Stjerne blæst ud i Krabben

Fora ASTRO-FORUM ASTROFOTOS OG -TEGNINGER Stjerne blæst ud i Krabben

Dette emne indeholder 68 svar, har 8 stemmer og blev senest opdateret af Bjarne 1 uge, 3 dage siden. This post has been viewed 1808 times

Viser 9 indlæg - 61 til 69 (af 69 i alt)
  • Forfatter
    Indlæg
  • #320544
    Torben Taustrup
    Torben Taustrup
    Admin
    • Neutron star

    Jeg fandt denne brugsvejledning:

    An Introduction to Photometry Using Maxim DL

    Af den fremgår det, at værdien af baggrunden fratrækkes, og som det er nævnt tidligere, vil målinger i tåger give en anden magnitudeværdi.
    Star Brightness = Sum of the pixel values inside the aperture – the average background light per pixel in the annulus * the number of pixels inside the aperture.

    Anvender man i stedet værdien af middelbaggrunden udenfor tågen som faktor i udregningen og kun anvender summen af pixelværdien i aperture, så må dette give en mere præcis magnitude.


    Torben Taustrup – ttau@tocobs.org – TOC Observatory – http://tocobs.org -12.5″ – f:5 Newt. Starlight XPress SXV H9 og Atik383 CCD-kamera. Fields: 19,6′ x 14,6′ Px: 0,84″ / 39,63 x 29,51 Px. 0,71″ – SkyWatcher 80 mm ED refraktor. TAL Apolar 125 f : 7,5.

    • Dette svar blev ændret 1 måned siden af Torben Taustrup.
    • Dette svar blev ændret 1 måned siden af Torben Taustrup.
    #320585
    flemov
    flemov
    Deltager
    • Main Sequence

    Eftersom Maxim altid fratrækker baggrunden, målt i annulus, fra når magnituden beregnes,

    giver dette jo en lavere (numerisk højere) magnitude hvis man måler inde i en tåge.
    M.a.o. man får magnituden i relation til tågen.
    Hvis man ikke er interesseret i det, må man tage grovere metoder i brug, da man ikke tvinge Maxim til at lade være med at tage hensyn til baggrunden.
    F.eks. denne:
    Man måler først baggrunden – udenfor tågen – vi kalder den Bgn.
    Dernæst måles den gennemsnitlige (average) værdi indenfor aperture – vi kalder den Avg(Ref)
    Så måles den ditto for den stjerne man vil måle – inde i tågen – vi kalder den Avg(X)
    Vi skal også bruge magnituden for referencen – Mag(ref).
    Så beregnes magnituden for stjernen i tågen således Mag(x).

    Mag(X) = Mag(ref) – 2,5118 x log10(Avg(X)-Bgn)/(Avg(ref)-Bgn))

    Det man får ud af det, er så en sum af stjernens lys + bidraget fra den overliggende tåge.

    Om det så skulle være bedre end den førstnævnte metode – tjaeh – nogen kommentarer ?

    Mvh.
    Flemming

    Flemming R. Ovesen.
    TOC observatory
    http://tocobs.org

    #320592
    Torben Taustrup
    Torben Taustrup
    Admin
    • Neutron star

    Det er jo et interessant spørgsmål. Det er ikke umuligt, at denne metode er mere præcis.

    Jeg har i dag lavet et forsøg med at anvende en anden referencestjerne jeg har, som Jens har foreslået valgt en stjerne inde i tågen. Dette gav nogle andre magnitudeværdier. Både Ref., Dim og Sibling blev ca. 1 magnitude kraftigere.
    Da man må formode, at lyset fra alle de stjerner som ligger bag tågen bliver udsat for en større eller mindre dæmpning af støvet i tågen, kan man ikke stole 100% på disse målinger.

    I øvrigt bekræfter aftenens optagelser (26/2), at Dim er på vej tilbage.
    Hvis det bliver klart i morgen, bør man nok lave nogle optagelser i rød og blå.

    mvh
    Torben

    20190226_selectX


    Torben Taustrup – ttau@tocobs.org – TOC Observatory – http://tocobs.org -12.5″ – f:5 Newt. Starlight XPress SXV H9 og Atik383 CCD-kamera. Fields: 19,6′ x 14,6′ Px: 0,84″ / 39,63 x 29,51 Px. 0,71″ – SkyWatcher 80 mm ED refraktor. TAL Apolar 125 f : 7,5.

    • Dette svar blev ændret 3 uger siden af Torben Taustrup.
    • Dette svar blev ændret 2 uger, 6 dage siden af Torben Taustrup.
    • Dette svar blev ændret 2 uger, 6 dage siden af Torben Taustrup.
    • Dette svar blev ændret 2 uger, 6 dage siden af Torben Taustrup.
    • Dette svar blev ændret 2 uger, 6 dage siden af Torben Taustrup.
    • Dette svar blev ændret 3 uger siden af Torben Taustrup.
    • Dette svar blev ændret 2 uger, 6 dage siden af Torben Taustrup.
    • Dette svar blev ændret 2 uger, 6 dage siden af Torben Taustrup.
    • Dette svar blev ændret 2 uger, 6 dage siden af Torben Taustrup.
    • Dette svar blev ændret 2 uger, 6 dage siden af Torben Taustrup.
    Attachments:
    #320683
    Bjarne
    Bjarne
    Moderator
    • Super Nova

    Dusty globules in the Crab Nebula
    https://arxiv.org/abs/1610.08449
    Men disse globuler har radier mellem 400 og 2000 AU.
    Det vil tage en stjerne ret lang tid at passere en sådan globule.
    Jeg er mest tilbøjelig til at tro, at variationen skyldes stjernen.

    #320688
    flemov
    flemov
    Deltager
    • Main Sequence

    Hej Bjarne !

    Det er interessant læsning !
    M1 er sandelig et dynamisk object.

    Den globul der kommer tættest på den målte position af den svækkede stjerne, som er (05h34m34,31s +21 59′ 57,6″ J(2000)), er
    entry nr. 62 i nedenstående udklip:

    Capture

    Den ligger dog 2″ lavere, men det kan selvfølgelig være en målefejl fra min side.
    Så vidt jeg kan regne, ud vil globulen dog være flere år om at passere den pågældende stjerne.

    Vi har dog målinger der antyder at dæmpningen er langt større i blåt lys end i rødt.

    Så der er både for og imod – mest imod.

    Mvh.
    Flemming

    Flemming R. Ovesen.
    TOC observatory
    http://tocobs.org

    Attachments:
    #320696
    Bjarne
    Bjarne
    Moderator
    • Super Nova

    Det er klart, at den støvstruktur, som evt er årsag til dæmpningen, kun kan have en vinkeludstrækning på 1/100 buesekund.
    Så små områder kan slet ikke observeres med HST. 2″ svarer til 4000 AU. Det vil tage en støvsky mange årtier (måske 100 år)
    at passere den afstand. Man ved ikke, hvordan sådanne strukturer dannes; men det faktum, at andre stjerner i tågen ikke varierer,
    betyder at de må være relativt sjældne.
    Inden man begynder at sammenligne med Tabby’s stjerne, må man vide noget mere om selve stjernen.
    Tabetha Suzanne Boyajian gjorde meget ud af at undersøge selve stjernen KIC 8462852.

    –Bjarne

    #320697
    flemov
    flemov
    Deltager
    • Main Sequence

    Den førnævnte globul, nr 62 – ligger under den formørkede stjerne – det virker i øvrigt helt forkert at sådan en lille prik skulle kunne
    formørke en stjerne – men det skyldes selvfølgelig at stjernen kun ser stor ud p.g.a. (især) atmosfærens udtværende virkning.
    Men det kan altså ikke være den, der laver balladen. Se udklip:

    Som Bjarne nævner, kan de jo være tale om meget mindre globuler, det er for små til at kunne ses – selv af Hubble.
    Måske kan det også være et tyndt filament.
    Der er masser af støv i M1, og det er især koncentreret i filamenterne.

    Mvh.
    Flemming

    Flemming R. Ovesen.
    TOC observatory
    http://tocobs.org

    #320700
    flemov
    flemov
    Deltager
    • Main Sequence

    Nå – der smuttede udklippet – men her er det:

    Capture-1

    Mvh.
    Flemming

    Flemming R. Ovesen.
    TOC observatory
    http://tocobs.org

    Attachments:
    #320713
    Bjarne
    Bjarne
    Moderator
    • Super Nova

    Den nyeste artikel om Boyajian’s Star konkluderer, at støvet befinder sig omkring selve KIC 8462852:
    The KIC 8462852 Light Curve From 2015.75 to 2018.18 Shows a Variable Secular Decline

    Bradley E. Schaefer et al.

    The star KIC 8462852 (Boyajian’s Star) displays both fast dips of up to 20% on time scales of days, plus long-term secular fading by up to 19% on time scales from a year to a century. We report on CCD photometry of KIC 8462852 from 2015.75 to 2018.18, with 19,176 images making for 1,866 nightly magnitudes in BVRI. Our light curves show a continuing secular decline (by 0.023 +- 0.003 mags in the B-band) with three superposed dips with duration 120-180 days. This demonstrates that there is a continuum of dip durations from a day to a century, so that the secular fading is seen to be by the same physical mechanism as the short-duration Kepler dips. The BVRI light curves all have the same shape, with the slopes and amplitudes for VRI being systematically smaller than in the B-band by factors of 0.77 +- 0.05, 0.50 +- 0.05, and 0.31 +- 0.05. We rule out any hypothesis involving occultation of the primary star by any star, planet, solid body, or optically thick cloud. But these ratios are the same as that expected for ordinary extinction by dust clouds. This chromatic extinction implies dust particle sizes going down to ~0.1 micron, suggesting that this dust will be rapidly blown away by stellar radiation pressure, so the dust clouds must have formed within months. The modern infrared observations were taken at a time when there was at least 12.4% +- 1.3% dust coverage (as part of the secular dimming), and this is consistent with dimming originating in circumstellar dust.

     

    Det er overvældende sandsynligt, at det samme er tilfældet med denne stjerne.

Viser 9 indlæg - 61 til 69 (af 69 i alt)

Du skal være logget ind for at svare på dette indlæg.