Jump to content

bajastro

Społeczność Astropolis
  • Content Count

    858
  • Joined

  • Last visited

Community Reputation

2417 Excellent

About bajastro

  • Rank
    Wega

Informacje o profilu

  • Płeć
    Mężczyna
  • Skąd
    Mielec
  • Sprzęt astronomiczny
    Teleskopy: APM APO 107/700, Newton SW 8" f/4
    Montaże: AZ4, HEQ5 belt mod
    Kamery: QHY163M, ASI 120MINI
    Spektroskopia: SA100, SA200,
    spektrometr szczelinowy Low Spec 2 (siatki: 300 i 1800 l/mm)
    Filtr fotometryczny r'
    Lornetka Nikon Action 10x50 EX

Recent Profile Visitors

4996 profile views
  1. Moje z wczoraj. Jeszcze na jasnym niebie, EOS750D, 70-200 f/4 @200 mm, pojedyncza klatka 10s, ISO100, lekki crop: Jak już się ściemniło to uciekała już za drzewa, pełny kadr z przymkniętą przesłoną do f/4.5, 20s, ISO400:
  2. Mgławica planetarna Kocie Oko w Smoku (NGC6543) Linie spektralne zauważalnie jaśniejsze niż w przypadku M57. Mgławica jest bardzo zwarta, zbyt mała w mojej skali by zrobić przekroje (przynajmniej chwilowo) Obszar OIII zbliżony do tego, który zarejestrowałem w M57: Rejon Hα, różni się sporo, wpływ zjonizowanego azotu jest niewielki, dominuje wąska linia Hα: Zdjęcie mgławicy z wykresu wykonałem w 2016 tym samym refraktorem (APO107/700) z barlowem ES 2x i kamerką ASI224MC (stack w AS!2 50% z avi 200x5s).
  3. Testowo dzisiejszej nocy skierowałem refraktor z podłączonym LowSpec z siatką dyfrakcyjną 1800 l/mm na dwie mgławice: Kocie Oko (NGC6543) i potem na Pierścień M57. Nie pyło pewności czy się uda przy tej rozdzielczości, w końcu refraktor ma nieco ponad 4" apertury, a mgławice niską jasność ~8 mag Zaletą jest to, że na jasność obiektu składa się kilka linii spektralnych, więc są wystarczająco silne by były w zasięgu amatorskiego sprzętu z miasta przy Księżycu zbliżającym się powoli do pełni. Na razie obrobiłem M57, obserwowałem 2 rejony spektralne: H-alpha i OIII. Czas ekspozycji 4 min na klatkę. Obszary spektralne: H-alpha nie jest najsilniejsze, w tym rejonie najmocniej świeci azot (II stopień jonizacji). Przekrój przez mgławicę, zdjęcie wykonałem kilka lat temu z Meade SCT8", ASI224 w trybie avi (50% z 5 minutowego avi, klatki po 5s): Nie trafiłem ze szczeliną w najdłuższą oś Profile wzdłuż linii "cięcia": Maksima promieniowania azotu są bardziej rozsunięte, niż w przypadku Hα. Oznacza to, że zewnętrzna część jasnego obwarzanka emituje promieniowanie głównie w azocie. Wewnętrzna część pierścienia i ciemniejszy obszar w samym środku świeci w OIII i Hα. Kocie Oko będzie później
  4. Galaktyka w tle, Aladin, SDSS9: Daleko jest, z bazy Vizier: 384 Mpc ~1.25 mld lat świetlnych
  5. EOS750D, 70-200 f/4 @200 & f/5, stack 30x0.8s, kolor nie bardzo wychodził, wersja BW:
  6. Arcturus (α Boo) , pomarańczowy olbrzym, jedna z najjaśniejszych gwiazd na naszym niebie. Typ widmowy jest określony na K1III-K2III, choć znalazłem źródło, które podaje nawet G8III/K0III. W VSX figuruje z oznaczeniem NSV 6603 jako gwiazda zmienna typu LB, czyli wolna i nieregularna zmienna późnego typu o małej amplitudzie zaledwie 0.02 mag (filtr Johnson V): https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=45227 Zaciekawiły mnie w widmie tej gwiazdy 2 linie spektralne wapnia: Ca II K i H. Okazuje się, że w dużej rozdzielczości uzyskiwanej przez spektrografy Echelle (R min. 20000) występują podwójne zwykle asymetryczne wzniesienia emisyjne w samym środku linii H i K. Wywołane jest to różnymi prędkościami wiatru w chromosferze. Efekt ten można wykorzystać do długoterminowego monitorowania zmienności związanej głównie z aktywnością magnetyczną. Mi jak dotąd nie udało się rozdzielić centralnych wzniesień na 2 emisyjne piki, chociaż same wzniesienia w rdzeniach obu linii Ca II udało się zarejestrować: Centralne wzniesienie w K jest wyższe niż w H, co dobrze zgadza się z literaturą (oznaczyłem czerwonymi strzałkami): Źródło: Lexen E.; et al., 2010, The outer atmospheric layers of the early M dwarf Gliese 1 Link: https://www.researchgate.net/publication/41712893_The_outer_atmospheric_layers_of_the_early_M_dwarf_Gliese_1 Pomimo tego, że Arcturus jest olbrzymem późniejszego typu a Słońce znajduje się na ciągu głównym, obszar Ca II H i K jest bardzo podobny. Edit: W Capelli występuje ten sam efekt, wcześniej nie zwróciłem na to uwagi: Zmienia kształt w zależności od fazy: Źródło: Cha, G.; et. al., 1996, High Resolution H-alpha and Ca II K Spectroscopic Observations of Capella and the Analysis Link: http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1996PASP..108..594C/0000597.000.html Wygląda na to, że to zjawisko typowe dla olbrzymów typu widmowego G i K.
  7. Porównanie szerokości linii H-alpha dla Aldebarana (K5III), Słońca (G2V) i Syriusza (A1V). Kalibracja m.in. na atmosferycznych liniach H2O występujących w rejonie linii H-alpha: Aldebaran ma późniejszy typ, do tego jest olbrzymem, zawiera w widmie silniejsze i liczniejsze linie metali niż Słońce. W widmie Syriusza oprócz bardzo szerokiej linii H-alpha występują w zasadzie tylko absorpcyjne linie pary wodnej zawartej w naszej atmosferze, które posłużyły do kalibracji.
  8. Dzisiejszej nocy przeprowadziłem pierwszą obserwację układu spektroskopowo podwójnego Mizar A (ζ1 UMa). Tworzą go praktycznie identyczne dwie gwiazdy typu widmowego A2V o masach 2.2 masy Słońca. Ekscentryczność orbit wynosi 0.54, okres obiegu 20.54 d. Odległy o 14" Mizar B również jest układem spektroskopowym, tu jednak gwiazdy okrążają barycentrum w czasie 176 d. Wraz z odległym o niecałe 12' Alkorem (A i B) tworzy układ sześciu gwiazd. Układ ten jest pierwszym odkrytym układem spektroskopowo podwójnym, dokonała tego w 1890 r. Antonia Maury podczas analizy zdjęć spektroskopowych. Zauważyła, że na niektórych zdjęciach linia K jest rozdwojona. W najbliższym czasie spróbuję zaobserwować też i tę linię. Wykres fazowy prędkości radialnych składników Mizara A za sprawą ekscentryczności orbit jest interesujący: https://en.wikipedia.org/wiki/Mizar#/media/File:Mizar-A-BS2.png Maksymalne rozsunięcie linii spektralnych było kilka dni temu, ale jak pogoda pozwoli to wkrótce spróbuję przeprowadzić więcej obserwacji. Dwa minima w linii Hα: Linie wodoru w widmach gwiazd typu A są bardzo szerokie, postanowiłem zaobserwować podwójną linię sodu, niestety w gwiazdach wczesnych typów widmowych linie metali są bardzo słabe. Na pierwszy rzut oka prawie nic nie było widać, ale po "stackowaniu" klatek i obróbce są 4 linie: To, że gwiazdy są takie same (w granicach błędów pomiarowych), oznacza że poruszają się z takimi samymi wartościami prędkościami o przeciwnych kierunkach. Ruch układu pominąłem, przybliża się do US z prędkością radialną vr = -5.6 km/s. Średnia prędkość radialna bez uwzględnienia ruchu układu wynosi +42 km/s dla składnika oddalającego się i -42 km/s dla składnika przybliżającego się (po uwzględnieniu vr układu: +36 km/s oraz -48 km/s). Błąd wyznaczenia prędkości radialnej szacuję na 5 km/s.
  9. Ten guider to i u mnie cienki, trochę go poprawiłem, wsuwając lusterko do środka ile się da (potrzebne dłuższe śruby), żeby uzyskać symetryczną winietę i jest znacznie lepiej. Najlepiej to zrobić w dzień na jakichś lampach, antenach, stalowych konstukcjach z kilkuset metrów. Chociaż gwiazdy to dalej ciapki ale mniejsze. Z tym podwójnym achromatem podsunąłeś mi pomysł, można kupić jakiegoś używanego Plossla na części i wpakować do tego modułu. Tylko np GSO30 2" raczej się nie zmieści. Czyli może być tak, że te szczeliny ovio nie takie złe, tylko achromat f/2 czy nawet f/4 robi masakrę z gwiazd.
  10. Gratuluję ukończenia budowy sprzętu. Jak rozumiem to z siatką odbiciową 150 l/mm nie wypaliło w układzie z LowSpec i układ miał za mały zasięg i za dużą skalę.
  11. Wieczorne Tatry z Przyłęka z niedzieli (15-03-2020 r.). Tym razem refrakcja podniosła Tatry tak, że pokazały się jeszcze Starorobociański Wierch, Jarząbczy i Jakubina. Do najdalszego szczytu 178 km.
  12. Od ostatniego postu minął prawie rok. W tym czasie odkryłem i współodkryłem łącznie 200 nowych gwiazd zmiennych. Celem poszukiwań były zaćmieniowe układy ekscentryczne oraz gwiazdy rzadszych typów, na których skupione są głównie zautomatyzowane obserwatoria naziemne i kosmiczne. Wszystkie gwiazdy odnalazłem metodą data mining, czyli wyszukując pominięte obiekty przez naukowców i automatyczne algorytmy w udostępnionych danych w bazach ASAS-SN, ZTF, SuperWASP, NSVS, PanSTARRS1 i innych obserwatoriów. Niektóre ciekawsze obiekty były dodatkowo obserwowane. Poniżej mozaiki wykresów fazowych/jasności dla ostatnich 200 gwiazd zmiennych w 4 częściach po 50 obiektów. Nr 301 - 350 Nr 351 - 400 Nr 401 - 450 Nr 451 - 500 Jedna z ciekawszych gwiazd BMAM-V342 należąca do typu EA/HW opisana jest w tym temacie: BMAM-V400 - układ podwójny typu EA/RS zlokalizowany w Łabędziu. Okres obiegu tych gwiazd wynosi 0.28 d, ponadto występuje bardzo silny efekt odbicia a do tego składniki poruszają się po orbitach eliptycznych: MGAB-V287 (NADA-V95, BMAM-V412) to układ podwójny typu EA/WD, którego jeden ze składników jest białym karłem. Współodkrywcami tego obiektu są @LibMar i @ANowak. Przeprowadziliśmy dodatkowe obserwacje mające na celu dokładniejsze określenie momentów zaćmienia i epoki. Wykres fazowy: Publikacja dostępna pod linkiem (baza danych VSX): https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=844708 BMAM-V444 to ciekawy układ typu R z bardzo silnym efektem odbicia, jego amplituda silnie zależy od pasma: W rzeczywistości nie jest to odbicie, tylko podgrzana przez gorącego towarzysza jedna strona czerwonego karła ma wyższą temperaturę i emituje mocniej promieniowanie. Zaćmienia nie są widoczne, Układ Słoneczny nie znajduje się w płaszczyźnie ruchu składników tego układu. BMAM-V500 to układ typu NL+E, obiekt ma wyraźne zaćmienia, w przyszłości może wybuchnąć jako nowa: Rozkłady dla 200 odkrytych gwiazd zmiennych wg typów zmienności i gwiazdozbiorów: Odkryte obiekty znajdują się na obu półkulach, niektóre z gwiazd są niewidoczne z Polski. Na koniec dodam, że 2MASS J21475650+4408234 - cefeida typu DCEPS, którą odnalazłem w 2018 r w Łabędziu, była jedną z 2431 gwiazd pulsujących, na podstawie których UW w 2019 r. opracował mapę struktury Drogi Mlecznej. Wyniki zostały umieszczone w publikacji: https://arxiv.org/pdf/1806.10653.pdf Dołączony jest plik z wykazem cefeid wraz z referencjami, moja cefeida też jest : https://arxiv.org/src/1806.10653v3/anc/Table_1.dat Większość cefeid została wykryta przez OGLE, tylko niewielka ich liczba to amatorskie odkrycia.
  13. Nie mogli postawić tego obserwatorium 20 km od miasta? Nie trzeba mieć 10 m lustra. 12" SCT można robić już sporo naukowych obserwacji, chociażby prowadzić fotometrię gwiazd zmiennych czy obserwować tranzyty egzoplanet. W spektroskopii też już da radę coś pocisnąć na gwiazdach powiedzmy do +10 mag na przyzwoitej rozdzielczości. Inne możliwe zastosowania były już wspomniane.
  14. Rozumiem, że porządnego obserwatorium w Żaganiu nie ma za unijne dotacje i budujecie własnymi siłami?
  15. Kilka lat i będzie całe niebo, może nawet fotograficzny Atlas wydasz?
×
×
  • Create New...

Important Information

We have placed cookies on your device to help make this website better. You can adjust your cookie settings, otherwise we'll assume you're okay to continue.