Skocz do zawartości

Rybi

Społeczność Astropolis
  • Zawartość

    182
  • Rejestracja

  • Ostatnia wizyta

Reputacja

420 Good

O Rybi

  • Tytuł
    Antares

Kontakt

  • Strona WWW
    http://
  • Skype
    rybi2004

Informacje o profilu

  • Płeć
    Mężczyna
  • Skąd
    Szczecin
  • Zainteresowania
    Fizyka gwiazd / fotometria DSLR / CCD

Ostatnie wizyty

729 wyświetleń profilu
  1. Zaćmienia b Persei (nie mylić z beta Persei)

    Wygląda na to, że obecne zaćmienie b Persei będzie płytsze i szersze ?
  2. Zaćmienia b Persei (nie mylić z beta Persei)

    Próbuję obserwować zaćmienia b Persei od ok. 5 lat, ale tak dobrej pogody podczas zaćmień tego układu jeszcze nie miałem! Wczoraj, mniej więcej na początku dn. 12 lutego 2018r. (czas UT) rozpoczęło się zaćmienie główne w potrójnym układzie b Persei. Wygląda na to, że obecne zaćmienie główne będzie miało zupełnie inny kształt krzywej blasku niż poprzednie w marcu 2016r. Wtedy nastąpił gwałtowny spadek jasności aż o 0,3 mag i głębokie dno, a teraz widać tylko jakieś esy-floresy ok. 0,15 mag. Zachęcam do obserwacji!!! Również obserwuję - ostatniej nocy od godz. 18 do 1 UT (z przerwami pomiędzy chmurami), ale obserwacji jeszcze nie raportowałem do bazy AAVSO.
  3. Zaćmienia b Persei (nie mylić z beta Persei)

    Rozpoczęło się zaćmienie główne w potrójnym układzie b Persei - szczegóły "ogólnoświatowej " akcji obserwacyjnej można znaleźć pod poniższym odnośnikiem: https://www.aavso.org/comment/58500#comment-58500 Zachęcam do obserwacji - szczególnie przez najbliższe 2-3 noce!!! Ja też obserwuję ...
  4. Zaćmienia b Persei (nie mylić z beta Persei)

    Zimą dla b Persei są najlepsze warunki obserwacyjne, tylko niestety cały czas u nas są chmury. Można obserwować przez całą noc - ...naście godzin, co jest bardzo istotnej podczas ~3-4 dniowej fazy zaćmienia. Z powodu specyficznego okresu orbitalnego ~704 dni kolejne zaćmienia b Persei "opóźniają się" o ~1 miesiąc, a dokładniej ~26 dni (2 x 365 dni = 730 dni - 704 dni). Pierwsze obserwowane zaćmienie wtórne b Persei (tranzyt składników A+B na tle C) nastąpiło około 8 lutego 2013r., następne - około 13 stycznia 2015r., ostatnie - około 16 grudnia 2016r. następne w przyszłości - listopad 2018r., październik 2020r., wrzesień 2022r., ... Pierwsze obserwowane zaćmienie główne b Persei (tranzyt składnika C na tle A+B) nastąpiło około 9 marca 2016r., następne/najbliższe - około 12 lutego 2018r., kolejne w przeszłości - styczeń 2020r., grudzień 2021r., ... Nie do końca jest jasne, które zaćmienie w układzie b Persei jest główne, a które wtórne. Przyjmuje się, że składniki A+B są odpowiednio typu widmowego "A2V" oraz "F", a składnik C - również typu "F". W widmie obserwuje się tylko linie absorpcyjne najjaśniejszego składnika A2V! Po obserwacjach zaćmienia w marcu 2016r. wydaje się, że właśnie to zaćmienie powinno być główne gdyż: 1. jest ono znacznie głębsze niż inne dotychczas zaobserwowane: ~0,35 vs ~0,15 mag; w zaćmieniu głównym jest spodziewany tranzyt ciemnego składnika C (Sp~"F") na tle jasnego A (Sp~"A2V"); 2. potwierdza to zachowanie się jedynych obserwowanych linii widmowych jasnego składnika ~A2V (obserwacje A. Miroshnichenko z jesieni 2016r. i zimy 2017r. - obserwacje trwają ...).
  5. Zaćmienia b Persei (nie mylić z beta Persei)

    Zbliża się kolejne zaćmienie w jasnym (4,57V) układzie potrójnym b Persei, gdzie raz na ~704 dni składnik "C" przechodzi przed lub za podwójnym układem elipsoidalnie zmiennym "A+B" o okresie ~1,5 dnia. Zgodnie z efemerydą w dn.12 lutego 2018 r. powinno nastąpić zaćmienie główne (tranzyt C na tle składników B+C). "Gwiazdka" jest przyjemna do obserwacji. Nie trzeba robić wyszukanych transformacji - (B-V) tylko 0,054 mag. Wystarczy ciągła fotometrią DSLR/CCD w okresie od 5 do 19 lutego 2018 r. (tydzień przed i tydzień po zaćmieniu). Istotne jest, aby wykonać serię ciągłych obserwacji fotometrycznych (... 1-2 godziny) do celów kalibracyjnych w tygodniu przed zaćmieniem (lub po zaćmieniu). A w czasie zaćmienia (12 lutego 2018r +- 2 dni) robić "do upadłego" fotometrię b Persei (np. w grudniu 2016. przez 10 godzin w sposób ciągły obserwowałem fazę zaćmienia - tylko wtedy w mojej okolicy pogoda zgrała się z zaćmieniem w ciągu ostatnich 5 lat!). Przy fotometrii DSLR należy raportować obserwacje jako obserwacje standaryzowane TG lub po uwzględnieniu współczynnika transformacji TG -> Johnson-V jako "V". Będzie tutaj minimalna poprawka transformacyjna, bo pomiędzy gwiazdą porównania i zmienną jest różnica B-V ~0,2 mag. Dla mojej lustrzanki współczynnik transformacji TG->Johnson-V ostatnio wynosił -0,1486 co daje poprawkę pomiędzy TG i V około 0,03 mag (-0,1486 * 0,2). Gwiazdy porównania i testowa może być analogiczna jak podczas obserwacji poprzednich zaćmień. Gwiazda porównania HIP 20156 = SAO 39457 = HR 1330 = HD 27084 (gwiazda z etykietką '55' na dojściach AAVSO): 5,456V, B-V=0,219mag Gwiazda testowa np. HIP 20370 = SAO 39484: 7,110V, B-V= 1,320 mag - o ile zestaw obserwacyjny posiada pole widzenia około stopnia. Ale jako gwiazda testowa może być wykorzystana każda inna gwiazda w polu widzenia setupu z listy zalecanej przez AAVSO. Mapka okolicy b Persei z wczesniejszych wpisów w tym wątku: Zachęcam do obserwacji ... Marzec 2016r. - ostatnie i jedyne obserwowane zaćmienie główne w układzie b Persei (tranzyt C na tle składników B+C). Podobnej krzywej blasku należy spodziewać się tym razem. Grudzień 2016r. - ostatnie obserwowane zaćmienie wtórne w układzie b Persei (tranzyt składników A+B na tle C) Materiały źródłowe: [1] Alert AAVSO nr 610 - Anticipated primary eclipse of b Persei by the third star. [2] Wątek na forum dyskusyjnym AAVSO - February 2018 b Per observing campaign. [3] Wątek na forum dyskusyjnym AAVSO dot. spektroskopii - February 2018 b Per observing campaign - Spectroscopy
  6. Syriusz na linii z gwiazdami z pasa Oriona?

    Może coś się wydarzy za 700 tysięcy lat jak Hamal będzie najbliżej Oriona ...
  7. Syriusz na linii z gwiazdami z pasa Oriona?

    Moim zdaniem mieszasz ruchy własne gwiazd z precesją osi ziemskiej, której okres wynosi około 26 tys. lat --> https://pl.wikipedia.org/wiki/Precesja Jak napisał Szuu, ustawienie się Syriusza względem gwiazd Oriona jest jednorazowym zdarzeniem - przypadkowe spotkanie gwiazd! Wszystkie gwiazdy z okolic Słońca uczestniczą w ruchu ramion spiralnych naszej Galaktyki - Drogi Mlecznej. Względem siebie przesuwają się w tym strumieniu gwiezdnym w odległości około 20 tys. lat świetlnych od centrum Drogi Mlecznej, okrążając centrum Drogi Mlecznej w ciągu około 200 mln lat. Droga Mleczna liczy kilkaset miliardów gwiazd. A w ciągu najbliższych parunastu (?) milionów lat Syriusz przestanie być "świetlisty", w ciągu <1 mln Betelgeuza skończy jako supernowa, ...
  8. Syriusz na linii z gwiazdami z pasa Oriona?

    Trochę pomogę zainteresowanemu, ponieważ ostatnio też "kręcą mnie" podobne tematy ... Tutaj masz Syriusza "na oko" ustawionego w jednej linii z gwiazdami pasa Oriona. Nie będę się bawił w trygonometrię sferyczną, aby tą linię ustalić dokładnie - będzie to ze 20 -18 tys. lat przez Chrystusem. W każdym razie Syriusz (... a tuż za nim Procjon - kilkadziesiąt tysięcy lat później ) mknie niczym "kometa" naszym po niebie względem Oriona. Klawisze sterujące: P - pauza/kontynuacja, L- pokaż/ukryj nazwy własne gwiazd, R- upływ czasu do przodu/do tyłu, Q - generuj link do symulacji, H- pokaż/ukryj identyfikatory gwiazd z katalogu Hipparcha, M - pokaż/ ukryj przyciski kontrolne. Tutaj można znaleźć więcej symulacji ruchów własnych gwiazd. Prawdę mówiąc bardziej od ziemskiego nieba lubię oglądać gwiazdy pod innymi słońcami. Takie "fiction" z dużą ilością "science" Do tego celu nadaje się np. symulator Wszechświata Celestia, ale Celestia nie uwzględnia ruchów własnych gwiazd w przestrzeni! Możesz w oka mgnieniu przenieść się pod niebo wybranej gwiazdy - i t.j. "fiction". Ale samo rozmieszczenie gwiazd w przestrzeni jest wzięte z katalogów astronomicznych. Im bliżej od Słońca, tym rozkład gwiazd jest wiarygodniejszy. Np. pod niebem Proximy Centauri "w dzisiejszych czasach" Syriusz spotyka się na niebie z Betelgeuzą. Trochę o możliwościach Celestii pisałem w następującym wątku na AP: https://astropolis.pl/topic/61073-celestia-najpiękniejszy-symulator-wszechświata/
  9. Przy końcu 2017 roku niebo było na tyle przekonujące, że wyciągnąłem mój zestaw do fotometrii lustrzankowej i zrobiłem podejście do standaryzowanej fotometrii CE Tau i V960 Tau jednocześnie w trzech kolorach TG,TB i TR. W bieżącym roku tylko 7 stycznia było pogodne niebo w mojej okolicy i tej nocy po raz trzeci fociłem okolice CE Tau. Zresztą tej pierwszej pogodnej nocy w 2018r. kolega forumowy Jarosław (vel. Esku1RES) odkrył pierwszą supernową w tym roku - SN2018bi. Natomiast ja przy okazji fotometrii CE Tau na skraju pola widzenia złapałem asteriodę o średenicy ok.140km i nazwie Massalia, która mijała własnie gwiazdę 109 Tau. Był to obiekt o jasności ok. 8,9 mag w barwie V (na fotkach kierunek N - w lewo, W - do góry). Do różnicowej fotometrii standaryzowanej wybrałem bardzo czerwoną gwiazdę porównania "58" dla CE Tau i bardzo niebieską "54" - dla V960 Tau. Zresztą do końca nie jestem przekonany czy to jest najlepsze rozwiązanie. Poniżej załączyłem listę gwiazd, których jasności mierzyłem, aby wykorzystać jako gwiazdy porównania ("comp") albo testowe ("check"). Niektórzy obserwatorzy wrzucili do bazy AAVSO uśrednione jasności z kilku gwiazd porównania ("ensemble photometry"), ale tylko dla pikseli lustrzankowych TG, które przetransformowali do standardowych jasności astronomicznych w filtrze Johnson-V (tylko ta barwa prawdopodobnie nadaje do transformacji dla tak patologicznie czerwonej gwiazdy jak CE Tau). Aktualnie staram się wyjaśnić wątpliwości na forum AAVSO. Do bazy AAVSO wrzuciłem obserwacje TB,TG,TR dla obu gwiazd, tzn. CE Tau i V960 Tau, bazując na pojedynczych gwiazdach porównania odpowiednio "58" i "54". Poniżej załączyłem krzywe blasku CE Tau i V960 Tau uzyskane w AAVSO LCG (light curve generator), gdzie moje obserwacje (kod obserwatora BRIA) są oznaczone "+". W zależności od koloru użytej przez obserwatora gwiazdy porównania występują tutaj różnice jasności aż do 0,9 mag na ten sam moment dla CE Tau/ V960 Tau. Generalnie jasności lustrzankowe TB i TR nie transformuje się do standardowych jasności B,Rc dla tak czerwonej gwiazdy jak CE Tau (zupełnie nie podobne do siebie krzywe czulości filtrów!). W fotometrii obowiązuje zasada, aby dobierać gwiazdy porównania o podobnych barwach jak gwiazdy zmienne. Jak już wcześniej wspominałem, staram się ten temat wyjaśnić na forum AAVSO.
  10. Bardzo sensowna idea dla astro-amatorów! Sam spektrograf Alphy 600 też nie kosztuje krocie -- w wersji podstawowej coś ok. 3 tys. PLN. To taniej niż kamery CCD, a nawet niewiele drożej od filtrów do astronomicznej fotometrii CCD (np. B,V,Rc). Piszę o tym, bo podczas akcji obserwacyjnej jasnej nowej w Delfinie kilka lat temu, francuski astro-amator Buil robił fotometrię B,V,Rc tej nowej za pomocą Alphy 600 - wycinając programistycznie linie emisyjne w widmach zrobionych Alphy 600 i traktując te widma syntetycznymi filtrami B,V,Rc (... można również symulować inne filtry fotometryczne, np. sloanowskie ). Takie podejście daje jasności nowej w różnych filtrach na poziomie widma ciągłego, bez skażenia ich silnymi liniami emisyjnymi.
    1. Adm2

      Adm2

      Sygnał z Voyagera leciał 19 godzin do ziemi :-)

      Zawsze mnie to ciekawiło ale nie dowiedziałem się jak to jest z falami radiowymi lub światłem.

      Czy jak się np włączy nadajnik na 1 sekundę, lub latarkę na 1 sekundę i wyłączy, to czy ten impuls dalej leci, czy zniknie?

       

  11. Nadchodzi ZTF (Zwicky Transient Facility)

    W konstrukcji kamery CCD dla projektu ZTF są przerwy pomiędzy chipami 6x6kpx, co powinno objawiać się regularnymi nieciągłościami w pokryciu nieba - gdyby zdjęcie wynikowe posklejać z sąsiednich klatek. Jak zauważył kolega na sąsiednim forum, zdjęcie - "pierwsze światło" w projekcie ZTF zostało poskładane w bliżej nieokreślony sposób. Występują wyraźne paski o różnej intensywności, które starałem się uwypuklić ma poniższym zrzucie ekranowym. Nie zauważyłem brakujących gwiazd (... przynajmniej jaśniejszych), ale ta obróbka to chyba totalna "amatorszczyzna" (?). Na zdjęciach DS-ów na Forum nie widziałem takich nieciągłości / skoków w intensywności tła nieba (ale kol.Forumowiczom raczej wystarczy 1 chip do astro-foto ). Owszem jest informacja, że zdjęcia kamerą ZTF będą naświetlane przez 30 sekund. Ale nigdzie nie znalazłem czasu naświetlania zdjęcia - "pierwszego światła" w projekcie ZTF. W związku z tym wykonałem też kawał nikomu niepotrzebnej roboty w dzisiejszą "olewistą" sobotę ... (... dopiero niedawno przestało padać!) Tzn. poniżej spróbowałem bardzo, bardzo zgrubnie oszacować ten czas na zdjęciu zliczając liczbę prześwietlonych pikseli od dwóch gwiazd: sigma Ori i HR 1959 i porównując ją do liczby fotonów zbieranych przez kamerę ZTF w filtrze V. Powierzchnia zbierająca światło w 1,2m teleskopie Oschina: 3,14 * 0,6 * 0,6 m2 --> 1,13m2 - 20% obstrukcja centralna --> 0,90 m2 Przy czym 1,2m to jest średnica płyty korekcyjnej w tym teleskopie Schmidta, a zwierciadło główne ma średnicę 72", czyli ~1,8m. 1. Gwiazda sigma Orionis - V = 4,00 mag, ale przyjmując ekstynkcję atm. Mt Palomar np. 0,2 mag --> V ~ 4,2 mag, a) Szacowanie liczby pikseli prześwietlonych na zdjęciu od sigma Ori: -) pionowy "zaciek" 5000 px długość x 4 px szerokość ~ 20000 pikseli, -) centralna apertura fotometryczna ("na oko" uwzględniłem tutaj też promienie odchodzące w innych kierunkach) r=200 px --> ~ 125 000 pixeli, RAZEM : ~145 000 prześwietlonych pikseli, b) Szacowanie fotonów z gwiazdy sigma Ori zebranych na zdjęciu: ~ 145000 prześwietlonych pikseli * 15 * 15 mikron2/piksel * 900 foto-elektronów/mikron2 * 1 foton/foto-elektron ~ 29 360 000 000 fotonów c) Szacowanie liczby fotonów padających na powierzchnię 0,9m2 w filtrze V od sigma Ori: i) w tabeli strumień przy V=0 wynosi 3640 Jy; ii) stąd przy jasności gwiazdy V=4,2 mag strumień jest osłabiony o czynnik 10^(-0,4*V) = 0,02089 i wynosi 76,05Jy; iii) ponieważ delta_lambda/lambda=0,16 dla filtru V, więc strumień fotonów na sekundę zbierany przez aperturę 1m2 wynosi 76,05Jy * 15 100 000 fotonów/sek/m2 * 0,16 = 183 736 800 fotonów / sek; iv) powierzchnia apertury 0,9m2 zbiera mniej fotonów, bo 165 000 000 fotonów / sek. d) Czas naświetlania zdjęcia w-g liczby fotonów sigma Ori: 29 360 000 000 fotonów / 165 000 000 fotonów / sek ~ 178 sekund. 2. Gwiazda HR 1959 (HD 37904, SAO 132465) - V = 6,80 mag, ale przyjmując ekstynkcję atm. Mt Palomar np. 0,2 mag --> V ~ 7,0 mag, a) Szacowanie liczby pikseli prześwietlonych na zdjęciu od HR 1959: -) pionowy "zaciek" 500 px długość x 4 px szerokość ~ 2000 pikseli, -) centralna apertura fotometryczna ("na oko" uwzględniłem tutaj też promienie odchodzące w innych kierunkach) r=50 px --> ~ 7800 pixeli, RAZEM : ~9800 prześwietlonych pikseli, b) Szacowanie fotonów z gwiazdy HR 1959 zebranych na zdjęciu: ~ 9800 prześwietlonych pikseli * 15 * 15 mikron2/piksel * 900 foto-elektronów/mikron2 * 1 foton/foto-elektron ~ 1 985 000 000 fotonów c) Szacowanie liczby fotonów padających na powierzchnię 0,9m2 w filtrze V od HR 1959: i) w tabeli strumień przy V=0 wynosi 3640 Jy; ii) stąd przy jasności gwiazdy V=7,0 mag strumień jest osłabiony o czynnik 10^(-0,4*V) = 0,001585 i wynosi 5,769Jy; iii) ponieważ delta_lambda/lambda=0,16 dla filtru V, więc strumień fotonów na sekundę zbierany przez aperturę 1m2 wynosi 5,769Jy * 15 100 000 fotonów/sek/m2 * 0,16 = 13 940 000 fotonów / sek; iv) powierzchnia apertury 0,9m2 zbiera mniej fotonów, bo 12 540 000 fotonów / sek. d) Czas naświetlania zdjęcia w-g liczby fotonów sigma Ori: 1 985 000 000 fotonów / 12 540 000 fotonów / sek ~ 158 sekund. PODSUMOWANIE: Wyszła mi dość dobra zgodność w oszacowaniu czasu naświetlania rzędu 2-3 minut dla "pierwszej" fotki ZTF jak na przyjęty sposób "na oko" Wygląda na to, że obie gwiazdy sigma Ori (4,0V) i HR 1959 (6,8V) były naświetlane nieco dłużej na zdjęciu niż standardowe 30 sekund przewidziane dla ZTF. Ale czy rzeczywiście tak było to wiedzą tylko autorzy fotki
  12. Optyka 48" teleskopu systemu Schmidta na Mt.Palomar była dość mocno modyfikowana przy kolejnych projektach: POSS-I, POSS-II, PTF/iPTF, ZTF (modyfikacje płyt korekcyjnych, spłaszczacze pola, ...). Opisałem to na sąsiednim wątku:
  13. Nadchodzi ZTF (Zwicky Transient Facility)

    ZTF to nie tylko dołożenie najnowszej kamery 600-megapikselowej CCD w miejsce kliszy w teleskopie 48" im.Oschina w Obserwatorium Mt.Palomar. Tutaj znalazłem prezentacje Bellmana pokazującą jak dość istotnie zmieniała od lat 1950-tych konfiguracja optyki tego teleskopu (system optyczny Schmidta): 1. POSS-I: Pierwszy przegląd Palomar Observatory Sky Survey - lata 1948-1958; - odbiornik: wygięta klisza o boku 14"/ 36cm; - pole widzenia ok. 36 st.kwadratowych; 2. POSS-II - lata 1980-te - 1990-te; - odbiornik: wygięte nowsze typy klisz fotograficznych o boku 14"/ 36cm; - pole widzenia ok. 36 st.kwadratowych; 3. PTF/iPTF (intermediate Palomar Transient Factory) - lata 2008-2017; - odbiornik: mozaikowa kamera CCD CFH12K 12x8kpx; - pole widzenia ok. 7,26 st.kwadratowych; - filtry: R i g przed kamerą CCD; 4. ZTF (Zwicky Transient Facility) - lata 2017 - 2020 (...koniec finansowania publicznego NSF) - ... - odbiornik: kamera CCD 24 x 24 kpx - pole widzenia ok. 47 st.kwadratowych; - filtry: R i g przed kamerą CCD; Nowa kamera CCD ZDF wypełnia całą płaszczyznę ogniskową 48" telskopu Schmidta (przekątna 56 cm). Tutaj można znaleźć artykuł Bellmana i Kulkarniego z 2017r. poświęcony kamerze ZTF pt."The unblinking eye on the sky" skąd pochodzi poniższy rysunek: Porównanie "powierzchni czynnej" POSS i kamer CCD PTF i ZTF z cytowanej prezentacji Bellmana:
×