Skocz do zawartości

Rybi

Społeczność Astropolis
  • Postów

    293
  • Dołączył

  • Ostatnia wizyta

Treść opublikowana przez Rybi

  1. 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
  2. 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:
  3. 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 ???
  4. 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.
  5. 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
  6. 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.
  7. 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).
  8. 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 ...
  9. 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
  10. 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
  11. 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 ...
  12. 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:
  13. 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.
  14. Jeszcze trwa analiza obserwacji fotometrycznych z ostatniego zaćmienia w dnia 18-21 stycznia 2020r. w potrójnym układzie b Persei. Tym razem b Persei zaskoczyła nas dwoma faktami obserwacyjnymi: 1. Po raz pierwszy w historii zaobserwowano zmianę koloru (B-V) o ~0,02 mag w układzie b Per podczas zaćmienia. Mianowicie w podczas zaćmienia głównego, gdy mniejszy i ciemniejszy składnik "C" wędruje na tle najjaśniejszego składnika "A" wskaźnik barwy (B-V) wynosił +0,06 mag. Poza fazą głównego zaćmienia wskaźnik barwy (B-V) jest rzędu ~ + 0,04 mag. WSPANIAŁE ODKRYCIE!!! Obserwacje PEP (Photo Electric Photometry) w dwóch fitrach fotometrycznych Johnson-V i Johnson-B wykonał Gerald Persha (AAVSO nick PGD). 2. Niespodziewane zaćmienie przed prognozowanym początkiem zaćmienia 0 UT 18 stycznia 2020r. To były moje ostatnie obserwacje DSLR zaćmienia b Per, ponieważ dokładnie od około 0 UT 18 stycznia 2020r chmury przesłoniły całe niebo na długie noce. Mimo, że nad Europą "szalał" wyż z rekordowym ciśnieniem ~1050 hPa, to jednak zasysał powietrze z niewłaściwej strony Więcej informacji na temat styczniowego zaćmienia b Per można znaleźć na forum AAVSO: https://www.aavso.org/b-per-campaign-january-2020
  15. Moim zdaniem z ww. realnego sposobu rozwiązania problemu satelitów Starlink dla astronomii optycznej tylko pkt 2 i 3 być może zostaną zrealizowane. Przy czym pkt.2 tylko dla satelitów, które zostaną wysłane w przyszłości (może nawet w tym roku ??? Testy satelity "DarkSat" rozpoczną się przy końcu lutego, gdy osiągnie orbitę docelową - patrz poniżej). Na pkt.4 złożą się głównie wszyscy podatnicy i okazyjnie inni darczyńcy. Ostatnio SpaceX stara się współpracować ze środowiskiem zawodowych (... amerykańskich) astronomów odnoście problemu jasności ich satelitów. Odbyło się szereg telekonferencji pomiędzy przedstawicielami SpaceX i Jeff'em Hall'em (dyrektor Lowell Observatory/ przewodniczący AAS, czyli American Astronomical Society). Na zjeździe AAS w dn. 8 stycznia 2020r. Patricia Cooper ze SpaceX stwierdziła, że gdy satelity Starlink znajdą się na docelowej orbicie to ich jasność się zmniejszy do około 5 mag. i będą widoczne gołym okiem "tylko" pod ciemniejszym nocnym niebem (Ta pani z zarządu SpaceX chyba wie co mówi - WIZUALNIE 5 MAG !!! ). Optymistyczną (?) wiadomością jest to, że w partii satelitów Starlink wysłanych na początku stycznia 2020r. jest jeden o pseudonimie "DarkSat" pokryty czymś redukującym odbicia światła. Na orbicie docelowej znajdzie się przy końcu lutego i wtedy rozpoczną się testy. SpaceX będzie starał się możliwie jak najszybciej zmniejszyć jasność satelitów, ale konkretne terminy nie padły. Więcej na ten temat informacji można znaleźć pod poniższym odnośnikiem: https://spacenews.com/spacex-astronomers-working-to-address-brightness-of-starlink-satellites/ Docelowo 42000 satelitów Starlink - po jednym satelicie na stopień kwadratowy nieba (?) ... Nie wiem po co taka liczba satelitów, ale gdyby ją rozmieścić równomiernie po całym niebie to w każdym stopniu kwadratowym kwadratowym zmieściłby się jeden satelita "ledwo dostrzegalny" goły okiem (jasność 5 mag. ? na orbicie docelowej 550km). Na niebie w centrum miasta to nawet tych satelitów by nie było widać! Nasze niebo nie jest nieskończone i liczy tylko 41253 stopni kwadratowych - mniej niż SpaceX chce wysłać satelitów (41253 stopni kwadratowych = 4 x pi x (360/2/pi))^2 = 4 x 3.1415 x (180/3.1415)^2).
  16. W listopadzie 2019r. zachwycaliśmy się przelotem konstelacji Starlink na naszym nocnym niebie. Wygląda na to, że za parę lat będziemy mieli jeszcze wygodniejszy dostęp do Internetu i wszystkiego co do tej pory ludzkość wymyśliła lub jeszcze nie. Rozmieszczenie kilkudziesięciu tysięcy satelitów wygeneruje szum, który może jednak bardzo ograniczyć nasze możliwości obserwacji astronomicznych z Ziemi i np. nie dostrzeżemy nadlatującej małej kilkunasto-kilometrowej „asteroidki”, która zrobi w Ziemi "dziurkę" na 100-200 km ??? Poniżej uwagi z lektury artykułu E. Siegel [2] pt. „This Is How Elon Musk Can Fix The Damage His Starlink Satellites Are Causing To Astronomy” oraz jak sobie z tym problemem prawdopodobnie można poradzić ??? Oprócz korzyści dla zwykłych użytkowników na Ziemi stanowią one realną groźbę zaśmiecenia całego „naszego” nieba przez komercyjne konstelacje satelitów takie, jak Starlink 12 tys. → docelowo nawet 42 tys. szt ???) lub planowane Kuiper Systems (3236 szt) lub OneWeb (1980 szt). W listopadzie 2019r. Elon Musk rozpoczął niszczenie nocnego nieba. Nie ma żadnych przepisów, którym musi się podporządkować firma SpaceX, aby to naprawić. W szczególności jego satelity poprzez pozostawianie śladów na zdjęciach zakłócają obserwacje gwiazd i potencjalnie niebezpiecznych asteroid, które mogą uderzyć w Ziemię. Na przykład w dn. 18 listopada 2019 r. grupa 19 satelitów Starlink przeleciała nad Obserwatorium CTIO (Cerro Tololo Inter-American Observatory) w Chile przez ponad 5 minut – silnie wpływając na jakość zdjęć kamery DEC (Dark Energy Camera) o FOV~3° / rozdzielczość 0,263"/piksel podwieszonej pod 4m teleskop : Do tej pory wysłano na orbity zaledwie 0,3% całkowitej liczby planowanych satelitów Starlink, ale następstwa tych działań są jasne. Fotografowanie dużych pól na nieba w celu poszukiwania słabych obiektów, czyli główny cel obserwatoriów takich jak Pan-STARRS czy LSST zostanie poważnie utrudniony. Dużym problemem jest również to, że satelity Starlink autonomicznie zmieniają swoje orbity i są bardzo głośne w zakresie radiowym. Dlatego nie można tak zaplanować obserwacji, by ich uniknąć. Więc problem dotyczy zarówno nocnych obserwacji nieba w zakresie optycznym jak i radiowym (obserwacje są prowadzone najczęściej niezależne od pory dnia). Wysokiej częstotliwości radiotransmitery tych satelitów nadają 24h/7dni. Więc żegnaj VLA, VLBI, ... Według szacunków Cees Bassa z the Netherlands Institute for Radio Astronomy w każdej chwili będzie widocznych jednocześnie na niebie do 140 satelitów z tych (...za przeproszeniem) „konstelacji” z każdego miejsca na Ziemi Zgodnie z tytułem tego artykułu „This Is How Elon Musk Can Fix The Damage His Starlink Satellites Are Causing To Astronomy” E Siegel wskazuje też na sposób rozwiązania tego problemu jak poniżej: Deorbitacja obecnego zestawu 122 satelitów Starlink i ogłoszenie moratorium na umieszczanie nowych satelitów do czasu wykonania poprawek konstrukcyjnych. Przeprojektowanie lub pokrycie satelitów warstwą znacznie zmniejszającą ich zdolność odbijania światła (rekomendacja astronomów → zmniejszenie zdolności odbijania światła nawet ~100x, czyli 5 mag). Zapewnienie efemeryd każdego z satelitów z konstelacji dla obserwatoriów astronomicznych. Zapewnienie funduszy, które pozwoliłyby astronomom znaleźć rozwiązania sprzętowo-software'owe na usunięcie z materiału obserwacyjnego tego „zanieczyszczenia satelitarnego” w jak największym stopniu. Ostatnio ten temat był poruszany również na forum dyskusyjnym AAVSO (patrz odnośnik: https://www.aavso.org/starlink-satellite-constellation-impact-ccd-photometry ) Jest to zarazem odsłona szerszego tematu komercjalizacji kosmosu (kopalnie na Księżycu, wydobywanie surowców z asteroid, itp.). Traktat z 1979 r. w sprawie działalności państw na Księżycu i innych ciałach niebieskich ratyfikowało tylko 13 państw (patrz → https://www.edukacjaprawnicza.pl/prawo-kosmiczne-w-pigulce/). Ten traktat stwierdza, że Księżyc i jego zasoby naturalne stanowi wspólne dobro ludzkości. Literatura do przemyślenia na temat konstelacji satelitów: [1] „IAU Statement on Satellite Constellations” - https://www.iau.org/news/announcements/detail/ann19035/ [2] „This Is How Elon Musk Can Fix The Damage His Starlink Satellites Are Causing To Astronomy” - https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2019/11/20/this-is-how-elon-musk-can-fix-the-damage-his-starlink-satellites-are-causing-to-astronomy [3] „The FCC’s Approval of SpaceX’s Starlink Mega Constellation May Have Been Unlawful” - https://www.scientificamerican.com/article/the-fccs-approval-of-spacexs-starlink-mega-constellation-may-have-been-unlawful/ [4] The Risky Rush for Mega Constellations” - https://www.scientificamerican.com/article/the-risky-rush-for-mega-constellations/
  17. Już jesteśmy po połowie zaćmienia w potrójnym układzie b Persei. Środek zaćmienia był widoczny na drugiej półkuli (Hawaje, Japonia?). U nas w tym czasie był dzień. Miałem całkiem dobrą pogodę obserwacyjną przed zaćmieniem. A teraz totalna klapa pogodowa. Chmury, chmury, ... Na poniższym rysunku porównałem "na oko" aktualne obserwacje b Per z bazy AAVSO z symulacją zaćmienia wykonaną przez prof. D.Collinsa ...
  18. … "geocentryczna" długość fali interesuje nas wtedy, gdy chcemy wiedzieć jak wygląda widmo bez efektu rotacji Ziemi o amplitudzie 500 m/sek (jako początek układu odniesienia przyjmujemy środek Ziemi). Więcej na ten temat można znaleźć pod odnośnikiem NRAO: https://science.nrao.edu/facilities/vla/docs/manuals/obsguide/modes/line Pogoda zapowiada się niezła (… przynajmniej dzisiaj w mnie ). Zachęcam do obserwacji … Aktualnie fotometrię CCD/DSLR układu b Per robią 2 osoby z Polski - Tadeusz (vel Statek) i ja...
  19. Podałem niewłaściwy odnośnik do zaćmienia z marca 2016r. Oba zipy z zaćmień głównych są pod następującymi odnośnikami: https://www.aavso.org/sites/default/files/animationFramesFeb2018.zip https://www.aavso.org/sites/default/files/AnimationFramesMar2016.zip A tak wygląda konfiguracja gwiazd AB-C podczas maksymalnego spadku jasności w obu głównych zaćmieniach:
  20. Głębokość zaćmienia głównego w układzie b Per AB-C zależy od tego ile powierzchni najjaśniejszego składnika "A" zakryje składnik "C". Należy przy tym pamiętać, że składnik "C" stanowi tylko 6-7% jasności składnika "A" (gwiazda typu widmowego A2 V), a ich promienie są porównywalne. Maksymalna głębokość zaćmienia jest wtedy, gdy składnik "C" przesłania całą swoją tarczą składnik "A". D.Collins zrobił symulację m. innymi obu zaćmień głównych b Per i są one dostępne na portalu AASVO pod poniższym odnośnikiem: https://www.aavso.org/comment/62630#comment-62630 lub bezpośrednio: https://www.aavso.org/sites/default/files/animationFramesFeb2018.zip https://www.aavso.org/sites/default/files/animationFramesDec2016.zip Są to zzipowane serie obrazków pokazujących wzajemne położenie trzech gwiazd i wygląd krzywej blasku w danym momencie. Może je obejrzeć po rozpakowaniu do katalogu jako "film" w jakimś programie do podglądu zdjęć (np. przeglądarka zdjęć programu Windows), szybko zmieniając obrazki. Ot taki wzajemny "taniec" trzech gwiazd …
  21. Zbliża się kolejne zaćmienie w potrójnym układzie zaćmieniowym b Persei AB-C o okresie orbitalnym ponad 700 dni. Tym razem będzie to zaćmienie główne, gdy najjaśniejszy składnik układu "A" (typ widmowy A2 V) zostanie przesłonięty przez słabego towarzysza "C" (typ widmowy F V ?). Tym samym należy oczekiwać największych spadków jasności od ~4,6 mag do nawet ~5,1 mag. Gdzieś tam będzie również zakrywany składnik "B", krążący razem ze składnikiem "A" w ciasnym układzie podwójnym o okresie orbitalnym ~1,5 dnia wokół wspólnego środka masy. Koordynator tej akcji prof. D.Collins opublikował symulację krzywej blasku tego zaćmienia. Zaćmienie powinno rozpocząć się w dn. 18 stycznia 2020r. około godz. 0 UT i potrwać aż do 21 stycznia 2020r. do godzin porannych, czyli ponad trzy dni. Początek zaćmienia w dn. 18 stycznia około godz. 0 UT to jest idealny czas dla obserwatorów b Per w Europie i Ameryce Pn. Wtedy zostanie częściowo zasłonięty słabszy składnik "B" przez C". Następnie w tej symulacji jest zakrywany główny składnik "A" przez "C" - co może dać spadek jasności nawet ~5,1 mag.(?). Wstawka w poniższym rysunku przedstawia wzajemną pozycję trzech gwiazd w chwili środka zaćmienia (= dn. 19 stycznia 2020r. godz. 12 UT / JD=2458868) - moment symulacji zaćmienia, gdy składnik "C" przesłania środek masy układu elipsoidalnie zmiennego "AB". Składnik "C" ponownie zaczyna przesłaniać gwiazdę "A" po minięciu środka masy układu "AB". I na koniec jeszcze powinno dać się zaobserwować zaćmienie muskające w dn 21 stycznia 2020r. od godz. ~0 UT. (I) Fotometria CCD/CMOS/DSLR. Jak zwykle potrzebna jest najprostsza standaryzowana fotometria różnicowa z trzema następującymi gwiazdami na jednej fotce: 1. gwiazda porównania (comp star) '55' ( AUID 000-BLL-386 = HIP 20156 = SAO 39457 = HR 1330 = HD 270840) o jasności 5.456 V, 2. gwiazda zmienna (var star) b Persei 4,6 <-> 5,1 mag, 3. gwiazda testowa (check star) HIP 20370 (J2000 RA, Dec = 04 21 45.47 +50 02 06.64). Jasność gwiazd porównania, zmiennej i testowej należy mierzyć: -) albo w filtrze Johnson-V (kamery monochromatyczne CCD/CMOS), -) albo jako wyseparowana barwa zielona Tri-G z negatywów cyfrowych RAW (lustrzanki cyfrowe / aparaty cyfrowe / kamery kolorowe CCD/CMOS). Nie są potrzebne żadne transformacje jasności. UWAGA! Oprócz fazy zaćmień są potrzebne również kilkugodzinne (2-4 godz.) ciągłe obserwacje fotometryczne zmienności elipsoidalnej poza zaćmieniami (amplituda ~0,06mag), aby skalibrować względem siebie fotometrię różnych obserwatorów. Potrzebne są obserwacje w okresie od 5 stycznia do 2 lutego 2020r. W czasie zaćmień należy prowadzić ciągłe obserwacje fotometryczne tak długo jak się da ... Jest to niepowtarzalne zjawisko, i bardzo brakuje obserwatorów z Azji i Pacyfiku! (II) Spektroskopia. Temat adresowany do polskich miłośników spektroskopii posiadających lub kończących budowę-drukowanie swoich spektrografów - w szczególności: @Jagho , @jolo , @bajastro . Więcej na temat tych ATM-owych spektrografów można znaleźć tutaj i tutaj. Potrzebne są obserwacje spektroskopowe układu b Persei podczas głównego zaćmienia, gdy jest przesłaniana gwiazda A2V. Mogą one pozwolić zaobserwować przesunięcia prędkości radialnych wynikające z rotacji gwiazdy typu widmowego "A". Widma należy przesyłać e-mailem do Dr Anatoly Miroshnichenko a_mirosh(AT)uncg.edu. W FITS-ie musi być informacja odnośnie współrzędnych obserwacji, nazwisko obserwatora, RA+DEC gwiazdy (... b Per), czas UT środka ekspozycji. Natężenie musi być podane w ADU (bez normalizacji do poziomu widma ciągłego / kontinuum) i długość fali geocentryczna. Potrzebne będą siatki dyfrakcyjne dające duże rozdzielczości, które pozwolą analizować zmiany w profilach linii widmowych gwiazdy typu widmowego A2V. Dr Anatoly Miroshnichenko stosował względną rozdzielczość R=λ/Δλ ~ 12000, ale "amatorzy" np. (J.Foster) stosowali rozdzielczości R~6000. Na przykład James Foster zaobserwował efekt przesunięcia rzędu 1,8A w H-alfa podczas zaćmienia w lutym 2018r.: Przy dużej rozdzielczości widm powinno udać zaobserwować efekt Rossiter'a-McLaughlin'a w profilach linii widmowych (różowy profil widmowy), gdy zostanie przesłonięta gwiazd A2V przez coś słabszego (F?). Widmie b Persei do tej pory nie udało się odkryć linii składnika "zielonego" z poniższej symulacji (animowany gif został wzięty stąd: http://phoebe-project.org/docs/2.2/examples/rossiter_mclaughlin): BIBLIOGRAFIA: Więcej informacji odnośnie zaćmienia b Per w styczniu 2020r. można znaleźć na portalu AAVSO: https://www.aavso.org/b-per-campaign-january-2020 https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-688 Więcej na temat obserwacji spektroskopowych można znaleźć na stronach AAVSO i ARAS: https://www.aavso.org/february-2018-b-per-campaign-spectroscopy http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=5&t=1952 Tak do tej pory wyglądały zaobserwowane zaćmienia wtórne ... Tak do tej pory wyglądały zaobserwowane zaćmienia główne ...
  22. Podziwiam pionierów polskiej spektroskopii "amatorskiej" budujących/drukujących spektrografy. Robicie wielką rzecz!!! Marzy mi się też budowa własnego spektrografu. A teraz mały off-top ... Niedługo pojawi się możliwość przetestowania spektrografów na jasnej gwieździe (V ok. 4,6 mag) b Persei i dostarczenia danych naukowych podczas zaćmienia głównego, które powinno wystąpić w czterech dniach: 17,5 - 21,5UT stycznia 2020r. Jest to układ potrójny, w którym składniki A+B generują zmienność elipsoidalną z okresem około 1,5 dni. A co około 700 dni występują zaćmienia główne, gdy składnik (C) przesłania (A)+(B) lub odwrotnie (wtedy jest zaćmienie wtórne). Spektroskopowo obserwuje się się tylko zmiany w widmie składnika (A), który jest gwiazdą ciągu głównego o typie widmowym A2V. Pozostałe gwiazdy (B)+(C) są znacznie słabsze i generują zaledwie po parę procent jasności układu (typ widmowy F ?) Ilustracja tego co można się spodziewać odnośnie zmian prędkości radialnych przedstawia poniższy rysunek wzięty z mojego artykułu w Uranii. Szczególnie wartościowe są obserwacje spektroskopowe układu b Persei podczas głównego zaćmienia, gdy jest przesłaniana gwiazda A2V. Mogą one pozwolić zaobserwować przesunięcia prędkości radialnych wynikające z rotacji gwiazdy typu widmowego "A". Widma należy przesyłać e-mailem do Dr Anatoly Miroshnichenko a_mirosh(AT)uncg.edu. W FITS-ie musi być informacja odnośnie współrzędnych obserwacji, nazwisko obserwatora, RA+DEC gwiazdy (... b Per), czas UT środka ekspozycji. Natężenie musi być podane w ADU (bez normalizacji do poziomu widma ciągłego / kontinuum) i długość fali geocentryczna. Ale potrzebne będą siatki dyfrakcyjne dające wyższe rozdzielczości, które pozwolą analizować zmiany w profilach linii widmowych gwiazdy typu widmowego A2V ... Więcej informacji odnośnie tego zaćmienia b Per można znaleźć na portalu AAVSO: https://www.aavso.org/b-per-campaign-january-2020 https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-688 i na polskich forach: https://astropolis.pl/topic/40246-zaćmienia-b-persei-nie-mylić-z-beta-persei/ https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/2123-zaćmienia-b-persei-nie-mylić-z-beta-persei/
  23. Opracowałem parę obserwacji gamma Persei w dżonsonowskich barwach V i B z dzisiejszego wieczora. Jeszcze trwa faza początkowa zaćmienia. Drugi kontakt (gorętsza-mniejsza gwiazda schowa się za chłodniejszą i o rząd wielkości większą) za około 6 godzin ...
  24. W układzie zaćmieniowym gamma Persei biały składnik gwiazdowy (A2-A3 V) aktualnie jeszcze chowa się za żółtego olbrzyma (G8 III) i "schowa się" jutro w nocy około godz. 4:20. Pomiędzy 1 a 2 kontaktem dla tego układu podwójnego mija ponad około 1,5 dnia. Zgodnie u uaktualnioną efemerydą 2 kontakt powinien nastąpić jutro (18 listopada) około godz. 4:20 naszego czasu. W czasie zaćmienia w 2005r. spadek jasności w barwach V/B/U był odpowiednio 0,28 / 0,54 / 0,88 magnitudo.
  25. Zaćmienie gamma Persei już się rozpoczęło. Wczoraj w dziurach między chmurami "złapałem" jeszcze ostatni moment, przed zaćmieniem (fotometria DSLR transformowana do standardu B,V). Amerykanie dzisiaj o 5:20 UT zaobserwowali spadek jasności 0,2 w filtrze B i 0,3 w filtrze U. Nowa efemeryda tego zaćmienia podana na forum AAVSO jest następująca: Początek zaćmienia: 16 listopada 2019 19:22 UT Środek zaćmienia: 21 listopada 2019 20:52 UT Koniec zaćmienia: 26 listopada 2019 22:23 UT Faza całkowita: 18 listopada 2019 03:20 UT - 25 listopada 2019 14:25 UT. Nowy okres: 5329.1 dni
×
×
  • Dodaj nową pozycję...

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy na Twoim urządzeniu pliki cookie, aby pomóc Ci usprawnić przeglądanie strony. Możesz dostosować ustawienia plików cookie, w przeciwnym wypadku zakładamy, że wyrażasz na to zgodę.