大溪天文台の14インチ SCT/Showa 20E (改） 望遠鏡は22年間使用されており、PC自動誘導制御システムSkysensor2K は次世代NS5000システムに更新されました。
In November 2022, purchase the second-generation Daxi SHOWA 20E NG5000SHOWA20E style control system
Since the self-developed Vixen SkySensor2000 control system of the SHOWA 20E equatorial mount of Daxi Observatory has been in service for 22 years, the system is old.
So in recent years began to look for the next generation of new systems to replace the original Skysensor2000 automatic control system.
When I couldn't get in touch with the original SHOWA machinery manufacturer, I got help from 西岡定彥先生 Mr. Nishioka, the chief engineer of Japan's famous self-made control NS5000 equatorial mount system (co-designer of Japan's famous K-ASTEC equatorial mount automatic control system). After two months of discussion on the current status of SHOWA20E at Daxi Observatory。
Mr. Nishioka finally delivered the Taiwanese style second-generation hand-made system to Taiwan in recent days in accordance with the requirements of Daxi Observatory.
Fig1:DaXI observatory of old Skysensor2000PC Version for controlling Showa 20E mount for 22years。
Fig2: New controlling system NS5000 system chart.
Fig6: Controls autoguiding and manual moving correction function switcher。
http://nskikaku.sakura.ne.jp/
台灣 大溪天文台
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young chiech tsao
- 記事: 145
- 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 新NS5000 System GOTO 導引精度初步測量：
Preliminary measurement of guidance error of Japan NS NES5000 GOTO
Japan NS NES5000 for SHOWA20E GOTO Guiding Error Basic Measurement
Test item: Preliminary measurement of guidance error of Japan NS NES5000 GOTO
Optical specifications: Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm 1.19 arcsec/pixel resolution) +SBIG ST2000XM Field of view: 32X24 arcmin
Measurement reference constellation: 三角星座
（さんかく座）Triangular constellation (Trian) three main stars
NO1.SA0 55427 Right ascension: 02h17m18s Declination: +33d50'49" m=4.0mag. fig1
NO2.SAO 55306 Right ascension: 02h09m32.6s Declination: +34d59'14" m=3.0mag. fig2
NO3.SAO 74966 Right ascension: 01h53m05s Declination: +29d34'43.7" m=4.2mag. fig3
After importing with NO1.SA0 55427, correct the star to the center of the field of view.
The star NO2.SAO 55306 is automatically imported again. After the star is imported, its position is shifted by about 4.3 arcmin to the left horizontally and about 1.45 arcmin vertically to the left.
Before introducing the NO3 star, use manual micro-movement to correct it to the center of the field of view.
The star NO.SAO74966 is automatically imported again. After the star is imported, its position is shifted by about 3.6 arcmin to the right horizontally and 1.45 arcmin vertically to the right.
The basic autoguidung error is similar to Skysensor2000 PC. It can achieve the accuracy required to guide variable stars(變光星） and moving celestial bodies（移動天体）.
自動GOTOの精度は、天球赤道座標における2つの星間の距離に応じて誤差が生じます。
赤道儀極軸補正と2 stars 補正後の場合。 一般的な市販の GOTO システム(example Skysensor2000. , NS5000 )の天体ガイド精度は約 3 ～ 5 分角（arc mins)です。
大溪天文台：Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm 1.1 arcsec/pixel resolution) +SBIG ST-10XME or other SBIG CCD as below:
image field: 26'x19' (ST-2000XM) 41'x34' (STL11K) 36'X24' (ST-10)
NS5000系の基準星は北極星です。
西の地平線または東の地平線から誘導を開始するには、NS5000 ハードウェア EasySetup 2c NSを使用して赤緯軸の方向を調整する必要があります。
Preliminary measurement of guidance error of Japan NS NES5000 GOTO
Japan NS NES5000 for SHOWA20E GOTO Guiding Error Basic Measurement
Test item: Preliminary measurement of guidance error of Japan NS NES5000 GOTO
Optical specifications: Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm 1.19 arcsec/pixel resolution) +SBIG ST2000XM Field of view: 32X24 arcmin
Measurement reference constellation: 三角星座
（さんかく座）Triangular constellation (Trian) three main stars
NO1.SA0 55427 Right ascension: 02h17m18s Declination: +33d50'49" m=4.0mag. fig1
NO2.SAO 55306 Right ascension: 02h09m32.6s Declination: +34d59'14" m=3.0mag. fig2
NO3.SAO 74966 Right ascension: 01h53m05s Declination: +29d34'43.7" m=4.2mag. fig3
After importing with NO1.SA0 55427, correct the star to the center of the field of view.
The star NO2.SAO 55306 is automatically imported again. After the star is imported, its position is shifted by about 4.3 arcmin to the left horizontally and about 1.45 arcmin vertically to the left.
Before introducing the NO3 star, use manual micro-movement to correct it to the center of the field of view.
The star NO.SAO74966 is automatically imported again. After the star is imported, its position is shifted by about 3.6 arcmin to the right horizontally and 1.45 arcmin vertically to the right.
The basic autoguidung error is similar to Skysensor2000 PC. It can achieve the accuracy required to guide variable stars(變光星） and moving celestial bodies（移動天体）.
自動GOTOの精度は、天球赤道座標における2つの星間の距離に応じて誤差が生じます。
赤道儀極軸補正と2 stars 補正後の場合。 一般的な市販の GOTO システム(example Skysensor2000. , NS5000 )の天体ガイド精度は約 3 ～ 5 分角（arc mins)です。
大溪天文台：Celestron 14" SCT F/3.6 (f 1278mm 1.1 arcsec/pixel resolution) +SBIG ST-10XME or other SBIG CCD as below:
image field: 26'x19' (ST-2000XM) 41'x34' (STL11K) 36'X24' (ST-10)
NS5000系の基準星は北極星です。
西の地平線または東の地平線から誘導を開始するには、NS5000 ハードウェア EasySetup 2c NSを使用して赤緯軸の方向を調整する必要があります。
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young chiech tsao
- 記事: 145
- 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 SN 2023ixf 超新星 光度測量和定位
SN 2023 ixf SuperNova Photometry and Astrometry by DaXi observatory。
Telescope: Celestron 14" SCT F/3.6
The focal length is 1288mm
Sampling CCD: American SBIG ST-10XME Total pixels: 3.2 megapixel, sensor pixels: 2184 x 1472 pixel pixel size: 6.8 micron, sensor size: 14.9 x 10.2mm.
Photoreceptor/system optical resolution: 1.1 arc sec/pixel resolution
Region: Taoyuan, Daxi, Taiwan. Typical light pollution area with Seeing Field =1.5 -2 arc sec. Star point sampling is performed under the night sky.
CHROMA V-Bessell:
CHROMA V-Bessell 大溪天文台採用測光度フィルター物語：
The highest quality filter for astronomical observation, using a high-quality optical glass substrate and a durable electron-sprayed hard-coat coating. All coatings are applied on the front, and stray light-absorbing anti-reflective coatings are on the back to prevent ghosting and maximize monochromatic light transmission.
It is extremely precise and precise, and its specific light transmission spectrum is stable and does not undergo wavelength shifts due to changes in temperature and humidity.
Figure 1: 2023 0714 SN2023ixf supernova three-color composite pseudo-color image
Figure 2: 2023 0714 SN 2023ixf supernova V band brightness measurement (GSC star chart system)
Figure 3: AAVSO(アメリカ変光星観測者協会) 2023 0714 latest data from Daxi Observatory and various observatories around the world SN 2023ixf supernova brightness curve changes
大溪天文台 TYGA TW code for AAVSO of world observer code 。
大溪天文台初步觀測 2023 SNixf 超新星的簡單報告和相關文獻:
Multiband Photometry Evolution in the First Weeks of SN 2023ixf
a possible II-L Subtype
Figure 3. The rise and the decline brightness decline of SN 2023ixf . The slope of the decrease in brightness of the observed
SNe is different in each color band, becoming steadily shallower as we move to redder wavelengths. For clarity, error bars are
not plotted The response differences seen in each filter applied to the observation of the supernova SN 2023ixf, led to an analysis
of the differences between photometric filters as ‘colour indexes”. This study focused on the comparison of B-V and
V-R indices, shown in Figure 4.
In Figure clearly appears a huge variation of the B-V colour indices during the first 50 days after explosion from
-0.20 ± 0.02 to +0.85 ± 0.02 and, similarly, V-R behaviour change from 0 ± 0.01 to +0.50 ± 0.01, presumably linked
to the cooling of the stellar photosphere.
Interestingly,the measurements show a point corresponding to May 25, 2023 (JD = 2460089.622) where B-V = V-R
= 0.024. Next, we see an increasing trend as would be expected from a hot blackbody which is cooling, to the extent
where most of the brightness in the B band has shifted towards the V and R bands .
由SN 2023ixf 的色指數研究的重點是B-V和V-R 兩色指數的比較，如圖所示。 在圖中，爆炸後的前50天，B-V 色指數明顯發生了巨大變化，從-0.20±0.02變化到+0.85±0.02! 類似地 V-R的變化曲線也從0±0.01變化到+0.50±0.01! 這可能與恒星爆發後的冷卻有關。 有趣的是，量測結果顯示了一個對應於2023年5月25日的點（JD=2460089.622），其中B-V=V-R=0.024 兩色指數曲線相交及反轉(b-v/v-r curve intersection and inversion)。 接下來，我們觀測到了一個新的趨勢，正如預期的那樣(possible II-L Subtype Supernova)
熱的黑體正在冷卻，B波段的大部分亮度已經向V和R波段轉移（Peebles 1965）。
大溪天文台在5月25,26,27日(JD2460090-2460092)開始觀測的連續三天也觀測到類似的兩色指數(B-V/V-R)曲線相交及反轉(b-v/v-r curve intersection and inversion).
#.SN2023 ixf 爆發後, 為 SN II Type超新星，其藍色光星等會逐漸地變暗。其曲線變化為最後一圖
天文學家理論認為， SNII -L的較線性曲線表現可能僅僅是因為SNII -L 的恆星氫氣包覆要小得多。
這次觀測SN2023 ixf 雖屬 II Type，但光度的變化還是早期階段，還是要靠未來段觀測才可判定是走II -P 還是II-L 曲線。
SN 2023ixf のカラー インデックス研究の焦点は、図に示すように、B-V および V-R カラー インデックスの比較です。 図では、爆発後の最初の 50 日間で、B-V カラー インデックスは明らかに -0.20±0.02 から +0.85±0.02 に劇的に変化しました! 同様に、V-R 変化曲線も 0±0.01 から +0.50±0.01 に変化しました!これは、星の爆発後の冷却に関係している可能性があります。 興味深いことに、測定結果は、2023 年 5 月 25 日 (JD=2460089.622)、B-V=V-R=0.024、2 色の指数関数曲線の交差および反転 (b-v/v-r 曲線の交差および反転) に対応する点を示しています。 次に、予想どおり、新しい傾向が観察されました (II-L 亜型超新星の可能性)
熱い黒体は冷却しており、B バンドの明るさの大部分は V バンドと R バンドに移行しています (Peebles 1965)。
大渓天文台も、5 月 25、26、27 日から 3 日間連続で、同様の 2 色指数 (B-V/V-R) 曲線の交差と反転 (b-v/v-r 曲線の交差と反転) を観測しました (JD2460090-2460092)。
#.SN2023 ixf 爆発後はSN II型超新星となり、青色の光の量は徐々に減っていきます。 曲線が最後の写真に変わります
天文学者らは、SNII-L のより直線的な曲線の挙動は単に SNII-L の恒星の水素エンベロープがはるかに小さいためである可能性があると理論付けています。
今回のSN2023 ixfの観測はタイプIIに属しますが、光度の変化はまだ初期段階にあり、II-Pに従うかII-Lに従うかは今後の観測に頼る必要があります。
This graph of the luminosity as a function of time shows the characteristic shapes of the light curves for a Type II-L and II-P supernova.
https://en.wikipedia.org/wiki/Type_II_supernova
Multiband Photometry and Spectral Evolution in the First Weeks of SN 2023ixf, a possible II-L Subtype Supernova
Multiband photometric observations and their evaluation to instrumental magnitudes were performed using standard Johnson-Cousins filters (B, V, Rc) as well r and g Sloan filters, and not standard ones (R, G, B, and Clear filters). These were recorded from 9 observatories and from the MicroObservatory Robotic Telescope Network. Additionally, low-resolution spectra of the Type II supernova SN 2023ixf were performed during the rise to the maximum brightness and the first 50 days after the maximum. The results describe the rapid ascent towards the maximum (2.5 magnitudes about in five days in the B filter) and the slow decrease after the maximum (0.0425 +/- 0.02 magnitudes/day in the B filter). The results highlight the strong variation of the B-V colour indices during the first 50 days (from -0.20 +/- 0.02 to +0.85 +/- 0.02) and V-R (from 0 +/- 0.01 to +0.50 +/- 0.01) after the explosion, presumably corresponding to the cooling of the stellar photosphere. Additionally, the presence of sharp H-alpha and H-beta lines with a strong P Cygni profile, indicate the existence of a gaseous envelope expanding away from the star. At 50 days after the explosion the magnitude decrease from the maximum was observed to continue where it faded by 2.5 magnitudes (B filter), thus we propose SN 2023ixf is a Type II, subtype L, supernova (SNe).
SN 2023 ixf SuperNova Photometry and Astrometry by DaXi observatory。
Telescope: Celestron 14" SCT F/3.6
The focal length is 1288mm
Sampling CCD: American SBIG ST-10XME Total pixels: 3.2 megapixel, sensor pixels: 2184 x 1472 pixel pixel size: 6.8 micron, sensor size: 14.9 x 10.2mm.
Photoreceptor/system optical resolution: 1.1 arc sec/pixel resolution
Region: Taoyuan, Daxi, Taiwan. Typical light pollution area with Seeing Field =1.5 -2 arc sec. Star point sampling is performed under the night sky.
CHROMA V-Bessell:
CHROMA V-Bessell 大溪天文台採用測光度フィルター物語：
The highest quality filter for astronomical observation, using a high-quality optical glass substrate and a durable electron-sprayed hard-coat coating. All coatings are applied on the front, and stray light-absorbing anti-reflective coatings are on the back to prevent ghosting and maximize monochromatic light transmission.
It is extremely precise and precise, and its specific light transmission spectrum is stable and does not undergo wavelength shifts due to changes in temperature and humidity.
Figure 1: 2023 0714 SN2023ixf supernova three-color composite pseudo-color image
Figure 2: 2023 0714 SN 2023ixf supernova V band brightness measurement (GSC star chart system)
Figure 3: AAVSO(アメリカ変光星観測者協会) 2023 0714 latest data from Daxi Observatory and various observatories around the world SN 2023ixf supernova brightness curve changes
大溪天文台 TYGA TW code for AAVSO of world observer code 。
大溪天文台初步觀測 2023 SNixf 超新星的簡單報告和相關文獻:
Multiband Photometry Evolution in the First Weeks of SN 2023ixf
a possible II-L Subtype
Figure 3. The rise and the decline brightness decline of SN 2023ixf . The slope of the decrease in brightness of the observed
SNe is different in each color band, becoming steadily shallower as we move to redder wavelengths. For clarity, error bars are
not plotted The response differences seen in each filter applied to the observation of the supernova SN 2023ixf, led to an analysis
of the differences between photometric filters as ‘colour indexes”. This study focused on the comparison of B-V and
V-R indices, shown in Figure 4.
In Figure clearly appears a huge variation of the B-V colour indices during the first 50 days after explosion from
-0.20 ± 0.02 to +0.85 ± 0.02 and, similarly, V-R behaviour change from 0 ± 0.01 to +0.50 ± 0.01, presumably linked
to the cooling of the stellar photosphere.
Interestingly,the measurements show a point corresponding to May 25, 2023 (JD = 2460089.622) where B-V = V-R
= 0.024. Next, we see an increasing trend as would be expected from a hot blackbody which is cooling, to the extent
where most of the brightness in the B band has shifted towards the V and R bands .
由SN 2023ixf 的色指數研究的重點是B-V和V-R 兩色指數的比較，如圖所示。 在圖中，爆炸後的前50天，B-V 色指數明顯發生了巨大變化，從-0.20±0.02變化到+0.85±0.02! 類似地 V-R的變化曲線也從0±0.01變化到+0.50±0.01! 這可能與恒星爆發後的冷卻有關。 有趣的是，量測結果顯示了一個對應於2023年5月25日的點（JD=2460089.622），其中B-V=V-R=0.024 兩色指數曲線相交及反轉(b-v/v-r curve intersection and inversion)。 接下來，我們觀測到了一個新的趨勢，正如預期的那樣(possible II-L Subtype Supernova)
熱的黑體正在冷卻，B波段的大部分亮度已經向V和R波段轉移（Peebles 1965）。
大溪天文台在5月25,26,27日(JD2460090-2460092)開始觀測的連續三天也觀測到類似的兩色指數(B-V/V-R)曲線相交及反轉(b-v/v-r curve intersection and inversion).
#.SN2023 ixf 爆發後, 為 SN II Type超新星，其藍色光星等會逐漸地變暗。其曲線變化為最後一圖
天文學家理論認為， SNII -L的較線性曲線表現可能僅僅是因為SNII -L 的恆星氫氣包覆要小得多。
這次觀測SN2023 ixf 雖屬 II Type，但光度的變化還是早期階段，還是要靠未來段觀測才可判定是走II -P 還是II-L 曲線。
SN 2023ixf のカラー インデックス研究の焦点は、図に示すように、B-V および V-R カラー インデックスの比較です。 図では、爆発後の最初の 50 日間で、B-V カラー インデックスは明らかに -0.20±0.02 から +0.85±0.02 に劇的に変化しました! 同様に、V-R 変化曲線も 0±0.01 から +0.50±0.01 に変化しました!これは、星の爆発後の冷却に関係している可能性があります。 興味深いことに、測定結果は、2023 年 5 月 25 日 (JD=2460089.622)、B-V=V-R=0.024、2 色の指数関数曲線の交差および反転 (b-v/v-r 曲線の交差および反転) に対応する点を示しています。 次に、予想どおり、新しい傾向が観察されました (II-L 亜型超新星の可能性)
熱い黒体は冷却しており、B バンドの明るさの大部分は V バンドと R バンドに移行しています (Peebles 1965)。
大渓天文台も、5 月 25、26、27 日から 3 日間連続で、同様の 2 色指数 (B-V/V-R) 曲線の交差と反転 (b-v/v-r 曲線の交差と反転) を観測しました (JD2460090-2460092)。
#.SN2023 ixf 爆発後はSN II型超新星となり、青色の光の量は徐々に減っていきます。 曲線が最後の写真に変わります
天文学者らは、SNII-L のより直線的な曲線の挙動は単に SNII-L の恒星の水素エンベロープがはるかに小さいためである可能性があると理論付けています。
今回のSN2023 ixfの観測はタイプIIに属しますが、光度の変化はまだ初期段階にあり、II-Pに従うかII-Lに従うかは今後の観測に頼る必要があります。
This graph of the luminosity as a function of time shows the characteristic shapes of the light curves for a Type II-L and II-P supernova.
https://en.wikipedia.org/wiki/Type_II_supernova
Multiband Photometry and Spectral Evolution in the First Weeks of SN 2023ixf, a possible II-L Subtype Supernova
Multiband photometric observations and their evaluation to instrumental magnitudes were performed using standard Johnson-Cousins filters (B, V, Rc) as well r and g Sloan filters, and not standard ones (R, G, B, and Clear filters). These were recorded from 9 observatories and from the MicroObservatory Robotic Telescope Network. Additionally, low-resolution spectra of the Type II supernova SN 2023ixf were performed during the rise to the maximum brightness and the first 50 days after the maximum. The results describe the rapid ascent towards the maximum (2.5 magnitudes about in five days in the B filter) and the slow decrease after the maximum (0.0425 +/- 0.02 magnitudes/day in the B filter). The results highlight the strong variation of the B-V colour indices during the first 50 days (from -0.20 +/- 0.02 to +0.85 +/- 0.02) and V-R (from 0 +/- 0.01 to +0.50 +/- 0.01) after the explosion, presumably corresponding to the cooling of the stellar photosphere. Additionally, the presence of sharp H-alpha and H-beta lines with a strong P Cygni profile, indicate the existence of a gaseous envelope expanding away from the star. At 50 days after the explosion the magnitude decrease from the maximum was observed to continue where it faded by 2.5 magnitudes (B filter), thus we propose SN 2023ixf is a Type II, subtype L, supernova (SNe).
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young chiech tsao
- 記事: 145
- 登録日時: 2023年7月27日(木) 11:47
Re: 台灣 大溪天文台
小惑星 "台湾" 2169 観測:
光度測量和定位 Photometry and Astrometry
2023 0709 21時40分(LT) 13時40分(UT) 赤経: 18時04分17.8秒 赤緯: -24d23'39.02" 明るさ: Rバンド等級 m=16.5mag 図1
2023 0709 22時00分(LT) 14時00分(UT) 赤経: 18時04分16.6秒 赤緯: -24d23'48.09" 図2
小惑星台湾の約20分間の動き: ΔRA=-1.2s/20min ΔDec= +09.07s/20min (測量 2023 0709)
図1、図2：35cm F3.7 ST-10XME CCD温度 0℃ Rフィルター露光 120秒（シングル） SHOWA 20E(kai)+NS5000システム
図3、図4：2023年7月14日
Vixen 宙ガチャ 天体望遠鏡プロジェクター
光度測量和定位 Photometry and Astrometry
2023 0709 21時40分(LT) 13時40分(UT) 赤経: 18時04分17.8秒 赤緯: -24d23'39.02" 明るさ: Rバンド等級 m=16.5mag 図1
2023 0709 22時00分(LT) 14時00分(UT) 赤経: 18時04分16.6秒 赤緯: -24d23'48.09" 図2
小惑星台湾の約20分間の動き: ΔRA=-1.2s/20min ΔDec= +09.07s/20min (測量 2023 0709)
図1、図2：35cm F3.7 ST-10XME CCD温度 0℃ Rフィルター露光 120秒（シングル） SHOWA 20E(kai)+NS5000システム
図3、図4：2023年7月14日
Vixen 宙ガチャ 天体望遠鏡プロジェクター
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young chiech tsao
- 記事: 145
- 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）が太陽質量爆発の残骸NGC 7293星雲を観測
14インチ SCT F3.7 +SBIG ST-10XME 気温 -5℃
露光60秒×3 R band. 露光80秒×3 H-α. Band
Showa 20E(改）+NS5000. GOTO system
25日大溪地區の夕暮れ時は太陽が明るく輝いています。
らせん星雲 (NGC 7293) は、みずがめ座にある惑星状星雲です。 地球からは約655±13光年離れています。 らせん星雲は、太陽と同じ質量の星が爆発したときにできる惑星状星雲です。 この星雲の外縁に噴出するガスを地球から見てください。 破片の中心には恒星の核があり、太陽質量星は爆発して白色矮星となった、渦巻き星雲の直径は約5.1光年である。
14インチ SCT F3.7 +SBIG ST-10XME 気温 -5℃
露光60秒×3 R band. 露光80秒×3 H-α. Band
Showa 20E(改）+NS5000. GOTO system
25日大溪地區の夕暮れ時は太陽が明るく輝いています。
らせん星雲 (NGC 7293) は、みずがめ座にある惑星状星雲です。 地球からは約655±13光年離れています。 らせん星雲は、太陽と同じ質量の星が爆発したときにできる惑星状星雲です。 この星雲の外縁に噴出するガスを地球から見てください。 破片の中心には恒星の核があり、太陽質量星は爆発して白色矮星となった、渦巻き星雲の直径は約5.1光年である。
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young chiech tsao
- 記事: 145
- 登録日時: 2023年7月27日(木) 11:47
Re: 台灣 大溪天文台
台灣 大溪天文台
SBIG ST-10XME. VS SBIG ST-3200M フィルターフリーの系外銀河画像
2023年9月23日 大溪 晴れ/曇
風速：レベル2 SQM=18.55
水瓶座 （みずがめ座） PGC 96916 撮影 M=18.6等
RA=23h23m27s Dec=-07d24'38"
SBIG ST-10XME 露出 72 秒 気温 -5 ℃ 時刻 11 時 55 分 (午後) 0923 フィルターなし ST-10XM この夜の撮影での極限星等は19.2 等 (フィルターなし)*
SBIG ST-3200M 露出 70 秒 温度 -5 ℃ 時刻 12 時 04 分 (午前) 0924 フィルターなし ST-3200M この夜の撮影での極限星等は 19.8 等 (フィルターなし)*
北台灣 大溪地区では、天文台の14インチ鏡はフィルターフリー補正を採用しています。、実際の測光（photometry)はできず、THESKY星図に表示される等級データのみが参考となります。大溪地區測定基準の見かけ極限星等等級 ST-10XME CCDは最大16.5等まで到達できますが、これは星図に示されている限界等級とは大きく異なります。
SBIG ST-10XME. VS SBIG ST-3200M フィルターフリーの系外銀河画像
2023年9月23日 大溪 晴れ/曇
風速：レベル2 SQM=18.55
水瓶座 （みずがめ座） PGC 96916 撮影 M=18.6等
RA=23h23m27s Dec=-07d24'38"
SBIG ST-10XME 露出 72 秒 気温 -5 ℃ 時刻 11 時 55 分 (午後) 0923 フィルターなし ST-10XM この夜の撮影での極限星等は19.2 等 (フィルターなし)*
SBIG ST-3200M 露出 70 秒 温度 -5 ℃ 時刻 12 時 04 分 (午前) 0924 フィルターなし ST-3200M この夜の撮影での極限星等は 19.8 等 (フィルターなし)*
北台灣 大溪地区では、天文台の14インチ鏡はフィルターフリー補正を採用しています。、実際の測光（photometry)はできず、THESKY星図に表示される等級データのみが参考となります。大溪地區測定基準の見かけ極限星等等級 ST-10XME CCDは最大16.5等まで到達できますが、これは星図に示されている限界等級とは大きく異なります。
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young chiech tsao
- 記事: 145
- 登録日時: 2023年7月27日(木) 11:47
Re: 台灣 大溪天文台
大溪天文台作業日記 物語：
セレストロンC14 SCTシュミット・ゲッセルリンクが改修プロジェクトを開始
2019年9月
SHOWA 20E赤道儀にC14を組み直す…最後に光軸を微調整して重心バランスを整える…SHOWA 20E赤道儀は耐荷重35kgと謳っているが，しかし、C14の重さは25kg、8センチの目観測鏡やバランスウェイトなど…鏡筒の角度ごとの重心の変化を微調整するのに手間がかかります。 各フォーカスポイント（F11/F7.7）のCCD解析と画素計算の適否の問題も… GOTO対応です。
図1: 35cmミラーの内部マットを再処理しました。
図 2: メインミラーの焦点調整機構が再調整され、メインミラーの固定ネジも固定されます。
図 3: 14 インチ レンズ用の特殊な焦点縮小レンズ
図 4: 正しく調整した後、回折アストロラーベの 14 インチの光軸は焦点が合っていません。
図5：主鏡、補正鏡の金型洗浄には富士フイルムの専用洗浄液を使用してください。
First light :M45 cluster and the surface of the moon（single original image)
20231006. 台北市
セレストロンC14 SCTシュミット・ゲッセルリンクが改修プロジェクトを開始
2019年9月
SHOWA 20E赤道儀にC14を組み直す…最後に光軸を微調整して重心バランスを整える…SHOWA 20E赤道儀は耐荷重35kgと謳っているが，しかし、C14の重さは25kg、8センチの目観測鏡やバランスウェイトなど…鏡筒の角度ごとの重心の変化を微調整するのに手間がかかります。 各フォーカスポイント（F11/F7.7）のCCD解析と画素計算の適否の問題も… GOTO対応です。
図1: 35cmミラーの内部マットを再処理しました。
図 2: メインミラーの焦点調整機構が再調整され、メインミラーの固定ネジも固定されます。
図 3: 14 インチ レンズ用の特殊な焦点縮小レンズ
図 4: 正しく調整した後、回折アストロラーベの 14 インチの光軸は焦点が合っていません。
図5：主鏡、補正鏡の金型洗浄には富士フイルムの専用洗浄液を使用してください。
First light :M45 cluster and the surface of the moon（single original image)
20231006. 台北市
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young chiech tsao
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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
大犬座 主星天狼星 光譜 シリウス スペクトル
おおいぬ座 (アルファ CMa) の主な特徴は、赤から青のスペクトルに分布する明らかな水素イオン吸収線 (水素ブルマー線) です。水素アルファ、ベータ、ガマ、デルタ吸収線が見られます。ヘリウム線はありません。 ...つまり、A 型スペクトルです。たとえば、夏のベガは、標準的な A 型スペクトルのサンプル星としても使用できます。
*. シリウススペクトルをサンプリングした際、仰角が低すぎたため、冬の北東モンスーンが空の大気を乱し、wzoサンプリング時に大きな揺れを引き起こしました（吸収暗線が左右に揺れ、同時にぼやけてしまいます）。スペクトル取得には適していませんでした。
*.最後の図は有彩色光の色処理を追加しており、分析者がスペクトル有彩色光を比較できるようにしています。
図2 白色は実際に観察されたスペクトル曲線であり、計算後に重複比較のために補正されています。
觀測時間：2018.01.14 午後8時00分
10 インチ SCT F/6.3 + 200 ライン/mm グレーティング フィルター + ZWO ASI120MM
大溪天文台. TYGA TW
2023. 1007. 台北市
おおいぬ座 (アルファ CMa) の主な特徴は、赤から青のスペクトルに分布する明らかな水素イオン吸収線 (水素ブルマー線) です。水素アルファ、ベータ、ガマ、デルタ吸収線が見られます。ヘリウム線はありません。 ...つまり、A 型スペクトルです。たとえば、夏のベガは、標準的な A 型スペクトルのサンプル星としても使用できます。
*. シリウススペクトルをサンプリングした際、仰角が低すぎたため、冬の北東モンスーンが空の大気を乱し、wzoサンプリング時に大きな揺れを引き起こしました（吸収暗線が左右に揺れ、同時にぼやけてしまいます）。スペクトル取得には適していませんでした。
*.最後の図は有彩色光の色処理を追加しており、分析者がスペクトル有彩色光を比較できるようにしています。
図2 白色は実際に観察されたスペクトル曲線であり、計算後に重複比較のために補正されています。
觀測時間：2018.01.14 午後8時00分
10 インチ SCT F/6.3 + 200 ライン/mm グレーティング フィルター + ZWO ASI120MM
大溪天文台. TYGA TW
2023. 1007. 台北市
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young chiech tsao
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Re: 台灣 大溪天文台
2022年7月9日の夕方、新しく設置されたフランスのLhires mark3には、300l/mmの中解像度の反射格子が搭載されています。
観測対象：Vega（A0V）
結果：
スペクトル範囲: 4530 -7250 オングストローム
スペクトル範囲:453 - 725 nm
オングストローム/ピクセル: 1.7
解像度パワー(R):2917 (中解像度)
14"SCT F6.9 +KAI2020CM ST-2000XCM CCD
図 1,2: Lhires mark3 星のターゲットを校正するとき、星の光は校正と光サンプリングのためにスリットを通過し、Mintong CCD を使用して、7 等星までの星を捉えることができます。
図 3: 長時間露光の場合、スペクトル サンプリングは薄暗いスペクトルと組み合わせる必要があります。カラー SBIG ST2000XCM 冷却 CCD が使用されます。
*.A型主系列星（AV星）とは、スペクトルがA型、明るさがVで、主に主系列上にある星であり、スペクトル型がA、明るさがVであると定義されています。 星のスペクトルには強い水素バルマー吸収線があり、その質量は太陽質量の 1.4 倍から 2.1 倍、表面温度は 7,600 ～ 10,000K の範囲にあります。
2023 1007. 台北市
観測対象：Vega（A0V）
結果：
スペクトル範囲: 4530 -7250 オングストローム
スペクトル範囲:453 - 725 nm
オングストローム/ピクセル: 1.7
解像度パワー(R):2917 (中解像度)
14"SCT F6.9 +KAI2020CM ST-2000XCM CCD
図 1,2: Lhires mark3 星のターゲットを校正するとき、星の光は校正と光サンプリングのためにスリットを通過し、Mintong CCD を使用して、7 等星までの星を捉えることができます。
図 3: 長時間露光の場合、スペクトル サンプリングは薄暗いスペクトルと組み合わせる必要があります。カラー SBIG ST2000XCM 冷却 CCD が使用されます。
*.A型主系列星（AV星）とは、スペクトルがA型、明るさがVで、主に主系列上にある星であり、スペクトル型がA、明るさがVであると定義されています。 星のスペクトルには強い水素バルマー吸収線があり、その質量は太陽質量の 1.4 倍から 2.1 倍、表面温度は 7,600 ～ 10,000K の範囲にあります。
2023 1007. 台北市
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young chiech tsao
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Re: 台灣 大溪天文台
台灣 桃園 龍潭天文台（ 2002-2008年關閉）
2000 年に初代龍潭天文台の準備が始まり、2 年後には光学天文台、自動気象観測局、電波観測局のシステムが確立され、初期の 5 インチ鏡から後期の 14 インチ鏡までの試験が行われました。インチのメインミラー。
図1: 龍潭天文台は初期に光学目的のフラットトップ天文台を設立しました。
図2: 初期の龍潭望遠鏡制御室は比較的狭かった。 大溪天文台はさらに広くなりました。
図 3: SHOWA 20E の主制御システムと SKYSENSOR2000 PC システムを組み合わせることが、初年度の主な製造およびテスト作業であり、これにより龍潭天文台は微小天体の観測に参入することが可能になります...
図 4: 後に日本のテレビから輸入された英国の Orion 光学製 14 インチ ニュートン主鏡
圖 5: 龍潭天文台では、自作の自動誘導（スカイセンサー2k PC for Sowa 20E）14インチミラーを使用して冥王星の探索と撮影を行っています。
図 6: 龍潭天文台の初代自作望遠鏡制御室
2000 年に初代龍潭天文台の準備が始まり、2 年後には光学天文台、自動気象観測局、電波観測局のシステムが確立され、初期の 5 インチ鏡から後期の 14 インチ鏡までの試験が行われました。インチのメインミラー。
図1: 龍潭天文台は初期に光学目的のフラットトップ天文台を設立しました。
図2: 初期の龍潭望遠鏡制御室は比較的狭かった。 大溪天文台はさらに広くなりました。
図 3: SHOWA 20E の主制御システムと SKYSENSOR2000 PC システムを組み合わせることが、初年度の主な製造およびテスト作業であり、これにより龍潭天文台は微小天体の観測に参入することが可能になります...
図 4: 後に日本のテレビから輸入された英国の Orion 光学製 14 インチ ニュートン主鏡
圖 5: 龍潭天文台では、自作の自動誘導（スカイセンサー2k PC for Sowa 20E）14インチミラーを使用して冥王星の探索と撮影を行っています。
図 6: 龍潭天文台の初代自作望遠鏡制御室