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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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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young chiech tsao
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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
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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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young chiech tsao
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今日、散らかったものを整理していたら、70年代台北天文同好会の発行物である「天文ニュースレター 天文通訊」に、1972 年 3 月の「天文ニュースレター」というお知らせが出てきました。

台湾の民間部門が条件付きで天体望遠鏡の輸入を解禁したのはこれが初めてだ。
開放状態を一般アラームに報告する必要がある!

政府は倍率12倍を超える民間望遠鏡の台湾への輸入を禁止している。
そのため、1970 年代の台湾の天文愛好家は自分で鏡を作ることしかできず、研磨鏡が独自のトレンドになりました。

当時の時空間環境は、1990年代生まれの天文愛好家や日本の天文学仲間たちにとっても理解できないはずだ。

当時、台湾と中国は軍事関係が緊迫しており、市民社会には戒厳令が敷かれており、アマチュア無線機や高性能天体望遠鏡など、多くの品目の輸入が禁止されていました。
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young chiech tsao
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1968 年、台湾のアマチュア天文学者、劉国梁氏は、米国海軍天文台と英国のグリニッジ天文台が共同で開催した国際アマチュア月食観測プロジェクトに招待され、数少ない台湾のアマチュア天文学者の 1 人となりました。当時戒厳令下に置かれていた人々は国際天体観測活動に参加できなかった。

当初の5インチニュートンミラー(F7.5)では限界が生じ、9インチF/15.2カセグレンとF/5ニュートンフォーカスフォーク赤道儀を自作して観測を開始し、1970年に完成しました。

観察するときは屋根裏から押し出して屋上で観察し、観察後は屋根裏に押し戻して保管します。
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流星電波FM観測とUSB電波同期受信試験 各種同期電波モードの流星受信実験
Meteor reception experiment of different modes of synchronous radio waves

流星電波FM観測とUSB電波同時受信試験を2024年3月15日から17日まで実施します…NHK福岡FM放送(コールサインJOLK-FM):84.8MHz(3kW、福岡)

これは、大溪天文台が微弱流星信号を検出するために FRO の FM モードをテストする数十年ぶりの実験です. FM ラジオ周波数は 84.8MHz NHK 福岡 FM ラジオ局です. 放射強度は 5kw. 84MHz は超短波 VHF であるためです. この中で流星の反射高さの周波数はE電離層(高さ90~120KM)ですが、臨界反射率のため反射できず、直接貫通して宇宙空間にイオン化するため、福岡から大溪までの距離は約1000メートルです。この地上波のFMは送信できません 夏場のEsが強くなる特定の時期にのみ送信可能です 通常は流星の柱状電離に頼って瞬時に反射・送信するしかありません

残念ながら、春の天気のため、このテストでは弱い流星さえも検出できませんでした! FM 電波を使用して反射信号を検出するには、より強力な流星群が必要になる可能性があります。


図 1: 上部受信機は FM 84.4MHz 150kHz 帯域幅です。 下部レシーバーはUSB(SSB) 84.799240MHz 3kHz帯域幅です。
同時に、日本の福岡方向に向けた同じ DX 5 エレ八木アンテナを受信します。
微弱流星電波の初期検出に失敗!
結論: 単側波帯変調 (SSB) は、非常に弱い流星波 (エネルギー伝導経路損失が少ない) のスペクトルを検出および分析できます...しかし、FM モード (エネルギー損失と伝導経路損失が大きい) は、他の方法でのみ可能である場合を除き、感度が低くなります。大きな流星群に遭遇したときにその信号を検出します。

AOR-5000受信機の電波モードの最低感度は以下の通りです。
90~150MHz VHF部:

0.20μV SSB 3 kHz フィルター10dB S/N <-----大溪天文台のこの FM テストの帯域幅設定

0.28μV FM 15 kHz フィルター12dB SINAD <-----大溪天文台のこの FM テストの帯域幅設定

1.12μV FM 220 kHz filter12dB SINAD ←通常のFM波の受信帯域幅は220KHzですが、感度は最低です!

*.弱電界の値は、多くの場合、マイクロボルト/メートル (μV/m) で表されます。 対数で表す場合は、dB μV/m で表されることがよくあります。


*. 次回は夏のエスポラディック効果前に再度FM/SSB同時受信実験による流星群強度観測を実施し、低強度信号と高強度信号の比較や経路伝導損失の計算を行う予定です。並べ替えを行ったら、より完全なものを作成します。
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young chiech tsao
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10年前の太陽光球上の黒点群

圖1- 圖3: 2014年4月4日 - 4月6日までの黒点の移動(自轉)の写真。

8cm Nikon f1200mm 直焦点撮影 *太陽面中央の緯度と経度の補助線

圖4:左 五藤光學 8cm F12.5 100mm Semi APO屈折 右ニコン 8cm F15 1200mm 屈折鏡 (1971年)
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最後に編集したユーザー young chiech tsao [ 2024年3月26日(火) 15:31 ], 累計 2 回
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