台灣 大溪天文台

「お達者倶楽部」、ご自慢の写真をどうぞ
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

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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
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young chiech tsao
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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
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young chiech tsao
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2023年11月1日:

観測星:オリオン座ベテルギウスαオリオン座スペクトル:M2

初期段階では、分析途中のサンプリングに 300 ライン/mm の反射回折格子が使用されました。

光学望遠鏡:口径25cm F6.3 分光オフセット補正:AXD赤道儀+スターブックテン
スペクトルサンプリング範囲: 453 - 725 nm

14 インチ SCT F6.9 +KAI2020CM ST-2000XCM CCD (感光量子効果は約 45%) は、将来的にはより高い QE CMOS を使用する必要があります (ST-2000XCM の代替として ZWO ASI 294MC Pro を検討してください)。

写真:参考書をじっくり眺めました。 全体のスペクトル反射の角度とステップノートを調整し(反射格子の反射角度とコリメータと投影焦点の微調整)、深夜の比較的静かな大気の乱れを利用して、オリオン座のベテルギウススペクトルを大まかにテストしました。 予備分析により、大量の酸化チタンと明白な中性ナノ金属二重吸収線(ナトリウムD線588.95および589.59nm)および弱い鉄金属線を含む後期星M1~M3が解明された。 (300線/mm)。
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young chiech tsao
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M42 オリオン鳥星雲(発光星雲)


スペクトルピクセル単位: 1.2 Ang/ピクセル解像度: 5469

M42 オリオン鳥星雲(発光型星雲)

オリオン星雲における水素イオンの特徴的な放出は、H II 領域と呼ばれます。
ほとんどの輝線星雲は 90% が水素で、残りはヘリウム、酸素、窒素、その他の元素で構成されています。
この独特の色は、イオン化した電子が陽子と再結合して中性水素 (H-アルファ赤色発光) を形成するときのスペクトル線発光によるものです! これには、大量のイオン化ヘリウム (HeI/HeII 青色発光) と二重イオン化酸素 (OIII 緑色発光) も含まれています。放出)。 ヘリウムの電離には水素より多くのエネルギーが必要なため、惑星状星雲の最も青い領域の温度が最も高く、水素イオンなどのガスの輝線が刺激されます。


図 2: http://www.astrosurf.com/buil/forum/poster_m42.png

最後の2枚の写真:大溪天文台がサンプリングしたM42のオリジナルパターン
M42   B.jpg
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M42B.jpg
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young chiech tsao
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18日と19日の12P彗星の変化:

19日夜には12Pジェット(diffusion jet)の拡散が非常に大きいのが観測されたが、これを破片(fragment)と呼ぶ人もおり、小さな破片に分かれて噴火した。 個人的には、もう一度観察して18日の明るさを比較する必要があると思っていますが、19日にジェットが膨張した後、彗星核の明るさは確かに暗くなりましたが、もしかしたら12P彗星の彗星核の質量が変化したように見えるのかもしれません。

12P/Pons Brooks
----------------------------------------------------------------------------
1118 06h50m (pm) 10h50m (UT) RA=18h04m56s Dec=+39d43'49" m1=10.8mag
----------------------------------------------------------------------------
1119 06h00m (pm) 10h00m (UT) RA=18h06m28s Dec=+39d37'55" m1=11.0mag

All astrometry and photometry by Astroart5.0




図1: 11月18日
図2: 11月19日
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young chiech tsao
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12P/Pons Brooks周期彗星 補充篇

22日の観測12P、大溪天文台は2つの色光フィルター「Johnnson V」と「Cousins R」を使用して、彗星のdust tailとsuspected ion tail をそれぞれ観測した。

14 " SCT + Sbig ST-10XME+V バンドフィルターでは、ダストdust tail彗星の尾の拡散角が拡大し続けていることが観察できますが、イオンの尾は緑色の光の下でははっきりとは見えません。図1:

Cousins Rフィルターは、彗星の疑わしいイオンsuspected ion tail尾を湾曲した角度で​​観察することができ、2つのイオン尾が彗星の核から放出されるのが観察できます。図2:
20231122  12p  v.jpg
20231122  12p.jpg
20231122  12p n.jpg
young chiech tsao
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おうし座のプレアデス星団(M45)の 3 つの主要な星、短波長の水素バルマーのスペクトル(Hydrogen Balmer)

リストされている 3 つの星のスペクトルは、各星の表面ガス温度により異なりますが、いずれも 10,000 度 K を超えています。 温度が異なるとガスの周囲の水素がイオン化し、異なる濃度や幅の吸収線が生成され、異なる電子励起状態では明るい輝線状態も生成されます。

M45 image: https://en.wikipedia.org/wiki/Merope_(star)

10" SCT. F/6.3 +Lhires mark3. (300line/mm grating)

Spectral pixel unit: 1.2 Ang/Pixel
Resolution: 5469

台灣 大溪天文台. TYGA TW
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young chiech tsao
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おうし座のプレアデス星団(M45)の 3 つの主要な星、長波長の水素バルマーのスペクトル(Hydrogen Balmer)

リストされている 3 つの星のスペクトルは、各星の表面ガス温度により異なりますが、いずれも 10,000 度 K を超えています。 温度が異なるとガスの周囲の水素がイオン化し、異なる濃度や幅の吸収線が生成され、異なる電子励起状態では明るい輝線状態も生成されます。

M45 image: https://en.wikipedia.org/wiki/Merope_(star)

10" SCT. F/6.3 +Lhires mark3. (300line/mm grating)

Spectral pixel unit: 1.2 Ang/Pixel
Resolution: 5469

台灣 大溪天文台. TYGA TW
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