- Dette emne har 173 svar og 10 stemmer, og blev senest opdateret for 2 år, 2 måneder siden af Torben Taustrup. This post has been viewed 11882 times
-
Indlæg
-
jens.jacobsen- Neutron star
Nå, jeg har lavet en del (mange) darks og flats de sidste to dage. En gang imellem skal man jo genopfriske sit dark bibliotek.
Jeg har så prøvet at måle på de 240 sekunders optagelser jeg har lavet af Dim, i forhold til C1 og C2. På en 240 sekunders eksponering passer målingerne med en 400 sekunders slet ikke….I V får jeg en forskel mellem V og C1 på 1,8 mag, sådan cirka. Det er væsentligt forskelligt fra hvad en 400 sek eksponering viser… Jeg tror det er tågen der snyder.
Jeg vil forsøge (måske mandag) at lave nogle 5-600 sekunders optagelser, for at få et fornuftigt S/N.
Korte eksponeringer duer tilsyneladende ikke. en 240 sek eksponering i V giver en ADU på 4418 hvilket giver S/N på ca 47, men tågen er rimelig træls. 400 sek giver ADU på 7336.
Iøvrigt er der store fluktuationer mellem de enkelte optagelser.Så på den igen..
Jeg prøvede for sjov lige at lave en tricolor optagelse af B, V og R, johnson. 5 stk 240 sek i hver.
Angående jeres forsøg på at råbe de professionelle op, så tror jeg der skal mere til.
Hvis i har en historisk serie, taget med samme kamera og filter, der rækker 10+ år tilbage, så vil jeg anbefale at i laver en kurve over målingen på dim, i forhold til C1 og C2 på de enkelte målinger. C1 og C2 skal så blive flad, mens dim skal droppe..Husk, lad være med at bruge stacks, mål på de enkelte frames. Ellers kan i ikke udtale jer om spredningen og usikkerheden på målingerne.
Det kunne jo også være et glimrende emne til vores kommende møde?mvh
Jens
flemov- Giant
Hej Jens !
Det bliver ganske svært at opnå det ønskede S/N på enkeltoptagelser – i hvert fald med vores udstyr 🙁
Det kan godt være at jeg spørger dumt, men hvad er AIP for noget ?
Mvh.
FlemmingFlemming R. Ovesen.
TOC observatory
https://tocobs.org
Torben Taustrup- Neutron star
Vi var ude i går og fik nogle serier i kassen.
Efter råd fra Jens lavede vi også en enkelt forholdsvis lang luminansoptagelse på 480 sekunder, og den har jeg så brugt til at måle på.
Forskellen i målingerne på enkeltoptagelsen og stacken af luminanser er forholdsvis lille. Afvigelsen er mellem 0,1 og 0,02 mag., men lidt har også ret 🙂Det lader til, at Dim stadig bliver kraftigere, men kurven er fladet ud siden seneste måling.
Vi diskuterer stadig, hvordan man udfører de mest præcise målinger, for det er en udfordring at måle inde i en tåge.
I øvrigt er S/N-forholdet på en stjerne udenfor tågen på 480-sekundersoptagelsen lige nøjagtigt 100, men på Dim er det kun 7-9-stykker !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.
jens.jacobsen- Neutron star
Hej Jens !
Det bliver ganske svært at opnå det ønskede S/N på enkeltoptagelser – i hvert fald med vores udstyr
Det kan godt være at jeg spørger dumt, men hvad er AIP for noget ?
Mvh.
Flemming
Hej Flemming.
Undskyld det sene svar, har været influenzaramt..
AIP er et program til billedbehandling og måling (fotometri og astrometri). Det hedder fuldt ud AIP4WIN. Det har jeg brugt i årevis. Sammen med en kollega prøvede jeg de fotometriske målinger i Astroart for nyligt. De kan bruges, men er ret bøvlede og indstillinger af f.eks aperture er træls. Der er AIP eller endda Iris meget bedre.
mvh
Jens
jens.jacobsen- Neutron star
Vi var ude i går og fik nogle serier i kassen.
Efter råd fra Jens lavede vi også en enkelt forholdsvis lang luminansoptagelse på 480 sekunder, og den har jeg så brugt til at måle på.
Forskellen i målingerne på enkeltoptagelsen og stacken af luminanser er forholdsvis lille. Afvigelsen er mellem 0,1 og 0,02 mag., men lidt har også ret
Det lader til, at Dim stadig bliver kraftigere, men kurven er fladet ud siden seneste måling.
Vi diskuterer stadig, hvordan man udfører de mest præcise målinger, for det er en udfordring at måle inde i en tåge.
I øvrigt er S/N-forholdet på en stjerne udenfor tågen på 480-sekundersoptagelsen lige nøjagtigt 100, men på Dim er det kun 7-9-stykker !
<hr>
Torben Taustrup – ttau@tocobs.org – TOC Observatory – http://tocobs.org -12.5″ – f:5 Newt. Starlight XPress SXV H9 og Atik383 CCD-kamera. Fields: 19,6′ x 14,6′ Px: 0,84″ / 39,63 x 29,51 Px. 0,71″ – SkyWatcher 80 mm ED refraktor. TAL Apolar 125 f : 7,5.Hej Torben.
Ikke alene er det en udfordring at måle med bidraget fra en tåge, det er også en udfordring at tågens bidrag ikke er uafhængigt af filtre, og derfor næppe muligt at transformere.
Har i haft tid til at finde optagelser fra de forskellige år frem, f.eks i grøn og rød, så der kan laves en kurve over tid på Dim?
mvh
Jens
Torben Taustrup- Neutron star
Hej Jens
Vi har på grundlag af luminansoptagelser tilbage til 2004 fået lavet magnitudekurver på de tre stjerner, Ref, Dim og Sibling.
Som jeg tidligere har skrevet, så venter vi med at offentliggøre disse kurver, som er genereret i XLS, fordi vi skal have mere tjek på, hvordan vi opnår de mest præcise målinger.Tendensen er dog klar. Kurven for referencestjernen er meget flad, mens kurverne for Dim og Sibling har en anden karakteristik. Dim har siden sidste år haft et fald tæt på en magnitude, og nu ser det ud som om den er på vej tilbage.
Når man måler inde i tåger, så savner jeg en ekstra funktion omkring den aperture der anvendes. At S/N-forholdet reduceres til 7-9 stykker, når man måler på Dim, må jo indikere, at tågebaggrunden medtages i magnitudeberegningen – eller hvad?Hvis det i stedet var muligt at foretage målinger, hvor baggrundsreferencen tages fra referencestjernens, så kunne man måske komme nærmere den reelle magnitude ved en tilpas justering af aperturen?
Vi har i øvrigt fået aktiveret Frank Sørensen, og dette har medført en mere dybtgående undersøgelse.
Der var på et tidspunkt et forslag om, at der var tale om en såkaldt knude, og det lader da også til, at der findes en sådan lige i nærheden af Dim.Flemming kan måske berette om de målinger, som han har foretaget på farver fra ældre optagelser.
Mvh
TorbenTOC 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.
Mogens.Bildsøe- Nova
Cit. Torben:
Når man måler inde i tåger, så savner jeg en ekstra funktion omkring den aperture der anvendes. At S/N-forholdet reduceres til 7-9 stykker, når man måler på Dim, må jo indikere, at tågebaggrunden medtages i magnitudeberegningen – eller hvad?
Hvis det i stedet var muligt at foretage målinger, hvor baggrundsreferencen tages fra referencestjernens, så kunne man måske komme nærmere den reelle magnitude ved en tilpas justering af aperturen?”
Hvis i absolut skal ha’ fat i Dim’s reelle tilsyneladende lysstyrke (hvilket vel egentlig ikke er nødvendigt for den aktuelle analyse?) v.h.a. apertur måling, skal der kompensere for tågens bidrag. Hvis tågens bidrag er ”flad” overalt i inderste og yderste ring/cirkel, sker kompensationen jo automatisk, når magnitude beregnes på traditionel vis; men er baggrundens (her tågens) flux i den yderste ring forskellig fra dens bidrag i cirklen (og altså under stjernen), må i modellere en baggrund. Dette kan i muligvis få held med i freeware programmerne ”Aperture Photometry Tool” og i ”AstroImageJ” (Profferne benytter vist mest IRAF!!). Begge er i øvrigt værd at fordybe sig i!!
Hilsen Mogens B.
Torben Taustrup- Neutron star
Hej Mogens
Du har selvfølgelig ret i, at en absolut præcis magnitudemåling ikke er helt nødvendig, men det er bare træls, når det ikke er til at gennemskue, hvilke principper måleværktøjet fungerer efter 🙂
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.
jens.jacobsen- Neutron star
Sibling?? Hvilken stjerne er det nu?? Jeg er lost. Havde vi ikke besluttet at tage udgangspunkt i kendte referencestjerner??
Den normale praksis i fotometri, og især vel differentiel fotometri, som vi her kæmper for at lave, er at anvende en nomenklatur alle kan forstå.
Den variable kaldes normalt for V (big surprise)
Sammenligningstjerne kaldes for Comp (Comparison), eller C1
Checkstjernen kaldes for C2.
Man måler så V-C1, hvor man ved en svækkelse af V vil se V-C1 stige (mindre lys = større tal).
Dernæst laver man et tjek af målingen ved at beregne C2-C1 som skal være konstant.De stjerner man bruger som referencer skal være velkendte, se venligt min henvisning til ESO papir hvor sammenligningstjernerne er målt igennem.
jens.jacobsen- Neutron star
Og ja, Mogen har jo helt ret, den absolutte magnitude er irrelevant, hvis formålet er at eftervise at Dim = den formodede variable, er faldet i lysstyrke over tid. Derfor skal det dokumenteres at udstyr, kamera, filtre etc er uændret, men stjernen er faldet i lys…..
Det er det relative drop der er spændende.
Mogens.Bildsøe- Nova
Cit. Torben:
…men det er bare træls, når det ikke er til at gennemskue, hvilke principper måleværktøjet fungerer efter…
Torben, lidt kringlet beskrevet så spørg om nødvendigt:
Den traditionelle apertur bestemte magnitude fås ved først at beregne (den samlede ADU sum i cirklen) – ((den samlede ADU sum i ringen/antal pixels i ringen) * antal pixels i cirklen); altså (cirklens samlede ADU) – (ringens samlede ADU) korrigeret for forskellen mellen antal pixels i h.h.v. ring og cirkel).
NB, Edit:
Magnitude fås herefter som k-2.5*log10 (Stjernens flux/eksponerinhstid), hvor k er en kalibreringskonstant.
Hilsen Mogens B.
Torben Taustrup- Neutron star
Sibling?? Hvilken stjerne er det nu?? Jeg er lost. Havde vi ikke besluttet at tage udgangspunkt i kendte referencestjerner??
Den normale praksis i fotometri, og især vel differentiel fotometri, som vi her kæmper for at lave, er at anvende en nomenklatur alle kan forstå.
Den variable kaldes normalt for V (big surprise)
Sammenligningstjerne kaldes for Comp (Comparison), eller C1
Checkstjernen kaldes for C2.
Man måler så V-C1, hvor man ved en svækkelse af V vil se V-C1 stige (mindre lys = større tal).
Dernæst laver man et tjek af målingen ved at beregne C2-C1 som skal være konstant.
De stjerner man bruger som referencer skal være velkendte, se venligt min henvisning til ESO papir hvor sammenligningstjernerne er målt igennem.
Hej Jens
Sibling har vi ikke vist positionen af – beklager, men den ligger næsten lodret under Dim og danner sammen med Ref en næsten perfekt ligesindet trekant.
Mvh
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.
Torben Taustrup- Neutron star
Cit. Torben:
…men det er bare træls, når det ikke er til at gennemskue, hvilke principper måleværktøjet fungerer efter…
Torben, lidt kringlet beskrevet så spørg om nødvendigt:
Den traditionelle apertur bestemte magnitude fås ved først at beregne (den samlede ADU sum i cirklen) – ((den samlede ADU sum i ringen/antal pixels i ringen) * antal pixels i cirklen); altså (cirklens samlede ADU) – (ringens samlede ADU) korrigeret for forskellen mellen antal pixels i h.h.v. ring og cirkel).
NB, Edit:
Magnitude fås herefter som k-2.5*log10 (Stjernens flux/eksponerinhstid), hvor k er en kalibreringskonstant.
Hilsen Mogens B.- Dette svar blev ændret 6 minutter siden af Mogens.Bildsøe.
- Dette svar blev ændret 5 minutter siden af Mogens.Bildsøe.
Hej Mogens
Tak for forklaringen.
Er det antallet af hele pixels, eller foretager programmet en beregning af værdien af gennemskårne pixels?Der er tre cirkler i vores måleværktøj. Området i den yderste ring bruges til at bregne baggrundsværdien.
For at undgå, at baggrundsværdien måles i tågen, reducerer vi yderringens bredde til “0”. Den står som standard på “3”.
Der er så to ringe, og den inderste ring er fra starten tilpasset stjernediameteren, men hvilken funktion har ringen, altså området mellem den inderste og den yderste ring?Mvh
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.
Mogens.Bildsøe- Nova
Jeg husker ikke helt hvordan de 2 programmer jeg refererer til takler pixels, som skæres af cirkel-periferierne. Jeg mener at ADU værdier i disse pixels vægtes i forhold til den pixel-brøkdel, som ligger indenfor måleområdet. Men læs dokumentationen for de to programmer- der står det vist 😉
Hvis i er interesseret i selve stjernens magnitude (uden tågebidrag), er det forkert ikke at korrigere for tågen hvilket i jo ikke gør, når den yderste ring fjernes! Derved er den flux i måler i den inderste cirkel summen af såvel stjernens som tågens flux, og ikke kun stjernens.
Den ”mellemste” ring er blot et område med ”helle”, hvis udstrækning frit kan defineres; f.eks. så ”måle-ringen” (den yderste) kommer fri af evt. nære nabostjerner i crowdede felter.
Hilsen Mogens B.
jens.jacobsen- Neutron star
Aha! Så i prøver at reducere “baggrunden” ved at lave en annulus på nul? Interessant taktik.
Jeg glæder mig rigtigt meget til at se og høre nærmere til hvordan forløbet i jeres udfordringer med Dim og dens venner har været.
Det er i og for sig dejligt at det ikke er nemt, ellers var der jo ikke noget ved det, eller? Fotometri er dejligt, og svært.
mvh
Jens
- Du skal være logget ind for at svare på dette indlæg.