Astronomie

Unités de vision, arcsec VS cm

Unités de vision, arcsec VS cm

Je suis très habitué à travailler avec la vue en secondes d'arc, mais parfois je rencontre la vue en cm, par ex. ici.

J'ai cherché en ligne un moyen de passer de l'un à l'autre, mais je n'en trouve pas. Comment cela se ferait-il ?


La vision est généralement mesurée comme la FWHM du disque de vision, mais peut également être exprimée par le paramètre Fried $r_0$, qui mesure la taille, ou la force, des particules de gaz qui provoquent la turbulence dans l'atmosphère. La relation entre les deux est (par exemple Vernin & Munoz-Tunon 1995) $$ ext{seeing} = 0.98frac{lambda}{r_0}, $$ où $lambda$ est la longueur d'onde de la lumière.

$r_0$ peut être calculé en intégrant la "force de turbulence" le long de la ligne de visée$^dagger!!$, et s'échelonne comme $lambda^{6/5}!$. A cause de cette dépendance, la vision "habituelle" n'a qu'une faible dépendance ($lambda^{-1/5}$) de la longueur d'onde.

De l'article de Wikipédia sur la vue :

Aux longueurs d'onde visibles, $r_0$ varie de 20 cm aux meilleurs emplacements à 5 cm aux sites typiques au niveau de la mer


$dague$En fait, $r_0$ fait référence à une distance correspondant à la ligne de visée vers le zénith ; observer sous un angle $zeta$ depuis le zénith introduit un facteur $cos^{3/5}!zeta$.


Métriques du rapport de surveillance du ciel nocturne et glossaire des termes

Exemple de rapport de surveillance du ciel nocturne du parc historique national Chaco Culture. Photo NPS Cette page fournit une explication rapide des rapports Web.
Une brève description de chaque tableau et de chaque attribut qui y est rapporté est incluse.
  • Un tableau montrant les attributs généraux de l'événement de collecte de données et les indicateurs visuels de la qualité du ciel
  • Images panoramiques de tout le ciel affichées en fausses couleurs révélant la luminosité du ciel calibrée avec des liens vers les images haute résolution
  • Indicateurs photométriques de la qualité du ciel et de l'environnement photique dérivés des mosaïques de tout le ciel. Les unités de mesure photométriques utilisées comprennent les unités SI de luminance (candela par mètre carré) et d'éclairement (lux), ainsi que les unités astronomiques de luminance (magnitudes par seconde d'arc carré) et d'éclairement (magnitudes) dans la bande V ou visuelle. Les unités SI sont linéaires, les unités astronomiques sont logarithmiques inverses, c'est-à-dire que des valeurs plus petites indiquent des objets plus brillants et des valeurs négatives sont possibles.
  • Duriscoe DM, Luginbuhl CB, Moore CA (2007) Mesure de la luminosité du ciel nocturne avec une caméra CCD à grand champ. Pub Astron Soc Pac 119 : 192-213.
  • Duriscoe DM (2013) Mesure de la lueur anthropique du ciel à l'aide d'un modèle de luminosité naturelle du ciel. Publications de la Société astronomique du Pacifique, 125 : 1370-1382.

La mosaïque de données du parc historique national de la culture du Chaco montre la luminosité du « ciel » et la lueur artificielle estimée du ciel

Différences de magnitude - Stellarium vs Starry Night 7

J'ai besoin d'aide sur cette question de la part du pool collectif de la sagesse d'observation.

J'ai récemment remarqué différentes magnitudes affichées par Stellarium vs Starry Night 7 dans les informations sur l'objet.

Voici trois objets aléatoires à titre d'exemple

dans Stellarium

M 97 Owl Nebula montre comme Mag 9.9

M 92 globulaire dans Hercule comme Mag 6.4

M 66 Galaxy dans Leo Triplet comme Mag 8.92

dans Nuit étoilée 7

La nébuleuse de la chouette M97 montre une "magnitude apparente" de 12,0

M92 affiche 6.4 (en accord avec Stellarium)

De manière générale, il semble que Starry Night 7 affiche des objets plus faibles que Stellarium ne le montre.

Je vais généralement faire des recherches avancées pour déterminer quels objets sélectionner pour une session de visualisation donnée.

Je suis maintenant un peu inquiet d'être ou d'avoir exclu un objet basé sur les informations de magnitude SN7 comme étant trop faible

alors qu'il peut en fait être une cible plus viable.

Quelle est la raison des différences ?
L'un ou l'autre est-il plus précis ?

Toute aide ou explication serait appréciée.

#2 ShaulaB

Essayez d'autres ressources. Si vous n'avez pas encore acheté le RASC Observer's Handbook de cette année, vous voudrez peut-être vous en procurer un. Beaucoup d'informations fiables et fiables. https://store.astrol. id_produit=141

L'organisation SEDS est également fiable. Voici leur base de données Messier en ligne. http://www.messier.seds.org/

Personnellement, je pense que Starry Night est passé de la version 6 à la version 7, car j'ai trouvé des erreurs qui me font secouer la tête. Juste mon avis. J'utilise Starry Night dans différentes versions depuis les années 1990.

Stellarium a un énorme succès, et je parierais qu'il est plus précis. J'aime utiliser Stellarium.

Bonne chance pour tout arranger.

#3 mendiant

#4 t_image

Peut-être que l'un de nos poids lourds de la physique pourrait ajouter,

-je ne sais pas si vous connaissez la distinction entre les sources lumineuses ponctuelles (étoiles) et leur magnitude et la complexité avec les objets étendus (nébuleuse, galaxies) et leurs magnitudes présumées.

ce lien peut être un début pour comprendre le concept opérationnel :

Il existe de nombreuses discussions CN sur ce détail et la complexité impliquée lors de la discussion de ce qui serait visible/capturé dans l'image étant donné une magnitude prédite et en quoi les étoiles diffèrent des objets étendus.

Avez-vous essayé de tester pour voir s'il y a des objets à votre seuil de vitesse où l'un prédit la visibilité tandis que l'autre indique non. Que vous dit votre expérience.

#5 Redbetter

Je ne sais pas où ils ont trouvé 12,0 "apparents" pour M97, mais c'est faux.

#6 obrazell

Ils l'ont à 9.8 dans SNP8PP donc je suppose une erreur dans la base de données dans SNP7

#7 chevaliers

Comme dit précédemment, les valeurs de magnitude diffèrent selon la source des données. Les valeurs des objets connus tels que ceux que vous avez répertoriés sont toujours mises à jour ces jours-ci. De plus, les mesures de magnitude dans les sources de données sont effectuées à travers différents filtres. Vous devriez essayer de déterminer quel filtre a été utilisé pour produire les valeurs d'amplitude affichées dans chaque programme. Pour l'observation, vous recherchez des magnitudes V ou v car ces filtres se rapprochent de ce que l'œil humain voit. Si vous faites de l'imagerie, vous souhaitez probablement un filtre différent en fonction de votre équipement.

Le terme magnitude apparente signifie simplement comment l'objet vous apparaît sur terre plutôt que comment il apparaît à l'objet (magnitude absolue). Cela ne veut rien dire en ce qui concerne votre question.

Pour ce que ça vaut, la base de données dans Starry Night 7 a la réputation d'avoir des erreurs. La base de données de la version 8 a été modifiée pour correspondre à celle de SkySafari qui, je pense, contient des données sources plus fiables. Les magnitudes que vous avez listées dans Stellarium ressemblent à des magnitudes v modernes pour moi.


Listes d'unités de mesure 📐

Unités de mesure telles que définies par la métrologie, l'étude scientifique de la mesure. La liste des unités de mesure ADDucation comprend Unités SI métriques (Système international d'unités), unités impériales et le système coutumier des États-Unis (USCS). Lorsque les unités de volume impériales britanniques, américaines, canadiennes et australiennes diffèrent, nous avons inclus les différences.

Les 7 unités de mesure SI de base définies par des constantes fondamentales

  • Mètre (m) unité de mesure de longueur :
    Distance parcourue par la lumière dans le vide en 1/299 792 458 secondes.
  • Deuxième (s) unité de mesure de temps :
    9 192 631 770 cycles de rayonnement d'un atome de césium-133.
  • Kilogramme (kg) unité de mesure de la masse :
    Constante de Planck&rsquos divisée par 6,626.070,15 &fois 10 &moins34 m &moins2 s.
  • Candela (cd) unité de mesure de l'intensité lumineuse :
    Source lumineuse à rayonnement monochromatique de fréquence 540 &fois 10 12 Hz et d'intensité rayonnante de 1/683 watt par stéradian.
  • Kelvin (K) unité de mesure de la température :
    Constante de Boltzmann, définie comme un changement d'énergie thermique de 1,380 649 &fois 10 & moins 23 joules.
  • Ampère (A) unité de mesure du courant électrique :
    Débit égal à 1/1.602176634×10 &moins19 charges élémentaires par seconde.
  • Taupe (mol) quantité de substance unité de mesure :
    Constante d'Avogadro, définie comme 6.02214076 ×10 23 entités élémentaires.

Unités SI de base des dépendances de mesure

  • Mètre ça depend de deuxième car sa longueur est définie en termes de distance parcourue par la lumière en une fraction de seconde.
  • Candela et Kelvin dépendent de la définition de l'énergie, définie en termes de longueur (mètre), Masse (kilogramme) et le temps (deuxième).
  • Ampère dépend du temps (deuxième).
  • Kilogramme est défini en termes de temps (deuxième) et la distance (mètre).


Unités SI de base et dépendances en ampères (tel que redéfini en 2019)
Créé et publié par ADDucation selon les termes CC0 1.0.

Clé: &équiv signifie &ldquoéquivalent à&rdquo et &asymp signifie &ldquoapproximativement égal à&rdquo en utilisant un facteur de conversion. Conseils pour l'ADDucation : Cliquez sur les flèches dans les en-têtes de colonne pour trier les unités de mesure. Recharger la page pour l'ordre de tri d'origine. Redimensionnez votre navigateur en plein écran et/ou effectuez un zoom arrière pour afficher autant de colonnes que possible. Cliquez sur l'icône ➕ pour afficher les colonnes masquées. Commencez à taper dans la zone Filtrer le tableau ci-dessous pour trouver rapidement n'importe quelle unité de mesure à l'intérieur du tableau.

  • Définition de constante fondamentale: En 1983, le mètre était défini comme la distance parcourue par la lumière dans le vide en 1/299 792 458ème de seconde.
  • Définitions historiques:
    • 1960, le mètre a été redéfini en fonction d'un certain nombre de longueurs d'onde d'une transition spécifiée dans le krypton-86.
    • 1799, 1 mètre a été défini par un prototype de barre de mètre se trouvant aux Archives nationales françaises (la barre a été remplacée en 1889).
    • 1793 : 1 mètre était défini comme un dix millionième de la distance entre l'équateur et le pôle Nord.

    L'une des 7 unités de mesure de base SI.

    • 🇬🇧 Royaume-Uni: 1 cuillère à café impériale &asymp 1.20095 cuillère à café US &asymp 5.91939 ml
    • 🇺🇸 nous: 1 cuillère à café US &equiv 1 &frasl3 cuillère à soupe US &équiv 1 &frasl6 once liquide américaine et &asymp 0,83 cuillère à café impériale &asymp 4.93 ml
    • 🇬🇧 Royaume-Uni: 1 cuillère à soupe impériale &asymp 1.20095 cuillère à soupe US &asymp 17.7582 ml
    • 🇺🇸 nous: 1 cuillère à soupe US &équiv 3 cuillères à café US &équiv 1 &frasl2 once liquide américaine et &asymp 0,832674 cuillère à soupe impériale &asymp 14,8 ml
    • 🇦🇺 Australie: 1 cuillère à soupe australienne &asymp 20 ml
    • 🇨🇦 Canada: 1 cuillère à soupe canadienne &asymp 15 ml
    • 🇬🇧 Royaume-Uni: 1 once liquide impériale &asymp 28.4130625 ml
      (1 once liquide impériale &équivalent 1 &frasl160 gallon impérial ou 1 &frasl20 pinte impériale &équiv 1 &frasl5 branchies impériales &asymp 1,73 pouces cubes & asymp 0,9588 onces liquides américaines)
      Pour convertir les onces liquides britanniques en ml, multiplier 28.4130625
      Pour convertir les ml en onces liquides britanniques, multipliez par 0.03519507972 ou diviser par 28.4130625
      Pour convertir les onces liquides impériales en onces liquides américaines, multipliez par 0.9588 ou diviser par 1.043
    • 🇺🇸 nous: 1 once liquide américaine & asymp 29.5735296 ml.
      (1 once liquide US &equiv 1 &frasl128 gallon US &équivalent 1 &frasl16 Pinte américaine &équiv 1 &frasl4 US gill &equiv 2 cuillères à soupe US &equiv 6 cuillères à café US et &asymp 1,04 once liquide impériale)
      Pour convertir les onces liquides américaines en ml, multiplier 29.5735296
      Pour convertir les ml en onces liquides américaines, multipliez par 0.033814 ou diviser par 29.5735296
      Pour convertir les onces liquides américaines en onces liquides britanniques, multipliez par 1.043 ou diviser par 0.9588.
    • 🇬🇧 Royaume-Uni: 1 tasse &équivalent 284.13 ml
    • 🇺🇸 Etats-Unis: 1 tasse &équivalent 236.59 ml
    • 🇦🇺🇨🇦 Australie/Canada: &équivalent 250 ml.
    • 🇬🇧 Royaume-Uni: 1 branchie impériale &équiv 1 &frasl4 pinte impériale &équiv 5 onces liquides impériales et &asymp 1,2 US branchies &asymp 142 ml
    • 🇺🇸 nous: 1 US liquid gill &equiv 1 &frasl4 Pinte liquide américaine &équiv 4 onces liquides américaines &équiv 1&frasl32 gallon US et &asymp 5&frasl6 branchies impériales = 118 ml
    • 🇺🇸 nous: 1 branchie sèche US = 138 ml.
    • 🇬🇧 Royaume-Uni: 1 pinte impériale &équiv 1 &frasl8 gallon impérial &équiv 4 branchies impériales &équiv 20 onces liquides impériales et &asymp 1,2 pintes liquides américaines &asymp 568 ml
    • 🇺🇸 nous: 1 pinte liquide US &equiv 1 &frasl8 Gallon liquide US &équiv 16 onces liquides US et &asymp 0,83 pinte impériale &asymp 473 ml
    • 🇺🇸 nous: 1 pinte US dry &equiv 1 &frasl8 gallons secs américains &équivalent 33,6 pouces cubes et &asymp 0,97 pinte impériale &asymp 551 ml.
    • 🇬🇧 Royaume-Uni: 1 pinte impériale &équiv 1 &frasl4 gallon impérial &équiv 40 onces liquides impériales et &asymp 1,14 litre &asymp 38,43 onces liquides américaines
    • 🇺🇸 nous: 1 US liquide quart &equiv 1 &frasl4 Gallon liquide américain &equiv 32 onces liquides américaines et &asymp 33 onces liquides impériales &asymp 946 ml
    • 🇺🇸 nous: 1 quart sec US &equiv 1 &frasl4 Gallon sec américain &équivalent 67,2 pouces cubes et &asymp 38,76 onces liquides impériales &asymp 1101 ml.
    • 🇬🇧 Royaume-Uni: 1 gallon impérial a été défini en 1824 comme le volume de 10 livres d'eau à 62°F et &equiv 8 pintes impériales &equiv 160 onces liquides impériales &equiv 4,55 litres et &asymp 1,2 gallons US
    • 🇺🇸 nous: 1 gallon US liquide &équiv 8 pintes US &équiv 16 onces liquides US &équiv 3,78 litres et &asymp 0,83 gallon impérial
    • 🇺🇸 nous: 1 gallon sec US &équivalent 268,8 pouces cubes &asymp 4,4 litres. Non utilisé dans le commerce.
    • Définition de constante fondamentale (à partir de la Journée mondiale de la métrologie de mai 2019) : constante de Planck&rsquos divisée par 6,626.070,15 × 10 &moins34 m &moins2 s.
    • Kilogramme de prototype international (IPK aka Le Grande K et Big K) : 1 kilogramme = 1000g et est la masse d'un prototype international de kilogramme, un cylindre fabriqué à partir d'un alliage platine-iridium, qui pèse environ 2,2 livres.

    L'une des 7 unités de mesure de base SI. Le kilogramme est la seule unité de base SI avec un préfixe SI (voir Grammes).

    • 🇬🇧 Royaume-Uni: 8 pierres ou 112 lb (50,80234544 kg) tonne longue (2240 ​​lb, 1016.0469088 kg) 2o quintaux font une tonne.
    • 🇺🇸 nous: 100 lb (45,359237 kg) tonne courte (2000 lb 907.18474 kg) 2o quintaux font une tonne.
    • 🇬🇧 Royaume-Uni: 2240 lb &equiv 20 (UK) quintal &asymp 1016.047 kg (aka tonne longue, tonne poids, tonne brute, tonne poids court).
    • 🇺🇸 nous (et anciennement 🇨🇦 Canada): 2000 lb &equiv 20 (US) quintaux &asymp 907.1847 kg (alias tonne courte, tonne nette).
    • 10 deniers ou moins : ultra-transparent.
    • 10 à 30 deniers : transparent.
    • 30 à 40 deniers : semi-opaque.
    • 40 à 70 deniers : opaque.
    • 70 deniers ou plus épais opaque.
    • Gaze 3-5 mm (tissage ajouré, toiles à l'aiguille, parements, doublures).
    • Organza 4-6 mm (tenues de mariée, tenues de soirée, voilages).
    • 5-16 mm Habutai (tissage simple, utilisé pour les doublures, les vêtements légers, la lingerie etc.).
    • Mousseline de soie 6-8 mm (translucide, légère, utilisée pour les chemisiers, les foulards, la lingerie, etc.).
    • Crêpe de Chine 12-16 mm (soie craquante, frisée, des centaines de tissages et de variations).
    • 12-30 mm Charmeuse (tissé de manière à ce que le devant soit brillant et le revers terne, a tendance à s'accrocher, utilisé pour les rideaux, les robes de mariée, les cravates, les doublures, etc.).
    • 35-40 mm Noil/Soie brute (texture rugueuse, terne comme du coton, souvent mélangée pour fabriquer d'autres matériaux. La soie de plus de 30 mm est susceptible d'être opaque).
    • Définition de constante fondamentale: La constante de Boltzmann. Variation de l'énergie thermique de 1.380 649 &fois 10 &moins 23 joules.
    • Définition historique: Un Kelvin est 1/273.16 de la température thermodynamique du point triple de l'eau (auquel la vapeur d'eau, la glace et l'eau coexistent en équilibre) &asymp0,0036609°C.

    L'une des 7 unités de mesure de base SI.

    • 1 grosse calorie (Cal ou kcal) est couramment utilisée pour indiquer les calories dans les aliments et par les nutritionnistes. C'est à peu près la quantité d'énergie nécessaire pour augmenter la température de 1 kg d'eau de 1°C
    • 1 petite ou gramme de calorie (cal) correspond à peu près à la quantité d'énergie nécessaire pour augmenter la température d'un gramme d'eau de 1°C.
    • Définition historique: Une Candela = la lumière d'une bougie.
    • Définition de constante fondamentale (en tenant compte de la couleur de la lumière et de sa direction) : Source lumineuse à rayonnement monochromatique de fréquence 540 &fois 10 12 Hz (cycles par seconde en Hertz) et d'intensité rayonnante de 1/683 watt par stéradian. La couleur est vert jaunâtre, que l'œil humain distingue très bien.

    L'une des 7 unités de mesure de base SI.

    • Définition historique: 1 ampère équivaut à un débit d'un coulomb par seconde.
    • Définition de constante fondamentale: Débit égal à 1/1.602 176 634×10 &moins19 charges élémentaires par seconde.

    L'une des 7 unités de mesure de base SI.

    • Définition de constante fondamentale: Le nombre exprimé par la constante d'Avogadro est défini comme 6,022,140,76 ×10 23 entités élémentaires.

    L'une des 7 unités de mesure de base SI.

    Système coutumier américain (USCS ou USC)

    En 1893, la plupart des unités coutumières des États-Unis ont été redéfinies à l'aide du système métrique du mètre et du kilogramme. Le système international d'unités (SI), préféré par l'Institut national américain des normes et de la technologie (NIST), est utilisé pour la plupart des nouvelles unités de mesure ou mélangé avec des unités usuelles américaines.

    Principales différences entre les unités impériales et USC

    • Longueur:
      La conversion entre les unités de mesure impériales et USC pour la longueur est basée sur l'accord international de 1959 sur les yards et les livres entre les États-Unis, le Canada, le Royaume-Uni, l'Australie, la Nouvelle-Zélande et l'Afrique du Sud, qui définit le yard international à exactement 0,9144 mètre.
    • Le volume:
      • Les unités de mesure impériales et américaines basées sur la longueur cubique (pouce cube, pied cube, etc.) sont les MÊME.
      • Les unités de mesure impériales et américaines pour des unités de volume spécifiques (boisseau, gallon, once liquide, etc.) sont DIFFÉRENT.
      • Les unités de mesure USC pour les volumes sont DIFFÉRENT pour fluides et produits secs :
      • Les unités impériales de mesure pour des volumes spécifiques sont les MÊME pour fluides et produits secs.
      • Unités de mesure impériales et USC pour les volumes MÊME AVEC LES MÊMES NOMS sont DIFFÉRENT spécifiquement (cuillère à café, cuillère à soupe, tasse d'once liquide, branchie, pinte, quart et gallon).
      • Unités de mesure USC pour SEC les volumes (gallons, pintes, pintes, branchies) sont environ 3,3 % plus petits que les unités de mesure du volume impérial équivalent.
      • Unités de mesure USC pour FLUIDE volumes (gallons, pintes, pintes et branchies sont environ 20 % plus petits que les unités de mesure du volume impérial équivalent MAIS les onces liquides impériales sont environ 4 % plus petites que les onces liquides américaines.
      • Le Canada utilise un mélange des deux systèmes, ce qui crée une confusion dans l'étiquetage des unités de mesure sur les bouteilles et les canettes.
      • poids de Troie pour métaux précieux
      • Poids des apothicaires’ pour les médicaments, désormais largement remplacés par des unités de mesure métriques.
      • Avoirdupois poids la plupart des autres fins

      Les unités de mesure impériales et USCS sont différentes parce que…

      En 1824, diverses unités de mesure de volume différentes, utilisées dans tout l'Empire britannique, ont été remplacées par un système unique basé sur le gallon impérial. Les États-Unis ont continué à utiliser la mesure "obsolète" de Winchester et l'ont officiellement adoptée en 1836 pour définir le gallon sec américain. Le gallon liquide américain a été défini comme 231 pouces cubes. Les unités impériales et USC subdivisent un gallon en quatre pintes, huit pintes et 32 ​​branchies.
      La branchie américaine est divisée en quatre onces liquides américaines mais la branchie impériale est divisée en cinq onces liquides impériales. Cela prête à confusion lors de la conversion de sous-divisions d'onces liquides.


      Unités voyantes, arcsec VS cm - Astronomie

        notre capacité à voir les objets célestes depuis la terre est déterminée par plusieurs circonstances physiques liées :
          luminosité de l'objet :
            la luminosité des objets astronomiques tels que les étoiles est quantifiée par un système logarithmique utilisant l'unité "magnitudes stellaires" :
              une différence de 5 magnitudes stellaires équivaut à 100x la luminosité =

            • extinction de la lumière entrante rendant l'objet céleste plus faible - voir transparence du ciel
            • luminosité concurrente de l'atmosphère (luminosité du ciel) qui réduit le contraste entre celle-ci et la lumière de l'objet céleste et ainsi, lorsqu'il n'y a pas de contraste, l'objet ne sera plus visible. La lumière de l'atmosphère est due à une combinaison de lueur naturelle du ciel, du clair de lune et de la pollution lumineuse. Les valeurs typiques de magnitude par seconde d'arc carré de ciel sont de 17 pour les zones urbaines, 19 pour les zones rurales et 21 pour les zones alpines.
            • la turbulence atmosphérique entraîne des changements presque aléatoires du chemin réfractaire de la lumière entrante en raison des changements de l'indice de réfraction de différentes masses d'air en raison de températures et de pressions atmosphériques différentes, ce qui entraîne des effets de « vision »
            • résolution:
              • la capacité de distinguer des objets proches tels que la résolution d'étoiles binaires, d'anneaux sur Saturne
              • cela dépend :
                • diamètre de l'ouverture (c'est-à-dire proportionnel au diamètre)
                • alignement optique du système (une optique mal alignée altère la visualisation)
                • qualité optique
                • "seeing" conditions qui imposent la plus grande limitation sur un télescope et est généralement le facteur limitant dans les ouvertures > 4"
                • la capacité de canaliser la lumière dans un petit point de visualisation est proportionnelle à la surface de l'ouverture (c'est-à-dire le carré de son rayon)
                • par rapport à l'œil nu avec une ouverture effective d'env. 1/4 " (c'est-à-dire puissance de collecte de lumière = 1), les télescopes avec les ouvertures effectives suivantes auront des puissances de collecte de lumière de :
                  • 2" = 64x 3" = 144x 4" = 256x 5" = 400x 6" = 576x 8" = 1024x 10" = 1600x 16" = 4096x 32" = 16384x
                  • voir Pollution lumineuse pour plus de détails.
                  • si l'air autour de nous était complètement propre et pur, exempt de toute poussière, polluant et lumière, cette question ne serait pas si cruciale. Mais ce n'est malheureusement pas le cas. Toute la poussière et la pollution en suspension dans l'air diffusent la lumière dans toutes les directions.
                  • les principales sources de cette pollution photonique sont les lumières des rues/villes (comme l'éclairage extérieur des bâtiments) et la lune (la pleine lune étant la pire). Pour minimiser les effets de la lune, déplacez-vous à des altitudes plus élevées pour réduire la quantité de particules d'air qui diffusent le clair de lune et altèrent la vision.
                  • la pollution lumineuse réduit les détails et la luminosité des objets.
                  • la pollution lumineuse peut être facilement vue par l'éclairage des nuages ​​la nuit
                  • Un ciel de banlieue typique est aujourd'hui environ 5 à 10 fois plus lumineux au zénith que le ciel naturel. Dans les centres-villes, le zénith peut être 25 ou 50 fois plus lumineux que le fond naturel.
                  • Le ciel nocturne des zones polluées par la lumière peut être assez lumineux et acquiert naturellement la couleur de la principale source de pollution lumineuse. C'est un rouge orangé pour l'éclairage à vapeur de sodium et verdâtre pour l'éclairage à vapeur de mercure.
                  • Malheureusement, dans certains pays comme le Japon et l'Angleterre, bientôt personne ne pourra voir la Voie Lactée sans se rendre dans un autre pays à cause de la pollution lumineuse car il n'y aura pas de zones rurales à plus de 100 km d'une zone urbaine.
                  • Le ciel nocturne sans lune dans un endroit éloigné, loin de toute pollution lumineuse artificielle, n'est cependant pas encore complètement noir. Pour la plupart des personnes parfaitement adaptées à l'obscurité, il apparaît en gris foncé, mais il peut également avoir une couleur pâle.
                  • Le ciel nocturne est illuminé par une lueur naturelle composée de quatre parties :
                    1. La lueur d'air est le composant le plus brillant et est causée par des atomes d'oxygène brillants dans la haute atmosphère qui sont excités par le rayonnement ultraviolet solaire. Airglow s'aggrave au maximum solaire. Airglow peut ajouter une légère couleur verte ou rouge au fond du ciel. La couleur peut être vive s'il y a une forte aurore.
                    2. Les particules de poussière interplanétaires réfléchissent et diffusent la lumière du soleil et constituent la lumière zodiacale et le gegenschein.
                    3. La nuit, la lumière des étoiles est dispersée par l'atmosphère, tout comme la lumière du soleil pendant la journée. Les molécules d'air diffusent davantage les courtes longueurs d'onde bleues, c'est pourquoi le ciel diurne est bleu. Le ciel nocturne a également une composante bleue très faible provenant de la lumière stellaire dispersée.
                    4. D'innombrables étoiles et nébuleuses dans notre propre galaxie contribuent également à la luminosité du ciel nocturne, le plus facilement visible sous la forme de la Voie lactée.

                  • voir en vision
                  • en bref:
                    • vous ne pouvez pas voir les objets faibles tels que les nébuleuses en couleur à moins que l'ouverture du télescope soit d'au moins 16"
                    • ça prend


                    Unités voyantes, arcsec VS cm - Astronomie

                    COMMENT CHOISIR VOTRE TÉLESCOPE ASTRONOMIQUE QUESTAR 3-½

                    « Le Questar est un outil attrayant pour les yeux - une œuvre d'art et d'excellence mécanique dont les performances et la durabilité ont tendance à fidéliser son propriétaire. Au fil des ans, j'ai acquis et utilisé plus de trente télescopes à un moment donné. peut posséder environ cinq instruments. Avec mon intérêt pour tant de domaines de l'astronomie, aucun ou deux télescopes ne peuvent bien répondre à tous mes besoins. En passant d'un télescope à un autre, j'ai appris leurs forces et leurs faiblesses, et j'ai cherché à m'améliorer. Cependant, tout en d'autres télescopes sont venus et sont partis, celui qui a survécu aux autres, a été le plus utilisé et que j'envisage de conserver aussi longtemps que je pourrai bouger est mon Questar.

                    Un Questar est très facile à transporter et à installer. C'est cette composante de ma logique qui soutient ma philosophie "le meilleur télescope est celui qui s'habitue". Un Questar peut être installé à partir de sa mallette de transport, Pole Aligned et suivi sur une planète en environ trois minutes. Pour les voyages prolongés, je choisis rarement un télescope autre que mon Questar. Bien sûr, le Questar n'est pas aussi "bon" que mes superbes télescopes plus grands en termes de ce que je peux voir ou imager. Cependant, mon Questar de 3,2 kg (7 lb) avec sa monture de suivi compacte est un outil qui fait ce qu'il fait plus souvent, mieux et plus rapidement que tout autre télescope compact similaire sur le marché, et il est plus beau en le faisant !"

                    Martin Cohen, directeur de Company Seven

                    Ci-dessus : Logo Questar Corporation avec étoile utilisé du début des années 50 au début des années 60.

                    Les gens exigeants achètent Questar, les plus exigeants achètent leur Questar à Company Seven.

                    Préface: Company Seven est une ressource hautement compétente pour les communautés professionnelles internationales de l'astronomie, de l'application de la loi et de la défense. Nous servons également les amateurs les plus exigeants. De plus, la société Seven est si bien considérée comme un expert dans ce domaine et a une relation de travail si spéciale avec Questar que nous sommes le seul agent autorisé de Questar pour leurs produits grand public et industriels (microscope de surveillance et longue distance et systèmes de mesure à distance). lignes. Nous sommes fiers de présenter Questars de calibre observatoire pour la recherche, l'éducation et les loisirs au gouvernement, à l'industrie et aux amateurs les plus exigeants. La National Aeronautics & Space Administration (à qui nous avons fourni des télescopes Schmidt-Camera pour l'International Halley Watch), l'US Naval Observatory, la Smithsonian Institution et l'astronome et l'observateur de la nature satisfaits sont nos références les plus importantes.

                    À droite : télescope Questar Standard 3-&189 du début des années 1960 illustré à gauche dans la configuration astronomique d'alignement polaire sur son trépied de table fourni (jambe centrale standard), et également illustré à droite rangé dans l'étui de transport en cuir d'origine avec des accessoires standard.
                    Cliquez sur l'image pour voir la vue agrandie.

                    Les télescopes Questar sont disponibles en plusieurs ouvertures, chacune avec plusieurs configurations, et chaque configuration avec une bonne sélection d'options pour les applications visuelles et d'imagerie. Ces instruments sont donc essentiellement fabriqués sur commande après avoir travaillé et conseillé l'acheteur pour déterminer ses besoins.

                    Introduction: Questar est une ligne distinguée admirée dans le monde entier depuis l'introduction en mai 1954 de leurs premiers télescopes de première production pour leurs hautes performances, leur facilité d'utilisation, leurs innovations et pour leur haute qualité de fabrication et de matériaux sans compromis. Ce qui suit comme conséquence logique sont des instruments les plus précis, mais durables avec des mouvements et une apparence virtuels semblables à des bijoux. Ce ne sont pas simplement des pièces de décoration ou des cadeaux de la royauté (certaines Questars personnalisées incrustées de bijoux ont été présentées comme cadeaux!), Les Questars sont des artistes éprouvés utilisés dans les principales installations.

                    En septembre 1965, les premières images télescopiques de la Terre ont été rapportées dans le magazine "Newsweek". Ces images ont été prises à travers un Questar du vaisseau spatial Gemini, et elles étaient d'actualité car c'était le début de la photographie de surveillance depuis l'espace. Lorsque les astronautes d'Apollo ont rapporté avoir vu un objet de douze pieds et demi à 1000 miles (1625 km) à travers un Questar, c'était à la une du "New York Times". À l'aide d'un Questar compact en 1985, un pirate de l'air d'avion à Beyrouth a été identifié à une distance de deux kilomètres (1,23 milles) en 1986, un Questar a été utilisé pour identifier la cargaison déchargée d'un cargo au Nicaragua à vingt-cinq kilomètres (15,4 milles). Lorsque la preuve vidéo d'un lanceur de missiles SCUD au Koweït a été présentée au Conseil de sécurité des Nations Unies pour sanction de "Tempête du désert", un Questar Step Zoom 180 (une unité d'environ 9" de large x 24" de long) était l'instrument utilisé pour acquérir ces images à une distance de trente kilomètres (18,6 miles) ! À l'automne 1993, le personnel de la NASA et de la compagnie Seven a utilisé un microscope longue distance Questar QM-1 de production pour certifier la focalisation de la caméra d'imagerie planétaire à champ large (WFPC 2) de 127 millions de dollars pour la mission de réparation du télescope spatial Hubble d'un milliard de dollars. Aucun autre télescope catadioptrique de production que nous ayons jamais évalué n'égale le Questar pouce par pouce ou livre pour livre en termes de performances ou de réalisations !

                    Si les conditions de vision le permettent, les télescopes Questar de 3 à 189 pouces révèlent des détails remarquables. Les tiges des feuilles distantes de deux milles sont clairement visibles, les rayons de bicyclette distants d'un mille peuvent être résolus (1,4 secondes d'arc à un mille équivaut à environ 1/3 de pouce ) ! Les vues de la planète et de la lune (les nuits claires révélant des bandes colorées de Jupiter) et les photographies rivalisent avec celles d'instruments beaucoup plus gros. Les optiques Questar surpassent de loin les critères de production conventionnels pour la précision des figures de surface optiques, ce qui contribue à expliquer leur incroyable capacité de résolution.

                    Outre la qualité de l'optique, les télescopes Questar incluent des dispositifs brevetés pour garantir que ces instruments sont compacts, sans réglages périodiques et conviviaux. Toutes ces fonctionnalités ont évolué avant que le terme désormais populaire "convivial" ne soit prononcé pour la première fois. Ces caractéristiques comprennent un boîtier de commande à l'arrière du télescope. Le boîtier de commande comprend un changeur de grossissement intégré, un chercheur intégré, une mécanique de mise au point extraordinairement douce et précise et un filtre solaire de chercheur. Tout cela peut être imité à un certain prix et à un moindre degré de perfection dans un autre télescope. Cependant, ce qui rend les modèles astronomiques Questar 3- & 189 encore plus uniques, c'est leur extrême portabilité : il s'agit d'un télescope de suivi personnel complet, portable et indépendant de l'alimentation, avec six grossissements (trois pour chaque oculaire fourni), des pieds de trépied de table, une qualité exceptionnelle. Filtre solaire (un pour l'objectif du télescope et un pour le chercheur également) qui peut montrer une éclipse et révéler des taches solaires et des faculae, qui se rangent tous sous un siège d'avion de ligne moyen dans un boîtier compact comme indiqué ci-dessus.

                    À droite : télescope Questar modèle standard 3-½, vue latérale gauche (ouest) montrant le boîtier de commande intégré avec commandes manuelles pour la mise au point, la Barlow et le Finder (96 964 octets). Les modèles Standard et Duplex incluent une commande pour engager le filtre solaire du viseur. Sinon, le boîtier de commande est également identique à celui fourni sur le modèle Field Model.
                    Cliquez sur l'image pour voir la vue agrandie (287 872 byes).

                    Les éloges des clients sont également nombreux, nous avons plus de cinquante ans de compliments et d'avis favorables à partager, y compris une autre belle lettre d'un nouveau propriétaire d'un Questar vendu par Company Seven :

                      "comme le destin l'a voulu, le ciel s'est dégagé ce soir - je ne peux pas le croire ! J'ai jeté un coup d'œil à Jupiter - très impressionnant, malgré le fait qu'il se trouve juste à côté d'un réverbère. Le déroutant est si bon que vous ne l'auriez pas deviné ce réverbère était là."

                    Configuration: Le premier choix à faire lors de la sélection de votre Questar est de déterminer laquelle des configurations d'instruments de base répondra le mieux à vos besoins. Dans le cas des instruments 3-½, il existe essentiellement trois options :

                      Modèle de terrain Questar ou Birder : essentiellement un assemblage de tube optique Questar 3 & 189 " uniquement. Ceux-ci sont les mieux adaptés à ceux qui ont besoin de la plus grande légèreté et de performances de grossissement élevées compactes. Les applications courantes incluent l'observation des oiseaux et de la nature, l'application de la loi, la collecte de renseignements/l'arpentage à distance, la sécurité publique, etc. Ceux-ci servent bien comme ultra-téléobjectif robuste et compact à haute résolution, ou en astronomie comme télescope photo-guide à fort grossissement.

                    À droite : modèle duplex. Notice how the optical tube comes off the Drive Base with the simple turn of one hand knob (19,238 bytes).
                    Click on image to see enlarged view (121,884 bytes).

                    Each Standard and Duplex astronomical telescope is furnished as a complete ready to use system including:

                      Optical tube assembly, with precision thread-on anodized aluminum lens cover, optical tube barrel has moon map and perpetual star chart the latter extends forward to serve as dew shield. Choice of two Questar Brandon oculars (most clients will discuss their specific needs with us before delivery of the instruments), integral 100mm nominal focal length finder, finder solar filter, off axis Solar Filter for objective, dial-in integral Barlow lens (typically between 1.6X to 2.1X - our in house evaluation and certification program will document this for you), precision integral Zenith prism providing upright and reversed view at eyepiece port.

                    Choices and Optional Features: while there are many options you may wish to add as your interests develop, there are some choices or options that should be considered when ordering an instrument since it is not cost effective to add these to a telescope after it has been built. These choices include:

                      Magnesium Fluoride (MgFl): the Questar optics are furnished with durable Magnesium Fluoride antireflection coatings on the refractive elements, and an aluminized Primary and a Secondary Mirror with each over coated to prevent oxidation. If one is employing the telescope for use only for observing the brightest objects such as in solar, lunar, or well illuminated terrestrial applications then the basic optics coatings are quite suitable. Based on our experience with servicing and overhauling older Questars the standard coatings with any reasonable care and storage will have a service life in excess of 40 years. The visible reflectance of each aluminum layer is about ninety (90) per cent. These aluminized coatings are durable, meeting the adhesion, abrasion, temperature and humidity requirements of MIL-M-13508. This is a standard coatings offering and is provided when ordered with the Pyrex® Mirror, or with the optional Zerodur® Primary Mirror described below.

                      The materials used to make telescope mirrors are characterized by a number of terms including Coefficient of Thermal Expansion, Thermal Conductivity, and Specific Heat. Most telescope mirrors expand or contract in response to temperature changes. When comparing this change with width of the wavelength of light then one can comprehend how a change of a mirror's curve can cause results at the telescope focal plane that are perceptible to the eye. Coefficient of Thermal Expansion is the measure of how a material expands or contracts in response to temperature changes. Coefficient of Thermal Expansion can be expressed in terms of centimeter(s) of change per centimeter of material thickness, per degree change.

                    If a telescope is likely to be moved from a hot car or warm room to a cool environment, or from a cool room to hot night then it is best to specify a mirror material that does not present significant expansion concerns with temperature changes. For example consider a Pyrex® glass, with a Coefficient of Thermal Expansion of 32.5 x 10 - 7 cm/cm/°C. This means when a sheet of Pyrex® 25.400000 mm (1 inch) thick is exposed to a temperature increase of 10 Degrees C (50°F) it will expand and then measure 25.4021844 mm thick. Since the wavelength of peak visible light is about 0.00000055 mm, this mirror surface would have moved nearly four wavelengths from its original position over that time necessary for it to complete the change.

                    How well the mirror material may acclimate is described with two other factors:

                      Thermal Conductivity: characterizes the speed with which heat is conducted through the mirror substrate the faster this occurs, then the faster the mirror acclimates. This quantity is often expressed in terms of Watt per meter degree Kelvin (W/mK or W/m°).

                    • low Coefficient of Thermal Expansion to limit the amount of contraction or expansion of the material,
                    • a medium to high rate of Thermal Conductivity* and,
                    • low Specific Heat to reduce the time needed to attain the nominal optical figure.

                    particularly in a closed system, high rates of Thermal Conductivity may produce visible amounts of heat turbulence within an optical tube

                    The mirror materials offered with the Questar are Pyrex®, Zerodur®, and Fused Silica. Either material can be polished to a similar quality, and so they each can afford the same high quality of view assuming the Pyrex® has acclimated to the observing environment.

                      The Corrector Lens of the Questar is made of a very high quality Borosilicate crown glass. This thick yet highly transparent lens guarantees the Questar remains an Apochromatic system with a good spectral response of between 330nm to 2.3 microns.

                    Right: Questar 3-½ telescope Corrector Lens with Broad Band Low Reflection Coatings upgrade. Note Secondary Mirror mask (35,547 bytes).

                    Company Seven does offer an optional corrector lens. By replacing the standard Borosilicate Crown (BK-7) material used in the transparent Questar Corrector with UV grade optical Fused Silica we can provide wider spectral response and higher quantum efficiency available of between 180 nm to 2.5 or 3.5 m. This has no practical value for the amateur astronomer since the human eye is insensitive below about 400 nm. And for astrophotography this provides no advantage since the Earths atmosphere in absorbs most UV before it reaches sea level. However, as we destroy our protective ozone boundary amateurs may find more and more use for Fused Silica correctors.

                      The Standard and Duplex Questar models are furnished with a fork style drive base with a set of three very lightweight alloy legs. The legs thread into the drive base at two points on the side, and one at the bottom to form a tripod that is adjustable for latitude (as shown above). This tripod permits the telescope to operate off of a table top.

                    The drive base incorporates a geared Cramer or Synchron 120 Volt 60 cycles A.C. (220 volt optional) synchronous motor, cord socket installed in the bottom cover of the Fork Mount Base, and power cord. The AC cord plugs into a wall outlet. The motor turns at a rate of 1/2 revolution per hour, and with the gearing of the telescope base this provides a Sidereal Tracking rate suitable for following most celestial objects.

                    Right: the Questar 3-½ telescope AC synchronous motor with power cord receptacle provided as standard equipment in the base of astronomical models. At first glance the 115 and 220 volt motors appear identical. This example was removed to retrofit a Powerguide II system (35,547 bytes).

                    An AC powered system made for use in the Northern Hemisphere tracks just fine from east to west. However, motors for use in the Southern Hemisphere incorporate a reversed motor so these will track in the opposite direction of those motors sold for use in the Northern Hemisphere. This arrangement is completely satisfactory for a person who operates the telescope for viewing only from one location that has A.C. power (such as at a school), and who does not intend to travel to other hemisphere or to other countries where the voltage or frequency (cycles) differ from their home current.

                      The Questar is very good for Solar Observations and is in fact provided with some capability in this area. It remains a very popular choice for Eclipse chasers. In part because of its extreme portability, optical excellence, and worldwide tracking capability. You should read a book such as that written by by Beck, Hilbrecht, Reinsch, and Volker which we offer and have described at Solar Astronomy Handbook.

                    Left: Questar 3-½ telescope Off Axis and Full Aperture Solar Filters in thread on Cell (24,054 bytes).

                    The Questar Solar filter is designed to provide safe "white light" views of the surface details on the Sun including Sunspots and Faculae. The Questar filter elements are made in an optics facility nearby Company Seven, they are well regarded for their ability to produce optical flat elements. These elements feature excellent freedom from wedge, and very smooth polished surfaces these make superb glass windows for high resolution applications. A Chromium evaporate is deposited onto the polished parallel flat element so that only 17 millionths of the light from the Sun will pass through the filter. All harmful infrared and ultraviolet rays are rejected. The Sun is presented as a very pleasing, Orange Red disk framed against a black background. The filter element is housed in a precisely machined aluminum cell which is anodized black. The cell features vents designed to reduce any possibility of heating the telescope corrector lens.

                    The Off Axis model is provided with each astronomical Questar telescope. This is an economical alternative to the Full Aperture Filter and should be suitable for casual sunspot observing. The optional Full Aperture Solar Filter is about five times brighter, and provides nearly triple the resolving power of the Off Axis filters. The Full Aperture Filter will show much finer details in sunspot structure, and Faculae on steady observing sessions. The full aperture filters are the most attractive for serious study and imaging of the Sun.

                      The astronomical Questar 3-½ telescopes are provided with a dark blue velvet lined, wood framed vinyl clad carrying case. The case appears at first glance very much as though it were clad in leather.

                    The dimensions of the vinyl clad case are approximately 16-3/4 inches (43 cm) H x 9 (23cm) W x 9-1/4 (24cm) deep with key locks. The case is fitted with internal pouches to hold all standard accessories.

                    When ordering a new Questar you may apply a credit from the vinyl case to substitute the Deluxe Leather Carrying Case instead. The upgrade optional leather case appears very much like the vinyl case, but the only tell tale difference from a distance is that the leather case features combination lock latches the user can change the combination to any three digit preference. Both the standard and optional leather cases are easily "carryon portable", and the telescope in its case weighs only about 12 lbs. (5.5 kg).

                      Among the overlooked items to be considered when ordering your telescope is the choice of Tabletop Tripod Center Leg. The astronomical Questar 3-½ telescopes are provided with a Tabletop Tripod consisting of two fixed length Side Legs, and one adjustable length Center Leg which attaches onto the center of the Fork Mount Base. When you order your telescope from Company Seven, then we will automatically specify the appropriate solution for you.

                    The Standard Leg extends from 9.2" (233mm) to 16.75" (425mm) and this permits Polar Alignment when the Questar 3-½ the Fork Mount is used between 30 to 45 degree latitudes.

                    Customers who intend to use their Questar at latitudes of between 40 to 54 degrees should order the High Latitude Leg option. For example this includes locations such as: Calgary, Montreal, London, Amsterdam, Kiev, Tasmania and areas of New Zealand, Argentina, and Chile. The 3-½ Center Tripod Leg - High Latitude option will extend from 6.5" (165mm) to 11.5" (292mm) long. This may be ordered in place of the Standard Tripod Leg with new 3-½" Astro telescope.

                      Questar routinely ships any new astronomical Questar telescope with two Questar Brandon 1.25" eyepieces providing about 50X and 80X. The Barlow included in the Questar Control Box vary in magnification from one production lot to another so that either a 12mm or 16mm eyepiece may be redundant, because of this most of our customers who wish to use Questar Brandon eyepieces will choose the 24mm and then leave the second choice up to the discretion of Company Seven. Our acceptance testing process of each new telescope measures the magnification of the Barlow and will permit a better informed choice to be made.

                      We invite you to contact Company Seven for advice about how to better tailor the instrument and it's available optional accessories to your needs. There are a variety of Questar and third party products that can enhance you viewing and imaging pleasure. A complete list of Questar telescopes, lenses, and accessories with the most current prices are maintained at our Internet site Questar Section. However, these are the major choices that should be made prior to ordering a Questar telescope:

                    Other popular accessories for the for Questar 3-½ astronomical telescopes include Piggyback Mount, a wide selection of third party oculars, color and light pollution rejection filters, etc. A complete list of Questar accessories is posted at our Questar pricing page. We prefer to speak with you in some detail to discuss the possible configurations and options regarding the Questar as there is little information about these and their compatible mounts in print.

                    We suggest that anyone interested in astrophotography with a telescope attempt it only after they have some experience with using the telescope, pole alignment, and finding their way across the night sky. One should concentrate on visual accessories and practicing with the telescope for several months. When you are confident that you are ready to proceed into this area of the hobby, then please feel free to contact us again to discuss your goals in detail. You may wish to begin by considering a good book on the subject such as Astrophotography for the Amateur written by Michael Covington.

                    There are several basic techniques employed which must be practiced and learned for successful imaging with a Questar or any telescope. Each has its uses or limitations. Some of the accessories and techniques are discussed in our article regarding photo at . Furthermore, we describe a number of our more popular integrating astronomical CCD imaging cameras at our SBIG section for example.

                    Company Seven warrants the instrument to be free of defects in workmanship or materials as does Questar. The nontransferable Warranty provides coverage of:

                      Ten (10) Years for Magnesium Fluoride Coatings
                      Five (5) Years for Broad Band Coatings
                      Two (2) Years for Focus and Drive Base Mechanics
                      One (1) Year for Electronics

                    The Warranty is void if the instrument is serviced or tampered with by an unauthorized service center, or owner.

                    Company Seven would be your first source of support or advice should the need arise. Furthermore if a defect is found in any of our telescopes (a very rare occurrence) then Company Seven can arrange for the return of the instrument to us for repair or adjustment, and then return to the customer at our expense.

                    Company Seven will accept orders placed by E-mail to or placed online. However, these must be reinforced by a signed copy sent via facsimile or conventional mail.

                    • the customer name,
                    • the customer's E-Mail address
                    • customer's daytime and evening telephone numbers,
                    • ship to address (street address, city, state, postal code),
                    • billing address (street address, city, state, postal code),
                    • description and quantity of the product desired,
                    • special instructions.

                    We typically require between four to eight weeks from the date an order for the fabrication, assembly and testing of a new Questar. The telescopes are so carefully examined and tested (optics, mechanics, electrical, and cosmetic) at Company Seven prior to delivery to a customer that a failure is not likely to be found. Indeed not all new telescopes that we receive meet our standards. We have returned several new instruments for adjustments of problems including de-centered optics - a slight mechanical tolerance variation in production, or other modest anomalies. The deficiencies were not detected at assembly, or no other retailer approaches our quality of services or competence. If a telescope does go out of Company Seven that does not meet any of our customers criteria, we will pay the freight to return an instrument, then make the adjustment and return that instrument to the owner - any where in the world! If your Questar ever comes in need of Questar authorized service or repair, then it too can be serviced here promptly.

                    Right: Star test diffraction pattern typical of a Questar 3-1/2 telescope, one of the finest telescopes in regular production.

                    Furthermore as every telescope is processed we generate a comprehensive report characterizing the photo-visual and CCD performance parameters including Barlow amplification of your telescope. This includes suggested ocular and accessory combinations for the particular telescope. Any telescope sold through Company Seven will meet stringent requirements, those we hold the Questar to will befit a telescope that is represented to be the standard of excellence and is priced as the Questar is.

                    The Questar 3-½ astronomical telescope is delivered securely packaged in its carrying case, packaged within a small packing drum. The drum is packed within a card board shipping box. The box dimensions are 22 x 22 x 24 inches (55cm x 55cm x 60cm). The shipping weight will be about 29 lbs (13 kg). Deliveries may be made at our showroom in Laurel, Maryland or packaged for delivery worldwide. International inquiries are so common that we have added information at our Internet web site advising how to order from Company Seven from around the world, this includes advice about how payment and delivery are made.

                    The shipping and insurance costs for one Questar 3-½" telescope sent by air service with delivery in 2 business days to most destinations in the continental U.S.A. rarely exceed $80.

                    The shipping and insurance costs for one Questar 3-½" telescope sent by air service with delivery to Europe are between $200 and $300. More secure Next Day Air rarely exceeds $450 to all parts of the world.

                    Air shipping rates are based on a "dimensional volume" calculation this is a formula employed by air carriers to charge the higher of either actual weight or a rate based on size of the package. This rate may vary only slightly from one order to another.

                    There are no taxes or customs duties due for a telescope that we deliver to out of state (Maryland) or to out of the country. Company Seven will not provide estimates on Customs duties and taxes since it is beyond our ability to contact foreign customs agents and converse with them about such matters. Company Seven suggests that you discuss this with your government representatives. If the acquisition is for a University or other non profit agency, then it is possible that any import taxes and duties would be "waived" by the government. There may be additional forms and documents that you may have to provide to Company Seven so that we can include them with the telescope when it is shipped out. For export shipments (out of the USA) there will be an additional fee of $25 for Company Seven to prepare the necessary "Shippers Export Declarations".

                    Payment is due when we are ready to make delivery of the order. The most convenient forms are by cash, or by check payable through a U.S. bank. We also accept U.S. based VISA or Mastercharge credit card for sales sent to U.S. addresses, or foreign cards if the order is picked up at Company Seven's showroom.

                    Company Seven will also accept payment by International Money Order, Wire Transfer to our account, by PayPal, or by Western Union. Please inquire for details.

                    Company Seven is a registered US Government Contractor. Our Defense Logistics Agency and ORCA registrations information are available on request.

                    When you accept delivery of a Questar, then we suggest if at all practical that you attend our complimentary introductory program on the telescope this is among those extra benefits we offer and this helps to account for the long term success our customers enjoy. The introductory program for a Questar telescope averages six to eight hours of instruction over one session usually held at our showroom. Attendance is limited to between one and four parties. Our customers have found our materials, combined with such training has proved invaluable to their long term success.

                    Above: Some of the current, early (1955) and mid (1961) production Questar telescopes displayed at Company Seven (116,003 bytes).
                    Click on image to see enlarged views (416,128 bytes).


                    I am seeing limited, right (not guiding limited)?

                    Equipment is C8 + F/6.3 reducer + CEM-40 + ASI294mm (mono).

                    Looking at the FWHM, I am in the 3 - 4 - 4.5 range.

                    Looking at my guiding rates, I am in the

                    0.75" error range (these are 60-90 minute sections).

                    If I understand correctly, the unit of measure for FWHM is arc-seconds. Given that my guiding is in the sub-second range, am I right to conclude that my guiding as as good as it needs to be for my seeing?

                    And in fact, until I get down to probably 1-2 range ( don't know if that is a real thing even?) that my guiding is not my limitation. In fact, from CCD calculator on astronomy.tools if I get below that I will be under-sampling with my camera anyway so my guiding would not be my limit

                    Last point (I think) is that given these metrics, my resolution won't be materially impacted by my exposure time. Par exemple. 3 minutes, 5 minutes, 10 minutes all should have roughly similar resolution.

                    Do I understand correctly?

                    Vignettes attachées

                    #2 StephenW

                    Yeah, as you are sub-arc second and your RA and DEC RMS are basically the same (i.e. no significant mount issue in RA or DEC), then you are almost certainly seeing limited.

                    >my resolution won't be materially impacted by my exposure time. Par exemple. 3 minutes, 5 minutes, 10 minutes all should have roughly similar resolution.

                    Yes, the final FWHM of your stars should not be impacted by the duration of your exposures, assuming no other factors affect your guiding (e.g. wind gusts)

                    You should try a 3 minute and a 20 minute sub and compare the results

                    #3 ryanha

                    You should try a 3 minute and a 20 minute sub and compare the results

                    Im getting there. This is a new camera (and my first DSO/Cooled one)

                    I did the 180s and the 300s versions. And today my camera was busy building my 450s and 600s dark library.

                    #4 freestar8n

                    It's not clear from your posting if the fwhm's are in arc-sec. Are they?

                    And how big are the imaging pixels in arc-sec?

                    Are you doing automatic focusing?

                    All the factors of: seeing, focus, guiding, aberrations will play a role and even if seeing "limits" the result - it may still be improved by addressing the other factors - and they also "limit" the result.

                    If your fwhm's are around 4" then you are most likely not seeing limited. It's hard to tell from the guide errors just how good the guiding is. And it won't tell you how good the focus is.

                    #5 Stelios

                    I always thought FWHM is typically in pixels (at least the one from FWHMEccentricity seems to be). You can convert to arcsec by multiplying by image scale.

                    I don't know for sure, but that sounds not wholly accurate to me. The longer you expose, the more stars you will clip (the "M" in FWHM will reach its peak value of 1), so FWHM rates to increase as additional regions exceed 0.5 (on a 0-1 brightness scale). The statement should be correct as long as most stars are not clipped.

                    #6 Jon Rista

                    And in fact, until I get down to probably 1-2 range ( don't know if that is a real thing even?) that my guiding is not my limitation. In fact, from CCD calculator on astronomy.tools if I get below that I will be under-sampling with my camera anyway so my guiding would not be my limit

                    If you are referring to guiding PEAK errors, yes, peak errors <1" are certainly possible. I've had such guiding on nights of good seeing many times. It DOES take a night of good seeing, which are not particularly common, so you won't always see such guiding. but it is definitely possible (and at the same time, guide RMS down to around 0.3" or thereabouts on the same nights is also within the realm of possibility.)


                    ›› Quick conversion chart of degree to arcsecond

                    1 degree to arcsecond = 3600 arcsecond

                    2 degree to arcsecond = 7200 arcsecond

                    3 degree to arcsecond = 10800 arcsecond

                    4 degree to arcsecond = 14400 arcsecond

                    5 degree to arcsecond = 18000 arcsecond

                    6 degree to arcsecond = 21600 arcsecond

                    7 degree to arcsecond = 25200 arcsecond

                    8 degree to arcsecond = 28800 arcsecond

                    9 degree to arcsecond = 32400 arcsecond

                    10 degree to arcsecond = 36000 arcsecond


                    Seeing units, arcsec VS cm - Astronomy

                    Below are summarised the expected observing capabilities of the WHT's new multi-object fibre-fed spectrograph WEAVE, due for commissioning in mid-2021. As a result of the commissioning tests, there may be small changes to some of the numbers given on this page.

                    WEAVE will be mounted at WHT prime focus, behind a new field corrector / ADC, which will provide good image quality over a 2-degree field of view, at zenith distances up to 65 deg.


                    (Photo by Émilie Lhomé, September 2020. Click to see full size.)

                    Focal-plane modes
                    The instrument can be used in any of 3 focal-plane modes: MOS (multi-object spectroscopy), mIFU (mini integral-field units) and LIFU (large integral-field unit). The key parameters of each mode are summarised below:

                    In MOS mode, each of up to

                    1000 individual fibres can be positioned anywhere within the field of view, with each fibre intercepting a circular area of sky of diameter 1.3 arcsec.

                    There are actually two sets of MOS fibres, one for each of two focal-plane plates A (960 fibres) and B (940 fibres), and WEAVE is designed so that configuration of one of the two sets fibres (e.g. for plate A) takes place during a 1-hour observation with the other set (e.g. on plate B). Then the tumbler is rotated by 180 deg so that plates A and B swap positions.

                    In mIFU mode, up to 20 fibre bundles (each 11 x 12 arcsec 2 on the sky) can be positioned anywhere within the field of view. For any given observation, the MOS and mIFU modes cannot be mixed.

                    In LIFU mode, a single IFU (78 x 90 arcsec 2 ) is positioned at the centre of the field of view.

                    The scale in the WEAVE focal plane is 17.8 arcsec mm -1 .

                    Spectrograph modes
                    WEAVE's fibres feed a dual-arm (blue + red) spectrograph housed on one Nasmyth platform of the WHT. A 5900-A dichroic splits the light between the blue and red arms. Dispersion is effected by inserting one of three VPH gratings in the blue arm, and one of two in the red arm, giving five spectroscopic modes. In low-resolution mode, WEAVE covers the wavelength range 3660 - 9590 A.

                    For any given observation, low- and high-resolution modes can't be mixed, e.g. it's not possible to observe at low resolution in the blue arm and high resolution in the red arm.

                    Note that in high-resolution mode, observers have a choice of two possible VPH gratings, for wavelength range 4040 - 4650 A ('blue') or 4730 - 5450 A ('green') they can't be deployed simultaneously.

                    The inter-CCD gap in the wavelength coverage (tabulated above) arises from the join between the two 6k x 6k low-fringing EEV CCDs comprising the science detector on each arm.

                    Each spectrum on the CCD occupies about 3 pixels perpendicular to the dispersion direction. The detector readout noise is expected to be about 3 electrons rms per 15-micron pixel. The CCD readout time is expected to be

                    Signal-to-noise
                    For an estimate of the signal-to-noise ratio per pixel and per A for each focal-plane and spectrgraph mode, and as a function of sky brightness and seeing, see this table provided by Scott Trager.


                    Relation of Arcsec/Pixel and Guiding RMS

                    I have just started to do a bit of reading about pixel resolution and guiding RMS..

                    My equipment are as follows:

                    OTA: Skywatcher 80ed doublet

                    I used some online resources and found that my pixel resolution is 1.74"/pixel.

                    Am I right to assume that the PHD graph, therefor, must not show any errors above 1.74"? Furthermore, does this mean that any errors below 1.74" will be irrelevant to the final image?

                    #2 bobzeq25

                    Hi All,

                    I have just started to do a bit of reading about pixel resolution and guiding RMS..

                    My equipment are as follows:

                    Mount : Celestron AVX

                    OTA: Skywatcher 80ed doublet

                    Camera: Canon 700d

                    Accessory: .85x FF/FR

                    I used some online resources and found that my pixel resolution is 1.74"/pixel.

                    Am I right to assume that the PHD graph, therefor, must not show any errors above 1.74"? Furthermore, does this mean that any errors below 1.74" will be irrelevant to the final image?

                    Welcome to Cloudy Nights. Do not hesitate to ask questions here.

                    It's not that simple. Few things are in AP. <smile>

                    Resolution is dependent on a combination of many things. The elephant in the room is atmospheric turbulence (seeing), usually the biggest factor, often overwhelming others. There are mathematical formulas for how the various factors add together, but seeing is hard to measure.

                    A good way to think about it is tracking error will always add something to the other factors in determining actual resolution. So, you'd like it to be as small as possible.

                    An even more important point is that it's all too easy to obsess too much about guiding numbers and graphs. The bottom line is that if you like your images (magnifying stars aka pixel peeping is an excellent way to become dissatisfied), you're good.

                    Difficulty in getting X arc sec tracking is not linear. Generally, you should be able to get below 2 RMS easily. Below 1.5 is a pretty good number for your setup, unless your skies are unusually steady. Getting below 1 is a standard goal, some do it, some don't.

                    This book is better than online resources, it's more detailed. Highly recommended.

                    Edited by bobzeq25, 31 October 2016 - 08:08 PM.

                    #3 David Ault

                    What you've determined is the sampling resolution of your primary camera. Are you using an OAG or a guide scope and what guide camera do you have? That is what you should put into the online calculator. If you are using PHDGuiding 2 and enter the pixel size and focal length of your guide system (if you are using an OAG it will be whatever the focal length of the scope is after the reducer) it will automatically display the units in arc-seconds making it easier to understand what effect your RMS number will have on your results.

                    The guiding, seeing conditions, sampling resolution, diffraction limit (or other optical issues like poor collimation and field curvature) of your optics and any other effects like differential flexure contribute somewhat to the final size and shape pf your stars. To minimize the effects from the mount I shoot for 1/4 of my typical seeing conditions which is about 2.5 to 3 arc-seconds. In reality I'm doing a bit better than that with my new mount (an Astro-Physics 1100GTO) and usually hovering anywhere from 0.25 to 0.5 arc-seconds depending on what my conditions are like.

                    A rough approximation of the effects is adding their values in quadrature:

                    output resolution = sqrt(seeing^2 + sampling^2 + guidngRMS^2)

                    For example if my seeing is around 2", my sampling at 0.74 and my guiding at 0.3" then I would get:

                    Your output resolution will never be any less than the largest value in the expression. That being said, the sampling is an artificial limit that can be improved with techniques like dithering/drizzling.

                    Edited by David Ault, 31 October 2016 - 08:22 PM.

                    #4 Jon Rista

                    Your guide RMS is an indication of the area within which most of the star light energy is concentrated. The smaller the RMS, the more tightly concentrated the majority, but not all, of the energy will be.

                    Peak error, on the other hand, is an indication of the greatest extent from the center of the star the energy reaches as the star jumps around due to tracking error and seeing.

                    So you will have some maximum extent that generally determines the maximum size of a star (halo included), as well as the area within which most of the star is resoled, the bright peak or centroid.

                    Since the RMS is only an indication of roughly how tightly some majority of the energy of the star is concentrated, it is absolutely possible to get better resolution when your RMS is smaller than your pixel scale. Depending on what your peak errors are and exactly how the star energy is distributed (is it gaussian, moffat, lorentzian?), you may be able to benefit from an RMS as little as 1/3 that of your pixels. In past testing with my 5D III DSLR, which had an image scale of 2.14", I was able to measure continued improvement in my star FWHMs down to as little as 0.6" RMS. That is about 3.6x smaller than my pixels. These days, with an image scale of 1.3", I have seen continued benefits down to about 0.3" RMS (which is admittedly rather difficult for me to achieve most of the time. I seem to average around 0.55" RMS most of the time.)

                    Something else to keep in mind. Total system resolution is determined by many factors. Seeing, guide RMS, lens aberrations and diffraction, pixel pitch, even blur introduced by filters, wind, etc.:

                    TotalBlur = SQRT(Seeing^2 + GuideRMS^2 + DiffractionSpot^2 + PixelPitch^2 + . )

                    Based on this formula, you can never resolve a star smaller than the largest term in that list. However, if you can make all the other terms as small as possible, you will get closer to that largest term. If your seeing is 2", then if your guide RMS, diffraction and pixel pitch were all infinitesimally small, your stars would measure about 2" FWHM. If your seeing is 2", guide RMS is 1", diffraction is 1.4" and pixels are 1". then your stars would measure (at best) 2.83". Use a lager scope with say 0.7" diffraction, and guide better at say 0.5", and your stars would measure 2.4". Reduce your pixel size to say 0.5", and your stars would measure 2.23".

                    Note that the values you get with this formula are only as good as the information you feed it. It can approximate your star sizes, but without accurate terms and without factoring in ALL of the potential sources of significant blur, you will usually find that your stars are larger, but within the ballpark. The one exception being if you assume your seeing is worse than it really is. If you assume your seeing is 3" when in reality it is closer to 1.5", then you may well find that your measured FWHMs are smaller!


                    Voir la vidéo: How big is a visible photon? (Août 2021).