Вопросы начинающих по наблюдению переменных звёзд

[KMM]

Не секрет... ВСЁ что есть в Дельфине до 17..18m в минимуме!!! "Нравится" мне это созвездие...  Маленькое, а напичкано по самое не могу! 

Добавлю: и в периоды, когда мириды не ярче 13m, потому что ASAS3 хорошо работает, так что особого смысла соваться на мириды с пзс с фильтром V нет для столь близкого к экватору созвездия.
Кстати, мирида RX Del слабо наблюдается (аавсошники даже даты экстремумов дают приблизительные), хотя последовательность звёзд сравнения есть для пзс.
А вы уже прикупили фильтр V?

[Евгений Ромас(BrainBug)]

Нет, V фильтра у меня попрежнему нет. Есть только Rc.

[KMM]

Плохо...

[smit]

Заинтересовало. Собственно, у Цесевича написана формула цветовой температуры звезды, но она дана для показателя цвета (B - V):
Тцв=7920° / (B – V) + 0,72°
А для других наборов фильтров, скажем для V и R, как будет выглядеть формула? Где их найти можно?

[kirx]

ИМХО, считать цветовую температуру по показателям цвета нет особого смысла, лучше работать с самими показателями цвета т.к. это непосредственно измеряемые величины. А если нужно оценить температуру из показателя цвета, то обычно полезнее оценивать сразу эффективную температуру. Для этого существуют разные эмпирические калибровки. Например, в классической статье Бесселя есть таблица для показателей цвета B-V, V-I и R-I. Если покопаться в литературе можно найти аналогичные калибровки для других цветов. Но важно помнить, что полученное по такой таблице значение температуры будет только приблизительным, потому что точная связь между температурой и показателем цвета зависит ещё от металличности звезды, того гигант это или карлик (log g) и интенсивности турбулентности в атмосфере звезды. Кроме того, естественно, показатель цвета должен быть исправлен за покраснение в межзвёздной среде. Короче говоря, чтобы узнать что-то точно - всё равно нужен спектр.   Но приблизительно прикинуть температуру можно...

[smit]

Спасибо! Скачал статью, буду переводить

[ivanij]

  Осмелюсь посоветовать для начинающих - R And - мирида. Как раз сейчас близко к максимуму блеска. Карту окрестностей можно найти (в моём распоряжении только простые бумажные источники) в АК за 1991 год. Звезду очень легко найти ориентируясь на туманность Андромеды, и изо дня в день наблюдать за постепенным изменением блеска. Почти все звёзды сравнения сравнительно компактно расположены, поэтому очень удобно проводить оценки в небольшой бинокль даже с не очень большим полем зрения. Если удасться зафиксировать максимум это может иметь и научную ценность. 

[Vulpecula Polaris]

Авсошные карты для R And

http://www.aavso.org/cgi-bin/shrinkwrap.pl?path=/charts/AND/R_AND/RAND-A.GIF

http://harmonia.aavso.org/cgi-bin/vsp.pl?action=render&name=R+And&ra=&dec=&charttitle=R+And&chartcomment=&aavsoscale=A&fov=900&resolution=100&maglimit=9&north=up&east=left&othervars=&chartid=&Submit=Plot+Chart

[Иван С. Брюханов]

Спасибо за карты ...

Пошуршу по своим негативам ... Этот район есть у меня с 1995 г. на площадке №6а-ЦКАд.

bis

[SERIV]

Я думаю, что на небе полно задач , для выполнения которых не нужны вообще фотометрические фильтры. Это, например, поисковые работы. Думаю, сообщение об открытии новой переменной звезды, ряды  примут выполненные unfilterred. А вот для изучения тонких эффектов, если изучаются вариации периода на протяжении многих лет, здесь без фотометрических фильтров не обойтись. Или я не прав? Пожалуйста поправте.

[Иван С. Брюханов]

Я думаю, что на небе полно задач , для выполнения которых не нужны вообще фотометрические фильтры. Это, например, поисковые работы. Думаю, сообщение об открытии новой переменной звезды, ряды  примут выполненные unfilterred. А вот для изучения тонких эффектов, если изучаются вариации периода на протяжении многих лет, здесь без фотометрических фильтров не обойтись. Или я не прав? Пожалуйста поправте.

НЕСОМНЕННО Ваня ...

Ряды измерений выполненные unfilterred, примет только для определения моментов экстермумов. ТО чем ты и я занимаемся весьма успешно ... 

НАСЧЁТ сообщения об открытии новой переменной звезды, ЗАДАЙ лучше этот вопрос ЛИЧНО Николаю Николаевичу Самусю ..

ХОТЯ ранее сам Уокер писал в своей книге что на стадии разгорания и в самом максимуме Новой и Сверхновой принимаются ЛЮБЫЕ наблюдения, даже выполненные на обычную фотоплёнку и неподвижным способом (без гидирования)...

bis

[KMM]

В связи с тем, что снова стала обсуждаться методика фотометрии переменных звёзд с помощью цифровых зеркалок, подниму эту тему, где было уже положено начало обсуждению этой методики.
Некоторые посты есть в теме https://astronomy.ru/forum/index.php/topic,78965.msg1513598.html#msg1513598 до 11 страницы.
Отвечу тут на некоторые фразы из той темы.

Работа программы подробно описана в той ссылке, что я дал (на «Небосвод 2008-11»)

Там нет ни слова про особенности работы с цветными изображениями, из какого канала берутся данные яркости.

"Ни одной программой" этой какими? Тот же Фотошоп, много других рав-конвертеров понимают изображения с А200

Конвертировать в jpg для фотометри ни в коем случае нельзя! Там происходят нелинейные преобразования яркости

Чтобы можно было открыть рав без этих преобразований в программе, которая не умеет работать непосредственно с равами конкретной камеры, надо воспользоваться промежуточным конвертером рава в универсальный формат для равов - .DNG (IRIS понимает .dng). Таких конвертеров тоже много, надо поискать, какой лучше всего подойдёт для нашей задачи.

PS Ух, лучше, наверное, это обсуждение было бы всё-таки развивать в теме "Журнал наблюдений переменных звёзд", а не в этой.

    Данные берутся из всех каналов RGB, суммируются. Это описано в той статье. Можно при желании изменить порядок такого суммирования или предоставить пользователю интерфейс для изменений по желанию… Во всяком случае, ЧБ съёмка на таком фотике – это обработка цветного самим фотиком с теми же непредсказуемыми последствиями.

Вы имеете ввиду фразы в двух абзацах из статьи на странице 18 журнала сразу после скана из книги? Я их иначе понял. (Для тех, кто начал читать только с этого поста, скажу, речь идёт про http://astronet.ru/db/msg/1231668 )

Фотошоп файлы *.ARW не читает, не понимает. Возможно, надо поискать другие конвертеры… Но где гарантия, что они верно конвертируют? Не лучше ли иметь дело со знакомым злом? Тем более, что Sony предусмотрела конвертацию только в *.jpg ?

Значит, вы просто плохо знаете Фотошоп http://www.adobe.com/ru/products/photoshop/cameraraw.html
От того, что зло знакомо, меньше оно не становится.
Ознакомьтесь
http://www.adobe.com/products/photoshop/pdfs/linear_gamma.pdf
http://pavel-kosenko.livejournal.com/282676.html
и много других подобных материалов содержит Интернет.
Как видно, при конвертации в jpg значения яркости пикселей пересчитываются по нелинейному закону! Чтобы понять, насколько это большое это зло, нужно вспомнить, что из себя представляет изображение звезды (позаимствую картинку со страницы http://teleauto.org/PhotoManuEn.php )

Как видно, изображение звезды формируется из пикселей, яркость которых весьма различна, а если эти яркости пересчитаны по нелинейному закону, то получение значения блеска звезды мне представляется не очень-то простым. Вон даже в статье есть косвенное свидетельство в разном коэффициенте KF.

Замечу, что.. Наш глаз тоже конвертирует световой поток очень нелинейно в импульсы для мозга...

Гы, так нелинейность воспринимаемого света зрительной системой человека учтена в шкале звёздных величин. Для измерения блеска глаза "линейны".
А вот нелинейность пересчётов яркостей пикселей, формирующих изображение звезды, как я выше описал, создаёт большие проблемы.

Мне кажется проблемы, связанные с виньетированием, дымкой, облачностью, куда серьёзнее. Если ограничиться точностью в 0.1 – 0.2 m, сгодится?

Дык, какая фотометрия, когда на небе облачность или плотная дымка?
Виньетирование корректируется флетами.
Про точность ниже.

Конвертировать в jpg для фотометри ни в коем случае нельзя! Там происходят нелинейные преобразования яркости,

КММ, если достаточно точности в 0,1 величины (амплитуда колебаний от 0,5 вел. и более) ТО вполне можно пользоваться и джепэгами именно в ч/б варинте ... Иван Сегей может показать результат ...
Результат глазомерного измерения с монитора  с джепэгов есть в этой теме Ответ #56 : 31.12.2010 [14:08:18] » +++ « Ответ #57 : 31.12.2010 [14:15:48] » +++ « Ответ #43 : 12.12.2010 [13:05:18] »

Какой результат может показать Ваня? Результатом можно признать только параллельное сравнение данных, полученных промерами полученных одновременно равов и жпегов.
Что я и проделал. Я тут вспомнил, осенью пытался сделать снимки кометы 103P зеркалкой Canon 500D с объективом Canon EF85/1.8 без фильтров. ИСО было 800, выдержка 5с. Было получено 20 снимков. Съёмка велась неподвижной камерой, формат снимков рав+жпег. Комета в городе плохо проработалась, но теперь мне эти снимки пригодились.
Итак, снимки я никак не калибровал (хотя темновые у меня есть, но я решил не включать калибровку в процесс).
Жпеги я разложил на каналы R, G и B. В фотометрирование пошли только G.
Каждый рав были разложен на 4 изображения в IRIS http://www.astrosurf.com/buil/us/iris/iris.htm командой SPLIT_CFA2 [IN] [A] [ B] [C] [D] [NUMBER], где [A] - G1, [ B] - B, [C] - R, [D] - G2 из байеровского патерна. Затем, G1 и G2 каждого рава были усреднены.
Фотометрию делалась в МаксимДЛ. Была выбрана в качестве звезды сравнения яркая звезда, но такая, в изображении которой не было ни одного пикселя в насыщении. Так же были выбраны 4 звезды для измерения с разной яркостью поблизости от опорной звезды. Фотометрические апертуры для разложеных равов были вдвое меньших размеров, потому что и картинки вдвое меньше жпегов.
Блеск звёзд в V и показатели цвета B-V по каталогу Тихо-2:

Код: [Выделить]

Ref1 Obj1 Obj2 Obj3 Obj4
7.07 7.28 9.12 9.89 10.75
0.03 0.01 1.19 0.48 1.44Итак, результаты промеров. Средняя разница блеска по жпегам:

Код: [Выделить]

Obj1-Ref1 Obj2-Ref1 Obj3-Ref1 Obj4-Ref1
0.137 1.422 2.150 3.345Средняя разница блеска по равам:

Код: [Выделить]

Obj1-Ref1 Obj2-Ref1 Obj3-Ref1 Obj4-Ref1
0.244 1.994 2.817 3.803Как видно, разница колосальна, даже для звезды, близкой по блеску и цвету.
Теперь посмотрим, а какая же разница должна была быть по тиховской фотометрии V:

Код: [Выделить]

Obj1-Ref1 Obj2-Ref1 Obj3-Ref1 Obj4-Ref1
0.21 2.05 2.82 3.68А теперь посмотрим, разницу между промерами и тем, что должно было получится:

Код: [Выделить]

JPGs: -0.07 -0.63 -0.67 -0.33
RAWs: 0.03 -0.06 0.00 0.12Результаты говорят сами за себя: по равам оцененые интервалы блеска довольно близки к ожидаемым из каталога даже при большой разнице в блеске, в то время, как по жпегам даже небольшая разница вызывает значительную ошибку.
Да, конечно, реальные измерения делаются не по одной звезде. Но там на обычные систематические ошибки измерений из-за разной цветности стандартной и реальной системы накладываются ещё и эти, связанные с нелинейностью жпегов. Это может привести к тому, что даже моменты экстремумов могут быть определены с большей ошибкой просто из-за разной видимой яркости звёзд из-за экстинкции, что приведёт к попаданию в разный диапазон яркостей пикселей в жпегах, соответственно к разному отклонению от тех значений, какими они должны были бы быть.
Конечно, фотометрия по равам более трудоёмкий процесс, чем по жпегам, но ошибки измерений жпегов трудно поддаются учёту, более того, эти ошибки не будут видны непосредственно на кривой блеска.
В заключение приведу ещё значения среднеквадратичных отклонений измерений блеска по всем 20 кадрам для жпегов и равов. Эти отклонения в большей степени зависят от соотношения с/ш звезды.

Код: [Выделить]

JPGs: 0.024 0.095 0.348 1.500
RAWs: 0.026 0.057 0.177 0.654

[Незнайка-1]

Спасибо за ссылки. Буду изучать.
   Результаты тестов выглядят очень убедительно. Но доказательства, что этот недостаток является недостатком технологии переработки *.RAW в *.JPG, должны показывать именно технологию процесса..

Смотрите, в байеровской матрице пиксели вот так чередуются (я изобразил одну патерну):
RG
GB

  Вопрос, как байеровская матрица превращается в пиксель со свойствами R, G, B ? Здесь ведь и сами программы фотометрии могут вносить ошибки

  Опять же, в тестах использованы только каналы G, то есть по сути разрешение для *.jpg снижено в 2 раза.. Да и они были изготовлены тем же Ирисом

  Обсуждая технические особенности, не надо забывать, что фотометрия снимков и вовсе в нучных целях не используется – только электрофотометрия. Не стоит гнаться за профессиональной точностью со своим фотиком.. Но проведя серию наблюдений и отбросив ошибочные, можно получить результаты – хотя бы для себя.

 А эдак нам все любительские телескопы придётся выбросить и сидеть на диване, телевизор смотреть

[KMM]

Что-то вы не совсем внимательно прочитали то, что я делал... Надо ещё раз пояснить?
Про дебаейризацию очень много материалов в интернете - не вижу смысла тут это описывать.
Вы, похоже, отстали от жизни. Электрофотометрами мало кто ещё пользуется, кругом уже пзски...
А высокая точность фотометрии вполне доступна и с цифрозеркалкой, если делать всё аккуратно, о чём уже были статьи, да и мои тесты показали это.

[Незнайка-1]

Про дебаейризацию очень много материалов в интернете - не вижу смысла тут это описывать.

  Выложу для таких, как я, неграмотных

Поскольку фильтр Байера для каждого пикселя выдаёт только 1/3 цветовой информации, для восстановления «потерянных» данных используют алгоритмы, осуществляющие т. н. дебайеризацию. Простая билинейная интерполяция для этого не подходит, так как яркие объекты при этом приобретают цветную кайму. Производители цифровых фотоаппаратов и RAW-конвертеров используют собственные адаптивные алгоритмы, как правило, объявляемые производителем ноу-хау. Однако на деле содержательная часть алгоритма и настроек параметров подавляющего их большинства восходит к исходным текстам Open Source конвертера dcraw, о чём многие авторы программ-конвертеров (например, SilkyPix) честно упоминают в документации на программу.

Что-то вы не совсем внимательно прочитали то, что я делал... Надо ещё раз пояснить?

Прочитал ещё раз. Чем обработка RAW-конвертеров хуже обработки на 4 изображения в IRIS ? За счёт чего уменьшается ошибка? Если этот алгоритм более правильный, почему его не применяют фирмы-производители CCD?

 

. Электрофотометрами мало кто ещё пользуется, кругом уже пзски...
А высокая точность фотометрии вполне доступна и с цифрозеркалкой, если делать всё аккуратно, о чём уже были статьи, да и мои тесты показали это.

  А кроме тестов, есть опубликованные ряды наблюдений?

Вы, похоже, отстали от жизни

А я-то думаю, чего это я как бешеный все выходные на лыжах бегаю? Видимо, всё жизнь пытаюсь догнать..

[Иван С. Брюханов]

КММ ...

Полностью согласен с

Re: Вопросы начинающих по наблюдению переменных звёзд
« Ответ #171 : Сегодня в 02:09:12 »

ОДНАКО ... Комета - размытый объект ...

Мы же говорим не о ТОЧНОСТИ И СИСТЕМНОСТИ ... Говорим о том что если использовать джепеги то и по ним можно определять эпохи экстремумов..
КАК ?
А так. УСРЕДНЯТЬ и блеск и моменты времени на 5-9 смежных кадрах. Если смотреть от кадра к кадру - глазом видны "изменения" блеска до 0,3-0,4 величин... А усреднённые значения отличаются не более чем на 0,1 величины ... И когда кадров много - это целая статистика ... Так, например, у меня на снимках олл-скай камер по наблюдениям переменных звёзд ... ЗВЁЗДЫ КОТОРЫЕ БОЛТАЮТСЯ ОКОЛО ГОРИЗОНТА В МЕСЯЦ НАБИРАЮТ  около 100-150 кадров ... А звёзды проходящие верхнюю кульминацию - в месяц 500-750 кадров...

Обычным цифровиком тоже можно сделать 5-9 кадров за 3-5 минут по 15 сек. и потом пересчитать и получить 1 точку блеска на графике... Далее всё повторить через промежуток 15-30 минут ... И получить 2-ю точку на графике ... И так далее..

Иван Сергей может представить свою кривую блеска RZ Cas промеряную на джепегах таким же образом ...

В данном случае КОНЕЧНО показатели цвета совсем не те что в каталогах ... Но моменты экстремумов ТЕ ЖЕ что получены ПАРАЛЛЕЛЬНО и фотографическим способом и визуальным ... ПРОВЕРЕНО по Бэта Персея ...

Поэтому в ГАИШе приняли программу внесистемного измерения блеска затменных и цефеид ярче 8 величины... Именно только для определения моментов экстремумов периодических переменных...

bis

[Маринер-9]

.. Если смотреть от кадра к кадру - глазом видны "изменения" блеска до 0,3-0,4 величин...

  вай-вай.. А как смотрите? Если кадр "ужимается" программой просмотра, то это вовсе не вина jpg. Конкретно, ряды измерений для одного и того же момента есть?

 Согласен, что надо усреднять. Но причину вижу не в ужимании jpg, а в дискретности матрицы. Чем больше фокус, тем меньше погрешность. Если в целом

[Иван С. Брюханов]

:-)
Вообще-то, Маринер-9, усреднять ОБЯЗАТЕЛЬНО в частности, а в целом ...

Согласен, что надо усреднять. Но причину вижу не в ужимании jpg, а в дискретности матрицы. Чем больше фокус, тем меньше погрешность. Если в целом

... небольшое размытие тоже даёт возможность поточнее определить блеск ... У Вас как раз оно есть  :-)

[KMM]

Кто-то вообще почитал, что там по ссылкам пишут?

Ознакомьтесь
http://www.adobe.com/products/photoshop/pdfs/linear_gamma.pdf
http://pavel-kosenko.livejournal.com/282676.html
и много других подобных материалов содержит Интернет.
Как видно, при конвертации в jpg значения яркости пикселей пересчитываются по нелинейному закону!

Судя по ответам - нет... А зря...
Вот ещё, кстати, статья с рассказом про то, что я хочу тут основное донести http://www.cambridgeincolour.com/ru/tutorials/gamma-correction.htm
В фотографии это нелинейное преобразование нормально, но не для софтовой фотометрии.
Это основное. Про остальное потом, когда все разберутся с этим. А то обсуждение пока какое-то безпредметное из-за незнания процессов.

Про мерцание, кстати, ознакомтесь в книге Мартынова "Курс практической астрофизики" 1977 с. 27-29, особенно обратите внимание на графики на странице 26 и подписи к ним. Тогда, быть может, не будет высказываний про фокус и точность. А то пока получается, как "ветер дует, потому что деревья качаются"... Между прочим, фотометрический обзор ASAS3 построен на фотообъективах с фокусом всего 85мм (Canon EF85/1.2).

[Vulpecula Polaris]

Если преобразование нелинейно, но взаимнооднозначно, то почему его нельзя использовать для определения моментов экстремумов? По отображенной кривой разумеется нельзя определить реальное значение блеска, если не известна функция, но экстремумы на этих двух кривых просто обязаны совпадать, разве нет?