Rybi

Za parę m-cy z danych obserwacyjnych będzie można wyznaczyć dokładnie moment tego maksimum. Ale póki co interesuje mnie odpowiedź na lamerskie pytanie - kiedy wreszcie "zacznie się ściemniać" ?

Jasność R Leonis zaczęła spadać około 16-17 kwietnia (szczegóły na poniższym rysunku).

Dzisiaj w nocy wynosiła około 6,20 magnitudo.

Mam nadzieję, że na moim "setupie" uda się ją poobserwować do około 8 magnitudo

Jednocześnie z R Leonis wyznaczam jasność dwóch innych gwiazd zmiennych, które są w polu widzenia 9x12 stopni - DV Leo i DY Leo.

Szczególnie jestem zadowolony z obserwacji DV Leo (zmienna typu SR). Od marca br jej jasność wzrosła z 8,2 do 7,7 magnitudo.

Natomiast zmienność DY Leo (amplituda około 0,05 magnitudo) jest na granicy dokładności tej techniki. Prawdopodobnie z bardziej długoogniskowym obiektywem (200-300mm) zamiast 85mm, można by było nieco zwiększyć dokładność.

Przed chwilą wrzuciłem do baz danych gwiazd zmiennych obserwacje R Leo z ostatnich dni. Z tych obserwacji (fotometria DSLR z dokładnością do kilku setnych magnitudo) wynika, że R Leo od początku kwietnia cały czas ma jasność około 6,1 magnitudo. Na poniższym rysunku są to obserwacje oznaczone niebieskim krzyżykiem.

Za parę m-cy z danych obserwacyjnych będzie można wyznaczyć dokładnie moment tego maksimum. Ale póki co interesuje mnie odpowiedź na lamerskie pytanie - kiedy wreszcie "zacznie się ściemniać" ?

Nieodgadniona jest natura miryd ...

Gdzie znajdę arkusz-kalkulator którym przeliczasz? Bardzo by mi taki tool przyśpieszył pracę, ale już raz naciąłem się na "jakość" wyliczeń tego typu rozwiązania. Chciałbym pomacać to czym się posiłkujesz.

Wersja arkusza dostosowana do R Leonis jest załączona w niniejszym wątku w mojej odpowiedzi z dn. 6 kwietnia br godz.14:17. Został on przygotowany na podstawie arkusza kalkulacyjnego ze strony citizensky - patrz tutaj.

A R Leonis zatrzymała się na poziomie około 6,10 magnitudo (stadardowy "dżonson" V). Czyżby to było makimum?

Moje obserwacje DSLR są oznaczone plusikem w bazie AAVSO.. Czarnymi kropkami są oznaczone obserwacje wizualne. Zielonymi kropkami są oznaczone obserwacje w standardzie "V" innych obserwatorów.

Jak redukujesz klatki z aparatu? Czy dobrze zgaduję, że fotometria robiłeś na podstawie zielonych pikseli, bez filtru V?

Tak jest to fotometria z zielonych pikseli aparatu cyfrowego.

Obserwacje R Leo są robione na granicy możliwości "setupu" ponieważ gwiazda jest słaba:

-) 85mm obiektyw + przysłona F2,8 (--> 3 cm źrenica wejściowa obiektywu),

-) 1600 ISO,

-) 6 sekundowe fotki statywowe.

Po zrobieniu serii nieprześwietlonych np. 20 fotek R Leo (+fotki kalibracyjne: flaty, darki) należy :

1. skalibrować w.w.zdjęcia w sposób opisany pod odnośnikiem http://www.citizensky.org/content/iris-beginner ,

2. zestackowaną fotkę w barwie zielonej (piksele G) R Leo oraz gwiazd w pobliżu zamienić na jasności instrumentalne (np. fotometria aperturowa w programie Iris),

3. jasności instrumentalne zamienić na standardowe jasności astronomiczne w barwie V korzystając z arkusza kalkulacyjnego (w załączeniu przykład redukcji danych z obserwacji ze zlotu w Zatomiu - j.t. arkusz kalkulacyjny Open Office),

4. standardowe jasności wrzucić do polskiej bazy obserwacji gwiazd zmiennych oraz AAVSO.

Przy okazji obserwacji R Leo na tych samych fotkach wyznaczyłem jasności dwóch innych gwiazd zmiennych (są w odległości do ok.3 stopni na pd/wsch od R Leo) :

1. DV Leo - gwiazdka zmienna pulsująca półregularnie (typu SR ?)o zakresie zmian blasku 7,8-8,2 dla której nie ma obserwacji w bazie AAVSO (filtrowałem do 30tys. dni wstecz V/wizualnie?). Krzywa blasku jest tutaj.

2. DY Leo - gwiazda zmienna typu RS CVn o zakresie zmienności 7,59-7,64 magnitudo na granicy możliwości detekcji mojego "sprzętu". Krzywa blasku jest tutaj.

2012_03_22_19_47ZATOM_R_Leo_Reduction-Intermediate.zip

Wygląda na to, że jasność R Leonis jeszcze pnie się do góry.

Twierdzę tak na podstawie najdokładniejszych znanych mi w tej chwili obserwacji, które wykonałem sam .

Jest to fotometria DSLR wykonywana z dokładnością rzędu kilku setnych magnitudo.

Np. dzisiaj w nocy "Leosia" miała standardową jasność V= 6,094 +-0,036 magnitudo (poprzednio 6,11 magnitudo w dn. 31marca).

Szczegółowe dane obserwacyjne można znaleźć tutaj. Moje obserwacje są oznaczone plusem.

Dzisiaj przeglądając płytki sprzed 15 lat znalazłem swoje "dzieło" zrobione PovRay'em.

To jest widok rakiety stojącej na pasie startowym tuż przed wylotem. Rakieta jest pokryta niezwykłym materiałem o połysku metalicznym, dzięki któremu może przelatywać nawet przez wnętrza gwiazd Rakieta znajduje się na planecie, gdzie nie ma atmosfery. Na niebie tej planety świecą dwie gwiazdy o podobnej jasności - jedna niebieska, a druga czerwona. Gwiazdy świecą z tyłu od strony prawego ucha obserwatora.

Tuż za rakietą można zobaczyć dwa niezwykłe półcienie (czerwony i niebieski) oświetlone tylko przez jedną gwiazdę.

Jest też cień, gdzie nie pada światło żadnej z tych gwiazd (czarny trójkąt na powierzchni planety).

Oś optyczna teleskopu jako byt teoretyczny może być czyszczona również fotonami

Ale słyszałem legendarne opowieści o tym, jak pracownicy obserwatorium ostronomicznego pobierali czysty etanol z magazynów uczelni na podstawie wpisów na dokumentach WZ "do czyszczenia osi optycznych teleskopów".

I podstawowe pytanie na konkurs z zakresu wiedzy o teleskopach:

Czym się czyści oś optyczną teleskopu?

oczywiście powyższy wzór działa poprawnie tylko dla małych kątów. przy szerokokątnych obiektywach jest błędny.

Ciekawe to co piszesz! Dzięki.

O ile dobrze zrozumiałem informacje na ten temat,

to w takim wariancie (przy ostrzeniu na nieskończoność) należy stosunek D[mm]/F[mm] potraktować funkcją arcus tangens.

Z ciekawości policzyłem, że dla zestawu "nieszerokątnego" obiektyw 85mm + kamera Atic383L o przekątnej obrazu 22,5mm wychodzi wartość pola widzenia ARCTAN(22,5mm/85mm) = 14,8 stopnia.

Czyli otrzymujemy niewielką różnicę około 0,4 stopnia (15,2 - 14,8).

Prosta zasada do zapamiętania:

Obiektyw o ogniskowej F rysuje na matrycy obraz o rozmiarze F gdy źródło obrazu rozciąga się na 1 radian (czyli 180/Pi=57,29°).

Coś dla miłośników wzorów i astronomii ...

Gdy wyrazimy 1 radian w sekundach łuku to powyższą zasadę można również wyrazić następującym wzorem:

D" = 206265 * D[mm] / F[mm],

gdzie:

-) D" - pole widzenia w sekundach łuku,

-) D[mm] - wielkość odbiornika (CCD/CMOS) w mm,

-) F[mm] - efektywna ogniskowa obiektywu (teleskopu) w mm.

Ważne jest, aby we wzorze D[] i F[] wyrażać w takich samych jednostkach, np. tylko w milimetrach lub tylko mikronach.

Dla obiektywu F=85mm i kamery Atik383L pole widzenia D"=206265*22,5mm/85mm = 54600"/3600 = 15,2stopnia.

Ważnym parametrem jest również wielkość pola widzenia pojedyńczego piksela (rozdzielczość) Twojego układu optycznego.

D" piksela kamery Atik383L z obiektywem 85mm = 206265*5,4 mikrona /85000 mikronów = 13,1".

Apropos astronomicznego znaczenia liczby 206265 ...

Więcej informacji na ten temat można znaleźć np. tutaj: http://h2g2.com/dna/h2g2/A196283

206265 jest magiczną astronomicznie liczbą. 206265 jest liczbą sekund łuku w radianie. Jest to również liczba jednostek astronomicznych w parseku. Astronomowie korzystają z tej liczby tak często, że jest ona nazywana czasami liczbą magiczną.

Po prostu jest to jeszcze jedna liczba, którą astronomowie muszą pamiętać w ich walce ze jednostkami standardowymi. Astronomowie kochają sekundy łuku i nienawidzą radianów. To jest nic innego jak współczynnik konwersji. Ale jeżeli komuś zdarzy się zostać zawodowym astronomem (nie jest to zalecane dla kogoś, kto chce być niezależny finansowo przed czterdziestką), wtedy może to być użyteczna liczba :-)

W fotometrii CCD wymaga się, aby kamera była liniowa w całym zakresie dynamicznym.

W przyszłości będzie się wymagało "idealnej logarytmiczności" kamery z takim CMOS-em

Zanosi się na kolejną rewolucję w dziedzinie elektronicznych odbiorników obrazu!

Dostępne handlowo matryce firmy NIT posiadają tylko wyjście analogowe. Prawdopodobnie dopiero jest planowana produkcja matryc z przetwornikami A/C 10-bitowymi (availability="sampling"?). Z każdego piksela takiej matrycy można odczytać maksymalnie 1023 ADU (2^10-1). Jednocześnie zakres dynamiczny CMOS-ów logarytmicznych wynosi >=120dB - co odpowiada astronomicznym aż >=15 magnitudom (--> 120dB / 20 * 2,5).

Riklaunim opisał potencjalne zastosowanie CMOS-ów logarytmicznych w fotografii planetarnej.

Mnie interesuje potencjalne wykorzystanie tych matryc do focenia DS-ów lub nawet fotometrii (???).

Wyobrażmy sobie coś takiego - na fotce z kamery z CMOS-em logarytmicznym ...

-) doświetlamy gwiazdę 1 wielkości gwiazdowej do 1000 ADU (logarytmicznych),

-) gwiazda 6 wielkości gwiazdowej (100xsłabsza -> log(100)=2) da nam wartość odczytu 500 ADU,

-) gwiazda 11 wielkości gwiazdowej - odczyt 250ADU,

-) gwiazda 16 wielości gwiazdowej - 125 ADU.

Czyli na jedej klatce mamy różnicę aż 15 magnitudo. NIESAMOWITE!!!

Gorzej z dokładnością ... w zakresie 100-1000 ADU mamy tylko 3 cyfry znaczące :-(

Do fotometrii może to nie wystarczyć (?!)

Matryce mają również znacznie zwiększony zakres spektralny - sięgający aż 300nm (granica przepuszczalności atmosfery ziemskiej t.j. ok.330nm).

Dla mnie największą zagadką dotyczącą tych CMOS-ów jest brak możliwości regulacji czasu naświetlania. Jest to jedna z "korzyści" pracy z taką kamerką opisana w materiałach reklamowych.

Na razie to dyskwalifikuje "kamerki logarytmiczne" w zakresie focenia DS-ów. Ale to są dopiero początki nowej technologii ...

Jest to wartość czysto umowna u mnie w kamerce można samemu dowolnie regulować ten parametr. Lepiej żeby był większy niż mniejszy.

Dla kamerki mammut wartość bias-u (tego od przesunięcia dzwonu rozkładu Gaussa) równą około 1000 ADU określa się poprzez parametry wzmocnienia (domyślnie=185) i offsetu (domyślnie=127).

W instrukcji obsługi kamerki podano, że bias powinno się modyfikować w następujących przypadkach :

1. Po pewnym czasie niektóre części kamery mogą się zestarzeć i zmienić offset tak, że zdjęcia kalibracyjnych biasów wychodzą z zerowymi wartościami. W tym przypadku można zwiększyć wartość offsetu, aby to skompensować.

2. Przy binning'u, aby uniknąć saturacji bardzo jasnych części obrazu można zmniejszyć wartość wzmocnienia.

Mam nieco lamerskie wątpliwości o związek szumu odczytu (ang. readout noise) z biasem.

Specyfikację kamerki "mammut" można znaleźć tutaj.

Podano tam szum odczytu około 8,5e w temperaturze 0C.

W rozdziale dot.liniowości podano, że bias tej kamerki jest na poziomie około 1000ADU.

Po uwzględnieniu domyślnego wzmocnienia 0.789 e-/ADU mamy wyliczony szum odczytu na poziomie około 7ADU na piksel.

Skąd się wzięła ta tysiąckrotna różnica w ADU (moim zdaniem bias powinien być na poziomie 7ADU) ?

Czy szum odczytu kamerki zależy od temperatury?

O ile wierzyć efemerydom :-) - dzisiaj się zaczyna zaćmienie główne dzeta (zeta) Aurigae.

Przez najbliższe 4 dni "niebieski karzeł" (gwiazda ciągu głównego) będzie prześwietlał atmosferę pomarańczowego nadolbrzyma.

Od 2 listopada niebieskiej gwiazdy nie będzie widać przez około miesiąc.

W tym czasie jasność zeta Aurigae spadnie o około 2 magnitudo w barwie bardzo niebieskiej (filtr U).

Niestety w zakresie widzialnym będzie to mało zauważalna zmiana - spadek jasności rzędu 0,1-0,2magnitudo.

Skończyło się zaćmienie epsilon Aurigae, a Citizensky proponują akcję obserwacyjną kolejnej jasnej gwiazdy.

Chodzi o układ zaćmieniowy czwartej wielkości gwiazdowej dzeta Aurigae. Szczegóły tej akcji są podane pod poniższymi odnośnikami:

http://www.citizensky.org/content/zeta-aurigae-primary-eclipse-observing-campaign

http://www.hposoft.com/EAur09/zeta%20Aurigae/zeta.html

Dzeta Aurigae jest to układ podwójny składający się z pomarańczowego nadolbrzyma i małej niebieskiej gwiazdki. W czasie zaćmienia głównego niebieska gwiazda będzie prześwietlała atmosferę nadolbrzyma. Zaćmienie potrwa parę miesięcy:

-) pierwszy kontakt - 29 października 2011 r.

-) drugi kontakt - 2 listopada 2011 r.

-) środek zaćmienia - 20 listopada 2011 r.

-) trzeci kontakt - 9 grudnia 2011 r.

-) czwarty kontakt - 13 grudnia 2011 r.

W czasie zaćmienia jasność całkowita układu spadnie w barwie V tylko około 0,2magnitudo, natomiast w barwie niebieskiej B aż 1,7magnitudo. Obserwacje zaćmienie pozwolą zbadać strukturę atmosfery pomarańczowego nadolbrzyma.

Mnie osobiście zaskoczyły wyniki fotometrii w barwie "G" epsilon Aurigae otrzymane Cannon-em 450D z obiektywem 85mm postawionym na statywie (bez prowadzenia!!!). Pod odnośnikiem http://www.hposoft.com/EAur09/EAUR%20pdfs/DSLR.pdf na stronie 78 jest pokazany wykres zmian blasku z rozrzutem tylko około +-0,05magnitudo, czyli lepiej niż przy obserwacjach wizualnych. Barwa zielona "G" w fotografii RGB odpowiada fotometrii wizualnej.

W przypadku układu dzeta Aurigae rekomendowana jest fotometria szerokokątna CCD oraz DSLR z dużą liczbą (10-100) bardzo krótkich ekspozycji (< 20 sekund), szczególnie w dniach kontaktów. Najważniejsze jest,aby nie prześwietlić fotek. Tym razem należy wykonywać fotometrię w barwach "G" i "B".

Adam_Jesion dziękuję za trop. Dokładnie o to mi chodziło. Precyzja ustawień kół filtrowych FLI dochodzi nawet do 100nm/step, tzn. 0,1mikrona (patrz : http://www.flicamera.com/pdf/astronomyAccessories.pdf), a ceny tańszych modeli są o ok .300USD wyższe niż wersja elektroniczna koła filtrowego USB Atika. Warto to wziąść po uwagę jeżeli ktoś się chce na poważnie zająć się wielobarwną fotometrią CCD (np. fotometria z wykorzystaniem standardowych filtrów astronomicznych U, B, V, R, I).

Powyższe zagadnienie interesuje mnie szczególnie w kontekscie fotometrii CCD - narazie teoretycznie ... :-)

Ale powinno to być również istotne dla posiadaczy kamer CCD mono z kołami filtrowymi, zajmujących się foceniem DS-ów.

Chodzi o to, aby przy każdej zmianie filtru (np. U.B.V.R.I) nie wykonywac fotek kalibracyjnych płaskiego pola.

Na stronie internetowej http://www.britastro.org/vss/ccd_photometry.htm Norman Walker podaje przykład takiego urządzenia sprzed kilku lat ("... Stargazer filter and previewer system, designed and developed in England ...").

Są w sprzedaży koła filtrowe z elektryczną zmianą filtrów (np.firmy Atik). Ale nie znalazłem informacji na temat precyzji ustawień przy zmianie filtru.

Czy moglibyscie Państwo podzielić się praktycznymi doświadczeniami w tym temacie?

Czy rzeczywiście po każdej zmianie filtru (np. kole filtrowym USB Atik z elektr.zmianą filtrów) należy wykonać serię fotek kalibracyjnych płaskiego pola+darki?

Pozdrowienia