Skocz do zawartości
rybi

Lato 2014r.-kampania obserwacyjna zaćmienia EE Cephei (kameleona wśród układów zaćmieniowych).

Rekomendowane odpowiedzi

Czy posiadanie chociaż jednego z tych filtrów, tj. U,B,V, Rc, Ic jest niezbędne?

 

Jako początkujący w fotometrii, po lekturze paru opracowań, uczestnictwu w prelekcjach i zasięgnięciu paru opinii wiem (a raczej słyszałem),

że z powodzeniem ocen jasności można dokonywać detektorem z maską Bayera wydobywając kanał Green (od Statka).

I to z dokładnością nawet do 0,01 mag względem gwiazd porównania. Jednak standardem o czym wiem od RyBiego

jest fotometria Johnson'owska (dżonsonowska) UBVRI, wtedy można wyniki zbierać globalnie jako miarodajne od wielu obserwatorów. I porównywalne, metodyczne.

Stąd fitlry te wskazane są przy raportowaniu wyników do AAVSO czy też kampanii obserwacyjnej zaćmienia EE Cep właśnie. Ale niezbędne chyba nie.

 

Nie ukrywam, że temat bardzo mnie zainteresował, bo metodycznie zbieranymi danymi można dojść do wniosków o strukturze odległych gwiazd i ich układach.

Jednak to praca zespołowa, mająca na celu zebranie możliwie wielu danych opartych jednak na pewnych założeniach.

Dziś odebrałem swój pierwszy fotometryczny filtr V, klasyk w zestawie.

 

Stąd kontynuuję zadany przez Ciebie Tranox zestaw pytań o następujące dotyczące teleskopu w układzie Newtona:

- czy spajki stanowią istotną przeszkodę w fotometrii?

- czy przy małej matrycy mono (1/3") dla fotometrii koma może być pomijalna przy ogniskowej 800mm?

post-996-0-52808100-1404750891_thumb.jpg

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Szkoda, nie przydam się :/ a temat też mnie zaciekawił

Filip, zaraz, zaraz, mam nadzieję, że odpisze ktoś z doświadczonych kolegów i znających się na rzeczy.

Moja wiedza jest skromna a wielką satysfakcję odniosłem z analizy lustrzanką kiedy +/- 4 minuty oceniłem minimum  VV UMa.

post-996-0-16670400-1404752556_thumb.jpg

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

http://www.aavso.org/vsp

 

Kacper,

nazwa (tu EE Cep), skala (pole widzenia od A do G), rodzaj obserwacji i ew. tabela fotometryczna dla CCD. I opcje zaawansowane dalej.

Przykład tu:

EE Cep z AAVSO przykład (Kopiowanie).pdf

 

O ile pytasz o EE Cep, VV Uma polecił mi Andrzej z naszego oddziału PTMA na zachętę, bo spytałem o spektakularną gwiazdkę na "jedną noc" :P .

Nawet Stellarium połączone z bazą Simbad odszukuje te gwiazdy.

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Mógł by ktoś zamieścić mapkę jak ją odnaleźć ?

Symulacja okularu o średnicy 25mm (52 stopnie) To jest odwrócony obraz z newtona Sky-Watcher 200/1000 EQ5 Mapka stellarium.

post-643-0-30349400-1404757480_thumb.jpg

post-643-0-27837700-1404757488_thumb.jpg

  • Like 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Filip, zaraz, zaraz, mam nadzieję, że odpisze ktoś z doświadczonych kolegów i znających się na rzeczy.

Moja wiedza jest skromna a wielką satysfakcję odniosłem z analizy lustrzanką kiedy +/- 4 minuty oceniłem minimum  VV UMa.attachicon.gifVV_UMa_d13783.png

Tylko, że aktualnie nie używam niczego z maską Bayera.

Inaczej- czy stosując Equinoxa 80mm z flattenerem/reduktorem x0.8 i kamerką mono DSI III, mogę pomóc?

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Dysponuję filtrem Baader UV/IR/T=420-680nm, standardowym do kamer mono, dużo tańszym ale chyba zbyt szerokim w paśmie do takiego pomiaru, stąd dedykowany filtr V.

Kamera mono to podstawa, podobno są też takie mające wartość naukową pomiary bez żadnych filtrów. A DSI III to klasyk.

Poczekajmy na komentarze doświadczonych fotometrystów poproszę, od pierwszego postu Rybiego w wątku to tak naprawdę same pytania. Ale fajnie, że wątek żywy bo ciekawy :)

  • Like 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Tak jak pisze Paradox do tej kampanii obserwacyjnej konieczny będzie chociaż jeden ze filtów systemu Dżonsona-Cousinsa (U,B,V,Rc,Ic). Wtedy jest możliwe skalibrowanie fotometrii wszystkich obserwatorów do jednego systemu w danym filtrze. Chociaż, jak piszą na stronie domowej tej akcji, konieczna jest również pewna liczba obserwacji fotometrycznych EE Cephei poza zaćmieniem, aby uwzględnić drobne niuanse wynikające np. z innych technik obróbki danych.

 

Możliwe jest również uzyskanie standardowej jasności dżonsonowskiej V z zielonych pikseli matrycy lustrzanki cyfrwej. Ta metoda sprawdziła  się w czasie kampanii obserwacyjnej Epsilon Aurigae. Dokładność dobrze zrobionych obserwacji lustrzankowych DSLR była porównywalna z fotometrią CCD. 

Na portalu AAVSO jest publikacja Karlssona na temat dokładności obserwacji DSLR, CCD i PEP. Poniżej tabelka najlepszych obserwatorów Eps Aur:

post-645-0-86789400-1404766404_thumb.jpg

Kolumna "SD" - błąd (standardowe odchylenie) obserwacji obserwatora w mag., "offset" - przesunięcie w mag. danych obserwatora w stosunku do średniej. (Apropos tej tabeli ... jeden z najlepszych obserwatorów Eps Aur  - Pan Piotr Wychudzki teraz koordynuje kampanię obserwacyjną EE Cep)

 

Obserwacje EE Cep mogą być nawet dokładniejsze niż w przypadku Eps Aurigae, gdyż wskaźnik barwy B-V jest ok.0.3-0.4 magnitudo dla EE Cep, podczas gdy dla Eps Aur wynosi on około 0.54. Wprowadza to mniejsze wartości przy korekcie do std V dla EE Cep.

W przypadku EE Cep (podobnie jak dla Eps Aur) jest to prawie "szare" zaćmienie, tzn. B-V praktycznie się nie zmienia w jego trakcie.

 

Nie mam sprzętu do obserwacji fotometrycznych w standardowych filtrach astronomicznych. Będę próbował robić fotometrię w czasie tego zaćmienia kolorową kamerką CCD (piksele G --> std Dżonson V). Będę współpracował w tym temacie z kolegą z PTMA Szczecin.

 

Poza tym takie 2 magnitudowe zaćmienie (11-13mag. prawdopodobnie?) warto obserwować również wizualnie. Dostarczy wspaniałych wrażeń wzrokowych o trochę mniejszej dokładności (rzędu 0.1mag.).

 

Tutaj znalazłem prawdopodobnie krzywą czułości filtru Baader UV/RI, o którym pisze Paradox. Nie jest to krzywa odpowiadająca czułości filtrów standardowych Johnsona-Cousinsa.

post-645-0-11063600-1404766390.jpg

 

Poniżej porównawczy rysunek ze standardowymi astronomicznymi filtrami fotometrycznymi, które podlinkowałem z posta Paradoxa

post-996-0-52808100-1404750891.jpg

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Znalazłem na przykład taką charakterystykę dla matrycy z lustrzanki:

canon_40d_40dm.png

 

Faktycznie wygląda całkiem podobnie do filtra V, choć jest nieco bardziej czuła poniżej 500nm. Dla porównania filtr CCD G Baadera:

gruen_gross.gif

Zaczyna się bardzo podobnie do V przy 500nm, ale z kolei ma strome zbocze przy 600nm gdzie to filtr V opada łagodniej. Wg mnie jeśli filtr G z lustrzanek albo kamer OSC daje dobre wyniki, to filtry CCD G też powinny całkiem dobrze się sprawować. Jak się trafi pogodna noc to spróbuję zebrać jak najwięcej danych dla filtra zielonego CCD i wyznaczyć takie odchylenie.

  • Like 2

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Jolo musisz zrobić serię fotek jednego ze standardowych pól (M67, PG 0231+051, PG 1633+099) swoim setupem z założonym filtrem i wyznaczyć współczynnik transformacji z Twojego systemu fotometrycznego do std Johnson "V" na podstawie załączonego arkusza kalkulacyjnego --> oznaczenie Tv w arkuszu kalkulacyjnym metodą regresji liniowej.

 

V = v - Tv * (B-V) kat - z

gdzie:
V, v – jasności gwiazdy:
v - instrumentalna (zmierzona np. Programem Iris),
V - standardowa (jasność skalibrowana do standardu astronomicznego V),
Tv– współczynnik transformacji jasności gwiazdy do std V (dla DSLR zwykle wynosi ok. -0,15 lub -0,08),
(B-V)kat – katalogowa różnica kolorów pomiędzy filtrami B i V dla danej gwiazdy,
Z – stała zależna od rodzaju/wielkości obiektywu lub teleskopu.

 

W tym arkuszu są również mapki M67, PG 0231+051 i  PG 1633+099. Ten arkusz tak pobieżnie testowałem na danych pomiarowych (małe "fau") z pracy Benson (AAVSO) - http://www.aavso.org/files/benson.pdf .
Moim zdaniem przynajmniej najjaśniejsza gwiazda ozn."108" (V=9,692) w tym przykładzie jest prześwietlona. Po wykasowaniu wiersza 19 z danymi gw.108 otrzymujemy Tv=0.0586 (komórka C50). Trzeba by zrobić serię przynajmniej 5 ekspozycji > 1 minuta (potrzebne do uśrednienia scyntylacji), zrobić 5 arkuszy kalkulacyjnych i z tego obliczyć wartość średnią Tv wraz z odychleniem standardowym. Lub alternatywnie zrobić stacka i wyznaczyć Tv z pomiarów na tym stacku. Powinny wyjść porównywalne wartości. 

Z obserwacjami M67 trzeba uważać. Przyjrzałem się temu wykresowi z arkusza kalkulacyjnego - są tam na ogół gwiazdy o jasności V=12-13mag. Ale dwie gwiazdy o skrajnych wartościach B-V (oznaczenia 81 i 108) są najjaśniejsze i maja jasność V aż 10,007mag i 9,692mag. 

 

Poniżej współrzędne zgrupowań gwiazd do wyznaczania Tv:
1.Gromada otwarta M67 (RA= 8h51m21s,  DEC=11st46'16" (2000)),
2.Okolice PG 0231+051 (RA= 2h33m41s,  DEC=05st18'40" (2000)),
3.Okolice PG 1633+099 (RA=16h35m32s,  DEC=09st47'18" (2000)).

Najlepiej, gdyby fotografowany obiekt był (M67, PG 0231+051, PG 1633+099) w pobliżu zenitu. Wtedy jest minimalny wpływ ekstynkcji atmosferycznej na obserwowane jasności gwiazd.

Podobna operacja czeka zainteresowanych tematem posiadaczy standardowych filtrów astronomicznych (ParadoX - filtr "V"?), lustrzanek (DLSR) lub kamer CCD z maską Bayera. Dla lustrzanki jako systemu fotometrycznego otrzymuje się Tv przy transformacji z zielonych pikseli około 0.12 - 0.14 (std lustrzanka bez modyfikacji) lub 0.08 (lustrzanka zmodyfikowana).
Dla setupu z "czystym" filtrem "V" powinny to być wartości na poziomie kilku setnych. W przykładzie na załączonym arkuszu kalkulacyjnym wychodzi wartość 0.0586.

 

Jolo, ciekaw jestem jaki współczynnik Tv otrzymasz ...

 

PS
Proszę nie brać moich teksów jako jedynie słusznych. Trochę o wyznaczaniu Tv poczytałem, nawet parę Tv wynaczyłem dla fotometrii DSLR. Ale nie mam doświadczeń w fotometrii np. ze standardowymi filtrami astronomicznymi.

Wyznaczanie_Tv_z_obserwacji_M67(zmien_rozszerzenie_na_ODS) .txt

  • Like 2

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Dzięki Rybi - coś takiego właśnie chcę zrobić, ale może zrobię na takie transformacje osobny wątek. Na razie zrobię próbę na innym obszarze, który niedawno fotografowałem przez filtr G.

PS - plik który załączyłeś jest Excelowy chyba i powinien mieć inne rozszerzenie

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

JOLO napisał:

>>>PS - plik który załączyłeś jest Excelowy chyba i powinien mieć inne rozszerzenie<<<

(coś mi nie działa opcja Odpowiedz/Cytuj???)

 

To jest arkusz kalkulacyjny Open Office  o rozszerzeniu ODS, a nie żaden excel ... :)

Ale excel też powinien ten plik "łyknąć".

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

W układzie podwójnym EE Cep bardzo zaciekawił mnie efekt pociemnienia grawitacyjnego gwiazdy Be spowodowany szybką jej rotacją.

W publikacji C.Gałana (i inni) 2012r. piszą, że okolice biegunowe tej gwiazdy są około 5-6tys.K cieplejsze niż okolice równikowe.
Postanowiłem przypomnieć sobie szkolną fizykę i dowiedzieć się o co chodzi z krytyczną prędkością rotacji gwiazdy i pociemnieniem grawitacyjnym ...
Gdyby coś się nie zgadzało to proszę o korektę :)

 

Z rozważań na poziomie licealnym (teraz to już chyba na poziomie gimnazjum?) wynika, że jeżeli gwiazda się obraca wystarczająco szybko to przy pewnej prędkości liniowej "v"[km/sek] na powierzchni gwiazdy siła odśrodkowa ("Fodśr") równoważy siłę grawitacji (Fg). Tą prędkość krytyczną można wyliczyć następująco:
Fodśr=m*v*v/r, Fg=G*M*m/r*r --> Fodśr=Fg --> v*v/r=G*M/r*r --> v=sqrt(G*M/r)
Gdzie: m-masa próbna, r- odległość masy próbnej od środka gwiazdy o masie M, G-stała grawitacji.

 

Tutaj znalazłem ten wzór w ładniejszej postaci:

post-645-0-42768000-1404914650.jpg

RYSUNEK. Wzór na krytyczną prędkość rotacji Vc, gdzie Re - promień równikowy ("equatorial") gwiazdy, Rp - promień biegunowy ("polar") gwiazdy. Zakłada się, że gwiazda rotuje ze stałą prędkością kątową (nie ma rotacji różnicowej).

 

Przy prędkościach rotacji zbliżonych do wartości krytycznej "Vc" siła grawitacji zaczyna nie równoważyć siły odśrodkowej i zewnętrzne obszary gwiazdy "rozpływają się" (szczególnie przy równiku) - tworząc dysk materii w obszarze równikowym gwiazdy. Ten dysk objawia się w postaci linii emisyjnych w widmie - stąd takie gwiazdy oznaczamy Be (gwiazda typu widmowego  B z emisjami).

 

Dla modelowych wartości gwiazdy Be (M=6.7Mo, Re=10.57Ro) w układzie EE Cep wartość prędkości krytycznej wynosi:
Vc --> 349 km/sek

 

Poniżej podałem niezbyt ładnie widoczne w html-u obliczenia "Vc":
Vc = sqrt( (6.67*(10-11) m3/(kg*s2)) * (6.7*2*(10+30) kg) / (10.57*695000000m)) = sqrt( (89.378*(10+19) m3/s2) / (7346000000m))

= sqrt(12.17*(10+10)m2/s2) = 349km/s.

 

Prędkość rotacji gwiazdy Be w układzie EE Cep został oszacowana w publikacji podsumowującej kampanie obserwacyjne z lat 2003 i 2009 na podstawie dopasowania profilów linii widmowych wodoru H10 i H11.

post-645-0-24693900-1404914636.jpg

RYSUNEK. Najlepsze dopasowanie zostało otrzymane dla Teff=15000K, przyspieszenie grawitacyjne log(g)=3.5 i prędkości rotacji

V*sin(i)=350km/sek (czerwona linia ciągła). Gorsze dopasowania otrzymano dla V*sin(i)=300km/sek (linia kreskowana) i V*sin(i)

=400km/sek (linia kreskowo-kropkowa).

 

Ostatecznie przy modelowaniu systemu EE Cep została przyjęta prędkość rotacji na równiku gwiazdy Be=325km/sek
(czyli prędkość rotacji poniżej prędkości krytycznej).

 

 

Efekt pociemnienia grawitacyjnego spowodowany rotacją został wyjaśniony dla jednorodnie rotującej gwiazdy przez Szweda von Zeipela w 1924 roku. Jego imię nosi wzór(twierdzenie), że w takim przypadku strumień energii promienistej (Frad) jest proporcjonalny lokalnego przyspieszenia grawitacyjnego (geff)
Frad ~ geff
lub inaczej, że temperatura efektywna jest proporcjonalna do lokalnego przyspieszenia grawitacyjnego:
Teff~4√geff

 

Korzystając z wzoru na Teff mamy, że:
Teq/Tp ~ 4√(geq/gp)
Tp ~ 4√(gp/geq) * Teq
gdzie, Tp,gp - wartość Teff i przysp.grawitacyjnego dla biegunów gwiazdy, Teq,geq - odpowiednie wartości na równiku

Przyspieszenie grawitacyjne w odległości R od źródła grawitacji o masie M wynosi:
g=G*M/R2

Stąd:
gp/geq = (Req*Req) / (Rp*Rp)

Tp ~ √(Req/Rp) * Teq

Dla gwiazdy Be w układzie EE Cep mamy:
Tp ~ √(10.57Ro/7.34Ro) * Teq
Tp ~ 1.2 * Teq
Zakładając, że temperatura Teq~15000K (temperatura gwiazdy Be w układzie EE Cp wyznaczona z widma) otrzymujemy Tp~18000K.
Z moich obliczeń w-g wzoru von Zeipela zastosowanego dla gwiazdy Be w układzie podwójnym EE Cep wychodzi różnica temperatur pomiędzy okolicami biegunowymi i równikowymi około 2000-3000K. Tymczasem w publikacji C.Gałana i innych (2012r.) mówi się o różnicy temperatur 5000-6000K. Nie wiem z czego wynika aż 100% rozbieżność?

 

 

Jeszcze wspomnę o innych interesujących przykładach rotujących gwiazd, np. Wega.
Tutaj znalazłem ciekawy artykuł o tej gwieździe. Wega obraca się raz na 12,5 godziny i jest jednym biegunem zwrócona w stronę Ziemi. W Wyniku efektu grawitacyjnego pociemnienia/pojaśnienia okolice biegunowe są o około 4100F gorętsze niż okolice równikowe --> 2300K (stopień Celsjusza/Kelwina = 5/9 stopnia Farenhajta)

post-645-0-89344000-1404914613.jpg

 

 

W PDF-ie Monniera znalazłem obrazy najbliższych szybko rotujących gwiazd we współrzędnych fizycznych sprowadzone do tej samej odległości (np.Beta Cas jest tak duża ponieważ już rozpoczęła ewolucję w stronę gałęzi podolbrzymów - klasa jasności IV).
Ciekawe,że z danych obserwacyjnych podanych w PDF-ie Monniera wynika mniej "stroma" wartość efektu pociemnienia grawitacyjnego.
Zamiast wzoru von Zeipela Teff~(geff)0.25 z danych obserwacyjnych wynika Teff~(geff)0.19, gdzie Teff-temperatura efektywna gwiazdy, geff - lokalne przyspieszenie grawitacyjne.

post-645-0-32420900-1404914623.jpg

post-645-0-89344000-1404914613.jpg

post-645-0-32420900-1404914623_thumb.jpg

post-645-0-24693900-1404914636_thumb.jpg

post-645-0-42768000-1404914650.jpg

  • Like 4

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Zdjęcie, które niewiele (jeszcze) wnosi do pomiarów ale obrazuje parę kwestii. W kadrze EE Cephei.

To JPEG przekonwertowany z FITS'a o głębi 16 bit po filtrze fotometrycznym V. Pojedyncza klatka bez kalibracji i guidingu. W zenicie.

Pole: około 0,3 stopnia, kamera mono Brightstar Mammut Lyuba L429: http://www.nauka.rk.edu.pl/astro/kamery-ccd/show/brightstar-mammut-lyuba-l429/ ,

światło z newtona 8" F4 na EQ6, czas 60s,  sprzęt w obserwatorium Andrzeja Armińskiego, akwizycja Night Watch Studio.

 

Co istotne: zrobione w Szczecinie na wyspie, w najjaśniejszą noc w roku (pełnia i biała noc) i to o 03:05 (12 lipiec 2014), świtało już.

Czyli przeszkoda to tylko chmury.

Parę kwestii do dopracowania ale ta zabawa zaczyna mnie wciągać, na poważnie, fotometria wymaga jednak systematyczności.

Dobrze, że mogę sterować zdalnie z domu i że dziś już finał MŚ :) a i noce coraz dłuższe...

post-996-0-21493700-1405276186_thumb.jpg

  • Like 5

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Jako że też biorę udział w kampanii obserwacyjnej EE Cephei 2014 pozwolę sobie na przytoczenie linka

do artykułu Andrzeja Armińskiego na stronie szczecińskiego PTMA.

Jak na razie regularne pomiary prowadzi w Szczecinie 5 osób :) , różnymi filtrami.

 

http://www.ptma.szczecin.pl/aktualnosci/205-ee-cephei-kampania-obserwacyjna-2014

  • Like 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

A tak poza tematem chętnie bym zobaczył owo obserwatorium?

Jestem tam praktycznie co noc i serdecznie zapraszam, dla formalności jak myślę spytam gospodarza o zgodę i wysyłam PW.

Widok 2 teleskopów obok siebie wycelowanych przez 2 miesiące w 1 gwiazdkę fajny, chętnie też Zdzisiu pokonsultuję.

A może też dołączysz do kampanii? :)

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Zbliża się minimum zaćmienia głównego EE Cephei (prognozowane na 23 sierpnia 2014r.).
Sprawdziłem, że bazie AAVSO obserwacje tej gwiazdy umieściło łącznie 5 obserwatorów z Polski:

post-645-0-92462500-1408451216.jpg

 

 

Trzech obserwatorów z Polski wykonuje obserwacje CCD (grupa "szczecińska"):
1. Andrzej Armiński - AAM (dane pokazane na powyższym wykresie),
2. Marcin Biskupski - BMAH,
3. Tadeusz Smela - STAC,

post-645-0-55969500-1408451560.jpg

 

 

Dwóch obserwatorów z Polski wykonuje obserwacje wizualne :
1. Jan Starzomski - SJAT,
2. Daniel Piekowski - PDKA.

post-645-0-75889400-1408451241.jpg

 

 

Narazie nie ma obserwacji tego zaćmienia EE Cephei w 2014 roku w polskiej bazie obserwacji gwiazd zmiennych.
Zachęcam do przesyłania obserwacji e-mailem na adres sswdob[MAŁPA]poczta.onet.pl do polskiej bazy obserwacji gwiazd zmiennych.

Tutaj obowiązuje następujący format danych:
[nazwa gwiazdy],[JD-dzień juliański momentu obserwacji],[jasność],[nick obserwatora AAVSO],[rodz.obserwacji].

Przykład jednego rekordu z obserwacją:
"AZ CAS,2456141.3757,9.263,BRIA,CCD Canon".

post-645-0-82014300-1408451251.jpg

post-645-0-92462500-1408451216_thumb.jpg

post-645-0-75889400-1408451241_thumb.jpg

post-645-0-82014300-1408451251_thumb.jpg

post-645-0-55969500-1408451560_thumb.jpg

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Jeśli chcesz dodać odpowiedź, zaloguj się lub zarejestruj nowe konto

Jedynie zarejestrowani użytkownicy mogą komentować zawartość tej strony.

Zarejestruj nowe konto

Załóż nowe konto. To bardzo proste!

Zarejestruj się

Zaloguj się

Posiadasz już konto? Zaloguj się poniżej.

Zaloguj się

  • Przeglądający   0 użytkowników

    Brak zarejestrowanych użytkowników, przeglądających tę stronę.

×

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy pliki cookies w Twoim systemie by zwęszyć funkcjonalność strony. Możesz przeczytać i zmienić ustawienia ciasteczek , lub możesz kontynuować, jeśli uznajesz stan obecny za satysfakcjonujący.

© Robert Twarogal, forumastronomiczne.pl (2010-2018)