Jarní seminář o zpracování astronomických dat (Odpovědi)


1
2	Přihlášená témata Jarního semináře o zpracování astronomických dat SPHE ČAS 2016			Legenda:
3		29. 4. - 1. 5. 2016		Praktická ukázka
4		Astronomický ústav AV ČR, v.v.i. v Ondřejově		Přednáška
5
6
7		Python pro fotometrii	Jakub Juryšek
8		Představení užitečných knihoven programovacího jazyka Python, pomocí kterých je možné účinně provádět dávkovou fo- tometrii velkého množství snímků. Zájemci obdrží kompletní sadu skriptů, které budou moci využívat pro zpracování vlast- ních dat. V rámci workshopu budou vysvětleny základy programování v jazyce Python a hlavní principy fotometrických al- goritmů tak, aby účastníci byly sami schopni využívat Python pro účely zpracování astronomických dat.
9
10		Úvod do PHOEBE	Jakub Juryšek
11		Účastníci workshopu se seznámí se základními principy modelování světelných křivek v programu PHOEBE a sami si zkusí vytvořit fyzikální model vybrané zákrytové proměnné hvězdy.
12
13		Spektra dvojhvězd - měření radiálních rychlostí	Jakub Juryšek
14		Analýzou spekter dvojhvězd můžeme určit mnoho fyzikálních vlastností těchto systémů. Jednou z metod spektrální analý- zy je určení radiálních rychlostí z dopplerovských posuvů spektrálních čar. Jsou-li ve spektru patrné čáry obou složek sys- tému, pak pokud známe inklinaci (např. z fotometrie), můžeme měřením radiálních rychlostí určit hmotnosti obou složek dvojhvězdy a hlavní poloosy jejich drah. Účastníci workshopu se seznámí se základními principy měření radiálních rychlo- stí ze spekter dvojhvězd a sami si vyzkouší jejich měření zrcadlovou metodou.
15
16		Astronomická fotometrie: Strategie pozorování, redukce a transformace do standardního fotometrického systému, archivace dat	Petr Harmanec
17		Po krátkém přehledu základních principů astronomické fotometrie získavané na pozemských observatořích bude vysvět- lena optimální strategie pozorování a vhodný postup redukce získaných dat a jejich transformace do některého standard- ního fotometrického systému. Zmíněny budou i možnosti převodů mezi jednotlivými existujícími fotometrickými systémy s cílem získat co nejdelší homogenní pozorovací řady pro následnou analýzu.
18
19
20
21
22
23		Poté bude i prakticky představen soubor programů HEC22, SORTARCH, VYPAR umožňující kompletní redukce fotometrie, transformaci do standardního systému a archivaci, třídění a extrakci získaných pozorování.
24
25		Nové funkce nástroje Fotometrie programu SIPS	Pavel Cagaš
26		Představení nových funkcí nástroje Fotometrie programu SIPS:
27		1) nové vlastnosti (a opravené chyby) mezi verzemi 2.4.4 (verze představená na konferenci SPHE v Ostravě) a 2.4.10
28		2) použití více srovnávacích hvězd
29		3) definice popisu pole a jeho požití při zpracování velkého množství pozorování
30
31		Barevná kalibrace fotometrického systému	Miroslav Smolka
32		Použití filtrů v systému Johnson-Cousin se doporučuje při pozorování zákrytových proměnných hvězd a exoplanet, i když je výsledkem měření pouze určení času minima (ne absolutní magnitudy). Pro tento účel se autor pokusil o kalibraci vizu- álních (nefotometrických) barevných filtrů RGB na standardním poli M67. Výsledky překvapivě dobře korelují s fotometric- kými filtry v systému Johnson-Cousin, zejména v oborech V a R. Vlastní kalibraci předcházela simulace spektrální odezvy CCD senzoru s publikovanými křivkami propustnosti komerčních vizuálních a fotometrických filtrů.
33
34		Účelem příspěvku je diskuse na téma aplikace transformačních koeficientů a kritéria pro akceptaci filtrů na základě výs- ledků kalibrace u měření zákrytových proměnných hvězd.
35
36		RTS2 - remote telescope system (a jak ho spojit se skriptem v Pythonu pro fotometrii)	Petr Kubánek
37		Popis bude dodán.
38
39		Pozorování zákrytových eruptivních hvězd – fotometrie a spektroskopie	Ladislav Šmelcer
40		Od zahájení kampaně pozorování eruptivních hvězd uplynuly dva roky, je tedy možné udělat krátké ohlédnutí za dosaženými výsledky a porozhlédnout se po další případné spolupráci. Tou může být získání spekter některých eruptivních hvězd z důvodu určení variací povrchových teplot v závislosti na fázové křivce. To může být zapříčiněno přítomností hvězdných skvrn na povrchu.
41
42		Od března 2014 pravidelně pozorujeme dva zákrytové systémy GJ 3236 a NSVS 01031772 Cam. První zjasnění byla zaznamenána po několika pozorovacích nocí u GJ 3236 (o nich bylo referováno na konferenci v Praze 2014 a v současné době se připravuje obsáhlejší publikace do AA). Do prosince 2015 jsme zachytili celkem 35 erupcí. V období 12.3. 2014 – 8.11. 2015 byla hvězda GJ 3236 sledována 104 nocí, respektive 602 hodin, což zhruba představuje 5 % z celkového možného pozorovacího času. Dá se očekávat, že erupce nebudou nastávat v době pozorování, takže s největší pravděpodobností bude celkový počet erupcí za toto období 20x větší. Amplitudy zjasnění se pohybují od 0,08 do 0,8 magnitudy ve filtru R, ve filtru V je zjasnění o několik desetin magnitudy jasnější. Z fotometrie vyplývá první informace, že ke kratším vlnovým délkám je amplituda zjasnění větší. Délky vzplanutí se pohybují v rozmezí od 4 minut do 96 minut, většina pozorovaných zjasnění je do 15 minut, delší jsou vzácnější. Vzhledem k tomu, že konkrétně GJ 3236 je poměrně slabý systém (13 mag), jsou potřebné expoziční časy kolem jedné minuty. Z tohoto důvodu není vhodné provádět vícebarevnou fotometrii zejména kvůli rychlým případům erupcí a světelná křivka by nebyla dostatečně pokryta. Z tohoto důvodu jsem oslovil jiné pozorovatele, kteří by měli zájem o sledování těchto hvězd. Výsledkem je několik souběžných světelných křivek z různých observatořích.
43
44		Získání spekter eruptivních hvězd může zodpovědět otázku vztahu mezi aktivitou hvězd a přítomností stabilních hvězdných skvrn. Variace teploty povrchu hvězdy je možné zjistit poměrně přesně například určením poměru změn hloubek některých párů spektrálních čar vanadu a železa.
45
46		Erupce na hvezdach pozdniho typu a jejich souvislost s erupcemi na Slunci	Petr Heinzel
47		Podobne jako na Slunci pozorujeme eruptivni procesy (erupce) i na mnoha dalsich hvezdach pozdniho typu, zejmena G a M. Chladne hvezdy typu M jsou reprezentovany predevsim erupce take snadneji detekovatelne. Hvezdne erupce lze zachytit jako zablesky trvajici minuty az desitky minut, podobne jako na Slunci. Svetelne krivky maji typicky prudky narust a po maximu pak pomaly (gradualni) pokles. Hvezdne erupce lze pozorovat pomoci barevnych filtru, ale i v celkovem (integralnim) svetle, coz je na Slunci mnohem obtiznejsi. Nektere eruptivni hvezdy jsou dvojhvezdami a zablesky pak pozorujeme na pozadi periodicke svetelne krivky. Existuji i velmi zajimava pozorovani spekter eruptivnich hvezd na jejichz zaklade se pak buduji modely erupci na chladnych hvezdach. V nedavne dobe byly pomoci satelitu Kepler objeveny mimoradne silne erupce na hvezdach typu M i G (Slunci podobne hvezdy), ktere vyzaruji celkovou energii o nekolik radu vetsi nez nejvetsi slunecni erupce. Nakonec se zminime i o praktickem zpusobu pozorovani eruptivnich hvezd a o modelovani erupci na Slunci a na hvezdach.
48
49		South-Moravian-Observatory under Full Remote Control	Reinhold Auer
50		Presentation of my remote control telescope and how it works.
51
52
53
54
55
56
57
58
59