Listaa nopeista pimennysmuuttujista ccd kuvaajille.

[Timo Kantola]

Netistä löyty valmis lista nopeista (Periodi alle 9.6 tuntia) pimennysmuuttujista:

Sivut:
http://72.219.175.62:800/observatory/shortperiodstars/index.html

ja varsinainen lista tekstinä:
http://72.219.175.62:800/observatory/shortperiodstars/ShortPeriod.txt

Linkkinä viellä Mt. Suhora Observatorion sivut josta löytyy pimennysennusteet.
http://www.as.up.krakow.pl/ephem/

Jos omistat kaukoputken, ccd-kameran ja jonkun softan millä voi tehdä fotometrisiä mittauksia Maxim DL (tai vastaava), niin kannattaa kokeilla kuvata aikasarjaa - varsin koukuttavaa 

Tänään testaan aikasarjaa KZ Lac tähdestä, Periodi 0.116d eli 2h47min   mag 14.600 -15.200. Laitan käppyrän näytille mikäli homma onnnistuu.

[Timpe]

Jos omistat kaukoputken, ccd-kameran ja jonkun softan millä voi tehdä fotometrisiä mittauksia Maxim DL (tai vastaava), niin kannattaa kokeilla kuvata aikasarjaa - varsin koukuttavaa 

Tässä taas yksi lisäys odottavien projektien listalle (jossa on nyt jo n+1 kpl mielenkiintoisia juttuja tehtäväksi!)...

[Timo Kantola]

Kannattaa varata harjotteluun joku täydenkuun seutu, jos ei halua menettää kuulaita (ja kullanarvoisia) DS-kuvaus öitä.

[Jyri Lehtinen]

Pieni täsmennys linkittämäsi listan kuvaukseen. Se sisältää yleisesti lyhyen periodin jaksollisia muuttujia, olivat ne sitten pimennysmuuttujia tai sykkiviä tähtiä. Listassa ilmoitetaan tähdille GCVS:ssä (General Catalogue of Variable Stars) annettu muuttujatyyppi, joiden listan löytää täältä: http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt

Yleisimmät tähtien tyypit löytämässäsi listassa ovat

EW/KW - W UMa tyypin pimennysmuuttuja (EW), jonka komponentit ovat kontaktissa keskenään ja kummatkin suhteellisen myöhäistä spektriluokkaa (KW)
RR - RR Lyrae tyypin sykkivä muuttuja, läheistä sukua kefeideille
DSCT - delta Scuti tyypin sykkivä muuttuja, niin ikään sukua kefeideille, mutta kirkkausvaihtelut ovat matalampia ja monimutkaisempia

KZ Lac kuuluu delta Scuti tähtiin, joiden valonvaihtelu johtuu useista säteittäisistä ja ei-säteittäisistä sykkimismoodeista. Eri moodeilla on kaikilla omat sykkimistaajuutensa (monimutkaisemmat moodit ovat yksinkertaisen laajenemisen ja supistumisen ylä-ääniä). Joskus nämä voimistavat toisiaan, joskus taas kumoavat toisensa. On siis mielenkiintoista nähdä, minkä muotoisen ja korkuisen valokäyrän saat havaittua tältä tähdeltä. Jos seuraat samaa tähteä pitemmän aikaa ja saat kerättyä siitä kattavasti havaintoja, pitäisi valokäyrän elämisen ruveta näkymään. Jos dataa kertyy oikein kunnolla ja se on tarpeeksi kohinatonta, voi sille koittaa laskea myös taajuusspektrin ja etsiä siitä eri värähtelymoodeja vastaavia taajuuksia. Jos tässä onnistuu, on onnistunut raottamaan ovea yksinkertaisen asteroseismologian alalle.

Harrastajalle helpompi tieteellinen projekti on valita vähän havaittuja pimennysmuuttujia ja tehdä niiden pimennyksille ajoitushavaintoja. Tämä käy havaitsemalla pimennyksen valokäyrän ja etsimällä sen minimin ajankohdan. W UMa tähdillä on keskinäistä massan siirtoa komponentilta toiselle, mikä muuttaa tähtien keskinäistä kiertoaikaa ja siten pimennysten ajankohtia. Kokoamalla yhteen pimennysten ajoitushavaintoja voidaan siis laskea tähtien massansiirron nopeus. Suhoran observatoriolla on pimennysmuuttujasivuillaan lomake, jolla voi raportoida tekemiään ajoitushavaintoja. Sivuilta löytyy monelle tähdelle myös O-C kuvaajat, joissa on esitetty havaitun ja ennustetun pimennysajan erotus. Näistä näkee nopeasti, mitkä tähdet ovat mielenkiintoisia seurata. Monella tähdellä pimennysaikojen vaihtelu on huomattavasti monimutkaisempaa, kuin mitä pelkällä tasaisella massansiirrolla voidaan selittää. Osa vaihteluista voidaan selittää ulommilla komponenteilla moninkertaisessa tähdessä, mutta kaikkia vaihteluita ei olla suinkaan selitetty. Ehkä kuuluisin esimerkki tällaisista vaihteluista on Algol (http://www.as.up.krakow.pl/o-c/diagram_html/per_beta_small.html), jonka pimennysaikojen vaihteluita on koitettu selittää mm. pitkällä magneettisen aktiivisuuden jaksolla.

[Timo Kantola]

Pieni täsmennys linkittämäsi listan kuvaukseen. Se sisältää yleisesti lyhyen periodin jaksollisia muuttujia, olivat ne sitten pimennysmuuttujia tai sykkiviä tähtiä. Listassa ilmoitetaan tähdille GCVS:ssä (General Catalogue of Variable Stars) annettu muuttujatyyppi, joiden listan löytää täältä: http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt

Kiitos korjauksesta. Tuo on loistava selvennys.

KZ Lac kuuluu delta Scuti tähtiin, joiden valonvaihtelu johtuu useista säteittäisistä ja ei-säteittäisistä sykkimismoodeista. Eri moodeilla on kaikilla omat sykkimistaajuutensa (monimutkaisemmat moodit ovat yksinkertaisen laajenemisen ja supistumisen ylä-ääniä). Joskus nämä voimistavat toisiaan, joskus taas kumoavat toisensa. On siis mielenkiintoista nähdä, minkä muotoisen ja korkuisen valokäyrän saat havaittua tältä tähdeltä. Jos seuraat samaa tähteä pitemmän aikaa ja saat kerättyä siitä kattavasti havaintoja, pitäisi valokäyrän elämisen ruveta näkymään. Jos dataa kertyy oikein kunnolla ja se on tarpeeksi kohinatonta, voi sille koittaa laskea myös taajuusspektrin ja etsiä siitä eri värähtelymoodeja vastaavia taajuuksia. Jos tässä onnistuu, on onnistunut raottamaan ovea yksinkertaisen asteroseismologian alalle.

Tämäpä erittäin mielenkiintoista, intoa tosin latistaa se että taidot loppuu datan keräämisen, redusoinnin ja valokäyrän muodostamisen jälkeen.. ammatikoulu ei tarjonnut työkaluja tähtien taajuusspektrien mallintamiseen.

Tuon illan KZ Lac jäi kuvaamatta, kuvasin vinkistä tähteä CSS 120813203938-042908.
1min valotukset oli hieman lyhyitä (totesin jälkeenpäin) 15.5mag kohteelle, ja taivaskin olisi voinut tummeta kunnolla. Käppyrä liitteenä.
     Jos tuota KZ Lac:ia innostuu kuvaamaan niin millä nopeudella ko. tähdessä valo vaihtelee - onko 90sek valotukset liian pitkiä aikasarjalle, jos haluaa nopeat muutokset näkyviin - ja entä onko syytä käyttää filtteriä "setistä" löytyy vasta Jhonsson-V..?

Harrastajalle helpompi tieteellinen projekti on valita vähän havaittuja pimennysmuuttujia ja tehdä niiden pimennyksille ajoitushavaintoja. Tämä käy havaitsemalla pimennyksen valokäyrän ja etsimällä sen minimin ajankohdan. W UMa tähdillä on keskinäistä massan siirtoa komponentilta toiselle, mikä muuttaa tähtien keskinäistä kiertoaikaa ja siten pimennysten ajankohtia. Kokoamalla yhteen pimennysten ajoitushavaintoja voidaan siis laskea tähtien massansiirron nopeus. Suhoran observatoriolla on pimennysmuuttujasivuillaan lomake, jolla voi raportoida tekemiään ajoitushavaintoja. Sivuilta löytyy monelle tähdelle myös O-C kuvaajat, joissa on esitetty havaitun ja ennustetun pimennysajan erotus. Näistä näkee nopeasti, mitkä tähdet ovat mielenkiintoisia seurata. Monella tähdellä pimennysaikojen vaihtelu on huomattavasti monimutkaisempaa, kuin mitä pelkällä tasaisella massansiirrolla voidaan selittää. Osa vaihteluista voidaan selittää ulommilla komponenteilla moninkertaisessa tähdessä, mutta kaikkia vaihteluita ei olla suinkaan selitetty. Ehkä kuuluisin esimerkki tällaisista vaihteluista on Algol (http://www.as.up.krakow.pl/o-c/diagram_html/per_beta_small.html), jonka pimennysaikojen vaihteluita on koitettu selittää mm. pitkällä magneettisen aktiivisuuden jaksolla.

Edelleen mielenkiintoista.
Kiitos paljon selvityksestä !

[Jyri Lehtinen]

Tämäpä erittäin mielenkiintoista, intoa tosin latistaa se että taidot loppuu datan keräämisen, redusoinnin ja valokäyrän muodostamisen jälkeen.. ammatikoulu ei tarjonnut työkaluja tähtien taajuusspektrien mallintamiseen.

Tuon illan KZ Lac jäi kuvaamatta, kuvasin vinkistä tähteä CSS 120813203938-042908.
1min valotukset oli hieman lyhyitä (totesin jälkeenpäin) 15.5mag kohteelle, ja taivaskin olisi voinut tummeta kunnolla. Käppyrä liitteenä.
     Jos tuota KZ Lac:ia innostuu kuvaamaan niin millä nopeudella ko. tähdessä valo vaihtelee - onko 90sek valotukset liian pitkiä aikasarjalle, jos haluaa nopeat muutokset näkyviin - ja entä onko syytä käyttää filtteriä "setistä" löytyy vasta Jhonsson-V..?Edelleen mielenkiintoista.

Noo, jos saa kerättyä dataa, jonka analysointiin ei ole oppinut menetelmiä, voi sen aina antaa jakoon muiden iloksi. Ja onneksi suuressa osassa data-analyysiä mittavin vaikeus on päästä yli sen ympärille kertyneestä mystiikasta. Itse olen ainakin monesti tuntenut oloni tyhmäksi tajuttuani kuinka yksinkertainen se ylitsepääsemättömän vaikealta tuntunut taikamenetelmä lopulta olikaan.

Tuollaiselle parin tunnin periodilla tasaisesti muuttuvalle tähdelle pitäisi 5 min tai ehkä jopa 10 min havainnot olla vielä ihan riittävän lyhyitä. Jos valokäyrässä on nopeita muutosvaiheita tai teräviä kulmia, voivat 10 min valotukset tosin saada jo aikaan valokäyrän muodon tasoittumista. Käytännössä kuitenkin kohteiden kirkkaudet ja fotometrialta vaadittu tarkkuus määräävät käytetyt valotusajat. Aktiivisemmilta fotometriaharrastajilta kannattaa udella, mihin signaalikohinasuhteisiin kannattaa tyypillisesti havainnoissa pyrkiä. Ensisilmäyksellä tuon liitteessä olevan valokäyräsi kohina näyttäisi olevan ihan kelvollisen matalalla tasolla. Lisäksi CCD-kenno on laajalla alueella lineaarinen mittalaite ja erillisiä valotuksia (tai niistä tehtyjä mittauksia) on helppo yhdistää jälkikäteen. On siis parempi ottaa hieman liian lyhyitä valotuksia kuin hieman liian pitkiä.

Jos valikoimistasi löytyy Johnson V suodin, niin pidä sitä ihmeessä CCD:n edessä fotometriaa tehdessäsi. Kaikissa projekteissa, kuten pimennysten ajoittamisessa, ei suodinta ole pakko käyttää. Mutta jos havaintojen haluaa olla vertailukelpoisia toisten havaitsijoiden tekemien kanssa, on standardisuotimen käyttö kullan arvoista. Suodattamattomiakin havaintoja voidaan kalibroida lähelle leveäkaistasuotimilla (kuten tuo V-suodin) tehtyjä havaintoja, mutta se kysyy vaivaa eikä koskaan vastaa tarkkuudeltaan samanlaisten suodinten läpi tehtyjen havaintojen yhdistämistä. Lisäksi vaikka jokainen suodin leikkaa osan kohteen valosta pois, on V-suodin niin leveäkaistainen, että hävitetyn valon määrä haittaa vain himmeimpien kohteiden havaintoja.

Johnson V suodin on erityisen hyvä, koska se on todella yleisesti käytössä. Jos kaipaa useampaa fotometrista suodinta, voi miettiä samaan sarjaan kuuluvia Johnson B (sininen) ja Cousins R ja I (punainen ja infrapunainen) suotimia. Esim. B ja V-kaistoilla tehdyn fotometrian erotusta käytetään tähtitieteessä yleisesti tähtien värin eli lämpötilan mittarina. Toisaalta pelkällä V-kaistalla säännöllisesti ja huolella tehdyt havainnot ovat paljon hyödyllisempiä kuin useammalla suotimella silloin tällöin tehdyt havainnot. Voi olla, ettei olekaan järkevää hankkia useampia fotometrisia suotimia. Paljon muitakin suodinjärjestelmiä on, mutta varsinkin näiden hankkimista kannattaa harkita vasta, jos aikoo omistautua jollekin tiettyä erikoissuodinta edellyttävälle havainto-ohjelmalle.

[vesa k]

Hei

Ihmettelen tuossa Timon tekemassa vaalokayrassa, etta siina referenssi tahden kirkkaus ei ole vakio.
Teen ko. kappyrat MaximDl:lla ja siina referenssitahden kirkkaus on vakio.
Ohessa kuva CY Aqr vaihtelusta.

t Vesa_k

[Timo Kantola]

Ihmettelen tuossa Timon tekemassa vaalokayrassa, etta siina referenssi tahden kirkkaus ei ole vakio.

On se vakio, sen kirkkaus on 13.634 ja se jää asteikon ulkopuolelle -  laitoin manuaalisesti taulukon mag. rajat. MaximDL:lä tehty tuokin.

EDIT:
Olitpa muuten bongannut erinomaisen muuttujan.

[vesa k]

EDIT:
Olitpa muuten bongannut erinomaisen muuttujan.

Hei


Oksasen Arto kertoi siita ja on muutenkin auttanut paljon.

t vesa_k

[Mika Luostarinen]

Pimennysmuuttujien perioidien määrittäminen on muuten hauskaa ja addiktiivista touhua. Ja hyödyllistäkin !

Laitan pari kommenttia käytännön havaitsemisesta.

Ensinnäkin, ennenkuin aloitat yötaivaan alla kohteen kuvaamisen, varmista aina, että olet synkronoinut tietokoneesi kellon oikeaan aikaan. Itse käytän NTP-protokollaa tietokoneen kellon asettamiseen ja varmistan aina ennen kuvaamista, että koneen kello on tarkassa ajassa.

NTP tulee sanoista Network Time Protocol (linkki: http://en.wikipedia.org/wiki/Network_Time_Protocol ). NTP on tietääkseni tarjolla kaikissa käyttöjärjestelmissä (linux/unix, windowsit, Mac OS X jne...) joten mitään syytä ei ole olla käyttämättä sitä.

Pimennysmuuttujan jakson tarkassa määrittämisessä (ToM = Time of Minima) oleellista on löytää pimennyksen tarkka tapahtumaHETKI, joten siksi olisi hyvä, että valotusajat olisivat suhteellisen lyhyitä ja niitä saa olla paljon, eli tiheään tahtiin kuvattuna.

Harjoitella voi jolloin riittävän kirkkaalla tähdellä joka ei vaadi pitkiä valotusaikoja ja jolla on lyhyt periodi (muutama tunti). Tuollaisen tähden koko jakson voi kuvata siis yhden yön aikana. Sekin on etu, että tähti on sirkumpolaarisessa tähdistössä. On eduksi, jos tähden koko jakso pystytään kuvaamaan kokonaisuudessaan muutamia kertoja.  Se helpottaa ohjelmiston työtä analyysin rakentamisessa. 

Nykyäänhän ei ihmisen enää tarvitse laskea datasta jaksoja vaan kaiken laskennan hoitaa tietokoneohjelma(t).

Yksi periodien määrittämisessä käytetty ohjelmisto on Peranso ( http://tonnyvanmunster.ipage.com/peranso/ ). Muitakin on, kuten MPO Canopus: http://www.minorplanetobserver.com/MPOSoftware/CanopusLCAnalysis.htm

Käytännössä softalle syötetään datat joko tekstitiedostona mutta kehittyneet ohjelmistot ottavat vastaan myös fits-kuvia joissa on oikeat FITS-headerit. Ohjelma laskee periodit ja näyttää käppyrät ja numerot ruudulla. Tässä mielessä ei tarvittavaa matematiikkaa tarvitse itse osata tehdä (mutta ei sen osaamisesta mitään haittaakaan ole ;) 

Toinen tutustumisen arvoinen asia, joka on "ymmärrettävä" periodimäärityksissä on se, että varsinaisen analyysin aikana käytetyt  ajat eivät ole normaaleja kellonaikoja, eivätkä JD-aikoja eivätkä enää nykyään myöskään HJD (eli Heliocentric Julian Day) aikoja.

Nykyään (=vuodesta 1991 alkaen) on siirrytty käyttämään BJD aikoja eli Barycentric Julian Day ( http://en.wikipedia.org/wiki/Barycentric_Julian_Date ).

Onneksi käytetyt tietokoneohjelmat huolehtivat näistä asioista, joten ihminen on vapautettu pällistelemään vain lopputuloksia. BJD laskeminen vaatii, että kohteen RA ja DEC koordinaatit on tiedossa.

Kokeilin itse vuonna 2007 pimennysmuuttujan havaitsemista. Kerroin kokemuksista lyhyesti Semiregular-lehdessä numero #5 ( http://www.semiregular.com/newsletter/semiregular_5.pdf ).

Tällaisia periodien määrittämisiä voi treenata esim täyden kuun aikana. Jos data on hyvin otettua on siitä ihan oikeata iloa tutkijoille.  AAVSOllakin on mm Eclipsing Binaries (EB) tiimi: http://www.aavso.org/eb-section


Cheers,
-Mika

[einari]

Tein minäkin harjoituksen.
Ei tämä ihan putkeen mennyt ja petrattavaa paljonkin:
esim pitää muistaa ruksata Save-nappi kun ottaa flättejä lopuksi...
Lisäksi harmittaa että AIP4WIN:ssa edelleen pitää muistaa vaihtaa maa-asetuksista desimaalipisteen tyyppi (ja silti saan virheilmoitusta photometriatyökaluja käytettäessä).
Käppyrään toi sotkua ajoittainen pilvisyys.

Tässä nyt kuva johon merkitty muuttuja ja vertailutähdet ja toisena sitten Excelillä yritetty saada differentiaalidata-aineistosta jonkinmoista käppyrää.
Jatkoharjoituksena olisi vielä mukava saada instrumenttimagnitudit.
Kokeilin samaa myös AstroArtillakin ja silläkin sain käppyrää aikaiseksi mutta jatko-opiskelua kaivataan.

Edit:AA5:lla tehty käppyrä.

[Mika Luostarinen]

Tein minäkin harjoituksen.
Ei tämä ihan putkeen mennyt ja petrattavaa paljonkin:
esim pitää muistaa ruksata Save-nappi kun ottaa flättejä lopuksi...
Lisäksi harmittaa että AIP4WIN:ssa edelleen pitää muistaa vaihtaa maa-asetuksista desimaalipisteen tyyppi (ja silti saan virheilmoitusta photometriatyökaluja käytettäessä).
Käppyrään toi sotkua ajoittainen pilvisyys.

Tässä nyt kuva johon merkitty muuttuja ja vertailutähdet ja toisena sitten Excelillä yritetty saada differentiaalidata-aineistosta jonkinmoista käppyrää.
Jatkoharjoituksena olisi vielä mukava saada instrumenttimagnitudit.
Kokeilin samaa myös AstroArtillakin ja silläkin sain käppyrää aikaiseksi mutta jatko-opiskelua kaivataan.

Edit:AA5:lla tehty käppyrä.

DY PEG tähdellä on noin 105 minuutin jakso. Se on ns SX Pho tyypin muuttuja, joten kyseessä ei ole pimennysmuuttuja vaan nopeasti sykkivä muuttuja:

http://en.wikipedia.org/wiki/SX_Phoenicis_variable

Lisätietoja juuri tästä DY PEG tähdestä mm täältä:

http://iopscience.iop.org/1538-3881/139/6/2639/pdf/aj_139_6_2639.pdf

AAVSOn VSX tiedot:

http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=25269


Cheers,
-ML

[Timo Kantola]

Tein minäkin harjoituksen.

Hienoa ! Hyvä alku, varo ettet jää koukkuun.

[einari]

Jatketaanpa hieman vanhaa ketjua kun yritin viime yönä uudestaan nopean muuttujan kuvausta.
Eipä taas muista kuinka tuota aikasarjaa tehtiin.
AstroArt5:lla kokeilin hätäisesti Batch Photometrya, mutta tulokset oli puutaheinää.
Ransu, jos satut lukemaan niin olitko kokeillut tuota ?

Tai sitten pitää taipua AIP4WIN:in käyttöön tai lukea Kantolan Timon ansiokkaat ohjeet ja mennä niiden mukaan.

[Ransu]

En ole AA5:n Batch Photometryä kokeillut ja muutenkin on vielä hakusessa. Oletko tulossa laitepäiville nyt viikonloppuna, siellä voisi ihmetellä tuota AA5:a?