LibMar

Oj tam, ja tylko sprawdzam ile się da zrobić będąc amatorem

Dziękuję Wam bardzo za miłe słowa! Co prawda, ta obserwacja została wykonana teleskopem nie ze zbiórki (nawet 10% na samą tubę nie było ), ale do tego projektu bym nie dołączył bez obserwacji MGAB-V266 własnym sprzętem, która właściwie zakwalifikowała mnie do projektu WWVSH umożliwia obserwacje zdalnie nawet siedząc na studiach, a z powodu ostatniego siedzenia w domu przeprowadziłem kilka udanych rejestracji kandydatów. Jeden z nich ma podobny rozmiar co planety TOI-1726 i krąży wokół gwiazdy (także podobnej) o ponad 2 mag ciemniejszej. Więc tym trudniej ją złapać, dodatkowo teleskopem o średnicy 3 razy mniejszej. Obiekt oczywiście jeszcze oczekuje na potwierdzenie bycia planetą, tak jak wszystkie inne

TOI-1726 b & c – współodkrycie systemu multiplanetarnego w TESS Follow-Up Program Niedługo minie rok od współodkrycia trzeciej planety pozasłonecznej, KELT-24 b. Przyszedł czas na kolejne odkrycia, tym razem w nieco innej formie. Najnowsze osiągnięcie (poparte współautorstwem pracy naukowej) dotyczy nie jednej, lecz dwóch planet pozasłonecznych obiegających jedną gwiazdę. TESS Follow-Up Program (TFOP) To międzynarodowy projekt skupiający obserwatoria astronomiczne na całym świecie. Podzielony jest on na kilka grup. Pierwszą z nich jest SG1 (Sub Group 1), która polega na naziemnych fotometrycznych obserwacjach tranzytów planet pozasłonecznych w celu potwierdzenia sygnału wychwyconego przez sondę TESS. Sam teleskop TESS nie jest idealny. Pomimo dużego pola widzenia, sama ma bardzo dużą skalę na piksel wynoszącą ponad minutę kątową łuku. To oznacza, że uchwycone zmiany jasności w danym pikselu może dotyczyć wielu gwiazd, które ze sobą się zlewają. Zadaniem obserwatorów naziemnych jest przeprowadzenie obserwacji tranzytu w wysokiej rozdzielczości (zwykle ze skalą 1” na piksel lub mniejszą), aby określić pochodzenie sygnału. Nie zawsze zmianę jasności można zarejestrować bezpośrednio. Niekiedy bardzo płytkie tranzyty są wręcz niemożliwe do uchwycenia w warunkach naziemnych. Można jednak potwierdzić sygnał nieco inną metodą obserwacji, tzw. NEB-check. NEB-check, czyli Check for Nearby Eclipsing Binaries, to “pośrednia metoda” obserwacji tranzytu, która w zasadzie sama w sobie jest metodą pośrednią rejestracji egzoplanet. Weźmy pod uwagę sytuację, kiedy TESS wykrył zmianę jasności 0.001 mag na gwieździe mającej 10 magnitudo. Różnica wydaje się na granicy dostępności w warunkach naziemnych (poza półmetrowymi teleskopami i większymi wyposażonymi w dobrej klasy kamerę), ale nie jesteśmy jeszcze na straconej pozycji. Na podstawie zdjęć dużej rozdzielczości wykryto, że w odległości 10” od gwiazdy znajduje się towarzysz o jasności 15 magnitudo. Wiemy, że na obrazie TESS takie obiekty będą zlane ze sobą – jasności są zsumowane. Teraz istnieją dwa możliwe przypadki, które można wyznaczyć matematycznie. Albo na gwieździe 10 mag dochodzi do tranzytów/zaćmień o amplitudzie 0.001 mag, albo na gwieździe 15 mag mamy zaćmienia o głębokości 0.1 mag. Ten drugi przypadek jest o wiele łatwiejszy do uchwycenia. Jeżeli naszymi obserwacjami wykluczymy obecność takich zaćmień u bliskiego towarzysza, sygnał pochodzący od TESS musi pochodzić od tej jaśniejszej gwiazdy. Przy wykluczeniu wszystkich kombinacji u towarzyszy (czasem może być ich kilka, kilkadziesiąt lub nawet kilkaset), status kandydata na egzoplanetę przechodzi na CPC (cleared planetary candidate). O planach obserwacji kandydatów tą metodą omawiałem na kilku prezentacjach (zloty, konferencje). World Wide Variable Star Hunters – projekt, z udziałem którego odkrycie było możliwe W październiku 2019 roku napisałem post na zagranicznym forum odnośnie odkrycia MGAB-V266, który uzyskał zainteresowanie u paru osób. W prywatnej wiadomości otrzymałem zaproszenie do międzynarodowego projektu WWVSH, który właśnie powstawał. Grupa ta nie jest skupiona tylko i wyłącznie na gwiazdach zmiennych, ale także innych celach: przelatujące planetoidy w pobliżu Ziemi, zjawiska przejściowe (nowe, supernowe), astrofotografia czy nawet radioastronomia. Sercem całego projektu jest teleskop CDK 24” wyposażony w kamerę FLI 16803 na montażu 10Micron GM4000HPSII umiejscowiony pod Abu Dhabi, w Zjednoczonych Emiratach Arabskich. Będąc prowadzącym podgrupy egzoplanet, razem z właścicielem obserwatorium (Nezar Hezam) przeprowadzamy obserwacje kandydatów w projekcie TFOP SG1. Do obserwacji tranzytów koło filtrowe zostało wyposażone w filtry fotometryczne V (Johnson) i r’ (SLOAN). Obserwacje TOI-1726 i jej planet Przeprowadziliśmy dwie obserwacje tranzytu TOI-1726 b metodą NEB-check. Pierwsza z nich (22 lutego) dotyczyła samego wyjścia z ponad dwugodzinnym śledzeniem po przewidywanym końcu zjawiska, zaczynając rejestrację mniej więcej od połowy (mid-transit). Nasza rejestracja była pierwsza i w tamtym momencie słyszeliśmy tylko o jednej egzoplanecie. Ponieważ obserwacja tylko częściowo pokrywała tranzyt i wkrótce dowiedzieliśmy się o istnieniu drugiej potencjalnej planety w tym systemie, postanowiliśmy wykonać obserwację ponownie. Po siedmiu dniach (29 lutego, po pełnym obiegu wokół gwiazdy) wykonaliśmy podobną obserwację tym samym filtrem (r’ SLOAN), tym razem przez całą długość tranzytu. Okazało się, że LCO (Las Cumbres Observatory) wykorzystało jeden ze swoich metrowych teleskopów i rejestrowało TOI-1726 b w tym samym momencie, ale za pomocą filtra z’ (SLOAN). Wszystkie trzy obserwacje wskazały to samo – żadna z pobliskich gwiazd nie wykazuje zaćmień ze 100% pewnością, a więc sygnał dotyczy HD 63433! Analizę klatek i wysłanie raportów do ExoFOP i TFOP przeprowadziłem już w pełni samodzielnie. Do tej pory nie przeprowadzono żadnej obserwacji TOI-1726 c, nawet metodą NEB-check. Kolejna okazja miała miejsce w marcu 2020 roku, jednak awaria focusera w obserwatorium WWVSH i niekorzystne warunki obserwacyjne nie pozwoliły na przeprowadzenie rejestracji. Następna szansa będzie miała miejsce dopiero na przełomie 2020 i 2021 roku. Na to potrzebne są odpowiednie warunki, gdyż dokładność efemeryd za parę miesięcy będzie dość słaba, a w dodatku z powodu towarzysza występują ETV (eclipse timing variations). HD 63433 – gwiazda macierzysta To jedną z najjaśniejszych gwiazd, wokół których zidentyfikowano tranzytujące egzoplanety. Tylko siedem innych gwiazd jest jaśniejszych niż V=6.9 mag, czyli tyle, ile ma HD 63433 (zaledwie parę tygodni temu mogliśmy mówić o sześciu, ale HD 63433 się spóźniła ). Jest bez problemu widoczna przez niewielką lornetkę, zaledwie 72 minuty kątowe od Polluksa, najjaśniejszej gwiazdy w konstelacji Bliźniąt. Każdy, kto choć przez moment spojrzał przez lornetkę w jej kierunku, widział w tle niepozorną HD 63433 czekającą, aż ktoś w końcu nią się zajmie. TOI-1726 i jej planety powstały stosunkowo niedawno – mniej niż miliard lat temu (dla porównania, Ziemia ma 4.5 miliarda lat). Jej parametry oraz ruch wskazują, że należała do gromady gwiazd Ursa Major Moving Group, która istniała około 400 milionów lat temu i zdążyła już się rozproszyć (do niej należy kilka gwiazd z Wielkiego Wozu). HD 63433 jest także gwiazdą zmienną rotacyjną (V377 Gem) o amplitudzie do 0.02 mag (wynikająca z plam na jej powierzchni), o okresie obrotu około 6.5 dób ziemskich. Promień TOI-1726 jest zbliżony do rozmiaru Słońca. HD 63433 b oraz HD 63433 c – charakterystyka planet Są to najmniejsze współodkryte planety pozasłoneczne na moim koncie. K2-232 b, KELT-23 b oraz KELT-24 b należą do gazowych gigantów, o rozmiarach porównywalnych do Jowisza lub nieco większych. HD 63433 b oraz HD 63433 c są mniejsze od Neptuna, ale większe od Ziemi. Ich promienie wynoszą odpowiednio 0.20 Rj oraz 0.24 Rj i obiegają gwiazdę macierzystą o okresach 7.11 oraz 20.55 dób ziemskich. W związku z tym, HD 63433 b należy do gorących mini-Neptunów (P < 10d), a HD 63433 c do ciepłych mini-Neptunów (P > 10d). Spadki jasności dla obu planet (b i c) są niewielkie i wynoszą odpowiednio 0.0006 i 0.0009 mag. Czy tranzyty TOI-1726 b i c mogą być zarejestrowane amatorsko? Do tej pory nie zarejestrowano żadnego tranzytu on-target w warunkach naziemnych. Od momentu opublikowania nowych kandydatów na planety pozasłoneczne z Sektora 20, mieliśmy zaledwie dwa miesiące na próby obserwacji obu planet, które mają „dość długie” okresy orbitalne (7 dni i 20 dni). W dodatku, gwiazdozbiór Bliźniąt powoli kieruje się ku zachodowi. Gwiazda macierzysta jest bardzo jasna i obserwacja fotometryczna wymaga zastosowania gwiazd o dość podobnej jasności. Te znajdują się dość daleko, stąd potrzebne jest szerokie pole widzenia. Niewielki spadek jasności wymaga zastosowania teleskopów o średnicy przynajmniej 8 cali, który obejmie pole widzenia o przekątnej przynajmniej 1.5 stopnia i sięgnie dwie gwiazdy referencyjne: HD 64107 (V=6.9) i HD 63432 (V=6.8). Gwiazdy o takiej jasności wymagają bardzo dużego rozogniskowania, skupiając się jednocześnie na bardzo dobrym prowadzeniu, automatycznym korygowaniu ostrości (kompensacja rozszerzalności temperaturowej) i utrzymywaniu stabilnego kształtu gwiazd (idealna kolimacja + dyfuzer byłby bardzo przydatny). Obserwację należałoby przeprowadzić przez 8 godzin, aby móc zredukować zmiany jasności wynikające z rotacji gwiazdy. Stąd, szanse na „bezpośrednią” amatorską detekcję jest niezerowa, ale ekstremalnie trudna. Próby obserwacji NEB-check dla tego systemu będą miały już zastosowania, bowiem nic nowego nie wniosą (a dokładność efemeryd będzie malała, dopóki TESS nie wróci do tego obiektu na początku 2022 roku). Podsumowanie Współdział w odkryciu systemu multiplanetarnego za pomocą obserwacji jest jednym z większych osiągnięć, który mogę dopisać w drugiej linijce dla roku 2020. Pierwszym z nich było odkrycie nowego rodzaju gwiazd zmiennych (MGAB-V249), co opisałem w innym wątku. Moim celem na 2020 jest dokonanie pięciu ciekawych osiągnięć, więc mam nadzieję, że w ciągu najbliższych kilku miesiącach będę mógł powiedzieć o jeszcze trzech następnych! Na chwilę obecną nie ma jeszcze nic oczekującego na publikację, aby było tym trzecim. Kolejne odkrycia planet pozasłonecznych będę publikował już w wątku zbiorczym, chyba że będą dotyczyły ciekawszych obiektów (np. pierwsze współodkrycie planety skalistej). Będą to odkrycia z WWVSH jak i SOTES, bowiem przeprowadziłem już kilka tranzytów, lecz potrzeba przynajmniej kilku miesięcy na ewentualną publikację, jeśli egzoplanety okażą się prawdziwe i zakwalifikuję się do pracy naukowej (na kolejną linijkę zasłużę dopiero, jeśli tych planet pozasłonecznych będzie 10 ). TOI-1726 wydano dość szybko, ponieważ okazała się być bardzo interesująca (jasna gwiazda, system multiplanetarny, powiązanie z Ursa Major Moving Group). Do pełnego odkrycia egzoplanety (z nazwą SOTES lub MGAB w nazwie) jeszcze musimy poczekać. Ale nad tym powoli pracuję i na razie są tylko kandydaci na brązowe karły Praca naukowa zostanie opublikowana w The Astronomical Journal. Bezpośredni link do PDF na arXiv: https://arxiv.org/pdf/2005.00047 I na koniec symulacja w programie Stellarium. Jedna sekunda filmu odpowiada 1 dniu w rzeczywistości

Obserwowałem pierwszy przelot, ale byłem trochę źle ustawiony. Już miałem wracać, kiedy na południu zobaczyłem kilka flar ujemnej wielkości gwiazdowej (do -4 mag). Spoglądam lornetką 10x50, a tu w polu widzenia mieści się ponad dwadzieścia sztuk. Sądzę, że na wysokości 20-25 stopni (na jakiej to widziałem) nieflarujące satelity miały około 4-5 mag i były zdecydowanie zbyt słabe, aby dostrzec gołym okiem przy tak rozjaśnionym niebie. Drugiego przelotu nie obserwowałem

Można próbować.

A tutaj crop stacka 40x20s z dzisiejszej nocy. Newton 8" f/4, ZWO ASI1600MM-c, filtr fotometryczny R. Zasięg gwiazdowy około R=19 mag. Nałożyłem przewidywaną pozycję Wolf 359 na zdjęciu New Horizons, a więc różnica powinna być dobrze widoczna

Od miesięcy walczę z problemami swojego laptopa, a dzisiaj kolejnym stał się nieokreślony błąd niepozwalający na podłączenie się do NEQ6 przez bluetooth. Jakby coś po paru miesięcach braku obserwacji coś się wydarzyło Chcę na razie oduzależnić się z tym od laptopa i mieć większą pewność bezawaryjności w kolejnych sesjach obserwacyjnych, bo to nie pierwszy raz. Kupię więc pilot SynTrek do NEQ6, żeby móc choć czymkolwiek prowadzić montaż. SynScan fajna opcja, ale biorąc pod uwagę aktualną cenę za nówkę-sztukę, no to do przemyślenia. GO-TO nie jest dla mnie 'must have'. Ale proszę o PW, jeśli także SynScan byłby dostępny. Atrakcyjna cena mnie skusi Kabel na chwilę obecną odpada.

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.

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).

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.

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.

Dziękuję! Praca naukowa została niedawno opublikowana w ApJ https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ab72ff

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!

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

Teraz wszystko jasne, skąd to miało nazwę "light echo"

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.

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

Sprawdziłem przed chwilą zdjęcie M31 kolegi @spock, który opublikował 27 stycznia 2020 roku. Około trzy tygodnie temu, obiektu jeszcze nie było widać.

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:

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

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.

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).