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


最近美國終於寄來了 Astro Physics CCDT67 compressor. 還扣了稅(營業稅)!?

AP CCDT67 作用:

back focus distance :   85mm  -  50mm
circle diameter        :   29mm  -  34mm
reducing  ratio         :   0.67x  -   0.75x

這顆CCDT67是用在 SBIG STL11000M 感測器上面. 晶片採用Kodak KAI-1100M class2 . 晶片畫素尺寸 9x9 micro.

預計35公分口徑SCT望遠鏡觀測的光度測計STL11K M會逐漸地取代老舊的ST2000XM 感測器. 此鏡和一般若SCT 焦比為10不同! 其焦比為11. 這次使用為0.67X減焦功能.所以鏡後焦距離(back focus distance)85mm.

將CCDT67安裝在STL11000M的目鏡座為2"nosepiece. 鏡後焦距離大約為86mm(可再微調距離).

晶片尺寸為9 micro. 所以安裝CCDT67後為F7.37. 焦距為2616mm. 合成解析為0.71 arcsec/pixel(可適用photometry 對應大溪地區 seeing為1.5-2.5 arcsec)  但成像投影直徑僅為29mm. 若是使用為SBIG STF8300M ,若選用0.75x 其可涵蓋APS-C的晶片面積.但STF8300M 的5.4µm pixel size 會有0.43  arcsec/pixel 解析在視狀嚴重的大溪地區,可惜不適合photometry. (解析過高,在視狀嚴重的地區,造成星點過度取樣over sampling).

fig2: AP CCDT67 Compressor  結構圖





曹大貓咪 2021 0308

[曹大貓咪]

大溪天文台 HRO實驗電台工作日誌  TYGA TW


3月份一開始,大溪天文台HRO實驗電台, 使用L type 21Mhz band 指向天線.對準東方和西方天空的太陽軌跡.

使用頻率為21.1MHz. AM(自然調幅電波mode). 使用ICOM ICR-75 全模式接收機.

現階段為實驗接收觀測. 這波段只要是對應太陽的閃焰爆發(Solar Burst 也有人稱為太陽風暴) 活動的監測. 若是太陽表面爆發出閃焰(solar flare).這些帶大量的高能量電離子和x光能量會向四方帶離.這也會或多或少影響到地球表面的電離層. 所以對於HF (high-frequency)的3-30 MHz的影響在傳播的傳導. 一般美國的太陽監測有一個頻率帶在10.5 - 21MHz對於太陽爆發的反應較為敏感.

龍潭天文台在於2000年初期,曾利用21MHz觀測太陽的電離突然吸收現象(Sudden ionspheric disturbance  SIDs). 但敏感度不高!(僅在2年觀測中觀測到3次SID現象) 大多在M級(10 -5次方 watts/m2)才會在HF頻率帶反應！*

*.觀測太陽閃焰對於地球電離層影嚮，若觀測SID現像，可以超低頻率VLF帶為觀測工具. 老貓曾利用日本VLF的JJY 60KHz做為觀測SID監測頻道.但JJY發射瓦數功率較高,反而電波受到日夜變化起伏較大而不容易觀測.

圖2: 安裝在大溪天文台東西方向的L type 21MHz 偶極天線(50歐姆阻抗) 指向東方和西方為最佳共振接收區. 此天線適合都會高樓大廈林立的地區.

圖3: 太陽活動TYPE III 的21.1MHz 在2002年 太陽活耀期間,美國各地的取樣10分鐘接收波形.





2021 0308 曹大貓咪

[曹大貓咪]

大溪天文台實驗HRO電台觀測日誌

大溪天文台HRO實驗站建立21MHz 頻帶太陽表面活動監測


13日早上，已建立了21MHz band實驗性質太陽觀測,進行例行太陽表面活動電離層電波和散在流星反射電波監測...太陽現階段處於黑子稀少的活動寧靜的時期.21MHz/28MHz電波也處於燥音低潮期.夜晚，21MHz因太陽下山了，電離層電子濃度達的最低，所以電波雜訊也會降的最低電位，大溪HRO站的太陽觀測夜晚時間是關閉觀測的。第二天，隨著太陽昇起，21 MHz才會開始觀測。

圖2：在13日5時52分（世界時）箭頭處疑似小規模閃焰引起典型的突波.
頻率在 21.1MHz AM mode narrow band. 觀測，但大溪地區白天有21.1MHz付近的AM不明電台干擾,故選定在21.0MHz無干擾頻帶。




曹大貓咪 20210313

[大螞蟻]

曹兄,
想請教一個問題, 21 MHz 剛好落在業餘頻帶，
實務上是該如何分辮收到的信號因為是太陽活動, 或者純粹是一般通訊呢？

感謝喔！

大溪天文台實驗HRO電台觀測日誌


13日早上，已建立了21MHz band實驗性質太陽觀測,進行例行太陽表面活動電離層電波和散在流星反射電波監測...太陽現階段處於黑子稀少的活動寧靜的時期.21MHz/28MHz電波也處於燥音低潮期.夜晚，21MHz因太陽下山了，電離層電子濃度達的最低，所以電波雜訊也會降的最低電位，所以夜晚時間是關閉觀測的。

圖2：在13日5時52分（世界時）箭頭處疑似小規模閃焰引起典型的突波.
頻率在 21.1MHz AM mode narrow band. 觀測，但大溪地區白天有21.1MHz付近的AM不明電台干擾,故選定在21.0MHz無干擾頻帶。




曹大貓咪 20210313

[曹大貓咪]

螞蟻OM:

21，28MHz 是受到太陽影響的通訊頻帶。一般在白天一次反射約可通訊達600公里左右。在白天觀測時,可以注意三點....

1.21MHz要避開業餘通訊頻率帶21.10以後的頻率(21.1-21.45MHz 為SSB,CW,RTTY等通訊模式）。而是選定21.0-21.1 MHz以內。21.0-21.1 MHz都屬於國際beacon信標電台。模式是以CW 為主。這在一般的通訊中，是很乾淨的頻帶。適合用來觀測太陽。

@.在21.15MHz 有一種IBP 信標信號，雖對太陽觀測較無關係，但在白天可以收到東亞地區的示標電台。在清晨可以收到東方太平洋夏威夷的21.15示標電台，在黃昏時可收的澳洲或南非，印度斯里蘭卡的示標電台....藉此監測21MHz電離層的傳導。在冬天的季節或太陽低活動時期,信號就較為微弱。

2.選用自然界AM 調幅模式，而非人工電波FM或SSB 模式。

3. 這是重點...太陽影響到電離層有兩種情況，一是太陽的高能離子較輕微的狀況，影響到HF頻道在於高高空F電離層和100公里的E層，此時增加這兩層電離電子濃度的臨界反射頻率,(MUF)，讓21MHz的背景燥音增加！特徵就是突然在極短時間(1秒內)昇高電平，達到某一高電位後,就慢慢呈斜線下降電位(過程數秒到數十秒）....若是在太陽活躍期間，這現象會昇起後持續較長時間再衰退或中途再上昇衰退的連續電位曲線。

若較強的太陽風爆(太陽X光規模達到M級)進入地球電離層，則影響整個F1,F2到D層電離層，此時在最低的D層電離會産生SIDs現象,會直接在電離層的電子濃度呈現飽和現象，讓D層反射狀態變成吸收了電波物理狀態(改變MUF狀態），此時背景燥音電波電位會突然下降到最低電位，再慢慢上昇到正常電位。

若是背景雜訊是突然昇高，但呈現不規則上下波形（宇宙背景雜訊）或是左右對稱的連續上下矩形電位變化（人為電波干擾）則非太陽所引發的的電位變化。

另外也有有一種干擾在夏天滿常見的，就是各各連續聲出現，這是遠方熱帶閃電的熱燥雜音。

最後要說的是，觀測太陽的閃焰(flare),可以LF長波的反射D電離層來觀測SID。但是敏感度低及地波干擾較大，一般天文電波觀測會採用VLF(超低頻）觀測SID較為敏感。不過VLF頻率在1KHz到30KHz之間，這要考慮VLF的天線自行製作和其它低頻地波和夏天的雷電雜波的干擾！
所以VLF較無法在都市觀測，最好在高山或無電波存在的野外。同時 VLF的接收機較少，但現在有SDR軟體數位接收機，可以自製線圈磁場式loop天線，只是觀測地點在現實上較為困難！

VLF在15-20KHz之間對約地球內部的地磁變化(例如地震前地殼內部的板塊移動 電荷引起在電離D層的變化)，也是近代地球科學和電離層間關係的有趣研究。

Fig1,2: 今天14日下午1h23m(05h23m)監測太陽時，發生疑似短暫小型太陽突波現象,(過程約10秒)。第二圖顯示太陽極紫外線在世界時05h發生小型閃焰由GOES x ray flux 有上昇現象。 大溪天文台HRO實驗電台提供。

國立宇宙天氣預報中心
https://swc.nict.go.jp/trend/




de 曹大貓咪 bm2eqb  TYGA TW

[大螞蟻]

非常感謝曹大貓咪的說明, 看起來非常的有趣.
拜 SDR 之賜, 現在要做各種頻帶的監聽, 變得非常容易且方便,
曹兄您還是用了好幾台專用機在接收, 應該是因為感度的需求吧？

螞蟻OM:

21，28MHz 是受到太陽影響的通訊頻帶。一般在白天一次反射約可通訊達600公里左右。在白天觀測時,可以注意三點....

1.21MHz要避開業餘通訊頻率帶21.10以後的頻率(21.1-21.45MHz 為SSB,CW,RTTY等通訊模式）。而是選定21.0-21.1 MHz以內。21.0-21.1 MHz都屬於國際beacon信標電台。模式是以CW 為主。這在一般的通訊中，是很乾淨的頻帶。適合用來觀測太陽。

@.在21.15MHz 有一種IBP 信標信號，雖對太陽觀測較無關係，但在白天可以收到東亞地區的示標電台。在清晨可以收到東方太平洋夏威夷的21.15示標電台，在黃昏時可收的澳洲或南非，印度斯里蘭卡的示標電台....藉此監測21MHz電離層的傳導。在冬天的季節或太陽低活動時期,信號就較為微弱。

2.選用自然界AM 調幅模式，而非人工電波FM或SSB 模式。

3. 這是重點...太陽影響到電離層有兩種情況，一是太陽的高能離子較輕微的狀況，影響到HF頻道在於高高空F電離層和100公里的E層，此時增加這兩層電離電子濃度的臨界反射頻率,(MUF)，讓21MHz的背景燥音增加！特徵就是突然在極短時間(1秒內)昇高電平，達到某一高電位後,就慢慢呈斜線下降電位(過程數秒到數十秒）....若是在太陽活躍期間，這現象會昇起後持續較長時間再衰退或中途再上昇衰退的連續電位曲線。

若較強的太陽風爆(太陽X光規模達到M級)進入地球電離層，則影響整個F1,F2到D層電離層，此時在最低的D層電離會産生SIDs現象,會直接在電離層的電子濃度呈現飽和現象，讓D層反射狀態變成吸收了電波物理狀態(改變MUF狀態），此時背景燥音電波電位會突然下降到最低電位，再慢慢上昇到正常電位。

若是背景雜訊是突然昇高，但呈現不規則上下波形（宇宙背景雜訊）或是左右對稱的連續上下矩形電位變化（人為電波干擾）則非太陽所引發的的電位變化。

另外也有有一種干擾在夏天滿常見的，就是各各連續聲出現，這是遠方熱帶閃電的熱燥雜音。

最後要說的是，觀測太陽的閃焰(flare),可以LF長波的反射D電離層來觀測SID。但是敏感度低及地波干擾較大，一般天文電波觀測會採用VLF(超低頻）觀測SID較為敏感。不過VLF頻率在1KHz到30KHz之間，這要考慮VLF的天線自行製作和其它低頻地波和夏天的雷電雜波的干擾！
所以VLF較無法在都市觀測，最好在高山或無電波存在的野外。同時 VLF的接收機較少，但現在有SDR軟體數位接收機，可以自製線圈磁場式loop天線，只是觀測地點在現實上較為困難！

VLF在15-20KHz之間對約地球內部的地磁變化(例如地震前地殼內部的板塊移動 電荷引起在電離D層的變化)，也是近代地球科學和電離層間關係的有趣研究。

Fig1,2: 今天14日下午1h23m(05h23m)監測太陽時，發生疑似短暫小型太陽突波現象,(過程約10秒)。第二圖顯示太陽極紫外線在世界時05h發生小型閃焰由GOES x ray flux 有上昇現象。 大溪天文台HRO實驗電台提供。

國立宇宙天氣預報中心
https://swc.nict.go.jp/trend/




de 曹大貓咪 bm2eqb  TYGA TW

[曹大貓咪]

是的. 因為過年時期,曾比較過YAESU,KENWOOD,ICOM和AOR的接收性能比較. 雖然廠稱的感度和選擇性都非常漂亮! 但實際做接收比較還是有些差異....

經過比較, 對於微弱信號接收，除了天線考量和頂級收發無線電機外，專門通訊用接收機還是比收發機的接收性能較好,這也是廠商的成本考量. 在天文電波的接收上,我還是會選擇在接收上S/N比較好的接收機.這樣對於微弱的天文觀測電波才能從吵雜的背景燥音中，被檢測出來...另外就是一般收發機在沒有自動增益(AGC)關閉的功能.如果啟動AGC功能,對於微弱的流星反射或太陽背景雜訊等就會被過濾掉!

這次在過年時期,我用同一天線輸出到兩部接收機作微弱電波的FFT頻譜觀測. 最後AOR AR5000通訊接收機勝出!

不過AOR AR5000是我在1990年代購置好友自日本帶回的接收機,當時新機售價達到28萬日幣. 雖然性能極佳,但使用年限已經達30年了. 過年前還寄回AOR的台灣總代理做整理和維修.

所以最近再自日本購回較新的AOR AR5000+3. 這是2000年後的產品. 此接收機在2016年10月再回AOR日本總公司做主要零件更新(如調頻編碼器)和整個功能測試(TCXO,針對高頻選擇性的本地振盪 OSC電路修正等). 所以幾乎是全新的機器.

AOR AR5000 這幾天做了幾項測試(10-60KHz VLF頻帶部分). 將來是要對超低頻VLF (地磁)和50MHz流星的電波觀測.
ICOM IC-R75 會以太陽21MHz 背景噪音作為觀測目標.




一位火腿工程師對於AR5000的評價
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Earlier 5-star review posted by KA1KUL on 2011-08-17

I've owned almost every scannner that has been on the market in the last 30 or so years (starting in 1969) starting with vintage tuneable receiver on low band. I've been a systems engineer for 35 years. The AOR5000+3 is without a doubt the best receiver I have ever owned. The sensitivity and selectivity is awesome. I'm big on Federal and MIL AIR monitoring. I listenn to a lot of MIL AIR refueling and the quality of this receiver is beyond that of just a hobbyist. I find that setting it at 6 Khz AM works best for MIL AIR. While simultanousley watching the signal on a Rohde and Schwarz FSEA20 Spectrum Analyzer I can see and read the actual signal level. This receiver only needs less than 1 uV to produce an excellent response and the audio is very professional. Prior to using this receiver I used the Uniden BCD996XT for MIL AIR which worked pretty good for MIL MOnitoring but that radio is plauged with intermod because of their front end design. Their selectivity doesn't even come close to the 5000. For other frequencies, I can hear VHF repeaters 208 miles away. Nothing on my bench will touch that. You get what you pay for. I'm also using the AOR Antenna mounted at about 30 feet and a Mini Circuits preamp. All told this is the receiver to buy. Yes, it's expensive but like I said, you get what you pay for. AOR deid heir homework on this radio. There's a learning curve on programming and operating but that's only a matter of time and then you'll be very happy with this receiver. As I said, I've owned them all and this is the best by far. I can't comment right now on it's HF reception because the the HF bands are a mess and any review would not be accurate. I have so much noise here on HF I can't even tune WWV with any of the three HF quality receivers I have. If you have or can save the $$$ buy this receiver and treat it like gold because that's what it is.


圖: AOR AR最新一代 AR5700D，外觀和初代AR5000相同,!但已全面數位解調和解碼及DSP通訊化。 現在在歐洲售價£4,595.00





曹大貓咪 2021 0315

[曹大貓咪]

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW

14吋SCT +Astro Physics CCDT67 +SBIG STL11KM 測試影像



2021 0314 晚上11點50分  溫度18度c  濕度75%

fig1: M1 氫離子譜線 (減焦鏡測試用 故STL11000M 在快速對焦讀取訊息考量,採用低解析影像模式)

14" SCT F11+ AP CCDT67 +STL11000M(低解析模式)  H alfa filter   曝光120秒x3   SHOWA 20E(kai) 自由追蹤

fig2: M1 lunar+Halfa filters (減焦鏡測試用 故STL11000M 在快速對焦讀取訊息考量,採用低解析影像模式)

14" SCT F11+ AP CCDT67 +STL11000M(低解析模式)  lunar+Half filter   曝光120秒x2   SHOWA 20E(kai) 自由追蹤

fig3: 馬頭黑暗星雲 氫離子譜線 (減焦鏡測試用 故STL11000M 在快速對焦讀取訊息考量,採用低解析影像模式)

14" SCT F11+ AP CCDT67 +STL11000M(低解析模式)  H alfa filter   曝光120秒x3   SHOWA 20E(kai) 自由追蹤

fig4: 薔薇散光星雲 氫離子譜線 (減焦鏡測試用 故STL11000M 在快速對焦讀取訊息考量,採用低解析影像模式)

14" SCT F11+ AP CCDT67 +STL11000M(低解析模式)  H alfa filter   曝光120秒x3   SHOWA 20E(kai) 自由追蹤

攝影地點: 桃園市 大溪區





曹大貓咪 2021 0316

[曹大貓咪]

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW


Comet 156P/Russell-LINEAR

位置: 赤經:04h50m05s  赤緯:+40d53'28"  光度:14.7mag (green filter /v filter 修正 修正過亮數據 +0.70mag)*

*這次對156p彗星測光,主要是因50mm unmounted johnson/cousins UVBR filter尚未購買(貴到嚇到吃手手....).所以用類似光譜的astronomilk green 50mm unmounted filter做代替. v filter的譜域跟 green filter譜域範圍大致相同,所以使用green濾鏡作測光測試， 因v filter 在幾個頻譜較為狹窄.所以green filter會得到的儀器光度會較明亮.經過幾次變星觀測(針對武仙座特定M type譜線脈動變星共3顆,一共三次的觀測取樣.)，所得到儀器光度修正後,green filter得到比v filter的光度約亮 +0.55 - +0.85mag左右. 但未做大氣減光和較客觀的多數據測定比對.所以僅作參考.也提供用green filter測光的修正.  不過此方法無法對應大部分的變星測光.對於彗星的譜線也有相當的誤差.


圖1: 14" SCT +AP CCDT67 +STL11KM 低解析星場原始影像(周邊減光效應)
圖2: 大溪天文台 所使用的 德國 astronomilk green filter type2c  光譜曲線圖
圖3: 大溪天文台 所使用的 美國 Custom Scientific UBVIR Johnson cousins  filter 光譜曲線圖
 *. 人類肉眼對綠色色光的感色性 頻譜範圍約為 520 nm - 600 nm





曹永杰   2021 0318

[曹大貓咪]

2021年 仙后座新星爆亮！


2021 03 18.4236 UT
由日本三重縣龜山市 中村佑二先生在3月18日晚上19時利用了135mm F4.0鏡頭+ CCD拍攝的四張影像（15秒曝光）上發現。而在同一台器材在2021年3月14.4253 UT（15秒曝光，極限為13.0等亮度）。該新星離W UMa型食變星非常近（範圍14.870-14.960 V，資料來源AAVSO VSX）
Nova Cas 2021的光譜，由最後一圖，可見到一系列氫離子Balmer系列和He I的強烈發射譜線。

曹大貓咪2021 0324

March 19, 2021

AAVSO Forum threads (scroll to the bottom of a thread for latest posts):
- Time Sensitive Alerts: https://www.aavso.org/pnv-j232447606111140-nova-eruption-czev3217
- Novae: https://www.aavso.org/pnv-j232447606111140-nova-eruption-czev3217-0

Please subscribe to these threads if you are observing this nova so you can be updated as to its behavior and any observing campaigns on it. Join in the discussion or ask questions there!

Event: Nova in Cassiopeia: N Cas 2021 = PNV J23244760+6111140 = CzeV3217

Discovered by: Yuji Nakamura (Kameyama, Mie, Japan)

Discovery magnitude: 9.6 unfiltered CCD, using 135mm F4.0 lens + CCD

Discovery date: 2021 March 18.4236 UT

Coordinates (2000.0): R.A. 23 24 47.73  Decl. +61 11 14.8  (from VSX page for N Cas 2021

 a short break in generally overcast skies tonight. It shows strong emission lines of the hydrogen Balmer series and He I. There are P Cygni profiles extending to around -2500 km/s relative to the rest wavelength on all emission lines. The spectrum was calibrated in absolute flux using currently recorded B and V photometry which gave V = 7.77+-0.04 and B-V = 0.50.
David

Nova Cas 2021 19 Mar 21.png
Nova Cas 2021 19 Mar 21.png (31.1 KiB) Viewed 458 times
David Boyd
 
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[曹大貓咪]

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW


2021年03月27,28日                    大溪     晴朗(低層雲霧)     西南風         滿月

這次變星觀測採用美國 Optec NextGEN Maxfield 0.33x 減焦修正鏡 安裝在14吋主鏡所做的實驗測光觀測.（修正測試中....)
  
溫度:22.6 - 26.3度C   濕度:70 - 72%    視狀 3/5   透明度 1/5  (1-5 最差到最佳程度) 無風狀態. 視狀非常穩定 seeing=1.95 arcsec  月齡:15    
觀測變星: 17顆   CCD:17顆   目測:0顆  御夫座 GCVS Aur   雙子座 GCVS Gem

Celestron 14" SCT F/3.6  曝光 40-90秒  SBIG ST2000XM  V FILTER  自由追蹤 (POLEMASTER 2017 0805 校對) Showa 20E kai +Vixen Skysensor 2000PC .+TheSky GOTO system



Observations submitted since last login:

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        Name            JD             CalendarDate            Mag               Filter   
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1   S GEM   2459301.09028   2021 Mar 27.5903     14.3      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
2   T GEM   2459301.09444   2021 Mar 27.5944       9.1      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
3   U GEM   2459301.09792   2021 Mar 27.5979     12.5      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
4   Z GEM   2459301.10139   2021 Mar 27.6014     11.7      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
5   W GEM   2459301.10556   2021 Mar 27.6056       7.1      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
6   R GEM   2459301.10764   2021 Mar 27.6076       7.2      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
7   Y GEM   2459301.11042   2021 Mar 27.6104       9.0      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
8   V GEM   2459301.11319   2021 Mar 27.6132     12.4      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
9   X GEM   2459301.11806   2021 Mar 27.6181     11.1      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
10   R AUR   2459301.95139   2021 Mar 28.4514     12.6      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
11   Z AUR   2459301.95764   2021 Mar 28.4576     10.0      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
12   X AUR   2459301.96458   2021 Mar 28.4646       9.2      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
13   V AUR   2459301.96667   2021 Mar 28.4667     10.1      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
14   Y AUR   2459301.97361   2021 Mar 28.4736       9.2      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
15   W AUR   2459302.00139   2021 Mar 28.5014       9.2      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
16   S AUR   2459302.01389   2021 Mar 28.5139     10.1      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
17   U AUR   2459302.02778   2021 Mar 28.5278     13.9      Johnson V  ensemble            ASTROART5.0   N
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14" SCT F/3.6 +ST2000XM 直焦點   溫度0度C  曝光 40-60秒  JOHNSON V FILTER
AAVSO Observatory Code : TYGA TW (大溪天文台 台灣)
當晚極限星等 03/28取樣 14.768mag (V band filter)  image field:31'x22'*
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 code


曹大貓咪物語:
Aperture Photometry:孔徑測光

   Name                Magnitiude(after fixing)      ADU(by ST2000XM)   Original Instrumental Magnituide
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GCVS R Aur               12.585mag                            16197                                 13.476mag
參考星1                         9.430mag(GSC1.1)              323212                              
參考星2                         7.720mag(GSC1.1)            1027521
參考星3                       12.730mag(GSC1.1)                13710
參考星4                        8.640mag (GSC1.1)              436662
instrumental mag  =  25.0  -  2.5*log10(counts - sky)
GSC視星等星圖目錄 http://gsss.stsci.edu/Catalogs/Catalogs.htm
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k1=24.0    k2=-2.5 (instrumental mag index)  
mag=k1 +k2 log(ADU)    total stars=12   reference stars=4

k1=23.566    k2=-2.6193 (after fixing index)
mag=k1 +k2 log(ADU)    total stars=12   reference stars=4

圖:對於孔徑測光,對於主星取樣是採用孔徑半徑設定為主星的1.5-2倍的FWHM(radius of an aperture is about 1.5 or 2.0 times the FWHM). Astroart 軟體最方便是能夠對孔徑測光模式,對應不同亮度的變星,自動修正適合取樣的星點範圍.測出正確的儀器ADU線性亮度值. 再經過參考星和背景亮度等修正為正常的視星等數據.最大的誤差取決於測定者取樣參考星的亮度和數量(軟體限定3顆參考星或以上).另外就是兩個外來因素.1是背景亮度(如透明度和月亮亮度),2視狀和風壓.露天式的天文台最大問題在於風壓的干擾! 好處是散熱快速,無熱對流的問題. 但如在冬天的東北季風影響,會造成取樣星點的晃動.增加測光的誤差.

大部分的天文觀測儀器設備再好再精良,若是在平地或都市內使用,都是事倍功半! 所以老貓無法將天文台安置於高山上.這是一生最大的遺憾.




曹大貓咪 2021 0402

[曹大貓咪]

大溪天文台 HRO實驗電台工作日誌  TYGA TW



晚上的太陽閃焰能量觀測:

基本上, 晚上不觀測太陽閃焰,所以太陽落下後,整個觀測系統會關閉.直到第二天早上日昇之後再啟動. 但27日到28日晚上懶得關機,所以在深夜11點多看到平靜的背景雜訊突然無故升起,此時的傅立葉分析頻譜並無人工雜訊干擾! 所以打開手機APP,查詢當晚的太陽X光能量曲線.果然有些連續能量擾動.... 老貓認為如果X ray flux高能量不是達到C級的能量水平,在晚上的電波擾動非常小. 但放大波形後,仍然看到明顯的波形突波且持續10幾分鐘.再降回且穩定的低電平. 這是很典型的太陽閃焰引起的TYPE II 電離層電波反映.
地球上的電離層主要能量是太陽X ray flux 和EUV(極紫外線）的能量爆發影嚮了大氣層的空氣分子引起電離，所以監測電離層的HF/VHF波段電波傳導是間接觀測太陽閃焰爆發的最佳方法。


大溪天文台HRO 實驗電台 在03月29日 15h54m -16h08m(UT)觀測到背景雜訊電平突然上升(背景雜訊電平 270 >930).持續15分鐘左右.並直線降低到原來最低電平波形(TYPE II).圖1
GOES 太陽衛星的X ray項目,在15h-16h(UT)觀測到小能量上升的曲線.圖2

03月27日  21h32m42s - 21h33m39s (UT)觀測到背景雜訊電平突然上升.持續1分鐘左右.並直線降低到原來最低電平波形(TYPE II).圖3
GOES 太陽衛星的X ray項目,在21h(UT)觀測到小能量急短突波.

最後一圖: 大溪天文台HRO實驗電台,觀測太陽閃焰初期採用21MHz AM 背景雜訊波形觀測 圖為早上6點到9點左右的背景波形.並以每10分鐘的FFT 傅立葉分析觀測背景雜訊的頻譜,來分辦人工雜訊/遠處熱帶閃電雜訊或是自然背景雜訊.

如圖在3月28日的早上8點51分 疑似監測到遠方熱帶閃電的信號.

老貓物語:
*.有OM詢問老貓,觀測21MHz是否需要pre amplifier 放大這微弱的信號. 我以前參考美國業餘天文無線電學會(SARA)的資料,觀測30MHz以下的HF頻率則很少使用前置放大器.也有些歐美觀測者使用VHF的120-140MHz的頻率觀測太陽.但因為使用八木指向天線(如3-4 ele).需要指向太陽方向做追蹤.....如使用GHz波.則需要低干擾的前置放大器及具有精準追蹤太陽移動的赤道儀. 所以老貓採用21MHz做太陽觀測只要用L type 偶極天線指向東和西方即可.最為經濟方便! 缺點是信號微弱且易於受到干擾.
*.有些接收機也內置身Pre-Amp. 此時若使用21MHz觀測頻段.請關閉 AGC和 PreAmp.

宇宙間自然無線電信號通常非常微弱。為了接收到這些直接或間接的信號，我們必須用電子處理方式將信號放大數百萬倍！但是接收機或天線等的電子設備也會產生電子噪聲，這種噪聲會隨放大電路大量放大。在早期這些放大器的噪音可能會完全掩蓋宇宙無線電源的微弱噪聲。
而前置放大器的作用是多次增強來自天線的輸入信號，同時盡可能要降低這些不必要的噪聲。前置放大器通常稱為LNA或低噪聲放大器。天文望遠鏡最花錢的是此階段使用特殊的晶片處理。更專業無線電天文台還使用放大器冷卻至非常低的溫度！（僅比絕對零度高幾度.）以大幅度地減少電子組件產生的噪聲（低于0.5dB或更低).

 *.最後兩圖：大溪天文台使用21MHz L type dipole 和LVF 感應線圈式天線,預計再購置一部電腦同步監測太陽 21MHz和30KHz的雜訊變化。
日本東京大學天文台 野邊山無線電天文台 此太陽望遠鏡測量來自整個太陽的無線電波強度和無線電波的特性，並檢查太陽活動的狀態。 我們使用八個天線同時觀測七個頻率。 3.75GHz 頻段的觀測已經持續了 50 多年（天線已更新了數次），為研究太陽的長期變化提供了寶貴的數據。

SARA 美國業餘無線電天文學會
https://www.radio-astronomy.org/




四月了. 天氣變熱了....請多喝水! 期待Es 的到來!  老貓曰




曹大貓咪 2021 0401

[曹大貓咪]

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW


2021年04月02,03日                    大溪     晴朗(低層雲霧)     西南風      0402水氣霧氣  重    0403 水氣稍退 東北季風開始進入 微風

0402 SQM=17.13 -17.40   0403 SQM=17.39-17.61

這次變星觀測採用美國 Optec NextGEN Maxfield 0.33x 減焦修正鏡 安裝在14吋主鏡所做的實驗測光觀測.（修正測試中....)
  
溫度:23.9-26.0度C   濕度:77-83%    視狀 2-3/5   透明度 1/5  (1-5 最差到最佳程度) 無風狀態. 視狀非常穩定    
觀測變星: 16顆   CCD:16顆   目測:0顆  御夫座 GCVS Aur   雙子座 GCVS Gem

Celestron 14" SCT F/3.6  曝光 40-90秒  SBIG ST2000XM  V FILTER  自由追蹤 (POLEMASTER 2017 0805 校對) Showa 20E kai +Vixen Skysensor 2000PC .+TheSky GOTO system



Observations submitted since last login:
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        Name              JD               CalendarDate            Mag       Filter                               
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1   R AUR   2459306.97361   2021 Apr 2.4736           12.8      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
2   Z AUR   2459306.97708   2021 Apr 2.4771             9.9      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
3   X AUR   2459307.00486   2021 Apr 2.5049             9.5      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
4   W AUR   2459307.00972   2021 Apr 2.5097             9.3      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
5   Y AUR   2459307.01597   2021 Apr 2.516               8.9      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
6   S AUR   2459307.02083   2021 Apr 2.5208             9.6      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
7   U AUR   2459307.02431   2021 Apr 2.5243           14.1      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
8   V AUR   2459307.03125   2021 Apr 2.5313             9.8      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
9   R GEM   2459308.02083   2021 Apr 3.5208             7.5      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
10   S GEM   2459308.02778   2021 Apr 3.5278           13.3      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
11   T GEM   2459308.03125   2021 Apr 3.5313             8.9      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
12   U GEM   2459308.03542   2021 Apr 3.5354           10.2      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
13   V GEM   2459308.03819   2021 Apr 3.5382           12.8      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
14   Z GEM   2459308.04097   2021 Apr 3.541             11.8      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
15   W GEM   2459308.04653   2021 Apr 3.5465            7.1      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
16   X GEM   2459308.05208   2021 Apr 3.5521             9.9      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N   
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14" SCT F/3.6 +ST2000XM 直焦點   溫度0度C  曝光 40-60秒  JOHNSON V FILTER
AAVSO Observatory Code : TYGA TW (大溪天文台 台灣)
當晚極限星等 04/02取樣 13.49mag (V band filter) 04/03 取樣 14.152mag (V band filter) image field:31'x22'*
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 code

[曹大貓咪]

大溪天文台 HRO實驗電台工作日誌  TYGA TW


fig1:
觀測頻率:21.050MHz  AM mode   Icom IC-R 75  
觀測時間:2021年4月3日晚上11點-12點(LT) UT=15h-16h
觀測擾動: 15h25m -15h34m   15h52m -16h04m
Solar X ray Flux 15h-16h 有低能量騷動.
FFT:音頻觀測頻譜為自然背景雜訊.

fig2:
觀測頻率:21.050MHz  AM mode   Icom IC-R 75  
觀測時間:2021年4月3日中午12點-13點(LT) UT=04h-05h
觀測擾動: 04h25m - 04h29m  
Solar X ray flux處於能量最低狀態. 時刻為中午時分,背景雜訊有短暫約4-5分鐘的SID (突然傳導吸收狀態)由正常背景雜訊電平突然降到最低電平,經過4-5分鐘然後才逐漸恢復到正常電平狀態.

最後一圖:星期日清晨,半夜上廁所再上樓看看21MHz 接收狀態和數據一景. 夜晚的背景雜訊非常低且穩定(音頻FFT頻譜非常乾淨).右邊電腦監測50.017MHz的散在流星訊號.可見半夜有兩波流星訊號峰期.
*.最近這個月觀測,流星訊號進入前會有一波約數秒到十餘秒的電離層傳導上昇期.也就是無傳導的E層電離在某一區域,突然產生小區域的傳導電離狀態到達流星的VHF傳導電子濃度時,會在末期產生一個流星反射訊號(訊號達到數dB到20dB).這表示這個月有不少的小質量(數克質量物質.也可能是小衛星等)流星進入地球空氣層.還有就是有不少是在夜晚7點左右產生連續流星訊號.也代表疑似不具名的微小流星群進入.


*.現階段,對於21MHz的solar flare 觀測只能在假日作片斷觀測.雖然如此,但逐漸累積太陽閃焰的觀測數據模式和經驗. 將來這一套系統可以在無流星雨的空檔期間,將會以HF(21MHz)和VLF(30-35KHz) 兩個波長頻段針對太陽作不同高度的F電離層(全天)和D電離層(白天)的觀測.

在白天期間, 只要有相當規模的X ray flux進入. 在VLF波長,對於D層的SID非常敏感.但 地波干擾會較多.這樣的 觀測可以比對HF波段的21MHz數據. 兩波長的電波是相互影響的.







20210405 曹大貓咪

[曹大貓咪]

大溪天文台 HRO實驗電台工作日誌  TYGA TW



4月10日早上，開始安裝VLF天線和信號線。經調整好後約9點22分，同步啟動60KHz和21MHz兩個頻段觀測F電離和D層電離層。

如圖2，為VLF 60KHz接收日本九州的JJY信號。FFT為JJY音頻頻譜,信號走D 層傳導，傳送距離可達一千公里以上，因太陽x ray flux處於A級寧靜的狀態，所以信號非常穩定。

圖3為21MHz頻帶，除了地方干擾外，並無太陽擾動的電平起伏。