Astronomie

Combien de temps faudrait-il pour détecter d'abord un nouvel objet dans le ciel nocturne compte tenu de sa magnitude apparente ?

Combien de temps faudrait-il pour détecter d'abord un nouvel objet dans le ciel nocturne compte tenu de sa magnitude apparente ?

Si un objet aussi brillant que l'étoile Polaris (Magnitude apparente +1,8) apparaissait dans le ciel nocturne, il serait détecté presque instantanément par les astronomes. Si un objet aussi brillant que Pluton (Magnitude apparente +13,65) apparaissait, il faudrait probablement beaucoup plus de temps pour que quelqu'un le remarque (peut-être des jours ou des semaines ?), car il est trop faible pour être vu à l'œil nu. Pour les objets les plus faibles vus du télescope Pan-STARRS de 1,8 mètre (Magnitude apparente +24), parlons-nous d'années ou de décennies pour remarquer un nouvel objet ?

Plus précisément, je recherche une fonction qui me donne quelque chose comme le MTTD (temps moyen de détection) d'un nouvel objet dans le ciel nocturne, compte tenu de sa magnitude apparente. Cela peut aussi prendre la forme d'un graphique. Une telle chose existe-t-elle ?

Je pose cette question pour améliorer ma réponse à Combien de temps a-t-on pu détecter un astéroïde de la taille de celui qui a causé l'extinction des dinosaures ?


Catalogue Caldwell : une visite astronomique du ciel nocturne.

Faites notre visite d'observation du ciel profond de l'hémisphère nord à l'aide de 15 objets du catalogue Caldwell de Patrick Moore.

Ce concours est maintenant terminé

Publié : 16 septembre 2020 à 10h29

Si vous êtes un adepte des défis d'observation du ciel profond, celui-ci est fait pour vous. Notre visite d'astronomie est basée sur le catalogue Caldwell de Patrick Moore. Certains de ces objets Caldwell sont très populaires, d'autres sont un peu moins connus, mais j'espère que vous découvrirez certains d'entre eux pour la première fois.

Le télescope de taille minimale pour ce défi est un réfracteur de 4 pouces : les 15 objets sont à portée de cet instrument sous un ciel sombre. Des ouvertures plus grandes seront certainement utiles, révélant des détails cachés qui pourraient autrement vous échapper.

Nous vous suggérons de relever le défi lorsque la Lune est à l'écart, de porter des vêtements chauds appropriés et d'avoir des boissons chaudes à portée de main. Vous pouvez également impliquer des amis astronomes dans le défi Caldwell – à condition qu'il soit sûr de le faire selon les directives actuelles en matière de distanciation sociale – et en faire une occasion spéciale.

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Les origines du catalogue Caldwell

Le catalogue Caldwell a vu le jour parce que Patrick Moore a estimé que le catalogue Messier - une liste d'objets que les chasseurs de comètes devraient éviter - était quelque peu incomplet. Il dresse donc une liste de ses objets favoris, tous absents du magnum opus de Messier.

Le « M » de Moore étant déjà pris, Patrick a choisi d'utiliser le « C » de Caldwell pour les objets de sa liste, car son nom de famille complet était Caldwell-Moore.

Le catalogue de Patrick contient 109 objets, mais contrairement à celui de Messier, ils sont répartis à la fois dans les hémisphères nord et sud. Il comprend 28 amas ouverts, 18 globulaires, 35 galaxies, 13 nébuleuses planétaires, 12 nébuleuses brillantes, une nébuleuse sombre et deux restes de supernova, classés par ordre de déclinaison.

NGC 752

  • Également désigné C28
  • RA 01h 57m 48s, déc. 37° 41’ 00”

Nous commençons notre défi avec un bel objet binoculaire découvert à l'origine par Caroline Herschel en 1783. L'amas ouvert C28, également connu sous le nom de NGC 752, se trouve à un tiers de la distance entre le mag. +2.3 Almach (Gamma ( γ ) Andromède) et l'étoile du sommet dans la constellation du Triangle, mag. +3.4 Metalla (Alpha ( α ) Trianguli).

Il peut être facilement trouvé en balayant entre les deux étoiles et, à près de deux milliards d'années, c'est l'un des plus anciens amas d'étoiles connus. Les jumelles montreront dans la région de 30 étoiles largement dispersées, bien qu'un télescope à champ riche à faible grossissement soit le meilleur moyen de vraiment profiter de ce bel objet, révélant plus de 60 étoiles membres individuelles, dont plus d'une douzaine sont plus lumineuses que mag. +10,0.

NGC 891

  • Également désigné C23
  • RA 02h 22m 36s, déc. 42° 21’ 00”

Se déplaçant maintenant de près de 7° au nord-est, votre deuxième objet se trouve à un tiers du chemin le long d'une ligne joignant les étoiles Almach et mag. +2,1 Algol (Bêta ( β ) Persei). Nous recherchons un mag. +9,9 galaxie de bord NGC 891, et bien qu'elle soit visible dans un télescope de 4 pouces, sa faible luminosité de surface signifie que vous devrez peut-être utiliser une vision détournée.

Il vaut la peine de s'y attarder un peu car de plus en plus de détails seront révélés à mesure que votre œil s'habituera à la vue. Si vous pouvez augmenter votre ouverture et augmenter le grossissement à environ 120x, avec un examen minutieux, vous devriez discerner une mince bande de poussière sombre coupant la galaxie en deux.

Cet objet a également été découvert à l'origine par Caroline Herschel en 1784 et on pense qu'il se trouve à plus de 30 millions d'années-lumière de nous.

Le Double Amas

  • Aussi désigné C14 NGC 869 & NGC 884
  • RA 02h 19m 00s, déc. 57° 09’ 00”

Poursuivant notre voyage dans Persée, votre prochaine cible est un vrai régal, deux objets pour le prix d'un ! NGC 869 et NGC 884 sont populairement connus sous le nom de Double Cluster aujourd'hui dans l'Antiquité, c'était la poignée d'épée, faisant référence à l'épée incrustée de joyaux donnée à Persée par Athéna et Hermès pour l'aider à décapiter la Gorgone Méduse, cette dernière étant représentée par l'étoile Algol.

Les grappes individuelles sont une belle vue à travers des jumelles et peuvent être vues à l'œil nu depuis un endroit sombre. Un balayage binoculaire entre mag. +3,9 Tau ( τ ) Persei et mag. +2,7 Ruchbah (Delta ( δ ) Cassiopeiae) les trouvera facilement. NGC 884, la plus à l'est des deux, contient de nombreuses étoiles blanc-bleu, tandis que NGC 869 est plus faible et plus compacte.

Le groupe de chouettes

  • Aussi désigné C13 NGC 457
  • RA 01h 19m 06s, déc. 58° 20’ 00”

Nous quittons Persée et continuons dans Cassiopée, une constellation du nom d'une reine qui se vantait en vain de sa beauté incomparable. Il y a cependant une vraie beauté ici avec le bien nommé Owl Cluster - bien qu'il soit aussi parfois appelé ET Cluster parce que sa forme ressemblerait à l'extraterrestre du film du même nom.

L'étoile la plus brillante visible dans l'amas est l'un des yeux de la chouette, mag. +5,0 Phi ( φ ) Cassiopées. Il se trouve à 2° au sud-ouest de Ruchbah, il est donc assez facile à trouver. En vérité, Phi Cassiopeiae rouge vif n'est pas du tout un membre de l'amas, mais une étoile de premier plan. Tout de même, cela ajoute certainement à la vue à travers des jumelles ou une petite lunette.

NGC 188

  • Aussi désigné C1
  • RA 00h 44m 00s, déc. 85° 20’ 00”

Une fois que vous aurez coché ce prochain objet, vous serez au tiers du défi. Situé à seulement 4° au sud de l'étoile polaire, Polaris, l'amas ouvert NGC 188 est souvent ignoré par les observateurs avec des montures équatoriales car localiser des objets aussi près du pôle peut être un peu délicat. Mais qu'est-ce qu'un défi d'observation sans un peu de défi ?

Fait inhabituel pour un amas ouvert, celui-ci comprend de nombreuses étoiles plus anciennes, plus jaunes que les jeunes étoiles blanches et chaudes auxquelles vous vous attendiez. Avec une magnitude de +8,1, ce n'est pas un objet à l'œil nu, mais un télescope de 4 pouces à un grossissement de 30x le révélera comme une dispersion étirée d'étoiles contre un noyau circulaire plus brillant.

La nébuleuse de l'iris

  • Aussi désigné C4 NGC 7023
  • RA 21h 00m 30s, déc. 68° 10’ 00”

C'est maintenant le bon moment pour faire une pause et se réchauffer avec une boisson chaude pendant que vous vous préparez pour le deuxième relais, qui commence avec la nébuleuse de l'Iris. Cette nébuleuse à réflexion lumineuse se trouve dans une zone de ciel parsemée de poussière et est un vieux favori des astrophotographes. Localisez-le à 3,3° au sud-ouest du mag. +3,2 Alfirk (Beta ( β ) Cephei) - vous aurez besoin d'un grand télescope pour bien le voir.

Il y a un amas d'étoiles associé à la nébuleuse (Colinder 427) mais la désignation de Caldwell fait uniquement référence à la nébuleuse. William Herschel découvrit la nébuleuse le 18 octobre 1794 en la décrivant comme « une étoile de septième magnitude très affectée de nébulosité ». Cette étoile est mag. +7.3 HD 200775, un binaire proche qui illumine la poussière qui l'entoure pour donner sa forme à la Nébuleuse de l'Iris.

La galaxie des feux d'artifice

  • Aussi désigné C12 NGC 6946
  • RA 20h 34m 48s, déc. 60° 09’ 00”

Nous nous dirigeons maintenant vers le sud-ouest, juste dans Cygnus pour notre prochain objet. La galaxie des feux d'artifice est une spirale de face qui se trouve à un peu plus de 2° au sud-ouest de mag. +3,4 Eta ( η ) Cephei. Bien que la galaxie ait une magnitude apparente de +8,9, sa luminosité relative est répartie sur une large zone, elle semble donc plus faible que ce à quoi on pourrait s'attendre malgré son nom commun ! Cette situation n'est pas aidée par la proximité de la galaxie avec le plan galactique de la Voie lactée, qui obscurcit également une partie de sa lumière.

Le noyau de la galaxie Fireworks est visible dans un télescope de 4 pouces, mais pour discerner ses bras spiraux, vous aurez besoin d'une ouverture d'au moins 10 pouces. La galaxie est également une sorte de hotspot de supernova, huit ayant été dénombrées depuis 1917 – un feu d'artifice en effet.

La nébuleuse du cocon

  • Également désigné C19 IC 5146
  • RA 21h 53m 24s, déc. 47° 16’ 00”

Restant à Cygnus, notre prochain arrêt est la fascinante nébuleuse du cocon. Sur les photographies, cette nébuleuse à émission presque circulaire semble s'être frayée un chemin à travers les étoiles mais ce n'est qu'une illusion ! L'emplacement de la nébuleuse coïncide avec le bord est d'un bel exemple de nébulosité sombre, Barnard 168. Cette bande sombre de poussière absorbant la lumière peut être facilement repérée à l'aide d'une paire de jumelles alors qu'elle serpente dans le ciel.

Pour localiser la nébuleuse, balayez 2,3° au sud-est du mag. +4.3 Pi 22 ) Cygni. Un télescope de 4 pouces montrera la nébuleuse comme une tache circulaire brumeuse, mais un instrument de 10 pouces ou plus avec un filtre à hydrogène bêta ou à ultra-haut contraste offrira une vue améliorée, réduisant la lumière de deux étoiles brillantes intégrées .

La nébuleuse de l'Amérique du Nord

  • Également désigné C20 NGC 7000
  • RA 20h 58m 48s, déc. 44° 20’ 00”

Un voyage autour du Cygne ne serait pas complet sans une visite à la nébuleuse de l'Amérique du Nord. Par une nuit claire et nette, la nébuleuse peut être vue à l'œil nu comme une riche zone de nébulosité. Pour les imageurs, c'est
un objet idéal pour le filtrage hydrogène-alpha, mais pour observer des jumelles ou un télescope de 4 pouces à très faible grossissement sont les instruments de choix.

Si vous avez accès à une portée plus large, cela vaut la peine de rechercher les amas ouverts NGC 6996 et NGC 6997, qui sont intégrés dans la nébulosité. Trouvez la nébuleuse en imaginant une ligne de mag. +3.8 microns 1 ( 1 ) Cygni par mag. +1,3 Deneb (Alpha ( α ) Cygni), puis allongez-le à nouveau de moitié.

La boule de neige bleue

  • Aussi désigné C22 NGC 7662
  • RA 23h 25m 54s, déc. 42° 33’ 00”

Temps pour une autre constellation et un objet très différent en effet. Les nébuleuses planétaires se forment lorsque les vieilles étoiles ne sont plus capables de soutenir la fusion à leur cœur et qu'elles commencent à s'effondrer sur elles-mêmes. La température élevée du cœur générée par cela éloigne les couches de gaz externes de l'énergie du cœur, ce qui fait briller les nuages ​​de gaz désormais distants.

L'une de ces nébuleuses est la magnifique Boule de neige bleue dans laquelle la lumière ultraviolette du noyau chaud a excité les molécules de gaz environnantes et la forte émission d'oxygène ionisé produit une magnifique teinte bleutée. À travers un petit télescope, la nébuleuse ressemble à une étoile floue, mais une portée plus grande résoudra le disque et la région centrale plus sombre. La nébuleuse se trouve à 4,5° à l'est du mag. +3,6 Omicron ( ο ) Andromède.

NGC 2403

  • Également désigné C7
  • RA 07h 36m 54s, déc. 65° 36’ 00”

Nous sommes aux deux tiers du chemin maintenant, il est donc temps de prendre un autre verre et de s'échauffer. Notre premier objet dans le dernier relais est la galaxie spirale NGC 2403 dans Camelopardalis. Il a une apparence très similaire à celle de la Galaxie du Triangle, avec de nombreuses régions de formation d'étoiles HII au sein de ses deux couches de bras spiraux.

Brillant au mag. +8,4, c'est l'une des galaxies les plus brillantes du ciel - mais encore une fois, comme la galaxie du Triangle, elle est grande et cette luminosité est étalée. NGC 2403 est quelque peu isolé dans Camelopardalis peu peuplé. Vous pouvez le trouver juste en dessous de 8° au nord-ouest du mag. +3,3 Muscida (Omicron ( ο ) Ursae Majoris). Un télescope de 4 pouces montrera une zone floue allongée, mais vous aurez besoin d'un télescope de 12 pouces
pour voir les bras spiraux.

Le vagabond intergalactique

  • Aussi désigné C25 NGC 2419
  • RA 07h 38m 06s, déc. 38° 53’ 00”

Un saut rapide vers le sud dans Lynx nous mènera à un amas globulaire distant connu sous le nom d'Intergalactic Wanderer (l'un de nos amas globulaires préférés), car on croyait à l'origine qu'il était situé en dehors de l'influence gravitationnelle de la Voie lactée (quelque chose que nous savons maintenant être faux).

Découvert par William Herschel en décembre 1788, cet amas est l'un des globulaires les plus éloignés jamais trouvés, à une distance de 182 000 années-lumière. Cherchez-le 7° au nord du mag. +1,6 Castor (Alpha ( α ) Geminorum). C'est un objet difficile dans un télescope de 4 pouces, mais un télescope de 10 pouces ou plus révélera son noyau condensé et son halo inégal.

La nébuleuse des Esquimaux

  • Aussi désigné C39 NGC 2392
  • RA 07h 29m 12s, déc. 20° 55’ 00”

Nous continuons notre voyage vers le sud dans Gemini, passant devant Castor et continuant jusqu'à un point à 2,4° au sud-est de mag. +3,5 Wasat (Delta ( δ ) Geminorum) pour trouver notre deuxième nébuleuse planétaire, la nébuleuse des Esquimaux. Bien que visible à travers un télescope de 4 pouces, avec un diamètre de seulement 15 secondes d'arc, vous aurez besoin d'au moins un télescope de 6 pouces pour montrer la forme du « visage » de l'Esquimau et du « capot poilu » qui l'entoure.

Un instrument de 10 pouces ou plus révélera une foule d'autres détails délicats, y compris deux coques distinctes - une région intérieure marbrée brillante avec un halo extérieur faible séparé par un anneau sombre. L'apparence très distinctive de la nébuleuse n'a pas échappé à William Herschel qui l'a décrite comme « un phénomène très remarquable » lorsqu'il l'a découverte en 1787.

La nébuleuse de l'étoile flamboyante

  • Aussi désigné C31 IC 405
  • RA 05h 16m 12s, déc. 34° 16’ 00”

Bien que notre prochain objet soit le rêve d'un astrophotographe, il est plus difficile pour les observateurs. La nébuleuse de l'étoile flamboyante se trouve à 4,2° est-nord-est du mag. +2,7 Hassaleh (Iota ( ι ) Aurigae) et est un délicieux
mélange de nébulosité de réflexion et d'émission. L'étoile responsable de la génération de toute l'énergie est HD 34078, que l'on voit clairement au cœur de la nébuleuse.

Cependant, cette étoile est ici par hasard : elle ne fait que traverser son long voyage loin d'une interaction cataclysmique avec les étoiles Trapèze dans la nébuleuse d'Orion dans un passé lointain. La forme grossièrement triangulaire de la nébuleuse peut être discernée à travers un télescope de 6 pouces ou plus, mais HD 34078 domine la vue. Essayez d'installer un filtre à hydrogène bêta sur votre oscilloscope pour apprivoiser l'étoile.

La nébuleuse variable de Hubble

  • Également désigné C46 NGC 2261
  • RA 06h 39m 12s, déc. 08° 44’ 00”

Félicitations, vous avez atteint l'objet final, l'énigmatique nébuleuse en forme de comète NGC 2261, également connue sous le nom de nébuleuse variable de Hubble à partir d'une série d'images capturées par Edwin Hubble en janvier 1949. La nébuleuse change de luminosité et dans une moindre mesure de forme, et bien qu'il soit éclairé à sa tête par l'étoile variable T Tauri R Monocerotis, sa variabilité ne correspond pas exactement à celle de l'étoile.

Ce comportement inhabituel est causé par des nuages ​​de poussière en orbite près de l'étoile, bloquant sa lumière et projetant des ombres sur la nébuleuse. Situé à 4,4° au sud-sud-ouest du mag. +3,3 Alzirr (Xi ( ξ ) Geminorum), il est visible dans un télescope de 4 pouces, bien que la forme en coin incurvé de la nébuleuse soit plus clairement révélée à travers un télescope de 8 pouces à un grossissement d'environ 120x.

Avez-vous réussi à observer des objets Caldwell dans le ciel nocturne ? Avez-vous réussi à en photographier un ? Faites-le nous savoir en nous contactant par e-mail à [email protected], ou via Facebook, Twitter ou Instagram.

Steve Richards est un observateur chevronné du ciel profond. Cette tournée a été initialement publiée dans le numéro de décembre 2013 deBBC Sky la nuit Magazine.


Guide de numérisation manuelle super-officiel SDSS-II SN

Au cours d'une bonne nuit claire, le télescope SDSS balayera une région longue et mince dans le ciel. En fait, il scanne 6 bandes étroites, une pour chacune des colonnes de la caméra photométrique SDSS :

Les données recueillies au cours de cette longue observation continue sont appelées un Cours. La toute première exécution effectuée en 1997 était l'exécution 1, et le numéro d'exécution a été incrémenté à chaque exécution suivante depuis lors. En septembre 2005, le nombre d'analyses était d'environ 5600. Les scans peuvent s'étendre sur 90 degrés ou plus. Pour simplifier le traitement, ils sont divisés en morceaux plus petits appelés des champs: chaque champ a une longueur d'environ 10 minutes d'arc dans la direction du balayage. Le champ collecté en premier pendant une course est le numéro 1, le deuxième champ numéro 2, et ainsi de suite jusqu'à la fin de la course.

Les données collectées une nuit donnée peuvent être traitées plusieurs fois par exemple, on peut traiter les données avec plusieurs versions différentes du logiciel de montage PSF. Chaque fois que les données sont réduites, les résultats sont stockés avec un rediffusion valeur : ces valeurs peuvent sauter d'un entier à un autre (de la réexécution 1 à la réexécution 5, par exemple).

Au fur et à mesure que le télescope se déplace, les étoiles dérivent à travers le réseau de CCD. En utilisant l'orientation de la figure ci-dessus, une région donnée du ciel dérivera verticalement vers le bas à travers une seule colonne de la caméra, rencontrant (dans l'ordre) le r', je', u', z', g' filtres. Pendant les opérations ordinaires, un objet met 55 secondes pour dériver sur chaque puce, le temps d'exposition est donc de 55 secondes dans chaque bande passante. Comme le montre The Sloan Digital Sky Survey: Early Data Release (Stoughton et al., AJ 123, 485, 2002), la magnitude limite pour les sources ponctuelles est très grossièrement de 22 pouces. g' et r', 21 dans je'.

Étant donné que chaque puce a une largeur de 2048 colonnes, avec une échelle de plaque d'environ 0,40 seconde d'arc par pixel, chaque colonne sous-tend environ 13,5 minutes d'arc = 811 secondes d'arc dans le ciel. Vous pouvez trouver tous les détails dans The Sloan Digital Sky Survey : Technical Summary (York et al., AJ 120, 1579, 2000).

Un long terme donnera 6 longues bandes de données, une le long de chacune des colonnes. Il y aura un petit écart entre la bande observée par chaque colonne, en raison des écarts entre les colonnes de la caméra, de sorte que les objets n'apparaîtront que dans une seule colonne par passage. La procédure typique consiste pour une personne à examiner les objets trouvés dans une seule colonne de caméra au cours d'un seul passage. Dans des circonstances ordinaires, il peut y avoir entre 300 et 1 000 objets, ce qui peut prendre 2 à 7 heures pour vérifier.

Contexte des supernovae de type Ia

L'objectif principal de l'enquête SDSS SN est de trouver des supernovae de type Ia dans la gamme des redshifts 0,1 < z < 0,3. Ces objets sont suffisamment éloignés pour que les vitesses particulières de leurs galaxies hôtes soient faibles par rapport au flux régulier de Hubble, mais suffisamment proches pour que nous puissions collecter des spectres et des courbes de lumière avec une grande précision et un échantillonnage fréquent. Les résultats fourniront des preuves directes de la composition de l'univers et serviront également à calibrer les propriétés de SN Ia pour d'autres enquêtes.

Quelle est la luminosité du SN Ia sur les images SDSS ? Ci-dessous un graphique montrant les courbes de lumière de SN Ia dans le SDSS r' bande passante sur la gamme intéressante de redshift.

Au pic, on peut s'attendre à ce que la cible de type Ia SNe apparaisse dans la plage approximative 19 < r' < 21. Bien sûr, on aimerait découvrir les SNe avant le maximum de lumière, alors qu'elles sont encore en plein essor. Gardez à l'esprit que certains SNe souffriront d'extinction en raison de la matière dans leurs galaxies hôtes, ce qui peut les rendre considérablement plus faibles que ne le suggère le graphique.

La figure 8 de l'article montre les couleurs attendues des différents types de SNe dans les bandes passantes SDSS à notre disposition à très faible redshift, z = 0,03. Aux redshifts légèrement plus élevés qui nous intéressent, les couleurs changent quelque peu. Josh Frieman a fait un chiffre similaire approprié pour redshift z = 0,1.

Notez que les jeunes SNe de type Ia, nos cibles principales, ont à la fois (g' - r') et (r' - je') les couleurs qui sont plus négatives que la plupart des autres supernovae les seules autres proches de la même région de l'espace colorimétrique sont de très jeunes types II. La différence peut être suffisamment importante pour être significative même si les grandeurs signalées par le logiciel de numérisation comportent des erreurs de point zéro (comme c'est actuellement le cas).

À des décalages vers le rouge plus élevés, le papier Poznanski passe aux bandes passantes standard de Johnson-Cousins ​​au lieu des bandes passantes SDSS, mais les tendances générales seront les mêmes. A et au-delà de la gamme supérieure des redshifts d'intérêt, les jeunes Type SNe Ia que nous recherchons sont encore relativement isolés dans le diagramme couleur-couleur.

Bien qu'il soit peu probable que vous utilisiez les couleurs indiquées par les magnitudes de balayage dans votre décision, la valeur de la r' la grandeur elle-même peut en effet s'avérer utile. Les candidats qui sont très brillants, disons, r' < 17, ne sont certainement pas SNe Ia dans notre plage cible de redshift. Ils peuvent toujours être des supernovae, bien sûr, et doivent toujours être marqués comme tels.

Le processus de numérisation à la main

Pour commencer, configurez votre navigateur sur le Page d'initialisation de l'analyse manuelle

  1. Choisissez votre nom dans le menu déroulant "UTILISATEUR"
  2. Si vous souhaitez que vos résultats de numérisation soient sauvegardés et enregistrés, assurez-vous que la case "Mettre à jour la table des objets" est cochée si vous voulez juste vous entraîner ou regarder des objets que d'autres ont marqués, décochez cette case
  3. Laissez la case "Afficher uniquement les objets non scannés" dans son état coché par défaut, à moins que vous ne vouliez examiner un objet que quelqu'un d'autre a déjà scanné et trouvé intéressant
  4. Laissez la case "Ignorer TOUS les indicateurs" décochée, sauf si vous effectuez un débogage des scripts d'analyse
  5. La boîte "GIF Magnification" définit la taille des images découpées affichées dans la fenêtre de votre navigateur. Par exemple, si vous le définissez sur 1, vous verrez quelque chose comme : Il est beaucoup plus facile de voir les détails avec une valeur plus grande, telle que 4 :
  • Exécuter la recherche identifie l'ensemble des observations (brutes) qui seront utilisées comme les "nouvelles" images que nous espérons trouver dans ces images des objets qui n'apparaissent pas dans les images modèles
  • Exécuter le modèle identifie les observations (brutes) qui seront l'"ancienne" image. Les valeurs d'exécution typiques du modèle se situent entre 2000 et 3000, ce qui fait référence à des données prises approximativement autour de 2002-2003.
  • Rediffusion spécifie l'ensemble exact de réductions appliquées au "Search Run" brut pour produire les images de recherche nettoyées.
  • Colonne de caméra varie de 1 à 6
  • ID du premier objet peut être défini sur -1, auquel cas vous verrez tous les objets d'une exécution (ou seulement tous les objets non analysés, si vous avez coché cette case) ou, si vous voulez voir un objet en particulier, vous pouvez taper son numéro ici

Le Scan Master donnera généralement des missions en envoyant des messages électroniques qui ressemblent à ceci :

Cela signifie que le scanner "FD" doit remplir la page d'initialisation de la numérisation manuelle de sorte que la case "Search Run" lise 4203, la case "Template Run" lise 2583, la case "ReRun" lise 17 et la "Camera Column" La case indique 3. Pour commencer, laissez la case "First Object ID" à sa valeur par défaut de -1 et cliquez sur la case "ENTER".

Votre navigateur devrait afficher le formulaire de numérisation permanent, qui comporte quatre cadres :

Le cadre découpé montre 9 images : de haut en bas, ce sont les images de la bande g', de la bande r' et de la bande i'. Le panneau de gauche dans chaque ligne est la (nouvelle) image de recherche, le panneau du milieu est l' (ancienne) image de modèle et le panneau de droite est la (nouvelle - ancienne) différence entre l'image de recherche et l'image de modèle. Chaque découpe couvre une région de 50 pixels CCD sur un côté, soit environ 20 secondes d'arc sur 20 secondes d'arc. Attention - l'orientation de chaque découpe n'est PAS l'orientation astronomique standard "Nord en haut et est-gauche" de plus, la direction du nord et de l'est changera au cours d'une seule observation car le télescope SDSS est sur un alt-az monter.

Le cadre d'historique donne des informations, le cas échéant, sur les objets précédents qui sont apparus à la même position dans les analyses précédentes.

  • Obj ID : numéro unique attribué à chaque objet pour référence future
  • srun : la course de recherche dans laquelle l'objet a été trouvé
  • sfield : le champ dans le Search Run qui contient l'objet
  • trun : le modèle d'exécution auquel le cycle de recherche a été comparé
  • tfield : le champ dans le modèle d'exécution qui contient la même position (RA, Dec) que l'objet
  • rr : la valeur ReRun pour cette image de recherche
  • cc : la colonne caméra dans laquelle se trouve cet objet
  • ra, decl : l'ascension droite et la déclinaison (J2000) de l'objet. Notez que la valeur de l'Ascension Droite peut parfois être exprimée dans un format négatif étrange :
  • gmag, rmag, imag : la magnitude de l'objet dans le résiduel restant lorsque le modèle est soustrait de l'image recherchée. L'étalonnage photométrique à ce stade n'est pas excellent, de sorte que ces valeurs peuvent être erronées d'un (?) dixième de grandeur.
  • g_delta, r_delta, i_delta : la différence de position, mesurée en pixels, entre la position moyenne de l'objet (calculée en utilisant toutes les bandes dans lesquelles il est détecté) et la position dans chaque image individuelle. Un objet stationnaire doit avoir des valeurs inférieures à 1,0.
  • Drapeaux : objets qui sont classés par le logiciel SDSS ordinaire comme des « étoiles », mais qui ont des magnitudes r > 21, peut être marqué comme "Faint Star". Cela signifie souvent que l'objet est en réalité une étoile ou un quasar et qu'il a été détecté par le logiciel de recherche car sa luminosité a varié entre le modèle et les images de recherche. Dans ce cas, l'objet doit être marqué comme "Variable" (voir la section ci-dessous sur la classification des objets). Cependant, le logiciel peut être trompé à l'occasion, alors ne supposez pas automatiquement que le drapeau "Faint Star" doit être correct.
  • Objets Ttl : le nombre total d'objets dans le groupe actuel que vous numérisez. Si vous quittez la numérisation au milieu d'une analyse, puis revenez le lendemain pour la terminer, cette valeur sera réinitialisée au nombre d'objets restants lorsque vous redémarrez.
  • # Scanned : le nombre d'objets de ce groupe que vous (ou quelqu'un d'autre) avez déjà examinés et classés. Lorsque ce nombre correspond à la valeur "Ttl Objects", vous avez terminé ce groupe. Si vous quittez au milieu d'un scan, puis revenez plus tard, cette valeur sera réinitialisée à zéro lorsque vous commencerez.

Certaines de ces informations peuvent être manquantes dans une ou deux bandes passantes. Si c'est le cas, cela signifie que le logiciel n'a tout simplement pas détecté d'objet dans cette bande passante, ou que le logiciel n'a pas pu calculer correctement une quantité.

Le cadre de résultat est l'endroit où vous prenez votre décision. Chaque objet commence par le choix "[0] Aucun" sélectionné :

Votre travail consiste à examiner les données et à décider laquelle des autres catégories est appropriée. Si vous pouvez prendre la décision, sélectionnez la catégorie appropriée, puis cliquez sur le bouton "MISE À JOUR". Cela enverra votre décision à la base de données centrale et marquera l'objet comme classé. Si vous n'arrivez pas à vous décider, ou si vous voulez juste regarder des objets sans modifier la base de données, cliquez sur le bouton "NEXT CAND/SKIP" : cela ne changera pas la base de données (si l'objet était auparavant non classé, il restent non classés si quelqu'un d'autre lui a attribué une catégorie, il restera dans cette catégorie).

Certaines personnes aiment parcourir rapidement un grand nombre d'objets en appuyant simplement sur "NEXT CAND/SKIP" encore et encore. Vous pouvez le faire pour trouver quelques objets intéressants pour une lecture ultérieure à votre guise.

L'idée de base : jeter les objets fallacieux, classer les bons

  • jeter les objets qui sont manifestement des « déchets » : défauts dans l'image, artefacts dus aux étoiles, problèmes de soustraction d'un gabarit, astéroïdes, etc.
  • attacher une étiquette à tous les objets "raisonnables" restants les étiquettes actuelles (qui peuvent changer à un moment donné dans le futur. ) sont
      SN-Or une nouvelle étoile claire à l'intérieur ou à proximité d'une galaxie hôte, mais pas directement au centre de la galaxie (et donc pas un artefact possible d'une mauvaise soustraction du bulbe/noyau central). SN Argent une nouvelle étoile claire sans hôte, qui apparaît dans au moins deux époques et montre une variation de luminosité entre elles. Bronze SN une nouvelle étoile au centre même d'une galaxie hôte. SN Autre un nouvel objet qui n'entre dans aucune des catégories ci-dessus, mais qui est pourtant suffisamment intéressant pour mériter une étude plus approfondie.
  • Ne vous laissez pas tromper par les noms des catégories : la séquence de l'Or à l'Argent en passant par le Bronze ne ne pas correspondent à « le plus susceptible d'être le moins susceptible d'être un SN ».

    Il peut être utile de suivre cet arbre de décision :

    Exemples de catégories pour SNe

    Pour référence, quelques exemples sont fournis : (comme d'habitude, le premier cadre est la recherche, le deuxième est le modèle, le troisième est la différence).

    SN Or rechercher un résidu ponctuel qui n'est pas exactement au centre de sa galaxie hôte. Il s'agit de l'objet 416392.

    SN Argent recherchez un résidu ponctuel sans galaxie hôte évidente, il doit y avoir au moins une détection précédente de cet objet, comme indiqué dans l'exemple (492898) ci-dessous. La catégorie est conçue pour contenir des supernovae qui sont beaucoup plus lumineuses que leur galaxie hôte, qui peut être invisible dans les images de recherche. On pourrait s'attendre à ce que davantage de SNe à des décalages vers le rouge élevés tombent dans ce groupe, car de nombreux hôtes à faible luminosité et/ou faible luminosité de surface ne seront pas détectés.

    Bronze SN C'est une catégorie un peu curieuse. L'idée est de rechercher un résidu ponctuel au centre même d'une galaxie hôte, comme dans l'objet 419117 ci-dessous. Beaucoup, peut-être la plupart, de ces objets ne seront pas des supernovae, mais des QSO, des noyaux galactiques actifs ou même des étoiles variables au premier plan.

    Il n'y a pas de moyen simple et évident de décider si un faible résidu au centre d'une galaxie mérite d'être appelé "SN Bronze" plutôt que "Variable". Nous réfléchissons encore à cette question.

    Il peut être utile d'utiliser le "Faint Star flag", qui (s'il a été défini) apparaîtra dans la case "Flags" du cadre d'objet. Josh Frieman suggère :

    SN Autre Cette catégorie doit être utilisée pour les objets qui, selon vous, ont de bonnes chances d'être un véritable SN mais qui ne rentrent pas tout à fait dans l'une des catégories ci-dessus. Un exemple courant implique un objet qui est très faible, un autre est lorsqu'un objet est un peu plus éloigné d'un hôte visible que ce à quoi on pourrait s'attendre pour une association physique, et ne semble donc pas être un "SN Gold". Vous trouverez ci-dessous plusieurs exemples.

    Le candidat 451881 est définitivement décentré, il ressemble donc à SN Gold, mais les images soustraites et les valeurs "delta" (affichées dans le panneau des candidats à droite) suggèrent qu'il pourrait s'agir d'un objet en mouvement au-dessus d'un hôte.

    Le candidat 452780 est au bon endroit pour être une supernova, mais assez faible (gmag = 22,7) qu'il pourrait s'agir simplement d'un pic de bruit.

    L'objet ci-dessous (numéro 452859) est-il excentré, et donc "SN Gold", ou directement au centre de la galaxie, et donc "SN Bronze". C'est difficile à dire -- donc "SN Autre" pourrait être approprié.

    Exemples d'objets qui ne sont PAS des supernovae

    La majorité des objets, hélas, ne seront pas des supernovae. La plupart entrent dans un très petit nombre de catégories.

    Rien dans le passé, cette catégorie signifiait uniquement « n'a pas encore été numérisée ». Cependant, récemment, il a été utilisé pour indiquer un pic de bruit qui est juste assez au-dessus du fond pour tromper le logiciel de détection. Par exemple, objet 463495 :

    Artefact un résidu causé par un problème évident dans les pics de diffraction d'image comme celui ci-dessous sont des causes fréquentes d'objets dans cette catégorie (objet 497262)

    En mouvement tout ce qui montre un mouvement entre les découpes dans différentes bandes passantes. Notez que l'ordre d'exposition est le premier r',, ensuite je', ensuite vous, ensuite z', et enfin g'. Cela signifie que l'objet fera généralement un grand saut en position entre le haut (g') et au milieu (r'), puis semblera faire un petit pas en arrière entre le milieu (r') et en bas (je') Lignes. L'exemple ci-dessous, l'objet 495849, est plus lumineux qu'un objet en mouvement normal. Vous pouvez mesurer la vitesse très grossièrement : un décalage d'environ 5 pixels (2 secondes d'arc) pendant la différence de temps d'environ 5 minutes entre r' et g' images. Cette vitesse d'environ 0,5 seconde d'arc par minute est typique des astéroïdes de la ceinture principale. The values of "g_delta", "r_delta" and "i_delta" in the Object Frame may help you to decide that an object has really shifted from one passband to the next.

    Sat. Star a residual caused by a star which saturates the CCD, and thus cannot be scaled and subtracted properly. The example below is number 462902.

    Dipole a residual with roughly equal amounts of positive/negative flux, caused by a slight error in registration of the template and search image.

    Variable any object which has a record of long-term variability, as shown in the History Frame.

    Transient an object with no apparent host, no history, and no motion. Below is 453815.

    If the object appears again at this same position in a future run, it may be marked "SN Silver", or possibly "Variable", depending on how much time has passed since the original detection.

    Cosmic Ray Since the SDSS reduction software does a very good job of identifying and removing cosmic rays (which would appear as isolated bright pixels) from the images, we don't use this category at the present time.

    Hand Veto not currently being used.

    There are a couple of points at which the above classification scheme overlaps causing ambiguity: Transient or SN Gold? By unlucky chance a transient (e.g. asteroid) may be found close to, but nicely separated from, a ``host" galaxy in projection. Variable or SN Bronze? If history is missing (for some artificial reason), a variable may be classified as SN bronze. Conversely, host galaxies may appear stellar, giving rise to misclassification of SN as variables.

    Where do the "good" candidates go?

    After objects have been scanned by humans, they are placed into a database. Every object which is classified is given an ID number for future reference we have supplied the ID numbers of some of the examples shown above so you can go look at them for yourself.

    The objects which were placed into the supernova categories, [100], [101], [102] or [103], are promoted to the rank of Candidate. Candidates are given their own table in the database, and their own web page. Candidates also get a new name, of the form "SNxxx", for quick reference.

    Thereafter, any detection at the location of a candidate is automatically added to the record of that candidate. Candidates are also subject to forced photometry in all bands (including u and z) on days back to 10 days before the first detection.

    • just what sort of SN is it?
    • what is the likely redshift?
    • what is the likely age?

    This information can guide observers to choose the best candidates for followup spectroscopy and photometry.


    C. NAKED EYE MEASUREMENTS

      Studying the geometry of the sky by measuring angles is the most basic form of astronomy. Apart from time tracking, this was the only accurate quantitative measurement possible before the advent of modern instrumentation.

    Measured angles can be all-celestial ("sky", e.g. star-to-star) or celestial-terrestrial. They can be between different celestial objects, between a celestial object and a reference point on Earth, or across a celestial object.

    Modern Units: Degrees, minutes, seconds of arc

      Full circle = 360 degrees of arc
      1 degree = 60 minutes of arc
      1 arcmin = 60 seconds of arc

    Don't confuse these angular units with units of temps! Always use the "arc" terminology for clarity.

      Angles subtended by a quarter at distance D:
      [Note: the symbol

    • 1 degree @ D = 56 in
    • 1 arcmin @ D = 270 feet
    • 1 arcsec @ D = 3 miles

    Angular scales of "pan" of Big Dipper

      The human eye has 1-2 arcmin resolution---i.e. it cannot distinguish two stars separated by less than 1-2 arcmin.

      The Hubble Space Telescope, for comparison, has better than 0.1 arcsec resolution i.e. it can resolve a quarter at a distance of 30 miles

    "Hand-y" measuring scale (see illustration):

      1 degree = width of index finger @ arm's length
      10 degrees = width of closed fist @ arm's length
      20 degrees = distance thumb to little finger on outstretched hand @ arm's length

    Example: the angular diameter of the Sun or Moon is about 0.5 degree. You can block out either with your index finger held @ arm's length. Try it!

    The "Hand-y" scale is useful to remember as you orient yourself to the night sky and compare objects you see there to star charts.

      Astronomers quote star brightnesses on the ordre de grandeur scale. This scale has roots in star catalogs made by the ancient Greeks (ca. 150 BC). It was based originally on simply ranking the stars by their apparent brightness as seen with the unaided eye. Without instruments, this kind of ranking is about the best observers can do.

    Today, the scale has been quantified in terms of the light power deposited by an individual star per unit area at the Earth and tied to telescopic measurements made with electronic detectors.

    The magnitude scale is logarithmic, open-ended, and runs "backwards" (like a sports ranking scale): Brighter objects have smaller magnitudes.

    The brightest stars are about 0 magnitude the faintest visible to the naked eye are about 5-6 magnitude. The brighter planets and most familiar stars have magnitudes in the range -4 to +2. There are only 11 stars brighter than magnitude 1 visible from Charlottesville but there are 1630 stars brighter than magnitude 5.

      The faintest objects yet detected (by the Hubble Space Telescope) are 30th magnitude, or over 1 billion times fainter than visible to eye.

    The human eye can make only rough measures of magnitudes accuracy was only possible after the invention of photography and electronics. Magnitudes are discussed further in the notes on Stellar Astronomy.

    3. Colors, Shapes (in some cases)

      Even crude measures of angles and brightnesses, if made systematically over days, months, or years, immediately reveal the presence of repeating time cycles in the motions of the Sun, Moon, and planets. As mentioned above, these were important for their practical value. But they also showed there was ordre in the universe, even if the origin of the motions was mysterious. They provided strong intellectual stimulus for investigations of the structure of the universe.


    Beyond the Solar System

    Moving beyond the Solar System, our scale of distances and travel times needs to change. Now light will require years, not hours, to make its way to us. The star that is nearest to the Sun happens to be part of a system of three stars. (Unlike the Sun, which is a loner, many stars are found in groups of two, three, four or more.) The brightest star in our neighbor system is called Alpha Centauri (pronounced Al' fa Sen' to ree), and it is a virtual twin of the Sun. Light from Alpha Centauri takes more than 4 years to reach the Sun. (Astronomers use a special term for this way of measuring distance&mdashthey say the star is 4 light years away.)

    The brightest star in our skies is the "dog star", Sirius (pronounced Sea' ree us). It's the primary star in the constellation of the big dog, Canis Major. Sirius is roughly 9 light years away. Think of what you were doing 9 years ago. That's when the light we see from Sirius tonight first began its journey to us. Not far from Sirius in the sky is the bright star Bételgeuse (pronounced Beetle' juice). It is so far that its light takes 430 years to reach us. Light that we see tonight from Betelgeuse left it in the late 1500's.

    In the same part constellation, Orion, as Betelgeuse but even farther away is the Orion Nebula, a place where we see new stars forming. Its distance is 1500 light years, meaning that the light we see from it left more than a thousand years before the invention of the telescope.

    The farther away an object in space lies, the longer it takes its light to get to us and the older that light is when it reaches Earth. As we look deeper and deeper into the Milky Way Galaxy (the island of stars in which we live), we are looking deeper into the past. Light can take tens of thousands of years or more to reach us from distant parts of our galaxy, which is roughly 100,000 light years wide.


    Radar in Earth and Planetary Science: An Intro

    If you’ve ever been on a ship or been to an airport, you’ve likely seen a radar. Or, if you’ve watched the weather report on your local news, you’ve probably heard about “Doppler radar.” But if you haven’t heard about or seen any of these things, what exactly am I talking about?

    Example of one of NOAA’s Doppler radar Image: OAR / ERL / National Severe Storms Laboratory (NSSL)

    Radar stands for “[RA]dio [D]etection [A]nd [R]anging.” It’s a sensor that generates microwave radiation (let’s call it a “signal”) and uses that signal to detect and locate objects. A radar can do this because the signal it sends out (or “transmits”) bounces off material in its path in different ways. How the signal bounces off the material depends on the composition of the material, from what direction the signal is traveling, the frequency of the radar’s transmitted signal, and the size and shape of the object.

    What kinds of things are radar used to observe? The first applications of radar devices were the upper atmosphere and lightning, and, of course, military-related (i.e.: to locate air, ground, and sea targets). These days, a typical object for a radar might still be an aircraft or a ship, but also natural objects, like precipitation (as with your weatherman’s Doppler radar), ice, aurora, spacecraft, and celestial objects. Your radar might be on the ground, attached to the bottom of an aircraft, or part of a payload on a satellite in space.

    Regardless of whether your radar is on the ground or in space, when a radar signal reaches its intended object, a couple of things happen. As with the optical light you see with your eyes, a radar signal will either reflect off the object back to the radar, scatter in many different directions, or bend around the object in a process called “diffraction”. Depending on the objects being observed, the wavelength of the signal, and how the signal gets back to the radar, the radar will discern different properties of the object, including location, size, roughness, and speed.

    Scattering mechanisms for radar Image: ESA

    In fact, one of the most unique features of a radar is its ability to determine the distance to its target. It does this by measuring the time it takes for its transmitted signal to return back to the radar, and that’s done by digitally applying a “time marker” to the signal before its transmitted.

    But what if your target is moving? To determine how fast a non-stationary target is moving, radar systems take advantage of the “Doppler effect”. You may have heard about this in reference to sound waves, with the familiar example of an ambulance siren. The sound waves originating at the siren have some kind of frequency (or pitch) and some wavelength (or spacing between crests in the sound wave).

    As the ambulance approaches you, the siren’s pitch seems higher. The actual frequency and wavelength of the siren’s sound waves didn’t change, but, because the ambulance is moving, the apparent frequency and wavelength changed.

    Schematic of the Doppler Effect

    In other words, the ambulance moved location during 1 wavelength (or 1 period, or 1 cycle) of the siren’s sound wave, effectively shortening the wavelength of the sound wave, as it appears to you. Similarly, as the ambulance moves away, the effective wavelength grows, making the pitch of the siren lower. So, for a radar, a moving object will appear to reflect the transmitted signal at a different frequency than it was originally sent. By analyzing the change in frequency, the radar can then determine the velocity of the object.

    Radars operate in a part of the electromagnetic spectrum called the “microwave band”. This range of frequencies spans from 3 megahertz (MHz), or 3,000,000 hertz (Hz) to approximately 40 GHz (or 40,000,000,000 Hz). In the range of 3 MHz to 30 MHz, you have what are called “HF Radar”. These low frequency radar are famously used on coasts and boats to track and measure ocean waves and currents. For example, the National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA) has many HF radar in several locations along the East and West coasts of the United States.

    The higher frequency radar, from about 300 MHz to 40 GHz, are often used on aircraft or satellites that look down at Earth. What would be the benefit of these radar over regular, optical satellite sensors? As we’ve learned, radars generate their own radiation. Optical sensors, like the one on GOES-16, for example, rely entirely on radiation from the sun to illuminate a given scene. What this means is that optical sensors can’t see at night. On the other hand, since radars use their own “light” source, they can observe the Earth without help from the sun!

    Another pitfall of optical sensors is that they can’t see through obstructions in the atmosphere, like clouds, smoke, or dust. This is because the wavelength of the optical light is either smaller or the same size as the particles in the atmosphere, depending on which particles are in the way. The particles either absorb, transmit, or simply reflect the incoming light depending on their size and molecular structure. On the other hand, light in the microwave band of the electromagnetic spectrum has a comparatively longer wavelength, meaning the microwave energy won’t be as sensitive to the small particles in the atmosphere. This allows microwave radiation to go all the way to the Earth’s surface, except during torrential rainfall.

    Given what we’ve learned about how a radar operates versus a typical optical sensor, what kind of information do you think you see when you look at a radar image?

    Spaceborne radar Example of a spaceborne radar image of ice in Tibet, from the ESA spacecraft Sentinel-1A. Image: ESA

    Optical sensors capture solar energy that’s been reflected off an object on the Earth. At an optical sensor, this information comes at many different wavelengths between violet and red. An “optical image” gives you information on an object’s composition, temperature, and other physical properties, including roughness or texture, to a degree.

    An “image” from a radar gives you an image of what is called the “radar backscatter”, or the amount of energy the radar records after a transmitted signal is bounced off a given object or scene. It indicates how rough surfaces are, which is especially useful when looking over the ocean.

    Now that we’ve learned the basics of how radars work, how have they actually been used on satellites, either to study the Earth or other planets? One type of radar, ubiquitous in space exploration, is the Synthetic Aperture Radar (SAR). From ocean waves on Earth to the surfaces of Venus and Saturn’s moon, Titan, SAR has given us unique views of our solar system that just aren’t possible with regular optical sensors.

    And SAR is what we’ll discuss next time!

    Titan by radar The surface of Titan from the Radar Mapper on the Cassini spacecraft. Image: NASA / JPL-Caltech / ASI


    Why does Algol vary in brightness?

    The star we see as Algol is actually a pair of stars located about 93 light-years from Earth the two are orbiting so close to each other that they appear as one source of starlight to unaided eyes and small telescopes. The much hotter and brighter primary star is three to four times more massive than its cooler secondary companion, and emits about 26 times as much light. Astronomers estimate that the two stars are an average of only 0.06 astronomical units (AU) apart. (One AU is the mean Earth-sun separation — roughly 93 million miles, or 150 million kilometers.) That's a fraction of Mercury's distance from the sun!

    The orbit of the dim secondary star around the bright primary star is oriented nearly edge-on toward Earth, and once during every orbit, it crosses between Earth and the primary star, cutting off (or eclipsing) some of that star's light. The brightness decrease lasts 10 hours, including the time required for the secondary star to transition onto and off of the primary star. The dimmest interval lasts about 4 hours. The entire process repeats every 2.87 days.

    Astronomers tabulate these "minima of Algol" and publish them in astronomy magazines and handbooks. For any given observer on Earth, some minima occur during daylight hours, making them unobservable. The useful CalSky website can predict the nighttime minima visible from your observing site. Navigate to the Deep Sky/Variable Stars/Predictions page, adjust the Start of Calculation and Duration settings (I like to use one month) and click Go. A daily list of minima (and maxima) times for prominent variable stars will be generated.

    There is actually a third star in the Algol system, but its orbital distance of 2.69 AU from the other two stars is not close enough to interfere with the light we receive from them. Next, we'll cover some tips for seeing Algol's change. [The Top Skywatching Events to Look for in 2018]


    Astronomik Visual Filter Review

    Editor’s Note: In his Astronomik visual filter review Matt Harmston does a deep dive into using Astronomik Filters for visual observing under light polluted skies. This article originally appeared in Astronomy Technology Today Issue 9, 2020. This article has been updated with new testing notes and can be found here.

    Over the years, I’ve shared the eyepiece with family, friends, and myriad others. Telescopes so often capture the attention of onlookers, don’t they? Regardless of attention garnered, interested onlookers often don’t consider getting a telescope because they find themselves within the pale confines of light-polluted skies.

    While light pollution interferes with visual astronomy, all is not lost. Many outdoor lights glow due to excitement of such elements as mercury, sodium, etc. Effects from such lighting can be blocked in order to reveal deep sky wonders.

    This article is going to describe experiences under light-polluted skies using Astronomik’s 1.25” UHC, UHC-E, and CLS filters along with the absence of a filter. A follow-up article is being penned that discusses use of these filters as observing tools under dark skies.

    Filters and the Passage of Light

    Deep sky objects (or, DSOs) emit and/or reflect light along the electromagnetic spectrum. As a result, visible details will vary as a function of wavelengths being allowed to pass to your eye. Filters permit users to emphasize select wavelengths over others, thereby revealing specific details by limiting passage of unwanted light.

    To use an analogy, we might enjoy eating a bite of salad – a pleasing blend of tastes arising from a multitude of vegetables and toppings. Deep sky objects are like this salad in that unfiltered views provide a pleasing blend of detail across all visible wavelengths.

    Using a filter to isolate wavelengths of light is like pulling an individual tomato or slice of cucumber from that salad: A specific flavor, selected for attention in relative absence of competing options. You might say that filters help us tailor the view to emphasize our desired “flavors”.

    Technical Details: Astronomik Filters

    For this article, I used Astronomik CLS, UHC-E, and UHC filters (see Image 1).

    Image 2: Light transmission by wavelength plot for the Astronomik UHC filter.

    The purpose of these filters is to enhance visibility of deep sky objects by increasing their contrast with the background sky. Contrast is enhanced by limiting passage of unwanted wavelengths of light while permitting desirable ones (i.e., your selected “flavor”) to pass through nearly unimpeded.

    Though a given DSO might appear brighter when using a filter, this is an illusion. Filters do not brighten objects. Rather, improved visibility is due to enhanced contrast between DSOs and the background sky.

    Under the dark of night, a typical human eye might detect light with wavelengths ranging from about 400 to around 600 nanometers, a truncated upper range compared to daylight conditions. To illustrate light passage by filters along this spectrum, Astronomik publishes charts for each filter that juxtapose percent of light transmitted with wavelength (see Images 2 – 4).

    Each graph’s elevated regions represent wavelengths where most of the light is allowed to pass. In contrast, the low-lying areas represent wavelengths being blocked by the filters. For instance, sodium vapor lights shine at a wavelength of 589nm, a point where virtually no light passes through any of the three filters.

    The CLS filter is a budget-friendly filter intended to block out light from mercury and sodium-vapor lamps while permitting relatively larger portions of the visible spectrum to pass through. The UHC-E filter is also budget-friendly, yet is designed to further enhance contrast of emission nebulae and comets by blocking airglow and common artificial lighting.

    With the UHC, blockage of select wavelengths is even more aggressive. Where desired light is passed, the UHC is also the most efficient of the three filters. The UHC is particularly adept at transmitting Hydrogen-beta and Oxygen-III lines while aggressively blocking background sky.

    Because progression from the UHC to the CLS filter means passing additional wavelengths of light, overall fields of view will appear brighter with the CLS than the UHC-E and UHC. But, brighter isn’t always better with filters: Contrast is key.

    Technical Details: Observing Site and Gear

    Light-pollution testing was conducted at a friend’s suburban home under smoke-filled skies, ample man-made light pollution, and on one of the nights, a 31% illuminated moon.

    Judging by the faintest visible naked-eye stars (my night vision is excellent, and corrected acuity is better than 20/20), lower altitudes were limited to roughly magnitude 2.9 and brighter stars. At zenith, I couldn’t make out stars fainter than roughly magnitude 3.9. The 3.9 estimate was obtained after the moon had set on the first night, and replicated under no moon the second night. Direct light from street lamps was blocked by homes, but neighboring lights cast some illumination across the yard.

    I wanted to use a telescope and mount fairly typical of what might be found in the amateur community, thus my SkyWatcher Pro 100ED refractor (100mm aperture) and Celestron AVX mount went out for a night on the town. Though the AVX is a GoTo mount, I did not use that functionality so as to more readily use star-hopping and sky panning in my testing of the filters.

    In spite of keeping mechanics and aperture fairly basic, I wanted to avoid eyepiece aberrations while testing. Thus, the f/9 telescope was paired with two quality eyepieces: An Orion 22mm Lanthenum Superwide and a 13mm Tele Vue DeLite. These eyepieces were chosen because they are good quality, have comparable apparent fields of view, long eye-relief, and their disparate focal lengths enabled brightness-impacting differences in magnification.

    Targets for the testing included Messiers 8, 13, 17, 20, and 57, along with NGC 869/884. These were chosen for several reasons. They could all be detected with the small scope without a filter under my bright skies. And, they represented varied ratios of emission nebulosity- and stellar-sourced light output. Finally, their altitudes resulted in piercing varied levels of light pollution.

    The View: Light-Polluted, Smoky, (Sometimes) Moonlit Skies

    Image 4: Light transmission by wavelength plot for the Astronomik CLS filter

    To test each filter, I alternated between the unfiltered and filtered conditions and then, in some cases, across eyepieces. For high-level details, a summary of observations follows:

    – All three filters enhanced contrast to varying degrees, thus detection of and detail within deep sky objects was enhanced by using the filters in most cases.

    – The already sharp focus of the unfiltered ED refractor was maintained or improved upon by use of each filter. The UHC rendered stars sharper than any other condition.

    – When viewing bright emission regions of nebulae, increased filter contrast progressively enhanced detection and detail regardless of eyepiece or object elevation. In order of most emission detail to least: UHC, UHC-E, CLS, and finally, no filter.

    – The UHC filter provided a particularly pleasing 3-d effect when viewing emission portions of M8. And, it revealed far more nebular detail than any of the other filters, eliciting a muttered, “Wow!”. M17 was quite remarkable due to dramatic improvement in observable detail with the UHC.

    – If you are panning light-polluted skies in search of targets, the use of any of these filters would be beneficial. M17 was difficult to distinguish from the unfiltered background sky, and was more obvious against the darker background from the CLS. However, the UHC-E and UHC filters more readily extracted emission nebulae from the sky’s soup when star-hopping toward it.

    – If you want to star-hop to emission nebulae with a small telescope, the UHC-E gets highest kudos because it markedly increases contrast yet cuts less starlight than the UHC.

    – A general point to mention: All other things equal, higher magnification can help with detecting fine details under filtered and unfiltered conditions – to a point. Too much magnification relative to aperture can be counterproductive due to dimming the field of view, among other factors.

    – Heavily populated star fields such as the Perseus Double Cluster (i.e., NGC 869/NGC 884) most benefited from the CLS filter. It’s moderate background darkening, combined with greater maintenance of star illumination, made for an eye-catching view.

    When considering which filter would get the gold star as a general-purpose accessory, I found myself in a quandary. I kept coming back to the phrase, “different filters for different flavors”.

    As a general-purpose filter, I most often found myself preferring the UHC-E – plenty of starlight for the small aperture, darkened background, and enhanced views of more targets of most interest à moi. However, if my interest had been specifically in emphasizing views of brighter emission nebulae with this small ‘scope, the UHC would have been my preferred accessory.

    Note, “brighter emission nebulae” is a relative label, as larger apertures will reveal increasingly fainter objects and detail than my little refractor. Had my interest been specifically in star fields/clusters, the CLS would have been my choice. In short, each filter had its own application where it stood above the rest, making selection of the best filter a personal choice based on conditions, equipment, and interests.

    There are two important limitations to this article. First, the combination of aperture, sky, and location pushed accessible galactic targets below my visibility threshold and/or behind the neighbor’s trees. The second limitation was that there were few examples of accessible reflection nebulae, and even the most obvious (a portion of M20) was barely visible in direct vision. Thus, evaluation of use with galaxies and more thorough study of reflection nebulae will have to take place under darker, more open skies.

    Other Filter Characteristics Beyond the Eyepiece

    Though the emphasis in this article is on the eyepiece view, there are some important observations to consider beyond contrasty views:

    – The filters are accurately advertised as being parfocal.

    – All three filters threaded into the Orion and Tele Vue 1.25” eyepieces, permitting full, secure seating in all cases.

    – The filters had secure lenses within their respective housings. No tightening of set rings was needed before, during, nor after use in temperatures ranging from 60F to 83F.

    – Astronomik website references coating and construction durability. I can embarrassingly attest to this, as one dark sky session saw sweaty fingers drop the UHC filter lens-down on a coarse gravel driveway. Short of my bruised ego and utterance of something best left unprinted, no apparent harm came from the drop. Suffice to say, the filters must be cared for just as any other fine optics, but this (un)happy accident underscored the durability claim.

    Viewing under light-polluted skies may not be ideal, but for many, doing so cannot be easily avoided. Testing these filters reinforced my opinion that light pollution need not preclude exploring the heavens. Instead, we can successfully seek out a wide range of celestial targets.

    So, are filters for you? If so, which one(s)? Arriving at this decision involves personal tastes, interests, gear, and settings. But, like myriad eyepieces in their cases, there are filters to suit most needs and interests.

    I encourage you to take the plunge and counter light pollution with filtered viewing. These filters from Astronomik put a smile on my face, each in their own way. You just might have the same experience.

    Matt Harmston is an educational researcher whose appetite for the heavens has been whetted by increasing aperture over the years. More recently, Matt has immersed himself in video astronomy – a means of probing deeper into the night sky while making astronomy accessible to all ages and abilities. With this technology readily available, Matt is considering a career as a sleep-deprivation research subject.

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    Travel Time

    The time it will take to travel to this star is dependent on how fast you are going. U.G. has done some calculations as to how long it will take going at differing speeds. A note about the calculations, when I'm talking about years, I'm talking non-leap years only (365 days).

    The New Horizons space probe is the fastest probe that we've sent into space at the time of writing. Its primary mission was to visit Pluto which at the time of launch (2006), Pluto was still a planet.

    Mach 1 is the speed of sound, Mach 2 is twice the speed of sound. Corncorde before it was retired was the fastest commercial airline across the Atlantic and only one that could do Mach 2.

    La descriptionSpeed (m.p.h.)Time (years)
    Marche483,485,064,144.21
    Voiture1202,782,835,471.47
    Airbus A380736453,723,174.70
    Mach 1767.269435,232,306.50
    Mach 21,534.54217,615,869.63
    New Horizons33,00010,119,401.71
    Speed of Light670,616,629.00497.96


    Supernova Discovery in 2011

    On August 24, 2011, a Type la supernovae ( SN 2011fe ) was discovered in the Pinwheel Galaxy. I remember hearing reports of this finding, and looking at my images of M101 to see if I could produce a “before and after” image of this galaxy.

    The first time I photographed M101 was on August 27th, 2011. Unfortunately, I was unable to find the supernova event in my images from the backyard.

    The image on the left shows to the location of the supernova event as it appeared on August 25, 2011 ( Wikipedia ). The image on the right was captured from my backyard telescope on August 27th, 2011.

    Image of the supernova event that occurred in the Pinwheel Galaxy in 2011.

    I’ve overlayed the image to try and locate the SN 2001fe in my images, but I do not see the event in my images. I believe it’s important to archive your personal astrophotography images in an organized way (by date), in case you find yourself in a similar situation where you can contribute to science in a small way.


    Voir la vidéo: Walkthrough: Problem Set 1 (Juillet 2021).