Skocz do zawartości

Rybi

Społeczność Astropolis
  • Zawartość

    191
  • Rejestracja

  • Ostatnia wizyta

Reputacja

437 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

1016 wyświetleń profilu
  1. HD 49798

    Pisałem o tym trochę na "sąsiednim forum" w wątku pogromców astro-mitów... Raczej nie jest prawdą, że biały karzeł akreujący materię z towarzysza wybucha jako supernowa Ia dopiero po przekroczeniu masy Chandrasekhara (ścieżka SN Ia w układzie podwójnym z jednym zdegenerowanym składnikiem). Tzn. większość astronomów skłania się ku poglądowi, że w modelu klasycznym/standardowym supernowej SN Ia (20% liczby wszystkich SN Ia), biały karzeł nigdy nie osiąga masy Chandrasekhara, bo wtedy nastąpiłby kolaps do gwiazdy neutronowej. Mielibyśmy wybuch supernowej taki, jak dla gwiazd masywnych (M>8-10Mo), czyli zapaść/kolaps jądra gwiazdy po przekroczeniu masy Chandrasekhara. Przy tym wydzieliłoby się 300 B (energia wiązania grawitacyjnego gwiazdy neutronowej) zamiast 1 B (energia termojądrowa wybuchu białego karła), gdzie 1 B = 10exp51 ergów - naturalna jednostka energii dla wybuchów supernowych. Po wybuchu SN Ia nie tworzy się gwiazda neutronowa - pozostaje tylko "rozpylona" chmura materii mniej więcej sferycznie symetryczna / raczej nic kompaktowego (np. pozostałości po SN1572 / SN T.Brahe - nawet parę lat temu odkryto nawet towarzysza białego karła w tym układzie podwójnym). Ewentualnie może to być hipotetyczna "gwiazda-zombie", czyli nie do końca rozerwany biały karzeł - przy wybuchach typu Iax.
  2. fotometryczna lampa kalibracyjna

    Nie wiem czy dobrze rozumiem temat? Potrzebna jest lampa kalibracyjna do spektrografu? Na sąsiednim forum @jolo kompletuje części do ATM-owego spektrografu i tutaj był poruszany temat atm-owych sposobów uzyskania widma kalibracyjnego (... nawet za <10 zł).
  3. WFIRST - wydajniejszy Hubble

    Pojawił się ciekawy artykuł - symulacja grupy kilkudziesięciu autorów pt. "The WFIRST Exoplanet Microlensing Survey" o tym jakie egzoplanety będzie mógł odkryć WFIRST w otoczeniu gwiazd (obszar zaznaczony na niebiesko). Będzie możliwe nawet wykrycie Ganimedesa?
  4. BETA CANIS MAJORIS

    Nie mogłem oprzeć się pokusie, aby "polecieć" na skraj Wielkiego Bąbla do gwiazdy Mirzam ... W tym celu użyłem symulatora Wszechświata - Celestia 1.6.1-Ed (W tym wątku na AP opisałem również niebo widoczne z Celestii pod innymi gwiazdami). Nie musiałem się martwić, że położenia gwiazd się zmienią w związku z ruchami własnymi, ponieważ Celestia umożliwia natychmiastowe przemieszczenie się do wybranego obiektu. Przy tym należy brać pod uwagę, że w Celestii 161-Ed odległości gwiazd są wzięte z katalogu Hipparcha - wersja z 1997r. i nie jest uwzględniona ekstynkcja międzygwiazdowa. 1. Gwiazdozbiór Oriona pod niebem Mirzam. Najjaśniejsze siedem gwiazd Oriona znanych z naszego nieba, pod niebem Mirzam jest nawet jaśniejsza, np. Rigel -1,6 vs +0,2 mag, Belegeuza -0,97 vs +0,5 mag., Saiph -0,2 vs 2,0 mag, pas Oriona: Alnitak 0,1 vs 1,7 mag, Alnilam 0,8 vs 1,7 mag, Mintaka 0,9 vs 2,2 mag. @Bellatrix - niestety Bellatrix jest o pół magnitudo słabsza (patrz rys.poniżej) 2,15 vs 1,6mag! Pod niebem Mirzam do Bellatrix jest nieco dalej niż pod naszym. Siedem gwiazd Oriona jest rozrzucona po całym tamtejszym niebem. Na poniższym zrzucie ekranowym z Celestii musiałem użyć bardzo zniekształcającego FOV aż 120 stopni, aby zmieścić w kadrze. Ta jasna gwiazda to Mirzam z odległości ok. 60 j.a. / 500s x 60 = 30 tys. sek świetlnych = 8,3 godz. świetlnej i średnicy obserwowanej tarczy 4,5' (wtedy ma jasność obserwowaną porównywalną ze Słońcem). 2. Słońce i "Trójkąt Letni" pod niebem Mirzam. Pod niebem Mirzam z "naszego" Trójkąta Letniego pozostał w miarę widoczny tylko Deneb (1,5 vs 1,25 mag). Pozostałe gwiazdy Wega i Altair nie są widoczne gołym okiem. Nie są one jaśniejsze niż odpowiednio 6,6 / 8,2 mag. Znajdują się w odległości zaledwie pół stopnia od siebie. Nasze Słońce nie jest jaśniejsze niż 10,8 mag i znajduje się na tamtejszym niebie kilkadziesiąt minut od Syriusza (7,4 mag) i Procjona (8,5 mag) i mniej niż pół stopnia od Wegi i Altaira.
  5. BETA CANIS MAJORIS

    Nie chcę tutaj dalej kontynuować wątku o Lokalnym Bąblu, bo głównym tematem jest Beta Canis Majoris. Wspomnę tylko, że średnio w ośrodku międzygwiazdowym w objętości kubka od kawy znajduje się około 500 atomów wodoru, natomiast w Lokalnym Bąblu - tylko 1 atom lub mniej (i średnia temperatura 200 x większa od temperatury powierzchni Słońca). Więcej informacji w j.ang. na ten temat: [1] http://cse.ssl.berkeley.edu/chips_epo/chips.pdf [2] http://www.solstation.com/x-objects/chimney.htm
  6. BETA CANIS MAJORIS

    Warto również wspomnieć, że najprawdopodobniej Beta Canis Majoris znajduje się na skraju Lokalnego Bąbla (środowisko międzygwiazdowe o obniżonej gęstości) rozciągającego się na kilkaset lat świetlnych wewnątrz Ramienia Oriona, gdzie się znajdujemy razem ze Słońcem. Poniżej wizja artystyczna tego bąbla w Wikipedii:
  7. Telegram astronomiczny nr 11448: dzisiaj w nocy astronom z Cape Town (RPA) odkrył obiekt o jasności aż 1 mag.  niedaleko mgławicy Tryffid,  Pilnie potrzebne są dalsze obserwacje weryfikacyjne :)

    http://www.astronomerstelegram.org/?read=11448

  8. Z dyfrakcyjnych siatek transmisyjnych takich jak Star Analysers 100 / 200 uzyskuje się zwykle małą rozdzielczość względną widm R = λ/Δλ~100 / 200. Ale R można zwiększyć nawet do R~3000 (przy H-alfa) dla jasnych gwiazd. W czasopiśmie elekronicznym Spektrum nr 51 jest artykuł na ten temat Uwe Zurmühl'a pt. "Transmission Gratings – Resolution Optimization for Convergent Beam Setups" (str.10-18, w j. ang.) Zgodnie z teorią, gdy równoległy promień światła pada na siatkę dyfrakcyjną, to względną rozdzielczość R dla widma 1-go rzędu można obliczyć jako liczbę linii oświetlonych przez ten równoległy promień. Ponieważ średnica SA100 / SA200 wyknosi ~24 mm więc maksymalna teoretyczna rozdzielczość wynosi dla nich odpowiednio R~2400/4800. W praktyce jest ona nieco mniejsza. Uwe Zurmühl w tym artykule podał przykład konfiguracji sprzętowej pokazanej na poniższych fotkach- od lewej: a) grism (siatka dyfrakcyjna + pryzmatem) SA200 + pryzmat 4° Thorlabs z przysłoną 16mm, b ) grism z pkt a) połączony pierścieniami dystansowymi z kamerą CCD ATIC, c) zestaw z pkt b ) podłączony do refraktorka APO ED 60/330mm Przykładowe widmo Wegi uzyskane tym zestawem sprzętowym naświetlane łącznie 5 minut (dyspersja wynosi 1,45 Å/ piksel, a rozdzielczość ~3Å, R~6000/3~2000) :
  9. Kilka przykładów ... Np. tutaj można znaleźć podsumowanie sprzed kilku lat możliwości współpracy "pro-am" (professionals-amateurs) w zakresie spektroskopii. Niestety jest to kosztowne zajęcie dla miłośników astronomii. Z ww. PDF'a "wyciąłem" slajd poświęcony możliwościom obserwacyjnym spektrografów dostępnych dla "amatorów": Jest strona internetowa ARAS (Astronomical Ring for Access to Spectroscopy. An initiative dedicated to promotion of amateur astronomical spectroscopy and pro/am collaborations), gdzie są prowadzone spektroskopowe kampanie obserwacyjne obiektów astrofizycznych i można pobrać wersje cyfrowe widm z bazy danych. Niemcy od ponad 20 lat wydają internetowy biuletyn poświęcony spektroskopii w j. angielskim i niemieckim pt. Spektrum (ISSN 2363-5894).
  10. Warto wspomnieć, że SA200 jest zoptymalizowane pod kątem wykorzystania w kołach filtrowych (całkowita wysokość: SA200 -7,7mm vs SA100 - 11,2mm). Koła filtrowe na ogół montuje się jak najbliżej matrycy aby zminimalizować winietowanie w astrofotografii. Przy tej samej odległości od matrycy widmo wykonane za pomocą SA200 jest 2x dłuższe i posiada 2x większą rozdzielczość. Przykład odnośnie rozdzielczości można znaleźć na stronie internetowej angielskiego pasjonata spektroskopii Robina Leadbeater'a. Poniżej załączyłem rysunek z tej strony z widmami P Cygni zrobionymi przez Robina teleskopem SCT o aperturze 280mm F/10. W kole filtrowym SA100 było umieszczone w odległości 30 i 60 mm (czerwony/zielony wykres), a SA200 - 30mm (niebieski wykres) od matrycy kamery CCD (ATIK ATK314L+ --> 1390 x 1038 x 6.45um piksele).
  11. Zaćmienia b Persei (nie mylić z beta Persei)

    Wygląda na to, że obecne zaćmienie b Persei będzie płytsze i szersze ?
  12. 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.
  13. 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 ...
  14. 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 ...).
  15. 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
×