Jump to content

LibMar

Moderator
  • Content Count

    2830
  • Joined

  • Last visited

  • Days Won

    4

Everything posted by LibMar

  1. Być może szykuje się nam kolejna ciekawa kometa. Tym razem C/2020 F3 (NEOWISE), która według wstępnej orbity podąża podobnym torem, co Wielka Kometa z 905 roku i szybko jaśnieje. Zobaczymy co przyniosą koleje dni :)

    1. astrokarol

      astrokarol

      Dwie jasne komety w jednym roku ?  Koniec świata jak nic :P

       

  2. Wygląda na to, że poziom ADU zerowy znajduje się przy wartości 2060, a najwyższa wartość - 15334. W takim razie odjąłbym 2060 od wszystkich wartości (aby 0s odpowiadało 0 ADU) i wykonałbym wykres zależności ADU od czasu. Po wartościach ADU widzę, że lustrzanka ma zachowaną "liniowość" mniej więcej do 30% wartości ADU dla maksymalnego piksela. Przez całą sesję maksymalny poziom ADU piksela dotyczący jednej gwiazdy może się zmieniać, dlatego trzeba być ostrożnym, aby jej nie przekroczyć (praca w defocusie/niezbyt idealnych ostrych gwiazdach -> stopniowe wyostrzanie gwiazdy wskutek ekspansji temperaturowej). Wartość density nie będzie w ogóle potrzebna. Metoda w przypadku lustrzanek będzie (niestety) najszybsza, dlatego najlepiej, aby sesja wymagała posiadania ze sobą laptopa. Mając podłączony aparat do laptopa pozwala na zmierzenie ADU w kilkanaście sekund od wykonania zdjęcia. To kamery CMOS mają łatwiej, że tę analizę można przeprowadzić w tym samym programie od zbierania i wyświetlania klatek.
  3. 1) Dla DSLR używa się Tri-Color Green 2) Myślę, że @Rybi tutaj wskaże jak robi się to dla DSLR. Bardzo możliwe, że wyciągasz dwa kanały G (bo w DSLR jest RGGB zamiast RGB) i tylko na takich dokonujesz fotometrii. 3) Magnitude error to błąd pomiarowy, a determine the uncertainity to wyjaśnienie przyczyny takiej niedokładności pomiarowej (czy to sam szum, a może wysoki błąd wynika z obecności cirrusów, niskiego położenia nad horyzontem itp).
  4. Można, a nawet bardziej zalecane jest. Szczególnie, gdy obserwujesz słabsze obiekty. Czas ekspozycji powinien wynosić zwykle w granicach 10-240s. Ale czasem zdarza się, że mamy bardzo jasny cel i możemy naświetlić nie dłużej niż np. dwie sekundy. Wtedy, aby móc wydłużyć czas naświetlania, "rozmywamy" gwiazdę na sąsiednie piksele, kosztem skali i zasięgu gwiazdowego. Przykładowo, mój setup 8" + ASI160MM-c wymaga mniej więcej następujące czasy naświetlania: 8 mag - 0.5s 9 mag - 1.2s 10 mag - 3s 11 mag - 7.5s 12 mag - 20s 13 mag - 50s 14 mag - 120s Mój cel ma 9 magnitudo. No, 1.2s naświetlania przy ostrych gwiazdach to nieco za krótko. Oczywiście mogę się posiłkować, ale wchodzą następujące problemy: 1) Uzbieram tysiące klatek po kilkanaście megabajtów, czyli przez kilka godzin śledzenia mogę uzbierać nawet 100 gigabajtów danych 2) Trudniejsza analiza danych, duża podatność na trend (fałszywe skoki jasności na krzywej jasności wynikające z niedoskonałości optyki i przez seeing) 3) Analiza słabszych gwiazd w okolicy jest utrudniona, ponieważ obiekty 13+ mag będą kompletnie niedoświetlone 3) Coś, co mnie akurat nie dotyczy, ale u Ciebie tak - żywotność migawki Aby utrzymać tradycyjne 30s, rozogniskowuję gwiazdy tak, aby mój cel osiągnął wymaganą wartość ADU (70-80% maksymalnej). Jeśli uda mi się odnaleźć mniej więcej prawidłowy rozmiar (tutaj około 12 pikseli średnicy), na takich gwiazdach zaczynam obserwacje. Chodzi mi tutaj bardziej o ekspansję temperaturową. Przy obserwacjach tranzytów egzoplanet (gdy obserwuję 3-6 godzin), zwykle po prostu nie da się uzyskać stałego kształtu gwiazd. Co jakiś czas muszę delikatnie korygować. Ale, jak w pewnym momencie naprawdę przesadzimy, trudno będzie wrócić do sytuacji przed.
  5. Kształt gwiazd może być różny w zależności od teleskopu, jakim dysponujesz. Jeśli będzie to ED80, wynik będzie następujący: Jeśli to teleskop systemu Newtona, efekt będzie taki: Rozogniskowanie gwiazd jest często sprawą problematyczną, gdyż ręcznie zmieniając ostrość nigdy nie wiemy czy uzyskaliśmy odpowiednii rozmiar. W przypadku fotometrii DSLR, musisz przeprowadzić test na liniowości. Robisz klatki typu flat i mierzysz średni poziom ADU w tym samym polu, stosując różne czasy ekspozycji. Takie, na których poziom tła wynosi około 5%, potem 10%, 15%, 20% itd. aż do kompletnego prześwietlenia. Wykonujesz wykres zależności ADU od czasu naświetlania i wyznaczasz moment, kiedy tendencja przestaje być liniowa i ulega załamaniu. Prawdopodobnie będzie to wynik w pobliżu 30%. Będziesz wtedy wiedział jakiego ADU nie należy przekraczać. Poziom ADU możesz wyznaczyć programem IRIS czy Fitswork. Jeśli chodzi o poziom ADU gwiazd, dla DSLR zalecam wykorzystanie IRIS lub Fitswork. Jeśli pracujesz na rozogniskowanych gwiazdach, prawdopodobnie nie uda Ci się wrócić do poprzedniej ostrości, jeśli ją zmienisz. Stąd po każdej zmianie musisz zmierzyć maksymalną wartość ADU piksela (nie możesz przekroczyć tej wartości, którą wyznaczysz testem na liniowość) i już nie możesz korygować pierścieniem ostrości. Każda zmiana powoduje, że obserwując ten sam obiekt, uzyskasz nierówne wyniki na krzywej jasności.
  6. Dziękuję! Praca naukowa została niedawno opublikowana w ApJ https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ab72ff
  7. Czas na kolejny set. Tym razem jest to 2071 nowych zmiennych, których oznaczenia to MGAB-V1291 do MGAB-V3361. Około półtora tysiąca z nich to YSO, czyli młode gwiezdne obiekty (łączny dorobek: 30%). W ich przypadku, młoda gwiazda jest zazwyczaj przesłaniana przez gęste obłoki pyłowe. Oraz nieco ponad pięćset miryd (łączny dorobek: 5%). Poza tym, kilkadziesiąt innego typu obiektów, jak np. UXOR lub SR. Na stronie internetowej już są od trzech dni (krzywe dopiero od niedawna). W większości są to jednak słabe obiekty (16-19 mag), ale zdecydowana większość jest osiągalna do monitorowania za pomocą swojego 8" teleskopu, więc na to nie narzekam. A jak gwiazda osiąga nawet 16 mag, to jest nawet miło Numerek 1291 zaczyna się tutaj https://sites.google.com/view/mgab-astronomy/variable-stars-list-1001?authuser=0 Tak duży set podwaja liczbę (amatorskich) polskich odkryć zmiennych do niecałych czterech i pół tysiąca!
  8. Myślę, że w tym przypadku gaz/pył stanowił czysty przypadek. Nowe klasyczne musiałyby siedzieć w naprawdę gęstym obszarze, żeby jasność powierzchniowa pozwoliła na łatwe zauważenie. Tutaj fotka referencyjna z metrowego teleskopu: http://apod.pl/apod/ap021003.html
  9. Teraz wszystko jasne, skąd to miało nazwę "light echo"
  10. Zdaje mi się, że zdążyła już się rozmyć - nie widać nic na klatkach Pan-STARRS1, które pochodzą sprzed lat. Te klatki niżej mają rozmiar około 80"x80", więc cała mgławica musi mieć już kilka minut kątowych. W Internecie w zasadzie nic nie da wyszukuje na ten temat. Nawet praca naukowa z 2018 roku, gdzie opisywane są tylko obserwacje z ubiegłego dziesięciolecia.
  11. Hmm, taka jedna korekta. Jeśli to faktycznie zostanie potwierdzona jako nowa czerwona (może to być też zjawisko LBV, jakim było przy np. Eta Carinae), to mocne poczerwienienie zaobserwujemy dopiero po osłabieniu, a nie już tak wcześnie. Wskaźnik g-r obecnie wynosi około 0.15, czyli w każdym filtrze powinno być niemal podobnie jasne
  12. Sprawdziłem przed chwilą zdjęcie M31 kolegi @spock, który opublikował 27 stycznia 2020 roku. Około trzy tygodnie temu, obiektu jeszcze nie było widać.
  13. W galaktyce Messier 31 zaobserwowano gwałtowny wybuch gwiazdy (<22 mag do 14.9 mag). Biorąc pod uwagę jasność absolutną, jest to zdecydowanie jaśniejsze zjawisko niż typowa nowa klasyczna. Sugeruje się, że mamy do czynienia z nową czerwoną, czyli połączenia dwóch gwiazd. Zjawisko może potwierdzać wystąpienie fal grawitacyjnych (!), które zarejestrowało w tamtej lokalizacji LIGO/Virgo- https://gracedb.ligo.org/superevents/S200213t/. Nowa obecnie słabnie i ma około 15.5 magnitudo w filtrze czerwonym. Prawdopodobnie zarejestrujemy ogromną różnicę blasku między filtrem R, G oraz B, gdyż nowe czerwone (jak sama nazwa mówi), mają bardzo czerwonawy kolor. W skali astronomicznej, trafiliśmy właśnie na zjawisko będące czymś pośrednim między nową a supernową. Takie zjawiska zdarzają się w galaktykach raz na dekadę. Słynną nową czerwoną była V838 Monocerotis, która wybuchła w Drodze Mlecznej w 2002 roku i osiągnęła 6.7 magnitudo. Pozycja: 00 40 37.91 +40 34 52.8 Aktualna krzywa jasności: https://lasair.roe.ac.uk/object/ZTF19adakuot/ Orientacyjna pozycja na podstawie zdjęcia DSS:
  14. Gwiazdy zmienne można poszukiwać na dwa sposoby. Obserwujemy losowy fragment nieba w poszukiwaniu obiektów zmieniających swój blask lub korzystamy z archiwalnych danych pomiarowych wykonanych przez różne obserwatoria astronomiczne (np. ASAS-SN, ZTF). Druga metoda jest o wiele bardziej efektywna. Liczba obiektów jest zbyt duża, aby móc przejrzeć je wszystkie ręcznie. Stąd wiele gwiazd zmiennych wciąż czeka na odkrycie, dlatego skupiłem się na poszukiwaniu tych najrzadszych i najciekawszych, których w zasadzie nie spotkam metodą obserwacji. Obecnie w VSX (Variable Star Index) istnieje blisko 1300 potwierdzonych zgłoszeń o nowe gwiazdy zmienne, które przesyłam w miarę regularnie od jesieni 2017 roku. Pod koniec maja 2019 roku do bazy danych VSX zgłosiłem naraz dwie ultrakrótkookresowe zmienne: MGAB-V248 oraz MGAB-V249. Pierwszy z nich okazał się być białym karłem typu widmowego DAB – pierwszym tego rodzaju, wokół którego zidentyfikowano zmiany blasku. W dodatku o okresie zaledwie 29 minut. Prawdopodobnie jest to niezaćmieniowy ciasny układ dwóch białych karłów lub zmiany wynikają z rotacji pojedynczego białego karła. Dość ciemny obiekt, gdyż ma około 17.8 mag. Drugim obiektem (V249) jest relatywnie jasny gorący podkarzeł (V=15.3 mag) z dużą amplitudą zmian blasku (0.4 mag) i okresie 39 minut. A dokładnie: 2360.4059233 sekund. Tak dokładną precyzję do milionowej częsci sekundy udało mi się uzyskać łącząc dane ZTF oraz Pan-STARRS1, które obejmują wiele lat obserwacji. Nietypowy kształt krzywej blasku MGAB-V249 od razu sugerował unikalną zmienną (będąca układem binarnym), gdyż żaden znany obiekt z tego rodzaju nie wskazywał takich zmian jasności. Pojawiło się kilka sugestii, jednak w każdym przypadku pojawiały się pewne sprzeczności. Postanowiłem, że poczekam kolejne miesiące lub lata, aby w przyszłości trafić na pracę naukową, w której dowiem się prawdziwej naturze MGAB-V249. A przez ten czas spróbuję znaleźć coś analogicznego. Nie było trzeba długo czekać – dwa miesiące później zgłosiłem odkrycie gorącego podkarła MGAB-V269 mającego dość podobną krzywą blasku. Był tylko nieco ciemniejszy i leżał zaledwie stopień kątowy od MGAB-V249. Jak dotąd, nie udało się znaleźć więcej bliźniaczych zmiennych. Dodatkowo, w nocy z 30 czerwca na 1 lipca 2019 roku @ANowak przeprowadził 3.5-godzinne obserwacje MGAB-V249, które potwierdziły okres zmian wynoszący 39 minut. Po kilku dniach od odkrycia, otrzymałem maila od Liliany Rivery na temat zainteresowania przedstawionymi wyżej znaleziskami, a wkrótce opublikowane zostały trzy astronomiczne telegramy (ATel): http://www.astronomerstelegram.org/?read=12847, http://www.astronomerstelegram.org/?read=13048 oraz niedawno http://www.astronomerstelegram.org/?read=13444. Udało się określić, że MGAB-V249 nie emituje promieniowania X, a typ widmowy He-sdOB – w spektrum obecne są linie absorpcyjne helu, które występują u zaledwie 10% gorących podkarłów. Potwierdza się, że MGAB-V269 to również coś podobnego. Wielka niespodzianka miała miejsce 15 stycznia 2020 roku. Otrzymałem maila od Liliany, że praca naukowa na temat MGAB-V249 jest już na ukończeniu i na dniach zostanie opublikowana. Publikacja stanowi dokładny opis gwiazdy zmiennej i przyznano mi status współautora. Jest to także forma niezależnego odkrycia MGAB-V249 przez Thomasa Kupfera oraz współautorów pracy naukowej. Okazało się, że o istnieniu tej zmiennej wiedzieli od dłuższego czasu, lecz publikacja nastąpiła dopiero teraz, po blisko 9 miesiącach od mojego. Tak więc, MGAB-V249 istnieje także pod drugą nazwą, stosowaną przez T. Kupfera: ZTF J213056.71+442046.5. W związku z ciepłym przyjęciem mnie do pracy naukowej oraz uznaniem mojego zgłoszenia jako pierwszego, z przyjemnością dopiszę go do pola odkrywców w bazie danych VSX (choć w pracy na trzeciej stronie wyraźnie napisane jest wytłumaczenie skąd takie opóźnienie, co wskazuje na ważność znaleziska dla samego T. Kupfera). Przed abstraktem jest wskazane, że pracę wysłano 1 stycznia 2018 roku. Wygląda to na błąd (powinno być 2020), gdyż wszystkie obserwacje zostały wykonane później (i to na ich podstawie opiera się cała praca) i sami poinformowali o tym, że praca została wysłana niedawno. To jest publiczna strona arXiv, a tam w zasadzie mieszczą się tylko wersje robocze. Dlatego to tylko szczegół. MGAB-V249 jest układem binarnym składającym się z gorącego podkarła typu sdOB (o masie 1/3 masy Słońca), wokół którego krąży biały karzeł (o masie połowy Słońca) o okresie orbitalnym 39 minut. Środki obu ciał leżą się 255.000 km od siebie, w związku z czym cały system zmieściłby się wewnątrz orbity Księżyca. Duże zmiany blasku wynikają z deformacji powierzchni gwiazd wskutek silnej grawitacji pomiędzy tak blisko leżącymi obiektami. Dodatkowo, gorący podkarzeł jest przesłaniany przez dysk akrecyjny białego karła. Jest to pierwszy znany tego rodzaju przypadek. Dzięki pracy naukowej odkryłem, że znane są trzy układy sdO/B + WD, a MGAB-V249 jest czwarty. Dwa obiekty w VSX są nieobecne, a trzeci wisi pod typem ELL+EA (który jest już całkiem trafny). Jednak MGAB-V249 ma na tyle krótki okres orbitalny, że zdążył się wytworzyć dysk akrecyjny, którego widoczność zawdzięczamy zaćmieniom. Według przewidywań, MGAB-V249 za około 17 milionów lat wybuchnie jako supernowa typu Ia lub stanie się gwiazdą węglową typu R Coronae Borealis. Jest to też nowy rekord wśród kompaktowych układów binarnych wśród gorących podkarłów – żaden inny obiekt nie posiada tak krótkiego okresu orbitalnego, jak MGAB-V249! Układ MGAB-V249 leży w gwiazdozbiorze Łabędzia, nieco na wschód od Mgławicy Ameryka Północna (NGC 7000). W bazie danych VSX gwiazda widnieje obecnie jako ogólny typ „E” (eclipsing), lecz dzisiaj zostanie podmieniony na typ E/WD. Długo zastanawialiśmy się czy w tym przypadku należy wprowadzić nowy typ zmienności z grupy kataklizmicznych (skoro wytworzył się dysk akrecyjny). Ale biorąc pod uwagę, że białe karły z dyskiem obecne są wśród zmiennych UG, NL i CV, to w każdym przypadku dopisywano "+E", to należałoby iść w tym kierunku. Niezaćmieniowe przypadki mogą być określone jako ELL/WD. EA/WD niekoniecznie pasuje, gdyż wśród nich mamy kilkadziesiąt zmiennych mających zupełnie inny charakter zmienności. Nie da się też określić zmiennej jako ELL/WD+E (typ ELL i E wykluczają się wzajemnie), dlatego choć MGAB-V249 ma całkiem ogólnie wyglądający typ "E/WD", sam w sobie jest czymś dla nas nowym. W ten sposób stałem się odkrywcą nowego rodzaju gwiazd zmiennych. To właśnie jego unikalność stanowi dla mnie największe dotychczasowe odkrycie astronomiczne, myślę że większe niż trzy współodkryte planety pozasłoneczne w ostatnich dwóch latach! Nawet tutaj mamy do czynienia z niezależnym odkryciem niż współodkryciem. W przypadku egzoplanet byłoby to coś, jak samodzielne odnalezienie planety i opublikowanie wyników z jednoczesną publikacją u innej grupy. Egzoplanety łatwiej jest przedstawić i pokazać dlaczego są takie fajne, a tutaj mówimy o czymś nowym, nietypowym, ciężkim do pokazania. Zwracam uwagę, aby nie powielać jednego błędu - jest to nowy rodzaj, a nie typ. Ale wciąż porównywalny do wygranej w zdrapkach O kolejnych ciekawych znaleziskach opowiem wkrótce, jak pojawią się kolejne publikacje naukowe Praca naukowa wkrótce zostanie opublikowana w czasopiśmie The Astrophysical Journal. Link do bazy danych VSX: https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=689728 Link do pracy naukowej: https://arxiv.org/abs/2002.01485
  15. Dzisiaj opublikowałem na stronie odkrycie 144 nowych gwiazd zmiennych. W większości są to zmienne typu HADS (High Amplitude Delta Scuti) oraz EA (zaćmieniowe typu Algola). Nie zabraknie wśród nich także rzadszych typów - refleksyjne (R), HW Virginis (EA/HW) czy pięć kolejnych nowych odwrotnych typu VY Scl (NL/VY). Cztery zmienne w zestawieniu są niezwykle ważne i stanowią dobrą bazę do przyszłych obserwacji fotometrycznych i spektroskopowych. Mam nadzieję, że będę mógł opisać je wkrótce, jak przyjdą pierwsze astronomiczne telegramy lub prace naukowe Biorąc pod uwagę bazę danych VSX (która jest najpełniejsza), łączny dorobek wszystkich zmiennych typu NL/VY wynosi już 27%. Natomiast wszystkie polskie zmienne typu EA/HW (MGAB, BMAM, NADA) mają dorobek wynoszący aż 66%! Ich oznaczenia mają numery od MGAB-V1147 do MGAB-V1290 Poniżej sklejka samych periodycznych obiektów w tym secie.
  16. Tak jak pisze Tayson, z taką skalą schodzimy już do granicy z seeingiem. Cyberboss ma dobry pomysł aby to zaprezentować, choć w tym przypadku mogą wyjść ciut różne wyniki (zależy od tego jak bardzo punktowe są gwiazdy z ASI1600MM).
  17. A ja przypomnę o zakryciu Jowisza przez Księżyc w 2012 roku
  18. Na podstawie zdjęcia WISE już sugerowało, że to musi być coś od pobliskiej gwiazdy. HD 48099 w Google i szybko ruszam do Wikipedii: I tutaj właśnie ta piątka była referencją do pracy naukowej, którą podlinkowałem
  19. To bow shock pochodzący od pobliskiej HD 48099 https://arxiv.org/abs/astro-ph/0505098
  20. Dane pochodzą z naziemnego teleskopu wykorzystywanego przez ZTF (i w niektórych przypadkach PanSTARRS-1 jako uzupełnienie). Jest to metoda data mining - projekty te publikują klatki i pomiary obserwowanych gwiazd. Automaty nie do końca się sprawdzają i pomijają niektóre obiekty. Często pojawiają się prace naukowe dopiero po wielu latach od momentu, kiedy teoretycznie można wśród danych coś zauważyć pominiętego, jak np. ta niżej, obejmująca ten sam typ obiektów: https://arxiv.org/abs/1502.05723 W moim przypadku publikację stanowi strona internetowa, w której mogę "zarezerwować" poprzez utrzymanie głównej nazwy i nazwiska odkrywcy (lub współodkrywcy). I to zachęca, aby w przyszłości zająć się nimi nieco dokładniej. Tak jakby zbieram dorobek, aby w przyszłości (po studiach i wybudowaniu własnego obserwatorium) móc realizować projekty gwiazd zmiennych. Te obiekty są idealne - przez całą noc śledzimy jedną gwiazdę szukając zaćmień. A takich obiektów, jak widać, jest niemało. A równie fajnie będzie zobaczyć za parę lat czyjąś pracę naukową, gdzie zmienna jest oznaczona jako MGAB, a nie jakieś SDSSy z dziesiątkami cyferek. Poszukiwaniem gwiazd zmiennych metodą własnych obserwacji zacząłem na początku. Korzystałem z obiektywu 300mm f/2.8 i kamery ASI1600MM-c. Udało się odkryć kilkadziesiąt gwiazd zmiennych, jednak były one najbardziej pospolite. Dopiero przeglądanie archiwalnych pomiarów z projektów poszukiwawczych pozwoliło rozszerzyć moje działania. Nie korzystam z danych sondy TESS, choć kilku zagranicznych osób z nich używa do VSX. Uważam, że byłoby zbyt prosto - te dane na pewno były już przejrzane przez dziesiątki ludzi i niekoniecznie stanowi to prawdziwie nowe odkrycie. W przypadku ZTF i PS1 jest zupełnie inaczej. Tego jest MNÓSTWO i wiele wciąż czeka na zauważenie po raz pierwszy. Moimi celami są tylko i wyłącznie rzadkie obiekty: W bazie VSX jest ich bardzo mało (poniżej 50-250) Metodą data mining można odkryć zaledwie garstkę Stanowią główny temat prac naukowych (a idealnie, jeśli pojedyncza gwiazda nadaje się na pojedynczą pracę) A te odkrywane metodą własnych obserwacji są po prostu bardzo pospolite (dziesiątki tysięcy, o ile czasem nie setki - jak typu Algola). Metoda data mining jest po prostu bardziej wydajna. Znajdując dany obiekt, przed wysłaniem można obserwować. Tylko czasem zadaję pytanie - po co? Czy taka obserwacja coś wniesie? Jest to prawda w przypadku tych białych karłów - mógłbym odnaleźć okres. Ale równie dobrze mogę skorygować pole Period po paru miesiącach. Ale i tak pierwsza data zgłoszenia się liczy. Ten typ jest akurat bardzo poszukiwany wśród wielu osób. Już wielokrotnie miałem taką sytuację, że daną gwiazdę zgłosił ktoś inny, bo po prostu miałem zbyt dużo oczekujących obiektów do wysłania. Straciłem także możliwość odkrycia niemal pewnego brązowego karła. Tak więc, lepiej zgłaszać pewne rzeczy wcześniej, mam jeszcze całe życie przed sobą W przypadku MGAB-V287, razem z Bajastro i ANowak postanowiliśmy, że szybko przeprowadzimy obserwacje tego obiektu. Każdy z nas złapał przynajmniej jedno zaćmienie. I tak zgłosiliśmy razem z własnymi obserwacjami, nie tylko samymi archiwalnymi danymi. To był czas wakacji, miałem łatwy dostęp do sprzętu. Obecnie, w czasie studiów, niekoniecznie. Dlatego poszukiwanie z użyciem komputera jest nieco prostsze i praktycznie nigdy nie kończące się
  21. Ciężko powiedzieć jeśli chodzi o egzoplanety… na razie znamy tylko jeden przypadek (i to niezaćmieniowy). A zaćmieniowych białych i brązowych karłów jest przynajmniej kilka znanych Myślę, że duże szanse ma MGAB-V1134. Okres orbitalny jest ekstremalnie krótki, natomiast efekt refleksji dość mały. Same zaćmienia trwają zaledwie trzy minuty i są bliżej kształtu litery V niż U. To oznacza, że krótko po zakryciu mamy odkrycie. Czy to może być małe ciało? Być może, ale równie dobrze możemy mieć do czynienia z brzegowym zaćmieniem, kiedy większa gwiazda praktycznie na styk zakrywa i po chwili odkrywa. Ale to nie wszystko z MGAB-V1134. Jeśli okres orbitalny jest poprawny, będzie to układ z najkrótszym okresem, gdzie ciało niebieskie nie będące białym karłem obiega białego karła* (tu: 0.06231 d, rekord 0.0650 d). W tym przypadku akurat potrzebne są dodatkowe obserwacje, gdyż PanSTARRS-1 trochę średnio chce się wpasować, być może z powodu zbyt krótkiego okresu (np. niedokładna korekta JD na HJD). Ale efekt refleksji i kształt zaćmienia z danych ZTF wyglądają w porządku. A może jest tam jeszcze trzecie ciało, które zaburza grawitacyjnie * - bo są dwa znane przypadki binarnych białych karłów, gdzie okres ten wynosi zaledwie kilkanaście minut.
  22. W większości (>95%) przypadków chodzi o całkowite przesłonięcie białego karła przez czerwonego karła. Gazowe giganty są również wystarczająco duże, aby spowodować podobne spadki, ale znacznie krótsze. Tylko takich przypadków jeszcze nie odkryliśmy
  23. Witam! Po dwóch miesiącach odpoczynku powróciłem do wysyłania zgłoszeń na nowe gwiazdy zmienne. Dzisiaj moimi celami były zaćmieniowe białe karły - niewielkie jasne 'umarłe' gwiazdy orbitujące przez większe, ciemne gwiazdy ciągu głównego (najczęściej są nimi czerwone karły). Latem ubiegłego roku wysłałem cztery takie zgłoszenia, z czego jedna jest MGAB-V287*, której zaćmienie główne obserwowaliśmy na jesiennym zlocie na Roztoczach. Było jednak kilka gwiazd, dla których ilość dostępnych danych była zbyt mała, by móc wyznaczyć okres orbitalny. A jak nie da się określić, to zgłoszenia poprzez pobieranie odpowiednich fotek porównawczych zajmie sporo czasu... W związku z tym, zmienne typu EA/WD (zmienne typu Algola z podtypem białego karła - white dwarfs) pozostawiłem na liście 'to-do', do których powróciłem w ostatni wieczór. * - współodkrywcami tej zmiennej są także @bajastro oraz @ANowak - było to nasze wspólne zgłoszenie do VSX. Przejrzałem na nowo zbiór potencjalnych białych karłów z danych sondy Gaia oraz najnowsze opublikowane pomiary fotometryczne od ZTF (Zwicky Transient Facility). W grudniu 2019 roku została opublikowana druga część, co pozwoliło uzyskać jeszcze więcej danych w poszukiwaniu gwiazd zmiennych. Ostatecznie udało mi się odnaleźć 26 takich zmiennych, z czego EA/WD stanowią 24 z nich (dwie pozostałe są inne, wysłane "przy okazji"). Jednak tylko trzy obiekty EA/WD mają wyznaczony okres orbitalny. Charakter tego typu zmienności dla pozostałych gwiazd został ustalony na podstawie typowego zachowania - na klatce wykonanej w przypadkowym momencie gwiazda znikła, natomiast na 20-100 pozostałych klatkach (których odstęp jest większy niż godzina, a najczęściej wykonywane dwa razy na dobę) jest cały czas widoczna, praktycznie o takiej samej jasności. Publikacja zmiennych jest dostępna tutaj: https://sites.google.com/view/mgab-astronomy/mgab-v1101-v1150 Dlaczego są to "znikające" białe karły? Otóż, są to bardzo niewielkiego rozmiaru gwiazdy - często rozmiaru Ziemi lub nieco większe. Towarzyszem jest zazwyczaj relatywnie duża gwiazda. Przesłonięcie niewielkiego białego karła trwa dosłownie chwilę - widzieliśmy to m.in. na zlocie w przypadku MGAB-V287, która dosłownie zniknęła nam po 1-2 klatkach o czasie ekspozycji 30 sekund (i tak samo pojawiła się ponownie po zakończeniu zaćmienia). Największą nadzieję w unikalności stanowią te, których zaćmienia trwają najkrócej, a efekt refleksji jest jak najmniejszy przy dość krótkim okresie. To oznacza, że wokół białego karła może krążyć brązowy karzeł lub nawet egzoplaneta! Wysyłając zgłoszenie o 24 nowych obiektach (łączny dorobek wynosi 28 z 83 znanych tego typu zmiennych zaćmieniowych) powiększyłem nieco szansę, aby jeden z towarzyszy był tego rodzaju obiektem. W przyszłości planuję wykonać ich obserwacje, aby określić okres orbitalny. Jak na razie, nie udało się odkryć żadnego zaćmieniowego białego karła, który jest w pełni przesłaniany przez egzoplanetę. Ale to już trzeba mieć szczęście, skoro praktycznie zawsze mamy do czynienia jednak z czerwonym karłem Poniżej przykładowe zdjęcia ukazujące "znikanie" białych karłów. Czerwony karzeł jest zbyt odległy, abyśmy go dostrzegli. Stąd obserwujemy w zasadzie kompletnie zniknięcie
  24. Cześć wszystkim! Piszę obecnie artykuł o zastosowaniu dyfuzorów wiązki optycznej w fotometrii. Jest to szkiełko (na zasadzie filtra), które rozmywa obraz gwiazd zamiast rozogniskowywania, co pozwala uniknąć niedoskonałości optycznych i utrzymać stały sygnał gwiazd. Jednocześnie chciałbym to zakupić, więc na razie trzymam się samej teorii i przykładowych obserwacji z prac naukowych. Niestety, jedyna firma produkująca seryjnie z odpowiednim kątem rozwarcia ma je dostępne tylko w wersji okrągłej 1" oraz kwadratowej 2". https://www.rpcphotonics.com/product/edc-0-25/ Pierwsza opcja jest trochę mała (dla ASI178MM było okej, ale teraz to niekoniecznie), natomiast większą trzeba przycinać, bo 50.8x50.8mm nie mieści się do szuflad z filtrami 50x50mm. Taki "filtr" jednocalowy mógłby być ewentualnie umieszczony do koła filtrowego z użyciem adpatera 1.00"-1.25" (gdzieś takie coś można kupić?). To byłaby super opcja, gdyż mogę automatycznie przechodzić z zogniskowanych gwiazd do rozmytych, bez potrzeby ręcznej ingerencji (w odkręcanie itp). Ale teraz moje pytanie brzmi - czego mogę spodziewać się na klatkach, jeśli umieszczę zbyt mały filtr? Dyfuzory nie za bardzo pozwalają zmieniać ostrość poprzez pokrętło w wyciągu (można to zrobić minimalnie, ale nie za mocno). W wyciągu mam obecnie samo koło, a do korektora komy - złączkę 16.5mm. Mógłbym więc zmieniać kolejność, aby raz uzyskać odległość 10mm od matrycy, a raz 26.5mm. Większa odległość byłaby używana raczej eksperymentalnie, kiedy trzeba wykonać naprawdę silny defocus z powodu bardzo jasnych celów. Częściej 10mm, czyli mniej problemowy z winietowaniem - i właśnie tyle znalazłem na temat mojego problemu w Internecie. Że Newton 8" f/4 z filtrami 1.25" jeszcze jako tako nie jest problematyczny. Ale może ktoś lepiej orientuje się, jakie mogę wyniki uzyskać z "filtrem" 1.00", gdy: - dam na odległość 10mm z zogniskowanymi gwiazdami - dam na odległość 26.5mm z zogniskowanymi gwiazdami - dam na odległość 10mm lub 26.5mm z rozogniskowanymi gwiazdami (takimi, gdzie Newtonem zobaczę krążki o średnicy 50 pikseli niż ostre kilkupikselowe gwiazdki) Rozogniskowanie wpływa w jakiś sposób na zwiększenie winietowania? Nie muszę koniecznie wykorzystywać całego kadru, ale jak to jest z wykorzystaniem środka? Czy mogę spodziewać się, że środek 2500x2500 będzie jako tako użyteczny? Bo nie wiem czy to jest proste matematycznie, że jeśli filtry 1.25" dają dobry obraz do 2500px od środka kadru, to może 1.00" da 2000px, a jakbym dał filtr 0.25", to tylko środek o promieniu 500px byłby użyteczny. No raczej tak się nie dzieje? Flaty oczywiście będą wykonywane za każdym razem flatownicą, aby maksymalnie zredukować ten problem. Guiding najprawdopodobniej też będzie niezbędny, żeby gwiazdy nie latały w różnych miejscach, gdzie ilość docieranych fotonów będzie się zmieniać.
  25. Tutaj to będzie 2.5% we fluxach, co w przeliczeniu na magnitudo, da nam około 0.028 magnitudo spadku Zapomniałem jeszcze dodać czym różni się drugi wykres i dlaczego wyszło znacznie lepiej - jasność mierzyłem na stackach, z użyciem 33 gwiazd referencyjnych. Wybrałem tylko te (około 15), które dają najmniejszy rozrzut. Pozostałe niestety mają trend (zbyt daleko od środka kadru), który da się pozbyć... właśnie guidingiem. I dlatego lepsza dokładność (0.6-0.8 ppt) byłaby możliwa, gdyby tylko dało się wykorzystać wszystkie 33 gwiazdy referencyjne.
×
×
  • Create New...

Important Information

We have placed cookies on your device to help make this website better. You can adjust your cookie settings, otherwise we'll assume you're okay to continue.