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OTO - Ohshima Tamashima Observatory- - Search Results

  • 測光システムとフィルター・標準星 - [ フィルターが波長領域を主に決定するので最重要な要素であることは確かですが、測光システム=フォルタ―システムではありません。]
  • γ Perの食2019 - [30cmRC+ALPY600(R〜600)+Atik460EX 露出5秒 フラット補正と波長較正のみ実施]
  • 大気減光の補正 - [変光星や系外惑星のtransit観測などでは、比較星と目的星の色が異なると地球大気による減光の様子が波長によって異なるので補正が必要になります。 ]
  • II Peg - [HJDで、56301.957(JST:9日19h58m)辺りにフレアの可能性のある0.1等程度の増光が見られる。他波長や他所のUバンド、分光観測の結果との照合が求められる。]
  • フラックスを振動数から波長へ変換する場合 - (matched in keyword)
  • 明るい比較星を選ぶ - [気の距離(厚み)が変化する。また、CCDが感度を持つ波長域では、短波長の光]
  • 天体の分光 - [*[[フラックスを振動数から波長へ変換する場合]]]
  • ペルチエ素子を使った晴天センサー - [体温を36℃としてその赤外線のピーク波長は、ウィーンの変位則によりλ=9.4μmとなる。]
  • damage2eye - [波長による危険の程度をD(λ)で表すとすると、]
  • BDS-バルマー逓減率測光サーベイ - [近年、国際的にガンマ線バーストや背景星の変光を利用した重力レンズの検出など、突発天体の冷却CCDカメラによるサーベイ的観測が多く実施されるように なり、未解明の現象の観測に成果が上がっている。さらに副産物として多数の変光星が発見されるなど多くの成果をあげている。これらのプロジェクトに共通し た特徴は、より暗い天体を写すために使用するフィルターは広い波長域に渡っている。 今回の計画は、これまで誰も実施していない狭帯域バンドパスを持った 水素のHα輝線による恒星の撮像モニターリング観測である。Hα線は、宇宙で最も普遍的な水素原子が放つ強いスペクトル線であり、 恒星大気の活動や新星など爆発天体においても最も特徴的な変化を示すことが知られている。このHα線でサーベイを行えば、バンド幅が狭いため高いS/N比 でHα線関連現象を検出できる。検出が期待される既知の突発現象・変光天体としては、銀河系内の新星・Be星などの輝線星・フレア星など多くの種類があ る。これらの記録をデータベースに保存しバイアスのかかっていない均一なサンプルを得るが第1の目的である。そのデータから長期間のHαバンドでの変光の 様子や突発天体の出現頻度の統計的議論が可能になる。さらに、副産物として未知のHαフラッシュ現象を検出できる可能性も密かに期待している。]
  • なぜそんなことが - [そのため、同じ1ピクセル内であっても、場所によっては透明でない電極や配線によって減光される(しかも短波長の光ほど減衰が大きい)ので、結果的に1ピクセル内であっても、感度や分光感度特性の均一性が大きく失われる。]
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