Rybi

Można również zrobić podobne porównanie pod względem ilości zbieranych fotonów gdy rejestratorem jest klisza fotograficzna (3-4% rejestrowanych fotonów) i kamera CCD (kilkadziesiąt %).

A współcześnie 48" Schmidt im. Samuela Oschina na Mt Palomar wygląda tak:

i robi fotki jak poniżej przy naświetlaniu 30 sek
(t.j. crop z 1/3 pola widzenia 24000x24000 pikseli = ok 247 tarcz Księżyca = ok. 47 stopni kwadratowych).

Właśnie rusza przegląd obserwacyjny północnego nieba ZTF (ZWICKY TRANSIENT FACILITY) za pomocą tego teleskopu. Więcej info w tym temacie na sąsiednim wątku Astropolis.
 

W dniu 17.11.2017 o 10:45, gojin napisał:

Bardzo dobry - zgadzam się , ale czy najpiękniejszy? 

... Celestia jest najpiękniejszym symulator Wszechświata jaki znam ( ... od m-ca). Ale może się to zmienić dzięki Space Engine.

Space Engine jest teraz dość intensywnie rozwijany przez rosyjskiego programistę Vladimira Romanyuka. Nie jest to oprogramowanie typu open source jak Celestia i tylko Vladimir Romanyuk jest właścicielem kodu programu, ale właściciel pozwala używać za darmo program do celów niekomercyjnych (osobistych, edukacyjnych, dobroczynnych, tp).

Natomiast samo jądro najnowszej Celestii (wersja 1.6.1) pochodzi z roku 2011. W tym roku pojawiły się dwie aktualizacje Celesti 1.6.1 w zakresie treści astronomicznych:
-) Celestia 1.6.1 Ed - produkt głównie amerykańskiego nauczyciela Franka Gregorio,
-) Celestia Origin  - produkt rosyjski (patrz również strona rosyjska:  https://vk.com/celestiaorigin ).
Od roku 2016 innych rosyjski programista o pseudonimie "Alexell" pracuje na wersją Celestii 1.7.0 - szczegóły tutaj. Czyżby rosyjscy programiści zdominowali świat symulatorów Wszechświata?

Space Engine wygląda obiecująco - właśnie ściągam program i tekstury układu planetarnego "HD".
 

 A tak przy okazji ...

w Celestii widziałem ostatnio fajne zaćmienie Księżyca z 25 września 2015r. z odległości ok. 13 tys. km od Księżyca. Szczególnie pięknie wyglądał wtedy widok w stronę Ziemi, która z tej odległości posiada tarczę 4x większą niż Słońce. 

Szum medialny odnośnie iPTF14hls jest spowodowany omówieniami publikacji z 9 listopada 2017r. w prestiżowym Nature (Iair Arcavi ze współpracownikami - "Energetic eruptions leading to a peculiar hydrogen-rich explosion of a massive star"), gdzie za $5/$20 można zapoznać się z tą publikacją
( można też nic nie płacić za wersję z 7 listopada w archiwum preprintów naukowych ARXIV).

Moim zdaniem najbardziej miarodajnym źródłem informacji na temat supernowej iPTF14hls jest streszczenie tego artykułu, które pozwoliłem sobie "przetłumaczyć":
>>>
Każda do tej pory obserwowana supernowa była uważana za końcowy wybuch gwiazdy. Poza tym wszystkie supernowe z liniami absorpcyjnymi w widmach wykazują spadek prędkości z czasem w miarę jak wyrzucona materia rozszerza się i staje się przeźroczysta - pokazując wolniej poruszającą się materię, która był poprzednio ukryta.Dodatkowo każda supernowa, która pokazuje linie absorpcyjne wodoru posiada główne maksimum lub plateau jasnosci, trwające około 100 dni przed dalszym spadkiem jasności.
   W tej publikacji raportujemy obserwacje iPTF14hls - zjawiska, które jest widmowo identyczne z wybuchem bogatej w wodór implozyjnej supernowej, ale różniącej się znacznie pewnymi cechami od znanych supernowych:
a) krzywa blasku ma przynajmniej 5 maksimów i pozostaje jasna przez więcej niż 600 dni;
b ) linie absorpcyjne wykazują spadek prędkości od minimalnego do niezauważalnego;
c) promień obszaru, gdzie powstają linie widmowe jest więcej niż jeden rząd wielkości (tzn. 10 x) większy od promienia fotosfery oszacowanego z widma ciągłego.
   W.w. obserwowane cechy można wyjaśnić za pomocą otoczki (ang.shell) o masie kilkudziesięciu mas Słońca, która została wyrzucona przez gwiazdę z energią na poziomie wybuchu supernowej kilkaset dni wcześniej przed końcowym wybuchem. Inna prawdopodobna eksplozja została zarejestrowana w tej samej pozycji na niebie w 1954 roku. 
   Wielokrotne wybuchy przed końcowym wybuchem supernowej oczekuje się, że powinny występować dla gwiazd o masach 95-130 mas Słońca, które doświadczają pulsacyjnej niestabilności (kreacji) par. Ten model jednak nie uwzględnia obserwowanej ciągłej obecności wodoru lub wielkości energii. Może być wymagany inny mechanizm gwałtownego wyrzutu masy w gwiazdach masywnych.
<<<

Wielobarwna krzywa blasku iPTF14hls.
Dla porównania na rys. widać również supernową SN 1999em (typ II-P).
W przeciwieństwie do jakiejkolwiek znanej supernowej, iPTF14hls wykazuje przynajmniej 5 maksimów w krzywej blasku (ok.140, 220, 410 dni po odkryciu w barwie R oraz 260 i 340, gdy była "schowana" za Słońce)

Historyczne wybuchy (... pojaśnienia) na niebie w pozycji iPTF14hls (oznaczenie niebieskimi kreskami).
a) Zdjęcie z przeglądu POSS z 2 lutego 1954r. (tutaj JEST pojaśnienie);
Zdjęcie z przeglądu POSS-2 z 2 stycznia 1993r. (tutaj NIE MA pojaśnienia).
W 1954 r. źródło jest 0,31 +-0,14 mag jaśniejsze niż galaktyka macierzysta (oszacowana jasność absolutna  wybuchu w barwie R wynosi ok. -15,6 mag).

W dniu 15.11.2017 o 11:00, RomekAstrobaza napisał:

świetna aplikacja 

wcześniej na prelekcjach używałem World Wide Telescope - ale Celestia jak dla mnie dużo dużo dużo lepsza:)

Używam ją ostatnio do pokazów nieba, które prowadzimy jako PTMA Sz-n w Obserwatorium ZUT., gdy na "oryginale" się nie da  Np. wczoraj z pomocą Celstia Ed odbyliśmy dwugodzinną wycieczkę nr 3 po wewnętrznych planetach Układu Słonecznego do Marsa włącznie. Przyszło paru pasjonatów..

>>>... Tytan posiada niezwykły księżyc ...<<<

Powinno być : Saturn posiada niezwykły księżyc ...

Ostatnio mam hopla na punkcie Celesti i nie mogłem się oprzeć pokusie, aby z tego programu wygenerować mapę nieba o porównywalnym polu widzenia jak AAVSO dla pary gwiazd zmiennych CE Tau / V960 Tau.

W Celesti nie ma katalogów gwiazd zmiennych. W związku z tym musiałem się posługiwać dla CE Tau nazwą 119 Tau, a dla V960 Tau - 120 Tau. Uzyskałem mapkę porównywalną np. do Stellarium oraz mapki AAVSO z pierwszego postu. Przy tym musiałem włączyć wariant renderowania gwiazd "Skalowane tarcze".

Efekt poniżej:

 I oczywiście nie mogłem sobie odmówić sprawdzenia jak wygląda niebo CE Tauri (119 Tau), czyli spojrzenie w stronę Słońca z 0,6kpc (2 tys. l. św.) .... 

Na tamtejszym niebie czerwony nadolbrzym 119 Tau ma jasność z odległości około 60 j.a. porównywalną z jasnością Słońca widocznego z Ziemi (ok. -27 mag).

Na niebie 119 Tau,  Słońce świeci jako gwiazdka ok. 14 mag (najpewniej jeszcze znacznie mniej-jeśli uwzględnić ekstynkcję międzygwiazdową na dystansie 2000 l.św.).

Ciekawostką jest, że 120 Tau (V960 Tau)  jest najjaśniejszą po CE Tau gwiazdą na tamtejszym niebie (-2,4 mag) i znajduje się w odległości zaledwie 45 l.św.

Jak zwykle jedną z dominujących blaskiem gwiazd jest theta 2 Ori (-1,4 mag), która świeci z odległości 850 l.św. Znacznie słabsza jest Betelgeuza (zaledwie 3 mag) i Rigel (1,3 mag).

Od września 2017r. do 6 marca 2018r. w bieżącym polu widzenia  nano-satelity fotometrycznego BRITE znajduje się m.in gwiazda zmienna CE Tauri. Listę gwiazd obserwowanych w tym czasie można znaleźć w [3].

BRITE jest siecią 5 nano-satelitów (3 obserwujące w barwie czerwonej i 2 w barwie niebieskiej) zaprojektowaną do ciągłych obserwacji przez ok. 6 m-cy najjaśniejszych gwiazd na niebie (V<6). BRITE ma jednak pewne ograniczenia, które dzięki obserwacjom amatorskim raportowanym do bazy AAVSO mogą zostać skorygowane. Np. podczas ciągłych obserwacji w powyżej miesiąca występuje zmienność instrumentalna. Oprócz pewnej mocno ograniczonej grupy gwiazd, większość nie jest monitorowana regularnie.

Czerwony nadolbrzym CE Tauri (M2 Iab-Ib) jest gwiazdą o jasności ~4,3V i wykazuje zmienność o skali czasowej ~165 dni (~6 m-cy obserwacji BRITE) i amplitudzie ~0,5 mag. AAVSO zainicjowało [patrz literatura poniżej [1], [2]) akcję obserwacji CE Tau, jako wsparcie dla obserwacji tej gwiazdy przez satelity BRITE.
Potrzebna jest fotometria CCD / DSLR - 1 obserwacja na noc lub nawet tylko 1 obserwacja na kilka nocy.
Chodzi o to, że BRITE do 6 marca 2018 będzie obserwował m.in. tą gwiazdę, ale w sposób nieciągły. Potrzebne byłoby uzupełnienie przerw w tych obserwacjach i niestabilności instrumentalnych BRITE.

Współrzędne gwiazd zmiennych (epoka 2000):
CE Tau:    05 32 12.75  +18 35 39.3
V960 Tau:  05 33 31.63  +18 32 24.8

Gwiazda zmienna V960 Tau jest "gratisem" obserwacyjnym w odległości tylko 20' od CE Tau i jej obserwacje również należy raportować do bazy AAVSO. Ta gwiazda o typie zmienności Be jest zagadką. W bazie AAVSO jest zaledwie kilka jej obserwacji. Wykazuje ona znaczną zmienność (dane z satelity Hipparch i "naszego" ASAS).

Mapka - "dojście" do CE Tauri  proponowane w [1] (AAVSO Chart No = X21276AXE)

Fotometria DSLR:

Nie potrzeba robić redukcji tych obserwacji do systemu Johnsona-Cousinsa (BVR) - zresztą tego się raczej nie praktykuje dla gwiazd b. czerwonych). Ale bardzo wskazane są  obserwacje standaryzowane, czyli TG, TB, TR. Więcej inforamcji na temat jasności standaryzowanych TB,TR,TR można znaleźć w [4].

Proponowane gwiazdy porównania
-) 66   05:45:11.56   18:42:15.5
-) 67   05:29:19.14   18:21:56.4
-) 68   05:31:39.22   18:14:39.0

Mark Blackford (patrz [1]) zgłasza zastrzeżenia do ww. gwiazd porównania wykorzystywanych jednocześnie, bo prowadzi to do dużej rozbieżności w obserwacjach lustrzankowych (porównaj obserwacje M.Blackford vs A.Novichonok w pokazanej poniżej krzywej blasku CE Tau).
Mark Blackford wykorzystuje gwiazdę "68" jako gwiazdę porównania. Posiada ona porównywalny (tzn. bardzo czerwony) wskaźnik barwy do CE Tau. 
Natomiast gwiazdę "67" wykorzystuje jako gwiazdę testową.

Fotometria CCD / PEP:

Proponowane gwiazdy porównania/testowe
-) gwiazda porównania (ang. comparison star) - SAO 94554,
-) gwiazda testowa (ang.check star) SAO 94700

   
  

Krzywa blasku CE Tauri z danych w bazie AAVSO:

Trzeba będzie wyciągnąć lustrzankę cyfrową ...

Bibliografia:

[1] https://www.aavso.org/ce-tau-campaign
[2] https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-602
[3] Aktualne pole obserwacyjne BRITE do 6 marca 2018r.
[4] Podręcznik AAVSO do fotometrii lustrzankowej - rozdział 6.2 o fotometrii standaryzowanej TB, TG, TR (polskie tłumaczenie).
[5] The BRITE Space Telescope: A Nanosatellite Constellation for High-Precision Photometry of the Brightest Stars.
[6] The BRITE Nanosatellite Constellation

Wcześniej w tym wątku na zrzucie ekranowym pokazałem obie gwiazdy układu podwójnego Syriusza wraz z ich orbitami z odległości ok. 60 j.a. i tutaj widać oba składniki Syriusz A i Syriusz B.

Jednak dzisiaj zapragnąłem zobaczyć, gdzie teraz znajduje się kometa Halleya w ruchu orbitalnym wokół Słońca - ot maleńki parunastokilometrowy ciemny kamyczek (... a właściwie zamarznięta "purchawka") zagubiony w bezkresie Układu Słonecznego.

W tym celu wybrałem kometę Halleya (w "Solar System Browser" - patrz rys. poniżej), włączyłem opcję pokazywania orbit i nazw planet i komet (w "Set Render Options") i wykadrowałem Układ Planetarny tak jak na rys.poniżej.
I pojawił się problem ... gdzie dzisiaj (dn.3 XI 2017r.) jest na swojej orbicie kometa Halleya ?
Widać tylko elipsę w kolorze czerwonym z nazwą Halley, a sama kometa jest zbyt słaba z odległości 59 j.a.

Okazuje się, że rozwiązaniem tego problemu jest włączenie znacznika/markera obiektu kombinacją klawiszy CTRL+K. Wtedy w polu widzenia pojawia się czerwony znacznik "X", wskazujący na pozycje komety tak, jak to widać na poniższym zrzucie ekranowym z Celestii.

Okazuje się, że aktualnie kometa Halleya zbliża się do aphelium, które powinna osiągąć około roku 2024-2025 (ot takie sobie oszacowanie z kształtu orbity ... ), a w okolice Słońca powinna wrócić za ponad 40 lat, czyli około roku 2061.
 

8 godzin temu, Rybi napisał:

 

Tak, mówimy tu o czasie rzędu miesięcy przed implozją jądra, gdy powinniśmy zarejestrować emisję neutrin z Betelgeuzy  

Niestety powyższe zdanie będzie słuszne najprawdopodobniej dopiero za parę lat.
Teleskopy neutrinowe takie jak 50kT LENA, Hyper-Kamionkande, DUNE (dawniejsze LBNE), LAGUNA nie są jeszcze działającymi detektorami (powyżej na rys. załączyłem szansę detekcji neutrin z Betelgeuzy przez LEN-ę z odczytu dr A. Odrzywołka):
https://en.wikipedia.org/wiki/Neutrino_detector

2 godziny temu, Miszuda napisał:

Tak dla ścisłości... Nie ma absolutnie żadnej możliwości o dowiedzeniu się o czasie kolapsu jądra. Co więcej sam kolaps trwa milisekundy, więc raczej znacznie krócej niż wspomniane miesiące. Tym bardziej, że SNEWS bazuje na uciekających neutrinach, które dochodzą do nas prędzej niż światło SN ale pozwalają na dowiedzenie się o SN jedynie sekundy przed samym zjawiskiem.

Nie wprowadzajmy użytkowników w błąd

1 godzinę temu, Miszuda napisał:

Masz racje. Pomyliłem z czasem pulsów neutrinowych. Aczkolwiek na pewno nie mówimy tu o czasie sięgającym miesiąca  

Tak, mówimy tu o czasie rzędu miesięcy przed implozją jądra, gdy powinniśmy zarejestrować emisję neutrin z Betelgeuzy  

I nie chodzi mi o emisję neutrin podczas samego kolapsu jądra gwiazdy. A w momencie kolapsu jądra Betelgeuzy grozi wręcz "zatkanie" się teleskopów neutrinowych ilością rejestrowanych neutrin.

W momencie, gdy w jądrze Betelgeuzy zapali się węgiel (prawdopodobnie kilkaset lat przed kolapsem jądra gwiazdy), to neutrinowa jasność Betelgeuzy będzie większa w porównaniu do jasności w zakresie fal elektromagnetycznych.  I wraz z zapłonem kolejnych pierwiastków w jądrze gwiazdy coraz więcej energii gwiazdy będzie emitowane w postaci neutrin w porównaniu do fal elektromagnetycznych. Dla neutrin gwiazda jest przeźroczysta i opuszczają one jądro gwiazdy natychmiast, docierając do nas z prędkością zbliżona do "c". Według szacunków dr A.Odrzywołka z UJ   neutrina z Betelgeuzy (odległość tylko 0,2kpc) powinno udać się zarejestrować z Ziemi już gdy będzie spalany neon i tlen w jądrze gwiazdy - kilka miesięcy przed kolapsem (... wariant optymistyczny).

Polecam również poniższy artykuł A.Odrzywołka pt. "Kiedy eksploduje Betelgeza?"
http://www.foton.if.uj.edu.pl/documents/12579485/ce7af839-4dda-440c-84f9-5ca6163d67bc
 

9 minut temu, Tayson napisał:

Prawdopodobnie wybuchnie 1 kwietnia ;-)

1 kwietnia, ale nie później niż za 100 tys. - do 1 mln lat (... dokładność aktualnych modeli ewolucyjnych gwiazd  ).

Ale najpewniej o samym kolapsie jądra, że ma nastąpić dowiemy się najpewniej parę miesięcy przed tym zdarzeniem z obserwacji sieci teleskopów neutrinowych SNEWS (SuperNova  Early Warning System), gdyby to zjawisko miało nastąpić w najbliższej przyszłości. 

BTW - Dzisiaj "byłem" w okolicach Betelgeuzy - szczegóły na sąsiednim wątku:

Ciąg dalszy "zwiedzania" najbliższej okolicy Drogi Mlecznej za pomocą Celesti ...

Kształt "naszych" gwiazdozbiorów można się doszukiwać, gdy jesteśmy blisko Ziemi. We wcześniejszym poście było to na przykład niebo widoczne z Syriusza i Proximy Centauri (ok.9 / 4 l.św. od Słońca).

Natomiast gdybyśmy znaleźli się w odległości kilkuset lat świetlnych, to możemy ewentualnie orientować się po jasnych gwiazdach. Przy tym należy brać pod uwagę, że w Celesti nie jest uwzględniana ekstynkcja międzygwiazdowa i ruchy własne gwiazd (ruchy własne są do pominięcia, gdy korzystamy z "hipernapędu" Celesti i prawie natychmiast przenosimy się w okolice danej gwiazdy ... ).

Ciekawym obiektem jest Betelgeuza, czyli alfa Orionis odległa o ok.430 l.św. (... w-g Celesti). W najbliższym czasie (100 tys. - 1 mln lat ) wybuchnie jako supernowa. 

Aby mieć porównywalną obserwowaną jasność tej gwiazdy jak Słońce (ok. -27 mag.) należałoby znaleźć się w odległości ok. 92 j.a. (--> 92x500s=46000s - ok. 0,5 doby świetlnej). Z tej odległości Betelgeuza ma obserwowaną średnicę ok. 6x większą niż nasze Słońce (3 stopnie).

Na niebie Betelgeuzy znacznie jaśniejszą gwiazdą jest Rigel (-1,3 mag vs jasność na Ziemi 0,2 mag), który jest widoczny po przeciwnej stronie nieba niż Słońce. Znacznie jaśniejszą jest również theta 2 Ori. Listę najjaśniejszych gwiazd na tamtejszym niebie widać na poniższym zrzucie ekranowym z Celesti.

Na tamtejszym niebie Słońce jest gwiazdką widoczną tylko w teleskopach (ok. 10,4 mag albo jeszcze słabsza). Gdy patrzymy w stronę Słońca oznaczonego czerwonym znacznikiem X, możemy zobaczyć gołym okiem gwiazdy znane z naszego nieba takie jak Bellatrix, Canopus, Antares, Polaris, Deneb i inne. 

Ostatnio spełniłem jedno z moich największych marzeń - polecieć do innych gwiazd i zobaczyć jak wygląda tam niebo (... nasze gwiazdozbiory).

To wszystko dzięki Celestii - symulatorowi Wszechświata pozwalającemu podróżować do prawie 100 tys. gwiazd i 10 tys. galaktyk - aż do krańców Wszechświata (tzn. do XDF). Moje zainteresowanie Celestią wzbudziło się około 2 tygodnie temu po publikacji najnowszej edukacyjnej wersji tego programu, która ukazała się we wrześniu 2017r.

Oto dwa przykładowe widoki:

1. Proxima Centauri.
Na niebie widocznym z okolic Proximy Centauri niesamowicie wygląda gwiazdozbiór Oriona. Okazuje się, że w pobliżu Betelgeuzy widać bardzo jasnego Syriusza (-1,25 mag.). Słońce świeci na niebie Proximy w pobliżu Kasjopei jako gwiazda o jasności 0,4 magnitudo. Proximie towarzyszą pobliskie gwiazdy alfa Centauri A (-6,6 mag) i alfa Centauri B (-5,3 mag). Celestia-Ed pokazuje również odkrytą ostatnio planetę krążącą w odległości około 8 mln km od Proximy.

Ten sam fragment nieba widoczny ze Słońca:

2. Syriusz.
Widok z 60 j.a. w stronę z podwójnego układu gwiezdnego Syriusz A + B i Słońca (szukaj łac. "Sol"). Słońce jest widoczne jako gwiazda 2 wielkości gwiazdowej (odległość około 8,6 r.św.) w pobliżu gwiazdozbioru Orła.
Niektóre gwiazdozbiory straciły swój charakterystyczny kształt widoczny z Ziemi, np. Herkules utracił charakterystyczny prostokątny korpus, Lutnia się "rozlazła" i nie wygląda jak smukły wisiorek odchodzący od Wegi, Wolarz wygląda tutaj jak złamany latawiec.

Ten sam fragment nieba widoczny ze Słońca:

Celestia nie jest programem komputerowym w rodzaju planetarium, który pokazuje wygląd nieba tylko z powierzchni Ziemi. Natomiast jest to darmowy (licencja GPL) symulator pozwalający na podróże po całym Wszechświecie, który został stworzony w 2001 roku przez programistę Chrisa Laurela i jest rozwijany przez wolontariuszy. Wykorzystują go do symulacji m.in. agencje NASA i ESA, producenci filmów i telewizja.
 
We wrześniu br została udostępniona najnowsza wersja Celestii edukacyjnej (Celestia 1.6.1-Ed - pt. "Celestia Educational Flight Plan Activities for 2017/2018". Jest to całkowicie odświeżona wersja programu wykorzystująca możliwości najnowszego interfejsu graficznego Celesti.
 
Pakiet edukacyjny 1.6.1-Ed zawiera aktualny stan wiedzy o Wszechświecie i naszym Układzie Słonecznym. Między innymi pozwala użytkownikom na:
-) loty nad powierzchniami gwiazd,
-) wizyty w pobliżu rotujących czarnych dziur,
-) loty w mgławicach,
-) loty przez pierścienie Saturna,
-) śledzenie historii lotów kilkudziesięciu statków kosmicznych ważnych dla podboju kosmosu przez ludzkość,
-) badania 8 planet i 5 planet karłowatych naszego układu słonecznego bezpośrednio z orbity,
-) dokowanie na orbicie z olbrzymią stacją kosmiczną przyszłości,
-) doświadczanie wybuchów wulkanów na Io,
-) poznanie życia gwiazd,
-) zobaczenie jak powstał nasz Księżyc w wyniku kataklizmu około 4,5 miliarda lat temu.
Celestia "Ed" zawiera 11 szczegółowych podróży po Wszechświecie do ponad 400 miejsc, które (zdaniem autorów) mogą zająć około 40 godzin - jeśli trzymać się harmonogramów.

Najważniejsze odnośniki, pod którymi można pobrać różne komponenty Celestii:

Celestia 1.6.1 - wersja standardowa (na systemy operacyjne: Linux, Mac OS X, >= Windows XP):
https://celestia.space/download.html

Dodatki do Celestii 1.6.1:
http://www.celestiamotherlode.net/

Celestia 1.6.1-Ed (... edukacyjna z września 2017r. - niestety działa tylko pod systemem operacyjnym Win):
http://www.celestiamotherlode.net/catalog/educational.php
Celestia edukacyjna zawiera specjalnie przygotowane 10 wypraw po Wszechświecie o ogromnych walorach edukacyjnych.

Warto mieć obie wersje Celestii zainstalowane w osobnych katalogach. Mam wrażenie, że Celestia standardowa działa szybciej na tym samym komputerze, bo w RAM-ie jest załadowanych mniej dodatków.

Poniżej jest zrzut ekranowy pokazujący skrypty startowe wszystkich 10 pakietów edukacyjnych + ogólny pakiet prezentacyjny Celestii 161-ED (skrypt WOC.vbs) w zalecanej lokalizacji dla tego programu (...MyPrograms\Celestia161-ED\Activity_cels).

Razem z programem musi być zainstalowany jakiś porządny edytor tekstu (np. edytor z darmowych pakietem Libre Office lub po prostu MS Word), bo pragnący wiedzy astro mogą podążać za tekstem - dodatkowo odpowiadając na pytania kontrolne. Aczkolwiek zawsze jest możliwość porzucenia głównego wątku i wyruszenia we własną podróż. Przez ostatnie 2 tygodnie przez prawie cały czas korzystałem z ogólnego pakietu prezentacyjnego uruchamianego skryptem WOC.vbs, który składa się z 61 atrakcji i nigdy nie zdarzyło mi się odbyć podróży od początku do końca - zawsze coś niezmiernie ciekawego odciągało uwagę.

Warto odbyć osobiste podróży we zakątkach Wszechświata Celestii - szczególnie do pobliskich gwiazd, aby zobaczyć jak wygląda niebo i gdzie jest Słońce (ta wiedza może się przydać gdybyśmy chcieli wrócić, bo egzoplaneta/-y nam nie odpowiada, jest brzydka, za gorąca, albo coś tam jeszcze ...)
To jest bardzo proste:
a) wybieramy gwiazdę w Celestii,
b ) ewentualnie włączamy pokazywanie bieżący schematów gwiazdozbiorów klawiszem "/",
c) ewentualnie włączamy wyświetlanie nazw gwiazd klawiszem "B" 
  (aby nie było za dużo tekstu - warto zmniejszyć liczbę pokazywanych gwiazd klawiszem "[" - natomiast  "]" zwiększa ich liczbą),
d) ewentualnie zwiększamy/zmniejszamy pole widzenia odpowiednio klawiszami "." / ",",
e) włączamy hiper-napęd (... narazie tylko w Celestii   ) klawiszem "G",

... i po paru sekundach jesteśmy w pobliżu wybranej gwiazdy, gdzie możemy podziwiać tamtejszy nieboskłon.
Kiedyś tam polecimy!

W najnowszej Uranii ukazało się "wprowadzenie do wprowadzenia" do fotometrii lustrzankowej.

Zachęcam do lektury tego artykułu oraz szczególnie odnośników w czerwonej ramce.

Dnia ‎2017‎-‎09‎-‎19 o 18:14, Behlur_Olderys napisał:

Czy to jest ta sama temperatura, w której zostało wyemitowane światło mikrofalowego promieniowania tła? (zakładam, że tak :D) 

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"

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."

31 minut temu, LibMar napisał:

Ciekawe wydarzenie Postaram się wkrótce dorzucić od siebie parę obserwacji w filtrze V oraz B, zanim Cefeusz zniknie mi za budynki i będzie u mnie niedostępny przez dłuższy czas.

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

Rakieta była by rozpędzana przez długi czas do predkosci C

 

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.

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.

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