Sterrekunde

Die helderheid van die oppervlak van diep lugvoorwerpe en spesifikasies vir die teleskoop

Die helderheid van die oppervlak van diep lugvoorwerpe en spesifikasies vir die teleskoop


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.

Ek is nuut in amateursterrekunde en het onlangs my eerste klein teleskoop gekry. Ek het net 'n bietjie geleer oor die helderheid van die oppervlak na 'n onsuksesvolle nag om 'n paar newels op te spoor wat buite my vermoë strek, maar ek wonder of dit so sny-en-droog is as wat ek tot dusver verstaan ​​het.

Die rede waarom ek dit vra, is dat as ek die helderheid van die Great Orion Nebula op Stellarium opkyk, dit op 13.07 verskyn, 'n bietjie verder as die beperkte sterre omvang van my omvang op 11.7. Ek is egter redelik vol vertroue dat ek die Orion-newel met my omvang by 'n ander geleentheid kon sien. Dit is 'n groot genoeg voorwerp dat ek redelik seker is dat ek dit waargeneem het, en dat die funksies korrek (maar vaag en kleurloos) gelyk het in vergelyking met foto's met baie detail.

Is daar dus ander dinge wat ek in gedagte moet hou wanneer ek bepaal of ek 'n voorwerp met my omvang sal kan sien? Ek wil in die toekoms meer frustrerende nagte vermy deur nie onmoontlike teikens te kies nie. Ek erken ook dat ek as amateur iets heeltemal anders as die Orionnevel gesien het.


Alhoewel u geen inligting oor u teleskoop gegee het nie, is die Orion-newel maklik om te sien met byna enige teleskoop, selfs onder stedelike ligbesoedelde lug.

Die helderheid van die oppervlak is byna altyd groter (maw swakker) as die grootte - so byvoorbeeld is die totale grootte van die Orion-newel ongeveer 4 (uit die geheue uit), maar u sê die helderheid van die oppervlak van 13. Die rede is dat die oppervlakte van die Orion-newel redelik groot is groot, ten minste as dit in boogsekondes in kwadraat gemeet word, en die oog / brein het die vermoë om die lig te integreer.

Dit werk na beide maniere: daar is voorwerpe, byvoorbeeld M33 en M101, wat volgens my ervaring die grootte het wat u sou laat dink dat dit maklike teikens vir klein teleskope is, maar omdat die helderheid oor 'n groot gebied versprei is, is dit moeilik om te sien vanaf 'n tipiese stedelike of voorstedelike plek. Die belangrike maatstaf in hierdie gevalle is om die helderheid van die oppervlak met dié van die agtergrondhemel te vergelyk.

Dit is nogal 'n ingewikkelde onderwerp, en Roger Clark se boek "Visual Astronomy of the Deep Sky" bevat nuttige besprekings hieroor en nog baie meer.


Helderheid oppervlak

Die helderheid van die oppervlak word tipies uitgedruk as ster-groottes per vierkante boog-minuut of boogsekonde. Tipiese sterrestelsels wat deur sterrekundiges gesien word, het 'n gemiddelde helderheid van die oppervlak van 13,5 en die helderste DSO's is binne die 12,5-reeks.

Stel jou voor dat jy na 'n sterretjie van 13,5 in jou omvang kyk en dit fokus, totdat dit 1 vierkante boogminuut beslaan, en dit gee jou 'n idee van hoe helder jou gemiddelde sterrestelsel lyk.

Hier is 'n interessante artikel oor die helderheid van die oppervlak. Ek weet nie hoe ervare u as kyker is nie, maar ek vind die artikel illustratief om die moeiliker Messier-voorwerpe te vergelyk. As u agterkom dat M101 'n oppervlakhelderheid van 14.1 het, en die M33 13.9 is, besef u waarom dit moeiliker teikens is as die Ringnevel op 9. Ter vergelyking is die visuele groottes vir M101, M33 en M57 7,7, 5.7, en 9.0. Die helderheidswaardes van die oppervlak is baie nuttiger om te skat hoe helder of dof die voorwerpe in u omvang sal voorkom.

# 3 BillFerris

Kan iemand my die definisie van "Helderheid" of "Oppervlakkheid" gee as dit na 'n newel verwys word? Ek het probeer om dit op te soek, maar vind dit nie. Dit word dikwels gegee as geen grootte gegee word nie. Wat is die praktiese gebruik om te skat hoe maklik dit is om die voorwerp te sien?

Die helderheid van die oppervlak is die helderheid van 'n voorwerp per oppervlakte-eenheid. Dit is effens analoog aan die digtheid. Die waterdigtheid is 1 gram per kubieke sentimeter. Enigiets met 'n digtheid van minder as 1 gram / cm ^ 3 sal dryf. Dus selfs baie massiewe voorwerpe - skepe, ysberge, Saturnus, ensovoorts - sweef omdat hulle 'n lae digtheid het.

In die sterrekunde is die analogie dat selfs 'n voorwerp met 'n hoë geïntegreerde grootte (totale helderheid) moeilik kan wees om waar te neem as die helderheid van die oppervlak laag genoeg is. 'N Klassieke voorbeeld is die spiraalvormige sterrestelsel M33 in Triangulum. Dit het 'n geïntegreerde grootte van 5,7. As u in ag neem dat sommige waarnemers sterre 6 keer flouer kan sien vanaf 'n donker hemelruim, kan u dink dat M33 redelik maklik is om te sien. Die grootte van 5,7 is egter versprei oor 'n gebied van ongeveer 70 arcmintues met 42 boogminute groot. Dit gee aan M33 'n helderheid van die oppervlak van 23 groottes per vierkante boogsekonde (14,1 magnees / arcminute^ 2). Dit is redelik flou soos voorwerpe uit die hemelruim so gaan, terwyl M33 met die blote oog vanaf 'n baie donker plek gesien kan word, kan dit baie uitdagend wees onder matige ligbesoedeling.

Die helderheid van die oppervlak tesame met die totale helderheid of die geïntegreerde grootte kan die sigbaarheid van 'n voorwerp voorspel. Die beste manier om vas te stel of u iets met u omvang sal kan sien, is natuurlik om te kyk. Maar as u ervaring opdoen en die aantal voorwerpe vergroot wat u waargeneem het - of wat u nie waargeneem het nie - sal u 'n beter idee kry van die rol wat die helderheid van die oppervlak speel in die sigbaarheid van diephemelvoorwerpe.

# 4 b_erdmann

Die helderheid van die oppervlak is waarskynlik 'n baie meer akkurate (realistiese) beoordeling van wat u in die okularis sal sien in teenstelling met die visuele omvang. 'N Goeie voorbeeld is M33 (NGC 598). Dit word in die sterrestelselkatalogusse gelys met 'n visuele mag van 5,5, wat u kan sê dat as u u teleskoop daarop wys dat dit u oogappel moet uitslaan. Maar as u dit doen, sien u dit miskien glad nie so goed nie. Hoekom? Omdat die oppervlak helderheid 14,0 is. . wat baie nader is aan wat jy eintlik by die okularis ervaar.

Helderheidsyfers vir die newel is nog skaarser as vir sterrestelsels, maar ek sal dit beslis gebruik om meer te beoordeel wat ek by die okularis sou ervaar as wat enige ander parameter daarvoor is.

# 5 Starman1

# 6 BillFerris

Ek het vroeër gedink die helderheid van die oppervlak alleen was 'n akkurate aanduiding van die sigbaarheid van die voorwerpe. Toe ek egter 'n soort oppervlakkige helderheid in Excel gedoen het van bykans 600 sterrestelsels wat ek waargeneem en geskets het, het die resultate my gedwing om die situasie te heroorweeg.

Onder die sterrestelsels met 'n baie hoë helderheid van die oppervlak (21 magnees / boogsek. ^ 2 of groter), is sommige pronkvoorwerpe: M81, M77, ens. Maar baie is uitdagende voorwerpe: MAC-sterrestelsels en ander met PGC- en MCG-benaming. Dit is klein sterrestelsels met lae geïntegreerde groottes wat slegs sigbaar is omdat hulle 'n buitengewone helderheid van die oppervlak het. Dit is ook baie uitdagende voorwerpe, waarvan sommige waarskynlik net deur 'n handjievol mense waargeneem is.

Aan die ander kant van die spektrum is baie lae oppervlakhelderheid (23 magnees / boogsek. ^ 2 of laer) sterrestelsels bekende en voorgestelde waarnemings: Leo I, M101, NGC 6822, ens. Dit is groot voorwerpe wat is redelik triviale waarnemings onder 'n donker lug, alhoewel hulle 'n lae helderheid van die oppervlak het.

Alhoewel die helderheid van die oppervlak van kritieke belang is vir die sigbaarheid van 'n voorwerp, beskou ek dit nie as 'n betroubare diagnose van sigbaarheid nie. Beide die helderheid van die oppervlak en die geïntegreerde grootte moet in ag geneem word.


Vraag: lug oppervlak helderheid + Blackwell / Clark - & # 62 Messier & # 39 s sigbaarheid?

Tien jaar gelede het ek begin om 'n baie basiese Excel-loglêer te skep om my waarnemings op te teken.

Intussen het ek gefassineer geraak deur die konsep wat Roger Clark in die "Visual Astronomy of the Deep Sky" beskryf het.

Hierdie week het ek teruggekeer na my ou Messier se Excel-lêer en tot nou toe probeer om dit wat ek dink geleer het toe te pas!
Aangeheg, kan u 'n kopie van die Excel-lêer vind (om veiligheidsredes bevat die lêer geen makro's nie!).

Deur die lugagtergrond se helderheid, omvangdiafragma en versterking (geel gemerk) en die eienskappe van die voorwerpe te gebruik, word dit bereken:
* Hoeveel die voorwerp helderder in die lug lyk (kolom K)
* Sigbaarheid gebaseer op Blackwell / Clark se drumpelkontras (kolom L)
* Detailvlak: deel die voorwerp se skynbare grootte deur die oplossing se krag (soos die aantal pixels) (kolom M)

Op grond van bogenoemde hoop ek om te voorspel hoe maklik 'n voorwerp waargeneem kan word.

Ek werk nog steeds aan die lêer, maar lewer gerus kommentaar of voorstelle om dit te verbeter.

Aangeheg lêers

# 2 Starman1

U poging is interessant, maar gedoem tot mislukking:

Kyk na hierdie berig en die draad wat volg:

# 3 Feidb

Ek dink dit is interessant vanuit 'n analitiese oogpunt.

Ek gaan net uit en kyk. As ek dit sien, doen ek dit, as ek dit nie doen nie, o wee, baie geluk volgende keer.

# 4 Tony Flanders

U poging is interessant, maar gedoem tot mislukking

Dit is beslis tot mislukking gedoem, maar u kan nog steeds baie leer in die poging. Die prettige deel kom as u die wiskundige afgeleide voorspellings met die werklike ervaring vergelyk, en dan begin dink aan watter faktore verantwoordelik is vir die afwykings.

Dit is duidelik dat die grootste enkele fout is dat 'n voorwerp nie tot drie getalle kan verminder word nie: hoofas, kleinas en grootte. Dit kan net waar wees as alle voorwerpe perfekte ellipses met eenvormige helderheid was. In watter geval is waarneem 'n redelik vaal onderneming!

# 5 AlexL

U poging is interessant, maar gedoem tot mislukking:

Kyk na hierdie berig en die draad wat volg:

https: //www.cloudyni. x-vir-sterrestelsels /

Dit is baie volledig, maar ek moet dit weer lees.

Dit is beslis tot mislukking gedoem, maar u kan nog steeds baie leer in die poging. Die prettige deel kom as u die wiskundige afgeleide voorspellings met die werklike ervaring vergelyk, en dan begin dink aan watter faktore verantwoordelik is vir die afwykings.

Dit is duidelik dat die grootste enkele fout is dat 'n voorwerp nie tot drie getalle kan verminder word nie: hoofas, kleinas en grootte. Dit kan net waar wees as alle voorwerpe perfekte ellips van eenvormige helderheid was. Waarneming sal in daardie geval 'n taamlike vaal onderneming wees!

Ek stem saam, dit is nie perfek nie, maar dit is 'n beginpunt wat met tyd (en waarnemings) verbeter kan word. Voorbeeld: in plaas daarvan om die (gemiddelde) helderheid van die oppervlak te bereken, kan ek dit probeer beskryf as 'n normale verspreidingsfunksie (wat die meeste gevalle moet bedek - dit wil sê 'n helder middelpunt en dowwer naby die rande).

# 6 Starman1

Formules om die totale geïntegreerde grootte (TIM) om te skakel na die helderheid van die oppervlak (SB)

helderheid van die oppervlak in vierkante.arc-sec = TIM + 2.5log (2827.4 x maksimum 'x min'), waar maksimum en min groottes in boogminute is.
oppervlak helderheid in vierkante.arc-min = TIM + 2.5log (.7854 x maksimum 'x min'), waar maksimum en min groottes in boog-minute is.

TIM is die grootte wat u gewoonlik vir 'n voorwerp in die volledige lys aangehaal.

# 7 AlexL

Korrek, SM = TIM + 2.5-logboek (area)
Maar hoe kry u die eenvoudige formule?

Na my mening is een manier om te dink hoe om (eksperimenteel) die TIM te kry in terme van vloed (elektrone of fotone per sekonde) wat by 'n detektor aangekom het. Dus, die totale absolute geïntegreerde intensiteit is gelyk aan die gemete vloei (d.w.s. vloed per eenheidseenheid) maal die meetarea:

ft = 2 π ∫ (fs r) dr (met die veronderstelling dat 'n sirkelvormige voorwerp vereenvoudig wiskunde, π = PI)
ft = 2 π fs0 ∫ r dr (met die veronderstelling dat die vloei fs0 is onafhanklik van die afstand r)
ft = π fs0 r 2 (integreer tussen nul en r = radius van die voorwerp)
ft = fs0 A (waar A = π r 2, omdat ons 'n sirkelvormige voorwerp aangeneem het)

Nou kan 'n mens die vloed deur 'n verwysingsvloei verdeel en logaritmes toepas (let op dat dit nie die vergelyking verander nie):

Deur 'n meer konvensionele benaming te gebruik, kry u:
SB = TIM + 2.5 log (A)

Vir die bostaande voorbeeld, en om wiskunde te vereenvoudig, is aanvaar dat dit sirkelvormige voorwerpe met 'n konstante SB-verdeling is. Maar op die regte wêreld is dit nie waar nie. Dus, vir 'n beter pasvorm, moet u definieer hoe SB wissel met die radius op die voorwerp (en ook afhangend van die tipe voorwerp). Op dieselfde manier kan die gebied tussen r geïntegreer word1 en r2 vir 'n ringnevel (in plaas van tussen nul en r2).

Waarom is dit myns insiens belangrik?

Op die Excel-werkblad word die konsep van drempelkontras van Blackwell / Clark gebruik. As SB wissel met die radius, bestaan ​​daar 'n afsnydadius en dit word gedefinieer deur die punt waarop (daardie deel van) die voorwerp nie meer deur die menslike oog waargeneem kan word nie (d.w.s. SBr is kleiner as 'n drumpel). Met ander woorde, 'n voorwerp wat as 100 boog-min gekatalogiseer word, kan verminder word tot 'n waargenome visuele grootte van minder as die helfte. en dit het 'n groot impak op die sigbaarheid van die voorwerp!

PS: Ek is entoesiasties en nie 'n kenner van die veld nie.

# 8 Starman1

Eerstens is die meeste voorwerpe in die diep lug nie rond nie. Daarom neem my formule ovaliteit in ag.

Natuurlik is die meeste DSO's ook nie ovaal nie, maar ons moet dit vergoed.

Tweedens, die meeste DSO's het 'n helderheidsgradiënt, dit wil sê dat hulle helderder in die middel is as die rande.

Die helderheidsgradiënt word nie in ag geneem wanneer TIM na SB omgeskakel word nie.

Derdens word die grootte van DSO's volgens die meeste professionele tekste ietwat willekeurig gekies as die grootte 25 per vierkante meter. isofoot, wat redelik is vir

sommige amateurs in sommige omstandighede. Dit maak die voorwerp waarskynlik groter op papier as wat die meeste waarnemers sien, en kleiner as wat ander dit sien. En baie kleiner as wat fotograwe kan sien.

Dit is dus op sy beste 'n kompromie.

Die RC3 van Vaucouleurs het 'n interessante veld in die lys vir 'n paar duisend van die helderste sterrestelsels in sy lys. Dit is m'_e, wat die gemiddelde helderheid van die oppervlak van die helderste helfte van elke sterrestelsel is,

bereken deur die grootte van die isofoot halfweg vanaf die mag.25 isofoot tot die helderste piekgrootte te bepaal en 'n grootte vir die sterrestelsel op daardie isofoot af te lei.

die gemiddelde helderheid van die oppervlak van die helderder gedeelte te bereken. Aangesien dit waarskynlik ooreenstem met die gedeelte van die sterrestelsel wat deur die meeste toevallige waarnemers gesien word, lei dit tot 'n SB naby die

waarnemer. Ek het in my vorige skakel beskryf waarom dit nie as 'n indeks werk om die sigbaarheid van 'n sterrestelsel te bepaal nie. Dit is nietemin 'n interessante berekening, veral as u dit in 'n TIM-syfer bereken.

Dit bereken wel voorwerpe met 'n lae helderheidsgradiënte om 'n laer SB te hê as dié met 'n hoër helderheidsgradiënte, en dit is naby aan wat ons sien.

# 9 Redbetter

'N Probleem met die sigblad is om NELM as 'n proxy vir die helderheid van die lugoppervlak te gebruik. NELM is nie eens 'n breë kant van 'n skuur nie, om die helderheid van die lug te skat, omdat dit so afhanklik is van die waarnemer se gesigskerpte, pupilverwidering, ervaringsvlak, 'n verkyker, ens. Boonop word NELM gewoonlik slegs gerapporteer in

0,5 inkremente. of erger nog. Ten slotte is die werklike korrelasie van NELM tot die helderheid van die lug gewoonlik nie 1: 1 in donker lug nie, en dit is meer soos 0,5 of 0,6 mag verander vir 1 MPSAS-inkrement.

Die Clark-data vir DSO's is van 'n mengsel van kwaliteit. Baie van die helderheidsvoorwerpe met 'n lae oppervlak is redelik ver. 'N Mens kan 'n gevoel kry van hoe ver deur deur die gepubliseerde groottegegewens te sif en na opname-beelde te kyk om die afmetings van die visueel waarneembare sterrestelsel-omvang te skat. As ek 'n goeie visuele skatting van die helderheid van 'n sterrestelsel wil hê, bereken ek dit self. Profiel-effekte is reeds bespreek.

Ek raak nie vasgevang om te probeer nie eksplisiet bereken wat DSO's kan waargeneem word in helder lugtoestande, wat blykbaar meer van u belangstelling is. In plaas daarvan gebruik ek beramings van die helderheid van die oppervlak om 'n eenvoudige berekening te maak met die hoop op iets wat nie slegter is as 3MPSAS dowwer as die lug nie - tensy daar 'n sentrale helderheid van die oppervlak is wat aansienlik groter is. Vir die sigbaarheid op donker plekke vergelyk ek hoofsaaklik met die lae helderheid van die oppervlak wat ek gewoonlik in die lug êrens naby 21,5 MPSAS kan opspoor. 'N Helderheid van 3 MPSAS-dowwer oppervlaktes is gewoonlik sigbaar, hoewel uitdagend, selfs 3,5 of groter vir sommige voorwerpe, alhoewel dit groter moet wees namate die helderheid van die oppervlak afneem (delta is groter.)

Die ander benadering wat ek volg, is om net na die Wikisky-beelde te kyk om te skat wat visueel opspoorbaar kan wees en wat ongesiens sal bly. Daar word mettertyd 'n geykte oog hiervoor gekry, maar dit hang af van die kwaliteit van die opname-beelde in elke gebied wat aansienlik verskil.


Helderheid van die oppervlak van diep lugvoorwerpe en spesifikasies vir die teleskoop - Sterrekunde

Inligting op hierdie bladsy is onder outeursreg R. N. Clark, alle regte voorbehou.

Hierdie bladsy is gewy aan die waarneming van amateur-sterrekunde en besprekings van hoe die oog in baie ligte situasies funksioneer. Die inligting is gebaseer op my boek en navorsing wat ek sedert die publikasie van die boek gedoen het:

Clark, R.N., Visual Astronomy of the Deep Sky, Cambridge University Press and Sky Publishing, (boek van 355 bladsye), 1990. Kopiereg Roger N. Clark en Sky Publishing. Hierdie boek word hierna "Visual Astronomy" genoem.

Inligting kan vrylik gebruik en gedruk word vir persoonlike nie-winsgewende gebruik deur amateur-sterrekundiges om hul visuele waarneming na te streef.

Optimum vergrote visuele hoek

In die boek 'Visual Astronomy' het ek 'n konsep afgelei genaamd die Optimum Magnified Visual Angle (OMVA). Dit is die hoek waarna 'n waarnemer wat deur 'n teleskoop kyk die vaagste en laagste kontrasvoorwerpe kan opspoor. Met behulp van data uit 'n Tweede Wêreldoorlogstudie om soldate snags beter te sien, het ek die data geïnterpreteer vanuit die perspektief om deur 'n teleskoop te kyk. 'N Bekende konsep in die waarneming van amateursterrekunde is om die vergroting van 'n teleskoop te vergroot om' die kontras van die voorwerp wat gekyk word, te verhoog. Alhoewel die effek werklik is, is die verklaring verkeerd. As 'n mens die vergroting verander, verander alle voorwerpe van grootte (bv. Voorwerp en lugagtergrond), sodat die kontras konstant bly. Maar die sensitiwiteit van die oog vir kontras verander namate die grootte van die voorwerp verander, met voorwerpe met 'n laer kontras om makliker op te spoor wanneer dit groter lyk, wat beteken dat dit hoër is.

Namate 'n mens 'n voorwerp in 'n teleskoop vergroot, lyk die voorwerp groter, maar die helderheid van die oppervlak (byvoorbeeld die skynbare grootte per vierkante boogsekonde) neem af. As die voorwerp te veel vergroot word, kan die helderheid van die oppervlak te flou wees om te sien. Alhoewel sommige vergrotings kan help om te kyk, is dit te seer. Daar blyk dus 'n optimale voordeel te wees. Ek het die optimale kurwe in 'Visual Astronomy' afgelei en hier bespreek ek die konsep en verwarring wat ontstaan ​​het sedert die publikasie van die boek.

Visuele astronomiese waarnemings hang nie net af van die opsporing van flou lig nie, maar ook van kontrasdiskriminasie. Albei vermoëns is betrokke by die sien van dinge soos spiraalarms van sterrestelsels en donker skeure in newels, en om bloot enige voorwerp teen die lugagtergrond waar te neem. Kontrasdeteksiedrempels, as 'n funksie van die helderheid van die agtergrondoppervlak vir verskeie voorwerpdiameters, word in Figuur 2.5 uit "Visual Astronomy" geteken. Hierdie diagram toon dat minder kontras nodig is om 'n groter voorwerp te sien vir 'n gegewe agtergrond (byvoorbeeld die naghemel).


Figuur 2.5 uit Visuele Sterrekunde. Die minimum kontras wat nodig is om 'n voorwerp met 'n gegewe hoekgrootte op te spoor, getoon as 'n funksie van die helderheid van die agtergrondoppervlak, do. Hoe groter 'n voorwerp vir die oog verskyn, hoe makliker is dit om op te spoor. Vir klein, helder voorwerpe op 'n helder agtergrond is 'n kontras van minder as 0,01 genoeg om op te spoor. Maar teen die baie dowwe agtergrond van die hemelruim wat in 'n teleskoop gesien word (flouer as 25 groottes per vierkante boogsekonde), moet 'n groot voorwerp 'n kontras hê van byna 1.0 en 'n klein voorwerp van meer as 100. Afgelei van die gegewens in Tabel VIII van Blackwell (1946).

Die data in Figuur 2.5 is gebruik om die minimum waarneembare kontras teenoor die hoekgrootte by konstante waardes van die agtergrondluminansie te teken om Figuur 2.6 te maak. Hier merk ons ​​op dat die voorwerp met klein hoekgrootte die kleinste waarneembare kontras is, maar dat die oppervlak konstant is. Namate 'n voorwerp groter word, is hierdie produk nie meer konstant nie. Die hoek waarteen die verandering plaasvind, word die kritieke visuele hoek genoem. 'N Voorwerp kleiner as hierdie hoek is 'n puntbron wat die oog betref. ('N Punt kan beskou word as die hoekgrootte kleiner as waarop geen detail gesien kan word nie.)


Figuur 2.6 uit Visuele Sterrekunde. Die kleinste kontras wat nodig is om voorwerpe van verskillende groottes op verskillende agtergronde op te spoor. Hierdie diagram is die belangrikste in die boek, daarom is dit die moeite werd om die tyd te neem om die kompleksiteit daarvan uit te vind. Dit is dieselfde data as in Figuur 2.5, behalwe dat kontrasdeteksievermoë teen hoekgrootte vir verskillende helderheidsagtergrondoppervlaktes (grootte per vierkante boogsekonde) geteken word.

Wanneer 'n voorwerp in 'n teleskoop vergroot word, verander die kontras tussen voorwerp en agtergrond nie, aangesien albei gelyk vergroot word. Die voorwerp word egter groter soos deur die oog gesien. Om horisontaal oor die grafiek te beweeg, stem dus ooreen met die vergroting.

Aangesien ons aan die linkerkant met 'n lae vergroting begin, is die kontoere van die helderheid van die agtergrondoppervlak diagonale reguitlyne. Op 'n punt wat die kritieke visuele hoek genoem word, begin die lyne krom. Voorwerpe kleiner as hierdie waarde verskyn as puntbronne (die kleinste detail wat onderskei kan word). As u regs van die kritieke visuele hoeklyn beweeg, neem die vaagste helderheid van die oppervlak vinniger af as die helderheid van die agtergrond. Dus kan flouer voorwerpe - of detail binne voorwerpe - gesien word as die vergroting vergroot word.

Dit geld net totdat die "optimale vergrote visuele hoek" bereik is. Daarna verminder die vergroting die detectiedrempel vinniger as die helderheid van die oppervlak. 'N Dowwe voorwerp is die sigbaarste as dit tot hierdie hoek vergroot word. Afgelei van die gegewens in Tabel VIII van Blackwell (1946).

Hierdie kritieke hoek word in Figuur 2.7a getoon vir verskillende agtergrondbeligtings. Figuur 2.7a toon aan dat die grootte van 'n "puntbron" groter word vir objekte wat net waarneembaar is, namate die agtergrond flouer word. Met ander woorde, die resolusie van die oog of die vermoë om detail te sien, is baie growwer in die donker.


Figuur 2.7a uit Visuele Sterrekunde. Die oploskrag van die oog hang af van die helderheid van die oppervlak, anders as die van die kamera. Die kritieke visuele hoek is die hoek waaronder geen detail gesien kan word nie en voorwerpe as puntbronne verskyn.

Optimum vergrote visuele hoek

'N Voorwerp met 'n lae kontras word makliker opgespoor as dit groter is. Vir 'n uitgebreide voorwerp soos 'n sterrestelsel wat in 'n teleskoop gesien word, verander vergroting nie die kontras met die agtergrond nie, omdat die helderheid van die lug sowel as die voorwerp se oppervlak gelyk word. Sommige visuele waarnemers het gesê dat die kontras van 'n dowwe voorwerp met die lugagtergrond groter word, maar dit is duidelik verkeerd. Die kontras lyk bloot groter as gevolg van die verhoogde opsporing van die oog. Clark (1990) het 'n naam geskep vir die maksimum vergroting wat die opsporing sal help: die "optimale vergrote visuele hoek" (OMVA). Hierdie hoek word in Figuur 2.6 en ook Figuur 2.7b getoon.


Figuur 2.7b uit Visuele Sterrekunde. Die "optimale vergrote visuele hoek" van 'n voorwerp hang af van die helderheid van die oppervlak. Hierdie hoek is die grootte waarvoor 'n dowwe voorwerp, of detail binne 'n voorwerp, vergroot moet word om die moontlikheid van opsporing te maksimeer.

As 'n voorwerp op die drempel van die opsporing is en kleiner is as die optimale hoek, sal die vergroting dit makliker sien. As die voorwerp buite die optimale hoek vergroot word, neem die helderheid van die oppervlak vinniger af as die drempel van die kontrasdeteksie van die oog, en word die voorwerp moeiliker om op te spoor. Onthou dat selfs vir 'n voorwerp wat bo die opsporingsdrempel is, hoër vergroting besonderhede binne die voorwerp kan uitbring wat kleiner is as die optimale hoek teen 'n laer vergroting.

Daar was redelik baie verwarring, bespreking en kritiek oor hierdie konsep. Hier is 'n paar skakels:

In 'n lang openbare en private e-posreeks onder bogenoemde skrywers, het ons probeer om mekaar se punte te verstaan ​​en te probeer uitvind wat korrek is (dit was nie eenvoudig nie). Hierdie besprekings is beëindig sonder om die kwessies volledig te besleg. Ons het egter 'n paar dinge geleer.

  • 1) Sommige het OMVA afgelei van die helderheidsopsporinglyne van die oppervlak. Dit beteken egter dat u die kontras verander as u met konstante helderheid van die oppervlak beweeg.
  • 2) Ander het kontras konstant gehou soos dit plaasvind wanneer die vergroting in 'n teleskoop verander word.

In die vroeë 1980's het ek die oorspronklike OMVA met die hand gemaak, voordat ek die moderne rekenaargereedskap gehad het, maar met behulp van metode 2 hierbo. Nils Olof Carlin en ek het oor die algemeen metode 2 gebruik, en die Mel Bartels-bladsy hierbo gebruik metode 1. In ons lang besprekings en op die bladsye hierbo, het die ander outeurs nog nie 'n nuwe OMVA-kurwe gekry nie.

Sommige van die meningsverskille is gefokus op my gesegde dat die OMVA teen 'n helling van -1 op die kurwes van konstante helderheid van die oppervlak in Figuur 2.6 voorkom. Afleidings deur ander in ons besprekings het met 'n helling van -2 uitgekom. Maar ek dink mense is besig om verskillende probleme op te los (byvoorbeeld die metode 1 hierbo). Metodes wat kontras verander terwyl die vergroting in 'n teleskoop verander word, is myns insiens verkeerd, omdat die kontras van uitgebreide voorwerpe nie verander as u die vergroting in 'n teleskoop verander nie. Ek glo hierdie feit is die oorsaak van baie verwarring.

As u 'n voorwerp in 'n teleskoop vergroot, beweeg u horisontaal oor die diagram 2.6. Die voorwerp word groter eweredig aan die vergroting, m, maar die helderheid van die oppervlak verminder in verhouding tot 1 / m 2. Dit is dus die horisontale spasiëring van die helderheidskurwes van die oppervlak in Figuur 2.6 wat bepaal waar die optimum geleë is. As die helling steiler is as -1 op die figuur, kan toenemende vergroting opgemerk word. Namate die helling van die helderheidskurwes van die oppervlak horisontaler word, strek die spasie (in konstante kontras of horisontaal) en verloor u die opsporingsvermoë as gevolg van die verlies aan helderheid van die oppervlak vinniger as wat u verkry deur die skynbare grootte te verhoog. Hierdie handelspunt kom teen 'n helling van -1 voor. Dit is die beste. Oor hierdie punt stem ten minste sommige van die ander (hierbo) waarskynlik nog nie saam nie. Miskien kan ons na die lees van hierdie bladsy gesamentlik die data, insluitend die nuwe gegewens wat ek hieronder aanbied, deurgaan en 'n beter oplossing kry.

Ongeag waar die korrekte optimum is, die onderstaande gegewens toon aan dat die optimum 'n vlak funksie is, en as u die advies in die laaste paragraaf volg, sal u alle besonderhede deeglik waarneem om die akademiese meningsverskil sinloos te wees oefen.

Een ding wat uit ons besprekings gekom het, is die Optimum Detection Magnifications in Appendix F of Visual Astronomy (waarin ek metode 1 gebruik het op 'n manier wat ek eers in hierdie besprekings besef het) is verkeerd. Moet dit nie gebruik nie! Die program wat ek geskryf het, verander in teenstelling en is dus foutief.

Die "Minimum Optimum Detection Magnification" (MDM) in Aanhangsel E is egter na my beste wete steeds korrek.

Wat beteken dit alles?

Wat min mense besef, is dat die gegewens wat in Figuur 2.5 en 2.6 aangebied word, projeksies is van 'n driedimensionele oppervlak op tweedimensionele grafieke. Die 3D-oppervlak word hieronder in Figuur A getoon.


Figuur A. Die "Blackwell Surface" vir drempelopsporing. Die opsporing van 'n flou voorwerp deur 'n visuele waarnemer hang af van drie dinge: 1) die helderheid van die voorwerp, 2) die hoekgrootte van die voorwerp en 3) die kontras met die agtergrond. 'N Voorwerp is waarneembaar as dit op die oppervlak of bokant hom plot.

Figuur 2.5 is die projeksie van figuur A na die boonste linkervlak. Figuur 2.6 is die projeksie van die data na die regter boonste vlak. Die derde projeksie is die vloer en word hieronder in Figuur B getoon.


Figuur B. Die drempelkontras as 'n funksie van die skynbare hoekgrootte en die helderheid van die oppervlak. Die kurwes op die plot is konstant kontras. Die rooi diagonale lyne stel die vergrotingstendens in 'n teleskoop voor. Die optimale vergrote visuele hoek (OMVA) vind raak aan 'n kontraskurwe. Die wit lyn toon my nuwe afleiding van die OMVA, wat die eerste keer op die Riverside Telescope Makers Convention (RTMC) in Mei 2001 aangebied is. Die idee vir hierdie afleiding is die eerste keer aan my voorgelê deur _______ van Engeland in 19__ (ek is op soek na hierdie brief).

Die OMVA in Figuur B toon 'n tweede manier om na die Blackwell-data te kyk en die OMVA af te lei. Soos 'n mens kan sien uit die raakpunte, en as die gegewens 'n paar keer herinterpoleer word, kan mens wonder hoe akkuraat die afleiding van en OMVA is. Kom ons kyk na 'n ander manier om na te gaan wat die OMVA is.

Die minimum opening wat nodig is om M57 as 'n ring op te spoor

'N Eenvoudige metode om die OMVA na te gaan, is werklike waarnemings van eenvoudige diep lugvoorwerpe. 'N Uitstekende voorwerp is M57. Wat is die minimum opening nodig om die ringaard van die voorwerp op te spoor as 'n funksie van vergroting? Vir hierdie toets het ek dit in een nag gedoen toe die voorwerp bokant was en diafragma-maskers gebruik het, en die variasies in lugtoestande was dus minimaal en die teleskoop-oordrag was konstant. Die resultate word in figuur C en D getoon.


Figuur C. Die minimum opening wat nodig is om die ringaard van M57 by verskillende vergrotings op te spoor. Die kurwe toon die "skaars" tot "maklike" openinge as onderskeidelik die onderste en boonste kurwe. Die gemiddelde van die skaars en maklike word as die swaar lyn getoon. Die afbeelding is 'n M57-tekening met my 12,5-duim-teleskoop en baie vergrotings.

Die sentrale gat is ongeveer 3/4 boogminuut breed. Die minimum diafragma vind plaas by 'n vergroting van ongeveer 130x (+/- 30), wat beteken dat die optimale deursnee ongeveer 100 boogminute plaasvind soos u dit sien. Die helderheid van die agtergrondoppervlak is ongeveer 25,5 groottes / vierkante boogsekonde (insluitend 0,4 mag / vk. Boogsek. Vir transmissieverlies in die teleskoop).


Figuur D. Die gemiddelde helderheid van die oppervlak van M57 as 'n funksie van vergroting wanneer dit net waarneembaar is aan elke opening in Figuur C.

Let op hoe vlak die minimum is in die M57-opsporing eksperiment in Figuur C. Die OMVA is nie 'n presiese waarde nie.

Laat ons nou die OMVA bepaal met die helderder oppervlaktes. Klik op die onderstaande figuur om 'n toetskaart te sien van kolle met lae kontras van verskillende groottes.

As u hierdie grafiek met 300 dpi afdruk en dit 30 sentimeter van u oog af hou, verskyn die kolle van 27 pixels in deursnee ongeveer 10,3 boogminute. As u die grafiek in lae kamerlig sien, kom u aan die regterkant van Figuur 2.7b. Vir die lae kontrasvlekke, hoe groot moet dit wees om gesien te word (net bokant die drumpel)? Ek het verskillende beligtingstoestande probeer en gevind dat 'n reeks van ongeveer 6 tot 13 boogminute nodig is om die lae kontrasvlekke op te spoor (byvoorbeeld die 2 DN helderder as die agtergrond). Ek het die eksperiment gedoen voordat ek die spotgroottes bereken het, sodat ek nie geweet het wat die resultaat sou wees nie.

Deur die M57-punt, die lae kontrasvlek-eksperiment, saam met OMVA uit Figuur 2.6 en Figuur B te sien, sien ons die resultaat in Figuur E hieronder.


Figuur E. OMVA uit Figuur 2.6 en Figuur B en die afgeleide punt uit die M57-eksperiment.

Die nuwe OMVA-kurwe (Optimum Vergrote Visuele Hoek) (Figuur E, rooi lyn) is baie ingewikkelder as die oorspronklike OMVA-kurwe (Figuur E, swart lyn). Albei dui egter op 'n algemene opwaartse neiging van toenemende skynbare hoekgrootte met afnemende helderheid van die oppervlak. Wat is korrek? It appears that the original OMVA agrees with observational data so far, but more precise data are needed to be sure. I do not think the OMVA data are good enough with the interpolations that have been done (starting with Blackwell, 1946). It is clear that the OMVA has a broad minimum. It is also clear that the OMVA for very faint objects is on the order of 0.5 to 1.5 degrees (it may be more than about 100 arc-minutes at the faint end).

Thus, the observing strategy to detect deep-sky objects, or detail within objects, is to magnify those objects, or detail within the objects. so they appear about 100 arc-minutes in size. For example, if you are trying to detect a dark nebula in a galaxy arm, magnify that dark nebula so that it appears about a degree across or more.

To see all the detail in an object, use many powers, from very low to very high, examining the entire object with each magnification. Because the OMVA appears to be a shallow minimum, one need not be precisely on the optimum. Within a factor of 2 or a little less in magnification is fine. A magnification sequence of: 35x, 50x, 80x, 120x, 180x, 270x, 400x . (a sequence increasing magnification by a factor of about 1.5) is great.


Sky brightness

Sky brightness refers to the visual perception of the sky and how it reflects and radiates light. The fact that the sky is not completely dark at night can be easily observed. If light sources were removed from the sky (such as the Moon and light pollution from cities) it would appear absolutely dark.

Sky Brightness
The single most important factor in observing deep-sky objects is light pollution. Its worst effect is on dim, extended objects of just the sort we're considering.

UBVRI night sky brightness during sunspot maximum at ESO-Paranal p. 1183
F. Patat
DOI:.

Monitoring Network is a project that aims to set up a global network to measure the night sky brightness with dedicated monitoring stations. The project welcomes users who already own the device, Sky Quality Meter - LE, to join the network.

depends on your location, and will be higher near light polluted areas like cities. Since you want the sky on your photos to be as dark as possible, limit your f-number when doing long exposures.
Point the camera in the optimum direction. See "Where to look?" section.

If, on the other hand, you're looking to take a five-minute or ten-minute exposure, you might want to close your aperture down just a little bit as you're taking that full-sky image, so that light pollution, moonlight, um, all of these different factors don't cause the

to look so bright that it suddenly .

Thirdly, atmospheric turbulence ("seeing") limits the ability of a telescope to show detail, and

limits its ability to show faint objects. Poor seeing usually hits large telescopes harder than small ones. When seeing is poor, there may be no reason to take out and set up a big telescope.

Based on our observations, the absolute minimum to detect the gegenschein is a

of 21.0 mag/arcsecond2 in the zenith. But this applies only if you are already quite familiar with the gegenschein and know exactly what and where to look for.

If we measure brightness in candle power/meter squared (cd/(cd/m2) the Earth's daylight

is about 8000 (cd/m2. For example, Jupiter has a surface brightness of around 600 (cd/m2 for light areas.

The star's southerly position has allowed northern observers to use its visibility as a test of the night-

near the horizon. Scorpius is filled with bright blue-white stars of class B. As a yellow-white class F (F1) bright giant, Girtab is again an exception.

before sunrise. There are three definitions of twilight: Civil Twilight, Nautical Twilight, and Astronomical Twilight. Twilight lasts longer in higher latitudes.
U .

caused by ions and electrons recombining in the Earth's upper atmosphere.
Aurora, Ionosphere .

The team targets how the human eye, without the aid of any telescopic device, can see stars given

Die twee onderstaande spektra is beide van die Eta Carinae H II-streek. The top one is the original spectra whilst the lower spectrum has been adjusted for

and the effects of absorption in our atmosphere removed. Hierdie spektrum is verkry met IRIS2, 'n infrarooi spektrograaf op die Anglo-Australiese teleskoop.

The issue as to the ultimate source of the dust is still open to debate, but satellite observations of the

and in-situ measurements of the dust particles are advancing our understanding of the relative contributions from comets, asteroids and the interstellar medium.

give 14 nW/m2/sr for the total intensity longer than 125 microns. These values are 1-2% of the Cosmic Microwave Background (CMB) radiation (the 2.725 K blackbody). In the S10 notation often used for


Focal Ratio vs. Aperture: What Makes an Object Look Brighter Through a Telescope?

By: Alan MacRobert July 19, 2006 1

Kry sulke artikels na u posbus gestuur

How can you make a star or deep-sky object, such as galaxies or nebulae, look brighter?

The total brightness of a star or other object is determined by the telescope’s aperture, also called light grasp. The focal ratio (also called f/number, that is, the focal length divided by the aperture) has nothing to do with it.

The f/number does affect a telescope’s magnification (with a given eyepiece), and the magnification determines the surface brightness of the view: the amount of light per square arcminute as presented to your eye. But that’s different. In fact, no telescope can ever increase surface brightness beyond your naked-eye view.

Confused? Here’s how it works. A telescope can’t funnel more light into your eye unless it also magnifies the view — that’s the way optics function. You collect more light and you see the object bigger. But with the light spread out in a magnified view, the surface brightness is diluted back down to what it was before magnification, or even less. If surface brightness was all you cared about, you’d skip the telescope!

If two telescopes have the same aperture and magnification but different f/numbers, their views will be essentially identical.


Observing Secrets of Deep-Sky Objects Revealed

By: Alan MacRobert July 15, 2006 0

Kry sulke artikels na u posbus gestuur

Okay, you're pretty sure you've finally got your telescope aimed at the object of your desire. The crosshairs of your finderscope are on its exact location, according to the star charts you're using. Now what deep-sky objects do you hope to see?

[caption wid Persistence pays. Using a 7-inch reflector, Tony Flanders conquered the Messier catalog from this Cambridge, Massachusetts, park. Despite the floodlit shopping mall just behind him, Flanders was able to see more than one hundred star clusters, nebulae, and galaxies by exploiting good deep-sky observing techniques. Credits: S&T / Craig Michael Utter.[/caption] Probably a lot less than you were expecting — but more than the disappointing first impression leads you to believe. If your target is a bright star, it will be obvious and beautiful but contain no detail. Seen in a telescope, a star is a tiny blaze of brilliant light that looks pretty much as it does to the naked eye, only brighter. Much more interesting — but generally more difficult — are deep-sky objects: nebulae, star clusters, and galaxies. Hundreds of these ghostly glows and subtle spatterings are within reach of a modest telescope. Let's say you've targeted Messier 87 (M87), an enormous elliptical galaxy in the springtime evening sky 55 million light-years away. At the eyepiece you'll see a small, shapeless, very dim gray smudge floating among a few pinpoint stars. While finding it should bring a thrill of accomplishment, many novices are let down by the sight. "Is that all there is . aan galaxies? It's nothing like the pictures in the books!" You've just come up against the fact that the human eye does not work well in the dark. It cannot perform anywhere near as well as a camera does at very low light levels. We are daytime animals who evolved under a blazing sun our eyes are not built for observing the distant night universe. Your eye's view of a galaxy will never match the spectacular photos in books and magazines. But here lies the challenge. Many deep-sky objects do show a surprising wealth of detail when studied long and well — even with the eyes that nature stuck you with for other purposes. A telescope serves a different function on deep-sky objects than it does on the Moon, planets, or scenes on Earth. In those cases, its main purpose is to magnify distant detail. With deep-sky objects, on the other hand, a telescope's main function is to collect a lot of light for your less-than-sensitive eye. The main obstacle to seeing deep-sky objects is not that they're too small to see without optical aid. It's that they're too dim. Accordingly, deep-sky observing involves its own techniques. All are aimed at helping the eye to see in near-total darkness. Here are some pointers every observer should know.

You kan observe M42, the Orion Nebula, through severe light pollution (left), but far more of it will be visible in a dark, moonless sky (right). M42 is the glowing patch near the bottom of these photos, which include Orion's Belt (near the top of each frame) and Sword.

That being said, even if you live in a badly light-polluted area you can take pleasure in what kan be seen through the skyglow. New York City observer Jenny Worsnopp has examined nearly the entire Messier catalog from her Manhattan rooftop. Cambridge, Massachusetts, amateur Tony Flanders did the same from a city park. Just remember not to blame yourself or your telescope for what may seem like mediocre results. Rather, make a note to bring your telescope along on country getaways.

The higher in the sky you look, the darker the sky will be. Plan your deep-sky observing projects accordingly. Also, light pollution tends to improve a bit after 11 or midnight as some outdoor lights get turned off.

Keep an eye on the daytime sky. The deeper and cleaner the blue is in the afternoon, the cleaner and darker the air will be at night.

Moonlight, of course, is nature's own light pollution. When moonlight is in the sky, plan on sticking to bright targets.

The Whirlpool Galaxy (M51) in Canes Venatici, as sketched by skilled observer Roger N. Clark using an 8-inch Cassegrain telescope under a perfect, pitch-black sky, and as imaged by a CCD-equipped 0.9-meter (36-inch) telescope on Arizona's Kitt Peak. The Whirlpool was the first 'spiral nebula' to be perceived as such by eye.

Drawing: Roger Clark / photo: NOAO

The Crab Nebula (M1) in Taurus, as photographed by the Kitt Peak 4-meter reflector (left) and sketched as seen through an 8-inch Cassegrain telescope under a superb dark sky (right).

Photo NOAO / drawing: Roger N. Clark

A modern, high-quality zoom eyepiece, like this 8-mm to 24-mm model from Orion Telescopes & Binoculars, can help you pan in and out to find the optimal magnification for viewing a particular star cluster, galaxy, or nebula.

Left: We're accustomed to beautiful color images of the Orion Nebula (M42). But most deep-sky objects manifest themselves in shades of gray at the eyepiece (right).

Persistence pays. Using a premium 101-mm (4-inch) telescope, Stephen James O'Meara has seen hundreds of deep-sky objects from the Big Island of Hawaii (left). His sketch of the North America Nebula, NGC 7000, (right) reflects good technique as well as a pristine site.


Interstellarum Deep Sky Altas

The interstellarum Deep Sky Altas has been appreciated for its contribution to modern celestial cartography and its ability to help amateur astronomers understand their night skies as it pertains specifically to their observing conditions and equipment.

The Atlas focuses on offering bright objects that are bold, and faint objects light. You can see at one glance which object will be within reach with your telescope, and which will not. The delineation is not based simply on object brightness – it’s the actual visual perceptibility that is shown. This quantity is influenced by the object’s total brightness, surface brightness, telescope size, and limiting magnitude. The deep sky object database for the atlas was prepared with Eye & Telescope, a powerful software capable of this calculation.

The same team that created the Atlas now presents the interstellarum Deep Sky Guide field edition and desk edition.

The interstellarum Deep Sky Altas takes an intuitive visual approach. For each spread of the Atlas, the Guide focuses on carefully selected objects, either as colored composite POSS plates or through the authors’ own eyepiece sketches. They allow users to estimate the visibility of features in the telescope while planning observations. Stars and other objects in the vicinity are highlighted, so they also serve as finder charts at night. An index map on each spread allows users to quickly find each object’s location in the Atlas.

The interstellarum Deep Sky Atlas takes all the hassle out of preparing for observing sessions – there’s no need to print star charts or photos. Simply grab your Atlas and your Guide, and go observe!

The contents of both issues offer:

– 2362 deep-sky objects shown, with catalog number, object type, constellation, and nickname

– Short descriptions provided, along with observational hints, e.g. filter and magnification recommendations

– 1729 color finder charts, using red and blue channels of Palomar Observatory Sky Survey II plates, on a white background

– For the POSS plates, objects’ red features are visible in white light, but become invisible under red light conditions, as perceived through the eyepiece

– 821 detailed pencil drawings presented in black-on-white which provide the best approximation of what may be seen visually

– Page numbers are identical to the charts in the interstellarum Deep Sky Atlas for easy and quick navigation

– Can also be used to complement other atlases and online resources

The authors of the Atlas are:

Ronald Stoyan, Oculum-Verlag GmbH

Ronald Stoyan is Senior Editor of Abenteuer Astronomie magazine, and the proprietor of the independent German publisher Oculum-Verlag, which specializes in amateur astronomy books. He has authored or co-authored twelve books on practical astronomy, including Atlas of the Messier Objects (Cambridge, 2008), The Cambridge Photographic Star Atlas (Cambridge, 2017), and the Atlas of Great Comets (Cambridge, 2015).

Uwe Glahn has been an active deep sky observer for more than 25 years. With homemade telescopes of different sizes, he documents his results through classic sketches, which are published regularly in national and international magazines and books. His website records all of his results.

And to make it easier for you to get the most extensive telescope and amateur astronomy related news, articles and reviews that are only available in the magazine pages of Astronomy Technology Today, we are offering a 1 year subscription for only $6! Or, for an even better deal, we are offering 2 years for only $9. Click here to get these deals which only will be available for a very limited time. You can also check out a free sample issue here.


Useful Filters For Viewing Deep-Sky Objects

One of the biggest breakthroughs in the past 40 years for deep-sky enthusiasts has been the introduction of effective multi-layer interference filters for certain classes of deep-sky objects. With filters, objects which might ordinarily be difficult to impossible to see in most amateur telescopes even under dark sky conditions come within range of the experienced observer. Even those bright and easy “showpiece” nebulae often gain significant detail and contrast with proper filtration. Some filters even allow urban or suburban observers to view certain objects under less than pristinely dark skies by reducing the background glow of the night sky. Since they were introduced in the late 1970’s, these filters have become a vital part of the amateur’s “observing arsenal”.

There are a number of popular misconceptions concerning what these filters can or cannot do, so here, we present the major ones and provide the truth about them:

While many amateurs consider the term “skyglow” to mean man-made light pollution, there are actually several components that go into it (including some that are present even well away from man-made lighting).

There are a number of different filters available on the market today for improving the views of various Deep-Sky objects, with most coming in one of three classes: 1. Broad-Band “light pollution” filters, 2. Narrow-Band “Nebula” filters, and 3: Line filters.

BROAD-BAND “LIGHT-POLLUTION” FILTERS

The broad-band “Light-pollution Reduction (LPR) filters are designed to improve the visibility of a variety of Deep-Sky objects by blocking out the common Mercury vapor, Sodium, and some other emission lines from man-made or natural sources which contribute to light pollution, while letting through a broad range of other more useful wavelengths. Since the eye is mainly a “contrast detector”, this selective screening out of some of the background skyglow increases the contrast and helps Deep-sky objects stand out more noticeably. While these broad-band filters do not eliminate the effects of light pollution or make the objects brighter, in many cases, these filters can improve the visibility of some deep-sky objects to at least some degree. The greatest improvement in the overall view is often found with emission nebulae, but broadband filters can also give a slight contrast boost to some reflection nebulae and a few of the larger more diffuse galaxies under mild skyglow or dark-sky conditions. In addition, larger versions of these broadband filters which fit over camera lenses can be somewhat useful for photography of wide star fields when some skyglow is present.

Some available broad-band filters are the Lumicon Deep-Sky, the Astronomik CLS, the Celestron LPR, the Thousand Oaks Broadband LP-1, and the Orion SkyGlow. The broadband filters can offer a modest boost in contrast and visibility of the fainter outer detail in emission nebulae over non-filtered views for objects like the Orion Nebula (M42), the Lagoon Nebula (M8), the Merope Nebula, the Trifid (M20), and a number of others. However, the improvement is not as noticeable on star clusters or galaxies. I have found that using the filter on larger and more diffuse galaxies like M33, M81, M101, NGC 253 and NGC 2403 in my 10 inch when weak skyglow is present will help boost the visibility of the detail, but the effect is fairly mild. On star clusters, there is even less of an effect, since some of their emission falls in the portions of the spectrum blocked by these filters. In that case it may be better to use slightly higher power on some of the smaller objects to dilute the light pollution effect a bit. Since some light is blocked by the filters, there can be times when a few objects may even

look fainter from a dark sky site when using a broad-band filter than without one. Severe levels of light pollution may also be too much for the broad-band filters to handle effectively, so you still want to find as dark an observing site as you can and use averted vision. The broadband filter has an additional bonus, as it does work fairly well as a blue filter for observing Jupiter and for bringing out the white clouds and polar caps of Mars. In summary, the broad band “light pollution” filter can be somewhat useful in compensating for some light pollution, but may not be the most impressive filter intended for deep-sky use.

NARROW-BAND “NEBULA” FILTERS

Narrow-band “Nebula” filters, as the name implies, are mainly designed for viewing many emission nebulae. These filters allow only the bright pair of nebular emission lines of Oxygen III (4959 angstroms and 5007 angstroms wavelength), the Hydrogen Beta emission line (4861 angstroms), and wavelengths between H-beta and the OIII lines to get through. Narrow-band filters darken the background skyglow significantly without hurting the nebula, and are often of considerable help when observing in mild to moderate light pollution. The filter’s improvement of the view of emission nebulae is usually superior to that of the broadband filters, as many faint nebular objects become much easier to see (without the filter, some may not be visible at all!). Even the more prominent nebulae which are visible without filters gain considerable detail and contrast with the narrow band units. Maar, these narrower filters require the use proper dark adaptation and averted vision for decent results. In addition, low to moderate powers (3.6x per inch to 9.9x per inch of aperture) can often be somewhat more effective for filter use, especially for the larger and more diffuse emission nebulae, although considerably higher magnifications can be used successfully once the observer has gained more observational experience. These filters will, for example, often show the Rosette Nebula TO THE UNAIDED EYE when you look through them from a dark sky site. Indeed, under a really dark sky, the contrast and detail improvements provided by a narrow-band filter can be even more impressive than under a light-polluted sky, so most observers continue to use their filters at such dark-sky sites.

Some available narrow-band filters are the Lumicon UHC, Astronomik UHC, DGM Optics NPB, Meade Series 4000 Narrowband, Thousand Oaks Narrowband LP-2, and the Orion Ultrablock. The NPB, and Meade Narrowband also have a deep-red passband for the Hydrogen Alpha line. This feature may sometimes help bring out faint red colors in the very brightest emission nebulae when used in large telescopes and with observers that already have a lot of red sensitivity with their eyes. In comparison, the various narrowband nebula filters mentioned above have very similar characteristics, although the Lumicon UHC has a slightly higher light transmission factor in its primary passband than the Ultrablock, which may be helpful for viewing faint nebulae. At times the Ultrablock has also been slightly less expensive than the UHC, but when not sale priced, the two filters are of similar cost. Many of these narrowband filters will perform quite well, and the overall difference between them can be very slight. However, these “nebula” filters usually slightly reduce the brightness of most star clusters, reflection nebulae, and galaxies, although in moderate light pollution, a narrow-band filter may still be of some use on these objects with larger apertures. Photographic use of these narrow band filters is also not recommended. There are some filter manufacturers that have appropriated the “UHC” label from Lumicon without permission and put it on filters that are a little too broad to be considered narrow-band nebula filters. Examples of these “false UHC” filters include the Astronomik UHC-E, Baader UHC-S, and the Celestron UHC-LPR, so these should be avoided unless you just want a filter that is really just a broad-band LPR unit.

Line Filters are very narrow passband specialty units which are designed to let in only one or two spectral lines from emission nebulae, such as the close pair of Oxygen III lines or the Hydrogen-Beta line. In the line filter category, the Oxygen III (OIII) filter is the real standout. Its very narrow bandwidth allows only the pair of emission lines of Oxygen to get to the eye, and for many planetary and some diffuse emission nebulae, the boost in contrast has to be seen to be believed! The Veil and Helix Nebulae look like photographs in a 10″ with the OIII filter, and some of the “green box” emission nebulae in SKY ATLAS 2000.0 jump out at you. You may even see some nebulae which are not shown on some atlases.

One neat trick for finding tiny planetary nebulae using nebula filters is to “blink” the objects by holding a narrow-band filter between the eyepiece and the eye. The stars in the field will dim somewhat, but the planetary nebula will remain undimmed, thus standing out from the background stars. The OIII filter is often the best one for use on many planetary nebulae, with the “blinking” technique becoming vastly more effective, as the stars nearly vanish, leaving the planetary standing out like a sore thumb.

However, since the bandwidth of the OIII filter is so narrow, it may hurt some nebulae with significant H-beta emission somewhat, like the nebulae around Gamma Cygni or the Horsehead. This is one reason why experienced observers often have *both* a narrow-band nebula filter *and* an OIII line filter to cover all the bases. Differences between the OIII filter and narrow-band filters like the Lumicon UHC are mainly in nebula visibility and contrast. Many nebulae show a slightly larger area of nebulosity in the UHC filter with slightly higher brightness, but in the OIII filter, they will often have more contrast and dark detail. However, the OIII filter really dims the view of star clusters and galaxies even more than the narrow band filters do, although observers with large telescopes may find the OIII useful for bringing out a few emission nebulae in other galaxies, like the HII regions in M33. In addition, for the larger more diffuse objects, a selection of a fairly low magnification (3.5x per inch to 7x per inch of aperture) is sometimes helpful in initially viewing them with the OIII filter. On smaller planetary nebulae that have high surface brightness however, the OIII can sometimes be successfully used to bring out some inner detail at powers up to around 50x per inch of aperture. Thousand Oaks has produced its own Oxygen III filter (the “OIII LP-3 filter”), as has Astronomik, Meade, Orion, and a number of other outlets. Baader’s OIII filter has a very very narrow passband width which has tended to cut into the 4959 angstrom OIII emission line a bit, although many amateurs still report good results with that filter.

Another somewhat less-used line filter is the H-Beta filter. As the name indicates, the filter only lets through the H-Beta emission line of Hydrogen, and is best known for its effect on the Horsehead Nebula, the California Nebula, the Coccoon Nebula, and a number of other rather faint objects. On an 8″ to 10″ scope, the Horsehead Nebula goes from near invisibility to visibility, and the California Nebula becomes fairly easy, gaining a great deal of contrast and filamentary detail. Again, for the larger and more diffuse objects, lower magnification can often prove more effective when using the H-Beta filter.

An improvement over non-filter use for additional objects like M42/43, the North America Nebula, and a few others can also be noted, but in many cases, these other objects can appear somewhat better overall in the Narrow-band or OIII line filters. The H-beta can also be used to observe some of the structural details of some brighter nebulae by comparing the H-beta view with that in other filters. However, the H-beta does not usually work well on most planetary nebulae, as it nearly wipes out some of them and greatly dims most of the rest. The total number of emission nebulae which the H-beta will significantly improve is smaller than with the narrow-band and OIII line filters, but it is considerably more than the three or four that some sources cite for the filter. Many of these “H-beta” objects tend to be fairly faint to begin with (like the Horsehead) and require larger apertures for decent views even with the filter. Unless you really like looking at these faint H-beta targets, you may be able to do without the H-Beta filter, at least initially. Thousand Oaks also makes an H-Beta (LP-4) as does Astronomik.

For recommendations, if you can afford only one filter, get a narrowband filter like the DGM NPB, Lumicon UHC, Thousand Oaks Narrowband LP-2, or Orion Ultrablock (whichever is least expensive at the time). If you can afford to get two filters, the OIII makes an excellent companion filter to a narrowband one but remember to use them with an eye that is properly dark adapted and employ averted vision. Filters won’t make the objects brighter, but in many cases, they can make many of them a lot easier to see. Have fun!