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 TYGA TW(AAVSO)觀測全天長周期脈動變星  LPV (Long Period Variable star)

2024年5月10日               大溪     晴朗/多雲       風速:1 級   陣風:           溫度:24.1度c            濕度:67%       SQM=17.86

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:01顆   CCD:09顆   目測:0顆             北冕座 GCVS   T   Crb                


Observations submitted since last login:
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         Name                JD     CalendarDate                Mag                       Filter                    Chart
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2024  0404: B-V=+1.5
1   T CRB   2460405.18194   2024 Apr 4.6819           10.1      Johnson V   ensemble      ASTROART5.0   N      
2   T CRB   2460405.18472   2024 Apr 4.6847           11.6      Johnson B   ensemble      ASTROART5.0   N      
3   T CRB   2460405.19097   2024 Apr 4.691               9.1      Cousins R   ensemble      ASTROART5.0   N
2024 0412 B-V=+1.2
*Suspected to have a tendency to slowly brightening!
1 T CRB 2024 Apr 12.6743 9.9mag Johnson V
2 T CRB 2024 Apr 12.6785 11.1mag Johnson B
3 T CRB 2024 Apr 12.6771 9.7mag Cousins R      
2024 0428: B-V=+1.2
[/b]1   T CRB   2460429.16806   2024 Apr 28.6681           9.8      Johnson V   ensemble      ASTROART5.0   N      
2   T CRB   2460429.17222   2024 Apr 28.6722         11.0      Johnson B   ensemble      ASTROART5.0   N      
3   T CRB   2460429.18056   2024 Apr 28.6806           9.6      Cousins R   ensemble      ASTROART5.0   N
2024 0429: B-V=+1.2
4 T CRB 2024 Apr 28.6681 9.8mag Johnson V
8 T CRB 2024 Apr 28.6722 11.0mag Johnson B
9 T CRB 2024 Apr 28.6806 9.6mag Cousins R
2024 0510: B-V=+1.1
1   T CRB   2460441.07431   2024 May 10.5743         9.8      Johnson V   ensemble       ASTROART5.0   N      
2   T CRB   2460441.07639   2024 May 10.5764         10.9      Johnson B   ensemble      ASTROART5.0   N      
3   T CRB   2460441.08194   2024 May 10.5819         9.4      Cousins R   ensemble       ASTROART5.0   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 0510取樣  none  ( 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 cod

[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)


C/2023 A3 (Tsuchinshan- ATLAS) 週期彗星

2024   0510      溫度 24.1-23.3度c       濕度:67-75%                

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.


C/2023 A3 (Tsuchinshan- ATLAS):
2024年04月04日  01h05m  赤經=14h27m54s     赤緯=-04d39'27.0"                       彗核m1為 11.1等。                    局部放大
2024年04月11日  23h34m  赤經=14h12m27s     赤緯=-03d32'33.0"                       彗核m1為 10.4等。                    局部放大
2024年04月28日  23h19m  赤經=13h30m01s     赤緯=-01d11'53.0"                       彗核m1為 10.0等。   彗尾 4.5' 彗髮 1.6'  局部放大

2024年05月10日  23h53m  赤經=12h56m19s     赤緯=-00d30'56.0"                       彗核m1為  9.5等。    彗尾 7.5' 彗髮 2.0'  局部放大

老貓曰
*. 04月04日,12P/Pons-Brooks 彗星已經降到仰角15-10度. 因為大溪地區的低仰角濛差和薄雲影響.亮度大幅衰減.所以無法測定.不過彗髮擴大. 亮度約4-5 等.
*. 最近紫金山天文台(Tsuchinshan)很紅! 一顆接一顆!

[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)



SuperNova  SN2024 gy   in NGC 4216
室女座 系外星系 NGC 4216中的超新星 SN 2024 gy



2024   0510     溫度 23.3度c       濕度:75%              

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.


Observations submitted since last login:
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         Name                  JD             CalendarDate              Mag                 Filter                                 Chart
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1   SN 2024gy   2460358.15764   2024 Feb 17.6576         13.9      Johnson V   ensemble            THESKY 6.0   N      
2   SN 2024gy   2460358.1625     2024 Feb 17.6625         13.3      Cousins R   ensemble            THESKY 6.0   N      
3   SN 2024gy   2460358.16597   2024 Feb 17.666           15.3      Johnson B   ensemble            THESKY 6.0   N
4   SN 2024gy   2460441.18056   2024 May 10.6806          16.0      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
5   SN 2024gy   2460441.18472   2024 May 10.6847          15.7      Cousins R   ensemble            ASTROART5.0   N   
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B-V 色指數= +1.4 (0217  2024)

圖: 0217 2024 Cousins R band  測光 ,  0510  2024  V=16.0mag    R=15.7mag   B 光度過低, 無法測定.


https://www.aavso.org/LCGv2/

2024gy (= AT2023acjv) (= ZTF24aaaiocv) (= AT2024ix) (= ASASSN-24ac) (= PSN J12155131+1306561), TNS discovered 2024/01/04.678 by Koichi Itagaki
Found in NGC 4216 at R.A. = 12h15m51s.310, Decl. = +13°06'56".10
Located 45".7 west and 121".7 south of the center of NGC 4216 (Damian Peach image)
Mag 14.6:2/15 (12.8:1/17), Type Ia









曹大貓咪                                               2024    0513                           台北市

[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)

2024年5月10日               大溪     晴朗/多雲       風速:1 級   陣風:           溫度:24.1度c            濕度:67%       SQM=17.86

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:07顆   CCD:06顆   目測:01顆             牧夫座 GCVS   T   Boo              

Observations submitted since last login:
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        Name            JD           CalendarDate                Mag          a         Filter          b                          Chart
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1   R BOO   2460441.04583   2024 May 10.5458         8.5       Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
2   T BOO   2460441.04861   2024 May 10.5486         15.2      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
3   U BOO   2460441.05        2024 May 10.55             10.6      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
4   S BOO   2460441.05417   2024 May 10.5542         11.0      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
5   X BOO   2460441.06528   2024 May 10.5653         10.1      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
6   Z BOO   2460441.07014   2024 May 10.5701         12.7      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
7   W BOO   2460441.05903   2024 May 10.559          4.9         2.35      8.28      THESKY 6.0   N      8X30mm 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 0510取樣  15.79  ( 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 cod


Nikon A 系列 8x30 8.5°
老貓觀測變星時, 雙筒望遠鏡是我目視觀測最重要的工具。手邊現有的雙筒鏡非常多部! 但今天介紹這部Nikon 8x30mmA小雙筒望遠鏡卻是我最愛用的雙筒鏡。另外手邊也有一部蔡司8x30 Oberkochen，主要是兩者很長的很像！
Nikon 8x30A 雙筒望遠鏡主要是提供老貓非常明亮的廣角視野（8.5度的視角 是其特色），而且輕巧手握非常穩定！雖然蔡司 Oberkochen 的影像的確多了銳利，但Nikon的影像更具有顏色低失真和亮度（這兩點對變星觀測非常重要！）
Nikon 8x30A 是1960年代的設計，但當時Nikon是以蔡司為學習和競爭的對手。所以品質極優！可惜目鏡座無可以戴眼鏡者使用！

Nikon 8x30A 現在老貓擁有3部. (一部在台北市,一部放在車內,另一部在大溪的天文台內). 使用8X30雙筒鏡已經40年多了, Nikon 8x30A是我至今還在使用的好觀測工具! 可惜這部雙筒鏡畢竟是老了,現在市面多已損毀嚴重. 日本二手品市場現階段很難找到完好的.

2024 0514 台北市

[曹大貓咪]

VLF 在白天晚上 電離層傳導變化

大溪天文台HRO 實驗電台 監測2024  0504 -0510

監測頻率:VLF 22.2 KHz CW band JJI JAPAN

超低頻電波(VLF) 22.2KHz在晚上是靠地波傳導(D層電離消失).但在黎明時. 大溪上空的D層電離在清晨04點就開始有日照,電離層開始生成到早上07點才穩定. 所以大溪的電波在觀測時,04h-07h 有所謂地波換成天波(D 層電離反射臨界開始)傳導的不穩定區.

圖1:0512 下半夜到清晨的VLF 傳導變化曲線(黎明不穩定區 04h-07h)

圖2: 5月5日 下半夜到清晨的黎明不穩定區 04h-07h

圖3: 5月6日  下半夜到清晨的黎明不穩定區 04h-07h

相對地,到了黃昏16h-19h時,太陽日照已經斜射,D層電離層自由電子濃度已快速下降.VLF傳導無法穩定反射電波,形成黃昏不穩定區.
圖4: 0505  黃昏不穩定區(16h-19h)    0510 黃昏不穩定區(16h-19h)

地球的D層電離層,算是最低層的電離區(約高度在40-90公里).此時空氣密度最高,電子濃度算是最低的.此電離層主要是靠太陽的X光和紫外線形成電離狀態. 超低頻VLF在白天有時在電離E 層反射，再穿過D層，完成ㄧ次反射傳導。但在太陽比較活耀時期，D層可以穩定反射VLF，所以路徑傳播較短。所以D層電離是重要的天波路徑傳導介質.所以受到太陽的閃焰爆發是否,影響程度比VHF超高頻的變動(增強或衰減物理狀態)還大!

當太陽閃焰發生時，爆發出的 X 射線能量會增加所有電離層的電離濃度！因為電波反射越低，加上空氣密度高！電波的波碰撞或干擾就越多。這些波碰撞可能會導致破壞性干擾，近而造成衰減。

觀測太陽的無線電,現在世界專門觀測太陽是以太陽活動(太陽黑子)為主. 觀測頻率是以2.8 GHz(10.7cm波長), 通稱為太陽活動的無線電通量 SFU(太陽通量單位）單位表示1 SFU = 10-22 W m-2 Hz-1（Tapping 2001）。一天觀測3次並作公布. 這種GHz波因為波長極短,所以路徑損失極大.雜訊特高.所以在天線後部的低噪高增益的放大器.多半存放在液態氮中. 同時觀測陽的指向性天線裝置也要追蹤太陽. 這並非業餘無線電天文所能承擔.






2024   0515   台北市

[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)

2024年5月16-17日               大溪     晴朗/多雲       風速:1 級   陣風:           溫度:20.9度c            濕度:68%       SQM=17.95

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             牧夫座 GCVS   Boo          北冕座  GCVS   CrB


Observations submitted since last login:
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         Name                JD       CalendarDate               Mag                  Filter                                   Chart
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1   T CRB   2460448.17917   2024 May 17.6792          9.6      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
2   T CRB   2460448.18194   2024 May 17.6819         11.4      Johnson B   ensemble            ASTROART5.0   N      
3   T CRB   2460448.1875   2024 May 17.6875            9.8      Cousins R   ensemble            ASTROART5.0   N      
4   R BOO   2460447.07847   2024 May 16.5785          8.4      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
5   U BOO   2460447.08194   2024 May 16.5819         10.5      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
6      V BOO   2460447.08333   2024 May 16.5833        8.2      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
7   X BOO   2460447.08681   2024 May 16.5868         10.3      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
8   Y BOO   2460447.08958   2024 May 16.5896           8.9      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
9   Z BOO   2460447.09236   2024 May 16.5924         12.3      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
10   S BOO   2460447.09722   2024 May 16.5972        10.9      Johnson V   ensemble            ASTROART5.0   N      
11   W BOO   2460447.10417   2024 May 16.6042        5.1     4.9      5.4      THESKY 6.0   N      8X30 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 0517取樣  15.89  ( 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 cod

[曹大貓咪]

流星電波觀測小豆知識:


最早發展 FRO (FM 電台電波反射觀測)
HRO(Ham Radio Observation 火腿無線電電波流星觀測)
1946 - 2024 : FRO 電波觀測曾勢微,但現在為歐美和日本觀測主力.

圖1: 流星標準電波特有頻譜 (因接收設備,電波模式的不同,特有音頻都略有不同)
圖2: 遠方熱帶氣旋的雷電信號 (信號有特有曲線)
圖3: 夏季獨有的特產 E -Sporadic effect. *

*.夏天由赤道附近發展出的熱氣團進入較高緯度,隨著此熱氣團進入台灣高空(E 層電離高度 90-120公里),會快速局部增加自由電子濃度(大部分是中午過後達到最高發生率,隨著夜晚到來,逐漸消失). 引發遠方發射電台的電波訊號, 急速大量到達接收電台.
*.在天琴座流星雨觀測到偶而出現的多群散在流星電波信號.
另外也有高空飛機/UFO反射特有頻譜(有時可以看到杜普勒效應音頻曲線)
後話:
當年(1998年) 首次進入無線電的流星觀測領域. 有人說 ,懂得天文的人不懂無線電. 懂得無線電的人並不懂天文! 懂得天文和無線電的人不見得懂流星!
的確! 接觸這麼多年的流星無線電觀測. 很多的活動到最後都是無疾而終. 因為喜歡天文的人可能滿多的.(事實是滿少數的族群!) 對無線電運用於流星觀測則是極少數的人(畢竟是理工科的硬東西).但真正會運用於天文觀測且長期投入的人則是幾乎沒有. 所以希望, 慢慢在這邊投點無線電天文觀測的小豆知識. 至少讓鄉親們有聽過...有點概念....慢慢再推廣看看.
(幾年前有和美國一位老資深搞無線電流星的天文老鄉聊天, 他說在美國搞無線電流星觀測的很兩極! 一群是年紀大的老人群,另一個則是高中生. 主要是學校的活動推廣所致.但畢業後也就散了.......)








2024 0527 台北市 曹大貓咪

[曹大貓咪]

6月1日的太陽閃焰 SID 觀測補充篇


6月1日清晨4h VLF 進入電離層D層開始的日照吸收，信號逐漸正常衰減。但一大早, 桃園 大溪 800/2000Hz FFT （主要雙觀測頻譜 已窄頻化修正）頻譜觀測系統於06h22m（0531 22h02m UT)同步偵測到x1.1級閃焰!
其中VLF 22.2KHz 6k cw （2000Hz FFT）頻譜電波震幅(Amplitude)強度由-48.0dBm 急速增加到-42.4dBm! *約1個小時以後再慢慢恢復原有強度.

補充篇:

這是一座位於歐洲 斯洛伐克(Slovakia)的 超低頻SID電波觀測站的觀測片段....
觀測地點: 歐洲 斯洛伐克 北緯48度47分20秒 東經18度35分13秒
接收電台: NSY 義大利 45.9KHz TBB 土耳其 26.7KHz
在6月1日世界時8h左右*,觀測到 X1.4級閃焰 電波震幅強度差 2dBm.


*.世界時8h ,斯洛伐克地區接近中午,所以可以接收到其閃焰對超低頻電波的擾動(SID effect). 但此時,台灣大溪地區已接近下午5點時分.所以無法偵測到. 這也強調 觀測SID 電波觀測需要全球地區的合作觀測重要性!
而大溪地區在早上06h22m（0531 22h02m UT) 觀測到的太陽閃焰 X1.1級. 同樣地, 位於歐洲的斯洛伐克SID電波觀測站也因位於夜晚(下半夜),無法觀測到這次的閃焰爆發.

*.大溪SID電波觀測到太陽閃焰為 X1.1級. 電波振幅差是-6dBm.
斯洛伐克SID電波觀測觀測到太陽閃焰為 X1.4級. 電波振幅差是-2dBm.

Amateur Radio Astronomy https://www.facebook.com/groups/1819174114777651

[曹大貓咪]

太陽和太陽閃焰對於地球的D層電離影響概論:


通識概論:

太陽對於地球電離層的產生,特別是最低層的D層電離具有相當的影響. 太陽活耀期.發出大小不同等級的閃焰(Flare 或稱為耀斑) .當爆發出十分之幾奈米量級的 X 光波長，經過8分鐘後會穿透電離層的 D 層.讓電離層的電離狀態急速增強! 其自由電子密濃度增加（Mitra 1974）。
D層電離主要在電波的作為是一種反射層，對於長波(HF)通訊系統非常重要。對於超低頻（VLF，3-30 kHz）無線電波透過以地波(地球表面)和天波(反射於D層電離層為界的傳播).這在學術界這在學術界稱為地球/電離層的電波傳導（Earth–ionosphere waveguide EIWG ）路徑. 但在白天日照區的電波經過D層電離時,也有被吸收導致電波強度的衰減，根據研究約2-3 dB/Mm（Davies 1990）。

老貓強調是,若是在平時沒有太陽閃焰爆發的正常情況，白天的D層電離的能量來源主要由太陽的萊曼-α輻射(Sun’s Lyman-α radiation)產生能量。
但若在在太陽閃焰爆發(大小等級發生)期間，來自太陽的 X 光通量會顯著增加，這些X光會穿透到電離最低層的D層電離區域,這些區域的空氣分子密度最高,X光會將不帶電的中性氣體分子（特別是氮和氧）產生電離變化 ,會急速增加原有的D層電離電子濃度。

太陽閃焰爆發影響D層電離兩個基本主要變數:
McRae 和 Thomson（2004）透過利用太陽閃焰爆發時,針對幾個主要的超低頻發射電波 Omega、NPM（美國）NLK 等VLF .
電波強度振幅和相位的擾動變化，研究中以D層電離層 參數變化 H′ 和 β 作為太陽 X 光通量的函數的參考數據。 (H' 是以電離層高度（以Km為單位）的觀測數據，β 是 D層電離內部的電子濃度（以 km−1 為單位）。 McRae 和 湯姆森Thomson (2004) 他們發現，對於 X5 等級太陽閃焰爆發時，H' 的平均減少量可以從中午日照時(未爆發)的正常值約 71 公里會在閃焰爆發時減少到約 58 公里!(D層電離高度會降低! 換言之就是D層電離化自由電子變濃及縮小電離區)
β的電子濃度可以從0.39 km−1增加到約0.52 km−1!(已呈飽和程度)（2004，2005）
另外,.經過這幾個VLF觀測站 NDK（美國）、NLK、NPM 和Omega（澳洲）電波訊號 在最大的X 級太陽閃焰爆發時, X 射線通量與振幅和相位偏移具有更密切的相關性。根據Anthorn(英國，使用22.1 kHz）發射機訊號的測量，發現在 2004 年至 2005 年低太陽活動期間，C 至 X 級閃焰爆發擾亂了電離層 VLF 訊號開始,在 (2006) 大量研究了使用在Atibaia (ATI) 接收的NDAK（美國，13.1 kHz）、HAI（美國，13.6 kHz）和ARG (12.9 kHz) .
最近，研究了 C2.6 至 X3.2 級的 26 次太陽閃焰, 越南Tay Nguyen University低緯度觀測站記錄的 NWC（澳大利亞）信號幅度的影響。他們發現，在太陽閃焰爆發期間，β值從0.3增加到0.506 km−1，而H'則從74公里減少到60公里。

以上僅是觀測太陽發生閃焰爆發時的簡略研究結果.大天文台SID的超低頻電波觀測需要2024,2025躍期的D層電離,在不同閃焰爆發時的電波擾動振幅數據.也需要結合未來太陽穩定期的數據統計.


參考文獻:
Solar flare effects on D-region ionosphere using VLF measurements during low- and high-solar activity phases of solar cycle 24
Published: 12 February 2018
https://earth-planets-space.springeropen.com/articles/

[曹大貓咪]

大溪天文台觀測日誌  TYGA TW


2024年6月 白羊座流星雨 Arietids (171 ARI) 電波觀測

根據國際流星組織（IMO）預測:  今年(2024年)的白羊座 流星雨在7月07日( Solar longitude=76.7度 ) 達到極大期 ! (IAU)
                                           今年(2024年)的白羊座 流星雨在7月08日( Solar longitude=77.8度 ) 達到極大期 ! (IPRMO Japan)

屬於白天流星雨,所以適合無線電觀測.
2024年06月07日 15h( pm LT) 開始啟動正式觀測.
2024年06月09日 09h( am LT) 結束正式觀測.

流星觀測電波頻率：84.799160MHz USB. 3K. FRO觀測法
發射電波：日本福岡 84.8MHz FM

2024 06 白羊座流星雨 觀測記事:


06月07日下午16h 統計ZHR(未修正.原始數據). 高達15顆/小時.達當天最大期.  黃經位置:Solar longitude=76.75度*
(*和 IAU預測 Solar longitude=76.7度 ) 相同.

06月08日清晨04h 統計ZHR(未修正.原始數據). 高達19顆/小時.達當天最大期.  黃經位置:Solar longitude=77.23度

*很可惜, 0608 在08h-10h,連續3小時的Esporadic effect 干擾,導致無法判讀數據.也無法了解是否和IPRMO的預測相同! 不過我根據這次白羊座流星雨的觀測結果,可能有兩個極大期的機會.兩者ZHR數差異不大! 且相差12個小時.黃經相隔1.1度距離. 曹大貓咪

6月台灣已進入夏季的E電離層自然散在傳導的干擾. 往後到10月前,這期間的流星雨都有受到Es 干擾的機會.

圖1:0608 0650(am) 疑似火流星電波信號.

圖2:E電離層的強烈自然傳導ECHO

圖3:IMO 2024 Meteor shower calender 白羊座流星雨 (171 ARI)資料








曹大貓咪              20240611                     台北市

[曹大貓咪]

太陽無線電觀測 最重要的 太陽通量指數 solar radio flux and F10.7cm Solar  radio emissions


太陽電波觀測中,有一個基本的太陽活動指標,叫做 太陽通量指數(Solar radio flux). 這是在10.7 cm波長的2800 MHz頻率,太陽無線發出的無線電波. 在太陽無線電觀測中,太陽無線電通量是太陽活動的絕佳指標。

太陽通量指數又稱F10.7，F10.7與太陽光球面上的黑子數量(Sunspot number)以及極短波長的紫外線（UV）都息息相關! 自1947年以來，加拿大天文無線電學家對於太陽的F10.7電波就開始到現在，第一座實驗觀測站首先在安大略省的渥太華建立。現在業務轉移到加拿大不列顛哥倫比亞省的Penticton無線電天文台。 為何如此重要? 是因為在所有類型的太空天氣指數中，F10.7通量指數地球地面上可以可靠地測量太陽發出的F10.7無線電通量。

F10.7指數在預測太空天氣方面已被證明非常有價值。同時也是最早的太陽無線電的記錄! 在這漫長的觀測紀錄中,它提供了六個太陽週期的太陽活動曲線.  無線電能量由於它來自太陽的色球層和閃焰(solar flare)，這對於太陽閃焰爆發直接影響電離層外, F10.7通量指數的數據可以地修改高層大氣中被日照的極端紫外線（EUV）活動濃度。對於平流層和臭氧的紫外排放也與F10.7指數相關(大氣氣體排放)。


可以參考文獻https://nrc.canada.ca/en/research-development/products-services/technica...

圖2:來自20世紀中葉的黑子數量（紅色曲線）和10.7厘米太陽通量指數（F10.7，藍色曲線）。 *
F10.7值在太陽通量單位（SFU）中，1 SFU等於10 -22 W m -2·Hz -1。觀察到的F10.7在右軸上表示.也可見到此圖顯示有6個太陽活動周期.

最後一圖：老貓的數位雜訊濾波器，是最新一代 Timewave DSP 濾波器。結合了最新的高速 CPU，快速壓制不需要的雜訊。

2024  0612     曹大貓咪            台北市

[曹大貓咪]

太陽對於地球的D層電離影響概論 (日照和日落):

電波觀測頻率: 22.2kHz  CW   3K  上半夜(黃昏時間)和下半夜(清晨時間) VLF超低頻電波傳導變化:

觀測地點:桃園 台灣  

觀測日期:2024 0607- 0709

日照脫離前:
2024  0607  黃昏不穩定臨界時間:15h37m pm
2024  0609  黃昏不穩定臨界時間:15h37m pm

日照進入前:
2024  0608  清晨不穩定臨界時間:04h18m am
2024  0609  清晨不穩定臨界時間:04h20m am

[曹大貓咪]

18年前的ST-3到後期的ST-3Cx 攝星專用的追蹤器


這部ST-3Cx攝星裝置，是18年前我在前台灣親子觀星會發展的ST-3小攝星追縱裝置。後來請晶華開發最後一代的ST-3Cx+我設計的極軸鏡。如今已停產十多年了，這大概是保養較好的一部，但也因電源極性接錯燒毀了驅動馬達。
這兩年找無馬達和驅動控制器等零件（晶華早已停產）只好延至今！好在最近搬家，整理零件時發現Vixen的MT馬達尚有一個。但MT的伺服馬達本體過大無法裝入較小的晶華馬達外殼。最後只好用原晶華馬達的扭力箱和Vixen的驅動元結合，再配合MT齒輪組安裝在ST-3Cx。
現階段測試中…..使用Vixen SD-1控制。電壓7.5-9V ,電流135mA。恆星時驅動，2x ,16x 正逆轉均正常。
如果一切正常,預計下星期就可以寄回給原主人了. 讓我搬家前最後完成的一件事.

ST-3測試和銀河初昇
ST-3本來自留一部自用和後續開發可以光電修正的Autoguiding.
但大陸後來自己也推出了好幾部ST-3的後代產品自賣. 所以ST-3就不再開發了.

2011年 07月 Canon 300D Sigma 20mm鏡頭 AstroDesign ST3攝星儀 自動追蹤 10分鐘 大雪山

[曹大貓咪]

6月15日的太陽閃焰 SID 觀測日誌

6月15日
 01h20m(UT)  早上 9h20m (am)   X ray flux:M1.1級(偵測到)
 05h35m(UT)  下午 13h35m(pm)  X ray flux:C5.0級(偵測到)
 06h22m(UT)  下午 14h22m(pm)  X ray flux:M1.3級(偵測到)
 07h58m(UT)  下午 15h59m(pm)  X ray flux:C5.8級 (無偵測到)  

*.大溪天文台SID新觀測系統.在日照正常的情況下(早上9點-下午4點範圍內).可以偵測到C 5.0級左右太陽閃焰爆發到地球的電離層擾動.

A.6月15日早上8點開始進入日照穩定期(電離層D層開始的日照吸收)，信號逐漸正常衰減。但一大早, 桃園 VLF 觀測到 頻譜信號 (JJI 800Hz 2000Hz 信號頻譜於09h20m（01h20m UT)同步偵測到M1.1級閃焰爆發引起的 800Hz 突然急升 3dBm (-54dBm > -51dBm)   2000Hz 急降4dBm(-44dBm > -48dBm).
*約20分鐘以後再慢慢恢復原有強度.

B.6月15日下午1點頻譜信號 (JJI2000Hz 信號頻譜於13h35m（05h35m UT)同步偵測到C5.0級閃焰爆發引起的 2000Hz 突然急升約 4dBm兩次 (-39dBm > -43dBm)  
*約23分鐘以後再慢慢恢復原有強度.

C.6月15日下午2點頻譜信號 (JJI2000Hz 信號頻譜於14h22m（06h22m UT)同步偵測到M1.3級閃焰爆發引起的 2000Hz 突然急升約 5dBm兩次 (-45dBm > -40dBm)  
*約50分鐘以後再慢慢恢復原有強度.

D.6月15日下午4點 15h58m 發生C5.8級爆發. 信號無法偵測到.

SID的老貓物語:
短波無線電波（在HF範圍內）太陽閃焰爆發的X光能量輻射將D電離層中增加的粒子吸收, 導致無線電局部或全面通信完全中斷! 這稱為短波頻率衰減。這些電波衰減的現象會持續幾分鐘到幾個小時，特別在在太陽日照最強烈的赤道地區最為嚴重。D電離層擾動會增強D層電離對超低頻率（VLF）無線電傳播吸收。學術界研究多已通過不同頻率的FFT頻譜技術進行檢測：發現有以下特徵:
SPA（突然相位異常 Sudden Phase Anomaly），SFD（突然頻率偏移 Sudden Frequency Deviation），SCNA（突然宇宙雜訊吸收 Sudden Cosmic Noise Absorption），SEA（突然大氣電離傳導增強或衰減 Sudden Enhancement of Atmospherics/Attenuation）.

VLF(3-30KHz)的超低頻無線電,在白天會同10MHz以下的電波頻率都會一併被吸收.造成比夜晚還低的傳導強度.但在太陽閃焰爆發後,其D層電離的電子密度會急速增加.會將VLF的吸收造成反射.所以達到突然電波增強時,很大機率是太陽所造成的. 不過這樣的電波傳導也會有異常的現象*.

*. VLF 經過D層電離反射的路徑通常稱為“天波”。而地波是利用地球地形傳導.因為VLF因波長較長,所以遇到障礙物的建築或山時,會在周圍產生繞射.而大幅減少路徑的衰減.
天波和地波,這兩條傳導路徑的長度不同，到達天線接收時的時間產生微差導致干涉的形成。這也意味著兩種信號的相位在接收時會有所不同。在實地上的電波傳導會有無限多的電波產生相位差.但發射和接收站的距離也會影響到接收的狀況，所以我們在觀測其電波時,在太陽閃焰爆發時並可能導致電波強度抵消或增強的表現。

SID DISCOVERY:
The Dellinger effect, or sometimes Mögel–Dellinger effect(莫格爾-德林格效應)， is another name for a sudden ionospheric disturbance.The effect was discovered by John Howard Dellinger around 1935 and also described by the German physicist Hans Mögel (1900-1944) in 1930. The fadeouts are characterized by sudden onset and a recovery that takes minutes or hours.
https://en.wikipedia.org/wiki/Sudden_ionospheric_disturbance









曹大貓咪 2024 0617

[曹大貓咪]

太陽閃焰 SID 觀測日誌


大溪天文台 電波觀測 天線群

恆星爆發強大的伽馬射線 （GRB）

遠在地球的超低頻VLF 觀測站可以感受到電流在偶極天線上的流動！

2022 年 10 月 9日，發生首次天文職業貓們從未見過類似的景象！
在2022 年 10 月 9 日，地球軌道衛星偵測到近代史上一顆恆星GRB221009A最強的伽瑪射線暴發（GRB) !
它有多強？它導致的電流整個流過我們地球表面。塔斯馬尼亞的 Andrew Klekociuk 博士使用VLF天線觀測及記錄了這一效應。

圖1:NWC 是有名澳洲的 VLF 發射站（歐歐很多太陽閃焰爆發對VLF研究文獻都以此為接收電波源）
藍色曲線是來自 Klekociuk 博士的VLF天線在恆星伽瑪射線爆發時，所接收的電波衰減訊號。
橙色曲線顯示了歐洲太陽軌道衛星上的高能量 STIX 天線記錄的伽馬射線爆發時的訊號強度。
這兩個信號強度，分別來自地面 藍色 和天上恆星爆發，衛星所偵測到的訊號 橙色 在局部放大信號後，都顯示幾乎完美匹配。

圖2: NWC、VTX3、Mokpo 和 NML 是 分佈各地的VLF 發射站。Klekociuk 博士利用這些發射站，除了NML 之外，所有其他發射站都顯示了 GRB 效應。

圖3: GRB 221009A 首次被發現約一小時後的餘輝。圖片來源：NASA/Swift

圖4:大溪天文台的高感低躁 磁性VLF天線和天線群。

https://spaceweatherarchive.com/2022/10/17/powerful-gamma-ray-burst-made-currents-flow-in-the-earth/