Ahoj,
chci se zeptat, zda nekdo z vas provadi pri fotometrii korekci podle lokalni extinkce.
Ptam se proto, ze jsem si vsiml pri snimani v prubehu cele noci, ze napr. krivka C-K1 neni uplne "rovna" ale prave na zacatku ci na konci klesa (stoupa). V teto souvislosti me napadlo, ze by prave pruchod svetla z hvezd pres hustsi vrstvu atmosfery (pri vychodu ci zapadu hvezdy) mohl svetlo zeslabit, oproti mnozstvi svetla pri kulminaci.
Mozna je to dotaz mimo misu, kdyz tak me opravte. Dik
korekce atmosfer. extinkce
korekce atmosfer. extinkce
Ahoj,
k zeslabení světla hvězd vlivem atmosféry samozřejmě dochází. Jeho sílu vyjadřuje extinkční koeficient, jehož jednotky jsou magnituda na vzdušnou hmotu (v zenitu je vzdušná hmota = 1). Typické hodnoty jsou 0.2-0.4 mag/airmass.
Vzhledem k tomuto jevu (a nejen jemu) se provádí diferenciální fotometrie, tj. měří se rozdíl jasností dvou prostorově blízkých hvězd, pro něž se předpokládá stejné zeslabení atmosférou, které se tudíž v rozdílu nevyskytuje.
Pokud ale nejsou obě hvězdy stejně vysoko nad obzorem, tak je každá zeslabena trochu jinak (diferenciální extinkce) a to se může projevit. Většinou ale při přesnosti lepší než 0.01 mag. Extinkční koeficient je ale docela silně závislý na vlnové délce, takže červená hvězda se zeslabí míň než modrá. Rozdíl hvězdných velikostí pro různě barevné hvězdy se tak bude měnit v závislosti na vzdušné hmotě. Tohle je nejvýraznější při pozorování bez filtru; to je jeden z hlavních důvodů proč se při každém pozorování doporučuje nějaký filtr použít.
Změny v C-K1, který jsi pozoroval, budou nejspíš způsobeny právě různou barvou těchto dvou hvězd. Mezi další důvody patří špatný flatfield a pohyb hvězd po snímku atd.
k zeslabení světla hvězd vlivem atmosféry samozřejmě dochází. Jeho sílu vyjadřuje extinkční koeficient, jehož jednotky jsou magnituda na vzdušnou hmotu (v zenitu je vzdušná hmota = 1). Typické hodnoty jsou 0.2-0.4 mag/airmass.
Vzhledem k tomuto jevu (a nejen jemu) se provádí diferenciální fotometrie, tj. měří se rozdíl jasností dvou prostorově blízkých hvězd, pro něž se předpokládá stejné zeslabení atmosférou, které se tudíž v rozdílu nevyskytuje.
Pokud ale nejsou obě hvězdy stejně vysoko nad obzorem, tak je každá zeslabena trochu jinak (diferenciální extinkce) a to se může projevit. Většinou ale při přesnosti lepší než 0.01 mag. Extinkční koeficient je ale docela silně závislý na vlnové délce, takže červená hvězda se zeslabí míň než modrá. Rozdíl hvězdných velikostí pro různě barevné hvězdy se tak bude měnit v závislosti na vzdušné hmotě. Tohle je nejvýraznější při pozorování bez filtru; to je jeden z hlavních důvodů proč se při každém pozorování doporučuje nějaký filtr použít.
Změny v C-K1, který jsi pozoroval, budou nejspíš způsobeny právě různou barvou těchto dvou hvězd. Mezi další důvody patří špatný flatfield a pohyb hvězd po snímku atd.
korekce atmosfer. extinkce
diky za odpoved. Prave na tu rozdilnost spektr.typu jsem mel podezreni.
Spatny flat-field me napadl jako prvni, a proto jsem zacal po kazdem mereni delat "aktualni flaty".
Problem se zcasti eliminoval, ale ne uplne. U mnoha mereni se vzestupny ci sestupny trend krivky C-C1 stale objevuje. Sice je v radu setin az desetina magnitudy, ale je.
Co je dalsim faktorem, ktery me nenapadl je ten posun hvezd. Bohuzel na jedne opt. soustave, kde delame fotometrii neni mozna autopointace - montaz to neumoznuje. Takze v prubehu noci dochazi k pohybu hvezd. Velikost zmeny je samozrejme zavisla od polohy snimaneho objektu na obloze.
Vcera me v teto souvislosti napadlo udelat registraci jednotlivych snimku a az pote provest fotometricke zpracovani. Nevim ale, zda timto krokem nezanasim dalsi moznou systematickou chybu. Zkousel jsem to na jednom mereni, ale vysledek me neuspokojil. Trend tam stale je.
Spatny flat-field me napadl jako prvni, a proto jsem zacal po kazdem mereni delat "aktualni flaty".
Problem se zcasti eliminoval, ale ne uplne. U mnoha mereni se vzestupny ci sestupny trend krivky C-C1 stale objevuje. Sice je v radu setin az desetina magnitudy, ale je.
Co je dalsim faktorem, ktery me nenapadl je ten posun hvezd. Bohuzel na jedne opt. soustave, kde delame fotometrii neni mozna autopointace - montaz to neumoznuje. Takze v prubehu noci dochazi k pohybu hvezd. Velikost zmeny je samozrejme zavisla od polohy snimaneho objektu na obloze.
Vcera me v teto souvislosti napadlo udelat registraci jednotlivych snimku a az pote provest fotometricke zpracovani. Nevim ale, zda timto krokem nezanasim dalsi moznou systematickou chybu. Zkousel jsem to na jednom mereni, ale vysledek me neuspokojil. Trend tam stale je.
korekce atmosfer. extinkce
koca napsal: diky za odpoved. Prave na tu rozdilnost spektr.typu jsem mel podezreni.
Spatny flat-field me napadl jako prvni, a proto jsem zacal po kazdem mereni delat "aktualni flaty".
Problem se zcasti eliminoval, ale ne uplne. U mnoha mereni se vzestupny ci sestupny trend krivky C-C1 stale objevuje. Sice je v radu setin az desetina magnitudy, ale je.
Co je dalsim faktorem, ktery me nenapadl je ten posun hvezd. Bohuzel na jedne opt. soustave, kde delame fotometrii neni mozna autopointace - montaz to neumoznuje. Takze v prubehu noci dochazi k pohybu hvezd. Velikost zmeny je samozrejme zavisla od polohy snimaneho objektu na obloze.
Vcera me v teto souvislosti napadlo udelat registraci jednotlivych snimku a az pote provest fotometricke zpracovani. Nevim ale, zda timto krokem nezanasim dalsi moznou systematickou chybu. Zkousel jsem to na jednom mereni, ale vysledek me neuspokojil. Trend tam stale je.
Ten posun hvězd jsem myslel ve spojení se špatným flatfieldem. Pokud je pole špatně oflatované, tak na snímcích zůstávají různé "gradienty" a podobné artefakty. Pokud se pak hvězdy pohybují po snímku, dochází k falešným změnám. Udělat dobré flaty je těžké, obzvláště pro soustavy s velkým zorným polem. Tam se myslím používají nějaké jiné techniky, jak se těchto falešných trendů zbavit.
Jestli je to flatfieldem nebo barevnymi zmenami (pripadne obojim) by melo jit zjistit porovnanim grafu C-K1 vs. airmass resp. C-K1 vs. poloha na snimku. Ale nikdy jsem to nezkousel.
Spatny flat-field me napadl jako prvni, a proto jsem zacal po kazdem mereni delat "aktualni flaty".
Problem se zcasti eliminoval, ale ne uplne. U mnoha mereni se vzestupny ci sestupny trend krivky C-C1 stale objevuje. Sice je v radu setin az desetina magnitudy, ale je.
Co je dalsim faktorem, ktery me nenapadl je ten posun hvezd. Bohuzel na jedne opt. soustave, kde delame fotometrii neni mozna autopointace - montaz to neumoznuje. Takze v prubehu noci dochazi k pohybu hvezd. Velikost zmeny je samozrejme zavisla od polohy snimaneho objektu na obloze.
Vcera me v teto souvislosti napadlo udelat registraci jednotlivych snimku a az pote provest fotometricke zpracovani. Nevim ale, zda timto krokem nezanasim dalsi moznou systematickou chybu. Zkousel jsem to na jednom mereni, ale vysledek me neuspokojil. Trend tam stale je.
Ten posun hvězd jsem myslel ve spojení se špatným flatfieldem. Pokud je pole špatně oflatované, tak na snímcích zůstávají různé "gradienty" a podobné artefakty. Pokud se pak hvězdy pohybují po snímku, dochází k falešným změnám. Udělat dobré flaty je těžké, obzvláště pro soustavy s velkým zorným polem. Tam se myslím používají nějaké jiné techniky, jak se těchto falešných trendů zbavit.
Jestli je to flatfieldem nebo barevnymi zmenami (pripadne obojim) by melo jit zjistit porovnanim grafu C-K1 vs. airmass resp. C-K1 vs. poloha na snimku. Ale nikdy jsem to nezkousel.
korekce atmosfer. extinkce
Zdravím,
s tím trendem v průběhu noci na křivce C-C1, C-C2 atd. se taky setkávám a poměrně často. Má to ale vůči Tvým měřením jeden háček. Nevím, jak máš velké pole (myslím, že používáte nějaký SCT Meade nebo něco takového), ale já momentálně měřím s fotografickým objektivem Sonnar 135/3.5, takže mám pole na ST7-XME o velikosti slabých 2x3 st. Proč tohle ale píšu? Jak právě psal Ondra, ten drift může být způsoben buď technickými problémy (jako třeba Flaty, Darky nebo prostě jen nehomogenitou ozáření oblohy od okolních zdrojů) a nebo čistě fyzikálně. Když si spočteš, jaký je rozdíl vzdušných hmot i pro obyčejný monochromatický extinkční koeficient prvního řádu, tak při výšce pole 30 st. nad obzorem, obvyklých hodnotách k a úhlové vzdálenosti dvou hvězd 1 st., dostaneš něco kolem 15 mmag., což už je v pohodě detekovatelné. Druhý fyzikální důvod je potom ta různá barva hvězd (jejich efektivní teplota a z toho plynoucí rozdělení energie ve spektru). Vždyť vlastně měření ve filtrech (dnes standardně v Johnson-Cousins systému UBV(RI)c) je v podstatě taková hodně hrubá spektroskopie.
Jestli ten Tvuj trend je způsoben tímto a nebo těmi technickými problémy, to se dá poznat jednoduše tak, že budeš měřit nějaké pole, kde je dost hvězd (nebo můžeš použít nějaké pole s proměnnou) a podle nějakého atlasu (třeba Guidu) si zjistíš spektrální typy hvězd na snímku a necháš si vykreslit MuniWinem jejich rozdíly. Pokud se bude ten trend vyskytovat jen u hvězd výrazně rozdílných spektrálních typů bez ohledu na polohu na čipu, je problém jednoznačně v extinkci a jediná možnost jak to řešit, je buď ji měřit (což bych teda moc nedoporučoval, protože je to hrozná otrava) a nebo se snažit vybírat srovnávačku stejného sp. typu jako proměnná. Pokud se ale ten trend bude projevovat nezávisle na barvě (spektrech) hvězd (a nebo dokonec i u hvězd stejného sp. typu !), pak to není problém fyzikální ale čistě technický (Flaty atd.).
PS: Mimochodem, v případě toho trendu daného rozdílnou barvou dvou hvězd se mi nikdy nepovedlo dosáhnout i při rozdílu vzdušných hmot 1 st. většího delta mag. (mezi zenitem a 30 st. nad obzorem) než nějakých 30 mmag., takže ta 0.1 mag., jak píšeš se mi nezdá, to je strašně moc ???
s tím trendem v průběhu noci na křivce C-C1, C-C2 atd. se taky setkávám a poměrně často. Má to ale vůči Tvým měřením jeden háček. Nevím, jak máš velké pole (myslím, že používáte nějaký SCT Meade nebo něco takového), ale já momentálně měřím s fotografickým objektivem Sonnar 135/3.5, takže mám pole na ST7-XME o velikosti slabých 2x3 st. Proč tohle ale píšu? Jak právě psal Ondra, ten drift může být způsoben buď technickými problémy (jako třeba Flaty, Darky nebo prostě jen nehomogenitou ozáření oblohy od okolních zdrojů) a nebo čistě fyzikálně. Když si spočteš, jaký je rozdíl vzdušných hmot i pro obyčejný monochromatický extinkční koeficient prvního řádu, tak při výšce pole 30 st. nad obzorem, obvyklých hodnotách k a úhlové vzdálenosti dvou hvězd 1 st., dostaneš něco kolem 15 mmag., což už je v pohodě detekovatelné. Druhý fyzikální důvod je potom ta různá barva hvězd (jejich efektivní teplota a z toho plynoucí rozdělení energie ve spektru). Vždyť vlastně měření ve filtrech (dnes standardně v Johnson-Cousins systému UBV(RI)c) je v podstatě taková hodně hrubá spektroskopie.
Jestli ten Tvuj trend je způsoben tímto a nebo těmi technickými problémy, to se dá poznat jednoduše tak, že budeš měřit nějaké pole, kde je dost hvězd (nebo můžeš použít nějaké pole s proměnnou) a podle nějakého atlasu (třeba Guidu) si zjistíš spektrální typy hvězd na snímku a necháš si vykreslit MuniWinem jejich rozdíly. Pokud se bude ten trend vyskytovat jen u hvězd výrazně rozdílných spektrálních typů bez ohledu na polohu na čipu, je problém jednoznačně v extinkci a jediná možnost jak to řešit, je buď ji měřit (což bych teda moc nedoporučoval, protože je to hrozná otrava) a nebo se snažit vybírat srovnávačku stejného sp. typu jako proměnná. Pokud se ale ten trend bude projevovat nezávisle na barvě (spektrech) hvězd (a nebo dokonec i u hvězd stejného sp. typu !), pak to není problém fyzikální ale čistě technický (Flaty atd.).
PS: Mimochodem, v případě toho trendu daného rozdílnou barvou dvou hvězd se mi nikdy nepovedlo dosáhnout i při rozdílu vzdušných hmot 1 st. většího delta mag. (mezi zenitem a 30 st. nad obzorem) než nějakých 30 mmag., takže ta 0.1 mag., jak píšeš se mi nezdá, to je strašně moc ???
Petr Svoboda (tribase.net@volny.cz)
korekce atmosfer. extinkce
Zdravím,
s tím trendem v průběhu noci na křivce C-C1, C-C2 atd. se taky setkávám a poměrně často. Má to ale vůči Tvým měřením jeden háček. Nevím, jak máš velké pole (myslím, že používáte nějaký SCT Meade nebo něco takového), ale já momentálně měřím s fotografickým objektivem Sonnar 135/3.5, takže mám pole na ST7-XME o velikosti slabých 2x3 st. U SC Meade se tento trend neprojevuje, pouze u RL200/1200 s ST-8XME. Pole je cca 26x40 arcmin.
PS: Mimochodem, v případě toho trendu daného rozdílnou barvou dvou hvězd se mi nikdy nepovedlo dosáhnout i při rozdílu vzdušných hmot 1 st. většího delta mag. (mezi zenitem a 30 st. nad obzorem) než nějakých 30 mmag., takže ta 0.1 mag., jak píšeš se mi nezdá, to je strašně moc ???V podstate ideu vlivu atm.extinkce jsem uz opustil. Po prostudovani materialu od Lenky Kotkove a toho co jsem zjistil na inetu, by vliv nemel byt opravdu tak velky, jaky je. Navic ty zminovane technicke vlivy zde pravdepodobne opravdu jsou, a cim slabsi promenka, tim vetsi vliv nedokonaleho flatu a pohybu hvezd.
Do konce srpna snad dojde ke skoliminovani cele soustavy, serizeni ok.vytahu, pak se pokusim vyrobit kvalitni flaty, no a uvidim.
s tím trendem v průběhu noci na křivce C-C1, C-C2 atd. se taky setkávám a poměrně často. Má to ale vůči Tvým měřením jeden háček. Nevím, jak máš velké pole (myslím, že používáte nějaký SCT Meade nebo něco takového), ale já momentálně měřím s fotografickým objektivem Sonnar 135/3.5, takže mám pole na ST7-XME o velikosti slabých 2x3 st. U SC Meade se tento trend neprojevuje, pouze u RL200/1200 s ST-8XME. Pole je cca 26x40 arcmin.
PS: Mimochodem, v případě toho trendu daného rozdílnou barvou dvou hvězd se mi nikdy nepovedlo dosáhnout i při rozdílu vzdušných hmot 1 st. většího delta mag. (mezi zenitem a 30 st. nad obzorem) než nějakých 30 mmag., takže ta 0.1 mag., jak píšeš se mi nezdá, to je strašně moc ???V podstate ideu vlivu atm.extinkce jsem uz opustil. Po prostudovani materialu od Lenky Kotkove a toho co jsem zjistil na inetu, by vliv nemel byt opravdu tak velky, jaky je. Navic ty zminovane technicke vlivy zde pravdepodobne opravdu jsou, a cim slabsi promenka, tim vetsi vliv nedokonaleho flatu a pohybu hvezd.
Do konce srpna snad dojde ke skoliminovani cele soustavy, serizeni ok.vytahu, pak se pokusim vyrobit kvalitni flaty, no a uvidim.