台灣 大溪天文台

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young chiech tsao
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登録日時: 2023年7月27日(木) 11:47

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2月15日と2月18日の上弦の月

6インチ 反射鏡 F5 + Nikon K25mm接眼レンズ + 手持ち携帯電話 Sony Xperia 5 II 撮影


台灣 桃園 大溪區
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young chiech tsao
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M42星雲中のGCVS T Ori 変光星の観測では、明るさが安定し、明るさが減少しました。(圖1)

この変光星の分類は比較的複雑ですが、基本的には UXO のカテゴリーに属し、UX オリオン変光星 (スペクトル B8-A3 eap) とも呼ばれ、文献では総称して UXor と呼ばれています。 若い恒星のサブグループに属しており、観測時の明るさは幅広い振幅で不規則な変化を示します。古いデータでは、明るさの変化はより安定しており、約 8.95 ~ 9.01 等級 (V バンド) ですが。

最近の観測では、 、その明るさは 11.4 等級 (v バンド 2024 0217 大溪天文台観測) に低下したため、AAVSO は最近、明るさの範囲を 9.5 ~ 12.6 等級 (V バンド) に調整しました。
2024  0217    GCVS    T        ORI      V1.jpg
GCVS  T  ORI  2024  0217.jpg
young chiech tsao
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2024 年春の M60 銀河

M60 (太い方) と NGC 4647 (細い方) は約 2 分 5 秒離れており、可視光画像では 2 つの銀河が重なっています。 これら 2 つの銀河の画像には重力相互作用の証拠は示されていないため、基本的には 2 つの銀河は単に近くにあるように見えます。


Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm 1.1 秒角/ピクセル解像度) +SBIG ST-10XME +昭和 20E 改 +NS5000 for SHOWA20E 。 +TheSky GOTO システム。

画像をマウス(mouse)でクリックすると、大きな元の画像が表示されます。
M60   R2.jpg
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2024 年春の M99 M100 銀河


M99 (NGC 4254) は、かみの座にある渦巻銀河です。

M100 (NGC 4321) は大きな渦巻銀河です。 かみの座の南部に位置し、おとめ座銀河団の中で最大かつ最も明るい銀河です。

Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm 1.1 秒角/ピクセル解像度) +SBIG ST-10XME + 昭和 20E 改 +NS5000 for SHOWA20E 。 +TheSky GOTO システム。


画像をマウス(mouse)でクリックすると、大きな元の画像が表示されます。
M99    R1.jpg
M100   R2.jpg
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2024 年春の M104 銀河


メキシカンハット銀河 (M104、NGC 4594、ソンブレロ銀河としても知られる) は、おとめ座に位置し、典型的な Sa-Sb 型渦巻銀河です。


Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm 1.1 秒角/ピクセル解像度) +SBIG ST-10XME + 昭和 20E 改 +NS5000 for SHOWA20E 。 +TheSky GOTO システム。

画像をマウス(mouse)でクリックすると、大きな元の画像が表示されます。
M104   R1.jpg
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2024 年春の M64 銀河

黒目銀河 (M64 または NGC 4826) M64 には、明るい銀河核の前に魅力的で壮観な中央の暗い塵の帯があるため、「黒目銀河」と呼ばれています。 M64 は、かみの座にある渦巻銀河で、小型望遠鏡に現れるため、アマチュア天文界ではよく知られています。



Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm 1.1 秒角/ピクセル解像度) +SBIG ST-10XME +昭和 20E 改 +NS5000 for SHOWA20E 。 +TheSky GOTO システム。


画像をマウス(mouse)でクリックすると、大きな元の画像が表示されます。
M64    R2A.jpg
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NGC 4216 の SuperNova SN2024 gy
NGC 4216 SN 2024 gy. Ia type 乙女座系外銀河超新星


14インチレンズ F3.7 SBIG ST-10XME 3色合成。

SN 2024gy 2024 Feb 17.6576 13.9mag Johnson V Ia type supernova。

超新星は Ia 型で、基本的には白色矮星です。Ia 型超新星は、連星系 (2 つの星が互いに公転する) で発生する超新星で、そのうちの 1 つは白色矮星です。 もう一方の星は、巨大な赤色巨星から小さな白色矮星まで、さまざまな可能性があります。 白色矮星の重力は、この伴星から物質(吸積層)を引き出します。 理論的には、白色矮星が現在の太陽の質量の 1.4 倍に達すると、自重を維持できなくなり爆発します! このとき、暗い星が突然爆発します! これらの光子は、長い星間旅行を経て、遠く離れた地球に到達します。ある人がたまたまこの銀河を望遠鏡で調べていたところ、この銀河のどこかにある目に見えない暗い星が突然明るくなり、しばらくすると徐々に明るくなることを発見しました。圖2

白色矮星が爆発後もまだ存在しているかどうかについては、わかりません! それは追跡観測次第です。
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台北市立圓山天文台五藤光學 25 公分 フィルム下の火星...

Film:Kodak Tri-X pan.

露出4秒 接眼レンズ投影 1986年

暗室でのネガの自己現像


圓山天文台の建物は学外の教育エリアに転用されましたが、建物の老朽化など安全上の理由から2000年7月25日に取り壊されましたが、横型日時計が記念碑として残されました。
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young chiech tsao
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P Cyg 白鳥座 P 星の物語

P シグニ: ノヴァ 1600 Cyg?
1600年8月18日、オランダの天文学者ウィレム・ヤンスゾーン・ブラウは、白鳥座に新しい星の存在を初めて記録した。 発見された新星はそれほど明るくありませんが(発見されたときは3等星程度の明るさで爆発しました)。 しかし、この新星はこれまでに観測された新星とは異なりました。新星 1600 Cyg は、肉眼で見える等級を下回るまで、数年間明るいままでした! その後、数十年後 (1626 年と 1655 年) 目に見える明るさに戻りました。 1670 年代に始まり、それ以来、肉眼で見えるようになっています。 この新しい天体は後に正式に白鳥座 P と名付けられ、天体物理学において最も重要な変光星の 1 つになりました。

恒星の風の気圧計:

白鳥座 P 星の表面ガスは、その温度と密度に応じて輝線または吸収線を示すことがあります。 はくちょう座 P やその他の明るく高温の青い星は、非常に熱いため、水素、ヘリウム、その他の元素などの元素の波長で放射光線を発します。 さらに、これらのスペクトルの輝線は非常に幅広く、太陽で観察される水素スペクトル (水素バルマー) よりもはるかに広いです。 これらの輝線がドップラー効果によって広がっていることを天文学者が理解したのは 1920 年代後半になってからでした。これは、ガスが秒速数百キロメートルで私たちに近づいたり遠ざかったりするためです。これは星の強い力によるものであると推測されています。風がとても熱いので、恒星風です。

しかし、はくちょう座 P の水素スペクトル輝線 1897 年には天文学者が、H-アルファなどの輝線が長波長 (赤色) 方向に位置し、輝線のように見えることを発見しました! しかし、短波長側から見ると、輝線のように見えます。 (青みが強い)波長側 吸収線のように見えます! 図1,2

マサチューセッツ州オークリッジ天文台で観測された水素バルマーアルファスペクトル曲線。 これらの曲線は、古典的な「P Cygni 水素イオン スペクトル線分布」、つまり長波長側に明るい発光線、短波長側に暗い吸収線を示しています。 H-アルファ線の中心は 6563 オングストロームの波長です。 (図は M. de Groot、JAAVSO v.16、p.12、1987 年からのもの。) 図 3

より正確な説明が発表されたのは 1930 年頃でしたが、その理由は次の 2 つでした。

1: P 白鳥座の恒星風は、恒星から遠ざかるにつれて徐々に冷却され、恒星に近づく水素原子の波長では不透明になります。

2: ドップラー効果自体: 白鳥座 P は、星から流れてくる高度に加熱されたイオン化された大気に囲まれています。 星に近い大気は非常に高温ですが、星から遠ざかるにつれて大気は冷えていきます。 ガスがイオン化されなくなるまで冷却されると、電子が再結合します。恒星自体の近くでは、高温のガスが放出されるため、表面の大気だけを観察すると、放出が見られます。 line! でもデュプラーのせいで効果が広範囲に。

あなたが半径方向の速度で星から遠ざかると、星の風が冷え始めます。そして、光を吸収する物質は、私たちと白鳥座の間に直接ある風の一部です。 この物質が白鳥座自体に対して相対的に私たちに向かって移動するにつれて、その吸収線の中心波長は白鳥座のスペクトルに対して青方にシフトします。 しかし、恒星風は線の青い側の光を吸収します(左側の吸収線は青方偏移の結果です)が、スペクトルの赤い側の光はすべて透過します(右側の広い輝線)赤方偏移の結果です)。

天体観測機器の発達に伴い、最近の天体観測でもこの現象が見られるようになりましたが、いずれの場合も白鳥座のような高温の巨大星が天の川銀河内で新星として爆発しても、それはやはりブラックホールの降着によるものであることを意味します。 . 円盤風; それらはすべて強力な発光スペクトル線を持ち、紫外線や X 線を含む多くの波長で分光学的に検出することもできます。 これらの特徴は天体物理学において非常に重要になったので、それらが発見された最初の星の名前にちなんで、はくちょう座 P プロフィールという名前が付けられました。

スペクトルピクセル単位: 1.2 Ang/ピクセル解像度: 5469 10" SCT F6.3
p Cyg   spectrum.jpg
p Cyg  H alpha b.jpg
pcyg_profile.png
p Cyg  H alpha.jpg
young chiech tsao
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土星

2016 年 7 月 23 日 ビジョン 3/5 透明 2/5

MEADE 10" SCT +APM 2.7X BARLOW + DBK41 CCD REGISTAX4.1 処理

*. 接眼投影により拡大するため、複数のレンズからの拡散や大気の乱れを受けやすくなりますが、EDテレコンバーター2台1組で撮影すると、レンズ間の拡散も少なく、大気の乱れも先週より安定しています。最初の惑星撮影のコントラストと大気擾乱防止効果はより明白です (Zeiss APM によって設計された 2.7 の新しいバローは本当に優れています!)
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