LibMar

Dzisiaj w nocy doszło do wybuchu nowej powrotnej RS Oph. Ciekawe na ile precyzyjna może być predykcja na podstawie wzrostu promieniowania X, bo czekaliśmy nieco ponad rok Obecnie ma 4.7 mag, z maksimum wynoszącym do 4.1 mag. Łapcie w najbliższą pogodną noc, wkrótce zacznie słabnąć.

Na razie widoczna tylko z południowej półkuli. Musimy poczekać dekadę, aby dostrzec z Polski. Chyba szybciej do tego czasu złapię parę fotonów będąc na jakimś wyjeździe na południe

Wygląda na to, że mamy mocnego kandydata na zmienną HB W maju 2019 roku zgłosiłem obiekt MGAB-V282, o którym przypomniałem sobie dopiero dzisiaj, po spojrzeniu na krzywą blasku przed chwilą zgłoszonej zmiennej PMAK V104, który wygląda bardzo podobnie. Między minimum wtórnym a minimum głównym obserwuje się wzrost blasku, który początkowo powiązałem z efektem refleksji. Okazało się, że niesłusznie - tutaj mamy do czynienia z silną ekscentrycznością orbity i takie zachowanie faktycznie wygląda w gwiazdach HB (a wzrost to 0.1 mag!). Potwierdzić może też fakt istnienia większego rozrzutu pomiarowego oraz słabe dopasowanie pomiarów w okolicach zaćmień, czyli te pulsacje o których wspominał @Rybi. W roku 1999 z danych NSVS widać, że minimum wtórne wypada przy fazie 0.63. Z danych ASAS-SN i ZTF obejmujące ostatnie lata, wskazują na 0.66-0.67. To dowodzi o istnieniu także trzeciego obiektu, prawdopodobnie obiegający całość z okresem wielu lat. Co więcej, minimum główne jest bardzo asymetryczne (wejście trwa ponad dwa razy dłużej niż wyjście), w dodatku wejście ma dwa schodki! Pierwszy to prawdopodobnie analogiczny z pierwszego wykresu Rybiego, w pierwszym poście. Aż szkoda, że nie ma danych TESS do tego obiektu (jest zbyt słaby). Dodajmy jeszcze fakt, że dwa główne ciała znacznie różnią się kolorami, co widać po głębokości zaćmień. Gwiazda nie jest tak bardzo słaba do obserwacji fotometrycznych. W filtrze r-band jest jaśniejsza niż 13 mag, a więc z teleskopem 8-calowym spokojnie można uzyskać dobrą jakość danych, nawet +/- 0.02 mag w pomiarach 2-minutowych Co jeszcze ciekawego możemy powiedzieć na temat tego obiektu? Spektroskopowo wykazuje linie emisyjne. A na zdjęciach WISE (w podczerwieni) wyraźnie wykazuje zwiększone świecenie. Taki kolor jest charakterystyczny dla młodych gwiazd, z obłokami pyłu. Być może z TESS by się okazało, że widoczne są spadki blasku wynikające z tego... gdyby nie sąsiednia jaśniejsza gwiazda. Ale generalnie, gwiazda konkret

Pojawiło się także nowe oznaczenie w GCVS - nowa uzyskała nazwę V1674 Her. Wygląda także na najszybszą do tej pory znaną nową klasyczną. Istnieje wskaźnik t3, który określa czas potrzebny na osłabienie o 3 magnitudo od maksymalnej jasności. W przypadku Nova Her 2021, nastąpiło po 3.0 dobach. Poprzedni rekordzista (V1500 Cyg) potrzebował na to 3.6 dnia.

https://www.astronomerstelegram.org/?read=14704 I cyk, mamy potwierdzenie

Przedmiotem sprzedaży jest ZWO ASI Holder (starsza wersja), cena 120 zł + wysyłka. Użyty 3-4 razy, stan idealny. Oraz kabel RS232-USB Baader, z linku poniżej: Baader Konwerter USB/RS 232 z kablem (astroshop.pl) Pozbędę się go za 50 zł + wysyłka, był to nietrafiony zakup

Wygląda na to, że mamy drugą (prawdopodobną) nową w 2021 roku. Seiji Ueda zgłosił pojawienie się jasnego obiektu o jasności 8.4 magnitudo. Obecnie obserwacje wskazują na obiekt o jasności nawet 6.4 magnitudo. Mamy do czynienia z błyskiem o amplitudzie 13 magnitudo, który jest zbyt duży na nową karłowatą typu UGWZ. Obecnie oczekujemy na obserwacje spektroskopowe, które prawdopodobnie potwierdzą, iż obiekt należy do rodzaju nowych (co jest w zasadzie tylko formalnością). Obiekt dosłownie na styk mieści się w Herkulesie. Żeby tam dotrzeć, wystarczy zajrzeć lornetką w Zeta i Epsilon Aql, a być może w najbliższych dniach dostrzeżemy tam również gołym okiem. Obecna nazwa tymczasowa to TCP J18573095+1653396 (w nazwie kryje się także RA i DEC obiektu). Kto ma dzisiaj pogodę, niech celuje tam sprzęt! Poniżej zrzut ekranu ze Stellarium przedstawiający lokalizację nowej.

Hop do góry. 300 złotych z wysyłką list/paczkomat gratis.

Mam pytanie do osób zajmujących się astrofotografią. Od dawna poruszany jest problem Starlinków i psuciem przez nich obrazu na klatkach. Jak wiemy, mając dużą liczbę klatek, to nawet pojedyncza kreska jasnego satelity będzie do wyciągnięcia po stackowaniu metodą uśredniania. A satelitów na być dużo więcej, co stanowi większy problem, szczególnie przy ekspozycjach rzędu kilku minut lub więcej. Może w przypadku narrowband nie będzie większego problemu (sygnał obiektów gwiezdnopodobnych jest mocno osłabiony), gorzej jak focimy w LRGB/BVRI. Od dawna chodzi mi po głowie pomysł, aby program do stackowania wykrywał kreski w kadrze i odrzucał piksele do stackowania odległe np. o pięć pikseli (gdzie satelita nie wpłynął już na naświetlenie piksela). Załóżmy, że mamy 100 klatek 60s z tylko 1 klatką w której przeleciało coś. Zakładamy, że każda klatka pokazuje ten sam obszar nieba, nie ma dryfu. I teraz myślałem nad tym, że wszędzie wykorzystywana jest informacja 100 pikseli (np. uśrednienie stu, jeśli rzeczywiście idziemy metodą average) poza wąskim paskiem, gdzie jest ich 99 (odrzut od satelity). Albo 5 klatek z satelitami: większość nadal wykorzystuje 100 pikseli, 99 przy kreskach, przy przecinających się 98, bardzo rzadko 97 (3 kreski w tym samym punkcie). Czy taka metoda stackowania może mieć powodzenie w przypadku większej ilości klatek (kilkadziesiąt i więcej)? Czy podczas obróbki można byłoby czegoś się spodziewać negatywnego, przeszkadzającego? Domyślam się, że problemem może być zmienna jasność tła. Ale sami powiedzcie i ewentualnie wyjaśnijcie kwestię. Dodam, że nie mam doświadczenia z innymi metodami stackowania niż średnia lub mediana (czym jest np. "Kappa-Sigma Clipping", nie mam pojęcia). Może i to rozwiązuje wystarczająco problem i nie powinienem tak wnikać. Od ponad roku siedzi w mojej głowie i w sumie nigdy nie mogłem tego rozwikłać Powiedziałbym, że w fotometrii to rozwiązałoby problem, podobnie odrzucając gwiazdy referencyjne z kreskami (przez dany obiekt na pewno przeleci najwyżej kilka(naście) razy na noc), ale tam nie stackuje się całego materiału. To, że raz wykorzysta 12 gwiazd referencyjnych zamiast 13, nie zrobi różnicy. Ale w astrofotografii już stackujemy wszystko.

W ostatnich dniach dużo siedzę w Excelu nad tą tematyką i problem jest bardzo zbliżony do tego, co aktualnie tworzę. Tylko takie pytanie, bo pojawiło się wiele odpowiedzi praktycznie odpowiadających na Twoje pytanie i wysłałbym to samo, dopóki będę znał konkret Czy interesuje Ciebie data najlepszej widoczności obiektu nocą, czyli po przeciwnej stronie niż Słońce (Twój cel góruje dokładnie wtedy, kiedy wypada dołowanie Słońca)? Zanim bym w ogóle przygotowywał arkusz (o ile taka forma byłaby przydatna), to w skrócie można to zrobić w ten sposób: Twój cel ma rektascensję 16h 30m 12s. Odejmujesz lub dodajesz 12 godzin, aby wyszła realna wartość (w tym przypadku odejmuję, więc zostaje 4h 30m 12s). Sprawdzam w Stellarium kiedy Słońce ma rektascensję (w J2000) o wartości 4h 30m 12s Wychodzi wieczorem 30 maja 2021 roku. Czyli w nocy z 30 na 31 maja dołowanie Słońca nastąpi wtedy, kiedy będzie górowanie celu (mającego rektascensję 16h 30m 12s). I teraz tylko, czy taka data to to, o co chodzi

Zapewne do -1 mag w zenicie, jednak orbita ma mieć bardzo niską inklinację. Na północnych krańcach Polski może być nawet niedostępna do obserwacji, natomiast na południu kraju sięgnie do 20-30 stopni ponad południowy horyzont. Czyli jakieś 1-2 mag spokojnie ma osiągnąć, być może 0.5 mag przy idealnym ustawieniu paneli.

Hejka W sprzedaży mam sześć sztuk srebrnych numizmatów Systema Solare. Jest to część kompletu (a właściwie dwóch) i zawiera planety od Merkurego do Jowisza, w tym dwukrotnie Ziemię. Są w idealnym stanie, a wszelkie widoczne rysy itp. dotyczą kapsla stanowiącego zabezpieczenie. Cena: 300 zł + wysyłka (poczta/paczkomat).

Mój stary Canon EOS 60D, z którego korzystałem w latach 2012-2017. Trzeba było sprzedać, aby móc za co zakupić kamerę ZWO ASI178MM-c. Poszło na Allegro niżej niż chciałem, bo czas odgrywał rolę. A potem i tak wielokrotnie zdarzały się sytuacje, że czegoś nie mogłem wykonać z powodu braku możliwości. Na przykład, całkowite zaćmienie Księżyca z 2018 trzeba było robić z filtrami fotometrycznymi (bo kamera mono) albo brak możliwości fotografowania komety NEOWISE w 2020 roku w szerokim kadrze. Nawet tubą o ogniskowej 800mm trzeba było robić z filtrami (i to też fotometrycznymi), bo nie było jak inaczej. Reszta na zlocie robi "cyk" i ma, a ja " ". Drugi zakup, to Samyang 85mm f/1.4. Kupiłem go tylko dla nagrywania nieba na żywo, w szczególności dla Perseidów. Atrakcyjna cena, a z kamerą sprawdził się znakomicie i zdecydowanie przydałby się z niedawno zakupionym Canonem EOS 700D. Ale niestety, trzeba też było sprzedać, co było od góry wiadome. Pewnych wydatków później nie da się uniknąć.

To jasna nowa, która jest obecnie praktycznie u szczytu jasności. Jako ciekawostkę trzeba dodać, że niewiele wcześniej zmienność tego obiektu wykazał czeski astronom amator Zbyněk Henzl, a zmienna otrzymała oznaczenie CzeV3217 (obecnie Nova Cas 2021 | V1405 Cas). Opisał ją jako zmienność typu EW (W Ursae Majoris), choć zmiany W-kształtne pasują bardziej obiektowi typu NL (nova-like). Kompletnie zapomniana i omijana sprawa, o której nie mogę nie wspomnieć. W moim przypadku (link) było trochę podobnie, ale w większości nazwa była zachowywana (z powodu którego jest mi w porządku), także w tym samym portalu. Wcześniej znana zmienna, która wybuchła jako nowa to bardzo rzadki przypadek. To powoduje, że środowisko naukowe nie wchodzi dokładnie w szczegóły, a odkrycie nowej (Yuji Nakamura) nie jest równe odkryciem zmienności obiektu (nim jest nasz sąsiad Z. Henzl), stąd wszelkie "discovered by" powinno być zastąpione "nova eruption discovered by" Jasność taką utrzyma najprawdopodobniej przez kilka dni, więc warto polować póki osłabnie

Tu jeszcze widzę zastosowanie w obserwacjach egzoplanet i brązowych karłów Przy takich długościach fal rozpoczyna się zabawa z rejestracją światła egzoplanet (np. bezpośrednia rejestracja GU Piscium b albo antytranzyty/zaćmienia wtórne) Ogólnie bardzo dużo możliwości w fotometrii, a szczególnie układów zaćmieniowych w celu określenia parametrów każdego z obiektów. Chętnie bym zaczął odkładać, ale może dam tematowi jeszcze parę lat?

Ale piękny zbiór! Chętnie zobaczyłbym więcej

Czyżby szykuje się kolejny krok w astrofotografii i zaczniemy strzelać z barwami ponad 1000nm? Teoretycznie tymi sensorami z Newtonem 8" i powyżej jesteśmy już w stanie łapać światło planet pozasłonecznych i brązowych karłów (a w zasadzie ich ciepło)

Witam, Minęło parę miesięcy od dodania ostatniego seta gwiazd zmiennych. Liczba niewysłanych obiektów wciąż rosła, aż ostatecznie opublikowałem końcowy set składający się z trzech części: zaćmieniowe białe karły, okresowe białe karły (oba z lata 2020) i nowe zmienne kataklizmiczne (grudzień 2020). Tym samym wysłałem ostatni set składający się z 401 obiektów. Ich nazwy to MGAB-V3371 - MGAB-V3774 (3 dodatkowe to zgłoszone wcześniej indywidualnie). Lista znajduje się tutaj, tylko trzeba nieco scrollować (strona zawiera obiekty od V3001): https://sites.google.com/view/mgab-astronomy/variable-stars-list-3001 W ten sposób katalog osiągnął swój komplet i zawiera około 3774 obiektów. I właśnie to "około" powoduje, że nad katalogiem trzeba nieco popracować. Nad 400 obiektami spędziłem podobnie dużo czasu, jak przy około dwóch tysiącach z początku 2020 roku. Miało to na celu przygotowanie się do dalszego etapu nad katalogiem, czyli aktualizacja wszystkich obiektów. Nowy set jest dokładnie przejrzany (automatyczne etapy dodatkowo sprawdzone ręcznie) i tak samo dokładnie będzie trzeba zrobić od samego początku. Nie wszystkie 3774 obiekty to odkrycia gwiazd zmiennych. Wolę utrzymać kontrolę nad stanem gwiazd, dlatego nowy set zawiera informację o kodzie. Mówi o tym czy dana zmienna stanowi odkrycie, współodkrycie, niezależne odkrycie lub nie jest odkryciem. I to jeden z celów mających na celu sprawdzenie pozostałych gwiazd, które zostały już wysłane wcześniej. Takie działanie podjąłem już dla V301 - V350. Okazało się, że pięć (10% obiektów) zostało zgłoszonych już wcześniej do TNS (Transient Name Server). Te numery zawierają zmienne kataklizmiczne o większych amplitudach, dlatego prawdopodobnie odpadnie mniej niż 10% kataklizmicznych (kilkadziesiąt z około tysiąca). Pozostałe 2.5 tysiąca obiektów nie powinny raczej dać większego odsetku. Najprawdopodobniej odkryć/współodkryć/niezależnych odkryć jest wciąż ponad 3.5 tysiąca. To jest trudne zadanie, gdyż trzeba wyszukiwać z przeróżnych źródeł, bowiem nie każdy aktualizuje swoje znaleziska do odpowiednich baz danych (SIMBAD, VizieR, VSX). Nawet TNS jest problematyczne, bowiem muszę sprawdzać każdy obiekt po kolei. Źródła wymienione w nawiasie pozwalają sprawdzić wszystkie naraz wrzucając sam plik z koordami... Sprawdzenie pozostałych obiektów umożliwi także aktualizację typów zmienności. Nowe dane ZTF zawierają wiele punktów pomiarowych, które pozwalają określić charakter zmienności z lepszą precyzją. I w ten sposób, na przykład MGAB-V859, okazał się być pierwszą podwójną zmienną UGER+UGZ zamiast początkowo zidentyfikowana jako UGER. A dlaczego to koniec poszukiwań? Coraz to nowsze katalogi znacząco utrudniają poszukiwania. ZTF został także wystarczająco przejrzany i w zasadzie, niewiele zmiennych tam pozostało. A na pewno nie, jeśli mówimy o takich wysokoamplitudowych. Najpierw późną wiosną został wprowadzony katalog okresowych zmiennych z ZTF (około 700 tysięcy obiektów), co wykluczyło 1/3 kandydatów na zmienne z drugiej części seta (okresowe białe karły). A w czerwcu powstał katalog kandydatów na zmienne z ZTF, który składa się z ponad 10 milionów obiektów. Nie został on jeszcze przyjęty z kilku powodów. Jedno, są to kandydaci. Drugie, obiekty nie są w ogóle zweryfikowane i w żadnym wypadku nie sprawdzono czy przyczyną jest artefakt (połowa mojej pracy stanowiło właśnie wykluczanie tego rodzaju obiektów z seta, dlatego z 450 zmniejszyło się do 399). Trzecie, metoda wyboru w żadnym wypadku nie jest akceptowalna - zakładanie z góry, że wszystko o dużej różnicy między najwyższym a najniższym pomiarem musi być zmienne (przeleciał satelita i mamy wzrost o 0.5 mag? tak, to musi być gwiazda zmienna!). W najgorszym przypadku będziemy mówili o niezależnym odkryciu (mowa o ostatnich 399 odkryciach), wcześniejsze zjawiska nie będą ruszone, bo zgłosiłem je wcześniej. Jedynie co zostało sprawdzić z kataklizmicznymi, to właśnie TNS. I być może jeszcze coś SIMBAD ma, a zabrakło w VSX. Tak więc, idziemy do kolejnego etapu - z poszukiwań na ponowną analizę. Będzie to: Przejrzeć obiekty z nowymi danymi ZTF DR4 (poprzednio wykorzystano tylko ZTF DR1 lub DR2) Aktualizacja typów zmienności i zakresu zmian blasku Przejrzenie czy obiekty okazały się być wcześniej znane - znaleziono kilka źródeł, na które trzeba zwrócić uwagę), w tym także dopisanie informacji o współodkryciach lub niezależnych odkryciach (kilkadziesiąt obiektów jest wspólnie znalezionych z @bajastro, ale jest także kilkaset niezależnych odkryć z katalogiem RR Lyrae od Pan-STARRS1) Wrzucenie pierwszych trzystu obiektów na stronę (były to obiekty dodane indywidualnie do VSX) Aktualizacja pozycji na niebie z Gaia DR2 do Gaia EDR3 Wprowadzenie dodatkowych list na stronę (wybór 10-15 interesujących typów zmienności i przedstawienie ile z nich jest w katalogu) Trzecim etapem będzie praca naukowa z zestawieniem wszystkich obiektów (podsumowanie także na forum!) i wrzucenie jej do VizieRa. Ostatnim (czwartym) etapem będą obserwacje obiektów, śledzenie prac naukowych (które obejmują zmienne z katalogu) . Do tego czasu chciałbym zrobić upgrade sprzętu, by móc rejestrować zmienność obiektów w katalogu. Zmienne zostały odkryte metodą data mining i przede wszystkim chciałbym wykonać galerię każdej zmiennej kataklizmicznej, która przedstawia wybuch i jej stan przed wybuchem lub po. Tych obserwacji obecnie brakuje z kilku powodów - pandemia, praca, słaba mobilność. Za rok powinno być już z tym łatwiej!

Na sprzedaż czeka tylko ZWO ASI Holder, 110 zł z wysyłką

Bardzo fajnie, że ostatnio wypisałem wnioski po obserwacji WASP-52 b Tym razem zarejestrowałem kolejny tranzyt, ale z kamerą ASI1600MM-c (wtedy była ASI178MM-c). Niestety, w pełnej rejestracji przeszkodziły chmury (prawdopodobnie cirrus), co widać na fioletowym wykresie w postaci spadku wysycenia pikseli gwiazd przy takich samych ekspozycjach. Mamy też do czynienia z większym rozrzutem pomiarowym. Obserwacja z 2017 roku jest zdecydowanie lepsza i proporcjonalnie gorsza od tegorocznej (wtedy używałem 10cm teleskopu). To wskazuje, że stosowanie korektora komy jest konieczne. Prawdopodobnie zawiniła też krótsza długość ekspozycji (w 2018 roku było to zaledwie 6s, gdzie stack to 20x6s). Tutaj mamy 6x20s.

Muniwin służy mi do stackowania klatek to jakiegoś czasu integracji. Nie jest idealnym programem do fotometrii (brak możliwości detrendingu, zostałby mi tylko Excel), ale daje podgląd co można zobaczyć później w AstroImageJ. A ponieważ nie ma sensu dawać punkty pomiarowe tak gęsto, upakowałem je na 3x30s i mamy nadal ostry ingress/egress. Gdyby to był ekstremalnie płytki tranzyt (na zasadzie TESS), zrobiłbym stack nawet po 5-10 minut, gdzie uchwyciłby się delikatny spadek 0.002-0.003 mag. Tak marginalne detekcje stanowią większość w TESS

Witam, Dość ciężko jest trafić w pełny tranzyt planety pozasłonecznej z mojej lokalizacji. Coraz dłuższe noce w tym pomagają, jednak zasłaniający od zachodu budynek już nie. Szczęście trafiło się w nocy z 23 na 24 września, kiedy miałem możliwość zarejestrować pełny tranzyt HAT-P-19 b. Gwiazda macierzysta jest relatywnie słaba, ma 12.9 magnitudo. Zwykle dobieram cele pomiędzy 10 a 12 magnitudo, słabsze zwykle wymagają ciemnego nieba. W tym przypadku Księżyc nie stanowił problemu, a gwiazda górowała na dużej wysokości nad horyzontem (znajduje się w pobliżu Galaktyki Andromedy). HAT-P-19 b jest nieco większa od Jowisza (1.13 Rj), ale dużo lżejsza (0.292 Mj). To klasyfikuje obiekt jako Gorący Saturn, bowiem nasz gazowy gigant ma niewielką gęstość, więc ma też dużo mniejszą masę (0.83 Rj oraz 0.30 Mj). Planeta okrąża gwiazdę co 4.009 doby, a więc po czterech dniach mamy szansę na tranzyt w podobnych warunkach (względem momentu zmierzchu i świtu, a także wysokości nad horyzontem). Obserwację przeprowadziłem za pomocą kamery ZWO ASI1600MM-c oraz teleskopu GSO 203/800 postawionego na montażu NEQ6. Założyłem filtr CBB (clear blue-blocking), który ma za zadanie wyciąć światło niebieskie najbardziej podatne na zaburzenia od strony seeingu. Pojedynczy punkt pomiarowy to 3x30s (a nie 6x30s, co błędnie dopisałem w linku). Pierwszy punkt pomiarowy pochodzi z godziny 19:44, a ostatni - 00:43 (5h obserwacji). Dokładność pomiarowa na 90s ekspozycji wynosi około +/- 0.006-0.007 mag, co jest wynikiem dobrym jak na gwiazdę o jasności blisko 13 magnitudo. Fotometrię przeprowadziłem z wykorzystaniem programu Muniwin (stacking/pakietowanie) oraz AstroImageJ (fotometria). Rzadko miewam okazję do rejestrowania tranzytów wokół słabszych gwiazd, a w tym przypadku mam bardziej obiektywne porównanie dzięki ciemniejszemu niebu. Według poprzednich obserwacji, przy takiej dokładności powinienem być w stanie zarejestrować tranzyt tylko powyżej 0.009 mag. Oczywiście jest to dużo uzależnione od ilości gwiazd referencyjnych (więc powinna być dodatkowa miara). Dokładność fotometryczna przy HAT-P-19 b pokazuje, że przy podobnie pełnym tranzycie, spadek 0.006 mag już byłby bez większego problemu rejestrowalny, a 0.004 mag to bezpieczne minimum. To powinno pokazać, aby obiekty jak HAT-P-23 b w Delfinie (12.43 mag | 0.008 mag) mnie nie odstraszały z powodu wcześniejszych negatywnych prób. Przy pogodnym niebie (bez żadnych przerw w chmurach) oraz braku Księżyca, 8" f/4 bez problemu złapie taki obiekt. Tym bardziej, że Deflin jest niedaleko Drogi Mlecznej i z pewnością gwiazd referencyjnych nie będzie brakowało. Muszę zaktualizować listę zarejestrowanych tranzytów, gdyż straciłem już nieco rachubę. Być może jest to pięćdziesiąta udana obserwacja Link do ETD: http://var2.astro.cz/tresca/transit-detail.php?id=1600972616&lang=en

Dziękuję bardzo! Taka dokładność jest jeszcze akceptowalna. Chodzi tutaj o przygotowywanie efemeryd przelotów ISS na kilka tygodni naprzód. Kilka minut jest jeszcze okej, aby obserwator mógł w końcu doczekać się przelotu i nie znudził się czekaniem

Nowa otrzymała oznaczenie GCVS "XZ Ret". To niesamowite, że przyjęte oznaczenie nie brzmi Vxxx, lecz jest dwuliterowe i dotyczy wczesnych oznaczeń (od R do Z)! Dzisiaj mamy 67 dni od osiągniętego maksimum jasności, a MGAB-V207 nadal nieźle się trzyma. Ostatnie pomiary wskazują na 8.4 mag. Dla porównania, Nova Delphini 2013 tak samo osłabła już po 45 dniach, a 1-2 tygodnie później była już z trudem widoczna przez lornetkę 10x50 na wiejskim niebie.

Witam, Chciałbym zapytać się o dokładność czasową przelotów ISS na wiele tygodni naprzód. Wiadomo, że co jakiś czas orbita jest podnoszona lub obniżana, a każdy taki skok ma duże znaczenie podczas przygotowywania się na tranzyt na tle Słońca lub Księżyca. Mnie z kolei interesują tylko i wyłącznie przeloty do dwóch miesięcy naprzód. Przykładowo, Heavens-Above podaje taki przelot za dwa miesiące (dla Warszawy): Interesuje mnie tylko informacja, że 24 listopada stacja będzie widoczna między 18:01 a 18:04 i zniknie w cieniu przed osiągnięciem górowania. Jak bardzo może zmienić się ta efemeryda po dwóch miesiącach, zakładając jakąś kolejną korektę międzyczasie? Czy dwa miesiące są wystarczająco krótkim czasem, aby traktować taką efemerydę zgodną z dokładnością nie więcej niż kilka minut? Niestety, abym sprawdził to samodzielnie, musiałbym poczekać dwa miesiące na odpowiedź Pozdrawiam!