- Dette emne har 177 svar og 6 stemmer, og blev senest opdateret for 10 år, 8 måneder siden af swr. This post has been viewed 6492 times
-
Indlæg
-
Bjarne- Super Nova
SWR wrote: Det lyder rigtigt spændende, og burde kunne verificeres på de stjerner der har kendte exoplaneter.
Desværre er Keplers værtsstjerner relativt svage. Dette skyldes at man ønskede at observere 150000 stjerner for at være sikker på at finde en del kandidater. Heldigvis er værstsstjerner opdaget ved radialhastighedsmålinger betydeligt klarere, da det ellers var vanskeligt at bestemme radialhastigheden så nøjagtigt. Men desværre er det kun en beskeden brøkdel af disse kandidater, som vi ser fra side, så der opstår en transit. Mit endnu meget usikre skøn er at et amatørteleskop krøver at stjernen har V = 7, eller så.
Bjarne- Super Nova
Der er dog en del klare stjerner med planeter:
——————————————————————————————
Star Name Abb. Type Mag Dist. RA DEC Planets P. HZ
——————————————————————————————
14 And And K0III 5.2 249.06 23.521 39.236 1 0
HD 5608 And K0IV 6.0 189.73 0.971 33.951 1 0
ups And And F8 V 4.1 43.91 1.613 41.411 4 1
ksi Aql Aql G9IIIb 4.7 204.40 19.904 8.461 1 0
91 Aqr Aqr K0 III 4.2 148.33 23.265 -9.087 1 0
mu Ara Ara G3 IV-V 5.2 49.88 17.736 -51.834 4 2
alf Ari Ari K2III 2.0 65.85 2.119 23.462 1 0
tau Boo Boo F7 V 4.5 50.86 13.788 17.456 1 0
7 CMa CMa K1 III 4.0 64.38 6.611 -19.256 1 1
HD 47536 CMa K1 III 5.2 395.63 6.630 -32.340 2 0
HD 33564 Cam F6 V 5.1 68.39 5.376 79.231 1 1
HD 104985 Cam G9 III 5.8 332.52 12.087 76.906 1 0
HD 192310 Cap K3V 5.7 28.75 20.255 -27.033 2 0
HD 102365 Cen G2V 4.9 30.12 11.775 -40.500 1 0
gamma Cephei Cep K1III-IV 3.2 44.96 23.656 77.632 1 0
75 Cet Cet G3III 5.4 265.69 2.536 -1.035 1 0
81 Cet Cet G5III 5.7 316.87 2.628 -3.396 1 0
HD 19994 Cet F8 V 5.1 72.96 3.213 -1.196 1 1
55 Cnc Cnc K0IV-V 6.0 40.23 8.877 28.334 5 1
11 Com Com G8 III 4.7 360.56 12.345 17.793 1 0
eps CrB CrB K2III 4.1 221.35 15.960 26.878 1 0
omi CrB CrB K0III 5.5 273.84 15.578 26.715 1 0
kappa CrB CrB K1IVa 4.8 101.39 15.854 35.658 1 1
HD 190360 Cyg G6 IV 5.7 51.80 20.060 29.897 2 0
HD 139357 Dra K4III 6.0 395.76 15.588 53.922 1 0
HIP 75458 Dra K2 III 3.3
102.69 15.415 58.966 1 0HD 167042 Dra K1III 6.0 163.00 18.176 54.287 1 0
42 Dra Dra K1.5III 4.8 317.20 18.433 65.564 1 0
18 Del Equ G6III 5.5 238.31 20.974 10.839 1 0
HD 20794 Eri G8V 4.3 19.76 3.332 -43.070 3 0
HD 10647 Eri F8V 5.5 56.40 1.708 -53.741 1 1
HD 30562 Eri F8V 5.8 86.39 4.810 -5.674 1 1
eps Eridani Eri K2 V 3.7 10.43 3.549 -9.458 1 0
HD 16417 For G1V 5.8 83.13 2.616 -34.578 1 0
HD 62509 Gem K0IIIb 1.1 33.71 7.755 28.026 1 0
tau Gem Gem K2III 4.4 300.73 7.186 30.245 1 0
HD 59686 Gem K2 III 5.5 299.92 7.530 17.086 1 0
HR 810 Hor G0V pecul. 5.4 55.97 2.709 -50.803 1 0
HD 122430 Hya K3III 5.5 440.10 14.039 -27.430 1 0
HD 11977 Hyi G8.5 III 4.7 216.79 1.916 -67.647 1 0
gamma 1 Leo Leo K0III 2.0 125.51 10.333 19.841 1 0
HD 136352 Lup G4V 5.7 48.25 15.363 -48.317 3 0
6 Lyn Lyn K0IV 5.9 185.49 6.513 58.163 1 0
HD 176051 Lyr 5.2 48.87 18.951 32.901 1 0
HD 39091 Men G1 IV 5.7 59.72 5.619 -80.469 1 1
nu Oph Oph K0III 3.3 152.57 17.984 -9.774 2 0
HD 38529 Ori G4 IV 5.9 128.05 5.776 1.168 2 1
HD 38858 Ori G4V 6.0 49.55 5.810 -4.095 1 1
HN Peg Peg G0V 6.0 59.98 21.742 14.772 1 0
HR 8799 Peg A5V 6.0 128.44 23.125 21.134 4 0
HD 210702 Peg K1IV 5.9 182.56 22.197 16.041 1 0
51 Peg Peg G2 IV 5.5 47.92 22.958 20.769 1 0
HD 142 Phe G1 IV 5.7 67.16 0.105 -49.075 2 1
beta Pic Pic A6V 3.9 62.92 5.788 -51.066 1 0
Fomalhaut PsA A3 V 1.2 25.12 22.961 -29.622 1 0
HD 3651 Psc K0 V 5.8 35.86 0.656 21.250 1 0
HD 69830 Pup K0V 6.0 41.08 8.306 -12.632 3 1
HD 60532 Pup F6IV-V 4.5 83.78 7.568 -22.296 2 0
HD 27442 Ret K2 IV a 4.4 59.01 4.275 -59.302 1 0
HD 147513 Sco G3/G5V 5.4 42.05 16.400 -39.193 1 1
HD 169830 Sgr F8 V 5.9 118.40 18.464 -29.817 2 1
eps Tau Tau K0 III 3.5 146.70 4.477 19.181 1 0
HD 89744 UMa F7 V 5.7 130.40 10.369 41.229 1 0
HD 81688 UMa K0III-IV 5.4 287.73 9.478 45.601 1 0
omi UMa UMa G4II-III 3.4 183.54 8.504 60.718 1 0
4 Uma UMa K1III 5.8 255.91 8.670 64.328 1 0
47 Uma UMa G0V 5.1 45.54 10.991 40.429 3 1
11 UMi UMi K4III 5.0 389.57 15.285 71.824 1 0
HD 110014 Vir K2III 4.7 293.40 12.654 -7.996 1 0
70 Vir Vir G4 V 5.0 71.72 13.474 13.787 1 0
61 Vir Vir G5V 4.7 27.78 13.307 -18.311 3 0
——————————————————————————————
http://phl.upr.edu/projects/habitable-exoplanets-catalog/stats/constellations
BjarneT 2013-05-23 16:59:16
Bjarne- Super Nova
Jeg valgte citer i stedet for rediger. Hvordan fortryder man? Jeg kan kun besvare, vise kladde eller rydde formular.
Bjarne- Super Nova
HD 189733A har V = 7.66
http://en.wikipedia.org/wiki/HD_189733_b
HD 209458b har V = 7.65
http://en.wikipedia.org/wiki/HD_209458_b
Så der er visse kandidater, som kan observeres med et “mindre” teleskop. Den er ca 100 gange svagere end en V = 2.5 stjerne, som kan observere med en 3cm linse. Et bud vil derfor være et 30cm teleskop; men det kræver en nøjere undersøgelse af randformørkelsens farveafhængighed. Det afhænger også af scintillationens farveafhængighed, som først skal måles på en klar stjerne.
swr- Giant
Ok. Jeg får desværre kun et 28cm teleskop, men mon ikke det er tæt nok på 30cm til at forsøge? Jeg synes det skal have en chance.
Specielt hvis man kan nå en afvigelse på 0,01mag med deltafotometri, kunne man have en chance med de lidt svagere stjerner.
Bjarne- Super Nova
Usikkerheden er langt større, når vi ikke har set signalet fra f.eks. Vega, måske et sted mellem 20cm og 50cm. Der skal nogle rigtige målinger til for at kunne komme det nærmere. Det mest kritiske er scintillationens farveafhængighed, og hvordan den ændrer sig med teleskopets diameter. Det afhænger også af randformørkelsens farveafhængighed; men den kan jeg finde i litteraturen. Man kan selvfølgelig altid måle dykket direkte, hvis det er en stor planet; men det er der så mange, der har gjort, og det bliver ikke ret nøjagtigt på grund af scintillationen.
swr- Giant
Hvor nemt er det at finde en stjerne der ikke varierer?
Er der kun ganske få eller er de over alt?
Jeg forestillede mig at der var tusindevis af faste stjerner at kalibrere op imod, men det passer måske slet ikke?
Bjarne- Super Nova
SWR wrote: Hvor nemt er det at finde en stjerne der ikke varierer?
Dette er umuligt; alle stjerner varierer på et eller andet niveau på en eller anden tidsskala. Det kommer helt an på anvendelsen. Solen varieret under solpletcyklen med ca 0.1%. Den ringer desuden med mange perioder omkring 3 min; men her er der tale om amplituder, som måles i mikromagnituder. De fleste hovedseriestjerner af “sollignende” type har det som Solen. Man kan altså sagtens bestemme scintillationens farveegenskaber ved at observere en klar stjerne over et tidsrum på nogle minutter.
Det er meget vanskeligt overhovedet at måle stjernesvingninger gennem jordens atmosfære netop på grund af scintillationen. Dette var grunden til at astroseismologigruppen i Århus blev involveret i Kepler projektet, idet Kepler på samme tid kan måle akustiske svingninger i planeternes værtsstjerner. Svingningerne anvendes til at bestemme stjernernes fysiske parametre som masse og radius, som igen anvendes til at finde planeternes radier og masser.
swr- Giant
Hvis vi håber på at kunne opnå f.eks. 0,01mag målenøjagtighed bør det være tilstrækkeligt at finde stjerner der varierer mindre end 0,005mag eller 0,001 mag hvis det skal være rigtigt fint. På den måde vil referencestjernen ikke være den største fejlkilde.
Ud fra den betragtning burde en stjerne som solen vel være ok at kalibrere op i mod?
Bjarne- Super Nova
Alle stjerner på en liste med standardstjerner er automatisk blevet testet for variabilitet på det niveau. Man anvender standardstjerner af 2 grunde: a) man skal bestemme nulpunktet for magnituden, der er defineret som -2.5*log10(signal) og b) den effektive bølgelængde af de detekterede fotoner er bestemt som tyngdepunktet for qe*filter*stjernespektrum. Den afhænger derfor både af filtrets form og stjernens farve, så transformation til standardsystemet må nødvendigvis indeholde et farveled, som skal bestemmes. Der er desuden den komplikation at standardmagnituderne er angivet som målt uden for atmosfæren, så ekstinktionens bølgelængdeafhængighed skal også medtages. Dette gøres ved at observere nogle få ekstinktionsstjerner hele natten igennem, samt et større antal standardstjerner. Hele proceduren kræver en såkaldt fotometrisk nat, og en sådan er meget sjælden i Danmark.
Man har imidlertid målt nogle sekundære standardstjerner i så små felter, at de kan observeres på en gang med en CCD-detektor. Ekstinktionen er den samme hen over feltet, så man kan finde systemets farvetransformation. Man kan ikke finde nulpunktet, med mindre programstjernen også befinder sig i feltet. Opgaven er nu helst at finde 1 standardstjerne i samme felt som programstjernen. Hvis dette ikke er muligt, så må man observere et felt med standardstjerner, som har samme zenitdistance som programstjernen og helst lige efter hinanden. Ekstinktionen vil så være den samme, hvis natten er stabil.
Det hele bliver meget lettere, hvis man ikke ønsker absolut fotometri, altså hvis man kun er interesseret i variationer, og endnu nemmere, hvis man kun er interesseret i farvevariationer.
Dit CMOS kamera kan dog give visse udfordringer. Farvevariationer kræver at man bestemmer farvetransmissionen mellem (B-G), (G-R) og standard (B-V),(V-R). Man anvender normalt veldefinerede filtre foran detektoren. I dit kamera er filtrene lagt oven på hver pixel. Hvor sikre er vi på at transmissionen er den samme for alle pixels? Dette er en ret vovet antagelse. Tænk, om man skal lave en farvetransformation for hver pixel!
jesperg- Super Nova
BjarneT wrote: Dit CMOS kamera kan dog give visse udfordringer. Farvevariationer kræver at man bestemmer farvetransmissionen mellem (B-G), (G-R) og standard (B-V),(V-R). Man anvender normalt veldefinerede filtre foran detektoren. I dit kamera er filtrene lagt oven på hver pixel. Hvor sikre er vi på at transmissionen er den samme for alle pixels? Dette er en ret vovet antagelse. Tænk, om man skal lave en farvetransformation for hver pixel!
Betyder det noget, hvis stjernen fastholdes på de samme pixels under en serie optagelser ?
Det kræver selvfølgelig en præcis guiding, hvilket også kan være vanskelig, men alligevel.
Jesper G.
swr- Giant
JesperG wrote: Betyder det noget, hvis stjernen fastholdes på de samme pixels under en serie optagelser?
Det kræver selvfølgelig en præcis guiding, hvilket også kan være vanskelig, men alligevel.Det lyder som en brugbar løsning.
En anden metode kunne være at optage flats i raw format, og så kalibrere hver enkelt pixel? Hvis man både laver darks og flats ved flere forskellige belysningstider burde man kunne kompensere for både offset via darks samt gain og linearitet via flats flere steder på kurven.
Bjarne- Super Nova
JesperG wrote:
Betyder det noget, hvis stjernen fastholdes på de samme pixels under en serie optagelser ?Det kræver selvfølgelig en præcis guiding, hvilket også kan være vanskelig, men alligevel.
Ja, det var netop grunden til defokusering og anvendelse af de samme pixler, som altid omslutter stjernen. Man benytter på denne måde altid den samme middelfølsomhed. Man kan så observere nogle få klare standardstjerner med næsten den samme zenitdistance. Stjernerne skal have en spredning af farver, så man kan finde farvetransformationen til standardsystemet. Dette er nødvendigt, da de teoretiske beregninger altid er udført for standardsystemer.
Bjarne- Super Nova
SWR wrote:
En anden metode kunne være at optage flats i raw format, og så kalibrere hver enkelt pixel? Hvis man både laver darks og flats ved flere forskellige belysningstider burde man kunne kompensere for både offset via darks samt gain og linearitet via flats flere steder på kurven.
Du kan teste flatfeltets farveafhængighed ved at udpille f.eks. alle B-pixels fra en raw frame, idet du dividerer en optagelse af en blå daghimmel og en rød diffus belysning af en skærm med en glødelampe. Hvis tyngdepunktsbølgelængden afhænger af lysets farve, vil du få et ujævnt forhold.
Jeg forestiller mig at du laver en sekvens af den klare defokuserede stjerne (få min) efterfulgt af en tilsvarende optagelse af et område uden klare stjerner på de udvalgte pixler. På alle enkelte optagelser finder du en gennemspixelværdi for områder uden stjerner. Denne gennemsnitsværdi (for B, G, G og R) fratrækkes alle pixler inden for det interessante område.
Man kan så se om der er systematiske residuer på referenceoptagelsen. Hvis der er sådanne, fratrækkes de optagelserne med den klare stjerne. På denne måde korrigeres for både dark og himmelbaggrund.BjarneT 2013-05-24 13:37:15
swr- Giant
BjarneT wrote: Dit CMOS kamera kan dog give visse udfordringer. Farvevariationer kræver at man bestemmer farvetransmissionen mellem (B-G), (G-R) og standard (B-V),(V-R). Man anvender normalt veldefinerede filtre foran detektoren. I dit kamera er filtrene lagt oven på hver pixel. Hvor sikre er vi på at transmissionen er den samme for alle pixels? Dette er en ret vovet antagelse. Tænk, om man skal lave en farvetransformation for hver pixel!
Min umiddelbare fornemmelse er at filtrene er ret ens på pixelniveau, ellers ville man få støj eller misfarvninger på billeder af ensfarvede flader. Det oplever jeg ikke rent visuelt når jeg kikker på pixelniveau, men en subjektiv fornemmelse er jo ikke det samme som en objektiv måling af ensartetheden.
Jeg har ikke fundet specifikationer på det, så der er nok ikke andet at gøre end at teste det.Hvor stort et billedfeldt vil du gætte på er nødvendigt for at have en realistisk chance for at finde en referencestjerne på det samme billede?Jeg har følgende kombinationsmuligheder.D800: 7360*4912 4,88um QE=56% color
FPS:60@1280×720,30@1920×1080
FOV= 3*40’11” x 2*27’07” @ 560mm/f2
FOV= 1*02’59” x 0*42’02” @1960mm/f7
FOV= 0*44’06” x 0*29’26” @2800mm/f10
Pix= 1,80″ @ 560mm/f2
Pix= 0,51″ @1960mm/f7
Pix= 0,36″ @2800mm/f10QHY5L-II: 1280*960 3,75um QE=74% mono
FPS:200@320×240,106@640×480,75@800×600,44@1024×768,30@1280×960
FOV= 0*29’28” x 0*22’06” @ 560mm/f2
FOV= 0*08’25” x 0*06’19” @1960mm/f7
FOV= 0*05’54” x 0*04’25” @2800mm/f10
Pix= 1,38″ @ 560mm/f2
Pix= 0,39″ @1960mm/f7
Pix= 0,28″ @2800mm/f10
- Emnet 'Kan man slå Kepler fra jorden?' er lukket for nye svar.