- 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 6493 times
-
Indlæg
-
Mogens.Bildsøe- Nova
Vil da lige spørge, om man kan opnå det samme (måle/vise scintillationen) med et monokamera og et transmissionsgitter?
Star Analyser (SA) er netop et sådan, som indsættes i strålegangen f.eks. umiddelbart foran okular/kamera:
http://www.rspec-astro.com/star-analyser/
SA har 100 l/mm og giver et lavopløst spektrum(r=ca. 25-50 ?) med en dispersion på ca. 17 Å pr pix i f.eks. mit (tidligere) setup. På baggrund af et normeret/skaleret spektrum kan ændringer i de relative flux vel vise, hvordan farvesammensætningen fluktuerer?
Inspireret af denne tråd har jeg derfor set på en serie spektre af Vega optaget gennem min gamle 8″ Newton og forsøgt en lidt foreløbig og principiel version af en måling:
Serien består af 10 bias korrigerede spektre, hver eksponeret med 1/40 s og taget med ca. 1.5 s intervaller. Centrum af 0.ordens spektret driver kun ca en enkelt pixel eller 2. Profilen af 1.ordens spektret er for hver x-pixel konstrueret som gennemsnittet over 20 y-pixels. Alle profiler er baseret på eksakt de samme pixels.
Her en enkelt bias (+dark) kalibreret frame af Vegas spektrum:
Og en enkelt (instrumentrespons) profil af 1. ordens spektret ses her. Balmer serien og atmosfærelinjer er tydelige
https://www.dropbox.com/s/e5psjjf9vu1wj8d/Vega%20instrument%20respons%20profil.jpg?v=0mcn
Her eksempel på 5 af de 10 profilers variationer. Hver profil er først skaleret, dvs divideret med den enkelte series samlede flux (her lidt primitivt udtrykt ved summen af de enkelte målepunkter), og derefter vist som afvigelsen fra de 10 profilers gennemsnit. Variationer i farvesammensætningen ses tydeligt; dels en højfrekvent variation nabopixels imellem, og dels den lavfrekvente ‘autokorrelerede’ variation. Det er så sidstnævnte, jeg antager viser scintillationen?
(Øverste venstre vindue viser alle 10 afvigelser i samme plot.)
Ps.: Såfremt spørgsmålet lever videre kan det evt. tages op i en ny tråd?
Men, det er måske slet ikke det i går efter
??
Hilsen Mogens B.
Bjarne- Super Nova
Jo, det er muligt at anvende spektra til at omgå effekten af scintillationer. Hans Kjeldsen et al. påviste for første gang sollignende oscillationer i en anden stjerne end Solen, nemlig eta Boo (V = 2.68), ved at måle balmerliniernes styrke i forhold til kontinuet ved anvendelse af den lavdispersionsspektrograf, som jeg havde konstrueret til det Nordiske Optiske (2.5m) teleskop. Observationerne blev udført for 19 år siden:
http://adsabs.harvard.edu/abs/1995AJ….109.1313K
Spektrografen har en lang spalte, så stjernen kan defokuseres uden at dispersionen reduceres. Jeg mener at det var nødvendig med defokusering for at få flere tællinger og for at undgå at pixlerne gik i mætning. Eksponeringstiden var 5s (begrænset af udlæsetiden) og den endelige rms for Hbeta var 1030 ppm.
Scintillationen elimineres, da den har den samme værdi for balmerlinien og kontinuet på begge sider. Det er indlysende at man kan anvende en lignende teknik ved måling af en transit af en exoplanet; men så høj en dispersion (2Å/pix) kræver et 2m eller større teleskop.
Brede fotometriske bånd (BVR) giver typiskt 100 gange så meget signal per opløsningselement, så man kan klare sig med en 20-30cm kikkert, og få den samme fotonstatistik. Jeg var inspireret af Hans’ måling af Hbeta, idet jeg forestillede mig at man kan kombinere B, G og R i et index, som er scintillationsuafhængig. Det store spørgsmål er så, om et sådant index faktisk måler noget, som varierer hen over stjerneskiven. Men det er først nødvendig at finde ud af, om man kan komme ned under 1 mmag.Kan man anvende et objektivgitter? Millimag kræver millioner af detekterede fotoner. Så spørgsmålet er, om man kan undgå defokusering? Hvis man defokuserer, bliver den spektrale opløsning afhængig af defokuseringen. På den anden side: Den er altid afhængig af seeingen, som varierer, så det er måske en nødvendighed at defokusere. Det bliver en delikat sag at definere et farveindex.
Et andet spørgsmål: Hvor meget af lyset ender i 1. ordensspektret? Hvor meget i 0. ordensspektret?
Det er måske muligt.
swr- Giant
BjarneT wrote: Den næste figur viser en focal reducer med masken indsat:
http://astronomy.dk/scint/Fig14.jpgDet ser rigtigt spændende ud, og jeg har faktisk en 0,7x reducer til teleskopet, men jeg er godt nok ikke meget for at skille den ad.
Det er en ordentlig klump med flere linser i.Hvis Mogens forslag med at kikke på farvespektret kan bruges, er det en meget mindre risikabel metode.
Bjarne- Super Nova
SWR wrote:
Den næste figur viser en focal reducer med masken indsat:
http://astronomy.dk/scint/Fig14.jpgDet ser rigtigt spændende ud, og jeg har faktisk en 0,7x reducer til teleskopet, men jeg er godt nok ikke meget for at skille den ad.
Det er en ordentlig klump med flere linser i.Hvis Mogens forslag med at kikke på farvespektret kan bruges, er det en meget mindre risikabel metode.
Det var ikke et forslag! Det var mere til orientering. De har ikke publiceret nogle observationer, og jeg er ikke sikker på at de faktisk har konstrueret instrumentet. Det var en teoretisk artikel, og jeg tror at ideen virker bedst på store teleskoper (hvis den virker). Jeg tror fortsat at dit farvekamera er den simpleste metode. Jeg fandt et sted, at mørkestrømmen på et CMOS-kamera er ca 25 elektroner per sekund. Din foreslåede eksponeringstid på 1/5 s giver 5e, så poissonstøjen i mørkestrømmen er ca lig udlæsestøjen. Du har alle muligheder for at finde korrelationen mellem B-G og G-R med simpel blændefotometri af en stærkt defokuseret stjerne. This is not rocket science.
swr- Giant
Ok. Jeg har ikke fundet nogle konkrete målinger af mørkestrømmen eller den termiske støj på D800. Her er en diskussion om udlæsningsstøj: D800 støjmåling, men de nævner ikke noget om den termiske støj ud over teoretiske betragtninger.
Mogens.Bildsøe- Nova
Svarer 1.ordens spektret ikke til en (megemeget)stærk defokuseret stjerne (her fordelt på ca. 6000 pixels
) – men med den forskel, at vi får et mere detaljeret kendskab til fluksens fordeling på forskellige bølgelængder end med blot 3 forskellige farvefiltre?Med den her skitserede metode forsøger jeg ikke at måle variationer i lysstyrke, men udelukkende at måle fluktuationer i farvernes relative fordeling; i det skitserede baseret på ialt ca. 3000000 fotoner i hver af de 10 1.ordens spektra. Jeg mener at huske, at ca. 60% af det samlede lysindfald havner her.
Hilsen Mogens B.
Bjarne- Super Nova
Det var blazeordenen, jeg fiskede efter. Man ser altså kun spektret på den ene side af 0. orden? Dette tyder på at den største del af lyset går i den første orden, så 60% lyder rimeligt.Hvor mange af de 6000 pixler er i dispersionsretningen? Hvor bredt er spektret vinkelret på dispersionsretningen? Hvis de 3 millioner fordeles ligeligt (urealistisk) på 6000 pixler, vil der blive 500 per pixel, der svarer til en fotonstøj på ca 4%. Hvis stjernen er nær fokus og eksponeringstiden er kort, vil man få spektra af spekler og desuden en vis bevægelse fra det ene spektrum til det andet. Dette vil til sammen betyde at fotonerne ikke falder helt på de samme pixler, eller de fordeler sig forskelligt mellem pixlerne. Det er nøjagtigt som ved farvekameraet nødvendigt at defokusere 0. ordensbilledet og dermed også 1. ordensbilledet for hver bølgelængde. Dette er måske heller ikke et problem, hvis man vil summere over et lille antal bølgelængdeintervaller. Man skal bare kunne anvende den eksakt samme fokusering hver gang.
Bjarne- Super Nova
SWR wrote: Ok. Jeg har ikke fundet nogle konkrete målinger af mørkestrømmen eller den termiske støj på D800. Her er en diskussion om udlæsningsstøj: D800 støjmåling, men de nævner ikke noget om den termiske støj ud over teoretiske betragtninger.
Kan du ikke lave nogle testoptagelser i mørke for at få sagen opklaret?
swr- Giant
Jo, jeg vil forsøge at lave nogle darks og nogle bias frames. Jeg har dog ikke prøvet at stacke billeder endnu, men hvis det kun er f.eks. fem af hver, kunne jeg uploade RAW billederne til Dropbox.
Bjarne- Super Nova
SWR wrote: Jo, jeg vil forsøge at lave nogle darks og nogle bias frames. Jeg har dog ikke prøvet at stacke billeder endnu, men hvis det kun er f.eks. fem af hver, kunne jeg uploade RAW billederne til Dropbox.
Jeg er ikke sikker på, at der er en bias. En CMOS-multiplexer virker anderledes end en CCD. Man starter med at resætte alle dioder. Dernæst kan man udlæse spændingen over dioderne ikke-destruktivt og mange gange. Det simpleste er at udlæse 2 gange, en gang lige efter reset og endnu en gang T sekunder senere. Man benytter så differensen mellem de 2 udlæsninger. Man kan også udlæse spændingen med korte mellemrum og fitte en ret linie til punkterne. Signalet er i dette tilfælde hældningen. Jeg aner ikke, hvordan denne CMOS fungerer. Man risikerer at få negative tal, hvis T er meget lille. Der er ikke noget i vejen med negative tal, da man har 16 bit til rådighed; men arbejder kameraet med negative tal?
swr- Giant
ADC’en kan ikke generere negative tal, men den eneste forskel på en dark og en bias frame bør være den tidsafhængige støj. Jeg kan ikke se hvorfor det ikke skulle kunne fungere?
Jeg tager en række darks med 20s eller 30s lukketid og dernæst en række bias frames med 1/8000s lukketid. Andelen af tidsafhængig støj på bias framen må alt andet lige være minimal.
Bjarne- Super Nova
Jeg er interesseret i at høre resultatet. CCD systemer for 20 år siden målte først spændingen på den såkaldte “output node” efter en reset ved at integrere f.eks. i 10 mikrosekunder. Derefter forskydes en pixels ladning (charge coupling) til output node og spændingen integreres videre med modsat polaritet i 10 mikrosekunder. Man finder effektivt spændingsforskellen mellem før og efter forskydningen. En biasspænding sørger for at resultatet aldrig bliver negativt. En ADC måler den resulterende spænding.
Jeg har også erfaring med udlæsning af en IR detektor fra Rockwell, som udlæses med en CMOS multiplexor. Her resætter man først alle pixeldioder. Herefter måles spændingen over alle pixels og konverteres til tal. Man venter så i exponeringstiden, hvorefter spændingen over alle pixels igen måles og konverteres til tal. Man skulle så selv trække de 2 billeder fra hinanden. For meget korte integrationstider vil mørkestrømmen blive så lille, at man både får positive og negative værdier.
Jeg vil tro at denne her CMOS detektor udlæses på samme måde. Jeg kunne forestille mig at man undgår negative værdiere ved at addere et tal til alle pixelværdierne.; men jeg ved det ikke.
Det er derfor interessant at se optagelser med korte og lange eksponeringstider.
Bjarne- Super Nova
En mulig kandidat til testmålinger er Eta Bootis V = 2.68. Frank Grundahl er ved at måle dens spektrum med SONG-teleskopet. Han kan allerede se oscillationer i radialhastigheden.
Data for Eta bootis findes her:
http://en.wikipedia.org/wiki/Eta_Bo%C3%B6tis
The SONG projekt:
http://song.phys.au.dk/
Jeg er interesseret i en RAW dark optagelse (ingen stack) med så kort eksponering som muligt og en med en længere eksponering (måske 1 min).
swr- Giant
Jeg har uploaded et sæt Nikon raw billeder til min dropbox. Jeg håber de kan bruges til den analyse du snakkede om?
Darks er 30s eksponering med dæksel på både objektic og søger: Darks
Bias er 1/8000s eksponeringer: Bias
Stjerner er 30s eksponeringer gennem et 50mm/f1.8 objektiv helt åben: Stjerner
Da jeg ikke har noget teleskop endnu er stjernebillederne taget på et helt almindeligt fotostativ, så der er både rystelser og langtrukne stjerner. Hot pixels er synlige på både Bias og Darks.
Bjarne- Super Nova
Jeg forsøger at konvertere dem med dcraw. Det første mål er at få opsplittet hvert Nikon raw i fire 4 RGGB billeder i 16-bit FITS format. Alle astronomiske programmer anvender dette format, som oprindeligt blev lavet til radioastronomiske data, som blev skrevet på 9-spors tape. Man valgte en tape blokstørrelse, så alle kendte ordlængder gik op i bloklængden (en tid med forskellige ordlængder). Formatet har overlevet, og det bruges nu som et diskformat. Nå ja, et hulkorts længde (80 bytes) går også op i bloklængden (2880).
- Emnet 'Kan man slå Kepler fra jorden?' er lukket for nye svar.