jolo

Pewnie pamiętacie jeszcze programik NEWT do projektowania teleskopów w systemie newtona - doczekał się jakiś czas temu wersji online - http://stellafane.org/tm/newt-web/newt-web.html . Można zapamiętywać swoje projekty, sprawdzić offset i winietowanie swojego teleskopu, obliczyć bafle i optymalny rozmiar LW i oczywiście zaprojektować teleskop od początku :)

Ja metodą aperturową w Maximie, jako odniesienie stosuję tą gwiazdkę oznaczoną na mapce jasnością 112. Na wykresie jasności z AAVSO http://www.aavso.org/lcg/plot?auid=000-BLG-310&starname=PSN+J09554214%2B6940260&lastdays=60&start=2456678&stop=2456738&obscode=&obscode_symbol=2&obstotals=yes&calendar=calendar&forcetics=&grid=on&visual=on&r=on&fainterthan=on&bband=on&v=on&pointsize=1&width=800&height=500&mag1=&mag2=&mean=&vmean= faktycznie widać, że dane obserwacyjne ostatnio są niższe niż te z fotografii. Może jest to spowodowane poczerwienieniem gwiazdy...

Raport z Cygara:

Szok :) I tak ja pisze Jacek - na co i po co chcesz wymienić tego C14 :)

Wg Virtual Moon Atlas to Endymion, 125km średnicy, 4600m wysokości.

Minęło trochę czasu od ostatniego raportu i już coraz gorzej z nią :)

Haha, no coś w ten deseń, choć doczytałem o tej planetoidzie i ona odkryta w roku 1981 :) Jeszcze nie wiedziałem co to przedszkole, a już takie słabe planetki odkrywali :) Filmik w przeliczeniu jest przyspieszony 1500x. Planetoida oddalona była wtedy od nas o 2AU i w ciągu jednej sekundy filmu przelatywała 24000km po swojej orbicie.

Załapała mi się przy okazji fotografowania M96, więc zmajstrowałem w Maximie szybki filmik :) Początek 2014-03-01T23:29, klatka co 5 minut, jasność trochę poniżej 16mag.

No, to taki Kopciuszek w pobliżu dużo bardziej renomowanego towarzystwa. Choć należy do tej samej rodziny/grupy, a nawet ciągnie ich ku sobie :)

Galaktyka NGC3077 to niewielka galaktyka nieregularna położona niedaleko M81 i M82. Zarówno na nieboskłonie te trzy galaktyki są blisko siebie, jak i w przestrzeni - są one częścią Grupy M81, która zawiera około 30 galaktyk i jest oddalona od nas o około 12 milionów lat świetlnych. Galaktyka M82 jest ostatnio na widelcu z powodu supernowej SN2014J, ale ja tym razem ją ominąłem w kadrze :) Wszystkie trzy galaktyki (M81, M82 i NGC3037) oddziałują na siebie grawitacyjnie, w M82 i NGC3077 objawia się to między innymi obecnością wielu rejonów powstawania gwiazd, jak również widocznymi pasmami ciemnej materii. Galaktyka NGC3077 została odkryta przez Williama Herschella w listopadzie 1801 roku. Napisał o niej tak: "On the nF (NE) side, there is a faint ray interrupting the roundness." Admiral Smyth described it as "A bright-class round nebula; it is a lucid white, and lights up in the centre ... between these [stars,] the sky is intensely black, and shows the nebula as if floating in awful and illimitable space, at an inconceivable distance." I cały kadr: Zdjęcie powstawało przez dwie noce przy Księżycu, co oczywiście nie sprzyja fotografowaniu obiektów głębokiego nieba, ale jakoś szkoda było mi nocy :) Stąd też pomimo sumarycznego czasu 9h ilość zarejestrowanego materiału nie jest jakoś powalająca :) http://astrojolo.blogspot.com/2014/03/great-bear-fuzzies.html

Trzymam kciuki! Jak dla mnie LRGB i HaLRGB to najtrudniejsze w obróbce materiały, szczególnie przy większym polu widzenia gdzie mogą występować np różne gradienty dla różnych kanałów, a niewielkie nawet ugięcia powodują rozjazd barw na gwiazdach. Obróbka materiału monochromatycznego, z kamerek OSC czy narrowband to dla mnie czysta przyjemność w porównaniu do LRGB :) Główne problemy z którymi się borykałem i borykam przy LRGB to: - za mała ilość klatek RGB - z pustego i Salomon nie zrobi koloru - ugięcia w setupie i gradienty - najlepiej kanały RGB ustrzelić tej samej nocy bez pier flipa pomiędzy nimi - utrata koloru w gwiazdach i jasnych partiach w czasie obróbki - to taki urok przestrzeni barw RGB 8bit, że ze przy małych i dużych natężenia sygnału traci się ilość barw i nasycenie. W czasie obróbki trzeba czuwać :) - balans koloru. Filtry RGB CCD mają inną charakterystykę niż ludzkie oko, czy filtry w lustrzankach albo kamerach OSC. Dlatego dość ciężko dobrać 'naturalny' wygląd końcowego materiału. Pomaga kalibracja stacka na gwiazdkę G2V (jeszcze w fazie liniowej, zanim przystąpimy do wyciągania poziomów i krzywych) i jak najlepiej skalibrowany monitor.

Bardzo ładnie wyszły te odległe światy jak na 45 minut materiału według mnie.

PS do pierwszego posta - wczoraj zauważyłem, że w ustawieniach programu MuniWin można wpisać szum odczytu i wzmocnienie naszej kamerki. Po prawidłowym wpisaniu tych informacji dużo łatwiej jest ustalić prawidłowe parametry w Star detection settings. W moim przypadku wystarczają parametry domyślne, ewentualnie zwiększenie Detection threshold do 5. Po wprowadzeniu prawidłowych ustawień dla kamerki również proces Star matching dużo lepiej dopasowuje gwiazdy - zazwyczaj wszystkie klatki mają obecnie ponad 90% trafień.

Nie wiem czy to już było omawiane, ale może warto by wprowadzić możliwość głosowania na więcej niż jedną fotkę, np do 3 max? Zdjęcia są z różnych kategorii (i to jest bardzo fajne) i ciężko mi na przykład wybrać między super planetą i super mgławicą i super szerokim polem, a nawet ciężko mi wybrać czasami tylko jedno zdjęcie, kiedy wg mnie przynajmniej 2 albo 3 są bardzo podobnej klasy. Oczywiście głosujący nie musiałby wybierać wszystkich 3 głosów jeśli uważałby że nie warto - chodzi tylko o maksymalną ilość głosów do oddania.

8 Autor: Łukasz Socha Miejsce: Nieborowice Data: 2013.12.23 - 2014.01.07 Obiekt: Mgławica M42 w Orionie Montaż: HEQ5 Pro Obiektyw: Newton 6" f/5 + TS komakorr 0.9x Detektor: Atik 383L+ mono Guiding: OAG + QHY5 Czas ekspozycji: LRGB 120:50:50:50min Akwizycja: Maxim DL Obróbka: Maxim DL + Photoshop CS2

Udało mi się skleić dla tej zmiennej dwa wykresy dla nocy 20/21 i 23/24 02.2014. Trochę spory błąd wyszedł chyba przez słaby S/N, bo Księżyc wtedy świecił, a gwiazdka słaba. Załapało się jedno maksimum i jeden spad :)

Dzięki, znalazłem w VSX :) http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=245723 To zmienna typu RRAB z okresem 0.5614, a więc faktycznie w tak krótkiej skali mogłem zarejestrować dość wyraźne zmiany. Z tego co rozumiem to pierwsze doniesienie było w lipcu 2010, a więc spóźniłem się tylko trochę :)

Ostatnio zaczynam powoli badać inne działki astronomii amatorskiej niż ogólnie pojęta astrofotografia artystyczno-estetyczna i chciałbym się z Wami podzielić moim sposobem na 'szukanie' gwiazd zmiennych. Oczywiście zdaję sobie sprawę z tego, że moje podejście jest ultra amatorskie a sam proces badania i szukania takich gwiazd wymaga systematyczności i cierpliwości, ale takie 'szpiegowanie' które robię sprawia mi sporą frajdę Do rozpoczęcia procesu będziemy potrzebowali kilka zdjęć tego samego obszaru wykonanych w pewnych odstępach czasu. W moim przypadku, kiedy naświetlam jakiś obiekt przez więcej niż jedną noc, czasami wracam do tego kadru jeszcze trochę później i już jest jakiś w miarę konkretny materiał. Oprócz klatek potrzebujemy jakiegoś programu, który wykona za nas część albo całość pracy - ja zapoznałem się z programem MuniWin http://c-munipack.sourceforge.net/ . Po wybraniu klatek które będziemy szpiegować robimy w programie nowy projekt (Project -> New 'Variable star observation') i następnie dodajemy wybrane klatki (Frames -> Add individual frames). Następnie przychodzi pora na kilka procesów. Po dodaniu nowych klatek należy je zarejestrować i przekonwertować (Reduce -> Process new frames, Reduce -> Fetch/convert files). MuniWin robi własną kopię plików na których pracujemy, tak że oryginalne pozostają nienaruszone. Następnym krokiem jest kalibracja (Reduce -> Dark correction, Reduce -> Flat correction) - w obu przypadkach wybieramy odpowiednią klatkę master dark i master flat. Kroki te możemy wykonać w innym programie i wtedy pomijamy je tutaj. Teraz pora na fotometrię (Reduce -> Photometry), czyli proces w którym program identyfikuje na zdjęciach gwiazdy i mierzy ich jasność. Warto tutaj na początku zaznaczyć jedną klatkę i w okienku dialogowym wybrać 'Process selected files only' żeby przekonać się ile gwiazd zostanie zindentyfikowanych. Jeśli będzie ich za dużo albo za mało trzeba wyregulowć Star detection options. W przypadku kiedy np program znajduje nam ponad 10 tysięcy gwiazd, to z pewnością większość z nich to tylko szum (o ile nie fotografujemy Drogi Mlecznej na przykład). Żeby zmniejszyć 'próg wykrywalności' możemy: podnieść 'Minimum brightness', zwiększyć 'Minimum sharpness' i zaostrzyć 'Roundness limit' do np +-0.5. Na obrazku poniżej pokazałem moje wyjściowe parametry, których używam. Jeśli już ilość znalezionych gwiazd spadnie nam ze 100000 do przyzwoitej wartości, pora na kolejny krok. Dopasowywanie gwiazd (Reduce -> Match stars) to proces, który znajduje te same gwiazdy na poszczególnych klatkach, żeby następnie można było porównywać ich jasność. Jeśli dopasowywanie gwiazd nie zadziała dla niektórych klatek możemy w opcjach zwiększyć ilość Read stars to 20-30. Jeśli wciąż to nie pomaga, to pewnie klatki w projekcie są bardzo poprzesuwane względem siebie i trzeba je zalignować korzystając np z Irysa albo Maxima. Kiedy już mamy wszystkie klatki w porządku możemy przystąpić do na przykład wykreślenia krzywej zmian blasku (Plot -> Light curve), ale nas tym razem interesuje Tools -> Find variables. Jest to proces, który porównuje jasność dopasowanych gwiazd na poszczególnych klatkach, znajduje gwiazdę porównawczą i następnie kreśli wykres odchylenia jasności od średniej jasności. Gdyby gwiazdy miały jednakową jasność, to wykres zawierałby się pod parabolą zaczynającą się w lewym dolnym rogu, a kończącą w prawym górnym. Jeśli jasność obiektu się zmienia, to odchylenie jest większe i obiekt taki ląduje na wykresie ponad krzywą. Po kliknięciu na obiekt na dolnym wykresie zobaczymy krzywą zmian jego blasku, a w prawym górnym rogu jego położenie na klatce. Po kliknięciu prawym klawiszem myszy na punkcie na dolnym wykresie możemy zobaczyć podgląd klatki i znaleźć na nim obiekt, sprawdzić jak wygląda na innych klatkach i następnie znaleźć o nim więcej informacji. W moim przypadku znalazł się jeden kandydat, którego zidentyfikowałem w CdC jako gwiazdę UCAC4-795-020275 o jasności 15.98, współrzędne J2000 RA 10h04m56.548s DE:+68°52'07.00" ale nie znalazłem jeszcze żadnych więcej informacji na jego temat PDF by Jacek - Fotometria z programem Muniwin cz II.pdf

Choć przyjadę dopiero na drugi dzień to na pewno znajdziemy czas żeby coś wykombinować :)

Jasność tła nieba nie jest za bardzo nikomu potrzebna sama w sobie, ale może stanowić fajne uzupełnienie informacji o warunkach jakie panowały w trakcie robienia zdjęcia. Za niewiele ponad 100$ można kupić miernik jasności tła nieba, można też ją wyznaczyć 'na oko', ale jasność tą możemy też obliczyć później, nawet dla zdjęć które zrobiliśmy dawno temu. W końcu spora część naświetlonego kadru to właśnie tło nieba i o ile tylko pamiętamy parametry naszego zestawu w którym powstało zdjęcie, to będziemy mogli określić jasność tła nieba. Będziemy potrzebowali następujące dane: Qe - średnią sprawność kwantową naszego detektora w pasmie w którym robiliśmy zdjęcie t - czas ekspozycji w sekundach ADU - średnia wartość piksela tła w klatce a - długość boku piksela w mm G - wzmocnienie naszej kamerki w ADU/e- Q - sprawność optyczną naszego zestawu S - powierzchnię zbierającą zestawu w m^2 f - ogniskową zestawu w mm dl/l - stosunek zakresu używanego filtra do środka pasma przepuszczania Niektóre nazwy brzmią dość groźnie, ale to tylko pozory. Sprawność optyczną zestawu Q obliczymy znając jego konstrukcję i zakładając transmisję dla poszczególnych elementów typu: bardzo dobre lustro 0.95, dobre lustro 0.88, słabe i nie za czyste lustro 0.80, dobry refraktor 0.98, słaby refraktor 0.96, flattener/korektor komy około 0.97. Czyli np dla bardzo dobrego newtona (dwa lustra) z korektorem komy mamy Q=0.95*0.95*0.97=0.88. Dla słabego refraktora z flattenerem mamy Q=0.96*0.97. Powierzchnia zbierająca dla refraktora to będzie powierzchnia obiektywu. Dla newtona to będzie powierzchnia LG minus powierzchnia LW. Obliczamy ją w m^2. dl/l - np dla filtra Baader L mamy środek pasma dla 550nm, a szerokość pasma 700-400=300nm, a więc dl/l=0.545. Dla filtra Baader G mamy dl/l=(580-480)/540=0.185. ADU odczytujemy z fragmentu tła na skalibrowanej klatce (bias, dark, flat) z uwzględnieniem offsetu. Po kalibracji niektóre programy ustawiają tą wartość w nagłówku FITS pod nazwą PEDESTAL. Jeśli nie jesteśmy pewni operacji które zaszły podczas kalibracji najlepiej będzie ręcznie od surowej klatki odjąć surową, pojedynczą klatkę dark i ewentualnie podzielić ręcznie przez flata, ale jeśli tło pobierzemy ze środka klatki to dzielenie przez flata nie jest koniecznie potrzebne. Poniżej przykładowy pomiar z programu Maxim: Interesuje nas średnia wartość z fragmentu tła, w naszym przykładzie to będzie 610-100=510ADU. Teraz liczymy strumień w Jy pochodzący z powierzchni 1 arcsec^2: F = (ADU * Qe * pi^2 * f^2) / (6.34e+18 * t * G * a^2 * Q * S * dl/l) [Jy / arcsec^2] Dużo danych ale wzór prosty. Strumień przeliczymy na mag ze wzoru: mag = 23.9 - 2.5 * log10(10^6 * F) [mag / arcsec^2] Dla przykładowej sytuacji z wcześniejszego obrazka mamy (kamera Atik383L+, filtr L, czas 60s, newton 150/740, LW 63mm, korektor komy): Qe=0.45, t=60, ADU=510, a=0.0054, G=0.47, Q=0.812, S=0.01455, f=740, dl/l=0.545 Co nam daje jasność tła nieba 19.98mag/arcsec2 i jest to średnio dobra jasność w mojej miejscówce. Na koniec jeszcze mała 'tabelka' z orientacyjnym odniesieniem pomiędzy jasnością tła nieba, zasięgiem wizualnym i jasnością w skali Bortle'a. mag/arcsec^2 visual Bortle 19.0 4.8 7-8 19.5 5.2 6-7 20.0 5.5 5-6 20.5 5.8 5 21.0 6.1 4-5 21.5 6.4 4 22.0 6.7 3 PS - dodałem prosty arkusz kalkulacyjny z przykładem, żeby niepotrzebnie nie denerwować się przy wpisywaniu wzoru Sky Quality Calculator.zip

No, ja jestem bardzo pozytywnie zaskoczony nową jakością - oglądanie zdjęć to czysta przyjemność, szczególnie tych z naszego konkursu! :)

Więdnie supernowa, szkoda że zapomniałem o niej dwa dni temu jak było ładne niebo :(

To o czym pisałem wpływa bezpośrednio na jakość surowego materiału, ale już nie w 100% na jakość końcowego rezultatu. Ktoś doświadczony w obróbce z gorszego materiału będzie potrafił uzyskać podobny efekt jak ktoś mniej doświadczony z lepszego (oczywiście w pewnych granicach :) ) Skracanie czasu pojedynczej ekspozycji ma znaczenie kiedy: - nasz zestaw nie prowadzi się za dobrze i np 30% klatek 5 min jest do odrzucenia. A np pod niebem o zasięgu 5mag z lustrzanką i teleskopem f/5 nie ma sensu naświetlanie klatek po 300s, wystarczą 180s a nawet 120s, szczególnie w cieplejsze noce. A z drugiej strony tym samym zestawem pod czarnym niebem i w zimie warto robić klatki dłuższe niż 5 minut o ile montaż pozwala. - chcemy zmniejszyć przepalenie jasnych partii zdjęcia W naszym klimacie jest tak niewiele pogodnych nocy, że warto zwrócić dużą uwagę na jakość zebranego materiału, a obróbką zająć się deszczową porą z czystym sumieniem że zebraliśmy tyle fotonów ile się dało :)

4 Autor: Łukasz Socha Miejsce: Nieborowice Data: 2013.12.23 - 2014.01.07 Obiekt: Mgławice NGC2024 Płomień oraz IC434 Koński Łeb Montaż: HEQ5 Pro Obiektyw: Newton 6" f/5 + TS komakorr 0.9x Detektor: Atik 383L+ mono Guiding: OAG + QHY5 Czas ekspozycji: Ha 3h Akwizycja: Maxim DL Obróbka: Maxim DL + Photoshop CS2