Radek P

A kiedy zaczeło się PFN? Jest jakaś oficjalna data?

Przystąpienie do ESO to pewnie najlepsze, co może się zdarzyć dla polskiej astronomii. ESO ma bardzo dużo różnych teleskopów i do tego z rozmaitymi instrumentami. Co ważne to jest sprzęt istniejący i działający. Nawet bez budowy E-ELT będzie to aparatura jedna z lepszych na świecie przez lata. Jeśli alternatywą miałoby być udział w budowie jakiego dużego teleskopu, to oczywiście ESO jest znacznie lepszą alternatywą. Największe korzyści z wejścia do ESA to te gospodarcze. Czy w Polsce są firmy związane z przemysłem kosmicznym i na ile wykorzystają tę szansę? To jest dobre pytanie. Chandra jest teleskopem NASA. ESA ma podobny sprzęt: XMM Newton. W naukach empirycznych to normalne, że wiele nieplanowanych rzeczy się odkrywa. Duże eksperymenty mają jakiś główny plan, ale nikt nie jest w stanie przewidzieć, co jeszcze uda się znaleźć w danych. Galileusz nie miał w planach odkrywania księżycy, gdy kierował swoją lunetę na Jowisza. Dzisiaj fizycy w CERN mają plan znaleźć cząstkę Higgsa i ten plan bazuje na wcześniej zdobytej wiedzy, ale gdyby wiedzieli wszystko, co zajdzie w akceleratorze, to nie musieli by go budować. W astronomii sytuacja jest o tyle inna, że zjawiskami w kosmosie nie możemy sterować, tak jak to ma się z aparaturą laboratoryjną. Jeśli coś wyjątkowego zachodzi na niebie, to mamy jedną szansę by to zaobserwować. Następnym razem będzie to coś podobnego, ale niekoniecznie takiego samego.

To, że nikt nie wytyka błędów nie znaczy, że to, co napisałeś, jest prawdą. Przykład: Wysłanie człowieka w kosmos to nie jest coś co można ot tak sobie zrobić. Jeśli jakaś agencja kosmiczna nad tym nie pracuje, to pewnie kilka lat potrzebuje, żeby wszystko przygotować. Wystarczy porównać to z dużymi satelitami naukowymi - od pierwszych planów to z 10 lat mija zanim taki satelita zostaje wystrzelony. Nie wiem, kto potrafi ocenić, co ESA jest w stanie osiągnąć, a co nie. ESA raczej nie ma interesu politycznego w wysyłaniu ludzi w kosmos, więc szybko do takich prac nie przystąpi.

Pierwsza część powyższego fragmentu jest błędna. Tam nie było żadnych oszczędności. Gaia jest zaprojektowana analogicznie do Hipparcosa - cała idea w tym, by jeden detektor widział jednocześnie dwa odległe od siebie fragmenty nieba. Światło z obu kierunków ma ten sam zakres fal. Przyznam szczerze, że drugiej części nie bardzo rozumiem.

Możesz to rozwinąć? Co konkretnie miałby zobaczyć Herschel?

mwojt, jeśli tak chesz konkretnych wyliczeń, to masz je tu: http://astropolis.pl/topic/43173-wielko-wszechwiata-obliczenie-szacunkowe/?p=516778 Są obliczenia związane z tym, co sam poruszyłeś i jakoś ich nie komentujesz.

Możesz podać te hipotezy? Jestem ich bardzo ciekaw. Jestem ciekaw, czy masz jakieś merytoryczne argumenty w odpowiedzi na mój post z 15:07. Tu pokazujesz, że podchodzisz do nauki personalnie, a nie merytorycznie.

Świetnie! Grawitacyjne przesunięcie widma! Dane jest ono wzorem f'/f = 1/sqrt(1-r_S/r), gdzie r_S to promień Schwarzschilda, a r to promień ciała emitującego. Dla z=2 mamy r/r_S = 1.125. To oznacza obiekt bardziej zwarty niż gwiazda neutronowa. Jeżeli tak zwarta miałaby być cała galaktyka, to źródła światła wewnątrz niej musiałyby być bardziej zwarte, wystarczy porównać gęstość przestrzenną gwiazd w pobliżu Słońca. Oznaczałoby to, że światło emitowane jest przez czarne dziury, więc nie moglibyśmy obserwować takich galaktyk. Wszechświat się nie oddala, ale przestrzeń się rozszerza. To, że przestrzeń między nami, a tymi galaktykami się rozszerza nie powoduje problemu z zaobserwowaniem, że galaktyki oddalają się od siebie. Rozumiem, że przekonałoby Ciebie, gdybyśmy mieli dwie galaktyki blisko siebie na niebie o różnych przesunięciach ku czerwieni i z niezależnie zmierzonymi odległościami, i żeby wszystkie te liczby zgadzały się z prawem Hubble'a. Ciężko mi teraz podać konkretny przykład, ale sądzę, że takie istnieją. To, co tu piszesz nie ma nic wspólnego z tym, co było wcześniej. BTW przestrzeń w galaktykach też ekspanduje. Nie wiem, skąd masz te 111 km/s, ja znajduję wartości w okolicach 300 km/s. Sądzę, że te wartości to są mierzone prędkości, więc są sumą prędkości swoistej i pozornej prędkości powodowanej przez ekspansję przestrzeni. Jeśli prędkość swoista i ta pozorna będą miały równe wartości i przeciwne zwroty, to przesunięcie ku czerwieni takiego obiektu będzie równe zero. Nie, ekspansja dotyczy całej przestrzeni. Tylko w skalach większych niż galaktyki możemy to zaobserwować - tam powoduje to dostatecznie duże prędkości by były one większe od prędkości swoistych obiektów. Nie. Jeżeli odległa galaktyka emituje dwa fotony w tym samym kierunku odległe od siebie o 3cm i światło to dociera do obserwatora przy z=2, to przestrzeń między fotonami rozszerzy się o tyle samo, co przestrzeń wzdłuż najdłuższego boku pudełka od zapałek obserwowanego przez 10 mld lat. Względne rozszerzenie będzie nadal niewielkie, nie zauważymy takiego obiektu jako większy. Możesz to lepiej uzasadnić?

Ja odniosę się jeszcze do pierwszego postu: Poszukałem informacji o UDF: http://zebu.uoregon.edu/hudf/ Co oznacza, że sumaryczna masa tych galaktyk (poza najjaśniejszymi) to w przybliżeniu tyle, co masa Drogi Mlecznej. W Twoim ujęciu to oznacza, że te 200" to jakieś 6 mln lat świetlnych, czyli odległość to rzędu 6.2 mld lat świetlnych. To mniej niż wiek Wszechświata pomnożony przez prędkość światła. Mimo to uważam to rozumowanie za błędne. Jeśli jesteś przeciwnikiem teorii wielkiego wybuchu, to jak tłumaczysz obserwowaną ucieczkę galaktyk?

Właśnie dowiedziałem się, że niektóre planety tranzytujące z Keplera mają nawet większe amplitudy O-C (dla środków tranzytu). To są nawet godziny! W przypadku KOI 142.01 pełna amplituda to prawie doba.

Pożyczyć słownik ortograficzny i omówić zasady interpunkcji.

Jasne bolidy można zgłaszać do Pracowni Komet i Meteorów. Na ich stronie jest link z prawej strony. Jest tam też dużo innych informacji na temat obserwacji meteorów.

LibMar, jak sprawdziłeś, że Twoje obserwacje wizualne mają dokładność nawet 0.05 mag?

Ciężko mi ocenić wartość analizy CzarnegoZajączka, gdyż nie znam dokładnej procedury stosowanej przez Adama. Najlepiej będzie, jeśli każda z gwiazd referencyjnych zostanie przeanalizowana w taki sam sposób, jak WASP-21, ale z odrzuceniem jej spośród gwiazd porównania. Ref.2 spokojnie bym usunął z referencyjnych, gdyż jest wyraźnie słabsza od pozostałych. Przydałyby się też identyfikacje tych gwiazd, żeby można było określić ich kolory. Zastanówmy się, na ile wiarygodna jest efemeryda, którą podałem. Na stronie http://var2.astro.cz/EN/tresca/transits.php?object=WASP-21%26nbsp%3Bb można sobie kliknąć "Show all in ETD" (na dole). Jest tam podany wykres O-C, które ostatnie wartości ma około -0.01 d, a ekstrapolacja do obecnej daty sugeruje ok. -0.015 d. Na epokę analizowaną przez Adama efemeryda z w/w strony daje przewidywanie większe o 0.015 d od podanej przeze mnie wcześniej. Wygląda więc na to, że te obserwacje potwierdzają podaną wcześniej efemerydę. Największe mierzone wartości O-C dla tranzytujących planet to chyba ~100 min (0.07 d) dla KOI-351. To jest raczej przypadek ekstremalny. To raczej jest parę minut, a nie kilkadziesiąt. Jest też wykres zmierzonych głębokości tranzytu. Największa sensownie zmierzona wartość, to 0.021 mag, ale jej "sensowność" robi się wątpliwa, gdy się przyjrzy kształtowi krzywej. Pozostałe krzywe z DG=3 też nie wyglądają na takie, które pozwalają dobrze zmierzyć głębokość tranzytu. Ciężko wysnuć z tego jakieś wnioski.

Mamy podaną efemerydę tranzytu: HJD = 2455084.51974(20) + E * 4.3225060(31) I chcemy wiedzieć, kiedy wypada najbliższe tego typu zjawisko. Już piszę, jak to policzyć. Po lewej stronie równania jest HJD, czyli heliocentryczna data juliańska. Od daty juliańskiej różni się o maksymalnie 8.3 minuty i tę różnicę zaniedbamy. Po prawej stronie mamy moment początkowy efemerydy (długa liczba zaczynająca się od 245), kolejny numer zjawiska (E) oraz okres podany w dniach. Wartości w nawiasie to niepewności wielkości fizycznych. Tym razem są podane, ale tak być nie musi. Odpowiadają one ostatnim cyfrom danej wielkości, przykładowo 2455084.51974(20) to to samo, co 2455084.51974 +/- 0.00020 Ten pierwszy zapis jest znacznie krótszy, dlatego często spotykany. Liczba E jest całkowita i mówi nam o tym, które kolejno zjawisko obserwujemy. Jeśli ktoś nam poda, że obserwował np. tranzyt numer 100, to bez problemu możemy policzyć kiedy to było. Podstawiamy do wzoru i gotowe. A co jeśli chcemy przewidzieć, kiedy będzie najbliższy tranzyt? Przykładowo Adam podał czas jako godziny (było ich 22-25) od JD = 2456583.5. Najpierw przekształcamy nasze równanie do postaci E = (HJD - 2455084.51974(20)) / 4.3225060(31) potem podstawiamy: (2456583.5 - 2455084.51974) / 4.3225060 = 1498.9 / 4.3225060 = 346.766 Miała nam wyjść liczba całkowita, a nie wyszła. Widać, że JD=2456583.5 nie odpowiada momentowi tranzytu. Musimy teraz powyższy wynik zaokrąglić do pełnej wartości całkowitej, w tym przypadku będzie to 347. Z reguły interesuje nas czas przyszłego zjawiska, dlatego z reguły zaokrąglamy w górę. Z naszym E = 347 wracamy do pierwszego równania: 2455084.51974 + 347 * 4.3225060 = 2455084.51974 + 1499.9096 = 2456584.4293 Mamy już JD, które odpowiada tranzytowi, na który polował Adam. Teraz musimy wrócić do używanych przez niego jednostek: 2456584.4293 - 2456583.5 = 0.9293 d = 22.30 h i wtedy powinien być środek tranzytu. Powyższy sposób podawania efemeryd jest często stosowany w przypadku gwiazd zmiennych o dobrze określonych okresach.

Bez przesady. Wyjście trwa 0.4 h, a punkty są co 0.1 h. Niepewność to maksymalnie 0.15 h. Jest spadek o 0.006 mag i to uznałem za koniec pojaśnienia. Jeśli tak nie jest, to tym bardziej nie jest to tranzyt - amplituda jest jeszcze większa, trwa dłużej i jest jeszcze bardziej opóźnione względem efemerydy. Cały czas odnoszę się do pierwszego wykresu pokazanego przez Adama. Efemeryda środka tranzytu jest w pracy, którą linkowałem w moim pierwszym poście na stronie 4, pod tabelkami. Dla pozostałych momentów dane odczytałem z pierwszego wykresu.

Efemeryda środków zaćmień to HJD = 2455084.51974(20) + E * 4.3225060(31) Dla E = 347 mamy HJD = 2456584.4293(11). Niepewność to 0.0011 d, czyli nieco ponad półtorej minuty. Wyjście z tranzytu zaczyna się 1.3 godziny później, czyli 2456584.483, a zakończyć 2456584.500. W skali użytej przez Adama na wykresie te momenty to 22.3, 23.6 i 24.0 h. W środku tranzytu gwiazda jest o 0.013 mag słabsza, a na początek wyjścia z tranzytu powinna być słabsza o 0.010 mag. Na wykresie widać pojaśnienie od 24.3 h do do 24.7 h z amplitudą 0.035 mag, jest za późno o jakieś 40 minut, trwa tyle ile powinno, ale ma ponad trzykrotnie większą amplitudę! To nie może być ten tranzyt. Poza tym mamy zmiany z amplitudą 0.020 mag przed pojaśnieniem i 0.010 mag po pojaśnieniu. W kilku przypadkach kolejne punkty różnią się o ok. 0.006 mag, to sporo w porównaniu z głębokością tranzytu w WASP-21. Sprawdzeniem, czy ziemska atmosfera była przyczyną tego pojaśnienia, mogłoby być zredukowanie danych w oparciu o inne gwiazdy referencyjne, żeby zobaczyć, jak wygląda fotometria jednej z gwiazd obecnie referencyjnej w oparciu o pozostałe. Sam napisałeś, że wychodzi to słabo. W tym przypadku stosunek amplitud to aż 3.5! Wystarczy spojrzeć choćby na Twoją obserwację HAT-P3b, że można dużo dokładniej to określić nawet na podstawie pojedynczej rejestracji. W przypadku HAT-P3b amplituda to 0.011 mag i zgadza się bardzo dobrze z Twoją rejestracją.

Obserwacja tranzytu planety pozasłonecznej nie jest łatwym zadaniem, choć próbować warto. W tym przypadku trudno mówić o sukcesie. Parametry tranzytu WASP-21b podane są w pracy http://arxiv.org/abs/1106.2118 Tranzyt jest głęboki na 1.3%, a wyjście z niego trwa 0.4 h. Z efemerydy i obrazka wynika, że środek wyjścia powinien być na wykresie dla wartości 23.8 na osi odciętych. Na wykresie pokazanym przez Adama największe pojaśnienie ma prawie 4%, środek dla odciętej 24.4 i trwa 0.4 h. Tylko jedna z tych trzech się zgadza. Ja bym tego detekcją tranzytu nie nazwał.

W dużej odległości od czarnej dziury jej pole grawitacyjne jest takie, jak zwykłego ciała o tej samej masie. W takim przypadku punkt Lagrange'a istnieje.

Gwoli wyjaśnienia - Bohdan Paczyński w Las Campanas (2500 m.n.p.m.) był tylko raz, zapewne przez kilka dni. W Andach może spędził miesiąc lub dwa.

Przełomowa w "Selenografii" nie była ani liczba map, ani ich wielkość. Heweliusz jako pierwszy narysował każdą część Księżyca tak, jakby przechodził przez nią terminator. Mapa dzięki temu była dokładniejsza i pokazywała coś, czego nie można zaobserwować. To chyba nie są pogłoski. Ciekawe, czy ktoś z Forumowiczów widział Księżyce Kordylewskiego. Jeśli te pogłoski są prawdziwe, to raczej umniejszają odkryciu. Moim zdaniem znaczenie tego odkrycia jest niewielkie, niezależnie od tego, kto go dokonał. Ciężko by mi było wskazać jakieś praktyczne zastosowanie tego odkrycia lub paradygmat w fizyce, który został przez nie zmieniony. O soczewkowaniu grawitacyjnym mówimy raczej, gdy mamy na myśli pojaśnienie odległego źródła światła lub powstanie wielokrotnych obrazów. Eddington twierdził, że zaobserwował samo ugięcie promieni świetlnych, a nie pojaśnienie źródeł je emitujących. Czym się różni astronom od astrofizyka? Powyższe twierdzenia są bardzo ciekawe i jednocześnie całkowicie nieprawdziwe. Bohdan Paczyński zmarł w Princeton, a promieniowanie kosmiczne w Andach nie było powodem jego śmierci.

Pomyślałem jeszcze, że sprawdzę, co o doborze gwiazd mówi poradnik AAVSO. Na str. 14-15 czytamy: co wg mnie jest sensowną wskazówką.

Niestety nie zawsze tak jest, że większa liczba pomiarów da lepsze oszacowanie wartości średniej. Jeśli te dodatkowe pomiary mają z założenia wyraźnie większy rozrzut, to raczej niewiele wniosą. Przyznam szczerze, że wolę mówić o "niepewności", a nie o "błędzie". Jeśli bym wiedział, jaki błąd popełniam, to poprawiłbym wynik i byłoby ok (błąd jako różnica wartości rzeczywistej i mojego oszacowania tejże). Ta niepewność 0.1 mag jest rozumiana raczej jako sigma w rozkładzie Gaussa, a nie błąd maksymalny. Pocieszę Cię, że z reguły obserwatorzy wizualni nie wyznaczają niepewności oceny jasności. Przy analizie zakłada się, że po usunięciu ewidentnie błędnych pomiarów reszta ma niepewności 0.1 mag i już.

Na wykresie, który pokazałeś, tego efektu nie widać. Najjaśniejsza z badanych przez Ciebie supernowych ma najmniejszy błąd jasności w maksimum, ale druga pod względem jasności ma największy błąd. Dla słabszych trudno zauważyć jakąś korelację błędów z jasnościami, co jest trochę dziwne. Jeżeli miałeś źle dobrane gwiazdy, to może postaraj się je wybrać lepiej? Od razu służę przykładem, jak to zrobić. Pary gwiazd, których używasz do szacowania jasności powinny składać się z jednej gwiazdy jaśniejszej, a drugiej słabszej od gwiazdy mierzonej. Podałeś jedną z ocen b1v1c, czyli v jest jaśniejsza od c (11.4 mag), a potem podałeś d1v2e, z czego by wynikało, że v jest słabsza od d (11.75 mag). Wg mnie te pomiary są niespójne. Różnica o 0.35 jest raczej dobrze widoczna. Ponadto, gwiazdy używane do pomiaru nie powinny się zbyt mocno różnić jasnością od gwiazdy mierzonej. Jedna z Twoich ocen to a3v4g -> 11.34 mag. Przy tak dużych różnicach jasności nawet najmniejsza zmiana powoduje duże różnice w ocenie np. gdybyś ocenił to na a4v4g -> 11.52 mag, to ocena zmieniłaby się aż o 0.18 mag. Jeżeli samo to, że stosujemy skokową skalę 0, 1, 2, 3 i 4 powoduje różnice rzędu 0.18 mag, to nie ma szans zejść z błędami do 0.05-0.10 mag. Zgaduję, że gdybyś użył gwiazd b, c i d, to dokładniej zmierzyłbyś jasność. Może ewentualnie przydałyby się a i e (w zależności np. od koloru), ale a porównywałeś tylko z e, f i g, a powinieneś raczej z c i d. Nie muszą być identyczne, wystarczy, że nie będą bardzo różne. Typowo 3-4 gwiazdy porównania są wystarczające. Jeżeli masz 3, które dobrze ograniczają jasność gwiazdy, i czwarta ma podobną jasność, ale znacząco inny kolor, to jej po prostu nie używaj. Wizualne pomiary janości gwiazd mogą mieć dokładność rzędu 0.1 mag niezależnie od tego, czy dotyczą gwiazd 5 mag, czy 15 mag, jeśli tylko używamy odpowiedniego teleskopu. Jeśli potrafisz swoim teleskopem dostrzec gwiazdy o jasności prawie 15 mag, to takie, które mają 11-13 mag powinieneś być w stanie ocenić z niepewnościami rzędu 0.1 mag. A jak jeszcze?

Przyznam szczerze, że coraz mniej z tego rozumiem. Podajesz tabelkę z 10 liczbami z zakresu 11.04-11.93 i podajesz średnią 11.44 oraz niepewność 0.45. Możesz napisać, jak wyznaczyłeś tę wartość 0.45? Zgadzam się - jeśli używasz takiego samego sprzętu, to słabsze gwiazdy powinny mieć większe niepewności pomiarów jasności. Jednak na Twoim wykresie tego efektu nie widać. Jasności różnią się o 3 mag, a słupki błędów są prawie takie same. Z tym zgodzić się nie mogę. Co ma wspólnego jasność z kolorem? Jeżeli gwiazdy porównania mają inne kolory niż gwiazda mierzona, to niepewności mogą być większe, ale nie widzę związku tego efektu z jasnością. Zawsze dobrze jest wybierać gwiazdy porównania o podobnych kolorach. A czym supernowe różnią się od "przeciętnych gwiazd zmiennych" jeśli chodzi o ocenę jasności? Czy mam rozumieć, że celowo zawyżałeś błąd pomiary? Tak wnioskuję z Twojej wypowiedzi.