Skocz do zawartości
rybi

Akcja obserwacji AZ Cas 2012-2014r.(zaćmienia i przejście przez peryastron).

Rekomendowane odpowiedzi

Rozpoczęła się akcja obserwacji gwiazdy zmiennej AZ Cassiopeiae. Do uczestnictwa/obserwacji zapraszani są zarówno astronomowie zawodowi jak i miłośnicy astronomii. Informacje na ten temat można znaleźć na stronie głównej projektu: http://www.astri.uni.torun.pl/~cgalan/AZCas/

AZ Cas jest układem podwójnym obiegającym wspólny środek masy w ciągu 9,3 roku po bardzo rozciągniętej elipsie (mimośród e=0,55).

Parametry składników gwiazdowych układu AZ Cas:

-) gwiazda-nadolbrzym o wielkości około 1000Ro, masa 18Mo (stosunek masy=1.4), temperatura powierzchniowa 4000K (późne K/wczesne M),

-) gwiazda 30Ro, masa-13Mo, temp.powierzchniowa 21000K (typ widmowy B),

  jasność gwiazdy B jest porównywalna na jasnością nadolbrzyma, ale większość promieniowania przypada na zakres niebieski widma.

Specyficzną cechą tego systemu jest takie usytuowanie orbity w przestrzeni, że dla obserwatora na Ziemi zaćmienie główne i wtórne (tranzyt) występują, gdy obie gwiazdy są najbliżej siebie - w pobliżu peryastronu. Zaćmienie główne najbardziej widoczne jest w ultrafiolecie (spadek jasności rzędu 2,1 magnitudo w barwie U). W zakresie wizualnym głębokość zaćmienia wynosi około 0,2 magnitudo.

Dodatkowo na to wszystko nakłada się wzrost jasności całego systemu (nawet 0,4 magnitudo w barwie U) spowodowany procesem rozpraszania światła gwiazdy Be w rozległej otoczce nadolbrzyma z maksimum jasności w pobliżu peryastronu (faza orbitalna=0,1). Ten wzrost jasności układu AZ Cas już się rozpoczął (aktualna faza orbitalna = -0,05 lub jak kto woli=0,95).

W sposób schematyczny pokazano widok tego systemu poniżej. Widać tutaj zmianę profilu linii wodorowej H-alfa w zależności o fazy orbitalnej.

6027-f2.jpg

Bardzo ciekawie wygląda krzywa zmian blasku tego systemu z podanymi momentami zjawisk w tym układzie w latach 2012-2014.

AZCas_V_sched_big.jpg

Harmonogram zdarzeń w systemie AZ Cas:

V-VI 2012r.-początek stopniowego wzrostu jasności,

            prawdopodobnie spowodowanego rozpraszaniem światła gwiazdy Be w otoczce nadolbrzyma.

16/17 XI 2012r-zaćmienie główne-pierwszy kontakt,

27/28 XI 2012r-zaćmienie główne-drugi kontakt,

12 I 2013r.  -środek zaćmienia głównego,

27/28 II 2013r-zaćmienie główne-trzeci kontakt,

6/7 III 2013r -zaćmienie główne-czwarty kontakt,

Listopad/grudzień 2013r-przejście przez peryastron.

                        Wtedy nastąpi maksimum wzrostu jasności spowodowanej rozpraszaniem światła gwiazdy Be w otoczce nadolbrzyma,

Lipiec/sierpień 2014  -zaćmienie wtórne (praktycznie niezauważalny spadek jasności podczas tranzytu gwiazdy Be na tle nadolbrzyma).

Organizatorzy akcji proszą o następujące obserwacje AZ Cas:

-) standardowa fotometria astronomiczna z filtrami UBVRI.

  Ale przydatne mogą być również obserwacje CCD bez filtrów (do wyznaczenia momentu minimum głównego).

-) spektroskopia - szczególnie wskazane są obserwacje profilu linii wodorowej H-alfa.

  Przydatne mogą być również obserwacje spektroskopowe w niskiej rozdzielczości wykonane z użyciem Star Analyser'a.

Oto aktualna fotometria "V" tego systemu:

[img width=1024 height=500]http://www.astri.uni.torun.pl/~cgalan/AZCas/figures/AZCas_V_jd5975-6725_big.jpg

W ub.roku (październik-grudzień 2011r.) udało mi się zrobić standardową fotometrię astronomiczną "V" zaćmienia podobnego układu podwójnego Zeta Aurigae, który również składa się z nadolbrzyma i gwiazdy ciągu głównego. Oto obserwacje ostatniego zaćmienia Zet Aur z bazy AAVSO - moje obserwacje są oznaczone niebieskimi kwadratami.

AZ Cas jest znacznie słabsza. Jej jasność zmienia się w barwie V w zakresie 9,2-9,5 mag.

Mam zamiar robić fotometrię w standardzie "V" za pomocą mojej starej lustrzanki 400D -szczegóły w przyszłości :) .

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Rybi, po bardzo udanych obserwacjach zeta Aurigae musisz koniecznie dołączyć do ekipy wymienionej na ostatnim wykresie.

:) Zapisałem się jako uczestnik akcji obserwacji AZ Cas 2012-2014. Co parę dni wyznaczam jasność AZ Cas w dżonsonowskim "V" za pomocą mojego super zestawu obserwacyjnego Cannon 400D + obiektyw 200mm + statyw + wężyk spustowy.

Sporo też ostatnio również dowiedziałem się o AZ Cas. Przy okazji muszę wyjaśnić nieścisłość z pierwszego postu na tym wątku. Za wzrost jasności całego układu (dryft jasności), który rozpoczyna się przed zaćmieniem głównym a kończy w okolicach peryastronu nie odpowiedzialna tylko jedna przyczyna, czyli rozpraszanie światła gorącej gwiazdy w otoczce nadolbrzyma.

Przy okazji w korespondencji dr Cezary Gałan wyjaśnił to następująco (podkreślenia są moje):

>>>

Do dryftu jasności, na który "nałożone jest" zaćmienie wkład mają dwa różne zjawiska.

Rozpraszanie dominuje w pobliżu zaćmienia, w obszarach fazy tuż przed, podczas (odpowiada za wypukłe dno) i po zaćmieniu. Przy takiej geometrii orbity jak w AZ Cas wystąpienie pojaśnienia przed zaćmieniem skutkiem elipsoidalnosci jest niemożliwe - sprawdziłem to dokładnie modelując ten układ z różnymi konfiguracjami  orbity, tzn. zmieniając w pewnym zakresie "omega" i "e".

Za rozpraszaniem przemawia szybko rosnąca amplituda pojaśnienia w kierunku krótkich długości fali z maksimum w pobliżu momentu mid-eclipse.

Do maksimum przy fazie peryastronu ~0.1 wkład wnosi przede wszystkim elipsoidalność, a więc odkształcenie nadolbrzyma od symetrii sferycznej na skutek działania sił pływowych w trakcie zbliżania się gwiazd do siebie. A przynajmniej tak jak powyżej napisałem mogło by być, gdyby nasza interpretacja okazała się słuszna.

Zmiana w U o amplitudzie wynoszącej około 0.4 mag (zaobserwowana po raz pierwszy po poprzednim zaćmieniu) to raczej nie będzie skutek rozpraszania.

To wygląda jak rozległe skrzydło zaćmienia atmosferycznego. Za to jednak nie dam sobie ręki uciąć :) bo tak wielka różnica między pasmem U i B wygląda podejrzanie - czegoś takiego nie obserwuje się u żadnej gwiazdy typu Zeta Aur, a nawet VV Cep - obiekt bliźniaczy do AZ Cas

(skrzydła zaćmień atmosferycznych w U rzeczywiście są znacznie rozleglejsze i wyraźnie widoczne podczas gdy w B już słabo zarysowane, ale nigdy w żadnym układzie ta różnica nie była aż tak wielka - że aż obawiam się, czy przypadkiem nie bredzę trochę z tym zaćmieniem atmosferycznym :) ).

To skrzydło w U kończy się niemal dokładnie w peryastronie - gdyby to miało być powodowane zaćmieniem atmosferycznym to gorący składnik w pobliżu peryastronu musiał by się chyba zanurzać w tej rozdętej atmosferze nadolbrzyma ...

Może obserwacje bieżącego zaćmienia pozwolą nam ten układ lepiej zrozumieć. Właśnie po to poświęcamy nasz czas na te obserwacje.

<<<

Jako ilustrację opisu zamieściłem poniżej odnośnik do różnicowych krzywych zmian blasku AZ Cas w barwach U, B, V, R.

AZCas_UBVR_big.jpg

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Rybi a taki obiektyw się nada do fotometrii  ;), sorka za offtop

Być może można by tym obiektywem zrobić fotometrię bardzo jasnych gwiazd zmiennych (np. Betelgeuza, Gamma Cas ?), bo obiektyw jest bardzo ciemny (maksymalna źrenica wejściowa zaledwie 1cm) i szerokokątny (F=35mm). Musiałbyś spróbować zrobić fotometrię jasnych gwiazd i zobaczyć czy coś sensowngo z tego wychodzi. Generalnie do fotometrii DSLR polecane są obiektywy o ogniskowej rzędu 50-90mm. AZ Cas (9,3mag) tym obiektywem raczej nie sięgniesz fotometrycznie ...

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Być może można by tym obiektywem zrobić fotometrię bardzo jasnych gwiazd zmiennych (np. Betelgeuza, Gamma Cas ?), bo obiektyw jest bardzo ciemny (maksymalna źrenica wejściowa zaledwie 1cm) i szerokokątny (F=35mm). Musiałbyś spróbować zrobić fotometrię jasnych gwiazd i zobaczyć czy coś sensowngo z tego wychodzi. Generalnie do fotometrii DSLR polecane są obiektywy o ogniskowej rzędu 50-90mm. AZ Cas (9,3mag) tym obiektywem raczej nie sięgniesz fotometrycznie ...

Obiektyw ma F=135.

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Aaa ... 135mm :) O ile dobrze pamiętam to jeden pomiar jasności R Leo zrobiłem tym obiektywem na wiosennym zlocie w Zatomiu. Ten obiektyw jak najbardziej nadaje się do fotometrii. Wydaje mi się, że gdybyś chciał sięgnąć AZ Cas swoim Cannonem z obiektywem 135mm to musiałbyś go jednak przymocować do swojego NEQ6 i naświetlać dłuższy czas, aby sięgnąć do około 10 magnitudo.

Teraz robię fotometrię AZ Cas lustrzanką Cannon z obiektywem 200mm postawioną na statywie przy maksymalnej czułości 1600ISO i czasach ekspozycji 6s (robię 50 zdjęć okolicy AZ Cas)  Sięgam w pikselach G do  ok. 10 magnitudo, ale w pikselach B gwiazda już jest poza moim zasięgiem, bo ma jasność ponad 11 magnitudo. Przymierzam się do zakupu jakiegoś EQ3-2 jeszcze przed zaćmieniem głównym około połowy listopada, aby wydłużyć czasy ekspozycji.

Więcej na temat metod obserwacji AZ Cas i sprzętu do fotometrii DSLR możesz poczytać na stronach 23-25 ostatniej Proximy.

Zapraszam do lektury całego mojego artykułu o tej gwieździe (str 13-26).

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Czytałem ale jeszcze raz wrócę do lektóry, dzięki. Tak próbowałeś nim robić fotometrię na zlocie wiosennym.

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Trwa akcja obserwacji AZ Cas ...

5 listopada 2012r. otrzymałem e-mail od dr-a Cezarego Gałana - koordynatora tej akcji z UMK w Toruniu.

Jeszcze są wolne miejsca :) Proszę się zapisywać i najważniejsze obserwować AZ Cas!

Poniżej podałem moje "nieprofesjonalne" tłumaczenie tego e-maila (wersja angielskojęzyczna jest tutaj).

>>>

Szanowni Państwo,

zbliża się zaćmienie główne w systemie AZ Cas. Pozostało już tylko 11 dni do I-go kontaktu prognozowanego na 16/17 listopada. Dzięki wam mamy narazie dość gęsto wypełniony danymi zbiór obserwacji fotometrycznych i spektroskopowych. I mam nadzieję, że będzie jeszcze lepiej podczas faz szybkich zmian.

Dzisiaj zaktualizowałem na stronie internetowej akcji rysunki z obserwacjami fotometrycznymi UBVRI. Przygotowałem specjalny program komputerowy, który pozwoli mi poradzić sobie z różnymi formatami danych przesyłanymi przez uczestników akcji. Teraz taka aktualizacja danych zabiera mniej czasu (około 10 razy). Proszę przesyłać obserwacje kiedy to tylko jest możliwe. Chciałbym robić częstsze aktualizacje tych rysunków tak, aby dać lepszy wgląd na szybką fazę zakrycia (ingresu) podczas zaćmienia głównego.

Nie będę mógł zrobić tego samego z obserwacjami spektroskopowymi (wymaga to znacznie więcej nakładu pracy z mojej strony), ale chciałbym pokazać obserwacje spektroskopowe niedługo po ingresie.

Jak widać na fotometrycznych krzywych zmian blasku, są dość duże różnice pomiędzy systemami fotometrycznymi różnych obserwatorów. Będzie konieczne wykonanie odpowiednich transformacji, aby zniwelować te różnice i otrzymać spójne wielobarwne krzywe zmian blasku.

Dodatkowym problemem może być to, że AZ Cas jest bardzo czerwona. Z tego powodu ekstynkcja 2-go rzędu będzie ważna podczas zaćmienia głównego. I co więcej, zmiana kolorów podczas zaćmienia będzie bardzo duża ze względu na ogromną różnicę temperatur pomiędzy składnikami układu. Będę miał wiele pracy, aby przetworzyć te obserwacje i dlatego chciałbym prosić o pomoc. Proszę o dostarczenia informacji o masach powietrznych dla obserwacji fotometrycznych. Jeżeli jest to możliwe, to proszę o dostarczenie szczegółowych informacji o Państwa systemach fotometrycznych - przynajmniej o średnich długościach fal i FWHM charakteryzujących pasma fotometryczne oraz informacje o współczynnikach transformacji (jeżeli są znane).

Pozdrawiam,

Cezary

<<<

Zapraszam również do lektury mojego artykułu o AZ Cas w najnowszym numerze Proximy nr 10 na stronach 13-26.

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Rybi, przydałby się jakiś skrótowy tutorial do arkusza kalkulacyjnego do wyznaczania jasności zmiennej.  Szczerze przyznam, że przyglądałem się mu kilka razy, ale jakoś tego nie ogarniam i odpuściłem.  ::)

Pozdrawiam

KK

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Rybi, przydałby się jakiś skrótowy tutorial do arkusza kalkulacyjnego do wyznaczania jasności zmiennej.  Szczerze przyznam, że przyglądałem się mu kilka razy, ale jakoś tego nie ogarniam i odpuściłem.  ::)

Do niniejszej wiadomości załączyłem arkusz kalkulacyjny open office dla AZ Cas, o którym pisze Krzysztof. Generalnie ten arkusz jest opisany na portalu citizensky pod odnośnikiem http://www.citizensky.org/content/calibration-intermediate w wariancie dla Eps Aur.

Na wiosennym zlocie w Zatomiu miałem prelekcję, w której również opisałem ten arkusz. Dla chętnych mogę wysłać pdf-a z tej prelekcji, gdzie na str 30-34 jest skrótowa informacja w tym temacie. Niestety pdf ma około 4,8MB i nie mieści się z zasobach Forum. Do Krzysztofa wysłałem pdf na prv.

Jeżeli to nie wystarczy to chętnie coś "skrobnę" w tym temacie na forum w najbliższych dniach. Byłbym wdzięczny, gdybyście ew. podali jakieś pytania "ukierunkowujące" :)

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Tak na gorąco opracowałem "algorytm" pracy z Irisem oraz arkuszem kalkulacyjnym do redukcji danych fotometrycznych AZ Cas.

Pisałem instrukcję bazując na przykładowym arkuszem kalkulacyjnym załączonym do poprzedniej mojej wiadomości w tym temacie.

Jest to wersja bardzo robocza i nie jestem z niej zadolony. Narazie nie mam czasu ani pomysłu jak to zrobić to czytelniej.

Być może najlepszą metodą byłoby przetłumaczenie tych tematów z portalu Citizensky(tam też jest wersja robocza :) )

Chodzi o następujące linki:

processing zdjęć i fotometria aperturowa w Irisie,

redukcja jasności instrumentalnych do std wizualnego dżonsona za pomocą arkusza kalkulacyjnego.

Jeżeli kogoś temat zainteresuje i ma pytania, to proszę pytać na Forum i prv.

1. Jednorazowo przygotowujemy wzorcowy arkusz kakulacyjny do obserwacji AZ Cas:

a) czyścimy z liczb wszystkie pola oznaczone kolorem niebieskim,

b) wprowadzamy swoje nazwisko imię (nick) w polu B2

c) wprowadzamy współrzędne geograficzne miejsca obserwacji (obserwatorium) w komórkach B12 (szerokość geograficzną) i B13 (długość geograficzną). Współrzędne geograficzne można wyznaczyć poprzez z mapy.google.pl (patrz szczegóły na załączonym rysunku "Wspolrzedne_geogr_z_Googla.jpg").

d) jeżeli bardzo chcemy, to możemy dopisać nowe gwiazdy porównania (wstawiamy nowe wiersze pomiędzy wierszami nr 19-28 oraz 56-65) i uzupełniamy pola w kolorze zielonym. Możemy również wykasować niektóre gwiazdy porównania (kasujemy odpowiednie wiersze 19-28 i 56-65).

2. Uruchamiamy Irisa 5.59 oraz kopię arkusza kalkulacyjnego z wpisaną datą i godziną w czasie UT (np."2012_09_20_03_25AZ_Cas_Reduction-Intermediate.ods").

3. Przygotowanie Irisa do wykonania fotometrii aperturowej AZ Cas:

a) Wczytujemy do Irisa zestackowane zdjęcie z pikseli G przygotowane w-g procedury, która została opisana na portalu citizensky. Zdjęcie przygotowane w-g procedury citizensky w pkt.5 nazywa się FINAL-G.PIC.

b) Ustawiamy w Irisie zakres widzialności gwiazd na zdjęciu (kontrast) za pomocą suwaków w oknie "Threshold" (patrz początek pkt.6 na portalu citizensky).

c) Uruchamiamy moduł fotometrii aperturowej w Irisie --> Menu --> Analysis --> Aperture photometry.

-) Wprowadzamy średnice okręgów fotometrycznych "Radius 1", "Radius 2" i "Radius 3" takie, aby w wewnętrznym okręgu mieściły się wszystkie mierzone po kolei gwiazdy i nie wychodziły poza jego obrys. Np. aktualnie wykorzystuję odpowiednio wartości w pikselach 12/16/24 lub 14/18/26.

-) Ku pamięci zapisujemy informację o tych aperturach w komórce E2 (np. "Aperture=12/16/24").

-) Punkt nieobowiązkowy - dobieramy wartość stałej magnitudowej ("Magnitude constant") taką, aby przy pomiarze w Irisie dowolnej gwiazdy porównania jasność instrumentalna IMag była zbliżona do jasności katalogowej Vcat.

Na przykład na załączonym arkuszu kalkulacyjnym wybrano stałą magnitudową równą 21.3, tak aby jasność instrumentalna "BD+60 301" wyszła zbliżona do wartości katalogowej równej 9,19 magnitudo. Wystarczy zgodność rzędu 0,1-0,2 magnitudo. Przy takiej wartości stałej magnitudowej jasność instrumentalna "BD+60 301" wyszła 9.118 mag. Na załączonym rysunku  "Wlaczanie_fotometrii_aperturowej_w_Irisie.jpg" pokazano jak określić stałą aperturową dla gwiazdy  Lambda Aur, której jasność katalogowa V=4,705.

Powyższą operację robimy tylko dla wygody. Chodzi o to, aby odczytane w Irisie jasności instrumentalne IMag były zbliżone do katalogowych, zamiast "kwazarowych", np. "-25,3" magnitudo (--> gdy domyślna wartość stałej magnitudowej = 0).

Stałej magnitudowej nie zmieniamy podczas fotometrii aperturowej danego zdjęcia.

-) Ku pamięci zapisujemy wartość stałej magnitudowej w komórce C2, np. "Iris offset in magnitudo = 21,3"

d) W arkuszu kalkulacyjnym w komórki B8...G8 wprowadzamy rok/miesiąc/dzień/godz.UT/minutę UT/sek średniego momentu obserwacji.

4. Za pomocą Irisa mierzymy jasności instrumentalne gwiazd w sposób pokazany na rysunku "Wlaczanie_fotometrii_aperturowej_w_Irisie.jpg" na przykładzie gwiazdy Lam Aur. W oknie Output odczytujemy jasność instrumentalną "Magnitude=4.668". Jasności instrumentalne gwiazd porównania, gwiazdy testowej, gwiazdy zmiennej AZ Cas wpisujemy w niebieskie pola IMag w arkuszu kalkulacyjnym.

Jest pewien "haczyk" z gwiazdą testową BD+60 301 i gwiazdą zmienną AZ Cas, że wartości instrumentalne z pól B32 i B37 należy przepisać ręcznie odpowiednio do pól D99 i G99. Taka jest funkcjonalność początkowego arkusza kalkulacyjnego dla Eps Aur. Mogłem to uprościć aby wartości z pól B32 i B37 przepisywały się do pól D99, G99, ale nie zrobiłem :(

5. W części kontrolnej arkusza kalkulacyjnego sprawdzamy jakość dopasowania gwiazd porównania do wyznaczonych współczynników:

a) jeżeli masa powietrzna X (ang. airmass) gwiazd porównania i gwiazdy zmiennej jest większa od około 1,15-1,20 (pola G-19...G28, G32, F37) to parametr "Aplly extinction correction"  (komórka B51) ustawiamy na "1". Masom powietrznym 1.17-1,20 odpowiada miniej więcej odległość zenitalna gwiazd 30-35 stopni. Oznacza to, że do obliczania jasności gwiazd porównania i gwiazdy zmiennej ma być brany współczynnik ekstynkcji atmosferycznej 1-go rzędu (komórka K46) i współczynnik transformacji do standardowego dżonsonowskiego V (komórka L46).

b) Sprawdzamy, maksymalny błąd dopasowania gwiazd porównania do wyznaczonych współczynników. To znaczy wartość komórki D67 ("Max comparison star fit error") nie może większa od 0,05 magnitudo. Jeżeli ta wartość jest większa od 0,05 mag. to sprawdzamy, które z gwiazd porównania (komórki D56 ... DD65) mają niedopuszczalny błąd wyznaczenia jasności. Wtedy możemy ponowić pomiar w Irysie. Jeżeli nadal jest duży błąd dopasowania danej gwiazdy porównania to czasami kasuję odpowiednie wiersze w tym arkuszu kalkulacyjnym dotyczące danej gwiazdy (np. dla gwiazdy HD10332 powinniśmy ewentualnie skasować wiersze 20 i 57). 

Zwykle udaje mi się uzyskać błąd dopasowania (wartość komórki D67) nie większy niż 0,02-0,04 mag.

c) współczynnik ekstynkcji atmosferycznej 1-go rzędu (komórka B46) powinien wynosić około -0,5 < k < -0,1. Na przykładowym arkuszu kalkulacyjnym ten współczynnik wyszedł około +2,36 dla fotki w pobliży zenitu (masa powietrzna gwiazd X około 1,03-1,04). Dlatego w komórce B51 jest wartość "0". Oznacza to, że w przykładowym arkuszu kalkulacyjnym nie jest brany wskółczynnik ekstynkcji do wyznaczania jasności gwiazd.

d) Sensowny współczynnik transformacji do std V (komórka L46) dla mojej lustrzanki Cannon 400D z obiektywem 85mm wychodzi około -0,11 ... -0,15, natomiast z obiektywem 200mm wychodzi około -0,07...-0,09.

e) Na trzech rysunkach w arkuszu kalkulacyjnym (wiersze 73-93 ) współczynnik korelacji R powinien być poniżej < 0,7. Świadczy to o braku zależności pomiędzy zmiennymi.

6. Ten arkusz może służyć do kilkukrotnego wyznaczenia jasności gwiazdy zmiennej z danej nocy, bazując na wyznaczeniu współczynnika ekstyncji i transformacji do std V z jednego momentu czasu (zakładamy, że warunki atmosferyczne danej nocy sie nie zmieniają). W wierszach 105-109 wprowadzamy w polach niebieskich datę i moment czasu obserwacji, jasność instrumentalną gwiazdy testowej i gwiazdy zmiennej. Wynik, czyli standarową jasność dżonsonowską gwiazdy testowej oraz gwiazdy zmiennej otrzymujemy w polach brązowych.

7. Wyznaczenie błędu jasności gwiazdy zmiennej.

a) Moim zdaniem najlepszą metodą wyznaczenie błędu jasności oraz samej jasności AZ Cas jest metoda średniej arytmetycznej.

To znaczy mierzymy jasności instrumentalne gwiazd porównania na stacku zrobionym z 50 zdjęć. Z tego za pomocą arkusza kalkulacyjnego wyznaczamy współczynniki transformacji i ewentualnie ekstyncji atmosferycznej. Następnie na 5 fotkach zestackowanych z 10 zdjęć mierzymy jasności instrumentalne gwiazdy testowej oraz gwiazdy zmiennej. Wyniki wpisujemy w arkuszu kalkulacyjnym,  tak jak w pkt.6. Jasność gwiazdy zmiennej oraz błąd jej wyznaczenia obliczamy jako średnią z 5 pomiarów wraz z odchyleniem standardowym. W przykładowym arkuszu kalkulacyjnym są to wartości z komórek I110 i I111.

b) W ostateczności można wziąść wartość komórki "D67" arkusza z maksymalnym błędem dopasowania gwiazd porównania ("Max comparison star fit error"). Jest to niezbyt elegancka metoda szacowania błędu pomiaru jasności, którą czasami używam. Na usprawiedliwienie mogę powiedzieć, że w moich obserwacjach najczęściej błąd wyznaczenia jasności sposobem 7a) jest mniejszy niż sposobem 7b). Np. na przykładowym arkuszu ten błąd wynosi odpowiednio +-0,024 (komórka I111) i +-0,029 (komórka D67).

post-765-137699870147_thumb.jpg

post-765-13769987016_thumb.jpg

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Super! właśnie o coś takiego mi chodziło. Jest co teraz ćwiczyć. Ja napotkałem problemy wynikające ze specyfiki Muniwina, a fotometria w Irisie jest mi obca, jednak chyba czas mi się z nią zmierzyć.

Pozdrawiam

KK

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Ciąg dalszy moich dziewiczych zmagań z fotometrią DSLR dla AZ Cas ...

Wczoraj napisałem na ForumAstronomicznym krótką instrukcję, jak robić fotometrię dżonsonowską gwiazdy zmiennej na przykładzie AZ Cas, korzystając z programu Iris oraz prostego arkusza kalkulacyjnego.

Jednakże z przyczyn, które dr Cezary Gałan opisał w mailu z 5 listopada 2012 wynika, układ zaćmieniowy AZ Cas nie jest najlepszym przykładem do użycia z tej metody. AZ Cas jest bardzo czerwona i dodatkowo w czasie zaćmienia bardzo zmienia się jej barwa (poza zaćmieniem wskaźnik barwy (B-V)=1,8, a w czasie zaćmienia głównego spada do około (B-V)=2,2). Moim zdaniem można z niej korzystać, ale należy pamiętać o następującym ograniczeniu:

W arkuszu kalkulacyjnym z góry należy wprowadzić "katalogowy" wskaźnik barwy (B-V)Cat dla gwiazdy zmiennej AZ Cas (komórka E37 w przykładowym arkuszu kalkulacyjnym).

Aktualnie wyznaczam jasność AZ Cas opisaną powyżej metodą, ale sprawdzam w bazie AAVSO aktualną wartość wskaźnika barwy dla AZ Cas (B-V)Cat i na bieżąco koryguję. Szacuję, że przy współczynniku transformacji do standardowego dżonsona "V" równym około -0,10 dla fotometrii DSLR wystarczy wprowadzić (B-V)Cat dla AZ Cas z dokładnością około 0,1mag (nie powinno to wprowadzić błędu większego niż 0,01mag przy wyznaczeniu jasności AZ Cas).

Dr Gałan prosi w e-mailu o przesyłanie szczegółowych informacji o systemach fotometrycznym obserwatorów, masach powietrznych gwiazd w momencie obserwacji. Dodatkowo na pewno będą potrzebne jasności instrumentalne gwiazd porównania oraz AZ Cas. Te wszystkie informacje są zawarte w arkuszu kalkulacyjnym (z wyjątkiem współczynnika ekstynkcji atmosferycznej 2-go rzędu). Ostateczną redukcję danych fotometrycznych i tak wykona dr Gałan. W najgorszym razie obserwacje będą użyteczne do timeingu zaćmienia. Liczę, że jednak wyjdzie z tego jak najdokładniejszy, kultowy "dżonson"!

Opisana wczoraj metoda bardzo dobrze działa dla gwiazd zmiennych, gdzie wskaźnik barwy (B-V)Cat zmienia się mało lub w ogóle, np. w czasie zaćmienia Eps Aur przyjęto stałą wartość (B-V)Cat=0,54mag. Ostatnio tą metodą obserwuję bardzo czerwoną Mirę Ceti, przyjmując (B-V)Cat=1,40. Moje wyniki są zgodne z obserwacjami obserwatora CQJ, który wykonuje obserwacje CCD w barwach BVI.

W przykładowym arkuszu kalkulacyjnym w polu E37 dla gwiazdy zmiennej AZ Cas jest wprowadzona błędna wartość (B-V)Cat=1,47mag., którą wziąłem z Simbada. Aktualna wartość wskaźnika (B-V)Cat=1,8mag. Ale ta wartość od około 16 listopada zacznie spadać w ciągu ok.2tygodni aż do około 2,2mag. Pominięcie tego efektu wprowadza błąd wyznaczenia jasności AZ Cas nawet 0,04mag (można to sprawdzić na załączonym arkuszu kalkulacyjnym odpowiednio zmieniając wartość komórki E37).

Muszę również spróbować wyznaczyć współczynnik ekstynkcji atmosferycznej 2-go rzędu dla mojego systemu fotometrycznego. A czemu nie ...

Jeszcze nie widziałem w literaturze astronomicznej wyznaczenia takiego współczynnika dla zwykłego aparatu fotograficznego.  :)

Poza tym jestem w trakcie zmiany sposobu obserwacji AZ Cas.

Właśnie dotarł do mnie montażyk paralaktyczny  EQ3-2 z napędem w R.A., kupiony w Krakowie. Na tym montażu powiesiłem Taira 300mm F4,5 z Cannonem 400D. Zestaw optyczny dało się bez problemu wyważyć zaledwie za pomocą lżejszej przeciwwagi. Teraz czeka mnie szybka nauka korzystania z tego zestawu. Muszę się spieszyć, bo zaćmienie AZ Cas rozpoczyna się już około 16 listopada.

Z nowym zestawem na pewno znacznie zmniejszy się ilość ekspozycji AZ Cas. Zamiast pięćdziesięciu 6-sekundowych ekspozycji na statywie powinno wystarczyć np. dziesięć 30-sekundowych ekspozycji (Cannon 400D ma najdłuższy konfigurowany czas ekspozycji 30s). Zwiększyła się również źrenica wejściowa układu optycznego o 1cm, tzn. z 57mm na 67mm (200mm/F3,5 vs 300mm/F4,5). Mam nadzieję sięgnąć tym zestawem AZ Cas w pikselach B (około 11 magnitudo) oraz R (około 8mag.). Gdzieś na forum citizensky czytałem, że na 100% fotonów "łapanych" przez matrycę CMOS lustrzanki, 75% przypada na piksele G, 15% - na piksele B i 10% - na piksele R.

Dzisiaj raczej będzie widać gwiazdy na niebie - czeka mnie pierwsze starcie z ustawianiem osi biegunowej montażu.

Aktualnie najważniejsze jest zebranie dobrego materiału obserwacyjnego z przebiegu fazy ingresu zaćmienia głównego AZ Cas (16-28 XI 2012r.)!!!

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Ingres w systemie AZ Cas rozpoczął się na dobre. To znaczy gorąca gwiazda typu widmowego B (30Ro) zaczęła się chować za czerwonego nadolbrzyma (1000Ro). To zjawisko potrwa mniej więcej do do końca listopada 2012 r. (następne zaćmienie AZ Cas będzie ażżżżżż dopiero około roku 2022!!!).

A tymczasem w mojej okolicy pogoda jest jak na Wenus - tylko temperatura i ciśnienie są "trochę" niższe ... :(

Z tego powodu mam wielką prośbę do Szanownych Forumowiczów - posiadaczy zwykłych lustrzanek cyfrowych!!!

Wspomóżcie nieszczęśliwego miłośnika fotometrii DSLR gwiazdy zmiennej AZ Cas. Może na Waszym niebie w tych dniach widać wieczorami gwiazdozbiór Kasjopei. Tak na poważnie to bardzo byłbym wdzięczny, gdyby ktoś zrobił serię 20-50 fotografii okolicy AZ Cas zwykłym aparatem cyfrowym postawionym na statywie i np. te fotografie udostępnił mi do pomiarów fotometrycznych. Do tego konieczne jest również wykonanie kilkunastu (np.15) fotografii tzw. flatów oraz kilkunastu darków.

Ważne jest, aby te fotografie zrobić aparatem cyfrowym z obiektywem 200mm (może być np. zoom 75-200mm, stałka 200mm) postawionym na statywie z czasami ekspozycji 4-6sekund i czułością 1600ISO. Zdjęcia muszą być zapisane w formacie negatywu cyfrowego (RAW). Na załączonym rysunku "Iris_lista_aparatow_cyfr_z_konwersja_z_RAW_do_CFA" jest lista aparatów cyfrowych, w których Iris umożliwia konwersję zdjęć z formatu RAW do "formatów astronomicznych". Na tej liście nie ma najnowszych aparatów cyfrowych, ale np. Cannon 1100D lub 600D obsługuje opcja wybrana na tym rysunku.

Co do praw autorskich tych fotografii możemy się dogadać. Mogę np. zrobić fotometrię AZ Cas na podstawie przesłanych fotek, a wynik odesłać do autora, aby mógł je przesłać do Torunia i do AAVSO. Mogę również wspomóc autora zdjęć przy jego samodzielnej redukcji tych danych. Dla mnie najważniejsze jest jak najlepsze pokrycie obserwacjami tego krytycznego momentu.

Mile widziani są również posiadacze sprzętu optycznego (teleskopy, obiektywy foto)+lustrzanka cyfrowa na montażu paralaktycznym  (sam jestem od tygodnia posiadaczem zestawu Tair 300mm i EQ3-2), którzy mogą robić ekspozycje znacznie dłuższe (np.30s w Cannonie 400D).

Przy fotometrycznym wykorzystaniu fotek najważniejsze jest, aby nie prześwietlić obrazów gwiazd, które będą mierzone. Przy fotometrii statywowej nie zdarzyło mi się prześwietlić AZ Cas i gwiazd porównania, ale w zestawach na montażu paralaktycznym może się to zdarzyć. Dlatego na załączonym rysunku "IRIS_sprawdzanie_czy_obraz_gwiazdy_jest_przeswietlony" pokazano jak sprawdzić w Irisie, że obraz gwiazdy nie jest prześwietlony. Na tym rysunku jest przykład prześwietlonego obrazu gwiazdy dla Cannona 400D.

  Dla aparatów z 12-bitowym konwerterem A/C (np. Cannon 350D, 400D) – praktycznie maksymalna wartość jasności gwiazdy nie powinna być większa niż 3000-3500 ADU (teoretycznie 2^12- = 4095ADU).

  Dla aparatów z 14-bitowym konwerterem A/C (np. Cannon 450D, 600D) – maksymalnie 7-10tys. ADU (teoretycznie (2^14-1)ADU –> 14000ADU)

AZ Cas bardzo łatwo można znaleźć na niebie. Na załączonym rysunku "AZ_Cas(300s stack_F200mm) pokazałem jak wygląda okolica tej gwiazdy w lustrzance Canon 400D z obiektywem F200mm postawionej na statywie bez montażu paralaktycznego i prowadzenia. AZ Cas jest oznaczona prostopadłymi białymi kreskami w środku pola. Jest to stack kilkudziesięciu 6-sekundowych ekspozycji w kolorze bez kadrowania (cropu). AZ Cas mieści się w kadrze obiektywu 200mm wraz z jasnymi gwiazdami Eps Cas (3,3mag) i Delta Cas (2,6 mag.). Oczami wyobraźni od Eps Cas zwykle rozpoczyna się rysowanie kształtu gwiazdozbioru Kasjopei na niebie, gdy ją widać jako dużą literę "W".

Jeszcze raz bardzo proszę - wspomożcie nieszczęśliwego miłośnika fotometrii AZ Cas!!!

Mój sprzęt się czeka bezsutecznie na jakąkolwiek dziurę w chmurach.

post-765-13769987136_thumb.jpg

post-765-137699871431_thumb.jpg

post-765-137699871435_thumb.jpg

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Przegryzłem sie z grubsza przez ten formularz fotometryczny, więc trzebaby go teraz sprawdzić praktycznie. Niestety pogoda u mnie taka jak i u Ciebie, od kilku dni pochmurno i mglisto, a i na ten tydzień prognozy nie są optymistyczne. Jesli tylko się rozpogodzi to napewno "strzelę" z Taira w AZ Cas.

Pozdrawiam

KK

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Zaćmienie główne AZ Cas trwa (16.11.2012r.-7.03.2013r.). W ostatniej Proximie nr 11 na stronach 22-25 opisałem wyniki obserwacji fotometrycznych AZ Cas z ostatniego okresu. Ten temat podsumowałem również poniżej.

Układ zaćmieniowy AZ Cas tworzą dwie gwiazdy o skrajnie różnych wielkościach i kolorach – czerwony nadolbrzym o promieniu ~1000Rʘ i temperaturze powierzchniowej około 4000K (typ widmowy późne K lub wczesne M) oraz gorąca gwiazda ciągu głównego o promieniu ~30Rʘ i temperaturze powierzchniowej około 21000K (typ widmowy B). Gdyby tego czerwonego nadolbrzyma umieścić w środku naszego układu planetarnego to dopiero Jowisz krążyłby tuż nad jego powierzchnią Policzyłem, że średniej odległości Jowisza od Słońca (778 mln km) odpowiada ~ 1118 Rʘ.

W czasie tego zaćmienia gorąca gwiazda ciągu głównego chowa się za czerwonego nadolbrzyma. Pomimo tak wielkiej różnicy rozmiarów, jasność mniejszej gwiazdy jest porównywalna z jasnością nadolbrzyma. Promieniowanie gorącej gwiazdy dominuje w zakresie niebieskim widma i dlatego w czasie zaćmienia głównego obserwuje się spadek jasności aż około 2.1mag w barwie U. Natomiast w zakresie widzialnym ten spadek jasności wynosi około 0.23 magnitudo. Wskaźnik barwy B-V tej gwiazdy zmiennej (tzn. różnica jasności w barwach B i V) zmienia się od około 1.8 mag. poza zaćmieniem do 2.2 mag. w czasie zaćmienia.

Zgodnie z efemerydą zaćmienie powinno rozpocząć się około 16-17 listopada 2012r. (początek ingresu), a gorąca gwiazda powinna się schować za nadolbrzyma około 27-28 listopada 2012 r. (koniec ingresu). I rzeczywiście powyższe zjawisko widać w wynikach moich obserwacji na załączonym rysunku "Moje_Obs_AZ_Cas_X_XII_2012". w ciągu kilkunastu dni (16-28 listopada 2012 r.) gorąca gwiazda schowała się za nadolbrzyma i nie będzie jej widać prawie do wiosny 2013 r. Na tym rysunku w jasności gwiazdy została uwzględniona transformacja z pikseli G do standardowego V, ale nie uwzględniono współczynnika ekstynkcji atmosferycznej 2-go rzędu. Pomiary oznaczone jasnozielonymi kwadratami zostały wykonane zestawem obiektyw F3,5/200mm + Cannon 400D + statyw fotograficzny. Obserwacje oznaczone ciemnozielonym kolorem dotyczą zestawu obiektyw Tair F4,5/300mm + Cannon 400D + montaż EQ3-2 z napędem w RA.

Do wyznaczenia współczynnika ekstynkcji atmosferycznej 2-go rzędu jest potrzebne kilka nocy z dobrą pogodą. A tej zimy jest to towar deficytowy. Do czasu pełnej redukcji fotometrii AZ Cas przestałem wysyłać obserwacje AZ Cas do polskiej bazy obserwacji gwiazd zmiennych oraz AAVSO. Nie powinno się wprowadzać do tych baz obserwacji, o których wiem, że i tak będę musiał je poprawić.

Zgodnie z "mądrością ludową" (patrz np.  B. Buchheim) współczynnik ekstynkcji atmosferycznej 2-go rzędu nie zmienia sie z nocy na noc i jest mały - około 0,04 dla barwy B (również dla B-V) oraz zaniedbywalny dla barw V i R. Nie widziałem w literaturze astro/Internecie, aby ktoś wyznaczył ten współczynnik dla zestawów fotometrycznych DSLR. Można się spodziewać, że ten współczynnik dla barwy V będzie około zera (pomijalny?).

Tuż przed zaćmieniem głównym AZ Cas zmieniłem sprzęt obserwacyjny. Zamiast obiektywu analogowego Soligor F3,5/200mm powieszonego na statywie fotograficznym z Cannon'em 400D rozpocząłem fotografowanie zestawem Tair F4,5/300mm + Cannon 400D na montażu EQ3-2 z napędem w RA. Nad nowym sprzętem zapanowałem w ciągu kilku dni i 20 listopada 2012r. po raz pierwszy użyłem go do celów fotometrycznych. Rozszerzyłem również listę gwiazd porównania do fotometrii AZ Cas o obiekty aż do V=12 magnitudo. Aktualnie jeden pomiar jasności robię z 10 zdjęć okolicy AZ Cas naświetlanych przez 30s z czułością od 400ISO do 1600ISO. Separację negatywów cyfrowych (RAW-ów) do zdjęć w barwach R, G, B oraz samą fotometrią wykonuję  w programie Iris. Przy czym jasności instrumentalne mierzę na 5 zdjęciach z czasem naświetlania 60 sekund (5 stacków po 2 zdjęcia 30-sekundowe). Taki dość pracochłonny sposób pozwala wyznaczyć średnią jasność instrumentalną gwiazdy oraz jej błąd pomiaru (odchylenie standardowe średniej).

Obserwacje AZ Cas w bazie AAVSO wykazują dość spore różnice jasności ~0,2 magnitudo dla danego momentu czasu (szczegóły na załączonym rysunku "AAVSO_AZ_Cas_IX_2012__I_2013r"). Wynikają one z tego, że prawie wszystkie obserwacje tej gwiazdy nie zostały zredukowane do standardowej jasności V (flaga Transformed=No). Niebieskimi kwadratami oznaczono dane obserwatora HQA – jednego z nielicznych, którego pomiary mają znacznik Transformed=Yes. HQA jest identyfikatorem Arne Henden'a - aktualnie urzędującego dyrektora AAVSO.

Zaćmienie główne w systemie AZ Cas będzie trwało prawie do końca zimy. Zgodnie z efemerydą, gorąca gwiazda powinna rozpocząć „wychodzenie” zza czerwonego nadolbrzyma około 27-28 lutego 2013 r. (początek egresu) i zakończyć to zjawisko około 6-7 marca 2013 r. (koniec egresu). Ingres w listopadzie 2012 r. trwał około 11 dni, natomiast egres skróci się tylko do 7 dni w związku z przyspieszeniem ruchu orbitalnego w pobliżu peryastronu.

Oby pogoda dopisała w czasie tego tygodnia. Tymczasem jest tragicznie – w nocy niebo jest prawie cały czas zachmurzone ...

post-765-13769987806_thumb.png

post-765-137699878066_thumb.png

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Powoli kończy się zima, a wraz z nią zaćmienie główne w układzie AZ Cas ...

Przypominam, że to zaćmienie rozpoczęło się około 16/17 listopada 2012r. (I kontakt) i na jesieni 2012r. gorąca gwiazda ciągu głównego schowała się za czerwonego nadolbrzyma. Po tych kilku miesiącach będzie ponownie widoczna.

E-mail przypominający o tym zjawisku przesłał dr Cezary Gałan (UMK Toruń) do uczestników akcji obserwacji AZ Cas, który w "moim tłumaczeniu" zamieszczam poniżej:

... kończy się faza całkowitego zaćmienia. Zbliża się III kontakt, który zgodnie z prognozami (sprawdziły się one bardzo dobrze przy wyznaczeniu momentu I-go i II-go kontaku) nastąpi około 27/28 lutego 2013r. i egres powinien potrwać do 6/7 marca 2013r. (IV Kontakt).

Proszę pamiętać o AZ Cas i robić jej fotometrię i widma w tym okresie - o ile to możliwe, każdej pogodnej nocy. Do tej pory mamy bardzo dobre pokrycie obserwacjami zaćmienia za co jestem bardzo wdzięczny wszystkim zaangażowanym obserwatorom...

Poniżej załączyłem rysunek aktualną krzywą zmian blasku tego układu w barwie V z bazy AAVSO.

post-765-13769988158_thumb.png

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Wreszcie pogoda dopisuje. Od 27 lutego mam materiał na codzienne pomiary jasności AZ Cas. Ale jeszcze tych danych nie zredukowałem.

A w AZ Cas na dobre rozpoczął się egres. Prawdopodobnie początek opóźnił się o kilka dni w stosunku do efemerydy. I według danych z bazy AAVSO już zaczął się w barwie V, ale jeszcze go nie widać w ultrafiolecie (barwa U).

Jako ciekawostkę załączyłem również jedną surową 30-sekundową fotkę z dzisiejszych obserwacji w formacie jpg, na której w pole widzenia obiektywu 300mm "wlazł"  samolot. Sporo lata tego powietrznego śmiecia w mojej okolicy. Zapewne jakiś lot z Berlina lub Frankfurtu na wschód (Chiny/Japonia).

post-765-13769988268_thumb.jpg

post-765-137699882687_thumb.jpg

post-765-137699882698_thumb.jpg

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Jeśli chcesz dodać odpowiedź, zaloguj się lub zarejestruj nowe konto

Jedynie zarejestrowani użytkownicy mogą komentować zawartość tej strony.

Zarejestruj nowe konto

Załóż nowe konto. To bardzo proste!

Zarejestruj się

Zaloguj się

Posiadasz już konto? Zaloguj się poniżej.

Zaloguj się

  • Przeglądający   0 użytkowników

    Brak zarejestrowanych użytkowników, przeglądających tę stronę.

×

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 (2010-2018)