大溪天文電波台觀測日誌

[曹大貓咪]

T TAU  年輕的金牛座T變星

這顆變星是顆年輕的變星. 金牛座T星自1970年起才開始受到英國天文學會變星觀測系統(BAA VSS)的密切監測，圖1的亮度曲線中,也包含一些來自19世紀的有趣攝影觀測記錄。

大溪天文台 2026年2月21日觀測到金牛座T變星(GCVS  T Tau 2461091.95347 )的亮度為 10.1 等(Johnson V).  

British Astronomical Association Variable Star Section (BAAVSS)

[曹大貓咪]

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW

大溪天文台 TYGA TW(AAVSO)觀測全天長周期脈動變星  LPV (Long Period Variable star)
2026年03月07日          溫度 13.7度C    濕度  78%     大溪         風速 3-7級( 陣風)    SQM= 18.31

Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm   1.1 arcsec/pixel resolution) +SBIG ST-10XME  自由追蹤 (POLEMASTER 2017 0805 校對) Showa 20E kai +NS5000 for SHOWA20E(測試中).+TheSky GOTO system.

觀測變星:18顆   CCD:17顆   目測:01顆           獵戶座   Ori     雙子座 Gem


Observations submitted since last login:
-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
           Name                JD    CalendarDate                   Mag              Filter                                  Notes
-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
1   R ORI   2461107.34931   2026 Mar 7.8493              11.6      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
2   S ORI   2461107.35556   2026 Mar 7.8556              10.7      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
3   T ORI   2461107.35764   2026 Mar 7.8576              10.3      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
4   U ORI   2461107.35972   2026 Mar 7.8597              10.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
5   V ORI   2461107.36111   2026 Mar 7.8611              10.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
6   W ORI   2461107.36389   2026 Mar 7.8639               6.2         5.8      6.35      THESKY6.0   N      8cm refrator 19x
7   X ORI   2461107.36667   2026 Mar 7.8667              12.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
8   Y ORI   2461107.36944   2026 Mar 7.8694              10.5      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
9   Z ORI   2461107.37361   2026 Mar 7.8736               9.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
10   R GEM   2461107.375   2026 Mar 7.875                  8.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
11   S GEM   2461107.37778   2026 Mar 7.8778            11.4      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
12   T GEM   2461107.37917   2026 Mar 7.8792             9.6      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
13   U GEM   2461107.38125   2026 Mar 7.8813             9.4      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
14   V GEM   2461107.38472   2026 Mar 7.8847             9.7      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
15   W GEM   2461107.3875   2026 Mar 7.8875              6.8      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
16   X GEM   2461107.39028   2026 Mar 7.8903            11.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
17   Y GEM   2461107.39306   2026 Mar 7.8931             9.5      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
18   Z GEM   2461107.39861   2026 Mar 7.8986            11.9      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N
------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
Celestron 14" SCT +Sbig ST-10XME  直焦點   溫度0度C  曝光 40-60秒  JOHNSON V,B,R FILTER / CHROMA V -Bessell
AAVSO Observatory Code : TYGA TW (大溪天文台 台灣)
當晚極限星等 2026  0307取樣  14.45mag   ( JOHNSON UVBR  / CHROMA V -Bessell  V band filter )
 image field: 26'x19' (ST-2000XM)  41'x34' (STL11K)  26'X21' (ST-10)
大溪及世界各地業餘觀測者的觀測資料及曲線可參考  http://www.aavso.org/data/lcg
*.Vmag=photometry  RADEC=astrometry by Astroart5.0
TYGA TW : AAVSO global obse

[曹大貓咪]

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW

大溪天文台 TYGA TW(AAVSO)觀測全天長周期脈動變星  LPV (Long Period Variable star)
2026年03月07日          溫度 13.7度C    濕度  78%     大溪         風速 3-7級( 陣風)    SQM= 18.31

Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm   1.1 arcsec/pixel resolution) +SBIG ST-10XME  自由追蹤 (POLEMASTER 2017 0805 校對) Showa 20E kai +NS5000 for SHOWA20E(測試中).+TheSky GOTO system.

觀測變星:08顆   CCD:08顆   目測:0顆           小犬座   Cmi



Observations submitted since last login:
--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
          Name            JD             CalendarDate              Mag          Filter                                  Notes
--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
01   R CMI   2461107.4   2026 Mar 7.9                        10.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
02   S CMI   2461107.40139   2026 Mar 7.9014            11.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
03   T CMI   2461107.40417   2026 Mar 7.9042            14.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
04   U CMI   2461107.40625   2026 Mar 7.9063             9.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
05   V CMI   2461107.40833   2026 Mar 7.9083             8.6      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
06   W CMI   2461107.40972   2026 Mar 7.9097            8.6      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
07   X CMI   2461107.4125   2026 Mar 7.9125             13.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
08   Y CMI   2461107.41389   2026 Mar 7.9139            14.4      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N
-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
Celestron 14" SCT +Sbig ST-10XME  直焦點   溫度0度C  曝光 40-60秒  JOHNSON V,B,R FILTER / CHROMA V -Bessell
AAVSO Observatory Code : TYGA TW (大溪天文台 台灣)
當晚極限星等 2026  0307取樣  14.45mag   ( JOHNSON UVBR  / CHROMA V -Bessell  V band filter )
 image field: 26'x19' (ST-2000XM)  41'x34' (STL11K)  26'X21' (ST-10)
大溪及世界各地業餘觀測者的觀測資料及曲線可參考  http://www.aavso.org/data/lcg
*.Vmag=photometry  RADEC=astrometry by Astroart5.0
TYGA TW : AAVSO global obse

[曹大貓咪]

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW

大溪天文台 TYGA TW(AAVSO)觀測全天長周期脈動變星  LPV (Long Period Variable star)
2026年03月14日          溫度 15.5度C    濕度  78%     大溪         風速 1級( 陣風)    SQM= 18.55

Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm   1.1 arcsec/pixel resolution) +SBIG ST-10XME  自由追蹤 (POLEMASTER 2017 0805 校對) Showa 20E kai +NS5000 for SHOWA20E(測試中).+TheSky GOTO system.

觀測變星:43顆   CCD:40顆   目測:03顆           巨爵座   Crt    金牛座 Tau    獵戶座 Ori   巨蟹座 Cnc    雙子座 Gem

Observations submitted since last login:
-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
       Name              JD                CalendarDate     Mag          Filter                                    Notes
-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
1    R CRT   2461114.16667   2026 Mar 14.6667    8.8      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
2    S CRT   2461114.16875   2026 Mar 14.6688    9.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
3    T CRT   2461114.17014   2026 Mar 14.6701    9.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
4    U CRT   2461114.17222   2026 Mar 14.6722   12.8      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
5    V CRT   2461114.17708   2026 Mar 14.6771   10.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
6    Y CRT   2461114.18194   2026 Mar 14.6819   13.7      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N
7    R TAU   2461114.33403   2026 Mar 14.834     9.4       Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
8    S TAU   2461114.33611   2026 Mar 14.8361   14.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
9    T TAU   2461114.3375   2026 Mar 14.8375     10.5      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
10  U TAU   2461114.33889   2026 Mar 14.8389   10.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
11  V TAU   2461114.34028   2026 Mar 14.8403   11.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
12  W TAU   2461114.34236   2026 Mar 14.8424   9.7      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
13  X TAU   2461114.34375   2026 Mar 14.8438    7.9      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
14  Y TAU   2461114.34514   2026 Mar 14.8451    7.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
15  Z TAU   2461114.34722   2026 Mar 14.8472    9.4      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N   
16  R ORI   2461113.94444   2026 Mar 14.4444   11.7      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
17  S ORI   2461113.94792   2026 Mar 14.4479   10.9      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
18  T ORI   2461113.95486   2026 Mar 14.4549   10.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
21  U ORI   2461113.95625   2026 Mar 14.4562   10.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
22  V ORI   2461113.95903   2026 Mar 14.459     10.4      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
23  W ORI   2461113.96111   2026 Mar 14.4611   6.4         6.1      6.35      THESKY6.0   N      8CM Refractor 19X
24  X ORI   2461113.9625   2026 Mar 14.4625     11.7      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
25  Y ORI   2461113.96458   2026 Mar 14.4646   10.9      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
26  Z ORI   2461113.96667   2026 Mar 14.4667    9.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N
27  R CNC   2461114.38264   2026 Mar 14.8826   9.7      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
28  S CNC   2461114.38472   2026 Mar 14.8847   8.5      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
29  T CNC   2461114.3875   2026 Mar 14.8875     9.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
30  U CNC   2461114.38889   2026 Mar 14.8889   9.7      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
31  V CNC   2461114.39028   2026 Mar 14.8903   9.9      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
32  W CNC 2461114.39306   2026 Mar 14.8931    8.9      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
33  X CNC   2461114.39514   2026 Mar 14.8951   7.0         6.55      6.9      THESKY6.0   N      8CM Refractor 19X
34  Z CNC   2461114.40347   2026 Mar 14.9035   8.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N
35  R GEM   2461114.35   2026 Mar 14.85            7.8      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
36  S GEM   2461114.35139   2026 Mar 14.8514   11.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
37  T GEM   2461114.35278   2026 Mar 14.8528   10.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
38  U GEM   2461114.35417   2026 Mar 14.8542   13.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
39  V GEM   2461114.35556   2026 Mar 14.8556   10.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
40  W GEM   2461114.35764   2026 Mar 14.8576   6.6         6.7      6.9      THESKY6.0   N      8CM Refractor 19x
41  X GEM   2461114.35903   2026 Mar 14.859     10.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
42  Y GEM   2461114.36042   2026 Mar 14.8604    9.6      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
43  Z GEM   2461114.36319   2026 Mar 14.8632   12.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
Celestron 14" SCT +Sbig ST-10XME  直焦點   溫度0度C  曝光 40-60秒  JOHNSON V,B,R FILTER / CHROMA V -Bessell
AAVSO Observatory Code : TYGA TW (大溪天文台 台灣)
當晚極限星等 2026  0314取樣  16.041mag   ( JOHNSON UVBR  / CHROMA V -Bessell  V band filter )
 image field: 26'x19' (ST-2000XM)  41'x34' (STL11K)  26'X21' (ST-10)
大溪及世界各地業餘觀測者的觀測資料及曲線可參考  http://www.aavso.org/data/lcg
*.Vmag=photometry  RADEC=astrometry by Astroart5.0
TYGA TW : AAVSO global obse

[曹大貓咪]

獵戶座 GCVS T Ori 變星 Aperture Photometry

時間:2026年  03月14日 晚上6h55m

獵戶座T變星就在獵戶鳥狀星雲的翅膀上.
測定獵戶座T變星和周邊星場的參考星 Aperture=6 Gap=2 Background=8
經過差分測光轉換(可見光儀器星等/可見光實際星等)=10.05mag
取實際可見星等=10.1mag (V Johnson )
圖2: aperture photometry 在growth curve 中理想的aperture半徑=6pixels .實際變星和參考星的平均半徑畫素在6左右,在測光數據上較為精確.圖2 圖3

[曹大貓咪]

29P/施瓦斯曼-瓦赫曼彗星(29P/Schwassmann-Wachmann)在2026年3月14日的觀測

29P的歷史
29p這顆周期會星的發現是早在1927年11月15日.德國漢堡天文台的阿諾德·施瓦斯曼和阿諾·阿瑟·瓦赫曼發現的.
現代的觀測:已經大約知道它的直徑估計約為 60.4 公里.軌道周期為14.87年。
近日點距離太陽約 5.8 天文單位，遠日點距離太陽約 6.3 天文單位.換句話說,它是一顆半人馬小行星，是位於木星和海王星之間的週期彗星.

大溪天文台於2026年3月7日晚上在獅子座觀測到它. 觀測後的數據:
亮度:13.9等 預報亮度11.2-13.6等. 但實際觀測比預報略暗.接近14等.
位置:赤經 11h17m50.06s 赤緯 -02d59'30.97" (獅子座)
彗核直徑:約2.5'

大溪天文台於2026年3月14日晚上在獅子座觀測. 觀測後的數據:
亮度:13.0等 預報亮度13.6等.
位置:赤經 11h14m43.2s 赤緯 -02d43'22.3" (獅子座)
彗核直徑:約2.8'

[曹大貓咪]

大氣擾動(Atmospheric disturbance)和視狀(seeing field) 的小豆知識 補充教材

今天要介紹一個目視觀測上很重要的監測數據,那就是大氣擾動所產生的視狀. 我們假設如果沒有大氣層,在觀測時每顆恆星在光學系統中會呈現為繞射星點. 這樣的星點直徑大小與望遠鏡的口徑直徑成反比。然而在實際的狀況下,當光線進入地球大氣層時，不同的溫度層和風速會使光線和恆星的影像在目視上產生星點的畸變(星點會產生變化和擴大!)
天文學家了解這種畸變變化非常頻繁,在一般的情況下,通常每秒鐘數十次甚至超過100次! 如果我們在目視觀測或是天文攝影時，畸變會將清晰的恆星變成模糊成一個圓盤!我先前有解釋過這在天文學家稱為點擴散函數( (PSF)或 seeing disc(視狀盤)。這個視狀盤的直徑稱為半峰全寬或半高全寬(FWHM), 它是監測 大氣擾動 或 視狀 最常用指標。
圖:左圖為視狀度2.9角秒(arcsec)的影像。右圖為同一張影像在視狀度較差的夜晚拍攝，視狀度為4.6角秒(arcsec)。圖片由卡韋佐天文台(Courtesy Cavezzo Observatory)提供。

視狀盤的半峰全寬(視狀也有人稱為視寧度).單位以角秒(arc sec)為單位.也可以縮寫為弧秒( " ）。對於一般的天文觀測點來說，1.0" 的視狀度算是不錯的。如大溪區的類似城市環境的視狀度通常要差得多! 但在最好的高海拔山頂天文台，由於白天不與地面接觸，空氣穩定，因此有時視狀度可以達到0.5或 0.4"。

最近也有鄉親對於CMOS和CCD其畫素的動態範圍在測光上的疑問?
CMOS現在對於天文上的測光也慢慢普遍.但還是有很多的天文學家還是堅決使用CCD作為測光感測器.
這個CMOS感測器作為Astronomical Photometry的最大問題在於CMOS對於ADC的動態範圍(This maximum value defines the dynamic range of the ADC ).
我們在夜晚使用這些電子感測器時, 不論CCD或是CMOS感測器在曝光過程中捕獲的光子/電子都是由 ADC 晶片(又稱類比數位轉換器)轉換為 ADU。 ADU 表示從 CCD 讀取的畫素電壓與 ADC 最大電壓的比值! ADU最大值定義了 ADC 的動態範圍（如CMOS的12 位元 = 2^12 = 4096 個值，CCD的16 位元 = 2^16 = 65536 個值，以此類推）。如此可知道CMOS的ADU最大僅達到4096的數據.但CCD的ADU可以輕易達到65536的數據.這樣就限制了CMOS 的ADU線性的範圍不如CCD.在對應不同亮度的恆星或目標時,就壓低了其測量的精度範圍. 不過現代的CMOS在重疊影像演算上或動態範圍上也逐漸追上CCD. 同時加上CCD的產品不單成本高,也多半停滯生產.如我現在使用的ST-2000XM或是ST-10XME都是超過20年以上的產品.

所以未來CMOS 感測器運用在天文測光或其他測量上已經是趨勢.!

[曹大貓咪]

大溪天文台 現有的感光相機和測光取樣的適性實例

我們在觀測變星,為了從設備中獲得最佳效果，重要的是將相機解析度與現有的天文望遠鏡的解析性能做一次匹配調查。
在業餘的選擇中,以前僅有較高級器材的CCD可以做選擇. 在2005-2010年的期間,美國SBIG推出多款適合天文攝影和測量的冷卻CCD. 在選擇CCD時,我們有多種依據來做分析,最重要的是觀測系統的解析度能力。不論是職業或是業餘的天文觀測者,所追求的是完美星點影像.也就是我常說的點擴散函數(PSF). 這在另一種意義代表的是,較大口徑的望遠鏡可以提供較高的解析度,而較短的焦距則產生較小的星點光斑尺寸.
很可惜業餘的天文學家有個困難,那就是觀測天文台無法選擇在大氣條件較佳的環境設立.(職業天文學家都知道,大氣層由溫暖與較冷的空氣組成! 這些空氣流體因對流而不斷循環,暖空氣上升;冷空氣降落的簡單原理. 由於冷空氣密度較高所以折射率也較高.這導致星星的光線會隨機影響光線在大氣中的路徑，導致恆星光快晃動。
對於業餘天文觀測者的望遠鏡因為口徑小的光學元件來說，這只會讓恆星影像劣化更嚴重;當然如有自適性光學來輔助(如 SBIG AO-7) .就可以來提升解析度. 所以職業天文學家都是使用大型望遠鏡（直徑在1公尺以上）可以使用先進的自適應光學系統，配備高能雷射製造星星,做波前感測器和適性光學來精確修正高解析影像。

首先我先來解釋 星星 "斑點"尺寸大小的計算：
斑點尺寸(um）= 1.22 × 波長（um)× F/焦比
一般我們會設定色光的頻譜在綠色光(波長=0.550微米 microns)，假設F/5系統帶入公式, 結果是產生直徑3.4微米(microns)的斑點尺寸(在CCD中算是較小像素來充分取樣.如在CMOS則為正常畫素尺寸).
感測器上產生的斑點大小取決於儀器的焦距，要轉成弧秒為單位：
像素尺寸（弧秒 arcsec）= 206 * 像素大小（微米microns）/ 焦距（毫米mm）
如我的SBIG STL-6303E的感測器,擁有9微米(um 或 microns)像素的相機，連接14"SCT F3.6焦距為1291毫米(mm)的望遠鏡上，每個像素的像素會達到1.43角秒(arcsec)。

最後要考慮到大氣中的擾動下,在都市天文台取樣,則星星斑點大小就會變得大得多! 如果你在夏威夷大島的冒納凱亞山頂.這麼優良的條件下,就算是長時間曝光,其星星的斑點可能也不到1弧秒。在大多數的都市天文台,一般夜晚才會看到2.0(1.8-2.4)角秒的斑點直徑。如果是上半夜,多在2.8-3.5角秒,下半夜則穩定約在1.8-2.4角秒.

我們天文星點的取樣準則是以奈奎斯特取樣準則(Nyquist Sampling Criterion)為標準:
為了完美取樣一張完美星場的影像,需要取樣至少是影像空間頻率的兩倍。也就是需要精確測量 PSF星點函數形狀,通常只需在恆星半峰全高(FWHM)底部尺寸涵蓋兩個像素就足夠了(可以想像所謂像素為正方形,包含2個正方形直徑組成星形影像為圓形)，但實際上我們認為取樣包含2.5 到 3.5 像素(很多教科書是寫 2.5-2.8 畫素)才被認為是最佳! 其實我認為雖然超過此範圍不會增加影像細節.但會將光線再擴散來降低訊噪S/N比。若是增加到4個以上畫素涵蓋,周邊的星場雜訊只會增加.單獨針對測光而言就沒有意義.

所以呢,對星星的取樣最佳的 FWHM =2.5比3.5 pixel 是極佳的匹配!(針對一般視狀度的夜空),
 
最後就是大溪天文台現有的測光感測和望遠鏡光學系統來做實例:

C-14吋 SCT 焦比為F/3.6 焦距為1291mm.  配合SBIG ST-10XME 冷卻CCD: CCD尺寸為7.4um(微米 microns)
光系實際的視野為FOV=39.55' x 26.66'   視野為0.29度.
解析能力:1.09 arcsec/pixel
對應大溪天文台的夜空 在2.7-4.0 arcsec的視狀度. 在2.7arcsec以下,在較佳的視狀度(2.0-1.0arcsec).會趨近於不足取樣(Undersampling). 導致解析度下降和恆星呈方形. 但相反地,在視狀度較差的情況下(3.0-4.0arcsec).則會過度取樣(Oversampling).這會導致星點影像會變成大片斑點! 過採樣會導致訊號雜訊增加,讓雜訊比不必要的降低。

C-14吋 SCT 焦比為F/6.9  焦距為2464mm.  配合SBIG STL-6303E 冷卻CCD: CCD尺寸為9um(微米 microns)
光系實際的視野為FOV=38.57' x 25.71'   視野為0.28度.
解析能力:0.75 arcsec/pixel

對應大溪天文台的夜空 在2.0-3.0 arcsec的視狀度. 在2.0arcsec以下,在較佳的視狀度(2.0-1.0arcsec).會趨近於不足取樣(Undersampling).  但相反地,在視狀度較差的情況下(3.0-4.0arcsec).則會過度取樣(Oversampling).

以上兩款SBIG的冷卻CCD 配合現有的14吋SCT兩種焦比的搭配下,可以大致對應大溪夜晚的都市型視狀度.並取的不錯的測光取樣影像.

奈奎斯特恆星取樣:在望遠鏡的理論, 在繞射極限FWTH曲線中,取樣頻率應大於最高頻率的兩倍 .表示在奈奎斯特取樣所需的像素大小和頻率較寬和較窄的分別示範.

所以最後能夠瞭解到,以天文測光等測量而言,大口徑的望遠鏡因焦距更長，因此需要感測器更大的像素。反之，小型口徑的望遠鏡更適合小像素相機

我再舉個例子, 如畫素尺寸僅4um微米,對應3000mm焦距下,解析為0.27 arcsec/pixel. 對於大部分的視狀度夜空,都會超過星點FWTH超過8個畫素.導致過度取樣!)所以行星表面攝影的感測器,其畫素尺寸較小,且對應較長的焦距,通常都是過度取樣下獲得較高的解析行星影像.

[曹大貓咪]

天文觀測中的天體目標位置測定Astrometry 小豆知識

我們進行天文觀測時,在尋找目標或是拍攝目標在夜空中的位置, 如何測量取得座標位置至為重要! 這樣才可以讓其他觀測者立刻找到目標進行更進一步觀測或追蹤觀測.所以天體測量校準是建立目標影像中在二維星圖取得正確的 (x, y) .再轉換成赤道天體座標 (赤經, 赤緯) 之間的推算過程。最重要是要進行座標校準，最簡單的方式是找到一些已知座標的參考星。 這就要依靠龐大的星圖/星表系統去取得正確的參考星群資料庫. 現階段很多的天體測量定位軟體都有其背景參考星圖庫.如我常用的Astroart 軟體就可以從GSC/GSCACT或其它星圖庫中自動取得這些參考星和所需位置數據。最後所得的天求赤道座標精確度約在0.10角秒以下. 但在20世紀初的乾版底片取得的座標,其精確度約在0.5角秒以上.這主要是望遠鏡成像光學的球面誤差(或稱光學畸變 Optical distortions 如彗像等),化學顯影和金屬銀氧化還原反應,底片材料和透射濃度本身的穩定度,測量儀器誤差(底片光學定位測量)和最後的人類的操作誤差,球面三角轉換的誤差累積等等所造成的結果.

在軟體中做Astrometry時,可以選擇星圖庫的現成星圖, 當然先調整星圖視窗的大小，使其與待測目標的影像大小大致相同。

再來,定位星圖的大致赤經赤緯.讓目標星場和星圖一致.最後選擇參考星和適當的數量,我通常在3顆以上,10顆以下為選擇參考星的標準. 當然!參考星數量在理論上越多越好!這樣的平均誤差會逐漸降低.圖1
在Astroart軟體的新版本中也可以自動選擇星數(通常為 20 到 100 顆).再進行Astrometry做座標測量圖2. 最後測量完畢後,待測的星場影像左上角會出現東西方向標記。
在完成參考星的數據列表中,我們可以看到清單中的 O-C（觀測值 - 計算值）：這是星表已知位置與計算位置之間的差異。這主要是針對望遠鏡光學所造成的光學畸變讓星場劣化.導致(O-C) 誤差數變得非常高! 例如某顆參考星O-C 的誤差值過大(已經超過 0.9 角秒)。就可以將星場的周邊O-C誤差值高的參考星去除掉! 但排除的恆星數量不要超過 10%! 如果超過10%以上,就要考慮光學系統的改善來處理.
其實Astroart 8.0已經有一種作弊的方式.那就是有應對光學畸變的選項! 可以降低所有 O-C 值，但這就明顯表示影像確實存在畸變!（一般這種現象多表現在視野FOV大於 30 角分時很常見).
最後所有計算的結果表現在二維多項式中，演算法中將 X、Y 座標數據映射到一個臨時座標，然後透過三角函數座標轉換為天球赤道座標中的赤經和赤緯數據。如果您儲存的影像為FITS 檔案頭中,也會儲存了 WCS 和 SIP 關鍵字，影像仍然保持校準狀態。演算的多項式也可以單獨儲存到磁碟以供未來參考或修正.

運動物體的小行星或彗星等天體測量 圖3

Astroart 軟體若要對包含運動物體的影像進行天體測量,先對第一張影像進行天體測量，然後儲存。在預處理中新增“追蹤小行星”選項。這樣就完成了：預處理完成後，影像將得到正確的校準，然後只需單擊小行星即可測量其位置

[曹大貓咪]

我自己業餘天文攝影本質的初衷

其實這幾年有太多所謂的天文電子輔助設備在市場非常熱門. 如電子對焦,數位相機或CMOS,平光取樣,GOTO和手機遙測等等. 這些idea都是來自20世紀末職業天文台的東西. 所以21世紀的現在業餘天文攝影比起我們20世紀玩底片,103a-E或是氫氣增感,暗房處理等.單是要對抗底片的超低量子效應和底片相互性失效(Reciprocity law failure 這名詞始終沒有統一,也有人使用日文的相互則不軌),就搞得頭兩個大!
我的天文攝影自民國67年開始入門,一直到現代的2026年.從早期的ASA100度的KODAK黑白底片,一部50mm的Ashai Pentax SPF 單眼相機固定攝影玩起.後來的手動追蹤.手動極軸調整到全自動追蹤和自動長時間追蹤修正.這一條長達48年業餘天文路非常遙遠.但也是一步步走到現在.
其中民國73年到文大工學院的印刷系.因專攻化學感光材料有興趣,有幸和幾位系內畢業於日本千大攝影工學研究所的老師學習攝影化學(分析和有機)和底片感測測量學(70-90年代,日本國立千葉大學攝影工學系所是當時日本富士底片和KONICA的產學合作研發重要學術單位).對於當時70-80年代日本業餘天文攝影有了更一步的了解.
這樣的學習過程,我對於業餘天文攝影,始終將遵循著一種初衷,那就是天文攝影是一種非常純粹的科學,不論儀器,感光材料多麼進步! 追求天文目標的真實影像,始終是唯一的方向.其實在2026年的現代,我也非常欣賞很多利用多重影像處裡的技巧,得到在90年代的我們不敢想像非常清晰且漂亮的天文影像. 老實說,我非常佩服這些追求極致和最佳儀器器材的廠商和天文攝影愛好者.但時代不同了.現代的數位影像在天文攝影運用上已經完全顛覆了我們老一輩的想法.我們應該也追不上這股強大的潮流.
這也是我為何轉向業餘界極少數人有興趣的變星和電波觀測,且利用攝影工學和多年天文儀器製作經驗當工具來探索天文科學.最大的因素應該是這個領域因太少人了, 所以很安靜.在學習和使用的過程中,不用花太多的錢財和精神.不用冒著年紀大的危險上高山忍受寒冷. 老婆大人比較安心! 選擇自己適合的時間做觀測,同時花點時間閱讀一些天文觀測的文獻資料也比較不會失智.除了增加自己老年生活樂趣外,也相信對世界的天文研究有了少許貢獻.
如果真的做到這些,這一生算一算也就沒有白活了. 2026 03 台北 ​

[曹大貓咪]

2026年3月26日 3月30日 兩次太陽閃焰爆發的型態

2026年3月26日 06h23m M3.2   06h50m  C4.5
閃焰電波爆發型態: Type III 急速上升爆發

2026年3月31日 03h00m - 05h38m  爆發最高期間 03h20m - 03h30m  X1.4
閃焰電波爆發型態: Type II 緩慢上升爆發
爆發期間.雖然爆發達到X級等級.但因為爆發集中點位於印尼地區(赤道以北5-6度緯度).所以台灣地區(北緯25度)感受到的電波擾動並不大! 約在-5dBm 到-5.5dBm.

[曹大貓咪]

太陽色球層爆發閃焰,超低頻VLF電波觀測的作用

電波天文觀測,作為工程設計者, 從事科學業餘研發多年, 我最怕寫1,操作說明書,2.完整保養和維修系統解說. 但我最喜歡寫科普的小文來解釋我自己的太陽電波望遠鏡. 為了讓很多非理工科的鄉親多多了解,很多的說明雖都盡量不用數學解說, 希望能幫助到喜歡電波天文的業餘天文愛好者. 能夠讓大多數的業餘天文同好了解並產生興趣.是我最大的願望和希望啦.....

太陽閃焰超低頻電波觀測(VLF Solat flare SID ). 大溪天文台是利用快速傅立葉轉換(FFT)偵測超低頻率(VLF)無線電頻譜分析技術.這是間接研究太陽活動所造成的電離層變化的一種方法。太陽閃焰會導致地球大氣層間的電離層內 自由電子密度快速增加，會直接影響在低頻無線電波的傳導和擾動(SID effect)。

VLF電波和太陽活動
超低頻無線電波會被電離層最低層(D電離層)反射，透過FFT頻譜和窄頻濾波 產生多頻電波頻率震幅(Amplitude) 來觀測其訊號特性的變化! 就可以偵測到因太陽閃焰爆發(活動)的擾動。
電離層D層 :太陽閃焰爆發期間,在D層電離層因自由電子密度產生局部飽和到過度飽和,導致影響超低頻無線電波的訊號強度。
訊號變化 ：電波觀測最重要就是這些變化表現為電波振幅和相位的變化，可以取代光學望遠鏡在日照期間,用於探測太陽閃焰爆發的程度。

使用快速傅立葉變換 (FFT) 進行分析
即時觀測       ：利用傅立葉頻譜分析法分析即時觀測到的超低頻振幅資料。
時間間隔分析 ：分析太陽閃焰爆發發生前、發生期間及發生後等時間間隔內的訊號變化。

現代太陽觀測系統
現階段,世界各地太陽電波天文台都安裝了用於監測太陽活動的超低頻接收系統。
地面/衛星系統 ：地面系統或衛星系統協同工作，以了解太陽活動的複雜性。

太陽色球層爆發的影響
太陽閃焰會釋放出包括高能量 X 射線和伽馬射線在內的各種電磁輻射，這些輻射會影響地球的電離層。

快速傅立葉轉換（FFT）是一種數學演算法，能將時域訊號轉換為頻域資料，對於分析太陽波及超低頻（VLF）訊號非常有用。 FFT透過將複雜波形分解成不同的頻率成分，幫助研究人員理解這些訊號的頻率分布與特性。

大溪天文台觀測系統FFT在太陽超低頻電波的運作:
簡單說,FFT演算法是傅立葉轉換運用在 磁場天線接受到的超低頻(VLF)電波訊號中的類比電壓信號變化快速轉換為數位頻率信號分佈資料。
電波訊號組成分析：將複雜的超低頻(VLF)訊號拆解成不同的頻率成分，幫助天文學家快速觀測到接收電波信號的共振、雜訊頻率及電波強度分布。
異常偵測：如果發生太陽閃焰爆發,其高能量X光會透過監測閃焰爆發特定窄頻頻率的變化，就可識別因太陽活動或地球電離層擾動(RF雜訊)相關的異常訊號。

大溪天文台執行太陽閃焰觀測FFT分析步驟：
訊號擷取：大溪天文台是採用磁場(垂直電磁波)環狀Loop天線+高感度低躁LMA放大電路 +高感CW超低頻接收系統(AOR AR-5000A)捕捉D電離的電波強度變化。
數位化：將抓到的電波電壓/電流類比訊號轉換為數位資料以進行FFT計算。
FFT 轉換：將時間訊號轉換為頻率(KHz)域，需要可以準確定位太陽閃焰特定的多頻頻率成分的振幅與相位。
結果解讀：觀測即時每秒鐘分析出的頻譜以識別閃焰頻率的特定頻譜與變化模式(判定太陽閃焰電波型態)。

FFT的頻譜轉換特點:
取樣定理：在FFT分析中，取樣頻率必須至少是訊號最高頻率的兩倍，以避免訊號混疊失真。
顯示頻譜選擇：為提升分析解析度並取得頻譜頻寬範圍，必須選擇適當的視窗函數(如 Hanning能有效提高頻率分析的準確性. ,Rectangular 取樣時間控制訊號週期整數倍時,才能獲得較高的測量精度)。

大溪天文台 自行設計太陽閃焰超低頻多頻頻譜觀測系統 實例說明:

2026年3月26日06h00m-09h00m (UT) 觀測. 偵測四次A-D (C1.0-M3.2級) 太陽活動微弱到活動期的C-M級閃焰電波擾動. 圖1,2
這四次的擾動偵測可以分離出-2dBm的震幅amplitude的解析度.
可以偵測到完整的日照期間的D層電離層的電波震幅曲線圖(Radio wave amplitude curve of the D-layer ionosphere).

[曹大貓咪]

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW

大溪天文台 TYGA TW(AAVSO)觀測全天長周期脈動變星  LPV (Long Period Variable star)
2026年03月30日          溫度 20.1度C    濕度  88%     大溪         風速 0-1級( 陣風)    SQM= 16.97   月光+春天水霧散射 透明度很差

Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm   1.1 arcsec/pixel resolution) +SBIG ST-10XME  自由追蹤 (POLEMASTER 2017 0805 校對) Showa 20E kai +NS5000 for SHOWA20E(測試中).+TheSky GOTO system.

觀測變星:24顆   CCD:23顆   目測:01顆           天貓座   Lyn    仕女座 Vir    獵戶座 Ori   巨蟹座 Cnc    雙子座 Gem


Observations submitted since last login:
----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
        Name             JD               CalendarDate                 Mag                       Filter                             Notes
----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
1   R GEM   2461130.01736   2026 Mar 30.5174               7.6      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
2   S GEM   2461130.01875   2026 Mar 30.5187              10.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
3   U GEM   2461130.02153   2026 Mar 30.5215              11.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
4   V GEM   2461130.025   2026 Mar 30.525                    8.7      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
5   W GEM   2461130.02778   2026 Mar 30.5278              6.5      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
6   X GEM   2461130.02917   2026 Mar 30.5292               9.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
7   Y GEM   2461130.03056   2026 Mar 30.5306               9.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
8   Z GEM   2461130.03333   2026 Mar 30.5333              12.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
9   R CNC   2461130.04167   2026 Mar 30.5417               9.4      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
10   S CNC   2461130.04444   2026 Mar 30.5444              8.6      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
11   T CNC   2461130.04792   2026 Mar 30.5479              8.7      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
12   U CNC   2461130.05069   2026 Mar 30.5507             10.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
13   V CNC   2461130.05486   2026 Mar 30.5549             10.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
14   W CNC   2461130.05694   2026 Mar 30.5569              9.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
15   X CNC   2461130.05833   2026 Mar 30.5583              6.2         6.2      6.9      THESKY6.0   N      8X30 Binoculars
16   Z CNC   2461130.06111   2026 Mar 30.5611              8.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
17   R LYN   2461130.06597   2026 Mar 30.566               11.7      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
18   T LYN   2461130.06389   2026 Mar 30.5639              10.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
19   R VIR   2461130.15972   2026 Mar 30.6597               9.5      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
20   S VIR   2461130.16667   2026 Mar 30.6667              12.8      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
21   U VIR   2461130.16875   2026 Mar 30.6688              11.4      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
22   V VIR   2461130.17083   2026 Mar 30.6708               8.4      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
23   W VIR   2461130.17292   2026 Mar 30.6729             10.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
24   Z VIR   2461130.18056   2026 Mar 30.6806              11.9      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N   
-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
Celestron 14" SCT +Sbig ST-10XME  直焦點   溫度0度C  曝光 40-60秒  JOHNSON V,B,R FILTER / CHROMA V -Bessell
AAVSO Observatory Code : TYGA TW (大溪天文台 台灣)
當晚極限星等 2026  0330取樣  14.673mag   ( JOHNSON UVBR  / CHROMA V -Bessell  V band filter )
 image field: 26'x19' (ST-2000XM)  41'x34' (STL11K)  26'X21' (ST-10)
大溪及世界各地業餘觀測者的觀測資料及曲線可參考  http://www.aavso.org/data/lcg
*.Vmag=photometry  RADEC=astrometry by Astroart5.0
TYGA TW : AAVSO global obse

[曹大貓咪]

建立 2.8GHz 太陽無線電波望遠鏡

主要目標:2.8GHz 附近的太陽電波因其電離層指數 F10.7（因為電波頻率 2.8 GHz 波長約為 10.7 公分)而聞名，2.8GHz頻段已被全球長期觀測用作太陽活動的指標。在日本，包括 2.8 GHz 觀測在內的多頻太陽電波觀測已進行多年 ( ngvla.nao.ac.jp ).

製作實驗性質太陽電波干涉儀
我所要設計的2.8GHz 太陽電波干涉儀大致由下列組件構成：
觀測2.8GHz 的頻率:
接收 2.8GHz 頻段的連續或寬頻無線電波。
天線系統:
兩面中小型拋物面天線被放置在指定位置並指向太陽。
解析度由兩面天線之間的距離(干涉基線長度)決定。

接收機和・ 本地震盪頻率(LO oscillator):
每個天線上都放置了一個低雜訊放大器，IF = 70 MHz
f_LO = 2.8 GHz + 70 MHz = 2.87 GHz
f_LO = 2.8 GHz − 70 MHz = 2.73 GHz, 並利用公共本地振盪器對訊號進行下變頻，從而校準相位。

電波震幅和相位波形處理:
對天線之間的訊號相關性進行數位處理，並從乾涉條紋重建太陽表面的強度分佈。
電波影像合成:
處理系統來從相關數據合成射電影像。 ( solar.nro.nao.ac.jp )

太陽電波觀測進入GHz超高頻的目標是觀察電波強度振幅和相位隨時間的變化，主要對應是整個太陽面範圍(大致相當於太陽圓盤的大小)?
兩面天線組成干涉儀:
我們應該僅使用雙面天線元件干涉儀觀察“干涉條紋的變化”，還是應該使用多元件干涉儀來實現更簡化的成像？
頻寬和數據處理能力
應該分配多少觀測頻寬？應該使用怎樣的取樣頻率和 PC 處理能力？
我的設計和元件:
我使用了2.8GHz波段衛星低雜訊放大器(LNB),使每個LNB都使用相同的2.87/2.73GHz本振振盪器。兩個天線算出基線距離，天線對準指向太陽(不自動追蹤太陽)。兩個LNB的中頻輸出在進入雙平衡混頻器（本振和射頻端口）之前，分別經過各自的放大器/帶通濾波器處理。最後轉為類比電壓信號輸出.電腦運行的是實驗性質的 RadioSkypipe.觀測電波干涉條紋振幅的變化.

 

[曹大貓咪]

高空流星光學和電波的觀測精確性的比較

我在此以業餘的立場,來簡單地粗略差異來討論這個問題:
單純以電波觀測(所謂無線電)和光學觀測(可見光目視與流星攝影)做比較:

目視光學觀測的能和不能:
1.觀測條件:光學觀測以白天、夜晚發生多雲天氣則無法觀測收集數據.
2.靈敏度:目視(肉眼)能捕捉到最暗的流星約5-6等.業餘光學攝影極限也約在如此最暗星等極限. 雙筒望遠鏡觀測雖然看的較暗星等(7-8等)但因實際視野遠不如肉眼可視範圍,要完整星野較為困難.
3.流星出現位置與追蹤:單一個人觀測,數據誤差較大,但多人或多攝影鏡頭,可達到高精度三角定位.
4.散落流星數量統計:目視觀測或攝影的事後重疊影像處理, 可以得到精度較高出現數量統計.但必須高度依賴人力經驗和天氣能見度.
5.目視可人觀測:可以得到 觀察資訊,出現時間,持續時間,出現方位仰角方向,亮度,顏色和型態變化(火流星的爆發或燃燒煙痕)等等。

電波觀測的能和不能:
1.無線電觀測能以高精確時間解析度記錄流星信號自開始與結束.
2.流星出現計數和觀測到的極大期(高峰值)時間.
3.即使是用光學攝影採用高速快門測量時間,但它們在長期統計上遠不如電波電腦紀錄，因為它們會受到人的經驗誤差和疲倦因素很大!
4.電波觀測不受到白天,夜晚雲層和月光的影響(如電波觀測可以在白天的極大期,通常有助於判斷群組出現頻率及高峰時間)。
5.關於流星亮度與質量測量,電波可根據接收信號強度與回波持續時間估算流星的電離柱體產生的電子密度與質量,但準確度不高! 因為現階段還是高度依賴電離,風速在不同高度的模型理論推論.(其實光學也是一樣!流星質量是根據光度曲線估算,這僅能以假設光效率演算模型 ).所以很多的流星光度精確是指亮度和質量的絕對值,這完全取決於理論模型,目前很難判斷它們是的優劣。
最後談談有關電波對於流星位置與軌跡判定的精確度.我們知道單憑單一電波觀測或光學觀測點,都無法得到移動或出現方向與高度等資訊.所以軌跡的準確度相當低。
這要以多個電波觀測站同步合作,如克普勒音頻位移及徑向速度去演算,但事實上,在高精度三維定(立體空間)位仍難以確定。
不過多點同步光學觀測(如多台相機拍攝同一方向的流星影像),是可以透過三角測量高精度來取得高度出現軌跡方向。這是優點!的確多點光學觀測更能準確地測量流星軌道和空間位置。

最後談一談無線電觀測能偵測到在E電離層發生的流星(90-120公里高空)，且不會發生偵測遺漏導致計數流星較少。
但是光學觀測受到當地視野(地平線)限制，且有時因雨或雲層導致整個觀測無法完成，因此統計數據可能會有缺失.(無線電波在這一點佔有絕對優勢!也就是電波觀測不會錯過而少算到流星數量)。

結論:(我的想法)
考量到整個流星雨觀測的準確度和效率,最有效的方法是結合無線電波與光學觀測。
同時準確掌握流星出現的時間、計數(HR和ZHR)的全天空統計!高精度地進行流星軌跡、輻射點位置和偏移 及明亮火流星的物理性質光學搜尋,如果分工,整體準確度會最高。

完整觀測整個流星雨的全天統計準確性→電波觀測具有絕對優勢!
但多點光學觀測中，單顆流星的位置、軌跡及輻射點的精確度具有優勢。
不過像流星亮度和質量演算等物理量的精度度,兩者都依賴模型，所以現階段很難驗證,也就是難說哪一種觀測最好。所以我想理想情況下，電波觀測與光學觀測應同時運作，以互相對應證。

我們如何以電波看到流星? 小荳知識

電波望遠鏡如果要在夜空中看到一顆流星劃過! 有一個重要的物理光學定律,那就是反射定律(入射角=反射角)! 我們利用鏡面和燈泡來看,要看到流星軌跡就像一面長鏡子,反射只發生在鏡面點一個位置。如果電波發射電波是燈泡，電波天線是我們的眼睛，電波看到這顆燈泡(流星)則是鏡子平面的一個反射點。
鏡面反射延伸:
鏡面反射點的位置僅取決於幾何形狀，即發射站T與接收天線R的位置，以及流星路徑線 L。可證明鏡面反射點 p 的位置是沿 L 與以 R 和 T 為焦點的橢球體切線的點。在點 p 處，無線電波在 T、L 與 R 之間傳播的最短距離(如a圖)（取自 Wislez 與 Verbeeck， 2006）。
這有重要意義：對於固定的T-R配置，並非所有流星都能在接收站被偵測到(b和c圖)。事實上，p必須位於所謂的流星帶(灰色標示)並符合反射原理，該區域約位於高度80至110公里 (E層電離).