Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Mgr Monika Chudy mgr inż. Łukasz Maślaniec ( Młodzieżowe Obserwatorium Astronomiczne w Niepołomicach.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Mgr Monika Chudy mgr inż. Łukasz Maślaniec ( Młodzieżowe Obserwatorium Astronomiczne w Niepołomicach."— Zapis prezentacji:

1 mgr Monika Chudy mgr inż. Łukasz Maślaniec ( Młodzieżowe Obserwatorium Astronomiczne w Niepołomicach

2 W pogodny dzień widzimy oślepiającą tarczę słoneczna o średnicy 0.5º. Średnia odległość Ziemia – Słońce równa jest km. Znając te dwie wielkości można obliczyć średnicę Słońca ( km). W XVII wieku zauważono, że Słońce obraca się wokół własnej osi w okresie około 28 dni, wirując w tym samym kierunku co Ziemia – z zachodu na wschód. Nie jest ono bryłą sztywną i jego części obracają się w różnym czasie w zależności od położenia względem równika słonecznego. Wolniej w okresie 31 dni – obracają się punkty w pobliżu biegunów, w pobliżu równika w okresie 27 dni.

3 Obserwacje Słońca wiążą się z niebezpieczeństwem trwałego uszkodzenia wzroku, należy się zatem właściwie zabezpieczyć przed jego światłem. Bezpieczne obserwacje tarczy słonecznej prowadzimy metodą projekcji ekranowej lub z zastosowaniem filtra słonecznego.

4 Kompletujemy potrzebny sprzęt: Web kamerka z matrycą CCD Pierścień redukcyjny do połączenia kamery z obiektywem Obiektyw fotograficzny bądź teleskop Statyw fotograficzny lub statyw z montażem paralaktycznym Komputer

5 + + Obiektyw fotograficzny Pierścień redukcyjny do połączenia kamery z obiektywem (w naszym przypadku gwint kamery na gwint M42) Kamerka internetowa

6 Teleobiektyw Pentacon f=500mm + web kamerka Philips ToUcam Pro 840k

7 Długość ogniskowej obiektywu dobieramy stosownie do planowanych obserwacji. Pamiętamy im ona jest dłuższa tym mniejszym polem widzenia dysponujemy. Ogniskowa [mm] Pole widzenia [°] ,5 W tabeli obok zamieszczono pole widzenia dla najpopularniejszych ogniskowych obiektywów fotograficznych. Pamiętajmy jednak ze podane wartości odnoszą się do klatki filmowej o wymiarach 36x24 mm, podczas gdy matryca CCD ma mniejsze rozmiary. W przypadku kamerki Philips ToUcam Pro 840k jest to 4,6 x 3,97mm. W naszym przypadku dla ogniskowej 500m uzyskaliśmy pole widzenia równe 0,5 stopnia a dla obiektywu 1000mm 16 minut.

8 Statyw fotograficzny z głowicą fotograficzną Statyw z montażem paralaktycznym

9 Ostrość – zazwyczaj przy obserwacjach nieba z wykorzystaniem obiektywów fotograficznych wystarczy ustawić nieskończoność Przysłona – reguluje ilość wpadającego światła, np. wartość przysłony równa 2 oznacza dla pokazanego na zdjęciach obiektywu maksymalnie otwartą przysłonę (do obiektywu wpada maksymalna ilość światła), wartość 16 określa maksymalnie przymkniętą przysłonę (do obiektywu wpada minimum światła) Przykładowe wartości przysłony:25,61,6

10 Do obserwacji Słońca NIEZBĘDNY jest filtr, który osłabi światło do bezpiecznego poziomu i nie spowoduje uszkodzenia sprzętu Alternatywą do drogich filtrów fotograficznych jest jego samodzielne wykonanie z folii Baader Planetarium

11 Filtr nie służy do wizualnych obserwacji Słońca!!! Nieprawidłowe wykonanie może spowodować uszkodzenie kamerki!!! Folia Baader Planetarium jest dostępna w sklepach ze sprzętem astronomicznym, fotograficznym. Sprzedawana jest rulonach bądź konfekcjonowana.

12 Do wykonania zużyjemy dowolny rozbieralny filtr optyczny pasujący do naszego obiektywu. Wykorzystamy z niego obręcze. Wykręcamy wewnętrzny pierścień i usuwamy z niego oryginalne szkło.

13 Z wcześniej zakupionej folii Baader wycinamy okrąg o średnicy umożliwiającej umieszczenie go w metalowej obsadzie. Pierścień wykonany z twardego kartonu ułatwi umieszczenie folii w oprawce. Tak przygotowany element umieszczamy w miejscu oryginalnego szkła, a następnie skręcamy pierścienie.

14 Statyw z montażem paralaktycznym i prowadzeniem, Teleobiektyw MTO-1000/10, Kamerka Philips 840k ToUcam II, Laptop

15 Program do przechwytywania strumienia wideo z kamery (omówienie na przykładzie programu K3CCDTools) Program do obróbki cyfrowej (omówienie na przykładzie programu RegiStax)

16 W nim notujemy: Datę obserwacji Czas obserwacji Miejsce obserwacji Obiekt obserwacji Osobę obserwującą Metodę obserwacji Dane sprzętu obserwacyjnego Uwagi

17 1.Wybieramy dogodne miejsce do obserwacji, tak aby nie ograniczały nam widoczności żadne budynki bądź drzewa. 2.Rozkładamy statyw, przykręcamy obiektyw, ale nie kierujemy go na Słońce. 3.Zakładamy filtr. 4.Przykręcamy kamerkę. 5.Podłączamy komputer, wpinamy stosowne kabelki. 6.Sprawdzamy wszystko, szczególnie poprawne zamontowanie filtru! 7.Uruchamiamy oprogramowanie do kamerki. 8.Kierujemy obiektyw na Słońce.

18 Program K3CCDTools Okno główne programu Okno podglądu obrazu z kamerki Przycisk włączania/wyłącznia podglądu obrazu z kamerki

19 Mam włączony podgląd ale wciąż nie mam obrazu….. Wybieramy sterownik odpowiedzialny za przechwytywanie obrazu W oknie Video Source… wybieramy urządzenie z którego będzie przechwytywany obraz. (W naszym przypadku Philips ToUcam Pro)

20 Dalej nic….. A może po prostu obraz jest zbyt ciemny? Na pasku narzędziowym znajduje się skrót umożliwiający otwarcie okna video source Wyłączamy tryb auto Czas naświetlania Wzmocnienie Manipulując czasem naświetlania oraz wzmocnieniem ustawiamy takie parametry aby uzyskać jak najlepszy obraz.

21 Zanim zaczniemy…… …warto zajrzeć do opcji. Ustawiamy katalog w którym zostaną zapisane przechwycone klatki Ustawiamy nazwy zapisywanych plików

22 Przechwytujemy obraz z kamerki Wybieramy liczbę klatek jaka ma być przechwycona w ciągu sekundy – wartość zalecana to 5 klatek na sekundę Rejestrujemy serię klatek do pliku avi (np. 300) Klawiszem ESC przerywamy proces. Oczywiście można też każdą klatkę zapisać osobno jako bitmapę, ale dużo praktyczniejsze jest przechowywanie ich w jednym pliku.

23 To jeszcze nie wszystko… Dodatkowo oprócz serii klatek zawierających obraz obserwowanego obiektu ( w naszym przypadku plam słonecznych) powinniśmy wykonać: Ciemną klatkę (dark frame) – wykonujemy ją z całkowicie zasłoniętym obiektywem w tych samych warunkach co prowadzone obserwacje. W czasie obróbki cyfrowej odejmiemy ją aby zminimalizować szumy związane prądem ciemnym oraz gorące piksele. Płaskie pole (Flat field) – wykonujemy je rejestrując obraz jednorodnie oświetlonego pola (np. niebo wieczorne), podczas obróbki dokonamy dzielenia przez nie, celem usunięcia szumu związanego z nierówną czułością pikseli. W obu przypadkach podobnie jak dla wcześniejszych obserwacji Dokonujemy rejestracji serii klatek (np. 100)

24 Obróbka materiałów uzyskanych w czasie obserwacji zostanie pokazana na przykładzie programu RegiStax

25 Tworzymy ciemną klatkę i płaskie pole Klikamy przycisk select Wybieramy plik zawierający ciemne klatki Z menu Flat/Dark wybieramy Create Darkframe

26 Kiedy program zakończy obliczenia zapisujemy ich wynik jak bitmapę W analogiczny sposób wykonujemy płaskie pole tylko w tym przypadku wybieramy z menu Create Flatfield

27 Obróbka materiału zarejestrowanego w czasie obserwacji Wczytujemy wcześniej przygotowaną ciemną klatkę i płaskie pole Zaznaczamy ich wykorzystanie podczas obliczeń Wczytujemy plik zawierający zdjęcia naszego obiektu obserwacji (w naszym przypadku jest to Słońce)

28 Posługując się suwakiem możemy przeglądać wszystkie klatki. Wybieramy najlepszą z nich Wybieramy wielkość obszaru na podstawie którego nastąpi wyrównanie klatek Wybieramy metodę wyrównywania klatek np. gradientową Na klatce zaznaczamy obiekt zawierający szczegóły (w naszym przypadku jest to plama słoneczna). Należy pamiętać aby zaznaczony obszar był na tyle duży aby wybrany obiekt nie znalazł się na żadnej klatce poza nim

29 Wciskamy przycisk Align a następnie Limit Wciskamy przycisk Optymalize&Stack Na początku można skorzystać z zalecanych przez program ustawień FFT. Jeśli jednak nie dają one oczekiwanych wyników zachęcam do próby manualnego ustawienia filtra FFT

30 Aby poprawić uzyskane zdjęcie możemy posłużyć się narzędziami powszechnie spotykanymi w programach graficznych. Suwaki poszczególnych warstw ustawiamy tak aby uzyskać jak najlepszy efekt Na koniec wciskamy Do All

31 Ostatnia zakładka Final na niej możemy dokonać ostatnich poprawek. Obróbkę kończymy zapisując wynik naszych działań przyciskiem Save image

32 Przejawem aktywności Słońca są plamy, protuberancje, rozbłyski chromosferyczne. Plamy znane były w starożytności, wspominano o nich w kronikach chińskich, informowali o nich angielscy marynarze i staroruscy kronikarze. Plamy to obserwowane w fotosferze słonecznej ciemne obszary o rozmiarach od kilkunastu do km i czasie życia od kilkunastu dni do kilku miesięcy. Środkowa część plamy zwana cieniem (umbra) i otoczona półcieniem (penumbra) jest to około 1500 o C chłodniejsza od otaczającej ją fotosfery (dlatego plamy wydają się ciemniejsze mimo wysokiej temperatury). Pola magnetyczne związane z plamami – pary plam zawsze wykazują przeciwne biegunowości. Grupy plam pojawiają się nagle. Początkowo najczęściej widoczne są dwie plamy, po upływie czasu w ich otoczeniu pojawiają się mniejsze – nowe. Po 2-3 tygodni następuje maksimum wzrostu całej grupy, od tej chwili liczba plam maleje. W pierwszej połowie XIX wieku zauważono że liczba palm okresowo się waha – zaobserwował to Samuel Heinrich Schwabe (1789 – 1875) i stwierdził, że nasilenie występowania plam jest co 11 lat. Rozwiązanie znalazł Rudolf Wolf (1816 – 1893).

33 Plamy słoneczne otoczone są tzw. pochodniami fotosferycznymi – pochodnie są jaśniejsze a plamy ciemniejsze od niezakłóconej fotosfery (tzn. to, że pochodnie mają wyższą temperaturę od obszarów przyległych) Pochodnie pojawiają się na kilka tygodni przed powstaniem plamy, czas ich życia przekracza nawet o kilka miesięcy żywotność plamy. Naukowcy przypuszczają że wiele elementów ziemskiego klimatu uzależnione jest od wahań parametru tzw. liczby Wolfa Czy to przez liczbę plam lub grup zmienia się aktywność słoneczna? Obie własności – grup i plam - złączył w jedno Rudolf Wolf (1816 – 1893) Na podstawie obserwacji plam słonecznych udokumentowanych od roku 1700 można mówić o 11 – letniej a ściślej o 11,3 – letnim cyklu aktywności słonecznej Ostatnie minimum – 1996 rok. Maksimum – 2001 rok – przeciągnęło się do 2002 roku.

34 Szwajcarski astronom Całe życie poświęcił badaniu cyklicznych zmian aktywności słonecznej i jej związków z ziemskim magnetyzmem Naukowcy przypuszczają, że wiele elementów ziemskiego klimatu uzależnione jest od wahań parametru tzw. liczby Wolfa

35 Jest miarą aktywności Słońca i obliczamy ją w następujący sposób: W = (10g + p)k gdzie: g - to liczba grup plam p - liczba plam k - jest współczynnikiem pozwalającym na porównanie wyników uzyskanych przez różnych obserwatorów Grupy plam pojawiają się nagle Początkowo najczęściej widoczne są dwie plamy, po upływie czasu w ich otoczeniu pojawiają się mniejsze – nowe. Po 2-3 tygodni następuje maksimum wzrostu całej grupy, od tej chwili liczba plam maleje. W pierwszej połowie XIX wieku zauważono że liczba palm okresowo się waha – zaobserwował to Samuel Heinrich Schwabe (1789 – 1875) i stwierdził, że nasilenie występowania plam jest co 11 lat. Rozwiązanie znalazł Rudolf Wolf (1816 – 1893)

36 Liczba grup g = 1 Liczba plam p = 37 g=1 p=37

37 Liczba grup g = 7 Liczba plam p = 7 Liczba Wolfa W = 77 g=1 p=1 g=2 p=2 g=2 p=2 g=2 p=2

38 Za pomocą tego prostego zestawu można wykonać ciekawe obserwacje Słońca, począwszy od prostych fotografii i filmów, po bardziej zaawansowane np. animacje życia plamy słonecznej. Samodzielne przeprowadzenie tego typu obserwacji przez młodzież ma duże walory poznawcze i dydaktyczne. Zachęcamy wszystkich do własnych eksperymentów Samodzielne przeprowadzenie tego typu obserwacji przez młodzież ma duże walory poznawcze i dydaktyczne. Zachęcamy wszystkich do własnych eksperymentów. Na koniec kilka zdjęć jakich udało nam się wykonać w czasie naszych obserwacji.

39

40 f = 1000mm

41 f = 500 mm

42

43

44

45


Pobierz ppt "Mgr Monika Chudy mgr inż. Łukasz Maślaniec ( Młodzieżowe Obserwatorium Astronomiczne w Niepołomicach."

Podobne prezentacje


Reklamy Google