Skocz do zawartości

Rekomendowane odpowiedzi

W "jasnym" teleskopie obiekty mgławicowe są jaśniejsze niż w ciemnym - FAŁSZ.
Jeśli weźmiemy dwa teleskopy, np. 8" f/5 i 8" f/7, i do obu wsadzimy okular o takiej samej ogniskowej, to osiągniemy różne źrenice wyjściowe (w f/7 mniejszą) i obrazy rzeczywiście będą różne.
Ale jeśli użyjemy okularów o różnych ogniskowych, tak, aby powiększenie w obu rurkach było takie same, i osiągniemy takie same źrenice wyjściowe - to obraz też będzie taki sam! W tej materii (pomijając uwypuklone wady okularów w jasnych teleskopach) różnice w swiatlosile sprowadzają się do tego, jak łatwo/trudno jest osiągnąć małe/duże powiększenie do obserwacji DSO/Układu Słonecznego

  • Like 8

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Obiekty mgławicowe w teleskopie mają większą jasność powierzchniową, niż obserwowane gołym okiem - FAŁSZ

też mnie to kiedyś zmartwiło! :( :)

a to wiąże się z kolejnym "zaskakującym" prawem

- niezależnie od tego jak wielki jest twój teleskop, nie "wypalisz" sobie oczu patrząc przez niego na księżyc bez filtra.

nie znaczy to oczywiście że użycie filtra jest złe albo bezcelowe, filtr zmniejsza różnicę między obrazem księżyca i ciemnym otoczeniem w czasie obserwacji, księżyc jednak nie będzie nigdy jaśniejszy niż powiedzmy powierzchnia ziemi w słoneczny dzień, a więc coś na co normalnie patrzymy nie bojąc się oślepnięcia.

  • Like 8

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Ok to rozwalamy jeszcze jeden mit na szybko

 

MIT #4 Kolega udostępnił na fejsie fajne zdjęcie mgławicy w Orionie, kupię sobie teleskop za trzy stówki to sam sobie takie pooglądam!

 

To smutne ale popularyzacja Astronomii zaczyna odbijać się czkawką w postaci coraz większej liczby osób niezaznajomionej z tym, że obserwacje nieba nie są filmem w multipleksie i wymagają znajomości choćby podstaw nauk ścisłych. Spójrz, Drogi Przyjacielu w nocy na gwiazdy. W każdej sekundzie siatkówka Twoich oczu jest bombardowana milionami fotonów pochodzących z obiektów odległych o setki lat świetlnych, przechodzących przez dwa siedmiomilimetrowej średnicy otworki. Twój mózg musi obrobić tą informacje w czasie rzeczywistym, tak jak Cortex od razu obrabia Twoje lajki w Iphone. Zdjęcia, które są zamieszczane w internecie są natomiast skutkiem akumulacji nieogarniętej ilości fotonów na jednej klatce w ciągu kilkudziesięciu godzin, czyli całych tygodni krystalicznie czystych i bezchmurnych nocy. Akumulacja ta odbywa się przez metrowej średnicy instrumenty optyczne w odległych od ludzkości ostępach, na ultra czułych, chłodzonych do minus kilkudziesięciu stopni detektorach CCD wyłapujących niemal każdy foton z osobna. Ten sprzęt kosztuje najbiedniej kilkanaście tysięcy złotych, a może kosztować nawet miliony dolarów. Sztab naukowców i grafików lub jeden zapaleniec przez kolejne długie tygodnie analizuje i obrabia ten materiał, aby na koniec zcropować go do formatu strawnego przez Twój Iphone i wrzucić do sieci, a kumpel kumplowi na FB zrobi z tego tandetnego demota. Łyso Ci?

 

Spójrz jeszcze raz przez swój teleskop na galaktykę odległą o miliony lat świetlnych i doceń to, jak pięknie widzisz Wszechświat na własne, wątłe ludzkie oczy!

  • Like 7

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Żebyśmy się za szybko nie wypalili :) Dorobię wkrótce w pierwszym poście spis treści :)

 

Każde oko adaptuje się do ciemności osobno - PRAWDA

 

Adaptacja oka do ciemności to głównie reakcja chemiczna - gromadzenie się w pręcikach siatkówki oka pigmentu rodopsyny, która jest odpowiedzialna za widzenie nocne, czyli skotopowe. W każdym oku rodopsyna regeneruje się niezależnie, a nawet w każdym pręciku niezależnie od sąsiadów. Możemy więc obserwować naszym "lepszym" okiem, a potem zakładać na niego opaskę i drugim okiem czytać mapki. Wymaga to pewnej uwagi, bo pomyłka z oczami będzie nas kosztowała sporo czasu na ponowną adaptację :)

  • Like 5

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

MIT #5 Teleskop A powiększający 200x daje gorszy obraz od teleskopu B powiększającego 500x.

 

Nie patrzmy na powiększenie lecz na średnicę teleskopu, bo głównie od niej zależy ile Wszechświata w nim zobaczymy. Powiększenia z ulotek reklamowych są skutkiem dołączanych na pałę akcesoriów a nie zależności fizycznych, co jest niezgodne z prawdą. Pamiętajmy że rolą teleskopu nie jest powiększanie obrazu lecz wyłapywanie słabego światła pochodzącego z odległych obiektów Wszechświata. Im więcej go wyłapiemy z pomocą teleskopu tym obraz w nim staje się jaśniejszy i lepiej zauważalny w ciemności. To tak jak próba nałapania wody z pomocą szklanki i wiadra podczas ulewy. Wiadomo, że do wiadra wpadnie jej dużo więcej gdyż zwyczajnie, ma większą średnicę. Kolejnym skrótem myślowym niech będzie rzutnik multimedialny. Chcecie duży obraz? Oddalcie projektor od ekranu (zwiększcie powiększenie). Chcecie jasny obraz? przybliżcie go (zmniejszcie powiększenie). Zauważyliście jak szybko ściemnia się obraz wraz z oddalaniem projektora od ekranu...? Jedno dzieje się kosztem drugiego, dopóty mamy do dyspozycji tyle samo światła (ta sama, ograniczona średnica teleskopu). Chcecie duży i jasny obraz? Kupcie jaśniejszy projektor!

 

Wybierajmy tak dużej średnicy teleskopy, na jakie nas stać lub jakie jesteśmy w stanie sami komfortowo obsłużyć.

  • Like 3

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

MIT # 6 Mieszkam w mieście i nie widzę żadnych obiektów w teleskopie o których piszecie. Kupię sobie wypasiony filtr mgławicowy uga buga mega buster i na pewno M42 będzie jadła mi z ręki na moim podwórku.

 

Nieprawda. Już zacznij pakować bagażnik swojego autka na wyjazd kilkanaście km z dala od miejsca zamieszkania pod ciemne niebo lub poważnie przemyśl czy aby dobre hobby sobie znalazłeś. Nic nie powstrzyma kurczenia się obszarów z ciemnym niebem. Każdego roku my, obserwatorzy, musimy pokonywać coraz dalsze odległości w poszukiwaniu dogodnych warunków obserwacji mgławic i galaktyk. Ich wątłe światło o niespotykanie niskim poziomie jasności z trudem odznacza się na niebie, a gdy niebo jest jaśniejsze niż pewien umowny próg, ludzkie oko nie jest w stanie ich dłużej wykrywać. Wiemy, że filtry mgławicowe istnieją. Ale one nie uratują utraconej informacji o obrazie obiektu w pasmie widzialnym, którą muszą odfiltrować wraz z zaświetleniem nieba, a większość światła galaktyk właśnie w tym zakresie się znajduje. Poza tym, pełna adaptacja wzroku do ciemności w tak jasnym otoczeniu jak podmiejskie nie jest możliwa, gdyż poziom oświetlenia zewnętrznego w rejonach podmiejskich setki razy przewyższa ten z rejonów oddalonych od cywilizacji. Tam, centrum Drogi Mlecznej czy jasne planety potrafią rzucać cienie, a światło zodiakalne jest tak jasne, że przeszkadza w obserwacji. Widziałeś kiedykolwiek światło zodiakalne za domem? Z rozłożystych mgławic i galaktyk widzianych na odludziu w kompletnych ciemnościach bez filtra, zostają tylko nędzne ochłapy konturowane na siłę filtrami. Na domiar złego, w pobliżu miast zanieczyszczenie powietrza jest tak wysokie, że zwyczajnie pochłania światło pochodzące z kosmosu.

 

Najlepszym filtrem astronomicznym jest wyjazd pod ciemne niebo!

  • Like 4

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Tak z rana sobie przypomniałem coś z foto:

 

Kalibracja astrofotografii redukuje szum w materiale - FAŁSZ

Kalibracja ma zupełnie inne zadanie - usuwa powtarzające się niepożądane artefakty z zdjęciu, takie jak hot i bad piksele, uszkodzone kolumny, pojaśnienia na brzegach czy ślady po paprochach w torze optycznym. Każda klatka kalibracyjna i z materiałem zawiera pewien losowy szum, a taki szum zawsze się będzie dodawał, dlatego szumu szumem nie zwalczymy. Kalibracja powoduje wprowadzenie do naszego materiału pewnej ilości szumu i cały sukces kalibracji polega na tym, żeby usunąć niepożądane, powtarzające się artefakty, a dodatkowego szumu kalibracyjnego wprowadzić jak najmniej. 

 

http://www.stark-labs.com/downloads_files/Nebulosity3Docs_v3_0.pdf - Overview of Image Processing

http://deepskystacker.free.fr/english/theory.htm

  • Like 2

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
Wśród refraktorów wszystkie dublety to Semi-APO a tryplety to apochromaty - FAŁSZ
A właściwie to nieporozumienie, bo pojęcie dublet i tryplet jest ścisłe i odnosi się do budowy obiektywu, natomiast apochromat, semi-apochromat czy neo-achromat to pojęcia mało ścisłe i odnoszą się do właściwości optycznych obiektywu. Najbardziej ścisłe z nich to pojęcie apochromat i popularnie za apochromat uważa się obiektyw prawidłowo skorygowany dla trzech oddalonych od siebie barw (długości fali). Najbardziej restrykcyjną definicję apochromatu podał Ernst Abbe: „to obiektyw który trzy oddalone od siebie długości fali sprowadza do jednego punktu ostrości, a jego aberracja sferyczna oraz koma skorygowane są dla dwóch oddalonych od siebie długości fali. Dodatkowo jeden z punktów przecięcia dla korekcji chromatycznej powinien znajdować się w tym samym miejscu, w którym występuje jeden z punktów przecięcia korekcji aberracji sferycznej i komy. Dodatkowo ten punkt przecięcia powinien znajdować się jak najbliżej żółtej linii e Fraunhofera, jeśli obiektyw ma służyć obserwacjom wizualnym."
Żaden współcześnie komercyjnie produkowany apochromat nie spełnia takich założeń. Thomas Back (założyciel firmy TMB) podaje nieco mniej restrykcyjną definicję obiektywu apochromatycznego:
 - współczynnik Strehla powyżej 0.95 dla długości fali 550nm
 - współczynnik Strehla powyżej 0.8 (granica dyfrakcyjna) dla całego zakresu C (czerwony) do F (niebieski)
 - błąd co najwyżej 1/4 długości fali w całym zakresie C-F i co najwyżej 1/2 długości fali w zakresie światła fioletowego (g)
 
Jak się można domyślić z użyciem szkła o niskiej dyspersji da się skonstruować doskonałe dublety spełniające takie założenia obiektywu apochromatycznego, jednak są to konstrukcje mało światłosilne - f/7 albo ciemniejsze.
 
Na podstawie:
Choosing and Using a Refracting Telescope - Neil English
  • Like 2

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Te piękne czerwone mgławice będą znakomicie wyglądały w okularze teleskopu - FAŁSZ

 

Oko ludzkie przy widzeniu nocnym (skotopowym) używa tylko pręcików. Pręciki swoją maksymalną czułość mają dla barwy zielono-niebieskiej dla długości fali około 500nm. W czerwonym zakresie widma są zupełnie ślepe (stąd używamy czerwonych latarek, które nie psują adaptacji oka). Dlatego obserwując mgławice emisyjne nie widzimy tak naprawdę światła pochodzącego od czerwonej linii emisyjnej wodoru H alfa (około 656nm) a światło od linii H beta oraz Oiii i to one kształtują obraz mgławic emisyjnych obserwowanych okiem. I również nie ma wizualnych filtrów H alfa. 

  • Like 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Pyrexowe lustro na mrozie daje lepszy obraz, niż szklane - FAŁSZ

 

Po wychłodzeniu lustra, niezależnie od materiału z którego jest wykonane, jego kształt zostanie zachowany, choć samo lustro zmieni nieco swój rozmiar (najczęściej na mniejszy). W trakcie samego chłodzenia kształt lustra będzie się zmieniał i wtedy lustra z Pyrexu będą mniej degradowały obraz. Ważny będzie wtedy:

  • współczynnik rozszerzalności cieplnej - im mniejszy, tym obraz będzie w trakcie wychładzania mniej zniekształcony
  • współczynnik przewodzenia ciepła - im większy, tym lustro szybciej osiągnie równowagę termiczną

A więc materiał z którego wykonane jest lustro nie jest aż tak istotny. Najważniejsze jest to, żeby lustro było jednorodne i odprężone. Jeśli tak nie będzie, to obraz dawany przez lustro będzie zniekształcony zawsze, kiedy będziemy obserwować w temperaturze innej niż ta, w której lustro było wykonane i przetestowane - w tym przypadku obraz na mrozie będzie zniekształcony, ale niezależnie od materiału z którego wykonano lustro.

 

                      Gęstość [g/cm3]      Wsp. rozszerzalności cieplnej [1/oC]   Wsp. przewodzenia ciepła [W/moC]

Szkło BK7             2.53                 71 x 10-7                              1.11

Pyrex                 2.23                 33 x 10-7                              1.13

Kwarc                 2.20                 5.9 x 10-7                             1.38

SCHOTT Zerodur        2.53                 0.5 x 10-7                             1.46

  • Like 2

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Wykonany z kompozytu węglowego tubus teleskopu eliminuje konieczność regulacji ostrości przy zmianie temperatury - FAŁSZ

 

Co prawda kompozyt węglowy ma prawie zerowy współczynnik rozszerzalności cieplnej, ale to nie jedyny element wpływający na położenie punktu ostrości. Przykładowo dla zwierciadła 200mm f/4 o grubości 25mm wykonanego z Pyrexu zmiana temperatury o 10*C spowoduje przesunięcie punktu ostrości o ponad 30um (dla teleskopów SCT czy DK, gdzie lustro wtórne "wydłuża" ogniskową przesunięcie w ognisku głównym będzie znacznie większe). Dla zwykłego szkła będzie to ponad dwa razy  więcej. W przypadku astrografów o dużej światłosile takie wielkości to być albo nie być w płaszczyźnie ostrości, dlatego lustra wykonuje się również z materiałów o prawie zerowej rozszerzalności cieplnej (kwarc, Zerodur, Sitall) albo cała konstrukcja instrumentu robiona jest w taki sposób, aby współczynniki rozszerzalności poszczególnych komponentów wzajemnie się kompensowały a punkt ostrości cały czas znajdował się w jednym miejscu.

 

PS - w przypadku wielu z refraktorów producenci podają, że cela obiektywu jest "temperature compensated" ale nie ma to nic wspólnego ze stabilizacją punktu ostrości, a jedynie z konstrukcją celi, która zabezpiecza przed stresem mechanicznym podczas zmian temperatury.

  • Like 2

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Nie ma brązowych gwiazd - PRAWDA.

Powyżej Jolo wspomniał o ciekawym efekcie, gdy gwiazda większość energii emituje w postaci zielonych fotonów to wtedy ludzkie oko widzi tą zieloną barwę "z przyległościami" jako biel...

Jednak dla astronomów kolor brązowy nie jest kolorem. Gdy bierzemy pod uwagę kolor gwiazdy, to astronomowie myślą o długości fali emitowanego światła. Gwiazdy świecą w różnych długościach fali. My widzimy fotony w długościach fali, na których gwiazda emituje najwięcej fotonów. Np. gwiazdy żółte najwięcej fotonów wysyłają w  barwie żółtej, gwiazdy czerwone - głównie w barwie czerwonej, itd... Ale nie znajdziemy gwiazd emitujących brązowe fotony ponieważ "kolor" brązowy jest mieszanką innych barw. Dlatego np."niedoszłe gwiazdy" zwane brązowymi karłami nie świecą na brązowo, ponieważ nie ma fotonów koloru brązowego o konkretnej jednej długości fali "lambda".

Kolor_brazowy.thumb.jpg.f2276230dee1c348
Kolor brązowy wygląda następująco R=150, G=75, B=0.

 

I jeszcze przy okazji dygresja na temat pochodzenia określenia "brązowe karły", czyli obiektów o masach pośrednich pomiędzy gwiazdami i planetami ...
Określenie brązowe karły wymyśliła J.Tarter(1975r.-owczesna dyrektor SETI Inst.). Wtedy już niektóre kolory w świecie gwiezdnych karłów już były zajęte:
biały karzeł --> końcowy etap ewolucji gwiazd takich jak Słońce,
czarny karzeł --> biały karzeł,który całkowicie wystygł (proces stygnięcia białych karłów jest tak powolny, że podobno we Wszechświecie jeszcze żaden biały karzeł nie schłodził się do czarnego karła),
czerwony karzeł --> najmniej masywna gwiazda ciągu głównego.

Jill Tartel wyjaśniła pochodzenie tej nazwy następująco : „Było oczywistym, że jest potrzebny opisujący te karły kolor, który byłby pomiędzy czerwonym i czarnym. Zaproponowałam kolor brązowy i Joe (Silk) oponował ponieważ brązowy nie jest kolorem ..."
Czyli w skrócie - nie wiemy jaki kolor one mają, więc nazwijmy je po prostu BRĄZOWE KARŁY.


If Brown Isn’t a Color, What Color are Brown Dwarfs?

Dlaczego w widmie światła białego nie ma koloru brązowego?

https://pl.wikipedia.org/wiki/Barwa_brązowa

 

56201ef6aab8e_Moliwy_kolor_brazowego_kar

Prawdopodobny kolor brązowych karłów w-g Universe-Today R=235, G=75, B=37.
 

  • Like 4

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Naświetlając kadr odpowiednio długo pod gorszym niebem uzyskamy taki sam efekt jak pod ciemnym niebem - FAŁSZ


Wydłużając czas ekspozycji będziemy poprawiać stosunek sygnału do szumu w materiale, ale efekt będzie różny pod ciemnym i jasnym niebem. Dla przykładu rozważmy trzy fragmenty mgławicy o jasnościach umownych 5, 10 i 50.


SNR = texp * Lobj / (texp*(Lobj + Lsky)) 0.5         (bierzemy pod uwagę jedynie szum tła nieba)

 

 - pod słabym niebem mamy tło o jasności umownej 20. SNR dla poszczególnych fragmentów będzie wynosiło 1, 1.8 oraz 6.0
 - pod ciemnym niebem mamy tło o jasności umownej 5. SNR dla poszczególnych fragmentów będzie wynosiło 1.6, 2.6 oraz 6.7

Dość oczywisty fakt rzuca się od razu w oczy - im słabszy fragment mgławicy rozważamy, tym większy jest zysk w SNR pod ciemnym niebem. 

Po wydłużeniu czasu naświetlania o 50% pod niebem o jasności umownej 20 uzyskamy SNR dla poszczególnych fragmentów mgławicy równe 1.4, 2.6 oraz 7.7. Czyli dla fragmentu mgławicy o umownej jasności 10 po wydłużeniu ekspozycji o 50% uzyskaliśmy taki sam SNR jak pod ciemnym niebem. Niestety, dla słabszego fragmentu wynik jest gorszy, choć dla jaśniejszego jest lepszy. I tak będzie to wyglądało na zdjęciach - pod słabszym niebem będziemy mogli wydłużać czas naświetlania, co nam będzie poprawiało SNR, ale zawsze w najsłabszych partiach obiektu będziemy "do tyłu", choć z drugiej strony jaśniejsze fragmenty na tym zyskają. Jakby na to nie patrzeć efekt nie będzie taki sam.
 

  • Like 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Czy galaktyki mogą oddalać się od nas szybciej niż prędkość światła?        PRAWDA

Możliwe są dwie odpowiedzi:

BŁĄD: Oczywiście nie. Szczególna Teoria Względności Einsteina zabrania tego.
Rozpatrzmy fragment przestrzeni zawierający pewną liczbę galaktyk oddalających się od nas – im dalsza galaktyka, tym szybciej się oddala (żółte strzałki). Jeżeli prędkość światła jest ostateczną granicą to prędkość galaktyk musi ostatecznie dążyć do tej granicy (patrz wykres).

STW.jpg.8720859ebac4554531c72972a683240a

POPRAWNIE: Oczywiście, że mogą. Szczególna Teoria Względności nie stosuje się do prędkości ekspansji Wszechświata .
W rozszerzającej się przestrzeni prędkość oddalania się rośnie z odległością. Powyżej pewnej odległości zwanej odległością Hubble’a, przekracza ona prędkość światła. Nie jest to sprzeczne ze Szczególną Teorią Względności, gdyż prędkość oddalania się nie jest spowodowana przez ruch w przestrzeni, tylko przez rozszerzanie się przestrzeni.

OTW.jpg.106d2096d89b4ecefa8a38e73d2b0e5b

 

Prędkość oddalania się galaktyk jako funkcja redshiftu kosmologicznego:
● przy różnych modelach Wszechświata z metryką Friedman-Robertson-Walker,
● Liniowe przybliżenie v=cz,
● Wersja dla STW.
● Preferowany model Wszechświata FRW (ΩM=0.3, ΩΛ=0.7).
Galaktyki oddalają się szybciej niż światło we wszystkich sensowych modelach Wszechświata dla z>1.5

V_vs_Z.thumb.jpg.3eac152c91aa376ad7619dc

 

Dla ilustracji–tak wyglądają powyższe wzory obliczeniowe :) :

wzory.jpg.1cc0091cd810a63c5421a8632d748d

 

Materiały źródłowe:

http://www.mso.anu.edu.au/~charley/papers/LineweaverDavisSciAm.pdf

http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0310808.pdf

  • Like 2

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Czy redshift odległych galaktyk jest głównie redshiftem dopplerowskim?   FAŁSZ

Czyli, dlaczego występuje kosmologiczne przesunięcie ku czerwieni (redshift) ?

BŁĄD: Ponieważ oddalające się galaktyki poruszają się w przestrzeni i pokazują przesunięcie dopplerowskie.
Oddalanie się galaktyki od obserwatora w wyniku efektu Dopplera zwiększa długość fali światła sprawiając, że staje się bardziej czerwone (rys. góra). Długość fali światła nie zmienia się podczas podróży fotonów w przestrzeni (rys. środek). Obserwator rejestruje fotony, mierzy jego dopplerowski redshift i oblicza prędkość galaktyki (rys. dolny).

z_d.jpg.352868dc4b99375d2799bbc54e7ec012

POPRAWNIE: Ponieważ ekspandująca przestrzeń zwiększa długość fali poruszających się fotonów.
Galaktyki prawie nie poruszają się w przestrzeni. Dlatego emitują one fotony prawie takiej samej długości fali w wszystkich kierunkach (rys. góra). Długość fali fotonów się zwiększa w czasie podróży ponieważ przestrzeń się rozszerza. Dlatego światło staje się coraz czerwieńsze (rys. środkowy i dolny). Wartość tego redshiftu różni się od wartości przesunięcia dopplerowskiego.

z_c.jpg.b9a833b82d589fb616f97f1be0a35bb4

Poniżej pokazano animowanego gifa ilustrującego ekspansję Wszechświata - w tym efekt poczerwienienia fotonów. Jest to analogia rozszerzającego się balonu. Oznaczenia: 
• „Żółte kropki” – galaktyki, które oddalają się od siebie, ale nie zmieniają kształtu (układy związane nie podlegają ekspansji Wszechświata).
•• „Sprężynki” – poruszające się fotony i ulegające przesunięciu ku czerwieni,
Poniżej animacja …

balloons.gif.cad500b3a1aac7d87781f49fcb8

Materiały źródłowe:

http://www.mso.anu.edu.au/~charley/papers/LineweaverDavisSciAm.pdf

http://www.astro.ucla.edu/~wright/balloon0.html

  • Like 2

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Światłosilny teleskop w astrofotografii da taki sam wynik w krótszym czasie, niż ciemniejszy sprzęt o tej samej średnicy.  FAŁSZ

Jest to praktycznie ten sam mit, co opisany wcześniej tutaj w odniesieniu do wizuala. Liczy się apertura instrumentu, a nie jego światłosiła. Im większa apertura, tym więcej fotonów zostanie złapane i przekazane do rejestracji kamerce. Teleskop o średnicy 8 cali czy będzie miał światłosiłę f/2 czy f/20 zbierze tyle samo światła. Obraz będzie większy albo mniejszy, ale wyciągnąć z niego da się tyle samo. 

Mimo to astrofotografowie preferują szybkie instrumenty, ponieważ przy tej samej wielkości matrycy mają większe pole widzenia (a jak wiadomo duże matryce są drogie), oraz są mniejsze i lżejsze (mniejsze wymagania dla montażu). Mit ten być może ma swoje źródło w zwykłej fotografii, gdzie regulując przysłonę obiektywu możemy w tym samym czasie ekspozycji zbierać więcej światła. Ale w astrofotografii nie regulujemy apertury (chyba że fotografujemy obiektywem :)

tele_hevelius_big.jpg.bf044405fa117b6e478a60720606090c.jpg

  • Like 3

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
Biały karzeł akreujący materię z towarzysza wybucha jako supernowa Ia dopiero po przekroczeniu masy Chandrasekhara.  Fałsz
 
Tzn. większość astronomów skłania się ku poglądowi, że w modelu klasycznym/standardowym SN Ia (20% liczby wszystkich SN Ia), biały karzeł nigdy nie osiąga masy Chandrasekhara, bo wtedy nastąpiłby kolaps do gwiazdy neutronowej.  Mielibyśmy wybuch supernowej taki, jak dla gwiazd masywnych (M>8-10Mo), czyli zapaść/kolaps jądra gwiazdy po przekroczeniu masy Chandrasekhara. Przy tym  wydzieliłoby się 300 B (energia wiązania grawitacyjnego gwiazdy neutronowej) zamiast 1 B (energia termojądrowa wybuchu białego karła), gdzie 1 B = 10exp51 ergów - naturalna jednostka energii dla wybuchów supernowych.
 
A bardziej szczegółowo to wygląda jakoś tak ...
W tej ścieżce powstawania supernowych biały karzeł węglowo-tlenowy akreuje materię i się kurczy (biały karzeł im jest bardziej masywny tym jest mniejszy, ze względu na degenerację materii). Jednak nie osiąga masy Chandrasekhara (około 1,44 Mo). Podczas tej akrecji, zamiast wzrostu ciśnienia i gęstości (materia zdegenerowana!), w pewnym momencie następuje wzrost temperatury w jądrze białego karła i przy masie rzędu 99 % masy Chandrasekhara (patrz [1]) pojawia się faza konwekcji.
A dokładniej - początkowo przy gęstościach panujących w jądrze białego karła "syntetyzuje się" węgiel w warunkach równowagi termodynamicznej i chłodzenie neutrinowe jest dominujące nad wytwarzaniem energii w wyniku reakcji termojądrowych. Jednak w miarę, jak się syntetyzuje się coraz więcej węgla - grzanie termojądrowe zaczyna dominować i biały karzeł jest zmuszony transportować konwektywnie nadwyżkę energii. Rozpoczyna się tzw. faza "simmering" (ang. "simmering" - gotowanie na wolnym ogniu :) ) lub mówiąc bardziej naukowo termonuklearny rozbłysk węglowy, która trwa kilkaset lat. Podczas tej fazy jądro konwektywne może objąć większość masy białego karła. Podczas tej fazy konwektywnej produkty spalania węgla doznają rozpadów beta i przechwycenia elektronów (j.t. tzw. konwektywny proces URCA), podczas wynoszenia z gęstszych do "rzadszych" obszarów gwiazdy.
W końcu gdy temperatura jest wystarczająco wysoka, w jednej lub kilku gorących plamach, gdzie syntetyzuje się węgiel - powstaje "płomień jądrowy". Ten "płomień" rozchodzi się w silnie konwektywnym otoczeniu jako wybuch termonuklearny najpierw z prędkością pod-dźwiękową (tzw. deflagracja), a potem - z prędkością dźwięku w otoczeniu (tzw. detonacja).
I mamy buuum ... W ciągu kilku (...dziesięciu?) sekund następuje dezintegracja / "rozerwanie" białego karła. Pozostaje po nim chmura materii - najprawdopodobniej o symetrii zbliżonej do sfery.
Tą hipotezę określa się nazwą deflagracja opóźnionej detonacji (ang. deflagration of delayed detonation).
 
Również "kanoniczne" stwierdzenie, że po supernowych Ia podczas tych kataklizmów całkowicie jest rozrywany biały karzeł i pozostaje tylko obłok materii, nie do końca jest prawdziwe. Ostatnio wprowadzono nowy typ supernowych Iax o mniejszej jasności maksymalnej wybuchu (> 1 mag). Sugestia zrodziła się około roku 2003 jako wynik analizy obserwacji SN 2002cx. Wcześniej ten typ supernowych nazywał się "SN 2002cx-like". Szacuje się, że około 30% wszystkich SN Ia to SN Iax.
W [7] podano listę 25 tego typu supernowych począwszy od SN 1991bj.
 
 
 
 
  • Like 2

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Join the conversation

You can post now and register later. If you have an account, sign in now to post with your account.

Gość
Dodaj odpowiedź do tematu...

×   Wklejono zawartość z formatowaniem.   Usuń formatowanie

  Maksymalnie dozwolone są tylko 75 emotikony.

×   Odnośnik został automatycznie osadzony.   Przywróć wyświetlanie jako odnośnik

×   Przywrócono poprzednią zawartość.   Wyczyść edytor

×   Nie możesz bezpośrednio wkleić grafiki. Dodaj lub załącz grafiki z adresu URL.


  • Przeglądający   0 użytkowników

    Brak zarejestrowanych użytkowników, przeglądających tę stronę.

×
×
  • Dodaj nową pozycję...

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 (2010-2019)