Esku1RES

Właśnie tego nie rozumiem. Dlaczego taka degradacja zasięgu. Spójrz poniżej. Obraz z guidera Alpy. Szczelina taka sama jak u mnie i podobna pod względem jakości do OVIO. Kamera to też nie "demon czułości", a zobacz jakie gwiazdy rejestruje przy czasie 30 sekund.

Tak jest. Oto szersze spojrzenie na widma i czego możemy się spodziewać w krótszych zakresach:

Też zauważyłem, że np. ważna jest głębokość "posadowienia" lusterka. Może bowiem być tak, że plamka z lasera kolimatora na końcu jest w środku, a wiązka nie idzie równolegle i już jest problem. Tak, ta duża liczba stopni swobody utrudnia regulację. Wiesz, jeszcze machnąłbym na to, że gwiazdki są kalafiorowate. PHD2 radził sobie z tym całkiem dobrze. Rzecz w tym, że miałem problem z zasięgiem w guiderze i ustawianiem słabych gwiazd w szczelinie. Trwało to zbyt długo. Czasami wokoło brakowało też jasnych gwiazd do guidowania. Dlatego wymyśliłem tymczasowo inne rozwiązanie z regulowaną szczeliną. Gdzie mogę ją otworzyć do 2.3 mm i wówczas widzę tyle gwiazd, że bez trudu znajduję nawet te słabe. Ustawiam sobie łatwo cel i płynnie zmniejszam szczelinę do dowolnej szerokości. Jest to bardzo wygodne. Guidowanie i platesolve za pomocą przerobionego szukacza (adapter też drukowałem w 3D). Myślałem, że będzie to rozwiązanie tymczasowe (wydruki zrobiłem w zwykłym PLA), ale po wczorajszej nocy, kiedy w 3 minuty ustawiłem w szczelinie kwazara 15.2m, to nie wiem, czy przy tym pozostanę

Łukasz, czy dobrze rozumiem, że określasz ten punkt na podstawie wyznaczenia maksimum (albo minimum, dla absorpcyjnych) lokalnego, a to może czasem nie wypadać w środku linii, tak ?

W wielu postach na różnych forach możemy przeczytać jak astroamatorzy stawiają sobie za cel zarejestrowanie bardzo odległego obiektu - kwazara. Pierwszym wyborem jest zwykle słynny 3C 273 - łatwy cel o jasności 12.9m. Inne są słabsze, więc i trudniejsze. Kwazary są dobrym poligonem dla ćwiczenia spektroskopii słabych obiektów. Oczywiście uzyskanie widma kwazara jest nieporównywalnie trudniejsze od "normalnego" zdjęcia, ale warto podejmować ten wysiłek. Oprócz waloru ćwiczebnego, możemy pokusić się o wyznaczenie silnego przesunięcia ku czerwieni dla danego kwazara. 3C 273 zarejestrowałem już 2 lata temu za pomocą Star Analyser 100, ale pozostałe, słabsze kwazary musiałby poczekać, aż zbuduję spektroskop. Dzisiejszej nocy moim celem był kwazar APM 08279+5255 o jasności 15.2m. Wyniki tych obserwacji przedstawiam poniżej. Charakterystyczna linia widmowa N V (1241 A) pozwoliła mi na wyznaczenie przesunięcia ku czerwieni. ?1 - ?0 z = ???? ?0 Uzyskane maksimum dla linii N V (1241) zostało odczytane dla wartości 6021A, więc: 6021 - 1241 z = ?????? = 3,8517 1241 Możemy też wyliczyć prędkość radialną: (z + 1)2 - 1 Vr = c x ?????? (z + 1)2 + 1 (3,8517 + 1)2 - 1 22,539? Vr = c x ????????? = 299792.458 x ? ??? = 275358 [km/s] (3,8517 + 1)2 + 1 ?24,539 Zarejestrowane przeze mnie widmo APM 8279-5255: Obserwacje wykonałem za pomocą nieco zmodyfikowanego SN-Spec'a: Czekając na nowe szkła do guidera zbudowałem inny moduł szczeliny - rozsuwaną (przerobiłem kupioną kiedyś w SurplusShed szczelinę regulowaną). Dodałem regulację za pomocą silniczka krokowego (zdalna praca) oraz wydrukowałem (na niebiesko) złączki (oryginalne były zupełnie niestandardowe i nie pasowały do niczego).

Spektroskop, który opisałem w tym wątku zaczął wreszcie pracować "na odcinku" dla którego został zaprojektowany - spektroskopowych obserwacji supernowych. Jako pierwszy cel wybrałem supernową SN 2020ue, która wywołała duże zainteresowanie ponad 2 miesiące temu (w maksimum miała 11.8 mag !), ale teraz jest już dużo słabsza. Jej obecna wielkość gwiazdowa to 15.3m. Wymagająca, ale bez przesady. Nieco za słaba na Star Analyser'a, ale powinna być łatwo osiągalna przy użyciu SN-Spec'a. Pierwszy problem to ustawienie tak słabego obiektu na szczelinie. Drugi, to niewielka liczba jasnych gwiazd w polu guidera wokół SN 2020ue. Wszystko to trwało u mnie dłużej niż późniejszy czas ekspozycji. Jednym słowem - optyka guidera wymaga zdecydowanie poprawienia. Kiedy wreszcie udało się wszystko ustawić i ruszyć, po dwóch 600-sekundowych ekspozycjach S/N gwiazdy guidującej poleciał tak, że wszystko "popłynęło". Powód - mgła. Myślałem, że mnie coś trafi ! Jak nie chmury to mgła! Jeszcze tylko jakiejś zarazy brakuje! A nie, zaraza już też jest Myślałem, że z tych dwóch 600-sekundowych klatek nic nie będzie, ale zrobiłem kalibracyjne, darki i poszedłem spać. Dziś zabrałem się za to wszystko. Może nie wyszło idealnie, ale jak na tak krótki czas to okazało się nie tak fatalnie. Po obróbce materiału i oczyszczeniu widma wynik okazał się jednak w miarę akceptowalny, aby go pokazać. Przynajmniej w miarę zgodny z tym, który uzyskał G. Krannich za pomocą Alpy600 w czasie, gdy supernowa była zdecydowanie jaśniejsza - 12.1m i przy zdecydowanie dłuższym czasie ekspozycji - 7800 sekund !

Rzeczywiście różnica jest uderzająca !! Czy to jest ta siatka holograficzna ? Cóż 1800 l/mm - no to teraz posypią się jak z rękawa pomiary prędkości radialnych z Twoich obserwacji Łukasz, gdybyś chciał się kiedyś pozbyć 600-ki to byłbym zainteresowany. Po udanych testach SN-Spec'a zdecydowałem, że LowSpec pójdzie do wyższych rozdzielczości, do nieco jaśniejszych obiektów - np. do gw. nowych.

Najlepszego !!

Dzięki. Jeżeli chodzi o guider, to rzeczywiście wymaga on zdecydowanego poprawienia bo teraz to jest dramat. Tutaj mam jeszcze zrobione tak jak w Lowspec - jeden achromat. Próbowałem różne. Jaki bym nie dał to generalnie jest źle. Wykonałem jednak pewien test. Zbudowałem z dwóch identycznych achromatów układ, tak jak w okularze Plossla i wstawiełem tymczasowo do guidera, przez prowizoryczną złączkę, która wydrukowałem w 3D. Poprawa była zdecydowana !!! Obrazy gwiazd prawie idealne. Niewielkie zniekształcenia tylko na krawędziach pola, ale nieporównywalnie mniejsze niż to co mamy teraz. Wobec tego zamówiłem w SurpluShed dwa identyczne achromaty 57 mm. Mam nadzieję z tego mieć właśnie jakieś 30mm z dużo lepszym efektem niż teraz. Jeżeli chodzi o szczelinę to jest porównywalna z OVIO. Konstrukcja jest podobna, wiec jest też lekki "duszek" od jasnych gwiazd. Ma jednak tę zaletę, że mogę najpierw ustawić słabą gwiazdę na dużą szczelinę fotometryczną (łatwiej trafić) , a później obserwując ją już na głównej kamerze przeprowadzić ją do szczeliny 23um.

Dziękuję Łukasz. Te dwie najsilniejsze linie są lekko przesunięte ku czerwieni i średnio z oszacowania wyszło +/- to co jest w bazach, ale rozdzielczość 50A jest niewystarczająca dla bliskich galaktyk i to żadne obliczenia. Może wkrótce zrobię też kilka kwazarów. Tam oczywiście nie będzie problemu. Szczegóły budowy opisałem w tym wątku.

Ponad 2 lata temu starałem się zwrócić Waszą uwagę (czas pokazał, że chyba nieudolnie ) na pewien rodzaj obserwacji, prawie nietknięty przez amatorów (a w Polsce nietknięty całkowicie i to nie tylko przez amatorów). Chodzi o spektroskopowe klasyfikowanie supernowych. Chciałem pokazać, że obserwacje te dają nam niepowtarzalną szansę identyfikowania obiektów zupełnie nowych i nieznanych, które nie zostały jeszcze przez nikogo rozpoznane. Tym samym zapisanie się jako pierwszy (a czasem jedyny) klasyfikator takiego nowoodkrytego obiektu. Powodem tego, że nikt u nas nie podjął "rzuconej rękawicy" może być też pewien problem, który sam długo nie potrafiłem rozwiązać - brak na rynku odpowiedniego spektroskopu szczelinowego, który mógłby sprostać temu zadaniu. Niestety, nie można kupić takiego instrumentu, który z miejsca pozwoliłby na rejestrację widm bardzo słabych obiektów teleskopem o niewielkiej aperturze. Problem ten dopiero teraz udało mi się wreszcie rozwiązać. W sprzedaży dostępnych jest kilka znakomitych i dość drogich spektroskopów. Znakomitych, tylko do czego ? Stereotyp, że im wyższa rozdzielczość spektroskopu tym jest lepszy, w tym wypadku jest kompletnie fałszywy. Tu jest dokładnie odwrotnie. Im wyższej rozdzielczości spektroskop, tym gorszy. Dostępne zatem w sprzedaży nawet najlepsze spektroskopy nie nadają się do rejestracji widm supernowych 15-18mag teleskopem amatorskim (no chyba, że ktoś ma lustro 2 metry i nazywa to teleskopem amatorskim ). Wyższa rozdzielczość i związana z nią większa dyspersja "zabija" czułość instrumentu, bardzo potrzebną w sytuacji, gdy naszym celem są słabe, pozagalaktyczne supernowe. Jeżeli ktoś ma wątpliwości, niech zapozna się z publikacją opisującą najlepszy obecnie na świecie profesjonalny projekt klasyfikacji widm supernowych SEDM, którego sercem jest spektroskop o rozdzielczości R~100 (!!). Jak rozwiązać ten sprzętowy problem ? Pokazało to dwóch astroamatorów, mających już wyniki tej dziedzinie: R. Leadbeater (UK) zmodyfikował fabryczny spektroskop Alpy 600 uzyskując R~130 C. Balcon (ITA) zbudował od zera własny spektroskop R~100 Od kilku lat zbierałem informacje oraz komponenty do budowy spektroskopu szczelinowego R~100 @500nm. Przełomem dla mnie było zastosowanie techniki druku 3D. Zacząłem od zbudowania Lowspec. Zastosowałem nietypową dla niego siatkę odbiciową - 150 linii/mm oraz skróciłem nieco jego optykę i w pierwszych, testowych obserwacjach praktycznie udało mi się uzyskać dyspersję 18-19A/piksel. Dzięki Lowspec zdobyłem mnóstwo doświadczeń, ale jeszcze podczas jego budowy projektowałem już kolejny (25A/piksel) na bazie siatki transmisyjnej 100 linii/mm. Początkowo miała to być modyfikacja Lowspec, ale kiedy nauczyłem się OpenSCAD'a uznałem, że lepiej będzie zaprojektować wszystko od nowa. Pomogła "katastrofalna" pogoda na północnym-zachodzie Polski na początku roku. Tak powstał moduł guidera (najpierw prototyp w PLA, później model docelowy w Impact PLA), który jest jednocześnie elementem nośnym dla całej reszty. Nietypowe i kluczowe dla projektu złączki do tego urządzenia już wcześniej wykonał dla mnie śp. Janusz Płeszka. Wiedzę teoretyczną czerpałem oczywiście ze strony Christiana Buila i książek Kena Harrisona. W skrócie, instrument składa się z następujących komponentów: modułu guidera zbudowanego w technice druku 3D z użyciem Impact PLA - bardzo dobry, choć dość drogi filament, który polecił mi Łukasz Socha (dzięki). Ma wyższą odporność mechaniczną i termiczną od zwykłego PLA szczeliny fotometrycznej 23/200 um z powierzchnią odbijającą od firmy Shelyak Instruments siatki dyfrakcyjnej Star Analyser 100 (100 linii/mm) pryzmatu 3.8° kolimatora oraz obiektywu z soczewek achromatycznych o ogniskowej około 48mm pochodzących z popularnego okularu Super Plossl 25mm soczewki achromatycznej guidera 35mm (tymczasowo - wkrótce modyfikowana w celu poprawiania jakości obrazu z guidera) Spektroskop w skrócie nazwałem SN-Spec (od wyrazów Supernovae Spectroscope - cóż, nazwanie go tylko skrótem SS brzmiałoby trochę niefortunnie ). Przyrząd zbudowałem oczywiście głównie z myślą o supernowych, ale znakomicie nada się też do zdejmowania widm innych odległych i słabych celów takich jak np. kwazary. Szczelina 23um umożliwi natomiast rejestracje galaktyk lub innych obiektów rozciągłych co pokazałem w wątku "Mroczne widmo galaktyki NGC 4636".

NGC 4636 to jedna z wielu galaktyk znajdujących się w gwiazdozbiorze Panny - jak wiemy bardzo bogatym w te obiekty. Z pewnych powodów wybrałem ją jako cel pierwszej testowej sesji mojego nowego spektroskopu SN-Spec, którego budowę opisałem w tym wątku. Dzisiejsza noc (pierwsza sensownie pogodna od tygodni !!) nie była zbyt korzystna dla rejestrowania widma tej galaktyki, ponieważ jeszcze bardzo blisko niej na niebie "stał" Księżyc. Na dobrą sprawę w takich warunkach nie powinno się podchodzić do rejestrowania widm słabych obiektów. Na dodatek deklinacja +2° nie jest wymarzoną pozycją, szczególnie dla obserwatorów z północy. Mimo to (a może właśnie dlatego ) postanowiłem zmierzyć się z tymi problemami. Ciekawy byłem czy będę w stanie tak oczyścić widmo, aby uzyskać charakterystyczne cechy spektrum galaktyki eliptycznej. Po zebraniu i obróbce materiału uzyskałem widoczne poniżej zdjęcie widma NGC 4636 bardzo silnie zanieczyszczone widmem nieba rozświetlonego blaskiem Księżyca. Kamerą guidującą była RisingCam z matrycą mono IMX290, a rejestracja samego widma odbywała się na SX Trius-825. Czas ekspozycji to 3 x 1200 sekund. Mimo tak trudnych warunków (i braku czasu na zebranie materiału gwiazdy referencyjnej) udało mi się uzyskać widmo zawierające charakterystyczne cechy dla galaktyk eliptycznych. Są to przede wszystkim absorpcyjne, metaliczne linie Mg oraz Na, pochodzące z atmosfer starych gwiazd, z których jak wiemy składają się galaktyki eliptyczne. Różnią się one od tych rejestrowanych w widmach galaktyk spiralnych, gdzie dominują linie emisyjne. Spektroskop w akcji:

Oglądałem różne PDF'y do tych napędów (zarówno tych z miękkim startem jak i bez) i nie spotkałem przypadku, aby nie było złącza do podpięcia zewnętrznego sterowania. Zapomniałem jeszcze o jednej firmie, gdzie kupiłem napęd do pierwszego obserwatorium. Tu masz ich ofertę właśnie SL600 ACM z miękkim startem i instrukcję PDF: http://www.amt-alarmy.pl/index.php?t=6320&g=244&q=&r=0&rg=0&sg=

Ja to mam zrobione za pomocą napędu do bram. Mam konkretnie ten. W Polsce mają go tu. Niedrogi i bezawaryjny. Jestem z niego bardzo zadowolony. W drugim obserwatorium właśnie instaluję taki sam. Mocny silnik z wieloma parametrami regulacji oraz miękkim startem (to ważne). Sterowanie z pilota oraz możliwość podłączenia zewnętrznego sterowania np. z kompa. Jest na płycie złącze aby podpiąć przekaźnik lub tranzystor sterowany np. z arduino (taka prosta metoda, jak to kiedyś powiedział @jolo - czołgowa) i jedziemy: W jakim celu chcesz na nowo budować całą elektronikę? Fabryczna zawiera mnóstwo różnych ustaw (regulacja prędkości, siły, maksymalnego czasu, krańcówki). Jak chcesz sam to zaprojektować to się narobisz jak dzik. Po co ?? Aby sterować przesuwaniem z komputera podłącz się po prostu pod płytę sterującą. Tak jak ten, każdy inny model ma też złącza do sterowania zewnętrznego. Tutaj instrukcja do tego modelu (zwróć uwagę na złącze TERMINAL J2) - podpinasz się tu z Twoim sterowaniem i sprawa załatwiona: http://www.jgao.pl/pliki/py600acs.pdf

O właśnie !! To jest taki rodzaj obserwacji spektroskopowych, który mi osobiście wydaje się najbardziej interesujący. Zastanawiam się nad wspomaganiem software'owym takich analiz. Przy supernowych mamy GELATO oraz SNID od Stephane Blondina. Mam nadzieję, że pogoda się w końcu u mnie zlituje i uda mi się wreszcie wykonać pełne obserwacje SN i przedstawię działanie tych programów (najpierw GELATO, dopiero później SNID, który wymaga środowiska Linux). W przypadku "normalnych" gwiazd pewnie również istnieje coś podobnego, albo przynajmniej taki mechanizm jak przestawił Tom Field w tym filmie dotyczącym pewnych opcji w swoim RSpec'u: https://www.rspec-astro.com/videos/NewFeatures4/NewFeatures4.mp4

Rzeczywiście wykorzystuję tę funkcjonalność w sytuacji, gdy podczas poprzedniej sesji zaparkuję montaż w położeniu "nietypowym", ale o ile pamiętam chyba z 2 albo 3 razy ratowała mnie też w momencie, gdy coś się przywiesiło i musiałem szybko zresetować system, a pozostawiłem montaż tak jak jest. Nie chciało mi się bowiem w nocy iść do obserwatorium i go na nowo ustawiać. Dodam tylko, że jeżeli chodzi o sprzęt to mam EQDrive Standard 3, a nie typowy sterownik SW. Nie wiem czy to ma jakieś znaczenie, ale dlatego zastrzegłem na początku pisząc, że tak działa to "u mnie". Przegryzłem się też przez tematy w sieci i znalazłem też coś takiego: http://welshdragoncomputing.ca/eqmod/doku.php?id=strategies_for_recovering_lost_alignments

U mnie ostatnie ustawienie EQMod'a odtwarza przycisk: Montaż nie może być wtedy w stanie zaparkowanym ani tracking. Po takiej zawieszce oraz odtworzeniu pozycji musisz wczytać jeszcze Alignment Points z tej sesji, którą Ci przerwało.

Powinienem się domyślić, że jest to parametr, który musi być gdzieś liczony przez soft, ale nie pomyślałem o BASS (inna rzecz, że nie miałem jeszcze okazji zbyt wiele na nim popracować). Ten program to jednak mocne narzędzie. Powodzenia z siatką 1800. Aż się boję myśleć jakie prędkości będziesz w stanie mierzyć przy jej pomocy

Zainteresowała mnie ta kwestia poprawki na szybkość ruchu Ziemi po orbicie. Jak ją określiłeś ? Czy musi być jakoś określony wektor składowy tego ruchu zgodny z wektorem kierunku obserwacji obiektu ? Piszesz, że błąd jest dość wyraźny, ale te 10-15% wygląda mi na bardzo dobry wynik przy tej rozdzielczości. To, że względnie większy jest przy mniejszej prędkości radialnej jest zrozumiałe, ale daj spokój, to jest zaledwie prędkość 38 km/s !!! Super.

O tym samym pomyślałem ! Namierzyć obiekt w innym programie (zarejestrować pozycję pikseli lub różnicę do widocznych gwiazd) a później w PHD odtworzyć tę pozycję. OK. Piszę do nich. Przecież taka informacja w linii statusu nie jest chyba jakimś problemem.

Raz, chodzi o to aby znaleźć gwiazdę do guidowania, ale myślę, że z tym powinno jakość pójść. Gorzej, że będę chciał ustawiać na szczelinie obiekty słabsze niż 15 mag. Podejrzewam, że trzeba to będzie robić "na ślepo", bo widział ich nie będę. Szkoda, że w PHD2 nie ma jakiegoś rozsądnego strech'owania obrazu tylko ta "kozia" gamma.

Patrząc na krzywą zmian blasku, nasunęło mi się pytanie istotne również dla mnie. Jaki zasięg wielkości gwiazdowej rejestrujesz w swoim guiderze? Pytam ponieważ mamy podobne apertury i te same sensory w kamerach guidujących.

Niech ktoś mnie uświadomi, bo nie rozumiem od dawna pewnej sprawy. Po co Tom dorobił port ST4 w AstroEQ (wcześniej go nie było), jeżeli z założenia urządzenie MUSI i tak pracować z kompem i platformą ASCOM ? @sylwas72Tak czy inaczej potrzebujesz oprogramowania, np. PHD2. Wszystko masz tu. Pobranie programu oraz świetny tutorial. Kwestia o którą pytasz rozważana jest w tym rozdziale.

Ja też, tylko kiedy ta okazja się w końcu przytrafi ??? Ja w akcie rozpaczy i desperacji oglądam już prognozy pogody kilkunastudniowe , chociaż takie prognozy to moim zdaniem wróżenie z fusów.

Nie daje mi spokoju ta funkcja w BASS, którą Łukasz przytoczyłeś. Zastanawiam się nad przypadkami jej prawidłowego zastosowania. Przypuśćmy, że mamy jakąś gwiazdę referencyjną na określonej wysokości i zdejmujemy jej widmo. Mamy też to samo widmo, ale "katalogowe" (np. biblioteki Miles) i to widmo jest przecież już odpowiednio skorygowane o ekstynkcję atmosferyczną. Dzieląc zatem jedno przez drugie uzyskujemy w wyniku profil, który odpowiada charakterystyce naszego instrumentu + ekstynkcji atmosferycznej, ponieważ nasze widmo jest przecież nią "dotknięte", a widmo katalogowe nie. Teraz wykonujemy spektroskopię obiektu właściwego. Skorygowanie zarejestrowanego widma o ten uzyskany wcześniej profil spowoduje uzyskanie widma, które będzie uwzględniać zarówno charakterystykę instrumentu, jak i ekstynkcję atmosferyczną. Prawda ? Gdzie zatem miejsce na tę funkcję zaimplementowaną w BASS ? Widzę jedno. Załóżmy, że z jakichś powodów nie wykonaliśmy spektroskopii gwiazdy referencyjnej. Wyznaczymy sobie przybliżoną charakterystykę instrumentu z wykresu QE publikowanego przez producenta kamery oraz ewentualnie charakterystykę siatki dyfrakcyjnej (mnożąc jedno z drugim). Kiedyś tak zrobiłem z SA100 przy okazji rejestracji widma pewnej supernowej. Oczywiście tak uzyskany profil nie uwzględnia ekstynkcji atmosferycznej, więc musimy wówczas wykorzystać funkcję w BASS. Możliwe, że gdzieś się mylę w moim rozumowaniu. Będę wówczas niezmiernie wdzięczny za skorygowanie.