Radek P

Tłumaczenie maila: Wczoraj Mislis i Schmitt ogłosili (http://fr.arxiv.org/abs/0905.4030), że długość tranzytów obserwowanych dla planety TrES-2b skraca się w tempie ~3 minut na dwa lata. Gdy dopasowałem linię prostą do danych z bazy AXA okazało się, że tempo skracania wynosi 1.3+/-1.1 minuty na rok. Jeżeli rzeczywiście taki efekt występuje, to inna planeta z tego układu musi zmieniać inklinację orbity TrES-2b. Zmiana inklinacji o zaledwie 0.1 st. jest wystarczająca dla planety z "ocierającymi się tranzytami" do zmiany obserwowanej długości tranzytu. Jedyne zastrzeżenie jakie mam dotyczące dopasowania parametrów do krzywej zmian blasku to zaniedbanie "krzywizny ekstynkcji masy powietrza", co jak wynika z mojego doświadczenia może wpływać na wszystkie zmierzone parametry, w tym długość tranzytu, jeśli ilość obserwacji poza tranzytem jest zbyt mała (co zilustrowałem na 82 stronie mojej książki "Exoplanet Observing for Amateurs"). Zachęcam społeczność amatorów do obserwowania TrES-2 w czasie letniego sezonu obserwacyjnego dla tego obiekty (początek lipca). Przypadkiem TrES-2 leży w polu widzenia satelity Kepler, więc parametry tej planety będą dokładnie zbadane, ale zobaczmy, co da się zrobić przed Keplerem. Zmierzona przez Bruce'a wartość 1.3+/-1.1 minuty na rok nie pozwalałaby na ogłoszeni tego jako odkrycia, ale te dane mogą zostać połączone z tymi uzyskanymi większymi sprzętami, co pozwoli je wykorzystać do lepszego zbadania zjawiska. Warunek jest oczywisty - obserwacji amatorów musi być odpowiednio dużo i muszą być możliwie dokładne. Te "ocierające się tranzyty" oznaczają, że planeta przechodzi przed dyskiem gwiazdy, ale nie robi tego centralnie. Dlatego mała zmiana elemntów orbity może znacząco wpływać na zmianę obserwowanej długości tranzytów. Streszczenie wspomnianej publikacji znajdzie się zapewne w najbliższym numerze "Cyrqlarza", który ukaże się za trochę ponad miesiąc.

Piotrek, nie przekonasz. Na niektórych żadne wzory na dyfrakcję nie działają. Kiedyś siedziałem przy lustrze o średnicy ponad metra i na kamerze miałem seeing 1". Obok na parokrotnie większych sprzętach było 0,5", a w tym samym czasie czytałem na necie o kolesiu, który 12 cm sprzętem rozdzielał układ podójny o separacji jakieś 0,9".

Ukazał się już drugi w tym roku numer Cyrqlarza - czasopisma poświęconego małym ciałom Układu Słonecznego. Przedstawiamy relację i dwa wykłady z XXV Seminarium PKiM. Do tego zaproszenie na wakacyjny obóz PKiM i czerwcowe seminarium PFN. Numer kończymy informacjami dla wizualnych obserwatorów meteorów. Cyrqlarza można ściągnąć ze strony: http://pkim.org/?q=pl/node/1156 . Wersję papierową otrzymują członkowie PKiM. Zapraszam do lektury.

Na 3. roku nie jestem. Nie mało czasu spędziłem na analizie obserwacji tranzytów wykonanych przez amatorów (w tym Bruce'a Garry'ego) i sam nie raz fotometrię robiłem. Same planety pozasłoneczne jakoś mało lubię, ale nie raz przyszło mi się nimi zajmować.

Piszesz tu o całkowitej liczbie zliczeń, czy o wartości w maksimum? Jeżeli zmienia się FWHM, to fotometrię aperturową ciężko jest robić. Dość ciekawą techniką jest stosowanie różnych apertur w zależności o jasności gwiazdy i liczenia poprawek aperturowych na najjaśniejszych nieprześwietlonych gwiazdach. Nie słyszałem by ktoś to stosował zmieniając rozmiar apertury dla danej gwiazdy co ekspozycję. Moim zdaniem nie ma sensu robić zdjęć z więcej niż połową maksymalnej liczby zliczeń w maksimum profilu gwiazdy. Po pierwsze kamera może się już robić lekko nieliniowa, a po drugie lepiej zrobić więcej krótszych zdjęć i potem uśredniać. Zauważcie, że ilość zliczeń podlega statystyce Poissona, czyli dyspersja wyniku jest równa jego pierwiastkowi. Jeśli w jednym pikselu mamy 10 tysięcy zliczeń, to jest to 10 tyś +/- 100, czyli niepewność względna jest 1%. Dodawanie kolejnych gwiazd kalibracyjnych nie koniecznie musi znacząco poprawiać jakości fotometrii. Istnieje pewna graniczna dokładność, którą można wycisnąć z danego zbioru ekspozycji i być może jest ona osiągana np. już przy 3 lub 2 gwiazdach porównania. Nie należy też dodawać do ** porównania gwiazd o małej liczbie zliczeń - wprowadzają tylko szum. Przy kilku gwiazdach porównania lepiej jest używać mediany zamiast średniej - jest ona bardziej odporna na odstające punkty np. jakąś zmienną wśród gwiazd porównania. A gwiazda kontrolna służy do sprawdzenia, czy cała fotometria ma sens. Nie chodzi tu tylko o ewentualną zmienność gwiazdy porównania, ale także np. chmury lub problemem z nieuwzględnieniem poprawki związanej ze zmianą kolorów gwiazd wraz z masą powietrza. Nie wiem w czym problem, ale widzę, że "Loss+1" macie stały na wykresach z AXA. To czasem ułatwia analizę wyniku. Może jest tak, że Bruce chce oddzielnie jasności * zmiennej i porównania, sam liczy różnicę, a z jasności * porównania liczy ów "Loss+1", a Wy dajecie mu tylko ową różnicę jasności? Gratuluję udanych obserwacji!

Dzisiaj też zrobiłem parę fotek. Widać, że już jest po wybuchu. I tak fajnie było. Poniżej nowsza krzywa. V1040Cen_1.pdf

Sorry, coś się pomyliłem z jasnością w poprzednim mailu. Zrobiłem jeszcze parę obrazków i szybkie oszacowanie jasności na nich. Jutro pewnie też ją cyknę parę razy. Pierwszy punkt jest sprzed wybuchu i gwiazda była wtedy trochę słabsza niż średnio. V1040Cen.pdf

Ja przez ostatni miesiąc monitorowałem V1040 Cen. Na początku każdej nocy robiłem jej 1-2 strzały. Wczoraj była o 2 mag. jaśniejsza niż zwykle. Jak tylko zrobiłem zdjęcie, to od razu wiedziałem, że jest w wybuchu. Dzisiaj zrobiłem jeszcze parę ekspozycji i była jaśniejsza o 1.7 mag. Jest więc pewne, że jest w zwykłym, a nie super wybuchu. Kiedyś obserwowałem też DI UMę, albo NY Ser w wybuchu, o którym wcześniej nie wiedziałem. Fajne uczucie przyłapać taką gwiazdkę na pojaśnieniu. Polecam wszystkim obserwacje tych gwiazd. 2 obserwacje dziennie przez jakiś czas i jest ciekawy wynik połączony w przyjemnością "odkrycia" czegoś.

TRESCA to już coś. Wygląda bardzo dobrze. Transitsearch ma chyba małe szanse na powodzenie. Większość z tych podejrzany o tranzyty gwiazd była raczej badana. Zostają te o najdłuższych okresach. Ostatni przypadek HD 80606b pokazał, że nie są oni skuteczni. Dla HD 80606b była mocna sugestia, że tranzyt może być obserwowalny. Kilka grup się na nią rzuciło i jest jeden tranzyt obserwowany niezależnie. Okres to ok. 111 dni. Może napiszę o tym więcej niedługo.

Wątpię, by Bruce Gary te dane kiedyś odpowiednio wykorzystał. Ta pierwsza strona też jest tworzona przez jedną osobę, co nie wróży jej dobrze. Szkoda, że AAVSO nie ma odpowiedniego programu.

Ja mogę trochę pomóc przy przeszukiwania netu. Napisz jak skala magnitudo z obrazków przelicza się do V. Jak dasz jeszcze przybliżone współrzędne tych ** to będzie jak zacząć. Na moje oko nr 2 ma najmniejsze szanse na bycie "nówką". Chyba największe dziwactwo jakie widziałem ma wykres na dole: http://ogle.astrouw.edu.pl/ogle3/ews/2006/blg-505.html (nie patrzcie na dopasowaną krzywą). A sam znalazłem coś takiego: Cały czas widoczna jest quasiokresowość 7.7 d. Jeśli to nie jest blenda, to sensowna interpretacja może być wiele warta.

Tak przy okazji. Czy ktoś zbiera wszystkie amatorskie obserwacje tranzytów? Dużo ludzi obserwuje te gwiazdy, a jest ich niewiele. Za kilka lub kilkanaście lat może być materiał do szukania kolejnych ciał w tych układach na podstawie czasów tranzytów. Hans, wysłałeś gdzieś swoje wyniki?

Ile to jest "sporo"?

Ja polecam dwumiesięcznik "Cyrqlarz". Dostępne w sieci za darmo, a wersja papierowa jest płatna. Ostatni numer: http://pkim.org/?q=pl/node/1122 Pozdrawiam

Niestety nie. Fotometria tam się pogarsza i programy nie odróżniają tego od wzrostu jasności. BX Dra ma płaskie minima: http://www.konkoly.hu/cgi-bin/IBVS?5872

To nie wybuch, a wyjście i wejście w kolejne zaćmienie w układzie kontaktowym - dwie ** blisko siebie się zakrywają i odkrywają dwa razy w ciągu okresu orbitalnego. Gratuluję dokładnej fotometrii. Następnym razem polecam wstrzelenie się tak, by minimum było w środku przedziału obserwacyjnego - będziesz mógł wyznaczyć jego moment i wysłać do GZZ.

Jeżeli masz mało (powiedzmy < 6) gwiazd, które mógłbyś użyć jako gwiazd porównania lub kontrolnych, to prponuje byś zrobił wykres gdzie na jednej osi będzie jasność VSX, a na drugiej tej gwiazdy kontrolnej. Będziesz miał ocenę tego, czy odchyłki od jasności średniej są skorelowane. Jeżeli masz gwiazd dużo (>6), to zrob fotometrię VSX używając każdej z tych gwiazd jako porównanczej. Potem uśrednij wyniki dla każdej ekspozycji z różnych gwiazd i policz dyspersję. Nanieś na wykres w zależności o czasu z zaznaczonymi słupkami błędu. Jeżeli tutaj wyjdzie linia pozioma z szymem powiedzmy 0.05 mag, to z dużym prawdopodobieństwem będziesz mógł powiedzieć, że zaćmienia w tym czasie nie było. Powodzenia.

Ja bym nie był taki pewny. Zauważ, że różnica jasności minimalnej i maksymalnej w tym ciągu obserwacyjnym to prawie 0,5 mag. Tajniak miał zaćmienie głębokie na 0,4 mag. Ja nie dałbym głowy, że np. w okolicach 25 h nie ma zaćmienia wtórnego głębokiego na 0,2 mag. Niestety nie zawsze pogoda pozwala na dobrą fotometrię.

Fajna ilustracja efektu Błażki: http://www.astrogea.org/VARIABLE/Blazhko_Animation.htm Ta * ma okres pulsacji 12.3 h. Pokazuje też zmiany (efekt Błażki) z okresem 85.9 d. Dzięki temu, że ten pierwszy okres jest dużo krótszy od drugiego można to fajnie pokazać. Zegarek pokazuje w jakiej fazie dłuższego okresu jesteśmy w danym momencie, a wykres - jak w danym momencie wygląda krzywa zmian blasku. Z obserwacyjnego punktu widzenia efekt Błażki to nie tylko zmiana amplitudy, ale także fazy maksimum (badane metodą O-C) i kształtu krzywej. Z teoretycznego punktu widzenia nadal nie jest pewne co się tam dzieje. 101 lat po odkryciu tego efektu.

To ten sam obiekt. Takie rzeczy można sprawdzać na: http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR Do manipulowania lub przeglądania FITSów polecam fv: http://heasarc.nasa.gov/lheasoft/ftools/fv/ Program prosty, ale z takimi możliwościami, że aż niebezpieczny. Trzeba uważać jeśli się "grzebie" w FITSie.

Ciężko po wyglądzie ocenić jakość obrazu dawanego przez lornetkę. Ta nie ma nigdzie nazwy producenta, więc pewnie nie jest on powszechnie rozpoznawany. Polecam poczytanie testów u optycznych. PS. Tytuł posta "lornetka" w dziale "Lornetki" niewiele mówi.

Widzę, że minimum to 85 punktów na poziomach rozszerzonych z matematyki i fizyki. Więcej na: http://www.fuw.edu.pl/rekrutacja/

Na astronomię na UW dostać się jest łatwo, albo bardzo łatwo, pod warunkiem, że się ktoś przykłada do matematyki i fizyki w szkole średniej. Jeżeli ktoś się nie dostaje, to chyba tym lepiej dla niego, bo pewnie miałby duże trudności - nie wiem, czy taka polityka nie zmieni się niedługo. Astronomia jako kierunek studiów nie jest łatwa. Na pierwszych dwóch latach jest bardzo dużo matematyki i fizyki. Do tego jeszcze obsługa kompa (Fortran, C, latex, podstawy linuxa, skrypty tcsh, metody numeryczne). Potem już jest tylko ciężej. Teraz oceniam, że program studiów jest bardzo dobrze przygotowany. Jak nie zawalasz przedmiotów, to masz w sensownej kolejności podany materiał. Jak zawalasz, to tak nie jest.

Większość do tej pory odkrytych planet pozasłonecznych została wykryta metodą prędkości radialnych. Planeta i gwiazda poruszają się wokół środka masy układu. Jak spojrzy się na widmo takiej poruszającej się gwiazdy, to linie widmowe powinny się przesuwać minimalnie w stronę fal krótszych, potem dłuższych i tak w kółko z okresem orbitalnym planety. W ten sposób odkryto ok. 300 planet, część w układzie wielokrotnym. Część z tych planet ma tak ustawione orbity, że planeta w swym ruchu po orbicie przez pewien czas przechodzi pomiędzy nami, a swoją macierzystą gwiazdą. Powinno to powodować zmiejszenie ilości światła, którą odbieramy od danej gwiazdy. Ten spadek jasności wynosi zawsze ok. 0.01 mag, tzn. planeta zakrywa ok. 1% tarczy gwiazdy. Podobny spadek jasności może powodować cała masa innych przyczyn na czele z takimi jak przejście frontu w czasie obserwacji. O planetach tranzytujących można powiedzieć dużo więcej niż o tych, które nie pokazują tranzytów. Można wyznaczyć ich masy, promienie, a także badać zewnętrzne części ich atmosfer. Na www.exoplanet.eu jest lista 58 planet tranzytujących, których istnienie zostało ogłoszone choćby na stronie internetowej. Tylko 27 z nich jest w pełni potwierdzonych, tzn. doniesienie o ich odkryciu ukazało się w czasopiśmi naukowym. To jest mniej niż 10% wszystkich znanych planet pozasłonecznych. Stąd oczywista chęć odkrycia kolejnych ciekawych obiektów badań. Można próbować odkryć planety tranzytujące wśród planet odkrytych wcześniej metodą prędkości radialnych - w ten sposób zaobserwowano pierwszy tranzyt dla HD209458 b. Pewnie większość planet o okresie kilku dni była już w tym celu monitorowana, ale wśród tych o dłuższych lub niewygodnych okresach (np. 2.00001 d) wciąż mogą czaić się takie, dla których tranzyty zachodzą, ale nikt ich wcześniej nie widział. Raczej nie należy się nastawiać na nie jako na pierwsze planety tranzytujące, które chcemy obserwować, bo można się szybko zniechęcić.

Przeszkoda jest taka, że pewnie u większości z nich nie da się złapać tranzytu. Zapisy takich rejestacji są na stronach miłośników, czy w publikacjach? Pomiędzy tym, że wydaje się nam, że * przygasła o 0.01 mag a tym, że obserwujemy tranzyt jest spora różnica.