LibMar

Witam Przyszła pora na kolejne obserwacje jednej z gwiazd zmiennych katalogu MGAB. Tym razem wycelowałem sprzęt w kierunku MGAB-V249, o którym pisałem także w innym wątku. Jest to pierwszy znany układ binarny składającego się z gorącego podkarła i białego karła z wytworzonym dyskiem akrecyjnym. W VSX widnieje jako egzotyczny typ "E/WD+IBWD". Co ciekawe, dopiero teraz przeprowadziłem pierwsze fotometryczne obserwacje tego obiektu. MGAB-V249 zgłosiłem na podstawie danych ZTF poszukując zmienne metodą "data mining". Właśnie teraz mam możliwość zajrzenia do swoich znalezisk bliżej, planując obserwacje coraz to kolejne ciekawsze cele z katalogu. Okres orbitalny obiektów to zaledwie 39 minut. W tym czasie dochodzi do minimum głównego i wtórnego z dwoma maksimami jasności. Ponieważ cała rejestracja trwała około 6.5 godziny, zarejestrowałem 20 zaćmień podczas 10 pełnych obiegów w układzie binarnym! Krzywa blasku, przypominająca kształtem dużą literę M, jest zbliżona do tych widocznych w typie W Ursae Majoris (EW). Tam jednak, by uzyskać tak szeroką rozpiętość zmian, trzeba by obserwować przez kilka dni bez przerwy. Ile najwięcej można złapać takich spadków? Najlepszy moment na taką obserwację wypada na przełomie września i października. Wówczas przez całą noc MGAB-V249 jest wystarczająco wysoko, kiedy jest ciągle ciemno. To około 9.5 godziny obserwacji, w ciągu których mamy 14.5 okresów/29 zaćmień. Wcześniej mamy zbyt krótkie noce, a w późniejszych miesiącach cel leży już zbyt nisko. Co prawda, MGAB-V249 jest obiektem okołobiegunowym (leży obok Deneba w Łabędziu mając podobną deklinację), ale dołowanie wypada na około 10 stopniach. A tak wygląda stack kappa-sigma, który obejmuje 2 godziny. Stackując pełny materiał mam lekko rozmyte rogi. Wydaje się, że mamy tu pewnie kilka tysięcy gwiazdek. Ale tak wygląda mały fragment po małym stretchingu stackując cały materiał Trudno jest określić jaka jest dokładna ilość gwiazd w tym obszarze. W związku z tym, wyciąłem środkowy fragment 64x64 pikseli i ręcznie zliczyłem wszystkie obiekty gwiezdne, jakie udało mi się rozpoznać. Było ich 101. A ponieważ cały FOV obejmuje 1000 takich pól, łącznie spodziewam się około ~100.000 widocznych gwiazd w kadrze. A z pewnością byłoby ich dużo więcej, gdyby tylko jaśniejsze obiekty nie przykrywały ciemniejsze - zasięg gwiazdowy to 21.0-21.5 magnitudo. Prawdziwy (spodziewany) zasięg przy takiej ilości materiału to około 22 magnitudo, który jest osiągalny jedynie poza obszarem Drogi Mlecznej. Tam po prostu nie ma kawałka pustego nieba, aby coś tak ciemnego szukać Fragment wyżej ma więc około ~2700 gwiazd. A skoro obserwacja trwała 6.5 godziny, przy tak ogromnej ilości gwiazd musi być też wiele gwiazd zmiennych. Tak też było. Niestety, z powodu ograniczeń programu Muniwin, nie byłem w stanie przeanalizować słabsze obiekty niż 17.5 magnitudo (około 10000 najjaśniejszych gwiazd). Rozwiązaniem na to byłby inny soft (SIPS? do przetestowania) lub stosowanie wyciętych fragmentów i analizować odrębnie. Poniżej przedstawiam parę ciekawszych "smooth curves". Na razie zidentyfikowałem około 100 gwiazd, a z pewnością może być ich nawet tysiąc. Te trudniejsze to albo zbyt słabe zmienne (limity Muniwina) lub powolne wzrosty/spadki. Jest duże prawdopodobieństwo, że gdzieś rejestrowalny tranzyt egzoplanety Ta obserwacja również wykazała, że Gaia wyczyściła niemal wszystkie zmienne. Na szczęście nie wszystkie. Najpierw kilka znanych "dokładnością od góry". WISE J213220.3+440452 (typ EW, okres orbitalny 0.535d). ASASSN-V J213008.54+444801.7 (typ EW, okres orbitalny 0.411d). WISE J213104.2+441306 (typ EW, okres orbitalny 0.705d). ASASSN-V J213129.33+441616.8 (typ EW, okres orbitalny 0.891d). ZTF J212843.13+444425.1 (typ EW, okres orbitalny 0.463d). ZTF J212844.64+441226.2 (typ EA, okres orbitalny 1.491d). ZTF J213058.99+443431.1 (typ EA, okres orbitalny 3.325d). Co ciekawe, w VSX widnieje jako typ rotacyjny RS, który jest niezgodny. ZTF J213332.26+440818.4 (typ EA, okres orbitalny 0.976d). Gaia DR3 1968026926397638912 (typ DSCT, okres pulsacji 0.074d). Tutaj wzięte coś hardcorowego, bowiem gwiazda ma 13.5 mag, a amplituda to zaledwie 0.03 mag. Niestety, ostatnio opublikowana w katalogu Gaia DR3, tak jak większość wcześniej nieznanych. Ale z nowych gwiazd zmiennych gotowych do zgłoszenia coś jednak mamy. Zmienna pulsacyjna typu Delta Scuti. Obiekt otrzyma oznaczenie MGAB-V3816 A druga zmienna zaćmieniowa (14.2 mag) wyjątkowo ciekawa. Zupełnie nie da się prosto odnaleźć dla niej okresu. Ostatecznie przypomniała mi się sytuacja z przeszłości, kiedy miałem podobny problem z nakładającymi się minimami głównymi i wtórnymi. I rozwiązanie było takie samo - wymnożyć okres przez kolejne liczby naturalne (zamiast x2, x4, x8), gdyż wyszedł tutaj ekscentryczny układ binarny. Krzywa fazowa prezentuje się następująco. Przy wyznaczonym okresie 3.40521 dób ziemskich, dane ZTF podczas zaćmień wyraźnie nie pasują względem siebie, tworząc rozrzut lewo-prawo. Co więcej, dane między zaćmieniami wyraźnie mają różne skoki, sugerujące dodatkowe zmiany blasku. Sprawa z zaćmieniami jest pewna - mamy trzecie ciało, które zaburza grawitacyjnie (tak krótki okres orbitalny nie utrzymałby tak ekscentryczną orbitę, że nawet znacznie różne są długości trwania minimum głównego i wtórnego). Z dodatkowymi albo gra świateł (efekt refleksji), pulsacje (HB?) lub zmiany rotacyjne jednego ze składników. Ciekawy system. Tak różnorodny jest świat zmiennych. Najtrudniejszy moment na analizę wypada, kiedy są ciągle pogodne noce. Kiedy usiądziesz do materiału i zaczniesz obrabiać, już zaraz musisz pakować laptopa na kolejną noc obserwacyjną

Ponownie GSO 203/800 z ASI1600MM-c, oryginalna ogniskowa 800mm Wykorzystałem filtry fotometryczne IRV do poszczególnych kanałów RGB.

Rewelacji z obecnego setupu nie będzie, bo to 800mm ogniskowej w 8" oraz ASI1600MM-c, dając skalę 1.0"/px. Na razie nabieram chęci do zakupu Barlowa

Przez krótki czas pracowałem na kolorowej kamerze z sensorem IMX224. Materiał z mono jest zdecydowanie lepszej jakości i sięga także głębiej. Jednak z kamerą kolorową wciąż można uzyskać dobre wyniki na tych jaśniejszych gwiazdach i warto się pobawić w tranzyty. Ale docelowo do fotometrii to tylko kamera monochromatyczna. To jest jak mieć bonusowe +1 mag

Witam W nocy z 10 na 11 sierpnia oraz 11 na 12 sierpnia przeprowadziłem dwie obserwacje KELT-16. Wokół niej krąży planeta pozasłoneczna o okresie orbitalnym 0.97 doby, co oznacza, że kolejny tranzyt wypada w kolejną dobę mniej więcej w podobnym momencie Cel był więc taki: zarejestrować dwa pełne tranzyty w dwie kolejne noce. Pomimo dobrej pogody, mieliśmy dość jasny Księżyc (możliwe, że to była akurat pełnia). Na szczęście nie stanowił on większego problemu. Dla mojego setupu, wszystkie egzoplanety wokół gwiazd do 12-13 magnitudo rejestruje się z podobną dokładnością, jak podczas nowiu. To ze słabszymi gwiazdami jest problem. Ostatecznie wyszedł jeden częściowy i jeden pełny tranzyt. Wszystko przez niespodziankę, która nastąpiła w pierwszą noc. Od zawsze cierpię na niedomiar miejsca na dysku, więc przed obserwacją podliczam, by mieć pewność, że wystarczy. 5 klatek na minutę po 13 MB daje 65 MB/min. To niecałe 4 gigabajty na godzinę, zaokrąglijmy już do tych 4 GB. Obserwacja miała trwać jeszcze 5 godzin, dlatego zwolniłem do 25 GB. Okazało się, że półtorej godziny przed zakończeniem (2:03, koniec planowałem na 3:40) dysk był już zapełniony, a rano "miejsce na dysku wróciło". Jakimś cudem zapisało mnóstwo plików tymczasowych, co spowodowało, że tranzyt złapał się tylko częściowo. By nie popełnić błędu, na kolejną noc przygotowałem już 45 GB. Skróciłem też czas ekspozycji z 12s do 10s. Pierwsza obserwacja była za blisko poziomu saturacji, ale na szczęście materiał nie jest "uszkodzony" i da się go wykorzystać). Dlatego teraz na minutę zapisywało 78 MB. Udało się, zapisało 1700 klatek. Jednak flatów zrobiło 95 z 100, ponieważ... znów zabrakło miejsca na dysku. I faktycznie, pokazuje mi zero dostępnego miejsca. A co rano? Znowu widzę wolne 22 gigabajty. Dobrze, że obserwacje tranzytu nie musiałem kończyć później (jasne niebo), bo znów by ucięło... Przyczyny nie znam, ale obserwacje prowadziłem z uciętym FOV w SharpCapie. Ale nie przypominam sobie, aby w przeszłości generowało to tyle plików tymczasowych. Może ktoś coś więcej wie na ten temat. W rzeczywistości, była to druga i trzecia udana rejestracja KELT-16 b. Pierwszej nigdy nie opublikowałem, gdyż detekcja była marginalna i jak sobie przypominam, ciężko było opanować trend. I z jakiegoś powodu zostawiłem, chyba w celu analizowania innych obserwacji, które lepiej wyszły Planeta pozasłoneczna KELT-16 b ma promień 1.4x większy od Jowisza. Jest też od niego 2.7x cięższa. Leży na tle gwiazdozbioru Łabędzia, a więc tło jest dość bogate w gwiazdy. Podczas fotometrii mogłem wykorzystać około 80 gwiazd referencyjnych, które pozwoliło uzyskać dość dobrą dokładność pomiarową. Krzywe blasku znajdują się poniżej. Obserwacje przeprowadziłem z wykorzystaniem kamery ZWO ASI1600MM-c, GSO 203/800, NEQ6. A tutaj klatka z obserwacji. Tak, to jest przy Veilu Trochę pomyliłem się przy stackowaniu. Do pierwszej krzywej ustawiłem 120 sekund na pomiar (10x12s), w drugim przypadku to 100s (10x10s), choć miałem w planach ustawić też 120s. Ale było już za późno Wynikami dokładności pomiarowej są 2.0 ppt na 120s oraz 2.3 ppt na 100s. Są to bardzo zbliżone względem siebie wyniki. To oznacza, że w pierwszą i drugą noc dokładność pomiarowa wyszła praktycznie taka sama. To potwierdza, że można przewidywać dokładność pomiarową dla danych celów, ułatwiając wybór tranzytu do obserwacji. Na podstawie rozrzutu pomiarowego udało mi się określić graniczną głębokość tranzytu, gdyby tylko był płytszy (przy takiej samej długości trwania). Do 0.002 mag byłoby widoczne już za pomocą oka. Do 0.001 mag to za pomocą fitowania, czyli ze statusem "prawdopodobny". Cel ma G = 11.8 mag | RP = 11.4 mag, co mogę zanotować do lepszego przewidywania dokładności pomiarowej w przyszłości. Czy to dobry wynik? Na wykresie służącym do określania widoczności tranzytów, granicą dla 11.5 mag jest 0.0028 mag, a stopień łatwości wyznaczyłem na 2.86 (gdzie <1.0 są nieosiągalne, a <2.0 to trudne). Dużo to Wam nie mówi, bo to wskaźnik w fazie testów, który tak sobie to wyznaczył - przy 2.86 po prostu tranzyt nie powinien być aż tak wyraźny A teraz czas na bonus! Pomimo braku opublikowanej krzywej jasności z 29/30 sierpnia 2017 roku, to znalazłem wtedy 3 nowe gwiazdy zmienne w pobliżu, które zgłosiłem do VSX. Czyli jakiś pożytek z materiału był Typy zmiennych to pulsujące DSCT i RRC oraz zaćmieniowa EW. Zgłosiłem je dopiero w listopadzie 2017 roku, kiedy to dopiero nauczyłem się wyszukiwać zmienne obserwacyjne. Okazało się, że tym razem wszystkie znajdowały się poza kadrem, więc nie mogłem do nich wrócić Jednakże, w polu wykryłem 16 gwiazd zmiennych. Jedna z nich okazała się być zupełnie nieznana! To układ binarny z okresem zaćmień wynoszącym aż 18.4 doby i znajduje się zaledwie kilka minut kątowych od KELT-16. Ponieważ minimum główne (jak i płytkie wtórne) trwa zaledwie 1.0% długości okresu, szansę na jego zarejestrowanie mamy tylko kilka razy na rok. Z tego powodu umknął przeglądom nieba, takich jak Gaia, ZTF czy ATLAS. Wszystkie pozostałe piętnaście są znane, przy czym bodajże wszystkie były nieskatalogowane w 2017 roku. To pokazuje jak ciężko jest obecnie odkryć nową gwiazdę zmienną za pomocą własnych obserwacji i jak programy poszukiwawcze wszystko czyszczą. Z tego powodu uznaję to za spory sukces, gdyż nie spodziewałem się już znajdować zmiennych obserwacyjnych po 2022 roku Analiza pokazała też, że łączenie materiału z kilku nocy w celu wykrycia zmiany blasku gwiazd nie do końca się sprawdza. Im bliżej brzegu kadru, tym większe są jakieś skoki, a tego nie idzie zbytnio filtrować... Krzywa blasku zmiennej zaćmieniowej MGAB-V3815 prezentuje się następująco

Z lustrzanką pod kątem fotometrii bawiłem się dawno temu, więc mogę z grubsza powiedzieć jak do tego się nastawić Sprzęt jak najbardziej powinien się sprawdzić. Nawet zestaw wręcz nadaje się najlepiej do obiektów o jasności ~8 mag. Najważniejszym zadaniem jest upewnienie się, że nie przesaturowaliśmy celu. Według tej grafiki liniowość jest zachowana do 13000 ADU (wartości wyższe dochodzą do około 15K), ale trudno mi określić jaki jest tam zakres. Potęga dwójki najbardziej zbliżona byłaby 14, czyli 16384 (2^14), co mogłoby potwierdzać z danych technicznych. Przyznam szczerze, jest to bardzo dobry wynik, bowiem z Canonem 60D utrzymywałem coś poniżej 7000 ADU... no i robi się problem z mojej strony, co może ktoś wyjaśni. Bo dla mnie na nic te testy z Internetu, dopóki samemu się nie sprawdzi. W programie IRIS podawało mi ADU do 32768, jakby to było 15-bit, więc jakieś dziwne rozciągnięcie. Osobiście, jakbym miał ruszyć z tranzytem z lustrzanką, to bym samodzielnie wykonał test liniowości na tym samym programie, z którego bym korzystał później . Albo IRIS, albo AstroImageJ. Kilkanaście flatów o różnym czasie naświetlania, ale to, co bym pozostawił, to ISO 400. Także podczas obserwacji. Mając informację o konkretnym miejscu, gdzie liniowość się załamuje, będzie wiadomo jak bardzo naświetlić dany obiekt. Załóżmy, że liniowość wypada przy 10000 jakiegoś tam zakresu, bezpiecznie będzie utrzymać się w 70% tej wartości. Czyli te 7000. To dlatego, że musimy mieć 100% pewność, że podczas sesji nie naświetli się pojedynczy piksel za bardzo, co może być zmienne podczas seeingu/ruchu/zmian ostrości itp (osobiście w tranzytach kamerą trzymam się nawet 50-60%). Celujemy w HD 189733 na ISO 400 i czasie naświetlania 30 sekund. Wyjmuję kartę z aparatu, wsadzam do laptopa. I sprawdzam na tych trzech ujęciach ile ADU ma najjaśniejszy piksel na gwieździe. Załóżmy, że jeśli trzymamy się tych 7000, to wyniki to 5000, 5500, 4800. To trochę lekko mniej. Na oko potrzebujemy trzydzieści ileś procent więcej, czyli to jak 30s ekspozycji na 40s. Powrót karty do lustrzanki, robię trzy ujęcia po 40s. Jeśli jest faktycznie blisko tych 7 tysięcy, jest git. Taki czas naświetlania trzymamy przez całą obserwację, przy czym pamiętamy: przy rozjaśnionym niebie, od razu mamy parę procent do góry - jak później będzie ciemniej, to ADU lekko i tak spadnie (dlatego u siebie mam gotowe testy na wszystkich filtrach, że jaki jest poziom tła w histogramie przy Słońcu na -8, -10, -12 stopniach wysokości itd. do późniejszej korekcji) aby zwiększyć szanse i uzyskać pewny pełny tranzyt, zacznijmy godzinę przed tranzytem i skończmy godzinę po (dla powyższego przypadku, bo tranzyt nie jest długi) nie robimy przerw między klatkami, pamiętajmy o RAW upewnijmy się, że podczas przesuwania się po niebie, nie natrafimy na jakieś ziemskie przeszkody (drzewo/dom) bateria wytrzyma te 4h obserwacji, będzie coś zapasowego? jest ochrona na wilgoć, aby nie było przedwczesnego końca obserwacji? Jakby się udało złapać godzinę przed i dojść przynajmniej do połowy tranzytu, to już będzie coś, co się nada. Oczywiście pełna obserwacja zwiększa szansę na detekcję kilkukrotnie, jeśli ma być to marginalne. HD 189733 jest prostym celem. Jeśli w przeszłości dawało radę mierzyć do setnych części magnitudo, to i tym razem się uda, jeśli po drodze nie będzie niespodzianek Między innymi z powodu powyższych problemów skończyłem z fotometrią lustrzankową i przeszedłem na kamerę, gdzie nie trzeba się tym martwić

Przyznam, że do tej pory nie robiłem prób detekcji słabych poruszających się obiektów (< 17 mag), choć te próby właśnie pod to planuję. Eris, Sedna, księżyce Leda, Siarnaq i Sycorax czy inne mniejsze obiekty Pasa Kuipera. Problemem jest jednak okolica. Żeby tylko zbyt jasny towarzysz nie spaskudził mi nocy, bo to musi przesuwać się przynajmniej o kilka pikseli dalej Planetoida o jasności 20 mag powinna złapać się bez większego wysiłku podczas pogodnej, bezksiężycowej nocy (10x60s i już spokojnie widać). Z tymi bliższymi problemem jest jednak ruch własny. Tam za Saturnem wystarczy jedynie robić 30-minutowe stacki i później zestackować jak na kometę, a cokolwiek bliższego wymagałoby ciągłego prowadzenia za obiektem. A softu do takiego działania jeszcze nie opanowałem.

Nie robiłem do tej pory dokładnego pomiaru, ale mam krótki opis, co może trochę określić widoczność W środku nocy, nie mając wewnątrz mieszkania zbyt dużo włączonych świateł, po wyjściu na zewnątrz od razu widać Drogę Mleczną. Zasięg gwiazdowy w zenicie wyniósł 5.5 mag. Po krótszej adaptacji do ciemności, powinno zejść maksymalnie do 6.0. Poziom tła przy f/4, 60s i unity gain z ZWO ASI1600MM-c na full spectrum wynosi około 2.1% (bezksiężycowa noc, Słońce na -18 stopniach). Kilka kilometrów dalej za Sejnami (bo robię na terenie miasta) mam 6.5 mag zasięgu, w porywach do 7.0 mag w nieco dalszych rejonach.

Według strony cobs.si, ostatnie pomiary wahają się pomiędzy 12.5 a 13.5 magnitudo

Witam Dzisiaj w nocy postanowiłem przeprowadzić pierwszą próbę zasięgu gwiazdowego na 60-sekundowych ekspozycjach z ASI1600MM-c z GSO 203/800 na NEQ6, bez guide. Cel był ten sam, co dwa tygodnie temu - kometa C/2022 E3 (ZTF). Na początku 2023 roku będzie jasnym celem lornetkowym i chyba na to wskazuje... po dwóch tygodniach od wykonania ostatniej fotki, kometa wyraźnie pojaśniała i już widzę jak z każdym miesiącem zobaczymy jej diametralną różnicę. Przede wszystkim godny uwagi jest warkocz, który bardzo łatwo łapie się na ekspozycjach. Wcześniej uprzedzając - wynik to 160x60s na unity gain Poprzednie próby (na 30s z wyższym gainem) dawały następujący wynik zasięgu gwiazdowego: 6 godzin sięgnie do 21.8 mag, 4 godziny do 21.6 mag, dwie godziny do 21.3 mag. A więc cała zimowa noc byłaby potrzebna, aby przebić barierę 22 magnitudo. Dłuższych czasów naświetlania nie robiłem, bo 30s pozwala mi przeprowadzić całą obserwację w zasadzie bez odrzutów, czując się bezpiecznie. Dlatego spróbowałem jednak 60s, ale PE co około 7-8 klatek wymaga jednak usunięcia jednej minutówki ze względu na lekko pojechane gwiazdy. Zebrałem 280 klatek po 60s, jednak do stackowania nadawało się 160. Dwadzieścia klatek z serii 1-180 odrzuciłem, natomiast pozostałe... musiały pójść do kosza ze względu na osiadającą rosę. Zaskoczyła totalnie, bo pomimo osłon wręcz było słychać jak skapuje W celu określenia zasięgu (robię na full spectrum), biorę pod uwagę tylko i wyłącznie niebieskawe gwiazdy. To one dość rzetelnie pozwalają określić ile magnitudo sięgamy. Przy czerwonych obiektach coś może mieć przy g-band zaledwie 20.5 mag, natomiast w r-band to 19.5 mag, a w i-band nawet 19.0 mag. Ponieważ taki obiekt głównie złapał się w dłuższych falach, nie możemy mówić o detekcji obiektu 20.5 mag, ale bliżej 19.5 mag (czyli po środku spektrum), choć lepiej, aby różnic w ogóle nie było. W tym celu przejrzałem fotki PS1 w poszukiwaniu takich obiektów. Po raz pierwszy miałem sytuację, kiedy to wszystkie obiekty widoczne na PS1 złapały się także na wynikowym stacku (najciemniejsze ciemnoty są zarejestrowane!). Zauważyłem, że bardzo brakuje niebieskawych obiektów mających ~22 mag - dla PS1 jest to praktycznie granica. A skoro wszystkie obiekty po 21.8-21.9 mag (także w r-band) pojawiają się zawsze u mnie, to zasięg oceniłem na 22.0 mag. SDSS okazał się średnio pomocny. Co prawda, widać tam jeszcze słabsze obiekty, jednak są one mało miarodajne - coś, co w katalogu ma 23 mag wygląda na ich zdjęciach na jaśniejsze niż coś innego obok mające 22 mag. Warto dodać też, że zasięg gwiazdowy na pojedynczej klatce to około 19.0 mag (przy czym obiekty 18.7 mag ujawniają się bez problemu na każdej kolejnej klatce, nawet skompresowanym zrzucie ekranu wrzuconym w Messengerze ). Jasności kilku mniej lub bardziej niebieskawych obiektów gwiazdowych przedstawiłem poniżej. To losowe pole okolic komety, stackowane średnią (fotka wyżej to kappa sigma). Jasności podałem w r-band według PS1 (lub SDSS, jeśli PS1 miał niedostępne). Wygląda na to, że niecałe 3 godziny materiału wystarczają, aby w bezksiężycową noc sięgnąć do pożądanej bariery 22 mag. Te powyżej jakby też się łapią, ale równie mocno uwidaczniają się także po 21.5-22.0 mag Za szybko by było aż tak dobrze, jednak zdecydowanie lepiej rozpoznaję niż analizując materiał z poprzednim rekordem 21.8 mag. I da się to jeszcze polepszyć dzięki nadchodzącym dłuższym nocom! Pięć godzin materiału powinno pokazywać wyraźnie wszystko, co ma 22.0 mag, uwidaczniając powoli obiekty w zakresie 22.0 - 22.5 mag. Tutaj PS1 już będzie za słaby Wiem, że zdjęcie nie jest idealne - widzę parę niedociągnięć. Miało to głównie na celu przedstawienie możliwości z zasięgiem gwiazdowym, że jestem gotów na łapanie konkretnych ciemnot, jeśli tylko rozdzielczość pozwala

Możesz jeszcze spróbować tak. Ustaw wyszukiwanie względem 00 00 00.0 +90 00 00.0 z odległością o około 70 stopni. I koniecznie ustaw minimum magnitude na tyle, ile realnie możesz podziałać. Według zdjęć wyżej, pewnie do 9-10 mag, dlatego damy 6 i 10 mag. Maximum magnitude pewnie w zakresie 6 a 9 magnitudo. Wyjdzie wiele rekordów, z czego ręcznie w Excelu (ściągasz plik CSV z wynikami szukania) usuwasz to, co jest powyżej 30 stopni w deklinacji Sortowanie od razu będziesz miał zrobione, jeśli przy wyszukiwaniu dasz także "Order by Angular Sep.".

Jeśli obserwowałeś w filtrze IR850, co przypomina nieco filtr z', to prawdopodobnie złapałeś zmienność. DSCT mają spiczaste maksima lub cała krzywa jest sinusoidalna. Wraz ze wzrostem długości fali, amplituda zmienności zmniejsza się. Z pierwszego wykresu wychodzi coś około 0.015 mag. Jest to wartość jak najbardziej prawdopodobna. Co do skoków, różne są możliwości. Za najbardziej prawdopodobną daję przesaturowanie gwiazd. W moich obserwacjach staram się, aby najjaśniejszy piksel utrzymywał się w zakresie 50-60%. Wynika to z faktu, że ostrość może się "poprawić" z powodu rozszerzalności temperaturowej i bywają czasem momenty lepszego seeingu, gdzie potrafi skoczyć nawet do 80%. Kolejny powód - wznoszenie się danego ciała niebieskiego nieco podjaśnia obiekt, bowiem refrakcja staje się mniejsza. No i czasem gwiazdy referencyjne trzeba też sprawdzić Jeśli będą zaledwie 2 lub 3 możliwe z powodu jasnego celu, to zapłacimy więcej za utratę jednej referencyjnej mimo lepszej saturacji gwiazdy zmiennej. Co do innych powodów, kiedy takie coś obserwuję, to: nagłe przeskakiwanie kadru, czyli korekta dryfu nagła zmiana ostrości, czyli poprawienie skutków rozszerzalności temperaturowej obecność bliskiej sąsiedniej gwiazdy, gdzie program ma problem z określeniem położenia Czyli żadne z powyższych trzech Do porad dodałbym jeszcze wyciągnięcie tego filtra IR850... Nie da się łapać szerzej? Nie sięgniesz wtedy słabych gwiazd Nie wiem też jakiej średnicy jest Twój teleskop, ale zdecydowanie więcej zrobisz sięgając głębiej

Sytuacja na sierpień - maleństwo w porównaniu do PANSTARRSa Coś 400x30s luminancji nie składa prawidłowo, więc na razie samo VRI po 50x30s na kanał z 8" f/4 i ASI1600MM-c. Wrócę do materiału za jakiś czas, szczególnie, jak będzie można zrobić składankę z kolejnych miesięcy

O właśnie, przecież już niedługo też zakrycie w cieniu pierścieni

Zgłaszam chęć zmiany terminu z sierpnia na wrzesień, bo jednak sprawy lekko się pozmieniały (forum nie pozwala na edycję)

Sprzedane

W ramach kontynuacji testów filtrami fotometrycznymi, celem była kometa C/2017 K2 (PANSTARRS). Widzę sporo niedociągnięć, w dodatku to pierwsza próba łączenia gwiazd + kometę robiąc filtrami kamerą mono. Dlatego uznaję to za wstępnie pierwszą wersję i wrócę jak będę miał wystarczająco motywacji ZWO ASI1600MM-c, GSO 203/800, NEQ6, filtry fotometryczne VRI (60x30s na każdy kanał) Największą trudność stanowiło przygotowanie komety pod warstwę z gwiazdami. O ile bardzo fajnie usunęło kometę w tej drugiej, to różnica teł oraz kreski na warkoczu komety (wskutek obecności gwiazd) wyszła jak wyszła. Pierwsze koty za płoty - wiem czego w poradnikach mam szukać Kolory uzyskałem filtrami fotometrycznymi mającymi inne spektrum niż RGB (i to zamiast klasycznego BVR, robiłem VRI pod podczerwień), przez co kometa może nieco odbiegać wyglądem od pozostałych wyników. Nie mniej, wynik końcowy bardzo cieszy - pierwsza własna w miarę okazała fotografia komety. Nie licząc oczywiście komety NEOWISE (ta była wyjątkiem dzięki rozmiarom na niebie i jasności, była też inna), to komety podobne widokiem jak C/2017 K2 (PANSTARRS) widywałem na forach dość często i zawsze chciałem uzyskać taki efekt. Może i nawet da się uzyskać lepsze rezultaty, bo o dziwo, C/2017 K2 ma jeszcze 9 magnitudo - do Garradda czy Lulina jeszcze sporo brakuje.

Ktoś coś? Mam chętnego na pewne rozbicie, ostatnia szansa wzięcia w całości

W przypadku znanych tranzytujących egzoplanet, jak najbardziej - nie ma potrzeby stosowania filtru (a ten CBB nawet lekko pomoże). Bardzo interesuje mnie wynik, jaki można byłoby uzyskać obserwując filtrem IR-pass, który jest nadal szerszy niż każdy z filtrów fotometrycznych. Oczywiście mowa tutaj o bardzo czerwonawych obiektach. W przypadku nieznanych, czyli kandydatki TESS - w celu ewentualnego wykrycia chromatyczności zaćmień. Inna amplituda zmian blasku w poszczególnych filtrach wskazuje, że mamy do czynienia z układem binarnym (druga gwiazda robi różnicę z innym światłem), więc egzoplanety tam nie znajdziemy A filtracja sygnału dotyczy projektów, które nie są związane z tranzytami egzoplanet Możliwości takich zabaw z fotometrią jest mnóstwo, gdzie wybrane wymagają użycia filtrów fotometrycznych. Początkowo celem miała być Haumea, ale sezon na nią się kończy (potrzebne dłuższe wiosenne noce, które mieliśmy w marcu i kwietniu). Chodzi tam o fotometrię w wielu pasmach, by wykryć rotację i różnicę między filtrami w celu zidentyfikowania czerwonej plamy na powierzchni. Ale zanim do takiego tematu podejdę, poza wyszukiwaniem wyników z literatury, zaczynam od testów mających na celu określenie "czy to w takich warunkach jest wykonalne"

Jeszcze nie, na razie jedynie posiłkuję się "na oko" korzystając z przykładowych grafik: Tę samą egzoplanetę (HAT-P-32 b) łapałem bez filtra i wynik wyszedł taki: Głębokość na środku to 0.03 we fluxach i wynosi praktycznie w każdym przypadku tyle samo. A u mnie 0.025, co może spowodowane jest brakiem egressu (i lekko przechyliło). Ale w przypadku brzegowych tranzytów, na pewno spadki sa dużo trudniejsze do zarejestrowania. Przykładem jest WASP-93 b, gdzie ledwo sięga o tarczę gwiazdy - tutaj różny kształt krzywej w różnych filtrach fotometrycznych powinien być zauważalny

Pora na wyniki R-band, tym razem od najjaśniejszych obiektów: 13.5 mag - 0.010 mag 13.5 mag - 0.012 mag 13.6 mag - 0.014 mag 13.6 mag - 0.016 mag 13.7 mag - 0.009 mag 13.8 mag - 0.014 mag 14.0 mag - 0.010 mag (czerwonawy obiekt) 14.1 mag - 0.025 mag 14.2 mag - 0.022 mag 14.9 mag - 0.025 mag 14.9 mag - 0.026 mag 14.9 mag - 0.030 mag 15.0 mag - 0.022 mag 15.3 mag - 0.05 mag (dwa duże odrzuty, mało miarodajny wynik) 15.4 mag - 0.035 mag 16.0 mag - 0.09 mag 16.6 mag - 0.15 mag 17.3 mag - 0.30 mag 17.5 mag - 0.20 mag (dość czerwonawy obiekt) Tutaj także pojawia się tendencja, że im bardziej czerwonawy obiekt, tym lepszej dokładności pomiarowej możemy się spodziewać. Spektrum filtra R jest jednak dość szerokie, brakuje też dokładnych wyników robionych tym filtrem, więc one wszystkie są z grubsza... Stąd raz wychodzi lepszy i dużo gorszy rozrzut na gwiazdach o podobnym blasku. Teraz odpowiedź na pytanie, gdzie znajduje się ta granica. Przy tranzycie egzoplanet interesuje nas dokładność krzywej, gdzie spadek byłby lepiej widoczny. Dajmy rozrzut 0.02 mag. W przypadku powyższych wyników w R-band, granica ta znajduje się w okolicach 14.0 mag. W przypadku I-band, było to gdzieś bliżej 13.5 mag. Zaledwie 0.5 mag różnicy, a biorąc pod uwagę tendencję z czerwonawymi obiektami, spodziewany rozrzut może być jeszcze mniejszy. To dajmy 0.025 mag. Bliżej 14.4 mag w R-band, natomiast w I-band... bliżej 13.9-14.0 mag? Mniej więcej 0.4-0.5 mag mamy też przy R-band. A więc wniosek: jeśli dla danego w obiektu w R-band mamy daną dokładność pomiarową, to w I-band będzie ona jeszcze lepsza, jeśli gwiazda macierzysta w I-band jest przynajmniej o 0.5 mag jaśniejsza niż w R-band. Przykłady obiektów: HD 209458 - typ spektralny G0, promień 1.20 Rs, R-I = 0.3 HD 189733 - typ spektralny K1-K2, promień 0.81 Rs, R-I = 0.4 NGTS-1 - typ spektralny M0, promień 0.57 Rs, R-I = 0.8 LHS 1140 - typ spektralny M4, promień 0.19 Rs, R-I = 1.7 TRAPPIST-1 - typ spektralny M7, promień 0.12 Rs, R-I = 2.4 Gwiazda nie może mieć przesadnie duży rozmiar, aby dało się zarejestrować tranzyt egzoplanety. W przypadku TRAPPIST-1 różnica jest kolosalna. W filtrze R ma 16.5 mag, a gwiazdy o 2 mag jaśniejsze (14.5 mag) mają taki sam rozrzut, co jakby zastosować filtr I. To przekłada się na kilka razy mniejszy rozrzut! Czyli w skrócie - jeśli dysponujemy kamerą monochromatyczną CMOS i nasza optyka pozwala sięgnąć do 900nm (mowa o problematycznych achromatach przy dłuższych falach), to jeśli koniecznie mamy zamiar obserwować z wykorzystaniem filtra fotometrycznego, to I-band niemal we wszystkich przypadkach bije R-band na głowę. Mamy o wiele stabilniejsze gwiazdy i jesteśmy bardziej odporni na zaświetlenie miejskie (LEDy kończą swoje spektrum w momencie, jak dopiero filtr I się zaczyna!) jak i wieczornego/porannego nieba, przez co zawsze mamy bardzo ciemne tło. Korzystając z filtra I w stosunku do filtra R miałem wrażenie, że obserwowałem Rką z nieba, gdzie zasięg widoczności ma ~7 mag. Filtr V znajduje się dopiero na trzecim miejscu pod względem użyteczności - gwiazdy są nieco ciemniejsze i gorzej jest z tłem. Zasięg też wcale nie lepszy niż w filtrze R. Skoro tak świetnie wychodzi z filtrem I, to co na to full spectrum? Na samym początku zdecydowanie poleciłbym użyć filtr wycinający krótsze fale, jeśli interesuje nas detekcja czerwonawego obiektu. Sedna, czyli jeden z planowanych celów, znana jako jeden z najbardziej czerwonych obiektów w Układzie Słonecznym Na podstawie pracy naukowej autorstwa Scout S. Sheppard, jasność obiektu w poszczególnych filtrach to: V = 21.10 mag R = 20.59 mag I = 19.83 mag W filtrze R sięgnęlibyśmy bardziej Sednę, niż gdybyśmy zastosowali filtr I. Czyli, jeśli nas interesuje nie fotometria dokładnościowa na jaśniejszych obiektach, tylko zarejestrowanie czegoś bardzo słabego z Układu Słonecznego... to filtrem I raczej tego nie zrobimy. To przywołam teraz obserwacje MGAB-V359, gdzie też pracowałem na maksymalnych parametrach. Tutaj z uprzedzeniem, mieliśmy do czynienia z 3-minutówkami (na 5-minutówkach mielibyśmy za mało pomiarów na rzetelną ocenę). Wyniki z filtrów fotometrycznych na 14.7 mag to rozrzuty R = +/-0.025 mag, I = +/- 0.05 mag; z kolei 15.3 mag dało R = +/- 0.09 mag, I = 0.22 mag. Do 5-minutówek te wyniki można zmniejszyć o 20%. Jest jednak przepaść, robiąc obserwacje tranzytów bez filtra po prostu zawsze będzie dokładniej. To w takim razie, czy ciemniejsze tło z filtrem fotometrycznym dużo nie pomoże? Na białe noce i przy zaświetleniu miejskim (tego drugiego na szczęście mam umiarkowanie dużo) sporo pozwoli . Właśnie dlatego stosuję filtr CBB. Odcina tylko trochę niebieskiego światła, gdzie i tak tranzyty są słabo widoczne. Ale to wciąż mały fragment wycinanego tła. I teraz jest coś, co koniecznie trzeba przetestować: filtr IR-pass. To jest jak wycięcie większej części światła wizualnego, niż robi to CBB. Pozostaje tylko to, co ma I-band (start jest mniej więcej zbliżony), ale łapie także dłuższe fale. Czerwonawe gwiazdy są tam jeszcze jaśniejsze, światło wieczorne/poranne najwyżej odrobinę podniesie jasność tła. Co więcej, satelita TESS ma spektrum podobne właśnie po zastosowaniu takiego filtra. Czy to ułatwi uchwycenie np. Sedny? Zwiększy zasięg gwiazdowy? Poprawi dokładność pomiarową bardziej niż filtr fotometryczny I na czerwonych obiektach? Jak uda mi się kupić, to przetestuję Do filtra V już nie zaglądam. Widać już po uzyskanym zasięgu, że różnica między V i R jest bardziej kolosalna niż między R oraz I.