virial

Άγγελε, απλά μου χτύπησε κάπως η λέξη "λανθασμένη". Είμαι λίγο ψείρας, τι να κάνουμε... κανείς δεν είναι άσφαλτος που λέει και μια... Λαίδη Ναι, δε λέω, το να πάρεις flat στον ουρανό, ειδικά αν το κάνεις χειροκίνητα, είναι λίγο μανούρα, αλλά OK, όλα μια συνήθεια είναι... Το αρνητικό τους είναι ότι έχεις μόνο ένα συγκεκριμένο χρονικό παράθυρο για να τα πάρεις (άντε, κι άλλο ένα το πρωί...) και, όντως, αν έχεις πολλά φίλτρα πρέπει να τρέχεις σα το Βέγγο. Όσο για τα ADU, έλα ρε συ, κανονικοποιησε τα πριν τα συνδυάσεις και τελείωσες... Στέλιος

Άγγελε, έγραψες κάτι παραπλανητικό και επεσήμανα ότι τα πράγματα δεν είναι έτσι.. Αν αυτό το θεωρείς "εξυπνάδα", δεν μπορώ να κάνω κάτι.

Βασικά, εννοώ αυτό που στο link που έδωσες το ονομάζουν twilight flat...

Άρα η συντριπτική πλειοψηφία των επαγγελματικών Αστεροσκοπείων που παίρνουν sky flats, το κάνουν λάθος... Μάλιστα

Κώστα, Δεν ξέρω αν υπήρξε κάποιο πρόβλημα είτε κατά την εγγραφη του αρχείου, είτε κατά το ανέβασμα/κατέβασμα, είτε compatibility. Το σίγουρο είναι ότι το fit που παίρνω από εδώ: έχει μέσο όρο counts 0.377 (ελεγμένο σε 2 υπολογιστές, με συνολικά 5 διαφορετικούς τρόπους). Επίσης, λες... ...και σε χάνω τελείως. Για ποιον ακριβώς λόγο κάνεις linear stretching στο masterflat?

To IRAF. Πόσο διαφορετικές τιμές βγάζεις? Aαααα, υπάρχει και η περίπτωση να μετράμε διαφορετικά pixel. Φορτώνοντάς το blue flat (όχι το master) στο IRAF, το vignetting στον οριζόντιο άξονα μου βγαίνει προς τα κάτω, ενώ εσύ το έχεις προς τα πάνω (δηλαδή αντιστροφή στον άξονα Y)... Η ουσία πάντως δεν αλλάζει.

Γεια σου Κώστα, Το νόημα δεν είναι να κάνω εγώ τις δοκιμές, αλλά εσύ, για να καταλάβεις τι ακριβώς κάνει το πρόγραμμα με τα δεδομένα σου! Από εκεί και πέρα 1) Έχεις vignetting, κάπου γύρω στα 900-1000 ADU (~4%, για μέσο όρο στα 25000 ADU) PIXELS NPIX MEAN MEDIAN STDDEV MIN MAX [1:25,2:26] 625 25101 25105 206.2 24391 25898 [789:813,589:613] 625 25943 25945 201.2 25303 26636 Η διαφορά των 800 ADU είναι στα 4σ, δηλαδή είναι πραγματική = vignetting 2) To masterflat σου έχει μέσο όρο 0.377 ADU... Αυτό μου φαίνεται κάπως περίεργο, υποτίθεται ότι κάτι που είναι "normalised" έχει μέσο όρο 1. Eκτός από "multiplicative normalization", τι άλλες επιλογές έχεις στο Image Integration? 3) Στο link του PixInsight το λένε καθαρά, οι τιμές των παραμέτρων είναι για sky flat: "Figure 3— The ImageIntegration tool with the right settings for sky flat integration." Εσύ δεν έχεις sky flat. Τα sky flat είναι πολύ διαφορετικά από box/panel flats. Δεν νομίζω ότι αλλάζοντας το " percentile clipping" με το "Winsorized sigma clipping" (που όντως χρησιμοποίησες, όπως το λένε) είναι αρκετό... (4) Οι rejection algorithms είναι δυνατά εργαλεία, αλλά πρέπει να ξέρεις ακριβώς τι κάνεις όταν θέτεις όρια. Έχεις κάνει δοκιμές να αλλάξεις τα όρια? (5) Γενικά ο όποιος "τυφλοσούρτης/οδηγός/manual", σχεδόν ποτέ δεν πρόκειται να δουλέψει επακριβώς - άλλη κάμερα, άλλες συνθήκες, άλλα φίλτρα κλπ κλπ. 6) Και ξαναγυρνάμε στην αρχή: κάνε δοκιμές με τις παραμέτρους. Άλλαξε πχ το "Combination" από "average" σε "median", ή το "Normalization" από "multiplicative" σε κάτι άλλο, ή τα "Sigma (low/high) για το "Rejection", κάνε συνδυασμούς των παραπάνω... Φυσικά, μπορεί ήδη να τα έχεις κάνει όλα αυτά και να έχεις καταλήξει πως αυτός είναι ο καλύτερος συνδυασμός παραμέτρων. Τότε πάω πάσο... Αυτό όμως το 0.377 ADU του masterflat μου κάθεται άσχημα... Τελοσπάντων, αυτά, sorry για το σεντόνι[table][/table]

Γεια σου Κώστα, Έτσι από περιέργεια, πόσα ADU λιγότερα έχεις στις μαύρες περιοχές σε ένα B flat? Το master_B είναι normalised? Δηλαδή, ο μέσος όρος του είναι 1? Κι αν ναι, πως κανεις το normalisation? Επίσης, κάνε την εξής δοκιμή: πάρε ένα οποιοδήποτε B flat, διαίρεσέ το με το master_B και εξέτασε το αποτέλεσμα. Είναι ο πιο "άμεσος" αν θέλεις τρόπος να δεις τι ακριβώς κάνει το master_B και που χωλαίνει... Στέλιος

Δυστυχώς, έχοντας διαχωρισμό και περίοδο μπορείς να υπολογίσεις μονο την ολική μάζα του συστήματος M = M1 + M2 και όχι την κάθε μια μάζα ξεχωριστά. Δες ξανά την εξίσωση που παραθέτεις στο πρώτο post (κατά βάση, ο τρίτος νομος του Kepler). Για τη μάζα του κάθε αστέρα χρειάζεσαι επιπλέον και μετρήσεις ακτινικών ταχυτήτων (radial velocity)

Δυστυχώς, ένα από τα πολλά κακά της Ελληνικής παιδείας είναι το (σε γενικές γραμμές) εντελώς παραμελημένο μάθημα του Σχολικού Επαγγελματικού Προσανατολισμού... Για να δούμε το θέμα της Αστρονομίας/Αστροφυσικής λίγο πιο συγκεκριμένα. Τα ειδικά: Ένας Αστρονόμος (μπορείς να αλλάξεις οποτε θέλεις τη λέξη "Αστρονόμος" με τη λέξη "Αστροφυσικός", δεν έχει πολλή σημασία) συνήθως έχει τρεις εναλλακτικές για εργασία: 1) Θέση σε κάποιο Πανεπιστήμιο 2) Θέση σε κάποιο ερευνητικό κέντρο 3) Θέση σε κάποιο Αστεροσκοπείο Στο Πανεπιστήμιο θα μοιράζεις το χρόνο σου μεταξύ διδασκαλίας και ερευνας. Στο ερευνητικό κέντρο (προφανώς) θα ασχολείσαι σχεδόν μονο με την ερευνα, ενώ το μόνιμο προσωπικό σε ένα Αστεροσκοπείο ασχολείται επίσης αρκετά με την ερευνα, αλλα και με την απρόσκοπτη καθημερινή λειτουργία των τηλεσκοπίων και των οργανων. Στην Ελλάδα, υπάρχουν πέντε Πανεπιστήμια με Τομέα Αστρονομίας/Αστροφυσικής στο Τμήμα Φυσικής τους: Θεσσαλονίκη, Αθηνα, Πάτρα, Κρήτη και Γιάννενα. Καθαρά ερευνητικό κέντρο είναι το Ινστιτούτο Αστρονομίας, Αστροφυσικής, Διαστημικών Εφαρμογών και Τηλεπισκόπησης του Εθνικού Αστεροσκοπείου Αθηνών. Επίσης υπάρχει και το Κέντρο Ερευνών Αστρονομίας και Εφηρμοσμένων Μαθηματικών της Ακαδημίας Αθηνών. Στο εξωτερικό φυσικά και έχεις παρα πολλές άλλες επιλογές και για τις τρεις εργασιακές κατευθύνσεις (δεν έχει νόημα σε αυτή τη φάση να αναφέρω συγκεκριμένα πράγματα). Για οποιαδήποτε από τις τρεις επιλογές θέλεις (κατά 98%) διδακτορικό. Το αν πιο πριν θα χρειαστεί να κανεις μεταπτυχιακό είναι κάτι που εξαρτάται. Το πτυχίο που θα (πρέπει να) πάρεις για να μπορέσεις να συνεχίσεις, είναι συνήθως Φυσικής - και λέω συνήθως γιατί αυτό κάνουν οι περισσότεροι και είναι, αν θέλεις, η πιο λογική διαδρομή. Να ξεκαθαρίσουμε εδώ κάτι: ναι, τα στραβά του Ελληνικού Πανεπιστημιου είναι πολλά, παρα πολλά. Αλλα τα Τμήματα Φυσικής συνεχίζουν να αποτελούν μια καλή αρχή για μετέπειτα σταδιοδρομία στην Αστρονομία. Αν ριξεις μια ματια στα βιογραφικά των πετυχημένων Ελλήνων/-ιδων Αστρονόμων του εξωτερικού, η πλειοψηφία έχει πάρει πτυχίο στην Ελλάδα. Από την άλλη, αν πιστεύεις ότι η ερευνα δε σου ταιριάζει, μπορείς να ασχοληθείς με την Αστρονομία "έμμεσα" από άλλες επαγγελματικές επιλογές. Κάθε Ερευνητικό Ινστιτούτο ή Αστεροσκοπείο έχει ένα "στρατό" από παντός είδους μηχανικούς (ηλεκτρολόγοι, μηχανολόγοι, software κλπ). Μπορεί να μη μελετάς τις μαύρες τρύπες, αλλα θα φτιάχνεις τα τηλεσκόπια και τα όργανα που χρησιμοποιούν οι Αστρονόμοι για να μελετήσουν τις μαύρες τρύπες . Τα γενικά: Η Αστρονομία δεν διαφέρει από τα αλλα επαγγέλματα: αν θέλεις να ξεχωρίσεις, να αναδειχτείς, να αναγνωριστείς κλπ πρέπει να το αγαπάς, να έχεις μεράκι και όρεξη για δουλειά. Το "ταλέντο" είναι κάτι πολύ γενικό και αόριστο και θα έλεγα να μην το σκέφτεσαι έτσι. Ελπίζω να βοήθησα και να μη σου έκανα το κεφάλι καζάνι

Xμ, για δες εδώ τότε... HDAP (= Heidelberg Digitized Astronomical Plates). Οι πρώτες που έχει είναι του Max Wolf, πάει μέχρι το 1890-κάτι... Δες και αυτό το pdf για περισσότερες πληροφορίες

Επίσης δες και αυτή τη σελίδα του STSci Έχουν σκαναρισμένες τις φωτογραφικές πλάκες από το POSS (Palomar Observatory Sky Survey) - για το POSS-I μιλάμε για εποχή 1950-1957. Βάζεις Object name (πχ M13), πατάς Get coordinates, επιλεγεις κατάλογο (πχ POSS-I Blue), επιλεγεις Height και Width για το πεδίο, πατάς Retrieve Image... et voila

Έχω μια ένσταση όσον αφορά την (αναλυτικότατη κατά τα αλλα) παρουσίαση που κάνει ο τύπος, συγκεκριμένα αυτό: "All pixel values in this paper will be in ADU, Analog to Digital Units (i.e. the value read from the camera), and not in electrons." Με τα ADU οποιαδήποτε συζήτηση για σήμα προς θόρυβο της μορφής S / ριζα(S) πάει περίπατο... Η στατιστική Poisson είναι εφαρμόσιμη μονο όταν μετράμε ανεξάρτητα, τυχαία γεγονότα και ο θόρυβος είναι ίσος με την τετραγωνική ριζα του σήματος μονο όταν το σήμα είναι σε μονάδες της ποσότητας που μετράμε - και η CCD μετράει ηλεκτρόνια!

Για να δεις έναν αστέρα να περνάει από το ζενίθ πρέπει να είσαι σε γεωγραφικό πλάτος ίσο με την απόκλιση του αστέρα. Στην περίπτωση μας για το Σείριο πρέπει να κανεις ένα ταξιδάκι στα... Fiji (-17 μοίρες)

Δυστυχώς, χωρίς άλλες πληροφορίες δύσκολα θα το βρείς... Όλα, μα όλα τα μεγάλα Αστεροσκοπεία έχουν παρόμοιες εγκαταστάσεις (δωμάτια, εστιατόρια, χώρους αναψυχής, γυμναστήρια κλπ) για τους αστρονόμους, χωρια τα μηχανουργεία κλπ για τους μηχανικούς... Αν θες να μπεις στον κόπο, τα πιο γνωστά Αστεροσκοπεία (μιλάμε πάντα για οπτικά/υπέρυθρα - τα ραδιοτηλεσκόπια τα αφήνω απ' έξω) είναι: Paranal, La Silla, Las Campanas, CTIO (Νότια Αμερική), Mauna Kea, Kitt Peak, Mt Graham, APO (Βόρεια Αμερική), τα δυο στα Κανάρια ORM και OT και το Calar Alto στην Ισπανία.

Για οποιον/α ενδιαφέρεται, αύριο ξεκινα στην ουσία η κατασκευή του E-ELT (European Extremely Large Telescope), με εργασίες "γεωδιαμορφωσης" του βουνού. Πρακτικά, αυτό σημαίνει πως θα ανατινάξουν την κορυφή που θα χτιστεί το τηλεσκόπιο. Το μεγάλο κόκκινο κουμπί αναμένεται να πατήσει η Πρόεδρος της Χιλής Michelle Bachelet Jeria περίπου στις 21:00 ώρα Ελλάδος (14:00 ώρα Χιλής). Θα υπάρχει ζωντανή μετάδοση από τις 19:30 εδώ: http://new.livestream.com/ESOastronomy Το E-ELT θα κατασκευαστεί στην κορυφή Cerro Armazones απέναντι από το Cerro Paranal με το ομώνυμο Αστεροσκοπείο (VLT), 130 km νότια της πόλης Antofagasta στη Χιλή.

Τελικά βρήκες άκρη? Αν όχι, γράψε ακριβώς τα error που σου δίνει η latex όταν κανεις build. A, και κάτι ίσως άσχετο, αλλα ποτε δεν ξέρεις: αν θες να γράψεις paper σε ένα από τα κλασσικά αστρονομικά journals, A&A η MNRAS κλπ, πρέπει να έχεις και το αρχείο *.cls, έτσι?

Αν αυτό που έκανες είναι να βάλεις το *.sty και το *.bst στο φάκελο π.χ. c:\localtexmf\tex\latex τότε θα πρέπει να κανεις ένα refresh στο MikTex: MikTeX Options -> General -> File name database -> refresh now Γενικά, θέλεις να μας περιγράψεις λίγο πιο αναλυτικά τι έχεις κάνει μέχρι τώρα, μπας και βρούμε άκρη?

Βαγγελη, Εχω ζησει εναν ολοκληρο χρονο στο La Palma, δουλευα στο ING ως support astronomer - με διαφορα ο καλυτερος χρονος της ζωης μου! Οπως εριξα μια ματια στο προγραμμα φαγητα κλπ θα εχετε στο χωρο του συνεδριου. Παρολα αυτα, αν εχεις ελευθερες μερες πριν η μετα το συνεδριο, η θελησεις καποια φαση να αλλαξεις παραστασεις, στειλε pm (για να μην κανω και καταχρηση του θεματος) για... λιστα εστιατοριων και αξιοθεατων Σ.

Ααααχ, La Palma.... Βαγγελη (και οσοι ακομα βρεθειτε στο IMC...) καλα να περασετε! Το νησι ειναι πανεμορφο και η επισκεψη στο Roque εμπειρια ζωης - προετοιμασου ψυχολογικα για το GranTeCan, το θεαμα του σε αφηνει... αναυδο. Αν πινεις καφε, να μην παραλειψεις να δοκιμασεις barraquito con todo, η καναριωτικη σπεσιαλιτε. Α, κι αν κανα βραδυ αποφασισετε να πατε προς Santa Cruz για κανα ποτο (αξιζει), ψαξτε το La Cuatro (κοντα στα γραφεια του ING στην αρχη της Calle Real - ρωτηστε τον Ovidiu) - το καλυτερο bar της πολης, για πολλα mojito και σφηνακια ron miel (αλλη μια τοπικη σπεσιαλιτε)... Αναμενουμε το φωτορεπορταζ! Στελιος

Φιλοι, υπαρχουν 3 διαφορετικα φαινομενα: (1) οι νανοι καινοφανεις (dwarf nova), (2) οι (κλασσικοι) καινοφανεις [(classical) nova] (3) και οι υπερκαινοφανεις (supernova). Στα αγγλικα οι τρεις αυτοι τυποι "εκρηξεων" περιγραφονται συνηθως ως: dwarf nova outburst, nova eruption και supernova explosion. Υπαρχει μια λεπτη διαφορα μεταξυ του outburst, του eruption και του explosion. Στα ελληνικα το outburst μπορουμε να το μεταφρασουμε ως εξαρση (ισως) αλλα τα αλλα δυο πολυ συχνα τα μεταφραζουμε ως εκρηξη (βλεπε και ηφαιστειακη εκρηξη = volcanic eruption οχι explosion) το οποιο μπορει να οδηγησει σε παρερμηνειες (να μια καλη ασκηση για τους "γλωσσολογους" - πως αλλιως θα μπορουσαμε να πουμε το eruption). Νικο, αυτο που περιγραφεις η θερμικη ασταθεια δηλαδη στο δισκο προσαυξησης ειναι η κλασσικη περιπτωση του dwarf nova, οχι του nova. Dwarf novae ειναι οι πιο συνηθισμενες εξαρσεις στους κατακλυσμικους μεταβλητους (cataclysmic variables) οπως τα συστηματα τυπου U Gem, SS Cyg, SU Uma κλπ κλπ (λευκοι νανοι που προσαυξανουν μαζα απο το συνοδο αστερα μεσω δισκου). Η "εκρηξη" nova γινεται στην επιφανεια του λευκου νανου (αν θελετε στα ανωτατα στρωματα της "ατμοσφαιρας" του), OXI sτο δισκο, και περιλαμβανει (οπως αναφερθηκε αλλωστε) τη θερμοπυρηνικη συντηξη του υδρογονου σε ηλιο. Περιοριζεται δε στα ανωτατα στρωματα της ατμοσφαιρας (στην ουσια εχουμε ενα εξτρα στρωμα υδρογονου που μαζευται λογω προσαυξησης) και ΔΕΝ καταστρεφει το λευκο νανο. Το ερωτημα πως γινεται οι υπερκαινοφανεις τυπου Ια να προσαυξανουν υλικο ωστε η μαζα του λευκου νανου να αυξανει συνεχως και τελικα να εκρηγνονται ΧΩΡΙΣ να περασουν απο σταδια nova (που θεωρητικα καταναλωνουν και "αποβαλουν" το εξτρα υλικο που εχει μαζευτει) ειναι πολυ καλο - επισης, ειναι αναπαντητο! Η κατασταση ειναι αρκετα περιπλοκη και υπαρχει μπολικη ερευνα στο θεμα αυτο. Υπαρχουν μαλιστα και καποιοι θεωρητικοι οι οποιοι υποστηριζουν οτι ακριβως λογω των μηχανισμων nova οι κατακλυσμικοι μεταβλητοι ΔΕΝ ειναι καλοι υποψηφιοι για να δωσουν υπερκαινοφανεις τυπου Ια - πολλοι προτιμουν το σεναριο της συγχωνευσης (merging) δυο λευκων νανων. Ενα αλλο σεναριο που εχει προταθει εχει να κανει με τα λεγομενα Super Soft X-Ray transient sources (SSXTs η SSS) τα οποια εχουν τοσο υψηλο ρυθμο μεταφορας μαζας, ωστε να συντηρουν συνεχως θερμοπυρηνικες αντιδρασεις στην επιφανεια του λευκου νανου - κατι σαν μονιμη κατασταση nova, αλλα με σταθερη πυρηνικη καυση (steady nuclear burning) αντι για την "ανεξελεγκτη" (runaway) καυση οπως στα κλασσικα nova - με τον τροπο αυτο τα παραγομενα της σταθερης καυσης αυξανουν τη μαζα του λευκου νανου. Ενα τριτο σεναριο εμπλεκει συστηματα οπως ο RS Oph και ο T CrB, που εχουν ερυθρους γιγαντες ως συνοδους και θεωρειται οτι ο ρυθμος μεταφορας μαζας δεν ειναι μεν τοσο υψηλος ωστε να συντηρει σταθερη καυση, ειναι ομως δε αρκετα γρηγορος ωστε να οδηγει σε "αδυναμες" nova στις οποιες ο λευκος νανος διατηρει το προασαυξηθεν υλικο σε μεγαλο βαθμο. Ελπιζω να εδωσα μια ιδεα, δυστυχως μια πιο εμπεριστατωμενη απαντηση χρειαζεται αρκετη εμβαθυνση - η συντομη απαντηση λοιπον θα μπορουσε να ειναι: "δεν ξερουμε" (οπως συμβαινει πολυ συχνα στην αστρονομια)...

Συνονοματε, Καταρχας μπραβο για το μερακι σου και τη θεληση σου να εμβαθυνεις και να ασχοληθεις με φωτομετρικες παρατηρησεις (και οχι μονο). Επειδη "καθε αρχη και δυσκολη", το σημαντικο ειναι να μην απογοητευτεις απο τυχον λαθη, αλλα ψαχνοντας και ρωτωντας να τα διορθωσεις και να προχωρησεις. Ζητω προκαταβολικα συγγνωμη για το κατεβατο που θα ακολουθησει, αλλα ισως να σου φανει χρησιμο (και σε αλλους φιλους που πιθανον να ενδιαφερονται για φωτομετρια). Στην αρχικη σου δημοσιευση κανεις ενα βασικο ερωτημα: Οντως, υπαρχει τροπος να συνδιασουμε δεδομενα απο πολλες διαφορετικες νυχτες (ακομα και με μεγαλα κενα μεταξυ τους) σε μια και μοναδικη καμπυλη. Αυτος ο τροπος ειναι το διαγραμμα φασης. Θα πρεπει δηλαδη να υπολογισεις τη φαση που αντιστοιχει σε καθε φωτομετρικο σου σημειο. Στη συνεχεια συνδυαζοντας ολες τις μετρησεις σου θα μπορεσεις να φτιαξεις μια καμπυλη οπου πλεον θα εχει αξονες φαση-μεγεθος (αντι για χρονο-μεγεθος που ειναι η κλασσικη φωτομετρικη καμπυλη) η οποια θα περιεχει ολα τα δεδομενα που εχεις μαζεψει, συνδυασμενα με το σωστο (επιστημονικα) τροπο. Ομως, πως υπολογιζεις τη φαση που αντιστοιχει σε καθε φωτομετρικο σου σημειο; Χρειαζεται να χρησιμοποιησεις (αν υπαρχει ηδη) η να κατασκευασεις (απο τα δικα σου δεδομενα) τη λεγομενη εφημεριδα του συστηματος. Η εφημεριδα (στα αγγλικα... ephemeris) ειναι μια μαθηματικη σχεση της μορφης Τ = Τ0 + P * Ε, οπου Τ ο χρονος παρατηρησης του καθε φωτομετρικου σου σημειου, Τ0 μια σταθερα/ενας χρονος αναφορας (ephemeris zero-point), P η περιοδος του συστηματος σου (π.χ. η τροχιακη περιοδος ενος διπλου συστηματος, η περιοδος παλμων ενος μεταβλητου κλπ) και Ε ο αριθμος κυκλων (cycle number). Η σημασια του Ε γινεται πιο φανερη αν γραψεις την εφημεριδα ως Ε = (Τ - Τ0) / P. Το Ε μας δειχνει ποσες περιοδοι εχουν περασει απο το χρονο αναφορας Τ0 μεχρι το χρονο παρατηρησης Τ. Απο το Ε μπορεις να βγαλεις τη φαση, φ, που αντιστοιχει στο φωτομετρικο σου σημειο. Εστω οτι για ενα σημειο σου βγαινει Ε = 10.31. Αυτο σου λεει οτι εχουν περασει 10 πληρεις κυκλοι (10 πληρεις περιοδοι) απο τη στιγμη Τ0 εως τη στιγμη Τ και το συστημα σου βρισκεται στη φαση φ = 0.31 του νεου κυκλου. Στην ουσια δηλαδη αφαιρεις το ακεραιο κομματι του Ε και βρισκεις τη φαση. Αν τωρα μετα απο μια βδομαδα ξανακανεις τον υπολογισμο με νεα δεδομενα και βρεις οτι ενα σημειο σου Τ αντιστοιχει σε Ε = 54.32 σημαινει οτι πετυχες το συστημα σε φαση 0.32. Δεν εχει καμια απολυτως σημασια οτι πλεον εχουν περασει αλλοι 44 κυκλοι - αυτο που μετραει ειναι η φαση. Στο διαγραμμα φασης τα σημεια Ε = 10.31 (φ = 0.31) και Ε = 54.32 (φ = 0.32) θα μπουν διπλα-διπλα. Αυτο που σχεδιαζεις στο διαγραμμα ειναι το φ (με το αντιστοιχο φωτομετρικο μεγεθος του μεταβλητου). Ετσι μπορεις να φτιαξεις μια πληρη καμπυλη του μεταβλητου σου, ανεξαρτητα το ποτε πηρες τα δεδομενα. Το σημαντικο στην ολη ιστορια ειναι η περιοδος P του μεταβλητου. Αν ξερεις/μετρησεις το P, ολα τα αλλα γινονται. Και εδω ειναι που μπαινει στο παιχνιδι η αναλυση Fourier. Αν μελετας εναν νεο μεταβλητο, μπορεις να υποβαλεις τα δεδομενα σου σε αναλυση Fourier, να βρεις την περιοδο και να κατασκευασεις την εφημεριδα που θα σου επιτρεψει να βγαλεις το διαγραμμα φασης (και να κανεις και διαφορα αλλα πραγματα που δεν ειναι επι του παροντος). Στην συγκεκριμενη περιπτωση του XX Cyg. Καταρχας οι SX Phe ειναι κατα καποιον τροπο μια υπο-κατηγορια των δ-Scu, επομενως ειτε πεις το ενα ειτε το αλλο ειναι σχεδον το ιδιο, αν και το SX Phe ειναι ακριβεστερη περιγραφη. Ειναι ενας καλα μελετημενος αστερας και ειναι καλη περιπτωση για τα πρωτα βηματα σε φωτομετρια, διαγραμματα φασης κλπ. Μην αφησεις τα δεδομενα σου, μπορεις να τα δουλεψεις πολυ ακομα και να μαθεις αρκετα πραγματα! Αν μου επιτρεπεις εχω μια παρατηρηση: μηπως κατι, καπου δεν πηγε καλα στη φωτομετρια; Τοσο οι καμπυλες φωτος που ανεβασες, οσο και η περιγραφη σου: μοιαζουν σαν να ειναι "αναποδα" απο αυτο που θα περιμενε κανεις απο εναν αναλογο μεταβλητο. Δες πχ http://www.wvi.com/~rberry/astronomy/xxcygni/xxcygni.htm μια αναλογη μελετη με την καμπυλη φωτος. Μηπως τα "ελαχιστα" σου θα πρεπει να ειναι μεγιστα; Ειδικα η καμπυλη της δευτερης βραδιας μου φαινεται σα να ειναι τα πανω - κατω. Επισης, αν μου επιτρεπεις, μια συμβουλη: συνεχισε την εργασια σου πανω στον XX Cyg. Προσπαθησε να εφαρμοσεις αυτα που ειπα με την εφημεριδα του συστηματος για να υπολογισεις τη φαση που αντιστοιχει στα δεδομενα σου και να κατασκευασεις ενα καλο διαγραμμα φασης. Και αν χρειαστεις οποιαδηποτε βοηθεια, εδω ειμαστε. Καλη συνεχεια!

Θα τριζουν τα κοκκαλα του Chandrasekhar .... Επισης, το αρθρο που παρεθεσες λεει καθαροτατα "... Gliese 3483, a system containing a white dwarf of 0.62 solar masses." Λιιιιγο προσοχη (το λεω με ολη την καλη διαθεση).

Φυσικα και δε θα σε φαει κανεις! Δεν υπαρχει ενας καταλληλος χρονος με τον οποιο θα τραβας σε καθε περιπτωση. Ο ιδανικος χρονος αλλαζει με το φιλτρο, αλλαζει με τη φωτεινοτητα του ουρανου (και ως προς το βουνο/πολη και ως προς πανσεληνος/νεα σεληνη) κλπ κλπ Αν εχεις βρει εναν καταλληλο χρονο για να βγαζεις με L, δε σημαινει απαραιτητα πως ο ιδιος χρονος ειναι καλος και με ενα narrow OIII... Μπορεις να κανεις το τεστ με ο,τι φιλτρο θελεις - το αποτελεσμα θα ειναι για αυτο το φιλτρο και για τις συγκεκριμενες συνθηκες φωτορυπανσης (απο την ποσοτικη πλευρα του θεματος, οχι την ποιοτικη) Μετα Επεξεργασια μετα τη δημοσιευση: γραφαμε μαζι Ιφικρατη, συγγνωμη αν φαινεται οτι επαναλαμβανω αυτα που λες

Αν θελουμε να θεσουμε το προβλημα σε (αυστηρα) μαθηματικη βαση, τοτε απο την καμπυλη βλεπουμε πως για ενα συγκεκριμενο χρονο εκθεσης, μεγαλυτερος χρονος εκθεσης στα sub-exposure, δινει καλυτερο SNR - ναι, η αλλαγη ειναι μικρη απο καποιο σημειο και περα, εξαιτιας της ασυμπτωτικης μορφης, αλλα (μαθηματικα) ειναι αλλαγη προς το καλυτερο. Θα προσπαθησω να κανω μια συνοψη. Εχουμε δυο ειδη θορυβου: (1) Ο τυχαιος θορυβος (random noise) που προερχεται απο τον φωτονικο θορυβο (θορυβος βολης) του σηματος μας (photon/shot noise), απο το θορυβο υποβαθρου (background noise) και το θορυβο αναγνωσης (read-out noise). Αν ασχοληθουμε μονο με αυτο το θορυβο, τοτε 3*600sec δινουν καλυτερο SNR απο οτι 30*60sec - αυτο προκυπτει αλλωστε και απο τους Πινακες στις σελιδες 4 και 5 του pdf που εδωσε ο Ιφικρατης. Ξαναλεω, μπορει η διαφορα να ειναι μικρη (δειτε τις τιμες SNR gain/loss στον Πινακα της σελιδας 5), αλλα οπως και να το κανουμε η διαφορα υπαρχει και το SNR gain σημαινει καλυτερο SNR, το SNR loss σημαινει χειροτερο SNR. (2) Ο μη-τυχαιος θορυβος (non-random noise) που προερχεται απο bad pixel/columns και αλλες ατελειες της CCD (σε σταθερες θεσεις) και απο τις κοσμικες ακτινες (οι κοσμικες ακτινες ειναι μεν τυχαιες και σε τυχαιες θεσεις, αλλα το αποτελεσμα τους = κορεσμενα pixel, ειναι συγκεκριμενο). Σε αυτην την περιπτωση, ειναι επιθυμητο να εχουμε ενα μεγαλυτερο αριθμο sub-frames (αρα μικροτερο χρονο sub-exposure) για καλυτερη στατιστικη. Ομως εδω υπαρχουν δυο βασικοτατες προυποθεσεις που πρεπει να (υπερ)τονιστουν (α) για να συνδυασουμε τα frame χρησιμοποιουμε τεχνικες οπως median η sigma-clip και (β) *εξαιρετικα σημαντικο* το dithering ειναι βασικο!!! Αν δεν κανουμε dither, οσα sub-frames και να εχουμε, ενα bad pixel δεν θα εξαφανιστει! Συνεπως, το συμπερασμα οτι ο "καταλληλος" συνδυασμος ειναι 2Ν+1 εκθεσεις με χρονο t(orn)/2 προυποθετει dithering. Αν δεν κανουμε dither, η ολη κουβεντα παει περιπατο, ξεχναμε την αντιμετωπιση του μη-τυχαιου θορυβου και εχουμε καλυτερο SNR με λιγες και μεγαλες εκθεσεις, παρα με πολλες μικρες (για ιδιο συνολικο χρονο εκθεσης), δηλαδη ειναι προτιμοτερο N * t(orn) παρα 2N * t(orn)/2.