Windforce

Byłoby fajnie gdybyś znalazł, zawsze jest warto nauczyć się czegoś nowego. :)

Smaku całej zabawie dodaje fakt, że zamiast serw Maxona można równie dobrze użyć serwa Direct Drive na bazie silnika z enkoderem własnej konstrukcji. To też jest silnik BLDC.

W ostatnich dniach ostro walczyłem z serwami, gdyż w odróżnieniu od krokowców, wymagają one wręcz tytanicznej pracy włożonej w odpowiednie dostrojenie parametrów pętli sprzężenia zwrotnego, czyli tzw. algorytmu PID. W zamian za to dają niesamowite możliwości kontroli osi. Ale po kolei... :) Pomimo, że po pierwszym, właściwym podłączeniu kabelków silniczki zakręcą się, nie oznacza to, że cały system serwonapędu działa wtedy optymalnie. Bez odpowiednio ustawionych parametrów P, I, D, sterownik serwa "nie wie", jak właściwie kontrolować silnik. Wartości P, I, D, czyli proporcjonalno-całkująco-różniczkujące ;) pozwalają kontrolerowi silnika odpowiednio dozować impulsy korygujące dany parametr, na podstawie na bieżąco mierzonego błędu względem zadanego parametru. Serwonapęd to system skomplikowany, w którym kontrolowane są jednocześnie aż trzy parametry, a mianowicie moment obrotowy, prędkość obrotowa oraz pozycja wałka silnika. Dla każdego parametru trzeba dobrać inny zestaw wartości P, I, D. Żeby było trudniej, modyfikacja wartości w jednym parametrze ma wpływ na kontrolę pozostałych parametrów! Co gorsza, w praktyce nie istnieje żaden wzór matematyczny na poprawne wartości PID. Każdy serwonapęd jest systemem elektromechanicznym, na który nie istnieją "gotowe" wzory czy modele. Za to wpisywanie parametrów "na pałę" kończyło się wpadaniem silnika w oscylacje, piszczeniem, burczeniem, drganiami, czasem silnik nie kręcił się wcale, a czasem "zawieszał się" na pełnej prędkości, co wymagało restartu kontrolera. I tak w kółko. Po wielu godzinach systematycznej pracy okiełznałem serwo na tyle, że teraz: - utrzymuje zadaną prędkość obrotową w zakresie od 1 do 8000 rpm z dokładnością lepszą niż 1%. - ustala zadaną pozycję z dokładnością do 1 impulsu enkodera w zakresie od +/- 1 impulsu sterującego do wartości trudnej do opisania słowami ;) - ustala zadaną pozycję w zakresie od +/- 1 do kilkuset impulsów w ciągu zaledwie 2-3 ms - jest stabilne w szerokim zakresie przyspieszeń od 100 do 30 tys. rpm/s2. - pozwala się kontrolować z poziomu programu, t.j. wpisuję prosty program na zasadzie "pętla: zmień pozycję o 1 krok w prawo, czekaj 50 ms, zmień pozycję o 1 krok w prawo, czekaj 50 ms, itd. itp" czym wynikowa i stabilna prędkość obrotowa może zostać rozszerzona w dół do nawet 1 obrotu na kilkanaście minut. i o to chodziło. Potem czekał mnie kolejny ważny krok. Trzeba przecież połączyć dwa sterowniki i dwa silniki w symbiotyczną całość. W tym celu zaopatrzyłem się w konwerter szeregowy USB -> RS485, do którego można w praktyce podłączyć n sterowników z własnymi silnikami. Na szczęście ten etap odbył się bezboleśnie. Po odpowiednim skonfigurowaniu adresów na magistrali i prędkości przesyłu danych, można teraz kontrolować niezależnie obie osie. Dodatkowo, sterowniki podłączone na magistrali szeregowej pozwalają na pełną komunikację zwrotną, tj. mogą odpowiadać na zapytania o stan osi lub stan ogólny, czyli aktualną pozycję, prędkość, błąd do zadanej pozycji, aktualną czynność silnika, temperaturę sterownika i wiele innych, ciekawych parametrów, których jeszcze nawet nie poznałem. :) A oto, jakimś cudem działająca plątanina kabli: Garść ciekawostek: - Serwonapęd jest bardzo dynamicznym sposobem na kontrolę osi. Po uwzględnieniu przełożenia końcowego szacowana prędkość kątowa przy przewijaniu montażu może dochodzić do 30 stopni na sekundę. - 1 impuls dla serwa jest jak najmniejszy mikrokrok dla silnika krokowego i jego sterownika. Jest to licznik kąta obrotu wałka silnika. W tym systemie, po uwzględnieniu przełożenia końcowego, szacuję że taki 1 impuls będzie wynosić ok. 1 milisekundy kątowej. Całkiem precyzyjny system. - Poruszenie wielkim Dobsonem dla tego serwa to pestka. 6 Nm momentu obrotowego na wyjściu przekładni może wygenerować siłę kilkunastu kg na końcu tubusa teleskopu! Imponujace, zważywszy na fizyczne rozmiary tego serwonapędu i prędkości kątowe jakimi może on targać teleskopem. - Serwo BLDC i jego sterownik posiadają wypadkową sprawność elektryczną rzędu 70-80% niezależnie od obciążenia. W praktyce oznacza to długotrwałą pracę bez dostępu zasilania zewnętrznego. W zasadzie, teraz jest już droga otwarta do zaprogramowania napędu na bazie zewnętrznego mikrokontrolera.

Z racji że niedawno napisałem jakiś tam tekst i uważam że jest on w miarę dobry dla osób początkujących - jako podstawa zrozumienia zasad rządzących powstawaniem obrau w teleskopie, pozwolę sobie zamieścić go na forum. Artykuł prawi o znaczeniu okularu, źrenicy wyjściowej i wynikającej z niej jakości obrazu w teleskopie. Jak wiemy, teleskop astronomiczny jest to takie urządzenie optyczne, które zbiera duże ilości światła i jednocześnie zwiększa kątową skalę obrazu widzianą przez oko. Aby oko mogło w nim dostrzec obraz, teleskop posługuje się tandemem układów optycznych - obiektywem i okularem. Odpowiednio żonglując parametrami okularu i obiektywu, zapewniamy sobie odpowiednią skalę obrazu, jasność i wystarczającą jego jakość. A więc po kolei: Obraz tworzony przez obiektyw teleskopu można dostrzec patrząc nań bezpośrednio, umieszczając go na matówce lub matrycy lustrzanki/kamery, albo na skrawku matowej torebki foliowej. Po użyciu lupy jest możliwe obserwowanie obrazu z odległości kilkudziesięciu milimetrów, jednak nie można oglądać komfortowo obrazu w teleskopie z odległości np. 6 mm. W tym celu stosuje się okulary astronomiczne. W odróżnieniu od lupy, okulary astronomiczne dają komfort rozglądania się w szerokim polu widzenia, umożliwiają dokładne i wygodne umiejscowienie oka w muszli ocznej i mają standardowe obudowy, pasujące do każdego teleskopu. Najważniejszą cechą okularu astronomicznego, jest ogniskowa. Jest to odległość, z jakiej ludzkie oko widzi w nim obraz tworzony przez obiektyw teleskopu. Ogniskowe okularów dostępnych w sprzedaży wahają się od 2,5 do 50 mm, dzięki temu istnieje możliwość doboru okularu do różnych zadań. W celu zrozumienia schematu doboru okularów do teleskopu należy zapoznać się z bardzo ważnym pojęciem ? źrenicą wyjściową teleskopu. Powstaje ona w wyniku zestawienia obiektywu z okularem we właściwej odległości. Można ją zaobserwować bezpośrednio jaki mały, świetlisty krążek, umieszczając skrawek matowej torebki foliowej przy okularze włożonym do wyciągu. Źrenica wyjściowa jest odwzorowaniem apertury teleskopu, widzianej przez okular. Podczas obserwacji nieba przysuwa się oko blisko okularu, aby trafić krążkiem źrenicy wyjściowej dokładnie w źrenicę oka. Wtedy można dostrzec obrazy gwiazd, mgławic i planet. Dzięki pozycji oka ściśle dopasowanej do okularu, cała powierzchnia źrenicy wyjściowej teleskopu rzutowana jest na siatkówkę dokładnie z odległości dzielącej ją od źrenicy oka. Co bardzo ważne, dzieje się tak zawsze, bez względu na pole widzenia okularu, aperturę, światłosiłę, ogniskową, powiększenie, czy inne parametry teleskopu. W zależności od średnicy źrenicy wyjściowej, obraz jest jasny, bądź ciemny. Przy ocenie jego jasności liczy się tylko i wyłącznie średnica źrenicy wyjściowej i sprawność optyczna teleskopu, która zawsze jest mniejsza od jedności. Oznacza to, że przez teleskop nie można obserwować obrazu jaśniejszego, niż widzianego okiem nieuzbrojonym. Zazwyczaj, źrenica wyjściowa teleskopu jest mniejsza od średnicy źrenicy oka, w ciemności rozszerzającej się do około 7 mm. Jeśli źrenica wyjściowa teleskopu jest większa, traci się cenną aperturę teleskopu, która zostaje ?ścięta? przez źrenicę oka. Przy skrajnych średnicach źrenic wyjściowych lawinowo rosną wady optyczne oczu, a mianowicie astygmatyzm i nierównomierności powierzchni rogówki. Dodatkowo, skrajne wartości powodują powstawanie niepożądanych zjawisk, takich jak spadek jasności, ostrości i kontrastu obrazu. Zakres źrenic wyjściowych gwarantujących wysoką jakość obrazu w teleskopach astronomicznych waha się od 1 do 5 mm, a maksymalna jakość osiągana jest przy 2 ? 2,5 mm. Należy zapamiętać, iż okular o ogniskowej f w teleskopie o światłosile obiektywu F wygeneruje źrenicę wyjściową o średnicy Z: Z = f / F gdzie Z i f wyrażamy w milimetrach. Zauważmy, że nawet teleskopy Cassegraina i długoogniskowe refraktory o bardzo małych światłosiłach, mogą uzyskiwać duże źrenice wyjściowe i dostarczać do oka jasny obraz. Wystarczy użyć okularów o dużych ogniskowych. Przykład: okular 50 mm zastosowany w teleskopie SCT o światłosile F/10 zapewnia źrenicę wyjściową 5 mm. Za to ten sam okular zastosowany w teleskopie Newtona o światłosile F/5 wygeneruje źrenicę wyjściową 10 mm, która jest nieakceptowalna. Kolejny przykład: Okular 5 mm w teleskopie Newtona o światłosile F/5 oznacza źrenicę wyjściową równą 1 mm. Za to przytaczany wcześniej teleskop SCT będzie miał źrenicę wyjściową z tym okularem wynoszącą 0,5 mm która sprawi, że obserwacje staną się mało komfortowe przez ciemny obraz o niskiej jakości. Na zakończenie, zamieszczam sporządzone przez siebie dwa rysunki: Szacunkowa zależność między średnicą źrenicy wyjściowej, a jakością obrazu w teleskopie: System optyczny tworzony przez okular astronomiczny typu Nagler oraz oko obserwatora: Teraz, może słowo o okularach samych w sobie: Okulary ?kitowe?, dostarczane w pudełku z teleskopem dzielimy na XVII-wieczne konstrukcje Huygensa, okulary Ramsdena i nieco nowocześniejsze okulary Kellnera. Te rodzaje okularów posiadają małe pole widzenia, odpowiednio 40, 35 i 45 stopni, nie pozwalające ogarnąć wzrokiem większej części nieba. Ich odległość od oka jest bardzo mała, w praktyce należy niemal dotykać okiem soczewki, aby objąć pole widzenia. Transmisja tych okularów jest niska, gdyż nie posiadają powłok wielowarstwowych, a prosta konstrukcja nie pozwala skorygować wielu własnych wad optycznych, zwłaszcza aberracji chromatycznej, astygmatyzmu, komy i krzywizny pola widzenia. Niedokładne wykonanie, nieefektywne powłoki, skutkują nieostrym obrazem pełnym odblasków i pozbawionym kontrastu. Te okulary nie są rekomendowane, jeśli poważnie myślimy o obserwacjach nieba. Warto doinwestować teleskop w odpowiednie okulary. Pierwszą konstrukcją optyczną okularów którą można polecić to okulary Plossla. Składają się z czterech soczewek w dwóch grupach. Ich pozorne pole widzenia wynosi od 50 do 58 stopni, a odległość od oka wynosi 70-80% wartości ogniskowej. Z racji prostej konstrukcji zapewniają dobrą transmisję i brak odblasków, o ile zastosowane są na nich wielowarstwowe powłoki. Ich aberracje są dobrze korygowane, jeśli obiektyw teleskopu nie posiada światłosiły większej od F/6. Interesującą konstrukcją okularów są okulary ortoskopowe. Małe pole widzenia wynoszące 40-45 stopni, jak i odległość od oka wynosząca 80% wartości ogniskowej są przeciętne, lecz siła ortoskopów leży gdzie indziej. Specyficzna konstrukcja optyczna powoduje, że obraz w nich wykazuje się nadzwyczajną ostrością, kontrastem, brakiem chromatyzmu i jest pozbawiony wad geometrycznych (dystorsji). To właśnie spowodowało, że najbardziej cenione na świecie okulary do obserwacji szczegółów Księżyca i planet to właśnie ?ortoskopy?. Wartą polecenia grupą uniwersalnych okularów są okulary Erfle'a. Od Plossla odróżnia je umieszczenie soczewki/dubletu achromatycznego pomiędzy dwoma zespołami soczewek, co zwiększa pozorne pole widzenia do 60-70 stopni. Stopień korekcji okularów Erfle'a w światłosilnych teleskopach nie należy do najlepszych. W porównaniu z Plosslem, nie ma postępu, co widać zwłaszcza na brzegach powiększonego pola widzenia. Odległość od oka zależy od ich ogniskowej i wynosi od 50 do 80% wartości ogniskowej. Znaczący postęp w konstrukcji okularów dokonał się w drugiej połowie XX wieku. Coraz lepsze gatunki szkieł, lepszy dobór i wykonanie, wydajniejsze powłoki i wprowadzenie symulacji komputerowych zaowocowały opracowaniem wielu nowych konstrukcji optycznych. Dominującym odbiorcą nowoczesnej optyki był przemysł w USA, Niemczech i Japonii. Nowoczesne technologie, z jednej strony maksymalizowały pozorne pole widzenia, z drugiej, zwiększały odległość od oka, aby możliwe były komfortowe obserwacje w okularach korekcyjnych. Miłośnicy obserwacji nieba mieli w tym wszystkim najmniej do powiedzenia, aż do lat 70 wieku XX, kiedy amerykański pasjonat astronomii i optyk Albert Nagler skonstruował swój pierwszy okular szerokokątny, dedykowany do obserwacji astronomicznych. Specyficzna budowa wewnętrzna jego okularu umożliwiała osiągnięcie pozornego pola widzenia aż 82 stopni, przy wciąż akceptowalnej odległości od oka. Z drugiej strony, konstruktorzy okularów dążyli do zwiększenia odległości od oka. Ujemne elementy optyczne na drodze światła oraz specjalne gatunki szkieł o niezwykle wysokim współczynniku refrakcji umożliwiały uwolnienie od zmienności odległości od oka w funkcji ogniskowej okularu. Potocznie, ta grupa okularów zwana jest ?lantanowymi?. Radzą sobie one w dowolnym teleskopie o światłosile F/4 i większej, dostarczając fenomenalnej jakości obraz. Ostatnią nowiną w świecie okularów są 100-stopniowe, wieloelementowe konstrukcje optyczne, dzieło zaawansowanych symulacji komputerowych. Użycie najbardziej egzotycznych gatunków szkieł i przemyślana budowa wewnętrzna zredukowały wszelkie aberracje i odblaski do minimum. Zniknęła uciążliwa dystorsja poduszkowa, na którą cierpią okulary Nagler i podobne do nich. Odległość od oka w tych nowoczesnych układach optycznych nie zmienia się wraz ze zmianą ich ogniskowej i wynosi wygodne, kilkanaście mm. W takich okularach mieści się 4-krotnie większa powierzchnia nieba, niż w okularach Plossla. Daje to możliwość oglądania tego samego obiektu przy znacznie wyższym powiększeniu. Znacznie zmniejsza się jasność tła, wzrasta kontrast i skala obrazu, co przekłada się na fenomenalne wrażenia z obserwacji. Pomimo obecności do nawet dziesieciu elementów optycznych, transmisja i kontrast tych okularów stoi na bardzo wysokim poziomie, a jest to efektem stosowania w nich najnowocześniejszych powłok antyodblaskowych i dokładnemu wykonaniu soczewek. Do tego, najlepiej ze wszystkich znanych konstrukcji optycznych radzą sobie z korekcją wad własnych na brzegach pola widzenia, nawet przy światłosile F/4. Znane są przypadki udanych obserwacji z użyciem okularów Ethos teleskopami o światłosile rzędu F/2,8! Zaawansowane okulary, takie jak Nagler, Delos, Ethos i inne integrują w swoim wnętrzu pozytywne (skupiające) i negatywne (rozpraszające) grupy soczewek. Element ujemny, zwany elementem Smytha, znajduje się na wejściu okularu. Konwertuje on obraz dawany przez obiektyw na odpowiednio powiększony obraz leżący w nowej płaszczyźnie, widocznej dla elementu dodatniego, który dzięki istnieniu elementu ujemnego, ma ułatwione zadanie w dostarczaniu do oka skorygowanego obrazu o dużym kącie widzenia. Element Smytha działa niczym Barlow, zmniejszając stromość stożka światła docierającego z obiektywu. Płaszczyzna obrazu tworzona przez obiektyw i nowa płaszczyzna obrazu przetransformowana przez element Smytha nie pokrywają się ze sobą, jak ma to miejsce w prostych konstrukcjach okularów, przez co złożone okulary zwykle "wystają" z wyciągów bardziej niż ich proste odpowiedniki. Bardzo istotną rolę pełni tu tzw. diafragma okularu. Jest to przysłona pola widzenia. Oko patrzące w okular widzi ją, jako granicę obrazu położoną w nieskończoności. Przy właściwym ustawieniu ostrości dla oka pozbawionego nad/krótkowzroczności, płaszczyzna diafragmy i obrazu w okularze powinny zgadzać się ze sobą. W takim przypadku, nastęuje również pełne pokrycie płaszczyzny diafragmy takiego okularu z płaszczyzną ogniska obiektywu teleskopu. Nie ma wtedy znaczenia ani długość jego ogniskowej, ani światłosiła, ani średnica. To dlatego względne różnice "backfocusa" czy też "wysokości ostrzenia" rozmaitych okularów zawsze będą identyczne, bez znaczenia na rodzaj teleskopu, w jakim się znajdują. Odległość źrenicy wyjściowej ER, jest to konkretna odległość, która działa jak "wiaderko" zbierające skolimowane wiązki promieni światła w jednej średnicy źrenicy wyjściowej. Biegną one pod różnymi kątami od środka obrazu, aż do diafragmy. Są to bardzo strome kąty, więc konstruktor okularu ma bardzo trudne zadanie w opanowaniu sztuki właściwego pozycjonowania źrenicy wyjściowej w przestrzeni za okularem, tak samo, jak sztuką dla obserwatora jest pozycjonowanie źrenicy oka w tej przestrzeni. Jest to aktualnie jednej z najtrudniejszych aspektów projektowania nowoczesnej optyki szerokokątnej. Błędy konstrukcyjne prowadzą do powstania tzw. aberracji sferycznej źrenicy wyjściowej, kiedy to wiązki centralna i skrajna nie przecinają się w tej samej odległości, jak wiązki pośrednie. Skutkuje to męczącym i trudnym w obserwacji obrazem, "fasolkowaniem", a w skrajnych przypadkach całkowitym zanikaniem obrazu przy lekkim poruszaniu głową. Napisałbym jeszcze o dobieraniu krzywizn pola widzenia obiektywu / okularu i innych wadach optycznych, obliczaniu dokładnej skali obrazu bazując na trygonometrii, ale już nie daję rady. Może jutro.

Teleskopem możesz obserwować bez okularów oraz bez soczewek, jeśli astygmatyzm jest niewielki Dobson Sky-Watcher / GSO 8" (20 cm) Powinien wejść na tzw. "lekkim biegu" Dziewczynie się spodoba. Tylko co na to powie brat? ;) Na dach nie z Dobsonem :)

W dzisiejszych czasach mało która lornetka ma efektywną aperturę równą średnicy zewnętrznej soczewki obiektywu, ze względu na diafragmy odcinające niepożądane kąty odbicia promieni światła od ścianek tubusów. Rynek wymusza, że lornetki mają być małe i lekkie, więc tubusy te zazwyczaj są zbyt wąskie, aby właściwie zapanować nad odblaskami. Z tego powodu, diafragmy w tubusach zazwyczaj są styczne do krawędzi centralnego stożka światła tworzonego przez obiektyw widzący obiekt w nieskończoności. Lornetka z tego powodu pracuje pełną aperturą jedynie w samym środku tworzonego obrazu i to tylko podczas obserwacji w nieskończoności. Druga tura obcinek diafragmami o zaniżonej średnicy ma miejsce przed wejściem stożka w grupę pryzmatów, aby zapobiec rozpraszaniu światła wewnątrz pryzmatów. Czasem, warunek zachowania pełnej apertury dla centralnego stożka nie jest spełniany wcale, gdyż ograniczenie apertury np. z 70 do 65 mm ma przecież zbawienny wpływ na poziom aberracji chromatycznej i na kontrolę wad pozaosiowych. Poza tym, kto potrafi właściwie wykonać test latarkowy w dzisiejszych czasach? ;) Trzeba chyba się pogodzić z faktem, że większość mainstreamowych lornetek 50 mm są w istocie lornetkami 45 mm, 56 mm są 50 mm, 70 mm są 65 mm itd, itp. Są nieliczne rodzynki, które wyłamują się ze schematów, wtedy Arek na optycznych może z dumą napisać "transmisja 96%" a nie 80%. Takie realia. :)

Proszę, to tak na otarcie łez... http://www.softservenews.com/photos.html

Widać, że opadła mu kopara... :D Niestety w mojej Biedronce nie ma tych walizek...

Chyba będę z tego tworzył montaż Alt-Az do Dobsona :) Cosik sobie już nawet nabazgrałem w 3D...

Podobno te serwa były używane w jakimś robocie humanoidalnym :D , aktualnie po ?wyeksploatowaniu? były przeznaczone na złom, uratowałem je przed śmiercią. Mam nadzieję że mi się jakoś odwdzięczą ;) Te maleństwa łączą w sobie potężne (bo aż 40-watowe) bezszczotkowe silniki DC i planetarne przekładnie 110:1 o wyjściowym momencie obrotowym do 6 Nm. Serwa posiadają 3-kanałowe enkodery inkrementalne o rozdzielczości 4000 impulsów/obr przed przekładnią, co daje niesamowite 440 tys. impulsów na obrót na wyjściu serw. Sterownik posiada międzymordzie :) na USB, można kontrolować wszystkie parametry pracy serwa przez komputer, a po dorobieniu kabelków do interfejsów I/O na sterowniku, można szeregowo podłączyć kilka sterowników z osobnymi silnikami. Sampling pozycji serwa odbywa się z częstotliwością 1 kHz, a częstotliwość sygnałów enkodera może wynosić do 1 MHz (kwestia odpowiednio wykonanej przewodologii między serwem a sterownikiem). Póki co serwo bezproblemowo pracuje przy prędkościach do 7000 rpm. Przy napięciu zasilania 20 V i maksymalnym prądzie 1200 mA, nie ma żadnej siły która spowodowałaby choćby jedno kwęknięcie silnika. Gdyby nie spory backlash przekładni, bądź co bądź przeznaczonej do pracy z dużymi prędkościami i obciążeniami, system dawałby dynamikę i precyzję pozycjonowania porównywalną z topowymi systemami Direct-Drive. Ech, złomować takie rzeczy..?

W moje lepkie łapki wpadła jakiś czas temu parka takich oto błyskotek: Poczytałem PDF-y, podzwoniłem po mądrych ludziach, zmajstrowałem kabelki, podłączyłem do kompa i do zasilania, ustawiłem parametry i jakimś cudem nic nie zepsułem! Serwo działa! :) Jest już późno i dziw że jeszcze nie śpię, ale tak sobie siedzę i dumam, co jeszcze by było trzeba zrobić pomijając mechanikę, aby to zaczęło wskazywać teleskopowi gwiazdy i śledzić planety? :)

Oprócz Toma z Teleskop Austria takie testy czyni Dr Wolfgang Rohr: http://r2.astro-foren.com/index.php/de/ Byłem z nim już nawet dogadany, ale trochę boję się wysyłać lustro kurierem do Niemiec...

Chorwacja, 2009

Jeśli jest to poważna informacja i realne plany, podpisuję się rękami i nogami. Pomogę jak tylko potrafię.

Mniej zamożnych, ale tylko trochę, jak wspomniałeś. U nas będzie to pewnie pułap Radianów, czyli ok. 900-1000 zł. Ponadto słabo z ilością ogniskowych bo tylko trzy, dostępność pewnie na jesieni, a parametry nie porywają. 62 stopnie w czasach gdy każdy "jara się" ES-ami za pięć stówek nie jest zbyt konkurencyjne.

Prawdopodobnie wiele z tych przerw jest tylko artefaktami - powstały nawet pierścienie wokół krawędzi tarczy. Jest to kwestią obróbki. Nie zmienia to faktu, że przy tegorocznych warunkach na Saturna zdjęcia rewelacyjne! Apertura rządzi. ;)

Piękny zakątek! Jako człowiek żonaty nie mogę pozwolić sobie na taki luksus jak Ty, Jacku. :) U mnie na szczęście jeszcze na etapie urządzania nowego pokoju wywalczyłem jako takie astro-akcenty, jak kącik w którym stoi teleskop i półeczkę na okulary ;)

Dziś do drzwi dotarła tajemnicza paczka. W środku, zawiniątko niezliczonych warstw folii bąbelkowej, piankowej, pergaminu, a na koniec, kawałek Pyreksu. Nadawca, Antares Optics. Dla niewtajemniczonych, producent jednych z najlepszych na świecie luster płaskich do teleskopów Newtona. Średnica lusterka to 3,1" (ok 80 mm), wersja 1/15L, standardowo pokrycie EAL o bardzo wysokim stopniu odbiciowości. Dołączony certyfikat pomiaru współczynnika odbicia, które przekracza 97% w kluczowym dla wizualowców zakresie widma oraz test interferometryczny Zygo: 1/16 lambda P-V, <1/100 RMS i to zebrane z całej powierzchni, a nie z jednego przekroju. Jak oni to w ogóle mierzą? Miła i fachowa obsługa, zgadzają się na wszystko. ;) Będzie to dobry kompan kwarcowego lustra. Jestem pod wrażeniem. Nawał roboty, więc nie chcę obiecywać, ale porobię fotki i porównanie z dotychczasowym lusterkiem. Już nie mogę się doczekać kiedy je założę! :)

No rewelacja. Bardzo ładne szkice, gratulacje! A u mnie wczoraj Saturn przypominał owalną plamę. Czas zmienić teleskop. ;)

Źle nie będzie, ale naginając krzywo świecący kolimator lusterkiem wtórnym nie jesteś w stanie zapewnić optymalnego oświetlenia przez nie płaszczyzny obrazu w ognisku głównym teleskopu. Z kolei jeśli sprzęt ma np. światłosiłę F/4 rozlatuje się prostopadłość całego toru optycznego i na klatce zdjęciowej jeden róg obrazu jest ostry, a na drugim już niekoniecznie. Dlatego warto mieć i kolimator optyczny i laserowy, któremu i tak nie ufamy i albo wkładamy go do Barlowa, albo rozogniskowujemy jego soczewkę. Ja jeszcze ani razu nie widziałem na oczy "skolimowanego kolimatora" laserowego, a sporo ich już oglądałem. Obracanie nim w wyciągu też mało pomaga, nigdy nie zapewnisz osiowości elementu umieszczonego w poluzowanym clamping ringu. W weekend postaram się coś więcej o tym napisać, bo póki co kolimacja Newtona to wciąż "czarna magia" pomimo istnienia bardzo dobrych i polskojęzycznych informacji, a tak naprawdę nie ma w tym nic trudnego, jeśli się to po prostu zrozumie. :)

TPL Odpada ponieważ moduł laserowy nie ma możliwości kolimacji. Kolimator GSO taką możliwość ma.

Możesz kupić kolimator laserowy GSO i wykonać drobną modyfikację, czyli po wyjęciu modułu lasera ze środka obudowy, wykręcić lekko soczewkę i rozogniskować do postaci plamki. Niepotrzebny Ci będzie drogi kolimator holograficzny, a jak będziesz ustawiał wtórne kolimatorem optycznym to już będzie ideał.

Kolimator optyczny + rozogniskowany kolimator laserowy. :)