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大溪天文電波台觀測日誌
2024-02-23 15:54:07 *
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作者 主題: 大溪天文電波台觀測日誌  (閱讀 672297 次)
曹大貓咪
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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)



金牛座  畢宿五星(Aldebaran   Alpha-Tauri)


2023年11月 03日              大溪     晴朗/多雲       風速:1級      


觀測恆星: 金牛座  畢宿五星(Aldebaran   Alpha-Tauri).      星等範圍:0.75 - 0.95 等    光譜 k5III      溫度:4100度k

金牛座的畢宿五的視亮度為0.75 -0.95等微小光度變化,也是一顆低溫的紅色巨星。此外,它的光譜等級為 K5 type,所以亮度以不規則的間隔在 0.2 等左右波動,所以視畢宿五唯一顆脈動變星。不過畢宿五比太陽大45倍,所以它的亮度提高了 150 倍。這可以歸因於畢宿五的大表面積,因為大表面比小表面發出更多的光。

在這次觀測中,可以看到它是一顆老化的紅巨星.所以表面的金屬 鈉(Na D doublet line   588.95/589.59nm )很明顯. 含有位於藍綠色光譜域的鎂金屬(516.7nm)的吸收線.反而氫離子的Balmer的H-line 並不明顯.


圖3:Shenton Park Observatory
http://jazzistentialism.com/blog/

圖4:https://astrojolo.com/spectra/cold-stars-km-types/









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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)

M42 獵戶座鳥狀星雲 (發射星雲 Emission nebula)


光譜畫素單位: 1.2 Ang/Pixel  分解力:5469

M42 獵戶座鳥狀星雲 (發射type星雲)

在獵戶座的大星雲的發射氫離子特徵稱為H II區。
大部分的發射星雲都有90%的氫,其餘的部份則是氦、氧、氮和其他的元素。
這種獨特的顏色是由於電離電子與質子重新結合形成中性氫時的光譜線發射(H-alpha 紅色發射)!這其中也含有大量的電離氦(HeI/HeII 藍色發射)和雙電離氧(OIII  綠色發射)。由於電離氦比氫需要更多的能量,因此行星狀星雲中最藍的區域的溫度是最高的,才會激發氫離子等氣體發射線的區域。


圖2:http://www.astrosurf.com/buil/forum/poster_m42.png

最後3圖: 大溪天文台取樣M42 原始圖樣

最後1圖: 移動頻譜,增加曝光量,可見H-beta 藍色光譜和氦發射線帶.






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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)

參宿四  獵戶座    (Betelgeus   alpha Ori )


光譜畫素單位: 1.2 Ang/Pixel  分解力:5469

參宿四是一顆光譜型為M1-M2的紅超巨星,它是夜空中第十亮的恆星,它是一顆明顯偏紅的半規則變星,其視星等在+0.0到+1.6之間變化.

從2019年10月開始,參宿四開始明顯變暗,到2020年2月中旬,它的亮度下降了大約3倍,從0.5星等下降到1.7星等。然後它才恢復到正常的亮度範圍,在 2023 年 4 月達到 0.0 等- 0.1 星最亮的峰值。當時2020年1月,參宿四已經從0.5星等變暗到1.5等(最低亮度為+1.612等),並指出這顆恆星目前是他們25年研究中最黯淡和最溫度最低的歷史階段! 明顯比它的近鄰金牛座的畢宿五還暗淡。當時大家都注意到主流媒體報導了參宿四可能即將作為超新星爆炸的猜測,但最後天文學家指出,這顆超新星預計將在未來大約100,000年內發生,因此不太可能迫在眉睫。

直到2020年2月17日,參宿四的黯淡亮度已經保持了大約10天,這顆恆星才再次慢慢重新變亮的跡象。2020年2月22日,參宿四結束了繼續不再變暗這次Fading事件。

這次取樣的光譜,可見到晚期紅巨星的光譜特徵(M1-M2 type). 其氫離子的H-beta 已經不明顯(486.1nm). 但金屬鈉(NaI) 588.9nm和589.9nm的 D doublet line 吸收線非常明顯.且Titanium Oxide(TiO)的吸收線 分布在517.5nm, 548.0nm, 593.n位置(畫黑色圈圈處).另外在537.1nm FeI 鐵金屬吸收線可見.可見其金屬豐度即高.氫氦氣體離子已經減少.

因為 參宿四的 B-V 色指數(Color index)為 1.8. 這個數據指向參宿四是顆紅巨星。在這次取樣的光譜中,在紅色光譜帶中可見亮發射線而非吸收線! 這原因可能是參宿四的光球層表面上有些擴散出去的大氣層,它會顯示出強烈的發射線而不是吸收線! 當恆星被厚厚的這些分離出的氣態層所包圍(而不是電離)時,就會發生這種現象。光譜中可以觀察到這種擴展的氣態大氣向參宿四移動或遠離參宿四表面.









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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)

米拉變星   蒭藁增二  鯨魚座    (o  Ceti )


光譜畫素單位: 1.2 Ang/Pixel  分解力:5469

鯨魚座 蒭藁變星,又稱蒭藁型變星或米拉變星(中文名稱是蒭藁增二),是一種顏色非常紅的脈動變星,可見光的變化為2.5-10.1星等。在恆星演化的歷程上,它們是很晚期的紅巨星,這顆變星因氣體殼層成為行星狀星雲,另也有一顆白矮星 Mira B。

光譜 M7III .

這次取樣的光譜,可見到最晚期紅巨星的光譜特徵(M7III type). 其氫離子的H-beta 已經不明顯(486.1nm). 但金屬鈉(NaI) 588.9nm和589.9nm的 D doublet line 吸收線非常明顯.且Titanium Oxide(TiO)的吸收線 更廣分布在477.5nm, 499.0nm, 519.0.nm ,另外在548.0nm ,564nm 593nm 625nm等位置.米拉變星也可能是富碳的。這次觀測取得三條C2吸收線,分別是 C2=516.5nm ,563.5nm, 612.2nm等位置.圖3

像米拉變星這樣的脈動AGB恆星在交替的氫和氦殼層中發生融合,產生被稱為週期性深層對流。這些將燃燒氦氣的外殼中的碳帶到表面,其結果將形成一顆碳星。







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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)


木星表面光譜



第一次將光譜儀對向木星! 木星的高層大氣大約有 90% 的氫和 10% 的氦。大氣中還含有微量的甲烷(CH4)、水蒸氣等等.

這次大溪天文台也觀測了土星,土星和木星的光譜在成分上與木星相似! 但其他的行星,如天王星和海王星的氫和氦相對較少,這些行星被稱為冰巨行星,因為它們的大部分揮發性化合物都是固體形式(非氣體狀態).

在大溪天文台所觀測到木星的光譜,可見到氫離子(Hydrogen 明顯,所以木星表面氣體的氫氣佔了相當比例,同時金屬鈉(Doublet Sodium ),鐵(FeI)和鎂(Triplet Mg )都可以觀測到.

最後是甲烷(CH4)在紅色光譜帶可以看見一片較黑的譜線區(600-620nm).




圖:美國立克天文台,在1898年由James Keeler 所設計,並由 John Brashear 所製造的恆星專用光譜儀.










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« 回覆文章 #965 於: 2023-11-10 13:19:31 »

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)


大犬座   天狼星     Sirius  CMa    光譜觀測最後篇


天狼星(Sirius   α CMa)是夜空中最亮的恆星,其視星等為-1.46等 ! 用肉眼看天狼星,實際上是一個多星系統,其中包括一顆光譜型A1V的藍矮星和另一顆光譜型DA2的白矮星(伴星)天狼星B(Bd:α CMa B)。 溫度約25000度K.

屬於A1V天狼星的光譜顯示出一些較重的金屬吸收線,這表示一些重於氦的元素增加(如 鎂,鈣,鐵金屬,甚至可見到微量的TiO物質),天狼星大氣層屬氫含量佔大部分.因為不太可能整顆恆星都富有金屬元素,這些金屬元素其實可能是懸浮在表面的一層薄對流層上,才在光譜中觀測中看出.

天狼星的重要元素表 :
H-alpha  656.4nm
H-beta   486.0nm
Helium   587.5nm
MgI        516.7nm
FeI         516.8nm
TiO         544.8nm
O2          627.6nm
CaI         527.0nm

*. 天狼星在光譜的取樣中,算是比較簡單的恆星.因為很亮,Hydrogen Balmer 線很明顯. 這是指低解析或是教學中的分光工具可以很容易解析. 但因為短,長波長的亮度比例相差很大,所以大溪天文台取樣時,只能分兩部分取樣(短和長波長兩個部分). 這是其光譜攝影的特殊恆星.因為藍白色光,紅光都很強! 所以在中高解析取樣都要分段頻帶取樣.








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« 回覆文章 #966 於: 2023-11-10 17:50:28 »

請問 一下  ccd/cis (cmos) sensor 畫面中其實會是很多星點 .  那是  如何選 中心 判斷恆星  ?
  直接讀某一個 pixel  的 亮度 ?   一般是 raw file  去讀 raw 檔 某位置 pixel  亮度嗎?

 像有人用 seestar  竟  可拍 系外行星 亮度變化 .

thank you .

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« 回覆文章 #967 於: 2023-11-10 19:09:45 »

CCD/CMOS這類感光器,在天文上要有效取樣一個恆星星點,要用到正確對應光學望遠鏡的解析度能力。最直接的方法之一是確定星星達到完美星點的響應 -(也就是完美點在CCD的影像,我們稱為“星點擴散函數” point-spread function.  PSF)。在CCD/CMOS的商品中,較大直徑的畫素可提供更高的分辨率,而較短焦距的望遠鏡則投影較小的光斑尺寸( spot size.)。

例如以綠色光波長下,f/5 系統將產生直徑 3.4 微米的星點。這代表要小像素尺寸才能充分採樣。在實際恆星的 半峰曲線寬度(FWHM )上使用 2 個畫素就足夠了。不過畫素是方形的,而星點是圓形的,因此 2.5 到 2.8 方塊畫素含蓋一個圓形星點通常被認為是最佳的。再大也不會增加影像細節!若小於2畫素則為取樣不足,無法有效取樣星點作photometry或astrometry等天文測量。

但我不了解seestar所使用的畫素和焦比的解析是否合符上訴photometry的要求,我無法告訴答案。

如果是系外行星的亮度變化,一般我所知是其光度變化極微,是利用transit光度相對亮度差畫出曲線,並要了解及確認其光度產生變化不是變星或食變星或脈動變化。單是尋找穩定光度的恆星,要大於大氣擾動的解析,要配合主動adaptor光學修正擾動等。一般是需要1公尺口徑以上的望遠鏡。

現代尋找系外行星方法:
和恆星相比,任何系外的行星都是極其微弱的光源。例如,像太陽這樣的恆星的亮度大約是圍繞它運行的任何行星反射光的十億倍。除了偵測如此微弱的光源本身有困難之外,來自母恆星的光還會產生眩光,直接蓋光!由於這些原因,截至 2014 年 4 月所發現的系外行星中很少有被直接觀測到的,從其主恆星上解析出來的就更少了。一般最多都是以外行星的凌日測光(transit photometry)或是利用高解析光譜(high resolution spectrum),這是因為帶有行星的恆星會影嚮行星的引力,會讓行星而在自己的軌道上有遠近變化。這導致恆星朝向或遠離地球移動的速度發生變化,也就是母恆星相對於地球方向的徑向速度的周期變化,光譜上產生吸收線偏移量測量及計算出徑向速度(radial velocity)來發現較多!

https://en.m.wikipedia.org/wiki/Methods_of_detecting_exoplanets





曹大貓咪.                 2023 1110.                 台北市


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« 回覆文章 #968 於: 2023-11-11 03:57:44 »

seestar  imax462  1/2.8"   pixel size =2.9um  200萬畫素
seestar 光學 5cm apo  f5 250mm, fov 約 1660mm

f/5 系統將產生直徑 3.4 微米
 => 這是如何算出來 ?
所以 3.4um  要 2~ 2.8 PIXEL 那表示需  1.7um 下

但我疑問是 sensor 拍 會很多星點  , 像星團 是一堆星 ,  如何取出"某一恆星點" ?  抓sensor  某一個X  Y   pixel cell RAW data 嗎?

thank you .
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« 回覆文章 #969 於: 2023-11-11 11:16:21 »

好.....很久沒算了. 我用手稿粗寫一份比較快,打字太慢也容易打錯.

根據SEESTAR的光系和感光畫素尺寸.我大概計算一下,簡答如圖所示 1-4頁.

這些公式都是經驗公式. 基本上並不如數學上的嚴謹,但可以大約了解自用光系和感光測量是否適合天文測量?  可參考 CCD Suitability Find the optimum camera/telescope combination for your skies

https://astronomy.tools/calculators/ccd_suitability

最後二圖:曹大貓咪物語:

1.了解自己的感光晶片和配合的光學系統是不適合在觀測地點的科學觀測.

2.先了解感光晶片和配合的光學系統,會產生投影多大尺寸的星點(光斑 star spot) . 單位是微米 (um micrometer)

3.感光晶片和光學系統配合下,感光晶片1個畫素 在觀測地點的大氣擾動條件下, 是有多少視角 單位是 arcsec/pixel

4.查看圖表,是否在合適的綠色範圍內. 若是在紅色範圍內則不適合科學取樣.

5.這可以看出CCD (4-35 um)的畫素尺寸一般比CMOS (2-9 um) 的畫素尺寸大.加上AD的灰階,CCD多在16bit, CMOS則少於16 bit以下.CCD比CMOS的線性動態範圍和滿井電荷容量較大.不過CMOS的技術規格越來越優異,也逐漸取代CCD的科學測量*.

*.與 CCD 前身相比,CMOS 感測器的滿井電荷和位元深度通常較CCD有限。不過近幾年來,因 CMOS 感測器的讀取雜訊比同等 CCD 低得多! 透過堆疊(StackPro tec)許多較短的曝光來實現高S/N比影像.

StackPro™ 在相機內部自動執行堆疊。 它會自動將您的曝光細分為最多 16 個單獨的子曝光,並在下載之前將它們堆疊在相機內。 這消除了硬碟上的過多數據。 堆疊也可用作高動態範圍 (HDR) 模式模擬 CCD的AD 達到16 bit。如SBIG Aluma AC2020BSI 科學 CMOS 相機具有 StackPro™,這是一項革命性功能,可在相機內部執行影像堆疊。


以前SBIG提供參考的圖表,可以看到seestar的CMOS畫素太小,焦距不宜太長!若是ST-10XME,其畫素較大,可以對應較長的焦距。圖中綠色和白色是適合星點取樣數據,若以上紅色部份數據是取樣不足(under sampling),綠色以下紅色數據是過度取樣(over sampling)。

在測光上要記住的一件事是,光度測量所使用的感測器(CCD/CMOS)的最大線性畫素容量約為 13000 ADU! (linear dynamic range) .但是感測器的線性標準通常為 1%左右(A/D gain 如SBIG ST-10XME 為 1.3e-/ADU     舊型ST-2000XM 則降到0.6e-/ADU),線性動態範圍由 ADU 有多大來決定。




一般天文學家不太會在老且密的球狀星團尋找,都會往系外的星系去找行星.因為地面上的望遠鏡不太容易分析出單顆適合的恆星.但最近有個專門找凌日行星的Kepler太空衛星,在距離地球3000光年外的NGC 6811星團中,哈佛-史密森尼天體物理中心 *天文學家還真的發現了兩顆比海王星小的行星,它們圍繞著類太陽恆星運行!已發表在《自然》雜誌上,這代表在擁擠空間的球狀星團中,行星也可以發展!!
以前的天文貓們認為 行星可能不容易在密集星團的壓力環境中形成和生存,因為很長一段時間我們找不到它們。

這兩個新的外星世界出現在美國NASA 開普勒太空望遠鏡的數據中。這小不點專門尋找凌日或穿過其母恆星的行星為樂。在凌日期間,恆星的亮度變暗多少取決於行星面積的大小,從而可以確定大小。Kepler-66b和Kepler-67b的大小都不到地球的三倍,或大約是海王星(迷你海王星)大小的四分之三。

在我們太陽系外的850多顆已知行星中,只有四顆 - 品質都與木星相似或大於木星 - 被發現在星團中。Kepler-66b和Kepler-67b是星團中最小的行星,也是第一個看到凌日主星的星團行星. 天文貓們利用 transiting photometry 也測量出NGC 6811的年齡為10億年。因此,Kepler-66b和Kepler-67b的年齡、距離和大小都精確確定。

這些發現也意味著疏散星團中行星的頻率和性質與銀河系內恆星周圍的行星的頻率和性質一致。

*哈佛-史密森尼天體物理中心 (CfA) 總部位於馬薩諸塞州劍橋市,是史密森尼天體物理天文臺和哈佛大學天文臺的聯合合作專案。CfA科學家分為六個研究部門,研究宇宙的起源、演化和最終命運。



我說到這裡,雖然SEESTAR 拍球狀星團可以累積很多星星,雖然可以用影像處理去放大局放一顆星星....但現實上這抓出的星星是處於 under sampling,來做科學分析,甚至是光度分析.我是認為很難.


有鄉親來問,光度測光的誤差數據的問題 ....   基本上我並沒有很嚴格地抓取純光度影像來做分析 . 主要是大溪地區的擾動和光污造成的蒙差很難不影響測光的品質,我在這幾年的測光(V波段).Aperture光度測量結果通常約在+/-0.02 - +/-0.081mag 等的標準偏差,但AAVSO在很多文章內探討過,大致並與公佈約在+/-0.02等以內. 若是大於這個誤差值,還是在一定的光度下,可以採用數據,但這種的寬容度會變得很窄.

*.1101-1104的天氣,濕度由68% 昇到83%左右. 擾動為1.5-1.6 arcsec. 大溪天文台的測光誤差度由最佳的+/-0.018mag - +/-0.081mag 左右誤差. 但透明度,擾動劣化加上濕度昇到大氣漫射嚴重(大氣汙染). 測光誤差即劣化到 +/-0.14-0.18mag .


*.整個早上..似有似無地聽著KK BOX的無損音樂(不敢開太大聲).......雖然感覺是高音質無雜音.但是就像是聽CD....

   沒有感覺活在70年代,年輕時聽黑膠類比的溫暖. 還是聽覺已經喪失了某些音頻的共振?!









曹大貓咪                                               20231111                           台北市


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大溪天文台觀測日誌  TYGA TW


大溪天文台  現代業餘控制系統的一體化演進   ASIAIR Plus 系統  


21世紀,讓業餘天文同好或玩家也擁有部分專業天文職業貓們的功力 !


天文望遠鏡,如果進行天文觀測操作有兩個分支:(非天文攝影派)

1.純目視觀測派: 只要有一部穩定的天文望遠鏡,雙筒鏡, 星圖和計畫觀測筆記. 舒服的座椅,一瓶水和情境音樂(我需要啦) + 無干擾的夜空  幾乎無須電. 屬於少數高手級.

2.目視觀測派: 一部有電腦星圖導引(GOTO)的天文望遠鏡.手機和WiFi , 雙筒鏡, 星圖和計畫觀測筆記. 舒服的座椅,一瓶水和情境音樂 + 無干擾的夜空  單純小電瓶. 初級到中階入門.

3.天文觀測: 一部中大口徑的天文望遠鏡,自動導引系統(GOTO), 冷卻可控制濾鏡專換CCD. 長時間追蹤修正光電系統(AutoGuider). 其他控制觀測裝置(AO 主動Adaptor 大氣擾動修正). 中高解析分光頻譜裝置,紅外線頻譜高解析影(氣體分子)像取樣裝置等等.

4.天文觀測輔助系統: 採用ASIAIR Plus (可儲存影像資料)  是一款多工微處理器,不需要PC 或是筆電,僅利用智慧手機/平板電腦 ,操作APP的應用程式通過Wi-Fi 連線, 透過高速USB 集線器來控制/管理整個ZWO 冷卻或非冷卻ASI 系列CMOS 相機或單眼相機)。 這裝置也內置多端子電源管理.


中國CMOS天文廠多元發展:
ASIAIR Plus 第一代天文裝置控制處理機出現在2018年7月, 這也是整合2012年英國開發樹莓派微處理技術至今(中國發揚光大!將 1000元台幣成本的 raspberry pi 發展到等於一部天文電腦主機). 老貓認為 ZWO將天文觀測所需的笨重電腦和電子器材所需的交流110V電源變成12V/5V直流電源, 硬體系統整合於單一控制軟體介面算是劃時代的創舉!

美國,日本天文名廠的困境:
日本的天文望遠鏡專業廠 VIXEN 雖然有其穩定的電子輔助系統,但並非是CCD/CMOS的專業廠. 加上保守的企業觀念,自90年代底後,就一連串錯失很多市場先機! ZWO走的是純業餘的低成本考量,用電子輔助修正來發展其產品, 突破各硬體的障礙,將控制和連線於一部手機軟體內. 這帶給業餘者更容易入門天文攝影.

現在美國的SBIG (Diffraction Limited)大部分的CCD市場已經被ZWO,QHY等平價CMOS(大量採用SONY感光元件)產品所取代.所以SBIG,Atik等廠也不得不捨棄專用Kodak的高價感光元件,而推出所謂高階CMOS(採用SONY IMX系列 元件)的產品應急.但中低階的冷卻相機業餘市場已經被這些中國後起之秀所占去了.

在2023年經過後疫情時代,很多的經濟活動已經下降,特別是中國在今年的消費習慣變化較大.所以這些非消費品的天文器材,加上越來越多的CCD廠商轉入搶占國內外冷卻CMOS的市場.明年應該也會有一波的價格調整.選擇性也會越來越多!


日本 Vixen 早在2014年底就已經感受到非常大的壓力,不得不發展出新一代的SX,AD系列高階赤道儀.
高橋製作所EM赤道儀在1990年初推出後, 到2000年後一直在炒冷飯......直到發展到MRD 長頸鹿系列碰到天花板後,在EM Temma3 電子輔助系統後就遇到極大技術困難,無法生產至今.






曹大貓咪                                         2023   1113                        台北市


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大溪天文台觀測日誌  TYGA TW


2017- 2023年的今天,日本國內,中國等外國天文製品進口是日本製品出口量的15倍!  




最近這幾年,日元匯值非常低迷,很可惜,這幾年低迷的日幣並沒有對日本製的天文望遠鏡等製品出口有任何助益....

2000年左右,日本製的雙筒望遠鏡等和天文望遠鏡的進出口是差不多,但是2023年的今天,日本製的天文望遠鏡和雙筒鏡進出口已經萎縮到只有國外製品的1/15.

老貓看著這幾年的統計,加上高橋製作所的困境未解及Vixen自廢武功式的大量代理Celestron的中國製品(雖短期可緩解資金和業績壓力,但長期卻是自廢武功式的啃食自己辛苦經營的日本市場).日本製的天文望遠鏡/雙筒鏡出口是十分不樂觀且悲傷的.

取材至:
輸出入統計資料:https://forum.furusco.com/viewforum.php?f=13

やっぱり望遠鏡の話になってしまいます。
本来、円安環境は輸出有利と思ってましたが、逆に今年は輸出が昨年比低迷していると聞きました。

10数年前、双眼鏡他望遠鏡類の輸出入がほぼ同じレベルと聞きましたが、現状どうでしょう?
そこでここ数年の統計データを単純化してまとめてみました。まずは、台数。
経産省のデータ自体が、細かく分かれてませんので、天体望遠鏡がいくらとか分かりませんが、
皆さんの予想通りでしょうか? もう遠の昔に決着はついているようです。

眼鏡・天体望遠鏡類”は、輸出に対し輸入が15倍以上。今年の予想が2/3程になりそうという感じですが、少なすぎて読み取れない程です。
どうして、ここまでになってしまったんでしょうね。嘆かわしく思ってしまいます。

by ガラクマ » 2023年9月01日(金) 23:27








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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)


天文觀測光譜意義補充篇


大溪天文台這幾年來,持續在做低解析光譜的取樣和分析,來學習光譜的操作和分析. 在這幾年當中,慢慢了解到操作光譜儀的光學和影像圖中的物理意義.

恆星光譜除了很多色彩以外,這些色彩主要告訴兩個物理意義:
1.可以了解遠方恆星大氣層的溫度(物理或熱力上用度k. 凱氏溫度)
2. 恆星大氣層的化學成分組成.(解析高低代表化學物質的多少可以分解出. 若低解析僅可知成分較高的化學物質,隨著解析越高可知道較少份量的化學物質.)

光譜分析僅能告知一顆恆星的大氣的外圍的化學成分和溫度。如果要了解恆星內部物質,基本上較為困難!

溫度是一切! 沒有溫度就無法探索恆星的秘密.

恆星的熱量是一種電磁輻射! 最重要的光學觀測,主要是針對可見光和紅外線的波長。在光學望遠鏡探測太空深入的恆星輻射,可以了解恆星的表面溫度越高,其發出的輻射能量總量增加更快!如果溫度增加 1.11倍,其輻射則增加到四次方,約1.5倍! 若增加溫度2倍, 輻射則為16倍的能量.當然,若溫度增加10倍, 則輻射能量高達1萬倍能量!
            
這代表輻射的頻譜,它在光譜的亮度會隨著溫度越高,其能量峰值會偏移移動到越來越短波長(藍色光譜帶). 這可以了解,溫度越高的恆星,其光譜的能量峰值會偏向藍色色光的方向. 若是溫度越低,則光譜的能量峰值會偏向紅色色光的方向.

*.恆星的溫度及其光譜的峰值波長:

恆星的表面溫度 (K)  =  29000000 (angstroms)/ 光譜最亮曲線頻帶頻譜位置. 如圖中的光譜頻帶中,以藍色光譜能量最高,其曲線峰值在4000 angstroms.則可知道這顆恆星的光譜代表,其表面溫度是7250度k.    圖1:

*.紅色星星是低溫的(溫度低於4500 K),藍色或藍色 白色恆星是高溫的(溫度高於9000 K)。

光譜中表現出的恆星化學成分概念:

天文貓們知道,星星這麼遙遠,我們不可能接近到這顆恆星的表面去做取樣!

我們要了解,恆星的表面有一層光球層,其中很多內部產生的光子要經過熱對流,慢慢流至光球的最外層! 這些光子才會逃逸到太空中!經過很長的時間後,才會到達地球,到達望遠鏡! 當光子利用恆星內部的熱對流(熱流體力學),流到恆星的最外層時,它們會遇到外層成分的物質原子或離子所吸收。這就造成恆星最外層的光譜會產生這些物質的吸收線 ! 這些光子就會產生黑色及寬度不均(明顯或微弱)的吸收線.


太陽光譜作例,來簡單說明 :圖2:

太陽有鐵(Fe)*、鈣(Ca)和鋰(Li)都是 存在於太陽大氣中.這些物質成分的吸收線線為中性原子產生 (金屬化學名字後面有個"I" 字就是表示“中性”!).會呈中性(不帶電荷)因為太陽大氣層(光球層)的溫度還不夠熱,所以無法電離這些原子!

*.利用光球層和色球層的中性鐵FeI光譜,可以利用高解析光譜,研究其兩層的光譜吸收線偏移(杜普勒效應),進而得到了徑向速度的不同,了解兩氣層的自轉速度偏差。

現在我們知道,太陽表面在特定範圍內約有 25,000 個鐵原子和 2,500 個鈣原子 。
但是在太陽的光譜中顯示,鈣的吸收線表現比鐵強得多! 這樣的光譜應該是鐵吸收線較強才對!? 但事實卻是相反!?

光子要被原子吸收,要有兩個條件:

物質的原子在外層大氣中,光子要被吸收.要看太陽的表面溫度! 也就是大氣溫度要達到將原子置於正確的臨界能量狀態才能被吸收.
臨界能量指的就是圍繞原子核運行的電子. 這些墊子正常狀態只能在幾個特定的軌道上移動.  小軌道的能量低, 大軌道則具有高能量!

光子遇到原子:

如果一個能量達到剛好的臨界能量,當光子通過恆星外層的的原子(電子處於基態的狀態   ground state ), 如果原子吸收光子.這樣的原子外圍電子會可能跳躍,達到更高階(first excited state)的軌道和更高的能量狀態!

如果這個光子能量更高! 則通過處於基態的原子,原子則不會吸收它,此時光子直接穿過原子。並不會激發離子化!

如果具有超高能量的光子,有可能直接穿過原子,或是剛好的臨界能量將原子從其基態提升到更高的第二激發態(second excited state)! 這個光子也會被吸收.


所以如果看到光譜中有某些特定元素的吸收線 ,如中性鐵(FeI) 在恆星的光譜中,這告訴觀測者兩件事:

這顆遙遠的恆星的大氣"外層"中有鐵物質! 還有就是這顆恆星外層的溫度讓處於這個剛好臨界能量狀態的鐵原子吸收光子.

如果FeI和TiO 在M type的光譜中,分佈很廣.可以看出其金屬豐富度很高.甚至碳質也出現,可能吸收線還很多.這表示這顆恆星已經達到晚期的紅巨星階段.氣體表面溫度已降到3000度k左右 .

反觀一般數量較多的高溫恆星(藍白色溫恆星),它們都在外層大氣中都含有豐富的氫氣體物質, 它吸收一系列波長的光.如果是4860埃, 4340埃和4100埃等. 這一系列的吸收線被稱為Balmer系列。它是在處於第一激發態的原子時形成的. 氫氣會吸收光子並跳升到更高的激發態!

最後, 觀察實際的光譜,就可以了解吸收線的強度因溫度而變化的恆星type 如下:     圖3:
----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
B0恆星: 溫度非常高(T = 35,000度K) 氫原子大多處於非常興奮的狀態(非常高的激態軌道)! 即少數僅處於第一激發態位置.所以吸收這些波長的光子就非常少! 觀測光譜 B type的吸收線很微弱。

A0恆星: 溫度高 (T = 9,500度k) 大多數氫原子處於第一激發態。 這造成許多原子都會吸收這些波長的光子, 而且光譜的吸收線看起來非常強!

F0恆星: 溫度較低(T = 7,300度k),因此 它們的許多氫原子都處於基態。 這些原子沒辦法吸收巴爾末(Balmer)波長的光子, 所以線條看起來更不明顯 .

G0恆星: 中溫度階段(T = 5,900),僅有少數的原子處於第一激發態。 在光譜中,氫線吸收巴爾末線非常薄弱!
------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

補充資料:太陽光球和色球層的光譜,一個是黑暗的吸收線,另一個是明亮的發射線。
*.也H -alpha線的頻譜位置來看,不同的太陽表面高度(pos#1-pos#4),其光譜最後在色球層高度反轉為發射線(從吸收到發射)。
 研究太陽色球層的溫度極高(約一萬度k),最強的譜線是波長為656.3nm的 H-alpha線。因為溫度高於光球層,氫原子的電子從n=3激態跳回n=2的能階所釋放能量的譜線。波長656.3nm的譜線在光譜中是紅色的部分,所以色球層的特徵就是紅色。可見於日食發生時,可見最外層的色球層大氣,得到了最完整的色球層光譜。

Spectrographic Sun chromosphere observations
at Pic Du Midi "Lunette Jean Rösch" with the eShel spectrograph

光譜相當於日全食期間觀察到的閃光光譜。最後一圖











曹大貓咪                                               2023  1116                       台北市
 


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大溪天文台觀測日誌  TYGA TW

大溪天文台  11月17日  獅子座流星雨 電波觀測


2023年11月的獅子座流星雨的極大期在18日的下午1點.並不是無線電觀測的理想時間.所以今年沒有進行觀測.

不過獅子坐在清晨時分會到達天頂位置.或許有機會可以偵測到一些漂亮的信號.....所以昨晚17日 晚上僅開啟電波觀測系統,因這次獅子座流星雨並不適合肉眼和無線電觀測.所以僅做測試.

在18日清晨早上陸續有多顆流星觀測到! 不過都是零散流星.並沒有大火流星偵測到.

不過在今天早上6點12分有偵測到一長串流星群進入大氣層.信號強度達到25dBm. 時間長達3分半鐘.  這應該是屬於獅子座流星雨! 因為雖然是早上天亮時分. 但獅子座 高掛天頂! 此時為理想無線電偵測範圍.    圖4

獅子座流星雨輻射點 : 東昇 午夜12點 早上6點過中天. 中午12點西落.
 








曹大貓咪                                          2023    1118                        大溪


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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)


10吋鏡加裝分光儀,今天巡天金牛座M45,七顆高溫星光譜(2.5-5.5等亮度)AXD赤道儀能在3-5級陣風中,精密定位,對狹縫定位已有經驗。


由於ST-2000XC 只能看到1/3的完整譜帶,所以每顆恆星分別是紅色波長取樣,藍色波長取樣。其中的調整靠測微器調整反射光柵的角度。


七姊妹星團均為B型
主序星(BV)是光譜類型B type光譜的主序星(主要是氫,氦為主)。這些恆星的質量比是太陽的 2 到 16 倍,表面氣體溫度在 10,000 到 30,000度 K 之間。B type 恆星都非常明亮且呈藍色的藍巨星。





曹大貓咪.                           20231119.             大溪


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