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


大溪天文台 2023  SN 2023  ixf  in  M101  影像  

2023年05月26日                大溪     晴朗       風速: 1-2 級            

Celestron 14" SCT F/3.6(f 1288mm   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.
  
0526    溫度:24.3度C   濕度: 86%                 *0.33 reducer: NextGen MAXfield  NGM 0.33X Telecompressor Lens


SuperNOVA 影像:

2023  SN 2023  ixf  in  M101  

四張 Luminance filter  影像重疊    90秒-120秒 X4    約類同累積400秒曝光

觀測儀器: 35cm  F3.7  SCT  +  SBIG  ST-10 XME (Monochrome)     溫度-5度C     Showa  20E + NS5000 導引系統    自由追蹤


未爆發前的超新星M101影像:
観測日時: 2023/02/16 19:45-19:59 UT
露出時間: 單張影像  曝光 60秒
使用機材: 美星天文台    1公尺望遠鏡+冷却CCD SBIG STL-1001E

影像取自 https://twitter.com/TSUISEKI_JAXA/status/1635973380364189697

最後一圖: 日本岡山 美星町 天文台內的101公分口徑 反射鏡 為日本國內開放式天文台最大口徑望遠鏡. 美星天文台的1m望遠鏡採用的是日本三菱電機開發為標準 天文台 主鏡和周邊設備(叉式赤道儀導引,高感度CCD.分光設備和其他附屬氣象觀測等子系統  PLC / Sequencer（PLC 可程式設計邏輯控制器）是主要用於控制及接收來自觀測系統的訊號輸入設備，根據程式執行各種過程，並控制連接到PLC的輸出設備。

控制方式:   使用PLC / Sequence進行終端機控制
控制軟體   專用軟體 telcnt（Linux，伺服器端，C++語言）用戶端:採用 telcnt on web
定位解析器   RCN226（22位元絕對值，0.5角秒）
準確性   6弧秒
恆星時追蹤   其他天體,如彗星追蹤
CCD相機ST-6 / ST-4自動導引修正（光譜儀）
叉式赤道儀架構: 日本  法月技研
1公尺主鏡製作:  中國  中科院 南京天文儀器廠

美星天文台也建立了太空防衛中心,利用50公分反射鏡定期監測近地小行星.

 



曹大貓咪                                2023 0601                     台北市

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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)

2023年06月2-3日                大溪     晴到多雲       風速: 1-2 級            

Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1288mm   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.
  

0602    溫度:28.7度C   濕度: 73%          風：0-1級
0603    溫度:26.3度C   濕度: 86%          風：1-2級

觀測項目:

2023  SN 2023  ixf  in  M101  

測量光度: Johbson Visual  ,  Blue  , Red  單色光 濾鏡

觀測儀器: 35cm  F3.6  SCT  +  SBIG  ST-10 XME (Monochrome)     溫度0-1度C      曝光 90-100秒     Showa  20E + NS5000 導引系統    自由追蹤

6月2日,天氣因多雲,觀測時間有限.所以僅有可見光觀測.其他色光因為有雲干擾無法取的正確ADU儀器光度數據. 所以6月2日無紅,藍色光的數據.
6月3日,天氣雖然較為晴朗,但月光影響水氣散射.透明度極差.但也勉強在9,10點晚上取得所需ADU儀器光度數據.


Observations submitted since last login:
SN2023 ixf  RA=10h03m39.7s    Dec=+54d18'46"        photometry and astrometry  by  astroart5.0
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            Name                JD               CalendarDate           Mag               Filter                            Chart/Soft
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1   SN 2023ixf   2460090.0375     2023 May 25.5375        11.0      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
2   SN 2023ixf   2460090.04028   2023 May 25.5403        11.1      Cousins R   ensemble            ASTROART5.0   N      
3   SN 2023ixf   2460090.04514   2023 May 25.5451        11.2      Johnson B   ensemble            ASTROART5.0   N      
4   SN 2023ixf   2460091.02431   2023 May 26.5243        11.2      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
5   SN 2023ixf   2460091.02708   2023 May 26.5271        11.0      Cousins R   ensemble            ASTROART5.0   N      
6   SN 2023ixf   2460091.03194   2023 May 26.5319        11.1      Johnson B   ensemble            ASTROART5.0   N      
7   SN 2023ixf   2460092.05278   2023 May 27.5528        11.3      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
8   SN 2023ixf   2460092.05694   2023 May 27.5569        10.9      Cousins R   ensemble            ASTROART5.0   N      
9   SN 2023ixf   2460092.06181   2023 May 27.5618        11.0      Johnson B   ensemble            ASTROART5.0   N   
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Color index:
0525  B-V=+0.2
0526  B-V=-0.1
0527  B-V=-0.3

Observations submitted since last login:
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              Name           JD                CalendarDate           Mag                  Filter                                  Chart
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1   SN 2023ixf   2460098.07917   2023 Jun 2.5792         11.1      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
2   SN 2023ixf   2460099.02361   2023 Jun 3.5236         11.1      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
3   SN 2023ixf   2460099.02986   2023 Jun 3.5299         10.9      Cousins R   ensemble            ASTROART5.0   N      
4   SN 2023ixf   2460099.02639   2023 Jun 3.5264         11.5      Johnson B   ensemble            ASTROART5.0   N   
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Color index:
0603  B-V=+0.4

老貓物語:
Light curves for Type II-L and Type II-P supernova:
SN2023 ixf 爆發後, 為 SN II Type超新星(大爆炸後的重力崩陷) II type的觀測亮度,其光度在爆發初期，雖然快速星等上升到峰值亮度，然後下降! 這些光度曲線的平均衰減率為每天0.008星等.也遠低於Ia型超新星的衰變率。II型根據光曲線的形狀分為兩類。II-L TYPE 超新星的光度曲線在峰值亮度之後顯示出穩定的（線性）下降。II-P TYPE則呈現非線性曲線.B-V 色指數曲線在色光上亮度差異並不大!

天文學家理論認為， SNII -L的較線性曲線表現可能僅僅是因為SNII -L 的恆星氫氣包覆要小得多。
這次觀測SN2023 ixf 雖屬 II Type，但光度的變化還是早期階段，還是要靠未來段觀測才可判定是走II -P 還是II-L 曲線。

This graph of the luminosity as a function of time shows the characteristic shapes of the light curves for a Type II-L and II-P supernova.
https://en.wikipedia.org/wiki/Type_II_supernova


老貓曰: 在5月25日的觀測, 光度在色光的數據, 可見光和藍光.紅光的數據較為接近. B-V=+0.2 - -0.3  ,但在6月3日的觀測中, 可見光光度和藍光差異增加 B-V=+0.4 且紅光亮度開始變亮!

望遠鏡:Celestron 14" SCT F/3.6
焦距為 1288mm      
取樣CCD: 美國 SBIG  ST-10XME   總畫素:  3.2 megapixel,       感光器畫素: 2184 x 1472 pixel         畫素尺寸: 6.8 micron,      感光器尺寸: 10.2 x 10.2mm.
感光器/系統光學解析: 每像素 1.1弧秒/畫素 (arc sec/pixel resolution)
地區: 台灣 桃園 大溪地區  視狀 (Seeing Field) =1.5 -2 arc sec 的典型光害地區 夜空視野下進行星點取樣.

CHROMA V -Bessell  ：
用於天文觀測的最高品質濾鏡，採用優質光學玻璃基板並使用耐用的電子噴射硬塗鍍膜層。所有鍍膜都塗在正面，吸收雜光的抗反射鍍膜在背面，以防止重影並最大限度地提高單色光透射率。
它極其精密和精確，其特定透光光譜穩定，不會因溫度和濕度變化而發生波長位移。

CHROMA UVBRI Bessell系列綠色（可見光）,紅色光和藍色光 單色波長測光專用濾鏡，耐用的高透光率鍍膜塗層 和  Custom Scientific, Inc.  UBVRI Johnson/Cousins/Bessell Filter Set：最後一圖


大溪天文台採用的測光專業濾鏡 供應商網址: 這兩家也是專業研究天文台和AAVSO 指定的天文濾鏡專業廠商.

https://customscientific.com/index.html

https://www.chroma.com/


  







曹大貓咪                     2023  0605     台北市

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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)

2023年06月02日                大溪     晴朗(雲)       風速: 1-2 級            

Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm   1.1 arcsec/pixel resolution) +SBIG ST-10XME + CHROMA V -Bessell      自由追蹤 (POLEMASTER 2017 0805 校對) Showa 20E kai +NS5000 for SHOWA20E(測試中).+TheSky GOTO system.
  
0602    溫度:28.7度C   濕度: 73%          風：1-2級

視狀 1/5   透明度 1-1/5  (1-5 最差到最佳程度)


觀測變星:08顆   CCD:07顆   目測:01顆              獅子座  GCVS  Leo

觀測工作日誌小語:
05/26.05/27 兩日利用 新導入的高感度 SBIG ST-10XME  冷卻CCD. 第一次運用於 變星觀測的 Photometry和Astrometry.

老貓物語:
節令又到了初夏的不穩定天氣.下午受到太平洋高壓的高壓和鋒面影響,對台灣的熱力一波波轉成午後的雷雨.還持續到午夜(晚上溫度降到27度c,但濕度達到90%,莫名的悶熱讓全身難過痠痛+頭痛，真是難過的季節)....6月初的觀測受到大氣水氣因滿月的散射.透明度極差! 變星的觀測在五月的穩定夜空，六月初卻進入擾動極為惡劣(seeing field>2 arcsec). 所以變星的觀測數據能夠取樣的機率下降.雖然大溪天文台由舊的custom hohnson UBVIR 改為美國CHROMA V -Bessell  filter(玻璃厚度約為1/2 減薄。測試使用若好用，預計六月會購買其它色光濾鏡全部取代舊Custom Johnson UBVIR系統。).透色光更為精準. 但是大氣的變化無法用較新鍍膜技術做改善. 所以6月在維持SN 2023 ixf 超新星觀測外,變星觀測可能會減少觀測時間.



Observations submitted since last login:
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          Name              JD             CalendarDate         Mag             A Filter B                               Chart       Inst
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1   R BOO   2460098.15139   2023 Jun 2.6514         11.1      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
2   T BOO   2460098.15417   2023 Jun 2.6542         15.0      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
3   U BOO   2460098.16667   2023 Jun 2.6667         10.6      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
4   V BOO   2460098.17222   2023 Jun 2.6722           7.8      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
5   Y BOO   2460098.17917   2023 Jun 2.6792           8.3      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
6   X BOO   2460098.17917   2023 Jun 2.6792           9.8      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
7   Z BOO   2460098.18403   2023 Jun 2.684           14.3      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
8   W BOO   2460098.17014   2023 Jun 2.6701          5.0         0.1      4.6      THE SKY   N      Nikon 8X30A BINOCULARS
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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 0602  取樣 :15.42mag ( JOHNSON UVBR  / CHROMA V -Bessell  V band filter )      
 image field: 26'x19' (ST2000)  41'x34' (STL11K)  27'X24' (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 code


圖1: AAVSO 最新的 SN2023 ixf  V,B,R  最新測光曲線     註: 十字線標記為 台灣TYGA TW 觀測數據位置.  可見大溪觀測數據補足在曲線空白位置(多數變星觀測的時區都集中在歐美地區.亞洲地區較為稀少).

老貓曰: 在5月25日的觀測, 光度在色光的數據, 可見光和藍光.紅光的數據較為接近. B-V=+0.2 - -0.3  ,但在6月3日的觀測中, 可見光光度和藍光差異增加 B-V=+0.4 (藍光光度變暗），且紅光亮度開始變亮!






曹大貓咪                                   2023  0605                  台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台實驗HRO/SID電波觀測日誌


FRO 商業FM電台觀測  HRO 火腿無線電觀測 兩種觀測法的流星計數變化


大溪天文台在 06月03日 晚上 22h00m  開始利用 FRO 84.8MHz USB  和 HRO 50.017MHz CW  兩種不同頻率的電波接收的流星反射信號. 簡單統計FRO/HRO的變化

觀測時間:  06月03日晚上 22h  - 06月04日早上10Hh 是在流星最多的時刻(日變化的極大期間). 所以統計FRO/HRO 兩個流星計數作比較比較容易。 統計如下:
06月04日 早上08h-10h 為HRO/FRO Es 干擾.所以不做計數統計.


1.FRO和HRO的觀測中,偵測到流星反射信號時間並非同步. 大部分的觀測中,FRO有時觀測到.但HRO則無信號. 有時HRO有信號,但FRO則沒有!

2.FRO的發射電台比起HRO的發射功率大粉多. 所以雖然HRO比FRO的頻率較低.理論上HRO的流星反射效率比FRO好（ FRO 因為頻率較HRO有更高的臨界反射頻率MUF (Maximum Usable Frequency)，假設在同一電波發射功率，FRO電波遇到了流星，比HRO更容易不被反射，而是直接穿過電離層向太空飛去！所以收到的流星訊號更少） 。但因FRO為電波為大功率發射.所以雖然FRO在傳導路徑的大氣吸收衰減效率比HRO高，但接收信號卻效率高！(發射電波在兩者在同天線的接收增益相差 約為30dBm . 這是以同位於日本九州的福岡和宮崎，兩者的發射站距離台灣差不多!)

HRO: 發射電台源:日本宮崎 JA6YBR  50w (五十瓦)
FRO: 發射電台源:日本福岡  NHK JOLK FM   50Kw (五萬瓦)
兩者在同天線的接收增益相差 約為30dBm .

3.HRO的發射和接收在日本的觀測者非常少.因為受到偶發自然傳導爆發(Sporadic E ionsphere  effect)的干擾.HRO比FRO嚴重.


*.最後兩圖的時間因沒有校對,所以月份日期錯誤.但時間正確.









曹大貓咪                               2023 0606                 台北市

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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)



山形縣的板垣浩一 先生在5月19日發現 在M101 有顆爆發的超恆星! 這是當時發現時的影像.


山形縣的板垣浩一（Koichi Itagaki）在5月19日下午17點27分左右（世界時間。 日本20日淩晨2時27分），國際天文學聯合會中央辦公室報告說，從大熊座M101星雲例行搜索中,在特定拍攝的圖像中發現了一個新的天體.當時光度為14.9等.也就是此暗淡恆星初次爆發時的初期階段.  圖1 由 板垣浩一先生提供.
https://blog.goo.ne.jp/gototelesco

圖2"  日より、仙台市天文台で「天文台まつり2023」が開催されています(http://sendai-astro.jp/matsuri.html)。

在仙台市立天文台舉辦的天文台節 2023年 . 五騰光學 新的MX-HD+ 中型赤道儀 展示.  價格應該破百萬日幣!








曹大貓咪                                             2023  0607                   台北市

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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)



美國政府對於外國購買者對於終端使用者的申報

購買天文觀測用精密零件,可能需要填寫 美國政府對於外國購買者對於終端使用者的申報(US export regulations).如果購買物品太過敏感,可能不予出口.

最近向美國 CHROMA UVBRI Bessell系列的濾鏡.約650美金. 本想靜待美國出貨後,頂多繳稅即可以到手. 沒想到 原廠寄來這份需要申報美國政府的文件. 這是因為烏俄戰爭.凡是出口到國外的科學設備都需要有最後使用者的申報資料.

老貓收到後,還是有點怪怪的...因為以前沒......為了不耽誤寄送流程又怕被詐騙, 直接去信詢問了原廠服務人員後,確定一定要申報!否則很難出口這批物品.....xxoo！於是就研究了一下這文件,需要老貓確實詳細地資料(文件內文有 please provide detailed information regarding the........are not specific enough.)老貓也確實填寫(怕寫錯,還用鉛筆填寫,不過有點xxoo,所以感覺寫得有點凌亂.) 裡面有一項是購買物品是用在太空/人造衛星(space/satellite),感覺有點敏感,怕被找麻煩! 所以我填寫是純天文科學用途*astronomy science 以免被懷疑....).最後對方收到後,來信感謝並說會盡快處裡我的訂單... 唉! 這場烏俄戰爭還真有點困擾老貓.

這筆購買預算是用信用卡刷的.....等到帳單到後...因為是先斬後奏,雖然是花老貓的錢錢....但一定還是被念.兩片爛玻璃要這麼貴!!!!!.........人生真是難啊.







曹大貓咪                                2023  0608     台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW


大溪天文台25年前開發的JJY 電波標準時間鍾


大溪天文台25年前開發的JJY 電波標準時間鍾

25年前（1998年），大溪天文台需要在無網路下，仍有標準時間可用於天文觀測記錄，精準時間信號自動控制電腦和當時開發的天文觀測掩星（月掩星或恆星，小行星掩星等等）精密計時信號產生裝置（時間顯示達到1/100秒精度）。於是向日本秋月電子購買JJY電子套件並設計通訊端子，利用標準RS232C I/O編寫程式（QBASIC for DOS/Windows， Visual BASIC for Windows)
和掩星影像結合一套觀測系統。在大溪天文台測試下成功觀測了一次月掩星後，但原型系統在天文公家單位預算被刪後，就沒有持續發展。

所以在25年後，再將JJY時間模組修理，重新放置天文台內提供精密的時間。

特點如下：
1.接收日本的JJY（日本標準電波60KHz）自動校準時間。
2.此系統電路搭載高品質且耐用的接收IC、自行設計RS232C驅動IC、電阻、主電容等元件的電子元件。

3.內部時鐘使用高精度溫度補償石英振盪器（TCXO）以對應天文台的溫度劇烈變化，確保在未收到到JJY無線電波狀態時的時間精度。（每週 維持在1 秒以內）
4.內部產生日期和時間字串和狀態，主系統可以RS-232C通信和自行編寫軟體處理其它系統I/O和控制。
5.脈衝輸出是100mS脈衝信號輸出。

當時小貓還開發GPS全球定位信號的精密時間產生電路結合掩星子觀測系統（第二代掩星觀測系統），可惜這幾天要搬家整理時已經找不到了。


#.日本郵電部從1999年6月開始頒佈新的長波JJY電波發射規則。根據實際測量，因接收延遲的問題，比GPS 慢了0.3到0.8秒，這適合一般生活日常，但已不適合天文掩星所需精度。所以現階段，老貓建議採用GPS 信號較為精準。精度達到10微秒。

#.10微秒（μs）=1/100秒 精度。






曹大貓咪.

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大溪天文台實驗HRO/SID電波觀測日誌


FRO 商業FM電台觀測  HRO 火腿無線電觀測 兩種觀測法的流星計數變化


大溪天文台在 06月09日 晚上 19h00m  開始利用 FRO 84.8MHz USB  和 HRO 50.017MHz CW  兩種不同頻率的電波接收的流星反射信號. 簡單統計FRO/HRO的變化

觀測時間:  06月09日晚上 19h  - 06月11日早上11Hh 是在流星最多的時刻(日變化的極大期間). 所以統計FRO/HRO 兩個流星計數作比較比較容易。 統計如下:
06月10日 早上08h-15h 為HRO/FRO Es 干擾.所以不做計數統計.
06月11日 早上08h-11h 為HRO/FRO Es 干擾.所以不做計數統計.
*.06月已經進入自然E電離層自然爆發傳導熱期. 預計7,8,9月的Es干擾 會更加惡劣!


1.FRO和HRO的觀測中,偵測到流星反射信號時間並非同步. 大部分的觀測中,FRO有時觀測到.但HRO則無信號. 有時HRO有信號,但FRO則沒有!

2.FRO的發射電台比起HRO的發射功率大粉多. 所以雖然HRO比FRO的頻率較低.理論上HRO的流星反射效率比FRO好（ FRO 因為頻率較HRO有更高的臨界反射頻率MUF (Maximum Usable Frequency)，假設在同一電波發射功率，FRO電波遇到了流星，比HRO更容易不被反射，而是直接穿過電離層向太空飛去！所以收到的流星訊號更少） 。但因FRO為電波為大功率發射.所以雖然FRO在傳導路徑的大氣吸收衰減效率比HRO高，但接收信號卻效率高！(發射電波在兩者在同天線的接收增益相差 約為30dBm . 這是以同位於日本九州的福岡和宮崎，兩者的發射站距離台灣差不多!)

HRO: 發射電台源:日本宮崎 JA6YBR  50w (五十瓦)
FRO: 發射電台源:日本福岡  NHK JOLK FM   50Kw (五萬瓦)
兩者在同天線的接收增益相差 約為30dBm .

3.HRO的發射和接收在日本的觀測者非常少.因為受到偶發自然傳導爆發(Sporadic E ionsphere  effect)的干擾.HRO比FRO嚴重.


圖3.4: 為FRO 的Es 強烈干擾.
圖5.6: 為HRO 的Es 強烈干擾.

* 夏天是流星無線電觀測的休息季節,可惜天氣也不行!  夏天哪裡都去不了, 在家乖乖打掃整理,明年準備搬家.




最後一圖: 一個星期不到! 今天(12日) 終於從美國Chroma 將大溪天文台所需的重要觀測濾鏡組寄到台灣了.

             一個大紙箱內放兩片小玻璃 和檢驗窄頻分光頻譜曲線和報告.    Thank God!











曹大貓咪                               2023 0612                台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台實驗HRO/SID電波觀測日誌



談談 天文對恆星亮度的測光和所用濾鏡
Astronomy's photometry and photometric filter for the brightness of stars


老貓物語：
老貓使用觀測於變星測光由肉眼轉變為CCD (Sillicon sensors) 已經近20年了.自從在千禧年後購買了第一套SBIG ST-237 CCD (A/D 16 bit). 就開始研究CCD和測光濾鏡的關係. 其中慢慢累積了一些知識和經驗後. CCD因為天文攝影的興盛, 想必網路上可以找到很多的專業知識. 所以這次就簡單說一說老貓使用 測光濾鏡的經驗.........

測光的簡史:
人類對於星光的亮度，首次作科學性測量已經近200年的歷史。以前都是以肉眼直接觀看較亮恆星，單憑感覺胡亂猜測到19世紀,利用光學楔形玻璃的光線亮度調整和蠟燭光源，裝置於折射望遠鏡針對較暗的恆星做目視比較的光度計發明.後來的底片發明後,利用底片的感測材料,取代眼睛.發明透射濃度計測量底片濃度（因星光在底片上形成星點金屬銀濃度為具線性常用對數關係）換算恆星的光度.但人類發現,底片的感色性和肉眼不同! 於是發明了修正底片的感色性濾鏡. 利用藍色濾鏡去修正特定專用底片的感色性來取代較接近的目視星等（又稱攝影星等）.

於是天文專用的測光濾鏡開始發展.....

現代的天文測光的濾鏡:
我們利用紫光,藍光和綠光來定義UBV測光濾鏡系統. 天文觀測的測光都是常用這三個色光系統，也是國際上的標準測光系統.  UBV測光系統是1950年代由美國 詹森(H.L Johnson)和摩根（W.W.Morgen）開發及定義 UBV測光系統的星等. 觀測上常用B,V星等和色指數B-V和U-B表示. (亮度為0等 ，這是利用特定的6顆恆星(光譜類型為A0V) 取其平均色指數為0).

UBV測光系統在1930-1950年間,發展出的光電倍增管(PMT)逐漸和底片運用於連續測光(光電倍增管)和單影像取樣測光(化學底片) 兩種.  以光電測光而言,天文以要求使用RCA 1P21型光電倍增為感測器.濾鏡的U波段中央波長為360奈米(nm)左右 使用標準的Cornins 9863濾光片測得)，為近紫外線成份，所得為紫外星等。B波段波長為440nm左右，(使用標準的Cornins 5030濾光片) Schott GG 13玻璃測得，測量藍色成分，所得為藍色星等。V波段波長為550nm左右，使用標準的Corning 3384濾光片測得，和人眼所見亮度接近，所得為可見星等(Visual Magnituide).

在1970年以後,這類濾鏡的主流為兩大類. 一種是Johnson-Cousing UBVRI 系統 和 Bessell(1979年) UBVRI 系統. 在1970-1990年代,大多數的職業和業餘天文貓們都以Johnson-Cousins UBVRI 系統為主. 這是因為Bessell 的玻璃以染色光學玻璃為主.但因容易吸濕.所以時間一久就會霧化. 對於溫度的變化也很敏感(0.1度C 的變化會影響濾鏡的波長約0.1nm的偏差).

所以老貓在2000年初,購買測光濾鏡,主要是購買AAVSO 推薦的美國 Custom scientific 的Johnson(B,V)- Cousins (Ri-Ic) 濾鏡系統.

在2005年,發展Bessell系統的廠商,針對CCD測光的盛行，決定新技術光學處理上採用了dielectric coated (interference for narrow band) ,就是所謂電介質鍍膜技術逐漸改善了其缺點,Bessell 在色光有更佳的透射性(Higher Treansmission)和耐久性.

AAVSO在2017年發表.就是針對疏散星團的Bessell的標準星等檢驗觀測和研究.其結論認為 new Bessell的系統和 Johnson Cousins 在測光的差異不大(現在很多的光學廠都以Bessell/Johnson Cousins 共用 UBVIR 波長頻譜圖). 所以推薦了幾家(Johnson Cousins /Bessell )專業廠,如 Astrodon ,  Baader , Custom scientific , CHROMA 等廠. 自從老貓2 年前和CHROMA 討論了一些問題並採購了50mm, 31.7mm V band 6nm 精度濾鏡後.的確感覺透光性比起老濾鏡好用,同時這兩年幾次平均測光精度約為+/-0.081等左右.類同以前所用的Johnson-Cousins系統.


圖:彩色CCD的感色性和測光濾鏡的分光頻譜

圖2: Zöllner's astronomical photometer used a kerosine lamp as a standard light source. The light from the lamp (right-hand side) was introduced through the inside of the rotation axis to the telescope (left-hand side), and an observer could see the image of the artificial star through a half mirror at the eye-piece lens along with that of a star (after Herrmann 1984: 74)


19世紀末，天文學家開始量化亮度做科學性的測量 ：
Zöllner的天文用測光計使用煤油燈作為標準光源. 燈光（右側）的光通過旋轉軸的內部引入望遠鏡（左側）.測量者可以通過目鏡處的半反射鏡,看到人工恒星的亮度影像和真正要測量的恒星目標影像,此時調整滑動一塊楔形玻璃（optical Wedge），逐漸調暗煤油燈的亮度，等待兩個亮度一致後,可以讀出其煤油燈的亮度對照星等數據.

20世紀初，人類開始進入電氣類比信號進行恆星的測光探索：
人類在1903年*才開始使用硒光電池做感測器,運用電氣開始展開更精密光電測光的天文觀測.

*.1903 年，Joel Stebbins 博士加入美國 伊利諾大學，擔任天文學講師和伊利諾大學天文台台長。1905 年，他和 FC Brown 開始試驗硒光電池（selenium sell）測量光度法，並開發了較為具體的設備和多色測光方法。

The photometer Stebbins used from about 1915 at the UI Observatory. The photometer contains a Kunz rubidium cell with a direct connection to a string electrometer specifically built for Stebbins by William Gaertner and Company of Chicago. The other parts were constructed by Mr. J. B. Hayes, mechanician of the Illinois physics department. The telescope is the UI 12-inch Brashear refractor. Provided by M. Svec, courtesy of University of Wisconsin Archives.


1970年代後的CCD和數位影像的崛起:
1970年代以後，電荷藕合感光裝置CCD 開始發展，天文職業貓們也開始採用數位影像運用恆星測光。現代的CCD都是利用望遠鏡的焦點收集星光，採用差分測光觀測（Differential photometry ），取樣一目標恆星亮度和參考星（已知參考恆星亮度，老貓的Astroart測光軟體或通用測光軟體通常多用美國海軍天文台 UCAC4目錄 為標準）作多星相減後的差別比對。另外還有一種重要的Aperture photometry，作取樣的測量孔徑，而這取樣最適合（good choice for the radius of an aperture）大約在星星FWHM範圍的1.5 - 2.0 倍。以這樣的標準的像素數和孔徑內的背景天空值（每像素計數）等來計算和其它的已知恆星ADU作比較，取得修正後的儀器星等。老貓使用多年的測光軟體以前是手動分開計算，但最新的Astroart已經自動依照星點作孔徑取樣，並自動和參考星（3顆以上）作平均差分比對計算。最後一圖

日本最初的小行星發現乾版照片:

19世紀的日本東京麻布觀象台（國立東京大學天文台前身）利用攝星鏡最初的觀測中, 首次發現並由日本來命名的小行星 (小惑星「TOKIO」、「NIPPONIA」).這次當時由東京帝國大學的平山信教授 在1900年3月6日到3月9日所拍攝的乾版照片中發現了非常微暗的小黑線(圖4，5) .這是小行星在背景恆星中移動的軌跡線.當時由三點定位開始計算初期軌道確定其數據要素.同時也將1885年發現的 CAROLIA和 TOKIO 的軌道加以計算確認.

最後一圖:オリオン大星雲       國立天文台提供
数ある天体の中でも有名なオリオン座にある散光星雲（オリオン大星雲、M42）を写した写真乾板。 1916年2月14日に、3時間ほどの露出で撮影されたもので、周囲の淡い部分まで映し出されいます
大正時期幾張天文照片中,有些有名的天體如獵戶座散光星雲乾版照片 1916年2月14日 拍攝3小時的長時間曝光可看出周圍淡淡的雲氣特徵. 老貓要說的是...一百年前拿來當天文攝星鏡像差品質真是嚴謹.除了鏡頭色差和乾版感色性引起的亮星直徑較大些外...設計及製造出如此星場中的星點品質及平坦修正的前輩們,真是讓老貓起立敬禮了.想不到一百年後的業餘鏡頭品質才勉強追上.


差分測光(differential photometry)在系外行星探測的發展:

現代研究變星的測光運用,已經 運用廣泛且發展出很多的分支，特別是短期 RR變星的光度變化最近非常流行! 其使用的就是運用差分測光的技術。 這不是在絕對尺度上測量變星的星等變化! 而是相對於在特定短暫時間進行多次測量一顆或多顆非變星(較為穩定的恆星),利用光度在短暫時間的差異（差分比較）變化數據,然後繪製曲線來演示這些光度差異.這樣的結果可以研究和說明相對或差分變化, 現在天文觀測上所產生的數據數量極大! 由於恆星的因行星遮敝或單純短時間變星脈動數量非常多，這樣情況可以大量利用差分測光法可以在很多領域,也代表了職業和業餘天文學家可以合作, 為科學和天文學做出有意義和持久的貢獻。

最近，對太陽系外行星的搜索（至今為止發現的超過近千顆）已經確定了研究差分測光法的普遍運用，很多天文台或天文衛星避開了大氣擾動，重點在於其中研究系外行星環繞恆星短暫的微小亮度的下降。

A variable star, as its name suggests, is a star whose magnitude varies intrinsically, in contrast to eclipsing binaries whose magnitude varies as a result of one star in the binary system eclipsing the other. True variables are one of five types, namely Mira stars, semiregular stars, cepheids, eruptive variables and, finally, cataclysmic variables. Minimum to maximum magnitude can range from days to many months with some variables displaying irregular periods.

A popular method for the study of variable stars, particularly short-term variables, is by the use of the technique known as "differential photometry". Rather than measure the (variable) magnitude of a variable star on an absolute scale, measurements are made over time relative to one or more non-variable star(s) and these differences are then plotted so as to study and illustrate the relative or differential change in magnitude. Due to the very large number of variables stars, the field of differential photometry represents one of the key fields in astronomy whereby the amateur astronomer can make a meaningful and long-lasting contribution to both science and astronomy.

 The light curve for exoplanet CoRoT-1b in Monoceros depicted below is the first discovery of the French-led CoRoT (Convection Rotation and planetary Transits) satellite mission which was launched in December 2006 for the specific purpose of studying 12,000 stars per session over 30- and 150-day periods using an on-board 27-cm telescope. Its main advantage being in (polar) earth orbit is the ability to bypass the adverse effects of earth's atmosphere and the limited windows of opportunity available otherwise (due to darkness etc). CoRoT-1b, announced in the spring of 2008, is characterized with a mass and radius 1.03 and 1.49 times that of Jupiter, respectively, thus making this find a low-density but very large hot Jupiter and which defies current irradiated planet theory and modelling since its radius is much bigger for its mass. CoRoT-1b requires 139 minutes to transit its parent star at a depth of approximately 25 mmag (2.5%). The parent star, GSC 4804:2268, is of G0V spectral type and is estimated to have a mass of 0.95 solar masses, a radius equivalent to 1.11 solar radii, a temperature of 5,950° K and to lie at a distance of 1560 light-years away with a visual magnitude of 13.6. Further details regarding CoRoT-1 and CoRoT-1b are available in the paper published by the discovery team led by Barge et al (click here).














曹大貓咪                                     2023 0613                  台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台實驗HRO/SID電波觀測日誌



大溪天文台 服役23年的第二代自動導引 GOTO 精密type 系統正式退役



在民國88-90年，當年在龍潭建立自家光學天文台，因觀測目標為微暗變星和彗星等，在操作上要從手動尋找要導入自動導引。所以赤道儀決定要開發自動導引。立即和故友蔡鴻彰兩人成立開發小組，各自負責硬軟體兩個方向。自第一代自動導引開發到第二代的高解析光學定位器導入，當年老貓花了很多時間了解及修改ASCOM 和最新TheSky 6.0 Pro版連線(SS2K ASCOM driver for 2.10 version)，配合蔡兄的硬體電路修改，讓導入精度達到秒單位。

這套第二代系統在大溪天文台控制Showa 20E 赤道儀有效輔助老貓觀測變星十分有效率。但畢竟已經20多年了，這段漫長期間，自導系統僅更換了一次光碼定位器（颱風進水）和SK2K 主控器。所以去信請日本 著名的自導系統專家 西岡定彥先生協助及引進NS5000系統，經過兩個月的觀測已逐漸熟悉NS5000脾氣，也穩定了新系統觀測流程。主要是修改了原系統過中天會迴歸原點的缺點。

大溪天文台新一代 NS5000SHOWA20E自動導引系統。比起前一系統，體積小得多。也不再需要Skysensor2k作座標計算微處理子系統！








曹永杰                                   20230616.               大溪

[曹大貓咪]

大溪天文台實驗HRO/SID電波觀測日誌



大溪天文台守整晚，天氣就是不配合！


昨晚（22日），白天天氣非常熱且晴朗。倒霉的是太平洋高壓變弱，晚上鋒面又接近北台灣！一到晚上，滿心期待，但整晚卻都是雲！導引電腦已經鎖定了2023 SN ixf （M101)要進行例行觀測， 冷卻CCD也待機中.....但是整晚雲來雲去，絲毫不給機會！

這個星期都是這種白天熱屎人，晚上水氣就滿天雲的機率很大！


最後圖：昨晚在天文台等待雲散加打蚊子無聊，在電腦上搜尋一些老舊記憶，竟然在一些記錄中找到 37年前母校，每天每位學生都會有一份晨報的老刊物 華夏導報，在以前混天文社時的哈雷彗星報導。 真是瞬間，一路從北台灣追哈雷到南台灣，學生時代的記憶又回來了。








曹大貓咪.                        2023 夏至.                  大溪

[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)

2023年06月19日                大溪     晴到多雲       風速: 1 級            

Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1288mm   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.
  
#.0.33 reducer: NextGen MAXfield  NGM 0.33X Telecompressor Lens

0619    溫度:28.7度C   濕度: 76%          風：0-1級

觀測項目:

2023  SN 2023  ixf  in  M101  

測量光度: Johnson Visual  , Johnson Blue  ,  Bessell Red  單色光 濾鏡

觀測儀器: 35cm  F3.6  SCT  +  SBIG  ST-10 XME (Monochrome)     溫度0-1度C      曝光 90-100秒     Showa  20E + NS5000 導引系統    自由追蹤

老貓曰: 6月19日,天氣因多雲,觀測時間有限.所以僅有可見光和藍光觀測.其他色光因為有雲干擾無法取的正確ADU儀器光度數據. 所以6月19日無紅光(Bessell Red)  數據.



Observations submitted since last login: 2023 0525 - 0527
SN2023 ixf  RA=10h03m39.7s    Dec=+54d18'46"        photometry and astrometry  by  astroart5.0
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            Name                JD               CalendarDate           Mag               Filter                            Chart/Soft
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1   SN 2023ixf   2460090.0375     2023 May 25.5375        11.0      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
2   SN 2023ixf   2460090.04028   2023 May 25.5403        11.1      Cousins R   ensemble            ASTROART5.0   N      
3   SN 2023ixf   2460090.04514   2023 May 25.5451        11.2      Johnson B   ensemble            ASTROART5.0   N      
4   SN 2023ixf   2460091.02431   2023 May 26.5243        11.2      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
5   SN 2023ixf   2460091.02708   2023 May 26.5271        11.0      Cousins R   ensemble            ASTROART5.0   N      
6   SN 2023ixf   2460091.03194   2023 May 26.5319        11.1      Johnson B   ensemble            ASTROART5.0   N      
7   SN 2023ixf   2460092.05278   2023 May 27.5528        11.3      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
8   SN 2023ixf   2460092.05694   2023 May 27.5569        10.9      Cousins R   ensemble            ASTROART5.0   N      
9   SN 2023ixf   2460092.06181   2023 May 27.5618        11.0      Johnson B   ensemble            ASTROART5.0   N   
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Color index:
0525  B-V=+0.2
0526  B-V=-0.1
0527  B-V=-0.3

Observations submitted since last login:2023 0603
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              Name           JD                CalendarDate           Mag                  Filter                                  Chart
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1   SN 2023ixf   2460098.07917   2023 Jun 2.5792         11.1      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
2   SN 2023ixf   2460099.02361   2023 Jun 3.5236         11.1      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
3   SN 2023ixf   2460099.02986   2023 Jun 3.5299         10.9      Cousins R   ensemble            ASTROART5.0   N      
4   SN 2023ixf   2460099.02639   2023 Jun 3.5264         11.5      Johnson B   ensemble            ASTROART5.0   N   
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Color index:
0603  B-V=+0.4


Observations submitted since last login:2023 0619
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             Name                      JD               CalendarDate       Mag                          Filter                                 Chart
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1   SN 2023ixf   2460115.21181       2023 Jun 19.7118        11.6      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
2   SN 2023ixf   2460115.21528       2023 Jun 19.7153        12.3      Johnson B   ensemble            ASTROART5.0   N
3   SN 2023ixf   2460117.15833       2023 Jun 21.6583        12.2      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N*
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Color index:
06019  B-V=+0.7

*2023 0621  V=12.2mag (21日的取樣天氣非常差,透明度差! 導致亮度測光會有所偏差 變暗或參考星亮度失準).所以AAVSO 不予報告.僅自行參考.

#.SN2023 ixf 爆發後, 為 SN II Type超新星，其藍色光星等會逐漸地變暗。其曲線變化為最後一圖

天文學家理論認為， SNII -L的較線性曲線表現可能僅僅是因為SNII -L 的恆星氫氣包覆要小得多。
這次觀測SN2023 ixf 雖屬 II Type，但光度的變化還是早期階段，還是要靠未來段觀測才可判定是走II -P 還是II-L 曲線。

This graph of the luminosity as a function of time shows the characteristic shapes of the light curves for a Type II-L and II-P supernova.
https://en.wikipedia.org/wiki/Type_II_supernova


老貓物語:
Light curves for Type II-L and Type II-P supernova:
SN2023 ixf 爆發後, 為 SN II Type超新星(大爆炸後的重力崩陷) II type的觀測亮度,其光度在爆發初期，雖然快速星等上升到峰值亮度，然後下降! 這些光度曲線的平均衰減率為每天0.008星等.也遠低於Ia型超新星的衰變率。II型根據光曲線的形狀分為兩類。II-L TYPE 超新星的光度曲線在峰值亮度之後顯示出穩定的（線性）下降。II-P TYPE則呈現非線性曲線.B-V 色指數曲線在色光上亮度差異並不大!


老貓曰: 在5月25日的觀測, 光度在色光的數據, 可見光和藍光.紅光的數據較為接近. B-V=+0.2 - -0.3  ,但在6月3日的觀測中, 可見光光度和藍光差異增加 B-V=+0.4 且紅光亮度開始變亮!   6月19日 B-V=+0.7 藍光逐漸變暗. 紅光無觀測.

望遠鏡:Celestron 14" SCT F/3.6
焦距為 1288mm      
取樣CCD: 美國 SBIG  ST-10XME   總畫素:  3.2 megapixel,       感光器畫素: 2184 x 1472 pixel         畫素尺寸: 6.8 micron,      感光器尺寸: 14.9 x 10.2mm.
感光器/系統光學解析: 每像素 1.1弧秒/畫素 (arc sec/pixel resolution)
地區: 台灣 桃園 大溪地區  視狀 (Seeing Field) =1.5 -2 arc sec 的典型光害地區 夜空視野下進行星點取樣.

CHROMA V -Bessell  ：
用於天文觀測的最高品質濾鏡，採用優質光學玻璃基板並使用耐用的電子噴射硬塗鍍膜層。所有鍍膜都塗在正面，吸收雜光的抗反射鍍膜在背面，以防止重影並最大限度地提高單色光透射率。
它極其精密和精確，其特定透光光譜穩定，不會因溫度和濕度變化而發生波長位移。








曹大貓咪                     2023  0623     台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW


大溪天文台 第二代 自動導引 GOTO 系統 (Modified)  for NS5000SHOWA 20E (Kai)


老貓因應大溪天文台現役NS5000系統 對應Showa 20E(kai) 的老舊問題修改新的流程圖

圖1:針對大溪天文台SHOWA 20E 赤道儀 原設計為 日本西岡定彥先生

圖2:老貓新對應修改系統流程圖 (針對手動控制電路和取代原廠驅動電路)

圖3:2003年,小貓和團隊研發完成的第一代精密導引的GOTO系統圖 (IBM PC-586 Window3.1系統)

圖4:2010年的初冬星空 M1

2010年12月18日 晚上9點. MEADE10吋(F6.3) SCT.SBIG ST2000M.攝氏-10度C  10分鐘X4+5分鐘x1=45分鐘等效曝光 SBIG STV自動追蹤修正+60720導星鏡

SHOWA 20E(kai)赤道儀 (月齡13.4)  大溪天文台  大貓









曹大貓咪                                       2023 0624     台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW



大溪天文台 添加一部目視觀測利器  Nippon Kogaku IF 7X50  field 7.3度  雙筒鏡

2023年 老貓物語
這部可憐的1960年代生產的雙筒鏡.以日本光學的產品而言.產量非常少(少量生產,以外銷為主,日本內銷更是極少)! 但是品質卻很高! 所以這部報廢品在一年前拿到手後,就直接丟進零件箱內預作拆肉用途,但零件卻和標準Nikon 7X50不太相容! 所以靜置一段時間後,才決定要修護看看. 最初是 稜鏡和目鏡慢慢處裡. 另外雙筒鏡的結構也有彎曲(應該是撞擊)裡. 另外雙筒鏡的結構也有彎曲,物鏡變形嚴重!(應該是撞擊?!),所以用工具挖洞去除破損部份,再用金屬膠黏合補強結構強度. 在今天(2023/06/25) 早上完成最後的修整.

早上利用大晴天觀看遠方 大直山上的電塔.最後細細調整好光軸! 然後,老貓跑去泡好一杯日月潭紅玉紅茶, 細細品嘗紅茶後.雙手握住這部雙筒, 要好好地,細細地觀看這部60年代的逸品能帶給老貓什麼樣的驚奇!? 我特別也準備了一部 後期的IF 7X50雙筒( 防水一體成形 1976年以後都是以此為主要產品). 放置這兩部雙筒, 慢慢做比較.........

小小測試心得：
這部 Nippon Kogaku IF 7X50 目鏡在平坦視野表現極為出色! （像場平坦度達到80%，可直逼Nikon SP 等級！）亮度和色彩失真極低! （藍色色差看不出來，僅有微量紫光色差！）比後期的多層鍍膜 IF 7X50防水型在像場表現毫不失色!

說實在的,這部60年代的老骨董真的是破爛加上物鏡有部大不小的損傷(應該是鑽頭鑽到物鏡玻璃). 但是修補後,還看不太出來有影響! 這點讓老貓直歎，60年代的日本光學在某些產品製鏡工藝水準非常驚人！就如同同樣活耀於70年代的Nikon 8cm 天文折射鏡，當年僅憑Nikon兩片標準消色差物鏡的水準，不僅不輸當年的五藤，蔡司天文產品，甚至現在號稱超低色散的ED鏡也佔不了多少便宜！

預計下星期拿到大溪天文台,開始試作目視觀測,如果OK,就開始服役.

圖1-3: 可以看到這部可憐的老雙筒十分破爛......整個雙筒用金屬膠到處都是補丁. 物鏡也整個變形破損......在一般小貓眼中,早就丟進垃圾箱了.但在老貓眼中卻是一顆十分耀眼的寶石! 這部雙筒鏡值得老貓花了近一年時間修修補補.

圖:國外收藏的Nippon-kogaku- IF7x50 (JB-7 外銷版) 評價可以和當年的 Zeiss Jenoptem 7x50 比較, 這部雙筒保存非常贊! 非常漂亮!

Nippon Kogaku (Nikon) 7x50:
This early Nikon has bright sharp views, and despite being out of align is in great condition. Very sharp and bright image after correcting collimation, more than a match for a Jenoptem.

https://www.cloudynights.com/topic/819533-nippon-kogaku-7x50/

最後一圖:這次小測的兩部Nikon IF 7x50 經典 和老貓最喜愛的紅玉茶.


老貓曰:
可用滑鼠點圖,可放大來看慘狀......慘不忍睹!

結論:這部雙筒真的很破爛 ....想不到有這樣的耐心修理. 最後竟然還可修好?!! 只有一句話,     奇蹟啊!








曹大貓咪                       2023 0625                   台北市

[曹大貓咪]

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW


推薦 德國 Badder Planetarium 入門級(平價)的光電測光用Bessell「UBVRI」濾鏡組



美國變星觀測者協會 (AAVSO) 在2015年以後,開始規範所有Bessell 濾鏡都需要相當的窄頻精度,才有較正確能提供給感測器單色光測光通量.所以在2000年以後,以染色濾鏡為主的Bessell 系統,開始引用電介質干渋鍍膜處理濾鏡的單色光頻譜作為標準.

老貓最近上網看到測光用濾鏡系統,粉多歐洲變星觀測者對於較長波長恆星測光系統都採用了Bessell 系統測光濾鏡. 主要是Bessell 濾鏡較為平價(和Johnson Cousins 的售價比較)!  特別是自 2010 年起，德國名廠 Baader Planetarium提供了最新的平價 Bessel system UBVRI 測光專用濾鏡組 .該系列濾鏡都是利用介電塗層保護濾鏡及穩定的單色光窄頻性能.老貓這次採購的美國 CHROMA Bessell system 濾鏡 標準級 (Photometry Bessell Filters for Standard Photometric Surveys  High-T Bessell Filters ),比以前採購的Custom scientific Johnson Cousins 濾鏡價格便宜多了, 也是相同的理由.

根據Baader官方網站資料,最新一代的 Baader Planetarium UBVRI Bessell (Bessel)system 測光專用濾鏡是在 2021 年底推出，是一款完全兼容classic Bessell濾鏡特性,也同時滿足現代標準測光濾鏡的需求。
Baader Planetarium UBVRI Bessell (Bessel)system 測光專用濾鏡 頻譜表:(典型Bessell 頻譜要求標準.)

U - Ultraviolet（頻譜範圍約320～400nm）
B - Blue（頻譜範圍約400～500nm）
V - Visible（頻譜範圍約500～700nm）
R - Red（頻譜範圍約550～800nm）
I - Infrared（頻譜範圍約700nm～900nm）

1.25" 規格濾鏡: € 699.00 價格   包括德國加值稅 （19%）約1萬2千元台幣. 單片濾鏡約2400元台幣


https://www.baader-planetarium.com/en/filters/photometric-filters.html


*.圖3-5：美國 CHROMA Bessell system 以B band 分為兩種產品.針對感測器的不同, 分為傳統TYPE(Classic)和現代TYPE.其單光波長頻譜範圍透光率要求並不一樣.但其某單色光中央頻譜對於透光率(T%)都達到相同95%標準(研究級標準). 所以肉眼看現代的Bessell濾鏡會比傳統的Bessell 更亮些.

*.CHROMA Bessell system 以B band 為單片價格在275美金. 新台幣約8500元(1.25"規格).若全套UBVRI 一套為42500元台幣.約是Baader Planetarium UBVRI Bessell (Bessel)system 測光專用濾鏡 價錢的4倍.

*.UBVRI的標準單色光中心頻譜:

U Wavelength (CWL): 360nm  透光率(T%)都達到相同95%標準
B Wavelength (CWL): 440nm  透光率(T%)都達到相同95%標準
V Wavelength (CWL): 530nm  透光率(T%)都達到相同95%標準
R Wavelength (CWL): 645nm  透光率(T%)都達到相同95%標準
I Wavelength (CWL):  865nm  透光率(T%)都達到相同95%標準


https://www.chroma.com/products/sets/27103-bessell-ubvri

老貓最後要強調的是，儘管 Bessel/Johnson Cousins 談論的是單色光通過域（Passbands)和透光率 (Transmission) ，但更重要的是看觀測星體目標對於整個濾鏡系統平均響應（responds)。特別針對不同的感測器，一般專業天文台都必需測定如特定的光電倍增管PMT，特定的 CCD/CMOS（量子效應）不同的響應表現。而業餘觀測者則有專業廠商提供的CCD 等響應曲線作選擇參考。專業廠都會對生產的濾鏡作專有實際單色光通過域及響應曲線資料給消費者。

因Johnson/Bessel發展時間最久遠，而最新的濾鏡發展，由於傳統 B，V對於色溫較低的紅色恆星感度較低，所以提昇了R和I單色光的感度響應，發展出最新修改的Kron/Cousins系統。這是由於Johnson/Bessell 系統響應比較適合與光電倍增管一起使用，而Kron/Cousins類型較適合與矽質CCD 一起使用。兩種濾鏡在這兩種感測器都工作得很好，所以購買任何濾鏡系統之前確定您要使用的感測器類型非常重要。（兩種濾鏡系雖然均使用相同的 U、B 和 V 的passbands，但到R和I單色光濾鏡則有些差異！所以它們與所使用的感測器的響應必需有更好地匹配）。說到響應匹配，如現代的巡天廣角測光（Digital Sky Survey）發展出的Sloan (SDSS) 濾鏡系統或是現代專業天文台的紅外線的測光濾鏡等等 最後一圖。

現代所謂標準測光法在 1980 世紀下半年代就馬上佔領主導地位,發展也達到頂峰! 這些測光法的發展是為了利用光電倍增管PMT與早期的化學照相底片相比.但現在因為CCD的高靈敏度和大動態範圍(量子效率)的提高和測光波長範圍進一步擴展到紅外線領域，這些Johnson/Bessell 濾鏡標準系統被逐漸修改，這些結果導致和原始系統的偏差激增! 所有光學和紅外線觀測向大面積探測器的革命性轉變迫使標準系統進一步改變. 在採用更合適的觀測技術和標準還原程式之前，許多寬頻和中波段測光法的精度和準確度受到影響。但最大的革命還是發生在全天空光度測量（Digital Sky Survey）的。依巴谷/第谷(Hipparcos/Tycho)是太空外的望遠鏡，但大多數，如2MASS，都是地面專用的巡天望遠鏡發展出的測光標準。

最後，大氣擾動通量模型的考量，複合式測光法的校正所有光度系統提供了未來觀測的前景。從觀測中的分光測光法,複合式測光法在標準系統中提供標準色光,以探測在一些未知的恆星、星團和遙遠星系的光譜色光。


Kron–Cousins RI photometry：

The most commonly used red (i.e. 600–1100 nm) photometric system with two filters, called R and I, of effective wavelengths and bandwidths 641 and 158 nm, and 798 and 154 nm, respectively. R − I is more sensitive to temperature than B − V for cool stars because of the number of lines and molecular bands in the B and V passbands. It was originated by the American astronomer Gerald Edward Kron (1913– ) and modified by the South African Alan William James Cousins (1903–2001).


最後兩圖：現代 UBVRI Johnson/Cousins/Bessell Filter Set.     Custom scientific 和 Andover Corporation 所提供。






曹大貓咪                                   2023 0626        台北市