emitowanego przez obiekt. Klasyczny przykład NGC891,SB-13,6MPAM(22,23)vs eliptyczna M110 ,SB-14MPAM(22,63)...no i którą lepiej widać.... Galaktyki, mogą być również słabiej widoczne, niż wskazywała by na to ich j.pow . Dlatego że oko ludzkie jest bardziej czułe na światło żółte niż niebieskie, spiralne z dobrze rozwiniętymi ramionami i nieregularne(niebieskie),zobaczymy gorzej niż żółte E,SO,SBO i spiralne z dużymi zgrubieniami. Podobnie wszystkie galaktyki, przysłonięte pasem Drogi Mlecznej, mogą być trudniejsze do zobaczenia niż wskazuje na to ich SB(IC341,Fireworks galaxy-NGC 6946,Barnards galaxy-NGC 6822.itp) Chociaż katalogi podają również jasność powierzchniową dla otwartych gromad gwiazd, nie są one często tak przydatne. Gwiazdy w otwartych gromadach gwiazd różnią się znacznie pod względem rozkładu, liczby i jasności gwiazd, a oko ma tendencję do skupiania się na pojedynczych gwiazdach niż na ogólnym rozkładzie światła. Jasność powierzchniowa jest bardziej przydatna dla gromad kulistych i gromad otwartych, jeśli są odległe i zaczynają przypominać mgławice.Obiekt o wyrazistych granicach(niektóre g.kuliste i mgł.planetarne) ,zauważymy łatwiej niż z rozmytymi, ponieważ oko ludzkie lepiej wykrywa krawędzie. Możemy zobaczyć obiekty o SB mniejszym niż jasność tła,dlatego że ich jasności sumują się. Np.Obserwujemy galaktykę o j.pow.24MPAS ,pod niebem 21MPAS. sumując otrzymujemy 20,93MPAS,czyli galaktyka jest ok.7% jaśniejsza niż tło. Nieuzbrojonym okiem doświadczony obserwator ,potrafi zauważyć obiekt (nie mniejszy niż 0,5*) 15-16% jaśniejszy niż tło nieba .Wszystkie obiekty o jasnościach poniżej 25MPAS(16,37) określane są mianem niskiej jasności powierzchniowej(Low Surface Brightness-LSB).Ponieważ różne źródła podają często mocno różniące się od siebie wartości j.pow,tych samych obiektów, pamiętajmy żeby przy porównywaniu korzystać z jednego źródła. Poruszane zagadnienia jasności pow. obiektów DS, starałem się przedstawić jak najprościej ,ale jednocześnie dosyć dokładnie. Oczywiście SB ,to tylko jeden z parametrów pomocniczych ,resztę postaram się omówić w kolejnych częściach. POZDRAWIAM IREK.