Оптимальный размер дип скай в окуляре

[Rainer]

Прошу прощения, если тема подымалась (скорее всего да).
При каком соотношении размера изображения галактики или шарового скопления к размеру поля зрения окуляра они видны наиболее ярко, четко, детально?
Если использовать большое увеличение, то яркость объекта как бы "размазывается" по полю зрения и он виден хуже. Если увеличение наоборот маленькое, то детали будут сливаться, их не удастся различить визуально.
Какой все таки размер изображения оптимальный? По опыту или из теории.

[Denisko]

http://www.astrocalc.ru/
Там на знаки вопроса понажимайте, это как в теории. На практике может отличаться в зависимости от условий

[n_dimion]

При каком соотношении размера изображения галактики или шарового скопления к размеру поля зрения окуляра они видны наиболее ярко, четко, детально?

Мне кажется, что тут дело не в соотношении размера объекта к полю зрения, а в эффективном увеличении для каждого конкретного дипская.
Для объектов типа Плеяды лучше использовать минимальные увеличения, для просмотра Кольца в Лире дополнительные краты (Х) не помешают.

[sey]

При каком соотношении размера изображения галактики или шарового скопления к размеру поля зрения окуляра они видны наиболее ярко, четко, детально?

Размер поля зрения и часть его, занимаемая объектом, не имеют отношения к видимой яркости объекта. Только к художественной части наблюдений. К "яркости" имеет отношение только размер выходного зрачка. Найдите тему Ernest по оптимальному выбору окуляров и все станет понятно.

[olenellus]

Возможно, будет полезной следующая диаграмма, построенная пользователем форума Cloudy Nights Гленном Ледрю:


Пояснения к диаграмме можно найти в первоначальном сообщении (на английском).

Вкратце, диаграмма нарисована в осях (поверхностная яркость объекта) - (комбинированная поверхностная яркость неба и объекта), всё в звёздных величинах на квадратную секунду. На диаграмму нанесены изолинии поверхностной яркости неба (тёмно-синий) для учёта светового загрязнения. Фиолетовым выделена линия, соответствующая поверхностной яркости идеального неба для невооружённого глаза (т. е. при увеличениях, меньших равнозрачкового). При поднятии увеличения выше равнозрачкового, точка, соответствующая рассматриваемому объекту, съезжает вниз и влево строго по прямой с наклоном 1 (контраст между объектом и небом сохраняется). Две такие прямые выделены голубым (поверхностная яркость объекта равна поверхностной яркости неба) и розовым (поверхностная яркость объекта отличается на три величины на квадратную секунду от таковой неба — такой контраст можно считать предельным для восприятия). Самые, пожалуй, главные линии — это серия чёрных линий, обозначающих предельный размер детектирования объекта/структуры при данных световых/контрастных условиях.

Задачей поднятия увеличения является вынос объекта/детали объекта за предел детектирования. Заметьте, для слишком тусклых объектов это может быть невозможно: чёрные линии на левом фланге падают вниз стремительным домкратом. Но в этой области уже лежит физиологический предел детектирования хоть какого-то свечения. Апертура телескопа даёт фору, укрупняя объект на равнозрачковом увеличении, после которого начинается сползание вниз и влево. Засветка неба двигает изображающую точку строго вверх при движении вверх по шкале Бортля. Для дифузных и планетарных туманностей и для остатков сверхновых узкополосные фильтры спускают точку строго вниз.

Что касается шаровых скоплений, то данная диаграмма работает и для них до тех пор, пока они не разрешены на звёзды.

[crimchik]

Интересная шкала, но трудно понять ... Вы могли бы на ней объяснить какой-нибудь практический пример? взять например серую зону засветки , цветную туманность Ориона и трубу 1201 - как их найти в этих координатах и рассчитать оптимальное увеличение ?

[olenellus]

М42 не очень удачный объект для примера. Туманность яркая и большая. Её видно даже невооружённым взглядом. Давайте лучше рассмотрим галактику М51. Телескоп возьмём тот, что Вы предложили. D = 120 мм, F = 1000 мм. Посмотрим, можно ли надеяться увидеть галактику и её рукава в четырёх зонах засветки: серая с 21,5 m/"2, зелёная с 21 m/"2, оранжевая с 20 m/"2, и хорошая красная с 19 m/"2.

Размер М51 составляет примерно 11'x7' (эту величину будем использовать для расчёта поверхностной яркости), а диаметр самой спирали без компаньона составляет 7' (эту величину будем использовать для расчёта видимости), толщина рукава примерно 1,4'. Интегральная яркость из справочника 8,4m. По формуле на картинке (внимание! логарифм по основанию 10) получается поверхностная яркость 21,7 m/"2. Для рукава примем ту же поверхностную яркость.

Примем размер адаптированного к темноте зрачка в 6 мм. Рассмотрим пять разных увеличений: 20x (равнозрачковое, D/6), 40x (выходной зрачок 3 мм, D/3), 60x (выходной зрачок 2 мм, D/2), 84x (выходной зрачок 1,4 мм, 0.7D), и 120x (выходной зрачок 1 мм, 1D). 40x даёт (по приведённым формулам) сдвиг влево на 1,5 m/"2, 60x — на 2,4 m/"2, 84x — на 3,1 m/"2, 120x — на 3,9 m/"2.

Проведём на рисунке несколько дополнительных линий для удобства. Вертикальные зелёные лини соответствуют увеличениям, справа-налево: 20x, 40x, 60x, 84x, 120x. Их положение определяется поверхностной яркостью объекта и смещением влево из-за отличия увеличения от равнозрачкового. Наклонные зелёные линии соответствуют засветке, снизу-вверх: серой, зелёной, оранжевой, красной. Наклон у этих линий единичный, а их смещение по высоте получено по пересечению вертикальной линии, соответствующей равнозрачковому увеличению, с кривой, соответствующей необходимой яркости неба.

Для каждой вертикальной линии и наклонной линии путём интерполяции считываем на их пересечении предельный размер детектирования (внимания, шкала размеров примерно логарифмическая). Для каждого увеличения рассчитываем угловые размеры галактики и рукавов. В итоге получаем следующую табличку с примерным прогнозом видимости:

Увеличение	Предел	Размер М51	Видимость М51	Размер рукавов	Видимость рукавов	Зона засветки
20x	0,4°	1,6°	+	28'	±	серая
	0,5°		+		-	зелёная
	0,75°		+		-	оранжевая
	1,7°		-		-	красная
40x	0,71°	3,2°	+	56'	±	серая
	0,9°		+		±	зелёная
	1,5°		+		-	оранжевая
	4,8°		-		-	красная
60x	1,1°	4,8°	+	1,4°	+	серая
	1,4°		+		±	зелёная
	2,3°		+		-	оранжевая
	7,5°		-		-	красная
84x	1,6°	9,8°	+	2°	±	серая
	2°		+		±	зелёная
	4°		+		-	оранжевая
	10°		-		-	красная
120x	3,1°	14°	+	2,8°	-	серая
	4°		+		-	зелёная
	7°		+		-	оранжевая
	18°		-		-	красная

На примере рукавов видно, как при поднятии увеличения и при хорошем небе структура, сначала только угадываемая, становится уверенно различимой, а потом опять пропадает из-за сильного затенения увеличением. При сильной засветке о рукавах можно даже не мечтать. На самом деле, если не видно Млечного пути, то рукава других галактик, имеющих примерно ту же яркость, можно не ловить.

Справедливости ради стоит отметить, что я наблюдал М51 в условиях хорошей красной зоны в 110 мм телескоп, но видно было только ядро, имеющее существенно большую поверхностную яркость.

[olenellus]

Хотелось бы сделать небольшое методическое дополнение к тому, как считывать предельный размер. Дело в том, что пересечение вертикальной линии, соответствующей рассматриваемому увеличению, и наклонной линии, соответствующей рассматриваемой засветке, почти всегда лежит между чёрными линиями, соответствующими дискретным предельным размерам 0,5°, 1°, 2°, 6°. В таком случае приходится делать интерполяцию. Собственно и хотелось бы написать, как эту интерполяцию грубо провести.

Если посмотреть на положение чёрных кривых, то можно заметить, что расстояние между ними примерно одинаковое, тогда как значения на них отличаются в разы (в 2 или, на большем конце, в 3 раза). Отсюда можно сделать вывод, что значение предельного размера зависит примерно логарифмически от линейного расстояния между кривыми. Поэтому можно предложить следующую процедуру интерполяции, которую я и использовал для составления таблицы, приведённой выше. Если точка, для которой надо определить предельный размер, находится между кривыми 0,5° и 1°, или между кривыми 1° и 2°, то необходимо оценить долю расстояния, которую отмеряет точка на кратчайшем отрезке, соединяющим две эти кривые и проходящем через рассматриваемую точку, если считать от кривой с меньшим значением. Пусть это будет доля x от всего отрезка (скажем 2/3 от всего расстояния между кривой 1° и 2°). Тогда значение предельного размера в данной точке можно принять равным значению на кривой с меньшим значением, умноженному на 2 в степени x (в нашем примере это будет (1*2^(2/3))° или примерно 1,6°). Если точка оказалась между кривыми 2° и 6°, то значением будет 2 умноженное на 3 в степени x, так как 6 это 2 умноженное на 3. Если точка оказалась (не очень далеко) за кривой 0,5° в сторону уменьшение размера, то её значение можно приближённо взять 0,5 делённое на 2 в степени x, где x — это доля, которую расстояние точки от кривой 0,5° составляет от расстояние между кривыми 1° и 0,5° на продолжении того же перпендикуляра. Этот же приём можно использовать для точек за кривой 6° в сторону увеличения. Только здесь значением будет 6 умноженное на 3 в степени x, где x оценивается аналогично, используя кривые 6° и 2°.

Лучше всего, конечно, было бы связаться с Геленном и попросить у него параметризацию чёрных кривых. Она у него в каком-то виде должна быть. Ведь как-то он их нарисовал. Имея эти данные, можно было бы написать программу или скрипт, отвечающий на поставленный в теме вопрос в автоматическом режиме.

[slava03]

Правильнее было бы брать результаты наблюдений ЛА и сравнивать их с этой диаграммой. Что-то я сомневаюсь в уверенной идентификации рукавов в М51 в 120мм в зеленой зоне, хоть за свои 33 года астронаблюдений отсмотрел уже около 4500 различных дипов.

[slava03]

Если же пытаться установить необходимое увеличение для четкого различия спиральных ветвей в 30-50 наиболее ярких галактиках, то оценки темноты неба, поверхностной яркости объекта и применяемого увеличения будет недостаточно. Следует учитывать:
1. Форму, интенсивность , протяженность рукава
2. Угол под которым видна сама галактика.
Примеры. В М31 суммарная яркость рукава гораздо больше,он намного крупнее, чем в М51, но разделяется хуже.
У 253 в Скульпторе несмотря на ее высокий блеск и поверхностную яркость рукавов и в 300мм раздельно увидеть проблематично, чем в М33, хотя размеры, яркость и блеск сопоставимы.
Надеюсь, Вы поняли мою мысль.

[olenellus]

Кстати, такая тема уже была на этом форуме, и в ней приводили другую методику расчёта. Вот она
https://astronomy.ru/forum/index.php/topic,27534