ZLOKA

Ciag dalszy monologu... Wywolany do tablicy przez Jacka Pale wyjasniam kilka spraw. Na wykresie ponizej sa niepewnosci statystyczne wyznaczenia jasnosci gwiazd w aperturze 8.0 pikseli dla gwiazd z okolic XO2b (pierwsza ekspozycja Hans'a z tego pola). Ekspozycja trwala 30 s, srednica teleskopu 12 cm. Na osi horyzontalnej (x) jest zgrubna magnitudo gwiazd w filtrze L a na osi pionowej (y) niepewnosci fotometrii wyznaczone w magnitudo przez DAOPHOTa. i powiekszenie dla jasnych gwiazd . Magnitude mozna potraktowac jako zgrubne V. Dla najjasnieszych gwiazd to jest ~0.003 mag. (XO2 ma 11.18 mag tutaj). Nie jest jednak w rzeczywistosci tak rozowo. Prawdziwa dokladnosc wznaczenia wzglednej fotometrii zalezy od "stabilnosci" atmosfery i ten efekt najladniej widac na rysunkach z poprzedniego postu. Widac na nim, ze rozrzut punktow jest na poziomie 0.020 mag. Kamil

Pobawilem sie Twoimi danymi. Oto wyniki dla surowych obrazow : 1 gwiazdy porownania, ap = 8.0 px: 6 gwiazd porownania (strumien gwiazd dodany - stad przesuniecie w magnitudo), ap = 8.0 px: I dla porownania krzywa z Munipack'a (ap = 5.0 px, pamietam z wymiany poczty, jesli bylo inaczej prosze skoryguj): W kazdym rysunku roznica zakres magnitudo wynosi 0.07 mag. Jak na moje oko krzywa z 6 gwiazdami jest "najladniejsza". Dobra wiadomosc jest taka, ze Munipack radzi sobie calkiem niezle. Do celow praktycznych, warto poszukac czy da sie ustawic w nim parametry Twojej kamery (Atik314L): readout noise 4.0 e i gain 0.27 e/ADU, tak aby szacowal poprawnie niepewnosci statystyczne. Jesli nie ma mozliwosci tego ustawic to niepewnosci wynikajace ze statystyki ilosci elektronow (fotonow, szumu itp.) sa niepewne, zatem i niepewnosci w magnitudo nie sa oparte o fizyczne parametry kamery. Tutaj jeszcze zaznacze, ze nie mam pewnosci co do poprawnosci niepewnosci na pierwszych dwoch rysunkach (ze wzgledu na fotometrie na obrazie surowym). Kamil

Wg. mnie tranzyt trwa w najlepsze od 1:30 UT ;D Cos jest gdzies nie tak, poniewaz tranzyt ma trwac 217 minut wiec o co chodzi? --- http://207.111.201.70/transitsearch/dynami..._b.transits.txt Predicted Transit Epochs: HD68988__ b Predicted Duration of a Central Transit: 217. Minutes Begin Transit Window PREDICTED CENTRAL TRANSIT End Transit Window All Times UT HJD Year M D H M 2454737.34 2008 9 27 20 3 2454738.02 2008 9 28 12 25 2454738.70 2008 9 29 4 48 2454743.61 2008 10 4 2 39 2454744.29 2008 10 4 19 3 2454744.98 2008 10 5 11 27 2454749.89 2008 10 10 9 15 2454750.57 2008 10 11 1 40 2454751.25 2008 10 11 18 6 2454756.16 2008 10 16 15 51 2454756.85 2008 10 17 8 18 2454757.53 2008 10 18 0 45 2454762.44 2008 10 22 22 27 2454763.12 2008 10 23 14 56 2454763.81 2008 10 24 7 24 2454768.71 2008 10 29 5 3 2454769.40 2008 10 29 21 33 2454770.09 2008 10 30 14 3 2454774.99 2008 11 4 11 40 2454775.67 2008 11 5 4 11 2454776.36 2008 11 5 20 42 2454781.26 2008 11 10 18 16 2454781.95 2008 11 11 10 49 2454782.64 2008 11 12 3 21 2454787.54 2008 11 17 0 52 2454788.23 2008 11 17 17 26 2454788.92 2008 11 18 10 0 2454793.81 2008 11 23 7 28 2454794.50 2008 11 24 0 4 2454795.19 2008 11 24 16 40 2454800.09 2008 11 29 14 4 2454800.78 2008 11 30 6 42 2454801.47 2008 11 30 23 19 2454806.36 2008 12 5 20 41 2454807.06 2008 12 6 13 19 2454807.75 2008 12 7 5 58 2454812.64 2008 12 12 3 17 2454813.33 2008 12 12 19 57 2454814.03 2008 12 13 12 37 2454818.91 2008 12 18 9 53 2454819.61 2008 12 19 2 34 2454820.30 2008 12 19 19 16 2454825.19 2008 12 24 16 29 2454825.88 2008 12 25 9 12 2454826.58 2008 12 26 1 55 2454831.46 2008 12 30 23 5 2454832.16 2008 12 31 15 50 2454832.86 2009 1 1 8 34 2454837.74 2009 1 6 5 42 2454838.44 2009 1 6 22 27 2454839.13 2009 1 7 15 13 2454844.01 2009 1 12 12 18 2454844.71 2009 1 13 5 5 2454845.41 2009 1 13 21 52 2454850.29 2009 1 18 18 54 2454850.99 2009 1 19 11 43 2454851.69 2009 1 20 4 31 2454856.56 2009 1 25 1 30 2454857.26 2009 1 25 18 20 2454857.97 2009 1 26 11 10 --- Poszukaj sobie jakichs gwiazd porownania w polu... dobrze, zeby mialy duzo wieksza liczbe zliczen w porownaniu z Twoim "przepieknym" BIASem na poziomie 230 ADU. Gwiazda 8 mag to 4 mag mniej niz XO2 (~12mag), wiec i ekspozycje Tobie sie skroca do (2.5 ^ 4 ~ 40... 30 s/40s) ~ 1 s. Kamil

Niestety CImg na razie nie obsluguje RAW. We wrzesniu 2008 pojawila sie informacja na forum CImg, ze przygotowywana jest biblioteka do obslugi RAW (https://sourceforge.net/forum/forum.php?thread_id=2260624&forum_id=334630). Napisalem na tym forum, ze potrzebowalbym jej juz teraz. Dla oslody pokazuje efekt rozlozenia JPEGa na RGB celem pokazania, ze sa realne mozliwosci dalszej zabawy z formatem RAW: Kamil

Tak wlasnie jest. Z tym czy robic FLATy 10 000 ADU czy 40 000 ADU zalezy od tego ile masz czasu i filtrow. Praktyka jest taka, ze gdy masz w Polsce ~30 min. na FLATy wieczorne w ~7-11 ekspozycji w 2-3 filtrach to wychodzi na to ze wypelniasz piksele elektronami w 1/4. Argument jest taki, ze lepiej miec kilka rowno oswietlonych FLATow o niskich zliczeniach i je potem "zmedianowac" niz zrobic 3 super-jasne ekspozycje. W Las Campanas w Chile, z kamera 4 Mpx czas odczytu wynosi ~130 sekund (dla gain = 3), daje sie zrobic 7-8 ekspozycji ze zliczeniami ~14 000 ADU. Co wiecej, jak sie decydujemy na ~14 000 ADU na SKYFLATy (FLATy robione na niebie wieczornym lyb porannym) to DOMEFLATy (FLATy robione w kopule) tez robimy w przyblizeniu podobna liczba zliczen. Kamil

Zrobilem male google'anie szukalem danych o CCD Sony ICX285AL, ktory jest w kamerze Atik314L: http://www.starlight-xpress.co.uk/SXV-H9.htm - Full-well capacity: Greater than 27,000 e- (unbinned) http://www.opticstar.com/Run/Astronomy/Ast...p=0_10_0_50_210 - Full Well Capacity 18000 e~ http://www.ccd-labs.com/Qseries/q285.htm - Full-well capacity: Greater than 30K -e un-binned http://www.theta-system.de/Datasheet/SIS285e.pdf - Electron Capacity: 18,000 e-, Binning 30,000 e- No to sie wyjasnilo. Polecam ostatni link ze specyfikacja kamery. Na razie nie wyglada to rozowo ;D Gdzieś widzialem gain dla Atik314L ~0.27 e/ADU. To by sie z grubsza zgadzalo: 18 000 e/ 0.27 e/ADU ~ 66667 ADU. A teraz podchwytliwe pytanie (na ktore nie znam odpowiedzi): Jak sie mierzy ladunek 0.27 elektrona? ;D Kamil

W skrócie wszystko zależy od: a. pojemności studni potencjału (well capacity) mierzonej w elektronach, może to być TEK512 500 000 e , Kodak KAF 85000 e, Atik 314L ~30000 e itd. b. przelicznika wzmocznienia (gain) liczonego w e/ADU c. ilosci bitow w jakich zapisujemy informacje 14 (2^14=16384 stopni),15 (2^15=32768 stopni),16 (2^16 = 65536 stopni) Saturacja to poziom gdzie sie konczy fizyczna pojemnosc kamery, nieliniowosc to tam gdzie przestaje jednemu fotonowi odpowiadac jednen (?) elektron. Cala sztuka w tym zeby dopasowac tak gain kamery aby jednoczesnie: a. brac jak najmniejszymi porcjami elektrony, czyli miec maly gain - idealnie byloby 1 elektron na 1 ADU b. nie zostac zalanym danymi 1024 x 1024 px (16 bit) ~16 Mb c. zarejestrowac jak najwiecej fotonow d. szum sczytywania byl jak najmniejszy - male porcje fotonow to wiecej razy sczytuje wiec sumarycznie wiekszy szum Dla nie obeznanych AGB to anti-blooming gate, ktora powoduje ze elektrony z wysconych pikseli nie wylewaja sie na sasiednie, tylko sa odprowadzone obok. Ponizej pokazuje efekt "wylania" elektronow na sasiednie pixele: Nic mi nie wiadomo na temat wplywu AGB na liniowosc. Gdzies te elektrony "wylane na bok" piksela przeciez wedruja, wiec o ile przedostaja sie tam gdzie trzeba AGB powinno dzialac efektywnie. Poza tym chcialbym zauwazyc, ze anti-blooming gate powoduje, ze mamy mniej miejsca na elektrony w studni - http://www.ccd.com/ccd102.html. Kamil

Tak jak pisal Piotrek wszystko zalezy jak gleboka jest studnia. TEK512 w Ostrowiku miesci w pikselu 500 000 elektronow, amatorskie kamery maja duzo mniej (taki Atik314L ma podobno 27500 e - wiec tak po prawdzie powinno mu starczyc 15 bitow!!! ;D, Hans przeczytaj koniecznie kawalek o readout noise!!!). TEK512 ma 16bit. To jakie robic flaty? Estetycznie to mozna tak oceniac tak: http://www.darkhorseobservatory.org/index.php?CategoryID=62 Dla TEK512 trzeba miec kilka tysiecy ADU, zeby sie miec zliczen duzo wiecej niz pozostaly szum (BIAS i DARK) i mniej niz ~60 000 ADU aby nie wejsc w zakres nieliniowosci. Poza tym trzeba zrobic FLATow kilka-kilkanascie, czasem w 2-3 filtrach wiec nie zostaje czasu aby miec FLATy ~35000 ADU, optimum to ~12-18 tysiecy. Gdzie kamera przestaje byc liniowa i jak to sprawdzic? Ja zrobilbym FLATa "na szmacie" (rownomierne oswietlenie nie jest wazne, wazna jest jego stabilnosc w czasie) lub zrobienie ekspozycji kilku gwiazd w stabilna noc z roznymi czasami ekspozycji (od ~300 ADU lub powyzej BIASu az do saturacji obiektu). Z takich pomiarow trzeba wyznaczyc (srednia wartosc sygnalu)/(czas ekspozycji) w funkcji czasu ekspozycji. Spodziewalbym sie wykresu z grubsza liniowego, z zalamaniem przy koncu. Dla dobrego CCD liniowosc zacznie zanikac na poziomie >90% wypelnienia studni. Kamil PS. O glebokosci studni i wyznaczaniu odpowiedniego gain napisze pozniej poniewaz mam watpliwosci dot. gain a predkosc odczytu z kamery (a moze ktos mnie oswieci ?).

Poogladalem sobie Twoje obrazki i wyszlo na to ze: 1. BIAS jest dosc spory 2. szum terminczy w DARK jest w zasadzie niewidoczny Z tego co kojarze czas sczytywwania Twojej kamery to ~2s, jest ona ~1Mpx przy profesjonalnych kamerach ~6Mpx czas sczytywania wynosi mnie wiecej 120 sekund. Kamera w Ostrowiku (majaca chyba z 15 lat) ~0.25 Mpx sczytuje sie ~10s. Moze te czas odczytu powoduje tak wysoki BIAS. Wyglada, ze na dzien dzisiejszy nie potrzebujesz odejmowac DARKow, BIAS mozna brac pod uwage. Ciekawe jak wyglada Twoj FLAT? Trzeba poczekac na ladna pogode. Kamil

Skrót CCD oznacza Charge-Coupled Device. To urządzenie powstało na początku lat 70-tych podczas badań nad nowymi nośnikami pamięci w laboratoriach Bella. Podobno przypadkowo odkryto, że kilka komórek pamięci CCD zarejestrowało światło. Już w roku 1974 wykonano pierwsze astronomiczne zdjęcie za pomocą kamery CCD i w ten sposób zaczęła się cała historia użycia przetwornika (wymiennie używane są również pojęcia: kamery/sensora/matrycy) CCD jako urządzenia zbierającego dla nas informacje o otaczającym nas Wszechświecie. Więcej informacji dotyczących budowy i działania kamery CCD znajdziecie w artykule dr Wojciecha Pycha, który niebawem ukaże się na łamach czasopisma Delta. Ja skupię się tutaj na omawiania sposobu redukcji danych z obserwacji fotometrycznych (czyli obrazowania nieba) za pomocą matrycy CCD (prostokątnego zespołu komórek CCD). Małe przypomnienie działania przetwornika CCD Dla przypomnienia pokazuję animację, która poglądowo przedstawia sposób jej działania. Copyright: Michael Richmond, Introduction to CCDs Na obrazku padają fotony (deszcz) do studni potencjału (do kubełków), w których generują elektrony (woda; dokładnie mówiąc elektrony są przenoszone przez efekt fotoelektryczny ze stanu związanego do stanu przewodnictwa w półprzewodniku... czyli po prostu zyskują energię). Gdy już zamkniemy migawkę kamery (podstawimy parasol) przestaną docierać fotony (przestanie padać) i możemy się zająć czytaniem informacji z CCD. Przykładając umiejętnie ładunki elektryczne, możemy elektrony (wodę w kubełkach) przesyłać do czytnika (rejestru), który zamieni nam informację (z przelicznikiem o nazwie wzmocnienie ang. gain) o ilości elektronów (wody) na liczby. Te liczby zobaczymy na ekranie komputera. Obrazki kalibracyjne W porządku, już wiemy jak mniej więcej działa kamera CCD i odczyt danych. Teraz przejdźmy do redukcji danych fotometrycznych. Taki obraz można dostać z kamery CCD: Tutaj fotografowano gromadę King 16. Obraz jest bez filtra. Jak widać są różne plamy spowodowane przez pyłki i inny brud na kamerze. Poza tym na dole obrazka widoczna jest biała poświata. Z lewej strony jest ciemny obszar, który przyda nam się do kalibracji. W skrócie wzór na wstępną redukcję obrazu wygląda tak: gdzie: T_EXP to czas ekspozycji, FRAME_RAW (raw z ang. surowy, frame z ang. ramka) to dane wprost z obserwacji obiektu a FRAME_RED (reduction z ang. redukcja) to obrazek po całej redukcji. Obrazy zbierane podczas obserwacji obrazki będę nazywał BIAS, DARK, FLATFIELD. Te rodzaje obrazów kalibracyjnych posłużą nam do policzenia obrazów DARK_NORM, BIAS_MEAN i FLATFIELD_NORM, które zostały użyte w powyższym wzorze. Przejdźmy do pierwszego obrazu. BIAS_MEAN (mean z ang. średnia, bias z ang. odchylenie) mówi nam jaki jest szum sczytywania informacji z kamery CCD do przetwornika analogowo-cyfrowego. BIAS wykonuje się najczęściej przy każdej ekspozycji lub dodatkowo: 1. Przypatrzmy się uważniej ciemnemu obszarowi z obrazu FRAME_RAW. Przy odpowiednim doborze kontrastu można zobaczyć, że wygląda on tak: Jest to pasek sztucznie "rozszerzający" Twoją kamerę, na którymś z boków każdego obrazka (i jest tam szum sczytywania), to to jest właśnie Twój BIAS. Aby go poprawnie użyć, trzeba policzyć w każdym z tych wierszy (kolumnie) średnią (lub medianę) i odjąć od całego wiersza (bądź kolumny) obrazka. Wtedy nie trzeba już odejmować BIAS'a we wzorze powyżej. 2. Jeśli nie masz paska BIAS to trzeba wykonać kilka ekspozycji sczytywania kamery, bierzesz ich średnią (lub medianę) i masz obrazek BIAS_MEAN dla każdego piksela. Tak wygląda pojedynczy obraz BIAS: DARK_NORM (normalization z ang. normalizacja) jest to obraz szumu termicznego pikseli na kamerze. Mimo tego, że astronomiczne kamery CCD są chłodzone chłodziarką Peltiera do minimum -30 stopni Celsjusza to temperatura ta jest wystarczająca do wzbudzenia elektronów termicznych i pozostawienia śladu. Najlepiej zrobić ekspozycję o czasie takim jak czas z jakim zamierzamy naświetlać obiekt (RAW_FRAME) przy zamkniętej kopule i teleskopie. Im ciemniej tym lepiej, w końcu to co ma rejestrować kamera to swój szum termiczny. Wystarczy kilka takich ekspozycji (nazwijmy je DARK). Aby uzyskać DARK_NORM należy najpierw odjąć od każdego DARK uśrednione BIAS'y czyli BIAS_MEAN (bądź BIAS z paska) a następnie, pododawać je do siebie i podzielić przez całkowity czas ekspozycji. Tak wygląda pojedynczy obraz DARK (na dole widać dobrze szum elektronów termicznych): FLATFIELD_NORM (flat field z ang. gładkie pole) ma pokazywać jak czułe są piksele naszej kamery CCD. Mogą one zmieniać swoją czułość wraz z wiekiem kamery oraz nieuchronnymi zabrudzeniami, które pojawiają się na kamerze i na filtrach. Dlatego też należy wykonywać obrazki FLATFIELD_NORM dla każdego filtru w jakim zamierzamy obserwować. W tym przypadku odejmujemy od każdej ekspozycji FLAT ekspozycję BIAS_MEAN i DARK_NORM * T_EXP (FLATa oczywiście!). W ten sposób obrabiamy FLATy i dodajemy je wszystkie do jednego obrazu. Tak zsumowany FLAT normalizujemy do liczby 1. Normalizacja to nic innego jak znalezienie pikseli co najmocniej reagują na światło (niech na zsumowanym obrazku FLAT najjaśniejszy piksel - przy czym omijamy martwe piksele - ma 124545 zliczeń) i podzielenie przez ich wartość (tzn. przez 124545) wszystkich pikseli na obrazku. Ten najmocniej świecący będzie miał wtedy wartość dokładnie równą 1.000 a pozostałe 0.998, 0.992, 0.962 itp. ale w zawsze trochę mniej niż równe 1.000. Tak wyglądają obrazki FLATFIELD_NORM wykonany bez filtra i z filtrem I: Tak wygląda przykładowy obrazek FRAME_RAW i FRAME_RED. Podsumowując, każdy obrazek FRAME_RAW ma w sobie obraz obiektu (FRAME_RED), szum zczytywania z matrycy (wyliczony przez nas jako BIAS_MEAN lub pasek BIAS) oraz szum termiczny T_EXP czasu zczytywania (T_EXP * DARK_NORM). Każdy robiony obrazek kalibracyjny DARK ma w sobie szum zczytywania. Każdy obrazek kalibracyjny FLATFIELD ma w sobie szum zczytywania (BIAS_MEAN lub pasek BIAS) oraz szum termiczny T_EXP czasu zczytywania (T_EXP * DARK_NORM). W końcu obrazek BIAS to tylko zczytywanie z kamery, więc nic poprawić się nie da. Dobra praktyka wykonywania obrazów kalibracyjnych Teraz napiszę jak uzbierać dobre obrazki kalibracyjne: 1. Kalibracje jest dobrze wykonywać już na sprzęcie ustabilizowanym. W polskich szerokościach geograficznych ostatni moment na otwarcie teleskopu i włączenie sprzętu to kilka minut po zachodzie Słońca. Do czasu robienia kalibracji Peltier zacznie chodzić na właściwych obrotach a CCD będzię już miało odpowiednią temperaturę. 2. Po 15-20 minutach robimy do 10-15 obrazków BIAS. Dla pewności, że nie dostanie się nieproszone światło można pozostawić dekiel na teleskopie. 3. Teleskop na FLATy powinien być ustawiony na część nieba, na której jest mała zmiana jego jasności (mały gradient). Chodzi przecież o to aby każdy piksel CCD miał szansę dostać tyle samo fotonów. Wieczorem jest to strona wschodnia nieba ~40-60 stopni nad horyzontem, a rano zachodnia część nieba na podobnych wysokościach. FLATy powinny mieć 10-20 tysięcy zliczeń, tak aby: statystyka była odpowiednia, nie były zbyt jasne (mogą pojawić się nieliniowości kamery) i zbyt długie ponieważ nie zdążymy ze wszystkimi filtrami. FLATy robimy w następującej kolejności: a. wieczorem od filtrów niebieskich do filtrów czerwonych b. rano od filtrów czerwonych do niebieskich Powody są dwa: niebo jest niebieskie a kamera CCD najlepiej widzi na czerwono (a w zasadzie na podczerwono). Ponadto warto unikać okolic Księżyca a także pól w okolicach Drogi Mlecznej oraz gromad gwiazd. Dobrze jest mieć 3 lub 5 lub 7 lub 9 itd. FLATów w jednym filtrze, ponieważ z nieparzystej liczby obrazków łatwiej jest liczyć medianę (wartość środkową). FLATy warto robić każdej nocy, ale przy lepszych kamerach są na tyle się nie zmieniają, że wystarczą na kilka kolejnych. Ostatnia uwaga dotyczy gwiazd, które mogą się już zacząć pojawiać na obrazach FLAT. Aby nie mieć ich widocznych na obrazie FLATFIELD_NORM, po każdej ekspozycji należy przesunąć w jednym z kątów o kilkadziesiąt pikseli. 4. Ostatnimi obrazkami są DARKi. Te ekspozycje dobrze robić po (lub przed rano) FLATach gdyż już jest na tyle ciemno, że nie powinny nam przeszkadzać światło wieczorne (lub poranne). Dla przetestowania szczelności CCD na fotony można wykonać testowe DARKi z włączonym światłem w kopule i porównać z tymi wykonanymi w najlepszej ciemności jaką możemy zrobić teleskopowi. Oczywiście dobrą praktyką jest zakrycie tubusu teleskopu (zamykamy zwierciadło) aby nie dostało się jakieś światło. Całość procedury wygląda niby skomplikowanie, ale jak to zwykle bywa w życiu wszystko staje się łatwiejsze w praktyce. Procedura ta jest na tyle powtarzalna, że już od wielu lat istnieją profesjonalne teleskopy, które wykonują obrazki kalibracyjne i całą wstępną redukcję automatycznie. Powodzenia! Wszystkie obrazy kalibracyjne zostały wykonane prze autora podczas obserwacji w dniu 10 lipca 2005 roku w Stacji Obserwacyjnej Obserwatorium Astronomicznego, Uniwesytetu Warszawskiego w Ostrowiku. Artykuł ukazał się na blogu: http://planetadlakazdego.blogspot.com

Ja dodam jeszcze jeden wykresik (zrobiony przez Przemka) pieknie ilustrujacy tor bolidu: Kamil

Co wiecej... mozna zobaczyc czy da sie wykalibrowac poszczegolne filtry do jakichs standardowych filtrow fotometrycznych. Moze nie uda sie policzyc transformacji do BVRI, ale jest jeszcze kilka innych systemow fotometryczny (np. astronomowie modelujacy gwiazdy lubia system Strömgren'a). Jak ktos ma jakas fotke izolowanych gwiazd zrobiona w RAW to prosze o kontakt na PW. Musze miec nad czym sie pochylic. Kamil

http://astrosurf.com/buil/iris/tutorial5/doc17_us.htm Jak sie da rozdzielic kolory to juz wszystko proste ;D Sa 4 obrazy: 2 zielone, 1 niebieski i 1 czerwony. Polaczyc da sie bez problemu: mono = ((zielony1+zielony2)/2+niebieski+czerwony. Jakby sie znalo krzywe przepuszczalnosci poszczegolnych filtrow, moznaby robic jakies sztuki magiczne ze skalowaniem kolorow... Jesli CImg (http://cimg.sourceforge.net/) obsluguje RAWy, o ktorych mowisz, to moge napisac soft, ktory sklada do obrazu czarno-bialego (mono). Co wiecej jesli CImg obsluguje ten format danych to nie powinno byc problemu z rozdzieleniem kolorow. Tyle ze masz rozdzielczosc efektywna 2x2 pixeli. Kamil CImg ma taka funkcje CImg< T > & BayertoRGB (const unsigned int interpolation_type=3) Convert a Bayer-coded image to a (R,G, color image (in-place)

Poprosiłem "podręcznego tłumacza" o usługę: Le gain mesuré est de : 0.27 electrons/ADU. Wspolczynnik wzmocnienia mierzony jest w Analog Digital Unit (ADU): 0.27 elektronow/ADU Le bruit sur une image complete est de : 5.0 electrons. Szum ze zrobionego obrazka wynosi 5.0 el. Le bruit calculé sur la soustraction de deux images est de 4.9electrons. Szum liczony poprzez odjecie dwoch obrazkow wynosi 4.9 el. Aucun bruit dans l'analyse FFT, donc aucun parasite en 220V avec une alimentation a transformateurs. Zaden szum podczas analizy FFT, wiec zaden parasite w 220V z zasilacza... nie bardzo rozumiem ta skladnie. chyba chodzi o to, ze nie ma zadnego szumu, bo przy tym napieciu nie wystepuja zadne nieporzadane efekty ze strony aparatury, tj. oscylacje wywolane na skutek przeplywu pradu przez uklad z zasilaczem i transformatorem Une bonne idée en cas de problemes a ce niveau (souvent du aux alimentations des portables qui crachent des parasites ), c'est de mettre la CCD sur une alimentation a part, genre petite batterie. Dobrym pomyslem w razie problemow na tym pozimie (czesto ... qrcze ciezko to przetlumaczyc jak sie nie jest w temacie :/ ... reczne zasilacze, ktore rozdzielaja parasite) jest polozyc kamerke CCD oddzielnie niz zasilacz, rodzaj malej baterii (?) Les bruits sont en plus identiques sur une zone et sur la totalité de l'image, ce qui montre une bonne homogénéité sur le capteur. Szumy sa bardziej identyczne w strefie i w calym obrazie, co pokazuje dobra homogenicznosc w detektorze Le comportement thermique est extraordinaire, le niveau moyen est de 4ADU pour 600s de pose soit environ un seul électron � autant dire que c'est négligeable ! Zachowanie termiczne jest niezwykle, nowa srednia wynosi 4ADU dla 600s ekspozycji ...blabla bla, czyli inaczej mowiac jest zaniedbywalne! L'ATIK 314L permet donc a l'ICX 285 de montrer ses excellentes caractéristiques ! L'ATIK 314L pozwala temu czemus o nazwie l'ICX 285 pokazac swoje wspaniale cechy/zalety Les pixels peuvent contenir environ 17000 electrons, l'étude complete est ici Piksele moga zebrac ok 1700 elektronow, reszta dokladnych parametrow jest na wykresie.

Jakie 'fity'? Obrazki o rozszerzeniu FIT? Niestety nie znam programu, dlatego sie pytam co on zrobil z obrazkami? Naglowek obrazka "xo-2b_020.fit" wyglada tak: ... INPUTFMT= 'FITS ' / Format of file from which image was read SWMODIFY= 'MaxIm DL Version 5.02' /Name of software that modified the image HISTORY Align Images PEDESTAL= 0 /Correction to add for zero-based ADU SWOWNER = 'Gal Anonim' /Licensed owner of software To ja sobie mysle, ze obrazek byl jednak "align"-owany (przesuwany) jakos? Kamil

Hej! Bombarduje Ciebie dalej. Uzylem DAOPHOT'a: apertura = r = 6.2 px tj. ~2.7*FWHM (standardowa apertura gdy jest rzadkie pole... wiekszosc swiatla gwiazdy jest zlapane) IS = 35 OS = 50 IS, OS - pierscien w ktorym mierze tlo IS i OS sa duze poniewaz blisko XO2 jest jasna gwiazda... DAOPHOT robi pewnie jakas mediane i odrzuca iteracyjnie, ale lepiej miec pewnosc, ze tlo sie liczy dobrze. xo-2b_001: XO2 76 731.670 500.750 11.155 322.663 41.19 0.03 0.0018 COMP 125 769.020 903.100 11.046 321.151 41.53 0.04 0.0017 XO2-COMP = 0.109 +/- 0.0025 Pewnie trzebaby miec dokladnosc do 4ech miejsc dla wartosci... niestety na razie mam taka wersje programu. Niepewnosci sa formalne dlatego tez chcialbym "taki pomiar" porobic dla kilku nastepnych obrazow, aby moc porownac "stabilnosc krzywej", stad moje prosby dot. kolejnych obrazkow. Poza tym: a. przy tak jasnej gwiezdzie nie trzeba doswietlac do prawie konca studni, Twoja kamera zapewne ma jakas nieliniowosc (pewnie mniejsza niz mniejsza)... a nieliniowosci objawiaja sie na prawie pelnej studni; proponuje nastepnym razem ograniczyc sie do ~30-40 tys. zliczen b. profile gwiazd sa bardzo nieksztaltne (patrz zalacznik); jaka moze byc przyczyna??? przy fotometrii aperturowej to nie ma wiekszego znaczenia (jesli ksztalt nie odbiega zbytnio od kolka); ale przy gestszych polach moze to byc problem np. przy robieniu fotometrii profilowej Moze to jest efekt atmosferyczny krotkiego czasu ekspozycji ... masz za duzy teleskop (sic!)? c. gwiazda porownania jest zbyt blisko brzegu... akurat tu nie gra to roli (nie masz winietowania), lecz czasem warto przemyslec gdzie co ma byc Koniec mojego wymadrzania. Kamil Male uzupelnienie: Co tak naprawde zrobiles programem MaxIm? Jesli jest to sprowadzanie obrazow na jedna siatke to w celach pomiarowych zlym pomyslem jest przeksztalcanie obrazka. Lepiej jest sporzadzic listy gwiazd w polu, wyliczyc przesuniecie z obrotem (ewentualnie transformacje z wyrazami wyzszego rzedu) i fotometrowac nieprzesuwane obrazy ale przesuniete (przetransformowane) XY gwiazd. Jedyne co mozna robic z obrazkami to przesuwac o calkowite wartosci X i Y. Oczywiscie do stackowania obrazow jest to narzedzie fajne... chociaz profesjonalne stack'owanie (uzywane w Metodzie Odejmowania Obrazow) robi sie troche innym software'em. Kamil

Flat "na szmacie" nie jest tak prosto zrobic w podczerwieni (na ktora jest czula CCD). Jak nie mozesz zrobic wieczorem to zrob nad ranem ;D W obserwatoriach profesjonalnych robi sie zdjecie na ekranie oswietlonym "specjalna lampka". Szczegolow nie pomne... poniewaz ich nie znam. Czas bierze sie ze strony: http://tycho.usno.navy.mil/what.html Do oceny sytuacji potrzebuje surowe dane. Jak nie masz flata na teraz... to trudno. Przydalby sie jednak w przyszlosci, poniewaz kamera zacznie sie Tobie kurzyc ;D Kamil

Wyglada to bardzo dobrze. Efemeryda sie zgadza! Spojrzcie na wykres na tej stronie: http://brucegary.net/AXA/XO2/xo2.htm#List_of_observations Dzis byloby ~6 minut pozniej niz poziom zero. Pytanie za sto punktow to o ile roznia sie efemerydy podawane przez Hans'a (ze strony http://207.111.201.70/transitsearch/dynami...andidates.html) z tymi podawanymi z linku powyzej. Kamil

Pomysl Hansa, ktoremu jak najbardziej kibicuje, zaczal dojrzewac. Za okolo dwie godziny rozpocznie sie tranzyt planety XO-2b http://exoplanet.eu/planet.php?p1=XO-2&p2=b. Cel testowy - spuchnięta XO-2b Pierwszym naszym celem jest planeta XO-2b, która została odkryta w danych z obserwacji teleskopu XO. Ten teleskop, ustawiony na wulkanie Haleakalā na Hawajach, złożony jest z dwóch profesjonalnych obiektywów fotograficznych każdy o średnicy 20 cm. Do tej pory zespół, w ramach projektu XO, ogłosił znalezienie trzech planet XO-1b, XO-2b i XO-3b. Aby odkryć XO-2b "podwójny teleskop" zebrał ponad 3000 zdjęć dla każdej z kilku tysięcy gwiazd widocznych w wybranym obszarze nieba (oczywiście użyteczne dane były tylko dla gwiazd nie prześwietlonych i niezbyt słabych tj. do V ~ 12 magnitudo). Zespół XO na te zadanie potrzebował przeszło trzy lata i kolejny rok aby odszukać gwiazdy zmieniającej w charakterystyczny sposób swój blask. Na rysunku poniżej możecie zobaczyć co znaleźli w swoich danych Burke i inni (2007): Rys1. Tranzyt planety XO-2b obserwowany przez teleskop XO. Dla wyjaśnienia dodam, że rysunek (Fig.2 z pracy Burke i inni, 2007) przedstawia zmiany blasku (krzywą blasku) gwiazdy XO-2. Punkty zostały uporządkowane na tym rysunku tak aby współgrały z okresem z jakim odkryta planeta obiega gwiazdę. Inaczej mówiąc punkty zostały sfazowane z okresem obiegu planety wokół gwiazdy. W jego dolnej części pokazana jest cała krzywa blasku, a w górnym panelu wycinek, w którym widać zakrycie gwiazdy przez planetę (czyli tranzyt planety przed tarczą gwiazdy). Animacja (kliknij aby ją powiększyć!) widoczna poniżej przedstawia sposób powstawania takiej krzywej blasku. Rys 2. Krzywa blasku (kliknij aby powiększyć animację!) tranzytu planety wokół gwiazdy HD209458, obserwowanej 26 czerwca 2000 przy pomocy teleskopu 0.9 m w Sierra Nevada (IAA, Granada) przez Deeg'a i Garrido. Copyrights: Hans-Jörg Deeg. Planeta przechodzi przed tarczą planety przez około 2 godziny i 50 minut, a kolejne zakrycia następują co mniej więcej 2 dni i 15 godzin. Z wyliczeń wykonanych we wspomnianej powyżej pracy okazało się, że planeta ma masę około 0.6 masy Jowisza, ale promień bliski promieniowi Jowisza (dla porównania: masa Jowisza to około 317 mas Ziemi a promień Jowisza to około 70 000 km, 10 500 promieni Ziemi). Te fakty oznaczają, że planeta znajduje się bardzo blisko macierzystej gwiazdy XO-2, dlatego jest nagrzana przez jej promieniowanie do temperatury około 900 stopni Celcjusza (~1200 K) i jest niesamowicie "spuchnięta". Najbliższe zakrycie będzie miało miejsce 19 stycznia 2009, wieczorem tj. około 21:25 czasu polskiego. Trzymajcie kciuki za pogodę i sprzęt! Przy okazji zapraszam do bloga "Planeta dla każdego", w ktorym bede staral sie okraszac dzialania Hansa w jakis glebszy kontekst. Kamil

Rok astronomii zostal uroczyscie otworzony w dniach 15 i 16 stycznia w Paryżu. Ceremonia otwarcia miala miejsce w siedzibie glownej UNESCO. W spotkaniu uczestniczyli dyplomaci, naukowcy z calego swiata, studenci astronomii z ponad 100 panstw, astronauci, reprezentaci przemyslu i artysci. "Po latach przygotowan przyszedl czas na rozpoczecie roku, w ktorym mieszkancy swiata odkryja na nowo Wszechswiat i uslysza w jaki sposob sie go odkrywa. Ceremonia otwarcia w Siedzibie Glownej UNESCO, uczestnicza przedstawiciele komitetow organizacyjnych ze 136 krajow obchodzacych MRA 2009.". Takie slowa powiedziala Catherine Cesarsky, prezes International Astronomical Union, ktora przyblizyla wizje i cele wydarzen MRA 2009. Ciekawe kto z Polski sie pojawil i dlaczego nigdzie nie widac relacji z tego wydarzenia??? Strona http://www.astronomia2009.pl milczy...

Przeszło rok temu osoby należące do "Pracowni Komet i Meteorów" (Przemek Żołądek, Mariusz Wiśniewski i niżej podpisany) odkryły i opisały nowy rój meteorowy aktywny w okolicach 19 stycznia 2006 roku. W danych z obserwacji wideo sieci AKM znaleziono jedynie (lub aż!) 12 zjawisk zdających się wylatywać z okolic gwiazdy gamma Wielkiej Niedźwiedzicy. Podczas "styczniowej posuchy meteorowej" (gdy po Kwadrantydach nic nie lata) jest to aktywność meteorowa godna wielkiej uwagii. Analizujący dane poszli za ciosem i przejrzeli pod kątem kolejnych zjawisk obserwacje wideo z roku 2007, tam również znaleźli tuzin pasujących meteorów. Co więcej udało się znaleźć kolejne 10 zjawisk wylatujących z tej okolicy, dla których (głównie w latach 60-tych) wyznaczono orbity. Praca opisująca analizę tego roju złożona została do fachowego/recenzowanego czasopisma "Earth, Moon, and Planets". Rys. Radiant gamma Ursa Minorydów Czas aktywności roju gamma Ursa Minorydów przypada na dni 17-21 stycznia. Jeśli dopisze pogoda warto wykonywać obserwacje wizualne, co pomoże potwierdzić aktywność z tego obszaru nieba w roku bieżącym. Meteory pochodzące z tego roju wchodzą w atomosferę ziemską z prędkością około 30 km/s, co przekłada się na meteory średniej szybkości i szybkie. Najsłabsze meteory z tego roju znalezione w danych wideo mają nie więcej niż 3 magnitudo. Oczy sięgają nawet do 6-6.5 magnitudo (poza miastem i w bezksiężycową noc), zatem jest szansa na zaobserwowanie większej ilości zjawisk. Zainteresowanych wykonaniem obserwacji wizualnych polecam metodę ze szkicowaniem na specjalnych mapach. Materiały do takiej obserwacji (poradniki i wskazówki) można znaleźć w Pomoce obserwatora. W razie pytań dotyczących wizualnych obserwacji meteorów proszę piszcie na priva. Pogodnego nieba!

Zblizamy sie do finiszu roku, w okolicach Swiat Bozego Narodzenia z okolic Kochaba (beta Malej Niedzwiedzicy) promieniuja meteory z roju Urysdow. Mapka przedstawia pozycje roju: Zazwyczaj w trakcie maksimum nie widac ich wiecej niz kilka w ciagu godziny, jednak co kilka lat (zazwyczaj niespodziewanie) popisuja sie aktywnoscia ZHR ~ 50 a nawet ponad 100. W ubieglym roku naukowcy modelujacy roje przewidywali maksimum, obserwacje wizualne nie potwierdzily tego faktu. Moze w tym roku bedzie wiecej szczescia (choc tu bardziej o pogode trzeba skladac modly niz o meteory). Maksimum spodziewane jest na godzine ~7:30-10 UT dnia 22 XII, wiec nie jest to czas korzystny dla obserwatorow w Polsce. Tymniemniej warto obserwowac przez nablizsze pogodne noce a w szczegolnosci z 21 na 22 XII... byc moze ktos pokusi sie na pobicie polskiego rekordu (14 godzin!!!) dlugosci jednej obserwacji meteorow (wiecej: Cyrqlarz 166 - http://www.pkim.org/cyrqlarz/pdf/c166-okl.pdf). Wiecej informacji o Ursydach po angielsku: Meteor Showers on-line: http://meteorshowersonline.com/showers/ursids.html. Meteory z tego roju zwiazane sa z kometa 8P/Tuttle: http://cometography.com/pcomets/008p.html. i po polsku: Niewypal Ursydowy 2007: http://www.pkim.org/?q=pl/node/828 Nadciaga wybuch Ursydow 2007: http://www.pkim.org/?q=pl/node/821 Wzmozona aktywnosc Ursydow 2007: http://www.pkim.org/?q=pl/node/823

Strona powinna juz wisiec od roku. Oceniam ja na 3- choc jakby ja taka zrobil to bym sie bardzo cieszyl z mojego osiagniecia A co do meritum. Widze ze projekt globalny dotyczacy "ciemnego nieba" odszedl w niepamiec (patrz artykul dr Bajtlika z Mlodego Technika) i teraz bedzie realizowany "Galileoskop" - czyli teleskop dla kazdej szkoly. Przynajmniej by filmk zostawili na wejsciu. Przeciez ten co byl na tymczasowej stronie byl ekstra reklama! Kamil

Podaje link do artykulu nakreslajacego wizje dzialania jaka przedstawia koordynator MRA2009 w Polsce dr Stanisław Bajtlik: http://www.mt.com.pl/archiwum/mt_5_07_10.pdf (Młody Technik, maj 2007) Kamil

We wszystkich dzialaniach aby przemowic do rozsadku ludzi trzeba isc po pierwsze poprzez ich kieszen a nastepnie mozna przez wrazliwosc spoleczna. Organizacja powinna nie tylko lobbowac, ale rowniez edukowac spoleczenstwo ze niezaleznie od tego czy sie zachwycaja niebosklonem czy nie to odniosa z faktu swiecenia tam gdzie trzeba korzysc finansowa. W innym wypadku bedzie z ewentualna ustawa LP tak jak z zakazami wyrzucania smieci. Mnie marzy sie aby powstal serwis promujacy zakladanie oszczednego i prawidlowego oswietlenia oraz porady dotyczace oszczedzania energii przy budowie i eksploatacji budynkow. Kamil