Skocz do zawartości

Znajdź zawartość

Wyświetlanie wyników dla tagów 'fotometria' .

  • Wyszukaj za pomocą tagów

    Wpisz tagi, oddzielając je przecinkami.
  • Wyszukaj przy użyciu nazwy użytkownika

Typ zawartości


Forum

  • Obserwujemy Wszechświat
    • Astronomia dla początkujących
    • Co obserwujemy?
    • Czym obserwujemy?
  • Utrwalamy Wszechświat
    • Astrofotografia
    • Astroszkice
  • Zaplecze sprzętowe
    • ATM
    • Sprzęt do foto
    • Testy i recenzje
    • Moje domowe obserwatorium
  • Astronomia teoretyczna i badanie kosmosu
    • Astronomia ogólna
    • Astriculus
    • Astronautyka
  • Astrospołeczność
    • Zloty astromiłośnicze
    • Konkursy FA
    • Sprawy techniczne F.A.
    • Astro-giełda
    • Serwisy i media partnerskie

Szukaj wyników w...

Znajdź wyniki, które zawierają...


Data utworzenia

  • Od tej daty

    Do tej daty


Ostatnia aktualizacja

  • Od tej daty

    Do tej daty


Filtruj po ilości...

Dołączył

  • Od tej daty

    Do tej daty


Grupa podstawowa


MSN


Website URL


ICQ


Yahoo


Jabber


Skype


Zamieszkały


Interests


Miejsce zamieszkania

Znaleziono 5 wyników

  1. Od września 2017r. do 6 marca 2018r. w bieżącym polu widzenia nano-satelity fotometrycznego BRITE znajduje się m.in gwiazda zmienna CE Tauri. Listę gwiazd obserwowanych w tym czasie można znaleźć w [3]. BRITE jest siecią 5 nano-satelitów (3 obserwujące w barwie czerwonej i 2 w barwie niebieskiej) zaprojektowaną do ciągłych obserwacji przez ok. 6 m-cy najjaśniejszych gwiazd na niebie (V<6). BRITE ma jednak pewne ograniczenia, które dzięki obserwacjom amatorskim raportowanym do bazy AAVSO mogą zostać skorygowane. Np. podczas ciągłych obserwacji w powyżej miesiąca występuje zmienność instrumentalna. Oprócz pewnej mocno ograniczonej grupy gwiazd, większość nie jest monitorowana regularnie. Czerwony nadolbrzym CE Tauri (M2 Iab-Ib) jest gwiazdą o jasności ~4,3V i wykazuje zmienność o skali czasowej ~165 dni (~6 m-cy obserwacji BRITE) i amplitudzie ~0,5 mag. AAVSO zainicjowało [patrz literatura poniżej [1], [2]) akcję obserwacji CE Tau, jako wsparcie dla obserwacji tej gwiazdy przez satelity BRITE. Potrzebna jest fotometria CCD / DSLR - 1 obserwacja na noc lub nawet tylko 1 obserwacja na kilka nocy. Chodzi o to, że BRITE do 6 marca 2018 będzie obserwował m.in. tą gwiazdę, ale w sposób nieciągły. Potrzebne byłoby uzupełnienie przerw w tych obserwacjach i niestabilności instrumentalnych BRITE. Współrzędne gwiazd zmiennych (epoka 2000): CE Tau: 05 32 12.75 +18 35 39.3 V960 Tau: 05 33 31.63 +18 32 24.8 Gwiazda zmienna V960 Tau jest "gratisem" obserwacyjnym w odległości tylko 20' od CE Tau i jej obserwacje również należy raportować do bazy AAVSO. Ta gwiazda o typie zmienności Be jest zagadką. W bazie AAVSO jest zaledwie kilka jej obserwacji. Wykazuje ona znaczną zmienność (dane z satelity Hipparch i "naszego" ASAS). Mapka - "dojście" do CE Tauri proponowane w [1] (AAVSO Chart No = X21276AXE) Fotometria DSLR: Nie potrzeba robić redukcji tych obserwacji do systemu Johnsona-Cousinsa (BVR) - zresztą tego się raczej nie praktykuje dla gwiazd b. czerwonych). Ale bardzo wskazane są obserwacje standaryzowane, czyli TG, TB, TR. Więcej inforamcji na temat jasności standaryzowanych TB,TR,TR można znaleźć w [4]. Proponowane gwiazdy porównania -) 66 05:45:11.56 18:42:15.5 -) 67 05:29:19.14 18:21:56.4 -) 68 05:31:39.22 18:14:39.0 Mark Blackford (patrz [1]) zgłasza zastrzeżenia do ww. gwiazd porównania wykorzystywanych jednocześnie, bo prowadzi to do dużej rozbieżności w obserwacjach lustrzankowych (porównaj obserwacje M.Blackford vs A.Novichonok w pokazanej poniżej krzywej blasku CE Tau). Mark Blackford wykorzystuje gwiazdę "68" jako gwiazdę porównania. Posiada ona porównywalny (tzn. bardzo czerwony) wskaźnik barwy do CE Tau. Natomiast gwiazdę "67" wykorzystuje jako gwiazdę testową. Fotometria CCD / PEP: Proponowane gwiazdy porównania/testowe -) gwiazda porównania (ang. comparison star) - SAO 94554, -) gwiazda testowa (ang.check star) SAO 94700 Krzywa blasku CE Tauri z danych w bazie AAVSO: Trzeba będzie wyciągnąć lustrzankę cyfrową ... Bibliografia: [1] https://www.aavso.org/ce-tau-campaign [2] https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-602 [3] Aktualne pole obserwacyjne BRITE do 6 marca 2018r. [4] Podręcznik AAVSO do fotometriilustrzankowej - rozdział 6.2 o fotometrii standaryzowanej TB, TG, TR (polskie tłumaczenie). [5] The BRITE SpaceTelescope: A Nanosatellite Constellation for High-Precision Photometry of the Brightest Stars. [6] The BRITE Nanosatellite Constellation
  2. Pragnę poinformować, że zakończyliśmy prace nad polską wersją kolejnego podręcznika AAVSO - "The AAVSO DSLR Observing Manual". Można go pobrać ze strony AAVSO: https://www.aavso.org/dslr-observing-manual#translations Tym samym zrealizowaliśmy postawione sobie w ubiegłym roku zadanie stworzenia aktualnych polskich wersji wydanych przez AAVSO podręczników do obserwacji wizualnych, CCD oraz DSLR. Chciałbym w tym miejscu złożyć ogromne podziękowania osobom, które poświęciły własny czas i bezinteresownie podjęły się zadania przetłumaczenia podręcznika na język polski: Ryszardowi Biernikowiczowi i Ewie Stokłosie. Dziękuję w imieniu całego zespołu Proximy! Krzysztof Kida
  3. Witam. Niezmiernie miło nam poinformować, że ukończone zostały prace nad polską wersją podręcznika AAVSO - "The AAVSO Guide to CCD Photometry". Podręcznik można pobrać bezpośrednio ze strony AAVSO: https://www.aavso.org/ccd-photometry-guide-polish lub z załącznika umieszczonego pod artykułem na stronie Proximy: http://proxima.org.pl/index.php/item/69-tlumaczenie-podrecznikow-aavso Warto odnotować, że jest to pierwsze polskie wydanie tego przewodnika. Mamy nadzieję, że publikacja przyczyni się do zwiększenia zainteresowania polskich miłośników gwiazd zmiennych nowymi technikami obserwacyjnymi z wykorzystaniem kamer CCD, które w ostatnich latach stały się popularnym narzędziem w rękach astronomów amatorów. Chcielibyśmy, aby lepsza dostępność tak nowoczesnej technologii miała bezpośrednie przełożenie na ilość i jakość obserwacji wykonywanych przez polskich obserwatorów oraz popularyzację wiedzy na temat tych interesujących obiektów. Podręcznik zapewne nie jest pozbawiony wad tłumaczeniowych. Dlatego zwracamy się do Czytelników z prośbą o zgłaszanie zauważonych błędów technicznych, czy stylistyczno-gramatycznych, do naszej redakcji pod adres e-mail: [email protected] lub w komentarzach. Zgromadzone uwagi zostaną uwzględnione przy kolejnej aktualizacji. W imieniu Zespołu Proximy oraz naszych współpracowników ze strony AAVSO chcielibyśmy na koniec złożyć szczególne podziękowania osobom, które przyczyniły się do powstania polskiej wersji tego podręcznika, tj.: Romanowi Korczykowi, Łukaszowi Socha, Dominikowi Gronkiewiczowi oraz Adamowi Popowiczowi. Dziękuję również Fisherowi za fachowy skład DTP. To dzięki wysiłkowi tych osób i ich bezinteresownemu zaangażowaniu możemy oddać ten podręcznik w ręce czytelników! Pozdrawiam Krzysztof Kida
  4. ...ma na celu określenie okresu obrotu oraz ewentualnie kształtu planetoidy. Dla wielu takich obiektów dane te już są dobrze znane, ale jeszcze wiele zostało do zbadania. Moja pierwsza próba miała na celu jedynie sprawdzenie, czy moim zestawem mogę się w ogóle zapuszczać w takie rejony. Śnieg i pełnia, Wielki Wóz ledwo majaczył, więc na test wybrałem jasny obiekt - Psyche (nieco ponad 11mag) i oczywiście szybko rotujący (nieco ponad 4h). Zastosowałem filtr czerwony Baader R CCD oraz czas ekspozycji 60s przy bin1 i naświetliłem 100 klatek. Pozwoliło to uzyskać SNR ponad 300 na asteroidzie i ponad 200 na gwiazdach odniesienia. Niestety oprócz Maxima nie znam innego programu do fotometrii, który umożliwia śledzenie ruchomych celów (jak asteroidy), więc wyniki na szybko zostały opracowane w nim. Generalnie jestem zadowolony z wyniku tego szybkiego testu - pomimo pełni Księżyca i niezbyt dobrej przejrzystości wykres przedstawiający zmianę jasności asteroidy prezentuje się dość dobrze. Różnica jasności w ciągu tych niecałych dwóch godzin obserwacji to 0.1mag, a jednak tak niewielka zmiana jasności została zarysowana całkiem płynnie i jednoznacznie. Myślę, że w lepszych warunkach będzie można pokusić się o dokładniejsze pomiary. Na podstawie SNR program obliczył dokładność wyznaczenia jasności asteroidy na około 0.004, a jasności gwiazdy odniesienia na około 0.005. Literatura: A Practical Guide to Lightcurve Photometry, Brian D. Warner, Springer 2006
  5. Kilka zdań na temat fotometrii w Maximie na przykładzie wyznaczenia zmian jasności asteroidy Psyche. Potrzebować będziemy Maxima, surowe klatki, klatki kalibracyjne. Będzie na przykładzie Maxima 6, z tego co wiem, to różnica względem wersji 5 jest taka, że w 6 możemy operować na plikach i je kalibrować w locie, natomiast w wersji 5 mogliśmy tylko operować na wczytanych do programu obrazach, które zostały wcześniej skalibrowane. 1. otwieramy menu Analyze -> Photometry... 2. jeśli klatki nie są skalibrowane zaznaczamy pole Auto Calibrate (w bibliotece klatek kalibracyjnych pod przyciskiem Set Calibration musimy mieć pasujące do naszego materiału klatki kalibracyjne) 3. wczytujemy zdjęcia klikając na Add Files... 4. przechodzimy na zakładkę Quality, wpisujemy wartości odpowiadające jakości klatek jaka nas interesuje, np FWHM 2.5px i Roundness 0.2 i klikamy Measure All. Po analizie na liście klatek automatycznie zaznaczą nam się te, które odpowiadają wprowadzonym kryteriom. Możemy teraz podejrzeć każdą klatkę (prawy klik na pliku i Display image, albo zaznaczyć opcję Auto display) jak również ręcznie wymusić zaakceptowanie albo odrzucenie klatki poprzez kliknięcie na polu z haczykiem. Po prawym kliknięciu na liście plików możemy je też posortować, określić klatkę referencyjną i wykonać jeszcze kilka innych operacji. 5. przechodzimy na zakładkę Match, wybieramy tryb Auto-star matching albo Astrometric i z pola Image Alignment wybieramy opcję Compute All - zdjęcia zostaną wyrównane względem siebie I rzechodzimy na zakładkę Identify. Tutaj oznaczamy nasze gwiazdy referencyjne, których jasność znamy, gwiazdy do weryfikacji (Check star), oraz nasze obiekty do określenia jasności (New Object, albo New Moving Object w przypadku obiektów ruchomych jak np asteroidy. Może kilka słów o zasadzie pomiaru jasności w Maximie - to fotometria różnicowa, aperturowa. Czyli po pierwsze jasność jest określana względem znanej jasności gwiazdy (albo gwiazd) referencyjnych. A po drugie, jasność jest określana przez pomiar całkowitego sygnału od gwiazdy w określonym obszarze (apertura - Aperture radius) minus sygnał z tła (Annulus thickness), a pomiędzy mierzoną aperturą i sygnałem z tła jest określona przerwa (Gap width). I jak to wszystko ustawić? Dobrym punktem wyjścia dla Aperture radius jest podwojone FWHM, czyli u mnie 4-5px. Annulus thickness ustawiam zazwyczaj na 3-4px, podobnie jak Gap width. I teraz najważniejsze: wszystkie te wartości są wspólne dla wszystkich zaznaczonych obiektów na obrazie. Gap width oraz Annulus thickness musimy mieć tak ustawione, żeby w zewnętrznym pierścieniu (gdzie jest mierzony poziom tła) nie było żadnego innego obiektu, niż tło. W przeciwnym przypadku zafałszuje nam to pomiary. Przyszła w końcu pora, żeby coś poklikać - w atlasie nieba znajdujemy jedną albo więcej gwiazd referencyjnych, z listy wybieramy pierwszą klatkę, klikamy prawą mychą na gwieździe i wybieramy Tag New Reference Star. Następnie w okienku Object list dla nowej gwiazdy referencyjnej możemy wprowadzić opcjonalnie jej nazwę i koniecznie jej jasność (określoną dla filtru, przez jaki robiliśmy zdjęcie). Po gwiazdach referencyjnych możemy zaznaczyć jedną albo więcej gwiazd do weryfikacji (nie musimy podawać jasności) oraz na końcu jeden albo więcej obiektów do zbadania (Tag New Object) albo przemieszczających się obiektów (Tag New Moving Object). W przypadku tych ostatnich musimy je oznaczyć na kilku klatkach na początku, w środku i na końcu stawki, żeby program był w stanie określić, jak się przemieszczają. Na końcu czeka nas nagroda - przechodzimy na zakładkę Graph i program po chwili analizy wyświetli nam wykres przedstawiający zmiany zmierzonych jasności wszystkich zaznaczonych obiektów. Możemy teraz trochę pozmieniać Aperture radius i sprawdzić jak jego wielkość wpływa na przebieg wykresu. W lewej dolnej częsci wykresu znajdziemy mały trójkącik, gdzie po wybraniu interesujących nas wartości CSV Export options... możemy wyeksportować dane do pliku CSV (Save CSV...), który później możemy analizować w Excelu albo innym programie. To tyle tytułem krótkiego wstępu do fotometrii w Maximie. Na co zwrócić uwagę? - żeby jasność gwiazd referencyjnych była zbliżona do mierzonego obiektu i na filtry przez które określano ich jasność. Jasność gwiazd podawana w różnych katalogach obarczona jest też różnym błędem - żeby gwiazdy były położone w miarę blisko obiektu - żeby obiekty nie były przepalone i żeby nie wchodziły w nieliniowy zakres sensora (bezpiecznie jest poniżej 50000ADU) - żeby SNR obiektu i gwiazd referencyjnych było jak największe. Im większe SNR, tym mniejszy błąd pomiaru. Przy SNR większym niż 100 jesteśmy już w stanie wyłapać zmiany jasności na poziomie 0.05mag - witajcie w klubie odkrywców egzoplanet - żeby czasy ekspozycji nie były za krótkie (więcej niż kilka sekund) - żeby mieć dobrej jakości i świeże klatki kalibracyjne O tym jak wykonywać podstawowe operacje w Maximie dowiemy się z tutoriali http://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/4402-maxim-dl-video-tutoriale/
×
×
  • Dodaj nową pozycję...

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy na Twoim urządzeniu pliki cookie, aby pomóc Ci usprawnić przeglądanie strony. Możesz dostosować ustawienia plików cookie, w przeciwnym wypadku zakładamy, że wyrażasz na to zgodę.

© Robert Twarogal * forumastronomiczne.pl * (2010-2023)