Znajdź zawartość

Opis dotyczy obsługi programu DeepSkyStacker 3.3.2 gdzie na początku pojawiła się dla mnie zagadka dotycząca klatek zdjęciowych które należy wprowadzić na wejściach: Open picture files... dark files... flat files... dark flat files... offset/bias files... Po wyjaśnieniu zagadką pozostało wejście dark flat files... do którego nie wprowadzam żadnych klatek Jeśli jesteś początkującym w astrofotografii i zastanawiasz się, co to są klatki light, dark, flat i bias i jak je tworzyć, to masz tutaj krótkie wyjaśnienie: Light Frames (pl. Jasne klatki) Light Frames to zdjęcia, które zawierają prawdziwe informacje: zdjęcia galaktyk, mgławice ... To jest to, co chcesz stakować i wprowadzamy je w punkcie Open picture files... Dark Frames i Dark Flat Frames Dark Frames są stosowane do usuwania ciemnego sygnału z Light Frames W aparatach cyfrowych , układy scalone CMOS i CCD generują ciemny sygnał zależny od czasu ekspozycji, temperatury oraz czułości ISO Aby usunąć ciemny sygnał z Light Frames używasz Dark Frames (pl. ciemnych klatek), które zawierają tylko ciemny sygnał. Aby stworzyć Dark Frames należy wykonać zdjęcia w ciemności (stąd nazwa), nakładając pokrywkę na obiektyw. Ciemne klatki muszą być tworzone w temperaturze, z czasem ekspozycji i czułości ISO Light Frames (pl. Klatek jasnych). Ponieważ temperatura jest ważna, należy Dark Frames wykonać na końcu lub w trakcie sesji obrazowania zdjęć Light Frames. Wykonaj kilka z nich (między 10 a 20) i umieść je w wejściu dark files.... DeepSkyStacker połączy je automatycznie aby tworzyć i używać jako clean master dark lub master dark flat. Bias Frames /Offset Frames pl.Odchylenie Ramki (znane jako Przesunięcie ramki) Bias/Offset Frames są używane do usuwania sygnału generowanego przez układy scalone CCD lub CMOS z klatek Light Frames . Każdy CCD lub CMOS generuje sygnał , który jest utworzony przez sygnał odczytu zawartości układu. Aby stworzyć Bias Frames /Offset Frames należy wykonać zdjęcia z najkrótszą możliwą ekspozycją (może to być 1 / 4000 s lub 1 / 8000 s w zależności od aparatu) w ciemności poprzez przykrycie obiektywu pokrywką. Bias Frames muszą być tworzone z czułością ISO Light Frames. Temperatura nie jest tu istotna. Należy wykonać między 10 a 20 klatek i umieść je w wejściu offset/bias files. DeepSkyStacker połączy je automatycznie aby tworzyć i stosować czyste master Bias Frames /Offset Frames Flat Frames pl. Płaskie klatki Flat Frames są używane do korekty winietowania i nierównomiernego oświetlenia pola stworzonego przez kurz i smugi w trakcie/ciągu optycznym. Aby stworzyć Flat Frames jest bardzo ważne, aby nie usuwać aparatu z teleskopu przed wykonaniem ich (bez zmiany ostrości). Możesz użyć wielu różnych metod (w tym za pomocą FlatBox), ale okazało się, że najprostszym sposobem jest umieszczenie białego t shirt z przodu teleskopu i wygładzenie fałdów. Następnie stwórz źródło światła (lampa błyskowa, jasne białe światło, niebo o świcie na bieszczadzkiej łące...), a następnie zezwól aby aparat zdecydował o czasie ekspozycji (tryb Av). Wykonaj między 10 a 20 klatek i umieść je w wejściu Flat files.... DeepSkyStacker połączy je automatycznie aby tworzyć i używać czystych master flat frame. Opracowane na podstawie pomocy/help programu DeepSkyStacker 3.3.2

Miło nam zapowiedzieć, że oferta naszej firmy poszerza się o kamery ZWO Optical. https://astronomy-imaging-camera.com/product-category/usb-3-0/ Na półce są już dostępne najpopularniejsze modele, w drodze jest kolejne zamówienie z kolejnymi cacuszkami i akcesoriami: koła filtrowe, filtry, adaptery i przejściówki. Poniżej prezentujemy króciutki poradniczek dla osób początkujących (w astrofotografii), jak wybrać pierwszą kamerę ZWO. Mamy nadzieję że takie informacje komuś pomogą dokonać wyboru. 1. Kolorowa czy czarno biała? Jeśli cenicie sobie wygodę, chcecie w szybkim tempie uzyskać satysfakcjonujące rezultaty dla dowolnego typu obiektu, macie ograniczony budżet, nie macie czasu na zabawę w obróbkę i nie chcecie rozbudowywać sprzętu kamera kolorowa jest stworzona dla was. Z kolei kamery czarno białe dedykowane są bardziej zaawansowanym użytkownikom, którzy znają już podstawy astrofotografii i cenią sobie pracę nad zdjęciem nie tylko przy teleskopie. Dla nich, kamera czarno-biała zaoferuje znaczny przyrost czułości (brak maski Bayera), zapewni maksymalną dostępną dla teleskopu rozdzielczość oraz odda pełne spektrum matrycy CMOS, co umożliwi fotografię wąskopasmową w mgławicowych pasmach emisyjnych, w pasmie UV (chmury Wenus) lub w pasmie metanowym (atmosfera Jowisza i Saturna). Wadą kamer czarno-białych jest nie tylko wyższy koszt zakupu samej kamery, ale też konieczność zainwestowania jeszcze większej kwoty w koło filtrowe i dobrej jakości filtry. Na dziś dzień ?wiodącymi? kamerami kolorowymi są ASI224MC, ASI178MC oraz AI071MC, natomiast w czarno-białych królują ASI290MM, ASI174MM oraz ASI1600MM. 2. Chłodzona czy niechłodzona? Chłodzenie aktywne znacząco wpływa na poziom szumu rejestrowanego na ekspozycjach powyżej 0,5-2 sekund, których nie stosuje się dla obiektów jasnych. Tak więc ?planeciarze? zazwyczaj wybiorą kamerę niechłodzoną (chłodzoną pasywnie), natomiast miłośnicy astrofotografii DS, zarówno lucky-imaging jak i w wydaniu klasycznym, sięgną po chłodzenie aktywne. Podział na podstawowych / zaawansowanych obowiązuje również tu, gdyż nic nie stoi na przeszkodzie zakupić chłodzoną kamerę kolorową początkującemu miłośnikowi ?DS-ów?, lub niechłodzoną, monochromatyczną zaawansowanemu ?planeciarzowi?, który używa mobilnego zestawu na wypady za miasto. Chłodzenie w wydaniu ZWO stanowi wbudowane, dwustopniowe ogniwo Peltiera, schładzające matrycę maksymalnie 35 ? 40?C poniżej temperatury otoczenia i zadowalające się zasilaniem 12V / 3A. Dodaje ono ok. 300 g do wagi kamery, a producent każe sobie dopłacać do niego z reguły ok. 1300 zł względem kamery w wersji chłodzonej pasywnie. 3. Przekątna sensora / rozmiar piksela W astrofotografii lucky-imaging (np. do ?avikowania? planet) rozmiar pikseli najlepiej jest dobrać do światłosiły układu optycznego, aby maksymalnie wykorzystać limit dyfrakcyjny optyki. Przy tym założeniu rozmiar piksela jest wprost proporcjonalny do liczby przysłony. Aby obliczyć rozmiar piksela wyrażony w mikrometrach, dla którego krążek Airego dla fali 555 nm pokrywa w przybliżeniu powierzchnię 3x3 pikseli, wystarczy liczbę przysłony podzielić na 4,5. Przykład: do teleskopu o światłosile F/10 należy zastosować kamerę o pikselu 2,2 mikrometra (10/4,5=2,22). Najmniejsze piksele posiadają modele ASI178MC (2,4 ?m) oraz ASI290MM/MC (2,9 ?m), z kolei największe znajdują się w kamerach ASI071MC (4,8 ?m) i W ASI174MM/MC (5,9 ?m), co oznacza dla tej kamery optymalną światłosiłę F/25 i konieczność stosowania Barlowa 5x z Newtonami i 2,5x z teleskopami SCT. W przypadku astrofotografii długoczasowej rozmiar piksela nie ma aż takiego znaczenia jak przekątna sensora. Idealnie, przekątna sensora powinna być tylko trochę większa niż obraz rejestrowanego obiektu, aby niepotrzebnie nie spowalniać transferu danych i nie zajmować przestrzeni dyskowej. Najmniejsze sensory to np. 1/3? sensor popularnej kamery ASI120MC o przekątnej 6 mm, natomiast największy to 28,4-milimetrowej (format APS-C) przekątnej sensor w modelu ASI071MC. 4. Rodzaj migawki Rodzaj migawki w kamerach astronomicznych dotychczas sprowadzał się do wyboru kamery z migawką mechaniczną lub elektroniczną. W przypadku kamer CMOS nie stosuje się już migawki mechanicznej, gdyż są to kamery z założenia mające rejestrować obraz video. Migawka elektroniczna może działać dwojako, albo postępowo sczytywać dane o obrazie linijka pikseli po linijce (tzw. rolling shutter) lub globalnie, sczytując całą matrycę naraz w jednej chwili (global shutter). Dzięki temu, migawka globalna nie wykazuje żadnego opóźnienia w zarejestrowanym obrazie pomiędzy różnymi częściami matrycy. Taka kamera dosłownie ?zamraża? nawet najszybszy ruch, bez widocznego smużenia i zniekształceń. Dodatkową zaletą jest olbrzymia szybkość akwizycji danych (o tym później). Migawka globalna jest jedynym rozwiązaniem, jeśli chcemy osiągnąć mistrzostwo w ?avikowaniu? detali powierzchni Księżyca i Słońca, a także jeśli chcemy ?łapać? samoloty, stację ISS, flary Iridium, czy rejestrować meteory. Technologia migawki globalnej ma zastosowanie, póki co, tylko w jednym modelu kamery ? ASI174MM/MC, wszystkie pozostałe posiadają migawkę postępową. 5. Szybkość transferu danych Parametr ten będzie interesował wszystkich chcących uzyskać jak najlepsze rezultaty podczas ?avikowania? planet, czyli w astrofotografii lucky-imaging z zastosowaniem milisekundowych czasów naświetlania. W przypadku planet liczy się dosłownie wszystko, co umożliwia zebranie więcej klatek obrazu w krótszym czasie. Przykład: prędkość obrotowa Jowisza jest tak duża, że dla teleskopu o aperturze powyżej 10? powoduje widoczne rozmycie struktur atmosfery podczas nagrania trwającego niż 2-3 minuty. Poza tym, im krótszy czas naświetlania i więcej klatek uchwyconych w tym samym czasie, tym większa szansa na szczęśliwy traf, czyli ?zamrożony seeing? i idealnie ostrą klatkę. Szybkość kamery, wyrażona w klatkach na sekundę, inaczej w FPS, jest odwrotnie proporcjonalna do wysokości klatki wyrażanej w pikselach. Szybkość mocno zależy też od rozdzielczości bitowej przetwornika ADC, która w przypadku planet zawsze powinna być ustawiona na minimum, tj. 10 bitów. Najszybszymi aktualnie kamerami ZWO są ASI174MM/MC z migawką globalną (prawie 400 FPS przy klatce 640x480 pikseli) oraz ASI290MM/MC z migawką postępową (380 FPS @ 640x480). Szybkimi kamerami są także ASI224MC (300 FPS @ 640x480) oraz modele o oznaczeniach ASI178 i 185 (ok. 260 FPS / 640x480). 6. Rozdzielczość (głębia) bitowa W ofercie ZWO są dostępne kamery posiadające wyjście 10, 12 i 14-bitowe. Odpowiada to plikom cyfrowym z informacją o luminacji o odpowiednio 1024, 4096 i 16384 poziomach szarości. Poziom 10-bitów stosuje się do astrofotografii ciał Układu Słonecznego, natomiast 12 i 14-bitową głębię wykorzystuje się do obiektów DS. Kamery 14-bitowe są szczególnie polecane w długoczasowej astrofotografii DS, gdyż 12-bitowa głębia jest niewystarczająca do obiektów o bardzo niskiej jasności powierzchniowej lub posiadających szczególnie dużą rozpiętość tonalną. Ponadto, 14-bitowe urządzenia najwięcej zyskują po doposażeniu w aktywne chłodzenie, gdyż szum termiczny jest zazwyczaj znacznie silniejszy niż wartościowy sygnał od obiektów DS i po jego zredukowaniu, można pozwolić sobie na jedną, długą ekspozycję kilkuminiutową, zamiast kilkudziesięciu krótszych. Kamery 14-bitowe w ofercie ZWO są trzy: ASI178MM, ASI178MC oraz ASI071MC, wszystkie mogą być chłodzone aktywnie bądź pasywnie. Pozostałe dają do wyboru 10 lub 12-bitów. 7. Szum odczytu / wzmocnienie Kamery, zarówno CCD jak i CMOS rejestrują fotony, które gromadzą się w pikselach w postaci potencjału elektrycznego. Po zakończonej ekspozycji zgromadzony w każdym pikselu ładunek elektronów jest wzmacniany przez wbudowany wzmacniacz, a następnie mierzony i przetwarzany na postać cyfrową w pobliskim układzie zwanym ADC. Informacja o cyfrowej zawartości każdego z pikseli jest przesyłana do interfejsu kamery. Najwyższa dokładność, z jaką urządzenie jest w stanie wzmocnić, zmierzyć i przetworzyć sygnał, to tzw. szum odczytu (read-out noise). Najnowocześniejsze kamery CMOS są w stanie odczytać informacje o zgromadzonych fotonach z dokładnością rzędu pojedynczego elektronu, a poprawnie z szumem 1 elektronowolta (eV-). Ma to ogromny wpływ na końcową jakość obrazu, kiedy w grę wchodzi rejestracja pojedynczych fotonów, np. podczas ?avikowania? odległych planet Układu Słonecznego lub podczas astrofotografii lucky-imaging jasnych obiektów DS. Bez wątpienia rekordową pod tym względem kamerą jest ASI224MC, która przy wzmocnieniu jednostkowym legitymuje się szumem odczytu zaledwie 1,2 eV-. Warto polecić też model ASI290MM/MC (1,4 eV-) oraz ASI178MM/MC (1,6 eV-). Dla porównania, ASI174MM i ASI120MM/MC posiadają szum odczytu rzędu 4 eV-. Wzmocnienie (podawane w dB - decybelach) informuje nas o stopniu wzmocnienia sygnału z matrycy. Pewna wartość wzmocnienia większa od jedności jest potrzebna, aby "podciągnąć" wartość odpowiadającą 1 eV- do wartości równej jednostkom cyfrowym, z jakimi działa ADC. Taka wartość określana jest wzmocnieniem jednostkowym (ang.: unity gain). Z racji ograniczeń objętościowych niestety ten temat potraktowaliśmy mocno skrótowo... 8. Oświetlenie od przodu / od tyłu Matryce CMOS, jak wspomniano, są wyposażone w układy wzmacniające sygnał. Są one umieszczone przy każdym pikselu. Do niedawna, z racji ograniczeń technologicznych, umieszczało się je na drodze światła, nad światłoczułym materiałem półprzewodnikowym, co zmniejszało efektywność kwantową pikseli. Dziś, nie dość że produkcję sensorów usprawniono na tyle, że te pomocnicze układy już prawie nie zasłaniają pikseli, to jeszcze skonstruowano matryce, które całą elektronikę mieszczą z tyłu i już nic nie stoi pikselom na drodze światła. Takie sensory określamy jako oświetlane od tyłu (back-illuminated lub BSI). Różnice między nowymi, a konwencjonalnymi (front-illuminated lub FSI) CMOS-ami powoli zacierają się, choć dalej można liczyć z ich użyciem na niemal 20% przyrost efektywności kwantowej. Takie sensory są produkowane przez Sony, mają oznaczenie Exmor-R i znajdują się w modelach ASI290MM/MC, oraz ASI178MM/MC. 9. Pojemność pikseli / dynamika tonalna Pojemność pikseli, inaczej zwana studnią potencjału opisuje ile fotonów może zmieścić się w każdym pikselu. Pojemność piksela zależy z reguły od jego powierzchni, tak więc 2x większe piksele będą 4x pojemniejsze od małych. Przy założeniu, że pozostałe szumy (zwłaszcza szum odczytu na który nie mamy wpływu) będą podobne, matryca z dużymi pikselami zapewni 4x większą dynamikę tonalną, czyli innymi słowy, stosunek sygnału od szumu (SNR). SNR wyrażany jest w decybelach, w stopniach przysłony lub w bitach, co może często mylić początkujących. Na szczęście, na stronie ZWO ta wartość zawsze opisana jest w identyczny sposób dla wszystkich kamer. Zdecydowanie największą pojemnością legitymują się piksele kamery ASI071MC, dużą pojemność notują też duże piksele modelu ASI174MM/MC. Z analizy danych producenta wynika, że najpojemniejsze piksele w odniesieniu do powierzchni znajdują się w modelach ASI178MM/MC oraz we wspomnianej ASI071MC, co można określić jako ?sprawniejsze? piksele, niż w innych modelach, choć nie odnosi się to do ich efektywności kwantowej. Model ASI071MC posiada także rekordową dynamikę tonalną, dla wzmocnienia jednostkowego przekracza ona 12 stopni przysłony i sięga 14 stopni przy wzmocnieniu 0. Pozostałe kamery są o 1-2 stopnie przysłony gorsze. Modele ASI174MM/MC oraz ASI120MM/MC już bardziej odstają od reszty, za sprawą wyższego szumu odczytu. Wniosek z analizy cech kamer w ofercie ZWO jest taki, że w zasadzie każdy znajdzie tu coś dla siebie. Mamy nadzieję, że nasz krótki tekst ułatwi wybór kamery początkującym i ukierunkuje tych bardziej zaawansowanych. Księżyc i Słońce: ASI174MM/MC Satelity, samoloty, meteory: ASI174MM/MC Jasne planety (Merkury, Wenus, Mars, Jowisz): dowolna kamera ASI z USB3.0 Gazowe olbrzymy w pasmie metanowym: ASI290MM Merkury i Wenus w UV: ASI178MM, ASI290MM Ciemne planety (Saturn, Uran, Neptun): ASI224MC, ASI290MM Mgławice planetarne, gromady kuliste (małe DS) ? lucky-imaging: ASI224MC, ASI290MM, ASI178MM/MC Mgławice emisyjne, galaktyki (duże DS) - lucky imaging: ASI1600MM/MC Rozległe DS - długoczasowo: ASI071MC, ASI1600MM/MC, chłodzone Odległe (ciemne) obiekty DS - długoczasowo: ASI071MC, ASI178MM, chłodzone Tabela porównawcza parametrów technicznych:

Tak się zastanawiałem ostatnio czy istnieje możliwość wykonania sobie samemu kabelka podłączeniowego montaż HEQ5 do kompa z ominięciem pilota SynScan ( tak podłączam teraz ) . Było by to dla mnie duże ułatwienie i oszczędnosć czasu przy podłączaniu setupu. Czy da się to zrobić bęzpośrednio bez żadnej przejściówki RS232? z jednej stronym ( od montażu ) RJ45 a zdrugiej USB? co do tego potrzeba ? czy ma ktoś jakiś schemat wykonania? Widziałem kiedyś jakieś kabelki od Pierro Astro, ale ceny ( z przesyłką ) mnie powaliły, może da się to samemu zrobić taniej?

Witam,, Jestem zadowolonym nabywcą sytny 10''. Szukam właśnie sposobu na polepszenie jakości obserwacji planet, ponieważ przeżyłem mały zawód kiedy patrzyłem ostatnio na marsa. Czytałem dużo dobrego na temat okularu Baader Genuine Ortho 7/6 mm. http://www.astrokrak.pl/baader/2333-okular-baader-planetarium-classic-ortho-6-mm.html Podoba mi się jego cena również. Co myślicie? Podzielcie się trochę swoimi doświadczeniami, bardzo proszę. Jeśli używacie jeszcze jakiś sztuczek, poprawiających obserwację to chętnie o tym poczytam. Dzięki

Ostatnio dużo się zastanawiałem jak należy taką selekcję wykonać, poniżej przedstawiam sposób z zastosowaniem PixInsight to są oczywiście tylko moje spostrzeżenia ale zapraszam do dzielenia się doświadczeniem i uwagami w tej materii. Do obrazowania wybrałem materiał którego zebrałem w dużym nadmiarze. Udało mi się zebrać 144 klatki Serca w H alfa 20 minut każdy to jest 48 godzin materiału. Od razu rodzi się pytanie po co tyle materiału. Odpowiedź jest prozaiczna jest to skutek uboczny pracy w systemie automatycznego obserwatorium. Zbieram materiał w mojej aplikacji ?Łapacz fotonów? i wykorzystuję każdą dogodną chwilę (bez chmur) do zbierania materiału. Dosłownie każdą. Często nie mogę focić tych obiektów na których mi zależy ponieważ są za nisko, jeszcze są niewidoczne lub są za blisko Księżyca wtedy Łapacz wybiera cele alternatywne. Zwykle tym celem było mgławica Serce. Wiosna jest dla mnie martwym okresem ponieważ mój setup jest dość szerokokątny i nie nadający się do robienia galaktyk. Orion już zaszedł za horyzont a Łabędź jeszcze pod horyzontem i co wtedy? Serce. To tyle wstępu. Jak wybieram materiał? Według 4 kryteriów: 1. Wielkość gwiazd mierzona FWHM (ostrość) 2 Koncentryczność gwiazd (dokładność prowadzenia) 3. Wyrazistość / kontrast zdjęć (zachmurzenie) 4. Poziom tła (wysokość Słońca lub bliska odległość Księżyca, łuny miast ?) Zawsze mnie nurtowało pytanie co to znaczy że zdjęcie jest nieostre? Jaka jest dobra wartość FWHM przy której zdjęcie jest akceptowalne? Przecież te parametry są zależne od setupu, obiektu, naszej wiedzy i wielu innych czynników. Tu nam może pomóc statystyka. Najłatwiej zrobić to w Pixie za pomocą narzędzia ?Subframe selector?. Narzędzie znajduje się w menu SCRIPT\Batch Procesing\SubframeSelektor Po uruchomieniu wybieramy guzik ?Add Files ?? w celu wybrania interesujących nas zdjęć Następnie naciskamy przycisk ?Measure? w celu dokonania obliczeń (trochę to trwa) później po zakończeniu obliczeń możemy oglądać wyniki w postaci tabeli (zakładka ?Table?) oraz wykresu (zakładka ?Plots?) Po załadowaniu 144 zdjęć, ich obliczeniu i wybraniu zakładki wykresu i sposobu sortowania ?FWHM? uzyskaliśmy taki wykres Na wykresie znajdują się trzy linie przerywane środkowa mówi o wartości średniej zaś górna i dolna określa zakresy odległe od średniej o jedną sigmę (odchylenie standardowe). W ten sposób możemy określić wartość graniczną powyżej której zdjęcia są nieakceptowalne. Klikając na wykresie pokazujemy złe zdjęcia. W tej chwili usuwamy zdjęcia o za dużym FWHM >2 sigma Teraz kolej na koncentryczność gwiazd (jajowatość) wybieram na wykresie ?Ecentricity? w odhaczam zdjęcia powyżej > 1.5 sigmy. Co ciekawe można zaobserwować zależność że im gorsze FWHM tym lepsze koncentryczność . Po usunięciu mamy już tylko 122 klatki. W następnym kroku zajmiemy się zdjęcia mi o zbyt wysokim poziomie tła. Bardzo dobrze pokazuje to wykres ?Median? wszystkie klatki o > 2 sigma są usuwane. Zostało 113 zdjęć Zostało najtrudniejsze jak usunąć zdjęcia z mgłą, cirrusami, zaparowaną optyką ? Do tego stosuję w pierwszym kroku ?SNRWeight? wartości <-2 sigma. Nie odrzuciłem żadnego zdjęcia. Wykonałem pierwszą selekcję, teraz musimy oddzielić złe zdjęcia od dobrych, w tym celu w zakładce ?Output? wybieramy akcję dla złych zdjęć Rejected action: Move i wybieramy katalog do którego złe zdjęcia będą przeniesione. Potem naciskamy przycisk ?Output Subframes? która wykonuję akcję przeniesienia plików. Wstępnie oczyściliśmy materiał ze słabych zdjęć, teraz powinniśmy jeszcze raz przejrzeć wszystkie zdjęcia jeszcze raz. Czyścimy listę zdjęć i wczytujemy tylko dobre zdjęcia i wykonujemy obliczenia. Po obliczeniach na wykresie można zauważyć że teraz linie sigmy są bardziej szeroko, większość klatek znajduje się wewnątrz tych linii. Przeglądamy zdjęcia jeszcze raz i zostaje mi 99 zdjęć czyli 33 godziny.

Witam, kolejne podstawowe pytanie, jak w temacie. Kręcenie pokrętłem teleskopu nic nie daje, Układ: Teleskop > soczewka Barlowa > T ring > lustrzanka pozdrawiam

Kupiłem tubę Sky-Watcher (Synta) BKED80 OTAW Black Diamond, mam wątpliwości czy przypadkiem nie dostałem Tuba optyczna Sky-Watcher 80 ED APO 80/600 OTAW Black Diamond. Na tabliczce znamionowej otrzymanej tuby jest zapis: Telescope ED 80 D=80 mm F=600 mm Coated Optics Made in China. Pytania jest takie: Jak odróżnić te dwie różne tuby?

Mam gniazdko wyjściowe. Prądzik jest w nim 12V + w środku. Jakie urządzonko muszę pożyczyć aby sprawdzić ile A to ustrojstwo podaje - ma ?? Chcę podłączyć do niego (jeśli było by wystarczające) 2-3 urządzonka: montaż, focuser i grzałkę. Pozbywając się tym samym 2 kabelków z wiązki.....

Witam, chyba każdy astronom wie co to jest mgławica, 50% z nich wie, że tam powstają gwiazdy, ale nie każdy wie jak. Postaram się wam przedstawić to w czytelny sposób. A więc gaz w naszej mgławicy zaczyna się przyciągać pod wpływem grawitacji, a temperatura wewnątrz obłoku staje się większa , obłok fragmentuje się na mniejsze obłoki, a w każdym rodzi się protogwiazda wokół której pojawia się dysk protoplanetarny z, którego mogą powstać planety , protogwiazda rośnie wraz z temperaturą, gdy nagrzeje się do ok. 15 000 000 K w jej wnętrzu rozpoczynają się procesy syntezy jądrowej i rodzi się nowa gwiazda. Jeśli masa protogwiazdy będzie zbyt mała by mógł w niej rozpocząć się proces syntezy jądrowej, gwiazda stanie się brązowym karłem, który będzie się ochładzał i powoli umierał przez setki milionów lat. Mam nadzieje, że przybliżyłem wam trochę najpiękniejsze zjawisko we wszechświecie . Możliwe, że napiszę jeszcze o dojrzałości i śmierci gwiazdy, ale to tylko plany. Pozdrawiam.

Witam Chciałbym zakupić sobie w miarę dobrą lornetkę, która długo posłuży. Jestem krótkowidzem i nosze okulary ze szkłami -3 - nie wiem jak to się ma do lornetek - czy to jest jakiś problem? Lornetki chciałbym używać, przede wszystkim do obserwacji przyrody, ale i czasem do obserwacji przestrzelin na tarczy podczas strzelania z wiatrówki. (na odległości 50 metrów pomimo iż strzelam z dobrą optycznie luneta niestety nie widzę tych przestrzelin - o średnicy 5.5 mm - może też dlatego że na czarnym tle są mało widoczne). Dlatego w temacie zapytałem o lornetkę z zoomem - kierując się amatorskim myśleniem że może takowa była by lepszym rozwiązaniem dla mnie. Podobają mi się takie modele (co nie znaczy że są dobre dla mojego przypadku i proszę o pomoc) Lornetka Nikon Aculon A211 Zoom 10-22x50 Olympus DPS 8-16x40 zoom i widzę że popularna tu jest na forum lornetka Nikon 10x50 EX - (pierwsza obawa w jej przypadku to to że powiększenie w lunecie na wiatrówce mam powiększenie 9x ) Co do dwóch pierwszych to - ogólnie jak się czyta dlaczego nie z zoomem to często się podaje "bardziej wrażliwe na uszkodzenie mechanizmy" Czy w praktyce serio tak jest że te zoomy po jakimś czasie ulegają awariom ???? Może ktoś z autopsji też mógłby coś od siebie napisać czy to prawda. Zależy mi bo inwestując około 500 zł to dla mnie dużo i chciał bym aby sprzęt był odpowiedni dla moich potrzeb i nieawaryjny. Będę wdzięczny za kazdą poradę.

Pomijając kwestie tego, że sprzęt wystawiony jest na najwyższą próbę i na pewno wpływa to w jakimś stopniu na wyniki. Chyba po raz drugi lub trzeci zdecydowałem się na fotografowanie przy dość silnym mrozie (u mnie było około -15 stopni) i efektem w sumie jestem zawiedziony. Nie wiem czy to taka specyfika mojego miejsca (czyli płasko jak na stole bilardowym) czy po prostu przy tak niskiej temp. przejrzystość jest przeciętna. Sporą część jednej sesji poświęciłem na kraba, ale po złożeniu okazało się, że materiał z 2013r. (z września) jest o niebo lepszy. Jakie są Wasze przemyślenia? Wrzucam porównanie obu sesji.

Jak wyglądałoby nasze niebo, gdyby Ziemia miała pierścienie jak Saturn. Ja nie wiem, ale zdaję sobie sprawę, że byłby to widok niesamowiy! Zresztą zobaczcie sami . Wizualizacje wykonane przez artystę Rona Millera, który do tematu podszedł naukowo i podparł się starannymi obliczeniami. Relaksujący i tym razem astronomiczny temat na ponure, pochmurne dni W pobliżu biegunów pierścienie ledwo by wystawały ponad horyzont. W Waszyngtonie pierścienie przysłoniłyby tylko kawałek nieba, ale i tak ich widok byłby oszałamiający. Tak by wyglądały o wschodzie Słońca. W czasie równonocy Słońce byłoby położone dokładnie nad pierścieniami, co na równiku dawałoby niezwykły efekt cienia. Na równiku pierścienie wyglądałyby jak świetlista kreska dzieląca niebo na dwie równe części. Gwatemala leży tylko 14 stopni od równika, więc pierścienie rozciągałyby się niemal przez cały nieboskłon. Dzięki odbitemu od nich światłu Księżyc wydawałby się dużo jaśniejszy. O północy na zwrotniku Koziorożca, który jest położony na 23 stopniu szerokości geograficznej południowej, Ziemia rzucałaby na pierścienie swój cień, co byłoby niesamowitym widowiskiem astronomicznym. Źródło : http://www.planetary.org/blogs/jason-davis/20130626-earths-skies-saturns-rings.html Pozdrawiam i przyjemnych doznań estetycznych z odrobiną refleksji życzę.

Kompletuję znajomemu a raczej zgrywam set-uo do astrofoto i wszystko już jest zgrane tzn: teleskop TS 102/520 APO, ATIK 383, jako guider TS 60/240 i ASI120 no i wszystko już świetnie działa z Maximem poza tym nieszczęsnym montażem, za żadne skarby nie mogę zrobić connect, to znaczy raz się udało połączyć, ale nie otwiera się żaden panel sterowania tak jak u mnie EQmod i montaż niby się obraca po zapodanej komendzie, ale jak już przejadę w inne miejsce i chcę wrócić w poprzednie to już jedzie zupełnie gdzie indziej i wyskakują jakieś błędy sterownika , przypuszczam, że tu włąsnie jest problem ze sterownikiem, ale nie wiem jaki i gdzie pobrać , a ha montaż nie jest podłączony do kompa przez USB tylko dziwnie przez kabel sieciowy, niby w oknie wybór teleskopu jest Sphinks ,ale nie chce to działać 3 godziny dzisiaj nad tym siedziałem i poległem. Już nie mam koncepcjii, kurcze przecież montaż za 7 tysięcy chyba musi się dać połączyć, czy miał ktoś może z tym styczność?