Aktualny czas UTC:

Aktualny standard

Metodyka przeprowadzania obserwacji zjawisk zakryciowych ewoluuje wraz z ciągłym postępem technicznym !
Analiza europejskich raportów obserwacji zakryć asteroidalnych wykonanych w latach 2014-2016, przesłanych przez ponad 150 indywidualnych obserwatorów, ukazuje pewien aktualny standard techniczny, do którego powinien dążyć każdy zaawansowany obserwator zakryć:

  • TELESKOP
    – teleskop Newtona o średnicy lustra 200-300 mm lub
    – teleskop Schmidta-Cassegraina (SCT) o średnicy lustra 200-300 mm z reduktorem ogniskowej (najczęściej reduktory 0,33x, 0,63x)
  • MONTAŻ TELESKOPU
    – paralaktyczny z prowadzeniem, najlepiej z funkcją GO TO, klasa nośności no najmniej EQ5 lub
    – azymutalny lub widłowy z prowadzeniem, najlepiej z funkcją GO TO
  • KAMERA WIDEO
    – analogowa kamera integracyjna CCD TV o czasie integracji osiągającym kilka sekund (np Watec 120, Watec 910, …), min. ośw. 0,0001 – 0.0000025 lx, funkcja OSD lub
    – cyfrowa astronomiczna kamera CCD z wyjściem USB,  zakres dynamiczny 12-14 bit (metoda drift-scan)
  • SŁUŻBA CZASU
    – wideo inserter czasu oparty na czułym odbiorniku GPS (analogowe kamery wideo CCD TV) lub
    – synchronizacja czasu systemowego zegara komputera przez najbliższy dla obserwatora serwer NTP poziomu co najmniej Stratum1 (cyfrowe kamery CCD)
  • REJESTRACJA ZJAWISKA
    – nagranie zjawiska jako nieskompresowanego pliku AVI, użycie video-grabbera USB (konwertera AC), zapis nagrania na dysku HDD/SSD komputera przenośnego lub
    – użycie kodeków bezstratnej kompresji (np Lagarith, Y800, Huffyuv, …), użycie video-grabbera USB, zapis nagrania na dysku HDD/SSD komputera przenośnego lub
    – nagranie zjawiska na camcorder Mini-DV z wejściem VIDEO IN (taśma VHS powoli jest wypierana przez powyżej przedstawione techniki zapisu na HDD)
  • PROGRAM NAGRYWAJĄCY – Virtualdub
  • PROGRAM ANALIZUJĄCY – Tangra lub LiMovie

occultation_setup


TROCHĘ STATYSTYKI:

Na podstawie analizy europejskich raportów obserwacji zakryć asteroidalnych wykonanych w latach 2014-2016, przesłanych przez ponad 150 indywidualnych obserwatorów:

  • Średnica teleskopu: 200-300 mm = 54 %, 300-500 mm = 19 % , 100-190 mm = 17 %, 510-1040 mm = 10 %
  • Typ teleskopu: Schmidta-Cassegrain (SCT) = 36 %, Newton = 35 %, refraktor = 8 %, Maksutov i Cassegrain = 6 %, Ritchey-Chretien (RC) = 3 %
  • Użycie reduktorów ogniskowej: 68 % teleskopów SCT
  • Montaż teleskopu: paralaktyczny = 82 %, azymutalny = 13 %, inny (np statyw foto) = 5 %
  • Prowadzenie teleskopu: elektryczne = 90 %, ręczne = 10 %
  • Podstawa służby czasu: GPS = 59 %,  NTP = 18 %, DCF = 15 %, inne stacje radiowe lub metody = 8 %

Najczęściej używane modele sprzętu (kolejność wg. ilości urządzeń, popularności):

  • Metoda obserwacji : analogowe kamery wideo + inserter GPS -> kamery cyfrowe USB + NTP -> drift-scan CCD + NTP -> wideo Mini-DV + inserter GPS -> wizualna
  • Inserter czasu: IOTA VTI -> Blackbox VTI GPSBOXSPRITE -> KIWI-OSD VTI -> TIM-10 VTI -> Svensoft SVTI2006 -> inserter Cuno
  • Kamery analogowe: Watec 120N+ -> Watec 910HX/RC -> Watec 910HX -> Mintron MTV-12 -> Watec 120 N -> Watec 902H Ultimate
  • Kamery cyfrowe: QHY 5L-II-M -> SBIG CCD -> lustrzanki Canon z opcją nagrywania filmów -> Audine -> ZWO ASI

TROCHĘ HISTORII:

W latach 80-tych XX w. brak było szeroko dostępnej służby czasu. Co prawda od 1959 r. w RFN działała stacja DCF77 nadająca wzorcowe sygnały czasu z miejscowości Mainflingen koło Frankfurtu nad Menem, ale polscy obserwatorzy nie posiadali sprzętu do ich odbioru. W Polsce radiowe wzorcowe sygnały czasu nadawano o równych godzinach w Programie I Polskiego Radia na fali 225 kHz. Dostępna była również radziecka stacja RWM nadająca w pasmie 4996 kHz z okolic Moskwy. Jednopozycyjne stopery elektroniczne synchronizowano ręcznie metodą „na słuch”o pełnej minucie lub godzinie. Momenty zjawisk zakryciowych były obaczone podwójnym błędem. Błąd osobowy obserwatora (czas reakcji) oraz błąd synchronizacji stopera z sygnałami radiowymi przeważnie się sumowały. Realny moment zjawiska przypadał więc 0,7-1 sekundę wcześniej od wyniku otrzymanego na stoperze.

Do końca XX wieku przeważało raportowanie obserwacji wykonanych głównie metodą wizualną. W latach 90-tych momenty zjawisk zakryciowych rejestrowano już na wielopozycyjnym stoperze zsynchronizowanym elektronicznie. Kabel przylutowany do styków stopera podłączany był do prostego odbiornika DCF z wyjściem wyzwalającym start stopera o pełnej minucie radiowych wzorcowych sygnałów czasu. Nagrywano także wspomniane sygnały czasu (wraz ze swoim głosem oznaczającym moment zjawiska) na taśmę audio stosując magnetofony lub dyktafony. W okresie późniejszym sygnały PR przestały być traktowane przez SOPiZ jako wzorcowe i korzystano już tylko z coraz bardziej popularnych odbiorników niemieckiej stacji DCF77 (77,5 kHz). Momenty zjawisk zakryciowych były obaczone tylko błędem osobowym obserwatora, lecz osiągającym niekiedy nawet 0,4 sekundy.

Przełom wieków to również przełom w dostępności sprzętu optycznego dla amatorów astronomii w Polsce. Pojawiły się montaże paralaktyczne z prowadzeniem, a następnie montaże z funkcjami GOTO i coraz większe apertury teleskopów.

Początek XXI wieku to rozwój rejestracji zjawisk w oparciu o analogową technikę wideo. Czarno-białe kamery telewizji przemysłowej CCD TV podłączano do pojawiających się pierwszych konstrukcji inserterów czasu, których moduły odbierały wzorcowy sygnał DCF77. W celu zwiększenia zasięgu gwiazdowego i rejestracji słabych gwiazd stosowano jak najczulsze kamery CCDTV dostępne na rynku – ich minimalne oświetlenie oscylowało w przedziale 0,01 – 0,05 lx. Nośnikiem nagrywanych zjawisk była taśma wideo – nagrywano głównie magnetowidami VHS oraz camcorderami Mini-DV. Analiza zjawisk polegała na wizualnym odtwarzaniu taśmy VHS na monitorze i odczytaniu wyników z dokładnością do czas trwania połowy klatki, czyli 0,02 sekundy.

Kilka lat później nastąpił kolejny krok zmierzający do poprawienia precyzji rejestracji zjawisk zakryciowych. Taśma VHS została praktycznie wyparta przez nową generacje urządzeń i nowoczesne metody – cyfrową rejestrację zjawiska na dysku HDD. Ze względu na lawinowo rosnącą ilość urządzeń elektronicznych emitujących fale elektromagnetyczne znacząco pogorszył się odbiór sygnałów stacji DCF77. Zaczęto więc wdrażanie inserterów czasu z modułem odbiorczym opartym o sygnał GPS. Inserter taki miał wiele zalet – podawał bardzo dokładny wzorcowy czas UTC, był odporny na zakłócenia elektromagnetyczne, działał nie tylko w pobliżu masztu nadawczego stacji radiowej ale praktycznie na całym świecie. Dodatkowo podawał bardzo dokładne współrzędne i wysokość miejsca obserwacji – odpadła konieczność posługiwania się dodatkowym odbiornikiem GPS lub mapami. Dokładność odczytu momentu zjawiska wynosiła nadal 0,02 sekundy – jest to ograniczenie techniki wideo.

Do rejestracji nagrania zjawiska bezpośrednio na dysku HDD komputera używa się konwerterów analogowo-cyfrowych, czyli popularnych video-grabberów USB. Nadal używa się analogowych kamer wideo telewizji przemysłowej CCD TV. Są to już jednak nowoczesne kamery z funkcją integracji (długi czas naświetlania pojedynczej klatki, sięgający 10 sekund), z funkcją sterowania i wyświetlania OSD. Minimalne oświetlenie przy którym mogą rejestrować takie kamery sięga już 0.0000025 lx.

Coraz powszechniejsza staje się służba czasu oparta o synchronizację systemowego zegara komputera obserwatora z serwerem czasu NTP. Metoda ta będzie wiarygodna tylko wtedy, kiedy obserwator będzie pewny prawidłowej synchronizacji. Komputer nagrywający zjawisko powinien być stale podłączony do sieci internetowej i znajdować się jak najbliżej serwera NTP. Synchronizacja zegara systemowego komputera obserwatora z serwerem czasu NTP powinna odbyć się dosłownie na chwilę przed zajściem zjawiska. Ogranicza to użycie tej techniki służby czasu podczas obserwacji terenowych, stosowana jest więc głównie w obserwatoriach stacjonarnych i w dużych miastach.

Przyszłością jest jednak przejście w całości na cyfrową technikę obserwacji. Obecnie trwają testy przed wypuszczeniem na rynek cyfrowej astronomicznej kamery CCD ze zintegrowanym odbiornikiem GPS. Przewiduje się osiągnięcie dokładności służby czasu dużo poniżej 1 ms.