Astronomija

Promjer astronomskog objekta pomoću povećanja

Promjer astronomskog objekta pomoću povećanja


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Uslikao sam Jupiter svojim teleskopom, koristeći iPhone. Znam uvećanje objektiva teleskopa koji sam koristio i mogu li Google dobiti povećanje objektiva iPhone-a (uvećanje bez zumiranja). Koristeći standardni Photo Editor, takođe znam piksele preko Jupitera na mojoj slici.

Mogu li, koristeći sve ove gornje informacije, izračunati koliko kilometara predstavlja jedan piksel, a time i promjer Jupitera?


Pomoću svoje slike mogli biste procijeniti ugaonu veličinu Jupitera te noći. Da biste pronašli stvarni promjer Jupitera, trebali biste znati i udaljenost Jupitera od Zemlje, a budući da Jupiter i Zemlja obilaze oko Sunca, ta se udaljenost mijenja.

Udaljenost možete pronaći pomoću softvera (Npr. Stellarium) ili pomoću web interfejsa NASA Horizons (morat ćete koristiti stupac s oznakom "delta" koji daje udaljenost u astronomskim jedinicama). Da biste pronašli promjer, trebat ćete napraviti trigonometriju. (Promjer = udaljenost $ puta $ kutne veličine u radijanima)

Možete koristiti i objavljeni promjer Jupitera (70000km) i upotrijebiti svoja zapažanja za izračunavanje udaljenosti.

Da biste izračunali udaljenost do Jupitera, a da ne znate njegov promjer, potrebno je više od jednog promatranja. Morat ćete imati:

  1. Dovoljno duga serija opažanja da bi se utvrdio orbitalni period i elementi Jupitera.
  2. Poznavanje Keplerovih zakona planetarnog kretanja
  3. Znanje o udaljenosti Zemlje od sunca i da biste to dobili, možete financirati ekspediciju na južni Pacifik tijekom tranzita Venere.
  4. Oštra olovka za računanje.

Malo sam zapetljan ... Poanta je u tome da je trebalo više od 150 godina istraživanja između širokog prihvatanja heliocentričnog Sunčevog sistema i našeg znanja o njegovoj veličini ili stvarnim veličinama planeta.


Povećanje je definirano kao (ugao potkrijepljen slikom) / (ugao subtendiran objektom). U astronomskom teleskopu ovo je gotovo potpuno isto kao (žižna daljina objektiva) / (žižna daljina okulara).

Teoretske donje i gornje korisne granice uvećanja povezane su (između ostalog) sa veličinom izlazne zjenice.

Donja granica

Jedna od definicija najmanje korisnog povećanja je kada je promjer izlazne zjenice = promjer zjenice oka. Ako izlazna zjenica & gt & delta, cilj zaustavlja učenik Naravno, savršeno je moguće povećati još više, ali prošireni objekti neće postati svjetliji. Također, ako se uvećanje smanji previše u preprečenom teleskopu (npr. Newtonian of Cassegrainian), prepreka može postati vidljiva.

Otuda donja korisna granica uvećanja, M ', daje:
M '= D / & delta
Za odrasle osobe srednjih godina, & delta

0,2 & quot; M '= 5D, gdje D je u inčima. [& delta

5mm M '= D / 5, gdje D je u mm]

Gornja granica

Povećanjem uvećanja smanjuje se veličina izlazne zjenice (i neke aberacije očne leće). Smanjivanje izlazne zjenice ispod oko 0,03 "(0,75 mm) dovodi do progresivnog oštećenja vida.

Teoretska gornja granica uvećanja, M & quot, stoga je dato sa:
M & quot = D / 0,03 ili M & quot = 30D (D u inčima)

Također je ograničen kvalitetom objektiva / primarnog i optičkim kvalitetom okulara kratke žarišne daljine, koji moraju imati visoko zakrivljene površine.

Oštećenje uzrokovano malim izlaznim zjenicama možda neće utjecati na vid toliko negativno da onemogućava veća uvećanja i, zaista, aberacije oka mogu umanjiti vrlo male izlazne zjenice. & Quotrule palca & quot je 50D (što je često najviše ili više nego što dopušta atmosfera), iako gotovo 70D ponekad može biti moguće za bliske dvostruke zvijezde. Neki promatrači koriste do oko 140D, ali ova velika povećanja vjerovatno nadoknađuju nedostatak vidne oštrine. Vrlo velika uvećanja mogu biti korisna kada se iz istog razloga koristi spriječeni vid (smanjena oštrina).

Rezolucija

Minimalno uvećanje, gospodin, za koju je oko u potpunosti razriješilo sliku u fokusnoj ravni 13D inča (ili polovina promjera objektiva u mm). Gore navedeni komentari o sve većem uvećanju radi kompenzacije vida koji nije savršen, primjenjuju se i ovdje.


Maglina Veliki Orion & # 8211 M42

Tradicionalna meta očigledno je sjajna maglica ružičaste boje M42. Snažna svjetlina i ogromno rastezanje čine ga lako vidljivim na nebu, čak i golim okom. Jednostavni dvogled će otkriti njegove unutarnje strukture. Orion je najsvjetlija maglica sjeverne hemisfere, smještena u istoimenom sazviježđu čija vidljivost počinje oko sredine oktobra i završava početkom marta. Intenzivne boje oblaka prašine i plina nisu uočljive golim okom, ali se mogu izložiti pomoću teleskopa opremljenog senzorom slike, poput Stelline.


Promjer astronomskog predmeta pomoću povećanja - Astronomija

ASTRONOMSKE FORMULE / FORMULE ZA TELESKOPE

  • gdje je D otvor objektiva
    F je žarišna daljina cilja
    f je f-broj (f / D) cilja

Prividno polje: najbliže odvojeno oko može vidjeti je 4 minute luka, praktičnije 8-25 minuta, 1-2 minute za dobre oči. Dvostruki Zeta Ursae Majoris (Mizar / Alcor) je 11,75 minuta, a Epsilon Lyrae 3 minute.

Tačno polje (u stupnjevima) = 0,25 * vrijeme * cos deklinacije
Tačno polje (u minutama) = 15 * vrijeme * cos deklinacije
gdje je vrijeme vrijeme za prelazak očnog polja u minutama

Zvijezda dakle ima prividno kretanje prema zapadu sljedećim brzinama:
15 stepeni / h (1,25 stepeni / 5 min) pri deklinaciji od 0 stepeni
13 stepeni / h (1,08 stepeni / 5 min) pri deklinaciji od 30 stepeni
7,5 stepeni / h (0,63 stepeni / 5 min) pri deklinaciji od 60 stepeni.

  • gdje je M uvećanje
    F je žarišna daljina cilja
    f je žižna daljina oka

Pri glavnom fokusu (brušeno staklo), uvećanje je 1x za svakih 25 mm F

  • gdje je M uvećanje
    D je promjer objektiva
    d je izlazna zjenica (5-6 mm je najbolje da 7 mm ne stvara oštru vanjsku sliku)
  • (zamjenom F / f za M) gdje je d izlazna zjenica
    f je žižna daljina oka
    f-broj je f-broj (f /) cilja

Zamjenom d = 7 (skotopički otvor ljudske zjenice) i pomnožavanjem sa f-brojem daje se najdulja korisna žižna daljina oka.

  • (zamjenom 6 mm za d i uzimanjem recipročne vrijednosti) gdje je M minimalno povećanje bez gubljenja svjetlosti za tamno prilagođeno oko (0,17x po mm otvora)
    D je promjer objektiva u mm

ZAKON VISOKE SNAGE ZA OGRANIČAVANJE UVELIČENJA
M = D / 0,63 = 1,58 * D

maksimalno praktično uvećanje je + 50%).

OGRANIČAVANJE VIZUELNE VELIČINE (SNAGA SVETLOSA)
m = 6,5-5 log Delta + 5 log D

  • gdje je m približna granična vizuelna veličina
    Delta je promjer zjenice u mm (prihvaćena vrijednost 7,5)
    D je promjer objektiva u mm

KUTNI RADIJUS VAZDUŠNOG (DIFRAKCIJSKOG) DISKA
r = (1,12 * Lambda * 206265) / D
= 127,1 / D

  • gdje je r kutni radijus (polovina kutnog promjera) Airy-jevog diska (nesvodiva minimalna veličina zvjezdanog diska) u sekundama luka
    Lambda je talasna dužina svjetlosti u mm
    206265 je broj sekundi luka u radijanu
    D je promjer objektiva u mm

Vizualni izgled Airy diska u sredini je svjetliji, a na rubovima tamniji.

  • gdje je r linearni radijus (polovica linearnog promjera) Airy diska u mm (promjena 1,12 do 0,043 za inče)
    Lambda je talasna dužina svjetlosti u mm (žuto svjetlo 0.00055)
    f je f-broj (f /) cilja
  • gdje je c dubinska oštrina u mm
    Udaljenost je do cilja od objekta koji se gleda ili slika (u mm)
    Lambda je talasna dužina svjetlosti u mm (žuto svjetlo 0,00055 za vrh ljudske vizuelne osjetljivosti)
    D je promjer objektiva u mm

Napomena: ova formula je dobra aproksimacija koja vrijedi i za naše Questar mikroskope za velike daljine.

  • gdje je Theta najmanji razlučivi kut u sekundama luka
    D je promjer objektiva u mm

Atmosferski uslovi rijetko dopuštaju Theta 0,5 sekunde luka. Dawesova granica je polovina kutnog promjera Airy-jevog (difrakcijskog) diska, tako da ivica jednog diska ne prelazi središte drugog). Radna vrijednost je dva puta veća od Dawesove granice (promjer Airy diska), tako da se rubovi dviju zvijezda samo dodiruju.

    gdje je M potrebno povećanje
    480 je broj sekundi luka za prividno polje od 8 minuta luka
    d je ugaono razdvajanje dvostruke zvijezde

  • pri čemu je Rezolucija najmanje mjesečno svojstvo Mjeseca u km
    2 * Dawes Limit je Airy disk (praktičnija radna vrijednost je dvostruko veća od ove)
    1800 je kutna veličina Mjeseca u sekundama luka
    3476 je mjesečev promjer u km

Da biste uporedili relativni hvatanje dvije glavne leće koje se koriste pri istom uvećanju, uporedite kvadrate njihovih efektivnih promjera (& quoteffective & quot uzima u obzir prepreke, glatkoću površine, propusnost i reflektivnost).

FORMULI ZA ASTROFOTOGRAFIJU

  • gdje je f / f-broj sistema (cilj)
    F je žarišna daljina cilja
    D je promjer objektiva
  • gdje je f / f-broj sistema
    F minuta je efektivna žižna daljina sistema
    Fe žarišna duljina oka (podijeljeno bilo kojim Barlow-ovim povećanjem)
    D je promjer objektiva
    M je uvećanje
    Fc je žarišna daljina fotoaparata
    F je žarišna daljina cilja
    Fc / Fe je uvećanje projekcije
    M / D je snaga po mm

Promjer prve slike jednak je dijagonali filma (44 mm za film od 35 mm) podijeljenoj s povećanjem.

  • gdje je f / f-broj sistema
    F minuta je efektivna žižna daljina sistema
    D je promjer objektiva
    F je žarišna daljina objekta (puta bilo koje Barlowovo povećanje)
    B je sekundarna slika (& quotthrow & quot), udaljenost očnog centra od žarišne ravni filma, jednaka ((M + 1) * Fe) / A
    A je primarna slika, udaljenost očnog centra od žarišne tačke objektiva teleskopa
    M je projekcijsko povećanje, jednako (B / Fe) -1
    Fe je žižna daljina oka
  • gdje je f / f-broj sistema
    F minuta je efektivna žižna daljina sistema
    D je promjer objektiva
    B je udaljenost centra Barlow od žarišne ravni filma
    A je udaljenost centra Barlow od žarišne točke objektiva teleskopa
    B / A je projekcijsko povećanje (Barlow-ovo uvećanje)

USPOREDBA IZLOŽENOSTI PROŠIRENIH OBJEKATA
= (f / S) ^ 2 / (f / E) ^ 2 = ((f / S) / (f / E)) ^ 2

  • gdje je Kompenzacija ekspozicije kompenzacija ekspozicije koja se vrši na primjeru sistema
    f / S je f-broj (f /) predmetnog sistema
    f / E je f-broj (f /) primjera sistema
  • gdje je Kompenzacija ekspozicije kompenzacija ekspozicije koja se vrši na primjeru sistema
    De je objektivni promjer primjera sistema
    Ds je objektivni promjer predmetnog sistema

SNAGA SNIMANJA SVJETLA SISTEMA: Snaga = r ^ 2 / f ^ 2

  • gdje je snaga snaga sistema za snimanje svjetlosti
    r je radijus cilja
    f je f-broj (f /) sistema

Primjer: sistem od 200 mm f / 8 u poređenju sa sistemom od 100 mm f / 5
(100 ^ 2) / 8 ^ 2 u poređenju sa (50 ^ 2) / 5 ^ 2
156,25 u poređenju sa 100, odnosno 1,56 puta većom snagom za snimanje svjetlosti

  • gdje je Print EFL efektivna žižna daljina otiska
    Kamera F. L. je žižna daljina kamere
    Povećanje ispisa je veličina povećanja otiska (3x je standardno za film od 35 mm)
  • gdje je Guidescope M uvećanje potrebno za vođenje astrofotografija
    f je žižna daljina u mm

Iskustvo pokazuje da je potrebno minimalno uvećanje vođenja oko f podijeljeno sa 12,5, upravo ono što daje okular za vođenje od 12,5 mm, koji se koristi u vanosnom vodiču za fotografiranje s glavnim fokusom. Budući da je vizuelno uvećanje omjer objektivne i okularne žižne daljine, kombinacija primarnog fokusa i vođice izvan osi sa 12,5 mm okom daje vodeće povećanje f / 12,5. f / 7,5 (kao kod tipičnog žarišnog reduktora koji efektivnu žarišnu daljinu smanjuje za faktor 0,6) ovo je značajno poboljšanje. Uvećanje f / 5 ili veće je za vrhunsko vođenje.

    gdje je Guidescope M povećanje vodilice (trebalo bi da bude> gt = 1, po mogućnosti 5-8)
    Vodič EFL je efektivna žarišna duljina vodilice, njegova žižna daljina puta bilo koja Barlowova uvećanja (treba biti> gt = na žižnu daljinu primarnog i uvećanje vodilice, 0,2x po mm žarišne daljine objekta, 0,1x po mm od objektiv kamere
    Ispis EFL je efektivna žižna daljina otiska

  • gdje je tolerancija vođenja u mm
    0,076 je 1 sekunda luka na udaljenosti od 254 mm od očitavanja (mreža za poprečnu kosu je oko 0,05 mm)
  • gdje je S greška (& quotslop & quot) u sekundama luka
    F je žarišna daljina u mm
    E je količina povećanja otiska (3x je standard za film od 35 mm)

Nagib je izveden iz formule Theta = K * (h / F), sa K = 206265 (broj sekundi u radijanu) i h = 0,04 mm tolerancije nanosa slike (empirijska vrijednost iz astrofotografija).

  • pri čemu je EFL efektivna žižna daljina u mm
    57,3 je broj stepeni u radijanu
    206265 je broj sekundi luka u radijanu
  • pri čemu je Rezolucijska snaga ona fotografskog sistema sa Kodakom 103a ili filmom u boji
    F je žarišna daljina sistema u mm
  • pri čemu je Maximum Resolution maksimalna rezolucija za savršeni objektiv f je f-broj (f /) objektiva

Većina filmova, čak i brzi, rješavaju samo 60 linija / mm, ljudsko oko razluči 6 linija / mm (manje daje izgled "quotwooly"). 80 linija / mm za sočiva od 50 mm ocijenjeno je izvrsno (jednako 1 minutu luka), a objektiv od 200 mm ocijenjeno je izvrsno sa 40 linija / mm. 2415 filmova daje 320 parova linija (160 linija) / mm (jednako 1 sekundi luka). Kodak Tri-X daje 80 linija / mm.

  • pri čemu je Minimalna rezolucija minimalna rezolucija potrebna za film
    Maximum Resolution je maksimalna rezolucija za savršeni objektiv
    Povećanje ispisa je veličina povećanja otiska (3x je standardno za film od 35 mm)
  • pri čemu je prividna kutna veličina prividna kutna veličina predmeta u stupnjevima
    Linearna širina je linearna širina objekta u m
    Udaljenost je udaljenost objekta u m

Stupanj je prividna veličina predmeta čija je udaljenost 57,3 puta veća od promjera.

  • gdje je h linearna visina slike u mm pri glavnom fokusu objektiva ili teleobjektiva
    Theta je kutna visina objekta (vidni kut) u jedinicama koje odgovaraju K
    F je efektivna žarišna duljina (žarišna duljina puta Barlow uvećanja) u mm
    K je konstanta sa vrijednosti 57,3 za Theta u stupnjevima, 3438 u minutima luka, 206265 za sekunde luka (broj odgovarajućih jedinica u radijanima)

Prva formula daje veličinu slike sunca i mjeseca kao približno 1% efektivne žižne daljine (Theta / K = 0,5 / 57,3 = 0,009).

Druga formula se može koristiti za pronalaženje kutova gledanja (Theta) za zadanu veličinu okvira filma (h) i žižnu daljinu sočiva (F). Primjer: visina od 24 mm, širina od 36 mm i dijagonala od 43 mm na filmu od 35 mm daju vidni ugao od 50 stepeni, 41 i 49 stepeni.

Treća formula može odrediti efektivnu žarišnu daljinu (F) potrebnu za datu veličinu kadra filma (h) i vidni kut (Theta).

  • gdje je h linearna visina slike u mm pri glavnom fokusu objektiva ili telefoto objektiva
    Linearna širina je linearna širina objekta u m
    Udaljenost je udaljenost objekta u m
    F je efektivna žarišna duljina (žarišna duljina puta Barlow uvećanja) u mm
  • gdje je Dužina duljina zvjezdanog traga na filmu u mm
    F je žižna daljina sočiva u mm
    T je vrijeme ekspozicije u minutama
    0,0044 proizlazi iz (2 * Pi) / N za minute (N = 1440 minuta dnevno)

VRIJEME IZLOŽENOSTI ZVJEZDANOG STAZA NA 35-MM FILMU
T = 5455 / F

gdje je T vrijeme ekspozicije u minutama za dužinu od 24 mm (najmanja dimenzija filma od 35 mm)
F je žižna daljina sočiva u mm

Zemlja se okreće za 5 minuta luka za 20 sekundi, što daje jedva uočljivi trag zvijezde s nevođenim sočivom od 50 mm. 2-3 minute (8-12 sek.) Potrebno je za neotkrivenu stazu, 1 minut luka (4 sek.) Za ekspoziciju stručnjaka. Podijelite ove vrijednosti proporcionalnim povećanjem žarišne daljine na sočivu od 50 mm. Na primjer, za 3 minute luka (12 sekundi), sočivo od 150 mm bilo bi 1/3 (1 minutu i 4 sekunde), a sočivo od 1000 mm bilo bi 1/20 (0,15 minuta i 0,6 sekundi). ). Imajte na umu da bi za kompenzaciju ovih vrijednosti konstanta u formuli bila 1000 za trag koji se teško može detektirati, 600 za trag koji se ne može otkriti i 200 za ekspoziciju stručnjaka.

N.B. Gornje formule pretpostavljaju deklinaciju od 0 stepeni. Za ostale deklinacije pomnožite duljine i podijelite vremena izlaganja sa sljedećim kosinusima odgovarajućih kutova deklinacije: 0,98 (10 stepeni), 0,93 (20 stepeni), 0,86 (30 stepeni), 0,75 (40 stepeni), 0,64 (50 stepeni) 0,50 (60 stepeni), 0,34 (70 stepeni), 0,18 (80 stepeni), 0,10 (85 stepeni).

  • gdje je e trajanje ekspozicije u sekundama za veličinu slike od> gt = 0,1 mm
    f je f-broj (f /) sočiva
    S je ISO brzina filma
    B je faktor svjetline objekta (Venera 1000, Mjesec 125, Mars 30, Jupiter 5,7)

Dakle, dvominutna ekspozicija pri f / 1,4 ekvivalentna je 32-minutnoj ekspoziciji pri f / 5,6 (4 zaustavljanja u kvadratu puta 2 minute). Ovo ignorira neuspjeh uzajamnosti u filmu, što bi značilo da bi 32-minutna ekspozicija morala biti još duža.

  • gdje je B površinska svjetlina (okruglog) produženog predmeta
    M je veličina objekta (ukupna svjetlina objekta), linearna u formuli
    D je kutni promjer predmeta u sekundama luka (D ^ 2 je površina objekta)
  • gdje je e trajanje ekspozicije u sekundama za veličinu slike od> gt = 0,1 mm
    M je veličina predmeta
    S ako je film ISO brzine
    a je otvor objektiva
  • gdje je F žarišna duljina u mm potrebna za fotografiranje prepoznatljivog objekta
    Udaljenost je udaljenost objekta u m
    Linearno polje je linearno polje objekta u m
    Veličina slike je veličina slike u mm (jednaka 24 mm podijeljena s količinom povećanja otiska [3x je standard za film od 35 mm] za najmanju dimenziju filma od 35 mm)

FORMULE U VEZI LJUDSKIH OKA

Skotopski otvor (tamno prilagođen, kreće se oko 400 do 620nm sa vrhom na 510nm) ljudske zjenice je obično 6 (teoretski 7 ili 5 ako je stariji od 50) mm. Budući da ljudska zjenica ima žarišnu daljinu od 17 mm, ona iznosi f / 2,4 i daje 0,17 po mm otvora. 2,5 mm je fotopik (prilagođen svjetlu, u rasponu od oko 400 do 750 nm i prečnika oko 555 nm) oka.

d je promjer maksimalnog otvora zjenica zdravog oka u mm (prihvaćena vrijednost tipične mlade odrasle osobe je 7,0-7,5). Oko prošireno lijekovima može doseći 9,0 mm ili više, međutim, doći će do znatnog gubitka razlučivosti i dubine polja. Dok stari, ljudska Iris elastično gubi i taj broj može postepeno pasti na 5,0 mm ili manje.

Detalji na oku uočavaju se kada je jedna regija kontrastna ili ima drugačiji nivo osvjetljenja drugoj regiji. Zbog konačne valne dužine svjetlosti, oko ne može primijetiti kontrast ili promjenu svjetline, mnogo finiji od otprilike 1/4 valne dužine svjetlosti. Ova regija je poznata kao Airy disk.

GRANICA VELIČINE NEKADIRANOG OKA

Originalna skala magnitude identificirala je magnitudu 6 kao najslabije uočljivu od strane prosječnog ljudskog oka. Kako je skala revidirana, sada je općeprihvaćeno da je 5,5 najslabije uočeno. Pretpostavljaju dobro zdravlje, ulaznu zjenicu od 7,0 mm i izvrsnu atmosfersku prozirnost.

  • gdje je Theta najmanji razlučivi kut u sekundama luka
    d je promjer ulazne zjenice u mm

Dawesova granica je polovina kutnog promjera Airy-jevog (difrakcijskog) diska, tako da ivica jednog diska ne prelazi središte drugog). Radna vrijednost je dva puta veća od Dawesove granice (promjer Airy diska), tako da se rubovi dviju zvijezda samo dodiruju. Za ulaznu zjenicu od 7,0 mm to bi proizvelo 16,54 sekunde luka (oko 1/3 minute luka)

NAJMANJI RJEŠLJIVI PARNI PAR

Ljudsko oko razlučuje 6 linija / mm (manje daje izgled "quotwooly").

Ugao sata negativan je istočno od i pozitivan zapadno od meridijana (kako se desni uspon povećava prema istoku).

  • gdje je n serijski poredak planeta sa Sunca (Merkurin 2n = -2,5, Venerin n = 0, Zemljin n = 1, asteroidni pojas = 2,8)
  • gdje je Theta kutna veličina objekta u stupnjevima
    h je linearna veličina predmeta u m
    d je udaljenost od oka u m
    npr. za širinu četvrtine na dohvat ruke: (55 * 0,254) /0,711 = 2 stepena
  • tamo gdje su performanse sumraka veće, instrument će bolje odgovarati (npr. dvogled) za gledanje u sumrak ili za astronomsku upotrebu nakon sumraka (samo u uvjetima slabog osvjetljenja). Ovo vrijedi samo kada se uspoređuju optike sličnog kvaliteta, razmotrite na primjer kako će se 5,0-litreni Ferrarijev motor ponašati drugačije od Fordovog 5,0-litarskog motora.
    = Kvadratni korijen
    D je promjer objektiva
    M je uvećanje
  • tamo gdje je veća vrijednost relativne svjetline, instrument je bolji (npr. dvogled) za gledanje u sumrak ili za astronomsku upotrebu nakon sumraka (samo u uvjetima slabog osvjetljenja). Ovo opet vrijedi samo za usporedbu optike sličnog kvaliteta.
    d je promjer izlazne zjenice
    D je promjer objektiva
    M je uvećanje
  • gdje je L linearna veličina, odnosno stvarna dužina u prostoru, u km
    A je maksimalna ugaona dužina promatrana u stupnjevima
    D je poznata nadmorska visina meteora dok ulazi u atmosferu u km
  • gdje je Efikasnost efikasnost sočiva za fotografiranje prosjeka (u meteorskom pljusku)
    F je žižna daljina sočiva
    f je f-broj (f /) sočiva

MJERENJE KUTOVA MIKROMETRSKIM RETIKLOM
Za kalibraciju linearne skale mikrometra

  • gdje je LS razmak podjele linearne skale) u sekundama luka
    F je žižna daljina sočiva objektiva teleskopa

PROCJENJIVANJE KUTNE UDALJENOSTI U ARC DEG / MIN / SECS

    period rotacije Zemlje je 86164.09890369732 sekunde univerzalnog vremena, odnosno 23 sata 56 minuta i 04.09890369732 sekunde. Brzina rotacije Zemlje je 15,04106717866910 sekundi luka u sekundi vremena.


Hubble snimio upečatljivu novu sliku NGC 691

Ova Hubbleova slika prikazuje spiralnu galaksiju NGC 691. Slika uključuje optička i infracrvena opažanja s Hubble-ovog instrumenta Wide Field Camera 3 (WFC3). Za uzorkovanje različitih valnih duljina korištena su četiri filtra. Boja je rezultat dodjeljivanja različitih nijansi svakoj monokromatskoj slici pridruženoj pojedinačnom filtru. Kredit za sliku: NASA / ESA / Hubble / A. Riess / M. Zamani.

NGC 691 je nevirirana spiralna galaksija koja se nalazi oko 125 miliona svjetlosnih godina od nas u sazviježđu Ovna.

Ovu galaksiju otkrio je britanski astronom, rođen u Njemačkoj, William Herschel, 13. novembra 1786.

Najistaknutiji je član NGC 691 grupe, kolekcije od devet galaksija različitih oblika i boja.

U raznim astronomskim katalozima nazivan LEDA 6793, UGC 1305 i TC 448, NGC 691 ima promjer od 130 000 svjetlosnih godina.

Sadrži višestruku strukturu prstena, sa tri prstena prepoznata u infracrvenoj svjetlosti.

"Objekte poput NGC 691 Hubble posmatra pomoću niza filtera", objasnili su astronomi Hubblea.

"Svaki filter omogućava samo određenim talasnim dužinama svjetlosti da dođu do Hubblove kamere širokog polja 3 (WFC3)."

"Slike prikupljene pomoću različitih filtera zatim obojavaju specijalizirani vizuelni umjetnici koji mogu donijeti informirane odluke o tome koja boja najbolje odgovara kojem filtru."

"Kombinacijom slika u boji iz pojedinačnih filtara može se stvoriti slika astronoma u punoj boji", dodali su.

"Na ovaj način možemo dobiti izuzetno dobar uvid u prirodu i izgled ovih predmeta."


Kutna veličina

Ciljevi učenja: Studenti će istražiti kako se udaljenost, fizička veličina i ugaona veličina objekta međusobno povezuju i naučiti kako astronomi koriste taj odnos za određivanje veličina udaljenih objekata. Tokom laboratorija, koristeći samo priložene materijale i njihovo razumijevanje ugaone veličine, studenti će razviti metodu za procjenu promjera kupole zgrade Starog glavnog grada sa svojim laboratorijskim grupama.

Resursi: Internet radni list (PDF), mrežni radni list (tekstualni dokument), Stellarium Web, google mape, Mjere za trake, štapići za merenje, ravnala, papir, traka, spajalice, spajalice

Pozadina

Kad god pogledate predmet, mjerite ga ugaona veličina - količina prostora koja vam zauzima u vašem vidnom polju u stupnjevima, minutama (1/60 od 1 stepena) i sekundama (1/60 od 1 minute ili 1/3600 od 1 stepena). Ili možete kvantificirati kutnu veličinu u radijanima ako ste matematički naklonjeni. Ne možete izravno izmjeriti veličinu predmeta u centimetrima ili inčima ako ne dođete do njega i ne koristite ravnalo. Znate da udaljeni predmeti izgledaju malo, a obližnji predmeti izgledaju veliko, pa kad gledate objekt, vaš mozak kombinira ugaonu veličinu predmeta s pretpostavkom njegove udaljenosti dajući vam ideju o stvarnoj veličini.

Ljudi su razvili binokularni vid kako bi nam pomogli da pretpostavimo na daljinu stvari koje bi mogle utjecati na naše preživljavanje (npr. Lavovi, tigrovi i medvjedi - o moj!). Da bismo utvrdili udaljenost do nečega, naš mozak koristi i očigledne veličine dobro poznatih predmeta u blizini objekta od interesa, poput zgrada i drveća u blizini objekta. U astronomiji, veličine su neizvjesniji objekti koji se na nebu čine blizu jedni drugima, u stvari mogu biti udaljeni mnogo svjetlosnih godina. Naše osnovno mjerenje veličine u astronomiji je kutna veličina.

Da bismo saznali pravu fizičku veličinu predmeta, prvo moramo zabilježiti kutnu veličinu i nekom neovisnom metodom pronaći udaljenost do objekta. Suprotno tome, ako je fizička veličina objekta poznata, to se može kombinirati s njegovom prividnom ugaonom veličinom kako bi se odredila njegova udaljenost. U tim se odnosima uvijek može izračunati treća željena veličina ako su poznate dvije veličine, to se radi pomoću formule malog kuta.

Postoje složeni i precizni instrumenti koji se mogu konstruirati za mjerenje ugaone veličine predmeta, ali set grubih alata za mjerenje može se naći na kraju ruku većine ljudi. Budući da su ljudi građeni u uglavnom jednakim razmjerima, ako ruke ispružite s dlanovima okrenutim prema naprijed, vaše će ruke imati približno jednaku kutnu veličinu u vidnom polju bez obzira jeste li visoki, niski, veliki ili mali. Prstima i zglobovima prstiju možete koristiti za gruba mjerenja kutnih veličina i udaljenosti na nebu kao što je prikazano na dijagramu s lijeve strane.

Postoje i druga korisna ravnala kutne veličine. Na primjer, puni Mjesec ima gotovo tačno pola stepena gledano s površine Zemlje. Određena sazviježđa i zvjezdice protežu se na određenim količinama stepeni neba.


Režim preko cijelog ekrana

Nakon što aktivirate režim preko cijelog ekrana, na raspolaganju vam je nekoliko važnih funkcija. Prvo, možete i trebate proširiti i smanjiti polje da biste vidjeli koliko detalja možete vidjeti ili koliki je objekt. Opcije proširivanja i smanjenja ovise o računaru koji koristite. Za računar s mišem s točkom na vrhu između lijevog i desnog gumba miša, okretanje točkića će to učiniti. Za ostale miševe ili dodirnu podlogu, pomicanje prema gore ili dolje (kao da idete na vrh ili dno web stranice) bi to trebalo učiniti, ili pomoću pokreta „stiskanja prsta“ ili „širenja prsta“ na dodirnoj podlozi može raditi . (Ako se tijekom širenja i smanjivanja čini da ste izgubili sliku svog objekta, osvježite stranicu (iskakanje iz cijelog ekrana i ponovni ulazak u njega ako treba).) Drugo, dok pomičete kursor u proširenom slika, gornji lijevi kut prozora dat će vam koordinate lokacije kursora u sivoj boji. To vam može pomoći da pronađete položaj predmeta od interesa koji primijetite na terenu.

Još jedna korisna aplikacija očitavanja koordinata kursora je ta što možete izmjeriti kutni promjer predmeta koji gledate. Najlakši način je izmjeriti promjer pomoću koordinate deklinacije. Pomaknite kursor na vrh objekta (imajući na umu da su rubovi astronomskih objekata ponekad donekle proizvoljni) i zabilježite deklinaciju te točke (primjer lijeve slike dolje). Zatim pomaknite kursor na dno objekta i zabilježite deklinaciju u toj točki (primjer desne slike dolje). Kutni promjer (u smjeru sjever-jug) razlika je u deklinacijama na vrhu i dnu. Imajte na umu da se deklinacija daje u stupnjevima, arcminutama i lučnim sekundama (gornji lijevi kut oba primjera slike u nastavku, sa zumom / dodanom razgradnjom zelene boje). Odgovor dajte u jedinicama koje najprikladnije izražavaju promjer.



Primjer korištenja načina cijelog zaslona za mjerenje kutnog promjera astronomskog objekta. Ovdje prikazana maglica Helix ima deklinaciju na vrhu od oko 57,5 ​​arcminuta. Deklinacija na dnu predmeta je oko 44 arcminuta. Kutni promjer (u smjeru sjever-jug) razlika je u deklinacijama vrha i dna, tako da je ugaoni promjer maglice Helix 57,5 ​​arcminuta - 44 arcminuta = 13,5 arcminuta.


U poređenju sa pogledom golim okom, slika teleskopa nikada ne povećava površinsku svjetlinu. Ova činjenica povezana je s konceptom "etendue".

Međutim, iako slika formirana na mrežnici nikada nije sjajnija od odgovarajuće slike golim okom, slika kroz teleskop se uvećava. To znači da gledanje u teleskop sunca može izložiti cijelu vašu mrežnicu svjetlini koja bi u golim okom bila ograničena na samo jednu ili nekoliko ćelija mrežnjače. Dakle, razlika je u tome što golim okom imate tendenciju da uništite nekoliko ćelija, dok teleskopom možete trenutno uništiti čitavu mrežnicu.

Prilikom posmatranja Mjeseca: površinska svjetlina Mjeseca je usporediva s onom u pustinjama na zemlji izloženih jakoj sunčevoj svjetlosti. Dakle, promatranje mjeseca kroz teleskop koji daje maksimalnu svjetlinu (teleskop i okular koji zajedno stvaraju izlaznu zjenicu veliku kao zjenica) je poput hodanja pustinjom bez sunčanih naočala. Stoga je ugodnije imati sivi filter na svjetlosnoj putanji. Rekavši ovo, i iako nisam medicinski specijalist, želim ponuditi sljedeće razmatranje. Iznenadio bih se ako promatranje mjeseca kroz teleskop bez filtera može nanijeti trajno oštećenje zdravim očima: štetne UV komponente neće proći kroz staklo okulara.


Stagaziranje UŽIVO Astronomski tjedan Drugi dio: Izbor opreme

Nije vam potreban teleskop da biste postali astronom amater - evo nekoliko savjeta kada kupujete komplet za promatranje noćnog neba.

The Moon is a popular object to view for many amateur astronomers.

Written by Gemma Lavender

The hobby of astronomy can be bewildering for the beginner without advice to guide them. There are so many types of telescope, not to mention mounts, eyepieces, filters and other assorted accessories that it’s easy to rapidly become confused. Hopefully though, we can help you navigate your way through and make choosing the right instrument an enjoyable experience rather than a daunting one.

A lot of people think that to be an astronomer you must have a telescope. This is far from the truth! The unaided eye can show you constellations, the Moon, bright planets, even the odd galaxy or star cluster on a dark night. Binoculars are an inexpensive option to increase the range of what you can see. The most recommended are a pair of 10x50s, which, with a lens diameter of 50mm and a magnification of 10x, can show you the moons of Jupiter, the craters on the Moon, the brightest galaxies, nebulae and star clusters, even the stars of the Milky Way. The minimum size and magnification of binoculars for astronomy is 7吤, which may suit older observers – as you age the diameter of your dilated pupil shrinks, which means some observers will not get the benefit that larger diameter 10吮 binoculars offer. Of course, if you decide astronomy isn’t for you, then at least you haven’t spent hundreds of pounds on binoculars and they can still be used for terrestrial objects.

A sky chart and red light torch are both helpful pieces of kit for outdoor astronomy.

If you do go for a telescope, the most important quality to look out for is the aperture diameter, not the magnification. Beware cheap ‘toy’ telescopes that are small but claim “500x magnification!” To see faint objects your telescope needs to be able to collect as much light as possible, and so the wider the aperture (i.e. the wider the diameter of the telescope tube), the fainter the object you can see. A minimum aperture is around 100mm (four inches) for a refracting telescope and 100-150mm (four to six inches) for a reflecting telescope like a Dobsonian. Refractors use lenses to focus the light reflectors use mirrors. You may also want to consider spending a little more on a computerised GoTo mount, which features a hand controller that can direct your telescope to any astronomical object you wish to have a gander at. A good beginners telescope should cost between £200 and £500, and they are available from reputable dealers such as those that are advertised with All About Space to manufacturers such as Celestron, Meade and Sky-Watcher.

Only powerful scopes will get views like this, but you can still see Jupiter with binoculars and low-end telescopes.

Know your mount

Alt-Azimuth
The most basic type of mount allowing up and down as well as left and right motion of your telescope.

Equatorial
By aligning with the North Star (Polaris), the equatorial mount allows the user to track the motion of stars about the sky.


Diameter of Astronomical Object Using Magnification - Astronomy

Did you know that when you look at a non-stellar object through a telescope that it's usually dimmer than looking at it with your naked eye? It's true, so why do telescopes make these object easily visible? The answer is the telescope makes them bigger, even if it makes them dimmer. This effect applies only to non-stellar or diffuse objects such as galaxies and nebulas or clusters where you can t resolve the individual stars. Stellar objects behave differently which could be the subject of another article.

Most of the diffuse objects are so small your eye can't detect them because they don t illuminate enough retinal cells in the eye. By making them bigger with a telescope or binoculars, you're allowing the image of the object to illuminate more retinal cells which makes the object visible. If you don't have a large enough telescope aperture the image of the object will never be as bright as the naked eye brightness. Here's how this works.

Let s start with some basic information on how your eye works. Refer to the following drawings. The light enters the eye through the cornea and passes through the pupil which is the opening of the iris. The iris is a variable aperture opening that controls how much light enters the eye. The light is then focused by the lens to form a sharp image on the retina at the back of the eye. The cornea also helps in the job of focusing the light and it is this part of the eye that refractive eye surgery modifies to eliminate or minimize the need to use glasses.

The drawings on the left shows the eye with a large pupil opening which represents the eye at night or in a dark setting. The drawing on the right shows a small pupil opening which is appropriate for a day time setting or when looking at a very bright object at night such as the moon through a telescope. In both of these situations, the diameter of the pupil (aperture) determines how much light enters the eye. The dark adapted eye can have an aperture as large as 7mm (5mm when you get older) and is usually about 2mm when outside on a bright day. The two drawings show how the pupil size controls the size of the light beam entering the eye.

The drawings also show that light entering from any given direction as parallel rays is focused to a point at the back of the eye on the retina. Thus, the entire aperture is used for each point on the object we re looking at. This is a critical idea so you can understand that the size of the beam of light entering the eye affects how bright the object appears. If you could force the size of the pupil to vary while looking at an object, you d be able to vary how bright it looks. Now let s see how this applies to using a telescope at night for dim deep-sky objects.

Imagine you're looking at the sky with your naked eye and your pupil opening is 7mm in diameter. Think of this as using a telescope with a magnification of 1X and an aperture of 7mm (0.276"). That s a very small telescope! Now, let's assume that the object we want to look at requires 100X of magnification to make its image large enough to see detail and we re using a scope with a 305mm (12") aperture. This aperture is referred to as the entrance pupil. A telescope with an eyepiece also has an exit pupil which is the optical size of the opening at the observer end of the eyepiece. The exit pupil size is calculated by dividing the aperture of the telescope (entrance pupil) by the magnification it's being used at. For this example, 305mm divided by 100 is equal to 3.05mm which is less than half of the eye s dark adapted pupil of 7mm. This is effectively the same as having the eye's pupil only opening to 3.05mm!

As previously seen in the drawings, the brightness of the image is affected by the size of the entering beam of light. The telescope s exit pupil does the same thing by limiting the size of the beam of light to the size of its exit pupil. In the last example, the size of the beam of light is 3.05mm which effectively stops the eye down to this size. The brightness is proportional to the cross-sectional area of the light beam, which varies as the square of the diameter. In other words, a light beam that is two times larger in diameter will be four times brighter. In the previous example, if the exit pupil could be increased to 7mm, the image of the object will be 7^2 / 3.05^2 = 49 / 9.3025 = 5.27 times (or 1.75 magnitudes) brighter.

We could use the equation that we used to calculate the exit pupil backwards to find the telescope aperture necessary to achieve a 7mm exit pupil with a magnification of 100X. To do this, multiply the exit pupil by the magnification to find the desired aperture. So, 7mm times 100 is equal to 700mm (27.6"). Wouldn t we all like to have such a large telescope!

Ok, so now we all own 27.6" telescopes, but what if we wanted to make the object bigger now by cranking up the magnification some more. Let's say we push the magnification up to 150X so we could see some more detail. Now the exit pupil is 700mm divided by 150 to give us an exit pupil of 4.67mm. So now our object is bigger, but it s a little dimmer, but still brighter than we had with the 12" scope. We could go through the same exercise as before and find that we now need a 1050mm (41.3") telescope. Of course we are now in a size range that most of us wouldn t even consider, so we ll just have to accept the slightly dimmer image of the object. The difference in this case is only 2.27 times or 0.9 magnitudes.

So far I ve only showed you how to size the scope for a given magnification to achieve the same brightness as the naked eye. What happens if we make the scope bigger than that to try to make it even brighter? Let s use the example of 100X magnification and use the 200" Hale telescope at the Palomar Observatory which has an aperture of 5080mm. The exit pupil is 5080 divided by 100 which is equal to 50.8mm. Now that s a large light beam and a lot of light! The only problem is that our eye has an aperture of 7mm and only that much of this 50.8mm light beam can get in. Our own pupil effectively stops this large telescope to 700mm, so the image is not any brighter than in the 27.6" telescope and no brighter than the naked eye view!!

Actually, the situation is worse than it seems. If the 200" Hale telescope were a refractor we d be done with our calculations, but it isn t. Reflecting telescopes usually have some sort of central obstruction we have to deal with. I don t know what the central obstruction of the Hale scope is, but let s use a small obstruction of 15% of the diameter of the scope which is 762mm or 30". The size of the obstruction in the exit pupil is calculated the same way as the size of the exit pupil itself. It will also have the same percent of obstruction in the exit pupil, so 15% of 50.8mm is 7.62mm. In this case, the obstruction is larger than our eye s pupil so no light will get through and we don t see anything. If we want to use the Hale scope to best advantage, we should use a magnification that produces a 7mm exit pupil. This magnification is found by dividing the telescope aperture by the exit pupil to give, 5080mm divided by 7mm, which equals 726X.

So why do we build such large telescopes? Well, they re not used for visual observing. The cameras and other instruments normally used have entrance pupils large enough so they don t limit the telescope and can take advantage of the large aperture. The instruments are designed for the scopes they re used on and the designers take the characteristics of the telescope in mind while in the design phase.

Even in amateur size telescopes, the size of the central obstruction in the exit pupil needs to be accounted for. If it gets large compared to the pupil of the eye, it will block the light from the central part of the eye and make observing difficult. Some of you have probably seen this when using low magnifications to observe the moon or when trying to use the scope in the day time. The bright object or lighting causes the eye to stop down so the central obstruction is a larger percentage of the eye s pupil.

The bottom line is that you just can t make an dim astronomical object appear any brighter than with the naked eye. You can make it easier to see by making it bigger and maximize how bright you can see it by using a telescope with the right size aperture.


Topics similar to or like Astronomical object

Study of astronomy using the techniques of spectroscopy to measure the spectrum of electromagnetic radiation, including visible light and radio, which radiates from stars and other celestial objects. A stellar spectrum can reveal many properties of stars, such as their chemical composition, temperature, density, mass, distance, luminosity, and relative motion using Doppler shift measurements. Wikipedia

Ephemeris gives the trajectory of naturally occurring astronomical objects as well as artificial satellites in the sky, i.e., the position (and possibly velocity) over time. And. Wikipedia

Photography of astronomical objects, celestial events, and areas of the night sky. Astronomical object was taken in 1840, but it was not until the late 19th century that advances in technology allowed for detailed stellar photography. Wikipedia

Any astronomical object that is not an individual star or Solar System object (such as Sun, Moon, planet, comet, etc.). Used for the most part by amateur astronomers to denote visually observed faint naked eye and telescopic objects such as star clusters, nebulae and galaxies. Wikipedia

Branch of astronomy that deals with the motions of objects in outer space. Historically, celestial mechanics applies principles of physics (classical mechanics) to astronomical objects, such as stars and planets, to produce ephemeris data. Wikipedia

Division of astronomy that is concerned with recording data about the observable universe, in contrast with theoretical astronomy, which is mainly concerned with calculating the measurable implications of physical models. Practice and study of observing celestial objects with the use of telescopes and other astronomical instruments. Wikipedia

Use of the analytical models of physics and chemistry to describe astronomical objects and astronomical phenomena. Ptolemy's Almagest, although a brilliant treatise on theoretical astronomy combined with a practical handbook for computation, nevertheless includes many compromises to reconcile discordant observations. Wikipedia

Astronomical object that is believed or speculated to exist or to have existed but whose existence has not been scientifically proven. Such objects have been hypothesized throughout recorded history. Wikipedia

Astronomical symbols are abstract pictorial symbols used to represent astronomical objects, theoretical constructs and observational events in European astronomy. The earliest forms of these symbols appear in Greek papyrus texts of late antiquity. Wikipedia

All of space and time and their contents, including planets, stars, galaxies, and all other forms of matter and energy. Prevailing cosmological description of the development of the universe. Wikipedia

Astronomical object in interstellar space that is not gravitationally bound to a star. Object that is on an interstellar trajectory but is temporarily passing close to a star, such as certain asteroids and comets . Wikipedia

There are probably a few thousand astronomical objects named after people. These include the names of a few thousand asteroids and hundreds of comets. Wikipedia

Planet, natural satellite, subsatellite or similar body in the Solar System whose existence is not known, but has been inferred from observational scientific evidence. Over the years a number of hypothetical planets have been proposed, and many have been disproved. Wikipedia

Space science that employs the methods and principles of physics in the study of astronomical objects and phenomena. Among the subjects studied are the Sun, other stars, galaxies, extrasolar planets, the interstellar medium and the cosmic microwave background. Wikipedia

Phenomenon when a celestial body passes directly between a larger body and the observer. As viewed from a particular vantage point, the transiting body appears to move across the face of the larger body, covering a small portion of it. Wikipedia

Hypothetical life which may occur outside Earth and which did not originate on Earth. Such life might range from simple prokaryotes (or comparable life forms) to intelligent beings and even sapient beings, possibly bringing forth civilizations which might be far more advanced than humanity. Wikipedia

Astronomical phenomenon of interest that involves one or more celestial objects. Some examples of celestial events are the cyclical phases of the Moon, solar and lunar eclipses, transits and occultations, planetary oppositions and conjunctions, meteor showers, and comet flybys, solstices and equinoxes. Wikipedia

In astronomy, the term compact star (or compact object) refers collectively to white dwarfs, neutron stars, and black holes. It would grow to include exotic stars if such hypothetical, dense bodies are confirmed to exist. Wikipedia

Graph of light intensity of a celestial object or region, as a function of time. Usually in a particular frequency interval or band. Wikipedia

Observational branch of astronomy which deals with the study of X-ray observation and detection from astronomical objects. Absorbed by the Earth's atmosphere, so instruments to detect X-rays must be taken to high altitude by balloons, sounding rockets, and satellites. Wikipedia

Astrophysical X-ray sources are astronomical objects with physical properties which result in the emission of X-rays. There are a number of types of astrophysical objects which emit X-rays, from galaxy clusters, through black holes in active galactic nuclei (AGN) to galactic objects such as supernova remnants, stars, and binary stars containing a white dwarf (cataclysmic variable stars and super soft X-ray sources), neutron star or black hole (X-ray binaries). Wikipedia


Pogledajte video: NOVI IZVEŠTAJ UZDRMAO PENTAGON! Satelitski snimci otkrili: Kina gradi NUKLEARNA RAKETNA POSTROJENJA! (Januar 2023).