大溪天文電波台觀測日誌

[曹大貓咪]

天箭座 2026年 新星爆發  N Sge  2026

觀測日期: 2026年8月26日
觀測測量位置: RA=19h45m06.227s  DEC=+18d22'46.75" 

1  N Sge 2026   2026 Aug 26.5903   7.6mag      Johnson V     ASTROART8.0         
2  N Sge 2026   2026 Aug 26.5931   8.1mag      Johnson B     ASTROART8.0         
3  N Sge 2026   2026 Aug 26.5958   7.2mag      Cousins R     ASTROART8.0   
B-V=+0.5   

Astrometry and Photometry by ASTROART 8.0 Ver

大溪天文台提供  2026 0828

[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08月26日          溫度 26.7度C    濕度  82%     大溪         風速 1級( 陣風)    有雲 (天氣不佳)

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:11顆   CCD:10顆   目測:01顆           北冕座   Crb     武仙座 Her     天箭座 Sge    

Observations submitted since last login:
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        Name                JD             CalendarDate            Mag                      Filter                          Notes
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1   T CRB   2461279.07569   2026 Aug 26.5757            10.1      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
2   T CRB   2461279.07778   2026 Aug 26.5778            11.4      Johnson B   ensemble            ASTROART8.0   N      
3   T CRB   2461279.08056   2026 Aug 26.5806              9.1      Cousins R   ensemble            ASTROART8.0   N      
4   N Sge       20262461279.09028   Aug 26.5903           7.6      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
5   N Sge       20262461279.09306   Aug 26.5931           8.1      Johnson B   ensemble            ASTROART8.0   N      
6   N Sge       10162461279.09583  Aug 26.5958            7.2      Cousins R   ensemble            ASTROART8.0   N      
7   R SGE   2461279.1375   2026 Aug 26.6375                9.2      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
8   S SGE   2461279.14028   2026 Aug 26.6403              5.4         5.5            ASTROART8.0   N      7X50 BINOCULARS
9   T SGE   2461279.14722   2026 Aug 26.6472            10.0      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
10   U SGE   2461279.15417   2026 Aug 26.6542            8.4      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N      
11   R HER   2461279.08333   2026 Aug 26.5833            9.9      Johnson V   ensemble            ASTROART8.0   N
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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  0826取樣  mag   ( 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]

變星的CCD光度測量,對於天氣和光害的影響簡說

我們天文觀測時,對於使用CCD等這類光電測光來代替肉眼觀測,在測量光度值常在天空大氣和天氣的變化產生波動(非恆星本身的變化)，因此瞭解天氣的影響非常重要。

影響概論:
從最大影響來看，天氣的有少許雲干擾,微薄雲與透明度變化、大氣中的水蒸氣與氣膠、低仰角觀測以及光害最為。
特別是在CCD的差分光度測量(Differential metering)中，如果比較星與目標變星相距的距離較近，光害和大氣水氣降低亮度微弱效果可以大幅抵消。
但另一方面，以上的條件,會隨時間變化且大氣吸收於不同波長顏色的色光影響,還有薄雲等不利因素，不管是單張幅影像或是多幅影像取樣錄影觀測都會大幅劣化測光時的光變曲線。

雲層覆蓋的影響:
薄雲不僅會削弱或遮蔽觀測目標恆星影像，且由於星光透射率隨時間改變，光度值即使在相同曝光下也會不同的取樣!
如果雲在某些條件下,同視野中假設均勻分布，差分光度測量可以降低雲的影響差異，但若雲層不均勻，比較星與目標星之間的亮度會改變，導致誤差。
厚雲:
在厚雲中，CCD光電取樣的信噪比急劇劣化，背景暗度變得不穩定，因此不適合用於測量亮度。

大氣水氣(水蒸氣)的影響:
水汽在大氣中產生光害散射,也會降低星光在大氣的滲透率，尤其在接近紅外線的波長上效果顯著。
即使使用測光等級的可見光濾鏡，若恆星顏色有差異，這對於周邊的參考星與變星間的吸收差異就會發生。
在凝結高層雲停留較久，它會被視為天空中水氣過高的徵兆，也可用來表示能見度不佳。

光害的影響:
光害嚴重於否最主要是影像背景亮度(ADU)。這主要是針對較暗變星的信噪比(S/N)降低，就增加了光度誤差。
然而，在差分測光中，如果背景亮度在視野內無法平均分布，通常測光精度會有所降低! 在地面天文台，城市光線造成的光害與大氣水氣散射重疊就是降低觀測條件,也無法和高山天文台的大氣條件相比。 （aavso.org)

大溪天文台觀測變星的實務措施:
如何選擇參考星:
採用匹配的CCD和光學望遠鏡的解析和視野角度優點,選擇一顆與變星相近、亮度與顏色相近的參考恆星，可以減少大氣散射及不同波長顏色依賴誤差。
選擇靠近目標變星在天頂的時間, 會使大氣條件影像降到最低(抑制水氣和地面散熱的對流影響)。

最後是測光的條件: 不必一開始就追求完美!
採用同一視野下的差分光度測量：將參考星與變星盡量拉近!
使用多顆接近變星條件的比較星(加強修正儀器星等誤差)：大約5-6顆參考星 (理論是3顆即可,對抗大氣影響更強!)
使用國際通用的標準測光濾鏡 (Photometry UBVIR standard filters)。
選擇顏色相近的比較星：減少水氣及顏色依賴差異。
監測大氣擾動：協助偵測大氣對於變星或較暗的變星在較長曝光時間的影響.
大氣背景值和 變星間的FWHM 取樣標準*。

*.當恆星光子到來時,因大氣擾動的隨機波動使CCD無法完全線性。恆星的光通常也會因繞射和大氣擾動而分散到多個CCD像素上。所以天文學家建立標準取樣星光是會將恆星亮度常態曲線分布的中心峰某半徑(FWHM)範圍內的所有像素值加總計算，這種方法也稱為孔徑光度測量(aperture photometry),進一步使用差分法做儀器星等修正(Differential metering)。


實際觀測:
如果了解大氣的影響, 雖然即使雲層稀薄，大溪天文台也能進行有效的變星差分測光，但對於標準及高精度測光則更具挑戰性，這是實務上的理解!
在實際的變星光度測量中，確保恆星和變星差異間的穩定, 往往比擁有完美晴朗的天空更為重!  如果觀測後參考恆星間的亮度差曲線平滑且線性，當晚的數據會更加可靠。 在我參加AAVSO和變星光度數據參考中，大部分觀測資料是透過差分測光而非嚴格的全天空測光法累積。(archive.aavso.org)

我認為差分測光(Differential metering)的核心:
變星和附近參考星放在相同條件下比較。這句話就是差分測光的核心.這樣即使當晚有些薄雲、大氣視度中的透明度(Seeing and transparency in the atmosphere)輕微變化，在測光進行中,可以讓很多測光取樣所產生的共同誤差被部分修正! 所以若參考比較星系統表現穩定，所得到的亮度數據資料常比表面看起來更可靠。

美國變星觀測者協會(AAVSO )的觀測工作長期以參考星和變星亮度間的差分概念為基礎。這也是在全世界上,我們業餘與專業觀測者能持續提供有用且具精確度的變星資料的重要原因。
我所提到的觀念,簡單說,就是參考比較星差值是否平滑(參考星在測光軟體的星圖表資料庫的標準性)，確實符合測光品質和數據轉換演算標準方式。