Jump to content

Rybi

Społeczność Astropolis
  • Content Count

    245
  • Joined

  • Last visited

Community Reputation

542 Excellent

About Rybi

  • Rank
    Antares

Kontakt

  • Strona WWW
    http://
  • Skype
    rybi2004

Informacje o profilu

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

Recent Profile Visitors

2420 profile views
  1. Mam i ja swoje małe zielone coś w okienku 1 na 2 stopnie przy okazji fotometrii DSLR gwiazd zmiennych. Chyba z godzinę szukałem po niebie zanim trafiłem. W mało rozgwieżdżonym obszarze nieba przebywa obecnie C/2019 Y4 Atlas, Fotka zrobiona z 32 zdjęć 30 sek naświetlane każde przy 800 ISO wczoraj w dn. 31 marca 2020r. w godz. 22:30-22:50 za pomocą 400D + TS APO 102mm F/7 na EQ3-2 Obróbka w Irisie jak do fotometrii gwiazd + użycie funkcji black w Irisie (szczyt moich możliwości w zakresie astrofotografii artystycznej ). Żadnych cropów, czy innych bajerów - cała klatka tak jak leci ...
  2. Oj już nie przesadzaj, że te Starlinki miały być znacznie ciemniejsze ... Miał być na razie tylko jeden ciemniejszy - DarkSat. Ale jak jeszcze leciał na docelową orbitę (był na wysokości ok. 550 km) to nie wydawał się taki ciemny w porównaniu do innych - zobacz tutaj: https://spaceweathergallery.com/indiv_upload.php?upload_id=159593 Podobno z testów wyszło, że jest on 50% ciemniejszy (... cokolwiek to znaczy): https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/spacex-chwali-sie-postepami-w-przyciemnianiu-satelitow-starlink
  3. Na razie udało się "przyciemnić" satelity Starlink 50-60% (wynik testów satelity wystrzelonego w styczniu 2020r.), mało ... https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/spacex-chwali-sie-postepami-w-przyciemnianiu-satelitow-starlink
  4. Ad1) Ad2) Jest dość ścisła procedura w jaki sposób robić fotometrię DSLR. Praktycznie jest ona opisana w j.polskim w następującym PDF'ie: https://proxima.org.pl/pliki/wprowadzenie_do_fotometrii_dslr.pdf W tym PDF-ie w rozdziale 4 możesz poznać całą "klikatologię" fotometrii lustrzankowej za pomocą programu Iris. W szczególności dla Irisa do rozdzielenia barw TG, TR i TB powinno wystarczyć ustawienie pokazane na rys.9 w tej instrukcji w polu "Digital camera - model". O ile wiem dotyczy to wszystkich Canonów > 350D. Na początek sugeruję raportowanie najdokładniejszych obserwacji obiektów tylko z zielonych pikseli, których jest zawsze 2x więcej niż w pozostałych barwach jako "Tri-Color Green". Ad3) Spotkałem się z różnymi dyskusjami na temat błędów w fotometrii DSLR i CCD. Najprostszą metodą i bardzo wiarygodną jest wyznaczenie błędu pomiaru fotometrycznego w następujący sposób: 1. Obliczasz średnią arytmetyczną na przykład z 5 obserwacji na zdjęciach naświetlanych przez czas rzędu minuty (można zrobić jedną taką fotkę albo poskładać fotki w 1 minutową ekspozycję --> stacking+alignment) i to jest wynik obserwacji do zaraportowania . 2. Obliczasz odchylenie standardowe tej średniej i to jest błąd obserwacji, który raportujesz do AAVSO. Ww. funkcji posiada każdy arkusz kalkulacyjny. Ale najważniejsze w fotometrii DSLR/CCD jest, aby gwiazdy nie były prześwietlone na tych fotkach!!! Poniżej przykład dla EE-Cep, którą ostatnio obserwuję (średnia arytmetyczna + odchylenie standardowe z 10 obserwacji z 30 sek naświetlane każde zdjęcie): Teraz są za darmo dostępne roczniki Uranii włącznie z 2019r. Polecam artykuły o fotometrii lustrzankowej z numerów 5/2017 i 5/2018: https://www.urania.edu.pl/archiwum/urania-roczniki Całość moich materiałów na temat fotometrii lustrzankowej w-g stanu na koniec 2018r. jest zebrana na portalu PROXIMA pod następującym odnośnikiem: https://proxima.org.pl/index.php/item/84-materialy-do-fotometrii-lustrzankowej-dslr-w-jezyku-polskim Natomiast teraz trwa międzynarodowa akcja obserwacji zaćmienia w układzie podwójnych EE Cephei, która również znakomicie nadaje się do najprostrzej standaryzowanej fotometrii lustrzankowej. Mankamentem jest, że gwiazd teraz dołuje nad horyzontem i w tych warunkach (wysokość 20-25 stopni) jest kiepska dokładność fotometrii (szczególnie w filtrach TR i TG). Właściwie nie powinno się robić fotometrii, gdy obiekt jest poniżej 30 stopni nad horyzontem. A teraz ten obiekt jest na takiej wysokości nad ranem. Dobrą wiadomością jest to, że właśnie nastąpiła zmiana czasu na letni i na wysokości 30 stopni EE Cep teraz będzie od około 1 w nocy. Zamiast obserwacji około godz. 19:30-20:30 czasu zimowego teraz będę focił około godz. 0:00-1:00 czasu letniego. Poniżej przedstawiam krzywą blasku EE-Cephei z bazy danych AAVSO w trzech filtrach astronomicznych Johnson-V, Johnson-B i Cousins-R oraz trzech barwach lustrzankowych TR,TB,TG. Dokładność dla TG jest przyzwoita rzędu 0,01-0,03 mag, a gorzej jest dla TB/TR. Czarna krzywa to jest średnia jednodniowa obserwacji w filtrze DSLR TG. Jednakże do obserwacji jest potrzebna trochę większa apertura, jak np. obserwuję teraz za pomocą refraktora APO o średnicy 102mm i ogniskowej 714mm podwieszonej do EQ3-2 z napędem w RA. Fotki rejestruję na starym laptopie z XP połączonym kablem USB do "muzealnej" lustrzanki Canon 400D. Jakość obserwacji kontroluję na bieżąco za pomocą Irisa. Temat tego zaćmienia jest kontynuowany również na AP:
  5. Zaćmienie EE Cephei to jest jak najlepszy dwumiesięczny serial. Aż chce się obserwować, bo pogoda dopisuje!!! Każdego wieczoru nowy odcinek - jasność wzrosła, zmalała, czy się nie zmieniła ? Wygląda na to, że właśnie zbliżamy się do wielkiego finału. Czyżby nastąpiło lekkie odgięcie ku mniejszym jasnościom i ostateczny zjazd do minimum ??? Około 1 kwietnia 2020 ???
  6. Upłynął już prawie miesiąc od początku zaćmienia w układzie EE Cephei i nadal jesteśmy na gałęzi opadającej krzywej blasku. Najkrótsze zaćmienie w układzie EE Cephei trwało około 1 miesiąc (1992r.), najdłuższe - około 2m-ce (1969r.). Póki co zaćmienie nie jest zbyt głębokie - spadek jasności o około 0,5 mag (10,85-11,38V), ale jeszcze się pogłębia. Wskaźnik barwy B-V zbliża się już do około 0,45 mag (oszacowanie z krzywej blasku AAVSO). Podczas poprzedniego zaćmienia w 2014r. wskaźnik B-V osiągnął około 0,48mag w fazie maksymalnego spadku jasności - co widać na poniższym rysunku (źródło arXiv: 2001.05891). Kontynuuję fotometrię DSLR EE Cephei podczas zaćmienia we wszystkich trzech barwach TG/TB/TR. Gwiazda jest trochę za słaba na używaną przeze mnie aperturę 102 mmm refaktora TS APO. Dodatkowo problemem są bardzo niekorzystne warunki obserwacji z wieczora (wysokość na horyzontem 20-30stopni - zgodnie ze sztuką w tych warunkach nie powinno się robić fotometrii ). Natomiast nie jestem porannym słowikiem by wstać do obserwacji o 4 rano (EE Cep 40-45 stopni nad horyzontem), gdy z rana trzeba iść do roboty (... a w zasadzie pracować zdalnie). Ze względu na specyfikę fotometrii DLSR (2x więcej pikseli TG niż TR/TB) najdokładniejsze wartości uzyskuje w barwie TG (na ogół błąd ok. 0,02-0,03 mag), a w barwach TB/TR jest gorzej (na ogół błąd ok. 0,03-0,06 mag). Jest to odchylenie standardowe liczone ze średniej z 10 obserwacji (każda obserwacja to zdjęcie naświetlane przez 30 sek przy ISO 800 za pomocą Canona 400D). Robię całą serię obserwacji trwającą przez około godzinę. Prawie na pewno obecne zaćmienie EE Cep będzie wyglądało inaczej niż np. poprzednie w 2014r. Potrzebne są dalsze obserwacje. W końcu EE Cephei to kameleon wśród układów zaćmieniowych.
  7. Zaćmienie w układzie podwójnym EE Cephei trwa ... Jak będzie wyglądało zaćmienie EE Cep tym razem? Nie wiadomo (np. w 2014r. oczekiwano, że będzie to zaćmienie o amplitudzie aż 2 mag, a zaobserwowano coś innego-szczegóły poniżej). Wykonałem fotometrię DSLR w wszystkich kolorach (Tri-G, Tri-B, Tri-R) w trzy wieczory. Ale wieczorem EE Cep jest bardzo nisko na horyzontem (poniżej 30 stopni). Z tego powodu oraz ze względu na małą aperturę refraktora (102 mm) przy jasności ok. 11V dokładność nie jest powalająca (np. 0,01-0,02 w filtrze Tri-G, w pozostałych barwach jest gorzej). Większą dokładność powinno się osiągnąć nad ranem, gdy gwiazda wznosi się ponad 40 stopni nad horyzontem. Ale trzeba by wstawać o 4 nad ranem
  8. Gratulacje @Grzędziel - piękna krzywa blasku U Gem, czyli wzorcowego układu kataklizmicznego (gwiazda ciągu głównego + biały karzeł + dysk akrecyjny wokół białego karła), który jest w szczególności układem zaćmieniowym. Zapewne celowo obserwowałeś przez 5 godzin, bo okres orbitalny tego układu podwójnego 4 godz. 11 minut. Twoja krzywa blasku wygląda prawie tak jak ta opublikowana w ApJ ponad 55 lat temu przez jednego z pionierów badania tych układów - prof. Krzemińskiego (... przydałoby się więcej punktów podczas zaćmienienia). Dziwny kształt krzywej blasku i zaćmień wynika z tego, że silnym źródłem promieniowania w tym układzie jest dysk akrecyjny. Twoja krzywa blasku jest "średnio podniesiona" o 0,2 mag (jaśniejsza) w stosunku do krzywej blasku prof. Krzemińskiego. Czy do fotometrii U Gem użyłeś innego filtru niż Johnson-V ? Mat.źródłowy: http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1965ApJ...142.1051K A tak wygląda interpretacja tych zmian przez Dr. W.J. Worraker (BAA Variable Star Section) --> https://www.aavso.org/vsots_ugem : Jasność U Gem w filtrze V w fazie spokojnej na 2 godz. przed zaćmieniem (faza~0,5) na ogół na wynosi około 14,6 mag. Garb (ang. "hump") w krzywej blasku rozpoczyna się około 1,7 godz. przed zaćmieniem (faza~0,6). Jasność układu rośnie w sposób ciągły do wartości V~14,0 około 30 minut przed zaćmieniem (faza=0,87). Zaćmienie rozpoczyna się około 15 minut później (faza~0,94) przy jasności V~14,2 mag. Początkowy spadek jasności jest bardzo duży i osiąga minimalną jasność V~15,1 mag (faza~0) - po czym następuje gwałtowny wzrost jasności do V~14,4 mag. Całkowite zaćmienie trwa około 20-25 minut. Następnie stopniowo przez około 2 godz. jasność U Gem znowu spada do V~14,6 mag. Zaćmienie w układzie U Gem trwa 20-25minut: ~14,2V --(0,9mag)-> ~15,1V --(0,7mag)--> ~14,4V. U Gem - zaćmienie dla hardkorowców W ciągu 20-25 minut jasność się zmienia ~0,1 mag na minutę!!! Tego nawet supernowe nie potrafią ... Podczas zaćmienia U Gem gwiazda wielkości Słońca przesłania ~100x mniejszy obiekt - tzw. białego karła z dyskiem akrecyjnym wokół niego.
  9. Czyżby zaćmienie w układzie EE Cephei już się zaczęło około tydzień przed prognozowanym początkiem ingresu (~7 marca 2020r. )? Sugeruje to aktualna krzywa blasku AAVSO ( ...obserwacje dwóch różnych obserwatorów z 25 lutego br).
  10. Czas wyciągać jednorurki i obserwować zaćmienie EE Cephei zarówno fotometrycznie jak i spektroskopowo w okresie od 7 marca - do 21 kwietnia 2020r. (środek zaćmienia - 3 kwietnia 2020r.). Polecam "kompendium" wiedzy n.t. EE Cephei z 2014r. --> https://www.ptma.szczecin.pl/prelekcje/2014_06_26_Ryszard_Biernikowicz_zacmienie_EE_Cephei.pdf Analiza zaćmienia EE Cep z poprzedniego zaćmienia w 2014 r. w A&A --> https://arxiv.org/pdf/2001.05891.pdf Okazało się, że zaćmienie EE Cephei w 2014 r. było znacznie płytsze (0,7 mag) niż oczekiwane (2 mag). Oznacza to, że model precesji dysku wymaga udoskonalenia. W poprzedniej akcji obserwacyjnej uczestniczyło kilku miłośników astronomii z Polski, których nazwiska znalazły się na liście współautorów (m.in. Andrzej Armiński, Marcin Biskupski, Tadeusz Smela) Krzywa blasku z zaćmienia w 2014r. Krzywe blasku z dotychczas zaobserwowanych zaćmień EE Cep (1947-2014): Akcja jest koordynowana przez doktoryzującego się Dariusza Kubickiego (UMK Toruń) na stronie -> https://sites.google.com/site/eecep2020campaign/about-ee-cep Jest również wiele informacji na portalu AAVSO --> https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-700 Pogodnego nieba ...
  11. Rybi

    Kolory

    Jednak w pewnych okolicznościach niektórym ludziom wydaje się, że widzą kolor zielony (słabsze składniki układów optycznie podwójnych Antares, Almach, również Zubeneschamal ?) https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/6909-pogromcy-astromitów/&do=findComment&comment=118123 Ale nie ma gwiazd w kolorze brązowym - nie fotonów o takiej długości fali https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/6909-pogromcy-astromitów/&do=findComment&comment=118265
  12. Tak, to ten sam Edward Charles Pickering (1846-1919). Zaintrygowałeś mnie, Jarosław Z ciekawości dotarłem do źródłowego dokumentu napisanego przez autora w 1883r. opisującego metodę obserwacji wizualnych gwiazd zmiennych (j.ang.): http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1883Obs.....6...79P http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1883Obs.....6...46P Był dyrektorem Harvard College Observatory od 1876r., gdzie wprowadził nowatorskie na owe czasy metody obserwacji gwiazd, czyli astrofotografię ("fotki" + widma gwiazd). W 1877 roku było znanych około 200 gwiazd zmiennych, a w 1915 - ponad 4500 (3/4 z nich zostało odkrytych na harvardzkich fotografiach!!!). A dzisiaj ... - znanych gwiazd zmiennych jest prawie 1,5 miliona (... przed chwilą sprawdzałem w VSX: 1 432 961 szt). Na Harwardzie zatrudnił do opracowywania tych zdjęć ponad 80 pań, które były nazywane przez środowisko naukowe w tamtych czasach "harwardzkimi komputerami" lub "haremem Pickeringa". Był jednym z głównych współtwórców/założycieli AAVSO w 1911 roku. Ciekawy artykuł na temat jego dokonań na niwie astronomicznej można znaleźć pod poniższym odnośnikiem (j.ang.): http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1972JAVSO...1....3H
  13. Gratulacje Gabriel !!! Unikalny ciasny układ podwójny z podkarłem SdOB wypełniających swoją powierzchnię Roche’a, który transferuje wodór od ~1,3 miliona lat poprzez dysk akrecyjny na białego karła. Podkarzeł SdOB aktualnie spala wodór w otoczce. W tej publikacji też przewiduje się, że w ciągu najbliższego miliona lat należy oczekiwać pewnej liczby wybuchów “gwiazd nowych” w tym układzie. (będzie to miało miejsce dopóki temperatura podkarła będzie rosła). Autorzy podają, że może to być nawet 10 wybuchów nowych co 100 tysięcy lat w układzie MGAB-V249. Ale wystarczy masy na ew. wybuch supernowej . Podczas tych wybuchów z układu nie ucieknie za dużo masy. Szacuje się, że to będzie tylko 0,001 Mo (10 x 0,0001 Mo/wybuch). Jako ilustrację z tej publikacji zamieściłem poniżej ewolucję czasową podkarła SdOB we współrzędnych: przyspieszenie grawitacyjne (log(g)) vs temperatura (Teff) na powierzchni podkarła. Kropki oznaczają czas w odniesieniu do współczesności, którą reprezentuje “kreska” z błędem w osi pionowej. Promień podkarła nie może przekroczyć powierzchni Roche’a (R<RRL), czyli tego szarego obszaru. “Na powierzchni” (= atmosfera gwiazdy) tego podkarła jest całkiem ciężko Przyspieszenie grawitacyjne jest prawie 600 x większe niż na powierzchni Ziemi (log(g)=5,77) Wypatrujmy MGAB-V249, ponieważ statystycznie w ciągu najbliższych 100 tys. lat może wybuchnąć jako nowa ...
  14. SpaceX przy końcu lutego 2020 będzie badał możliwości pomalowania swoich satelitów w ciemnych kolorach, gdy partia satelitów wystrzelonych 6 stycznia 2020 osiągnie docelowe orbity. Padają sceptyczne opinie co do malowania satelitów Starlink "na czarno". Piszą o tym np. pod następującym odnośnikiem: https://www.businessinsider.com/spacex-darkened-starlink-internet-satellites-astronomy-explainer-2020-1?IR=T Od roku 2015 maluje się tylko niektóre części satelitów (nie całe satelity!!!) za pomocą opatentowanej przez CTO of Surrey Nanosystems bardzo ciemnej farby Vantablack lub innych w-g standardu przemysłowego "Aeroglaze Z306" Powierzchnia satelitów okołoziemskich cyklicznie nagrzewa się i chłodzi w miarę wchodzenia i wychodzenia z cienia Ziemi. Jest to efekt szczególnie silny dla powierzchni czarnej. Oprócz cyklicznych naprężeń na powierzchni satelity wywołanych zmianami temperatury może się zdarzyć przegrzanie powyżej +120C, a wtedy elektronika może wysiąść. Ta farba musi być odporna na cząsteczki molekularnego tlenu, ponieważ na wysokościach do 1000 km na powierzchnią Ziemi jest warstwa molekularnego tlenu, który może "wyżerać" atomy z długich łańcuchów cząsteczek farby. Ta farba musi być również tak zaprojektowana, by lżejsze atomy pierwiastków nie uciekały "z farby" w przestrzeń kosmiczną. Czarne Starlinki mogą być nawet gorsze niż te jasne - opinia Davida Clements (astronoma z Imperial College London), ponieważ mogą przesłaniać światło gwiazd niczym egzoplanety. Trzeba będzie stracić dużo czasu, by stwierdzić, że to jednak nie był tranzyt egzoplanety. Po poniższym odnośnikiem jest symulator wyglądu nieba, gdy na docelowej orbicie zostanie rozmieszczonych 12000 satelitów Starlink: http://howmanystarlinkswillfillyoursky.com/ Jest również artykuł korzystający z ww. symulatora: http://www.deepskywatch.com/Articles/Starlink-sky-simulation.html A póki co popatrzmy na niebo przyszłości ... Tak prawdopodobnie będzie wyglądało niebo w czerwcową noc na półkuli północnej (+32N), gdy już na docelowej orbicie będzie 12000 Starlinków - w tej symulacji minuta upływa w ciągu sekundy. Wszystkie widoczne i oświetlone Starlinki są pokazane symbolami. Natomiast poniżej jest symulacja w czasie rzeczywistym obserwacji Wielkiego Wozu, gdy już na niebie będzie krązyło 12000 Starlinków:
  15. Na razie nie będzie tak źle ... Na konferencji prasowej ASS w Honolulu astronom Patrick Seitzer z University of Michigan podał, że na koniec 2020r. jednocześnie na niebie będzie widocznych 6-9 Starlinków na wysokościach powyżej 30 stopni. Poniżej odnośniki do filmu z konferencji prasowej w dn. 8 stycznia 2020r. w Honolulu na temat satelitów Starlink na 235 spotkaniu AAS (American Astronomical Society - amerykański odpowiednik naszego PTA) + krótkie notatki z tego co "zrozumiałem: : 1. Jeffrey C. Hall (Lowell Observatory) - "Starlink & the Astronomers" Głównie krótkie sprawozdanie z działań "AAS Commitee on Light Pollution, Radio Interference, and Space Debris". 2. Patrick Seitzer (University of Michigan) - "Mega-Constellations of Satellites & Optical Astronomy" Starlinki obecnej generacji wysycają detektory profesjonalnych teleskopów, więc te piksele na zdjęciach nieba są stracone .Jednak nawet jak Starlinki nie będą widoczne goły okiem, np. 100x słabsze to też będą wysycały te piksele. Najbardziej odczują to teleskopy astronomiczne takie jak np. LSST, które fotografują szerokie pola na niebie. Teraz jest na niebie około 200 satelitów widocznych gołym okiem (... nie jednocześnie)- astronomowie dają sobie z tym radę ... Na koniec 2020r. liczba satelitów widocznych gołym okiem zwiększy się o 1584 satelitów SpaceX (wzrost 900%) - astronomowie dadzą sobie z tym radę ... Dobrą wiadomością jest to, że na koniec 2020r. jednocześnie na niebie będzie widocznych tylko 6-9 Starlinków na wysokościach powyżej 30 stopni. Ale to jest początek ... 3.Ruskin Hartley (International Dark Sky Association) - "Satellite Constellations’ Impact on the General Public" 4. Harvey Liszt (National Radio Astronomy Observatory) - "Radio Astronomy in a New Era of Radio Communication" Radioastronomowie są dogadani ze SpaceX i OneWeb odnośnie chronienia zakresu widma radiowego 10,6-10,7 GHz. Na razie nie ma problemu. Wyjdzie w praktyce, jak SpaceX włączy transpondery na swoich satelitach. H.Liszt podał przykłady historycznych problemów radioastronomów np. z satelitami GLONASSS, Irydium, CloudSat i sposobów unikania spalenia superczułej elektroniki odbiorników w radioteleskopach.
×
×
  • 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.