Skocz do zawartości

Rybi

Społeczność Astropolis
  • Zawartość

    154
  • Rejestracja

  • Ostatnia wizyta

  • Wygrane w rankingu

    1

Ostatnia wygrana Rybi w Rankingu w dniu 20 Grudzień 2012

Rybi posiadał najczęściej polubioną zawartość!

Reputacja

369 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

337 wyświetleń profilu
  1. Ekspansja, Puchnacy Wszechświat

    Zbyt ma rację - Wszechświat ekspanduje, ale nie powiększają się obiekty zwarte. A w czasach gdy Wszechświat miał wielkość pokoju to nie było, ani linijek, ani atomów - wtedy prawdopodobnie rządziła kwantowa grawitacja. Jest też więcej nieoczywistych intuicji na temat BB ... I jeszcze może bardziej obrazowe wyjaśnienie natury samego Wielkiego Wybuchu ... Powyższe rysunki pochodzą z prezentacji w j.polskim dostępnej tutaj. Cały materiał jest dostępny w artykule Charles H. Lineweaver & Tamara M. Davis American Scientific marzec 2005r. „MISCONCEPTIONS ABOUT BIG BANG”. I jeszcze bardziej naukowe podejście do tego tematu - Tamara M. Davis & Charles H. Lineweaver „Expanding Confusion:common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the universe” I na koniec "standard" - Big Bang - analogia rozszerzającego się balonu. -) „Żółte kropki” – galaktyki, które oddalają się od siebie, ale nie zmieniają kształtu (układy związane nie podlegają ekspansji Wszechświata). -) „Sprężynki” – poruszające się fotony i ulegające przesunięciu ku czerwieni, Poniżej animacja wzięta ze strony Ned Wright’s Cosmology tutorial ...
  2. W najnowszej Uranii ukazało się "wprowadzenie do wprowadzenia" do fotometrii lustrzankowej. Zachęcam do lektury tego artykułu oraz szczególnie odnośników w czerwonej ramce.
  3. Supernowa w NGC 6946

    Zajrzałem "na szybko" do Internetu odnośnie temperatury rekombinacji wodoru w krzywych blasku supernowych (odnośniki poniżej ...) i się trochę zdziwiłem Okazuje się, że do symulacji krzywych blasku supernowych II-P bierze się "temperaturę rekombinacji wodoru" ≈ 7000K (przykład [3])! >>>Temperaturę rekombinacji definiuje się jako temperaturę przy której silnie się zmienia nieprzeźroczystość (rysunek poniżej). Gdy temperatura barwna spada poniżej temperatury rekombinacji musimy uwzględniać efekty rekombinacji.<<< Natomiast w [1] znalazłem dwa oszacowania temperatury rekombinacji wodoru po Wielkim Wybuchu: 1. równanie jonizacyjne Sahy, które zakłada że materia spełnia warunki LTE (lokalnej równowagi termodynamicznej) - co raczej nie było spełnione, gdyż wtedy gęstość materii była na poziomie 400 jąder wodoru/cm3. 2. bardziej wiarygodne oszacowanie nLTE (brak LTE) jeszcze z 1968 r. Peebles'a bazujące na trójpoziomowym modelu atomu. Historię temperatury Wszechświata oraz oszacowania temperatury rekombinacji wodoru z [1] zebrałem w poniższej tabelce: Temperatura rekombinacji wodoru bazująca na równaniu Sahy jest większa (3700-3100K) w porównaniu do oszacowania nLTE Peebles'a (3300-2240K). Szacunkowo można powiedzieć, że rekombinacja wodoru nastąpiła przy z~1000 i temperaturze ~3000K. Przy przesunięciu ku czerwieni z = 1300 gęstość była ok. 400 jąder wodoru/cm3, tzn. ~10exp(-17) g/cm3, co jest wartością miliony razy mniejszą niż w obszarze rekombinacji wodoru w supernowej (~10 exp(-12) g/cm3). Jest to istotna różnica pomiędzy warunkami fizycznymi panującymi przy z~1000 i w otoczce ekspandującej supernowej. Literatura: [1] Ch.Hirata (2008r.) fragment wykładu na CalTech-u pt. "The Standard Model, Cosmology" [2] RhEvans (2016r.) - ciekawy blog wyjaśniający dlaczego wodór nie rekombinuje w temperaturze 10500K (13,6eV) tylko 3000K (0,39eV)? [3] T. Goldfriend i inni (2014r) "Recombination Effects on Supernovae Light-Curves"
  4. Supernowa w NGC 6946

    Ciekawy jest mechanizm fizyczny powstawiania płaskiej części (tzw. plateau) w krzywej blasku supernowych typu II-P (= najczęściej występujący typ supernowych implozyjnych!). Jest to fajnie wyjaśnione np. tutaj: Progenitorem supernowej implozyjnej jest czerwony nadolbrzym (R ~ kilka x 10^^8 km) lub niebieski (R ~ 0,1-1 x 10^^7 km). Fala uderzeniowa po wybuchu supernowej typu implozyjnego rozchodzi się przez zewnętrzne obszary gwiazdy, rozgrzewa je do temperatury powyżej 100 tys.K - jonizując wodór. Wewnętrzna energia fali uderzeniowej (kanoniczne ~10^^51 ergów) jest prawie w całości zamieniana na energię kinetyczną (w postaci fotonów emitowana jest zaledwie ~0,1% / 1%, gdy progenitorem jest niebieski / czerwony nadolbrzym). W okolicach maksimum krzywej blasku temperatura zewnętrznych obszarów supernowej zaczyna spadać - wtedy promień widocznej powierzchni gwiazdy jest ponad 100 większy niż progenitora (R ~ 10^^10 – 10^^11 km). W supernowych typu II widzialna "powierzchnia gwiazdy" (fotosfera) odpowiada obszarowi rekombinacji wodoru (powierzchnia "styku" zjonizowanego i niezjonizowanego wodoru). Zjonizowany wodór jest nieprzeźroczysty i tylko fotony z najbardziej zewnętrznych obszarów supernowej mogą z niej uciec (zobacz rys. poniżej po lewej stronie). Jednak w miarę jak materia w zewnętrznych obszarach supernowej schładza się, atomy wodoru atomy wodoru rekombinują (... łapiąc elektrony i emitując fotony) do stanu neutralnego. Neutralny wodór jest przeźroczysty dla fotonów o praktycznie w całym zakresie długości fal. Dlatego jesteśmy w stanie "widzieć" coraz głębsze (bardziej wewnętrzne) obszary gwiazdy (zobacz rys. poniżej po prawej stronie). Plazma supernowej typu implozyjnego ma w tych warunkach krytyczną temperaturę ok. 4-6 tys.K, przy której następuje rekombinacja wodoru. Ponieważ temperatura rekombinacji jest stała, gdy otoczka supernowej ekspanduje i chłodzi się, fotosfera cofa się w stronę środka gwiazdy i tworzy się plateau w krzywej blasku. Na poniższym rysunku obszar wewnętrzny H+ (zjonizowany wodór) jest nieprzeźroczysty (ang. opaque), a zewnętrzny H (neutralny wodór) - przeźroczysty dla większości fotonów. Długość tego plateau zależy od grubości warstwy wodoru. Prawdopodobnie brak tego plateau w krzywych blasku supernowych typu II-L ("L" = ang. linear) wynika z małej ilości wodoru w otoczce progenitora.
  5. Podobnym układem kontaktowym jest VFTS 352 - porównywalne masy (2 x 28Mo). Jest widoczny w Wielkim Obłoku Magellana jako obiekt o jasności obserwowanej około 14,4 mag. Jest to tzw. układ podwójny kontaktowy dzielący wspólną otoczkę (w języku angielskim tzw. „overcontact binary”) - ok.30% masy jest "wspólną" własnością układu. Na symulacji z bliska wygląda jak poniżej: https://youtu.be/mndNcAn2WRk O VFTS 352 było głośno w 2015r. w związku z publikacją ESO: L.A. Almeida ze współpracownikami pt. "Discovery of the massive overcontact binary VFTS 352: Evidence for enhanced internal mixing" Inne odnośniki na temat tego układu: http://www.urania.edu.pl/wiadomosci/bardzo-masywny-goracy-uklad-podwojny-kontaktowy-1875.html https://en.wikipedia.org/wiki/VFTS_352 Pojawiły się również romantyczne omówienia popularno-naukowe tej pracy, np. Komunikat ESO nr 1540 pt. "Ostatni pocałunek dwóch gwiazd zmierzających do katastrofy." TVN Meteo: "Romantyczna schadzka dwóch gwiazd. Ich miłość może skończyć się różnie."
  6. Też mam zamiar ruszyć z obserwacjami tego zaćmienia, ale w barwach TB i TG. Na forum ARAS znalazłem również sporo świeżych materiałów PDF-owych o VV Cephei: http://astrospectroscopy.de/media/files/SAS_2015.pdf http://astrospectroscopy.de/media/files/VV-Cep-Campaign-2017.pdf http://astrospectroscopy.de/media/files/VV-Cep_Walter.pdf http://astrospectroscopy.de/media/files/IBVS_6156-01.pdf http://ibvs.konkoly.hu/pub/ibvs/6101/6198.pdf http://astrospectroscopy.de/media/files/V-R-eclipse.pdf http://britastro.org/node/9680 http://astrospectroscopy.de/media/files/vvcep-overview.pdf
  7. Minęło kolejne 20 lat i najprawdopodobniej właśnie w sierpniu 2017 roku rozpoczęło się kolejne zaćmienie w unikalnym podwójnym układzie zaćmieniowym VV Cephei. Jest układ zaćmieniowy typu Algola o jednym z najdłuższych znanych okresów 7430.5 okresów / 20.34 lat, w którym oba składniki wykazują zmienność pulsacyjną. Zaćmienie trwa prawie dwa lata (ok. 650 dni - od 1 do 4 kontaktu). Układ podwójny VV Cephei składa się z zimnego czerwonego nadolbrzyma (M2 Iab) i mniejszego gorącego / niebieskiego towarzysza (B0-2V). Składnik główny VV Cephei ma masę około 20 Mo. Zaćmienie główne występuje, gdy jaśniejszy nadolbrzym typu widmowego M przesłania słabszego towarzysza typu widmowego B. VV Cephei jest obiektem 5 wielkości gwiazdowej w zakresie wizualnym, którego jasność zmienia się w tym zakresie od 4.9 mag do 5.4 mag. Jednak samo zaćmienie w zakresie wizualnym nie jest praktycznie widoczne gołym okiem (amplituda zaledwie 0.1 mag!!! ). W.w. zmienność dotyczy jest związana z okresowymi pulsacjami nadolbrzyma (P~145 dni). Natomiast zaćmienie jest wyraźnie widoczne w filtrach B (amplituda = 0.45 mag) i U (amplituda=1.8 mag). VV Cephei - inne oznaczenia: HR 8383, HD 208816, HIP 108317 R.A. (2000) 21h 56m 39.1s DEC. (2000) +63d 37' 32.01” Odległość: 4900 lat świetlnych, Średnica: 1000–1800 x średnic Słońca, Epoka: JD=2435931.4 Okres: 7430.5 dni/(20.34 lat) Zaćmienie 2017-2019 Ingress/Egress: 84 /99 dni (dane z zaćmienia z 1998r.), Całkowite zaćmienie: 467 dni (dane z zaćmienia z 1998r.) / 373 dni (w-g Pollmann'a [6]), Czas trwania: 650 dni (dane z zaćmienia z 1998r.) / 673 days (w-g Pollmann'a [6]). Zaćmienie 2017-2019 - prognozowane fazy zaćmienia przez Pollmann'a [6]: T1- 04 sierpnia 2017, JD=2457970 (obserwować wcześnie wieczorem), T2- 27 października 2017, JD=2458054 (obserwować wcześnie wieczorem), T0- środek zaćmienia - 01 czerwca 2018 , JD=2458288 (obserwować wcześnie wieczorem), T3- 06 lutego 2019, JD=2458521 (obserwować wcześnie wieczorem), T4- 16 maja 2019, JD=2458620 (obserwować późno wieczorem), Fotometria: Podczas zaćmienia potrzebne są dokładne (+- kilka setnych mag) obserwacje: -) CCD szczególnie w filtrach Johnson-B i Johnson-V lub -) obserwacje lustrzankami cyfrowymi (DSLR) w barwach niebieskiej (TB) i zielonej (TG). Kalibracja ww. barw "lustrzankowych" do dżonsonowskich jest niemożliwa, ze względu na ekstremalnie czerwony wskaźnik barwy VV Cephei (B-V ~ 1.54 mag). Podajemy standaryzowane jasności TB/TG (różnica jasności instrumentalnej VV Cep i gwiazdy porównania powiększona o jasność B / V tej gwiazdy porównania). Gwiazdy porównania: AUID 000-BCP-877 B=4,630 V=4,29 Rc=4,001 (label 43) AUID 000-BCP-370 B=7.040 V=5,52 Rc=4,281 (label 55) lub (gdy nie mieszczą się w polu widzenia): BD+63 1784 = HD 208439 Bmag= 7.612 Vmag= 7.601 Rmag= 7.600 (label C1) BD+62 2004 = HD 208713 Bmag= 7.759 Vmag= 7.235 Rmag= 6.890 (label C2) Spektroskopia: Potrzeba jest spektroskopia w wysokiej rozdzielczości - spektrograf z siatką dyfrakcyjną przynajmniej 2400 linii / mm (np. Lhires). Pozwoli to na analizę zmian profilu linii widmowej H-alfa składającej się z emisji "V" i "R". Więcej informacji na temat spektroskopii VV Cep można znaleźć na forum spektroskopowym ARAS [5] Na poniższym rysunku pokazano zmiany w profilu H-alfa (stosunek natężeń emisji V/R) podczas ostatniego zaćmienia w roku 1998 z [4]. Bibliografia: 1. Alert AAVSO nr 594 - https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-594 2. Strona akcji obserwacyjnej BAV (j. niemiecki): http://www.bav-astro.eu/index.php/veraenderliche/bedeckungsveraenderliche/vv-cep-kampagne 3. Hopkins, Jeffrey L.; Bennett, Philip D.; Pollmann, Ernst 2015, "VV Cephei Eclipse Campaign 2017/19" - http://adsabs.harvard.edu/abs/2015SASS...34...83H 4. Leedjärv, L.; Graczyk, D.; Mikolajewski, M.; Puss, "The 1997/1998 eclipse of VV Cephei was late" - http://adsabs.harvard.edu/abs/1999A&A...349..511L 5. Forum spektroskopowe ARAS z tematami o VV Cep - http://www.spectro-aras.com/forum/viewforum.php?f=19 6. http://www.astrospectroscopy.de/media/files/VV-Cep-Campaign-2017.pdf 7. Forum dyskusyjne AAVSO n.t. akcji VV Cep 2017-2019 - https://www.aavso.org/vv-cep-observing-campaign 8. http://www.ap.smu.ca/~pbennett/vvcep/campaign2017.html 9. https://pl.wikipedia.org/wiki/VV_Cephei 10. https://www.universeguide.com/star/vvcephei 11. http://stars.astro.illinois.edu/sow/vvcep.html
  8. Czym się różni seeing od scyntylacji atmosferycznych ?

    Przy jednym gwiazdy skaczą, a przy drugim mrugają :)

  9. Znalazłem ciekawy artykułu na temat podczerwonych obserwacji tej gwiazdy z 2012 roku, którego głównym autorem jest A. Evans: Stałe cząstki węgla C60 w osobliwym układzie podwójnym XX Oph? Astronomowie znaleźli ślady występowania stałych cząstek węgla (sześćdziesiąt atomów/cząsteczka) - C60, czyli fulerenów. Poniżej widać animację cząsteczki C60 z Wikipedii: Evans ze współpracownikami sugerują, że chmura (otoczka, symetria sferyczna?) cząstek stałych C60 znajduje się w pobliżu gorącego składnika w tym układzie podwójnym. Ta gwiazda ma wystarczającą temperaturę powierzchniową (15-20 tys. K), aby promieniowanie UV rozbiło CO na atomy i by się utworzyły cząsteczki fulerenów. Evans ze współpracownikami uważają również, że w 2007 roku zostało zaobserwowane zaćmienie olbrzyma późnego typu widmowego M7 III przez gorącą gwiazdę (B0V?) otoczoną chmurą tej "sadzy" C60. (w zakresie optycznym głównie świeci olbrzym M7III!) Poniżej krzywa blasku z zaćmienia w 2007r. - obserwacji polskiego ASAS'a: Ciekawi mnie temat dlaczego w widmie optycznym obserwuje się duże ilości linii emisyjnych zjonizowanego żelaza ( "puszczę pełną linii Fe II) / "forest of Fe II lines") ??? W materiale wskazanym przez Bartoliniego tłumaczą to tym, że las linii emisyjnych Fe II w zakresie optycznym najprawdopodobniej jest "pompowany" przez ultrafioletowe linie absorpcyjne Fe II i świeci w wyniku fluorescencji. Coś jak poniżej ... EDIT: Pod odnośnikiem podanym przez Bartoliniego podają, że XX Oph (... i AS 325) są nazywane "żelaznymi" gwiazdami. Ale w przeciwieństwie do info Bellatrix piszą nie o liniach absorpcyjnych ale liniach emisyjnych zjonizowanego żelaza (Fe II) w zakresie optycznym: ""Te niezwykłe gwiazdy mają widma w zakresie optycznym zdominowane przez linie emisyjne wodoru jak i zjonizowanych metali takich jak żelazo, chrom i tytan." Poniżej optyczny las linii emisyjnych Fe II "pompowanych" przez linie absorpcyjne Fe II w UV:
  10. Funkcje Zyciowe a Dylatacja czasu

    Ach, gdyby tak dysponować nieograniczoną ilością energii w rakiecie i tak się rozpędzać, rozpędzać, rozpędzać ... (że tak powiem matematycznie "dążyć asymptotycznie do c" ...)! Aby podtrzymać tytułowe nasze "funkcje życiowe" optymalnym byłoby przyspieszenie 1g = 10m/sek2 Wtedy już po 1 dobie (=86400 sekund) takiego rozpędzania pędzilibyśmy już z prędkością coś około 864 km/sek, po 10 dniach 8640 km/sek, 100 dniach - 86400 km/sek, 300 dniach - 260 000 km/sek, ... Wiem, wiem ... w powyższych rachunkach się zagalopowałem , bo tutaj zwykły wzór newtonowski na prędkość końcową w ruchu jednostajnie przyspieszonym można stosować może przez kilkanaście pierwszych dni (zgaduję ...). Swoją drogą ciekawy problem na zastosowanie OTW.
  11. Klatki do fotometrii

    Iris jest programem, który już nie jest rozwijany od dawny (ostania wersja 5.59 z 2010r. + drobne poprawki do konwersji RAW-ów sprzed kilku lat). Ma sporo fajnych rzeczy, ale funkcjonalność fotometrii automatycznej jest mocno ograniczona - jednocześnie tylko 5 gwiazd . Używałem tylko do drobnych rzeczy jako aplikacji tymczasowej lub żeby coś sprawdzić na gorąco. Lepiej docelowo opanować Munwina albo inny podobny software (głównie na platformie Linux : Iraf, SciSoft). Nie używałem w Irisie funkcjonalności "plate solving" (jest taka funkcjonalność) - w tym do fotometrii, aby uwzględniać zidentyfikowane gwiazdy np. jasności z katalogu Tycho2. Po uzyskaniu jasności instrumentalnych całość redukcji obserwacji fotometrycznych robiłem innymi narzędziami. Ewentualnie tak dobierałem stałą magnitudową w Irisie, aby mi jasności instrumentalne wychodziły zbliżone do rzeczywistych (tak +- kilka dzieisiątych magnitudo) - do zgrubnego wyznaczenia jasności.
  12. Klatki do fotometrii

    Data Juliańska JD=2453492.50000 odpowiada północy 2 maja 2005 roku. Czyżby rejestrator obrazów (aparat cyfrowy?) miał nieustawiony zegar? Nigdy nie miałem takich problemów rachubą ciągłą JD w IRIS-ie. Rozumiem, że podczas fotometrii automatycznej w IRIS-ie oznaczyłeś 5 gwiazd i dla nich IRIS zmierzył jasności w skali magnitudowej / skali wielkości gwiazdowych (ujemne wartości ...) i potem w kolejnym poście w skali natężeń. Niepokoją mnie niektóre wartości zerowe w załączonej tabelce. Podejrzewam, że jest to efekt braku alignmentu przy wykonywaniu kolejnych klatek - gwiazdy "pływały" po różnych pikselach w kolejnych zdjęciach. W IRIS-ie jest taka procedura (menu: Processing\Stellar registration), która pozwala na "ustawienie" gwiazd na tych samych pikselach na kolejnych klatkach. Wtedy, gdy użyjesz odpowiednio dużą aperturę/y (... fotometryczne) całe światło gwiazd mierzonych w IRIS-ie będzie zamienione na cyferki (ADU). Ujemne wartości w fotometrii to nie jest coś złego co trzeba się pozbywać. Jeszcze raz powtarzam, że ujemne wartości w IRIS-ie otrzymuje się najczęściej w fotometrii automatycznej, gdy stała magnitudowa = 0. W najprostszym przypadku wykonuje się tzw. fotometrię różnicową, która polega na tym, że dany moment czasu jasność w magnitudo danej gwiazdy zmiennej odejmuje się od jasności gwiazdy porównania / ang. comparison star (zakłada się, że gwiazda porównania jest niezmiennej jasności; dodatkowo aby mieć pewność, że gwiazda porównania nie zmienia - również wyznacza się jasność gwiazdy testowej/ang.check star). Pomijając dodatkowe procedury korekcyjne (ekstynkcja atm., różnica pomiędzy astronomicznymi filtrami standardowymi i filtrami obserwatora), w pierwszym przybliżeniu fizyczne znaczenie ma różnica jasności pomiędzy gwiazdą zmienną i gwiazdą porównania, i tą różnicę warto pokazać na rysunku, czyli fachowo mówiąc "krzywej blasku" danej gwiazdy zmiennej. Wtedy też znikną albo się zmniejszą "przerażające" wartości ujemne w magnitudo . Nie zawsze minusy da się usunąć, bo np. obserwowana jasność Słońca to około -26 magnitudo, również kwazar 3C273 ale z odległości 10pc ma jasność -26. Na drugim powyższym rysunku została zrobiona fotometria nie w wariancie z wielkościami gwiazdowymi m1/m2 (ujemnymi...), ale w skali natężeń I1/I2. Aby przeliczyć to na wielkości gwiazdowe należy skorzystać z równania dostępnego w bardziej zaawansowanych książkach o astronomii: m1-m2 = -2,5*log(I2/I1) Jeżeli bierzesz się za fotometrię np. za pomocą kamery CCD / lustrzanki cyfrowej to bezwzględnie (... o ile urządzenie ma takie możliwości ) klatki rejestruj w formacie negatywu cyfrowego RAW (żadne JPG/nawet TIFF!!!), ew. FIT, FITS. Prawdziwą kopalnią informacji na temat fotometrii są podręczniki AASVO: 1. fotometria CCD (również polska wersja językowa) - https://www.aavso.org/ccd-photometry-guide-polish 2. fotometria DLSR - https://www.aavso.org/dslr-observing-manual 3. link z AP - http://astropolis.pl/topic/42954-gwiazdy-zmienne-fotometria-i-par-spraw Powodzenia
  13. Klatki do fotometrii

    Wartości -14.855 (magnitudo) nie są "bzdurne". Uzyskałeś jasności instrumentalne wskazanych obiektów/gwiazd ... Przy fotometrii aperturowej IRIS podaje ci jasności instrumentalne gwiazd, które wskazałeś. Podana przez Ciebie wartość -14.855 sugeruje, że pozostawiłeś domyślną wartość stałej magnitudowej=0 (pole "Magnitude constant :"). Możesz się "bawić" tą stałą magnitudową / ustawiać tak jak chcesz - patrz przykład z AP dla fotometrii B Per: http://astropolis.pl/topic/40246-zacmienia-b-persei-nie-mylic-z-beta-persei/?do=findComment&comment=655795 Ale to nic nie zmieni. Cały czas pozostaniesz w kręgu jasności instrumentalnych. Aby uzyskać standardową jasność astronomiczną np. danej gwiazdy zmiennej w jakimś systemie do fotometrii astronomicznej należy ją skalibrować, uwzględniając w ogólnym przypadku ekstynkcję atmosferyczną i transformację do standardowego systemu astronomicznego. Pod załączonym powyżej odnośnikiem można znaleźć przykład arkusz kalkulacyjny z transformacją jasności instrumentalnych z zielonych pikseli TG lustrzanki cyfrowej do standardowej jasności dżonsonowskiej V. Tutaj wpływ ekstynkcji atmosferycznej został pominięty. A poza tym uwagi Grzędziela na temat nie prześwietlania pikseli na klatkach do fotometrii pozostają jak najbardziej aktualne. Dorzucę jeszcze kilka uwag z moich lektur/doświadczenia w tym temacie (proszę o ew. poprawki... ). W zależności od wielkości piksela matrycy CMOS/CCD i konwertera A/C (może być 12/14/16-bitowy) prześwietlenie może wystąpić przy mniejszych wartościach ADU. Na przykład przy fotometrii TB/TG/TR współczesnymi aparatami cyfrowymi Canon > 400D (przetwornik A/C 14 bitowy) nasycenie następuje dla ADU większych od 2^14-1=16383 - 2048 (poziom czerni) = 14335 ADU. Jednak ze względu na scyntylacje atmosferyczne warto naświetlać interesujący nas obiekt do ok. 10 tys.ADU przy 14-bitowych odbiornikach. Piksele we współczesnych najnowszych kamerach są "mikroskopijne" - o boku zaledwie 3-5 mikronów. Oznacza to pojemność rzędu 9-25 tys. elektronów/piksel, przy fotometrii wskazana jest czułość/wzmocnienie 1 elektron/1ADU (ok. 900 elektronów mieści się na 1 mikronie kwadratowym piksela). Aby uzyskać pełny zakres dynamiczny 65 tys. ADU do fotometrii wskazane jest użycie matryc z dużymi pikselami o boku 8-9 mikronów i konwertera A/C 16-bitowego.
  14. W poprzednim moim poście wspomniałem o ciekawym zjawisku cienia czarnej dziury. Na stronie EHT http://www.eventhorizontelescope.org/science/general_relativity.html można znaleźć krótkie wyjaśnienie tego tematu: Silne zakrzywienie czasoprzestrzeni w pobliżu czarnej dziury generuje ciemy cień otoczony przez jasny pieścień fotonowy. Kształt tego cienia jest w przybliżeniu kołowy. Detekcja cienia czarnej ddziury i ustalenie czy posiada kształt koła mógłby być obserwacyjnym testem OTW. Średnica tego cienia jest proporcionalna do masy czarnej dziury i przeważnie niewrażliwa na jej spin. Detekcja tego cienia pozwoliłaby również astronomom bezpośrednio oszacować stosunek masy czarnej dziury i odległości do obserwatora. RYSUNEK Testy OTW z użyciem cienia czarnej dziury. OTW przewiduje, że cień czarnej dziury powinien być okrągły (patrz środkowy panel). Ale jeżeli nie jest spełnione twierdzenie, że "czarne dziury nie mają włosów", to cień czarnej dziury może być wydłużony (rys. po lewej stronie) lub spłaszczony (rys.po prawej stronie). Obserwacje/obrazy najbliższych supermasywnych czarnych dziur (Sgr A*; M87) wykonane za pomocą sieci radioteleskopów EHT powinny zweryfikować te przewidywania.
  15. Póki co czekamy korelację obserwacji Event Horizon Telescope (EHT) i "zdjęcie" horyzontu zdarzeń czarnej dziury, która znajduje się w centrum Naszej Drogi Mlecznej ... Tymczasem na stronie Max Planck Institute for Radio Astronomy podano informację, że Event Horizon Telescope obserwował przez pierwsze 2 tyg. kwietnia 2017 roku czarną dziurę w centrum galaktyki M87. Ta czarna dziura jest ponad 1000 x bardziej masywna niż Sgr A (6 mld Mo vs 4,3 mln Mo), ale znajduje się w galaktyce M87, która jest w odległości 50 mln lat świetlnych. Dlatego jej horyzont zdarzeń (=promień Schwarzschilda nierotującej czarnej dziury) powinien być mniejszy 4-7 mikro " (Sgr A - 10 mikro "). Ze względu na efekt soczewkowania galaktyki M87 obserwowany horyzont zdarzeń powinien być większy (spodziewana średnica cienia - 1-5 x promień Schwarzschilda?).
×