Skocz do zawartości

rybi

Użytkownik
  • Zawartość

    459
  • Rejestracja

  • Ostatnia wizyta

  • Wygrane w rankingu

    10

Ostatnia wygrana rybi w Rankingu w dniu 4 Luty 2017

rybi posiadał najczęściej polubioną zawartość!

Reputacja

775 Excellent

O rybi

  • Tytuł
    Wega

Profile Information

  • Płeć
    Male
  • Zamieszkały
    Szczecin
  • Interests
    Gwiazdy zmienne, Fotometria DSLR/CCD ... i cała Astronomia.

Converted

  • Miejsce zamieszkania
    Szczecin

Ostatnie wizyty

1393 wyświetleń profilu
  1. Nasz forumowy kolega odkrył supernową !!!

    "Większość" naukowców tak uważa - taki model powszechnej zgody. Czy słuszny jest model deflagracji opóźnionej detonacji, czy coś innego? Ostatecznie rozstrzygną to chyba symulacje na komputerach kwantowych?
  2. Nasz forumowy kolega odkrył supernową !!!

    Wydaje mi się, że to jest trochę za duże uproszczenie (... chodzi o tą masę Chandrasekhara), aczkolwiek często nadużywane w literaturze astronomicznej (np. w polskiej Wikipedii na temat SN Ia). Więcej informacji wrzuciłem w wątku na FA dla pogromców astro-mitów
  3. Pogromcy astromitów

    Biały karzeł akreujący materię z towarzysza wybucha jako supernowa Ia dopiero po przekroczeniu masy Chandrasekhara. Fałsz Tzn. większość astronomów skłania się ku poglądowi, że w modelu klasycznym/standardowym SN Ia (20% liczby wszystkich SN Ia), biały karzeł nigdy nie osiąga masy Chandrasekhara, bo wtedy nastąpiłby kolaps do gwiazdy neutronowej. Mielibyśmy wybuch supernowej taki, jak dla gwiazd masywnych (M>8-10Mo), czyli zapaść/kolaps jądra gwiazdy po przekroczeniu masy Chandrasekhara. Przy tym wydzieliłoby się 300 B (energia wiązania grawitacyjnego gwiazdy neutronowej) zamiast 1 B (energia termojądrowa wybuchu białego karła), gdzie 1 B = 10exp51 ergów - naturalna jednostka energii dla wybuchów supernowych. A bardziej szczegółowo to wygląda jakoś tak ... W tej ścieżce powstawania supernowych biały karzeł węglowo-tlenowy akreuje materię i się kurczy (biały karzeł im jest bardziej masywny tym jest mniejszy, ze względu na degenerację materii). Jednak nie osiąga masy Chandrasekhara (około 1,44 Mo). Podczas tej akrecji, zamiast wzrostu ciśnienia i gęstości (materia zdegenerowana!), w pewnym momencie następuje wzrost temperatury w jądrze białego karła i przy masie rzędu 99 % masy Chandrasekhara (patrz [1]) pojawia się faza konwekcji. A dokładniej - początkowo przy gęstościach panujących w jądrze białego karła "syntetyzuje się" węgiel w warunkach równowagi termodynamicznej i chłodzenie neutrinowe jest dominujące nad wytwarzaniem energii w wyniku reakcji termojądrowych. Jednak w miarę, jak się syntetyzuje się coraz więcej węgla - grzanie termojądrowe zaczyna dominować i biały karzeł jest zmuszony transportować konwektywnie nadwyżkę energii. Rozpoczyna się tzw. faza "simmering" (ang. "simmering" - gotowanie na wolnym ogniu ) lub mówiąc bardziej naukowo termonuklearny rozbłysk węglowy, która trwa kilkaset lat. Podczas tej fazy jądro konwektywne może objąć większość masy białego karła. Podczas tej fazy konwektywnej produkty spalania węgla doznają rozpadów beta i przechwycenia elektronów (j.t. tzw. konwektywny proces URCA), podczas wynoszenia z gęstszych do "rzadszych" obszarów gwiazdy. W końcu gdy temperatura jest wystarczająco wysoka, w jednej lub kilku gorących plamach, gdzie syntetyzuje się węgiel - powstaje "płomień jądrowy". Ten "płomień" rozchodzi się w silnie konwektywnym otoczeniu jako wybuch termonuklearny najpierw z prędkością pod-dźwiękową (tzw. deflagracja), a potem - z prędkością dźwięku w otoczeniu (tzw. detonacja). I mamy buuum ... W ciągu kilku (...dziesięciu?) sekund następuje dezintegracja / "rozerwanie" białego karła. Pozostaje po nim chmura materii - najprawdopodobniej o symetrii zbliżonej do sfery. Tą hipotezę określa się nazwą deflagracja opóźnionej detonacji (ang. deflagration of delayed detonation). Również "kanoniczne" stwierdzenie, że po supernowych Ia podczas tych kataklizmów całkowicie jest rozrywany biały karzeł i pozostaje tylko obłok materii, nie do końca jest prawdziwe. Ostatnio wprowadzono nowy typ supernowych Iax o mniejszej jasności maksymalnej wybuchu (> 1 mag). Sugestia zrodziła się około roku 2003 jako wynik analizy obserwacji SN 2002cx. Wcześniej ten typ supernowych nazywał się "SN 2002cx-like". Szacuje się, że około 30% wszystkich SN Ia to SN Iax. W [7] podano listę 25 tego typu supernowych począwszy od SN 1991bj. Polecam źródła internetowe (zwłaszcza [1]): [1] Wikiwand o SN Ia [2] A. Howell (2011) "Type Ia supernovae as stellar endpoints and cosmological tools" [3] Ropke i inni (2011) "Modeling Type Ia supernova explosions" O SN Iax i pozostałościach "gwiazdach-zombie": [4] Wikiland o SN Iax [5] Wikiland o gwiazdach zombie [6] Ch.Choi (2014) Supernovas Might Create Weird 'Zombie Stars' [7] R.J. Foley i inni (2013), "TYPE Iax SUPERNOVAE: A NEW CLASS OF STELLAR EXPLOSION"
  4. Nasz forumowy kolega odkrył supernową !!!

    Gratulacje!!! Konkurencja "asasinowa" (... mimo, że już teraz ma 20 w pełni zautomatyzowanych teleskopów do polowania na supernowe) przebiera palcami i skarży się, że początek roku mieli kiepski - głównie przez pełnię Księżyca:
  5. Urodziny kolegi Szdom1

    100 lat , w zdrowiu, w szczęściu, w pomyślności i każdej nocy w bezchmurności !!!
  6. Nadchodzi ZTF (Zwicky Transient Facility)

    W konstrukcji kamery CCD dla projektu ZTF są przerwy pomiędzy chipami 6x6kpx, co powinno objawiać się regularnymi nieciągłościami w pokryciu nieba - gdyby zdjęcie wynikowe posklejać z sąsiednich klatek. Jak zauważył @MateuszW, zdjęcie - "pierwsze światło" w projekcie ZTF zostało poskładane w bliżej nieokreślony sposób. Występują wyraźne paski o różnej intensywności, które starałem się uwypuklić ma poniższym zrzucie ekranowym. Nie zauważyłem brakujących gwiazd (... przynajmniej jaśniejszych), ale ta obróbka to chyba totalna "amatorszczyzna" (?). Na zdjęciach DS-ów na Forum nie widziałem takich nieciągłości / skoków w intensywności tła nieba (ale kol.Forumowiczom raczej wystarczy 1 chip do astro-foto ). Owszem jest informacja, że zdjęcia kamerą ZTF będą naświetlane przez 30 sekund. Ale nigdzie nie znalazłem czasu naświetlania zdjęcia - "pierwszego światła" w projekcie ZTF. W związku z tym wykonałem też kawał nikomu niepotrzebnej roboty w dzisiejszą "olewistą" sobotę ... (... dopiero niedawno przestało padać!) Tzn. poniżej spróbowałem bardzo, bardzo zgrubnie oszacować ten czas na zdjęciu zliczając liczbę prześwietlonych pikseli od dwóch gwiazd: sigma Ori i HR 1959 i porównując ją do liczby fotonów zbieranych przez kamerę ZTF w filtrze V. Powierzchnia zbierająca światło w 1,2m teleskopie Oschina: 3,14 * 0,6 * 0,6 m2 --> 1,13m2 - 20% obstrukcja centralna --> 0,90 m2 Przy czym 1,2m to jest średnica płyty korekcyjnej w tym teleskopie Schmidta, a zwierciadło główne ma średnicę 72", czyli ~1,8m. 1. Gwiazda sigma Orionis - V = 4,00 mag, ale przyjmując ekstynkcję atm. Mt Palomar np. 0,2 mag --> V ~ 4,2 mag, a) Szacowanie liczby pikseli prześwietlonych na zdjęciu od sigma Ori: -) pionowy "zaciek" 5000 px długość x 4 px szerokość ~ 20000 pikseli, -) centralna apertura fotometryczna ("na oko" uwzględniłem tutaj też promienie odchodzące w innych kierunkach) r=200 px --> ~ 125 000 pixeli, RAZEM : ~145 000 prześwietlonych pikseli, b) Szacowanie fotonów z gwiazdy sigma Ori zebranych na zdjęciu: ~ 145000 prześwietlonych pikseli * 15 * 15 mikron2/piksel * 900 foto-elektronów/mikron2 * 1 foton/foto-elektron ~ 29 360 000 000 fotonów c) Szacowanie liczby fotonów padających na powierzchnię 0,9m2 w filtrze V od sigma Ori: i) w tabeli strumień przy V=0 wynosi 3640 Jy; ii) stąd przy jasności gwiazdy V=4,2 mag strumień jest osłabiony o czynnik 10^(-0,4*V) = 0,02089 i wynosi 76,05Jy; iii) ponieważ delta_lambda/lambda=0,16 dla filtru V, więc strumień fotonów na sekundę zbierany przez aperturę 1m2 wynosi 76,05Jy * 15 100 000 fotonów/sek/m2 * 0,16 = 183 736 800 fotonów / sek; iv) powierzchnia apertury 0,9m2 zbiera mniej fotonów, bo 165 000 000 fotonów / sek. d) Czas naświetlania zdjęcia w-g liczby fotonów sigma Ori: 29 360 000 000 fotonów / 165 000 000 fotonów / sek ~ 178 sekund. 2. Gwiazda HR 1959 (HD 37904, SAO 132465) - V = 6,80 mag, ale przyjmując ekstynkcję atm. Mt Palomar np. 0,2 mag --> V ~ 7,0 mag, a) Szacowanie liczby pikseli prześwietlonych na zdjęciu od HR 1959: -) pionowy "zaciek" 500 px długość x 4 px szerokość ~ 2000 pikseli, -) centralna apertura fotometryczna ("na oko" uwzględniłem tutaj też promienie odchodzące w innych kierunkach) r=50 px --> ~ 7800 pixeli, RAZEM : ~9800 prześwietlonych pikseli, b) Szacowanie fotonów z gwiazdy HR 1959 zebranych na zdjęciu: ~ 9800 prześwietlonych pikseli * 15 * 15 mikron2/piksel * 900 foto-elektronów/mikron2 * 1 foton/foto-elektron ~ 1 985 000 000 fotonów c) Szacowanie liczby fotonów padających na powierzchnię 0,9m2 w filtrze V od HR 1959: i) w tabeli strumień przy V=0 wynosi 3640 Jy; ii) stąd przy jasności gwiazdy V=7,0 mag strumień jest osłabiony o czynnik 10^(-0,4*V) = 0,001585 i wynosi 5,769Jy; iii) ponieważ delta_lambda/lambda=0,16 dla filtru V, więc strumień fotonów na sekundę zbierany przez aperturę 1m2 wynosi 5,769Jy * 15 100 000 fotonów/sek/m2 * 0,16 = 13 940 000 fotonów / sek; iv) powierzchnia apertury 0,9m2 zbiera mniej fotonów, bo 12 540 000 fotonów / sek. d) Czas naświetlania zdjęcia w-g liczby fotonów sigma Ori: 1 985 000 000 fotonów / 12 540 000 fotonów / sek ~ 158 sekund. PODSUMOWANIE: Wyszła mi dość dobra zgodność w oszacowaniu czasu naświetlania rzędu 2-3 minut dla "pierwszej" fotki ZTF jak na przyjęty sposób "na oko" Wygląda na to, że obie gwiazdy sigma Ori (4,0V) i HR 1959 (6,8V) były naświetlane nieco dłużej na zdjęciu niż standardowe 30 sekund przewidziane dla ZTF. Ale czy rzeczywiście tak było to wiedzą tylko autorzy fotki
  7. Nadchodzi ZTF (Zwicky Transient Facility)

    Wygląda na to, że jednak mój "trop" z poprzedniej wiadomości o dziwnym naświetlaniu filtrach R i g jest fałszywy. Poniżej w pkt.4 widać, że raczej przed kamerą CCD następuje zamiana filtrów R i g. Jednak ZTF to nie tylko dołożenie najnowszej kamery 600-megapikselowej CCD w miejsce kliszy w teleskopie 48" im.Oschina w Obserwatorium Mt.Palomar. Tutaj znalazłem prezentacje Bellmana pokazującą jak dość istotnie zmieniała od lat 1950-tych konfiguracja optyki tego teleskopu (system optyczny Schmidta): 1. POSS-I: Pierwszy przegląd Palomar Observatory Sky Survey - lata 1948-1958; - odbiornik: wygięta klisza o boku 14"/ 36cm; - pole widzenia ok. 36 st.kwadratowych; 2. POSS-II - lata 1980-te - 1990-te; - odbiornik: wygięte nowsze typy klisz fotograficznych o boku 14"/ 36cm; - pole widzenia ok. 36 st.kwadratowych; 3. PTF/iPTF (intermediate Palomar Transient Factory) - lata 2008-2017; - odbiornik: mozaikowa kamera CCD CFH12K 12x8kpx; - pole widzenia ok. 7,26 st.kwadratowych; - filtry: R i g przed kamerą CCD; 4. ZTF (Zwicky Transient Facility) - lata 2017 - 2020 (...koniec finansowania publicznego NSF) - ... - odbiornik: kamera CCD 24 x 24 kpx - pole widzenia ok. 47 st.kwadratowych; - filtry: R i g przed kamerą CCD; Nowa kamera CCD ZDF wypełnia całą płaszczyznę ogniskową 48" telskopu Schmidta (przekątna 56 cm). Tutaj można znaleźć artykuł Bellmana i Kulkarniego z 2017r. poświęcony kamerze ZTF pt."The unblinking eye on the sky" skąd pochodzi poniższy rysunek: Porównanie "powierzchni czynnej" POSS i kamer CCD PTF i ZTF z cytowanej prezentacji Bellmana:
  8. Nadchodzi ZTF (Zwicky Transient Facility)

    Nie analizowałem wyglądu TIFFa, ale w tutaj jest specyfikacja techniczna tego teleskopu wraz z projektem kamery CCD z r.2014. Nie wiem na ile zgadza się ona z wersją finalną ZTF. Zagadkowo dla mnie w tym projekcie wygląda rozkład fotografowanych barw - środkowe 8 chipów CCD 6x6 kpx: filtry g', natomiast skrajne 2x4 chipy CCD 6x6 kpx: filtry R ???
  9. Nadchodzi ZTF (Zwicky Transient Facility)

    Moim zdaniem t.j. jest chwyt reklamowy. Nigdzie nie znalazłem informacji jak długo ta "pierwsza" fotka 605 mega-pikselowa była naświetlana. Owszem w normalnym trybie kamera ZTF będzie zbierała światło przez 30 sekund, ale chyba nie tutaj (?). Na tej fotce widać piękne "zacieki" spowodowane brakiem odprowadzenia elektronów z prześwietlonych gwiazd. Ciekawe, czy dałoby się jakoś oszacować czas naświetlania tej fotki? Może szacując liczbę zaświetlonych pikseli (15 x 15 mikronów, bez bramek uziemiających / antybloomingowych) dla którejś gwiazdy o znanej jasności / mocy? Np. zakładając, że każdy foton wybija tylko jeden elektron; przyjmując, że ok. 900e mieści się na 1mm2 piksela, ... (?).
  10. SIMBAD nie jest najlepszym źródłem danych fotometrycznych BVR. W podręczniku do fotometrii lustrzankowej (paragraf 6.3.2 - jest dostępne polskie wydanie na portalu AAVSO) dla gwiazd jaśniejszych od ok. 10 mag., poza AAVSO VSP, są polecane katalogi takie jak np.: -) Katalog “Homogeneous Means in the UBV System (Mermilliod 1991)” (trzeba wpisać “II/168/ubvmeans” w polu rodzaju katalogu) -) Katalog GCPD (General Catalog of Photometric Data) -) program AAVSO SeqPlot zawierający katalogi fotomtryczne APASS, Tycho II and GCPD (General Catalog of Photometric Data). W katalogu "GCPD" znalazłem następujące jasności dla HD36320: V B-V V-R N 6.771 +1.611 +1.218 4 Natomiast zauważyłem, że Mark Blackford w swoich obserwacjach opublikowanych w bazie AAVSO jako gwiazdę porównania użył jaśniejszą "58", czyli HD35802: V B-V V-R N 5.775 +1.655 +1.298 8 Może jaśniejsza HD35802 będzie lepszą gwiazdą porównania (?). Wymaga to praktycznego sprawdzenia.
  11. Nadchodzi ZTF (Zwicky Transient Facility)

    A tak obserwował F.Zwicky w latach 30 ub. stulecia na Mt Palomar na 18" teleskopie Schmidt'a.
  12. Nadchodzi ZTF (Zwicky Transient Facility)

    ZTF ma sięgać do 20,5 mag w filtrze R. Ale całe dostępne niebo ma uwiecznić w ciągu aż TRZECH dni (3 x 4 TB danych). A w świecie supernowych 3 dni to wieczność. Piszą o tym w info z 14 listopada br.
  13. Nadchodzi następca palomarskiego iPTF (Intermediate Palomar Transient Factory), czyli ZTF (Zwicky Transient Facility) - przeglądu obserwacyjny północnego nieba. W tym miesiącu uzyskano "pierwsze światło" teleskopem, który będzie używany do ZTF od lutego 2018r. - spory kawałek gwiazdozbioru Oriona. "Fotka" 24000 x 24000 pikseli o polu widzenia ok 47 stopni kwadratowych. Tutaj można nawet pobrać fragment tego "zdjęcia" 8036x8036 pikseli - TIF o wielkości ok. 80MB. Na Mt Palomar możliwe są obserwacje przez 300 nocy w roku z pokryciem nieba pokazanym jak poniżej (... oczywiście nie jednocześnie): Autorzy projektu liczą, że znacznie zwiększy się liczba odkrytych zjawisk TDE (do ok. 30 / rocznie), wybuchów supernowych (tysiące?), nowe gwiazdy zmienne (miliony? od okresów rzędu minut np. białe karły do lat np. pulsujące olbrzymy), rozbłyski gwiazd, soczewkowanie grawitacyjne, rejestracje błysków towarzyszących połączeniu się gwiazd neutornowych. W zasięgu ZTF (filtr R ok. 21 mag) będą gwiazdy zmienne w M31 do jasności absolutnej -4 mag. Techniczna specyfikacja Teleskop: Samuel Oschin 1,2m Schmidt, Palomar Observatory, Pole widzenia : 47 st. kwadratowych (247 średnic Księżyca), Detektory : 16 kamer 6 tys. x 6tys. pikseli (CCD231-C6) - 24 tys x 24 tys pikseli (razem 605 mega-pikseli), Wielkość piksela: 15 mikronów, Skala: 1.0"/piksel Czas maświetlania: 30 sek, Czas oczytu: 10 sec Średni czas pomiędzy zdjęciami - 15 sec Zasięg : 20.4 mag (5 sigma, pasmo R, przy wszystkich fazach Księżyca) Filtry : ZTF g, ZTF r, ZTF i "Szybkość" obserwacji : 3750 st. kwadratowych/godzina (całe niebo "północne" >). ZTF jest 10 x szybszy niż PTF, a LSST ma być 10x szybszy niż ZDF. Harmonogram ZTF ZTF jest przedsięwzięciem publiczno-prywatnym (? coś, co jest niemożliwe do realizacji w PL ). 2017 - ZTF pierwsze światło, odbiór techniczny, 2018 (luty) - początek przeglądu obserwacyjnego (pojawią się alerty o odkrytych zjawiskach chwilowych), 2019 - kontynuacja przeglądu, 2020 - koniec finansowania projektu przez NSF (udostępnienie danych). Literatura: [1] ZDF strona domowa - https://www.ptf.caltech.edu/ztf [1] ZDF - ogólne info - https://arxiv.org/pdf/1410.8185.pdf [2] ZDF - od strony technicznej : https://authors.library.caltech.edu/58413/1/Smith_2014p914779.pdf
  14. MPO Canopus

    Pobieżnie rzuciłem okiem na instrukcję ... Wygląda na ciekawy program, którym można zautomatyzować cały proces redukcji zdjęć i samej fotometrii, aż po generowanie raportów do AAVSO. Nawet posiada funkcję automatycznego rozpoznawania zdjęć, tzw. plate solving i "wizardy" do automatyzacji procesu korekcji ekstynkcji atmosferycznej I i II rzędu (wyjątkowa rzadkość!!! Ciekawe jak się sprawdza w praktyce?). Cena 50$ nie jest wygórowana. J.t. program dedykowany do fotometrii asteroidów. Wersja "full-wypas", poza MPO Canopus, zawiera MPO Connections (do sterowania teleskopem - 60$), MPO LCInvert (do modelowania kształtu i rotacji asteriodów - 50$) i MPO 2018 Asteroid Viewing Guide (Almanac asteroidów na 2018r. - 20$) Do MPO Canopus znalazłem taką praktyczne uwagi na temat kolejnych kroków redukcji danych: -) http://fisherka.csolutionshosting.net/astronote/Photometry/PhotoRedStudy/pdf/CanopusPhotoRedProcessOverview.pdf -) http://fisherka.csolutionshosting.net/astronote/Photometry/PhotoRedStudy/pdf/CanopusPhotoRedProcessStepsTips.pdf -) http://fisherka.csolutionshosting.net/astronote/Photometry/PhotoRedStudy/pdf/CanopusPhotoRedSystemEquations.pdf -) http://fisherka.csolutionshosting.net/astronote/Photometry/PhotoRedStudy/pdf/CanopusPhotoWorkflowOutline.pdf
×
© Robert Twarogal, forumastronomiczne.pl (2010-2018)