Metodyka obserwacji

• METODYKA OBSERWACJI ZAKRYĆ ASTEROIDALNYCH

There are times when your observation can be very valuable even if the probability and/or rank is low.  Basically, we need “miss” observations to constrain the asteroid’s profile.  On an event with many observers spread across the path it helps to have some observers outside the expected range.  In addition, sometimes the path shifts more than expected and these outlying observers pick up the path shift.  Sometimes the asteroid’s shadow is larger than expected.  And sometimes there is a satellite/moon for the asteroid (expected or unexpected).

If you have Occult Watcher installed, you can get a probability of a positive for an individual observation station by selecting “Station Sorts” (this presumes you’ve announced your own station). This will list an actual probability, based on the size of the asteroid and the uncertainty distribution (e.g., a large asteroid with small uncertainty will have multiple “100%” probability values across the interior of the shadow)

Dobór czasu integracji: In fact, many if not most of the videos we make have signal to noise ratios that do not allow accuracy of a single frame. That is, there is error in the timing that exceeds a single video frame. When you record near the limit of sensitivity of
your telescope/camera system, you do have a low S/N, so that the accuracy of timing is reduced. Integration then does not affect the accuracy measurably. Go with the lowest possible integration, but since you have done a pre-event survey and determined that 4x is the lowest possible for this event, you should go forward with that setting.
In addition, for future events, you should keep in mind that if the event is a long-duration low-magnitude drop [0.2 or less] event, you need to have a stronger star ‘signal’ than you would need for a high-magnitude drop event. To get a stronger signal (which improves the signal-to-noise ratio), you can integrate MORE than you normally would to get a brighter star, and sometimes you may want to integrate enough to saturate the star, then defocus the star to eliminate the saturation. This will get you the highest possible SNR for the observation.

 

Dobór czasu ekspozycji: basic rule of an integration time at least < 1/3 of the predicted max duration (1/4 or 1/5 would be better).
Because when your integration time is > 1/3 of the predicted max duration, a short detection will be undetectable and a detection close
to the predicted max duration will be a single point in the curve, which is not enough to validate a clear positive event.
So actually, in these conditions, there is almost no way to obtain a clear positive report

 

OBSERWACJE ZAKRYĆ ASTEROIDALNYCH GWIAZD O MAŁEJ WYSOKOŚCI NAD HORYZONTEM

Ze względu na zjawisko refrakcji, dla zakryć gwiazd na małych wysokościach nad horyzontem, są wprowadzane poprawki poprzez zwiększenie wysokości miejsca obserwacji:
– 8 stopni nad horyzontem = o 100 metrów;
– 5 stopni nad horyzontem  = o 250 metrów;
– 2 stopni3 nad horyzontem  = o 600 metrów;

Obserwacja zjawisk na rekordowo niskich wysokościach nad horyzontem:
– 10.07.2018, zakrycie brzegowe Aldebarana obserwuje Jim Little na wysokości 2 stopni
– Hal Povenmire na Florydzie, zakrycie brzegowe gwiazdy Spica na wysokości 1 stopnia, Księżyc dopiero co wzeszedł znad Atlantyku

Pozytywne zakrycia asteroidalne obserwowali:

5,2 stopnia – Chad Ellington, w dniu 16.10 2010, asteroida (1427) Ruvuma, teleskop na brzegu dość dużego jeziora skierowany na przeciwległy brzeg
5,7 stopnia –  Dave Gault  i Tony Barry, asteroida (702) Alauda w dniu 18.12.2014 zakryła gwiazdę o jasności 5.5 mag
6,3 stopnia –  Roger Venable
6,5 stopnia – Gerhard Dangl, w dniu 0.10.2006 asteroida (200) Dynamene
6,7 stopnia –  Roger Venable
6,7 stopnia –  an Manek, oida Brexia w 1989 roku
7,1 stopni – Joan Rovira
10,5 stopni –  Jiri Kubanek
10,8 stopni –  Carlos Perello i Antoni Selva

 

 

 

ZAKRYCIA ASTEROIDALNE O MAŁYM SPADKU JASNOŚCI (< 0.2 mag):

Sytuacja ma miejsce kiedy jasność asteroidy jest większa od jasności zakrywanej gwiazdy. Obserwacja jak i późniejsza obróbka nagrania zjawiska zakrycia asteroidalnego o bardzo małym spadku jasności jest utrudniona – pozytywny rezultat na nagraniu może zginać w skumulowanym szumie tła nieba i szumie pochodzącym od użytego sprzętu elektronicznego.

Istnieje jednak pewien schemat postępowania z takimi zjawiskami.

1. Przygotowanie się do zjawiska

– konieczne użycie kamer – szacuje się bowiem, że 0.2 mag to granica detekcji spadku jasności przez ludzkie oko
– zadbanie o jakość nagrania,  utrzymanie wysokiego stosunku sygnału do szumu S/N poprzez nagrywanie pliku w technice całkowicie cyfrowej bezpośrednio na dysk
– zminimalizowanie szumów sprzętowych – zastosowanie możliwie najkrótszych kabli o jak najwyższej jakości wykonania
– nagranie zjawiska bez jakiejkolwiek kompresji
– użycie takich czasów integracji, które zagwarantują stabilny ale nie przesycony (saturation) obraz zakrywanej gwiazdy
– sukces w obserwacji zależy od warunków pogodowych, a szczególnie dobrego seeingu i przejrzystości atmosfery w momencie zajścia zjawiska. Dużo zależy także od jasności gwiazdy oraz od czasu trwania zakrycia – im większy tym lepiej.

1. Wyniki.

Rozważmy zjawisko  zakrycia gwiazdy o jasności 12.2 mag przez asteroidę o jasności 9.9 mag  co skutkuje efemerydalnym spadkiem jasności 0.1 mag:
– otrzymanie krzywej LC z nagrania
– obliczenie średniej wartości natężenia światła w arkuszu kalkulacyjnym z punktów pomiarowych krzywej LC – np niech będzie to wartość 38312.
– obliczenie wartości natężenia światła przy efemerydalnym  spadku natężenie światła przy użyciu wzoru F/F0 = 10^-((m-m0)/2.5) , w tym konkretnym przypadku będzie to wartość 34940.
– w arkuszu kalkulacyjnym można narysować linię poziomą odpowiadającą wartości natężania światła w chwili zakrycia, czyli 34940

– jeśli krzywa LC osiąga incydentalnie poziom natężenia światła odpowiadający zakryciu, raportujemy NEGATIVE, z ewentualnym dopiskiem ” brak zakrycia dłuższego niż 0.xx sekund” (ang. no occultation > 0.xx sec).

– jeśli detekcja spadku jasności nie jest możliwa, czyli poziom natężenie światła odpowiadający zakryciu ginie w szumie, NIE RAPORTUJEMY ZJAWISKA.

Jest ono określane jako NIEJEDNOZNACZNE (ang. INCONCLUSIVE), bez uzyskania żadnych rezultatów. Nie jest to obserwacja NEGATYWNA, bowiem POZYTYWNY  wynik może być ukryty w szumie. Nie jest to także obserwacja NIEPEWNA (ang. UNCERTAIN) ponieważ nie raportujemy momentów czasowych zakrycia i odkrycia w raporcie.

 

MEDODA DRIFT-SCAN

Metodą drift scan nie jest użyteczna w obserwacji zjawisk o bardzo krótkim czasie trwania (wstępnie przyjmijmy czas trwania zjawiska < 1 sekundy), występują wtedy ograniczenia związane z dokładnością odczytu przerwy z obrazie łuku jaki pozostawiła na klatce zakryta gwiazda.

 

• METODYKA OBSERWACJI BRZEGOWYCH ZAKRYĆ GWIAZD PRZEZ KSIĘŻYC

 

EFEMERYDY “LAST MINUTE” – PRZESUNIĘCIE PASA

Jeśli kilka lub kilkanaście dni wcześniej było obserwowane zakrycie asteroidalne konkretnej planetoidy (np na innym kontynencie) i okazało się, że względem pierwotnej efemerydy nastąpiło przesunięcie pasa zakrycia o daną wartość i w danym kierunku, to przy zbliżającym się kolejnym zjawisku z udziałem tej planetoidy, należny się spodziewać podobnej wartości przesunięcia pasa w tym samym kierunku co przy zjawisku poprzednim.

 

SPRZĘT UŻYWANY W METODZIE PRE-POINTING:

Najczęściej są to tanie, małe laptopy (np Lenowo 110S) rzadziej mini-kimputery (np iView Stick), programem nagrywającym jest IOTA Video Capture. Nagrywanie odbywa się przez wideograbber USB.

FORMAT PLIKU NAGRANIA:

Najlepszym formatem video do nagrywania zjawisk zakryciowych jest AVI, jest formatem najpopularniejszym, z największym wsparciem oprogramowania.

Format SER jest mniej popularnym wyborem – ciągle większość nagrań pochodzi z kamer analogowych a nie cyfrowych a jedynym programem do analizy nagrań ze wsparciem formatu SER jest Tangra. Format SER nie ma wsparcia Limovie lub Virtualdub.

SER files can contain 16-bit precision images

A SER file has three parts:

• a 178-byte header containing images and observation information
• image data, raw pixel data
• an optional trailer containing dates for all images of the sequence

PROGRAMY POMOCNE W NASTAWIANIU TELESKOPU METODĄ PRE-POINTING:

Oprócz Guide i A2C, czyli dwóch bardzo dobrze znanych programów mogących wyświetlić pozycje danego obiektu w żądanym czasie, istnieje jeszcze mały program pomocny w nastawianiu teleskopu przy metodzie pre-pointing. Stworzony przez Erica Dose pod środowiskiem Python:  github.com/edose/prepoint

 

METODA PRE-POINTING  W OBSERWACJACH ZAKRYĆ BRZEGOWYCH:

Zastosowanie tej metody w obserwacjach brzegowych zakryć gwiazd przez Księżyc nie jest zalecane.

Głównym negatywnym czynnikiem występującym w tym przypadku jest mocne zaświetlenie kadru przez oświetloną część tarczy Księżyca. Może być to przyczyną zniknięcia zakrywanej gwiazdy w takim odblasku i w efekcie nie uzyskania żadnego wartościowego wyniku. Zachodzi potrzeba odseparowania gwiazdy od jasnego brzegu Księżyca – osiąga się to poprzez zawężenie pola widzenia (wydłużenie ogniskowej). Efekt jest jednak taki, że zakrywany obiekt przebywa znacznie krócej w polu widzenia. Zakrycia brzegowe trwają jednak nawet do 5 minut i taki sam czas zakrywana gwiazda musiałaby pozostawać w polu widzenia kamery.

Jak więc widać w przypadku zakryć brzegowych pre-pointing jest metodą trudną i obarczoną dużym ryzykiem niepowodzenia. Tym niemniej możliwe jest to w przypadku zakryć bardzo jasnych gwiazd przez Księżyc będący w bardzo małej fazie (<40%). Jako przykład niech posłuży przypadek z czerwca 2015 roku David and Joan Dunham zarejestrowali w USA zakrycie gwiazdy o jasności 5,3 mag używając refraktora o średnicy 80 mm, który został ustawiony na konkretny punkt nieba na dobę przed zjawiskiem.

METODA PRE-POINTING  W OBSERWACJACH ZAKRYĆ ASTEROIDALNYCH:

W Europie po raz pierwszy (wg. danych D. Dunhama) metodę tą zastosował Stefano Sposetti ze Szwajcari podczas zjawiska zakrycia gwizdy HIP 78193 przez asteroidę (9) Metis w dniu 7 marca 2014 r. ustawiając 4 stanowiska obserwacyjne, z czego 2 były całkowicie niestrzeżone.