Skocz do zawartości

rybi

Użytkownik
  • Zawartość

    472
  • Rejestracja

  • Ostatnia wizyta

  • Wygrane w rankingu

    10

Ostatnia wygrana rybi w Rankingu w dniu 4 Luty 2017

rybi posiadał najczęściej polubioną zawartość!

Reputacja

802 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

1591 wyświetleń profilu
  1. rybi

    Dlaczego "jasny" teleskop lepszy do DS niz f/10 ?

    Kiedyś ludzie budowali takie teleskopy. Największe wrażenie na mnie zrobił największy na świecie XIX-wieczny teleskop Lewiatan (Birr Castle w Irlandii - widziałem tylko ruiny ) przy aperturze lustra = 1,83m miał światłosiłę niewiele mniejszą od F/10. Nie znalazłem ogniskowej tego teleskopu, ale tubus miał ~16,5m (waga ~12 ton razem z 3-tonowym metalowym zwierciadłem) i mógł mieć F/8 - F/9. Służył do obserwacji tylko przy południku. Potęgą!!! Zdjęcie stąd: I lord Parsons przede wszystkim obserwował "ciemotki". To chyba tutaj zobaczył "Kraba"?
  2. rybi

    Budowa spektroskopu - konstrukcja

    Pooguglowałem trochę... Moim zdaniem najlepszym tłumaczeniem jest: blazed grating - siatka dyfrakcyjna profilowana Zostało użyte w 1965r, przez Krzysztofa Serkowskiego w poważnym czasopiśmie astronomicznym "Postępy Astronomii" (patrz [1]). Ale spotkałem się też z wersją "gdańską" (patrz [2]): Blazed grating - odbiciowa siatka (dyfrakcyjna) rozjaśniona. Natomiast (patrz [3]): Blaze angle - kąt błysku siatki dyfrakcyjnej odbijającej. [1] K.Serkowski - http://urania.edu.pl/pliki/archiwum/postepy_astronomii_1965_02.pdf [2] M.Szopa - http://www.mif.pg.gda.pl/homepages/mszopa/FS/Wyklad13_Astronomia.pdf [3] http://www.itcmp.pwr.wroc.pl/~jwach/Techniczny EN-PL.htm#A
  3. Tel. astr.nr 11448: dzisiaj w nocy astronom z Cape Town (RPA) odkrył obiekt o jasności aż 1 mag.  niedaleko mgławicy Triffid. Pilnie potrzebne są dalsze obserwacje weryfikacyjne :)

    http://www.astronomerstelegram.org/?read=11448

    1. rybi

      rybi

      Odkrywca otrzymał już nawet dyplom :)

      DYvxjhtX0AADo-q.jpg

    2. Poszukiwacz15

      Poszukiwacz15

      Nieźle rozbawił mnie ten telegram:D

  4. Widma Uwe Zurmühl'a sięgają maksymalnie do λ5300Å. W widmie Wegi (typ widmowy A0V) praktycznie nie występują linie neutralnych metali (np. tryplet Mg λλ5167-5172-5184Å lub dublet Na λλ5890-5896Å) zgodnie z poniższym schematem (rys.skopiowany stąd): Aczkolwiek jakby się dobrze przyjrzeć, to widać szczątkowe linie absorpcyjne MgI λ5184Å. Ale graficzne prezentacje widm z publikacji Uwe są rzeczywiście podłej jakości. Ktoś (np.posiadacz SA200 ?) powinien zbudować taki spektrograf i sprawdzić jego jakość ... Na stronie ARAS, którą podałeś znalazłem widma Wegi wykonane spektrografem MERIS w rozdzielczości względnej R~1900 dla λ6000Å. Te identyfikacje z ARAS'a wkeiłem dla porównania do rysunku Uwe i pokazałem poniżej (okolice trypletu MgI, i okolice linii wodorowej H-gamma). Widać główne struktury absorpcyjne. A swoją drogą jak wyliczać R = λ/Δλ? Ja wziąłem na oko Δλ z publikacji Uwe jako dwukrotność dyspersji 2 x 1,45Å/piksel. Ale np. Buil (ww.strona z widmem Wegi) nie wziął dwukrotności dyspersji (=2x1,4Å/piksel), ale "bezpieczniejszą" wartość FWHW (3,2Å).
  5. Z dyfrakcyjnych siatek transmisyjnych takich jak Star Analysers 100 / 200 uzyskuje się zwykle małą względną rozdzielczość widm R = λ/Δλ~100 / 200. Ale R można zwiększyć nawet do R~3000 (przy H-alfa) dla jasnych gwiazd. W czasopiśmie elekronicznym Spektrum nr 51 jest artykuł Uwe Zurmühl'a pt. "Transmission Gratings – Resolution Optimization for Convergent Beam Setups" (str.10-18, w j. ang.) Zgodnie z teorią, gdy równoległy promień światła pada na siatkę dyfrakcyjną, to względną rozdzielczość R dla widma 1-go rzędu można obliczyć jako całkowitą liczbę linii oświetlonych przez ten równoległy promień. Ponieważ średnica SA100 / SA200 to ~24 mm, więc maksymalna teoretyczna rozdzielczość wynosi dla nich odpowiednio R~2400/4800. W praktyce jest ona nieco mniejsza. Uwe Zurmühl w tym artykule podał przykład konfiguracji sprzętowej do ew. wykonania we własnym zakresie, która jest pokazana na poniższych fotkach (od lewej) : a) grism (siatka dyfrakcyjna + pryzmatem, ang grating + prism) SA200 + pryzmat 4° Thorlabs z przysłoną 16mm, b ) grism z pkt a) połączony pierścieniami dystansowymi z kamerą CCD ATIC, c) zestaw z pkt b ) podłączony do refraktorka APO ED 60/330mm. Przykładowe widmo Wegi uzyskane tym zestawem sprzętowym naświetlane 260 sekund (dyspersja wynosi 1,45 Å/ piksel, a rozdzielczość ~3Å, R~6000/3~2000) : I widmo Wegi o rozdzielczości R~6000/2~3000 przy H alfa ( w zakresie widma widocznym na poniższy rysunku / koniec serii balmerowskiej, R~4000/2~2000):
  6. Wygląda na to, że obecne zaćmienie b Persei będzie płytsze i szersze ?
  7. Wczoraj, mniej więcej na początku dn. 12 lutego 2018r. (czas UT) rozpoczęło się zaćmienie główne w potrójnym układzie b Persei. Wygląda na to, że obecne zaćmienie główne będzie miało zupełnie inny kształt krzywej blasku niż poprzednie w marcu 2016r. Wtedy nastąpił gwałtowny spadek jasności aż o 0,3 mag i głębokie dno, a teraz widać tylko jakieś esy-floresy ok. 0,15 mag. Zachęcam do obserwacji!!! Również obserwuję - ostatniej nocy od godz. 18 do 1 UT (z przerwami pomiędzy chmurami), ale obserwacji jeszcze nie raportowałem do bazy AAVSO. Próbuję obserwować zaćmienia b Persei od ok. 5 lat, ale tak dobrej pogody podczas zaćmień tego układu jeszcze nie miałem!
  8. Rozpoczęło się zaćmienie główne w potrójnym układzie b Persei - szczegóły "ogólnoświatowej " akcji obserwacyjnej można znaleźć pod poniższym odnośnikiem: https://www.aavso.org/comment/58500#comment-58500 Zachęcam do obserwacji - szczególnie przez najbliższe 2-3 noce!!! Ja też obserwuję ...
  9. rybi

    Budowa spektroskopu - konstrukcja

    <10zł (Relco SC480 - no może max/pełny wypas 300zł ? z przeróbką ) vs 3000zł (Alpy calibration module) ... podoba mi się ta idea! Szacun!
  10. Adam, zimą dla b Persei są najlepsze warunki obserwacyjne, tylko niestety cały czas u nas są chmury. Można obserwować przez całą noc - ...naście godzin, co jest bardzo istotnej podczas ~3-4 dniowej fazy zaćmienia. Z powodu specyficznego okresu orbitalnego ~704 dni kolejne zaćmienia b Persei "opóźniają się" o ~1 miesiąc, a dokładniej ~26 dni (2 x 365 dni = 730 dni - 704 dni). Pierwsze obserwowane zaćmienie wtórne b Persei (tranzyt składników A+B na tle C) nastąpiło około 8 lutego 2013r., następne - około 13 stycznia 2015r., ostatnie - około 16 grudnia 2016r. następne w przyszłości - listopad 2018r., październik 2020r., wrzesień 2022r., ... Pierwsze obserwowane zaćmienie główne b Persei (tranzyt składnika C na tle A+B) nastąpiło około 9 marca 2016r., następne/najbliższe - około 12 lutego 2018r., kolejne w przeszłości - styczeń 2020r., grudzień 2021r., ... Nie do końca jest jasne, które zaćmienie w układzie b Persei jest główne, a które wtórne. Przyjmuje się, że składniki A+B są odpowiednio typu widmowego "A2V" oraz "F", a składnik C - również typu "F". W widmie obserwuje się tylko linie absorpcyjne najjaśniejszego składnika A2V! Po obserwacjach zaćmienia w marcu 2016r. wydaje się, że właśnie to zaćmienie powinno być główne gdyż: 1. jest ono znacznie głębsze niż inne dotychczas zaobserwowane: ~0,35 vs ~0,15 mag; w zaćmieniu głównym jest spodziewany tranzyt ciemnego składnika C (Sp~"F") na tle jasnego A (Sp~"A2V"); 2. potwierdza to zachowanie się jedynych obserwowanych linii widmowych jasnego składnika ~A2V (obserwacje A. Miroshnichenko z jesieni 2016r. i zimy 2017r. - obserwacje trwają ...)
  11. Tutaj w wątku AAVSO Heinz-Bernd podał listę gwiazd do grupowej fotometrii DSLR ("ensemble" photometry), która chyba pozwala na dość dokładne (+-0,03 mag) wyznaczenie jasności CE Tau w astronomicznym standardzie "Johnson-V" z zielonych pikseli TG, ale musisz wcześniej wyznaczyć współczynnik transformacji TG --> Johnson-V robiąc fotometrię DSLR standardów fotometrycznych, najlepiej w pobliżu zenitu. R.Pieri zasugerował też autorską metodę VSF wyznaczania jasności w standardzie "Johnson-V" z mierzonych TG, TB, TR. Astronom z AAVSO Bert Pablo, który tą akcję zainicjował, póki co nie jest zainteresowany tematem "ujednolicenia" obserwacji TR i GB.
  12. Zbliża się kolejne zaćmienie w jasnym (4,57V) układzie potrójnym b Persei, gdzie raz na ~704 dni składnik "C" przechodzi przed lub za podwójnym układem elipsoidalnie zmiennym "A+B" o okresie ~1,5 dnia. Zgodnie z efemerydą w dn.12 lutego 2018 r. powinno nastąpić zaćmienie główne (tranzyt C na tle składników B+C). "Gwiazdka" jest przyjemna do obserwacji. Nie trzeba robić wyszukanych transformacji - (B-V) tylko 0,054 mag. Wystarczy ciągła fotometrią DSLR/CCD w okresie od 5 do 19 lutego 2018 r. (tydzień przed i tydzień po zaćmieniu). Istotne jest, aby wykonać serię ciągłych obserwacji fotometrycznych (... 1-2 godziny) do celów kalibracyjnych w tygodniu przed zaćmieniem (lub po zaćmieniu). A w czasie zaćmienia (12 lutego 2018r +- 2 dni) robić "do upadłego" fotometrię b Persei (np. w grudniu 2016. przez 10 godzin w sposób ciągły obserwowałem fazę zaćmienia - tylko wtedy w mojej okolicy pogoda zgrała się z zaćmieniem w ciągu ostatnich 5 lat!). Przy fotometrii DSLR należy raportować obserwacje jako obserwacje standaryzowane TG lub po uwzględnieniu współczynnika transformacji TG -> Johnson-V jako "V". Będzie tutaj minimalna poprawka transformacyjna, bo pomiędzy gwiazdą porównania i zmienną jest różnica B-V ~0,2 mag. Dla mojej lustrzanki współczynnik transformacji TG->Johnson-V ostatnio wynosił -0,1486 co daje poprawkę pomiędzy TG i V około 0,03 mag (-0,1486 * 0,2). Gwiazdy porównania i testowa może być analogiczna jak podczas obserwacji poprzednich zaćmień. Gwiazda porównania HIP 20156 = SAO 39457 = HR 1330 = HD 27084 (gwiazda z etykietką '55' na dojściach AAVSO): 5,456V, B-V=0,219mag Gwiazda testowa np. HIP 20370 = SAO 39484: 7,110V, B-V= 1,320 mag - o ile zestaw obserwacyjny posiada pole widzenia około stopnia. Ale jako gwiazda testowa może być wykorzystana każda inna gwiazda w polu widzenia setupu z listy zalecanej przez AAVSO. Mapka okolicy b Persei z wczesniejszych wpisów w tym wątku: Zachęcam do obserwacji ... Marzec 2016r. - ostatnie i jedyne obserwowane zaćmienie główne w układzie b Persei (tranzyt C na tle składników B+C). Podobnej krzywej blasku należy spodziewać się tym razem. Grudzień 2016r. - ostatnie obserwowane zaćmienie wtórne w układzie b Persei (tranzyt składników A+B na tle C) Materiały źródłowe: [1] Alert AAVSO nr 610 - Anticipated primary eclipse of b Persei by the third star. [2] Wątek na forum dyskusyjnym AAVSO - February 2018 b Per observing campaign. [3] Wątek na forum dyskusyjnym AAVSO dot. spektroskopii - February 2018 b Per observing campaign - Spectroscopy
  13. Bardzo sensowna idea dla astro-amatorów! Sam spektrograf Alphy 600 też nie kosztuje krocie -- w wersji podstawowej coś ok. 3 tys. PLN. To taniej niż kamery CCD, a nawet niewiele drożej od filtrów do astronomicznej fotometrii CCD (np. B,V,Rc). Piszę o tym, bo podczas akcji obserwacyjnej jasnej nowej w Delfinie kilka lat temu, francuski astro-amator Buil robił fotometrię B,V,Rc tej nowej za pomocą Alphy 600 - wycinając programistycznie linie emisyjne w widmach zrobionych Alphy 600 i traktując te widma syntetycznymi filtrami B,V,Rc (... można również symulować inne filtry fotometryczne, np. sloanowskie ). Takie podejście daje jasności nowej w różnych filtrach na poziomie widma ciągłego, bez skażenia ich silnymi liniami emisyjnymi.
  14. Przy końcu 2017 roku niebo było na tyle przekonujące, że wyciągnąłem mój zestaw do fotometrii lustrzankowej i zrobiłem podejście do standaryzowanej fotometrii CE Tau i V960 Tau jednocześnie w trzech kolorach TG,TB i TR. W bieżącym roku tylko 7 stycznia było pogodne niebo w mojej okolicy i tej nocy po raz trzeci fociłem okolice CE Tau. Zresztą tej pierwszej pogodnej nocy w 2018r. kolega forumowy Jarosław (vel. Esku1RES) odkrył pierwszą supernową w tym roku - SN2018bi. Natomiast ja przy okazji fotometrii CE Tau na skraju pola widzenia złapałem asteriodę o średenicy ok.140km i nazwie Massalia, która mijała własnie gwiazdę 109 Tau. Był to obiekt o jasności ok. 8,9 mag w barwie V (na fotkach kierunek N - w lewo, W - do góry). Do różnicowej fotometrii standaryzowanej wybrałem bardzo czerwoną gwiazdę porównania "58" dla CE Tau i bardzo niebieską "54" - dla V960 Tau. Zresztą do końca nie jestem przekonany czy to jest najlepsze rozwiązanie. Poniżej załączyłem listę gwiazd, których jasności mierzyłem, aby wykorzystać jako gwiazdy porównania ("comp") albo testowe ("check"). Niektórzy obserwatorzy wrzucili do bazy AAVSO uśrednione jasności z kilku gwiazd porównania ("ensemble photometry"), ale tylko dla pikseli lustrzankowych TG, które przetransformowali do standardowych jasności astronomicznych w filtrze Johnson-V (tylko ta barwa prawdopodobnie nadaje do transformacji dla tak patologicznie czerwonej gwiazdy jak CE Tau). Aktualnie staram się wyjaśnić wątpliwości na forum AAVSO. Do bazy AAVSO wrzuciłem obserwacje TB,TG,TR dla obu gwiazd, tzn. CE Tau i V960 Tau, bazując na pojedynczych gwiazdach porównania odpowiednio "58" i "54". Poniżej załączyłem krzywe blasku CE Tau i V960 Tau uzyskane w AAVSO LCG (light curve generator), gdzie moje obserwacje (kod obserwatora BRIA) są oznaczone "+". W zależności od koloru użytej przez obserwatora gwiazdy porównania występują tutaj różnice jasności aż do 0,9 mag na ten sam moment dla CE Tau/ V960 Tau. Generalnie jasności lustrzankowe TB i TR nie transformuje się do standardowych jasności B,Rc dla tak czerwonej gwiazdy jak CE Tau (zupełnie nie podobne do siebie krzywe czułości filtrów!). W fotometrii obowiązuje zasada, aby dobierać gwiazdy porównania o podobnych barwach jak gwiazdy zmienne. Jak już wcześniej wspominałem, staram się ten temat wyjaśnić na forum AAVSO.
  15. rybi

    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?
×
© Robert Twarogal, forumastronomiczne.pl (2010-2018)