Журнал наблюдений переменных звёзд

[SERIV]

Как фокусное расстояние влияет на ошибку в определение блеска ? Возьмем к примеру фокусные 50, 200, 500 и 1000мм с матрицей 533мм, где ошибка определения блеска будет меньше и почему ?

Сильно влияет. Чем больше фокус, тем большую площадь занимает изображение звезды на сенсоре, т.е. численность пикселей, формирующих изображение звезд, больше. Каждый пиксель накапливает заряд, высвобождая поток электронов, чем больше световой поток, тем больше высвобождается электронов, потом АЦП  считывает уровень заряда и преобразует его в число -  ADU ("отсчеты" , которые видны в RAW-файле), поэтому чем больше пиксельных изображений звезды, тем точнее измеряемый световой поток. На 50-мм фокусах звезды будут иметь малые площади на сенсоре, поэтому точность фотометрии будет не очень высокой, намного меньше чем для метрового фокуса. Это справедливо абсолютно для всех типов сенсоров. 

[Kostyan]

И как же найти тот оптимум поле зрения-фокусное расстояние ? C малыми фокусными ведь и быстрее весь млечный путь пройти.

В первую очередь это малоамплитудные переменные разных типов - ELL, DSCT, HADS, RS, BY и некоторые другие типы.

Да да, это было сразу понятно с доклада Стаса, никто не опускается до малоамлитудных типов.

[SERIV]

И как же найти тот оптимум поле зрения-фокусное расстояние ? C малыми фокусными ведь и быстрее весь млечный путь пройти.

В первую очередь это малоамплитудные переменные разных типов - ELL, DSCT, HADS, RS, BY и некоторые другие типы.

Да да, это было сразу понятно с доклада Стаса, никто не опускается до малоамплитудных типов.

.   
Используйте телескоп с максимально возможной апертурой. Уменьшить фокусное расстояние можно с помощью редуктора фокуса. Но какой подойдёт для Вашего телескопа нужно разбираться. В былые годы я использовал редуктор фокуса 0.5х для своего 200/1000 мм Нютона. Однако, поле зрения выходило настолько кривым, что VAST отказывался обсчитывать такие снимки. Так эту проблему я тогда и не поборол.  На малых фокусах ниже предел и точность фотометрии, но зацепить вспышечную можно.

[Астровитянин]

И как же найти тот оптимум поле зрения-фокусное расстояние ? C малыми фокусными ведь и быстрее весь млечный путь пройти.

На этот вопрос не будет однозначного ответа. Сейчас очень много объективов/телескопов и камер к ним, и каждая пара в связке будет работать по своему, а здесь не так много людей, кто увлекается этой темой. Опять же вы не определили точно свое поле деятельности, если это поиск Новых, то это широкоугольный объектив и большая камера, если поиск новых переменных звезд, то нужна апертура. Просто для наблюдений переменок достаточно бюджетного телескопа, но с хорошей камерой (моно с холодильником), чтобы получать высокую точность фотометрии. Кстати, малые объективы вполне способны выдавать отличные результаты, ниже пример фотометрии с помощью "Юпитер-21М". Поделюсь секретом, для того чтобы получить подобную точность надо слегка расфокусировать звезды.

Да да, это было сразу понятно с доклада Стаса, никто не опускается до малоамлитудных типов.

Ну это понты. Как раз таки тема малоамплитудных звезд весьма интересная, но требующая высокой точности фотометрии, что не так просто достичь. К тому же многие звезды типа DSCT имеют два и более периодов, накладывающихся друг на друга, что создает большие сложности в обработке данных и вдобавок требует длительных рядов наблюдений. Я бы сказал, что тема малоамплитудных звезд, это уже удел профессионала.

Для начала можно посоветовать поснимать известные переменки имеющимся оборудованием, освоить софт, посмотреть на полученные результаты. Будет понятнее куда двигаться дальше.

[KMM]

Спасибо огромное за столь развернутый ответ !

Спасибо за тёплые слова!

1. Как фокусное расстояние влияет на ошибку в определение блеска ? Возьмем к примеру фокусные 50, 200, 500 и 1000мм с матрицей 533мм, где ошибка определения блеска будет меньше и почему ?

Точность зависит от SNR (соотношения сигнал-шум), а не от фокусного. Т.е. чем лучше проработается (но не пересвечена!) будет исследуемая звезда и звёзды сравнения, тем лучше для точности. Для более-менее приемлемой точности нужно получить SNR>50, а лучше больше 100.
Тут скорее важно соотношение апертуры, фокусного и размера пикселя. Если, скажем, апертура даёт разрешение на пиксель 1", а масштаб на пиксель, скажем, 5", то выходит, что в пиксель попадает свет не только от звезды, а и от фона неба, отчего выходит, что сигнал от звезды становится менее заметным над фоном. Плюс более продвинутый софт считает не просто яркость пикселей над фоном в изображении звезды, а есть так называемая PSF фотометрия, когда софт аппроксимирует изображение звезды математической функцией и уже считает площадь под этой функцией. Понятное дело, что когда изображение звезды влазит в 1 пиксель, то там и аппроксимировать нечего. )) А если изображение расползётся на много пикселей, то, как я выше писал для SERIV, упадёт сильно SNR из-за шумов в каждом пикселе. Потому тут нужен баланс. Минимальный приемлемый FWHM 2-3 пикселя. Ну, если меньше, то можно работать, просто точность будет ограничена где-то уровнем 0,04-0,05m по моему личному опыту, когда у меня было FWHM 1,2-1,5 пикселя. Но это было ещё на ПЗСках, а не на КМОП сенсорах.
Далее. Есть такая неприятная для фотометрии с поверхности Земли штука, как мерцание звёзд из-за нестабильности земной атмосферы. Невооружённым глазом мерцание хорошо видно - как звёзды быстро меняют блеск, но это из-за нашей атмосферы. Чем меньше апертура, тем мерцание более заметно, а если апертура больше, тем больше усредняются неоднородности разного размера в атмосфере. Можно с мерцанием бороться либо более долгой выдержкой, чтоб усреднились все эти "пляски", либо, если как это в городе часто бывает, из-за яркого фона неба выдержки им ограничены, то тогда приходится в софте усреднять отдельные снимки. Кстати сказать, сложение нескольких снимков вообще повышает SNR, потому что шумы отдельного снимка усредняются и выделяется полезный сигнал лучше. Так же помогает и увеличение выдержки поднимать SNR, несмотря на то, что тепловые шумы сенсора тоже ж накапливаются во время экспонирования (я это тоже проверял на практике, а не только в теории ).
Большое фокусное помогает увидеть отдельно близкие звёзды. А звёзд тем больше, чем больше апертура. Т.е. это можно свести к тому, что чем выше светосила, тем звёзды будут более плотно на снимке. А когда звёзды плотно на снимке, то сложнее найти вокруг звёзд участок, где софт может промерить фон (это делается в кольце вокруг измеряемой звезды), чтоб в эти вот кольца не попала бы соседняя звезда. Но найти вспышку, например, Новой так можно всё равно тем же блинкованием, но вот точную фотометрию сделать будет сложно, только приблизительно. Потому, в общем-то, для дипская хороша светосила, но вот чтоб меньше было проблем с фотометрией, лучше светосилу поменьше. Потому при возможности купить ньютон с F4 или с F5 я выбрел с F5 (плюс для небольшой матрицы можно обойтись без комакорректора, а с F4 комакорректор уже обязателен даже на мелких матрицах).
Кстати, разрешение на пиксель можно на сайте https://astronomy.tools/calculators/ccd Так же есть калькулятор https://astronomy.tools/calculators/ccd_suitability , по которому можно понять, как сочетаются камера и телескоп. Там, кстати, важный такой критерий, как seeing учитывается. Вот в самом деле, более-менее стабильное небо даст где-то разрешение в 1"-2". Если учесть ещё точность ведения монтировки, то где-то в тех же пределах. Для пикселя в 2.9нм, как у упомянутой вами 585 матрицы, разрешение 1"/пиксель даст фокусное 600мм. Это может быть, например, рефрактор Askar 91F (D=91мм, F=609мм), ньютон BK130PDS с 2" комакорректором Sharpstar 0.95X (фокусное тогда будет 617.5мм).
Но вообще, надо смотреть в первую очередь на свои финансовые возможности и где планируются наблюдения. Большому телескопу требуется хорошая дорогая монтировка, которая ещё и весит немало.
Кстати, когда небольшое поле зрения, как по мне, очень сильно экономит время на "пристрелку" монтировка с Go-To, когда ты с телефона или компьютера тыкаешь нужную область неба в планетарии и монтировка сама наводит туда камеру. Из недорогих с Go-To, вроде, самая дешёвая - это скайвотверовская GTi, которая без штатива стоит около $500. У неё максимум грузоподъёмности, как заявляет производитель, до 5кг. Можно ещё взять EQ3-2 или как сейчас иногда пишут название модели EQ3E (т.е. надо смотреть, на оси склонений чтоб была червячная передача, а не винт-гайка, как это было у старых EQ3, где по оси склонения так же, как у EQ2) и потом у китайцев купить приводы OneStep, которые обеспечивают и GoTo, и автогидирование. Но в этих монтировок всё равно заявляется грузоподъёмность до 5,5кг. Хотя, например, для 130мм ньютончика она, как мне кажется, более органично подходит, чем GTi, которая больше для фотообъективов, ну, или 60мм рефракторов, хотя кто-то на неё и 90мм маки навешивает. А на такие монтировки уже большой телескоп (с апертурой в 200-250мм) не повесить, только какой-то небольшой телескопчик.
В общем, для наблюдения переменок подходит по большому счёту всё, что есть более менее приличного по качеству картинки. Пофотометрировать хватит на небе переменок. Основные ограничения накладываются тем, что конкретного человека интересует. Если яркие переменки (до 10m), то это будут фотообъективы, если до 14-15m, то это небольшие телескопчики (апертура 70-90мм), до 15-16m - 100-130мм. Если хочется поглубже и/или поточнее, то ньютоны как минимум в 150мм, а лучше от 200мм (на 200мм телескопе точность фотометрии звёзд 15-16m будет гораздо лучше, чем у телескопчиков поменьше).
Я не знаю точно, но мне кажется, что если планируется что-то именно открывать, то это нужен или ньютон 200мм минимум, потому что вряд ли ещё осталось что-то с блеском до 12m не открытого, если и есть, то крайне мало. Если планируется заниматься только поисками Новых, то можно обойтись и фотообъективами в 85, 100-300мм (хотя вообще-то их можно искать и с любым другим телескопом побольше).
Вообще, у меня создалось впечатление, что сейчас, только сидя за компом и копаясь в данных в открытом доступе, открывать переменки гораздо проще, чем на небе. Потому, как по мне, нужно подбирать инструмент в первую очередь, который подойдёт для наблюдений уже открытых, а, как я выше написал, подойдёт любая нормальная оптика, просто будут свои нюансы, как снимать и как обрабатывать. Плюс большой тяжёлый телескоп будет просто лень вытаскивать на наблюдения после тяжёлого дня. Да и если вытаскивать из тёплой квартиры на мороз большой ньютон, то ему нужно много времени остыть, чтоб начать давать приемлемую картинку, в отличие от небольшого рефрактора, который вынес - и можно снимать. Потому более мобильный комплект имеет преимущество в том, что он по факту будет чаще использоваться, а значит, больше будет отдачи от вложенных в него денег.

2. Какой софт для фотометрии на сегодня используется ? Желательно с открытым исходным кодом.

Кроме много раз выше упомянутого ASTAP, ещё есть C-Munipack, ранее называвшаяся C-Muniwin. Правда, я давно с ней не работал, потому не знаю, что там сейчас. Но раньше там было здорово то, что можно было выбрать какую-то опорную звезду, и прога рисовала по загруженной серии снимков отклонения блеска всех звёзд на снимках в серии. Понятное дело, чем тусклее звёзды, тем этот разброс больше. Но если звезда переменная, она будет выделяться тем, что у неё будет разброс блеска больше, чем у постоянных звёзд того же блеска. Т.е. первого же взгляда хватит понять, где тут переменные звёзды. Останется проверить, это известные или ещё нет.

3. Какой алгоритм и какие тактики в поиске  ? В докладе на Сибастро Стас Короткий рассказывает, что ищут только вдоль Млечного пути и с разницей в блеске не менее 1m. Как-то число не менее 1m звучит многовато. Вдоль Млечного пути , конечно, шансов больше, но и в гало галактике ведь также стоит искать  . Куда наводить, какие созвездия выбирать ?

Ой, я вот поисками новых переменок не занимаюсь. То вон SERIV и другие тут больше в этом спецы.
Но могу сказать, что вот японцы, например, ищут вспышки Новых в направлении на галактическое ядро, потому что там выше плотность Новых. Некоторые ищут Новые вдоль Млечного пути. Но вообще-то, как я слушал доклады про Новые и читал в книгах, они на самом деле концентрируются не плоскости Галактики, а только к её центру. Т.е. они более равномерно распределены по галактическим широтам, как, например, шаровые скопления. Просто в нашей Галактике Новых никто не ищет на больших галактических широтах, ошибочно полагая, раз в Млечном Пути больше звёзд, то и искать Новые нужно только в нём. А по наблюдениям других галактик видно, что нет такой концентрации к плоскости галактики. Кстати, в этом уже уходящем году в Туманности Андромеды любители открыли и наблюдали Новую. Вот только я не помню, какой блеск был на момент открытия и какой в максимуме. Но, думаю, чтоб открыть одним из первых, нужен, наверное, телескоп с апертурой в 200мм.
Ещё любители ищут вспышки Сверхновых в других галактиках.
Сейчас много всяких автоматических обзоров. А тем более, сейчас запустили телескоп имени Веры Рубин, который проходит всё небо с большой апертурой, то сложно конкурировать за открытие новых переменок. Скорее можно найти то, что раньше пропустили те, кто работал с автоматическими обзорами ранее. До применения ИИ самая большая проблема для владельцев автоматических обзоров было скорее не сделать открытие, а классифицировать открытые переменки. Всякие затменки и RR Lyr, цефеиды они легко определяли. А вот с другими типами были проблемы. Может, с применением ИИ это поборят наконец.
Кстати, я как-то натыкался, что один автоматический обзор открыл переменку. Но у него настолько крупный пиксель был, что даже у меня на 135мм объективе с камерой QHY6 там была видна не одна звезда, а две. Но по координатам из этого там только одна звезда - переменка! Из другого обзора с разрешением получше тоже было сложно выудить инфу, какая же на самом деле переменка, а какая постоянная звезда, потому что, похоже, там тоже при автоматической обработке возникала какая-то софтовая путаница между этими двумя звёздами, но там всё же мне стало более понятно, какая же из них на самом деле переменка. Т.е. вот проверка всего ранее открытого - просто не паханное поле. Да и просто продолжение наблюдений открытых переменок - тоже важная задача, ведь порой переменные звёзды могут менять своё поведение, выдавая себя то за один тип, то за другой (т.е. когда кривая блеска начинает напоминать другой тип), как это бывает у полуправильных и неправильных переменок, да и не только у них.

4. Нужна ли камера с охлаждением ? Как шумы влияют на ошибку ?

Шумы, как я выше написал, влияют на точность измерений - на то самое SNR, о котором я выше написал. На счёт охлаждения у меня был как-то спор с одним моим знакомым. В результате он таки купил камеру без охлаждения, а я - с охлаждением на одном и том же сенсоре. Т.е. мы друг друга не переубедили. )))
Современные CMOS (КМОП) сенсоры мало шумят от своего нагрева, если у них, скажем, +10С и ниже температура. Больше всего у КМОП шум считывания, а он слабо зависит от температуры.
Только горячие пиксели могут "торчать". И они очень уж подпортить могут фотометрию, если нужные звёзды как раз попадут на такой пиксель. Их яркость сильно зависит от температуры. Их можно убрать калибровкой по темновым. Но так как яркость "горячих" пикселей зависит от температуры, то чтоб точно скомпенсировать их, нужны темновые, сделанные при точно такой же температуре. И вот это уже проблема. За ночь температура воздуха падает на несколько градусов, порой на 10 и более. А ещё бывает жаркое лето, когда и ночью температура с вечера всё ещё намного выше +10С. У камер с охлаждением, как по мне, главное достоинство для современных сенсоров не в том, что они охлаждают (хоть и это таки полезно, особенно летом), а в том, что у них реализовано не просто охлаждение, а термостабилизация (в отличие от моей старой QHY6, у которой было охлаждение, но никак не регулировалось). Термостабилизация - это когда ты камере задаёт определённую температуру, и она её держит всю ночь (только не надо слишком большую разницу с окружающим воздухом задавать, а то дельта от окружающего воздуха, которую камера может обеспечить не бесконечная, а где-то на уровне 30 градусов, т.е. если "за бортом" +20С, то на сенсоре -40С никак не обеспечить, если камера может только обеспечить дельту в 30 градусов - от +20С это значит не ниже -10С). С термостабилизацией можно, таким образом, снимать темновые только один раз за ночь для заданной выдержки, а то и раз в неделю, а то и раз в год. ))) А без термостабилизации придётся по несколько раз за ночь снимать темновые из-за, как я выше сказал, меняющейся температуры окружающего воздуха. Да и если снимать серию с короткими выдержками, то сенсора прогревается за серию, потому температура может отличаться в начале и конце серии на 2-3 градуса. Особенно я это хорошо на зеркалках видел (да, в Exif есть данные и о температуре сенсора, по крайней мере, у моего Кенона).
Но при этом с охлаждением на современных сенсорах надо быть осторожным - не стоит выключать охлаждение моментально, надо включать режим "warm up" - камера сама плавно поднимает температуру сенсора до температуры окружающего воздуха. Иначе, как мне рассказывали, может произойти так называемый "тепловой шок" - камера выйдет из строя. Потому стоит позаботиться о бесперебойнике, через который подключать питание камеры и компьютера, с которого она управляется. Прогрев может занимать несколько минут. Потому бесперебойник должен быть таким, чтоб в случае чего, он мог запитывать всё это время. Современные зарядные станции, кстати, имеют функцию ИБП, но в отличие от старых компьютерных ИБП на кислотных аккумуляторах, у них железофосфатные аккумуляторы, которые могут пережить гораздо больше циклов перезарядки, чем кислотные в ИБП. Да и ёмкость у них выше.
В общем, термостабилизация экономит много времени во время наблюдений, потому, как по мне, стоит за неё доплатить, особенно, если в вашем регионе бывает жаркое лето. Хотя порой доплата весьма ощутима - разница с камерой без охлаждения может быть и в $250, как это, например, у камер Player One Ares-M Pro (с охлаждением, без скидок у китайцев стоит $999) и Saturn-M (без охлаждения, $749) - обе на одном и том же 533 чипе.

5. Стали доступны камеры 585ММ. Хороший ли выбор для поиска ? У нее матрица не большая, это значит, что широкое поле не получится. Какой фокусное под нее выбрать стоит ?

У 585М недостаток в том, что она 12-битная. И то, что у неё динамический диапазон небольшой. Например, на гейне 200 (если речь идёт о камере ZWO), где шумы считывания минимальны, FW всего 7ke- и DR меньше 12 стопов, в то время как у 533 чипа 13,5 стопов и FW 18ke-. Т.е. это значит, что интервал между не пересвечеными звёздами и слабыми, но которые ещё пригодны для фотометрии, во-первых, Уже, чем у 533 чипа, а во-вторых, этот диапазон будет оцифрован более грубо, с бОльшими ступеньками, которые будут накладывать ограничение на точность фотометрии. Не, ну можно и с такой камерой переменки наблюдать, вон, SERIV с Canon 400D с его 12 битами наблюдает и норм. Ну и главное, чтоб на еду потом осталось. ))) И никто из родых не упрекнул потом за потраченные на хобби деньги. )) Но с другой стороны стоит всегда помнить "мы не настолько богаты, чтоб покупать дешёвые вещи" - хорошей вещью подороже можно дольше пользоваться, чем дешёвой.
Про выбор телескопа я выше описал уже, смешав ответ на два (а точнее, даже на 3! ) пункта сразу. ))) Если кратко пересказать, то для поисков Новых, то подойдут фотообъективы 85, 100, до 300мм. Если сверхновые в других галактиках, то минимум нужна апертура в 130-150мм. Если других типов переменок, если всё таки ещё хоть что-то не выгребли, то это нужна 200мм апертура, чтоб "дострелить" до звёзд потусклее, а там или с F4, или с F5 брать - уже не принципиальная разница. Кстати, на том же сайте с калькуляторами есть https://astronomy.tools/calculators/field_of_view/ - там можно переключиться на "Imaging mode" и посмотреть, как какой-то дипскай объект или та же Луна в кадр влазит, чтоб более наглядное представление получить. С 200мм пусть даже с точностью не лучше 0,1m можно наблюдать и переменки 17m. А чем предельная величина больше, тем звёзд в принципе больше - больше шанс найти ещё что-то не открытое.
Кстати, у 585 и 533 по ширине поле зрения почти одинаковое, отличие только по высоте, потому что у 533 квадратный сенсор.

[SERIV]

Вообще, у меня создалось впечатление, что сейчас, только сидя за компом и копаясь в данных в открытом доступе, открывать переменки гораздо проще, чем на небе

Cовершенно верно! Это датамайнинг переменных звезд - поиск и исследование переменных звезд в открытых интернет-источниках. Вот неполный список мной обнаруженных объектов и зарегистрированных в VSX: https://astroivan.nethouse.ru/page/868279 Полное число точно не считал, где-то под ~ 2.5  тысячи новых переменных звезд (нужно поднимать многочисленные рукописные журналы по датамайнингу в былые годы, там еще "лежат не пристроенные" звезды). Это я обнаруживал в БД автообзоров , когда счет переменным в БД VSX шел на сотни тысяч. Сейчас, когда число переменных в VSX перевалило за 10 миллионов, временно отошел от поисков, так как занялся немного иными делами. Но вернуться планирую,  в том числе и к поискам на "живом" небе. Пользуясь случаем, хочу поблагодарить программистов Дубровского С.А. (Toliman) и Ткаченко А. (Deimos) за предоставление списка кандидатов в новые переменные. Если бы не они, столько бы объектов не обнаружил.

[Kostyan]

КММ ( уж не знаю вашего имени, приходится ник вставлять),
Спасибо пребольшое за такой толмут.  Сохранил. С вашими ответами лимит кармы уже исчерпан. Очевидно, будет полезно не только мне , но и другим начинающим !
Я понял каждое слово, нужно обдумать и задать еще вопросы. Совершенно новое для меня количество пикселей на звезду и термостабилизация камеры. А еще то, что сложность обработки ничем не отличается от фотографии дальнего космоса: дарки нужны, накопление нужно, ведение точное нужно монтировкой, апертура также нужна, борьба с фоном. Нужно только проверить, можно ли задавать целевую температуру сенсора , а не дельту. Имеется камера 533мм. Ньютон 254/4.7 также есть, как и монтировка,  способная его тащить. 585 я упомянул, что хотел изначально собрать простенький сетап, но бюджет на это хобби выбран, нужно использовать то, что имеется. И я совсем забыл про 12 бит для 585.
Будем пробывать в новом году на практике. Не сильно хочется снимать очередную М31 или другие шедевры дальнего космоса в миллионный раз. В этом плане сильно помогли следующие слова Астровитянина, за что автору также огромное спасибо !

Самое сложное, это настроить алгоритм поиска и обработки изображений. И потом на протяжении месяцев, а то и лет монотонно перелопачивать огромное количество материала в надежде найти комету. Вот на это способен далеко не каждый, т.к. на форуме судя по разделу астрофотографии довольно большое количество людей, чьи инструментальные и финансовые возможности позволяют открывать кометы и не только их. Приоритеты другие, стремление к этому зашито где-то в глубине души.

Сейчас, когда число переменных в VSX перевалило за 10 миллионов, временно отошел от поисков, так как занялся немного иными делами.

А вот Самусь говорит, что переменные открыты от силы 10% от их общего числа….

Еще раз спасибо всем за консультацию, c наступающим Вас всех и новых открытий уже открытого и неоткрытого в Новом Году!

[SERIV]

Кстати, есть такой проект у чехов по наблюдениям моментов минимумов затменных звезд, отправляете им свои данные, а ПО на сервере проводит аппроксимацию наблюдательных данных с сохранением
данных в их БД. Там и расписание звезд есть, у которых в данный вечер будет затмение. Ссылка : https://var.astro.cz/en/Home/ Для наблюдений достаточно простого фотообъектива и цифровой фотокамеры. Например, я использую дешевые тушки Кенон 400д, которых хватает примерно на полтора года, затем покупаю очередную. И по карману не бьет и наука делается. Это хороший способ попасть в научную печать для любителей астрономии! Весьма рекомендую!

[KMM]

Имеется камера 533мм. Ньютон 254/4.7 также есть, как и монтировка,  способная его тащить.

О, ну так у вас просто прекрасный сетап! С ним, благодаря большой предельной зв.вел., можно открывать и по живому небу переменки 17-18m.
Если уже есть камера с 585 чипом, то можно прикрепить к фотообъективу 85-100мм, и с этим сетапом искать Новые, заодно фотометрируя множество ярких переменных. Т.е. параллельно 2 инструмента пусть работают по разным программам. Главное только, чтоб не утонуть в потоке снимков, а успевать всё обрабатывать, чтоб оперативно всё отправлять, если таки что-то вспыхнет.

[Романов Филипп]

8 февраля 2022 года в The Astrophysical Journal была опубликована статья https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac3fb7 "The Fast Evolving, Tremendous Blue Superoutburst in ASASSN-21au Reveals a Dichotomy in the Outbursts of Long-period AM CVns", с моим соавторством (по результатам моих оценок блеска ASASSN-21au на удалённых телескопах, включая вышеуказанное наблюдение её вспышки).

По результатам моих наблюдений ASASSN-21au стал соавтором научной статьи "Observational study of double superoutbursts in long-orbital-period AM CVn stars" в Publications of the Astronomical Society of Japan: https://doi.org/10.1093/pasj/psaf133

[Kostyan]

Если уже есть камера с 585 чипом, то можно прикрепить к фотообъективу 85-100мм, и с этим сетапом искать Новые, заодно фотометрируя множество ярких переменных.

Второй сетап есть на 100мм на базе eq5, но без камеры и без корректора поля. И, думаю, с Новыми ничего не получится
1. Слишком простое оборудование и , как следствие, большая конкуренция,
2. Плохой астроклимат в нашей местности. Малое количество ночей ясных не позволит реализовать этот сетап, сводя все шансы быть первым до минимума.

Начал читать на праздники Цесевича, многие вопросы отпали, как все-таки сильно недооценен увлекательный мир переменных. Пару вопросов еще с моей стороны, если позволите, пока запал не упал  :
1. Можно ли как то бороться с засветкой фильтрами ? Чем меньше ведь полоса, тем более тусклая звезда.
2. Какие фильтры используются для B и V ? Можно ли использовать фильтры из набора RGB? У меня такой набор. Насколько я вижу, есть специальные для фотометрии, но покупать отдельно не хочется, во всяком случае сразу. Видимо, можно как-то переводить из RGB. Вопрос, как ? По какой звезде можно сделать калибровку и вычислить коэффициенты для перевода ?
3. Какие выдержки в среднем используются ?
4. Правильная ли следующая формула для вычисления проницания фотографическим методом ?
Mp_max = -1 + 5·lg(D) + 2.15lg(T)
где
D - диаметр апертуры телескопа в мм,
T – время накопления в минутах.

[KMM]

Если уже есть камера с 585 чипом, то можно прикрепить к фотообъективу 85-100мм, и с этим сетапом искать Новые, заодно фотометрируя множество ярких переменных.

Второй сетап есть на 100мм на базе eq5, но без камеры и без корректора поля. И, думаю, с Новыми ничего не получится
1. Слишком простое оборудование и , как следствие, большая конкуренция,
2. Плохой астроклимат в нашей местности. Малое количество ночей ясных не позволит реализовать этот сетап, сводя все шансы быть первым до минимума.

100мм - это апертура или фокусное?
Конкуренция поиска новых больше в направлении на центр Галактики. Но, возможно, раз редко открывают где-либо ещё (хотя, конечно, чем дальше от галактического балджа, тем меньше звёзд, которые вспыхнут как Новые), то вполне может быть, что просто никто не ищет в других направлениях. Да, мала вероятность вообще что-либо найти, но не равна нулю. А чтоб зря время не терялось, можно ж, как я говорил, параллельно делать фотометрию множества других звёзд. Ну, это если хватает времени на обработку всего. ))

Начал читать на праздники Цесевича, многие вопросы отпали, как все-таки сильно недооценен увлекательный мир переменных.

После неё ещё рекомендую прочитать К.Гофмейстер, Г.Рихтер, В.Венчель "Переменные звезды", М.:Наука, 1990г - там больше деталей про разные типы переменных звёзд.

Пару вопросов еще с моей стороны, если позволите, пока запал не упал  :
1. Можно ли как то бороться с засветкой фильтрами ? Чем меньше ведь полоса, тем более тусклая звезда.

Ну, тут не так, как в астрофото, узкополосными фильтрами борются с засветкой, чтоб и в городе можно было снимать эмиссионные туманности. Для фотометрии есть несколько фотометрических систем - т.е. стандарты, в рамках которых светофильтры имеют определённый диапазон длин волн и саму кривую пропускания имеют особую.
Это всё надо, чтоб во-первых, можно было без получения спектра изучать космические объекты, просто сопоставляя поведения в разных светофильтрах (большая полоса пропускания - более тусклые объекты можно изучать, чем если бы получать спектр). По сути, наблюдение с разными светофильтрами являются спектральными исследованиями, только с очень уж грубым разрешением спектра. Так же фотометрические системы созданы для того, чтоб фотометрия, сделанная с разными приёмниками света не слишком уж отличалась - т.е. чтоб можно было сопоставлять фотометрию от разных наблюдателей без принципиальных различий (ну, например, если без фильтром совсем, то у одного может захватывать камера своей спектральной чувствительностью какую-то эмиссионную линию в спектре небесного объекта, а у другого наблюдателя - нет, тогда принципиально будет ошибкой использовать данные обоих без дополнительного учёта этой особенности).
На каждую такую фотометрическую систему есть научная публикация, где предлагали или проверяли систему. Например, Джонсон (Johnson) предложил систему из фильтром из цветного стекла, когда появились фотопластинки, чувствительные не только в синих лучах. В рамках той системы, в том числе появились V и B, так же там были R и I. Кузенс (Cousins) позже пересмотрел джонсовские R и I и предложил свои фильтры в этой части спектра. Бессель, когда появились ПЗС камеры пересмотрел обе эти системы, которые изначально для фотопластинок разрабатывали, для ПЗС: Бессель провёл исследование и предложил использовать систему Джонсона-Кузинса, в которой B и V брались от Джонсона, а R и I - у Кузенса. В продаже эти светофильтры встречаются как под названием "Джонсон-Кузенс", так и под "Бессель", хотя по сути это одно и то же. Разница только в том, что раньше делали из сортов стекла, указанных в работал Джонсона и Кузенса. Но так как эти сорта стекла уже более 10 лет назад перестали производить, то делают исключительно интерфереционные. Отсюда появились 2 разных их типа: есть названия, как, например, у Chroma Technology, "Classic V-Bessell" и просто "V-Bessell" - разница там в том, что у "простых" соблюдается только диапазон длин волн, а между ними максимальное пропускание, в то время как у "классических" воспроизводится ещё и кривая пропускания, словно это не интерференционные светофильтры, а из стекла.
Для Слоуновского обзора всего неба была разработана своя система. Но она больше заточена под исследование галактик. Но и с этими светофильтрами, например, AAVSO принимает фотометрию, только мало кто её использует.
Вообще, в AAVSO можно отправлять много чего - они принимают. Тут больше вопрос будет, как потом учёным всё это обрабатывать. Вон, даже сейчас, когда у многих есть V фильтры и цифровые камеры, порой разброс между фотометрией разных наблюдателей может сильно отличаться (более, чем на 0,1зв.вел.) как из-за всё же отличающейся итоговой инструментальной фотометрической системой (т.е. телескоп+фильтр+камера), местных атмосферных условий, так ещё и разный софт использует разные звёздные величины звёзд сравнения, хотя AAVSO ж сделала фотометрию звёзд сравнения вокруг интересующих их переменных звёзд.
В общем, мы ограничены фотометрическими системами. А то, как там с засветкой по итогу получается, уже ничего не поделаешь с этим. Вот раньше у меня были натриевые лампы на улице, которые светили в узких полосах спектра, то была разница в засветке в разных светофильтрах (особенно, когда ночью ложились спать и выключали в окнах лампы накаливания, у которых непрерывный спектр, то сейчас у меня на улице светодиодные фонари, у которых тоже уже непрерывный спектр (да ещё и плафоны сделали такие дурацкие, что они ещё и под большими углами светят вверх!!! ррр!!!) - тут уже ничего не поделать...

2. Какие фильтры используются для B и V ? Можно ли использовать фильтры из набора RGB? У меня такой набор. Насколько я вижу, есть специальные для фотометрии, но покупать отдельно не хочется, во всяком случае сразу. Видимо, можно как-то переводить из RGB. Вопрос, как ? По какой звезде можно сделать калибровку и вычислить коэффициенты для перевода ?

В светофильтрах B звёзды заметно тусклее, к тому же у цифровых матриц чувствительность в синих лучах уже сильно падает. Потому в этой светофильтре проницание намного ниже. А потому в нём можно снимать, но только выйдет получить фотометрию с хорошей точностью только для достаточно ярких для вашего инструмента звёзд.
V более распространён, так как он ближе к визуальным наблюдениям. Потому это первый светофильтр, который стоит купить.
Советуют использовать в качестве второго светофильтра кузеновский R, если надо получать показатель цвета. В этом диапазоне матрицы ещё достаточно хорошо чувствительны, полоса пропускания этого светофильтра довольно широкая, если сравнивать с V и тем более с B. Ну и в этом диапазоне множество звёзд ещё довольно яркие, особенно всякие красные переменные.
Но при этом в фильтре B у довольно многих физических переменных существенно больше амплитуда переменности (у тех же цефеид и тем более красных переменных (мирид, полуправильных и т.д.)), что с одной стороны плюс, а с другой минус - из-за меньшего проницания в этом диапазоне в минимуме звезда может становиться настолько слабой, что с данных инструментом просто уже недоступной.
Так же для исследования катаклизмических переменных широко распространена практика съёмки без каких-либо светофильтров вообще. Там, во-первых, спектр звёзд это позволяет делать, а во-вторых, там часто проводят просто мониторинг звезда во вспышке или в минимуме, а если во вспышке, то наблюдают колебания блеска с целью определения орбитального периода двойной системы, а для этого неважна спектральная чувствительность. К тому же без светофильтра матрица работает на полную свою спектральную чувствительность, а значит, проницание там заметно выше, чем с любым фотометрическим светофильтром. В таком случае в AAVSO такая фотометрия отправляет с обозначением CV, что значит "cleat-V" - т.е. мы не использовали никакой светофильтр, но звёздные величины брали для звёзд сравнения в фильтре V (если матрица существенно более чувствительна к спектру в красных лучах, тогда стоит брать величины в кузеновском R и отправлять с обозначением CR).
Так же затменные переменные можно наблюдать без светофильтров, ведь момент минимума у таких звёзд в основном не зависит от длины волны.
По поводу ваших LRGB. К сожалению, смотрю, производитель не приводит их кривых пропускания, потому сложно сказать вот так, насколько они подходят. Обычно B и R сильно отличаются от фотометрических B и R, особенно у R, ведь у кузеновского R пропускание гораздо шире и дальше уходит в сторону ближнего ИК, хотя в AAVSO можно отправить и такую фотометрию, выбрав соответствующее обозначение. Зелёный из этого набора будет, наверное, ближе всех к V, потому лучше его использовать для фотометрии красных переменных, чем снимать без какого-либо светофильтра. А для катаклизмических и затменок, как я выше написал, можно снимать вообще без фильтров. Так же, наверное, для поиска новых переменных можно тоже обойтись без светофильтров, ведь вам же не надо будет ваши наблюдения смешивать с наблюдениями других, и при этом проницание гораздо выше.
Вообще, если звёзд без сюрпризов в спектре, то используют так называемую трансформацию (как это у аавсошников обозначается) - т.е. пересчёт из инструментальной системы в стандартную. Для этого нужна фотометрия в как минимум двух светофильтрах специального поля со стандартными звёздами. Например, сейчас хорошо видимого скопления М67. Тогда, имея на руках инструментальные показатели цвета и показатели цвета из каталога стандарта, выводятся коэффициенты пересчёта. Особенно этому уделяют аавсошники вниманию в своих руководствах для фотометрии с зеркалками https://www.aavso.org/dslr-camera-photometry-guide В принципе, можно использовать тот же подход с этими нестандартными RGB светофильтрами, если есть желание заморочиться. В ASTAP есть функционал по выведению коэффициентом трансформации, только я с тем не работал ещё, как-то не было актуально.

3. Какие выдержки в среднем используются ?

Зависит от блеска исследуемой звезды. Как я раньше писал, точность фотометрии зависит от SNR. Отсюда и отталкиваться надо, подбирая выдержку. Лучше, когда SNR для исследуемой звезды был выше 50, в крайнем случае, 30. Но лучше повыше, чтоб звёзды сравнения как ярче, так и тусклее переменной были с хорошим SNR, но и не были бы пересвечены, чтоб использовать интерполяцию между более яркими и менее яркими, а не экстраполяцию (хотя у цифровых камер довольно хорошая линейность в широком диапазоне; кстати, стоит исследовать свою камеру на предмет до какой яркости пикселей сохраняется линейность с обычными для съёмки настройками gain и bias, чтоб понимать, какие из ярких на снимке звёзд ещё можно использовать для фотометрии, а какие уже нет). Исходя из этого, если это возможно, я стараюсь обеспечить для переменки SNR 100 и более, но на практике может быть по-разному, если, например, мирида, которую я наблюдал уходит в минимум и она уже тускловатая для моего сетапа.
С медленно меняющимися переменками легко подобрать выдержку, исходя из этого. С затменками с большой амплитудой сложнее, ведь не будешь же сидеть и менять вручную выдержку во время съёмки серии, а будет одна выдержка для всей серии. Потому тут надо заранее подобрать так выдержку, чтоб для блеска затменки в минимуме был SNR не ниже 30-50.

[KMM]

4. Правильная ли следующая формула для вычисления проницания фотографическим методом ?
Mp_max = -1 + 5·lg(D) + 2.15lg(T)
где
D - диаметр апертуры телескопа в мм,
T – время накопления в минутах.

Уф, это и для меня больная тема... ))) В смысле, я ею интересовался, но так и не нашёл ответа, если вопрос ставить более широко - как посчитать проницание для разных телескопов, если стоит задача подобрать телескоп.
Но в данном случае, если речь идёт о проницании для конкретного сетапа, то похоже на правду, только разве что константу вам, наверное, придётся из личного опыта подставить свою.
А если вернуться к более общему вопросу про проницание, то там всё сложно... Для начала можно вспомнить книжку Сикорука "Любительская астрофотография", где он привёл предельную формулу с пояснением, что если делать предельную выдержку, ограниченную лишь фоном (т.е. чтоб на фотопластинке фон проработался до определённого уровня плотности негатива), тогда, как он писал, яркость фона зависит от светосилы, ведь фон - протяжённый объект, а звёзды, мол, это точечный объект, зависит только от апертуры (ну, т.е. по его рассуждениям, точнее, по рассуждениям из статьи, на которую он ссылается изображение дифракционного диска звезды не зависит от фокусного), а раз от светосилы зависит предельная выдержка, значит, чем у телескопов с одним и тем же фокусным, но разными апертурами, хоть у телескопа с большей апертурой есть возможность собирать свет с большей площади, но выдержка короче, потому что из-за большей светосилы фон проработается быстрее, чем у телескопа с меньшей светосилой, при этом у менее апертуристого телескопа хоть и меньше способоность собирать свет, но из-за меньшей светосилы фон будет медленнее прорабатываться, а значит, можно сделать более длительную выдержку. И вот по Сикоруку выходит, что предельная величина зависит только лишь от фокусного, но никак не от апертуры, просто для менее апертуристого телескопа нужно делать больше выдержку! Неожиданно, правда? ))
Когда-то в журнале "Звездочёт" была статья на эту тему с названием что-то типа "Точечный или протяжённый". Вот только кроме факта наличия той статьи в журнале, я ничего уже не помню.
Формулы-то, вроде, понятны, приводимые к ним пояснения, вроде, логичны, но... готовых формул, где учитывались бы все нюансы, я не встречал.
Вот, например, что значит, "предельная величина"? Это значит, что изображение звезды проработается до какого-то SNR. А отсюда выходит, что у малошумящей камеры будет проницание выше, исходя из такого определения, по сравнению с камерой, у которой такая же QE, но сенсор более шумный. Плюс есть же шумы чтения и тепловые шумы, которые накапливаются за время экспонирования. А если один и тот же сенсора, но с разной температурой? Т.е. напрашиваются ещё какие-то дополнительные параметры.
А если ещё учесть QE - от неё же тоже проницание зависит наверняка.
Ок, допустим, берём одну и ту же камеру вешаем на разные телескопы. Вот в самом ли деле изображение звезды будет точечным для цифрового сенсора, а значит, справедлива ли та формула из книжки Сикорука, где предельная зависит только от фокусного? Ведь если апертура одна и та же, но разное фокусное, тогда масштаб, сколько там угловых секунд приходится на пиксель, будет разным, т.е. в случае безаберрационного телескопа дифракционное изображение звезды будет распределяться на разное количество пикселей со своими шумами (не говоря уж о точности ведения монтировки, дополнительно размазывающей изображение звезды, причём это размазывание в свою очередь тоже ж зависит от фокусного), а отсюда, выходит, есть некая дополнительная зависимость от светосилы и размера пикселя - насколько она существенный вклад вносит, т.е. стоит ли её учитывать?
А если как-то учесть FWHM, чтоб можно было пересчитать проницание на телескоп с оптикой похуже или на случай ухудшения сиинга?
И ещё всякого на подобии этого можно понарассуждать ))
А с другой стороны есть вот этот доклад "Deep Sky Astrophotography With CMOS Cameras by Dr Robin Glover" и его продолжение "Choosing the right gain for Deep Sky imaging with CMOS cameras", где много рассуждает создатель SharpCap про устройство сенсоров, про шумы, про накопление и т.д., где делает выводы, что нет смысла делать длительные выдержки, потому что по сути ничего дополнительного не получите, только зря время потратите, а потому лучше делать больше коротких субэкспозиций, чтобы поднять SNR, что в нашем случае означает поднять проницание. Хотя тут на форуме ещё лет 10-15 ломали копья на эту тему, и люди давали примеры, когда меньшее количество сабов, но с гораздо большей выдержкой, и одинаковым общим временем накопления давали картинку лучше. А у этого докладчика рекомендуемые выдержки вообще какие-то супер короткие для города вышли. К N.I.N.A есть и плагин - калькулятор оптимальной выдержки "Exposure Calculator", где выдержки получаются тоже очень короткими для города. Они, конечно, рассуждают и выводят это вот всё в первую очередь для дипская, но так как изображение звезды не проваливается целиком и полностью в один пиксель, то и изображение звезды в таком случае не отличается от дипская и, вроде бы, эти все их рассуждения применимы и к получению изображений звёзд.
Плюс я заметил, что складывать в стек снимки отчасти да, повышают SNR, а значит, можно вытянуть звёзды послабее, но это только в каком-то диапазоне срабатывает, а дальше, хоть формально SNR улучшается, да вот разброс между точками на кривой блеска как-то лучше не становится после достижения какого-то предела улучшений. В результате для звёзд на пределе лучше таки увеличить выдержку, несмотря на более яркий фон.
И вот как это вот всё совместить в единую систему (то, что писали раньше до появления любительских цифровых камер, и то, что сейчас говорят), я пока не разобрался, к сожалению. А главное, я не могу разобраться, как можно предсказать, какое проницание я получил бы с другим телескопом. Вот, например, если сравнить SW Quattro 150P с его 150мм и F3.45 (фокус выходит 517.5мм) и какой-нибудь мелкий рефрактор с апертурой 70мм и фокусным в 500мм (F7.14) в самом ли, как то по Сикоруку выходит,  раз фокусные примерно равны, то оба будут иметь одинаковое проницание, несмотря на настолько разные апертуры, только надо на 70мм телескопе пропорционально увеличить выдержку (что в городе с засветкой всё равно не приведёт к слишком длительным выдержкам, несмотря на настолько разные светосилы и соответственно увеличить выдержку надо в несколько раз). Но при этом маленький рефрактор не требует мощной монтировки, а значит, весь сетап более компактный - легко поместится на балконе не только он, а и люди , да и для дальней поездки будет более удобным, плюс дешевле из-за гораздо менее дорогой монтировки. Или всё совсем не так с цифровыми камерами и таки вся морока с SW Quattro 150P оправдана? А если взять другой 150мм ньютон - c F5 - с которым меньше мороки? А если сравнить со 130мм ньютоном с тем же F5 (да, разница должна быть небольшой между 150F5 и 130F5, но насколько конкретно)?

[KMM]

8 февраля 2022 года в The Astrophysical Journal была опубликована статья https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac3fb7 "The Fast Evolving, Tremendous Blue Superoutburst in ASASSN-21au Reveals a Dichotomy in the Outbursts of Long-period AM CVns", с моим соавторством (по результатам моих оценок блеска ASASSN-21au на удалённых телескопах, включая вышеуказанное наблюдение её вспышки).

По результатам моих наблюдений ASASSN-21au стал соавтором научной статьи "Observational study of double superoutbursts in long-orbital-period AM CVn stars" в Publications of the Astronomical Society of Japan: https://doi.org/10.1093/pasj/psaf133

Поздравляю! А как они на вас вышли вообще?

[SERIV]

Максим совершенно верно сказал - специализированные фотометрические светофильтры нужны чтобы объединить наблюдения с разнородных сетапов в одну систему. Тогда и обрабатывать такие данные можно как единые наблюдательные ряды. Если бюджет позволяет - покупайте однозначно. Однако, большинство задач в области наблюдений и исследований переменных звезд можно успешно решить и вовсе без светофильтров. Какие это задачи?
1. Определение световых элементов (период, начальная эпоха).
2. Уточнение (определение) типа переменной звезды.
3. Определение моментов экстремумов затменных и пульсирующих звезд с целью изучения изменений вариации периода во времени (тайминг).
4. Поиск новых переменных звезд.

Как вариант, тот же ASTAP позволяет извлекать фотометрию поканально - TG, TB, TR c цветных сенсоров. Это, конечно, не полноценная многоцветная фотометрия, но , как говориться "на безрыбье и рак рыба". Кстати, ROTSE-I снимала в своей фотометрической системе , и ничего, посмотрите сколько новых переменных они обнаружили! У меня никогда не было этих фотометрических светофильтров (очень ограниченный бюджет) , но тем не менее, по многим объектам удалось получить плотные наблюдательные ряды, админом VSX проведена ревизия некоторых объектов на основании моих наблюдений. Кроме того, удавалось обнаруживать новые переменные на "живом " небе , а также я более-менее регулярно пополняю чешскую БД по затменным звездам.

[SergBB]

4. Правильная ли следующая формула для вычисления проницания фотографическим методом ?
Mp_max = -1 + 5·lg(D) + 2.15lg(T)
где
D - диаметр апертуры телескопа в мм,
T – время накопления в минутах.

Это что же, D100 мм объектив за минуту накопит 9m??

[Kostyan]

4. Правильная ли следующая формула для вычисления проницания фотографическим методом ?
Mp_max = -1 + 5·lg(D) + 2.15lg(T)
где
D - диаметр апертуры телескопа в мм,
T – время накопления в минутах.

Это что же, D100 мм объектив за минуту накопит 9m??

Как выше заметил Максим,тут без учета ТТХ самих матриц и формула изначально описана в "Астрономическая оптика" Максутов Д. Д. для пленки.
Нам же скорее из этой формулы интерес выйгрыш от накопления, который будет равен
Mp_max - Mv_max = -1.5+2.15lg(T)
И, действительно, выйгрыш асимтотически приближается к какой то константе с увеличением времени накопления, как пишет Максим. Вот я график строил. Цель вот найти эту точку перегиба, когда уже нету смысла дальше копить принимая во внимания все парметры системы : фокусное, апертура, QE матрицы.


Здесь еще один подход к рассчету
https://www.cloudynights.com/forums/topic/750272-limiting-magnitude-with-astroimaging/#findComment-10799395

Видимо еще нужно принимать во внимание высоту звезды согласно
https://www.telescope-optics.net/functions.htm#1.4.1._Light_gathering_power

[Kostyan]

Советуют использовать в качестве второго светофильтра кузеновский R

Спасибо большое еще раз за развернутый ответ ! Пока обдумываю и перечитываю. Я лишь не понял, что есть 'кузеновский R' ?

По поводу ваших LRGB. К сожалению, смотрю, производитель не приводит их кривых пропускания

Странно, действительно, нету. Раньше были на сайте, убрали.. Я скинул ссылку без задней мысли. Вот графики. B канал суженный для рефракторов (полоса пропускания за 400нм, тогда как обычне уже пропускают 400нм)

Для удобства размешаю тут же фотометрические

[KMM]

Советуют использовать в качестве второго светофильтра кузеновский R

Я лишь не понял, что есть 'кузеновский R' ?

Cousins R (пишут ещё как Rc, чтоб было видно отличие от прочих R), он же Bessel R (Rc).

По поводу ваших LRGB. К сожалению, смотрю, производитель не приводит их кривых пропускания

Странно, действительно, нету. Раньше были на сайте, убрали.. Я скинул ссылку без задней мысли. Вот графики. B канал суженный для рефракторов (полоса пропускания за 400нм, тогда как обычне уже пропускают 400нм)

Ну да, как я и говорил, R обрезает всё, что дальше 700нм.
G довольно близок к V, но V тоже имеет больше хвост в длинноволновой части, чем этот G, но то будет заметно при сравнении наблюдений красных переменных.
Этот B довольно заметно сдвинут в красную область относительно джонсовского B (Johnson B).

Для удобства размешаю тут же фотометрические

Там написано "Sloan Filters" - это слоуновские r'g'i'z' (т.е. фотометрическая система Слоуновского цифрового обзора неба - Sloan Digital Sky Survey - SDSS), о которых я выше рассказывал. Если с ними сравнивать RGB, то там по отличиям уже другой расклад (уже и G отличается сильно от r').
А бесселевские производства Baader Planetarium вот такие:

Кстати, статья называется у Бесселя Michael S. Bessell (2005), STANDARD PHOTOMETRIC SYSTEMS, Annual Review of Astronomy and Astrophysics vol. 43, pp. 293–336 - там есть пропускание фильтров нескольких фотометрических систем, в том числе и Johnson-Cousins.
Для наглядности прикрепляю картинки пропускания V классических бесселевских фильтров и "просто" V-Bessel производства Chroma Technology (на этой странице можно посмотреть кривые пропускания не в виде картинок, а интерактивных графиков, выбрав нужный https://www.chroma.com/products/product-families/astronomy-products/astronomy-filters )

[Kostyan]

Спасибо огромное, по фильтрам предельно понятно.  Осталось лишь перевод с одной системы в другую освоить , в том числе из произвольных фильтров/камеры согласно https://www.aavso.org/dslr-camera-photometry-guide
Правда после фильтров матрица идет со своей передаточной функций. Пример упоминаемой выше 533

В зеленом уже падает, и смысла этих ровных фильтров почти нету