Kan man slå Kepler fra jorden?

[jespergDeltager Super Nova]

Tak for svaret Bjarne.

Det bliver spændende at se hvad forsøgene viser.

Hvis forsøgene falder positivt ud, og hvis det kunne være interessant, at prøve et nyt Canon DSLR på et teleskop med stor åbning, så kan jeg gøre forsøget senere på året.

---

Jesper G.

[swr Giant]

Hej Jesper

Tak for en god og meget illustrativ forklaring på scintillation. Er det den permanente inversion i ca. 10km’s højde der laver bølgefronten? Man kan se at de helt høje cirrusskyer af og til har et sådant bølgeformet mønster formet af denne inversion.

JesperG wrote: Det bliver spændende at se hvad forsøgene viser.

Hvis forsøgene falder positivt ud, og hvis det kunne være interessant, at prøve et nyt Canon DSLR på et teleskop med stor åbning, så kan jeg gøre forsøget senere på året.

Det kunne da helt sikkert være interessant. De nye Canon kameraer er væsentligt bedre end det 350D der blev anvendt i nogle af artiklerne.

Hvor stor en åbning har dit teleskop?

Mvh Søren

[jespergDeltager Super Nova]

Hej Søren.

Jeg ved ikke om det er en permanent inversion der spiller ind, men jeg ved, at cirrusskyer ofte er bølgeformede på grund af tyngdebølger nedefra, der bevæger sig op gennem atmosfæren. De kan fx dannes af luftlag der passerer bjerge/bakker og presses opad, eller kraftige opvinde i vejr-systemer.

Man ser også tyngdebølgerne højere oppe i Nacreous Clouds (perlemorsskyer), Noctilucent Clouds (lysende natskyer) og i airglow.

Åbningen er 14″ f/10 eller f/6,2. Har også en 0,33x reducer, men så kan billedfeltet ikke dække fullframe chippen.

---

Jesper G.

[BjarneModerator Super Nova]

SWR wrote: Det lyder fint.

Jeg har købt et CGEM DX drev som sagtens kan følge stjernerne, men den gør det bare ikke specielt nøjagtigt fra fabrikken af. For at få den periodiske fejl ned skal man selv gøre alle de ting der ikke er tid til at gøre på samlebåndet i Kina, hvor de gerne skal sprøjte ud i en lind strøm.

Jeg mener at jeg beregnede 2×2 pixler til at være 39″ med den korte 50mm linse (en anden fordel ved den linse). Drevet behøver ikke at være alt for nøjagtig. Den defokuserede stjerne skal helst befinde sig på de samme pixler i løbet af en testsekvens, så man kan undgå flatfielding. Kan kameraet lave en automatisk sekvens af mange korte eksponeringer? Man skal helst kunne opsamle ialt 10 millioner elektroner i hver farve i løbet af en sekvens. Det er vigtigt at kende forholdet mellem de forskellige farver, da det er den laveste tælling, som kommer til at sætte grænsen for fotonstøjen for indexet. 1 million elektroner giver en usikkerhed på en millimag på den enkelte måling. Scintillationen giver måske 0.05 mag.

[swr Giant]

Det skulle ikke være et problem med 39″, selv uden tuning. Kameraet kan selv tage sekvenser og lagre alle billederne, så det bliver ikke noget problem at lave den del af testen.

[swr Giant]

JesperG wrote: Åbningen er 14″ f/10 eller f/6,2. Har også en 0,33x reducer, men så kan billedfeltet ikke dække fullframe chippen.

Det er bedre end det teleskop jeg får, og så har du oven i købet masser af erfaring med astrofoto, så det ville da være super at se nogle af dine billeder.

Mvh Søren

PS: Så har jeg også noget at sigte efter.

[swr Giant]

BjarneT wrote: Formålet med et IR-filter er normalt at fjerne red-leak i RGB filtrene. Man vil i givet fald ødelægge filtrene, så man bliver tvunget til at omdanne kameraet til et sort/hvid kamera ved at slå RGGB sammen.

Ja, det er rigtigt, men man fjerner ikke IR cut filteret. Det bliver i stedet erstattet med et filter der skærer efter Ha, men til gengæld skærer meget stejlere end det originale filter. Således fjerner man stadig de lange bølgelængder der slipper igennem farvefiltrene, men der slipper 98% Ha igennem i stedet for ca. 20% med det originale bløde filter.

[BjarneModerator Super Nova]

Det er jo en anden snak. Men med et Ha filter kræves der sikkert køling.
Jeg kunne forestille mig, at et andet formål med den lave røde transmission er at opnå det samme dynamikområde for B og R. Man har ingen gavn af at R går i mætning langt før B, tværtimod.
Dette minder mig om et andet forslag, nemlig på traditionel vis at kombinere den ene grønne pixel med den røde pixel, så du får et G-R index defineret ved
G-R = 2.5*log10(N(R)/N(G))
og at kombinere den anden grønne pixel med den blå pixel, så du får et B-G index defineret ved
B-G = 2.5*log10(N(G)/N(B))
Fordelen ved 2 grønne pixels er at det er muligt at konstruere disse 2 farveindexer uden at fejlene fra fotonstatistik i indexerne bliver korrelerede. To farveindexer gør det muligt at måle korrelationen mellem scintillationen i de 2 indexer. Jeg forventer at der er en sådan korrelation ved anvendelse af små teleskoper; men at den gradvist forsvinder ved anvendelse af større teleskoper. Man kan fjerne korrelationen ved at danne en lineær differens mellem de to
Index = a*(G-R) – b*(B-G)
For a = b = 0.5 får man mit tidligere index G – (B + R)/2.
Man kan empirisk bestemme de koefficienter, som fjerner scintillationen.
Vigtigere er det måske at man sandsynligvis for store teleskoper kan anvende de 2 farveindexer uden korrektion; men det er jo netop det, der skal undersøges.

BjarneT2013-05-21 11:39:34

[swr Giant]

Jeg fandt desuden lidt data på nyere DSLR full-frame sensorer:

D600
Sensor: 3.7-
ADC: 6.3-

D800
Sensor: 2.9e-
ADC: 3.6e-

D4
Sensor: 2.4e-
ADC: 18.5e-

5D III
Sensor: 4.2e-
ADC: 33e-

1D X
Sensor: 2.6e-
ADC: 38e-

Effekten af ADC støjen kan reduceres med analog gain inden ADC’en (PGA), på bekostning af dynamikområdet.

Mvh Søren

SWR2013-05-21 12:54:43

[swr Giant]

BjarneT wrote: Det er jo en anden snak. Men med et Ha filter kræves der sikkert køling.

Der er nok ingen tvivl om at køling ville hjælpe på lange eksponeringer. Jeg håber på at kunne holde eksponeringerne lidt kortere med en hurtig f2 optik.

Jeg kunne forestille mig, at et andet formål med den lave røde transmission er at opnå det samme dynamikområde for B og R. Man har ingen gavn af at R går i mætning langt før B, tværtimod.

Så vidt jeg har forstået det laver man den lidt blødere afskæring for at imitere øjets følsomhed. Det giver en naturlig farvebalance. Her er de normale fotografer nok desværre blevet prioriteret frem for astrofotograferne.

Man kan sagtens tage almindelige billeder med kameraet efter en modifikation, hvis bare man bruger “custom white balance” funktionen i kameraet. Det betyder ikke noget, og D800 har alligevel ikke en “grøn auto” indstilling.

Dette minder mig om et andet forslag, nemlig på traditionel vis at kombinere den ene grønne pixel med den røde pixel …

Det bliver spændende at lege med.

Det idéelle filter ville være et med bød afskæring til normal foto, men med et smalt pasbånd helt uden dæmpning lige omkring Ha. Det burde kunne tilgodese astrobilleder uden at give ulemper for normale fotografier.

[BjarneModerator Super Nova]

Jeg vil tillade mig at bringe nogle astrofysiske betragtninger på banen ved at stille spørgsmålet
Har drivhuseffekten, solens liniespektrum og en planettransit noget til fælles?
Svaret er bekræftende: Gustav Robert Kirchhoffs lov om termisk stråling, som han fremsatte i 1859 og beviste i 1861.
Den siger at der er en sammenhæng mellem et stofs evne til at udsende og absorbere stråling, idet forholdet mellem emissiviteten (energiudsendelse per rumfang) og absorption (fjernelse af stråling per vejlængde) for et stof i lokal termodynamisk ligevægt er lig sort hulrumsstråling ved stoffets temperatur. Sort hulrumsstråling kaldes også for planckstråling (opkaldt efter Max Planck).
http://en.wikipedia.org/wiki/Gustav_Kirchhoff
Den spektrale energifordeling er alene bestemt af stoffets temperatur:
http://en.wikipedia.org/wiki/Planck%27s_law_of_black-body_radiation
Man ser at funktionen afhænger af produktet af bølgelængde og temperatur. Solens fotosfære har en temperatur af ca 6000 K og toppunktet befinder sig ved bølgelængden 0.5 mikrometer. Jordens temperatur er ca. 20 gange mindre, så den maksimale udstråling sker ved bølgelængden 10 mikrometer, altså i den infrarøde del af spektret.
Drivhuseffekten
lad os betragte Jordens udstråling omkring 10 mikrometer set udefra. Strålingen absorberes kraftigt i mange spektrale bånd fra CO2 og H2O. Vi ser stråling, som er blevet svækket til 1/e af den oprindelige værdi. Man siger at man modtager stråling fra et område med optisk dybde 1, der netop svarer til at strålingen er svækket med faktoren 1/e. Den fysiske højde af det stof, som udsender strålingen afhænger af absorptionskooefficienten ved den givne bølgelængde. Stråling med en bølgelængde, hvor der er kraftig absorption, stammer fra et lag højt oppe i atmosfæren, hvorimod stråling med en bølgelængde, hvor der er mindre absorption, stammer fra et lavere lag i atmosfæren. Temperaturen aftager med højden i Jordens atmosfære, så udstrålingen i kraftige CO2-bånd er mindre end udstrålingen i svagere CO2-bånd, da planckstrålingens intensitet er lavere ved lavere temperaturer. Mere CO2 betyder at udstrålingen bliver lavere, indtil temperaturen i atmosfæren er steget, så de højere lag er blevet varmere.
Solens absorptionslinier
De atomare absorptionslinier i solens atmosfære har en meget større absorptionskoefficient end området mellem linierne (det såkaldte kuntinuum). Strålingen mellem linierne stammer derfor fra meget dybere lag end strålingen i linierne. At linierne er sorte skyldes at strålingen stammer fra meget højere områder, som er koldere end de områder, hvorfra kontinuestrålingen stammer. Effekten skyldes at planckstrålingen vokser kraftigt med temperaturen.
Lyskurven for en planettransit
Absorptionen i Jordens atmosfære vokser, når sigtelinien nærmer sig horisonten. På samme måde vil man nå en optisk dybde på 1 i en større højde, når man observerer en stjerne nær stjerneskivens rand. Lyser fra stjerneskivens rand stammer fra områder med lavere temperatur end for de områder, hvorfra strålengen nær stjerneskivens centrum stammer. Man taler om stjerneskivens randformørkelse. En transit af en exoplanet vil derfor give den største svækkelse af lyset nær centrum. Dette er grunden til at lyskurven ikke er flad i bunden. Man kan sagtens tænke sig at randformørkelsen er bølgelængdeafhængig, så man også kan måle en variation i et farveindex.

[BjarneModerator Super Nova]

Selvom Kirchhoffs lov forklarer, hvorfor spektrallinierne i Solen og andre stjerners spektre er mørke på en lys baggrund, forklarer den ikke, hvorfor man netop observerer de linier, som man gør. Helt op til midt i 1920’erne var det en udbredt opfattelse, at Solen mest bestod af jern på grund af de mange jernlinier. Det blev Cecilia Paine, som i 1925 ændrede denne opfattelse radikalt i en Ph.D. afhandling med titlen “Stellar Atmospheres, A Contribution to the Observational Study of High Temperature in the Reversing Layers of Stars”. Astronomen Otto Struve har kaldt den “undoubtedly the most brilliant Ph.D. thesis ever written in astronomy”.
Hun anvendte den indiske fysiker Sahas teori for de forskellige atomers ionisationsgrader til at forklare at stjernernes spektrale klasser (O, B, A, F, G, K, M) er et resultat af deres forskellige temperaturer. Hun viste at den store variation i antallet af forskellige absorptionslinier skyldes forskellige grader af ionisation ved forskellige temperaturer; den skyldes ikke forskellige forhold mellem atomernes antal. Hendes afhandling slog fast, at stjernernes overvældende bestanddel er hydrogen.
Den kendte astronom Henry Norris Russell overtalte hende imidlertid til at afstå fra at konkludere at Solens sammensætning var radikelt forskellig fra Jordens sammensætning. Cecilia Paines metode blev herefter anvendt til at beregne spektralliniernes styrke.
Man kan her læse noget mere om Cecilia Payne-Gaposchkin:
http://en.wikipedia.org/wiki/Cecilia_Payne-Gaposchkin
Hun er også kendt for mere end 3 millioner observationer af variable stjerner.

[BjarneModerator Super Nova]

Man kan med en vis ret sige at manden bag Kepler er amatørastronom. Han startede med at designe varmeskjoldet for Apollo. Senere arbejdede han bl.a. med lynudladninger i andre planeters atmosfærer; men han havde ikke nogen egentlig astronomisk uddannelse. I 1984 blev William Borucki interesseret i transitmetoden som en måde til detektion af planeter; men han talte i årtier for døve øre hos professionelle astronomer, som havde i baghovedet at så nøjagtig fotometri var umulig. Jeg fandt disse artikler:
http://adsabs.harvard.edu/abs/1984Icar…58..121B
http://adsabs.harvard.edu/abs/1984BAAS…16Q.703B
http://adsabs.harvard.edu/abs/1984NASCP2350…15B
http://adsabs.harvard.edu/abs/1985ApJ…291..852B
http://adsabs.harvard.edu/abs/1987PASP…99Q1145A
Og her ser man at Andy Young bliver involveret.
http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ASSL..144..113B
http://adsabs.harvard.edu/abs/1992ASPC…34..153
http://adsabs.harvard.edu/abs/1993atpi.workQ..13K
http://adsabs.harvard.edu/abs/1993DPS….25.3313G
http://adsabs.harvard.edu/abs/1993DPS….25.3317B
http://adsabs.harvard.edu/abs/1993AAS…183.1701B
http://adsabs.harvard.edu/abs/1994Ap%26SS.212..293B
Her er det første forsøg på en planetmission.
http://adsabs.harvard.edu/abs/1994DPS….26.0801B
http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ASPC…74..173B
Her bliver astroseismologien involveret i Boruckis projekt.
http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ASPC…76..633M
http://adsabs.harvard.edu/abs/1995AAS…187.7019B
Og her bliver min kollega Søren Frandsen også involveret.
http://adsabs.harvard.edu/abs/1995AAS…187.7111B
FRESIP missionen:
http://adsabs.harvard.edu/abs/1996Ap%26SS.241..111B
Så springer jeg til The Kepler Mission:
http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ASPC..119..153B
http://adsabs.harvard.edu/abs/1998STIN…0265446K
Så let går det ikke. Ideen skal først testes:
http://adsabs.harvard.edu/abs/1999DPS….31.0903K
Jeg springer til The Kepler mission: a technical overview
http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ESASP.538..177B
Nu er projektet endeligt blevet godkendt.
http://adsabs.harvard.edu/abs/2004SPIE.5487.1491K
The Kepler Mission is a search for terrestrial planets specifically
designed to detect Earth-size planets in the habitable zones of
solar-like stars. In addition, the mission has a broad detection
capability for a wide range of planetary sizes, planetary orbits and
spectral types of stars. The mission is in the midst of the
developmental phase with good progress leading to the preliminary design
review later this year. Long lead procurements are well under way. An
overview in all areas is presented including both the flight system
(photometer and spacecraft) and the ground system. Launch is on target
for 2007 on a Delta II.

Jeg har angivet alle disse links for at vise at man ikke kommer sovende til NASAs penge. Jeg springer nu til kronen på William Boruckis værk: Kepler-62: A Five-Planet System with Planets of 1.4 and 1.6 Earth Radii in the Habitable Zone.
http://adsabs.harvard.edu/abs/2013Sci…340..587B
We present the detection of five planets—Kepler-62b, c, d, e, and
f—of size 1.31, 0.54, 1.95, 1.61 and 1.41 Earth radii
(R_⊕), orbiting a K2V star at periods of 5.7, 12.4,
18.2, 122.4, and 267.3 days, respectively. The outermost planets,
Kepler-62e and -62f, are super–Earth-size (1.25
R_⊕ < planet radius ≤ 2.0 R_⊕)
planets in the habitable zone of their host star, respectively receiving
1.2 ± 0.2 times and 0.41 ± 0.05 times the solar flux at
Earth’s orbit. Theoretical models of Kepler-62e and -62f for a
stellar age of ~7 billion years suggest that both planets could be
solid, either with a rocky composition or composed of mostly solid water
in their bulk.

[BjarneModerator Super Nova]

Som man måske har gættet er jeg i gang med at finde beregninger af randformørkelseskoefficienter som funktion af bølgelængden for forskellige effektive stjernetemperaturer. Sådanne teoretiske data gør det muligt at angive B-G og G-R som funktion af afstanden fra stjerneskiven, i hvert fald tilnærmelsesvis. Dette gør det igen muligt at beregne det nødvendige signal/støj-forhold for et givet centralt dyk i fluksen.
Det er min hensigt at undersøge, om man kan finde planeter ud fra farvevariationen alene for de klareste stjerner med en kendt planet bestemt ud fra radialhastigheder af stjernen.

[swr Giant]

Det lyder rigtigt spændende, og burde kunne verificeres på de stjerner der har kendte exoplaneter.

[Forfatter]

Indlæg