大溪天文電波台觀測日誌

[曹大貓咪]

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW


DIMM - Differential Image Motion Monitor for measuring of  atmospheric wavefront      

2021年07月25日                    大溪     晴朗/局部有高層雲

今天大溪地區因颱風剛過，雖然天氣放晴了，但大氣擾動非常不穩定，加上低層的強陣風（平均3級陣風），所以不適變星觀測影像取樣。但今天再做一次 微分動態視狀影像（DIMM)Differential Image Motion Seeing Monitor 觀測。

視狀Seeing 的數據是以特定的色光波長下，天頂附近的單顆星光強度利用兩孔進入CCD感測器。取樣兩星的FWHM ，經過計算可得其視狀數據。The diameter of the seeing disk is the full width at half maximum of its optical intensity.

SBIG STV 可以每秒取樣5次大氣擾動的視狀動態數據.並可記錄特定時間內的視狀。

今天晚上，陣風強勁！最好的視狀約在3.1arc sec。陣風下都在15-25arcsec晃動。這樣視狀只能做目視變星觀測，無法啟動CCD取樣。

在都市做DIMM非常辛苦，因為STV在比較兩星點的視狀FWHM取樣計算，是做局部放大來做分析。這樣在有風的日子做視狀觀測需要追蹤星點會更不穩定而影響了數據的精確度和穩定，同時也要隨時對晃動要做赤經緯修正。所以現在粉多大型DIMM都採用固定式觀測北極星，CCD不動的情況下，做北極星繞極運動的視狀取樣分析。

last comparison with 10" DIMM system, carried out in July 2016. This is very close, and some difference is visible because polaris star and a star in cygnus constellation has been used, so the optical atmospheric path is not exactly the same. However, the trend is the same.最後一圖:藍色為DIMM觀測天鵝座參考星，另一為橘色採用北極星繞極測量視狀變化，雖然兩參可星不同，周邊視狀有所差但變化趨勢一致。


SBIG STV 的使用手冊，僅對DIMM做了原理概略說明，但這鏡前的兩孔遮板(Hartmann mask ). 就這樣的遮板必需要有有一個2度楔形棱鏡（wedge prism）以消除30弧秒角的偏差（30 arcsecond permanent image shift ）,但是大溪天文台自2006年開始使用STV測視狀就是沒這顆光碶稜鏡放置。
唯一不同是，這次是使用14吋鏡的口徑，一般是使用8吋到10吋SCT鏡做高山視狀測量。因為採用天琴座的主星做兩星分離，所以亮度足夠提供STV 做快速光盤FWHM分析及計算。
最後就是STV,手冊上僅說明兩星分離度是靠微失焦取得兩星分離，但實際上這個失焦是非常微小，STV會自動放大這兩星的分離。所以取樣的恆星不僅亮度要在3等以下, 同時用目鏡校正時，主鏡放入鏡前的Hartmann mask，在目鏡上就可以看到變暗的兩顆星星(C14上的Hartmann mask 兩孔的直徑都是62mm.所以兩顆星星只有62mm的光通亮的口徑亮度)。此時我會調焦到幾乎兩星重疊，再用STV進行分析。




DIMM - Differential Image Motion Monitor
The DIMM method consists of measuring wavefront slope differences over two small pupils some distance apart. Because it is a differential method, the technique is inherently insensitive to tracking errors. It had already been used as early as 1960 to provide qualitative seeing estimates. The theory of differential measurements is now well understood. It shows that the differential motion exceeds the absolute motion as soon as the distance between the two apertures equals a few times their diameter. Hence a compact instrument can be built and still provide good sensitivity. One needs to select the starlight having passed through two circular apertures in the entrance pupil plane (Hartmann holes) so as to obtain dual star images whose relative motion in the image plane represent local wavefront tilts. This is shown in figure 3.2



曹大貓咪

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO 實驗觀測站 工作日誌

HF 4MHz (75m波長) SID 先期觀測調查

HF 4MHz (75m wavelength) SID effects of preliminary observation survey



老貓曰:
大溪天文台7月20日進入HF(3-30MHz)的太陽閃焰的SID 前期觀測. 主要原因放棄對太陽活動感度最佳的VLF觀測頻帶.是因為現在的VLF beacon電波信號 幾乎都是以數位傳送為主(digital communication).電波的波形非自然波形.雖然不傳送的時間可以得到較為穩定的背景波電平! 但是時間多為不定, 且多在白天傳送數位訊息(這也代表軍方或其他單位利用VLF超低頻通訊非常頻繁) ! 可能已經不適合當天文觀測頻率帶.大溪天文台在於6月找無適當乾淨的VLF 觀測頻帶可以長期穩定觀測*. 所以大溪天文台 在太陽SID觀測頻率,只好躲過MF等商業電台區,尋求高頻HF(3-30MHz).

*.根據 大溪天文台在6月期間的監測VLF頻率帶.在13 KHz -100kHz的範圍內,多以cw type的歐美軍方,特別是俄羅斯及美國海軍的潛艇通訊為主. 這些訊號多集中在70-90kHz傳送.當然也觀測到科學儀器的數據已編碼的通訊傳送.(AOR L400 磁場天線和AR5000接收機可以觀測到10KHz以上的VLF頻帶).

HF觀測頻率以 3-30MHz為主. 這個頻帶在白天觀測時,是以E層電離層反射為主.但老貓會以4MHz為主.主要是對太陽SID的影響感度高! 且較無商業或業餘電台的通訊干擾.但是4MHz有一個缺點,就是會受到白天D層的吸收. 多少會影響到太陽閃焰的感度和精確性!

在太陽活動低時,吸收較為局部.但太陽活動較為活耀的時期,4MHz就會容易被D層較高自由電子濃度所吸收到無法通訊.但這也是4MHz比30MHz較高頻的觀測感度較高原因.

大溪天文台 於0725 開始觀測4MHz的 黃昏到早上的夜間傳導 先期觀測調查.(太陽表面活動期較為低潮且穩定時間)

圖1.2: 由圖中的背景雜訊電波曲線可以看出,白天 4MHz的電波傳導是受到E層電離層反射為主.所以白天的傳導距離較短且效率較低. 到了黃昏後.D層消失,E層傳導受到D層吸收的壓制消失.所以可以完全在E層傳導較高效率.也可以傳導較遠的距離. 到了午夜,E層電離消失(夏天),只剩下最高距離的F層電離可以大量反射4MHz電波.所以下半夜傳導達到最遠 !下半夜的背景電平也是達到最高峰。

大溪天文台 觀測設備:

觀測天線:AOR L400 磁場環狀 指向性天線  + LNA

觀測頻率: 4.0MHz (波長75公尺)  mode AM type  AGC off

接收機 AOR AR5000  + 24小時電腦軟體監控和紀錄.

觀測時間: 2021 07 25  16h - 07 26 08h


最後2圖: Sudden Ionospheric Disturbances (SIDs) may decrease the signal strength of HF sky waves propagating through the day hemisphere.
太陽閃焰爆發在白天對電離層的自由電子產生飽合的SID現象，HF有些頻率會因吸收而降低信號強度程度不一。



最後1圖：SID effects are greater on lower frequencies. Lower frequencies suffer greater reduction in signal strength and take longer to return to pre-flare levels.
SID效應在頻率較低的電波傳導會產生較大的信號吸收，同時恢復到原先狀態的時間也較長。所以老貓會選擇4MHz的觀測波段。





曹大貓咪  2021 0726

[曹大貓咪]

Maidanak Observatory in Uzbekistan 烏茲別克 邁達納克天文台


邁達納克天文台（ESO/MAO 計畫之一天文台）是烏茲別克科學院烏魯格貝格天文研究所（UBAI）的主要天文台。烏拜位於烏茲別克首都塔什干市。邁達納克位於烏茲別克共和國東南部，距塔什干約500公里，距歷史名城撒瑪律罕以南120公里。

Maidanak天文台是獨一無二的，因為它位於加那利群島和夏威夷世界主要天文設施之間的位置，以及其高品質的大氣條件（天文氣候）。晴朗夜間總時長為2000小時，視狀平均為0.70 arc sec。這些優秀的觀測條件,讓邁達納克天文台成為各種觀測計劃非常重要且關鍵的合作聯合觀測天文台.

自1996年以來，屬於ESO的聯合邁達納克天文台也和MAO參與了一些國際觀察和研究專案。這項工作是在UBAI與俄羅斯、烏克蘭、美國、德國、法國、義大利、日本、韓國、臺灣和其他一些天文機構之間的雙邊協定。


這是一部提供微分影像動態監測(DIMM)的改良式卡式鏡. 主鏡是拋物面和雙曲面的副鏡所組成. W1和W2的分別是星光入口的兩個孔徑(W2 為楔形棱鏡 wedge prism）. 可以得到雙星影像.
Optical scheme of the Differential Image Motion Monitor (DIMM): M1, M2 are the parabolic primary and hyperbolic secondary mirrors, W1 and W2 are the entrance apertures. Two stellar images are separated on the detector by a wedge prism on W2

圖2:Routine measurements were carried out on top of a 6 m high pillar placed on the slope of the main summit at the distance 80 m south of the main 1.5 m telescope of the Maidanak Observatory  此圖示是在Maidanak Observatory 天文台選址的好壞視狀取樣曲線圖及DIMM架設的位置圖.

ESO portable Differential Image Motion Monitor (DIMM) sunbathing at Maidanak.

Global Small-Telescope Network including Maidanak Observatory Wen-Ping Chen National Central University Taiwan 2010 June 21.最後一圖 全球1公尺級望遠鏡聯合觀測網路計劃(圖為邁達納克天文台，中國科學院雲南天文台，台灣中大鹿林天文台夜晚的光害位置）

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[曹大貓咪]

Reflectivity degradation of the Subaru Telescope primary mirror
星昴望遠鏡主鏡的反射率下降和測量工具SPS研究論述



Hirofumi Okita, Saeko S Hayashi, Naruhisa Takato
Publications of the Astronomical Society of Japan 71 (2), 32, 2019


老貓簡譯

望遠鏡反射鏡會隨時間的反射率下降是眾所周知的。然而，反射率下降的量化由於缺乏合適的儀器，這方面的研究並不多。所以東京天文台開發了一種名為“Subaru攜帶型分光光度計”（SPS），這可測量大型光學組件（例如望遠鏡的主鏡）的絕對值色光光譜反射率。Subaru望遠鏡主鏡的反射率，是在其第八層塗層（Subaru主鏡表面鍍膜共有8層不同反射膜組合）之前用 SPS 測量，它在短波長下表現出更大的衰退！為了解釋反射率退化的波長變化，我們設計了一種簡單的消色差衰退和散射的兩個測量因素量化模式。顯示了消色差損失和散射的隨時間的變化，這些消色差損失大約為每年 2.3%，作為散射原因的均方根 (rms) 是以鏡面表面粗糙度的演化從塗層後的小粗糙度每年約 有40 Å厚度的變化。從這些結果中，我們建立一種模型來推算到長時間期間變化的反射率。最後在望遠鏡主鏡的反射率預計在鍍膜後 1200 天在 400 nm 譜帶域降低約 22%，在 950 nm 譜帶域降低 約10%。
所以東京天文台將這些結果導出了望遠鏡主鏡最有效的鍍膜頻率（可以有效維持最大限度地獲得光子數量），約每三年一次的重鍍膜期限。


The reflectivity degradation of a telescope’s mirrors is broadly known; however, due to lack of suitable instrumentation, it has not been sufficiently studied. To overcome this situation, we developed a portable spectrophotometer named the “Subaru Portable Spectrophotometer” (SPS) to measure the absolute spectral reflectivity in-situ for a large optical component, such as a telescope’s primary mirror. The reflectivity of the Subaru telescope primary mirror was measured with SPS right before its eighth coating, and it showed larger degradation at shorter wavelength. Since then, the reflectivity degradation has been monitored with SPS. To explain the wavelength-dependence of the reflectivity degradation, we developed a two-factor model of a simple achromatic loss and scattering. The two-factor model shows an excellent match to real degradation. The time evolution of the achromatic loss and scattering are shown, and these are about 2.3% achromatic loss per year, and the color-dependent loss from root-mean-square (rms) surface roughness, which is the cause of scattering, increases from an initial small roughness after coating by about 40 Å per year. From these results, we extrapolated the model to a long-elapsed time to estimate the reflectivity in the future. The reflectivity of the Subaru Telescope primary mirror is expected to decrease about 22% at 400 nm by 1200 days after coating, and by 10% at 950 nm. We deduced the most efficient coating frequency of the Subaru Telescope primary mirror that maximizes the number of photons that can be acquired, and it is once every three years.

https://www.naoj.org/Observing/Telescope/Parameters/Reflectivity/#sps

Reflectivity of the Primary Mirror
The re-aluminization of the 8.3 meter primary mirror was conducted in August, 2010. This was the sixth re-coating after the arrival of the mirror at the summit of Mauna Kea in 1998.

Subaru天文台的8.3公尺主鏡延續研究的結論，自1998年建立在夏威夷Mauna Kea 山上開始，到2010年8月為止主鏡和副鏡已經進行重鍍膜工程6次了。

所以可見得主要開放式反射鏡架構，在眾多專業天文台雖座落在高山低汙染的優質的環境中，但為了維持各波段的觀測效率，也是極為注重重鍍反射鏡的工程。

Opt-M3 and IR-M3 Jig 最後一圖：SPS正在測量SUBARU第三次鏡和紅外線波段三次鏡的分光反射率。
A special jig to measure the Subaru Telescope optical tertiary mirror (Opt-M3) and the infrared tertiary mirror (IR-M3) was designed and is now under testing.


最近的主鏡狀況：最後1圖
on October 23, 2017. The reflectivity of the primary mirror has been measured in-situ on the telescope since October 10, 2017, by using SPS. The following figure shows the time variation of the reflectivity the primary mirror.

Subaru 8.3公尺望遠鏡因位於水氣極為乾燥的夏威夷Mauna Kea高山，所以主力也在紅外線觀測域。





曹大貓咪20210729

[曹大貓咪]

大溪天文台  太陽色球閃焰SID 例行觀測


2021年父親節

8月8日父親節，小屁孩在國外工作也沒來電請安打屁，就當做失蹤人口。兩個老人也減肥中，就清清冰箱，隨邊吃吃就好。

颱風剛過，今天將天線重新安裝，也恢復太陽色球SID活動的例行觀測.......

這星期太陽活動很安靜，MF/HF頻段電波監測也很安靜(一路平坦！）.....

圖1大溪天文台使用4MHZ 波段監測 太陽色球的閃焰活動。

圖2 主要監測太陽SID的 磁場環狀指向天線和LNA 可調最佳頻率諧振 控制裝置。外面防太陽光照射及高溫保護電路的硬紙板也快歪樓了.....



曹大貓咪     20210808

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌



大溪天文台 今年8月開始不定期 將太陽閃焰的電離層擾動(SIDs Sudden Ionospheric Disturbances )的HF 頻率帶初步觀測.將來會延伸到30MHz 同步做SID監測.計畫至少有兩個HF頻率做SID觀測.可以研究太陽閃焰和電離層(白天主要是F到E層電離)的擾動.


Solar flare x-ray flux event  07  B1.0  class Solar Flare
2021年 08月 08日 下午 16點52分 ( 08h52m UT )偵測到 B1.0  class Solar Flare  藍色框內範圍

Solar flare x-ray flux event  08  C1.0  class Solar Flare
2021年 08月 09日 上午 08點10分 ( 00h10m UT )偵測到 B1.0  class Solar Flare  藍色框內範圍
SID 現象時間長度: 約10分鐘 逐漸回復原來信號電位.

最後2圖: 美國GOES 太陽同步衛星 極紫外線觀測到0809 00h10m (UT)太陽色球面的C1.0級閃焰爆發.

這是大溪天文台首次使用HF 頻帶 4MHz （波長75公尺）AM mode 觀測到小B -C 級閃焰的SID（sudden absorption Phenomenon），觀測過程中，比起VLF觀測頻帶更加穩定，但敏感性需要更多觀測數據做統計。

*.4MHz 在無線電的使用上，屬於三不管地帶（3.5MHz或7MHz在業餘無線電通訊上使用較多）。4MHz 的白天受到D層的吸收較多，所以傳導效果不如7或14MHz通訊來的遠。所以多半在夜晚或黎明前，在D層消失或生成前，可以利用較高的F電離層做兩次或多次反射傳導更遠的地方。
4MHz 採用自然電波的AM調幅方式觀測，AM調幅比起其它人工變頻電波，較容易受的大自然雜訊干擾如雷電或是反應電離層的自由電子密度受到太陽x光和紫外線的擾動。

以下是接近4MHz的3.5MHz 在國際間業餘無線電利用白天短距離或晚上做長距離QSO通訊：
There are designated DX windows from 3500 – 3510kHz (CW) and 3775 – 3800kHz (SSB) which should be kept clear for intercontinental traffic and not used for local QSOs.

kHz   3500 3560(CW)   3560 3570(CW)   3570 3600(Data)   3600 3650(SSB)   3650 3700(SSB)   3700 3800(SSB)
Note that this is only an indication


老貓物語:SID/LEP Ionospheric Disturbances and  Lighting induced electron precipitation:

太陽閃焰的SID 電離層擾動觀測是一種非常有效且便宜的太陽閃焰爆發的監測方法. 歐美很多大學都是利用這種方法來補助太陽同步衛星監測. 很多專業的太陽職業貓們也是利用SID監測來觀測電離層的擾動(特別是D層電離.因為D層電離的電子密度比起其他的電離層並不高! 同時D層電離的高度無法有效利用衛星來觀測(D層的高度僅在90-100公里以內,衛星近地軌道在大氣層與內范艾倫輻射帶之間，高度通常不低於300公里，否則軌道會因為大氣阻力而變得無用。所以衛星無法在此高度定位測量). 對於大氣的高空氣球(安裝電離探空儀)又太高（探空氣球最高可達40公里高度，一般約在30公里為主）! 現在多利用非干涉探空雷達探測D層電離僅能較高功率做反射波的傅立葉(FFTDSP)分析. 所以科學界多以VLF和HF的無線電頻率帶監測太陽閃焰爆發的SID方式研究電離層的擾動. 另外閃電的LEP監測也是很好的研究項目.不過LEP (Lighting induced electron precipitation)針對閃電需要快速取樣(>10 samples/sec).其變化的背景電平僅幾個dB(10-100秒,會慢慢回復原來的電平的變化過程)強度.

這些LEP觀測很適合於低緯度到赤道的地區.可以利用快速傅立葉分析的音頻頻譜對應赤道熱帶地區某些暴雷(large electrical discharges)的精靈現象(sprites).

最後1圖: 約中午11-12點，雷電發生位置於 台中彰化外海，大溪天文台HF頻率帶觀測到非常明顯的雷電脈衝信號。隨著雷雨雲帶逐漸北移，雷電密集區移到台中以北到苗栗山區附近，電波曲線出現突波次數也越來越密集！且突波曲線也由單次突波變成連續集中發生數次（同一時間範圍發生數次）



曹大貓咪  2021 0809

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌


2021年8月13日下午的午後雷雨雷電偵測

2021年 8月13日 下午 13h -17h (05h -09h UT )大溪天文台，將天線對向東方。偵測桃園山區,新北市烏來山區和 宜蘭 蘭陽溪上空 ，特別在下午13h45m-15h30m,觀測到密集且集中的閃電 特有的脈衝echo信號群.


大溪天文台 觀測設備:

觀測天線:AOR L400 磁場環狀 指向性天線  + LNA

觀測頻率: 4.0MHz (波長75公尺)  mode AM type  AGC off

接收機 AOR AR5000  + 24小時電腦軟體監控和紀錄.

觀測時間: 2021 08 13  00h - 09h (UT)






曹大貓咪     2021 0814

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌



大溪天文台 今年8月開始不定期 將太陽閃焰的電離層擾動(SIDs Sudden Ionospheric Disturbances )的HF 頻率帶初步觀測.將來會延伸到30MHz 同步做SID監測.計畫至少有兩個HF頻率做SID觀測.可以研究太陽閃焰和電離層(白天主要是F到E層電離)的擾動.


Solar flare x-ray flux event  09  C1.4  class Solar Flare
2021年 08月 14日 清晨 05點43分 ( 21h43m UT )偵測到 C1.4  class Solar Flare  

SID 現象時間長度: 約9分鐘 逐漸回復原來信號電位.

這是大溪天文台首次使用HF 頻帶 4MHz （波長75公尺）AM mode 在清晨 05點43分偵測到C 1.4 級閃焰的SID（sudden absorption Phenomenon），因為觀測位置在黑夜和陽光日照分界之間.所以電離層引起的SID強度會較微弱.


*.4MHz 在無線電的使用上，屬於三不管地帶（3.5MHz或7MHz在業餘無線電通訊上使用較多）。4MHz 的白天受到D層的吸收較多，所以傳導效果不如7或14MHz通訊來的遠。所以多半在夜晚或黎明前，在D層消失或生成前，可以利用較高的F電離層做兩次或多次反射傳導更遠的地方。
4MHz 採用自然電波的AM調幅方式觀測，AM調幅比起其它人工變頻電波，較容易受的大自然雜訊干擾如雷電或是反應電離層的自由電子密度受到太陽x光和紫外線的擾動。








曹大貓咪    2021 0814

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌


8月14日晚上，雖然已經近午夜，但前幾天都在下雨，好不容易15日午夜天氣轉晴。但在大溪起霧了，本想拿杯熱咖啡端看看英仙流星雨的殘跡，只是東邊在英仙上方附近出現流星看到幾顆，不少是慢速的黃白色流星。但天空還可以看到最亮的木星和土星，另外左邊看的了南魚座的北落師門。亮度是一等星所以在夜空中滿亮的藍白星星。就在東南方，很好辦認，不過南魚座的東昇，表示秋天到了。在露台上站了一段時間，果然進入初秋午夜，霧水重了，天氣也轉涼了。

咖啡不知不覺中喝完了，時間已經午夜一點半了，走近屋內，電腦上還在監測流星衝入大氣層所反射的 呼叫聲，於是把電腦關掉稍為吵雜的聲音，只是電腦可以熬夜不睡覺，但人可不行! 睡覺去了。

手機手持拍攝。









曹大貓咪    2021 0815

[曹大貓咪]

大溪天文台 HRO 流星電波觀測實驗電台
2021年 英仙座流星雨 無預期大爆發（2021 Perseids unpredicted Outburst）


觀測時間:2021 0812 - 0816  (ZHR=0 時間點為無觀測期間 原因為干擾, Es 或 測試機器時間)

天氣:  0812-0816 晚上陰天到下雨

觀測天線: 自製  4 ele yagi   (約10.6 dBi)  老貓的老魚骨頭 指向天線*.

*.原使用自製3ele delta loop 天線，但這一次已經受損，饋電點表面也是稍生銹腐蝕現象，整個天線接收感度嚴重衰減，經測試約5dBi的信號衰減。所以臨時搶修老4ele yagi 天線上陣！老貓雖然知道自製的壽命不高，但雨水腐蝕程度比想像嚴重。所以這隻自製天線可能要重新尋找更換新零件。


接收機: Icom ICR-75  接收頻率： 50.01838MHz.   USB mode  meteor,s vf=0.98khz

結果: 英仙座流星雨輻射點位移點觀測

0812-0813 因天氣影響,天線損壞.導致信號衰減嚴重. 14日下午搶修. 陸續恢復觀測....所以此次英仙座流星雨觀測日期為14日到16日.
大溪天文台HRO觀測站,因天氣故障,加上天線白天下大雨,無法及時搶修! 等到雨停,爬樓梯修理完畢. 正式觀測時已過了極大期的輻射點(太陽黃道面經度位置).
 
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中原時間   ZHR                                       輻射點/黃道經度   λ⊙≈          
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08 15 04h (ZHR=14)        輻射點(黃道面經度)（UT=0815 20h     λ⊙≈142.250°) <--- 大溪天文台偵測ZHR極大期1
08 15 11h (ZHR=23)        輻射點(黃道面經度)（UT=0815 03h     λ⊙≈143.010°) <--- 大溪天文台偵測ZHR極大期2
08 16 00h (ZHR=15)        輻射點(黃道面經度)（UT=0815 16h     λ⊙≈143.091°) <--- 大溪天文台偵測ZHR極大期3
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2021 08 英仙儀座流星雨這次電波觀測, 大溪天文台地區偵測到3次 .


IMO 國際流星觀測組織 目視觀測 :
2021-08-13 13:41(UTC)   λ⊙≈140.734°   ZHR=78.86  (最新資料 2021 0816)

2021-08-13 13:41   (UTC)   λ⊙≈140.734° ZHR=80.13   (最新資料 2021 0817)

https://www.imo.net/members/imo_live_shower?shower=PER&year=2021




圖1: 2021年8月15日  清晨4時30分  一小群流星群進入 . 單單10分鐘內有7顆流星信號進入 (Icom ICR-75 偵測).

圖2: 日本電波流星觀測組織 觀測公告 2021年英仙座流星雨 電波觀測到的極大期(大爆發）約在08月14日 早上10點左右(0814 02h00m UTC).   λ⊙≈141.52°
https://www.amro-net.jp/post/flash/per-2021.html

圖3: 2021 08 英仙座流星雨 ZHR 圖

圖4: IMO 公布的2021年 英仙座流星雨 目視觀測ZHR 統計圖




*. 2021年英仙座 流星雨極大期的觀測時間:

1.IMO的 2021年英仙座 極大期 預報是2021 0813 3h -6h (0812 19h-22h UT)

2. IMO 公布的目視觀測 極大期 2021-08-13 13:41   (UTC)   λ⊙≈140.734° ZHR=80.13   (最新資料 2021 0817)

3.日本電波觀測組織公布的極大期約在08月14日 早上10點左右(0814 02h00m UTC).   λ⊙≈141.52°

IMO 公布實際目視觀測極大期比IMO 預報的時間 慢了約16小時. 日本電波觀測組織 公布實際電波觀測到的 極大期 比IMO預報的時間,慢了約 28小時.目視觀測最大的問題是白天無法看到流星，所以若極大期出現在白天，則只有靠無線電觀測。



今天（17日）日本國際電波組織IPRMO 小川 宏 先生來信給老貓，告訴這次2021年的英仙座在歐洲和美洲地區觀測的大爆發的消息PERSEID METEOR OUTBURST 2021
Posted by Peter Jenniskens | Aug 15, 2021 | News, Observations 。

I'm glad to hear the good news !


News...
The unpredicted outburst of Perseids was observed in this year.
Mainly, this outburst was caught in Europe and America.
https://www.iprmo.org/flash/perseids-2021.html
https://www.meteornews.net/2021/08/15/perseid-meteor-outburst-2021/



with best wishes
Hiroshi Ogawa

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Hiroshi Ogawa (IPRMO:Radio Meteor Observations)
mailto:  h-ogawa@amro-net.jp
homepage:  https://www.iprmo.org/

最後臨時增加影像

This outburst was also confirmed by radio forward meteor scatter observations posted by H. Ogawa of the International Project for Radio Meteor Observation. A compilation of rates from 49 observers in 14 countries saw the detection count increase above normal levels after 6.4h UTC (141.40 deg solar longitude), and peak at about 8.8h UTC (141.49 deg) at a level of 3 times the Perseid peak level, before declining to normal levels at 12.5h UTC (141.65 deg solar longitude). Combined Zenith hourly rates peaked around ZHR = 210 per hour, in good agreement.

The outburst can not be identified yet with a known dust trail crossing from 109P/Swift-Tuttle. On the other hand, the width of the outburst is similar to that of past Perseid Filament returns (Jenniskens, 2006). The Filament is thought to be an accumulation of dust in mean-motion resonances from many past returns. That could perhaps mean that this dust was directed into Earth’s path this year. These observations may help better understand the origin and evolution of that dust component.





曹大貓咪  2021 0816

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌


8月22日晚上，今天遇到木星衝的日子。所以第一次啟動14吋鏡觀測木星，先用目鏡仔細的地欣賞250倍的木星和四顆衛星。真是漂亮! 又亮又清楚。比10吋鏡亮多了，衝的日子看木星最好了。

最後一圖...兩顆衛星要kissing中......









曹大貓咪    2021 0822

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌



大溪天文台 今年8月開始不定期 將太陽閃焰的電離層擾動(SIDs Sudden Ionospheric Disturbances )的HF 頻率帶初步觀測.將來會延伸到30MHz 同步做SID監測.計畫至少有兩個HF頻率做SID觀測.可以研究太陽閃焰和電離層(白天主要是F到E層電離)的擾動.

大貓物語:
*.由於發生B-C 級閃焰的程度不同,發生在太陽面的位置是否面向地球的角度和不面向地球的角度多少都有發生電離層影響的程度差別! 最後就是發生時間是白天,黃昏或晚上都有影響電離層的擾動不同.(如發生在晚上接近午夜,就算發生M級的閃焰,可能午夜的觀測點上空F電離層對於高頻HF電波傳導也不會有多少擾動.)

Solar flare x-ray flux event  10  C1.2 class Solar Flare
2021年 08月 21日 清晨 06點57分 ( 21h43m UT )偵測到 C1.2  class Solar Flare  
SID 現象時間長度: 約8分鐘 逐漸回復原來信號電位.

Solar flare x-ray flux event  11  C1.5 class Solar Flare
2021年 08月 21日 晚上 23點45分 ( 16h45m UT )偵測到 C1.5  class Solar Flare  
SID 現象時間長度: 約4.5分鐘 逐漸回復原來信號電位.


Solar flare x-ray flux event  12  B5.2 class Solar Flare
2021年 08月 22日 下午16點31分 ( 08h31m UT )偵測到 B5.2  class Solar Flare  
SID 現象時間長度: 約3分鐘 逐漸回復原來信號電位.


Solar flare x-ray flux event  13  C1.9 class Solar Flare
2021年 08月 22日 下午18點19分 ( 10h19m UT )偵測到 C1.9  class Solar Flare  
SID 現象時間長度: 約15分鐘 逐漸回復原來信號電位.




這是大溪天文台首次使用HF 頻帶 4MHz （波長75公尺）AM mode 在清晨 05點43分偵測到C 1.4 級閃焰的SID（sudden absorption Phenomenon），因為觀測位置在黑夜和陽光日照分界之間.所以電離層引起的SID強度會較微弱.


*.4MHz 在無線電的使用上，屬於三不管地帶（3.5MHz或7MHz在業餘無線電通訊上使用較多）。4MHz 的白天受到D層的吸收較多，所以傳導效果不如7或14MHz通訊來的遠。所以多半在夜晚或黎明前，在D層消失或生成前，可以利用較高的F電離層做兩次或多次反射傳導更遠的地方。
4MHz 採用自然電波的AM調幅方式觀測，AM調幅比起其它人工變頻電波，較容易受的大自然雜訊干擾如雷電或是反應電離層的自由電子密度受到太陽x光和紫外線的擾動。








曹大貓咪    2021 0823

[曹大貓咪]

大溪天文台 觀測工作日誌



2021年8月 木星衝和衛星食的現象

C14+ APM 2.7X 増距鏡 +ZWO ASI 178 MC     SHOWA 20E(kai)  自由追蹤


2021年8月22日晚上9點20分,木衛三掩食木衛二的現象. 但大溪地區在掩食的時刻,卻發生雲霧壟罩大溪東方夜空...所以10點30分就下樓看電視了.

*.木星衛星的影像,因為仰角較低.大氣濛差產生的木星色光色差偏折,可見衛星影像有微色差分離的現象.

*.8月20-22日 ,白天溫度高,晚上溫度下降後,濕度都非常高.所以大氣上的水氣較多(西南氣流) 加上月光( 滿月 ) 的光漫射.大氣雖然擾動降低,但透明度非常差! c14n比起meade 10吋鏡的木星投影還大了許多,在大氣條件不佳的情況下,較大木星的投影並沒有優勢.所以14吋鏡的光系有必要將木星影像再縮小比較適當.









曹大貓咪  2021 0824

[曹大貓咪]

大溪天文台 觀測工作日誌

可怕的SBIG STL11KM 濾鏡盤拆解及安裝

SBIG STL11000M 裝置  美國˙CUSTOM scientific optics and filters  50mm v band filter

SBIG STL11000M的濾鏡盤真的很怕拆,因為很難裝回去會正常! 所以萬不得已才會拆濾鏡盤.....每次安裝濾鏡盤，每次都頭痛加加狂！

搞了一個晚上，早上再重新試裝一次，利用軟體去監看濾鏡盤的運轉，最後才搞好......真的，SBIG這個設計有問題。很難對準信號接點。怎麼裝怎麼不對，不是濾鏡盤裝死，不然就是濾鏡盤亂轉不停，軟體怎麼抓都抓不到！

SBIG ST 系列的濾鏡盤是和CCD 本體獨立分開的設計，靠一條Com線連接。這樣都沒問體！但STL11KM CCD 的設計是將濾鏡盤安置在本體內,電子信號全靠兩個小排電子接點接觸才會正常傳送信號，但每次安裝根本看不到接點是否正常接觸，全靠瞎子摸象，真是好累！



Bessell 第二代Johnson/Cousins.  (UBVRI)50mm diameter         $675 per filter(每一塊濾鏡，美金675元）



這次購買50mm 研究等級 測光濾鏡，B,V,R三組濾鏡花了6萬台幣........哭哭.......



曹大貓咪

[曹大貓咪]

大溪天文台HRO SIDs實驗觀測站 工作日誌



大溪天文台 今年8月開始不定期 將太陽閃焰的電離層擾動(SIDs Sudden Ionospheric Disturbances )的HF 頻率帶初步觀測.將來會延伸到30MHz 同步做SID監測.計畫至少有兩個HF頻率做SID觀測.可以研究太陽閃焰和電離層(白天主要是F到E層電離)的擾動.

大貓物語:
*.由於發生B-C 級閃焰的程度不同,發生在太陽面的位置是否面向地球的角度和不面向地球的角度多少都有發生電離層影響的程度差別! 最後就是發生時間是白天,黃昏或晚上都有影響電離層的擾動不同.(如發生在晚上接近午夜,就算發生M級的閃焰,可能午夜的觀測點上空F電離層對於高頻HF電波傳導也不會有多少擾動.)

Solar flare x-ray flux event  14  C 7.3 class Solar Flare
2021年 08月 28日 清晨 04點55分 ( 20h55m UT )偵測到 C 7.3  class Solar Flare  
2021年 08月 28日 清晨 05點09分 ( 21h09m UT )達最大等級 C7.3 class Solar Flare
SID 現象時間長度: 約1小時30分鐘 逐漸回復原來信號電位.


這是大溪天文台首次使用HF 頻帶 4MHz （波長75公尺）AM mode 在清晨 05點43分偵測到C 1.4 級閃焰的SID（sudden absorption Phenomenon），因為觀測位置在黑夜和陽光日照分界之間.所以電離層引起的SID強度會較微弱.


*.4MHz 在無線電的使用上，屬於三不管地帶（3.5MHz或7MHz在業餘無線電通訊上使用較多）。4MHz 的白天受到D層的吸收較多，所以傳導效果不如7或14MHz通訊來的遠。所以多半在夜晚或黎明前，在D層消失或生成前，可以利用較高的F電離層做兩次或多次反射傳導更遠的地方。
4MHz 採用自然電波的AM調幅方式觀測，AM調幅比起其它人工變頻電波，較容易受的大自然雜訊干擾如雷電或是反應電離層的自由電子密度受到太陽x光和紫外線的擾動。








曹大貓咪    2021 0828