台灣 大溪天文台
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- 記事: 125
- 登録日時: 2023年7月27日(木) 11:47
Re: 台灣 大溪天文台
62P / 紫金山 周期彗星
2024年。1月12日早朝午前1時05分(午前、LT)、気温10.3℃、湿度82%。
1月12日に62P/紫金山の撮影が終了し、8cm望遠鏡を使って眼視測光と19倍の目視観察を行いました。 今回は月明かりなし、大気散乱効果も少しだけあり、8cmミラーの視野は約2.3度! 近くに等級8.8と6.9の基準星が見えます。 彗星の明るさは7等級とまだ予測できません。 先週よりもさらに暗いですね! 8.9程度しかありません! 12月から1月12日までは明るさレベル8を維持! 62P 彗星の周期は予想どおりに等級 7 に達しない可能性があります。
SQMはわずか18.07です! 今朝は寒いです
2024年。1月12日早朝午前1時05分(午前、LT)、気温10.3℃、湿度82%。
1月12日に62P/紫金山の撮影が終了し、8cm望遠鏡を使って眼視測光と19倍の目視観察を行いました。 今回は月明かりなし、大気散乱効果も少しだけあり、8cmミラーの視野は約2.3度! 近くに等級8.8と6.9の基準星が見えます。 彗星の明るさは7等級とまだ予測できません。 先週よりもさらに暗いですね! 8.9程度しかありません! 12月から1月12日までは明るさレベル8を維持! 62P 彗星の周期は予想どおりに等級 7 に達しない可能性があります。
SQMはわずか18.07です! 今朝は寒いです
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- 登録日時: 2023年7月27日(木) 11:47
Re: 台灣 大溪天文台
2024年1月13日 午後3時15分 太陽球と黒点
Nikon 8cm 屈折 f=1200mm + Canon 60D Solar film Badder Planetrium
2018年以来、長い間太陽を撮影していませんでした。 太陽を撮影する主鏡、ニコン 8cm屈折鏡には50年の歴史があります。
右画像の部分拡大。
Nikon 8cm 屈折 f=1200mm + Canon 60D Solar film Badder Planetrium
2018年以来、長い間太陽を撮影していませんでした。 太陽を撮影する主鏡、ニコン 8cm屈折鏡には50年の歴史があります。
右画像の部分拡大。
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- 登録日時: 2023年7月27日(木) 11:47
Re: 台灣 大溪天文台
62P / 紫金山 周期彗星
Celestron 14" SCT F/3.6 +SBIG ST-10XME +Showa 20E 改 +NS5000 for SHOWA 20E +NS5000 system。
2024年1月12日 12時14分 赤経 = 12時02分03秒 赤緯 = +11d33'56" おとめ座彗星核m1は8.9等。部分拡大
2024年1月13日 12時35分 赤経 = 12時02分16秒 赤経 = +11d32'26" おとめ座 彗星の核m1は8.9等。彗星の尾の部分拡大は約7'
2024年1月14日 12時00分 赤経 = 12時04分16秒 赤緯 = +11d27'06" おとめ座彗星核m1は8.8等。部分拡大
図1: 0112 01h25m 月の影響がなければ、彗星の尾の長さは徐々に長くなります。
図2: 0113 12時40分 彗星の尾の長さは徐々に長くなり、長さは約6.5~7フィート、尾の広がり角度の範囲は約25度です。
図3: 0114 00時59分
Celestron 14" SCT F/3.6 +SBIG ST-10XME +Showa 20E 改 +NS5000 for SHOWA 20E +NS5000 system。
2024年1月12日 12時14分 赤経 = 12時02分03秒 赤緯 = +11d33'56" おとめ座彗星核m1は8.9等。部分拡大
2024年1月13日 12時35分 赤経 = 12時02分16秒 赤経 = +11d32'26" おとめ座 彗星の核m1は8.9等。彗星の尾の部分拡大は約7'
2024年1月14日 12時00分 赤経 = 12時04分16秒 赤緯 = +11d27'06" おとめ座彗星核m1は8.8等。部分拡大
図1: 0112 01h25m 月の影響がなければ、彗星の尾の長さは徐々に長くなります。
図2: 0113 12時40分 彗星の尾の長さは徐々に長くなり、長さは約6.5~7フィート、尾の広がり角度の範囲は約25度です。
図3: 0114 00時59分
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Re: 台灣 大溪天文台
赤い光の下の馬頭星雲
2024 0113 09時18分(午前)
Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm 1.1 秒角/ピクセル解像度) +SBIG ST-10XME フリートラッキング (POLEMASTER 2017 0805 によって証明) 昭和 20E 改 +NS5000 for SHOWA20E (テスト中)。 +TheSky GOTO システム。
2024 0113 09時18分(午前)
Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm 1.1 秒角/ピクセル解像度) +SBIG ST-10XME フリートラッキング (POLEMASTER 2017 0805 によって証明) 昭和 20E 改 +NS5000 for SHOWA20E (テスト中)。 +TheSky GOTO システム。
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- 登録日時: 2023年7月27日(木) 11:47
Re: 台灣 大溪天文台
大溪天文台 TYGA TW (AAVSO) が全天で LPV (長周期変光星) を観測
赤フィルター+光害フィルター*の下の馬頭暗黒星雲
2024 0119 09時44分 (午後)
Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm 1.1 秒角/ピクセル解像度) +SBIG ST-10XME フリートラッキング (POLEMASTER 2017 0805 によって証明) 昭和 20E 改 +NS5000 for SHOWA20E (テスト中)。 +TheSky GOTO システム。
*.光害フィルター:Kenko 52S ASTRO LPR Filter Type1
使い方と特徴
天体写真 ★★★
天体観測 ★★★★
防光害性 ★★★★★
*.赤色フィルター + ケンコー光害フィルターを使用したホースヘッド暗黒星雲画像 図 2: Kenko LPR フィルターの光透過スペクトル チャート
赤フィルター+光害フィルター*の下の馬頭暗黒星雲
2024 0119 09時44分 (午後)
Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm 1.1 秒角/ピクセル解像度) +SBIG ST-10XME フリートラッキング (POLEMASTER 2017 0805 によって証明) 昭和 20E 改 +NS5000 for SHOWA20E (テスト中)。 +TheSky GOTO システム。
*.光害フィルター:Kenko 52S ASTRO LPR Filter Type1
使い方と特徴
天体写真 ★★★
天体観測 ★★★★
防光害性 ★★★★★
*.赤色フィルター + ケンコー光害フィルターを使用したホースヘッド暗黒星雲画像 図 2: Kenko LPR フィルターの光透過スペクトル チャート
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- 登録日時: 2023年7月27日(木) 11:47
Re: 台灣 大溪天文台
2024年1月21日、大溪天文台は午前8時に太陽彩層でC5.0レベルの閃光を検出した。
観測無線局:えびの通信所は、宮崎県えびの市大明寺六本原にある海上自衛隊の海底通信送信所です。
日本の超長波通信送信局は周波数22.2kHz、出力200kW、識別符号はJJIです。
観測記録:2024 0121 00h(UT) 記録 2024 01
SIDs 効果: 太陽フレアによって放出された X 線エネルギーが日中に地球の D 層に入り、イオン化した後、急速に D 層の電離の電荷飽和を引き起こします。このとき、D の通常の状態は、朝8時の層電離は空波伝導状態であり、X線に遭遇すると、多数の衝突の後、空波反射の重要な物理的特性が即座に消失し、空波が吸収されます。このとき、超低周波電波の一つ以上の周波数信号が影響を受けて急激に低下し、徐々に電荷が解放されて集中する(徐々に空波反射状態に戻る)のに時間がかかります。時間が経つと徐々に電波強度が通常の状態に戻る典型的な突発電離擾乱(突発性電離圏擾乱SID効果)です。
図 1: 大溪天文台で観測された SID の信号強度曲線の変化。
図2:大溪天文台の観測システムは、0時30分(世界時)に信号強度が-27.22dBから-39.94dBに低下したことを記録しました(約3分で-12.72dBmの信号強度に減衰しました)(現在、30秒/読み取りデータが更新されています) 1秒/データ読み取りモードに変更)
図 3: 米国ダイナミック天文台の SDO 極端紫外線 0121 00h34m は、彩層内での太陽フレアの爆発を捉えました。
図5: 0時29分におけるFFTスペクトル JJI-2の信号減衰現象も観測されていますが、正確なデータは得られず、現象が見えるだけです。
*.0121 03h10m (UT) 別の SID 効果も検出されました 図 1
*. 日本の宇宙における C5.0 レベルの爆発には 2 つのピーク (00 時と 03 時) がある 図 4. https://swc.nict.go.jp/trend/flare.html
*.大溪天文台SIDは不定期起動方式の観測を採用しており、24時間連続観測することは主に不可能であり、自分の時間と運にも左右されます(日中に爆発することもあります)。
観測無線局:えびの通信所は、宮崎県えびの市大明寺六本原にある海上自衛隊の海底通信送信所です。
日本の超長波通信送信局は周波数22.2kHz、出力200kW、識別符号はJJIです。
観測記録:2024 0121 00h(UT) 記録 2024 01
SIDs 効果: 太陽フレアによって放出された X 線エネルギーが日中に地球の D 層に入り、イオン化した後、急速に D 層の電離の電荷飽和を引き起こします。このとき、D の通常の状態は、朝8時の層電離は空波伝導状態であり、X線に遭遇すると、多数の衝突の後、空波反射の重要な物理的特性が即座に消失し、空波が吸収されます。このとき、超低周波電波の一つ以上の周波数信号が影響を受けて急激に低下し、徐々に電荷が解放されて集中する(徐々に空波反射状態に戻る)のに時間がかかります。時間が経つと徐々に電波強度が通常の状態に戻る典型的な突発電離擾乱(突発性電離圏擾乱SID効果)です。
図 1: 大溪天文台で観測された SID の信号強度曲線の変化。
図2:大溪天文台の観測システムは、0時30分(世界時)に信号強度が-27.22dBから-39.94dBに低下したことを記録しました(約3分で-12.72dBmの信号強度に減衰しました)(現在、30秒/読み取りデータが更新されています) 1秒/データ読み取りモードに変更)
図 3: 米国ダイナミック天文台の SDO 極端紫外線 0121 00h34m は、彩層内での太陽フレアの爆発を捉えました。
図5: 0時29分におけるFFTスペクトル JJI-2の信号減衰現象も観測されていますが、正確なデータは得られず、現象が見えるだけです。
*.0121 03h10m (UT) 別の SID 効果も検出されました 図 1
*. 日本の宇宙における C5.0 レベルの爆発には 2 つのピーク (00 時と 03 時) がある 図 4. https://swc.nict.go.jp/trend/flare.html
*.大溪天文台SIDは不定期起動方式の観測を採用しており、24時間連続観測することは主に不可能であり、自分の時間と運にも左右されます(日中に爆発することもあります)。
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- 登録日時: 2023年7月27日(木) 11:47
Re: 台灣 大溪天文台
12P/Pons-Brooks:
2023年12月30日 18時00分 赤経=19時32分22.3秒 赤経=+37d44'19.0" 彗星核m1は9.7-10.0。部分拡大
2024年1月19日 18時43分 赤経=20時34分28秒 赤緯=+38d04'24" 彗星の核m1は9.0等級。部分拡大 図1
*.12P は、1 月 19 日に観測された周期彗星で、少し太くて丸い彗星で、噴流は非常に短く、明るさは約 9 等です。
大溪地區 桃園. 台灣
2023年12月30日 18時00分 赤経=19時32分22.3秒 赤経=+37d44'19.0" 彗星核m1は9.7-10.0。部分拡大
2024年1月19日 18時43分 赤経=20時34分28秒 赤緯=+38d04'24" 彗星の核m1は9.0等級。部分拡大 図1
*.12P は、1 月 19 日に観測された周期彗星で、少し太くて丸い彗星で、噴流は非常に短く、明るさは約 9 等です。
大溪地區 桃園. 台灣
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- 登録日時: 2023年7月27日(木) 11:47
Re: 台灣 大溪天文台
大溪天文台 2023 年の可視光星等限界等級変化曲線解析
大溪天文台は過去にも年間を通じて極等級調査を実施していましたが、2023年に大溪天文台のオリジナルの受光素子がSBIG ST-2000XMからST-10XMEに変更されました。
調査日:2023年2月27日から2024年1月19日まで。
使用機材:14インチ径SCT F3.7 + SBIG ST-2000XM / ST-10SME CCD使用フィルター CHROMA V -Bessell Vバンドフィルター
春の統計: 平均限界等級 = 16.07 等 (V バンド) 最高限界等級: 3 月 9 日 16.13 等 (V バンド)
夏の統計: 平均極限等級 = 16.18 等 (V バンド) 最高等級: 7 月 23 日 16.34 等 (V バンド)
秋の統計: 平均極限等級 = 16.42 等 (V バンド) 最高等級: 10 月 23 日 17.18 等 (V バンド)
冬の統計: 平均限界等級 = 15.96 等 (V バンド) 最高限界等級: 1 月 11 日 16.66 等 (V バンド)
星光測光誤差:
GCVS AM 彼女の変光星、私は 2 つの比較星間の儀器等級差と 0.0045 等級の線形性能に満足しています (アマチュア変光星の観測の明るさ誤差は +/-0.05 等級です。AAVSO の公式観測の標準誤差は二乗平均平方根です ( rms )V=0.004mag ). これはまた、天候、大気の擾乱、CCD ADU の直線性、人的誤差などが原因であることを示しています。シグマ値は、単一の機器の不確実性 (誤差) の複雑な測定値です。 Landolt (1992, 2009、2011) https://familystar.org.tw/index.php?opt ... 25209.1005
簡単な結論:
上記のデータから、冬の限界等級は 15.96 等 (V バンド) で最悪であることが大まかにわかります。台湾の冬の天気は北東季節風と水蒸気の影響を受け、大気の乱れが比較的不安定です(Seeing field)。
秋の究極の星の等級は 16.42 等 (V バンド) です。これは主に秋の夜空の水蒸気が乾燥し、透明度が良くなるためです。
大溪天文台は過去にも年間を通じて極等級調査を実施していましたが、2023年に大溪天文台のオリジナルの受光素子がSBIG ST-2000XMからST-10XMEに変更されました。
調査日:2023年2月27日から2024年1月19日まで。
使用機材:14インチ径SCT F3.7 + SBIG ST-2000XM / ST-10SME CCD使用フィルター CHROMA V -Bessell Vバンドフィルター
春の統計: 平均限界等級 = 16.07 等 (V バンド) 最高限界等級: 3 月 9 日 16.13 等 (V バンド)
夏の統計: 平均極限等級 = 16.18 等 (V バンド) 最高等級: 7 月 23 日 16.34 等 (V バンド)
秋の統計: 平均極限等級 = 16.42 等 (V バンド) 最高等級: 10 月 23 日 17.18 等 (V バンド)
冬の統計: 平均限界等級 = 15.96 等 (V バンド) 最高限界等級: 1 月 11 日 16.66 等 (V バンド)
星光測光誤差:
GCVS AM 彼女の変光星、私は 2 つの比較星間の儀器等級差と 0.0045 等級の線形性能に満足しています (アマチュア変光星の観測の明るさ誤差は +/-0.05 等級です。AAVSO の公式観測の標準誤差は二乗平均平方根です ( rms )V=0.004mag ). これはまた、天候、大気の擾乱、CCD ADU の直線性、人的誤差などが原因であることを示しています。シグマ値は、単一の機器の不確実性 (誤差) の複雑な測定値です。 Landolt (1992, 2009、2011) https://familystar.org.tw/index.php?opt ... 25209.1005
簡単な結論:
上記のデータから、冬の限界等級は 15.96 等 (V バンド) で最悪であることが大まかにわかります。台湾の冬の天気は北東季節風と水蒸気の影響を受け、大気の乱れが比較的不安定です(Seeing field)。
秋の究極の星の等級は 16.42 等 (V バンド) です。これは主に秋の夜空の水蒸気が乾燥し、透明度が良くなるためです。
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Re: 台灣 大溪天文台
冬の猿頭星雲 (NGC 2174)
NGC 2174 (猿の頭星雲としても知られる) は、オリオン座にあるイオン化した水素領域です。 地球からの距離は約6,400光年です。
使用機材:14インチ径 SCT F3.7 + SBIG ST-10XME CCD温度 -1℃
桃園大溪重度光害地域レッドフィルター R バンド -Bessell + Kenko LPR フィルター タイプ 1 光害フィルター オリジナル画像
NGC 2174 (猿の頭星雲としても知られる) は、オリオン座にあるイオン化した水素領域です。 地球からの距離は約6,400光年です。
使用機材:14インチ径 SCT F3.7 + SBIG ST-10XME CCD温度 -1℃
桃園大溪重度光害地域レッドフィルター R バンド -Bessell + Kenko LPR フィルター タイプ 1 光害フィルター オリジナル画像
最後に編集したユーザー young chiech tsao [ 2024年2月14日(水) 09:52 ], 累計 3 回
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Re: 台灣 大溪天文台
46年前 オリオン座ベテルギウスの観測 視変光星の始まり。
1977 年の夏休みは、私が初めて変光星の観察を始めた季節でした。当時、圓山天文台の所長は、変光星の明るさを測定するには肉眼が最適だと言いました。こと座の星座が練習のターゲットとして使用されました. 残念ながら、夏休みの後, , 私の視覚測光はまだ非常に貧弱で不慣れです. 主な理由は、私が見る明るさが数人の先輩の明るさと大きく異なることです時間、特に明るい星たち!...私はもっと明るいのに、彼らは暗いと思っている!?
その年の冬にオリオン座のベテルギウスを見るまで、私はゆっくりとこの間違いを修正しませんでした... この間違いの最大の理由は、比較する星の明るさが離れすぎていることです! 経験の不足と相まって、多くの明るさそれはすべて主観的なものです! したがって、ゆっくりとあなたの主観的な意志を修正してください。明るさの感覚はゆっくりと概念に抑圧されます。あなたが見ているものは本当の明るさではありません。この主観的な感覚を修正するには、同様の既知の明るさ基準星を使用する必要があります。 .. 「明るさを測定するためのほぼ客観的なグレー スケールのセットが私の心に浮かびました。それがそのようでした。1978 年から 1979 年にかけて、圓山天文台長の手順に従って、私は幸運にも天文台で 五藤25 cm 赤道儀を使用することができました。台長の日本変光星図(恆星社編)※写真2を添えて、深夜の夜空にセンチ屈折鏡を設置し、観測したい変光星が中天の天頂付近に移動するまでゆっくりと待ちます。使い慣れてきましたね 黒い瞳が接眼レンズに寄りかかりました… 変光星の測定の楽しさをゆっくりとしみじみ味わった気がしました オレンジ色や赤色の美しい変光星がいくつかありました・・・スクリーンでは味わえない、自分の目で見る楽しみはインターネット上の変光星影像で代用できる!
1980年末、変光星観測の潮流が変わった! それは世界を震撼させたST-4を実はSBIGグループが発明したから!? それ以降、先人たちが慣れ親しんできた「目視観測 Visual observation」が主流になっていきました。新しい「光電 CCD observation」観測。これはまったく新しい未知の領域です。今年の視覚体験は、多くの新しいデジタル ハードウェア情報に置き換えられました。
ゆっくりと引退生活を送っていた2010年になって、台長の言葉を思い出し、SBIG ST-237CCDを購入し、デジタルからCCDセンシングのリニア測定、儀器星等計算までデジタル観測を学び始めました。正式に変光星の光電測光を始める前に、中古のSBIG ST-2000XM CCDを5万台湾ドル(新台幣)で購入する予定でしたが、台長の指示に従ってアメリカ変光星協会に入会したのは40年後でした。 、変光星の観測を再開して、遅ればせながらの天体観測ライフを満喫していきます。
*.写真: 1978 年12月10日(台灣 民國67年12月10日)の変光星観察Noteの主な学習目標は、ベテルギウスの明るさを測定することです。これは、視測光の練習をするように頼まれた台長にとって、最高の入門目標です。私は半年ベテルギウスを観察します. . 私の主観的な測定誤差を修正しただけで、3.4 年前のベテルギウス減光事故の後、すぐに AAVSO の共同観測に参加しました。
*. 肉眼の色に対する感度は人によって異なり、特に赤色は鈍感です(緑色の方が敏感です)。したがって、一部の長期赤色巨星の明るさについては、誤差が 0.3 ~ 0.5 変化します。そのため、これらの補正には長期にわたる観測経験が必要です! また、変光星の観測には、変光星の位置決めが障害になります! 変光星を見つけるのに時間がかかりすぎる! 初心者だけでなく、途中でやめてしまう人も少なくありません。 「変光星を間違える可能性が高い」という議論があり、変光星観測者は困惑していましたが、GOTOによる自動誘導により、この問題は改善されました。
*.目視変光星の観測:
利点: 平均的な天体観測 ターゲットの決定 変光星表を利用して変光星を見つけて位置を特定する(変光星の観測時間の2/3で済みます)
観察はとても楽しいです! 特に、変光星が動いているのを見た後、その場で変光星の明るさを決めたときの達成感は格別です!
欠点: 年齢が上がるほど、観察できる量が少なくなります! つまり...効率的ではありません!
CCD光電変光星観測:
利点: 電子星図ガイダンス、位置決めとロック撮影、快速測光ソフトウェア、高精度! 最大の利点は非常に高い効率です!
欠点: 観測が道具のようで、楽しみが少ない! 正直! 天体観測の視覚的な楽しみが全くない!!
1977 年の夏休みは、私が初めて変光星の観察を始めた季節でした。当時、圓山天文台の所長は、変光星の明るさを測定するには肉眼が最適だと言いました。こと座の星座が練習のターゲットとして使用されました. 残念ながら、夏休みの後, , 私の視覚測光はまだ非常に貧弱で不慣れです. 主な理由は、私が見る明るさが数人の先輩の明るさと大きく異なることです時間、特に明るい星たち!...私はもっと明るいのに、彼らは暗いと思っている!?
その年の冬にオリオン座のベテルギウスを見るまで、私はゆっくりとこの間違いを修正しませんでした... この間違いの最大の理由は、比較する星の明るさが離れすぎていることです! 経験の不足と相まって、多くの明るさそれはすべて主観的なものです! したがって、ゆっくりとあなたの主観的な意志を修正してください。明るさの感覚はゆっくりと概念に抑圧されます。あなたが見ているものは本当の明るさではありません。この主観的な感覚を修正するには、同様の既知の明るさ基準星を使用する必要があります。 .. 「明るさを測定するためのほぼ客観的なグレー スケールのセットが私の心に浮かびました。それがそのようでした。1978 年から 1979 年にかけて、圓山天文台長の手順に従って、私は幸運にも天文台で 五藤25 cm 赤道儀を使用することができました。台長の日本変光星図(恆星社編)※写真2を添えて、深夜の夜空にセンチ屈折鏡を設置し、観測したい変光星が中天の天頂付近に移動するまでゆっくりと待ちます。使い慣れてきましたね 黒い瞳が接眼レンズに寄りかかりました… 変光星の測定の楽しさをゆっくりとしみじみ味わった気がしました オレンジ色や赤色の美しい変光星がいくつかありました・・・スクリーンでは味わえない、自分の目で見る楽しみはインターネット上の変光星影像で代用できる!
1980年末、変光星観測の潮流が変わった! それは世界を震撼させたST-4を実はSBIGグループが発明したから!? それ以降、先人たちが慣れ親しんできた「目視観測 Visual observation」が主流になっていきました。新しい「光電 CCD observation」観測。これはまったく新しい未知の領域です。今年の視覚体験は、多くの新しいデジタル ハードウェア情報に置き換えられました。
ゆっくりと引退生活を送っていた2010年になって、台長の言葉を思い出し、SBIG ST-237CCDを購入し、デジタルからCCDセンシングのリニア測定、儀器星等計算までデジタル観測を学び始めました。正式に変光星の光電測光を始める前に、中古のSBIG ST-2000XM CCDを5万台湾ドル(新台幣)で購入する予定でしたが、台長の指示に従ってアメリカ変光星協会に入会したのは40年後でした。 、変光星の観測を再開して、遅ればせながらの天体観測ライフを満喫していきます。
*.写真: 1978 年12月10日(台灣 民國67年12月10日)の変光星観察Noteの主な学習目標は、ベテルギウスの明るさを測定することです。これは、視測光の練習をするように頼まれた台長にとって、最高の入門目標です。私は半年ベテルギウスを観察します. . 私の主観的な測定誤差を修正しただけで、3.4 年前のベテルギウス減光事故の後、すぐに AAVSO の共同観測に参加しました。
*. 肉眼の色に対する感度は人によって異なり、特に赤色は鈍感です(緑色の方が敏感です)。したがって、一部の長期赤色巨星の明るさについては、誤差が 0.3 ~ 0.5 変化します。そのため、これらの補正には長期にわたる観測経験が必要です! また、変光星の観測には、変光星の位置決めが障害になります! 変光星を見つけるのに時間がかかりすぎる! 初心者だけでなく、途中でやめてしまう人も少なくありません。 「変光星を間違える可能性が高い」という議論があり、変光星観測者は困惑していましたが、GOTOによる自動誘導により、この問題は改善されました。
*.目視変光星の観測:
利点: 平均的な天体観測 ターゲットの決定 変光星表を利用して変光星を見つけて位置を特定する(変光星の観測時間の2/3で済みます)
観察はとても楽しいです! 特に、変光星が動いているのを見た後、その場で変光星の明るさを決めたときの達成感は格別です!
欠点: 年齢が上がるほど、観察できる量が少なくなります! つまり...効率的ではありません!
CCD光電変光星観測:
利点: 電子星図ガイダンス、位置決めとロック撮影、快速測光ソフトウェア、高精度! 最大の利点は非常に高い効率です!
欠点: 観測が道具のようで、楽しみが少ない! 正直! 天体観測の視覚的な楽しみが全くない!!
最後に編集したユーザー young chiech tsao [ 2024年2月18日(日) 08:55 ], 累計 2 回