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Unistellar 系外行星觀測結果分類

INCONCLUSIVE

Low Depth Precision



Strong TTV signal

TTV signal 指的是 transit timing variations，即行星通過恆星前後的時間變化。當多顆行星存在於一個系統中時，彼此的引力作用會導致它們的軌道發生變化，進而影響行星通過恆星的時間，產生 TTV signal。

TTV signal 的成因可以有多種，例如：

1. 行星之間的重力相互作用
2. 恆星的重力對行星軌道的影響
3. 行星軌道的離心率和傾角變化

在觀測系外行星時，TTV signal 可能會干擾行星的發現和特性分析。因此，科學家會嘗試消除或降低 TTV signal 的影響。一些方法包括：

1. 建立行星系統的動力學模型來預測 TTV signal，並與觀測數據進行比較，進行行星質量和軌道參數的推斷。
2. 測量多個 TTV 訊號，並將它們的統計平均值作為最終的 TTV 訊號，以消除單個行星的 TTV 訊號的干擾。
3. 利用科技的進步，例如更準確的時序觀測和更高精度的測量儀器，以提高 TTV 訊號的測量準確度。

Problematic duration

光度變化曲線中的 problematic duration 指的是行星通過恆星前後光度的變化時間過長或不符合預期的現象。這可能是由多種因素引起的，例如：

1. 行星大氣層的吸收和散射效應
2. 恆星黑子或星斑的影響
3. 恆星自轉和活動變化
4. 行星軌道的非圓形和傾斜

為了消除 problematic duration，科學家可以採用多種方法：

1. 利用多波段觀測和分析，以分辨出不同波長下大氣層的吸收和散射效應，以及恆星黑子或星斑的影響。
2. 監測恆星的自轉和活動變化，以確定是否存在恆星活動週期對光度變化曲線的影響。
3. 研究行星軌道的非圓形和傾斜對光度變化曲線的影響，進行模擬和比較觀測數據。
4. 優化行星系統的參數，例如行星質量、半徑和軌道傾角，以確定最合理的模型，從而消除 problematic duration。

通過這些方法，科學家可以更好地理解 problematic duration 的成因，並將其消除或降低其影響，從而更準確地研究和解釋系外行星的特性。

Problematic depth



光度變化曲線中的 problematic depth 指的是行星通過恆星前後光度的變化深度不符合預期的現象。這可能是由多種因素引起的，例如：

1. 行星大氣層的吸收和散射效應。
2. 恆星黑子或星斑的影響。
3. 恆星自轉和活動變化。
4. 行星的軌道和大小。

為了消除 problematic depth，科學家可以採用多種方法：

1. 利用多波段觀測和分析，以分辨出不同波長下大氣層的吸收和散射效應，以及恆星黑子或星斑的影響。
2. 監測恆星的自轉和活動變化，以確定是否存在恆星活動週期對光度變化曲線的影響。
3. 研究行星軌道和大小對光度變化曲線的影響，進行模擬和比較觀測數據。
4. 優化行星系統的參數，例如行星質量、半徑和軌道傾角，以確定最合理的模型，從而消除 problematic depth。

通過這些方法，科學家可以更好地理解 problematic depth 的成因，並將其消除或降低其影響，從而更準確地研究和解釋系外行星的特性。

Problematic timing

光度變化曲線中的 Problematic timing 是指觀測系外行星的光度變化曲線所出現的時間上的問題。這可能是由於各種原因導致的，例如：觀測儀器的噪聲、大氣穩定性、天氣狀況、行星自轉、或者其它未知的因素。

要消除這種問題，可以嘗試：

1. 增加觀測次數：將觀測次數增加可減少隨機噪聲對時間測量的影響。

2. 使用不同的觀測儀器：使用不同的觀測儀器可以幫助確定光度變化曲線是否是由儀器本身的噪聲引起的。

3. 將觀測數據與其它觀測數據進行比較：將觀測數據與其它獨立的觀測數據進行比較，可以確定是否有任何時間上的偏差。

4. 模擬行星的光度變化：使用計算機模擬行星的光度變化，可以幫助確定是否存在未知因素的影響。

Statistically flat

光度變化曲線中的 Statistically flat 指的是行星通過恆星前後光度的變化非常微弱或沒有明顯的變化，且不符合預期的現象。這可能是由多種因素引起的，例如：

1. 行星和恆星的大小和亮度相近，在行星通過恆星前後的光度變化很小。
2. 行星的軌道非常接近恆星，通過恆星前後的時間很短，光度變化很弱。
3. 光度變化曲線的訊噪比很低，無法確定光度變化是否真的存在。

為了消除 Statistically flat，科學家可以採用多種方法：

1. 增加觀測數據的時間跨度和精度，以提高光度變化曲線的訊噪比。
2. 進行多波段觀測和分析，以分辨出不同波長下的微弱光度變化。
3. 研究行星和恆星的大小和亮度差異，進行模擬和比較觀測數據，以確定最合理的模型。
4. 研究行星軌道的參數，例如軌道離心率和傾角，進行模擬和比較觀測數據，以確定最合理的模型。

通過這些方法，科學家可以更好地理解 Statistically flat 的成因，並將其消除或降低其影響，從而更準確地研究和解釋系外行星的特性。

Statistically weak

光度變化曲線中的 Statistically weak 是指在觀測系外行星的光度變化曲線中，訊號與噪聲之間的比例非常低，即是訊號太弱而無法確定是否具有統計學意義。

這種現象可能是由於多種因素共同作用而導致的，包括行星系統的干涉、觀測儀器的噪聲、大氣穩定性、天氣狀況等。

要消除這種問題，可以嘗試

1. 增加觀測次數：將觀測次數增加可以提高訊號與噪聲之間的比例，從而增強統計學意義。
2. 使用更精確的觀測儀器：使用更精確的觀測儀器可以提高訊號與噪聲之間的比例，從而增強統計學意義。
3. 使用更先進的統計學分析方法：使用更先進的統計學分析方法，如機器學習、深度學習等，可以增強訊號與噪聲之間的比例，從而增強統計學意義。

No Transit Found



Not Enough Data

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Unistellar 系外行星觀測結果分類

Detection

Fixed duration



在觀測系外行星光度變化曲線時，"fixed duration" 是指在分析過程中，假設行星凌日的持續時間是固定的。這種假設可能會導致一些問題，因為實際上，凌日持續時間可能會受到多種因素的影響，例如行星軌道的偏心率、軌道周期以及軌道傾角等。

使用固定凌日持續時間進行分析可能導致以下問題：

1. 漏檢：如果實際的凌日持續時間與假設的固定值相差很大，則可能無法檢測到存在的凌日訊號。
2. 誤報：將其他非凌日訊號（如恆星本身的變化或儀器噪音）誤認為凌日訊號。

要改善 Fixed duration的問題，以下是一些建議：

1. 不使用固定凌日持續時間：在分析光度變化曲線時，允許凌日持續時間在一定範圍內變化，以更好地匹配觀測數據。
2. 使用先進的數據分析方法**：應用機器學習和統計方法，以自動檢測可能的凌日訊號，並根據數據自動調整凌日持續時間的範圍。
3. 結合多種觀測方法：使用其它方法，如徑向速度法或直接成像法，來輔助確認凌日訊號。這些方法可以提供更多有關行星軌道和物理性質的數據，有助於改進光度變化曲線分析。
4. 進行多次觀測：通過多次觀測同一個目標，可以獲得更多有關凌日持續時間變化的資訊，從而提高分析結果的可靠性。

Weak evident for transit



光度變化曲線出現 "Weak evidence for transit" 的結果時，這可能意味著觀測到的光度變化信號很微弱，不足以確認是否存在行星凌日。這種情況可能有以下原因：

1. 訊號噪音：觀測過程中的噪音可能會掩蓋微弱的凌日信號。可能來自恆星本身的變化（如恆星斑點）或儀器的噪音。
2. 行星半徑太小：如果行星半徑較小，它遮擋的恆星光比例也會較小，導致光度變化訊號弱。
3. 行星軌道傾角：如果行星軌道的傾角使行星未完全穿越恆星前方，則凌日訊號可能較弱或完全無法檢測。

要改善 Weak evident for transit，可以用以下方案：

1. 提高觀測精度：使用更高精度的儀器或方法，例如使用太空望遠鏡，以減少大氣干擾和儀器噪音。
2. 增加觀測時間：通過增加觀測時間，可以提高對訊號的訊噪比，有助於區分凌日訊號和噪音。
3. 使用多種觀測方法：結合多種觀測方法，如徑向速度法（Radial Velocity Method），可以提高行星檢測的可靠性。
4. 應用先進的數據分析技術：使用機器學習和統計方法，對觀測數據進行更精確的分析，以在微弱訊號中識別出凌日事件。

Low confidence

光度變化曲線中的 low confidence detection 指的是行星訊號非常微弱，無法確定其是否真的存在的現象。這可能是由多種因素引起的，例如：

1. 觀測數據的訊噪比很低，無法確定行星訊號是否真的存在。
2. 行星軌道和大小與預期不符，導致行星通過恆星前後的光度變化非常微弱。
3. 光度變化曲線中存在其他的干擾訊號，例如恆星活動變化、行星大氣層的吸收和散射效應等。

為了改善 low confidence detection，科學家可以採用多種方法：

1. 優化觀測策略，例如增加觀測時間和精度，使用更高精度的測量儀器，以提高觀測數據的訊噪比。
2. 進行多波段觀測和分析，以分辨出不同波長下的微弱光度變化，並排除其他干擾訊號的影響。
3. 研究行星軌道和大小，進行模擬和比較觀測數據，以確定最合理的模型。
4. 研究恆星活動變化和行星大氣層的吸收和散射效應，以確定其對光度變化曲線的影響，並進行修正。

通過這些方法，科學家可以更好地改善 low confidence detection 的現象，並提高對系外行星的檢測和研究的準確性和可信度。

Undetermined

光度變化曲線中的 undetermined 結果指的是無法確定光度變化曲線中的異常訊號是否來自行星的現象。這可能是由多種因素引起的，例如：

1. 觀測數據的質量不佳，無法確定異常訊號是否真的存在。
2. 行星軌道和大小與預期不符，導致光度變化曲線中的異常訊號不容易解釋。
3. 光度變化曲線中存在多個干擾訊號，且它們的影響不容易區分和排除。

為了改善 undetermined 結果，科學家可以採用多種方法：

1. 優化觀測策略，例如增加觀測時間和精度，使用更高精度的測量儀器，以提高觀測數據的質量。
2. 進行多波段觀測和分析，以分辨出不同波長下的光度變化，並尋找可靠的證據證明異常訊號的來源。
3. 研究行星軌道和大小，進行模擬和比較觀測數據，以確定最合理的模型。
4. 研究光度變化曲線中的干擾訊號，例如恆星活動變化、行星大氣層的吸收和散射效應等，並進行排除。

通過這些方法，科學家可以更好地理解 undetermined 結果的成因，並進一步優化觀測和分析策略，提高對系外行星的檢測和研究的準確性和可信度。

Undetermined（Special attention needed）

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eVscope 行星增強模式

行星增強模式（Enhanced View for Planets，簡稱 EVP）適用於木星、火星、土星和金星。至於天王星、海王星和水星。 這些是更遙遠和更微弱的天體，使用目前的增強視覺（Enhanced Vision）仍然是最好的解決方案。

eVscope 2（7.7 Mpx）和 eQuinox 2（6.6 Mpx） 因為相機的像素比 eVscope 1（4.9 Mpx）和 eQuinox（4.9 Mpx） 更高，因此更加適合行星觀測。

沒有用行星增強模式拍攝的金星


啟用了行星增強模式拍攝的金星

Credit：Scott Kardel

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eVscope 深度黑暗技術

深度黑暗技術（Deep Dark Technology）適用於所有版本的 eVscope 望遠鏡

透過分析使用者社群捕捉到的許多天空影象，Unistellar 利用獨家演算法，去訓練望遠鏡在拍攝過程自動區分來自天體的光訊號與訊噪和光污染。

演算法分析影像每個部分，並確定其中那一些影像的元素與光污染有關。然後將其移除，從而露出目標天體及它周圍的無數恆星。

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eVscope 增強視覺模式

增強視覺模式（Enhanced Vision，簡稱 EV）專有算法。是累積從傳感器接收到的光，從而產生極其清晰、細緻的圖像，即使是微弱的天體。生成的圖像實時投影到望遠鏡的目鏡中。增強型視覺技術是模仿明顯更大的反射望遠鏡的聚光能力，從而提供以前業餘天文學家無法接近的夜空物體的準確視圖。

當觀測時，有時會出現增強視力丟掉（Enhanced vision dropped）的訊息。 這意味著 eVscope 堆疊（stack）的過程之中會把存在問題的圖像丟去，以保持觀測質量。

在以下其中一個或者多個情況下，增強視覺模式會跳過攝有問題的照片。

- 肉眼不易看到的高雲/煙霧/霧霾/熱氣流
- 臨時固件打嗝（電源開/關修復）
- 傳感器/鏡子上出現露水/霜
- 拍攝過程中因用戶觸碰到產生難以察覺的振動
- 三腳架水平/穩定性出現移動
- 微風/風

可能會出現的特定消息：

“Enhanced Vision dropped. Vibration detected”。 這意味著檢測到輕微震動（例如：有人撞到目鏡）。

“Important shock detected – Please check the level and re-align”。 如果檢測到重要震動（例如：三腳架受到強烈衝擊），增強視覺模式將會停止。用戶需要重新調整水準儀氣泡並按照快速入門指南中的說明執行對焦和追蹤（track）程序。

“Too close to zenith – Please re-align at a lower altitude”。 如果 eVscope 接近天頂（這會產生各種問題，例如跟踪問題），增強視覺將停止。eVscope 不建議低於 20° 或高於 80°。然後，用戶需要按照快速入門指南中的說明完成對焦和追蹤程序。

“Enhanced Vision dropped. Too bright”。 這意味著圖像已被光線污染（例如：有人打開智能手機的閃光燈或者路旁有車經過，受到車頭燈光照射）。

“Tracking issue detected”。 可能是對焦和/或光軸對准有問題。需要調整。

“Your eVscope is stopping the Enhanced Vision. Do you want to save the image？” 如果無法再觀察（例如：天空多雲或者全天是雲），增強視覺模式會終止操作。

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擠壓鏡



未聚焦的星像應該是相當圓的； 你的看起來明顯是卵形的。 當將鏡子固定在其單元中的固定環擰得過緊時，就會出現一種稱為“擠壓鏡”的製造缺陷，這會扭曲其形狀（不需要太多）。 來自 Unistellar 的附件文件解釋了這種情況。

https://help.unistellar.com/hc/en-us

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How to Use Tangra to Process Your Occultation

How can you process your own Unistellar Occultation Data using Tangra software and why you will want to do that

https://youtu.be/wrIWXdIeMFY?si=cCtxcSVei768DtLD

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Unistellar 應用程式更新

新版本：2.5

⚠️【警告】用 eVscope（所有型號均適用）望遠鏡安全進行太陽觀測體驗，必須配備安裝在望遠鏡前面，合適的太陽濾光鏡（包括Unistellar的智慧太陽濾光鏡或者第三方合規格的太陽濾光鏡）⚠️

新功能

1. 新增GoTo Sun和跟蹤技術，自動指向和跟隨太陽
2. 改良月球的指向和跟蹤準確性
3. 糾正各種錯誤並提高穩定性

這個過程相當簡單。應用程式建議使用者先檢查太陽濾光鏡是否有缺陷，然後安裝它。將安裝好的eVscope望遠鏡旋轉到面向太陽的天頂方向，然後點擊GoTo，它會下降到太陽的仰角並搜索一分鐘。

太陽現完美居中大約需時30分鐘，同時應用程式的EV 按鈕會強制停用。

有關使用Unistellar望遠鏡觀測太陽的步驟（及安全指引）請參閱以下相關連結（英文版本）

https://help.unistellar.com/hc/e ... to-observe-the-Sun-

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日光金星。我的步驟（正在進行中的工作，使用風險自負）是：

1. 正常轉到Sun，讓它完成完整的微定向。
2.在Catalog中尋找Venus（注意：Venus GoTo未啟用）
3. 注意金星赤道/赤月
4. 點選移動/手動
5. 輸入金星赤經/赤緯，然後移動
6. 範圍將轉向金星或附近
7.取下太陽濾光片，遮光罩至滿
8. 編輯為自動
9. 如果金星不在場中，它就在附近。以慢速模式旋轉來找到它（這很快就會突出顯示非常惱人的操縱桿實現）。對我來說，它通常是向下和/或向右。

第一次，下圖和我看到的一模一樣，不需要搜尋。我已經準備好驚訝了，但是...哇。Venus Catalog GoTo 已啟用，但無法使用，因為它觸發了無效的圖像處理模式。 EV-P 不起作用。不想冒水星的風險，但這種技術應該可以輕鬆找到白天的月亮或木星。您必須手動將瞄準鏡定向到太陽的方位角才能返回太陽。要小心確保必要時安裝太陽能過濾器。

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僅供參考，在曬完太陽後，eVscope 需要冷卻到室溫才能充電。如果電池太熱，會發生以下一種或多種情況讓您知道：

- 插入充電器後，藍燈將閃爍 7 秒亮起/1 秒熄滅...即使拔下插頭後也會持續一段時間
- 我的望遠鏡上的電池字段將顯示三個紅色劉海，並且沒有充電線圖標

請注意，即使外殼摸起來很涼，這種情況也可能會持續下去；具有高熱質量的熱電池將需要更長的時間才能充分冷卻。我認為反射隔熱罩適合太陽能工作，如果設計得當，這也會有所幫助讓冬天的一切變得溫暖。