seeing

[mortenDeltager Super Nova]

seeing i 1.2″ til 1.4″ området i nat. Planetfolket må juble (bortset fra at Jupiter står lavt)
Lige nu (01:20) er seeingen under 1.1″, tror aldrig jeg har oplevet noget lignende, guidekurven er helt flad..

[Mogens ZachariasenDeltager Super Giant]

Hej Morten,

Jeg oplever det samme her nede hos mig i Nyk. F.

Har optaget M81 fra 22.46 og til 02.40, og alle optagelser er utrolig skarpe.

Mvh
Mogens

[RudiDeltager Neutron star]

Havde samme oplevelse natten til lørdag, en af de bedste nætter, hvis ikke den bedste, i min korte astronomi karriere.

/Rudi B. Rasmussen

[Torben TaustrupAdmin Neutron star]

Mand, det ville jeg godt have oplevet. Overvejede ellers at gå i observatoriet, men det var stadig ret lyst ved 22-tiden.

TOC Observatory - "http://tocobs.org -14.5″ – f:4,2 Newt - Atik383 - ZWO2600-mono – SXV H9 - QHY8L-color - SkyWatcher 80 mm ED refraktor - 60 mm F:6 apocromat - TAL Apolar 125 f : 7,5.

[steenkhDeltager Planet]

Hvordan afgør man om seeing er i i 1.2″ til 1.4″ området? Jeg har en enkelt nat i denne vinter oplevet en utrolig god seeing, og jeg må sige at jeg troede ikke det betød så meget. Det var meget lyst, Mælkevejen kunne kun lige anes, så jeg forventede ikke meget, da jeg slæbte teleskopet ud på græsplænen. Men den nat så jeg ting jeg aldrig har set før, som f. eks. spiralarmene på M51. Så nu ved jeg at lysforurening ikke behøver at betyde en forgæves nat.

Men hvordan var min seeing den aften i forhold til den seeing I oplevede 22. april? Jeg er nysgerrig efter om det kan blive endnu bedre.

Er seeing forresten noget der kan forudses fra vejrudsigten? Det er noget med vinde højt oppe, ikke sandt? Så kunne det være at vejrmeldinger for fly kunne fortælle hvad man kan forvente?

[BjarneModerator Super Nova]

Seeingen skyldes ændringer i luftens refraktionsindex som følge af temperaturvariationer. Hvis temperaturen af en eller anden grund vokser med højden, vil luften være helt stabil. Det modsatte er normalt tilfældet, og dette medfører konvektion, hvor opadstigende varme luftbobler blandes med den koldere luft. Denne blanding medfører temperaturvariationer og dermed variationer i refraktionsindexet. En jetstrøm højt oppe medfører medfører store indexvariationer. Når flyets vinger pludseligt begynder at ryste, et det tegn på en kraftig opblanding med store indexvariationer. Lyshastigheden varierer med refaktionsindexets størrelse. Et større index giver en lavere hastighed. Denne hastighedsvariation deformerer en plan lysbølgefront. Denne deformation brembringer de såkaldte “spekler” i stedet for et punktformigt billede. Indexvariationerne følger med vinden, som igen medfører, at den deformerede bølgefront bevæger sig forbi teleskopets objektiv. Dette betyder at speklerne bevæger sig. Hvis bølgefronten er næsten plan i forhold til objektivet, vil man kun få en billedbevægelse. Korte eksponeringer vil fange et punktformigt billede (lucky imaging). Øjet kan følge bevægelsen, hvis den er tilstrækkelig langsom.

Kraftig udstråling nær overfladen kan om vinteren gøre den lavere del af atmosfæren stabil. Jeg kunne tænke mig, at en begyndende varmfront kunne blæse varmere luft hen over den kolde luft.
Hvordan var vejret før og efter?

[BjarneModerator Super Nova]

Jeg glemte den anden side bølgefrontens deformation: Stjernernes blinken (eller scintillation). Denne er den væsentligste grund til, at man må flytte teleskopet ud i rummet for at måle exoplaneters transit hen over stjerneskiven. Man kan illustrere scintillationen ved at betragte en solbelyst lav dam med bølger på overfladen. Overfladens bølger deformerer lysets bølgefront, så der dannes lyse og mørke områder på bunden af dammen. Det samme finder sted, når stjernelyset passerer gennem atmosfæren mod jordens overflade. Der danne lyse og mørke områder, som bevæger sig med vinden. Områderne kan ikke ses, da der kommer så meget diffust lys fra himlen. Bevægelsen af de lyse og mørke områder hen over teleskopets objektiv får stjernebilledet til at blinke. Scintillationen reduceres ved at forøge objektivets diameter. Scintillationen er normalt meget større end fotronstøjen, som aftager med kvadratroden af antalletr af målte fotoner.

De mørke og lyse områder er forskubbet lidt i forhold til hinanden, da refraktionen er farveafhængig. Ved større teleskopåbninger vil stjernerne næsten blinke i takt for lys målt gennem to forskellige farvefiltre. Dette betyder, at samtidige målinger af et farveindex vil have en stærkt reduceret scintillation i forhold til magnitudemålinger gennem et enkelt filter. Dette åbner muligheden for en nøjagtig måling af en planets transitfarve med stor nøjagtighed fra jorden. Det man måler er farveindexet for stjernens randformørkelse. Stjerneskivens intensitet varierer med afstanden fra centrum af skiven, og den varierer forskelligt i forskellige bølgelængder. Der har netop været to artikler, som har fundet formler for randformørkelsens variation ved forskellige bølgelængder. Disse formler skal vist anvendes i forbindelse med TESS passagemålinger. Dette er et eksempel på artikler, som jeg ikke medtog på grund af deres specielle anvendelse.

Der er komplikationer i forbindelse med meget nøjagtige samtidige målinger gennem to eller flere forskellige filtre. Det er absolut nødvendigt at sprede målingen over mange pixler, både for at få det nødvendige antal detekterede fotoner og en midling over mange pixlers respons, da den kan variere en del fra pixel til pixel. Et digitalt CMOS farvekamera virker som en oplagt mulighed. Men hvordan får man lyset spredt over en meget stor del af detektoren?

Jeg bliver her inspireret af optikeren Fabry, som omkring 1910 forsøgte at måle lyset fra uopløste stjerner væk fra Mælkevejens plan. Han havde hørt et astronomisk foredrag om stjernetællinger, så han ville under en ferie forsøge at måle en kurve for svage uopløste stjerner. Det gik helt galt. Kurven lignede slet ikke kurven for stjernelællinger. Hans målinger resulterede i opdagelsen af lys fra den øvre atmosfære. Han opdagede et par år senere emission fra Jordens ozonlag. Nu fortaber jeg mig vist igen i historien.

Jeg ville egentlig introducere Fabrys berømte linse. Fabry anvendte selvfølgelig ikke et digital kamere. Man anvendte på denne tid fotografiske plader med alle deres problemer som ikke-linearitet, reprocitetsfejl og et meget lavt dynamisk område. Alle stjerner gik i mætning i sentrum. Kalibrering af sværtning, den såkaldte densitet mod eksponering var særdeles vanskelig. Frabry opfandt en linse, som afbilder teleskopets objektiv som en jævnt belyst plet på den fotografiske plade. Denne linse befinder sig bag en blænde i teleskopets brændplan. Al fotoelektrisk fotometri anvender en fabry-linse, som fokuserer teleskopets pupil på en fotomultiplikators katode. Fotokatodens følsomhed varierer så meget fra sted til sted, at fotometri ville være helt umulig, hvis man fokuserede stjernen på katoden.

Jeg foreslår derfor, at man konstruerer et farvefotometer, hvor man erstatter fotomultiplikatoren med et digitalt CMOS farvekamera. Man kan så fra jorden måle et farveindex for et exoplanettransit. Jeg kan ikke med sikkerhed afgøre, hvor nøjagtigt sådanne målinger kan udføres. Jeg ved ikke, om sådanne målinger alerede er udført.

Anton, du kan måske hjælpe, hvis du læser dette?

Bjarne

[astoftDeltager Planet]

Var spørgsmålet egentlig ikke, HVORDAN man måler, at seeingen er 1.2″.
Det ville jeg da egentlig også godt vide.
Er det noget med at måle FWHM ?

Søren Toft - Virum
EOS 200D, 1620mm f/9 Astro Physics eller 200mm f/5.6 Skywatcher AZ-GTI

[nightskyDeltager Neutron star]

Ud fra hvad det jeg har undersøgt om emnet, er det min opfattelse at FWHM målinger ikke kan bruges til seeing målinger. Det er kun et udtryk for seeingen over den samlede seeing på ens eksponering. Hvis man skal måle det korrekt er det noget med DIMM ( Differential Image Motion Monitor) som er forholdsvis nemt at sætte op. En Hartman-DIMM eller en maske hvor der er brugt en linse.

Desværre er det aldrig lykkedes mig at få noget software til at køre, så der er ikke kommet et projekt ud af det.

Derimod har vi lavet en seeing monitor til solobservationer, hvilket er langt nemmere at have med at gøre. Tror dog ikke målingerne kan sammenlignes andres, men kan helt sikkert fortælle en hvornår seeing er i top eller ej.

Koster maks et par hundrede at lave.

[BjarneModerator Super Nova]

Ja. Det er ikke helt let fuldstændigt at bestemme atmosfærens påvirkning af billedet, da dette ændrer sig meget hurtigt. Opgaven består i at bestemme bølgefrontens øjeblikkelige form, da det er denne, som bestemmer billedet. Hvis linseåbningen er lille i forhold til bølgefrontens krumning, kan fronten tilnærmes med et plan. Ændringen af bølgefrontens hældning med tiden medfører en bevægelse af stjernebilledet. Hvis man forestiller sig et array af linser, vil disse producere et tilsvarende array af stjernebilleder, som bevæger sig i forhold til hinanden. Ved at måle de øjeblikkelige positioner af disse stjerner, kan man i princippet rekonstruere bølgefrontens form. Man kan herudfra kompensere for atmosfærens deformation. Dette er princippet bag adaptiv optik. Jeg ved ikke, om jeg tør give et link med tilhørende abstract for den adaptive optik for ESO’s ELT:

ELT-scale Adaptive Optics real-time control with the Intel Xeon Phi Many Integrated Core Architecture

We propose a solution to the increased computational demands of Extremely Large Telescope (ELT) scale adaptive optics (AO) real-time control with the Intel Xeon Phi Knights Landing (KNL) Many Integrated Core (MIC) Architecture. The computational demands of an AO real-time controller (RTC) scale with the fourth power of telescope diameter and so the next generation ELTs require orders of magnitude more processing power for the RTC pipeline than existing systems. The Xeon Phi contains a large number (> 64) of low power x86 CPU cores and high bandwidth memory integrated into a single socketed server CPU package. The increased parallelism and memory bandwidth are crucial to providing the performance for reconstructing wavefronts with the required precision for ELT scale AO. Here, we demonstrate that the Xeon Phi KNL is capable of performing ELT scale single conjugate AO real-time control computation at over 1.0 kHz with less than 20 μs RMS jitter. We have also shown that with a wavefront sensor camera attached the KNL can process the real-time control loop at up to 966 Hz, the maximum frame-rate of the camera, with jitter remaining below 20 μs RMS. Future studies will involve exploring the use of a cluster of Xeon Phis for the real-time control of the MCAO and MOAO regimes of AO. We find that the Xeon Phi is highly suitable for ELT AO real time control.

 

[astoftDeltager Planet]

Kære venner.
Hvad er det for noget langhåret snak.
Sagen er (eller var), at det var en utrolig fin aften. Stjernerne var bitte små.
Problemet er: hvordan finder man tallet for seeingen.

Jeg observerer med et EOS 550 Canon DSLR kamera og en linse med 200mm brændvidde og f/8.
Jeg ved godt, at det er en lidt usædvanlig instrumentering, når andre har store spejle på 200 mm åbning eller større.
Men det er nu et dejligt stort felt, man får ud af det med den lille brændvidde.

Søren Toft - Virum
EOS 200D, 1620mm f/9 Astro Physics eller 200mm f/5.6 Skywatcher AZ-GTI

[BjarneModerator Super Nova]

Hvad var eksponeringstiden? Seeingen varierer mange gange i sekunded. Hvis eksponering er mange sekunder eller minutter han man udmærket anvende Full Widt at Half Maximum FWHM som et udtryk for seeingen, selvom den er en kombination af seeing og teleskopets diffraktion. Linsens diameter er her 25 mm. Et groft skøn over linsens diffraktionsopløsning er bølgelængden divideret med linsens diameter. Bølgelængden af visuelt lys er ca 0.5 mikrometer. Opløsningen er angivet i radianer. 1 radian = 206265 buesekunder. Udregningen bliver 206265*0.5×10^-6/0.025 = 4″. Jeg skrev et “groft skøn”. Jeg mener ikke, at man normalt anvender FWHM for diffraktionens størrelse, men man kan uden tvivl beregne FWHM, hvis man kender bølgelængden og linsens diameter. Kan du se diffraktionsringe omkring stjernen? Jeg mener, at god seeing ved så lille en linse, vil give sig til kende som billedbevægelse.

[BjarneModerator Super Nova]

Jeg har slået det op. Afstanden til det første minimum er 1.22 gange bølgelængden divideret linsens diameter. Hvad er pixelafstanden for dit kamera i buesekunder?

[nightskyDeltager Neutron star]

astoft wrote:

Kære venner.
Hvad er det for noget langhåret snak.
Sagen er (eller var), at det var en utrolig fin aften. Stjernerne var bitte små.
Problemet er: hvordan finder man tallet for seeingen.
.

Øh, nu var det første indlæg i denne tråd ikke om hvordan man måler seeing, men en konstatering af at seeing var rigtig god. Så jeg syntes da indlæggene er i rigtig god tråd med emnet i tråden. Det er jo ikke sikkert at de langhårede indlæg er ment som et svar på dit spørgsmål. Man kan ikke forvente at fordi man stiller et spørgsmål i en tråd, så vil alle efterfølgende være et svar. (Vil gerne have indsat en glad smiley her, men det er håbløst.)

[BjarneModerator Super Nova]

Sandt nok, men det er værd at understrege, at teleskopen skal have en vis størrelse før atmosfæren har nogen betydning for billedets størrelse. For små diametre som 25 mm er stjernebilledets størrelse alene bestemt af bølgelængden og åbningsforholdet. Diffraktionsskivens størrelse er givet ved bølgelængden gange åbningsforholdet, som i dette tilfælde er 8. Billedets størrelse i visuelt lys er derfor 0.5 mikrometer gange 8 = 4 mikrometer. Jeg gætter, at detektorens pixelstørrelse er netop af denne størrelsesorden. For en farvedetektor består et opløsningselement effektivt af flere pixler, så jeg tvivler på, at detektoren kan opløse stjernebilledet. Situationen er helt anderleds, hvis man anvender et 25 cm objektiv med samme åbningsforhold. Diffraktionsskiven er stadig 4 mikrometer, men seeingskiven bliver 10 gange så stor, så den dominerer over diffraktionen.

[Forfatter]

Indlæg