rybi

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

Widma Uwe Zurmühl'a sięgają maksymalnie do ?5300?. W widmie Wegi (typ widmowy A0V) praktycznie nie występują linie neutralnych metali (np. tryplet Mg ??5167-5172-5184? lub dublet Na ??5890-5896?) zgodnie z poniższym schematem (rys.skopiowany stąd): Aczkolwiek jakby się dobrze przyjrzeć, to widać szczątkowe linie absorpcyjne MgI ?5184?. 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 ?6000?. 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 = ?/??? Ja wziąłem na oko ?? z publikacji Uwe jako dwukrotność dyspersji 2 x 1,45?/piksel. Ale np. Buil (ww.strona z widmem Wegi) nie wziął dwukrotności dyspersji (=2x1,4?/piksel), ale "bezpieczniejszą" wartość FWHW (3,2?).

Z dyfrakcyjnych siatek transmisyjnych takich jak Star Analysers 100 / 200 uzyskuje się zwykle małą względną rozdzielczość widm R = ?/??~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 ?/ piksel, a rozdzielczość ~3?, 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):

Wygląda na to, że obecne zaćmienie b Persei będzie płytsze i szersze ?

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!

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 ...

<10zł (Relco SC480 - no może max/pełny wypas 300zł ? z przeróbką ) vs 3000zł (Alpy calibration module) ... podoba mi się ta idea! Szacun!

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 ...)

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.

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

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.

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.

"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?

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

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"

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:

100 lat , w zdrowiu, w szczęściu, w pomyślności i każdej nocy w bezchmurności !!!

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

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:

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 ???

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, ... (?).

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.

A tak obserwował F.Zwicky w latach 30 ub. stulecia na Mt Palomar na 18" teleskopie Schmidt'a.