揭開行星形成關鍵一步：氣體如何轉變為旋轉盤  https://technews.tw/2026/05/09/how-gas-forms-a-protoplanetary-disk/

Siril 去星目前常見方式
Siril 本身通常是：
呼叫外部 AI 去星工具
或用內建 StarNet / StarXTerminator 類流程
常見：
StarNet++
StarXTerminator
GraXpert AI 去星
RC-Astro 系列
其中很多其實是：
CPU 運算
或 CPU + GPU 混合
AI neural network 推論
所以硬體影響很大。
CPU 會影響什麼
1. 去星速度
這最直接。
例如：
老雙核 ULV notebook CPU
一張 26MP FITS 可能跑 5~15 分鐘
新 Ryzen 7840HS / Intel Ultra
可能 30 秒～2 分鐘
因為 AI convolution 很吃：
SIMD
AVX2
cache
多核心
2. 記憶體不足時會爆慢
去星很吃 RAM。
尤其：
OSC 疊圖後
16-bit / 32-bit floating
大解析度 DSLR
冷凍 CMOS 例如 IMX571
可能：
一張中片幅 FITS 幾百 MB
AI 中間 tensor 更大
如果 notebook：
只有 8GB RAM
還是單通道
就可能：
swap 到 SSD
速度暴跌
3. 有些版本會吃 GPU
例如：
StarXTerminator
GraXpert 新 AI
部分 ONNX runtime
若有：
NVIDIA CUDA
Apple Metal
AMD ROCm（較少）
速度會差很多。
但 Siril 本體目前主要仍偏 CPU。
「去星效果」也可能受硬體影響？
理論上演算法固定，結果應一致。
但實務上：
可能有差異：
1. RAM 不夠導致 tile/block processing
會：
分塊推論
降 precision
中途失敗
可能出現：
星點殘影
邊界 artifacts
2. CPU 不支援 AVX2 / AVX512
有些 AI build：
會 fallback
使用較舊 model
或 reduced optimization
偶爾結果略不同。
3. GPU VRAM 不夠
有些工具：
會自動降解析
tile inference
造成：
小星吃不乾淨
星雲邊緣破壞
天文圈實際感受
很多人會發現：
「校正、疊圖還好，真正慢的是 AI 去星。」
尤其：
2600MC
6200MM
全片幅
drizzle
去星常比：
calibration
registration
還耗時間。

在天文影像處理軟體 Siril 中執行 StarNet++ 去星功能時，處理速度幾乎完全取決於 CPU 的核心數量與單核效能。這是因為 StarNet 在 Siril 中預設是依賴 CPU 進行大量的矩陣運算與深度學習推理，並未預設啟用 GPU 加速。

Read the Docs
 +1
以下為您梳理 Siril、StarNet 與 CPU 之間的詳細運作關係與硬體建議：
1. 核心數與處理速度的關係
多核心優勢：StarNet++ 支援多執行緒（Multi-threading）。當您的 CPU 擁有較多核心（例如 8核、12核、16核以上）時，Siril 能夠同時處理影像的多個區塊，大幅縮短去星運算的時間。
單核效能：除了核心數量外，CPU 的「單核時脈（GHz）」與架構效率也至關重要，這會直接影響單一運算步驟的反應速度。
2. 記憶體（RAM）的連帶影響
雖然是 CPU 在進行運算，但圖片在去星時會被載入記憶體中。
如果 CPU 核心數很多，但 RAM 容量太小或速度太慢，系統會發生瓶頸。
建議搭配 16GB 以上的 RAM，能確保高解析度影像在多核心 CPU 高速運算時有足夠的暫存空間。
3. GPU 在這之中的角色
原版的 StarNet++ CLI 主要是針對 CPU 設計的。
雖然部分進階軟體（如 PixInsight）可以透過額外的設定讓 StarNet 吃顯示卡（GPU）的 VRAM 來大幅加速，但在 Siril 中，去星運算主力依然是 CPU，並無法直接利用 GPU 來進行硬體級加速。

Read the Docs
💡 硬體升級建議總結
如果您經常在 Siril 中處理大量深空攝影影像，或進行複雜的星雲/星點分離，在選擇升級硬體時應將重點放在：
挑選高核心數、高單核效能的 CPU（如 Intel Core i7/i9 或 AMD Ryzen 7/9 系列）。
配置充足的系統記憶體（至少 32GB 更好）。
搭配高速的 NVMe SSD 固態硬碟，讓讀取與寫出巨大的天文影像檔案時不會卡頓。

大衛魔術

https://youtu.be/JMKUCmrpzFc?si=yjPeRqR0pR-DY24q

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05月06日          溫度 22.6度C    濕度  81%     大溪         風速 1級( 陣風)    SQM

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:24顆   目測:0顆          雙子座 Gem     牧夫座 Boo    北冕座 Crb     獅子座 Leo

Observations submitted since last login:
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        Name                JD      CalendarDate                Mag               Filter                                   Notes
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1   R GEM   2461166.97014   2026 May 6.4701         7.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
2   S GEM   2461166.97222   2026 May 6.4722         9.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
3   T GEM   2461166.97361   2026 May 6.4736        13.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
4   U GEM   2461166.98472   2026 May 6.4847        13.7      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
5   V GEM   2461167.00347   2026 May 6.5035         9.4      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
6   W GEM   2461167.00556   2026 May 6.5056        6.6      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
7   X GEM   2461167.00694   2026 May 6.5069         8.6      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
8   Y GEM   2461167.00903   2026 May 6.509            9.5      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
9   Z GEM   2461167.01319   2026 May 6.5132         11.8      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N
10   R BOO   2461167.08472   2026 May 6.5847       11.6      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
11   S BOO   2461167.08611   2026 May 6.5861         9.4      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
12   U BOO   2461167.09236   2026 May 6.5924       12.3      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
13   V BOO   2461167.09583   2026 May 6.5958         8.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
14   T CRB   2461167.11806   2026 May 6.6181        10.3      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
15   T CRB   2461167.12083   2026 May 6.6208        11.4      Johnson B   ensemble            ASTROART8.0   N      
16   T CRB   2461167.12361   2026 May 6.6236          9.7      Cousins R   ensemble            ASTROART8.0   N   
17   R LEO   2461167.02292   2026 May 6.5229        10.5      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
18   S LEO   2461167.02569   2026 May 6.5257        10.6      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
19   U LEO   2461167.03264   2026 May 6.5326        16.4      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
20   V LEO   2461167.03542   2026 May 6.5354        14.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
21   W LEO   2461167.0375   2026 May 6.5375        13.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
22   X LEO   2461167.03958   2026 May 6.5396        14.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
23   Y LEO   2461167.04236   2026 May 6.5424         9.9      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
24   Z LEO   2461167.04583   2026 May 6.5458         8.9      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   
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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 2026  0506取樣  16.4mag   ( 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

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW

觀測目標:29P/Schwassmann-Wachmann
2026年05月06日          溫度 20.1度C    濕度  86%     大溪         風速 1-2級( 陣風)   
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.

觀測日期: 2026  0506  12h32m UT 
測量亮度: 12.8等 (Visual mag)
彗髮直徑: 15'
測量位置: RA=10h59m17.12s   Dec=-01d00'58.28"


Orbital elements
The orbital elements of 29P/Schwassmann-Wachmann are:

    e (Eccentricity)                : 0.0429020
    q (Perihelion distance)         : 5.7982250
    i (Inclination)                 : 9.35500
    Ω (Longitude of ascending node) : 312.40030
    ω (Argument of perihelion)      : 51.60670
    L (Longitude of perihelion)     : 3.63302
    B (Latitude of perihelion)      : 7.31949
    T (Time of perihelion passage)  : 2458596.43550
    P (Orbital period in years)     : 14.91

    Epoch                           : 2026 May 07
    Reference                       : MPEC 2026-G41

    Classification(s):              : Ecliptic; Jupiter family
    Tisserand (Jupiter)             : 2.986

當聯星的兩顆星相互對齊時，後者的星光會被前方的伴星遮蔽，這種系統稱為食雙星。當亮星的盤面被伴星遮蔽的面積最大時，是光度最低的時間，也稱為主食，並且約佔軌道週期一半的時間；次食是較亮的星遮蔽了伴星的盤面時造成的光度下降。光度最小的時間，或中心食，構成系統的光度很像脈衝星造成的時間脈衝戳記（不同於閃光星，它們是亮度的突增）。如果有行星環繞著聯星之中的一顆，這顆恆星將開始環繞聯行星的質量中心。當聯星中的恆星替換在行星的前方或後方時，食的最短時間將會發生改變，它們將會延後、準時、提前、準時、延後，不斷重覆。這種偏移量的週期性可能會是檢測圍繞著密接聯星系的系外行星最可靠的方法


測雙星系統中「食」發生的精確時間點，來推斷系統中是否存在第三個天體（如行星）或研究恆星物理變化的技術。

簡單來說，它就像是檢查一個宇宙時鐘是否「走時準確」。

1. 核心原理：宇宙的「光時計」

在一個食聯星（Eclipsing Binary）系統中，兩顆恆星互相繞轉，從地球的角度看，它們會互相遮掩，產生週期性的亮度下降。
理想狀態： 如果系統只有兩顆恆星，且軌道完全穩定，那麼兩次「食」之間的時間間隔（週期）應該是恆定的。
擾動狀態： 如果系統中存在第三個天體（行星或另一顆恆星），它的引力會拉扯這個雙星對，導致雙星相對於地球的距離發生改變。

2. 物理機制：光時效應 (Light-Travel Time Effect, LTTE)

這是該方法最主要的物理基礎。當第三個天體繞著雙星公轉時，雙星系統本身也會繞著整個系統的質心（Barycenter）移動。
a.遠離地球時： 雙星發出的「食」訊號需要走更長的路徑才能到達地球，因此觀測到的食發生時間會延後。
b. 靠近地球時： 訊號路徑變短，觀測到的食發生時間會提前。

這種規律性的提前或延後，就是「最小時間法」偵測系外行星的關鍵。

O−C 圖（Observed minus Calculated）
天文學家通常使用 O−C 圖 來分析數據：

如果 O−C 的數值隨時間呈現正弦曲線波動，就強烈暗示存在一個隱形的伴星或行星在擾動這個系統。

優勢：
    能發現距離雙星較遠的行星（這些行星用凌日法很難偵測）。
    不需要昂貴的光譜儀（徑向速度法需要），只需長時間、高精度的測光（攝影觀測）。

挑戰：
    需要極長的時間跨度（可能需要數年甚至數十年的數據）。
    恆星本身的活動（如黑子循環）有時會模擬出類似的時間變化，造成誤判。


微重力透鏡法是看光線的「彎曲與放大」，通常是一次性的事件。

最小時間法是看時間的「提前與落後」，是週期性的監測。

使用重力擾動 必須是熱木星巨行星且離恆星很近到了2002年哈伯太空望遠鏡才首次成功以天體測量法發現Gliese 876的行星 

微重力透鏡（Gravitational Microlensing） 是一種利用廣義相對論原理來尋找系外行星的獨特方法。與常見的「凌日法」或「徑向速度法」不同，它不需要觀測行星對恆星造成的陰影或拉力，而是觀察光線的彎曲。

以下是微重力透鏡發現行星的運作原理：

1. 基礎原理：背景與前景的對齊
當一顆遙遠的背景恆星（光源）與一顆較近的前景恆星（透鏡）在視線上精確對齊時，前景恆星的重力場會像透鏡一樣彎曲並聚焦背景恆星的光線。
 a. 放大效果： 當兩者接近對齊時，背景恆星會看起來變得異常明亮。
 b. 光變曲線（Light Curve）： 隨著天體移動，亮度會先平滑上升再對稱下降，形成一個鐘形曲線。

2. 行星的「擾動」

如果擔任「透鏡」的前景恆星周圍環繞著一顆行星，這顆行星也會貢獻自己的重力場。

第二次放大： 當背景光線經過行星所在的重力區域時，會在原本平滑的鐘形曲線上產生一個短暫而尖銳的亮度跳變（小峰值）。
偵測關鍵： 觀察到這個微小的額外閃爍，天文學家就能推斷出行星的存在。

3. 微重力透鏡法的優勢

這種方法在系外行星搜尋中具有幾個不可替代的優點：
 a. 長距離偵測： 它是唯一能發現距離地球數千光年甚至位於銀河系中心行星的方法。
 b.   對低質量行星敏感： 它可以輕易發現像地球或火星大小的岩石行星。
c.   偵測「流浪行星」： 即使行星沒有繞著恆星轉（在宇宙中獨自漂浮），只要它經過背景恆星前方，其重力依然會產生透鏡效應，這是其他方法做不到的。
d.   軌道範圍廣： 它最擅長尋找位於恆星「雪線」（Snow line）附近的行星，即那些距離恆星較遠、類似木星或土星位置的行星。