Skocz do zawartości

Esku1RES

Użytkownik
  • Zawartość

    739
  • Rejestracja

  • Wygrane w rankingu

    15

Ostatnia wygrana Esku1RES w Rankingu w dniu 3 Maj 2019

Esku1RES posiadał najczęściej polubioną zawartość!

Reputacja

1459 Excellent

O Esku1RES

  • Tytuł
    Syriusz

Contact Methods

  • Website URL
    http://www.supernowe.pl

Profile Information

  • Płeć
    Mężczyzna
  • Zamieszkały
    okolice Szczecina
  • Interests
    astronomia - poszukiwanie supernowych, krótkofalarstwo SQ1RES, sport - tenis.

Converted

  • Miejsce zamieszkania
    okolice Szczecina

Ostatnie wizyty

5697 wyświetleń profilu
  1. Jestem ślepy albo dostałem jakiejś "pomroczności" !! Zapomniałem, że przecież przy każdym komunikacie na ATEL w którym raportowana jest spektroskopia SN podane są źródła ! Odnalazłem je i tak więc dla: GELATO: https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2008/34/aa8859-07/aa8859-07.html SNID: https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...666.1024B/abstract
  2. Łukasz, rzuć proszę okiem na jeden post wcześniej. Tę drugą analizę pokazałem celowo, tylko jako przykład "niedokończonej spektroskopii". Wyłącznie ta pierwsza (z wynikiem 100%) gdzie wykonałem wszystko "jak stoi w podręczniku" jest w pełni prawidłowa może być podstawą do zgłoszenia raportu klasyfikacyjnego. Chciałem tym tylko uświadomić, że widmo z pozoru wyglądające na prawidłowe, może takie nie być i przy tak słabych źródłach każdy etap zbierania danych i obróbki ma znaczenie. Co do algorytmu, to niestety nie znam szczegółów, a sam też jestem ciekaw. Masz rację, że uczenie maszynowe, czy też szerzej zagadnienia sztucznej inteligencji wydają się być wymarzone do zastosowania w tym przypadku. Twórcy GELATO nie zdradzają szczegółów. Dokopałem się tylko do pewnych informacji, ale dotyczących programu SNID, który omówię wkrótce. Jego zręby opracował John Tonry w pracy dotyczącej analizy przesunięcia ku czerwieni dla galaktyk (Tonry & Davis 1979)
  3. Chciałem Wam też pokazać jak wrażliwym na wszelkie niedoskonałości widma jest GELATO. Podobnie jest zresztą SNID (ale o tym innym razem). Aby to zaprezentować wziąłem do analizy widmo, które przedstawiłem wcześniej, w tym poście. Jego wadą jest to, że czas ekspozycji był zbyt krótki, ale przede wszystkim nie dokonałem korekty na charakterystykę instrumentu oraz ekstynkcję atmosferyczną. Na pierwszy rzut oka wydaje się, że widmo jest nawet bardzo podobne do "prawidłowego". Takie podobieństwo nie jest jednak wystarczające dla skutecznej analizy. Dowód, spójrzcie na wyniki. Jak błędnie zostało zinterpretowane to widmo i jakie kiepskie są wskaźniki jakości:
  4. W jaki sposób przeprowadzić analizę widma nieznanego obiektu - możliwej supernowej, która będzie miała wartość klasyfikacyjną ? Zarejestrowanie widma nieznanego obiektu, post-processing zebranego materiału (redukcja tła, szumów, uwzględnienie charakterystyki instrumentu oraz ekstynkcji atmosferycznej) prowadzić powinno do uzyskania maksymalnie oczyszczonego widma. Kolejnym krokiem jest identyfikacja. Polega ona na porównaniu naszego widma nieznanej supernowej z widmami poprzednich - znanych. Przez kilkadziesiąt lat obserwacji mamy już zgromadzoną pokaźną, spektroskopową bazę SN-ych. Wyszukujemy zatem te, które najbardziej "pasują" do naszego, nowego widma. Można to zrobić ręcznie, ale proces ten można znacznie przyspieszyć korzystając z odpowiedniego oprogramowania. Sytuacja ta bardzo przypomina np. procedurę identyfikacji odcisków palców. Policja ma nieznane, zebrane odciski palców i próbuje zidentyfikować te odciski porównując z zebranymi w bazie danych. Oczywiście dziś pomagają w tym komputery wyposażone w stosowne oprogramowanie. Tak samo jest i tu. Przy identyfikacji supernowych obserwatoria korzystają najczęściej z dwóch narzędzi: GELATO (aplikacja webowa stworzona przez Aveta Harutyunyana we współpracy z Padova-Asiago Supernova Group) SNID (aplikacja desktopowa działająca w systemie Linux autorstwa Stéphane Blondina i Johna L. Tonry'ego) Omówię obydwa, ponieważ zasady korzystania z nich różnią się diametralnie. Dziś zacznę od GELATO, którego działanie przedstawię w praktyce. Dnia 23 marca ponownie zebrałem materiał spektroskopowy supernowej SN 2020ue (tym razem dużo więcej, bo obiekt jest dość słaby 15.5m). Przeprowadziłem dla niej pełną procedurę z określeniem charakterystyki instrumentu oraz uwzględnieniem ekstynkcji atmosferycznej, aby widmo było maksymalnie dobrej jakości i przeszło pozytywnie surowy proces analizy. Sprawdzę teraz jakość uzyskanego widma za pomocą GELATO. Spróbujmy też wyobrazić sobie, że nie wiemy jakiego typu jest ta supernowa i nauczymy się przeprowadzać analizę widma z użyciem GELATO. Jeżeli chcemy skorzystać z aplikacji GELATO to najpierw musimy się w niej zarejestrować. Rejestracja jest bardzo prosta i nie wymaga wprowadzania żadnych wrażliwych danych. Po zalogowaniu i wciśnięciu przycisku "Classify your SN" mamy dostępne następujące okno: Your SN (input) spectrum file: Wskazujemy nasz plik do analizy. Może być w formacie FIT (1D) lub prosty ASCII z rozszerzeniem TXT lub DAT. Każdy program do spektroskopii potrafi wyeksportować takie pliki. Ja swój plik z widmem, którym się tu posłużę podam Wam też na końcu. Będziecie więc mogli go pobrać i sami przećwiczyć działanie aplikacji. SN redshift or recession velocity: Podajemy przesunięcie ku czerwieni lub prędkość recesji. Program sam potrafi wykryć co wprowadziliśmy. Jeżeli będzie to wartość ułamkowa to przyjmie to jako przesunięcie ku czerwieni, jeżeli będzie całkowita, to prędkość. Wartości te możemy odczytać z baz danych, gdzie dla każdej galaktyki mamy podane "z" lub "Vr". Jeżeli nasze widmo już wcześniej zostało skorygowane o przesunięcie ku czerwieni (co jest raczej rzadko praktykowane) to wartość wpisujemy 0. Wnikliwy obserwator zauważy też funkcję ukrytych opcji dodatkowych (Advanced form) : Shift/dither input spectrum - używamy w sytuacji gdy nie mamy pewności co do przesunięcia ku czerwieni. Program w swoim wyszukiwaniu obejmie większy zakres przesunięcia widma. Dłuższy czas oczekiwania na wynik. Reduce spectral noise by applying: filtr dolnoprzepustowy - domyślnie 50A. Pozwala na wycięcie szumu i ułatwi identyfikację. Widzimy też tu doskonale dlaczego dla całego procesu wystarcza nam spektroskopia niskiej rozdzielczości 50A (R~100) Deredden input spectrum by: "odczerwienienie" widma - jeżeli nasze widmo jest prawidłowo zarejestrowane z uwzględnieniem charakterystyki instrumentu oraz ekstynkcji atmosferycznej, to korygowanie widma nie jest konieczne i pozostawiamy E(B-V)=0 Use only the templates of: do porównania bierzemy tylko określone widma referencyjne Skip the templates of: pomijamy określone widma referencyjne Wczytujemy nasz plik widma, a w polu SN redshift wprowadzamy wartość 0.003129 (dla galaktyki NGC 4636) i dostajemy wynik: Idealnie jest kiedy wynik porównania jest właśnie 100% Wciśnięcie linku "detailed table of best fitting templates" rozwija listę przeszłych supernowych najlepiej dopasowanych do naszego badanego widma. Widzimy, że najbardziej zbliżoną jest SN 1994D typu Ia. Jej wiek wynosił wówczas 53.5 dnia po maksimum. Sprawdźmy czy to się potwierdzi dla naszego badanego widma. Zarejestrowałem moje widmo dnia 23.03.2020. Supernowa SN 2020ue miała swoje maksimum dokładnie na przełomie stycznia i lutego. Tak więc 29 dni lutego + 23 dni marca daje nam w sumie 52 dni. Można więc przyjąć, że dokładność wskazana przez analizę widma okazała się bardzo dobra (53.5 dni). Parametr QoF (Quality of Fit) pokazuje zgodność naszego widma z danym widmem referencyjnym. Wartość dopuszczalna pozwalająca na uznanie zgodności powinna być większa niż 1.5. Wciśnięcie przycisku PLOT w ostatniej kolumnie pozwala nam zobaczyć grafikę z porównaniem obu widm: Podałem przykład supernowej, której widmo zarejestrowałem niedawno, ale której typ już był znany. Tak samo jednak procedura wyglądałaby w przypadku, jeżeli mielibyśmy do czynienia z obiektem nieznanym - dopiero możliwą supernową. Taki wynik analizy dałby nam wówczas zielone światło aby rezultaty zgłosić do TNS jako raport klasyfikacyjny. Załączam obiecany mój plik widma SN 2020ue: SN2020eu_JaroslawGrzegorzek.FIT
  5. Właśnie tego nie rozumiem. Dlaczego taka degradacja zasięgu. Spójrz poniżej. Obraz z guidera Alpy. Szczelina taka sama jak u mnie i podobna pod względem jakości do OVIO. Kamera to też nie "demon czułości", a zobacz jakie gwiazdy rejestruje przy czasie 30 sekund.
  6. Tak jest. Oto szersze spojrzenie na widma i czego możemy się spodziewać w krótszych zakresach:
  7. Też zauważyłem, że np. ważna jest głębokość "posadowienia" lusterka. Może bowiem być tak, że plamka z lasera kolimatora na końcu jest w środku, a wiązka nie idzie równolegle i już jest problem. Tak, ta duża liczba stopni swobody utrudnia regulację. Wiesz, jeszcze machnąłbym na to, że gwiazdki są kalafiorowate. PHD2 radził sobie z tym całkiem dobrze. Rzecz w tym, że miałem problem z zasięgiem w guiderze i ustawianiem słabych gwiazd w szczelinie. Trwało to zbyt długo. Czasami wokoło brakowało też jasnych gwiazd do guidowania. Dlatego wymyśliłem tymczasowo inne rozwiązanie z regulowaną szczeliną. Gdzie mogę ją otworzyć do 2.3 mm i wówczas widzę tyle gwiazd, że bez trudu znajduję nawet te słabe. Ustawiam sobie łatwo cel i płynnie zmniejszam szczelinę do dowolnej szerokości. Jest to bardzo wygodne. Guidowanie i platesolve za pomocą przerobionego szukacza (adapter też drukowałem w 3D). Myślałem, że będzie to rozwiązanie tymczasowe (wydruki zrobiłem w zwykłym PLA), ale po wczorajszej nocy, kiedy w 3 minuty ustawiłem w szczelinie kwazara 15.2m, to nie wiem, czy przy tym pozostanę
  8. Łukasz, czy dobrze rozumiem, że określasz ten punkt na podstawie wyznaczenia maksimum (albo minimum, dla absorpcyjnych) lokalnego, a to może czasem nie wypadać w środku linii, tak ?
  9. W wielu postach na różnych forach możemy przeczytać jak astroamatorzy stawiają sobie za cel zarejestrowanie bardzo odległego obiektu - kwazara. Pierwszym wyborem jest zwykle słynny 3C 273 - łatwy cel o jasności 12.9m. Inne są słabsze, więc i trudniejsze. Kwazary są dobrym poligonem dla ćwiczenia spektroskopii słabych obiektów. Oczywiście uzyskanie widma kwazara jest nieporównywalnie trudniejsze od "normalnego" zdjęcia, ale warto podejmować ten wysiłek. Oprócz waloru ćwiczebnego, możemy pokusić się o wyznaczenie silnego przesunięcia ku czerwieni dla danego kwazara. 3C 273 zarejestrowałem już 2 lata temu za pomocą Star Analyser 100, ale pozostałe, słabsze kwazary musiałby poczekać, aż zbuduję spektroskop. Dzisiejszej nocy moim celem był kwazar APM 08279+5255 o jasności 15.2m. Wyniki tych obserwacji przedstawiam poniżej. Charakterystyczna linia widmowa N V (1241 A) pozwoliła mi na wyznaczenie przesunięcia ku czerwieni. λ1 - λ0 z = ———— λ0 Uzyskane maksimum dla linii N V (1241) zostało odczytane dla wartości 6021A, więc: 6021 - 1241 z = —————— = 3,8517 1241 Możemy też wyliczyć prędkość radialną: (z + 1)2 - 1 Vr = c x —————— (z + 1)2 + 1 (3,8517 + 1)2 - 1 22,539‬ Vr = c x ————————— = 299792.458 x ‭ ——— = 275358 [km/s] (3,8517 + 1)2 + 1 ‭24,539 Zarejestrowane przeze mnie widmo APM 8279-5255: Obserwacje wykonałem za pomocą nieco zmodyfikowanego SN-Spec'a: Czekając na nowe szkła do guidera zbudowałem inny moduł szczeliny - rozsuwaną (przerobiłem kupioną kiedyś w SurplusShed szczelinę regulowaną). Dodałem regulację za pomocą silniczka krokowego (zdalna praca) oraz wydrukowałem (na niebiesko) złączki (oryginalne były zupełnie niestandardowe i nie pasowały do niczego).
  10. Spektroskop, który opisałem w tym wątku zaczął wreszcie pracować "na odcinku" dla którego został zaprojektowany - spektroskopowych obserwacji supernowych. Jako pierwszy cel wybrałem supernową SN 2020ue, która wywołała duże zainteresowanie ponad 2 miesiące temu (w maksimum miała 11.8 mag !), ale teraz jest już dużo słabsza. Jej obecna wielkość gwiazdowa to 15.3m. Wymagająca, ale bez przesady. Nieco za słaba na Star Analyser'a, ale powinna być łatwo osiągalna przy użyciu SN-Spec'a. Pierwszy problem to ustawienie tak słabego obiektu na szczelinie. Drugi, to niewielka liczba jasnych gwiazd w polu guidera wokół SN 2020ue. Wszystko to trwało u mnie dłużej niż późniejszy czas ekspozycji. Jednym słowem - optyka guidera wymaga zdecydowanie poprawienia. Kiedy wreszcie udało się wszystko ustawić i ruszyć, po dwóch 600-sekundowych ekspozycjach S/N gwiazdy guidującej poleciał tak, że wszystko "popłynęło". Powód - mgła. Myślałem, że mnie coś trafi ! Jak nie chmury to mgła! Jeszcze tylko jakiejś zarazy brakuje! A nie, zaraza już też jest Myślałem, że z tych dwóch 600-sekundowych klatek nic nie będzie, ale zrobiłem kalibracyjne, darki i poszedłem spać. Dziś zabrałem się za to wszystko. Może nie wyszło idealnie, ale jak na tak krótki czas to okazało się nie tak fatalnie. Po obróbce materiału i oczyszczeniu widma wynik okazał się jednak w miarę akceptowalny, aby go pokazać. Przynajmniej w miarę zgodny z tym, który uzyskał G. Krannich za pomocą Alpy600 w czasie, gdy supernowa była zdecydowanie jaśniejsza - 12.1m i przy zdecydowanie dłuższym czasie ekspozycji - 7800 sekund !
  11. Rzeczywiście różnica jest uderzająca !! Czy to jest ta siatka holograficzna ? Cóż 1800 l/mm - no to teraz posypią się jak z rękawa pomiary prędkości radialnych z Twoich obserwacji Łukasz, gdybyś chciał się kiedyś pozbyć 600-ki to byłbym zainteresowany. Po udanych testach SN-Spec'a zdecydowałem, że LowSpec pójdzie do wyższych rozdzielczości, do nieco jaśniejszych obiektów - np. do gw. nowych.
  12. Najlepszego !!
  13. Dzięki. Jeżeli chodzi o guider, to rzeczywiście wymaga on zdecydowanego poprawienia bo teraz to jest dramat. Tutaj mam jeszcze zrobione tak jak w Lowspec - jeden achromat. Próbowałem różne. Jaki bym nie dał to generalnie jest źle. Wykonałem jednak pewien test. Zbudowałem z dwóch identycznych achromatów układ, tak jak w okularze Plossla i wstawiełem tymczasowo do guidera, przez prowizoryczną złączkę, która wydrukowałem w 3D. Poprawa była zdecydowana !!! Obrazy gwiazd prawie idealne. Niewielkie zniekształcenia tylko na krawędziach pola, ale nieporównywalnie mniejsze niż to co mamy teraz. Wobec tego zamówiłem w SurpluShed dwa identyczne achromaty 57 mm. Mam nadzieję z tego mieć właśnie jakieś 30mm z dużo lepszym efektem niż teraz. Jeżeli chodzi o szczelinę to jest porównywalna z OVIO. Konstrukcja jest podobna, wiec jest też lekki "duszek" od jasnych gwiazd. Ma jednak tę zaletę, że mogę najpierw ustawić słabą gwiazdę na dużą szczelinę fotometryczną (łatwiej trafić) , a później obserwując ją już na głównej kamerze przeprowadzić ją do szczeliny 23um.
  14. Dziękuję Łukasz. Te dwie najsilniejsze linie są lekko przesunięte ku czerwieni i średnio z oszacowania wyszło +/- to co jest w bazach, ale rozdzielczość 50A jest niewystarczająca dla bliskich galaktyk i to żadne obliczenia. Może wkrótce zrobię też kilka kwazarów. Tam oczywiście nie będzie problemu. Szczegóły budowy opisałem w tym wątku.
  15. Ponad 2 lata temu starałem się zwrócić Waszą uwagę (czas pokazał, że chyba nieudolnie ) na pewien rodzaj obserwacji, prawie nietknięty przez amatorów (a w Polsce nietknięty całkowicie i to nie tylko przez amatorów). Chodzi o spektroskopowe klasyfikowanie supernowych. Chciałem pokazać, że obserwacje te dają nam niepowtarzalną szansę identyfikowania obiektów zupełnie nowych i nieznanych, które nie zostały jeszcze przez nikogo rozpoznane. Tym samym zapisanie się jako pierwszy (a czasem jedyny) klasyfikator takiego nowoodkrytego obiektu. Powodem tego, że nikt u nas nie podjął "rzuconej rękawicy" może być też pewien problem, który sam długo nie potrafiłem rozwiązać - brak na rynku odpowiedniego spektroskopu szczelinowego, który mógłby sprostać temu zadaniu. Niestety, nie można kupić takiego instrumentu, który z miejsca pozwoliłby na rejestrację widm bardzo słabych obiektów teleskopem o niewielkiej aperturze. Problem ten dopiero teraz udało mi się wreszcie rozwiązać. W sprzedaży dostępnych jest kilka znakomitych i dość drogich spektroskopów. Znakomitych, tylko do czego ? Stereotyp, że im wyższa rozdzielczość spektroskopu tym jest lepszy, w tym wypadku jest kompletnie fałszywy. Tu jest dokładnie odwrotnie. Im wyższej rozdzielczości spektroskop, tym gorszy. Dostępne zatem w sprzedaży nawet najlepsze spektroskopy nie nadają się do rejestracji widm supernowych 15-18mag teleskopem amatorskim (no chyba, że ktoś ma lustro 2 metry i nazywa to teleskopem amatorskim ). Wyższa rozdzielczość i związana z nią większa dyspersja "zabija" czułość instrumentu, bardzo potrzebną w sytuacji, gdy naszym celem są słabe, pozagalaktyczne supernowe. Jeżeli ktoś ma wątpliwości, niech zapozna się z publikacją opisującą najlepszy obecnie na świecie profesjonalny projekt klasyfikacji widm supernowych SEDM, którego sercem jest spektroskop o rozdzielczości R~100 (!!). Jak rozwiązać ten sprzętowy problem ? Pokazało to dwóch astroamatorów, mających już wyniki tej dziedzinie: R. Leadbeater (UK) zmodyfikował fabryczny spektroskop Alpy 600 uzyskując R~130 C. Balcon (ITA) zbudował od zera własny spektroskop R~100 Od kilku lat zbierałem informacje oraz komponenty do budowy spektroskopu szczelinowego R~100 @500nm. Przełomem dla mnie było zastosowanie techniki druku 3D. Zacząłem od zbudowania Lowspec. Zastosowałem nietypową dla niego siatkę odbiciową - 150 linii/mm oraz skróciłem nieco jego optykę i w pierwszych, testowych obserwacjach praktycznie udało mi się uzyskać dyspersję 18-19A/piksel. Dzięki Lowspec zdobyłem mnóstwo doświadczeń, ale jeszcze podczas jego budowy projektowałem już kolejny (25A/piksel) na bazie siatki transmisyjnej 100 linii/mm. Początkowo miała to być modyfikacja Lowspec, ale kiedy nauczyłem się OpenSCAD'a uznałem, że lepiej będzie zaprojektować wszystko od nowa. Pomogła "katastrofalna" pogoda na północnym-zachodzie Polski na początku roku. Tak powstał moduł guidera (najpierw prototyp w PLA, później model docelowy w Impact PLA), który jest jednocześnie elementem nośnym dla całej reszty. Nietypowe i kluczowe dla projektu złączki do tego urządzenia już wcześniej wykonał dla mnie śp. Janusz Płeszka. Wiedzę teoretyczną czerpałem oczywiście ze strony Christiana Buila i książek Kena Harrisona. W skrócie, instrument składa się z następujących komponentów: modułu guidera zbudowanego w technice druku 3D z użyciem Impact PLA - bardzo dobry, choć dość drogi filament, który polecił mi Łukasz Socha (dzięki). Ma wyższą odporność mechaniczną i termiczną od zwykłego PLA szczeliny fotometrycznej 23/200 um z powierzchnią odbijającą od firmy Shelyak Instruments siatki dyfrakcyjnej Star Analyser 100 (100 linii/mm) pryzmatu 3.8° kolimatora oraz obiektywu z soczewek achromatycznych o ogniskowej około 48mm pochodzących z popularnego okularu Super Plossl 25mm soczewki achromatycznej guidera 35mm (tymczasowo - wkrótce modyfikowana w celu poprawiania jakości obrazu z guidera) Spektroskop w skrócie nazwałem SN-Spec (od wyrazów Supernovae Spectroscope - cóż, nazwanie go tylko skrótem SS brzmiałoby trochę niefortunnie ). Przyrząd zbudowałem oczywiście głównie z myślą o supernowych, ale znakomicie nada się też do zdejmowania widm innych odległych i słabych celów takich jak np. kwazary. Szczelina 23um umożliwi natomiast rejestracje galaktyk lub innych obiektów rozciągłych co pokazałem w wątku "Mroczne widmo galaktyki NGC 4636".
×
×
  • Dodaj nową pozycję...

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy pliki cookies w Twoim systemie by zwęszyć funkcjonalność strony. Możesz przeczytać i zmienić ustawienia ciasteczek , lub możesz kontynuować, jeśli uznajesz stan obecny za satysfakcjonujący.

© Robert Twarogal, forumastronomiczne.pl (2010-2019)