Rybi

Pilne jest potrzebna fotometria wizualna i CCD/DSLR pięciu cefeid w Łabędziu (SZ Cyg, X Cyg, VX Cyg, TX Cyg, MZ Cyg)! Szczegóły: https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-529 Na mapce wskazałem orientacyjnie, w której części gwiazdozbioru Łabędzia znajdują interesujące cefeidy. Małe żółte prostokąciki (coś około 3x4stopnia) pokazują obszar wokół danej cefeidy widziany przez mój zestaw fotometryczny (Tair300mm + Canon400D + EQ3-2). Do kolejnej wiadomości załączę zdjęcia okolicy 5 cefeid w Łabędziu wykonane wspomnianym zestawem. W alercie AAVSO nr 529 dr George Wallerstein (University of Washington) zgłosił zapotrzebowanie na obserwacje pięciu gwiazd pulsujących-cefeid z gwiazdozbioru Łabędzia o jasności obserwowanej 6-13mag: SZ Cyg, X Cyg, VX Cyg, TX Cyg, MZ Cyg. Potrzebne są obserwacje fotometryczne wizualne i CCD/DSLR/PEP w barwie V w okresie od października do końca grudnia 2015r. Są to cefeidy długookresowe (okresy 15-21dni). Dlatego wystarczy jedna obserwacja na noc. Dr Wallerstein pracuje na krzywymi prędkości radialnych tych gwiazd i potrzebuje optyczne krzywe blasku do korelacji z widmami tych cefeid, które uzyska(ł) w następujących terminach: -) 2X2015r. godz.1-3UT, 4X2015r. godz.1-3UT -) 3XI2015r. godz.2-4UT, 4XI2015r. godz.2-4UT, 30XI2015r. godz.2-4UT, -) 2XII2015r. godz.2-4UT, 30XII2015r. godz.2-4UT, 31XII2015r. godz.2-4UT. Poniżej załączyłem listę cefeid do obserwacji. MZ Cyg jest mniej regularna jako cefeida II-go typu. Natomiast pozostałe gwiazdy SZ Cyg, X Cyg, VX Cyg, TX Cyg są cefeidami klasycznymi. *) MZ Cyg jest ciekawym przypadkiem- obiekt pośredni pomiędzy cefeidami II typu i zmiennymi typu RV Tauri. Jako cefeida typu CWA ma okres 21.4 dnia, natomiast jako RVA - 42.8dnia. Oto aktualne krzywe blasku 5 interesujących cefeid z Łabędzia. Z polskich obserwatorów narazie tylko Marian Legutko wrzucił obserwacje najjaśniejszej cefeidy X Cyg do bazy AAVSO. Również mam obserwacje tych cefeid z 6 dni w październiku, ale jeszcze ich nie opracowałem Zapraszam innych chętnych obserwatorów!!! Aktualnie obserwacje cefeid w Łabędziu najlepiej wykonywać z wieczora, gdy Łabędź jest wysoko na niebie i nie widać Księżyca. Materiał źródłowy: https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-529

Rzeczywiście warto było być! I jeszcze moje ulubione zdjęcia trochę niekompletnej grupy największych miłośników Proximy (powinni na zdjęciu jeszcze być: Tomasz Krzyt, Bogdan Kubiak i Maciej Nowaczyk). Następnym razem powinniśmy takie zdjęcie powtórzyć w komplecie!

Uczestników seminarium powitał Krzysztof Kida, potem Mieczysław Jagła (prezes PTMA) i burmistrz Malborka (jak na człowieka "nie z branży" zrobił na mnie pozytywne wrażenie - był zainteresowany wykładami o astronomii i uczestniczył aż przez prawie 0.5 imprezy). Wystąpienia prelegentów (max 30 minutowe): 1.Dr Waldemar Ogłoza (Katedra Astronomii Instytutu Fizyki Uniwersytetu Pedagogicznego w Krakowie) - Amatorskie obserwacje gwiazd zmiennych Dr Ogłoza wyraził opinię (nawet już podczas imprezy integracyjnej...), że w dzisiejszych czasach obserwacje wizualne gwiazd zmiennych już nie mają sensu. Spodziewał się, że zostanie przyjęty wrogo przez część środowiska obserwatorów. Jego obawy były bezpodstawne Dodatkowo w swoim wystąpieniu podważył sens wykonywania obserwacji gwiazd zmiennych innymi technikami (np. CCD), gdy są wykonywane z częstotliwością >= 1obserwacja/dzień. Winna jest GAIA (fotografuje całe niebo w ciągu m-ca) i inne przeglądy nieba (np.ASAS-N, iPTF), które już teraz fotografują całe widoczne niebo w ciągu 2/3 dni. Jedyny sens mają obserwacje ciągłe ("time series"). Moim zdaniem obserwacje wizualne mają sens, o ile sprawiają obserwatorowi przyjemność. Sens naukowy takich obserwacji pokazał np. Adam Derdzikowski w kolejnym wystąpieniu (wyznaczanie minimów układów zaćmieniowych). A tematowi obserwacji ciągłych CCD/DLSR/PEP muszę się przyjrzeć - najważniejsze jest znaleźć interesujący program obserwacyjny! 2.Adam Derdzikowski (TOS, Proxima) - Amatorskie obserwacje gwiazd zmiennych zaćmieniowych metodami wizualnymi Ciekawe wystąpienie m.in. o wyznaczaniu momentów minimów gwiazd zaćmieniowych z obserwacji wizualnych. 3.dr hab. Arkadiusz Olech (Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika, PAN, Warszawa) - Obserwacje gwiazd kataklizmicznych Interesujące wykład o tym co wiemy o gwiazdach kataklizmicznych na kilku przykładach. 4.Stanisław Świerczyński (PTMA Kraków) - Amatorskie obserwacje gwiazd zmiennych w Polsce w latach 1990 - 2015 Trochę wspominkowe wystąpienie, po którym nestor polskich obserwatorów wizualnych gwiazd zmiennych otrzymał pamiątową statuetkę. Statuetkę wręczali: Krzysztof Kida i Adam Derdzikowski. 5.dr Ewa Niemczura (Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego) - Spektroskopia gwiazd pulsujących Autorka zachęcała do obserwacji spektroskopowych najjaśniejszych gwiazd na niebie, które obserwują fotometrycznie satelity BRITE. 6.V. Marsakova , D. Tvardovskyi, L. Kudashkina , L. Chinarova(Odesski Narodowy Uniwersytet im. I. I. Miecznikowa oraz Odesski Narodowy Uniwersytet Morski) - Analiza zmian okresu oraz innych parametrów gwiazd zmiennych różnych typów za pomocą obserwacji wykonanych przez miłośników astronomii Prelegentka w j.polskim wygłosiła ciekawą prelekcję m.in. o różnych kształtach diagramów O-C gwiazd zmiennych. 7.I. Andronov, L. Chinarova, A. Andronova, M. Tkachenko, A. Kusakin, K. Andrych (Odesski Narodowy Uniwersytet im. I. I. Miecznikowa oraz Odesski Narodowy Uniwersytet Morski) - Magnetyzm gwiazd podwójnych 8.Ryszard Biernikowicz (PTMA Szczecin) - Wykorzystanie cyfrowych aparatów fotograficznych do fotometrii gwiazd zmiennych Nie mam zdjęć. 9.dr hab.Maciej Mikołajewski(Centrum Astronomii Uniwersytetu Mikołaja Kopernika w Toruniu) - CH Cyg i EE Cep – moje najbardziej zmienne gwiazdy na niebie Dwa rzeczywiście niezwykłe układy gwiazdowe: CH Cygni - prototyp podgrupy gwiazd zwanej "propelerami" (namagnesowany biały karzeł w tym układzie czasami akreuje wiatr z czerwonego olbrzyma, a czasami robi za śmigło), EE Cep - czyżby wokół młodej gorącej gwiazdy własnie powstawał układ planetarny? 10.Robert Szaj (PTMA, Fundacja Nicolaus Copernicus) - Obserwacje gwiazd zmiennych jako jedna z form astronomicznej edukacji dzieci i młodzieży Nie słuchałem w całości - musiałem iść po laptopa, aby "spiratować" 11 odcinków Astronarium. 11.dr Joanna Molenda-Żakowicz(Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego) - Egzoplanety okiem Keplera W szczególności pani dr Molenda wzbudziła dość ożywioną dyskusję na temat gwiazdy KIC 8462852 i ew. podejrzenia, że tam może być UFO W połowie sesji wykładowej umilił seminarium występ zespołu z MDK Malbork. Seminarium podsumował Mieczysław Jagła (prezes PTMA) i dr.hab Maciej Mikołajewski. Podczas trwania seminarium do kopiowania programu-popularnonaukowego Astronarium zachęcał jego autor - dr Maciej Mikołajewski. Sam spiratowałem 11 Astronarium (4.7GB). Astronarium jest dobre na wszystko... do oglądania przed obserwacjami nieba, w przerwach seminarium (leciał odcinek nr 10 o obserwacjach gwiazd zmiennych), podczas złej pogody ...

Już wróciłem ze seminarium w Malborku na temat "Gwiazd zmiennych". Wspaniale było poznać w realu pasjonatów obserwacji gwiazd zmiennych tych co z tego żyją oraz tych dla których jest to hobby. Dzisiaj z rana niektórzy uczestnicy jeszcze zwiedzają Zamek w Malborku... Była to niesamowicie intensywna i skondensowane 24-godzinne spotkanie: integracja w piątek wieczorem (coś do godz.2-3...), seminarium 10-18 (wystąpienia max 30-minutowe - na żadnym nie można było się nudzić, aczkolwiek nie było żadnej prelekcji o fotografii artystycznej nieba ), powrót do Szczecina jeszcze w sobotę. A oto relacja fotograficzna z seminarium ... Miejsce spotkania z rana w sobotę 24 X i na koniec imprezy: Zdjęcie zbiorowe uczestników seminarium: zdjęcie tych co robili zdjęcia ...

Od wczoraj jasność na "zielonych pikselach" spadła o ok.0.1 mag i wynosi ok.8.53mag. Oczywiście są to tylko takie moje szacunki na niezbyt ostrym zdjęciu. Teraz jasność OW Gem spada o około 0.1mag, ale przyspiesza ... i za kilka dni to może być nawet 0.3-0.4mag w ciągu doby - tak jak na poprzednim zaćmieniu w 2012 roku: Piękne zaćmienie ... Gdyby ktoś obserwował wizualnie to zaćmienie, to niech się tym nie sugeruje i nie stara się uzyskać identyczny rezultat. Jasność wizualna tej samej gwiazdy często się różni od jasności V wyznaczonej technikami CCD/DSLR (zależy to od B-V).

Już trwa zaćmienie OW Gem ... Otrzymałem z porannych obserwacji szacunkową jasność z pikseli "G" mojej lustrzanki ok. 8.44mag. Zachęcam do obserwacji! Dzisiaj około 3 w nocy w końcu po półrocznej przerwie uruchomiłem swój sprzęt fotometryczny i zrobiłem serię 10 zdjęć 30-sekundowych okolicy OW Gem moim Tairem 300mm (pole widzenia 4x6 stopni). Przy robieniu fotki celowałem tak aby Alhena była w rogu. Okazało się, że nieprześwietlone RAW-y z OW Gem uzyskałem przy ISO=200. Pierwszy bardzo roboczy stack załączyłem na rysunku poniżej z oznaczonymi niektórymi gwiazdami. Okolica jest dość uboga w inne gwiazdy zmienne. Tuż obok OW Gem jest zaćmieniowa (?) QQ Gem - zmienna o amplitudzie ok.0.1mag (7.62-7.74mag). Ciekawym przypadkiem wydaje się zmienna późnego typu widmowego CR Gem, która w VSX ma jasność <10.8mag, a na mojej fotce około 9mag. Przy okazji obserwacji OW Gem rzucę na nią okiem Nie miałem czasu aby zrobić porządną fotometrię. Na 5minutowej fotce stackowanej z wyseparowanymi pikselami "G", w której uwzględniłem master-flata wykonałem szacunkowy pomiar jasności OW Gem (+QQ Gem) względem gwiazdy porównania o jasności 8.02mag za pomocą Irisa. Przy tym ustawiłem stałą magnitudową w Irisie tak, że w okienku wyniku otrzymałem prawidłową jasność gwiazdy porównania (ok.8.02mag) oraz aktualną jasność dla OW Gem około 8.44mag oraz 7.7mag dla QQ Gem (wartość zgodna z zakresem zmienności podanym w VSX).

W październiku 2015r. (8-24 października) jest prognozowane kolejne zaćmienie w mało znanym układzie OW Geminorum. Osobiście spróbuję zaobserwować to fascynujące zjawisko aparatem cyfrowym (fotometria DSLR). Ale zachęcam również do obserwacji wizualnych tego zaćmienia. Informację na temat tego zaćmienia można znaleźć w artykule Bogdana Kubiaka pt. "OW Geminorum–zaćmienie 2015" (ostatnia Proxima nr 21, str.22-24): www.astronomica.pl/proxima21.pdf Poniżej podaję niektóre istotne cytaty z powyższego artykułu: ...Udało się też ustalić, że w skład układu wchodzą dwa nadolbrzymy, składnik główny jest typu FIb–II natomiast drugi składnik G8 IIb. Masy składników układu wyznaczono na: M1 = 5,9 Mo, M2 = 4,0 Mo;natomiast promienie gwiazd na: R1 = 30 Ro, R2 = 35 Ro. ...W zakresie wizualnym OW Gem zmienia swoją jasność w przedziale 8,2-10 mag. Wynika z tego, że już przez niewielkie instrumenty amatorskie możemy obserwować całe zaćmienie. ...OW Gem jest bardzo łatwa w lokalizacji, odnajdziemy ją kierując wzrok około 1,5° na północny zachód od świecącej z jasnością 1,9 mag gwiazdy γ Gem. Poniżej gwiazdozbiór Bliźniąt z zaznaczoną pozycją gwiazdy OW Gem. W tym roku mamy wyjątkową okazję by móc zobaczyć zaćmienie główne OW Gem. Przewidywany czas zaćmienia zawiera się w przedziale od 8-24 października. W obserwacjach nie będzie przeszkadzał Księżyc, który w tym czasie będzie znajdował się dość daleko od zmiennej. Warto jednak zwrócić uwagę na ten układ jeszcze przed przewidywanym okresem zaćmienia oraz kontynuować obserwacje także po jego wystąpieniu. Bliźnięta pojawią się na porannym niebie w II połowie sierpnia i już wtedy można spojrzeć w kierunku OW Gem, by zaznajomić się z jej otoczeniem i wykonać pierwsze próby oceny jasności. Poniżej mapka okolic OW Gem wraz z gwiazdami porównania: Wszystkie osoby, które wykonają obserwacje OW Gem i chciałyby się przyczynić do poszerzenia wiedzy o tym niezwykłym układzie podwójnym zachęcamy do podzielenia się uzyskanymi wynikami poprzez: - wysłanie ich na adres: sswdob@poczta.onet.pl - wprowadzenie na stronie: http://mira.nwz.pl/ - wprowadzenie na stronie: http://www.aavso.org/webobs

Dwie sprawy ... Jutro (31 sierpnia 2015r.) mija termin zgłoszeń dla uczestników z rezerwacjami noclegów na Seminarium w Malborku. Natomiast do kiedy jest termin zgłoszenia swojego uczestnictwa bez noclegów - tylko uczestnictwo w samym seminarium w dn. 24 X 2015r. (sobota) w godz. 10-17 ? Zgłosiłem się na seminarium, rezerwując nocleg 23/24października. Mogę zabrać po drodze kilka osób zainteresowanych tym seminarium. Mam wolne miejsca w samochodzie dla ew.uczestników seminarium w Malborku. Będę jechał wieczorem po godz.17 w dn. 23 X 2015r. (piątek) następująca trasą: Sz-n, Stargard Szczeciński, Kalisz Pom., Wałcz, Jastrowie, Człuchów, Starograd Gdański, Malbork

Wybieram się na seminarium do Malborka. To tylko około 5 godzinek jazdy ode mmnie. Wczoraj mierzyłem : godz.19-24 (Malbork-Szn) - jadąc zgodnie z przepisami (dodatkowa motywacja - po drodze sporo radarów). Do zorientowania się w planie sytuacyjnym zrobiłem zrzut ekranowy Malborka z zaznaczoną lokalizacją Hotelu Parkowego (ul.Parkowa 3) i miejsca, gdzie będzie się odbywało Seminarium - czyli Szkoła Łacińska. Aczkolwiek po wpisaniu na google maps "szkoła łacińska" na mapie wyskakuje "Miejskie Centrum Kultury i Edukacji w Malborku". Miejsce seminarium i hotel są po przeciwych stronach zamku krzyżackiego w Malborku - wszystko w zasięgu lekko spacerowym (około 1km). Spotkania miłośników obserwacji gwiazd zmiennych nie można pominąć !!! Jest najlepsza okazja spotkania i poznania "w realu" tych miłośników astronomii, którzy są pasjonatami obserwacji gwiazd zmiennych (amatorzy i zwodowcy). Gorąco zachęcam do uczestnictwa.

W styczniu 2015 roku (11-14stycznia) zostało zaobserwowane drugie zaćmienie w historii obserwacji b Persei. Oto krzywa blasku z tego zaćmienia dostępna na stronie internetowej D.Collins'a „b Persei eclipse – 2015”. Na zmienność blasku spowodowaną elipsoidalnym kształtem składników bPer A + bPer B nałożył się tranzyt składnika bPer C na ich tle. Niezwykle wygląda symulacja zaćmienia b Persei ze stycznia 2015r. - przepiękne spotkanie trzech gwiazd!!! Aby ją zobaczyć w pełnej krasie należy kliknąć na rysunek. Trzy składniki gwiazdowe b Persei są pokazne w "okienku" 20mas x 20mas (0,02" x 0,02", mas <-- milisekunda łuku) Dla tych co za szybko się to wszystko kręci polecam wersję statyczną tej symulacji zaćmienia z najnowszej Proximy - artykuł na stronach 27-34 pt. "Obserwacje zaćmień w potrójnym systemie b Persei luty 2013/styczeń 2015r." http://www.astronomica.pl/proxima21.pdf Póki co - czekamy na kolejne zaćmienie w połowie grudnia 2016 roku ...

Niestety pojaśnienie PSN J14021678+5426205 nie jest spowodowane wybuchem supernowej ... Wygląda to na jakieś LBV W telegramie CBAT nr 7070 podano, że to jest zjawisko przejściowe znane już od 2013 roku. Zostało odkryte 1 lutego 2013 roku w Obserwatorium na Mt.Palomar (projekt iPTF) jako obiekt o jasności R=20.6mag i otrzymało oznaczenie iPTF13afz. W dn. 14.5 lutego 2015r. zostało wykonane widmo iPTF13afz w małej zdolności rozdzielczej przez spektrograf przy 200" teleskopie Hale'a na Mt Palomar. Na tle ciągłego widma z nadwyżką w zakresie czerwonym występują wąskie profile P-Cygni. W szczególności prędkość ekspansji wyznaczona z profilu P-Cygni linii wodorowej H-alfa wynosi około 450km/sek. W telegramie CBAT nr 7069 piszą, że przez 7 lat ten obiekt był obserwowany przez Large Binocular Telescope (LBT) w ramach projektu poszukiwania "nieudanych supernowych (ang.failed supernovae) (Gerke et al. 2014). Z tego telegramu wziąłem dotychczasową historię obserwacji tego obiektu w różnych filtrach astronomicznych (UBVR): -) przed połową 2012 r. - ta gwiazda była zmienna i miała jasność średnią około U=21.33+/-0.19, B=21.30+/-0.19, V=20.97+/-0.17, R=20.69+/-0.17, -) potem jasność tej gwiazdy stopniowo rosła, osiągając w połowie 2014r. U=20.43+/-0.02, B=20.02+/-0.04, V=19.78+/-0.03, i R=19.59+/-0.03, -) 19 stycznia 2015 r. "dramatycznie" pojaśniała w barwach V (18.80+/-0.02) i R (18.23+/-0.02), ale małe zmiany jasności w barwie B (20.20+/-0.02) i spadek jasności w filtrze U (21.04+/-0.02). Do ww. jasności UBVR dopasowano rozkład energii w widmie ciągłym (modele atmosfer Kuruch'a bez ekstynkcji): Date log(L/Lsun) T (K) 2008-03-10 5.30 7200 2012-06-12 5.32 7500 2014-06/07 5.66 7900 2015-01-19 6.24 4400 Oznacza to, że jasność tej gwiazdy w ostatnich latach rosła a temperatura powierzchniowa spadała. I jeszcze parę ostatnich zdjęć z RochesterAstronomy ...

Na ROCHESTER ASTRONOMY podano, że odkrywcą tego "pojaśnienia" jest rumuński obserwator Ciprian Dumitru w dn.10.904 luty 2015r. Centralne Biuro Telegramów Astronomicznych (CBAT) podało, że -) pierwsza obserwacja w dn. 10.904 luty 2015r. - jasność 16.5 mag (bez filtrów), -) potwierdzenie w dn. 13.54 lutego 2015r. - jasność około 16.7 mag (bez filtrów), Jednocześnie w dzisiejszym telegramie CBAT nr 7063 podano następujące jasności: --------------------- UT_date V --------------------- 2015-02-11.54 >17.24 2015-02-12.49 >17.26 --------------------- Tzn. brak detekcji. Czyżby tego obiektu nie było widać w filtrze V ??? Jest również prawdopodobne w tym miejscu galaktyki M101 obserwowano pojaśnienie już wcześniej ? Np. na zdjęciu K. Itagaki z 13 listopada 2014r (nieostre zdjęcie?). lub na zdjęciu K. Itagaki z 20 stycznia 2015r. A tak wygląda referencyjne zdjęcie M101 z podanymi jasnościami Red/Blue gwiazd z ROCHESTERASTRONOMY. R.A.Koff dzisiaj dn.14.4380 lutego 2015r. potwierdził odkrycie PSN dla współrzędnych RA=14h02m16.76s, DEC= +54 26 20.5 (UCAC3): Jasność = 17.4V +-0.2mag. Poniżej jest zdjęcie-stack 10x120sek 10"SCT Tutaj na końcu artykułu znalazłem tabelkę ze średnimi jasnościami obserwowanymi w barwie niebieskiej ("Blue") różnych rodzajów supernowych w maksimum. Tzn. dla supernowych jasność absolutna w maksimum wynosi zwykle od -17mag do -19mag. Oszacowałem minimalną jasność absolutną prawdopdobnej supernowej w M101... M101 jest w odległości około 21 mln lat świetlnych (6.4 Mpc). Obserwowana jasność tego "zjawiska przejściowego" (jak to się ładnie nazywa, póki nie wiadomo co to jest ... ) to około 16.5mag - 17 mag. Z wzoru na jasność absolutną M = m - 5*log(d) + 5 wychodzi aktualna minimalna wartość jasności absolutnej wynosi około -12 / -12.5 mag. Tzn. 16.5 - 5 * log(6 400 000) + 5 = 12.5mag, 17.0 - 5 * log(6 400 000) + 5 = 12.0mag. Jeżeli uwzględnimy ekstynkcję to jasność absolutna może być jeszcze większa ("magnitudo" bardziej ujemne ...) Gdyby obiekt został przy jasności absolutnej M= -12 ... -12.5mag (lub nieco? więcej ... gdyby uwzględnić ekstynkcję) to raczej byłby to wielki wybuch LBV (są to takie gwiazdy zmienne: Light Blue Variables - jasne niebieskie gwiazdy zmienne). Coś jak wielki wybuch w XIX wieku klasycznej gwiazdy LBV czyli eta Carinae. Do "porządnej" supernowej temu "PSN J-otwi" brakuje jeszcze z 5-6 magnitudo. Ale również może być tak, że część z tej jasności jest pomniejszona przez ekstynkcję międzygwiazdową lub w samej galaktyce M101. Wystarczy tych gdybań ... Poczekajmy na rozwój sytuacji, bo ani krzywej blasku tego zjawiska przejściowego nie mamy, ani sklasyfikowanego widma. I Ci co mają sprzęt niech focą i wrzucają zdjęcia na forum !!!

Już się pojawiły pierwsze zdjęcia tego obiektu (http://www.k-itagaki.jp/images/PN-M101.jpg): Lepszej jakości zdjęcie z dzisiejszej nocy można znaleźć na sąsiednim forum.

Proszę administratora o wykasowanie jednego ze zdublowanych wątków o prawdodobnej SN w M101, które niechcący mi się założył ...

Dziś jest ładna obserwacyjna noc w Polsce. Sugeruję skierowanie astrografów na M101 i sprawdzenie. Są podejrzenia, że wybuchał tutaj supernowa - narazie jako obiekt o jasności około 16.5 mag (?). Nawet nie opublikowano dotąd aktualnego zdjęcia okolic M101. Współrzędne obiektu: RA=14h02m16.81s, DEC=+54:26:20.8 Obiekt otrzymał tymczasowe oznaczenie PSN J14021678+5426205. Więcej informacji pod poniższymi odnośnikami: http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/followups/J14021678+5426205.html http://www.aavso.org/new-m101-sn PS Temat póki co jest na wyrost. Mam nadzieję, że rozwinie się z tego coś ciekawego!!! Obserwujmy.

AAVSO odwołało akcję obserwacji zaćmienia alfa Comae Berenices!!! Szczegóły pod poniższym odnośnikiem: http://www.aavso.org/aavso-special-notice-395 Po pominięciu jakichś błędnych obserwacji astrometrycznych sprzed 100-lat zniknęła możliwość wystąpienia zaćmienia alfa Com (?) //Poprawiłem linka, bo kierował na złą stronę //Ilu

α Com jest drugą co do jasności gwiazdą w gwiazdozbiorze Warkocz Bereniki (4,32 mag). Jest układem wizualnie podwójnym (maksymalna separacja 0,7”), który składa się z prawie identycznych gwiazd ciągu głównego o typie widmowym F5 (niektóre źródła podają F6 dla składnika o jasnościach obserwowanych odpowiednio 5,05 mag i 5,08 mag. Całkowita masa układu szacowana jest na 2,42,8 Mʘ, masa składników A/B odpowiednio 1,43/1,37 Mʘ, temperatura powierzchniowa obu gwiazd ~6600 K, promień 1,3 Rʘ i jasności 2,7/2,0 Lʘ. Układ jest odległy od nas o około 60 lat świetlnych. Okres orbitalny wynosi około 25,97 lat (9485,68dni) i jest zbliżony do ε Aur. Jednak w przypadku ε Aur prawdopodobieństwo zaćmienia zwiększa obecność dysku pyłowego. Dla α Com najprawdopodobniej jest to „tylko” wzajemne przesłanianie tarcz gwiazdowych o średnicach zaledwie 0,0007” widzianych z Ziemi. Średnia separacja orbitalna pomiędzy składnikami wynosi około 12,5 AU. Orbita wykazuje duże spłaszczenie (mimośród e~0,5). Do tego układu prawdopodobnie należy jeszcze trzeci składnik oznaczony jako CCDM J13100+1732C o jasności 10,2 mag, który znajduje się w odległości 89” w kącie pozycyjnym 348° (dane z roku 2001). W czasie 26letniego okresu orbitalnego jasność α Com zmienia się na poziomie kilku mmag zarówno pomiędzy kolejnymi nocami jak i latami. Nie stwierdzono periodyczności w tych zmianach. Wiele argumentów wskazuje na to, że za kilka dni może dojść do zaćmienia w układzie:  -) prognozowany moment zaćmienia: 25 stycznia 2015 r. ±3 dni (JD = 2457047 ±3 dni),  -) czas trwania zaćmienia od 28 do 45 godzin,  -) spodziewana amplituda około 0,8 mag. Wskazówki dla obserwatorów Przed rozpoczęciem zaćmienia zalecany jest jeden pomiar jasności nie rzadziej niż co 2 godziny, aby mieć dobre pokrycie początku zaćmienia. Ewentualnie pozwoli to również zarejestrować inne niewidoczne do tej pory obiekty (np. planety, materia wokółgwiazdowa ?). W czasie zaćmienia bardzo ważna jest ciągłość obserwacji. Potrzebne są przede wszystkim obserwacje z filtrami fotometrycznymi V i R, ale inne barwy również mogą być przydatne. Obserwacje w dalekiej podczerwieni (filtr H) również są zalecane ze względu na planowane użycie interferometru CHARA. W wątku dyskusyjnym [2] na forum AAVSO Sebastian Otero poleca dla obserwatorów wizualnych gwiazdy porównania oznaczone etykietami „43” (BV = 0,57 mag), „44” (BV = 1,13 mag), „47” (BV = 1,01 mag). W szczególności gwiazda porównania 43 (β Com, V = 4,25 mag) jest jaśniejsza od α Com (V = 4,32 mag) o 0,07 mag. Warto wspomnieć, że gwiazda porównania „43” jest gwiazdą zmienną (V = 4,234,28 mag). Może być wykorzystywana jako gwiazda porównania tylko do obserwacji wizualnych. Gwiazdy porównania do obserwacji wizualnych zostały pokazane na mapie AAVSO. Rys. Mapka do obserwacji wizualnych α Com wygenerowana za pomocą VSP na portalu AAVSO. Tutaj krzyżyk w centrum rysunku wskazuje punkt o współrzędnych α = 13h00m, δ = 21°00'. Natomiast α Com jest pokazana jako jasna gwiazda (4,3 mag) na południowy-wschód od krzyżyka. W alercie AAVSO nr 506 astronomowie zalecają wykorzystanie następujących gwiazdy porównania do fotometrii CCD/PEP/DSLR: • HD 113848 (39 Com, HR 4946, HIP 63948) – V = 5,990 mag, BV = 0,39 mag, typ widmowy F4V, • HD 114520 (HIP 64312) – V = 6,820 mag, BV = 0,46 mag, typ widmowy F2II. Obie gwiazdy porównania mają kolor zbliżony do α Com, gdyż jej wskaźnik barwy (BV) = 0,44 mag. Gwiazda HD 113848 na mapkach AAVSO okolicy α Com jest oznaczona etykietą „60” (AUID = 000-BBT-464), natomiast HD 114520 – „68” (AUID = 000-BLL-255). Gwiazdy porównania wykazywały niezmienną jasność z dokładnością do 1 mmag (=0,001 mag) w obserwacjach z ostatnich kilkudziesięciu lat. Wskazane są również obserwacje fotometryczne kilka tygodni przed i po prognozowanym terminie, gdyż jest szansa odkrycia planet lub innej materii znajdujących się w pobliżu zaćmiewanych gwiazd. Bardzo aktywnym obserwatorem α Com jest Christophe (AAVSO nick: MCHB - patrz [3]) z Valence na południu Francji. Obserwuje on α Com od 23 grudnia 2014 r. za pomocą lustrzanki Canon 650D podpiętej do refraktora FS102 z reduktorem ogniskowej do 640 mm. Pole widzenia tego setupu wynosi 117'77'. Ze względu na podatność małych apertur teleskopów/obiektywów na scyntylacje atmosferyczne konieczne jest wykonywanie pomiarów fotometrycznych na uśrednionych zdjęciach o czasach ekspozycji przynajmniej 1 minuty i więcej. Christophe znalazł następujące optymalne parametry ekspozycji, aby nie prześwietlić α Com i gwiazd porównania: • apertura FS102 ograniczona diafragmą do 50 mm, 180-sekundowa ekspozycja przy ISO 100, rozogniskowanie obrazu gwiazd do średnicy 60/65 pikseli; • pełna apertura FS102, 70-sekundowa ekspozycja przy ISO 100, rozogniskowanie obrazu gwiazd do średnicy 80 pikseli; Do fotometrii Christophe wykorzystuje następujące gwiazdy porównania: HR4962, HD114762, HD114300 i HD114812. Przy obserwacjach tą techniką Christophe uzyskuje rozrzut jasności α Com około 0,025 mag podczas ciągłych kilkugodzinnych obserwacji, gdy gwiazda podnosi się od wysokości na horyzontem 2025° do 60°. Fot. Przykładowe zdjęcie okolicy α Com wykonane przez Christophe za pomocą lustrzanki Canon 650D podpiętej do refraktora FS102 z ogniskową 640 mm. Użyto efektywnej apertury tylko 50 mm. Gwiazdy zostały rozogniskowane do średnicy 65 pikseli. Jest to stack 112 zdjęć (każde naświetlane przez 50 sekund, ISO 200). Materiał źródłowy [3]. Już teraz zachęcamy do obserwacji α Com, ponieważ czasu do przygotowań nie zostało dużo, a następna szansa na potwierdzenie hipotezy, że ten układ wizualnie podwójny jest również układem zaćmieniowym typu EA (Algol) będzie dopiero w 2041 roku !!! Więcej o układzie α Com oraz przewidywanym zaćmieniu napiszemy już za kilka dni w najnowszym numerze biuletynu PROXIMA. MATERIAŁY ŹRÓDŁOWE: [1] Alert nr 506 AAVSO dotyczące zaćmienia alf Com - http://www.aavso.org/aavso-alert-notice-506 [2] Wątek dyskusyjny na forum AAVSO poświęcony zaćmieniu α Com - http://www.aavso.org/alpha-com-eclipse-observing-campaign-0 [3] Strona internetowa z obserwacjami DSLR Christophe (AAVSO nick: MCHB) - https://millimagjournal.wordpress.com/alpha-comae-berenices-eclipse-2014-2015-observations/

b Persei (nie mylić z beta Persei czyli Algolem) jest intrygującym układem potrójnym, gdzie dwie gwiazdy AB tworzą ciasny układ podwójny o okresie 1.527 dni. Cały czas jasność obiektu AB zmienia się o amplitudzie około +-0.03 mag, ponieważ obie gwiazdy mają elipsoidalny kształt, a wypadkowa jasność zmienia się w wyniku zmian powierzchni świecącej w kierunku obserwatora. RYSUNEK z animowanym GIF-em za układem zmiennym elipsoidalnie b Per AB. Jednak raz na ok.702 dni na tle obu gwiazd AB przechodzi trzecia gwiazda C, powodując spadek jasności o około 0.15mag. Ostatnie takie zaćmienie obserwowano w lutym 2013r. (tydzień później niż efemeryda prognozowała). RYSUNEK. Ostatnie obserwowane zaćmienie b Per w lutym 2013r. Z obserwacji wynika (patrz tutaj), że prawdopodobnie właśnie trwa. Zaćmienie rozpoczęło się prawdopodobnie 11.1(UT)stycznia 2015r. RYSUNEK. Aktualne obserwacje b Per w bazie AAVSO. Zachęcam do obserwacji fotometrycznych b Per techniką CCD/PEP/DSLR. Obserwacje b Per są nadal potrzebne przynajmniej do 26 stycznia 2015r., gdyż obiekt jest obserwowany przez zawodowych astronomów pod kierownictwem Zavala techniką interferometrii optycznej (patrz: AAVSO alert nr 476, AAVSO#333, AAVSO alert nr 507, AAVSO#394, ). Więcej informacji na temat zaćmienia b Persei w styczniu 2015r. można znaleźć pod następującym odnośnikiem: http://inside.warren-wilson.edu/~dcollins/bPersei/ PS Mam prośbę (o ile to możliwe?), aby administrator FA zmienił nazwę tematu tego wątku z "Podwójne zaćmienie b Persei: 26-30 stycznia 2013r." na "Zaćmienia b Persei (nie mylić z beta Persei)". Będzie to bardziej uniwersalne.

Zbliża się minimum zaćmienia głównego EE Cephei (prognozowane na 23 sierpnia 2014r.) Sprawdziłem, że w bazie AAVSO obserwacje tej gwiazdy umieściło łącznie 5 obserwatorów z Polski. Trzech obserwatorów z Polski wykonuje obserwacje CCD (grupa "szczecińska"): 1. Andrzej Armiński - AAM, 2. Marcin Biskupski - BMAH, 3. Tadeusz Smela - STAC. Dwóch obserwatorów z Polski wykonuje obserwacje wizualne: 1. Jan Starzomski - SJAT, 2. Daniel Piekowski - PDKA. Na razie nie ma obserwacji tego zaćmienia EE Cephei z roku 2014 w polskiej bazie obserwacji gwiazd zmiennych. Zachęcam również do przesyłania obserwacji e-mailem na adres sswdob[MAŁPA]poczta.onet.pl do polskiej bazy obserwacji gwiazd zmiennych. Obowiązuje następujący format danych: [nazwa gwiazdy],[JD-dzień juliański momentu obserwaccji],[jasność],[nick obserwatora AAVSO],[uwagi]. Przykład jednego rekordu z obserwacją: "AZ CAS, 2456141.3557, 9.263,BRIA,CCD Canon".

Tego lata prognozowane jest kolejne zaćmienie w układzie podwójnym EE Cephei. Nazwałem go kameleonem wsród układów zaćmieniowych ze względu na wielką zmienność krzywych blasku w czasie zaćmienia głównego (zaćmienia wtórnego nie udało się zaobserwować). Wielu uczestników tego forum posiada sprzęt fotometryczny, którym mogą wyznaczać jasność gwiazd 11-13 magnitudo z dokładnością 0.01mag. w standardowych filtrach astronomicznych U,B,V, Rc, Ic. Zawodowi astronomowie z Torunia po raz kolejny zapraszają obserwatorów do uczestnictwa. Jeżeli chcesz być jednym ze współautorów fundamentalnej publikacji w prestiżowym czasopiśmie dla naukowców (np. A&A, ApJ) na temat tego układu zaćmieniowego to obserwuj EE Cep!!! W przeciwieństwie do publikacji teoretycznych (z małymi wyjątkami ...) - obserwacje są wieczne! Nawet za 1000 lat będą miały wartość naukową!!! RYSUNEK. Strona tytułowa publikacji w prestiżowym Astronomy & Astrophysics na temat EE Cep z poprzednich kampanii w 2003 i 2009 roku. W skrócie ... Zgodnie z efemerydą w okresie lipiec-wrzesień 2014 roku nastąpi zaćmienie w długookresowym (P~5.6lat~2050dni) układzie zaćmieniowym EE Cephei. Według efemerydy moment minimum nastąpi w dniu 23 sierpnia 2014 r. W tym roku jest prognozowane bardzo głębokie zaćmienie aż około 2 magnitudo. Informacje na temat tej kampanii obserwacyjnej można znaleźć w przygotowanym przeze mnie PDF-ie na ostatnim przedwakacyjnych spotkaniu PTMA Szczecin ( w języku polskim): http://www.ptma.szczecin.pl/spotkania-oddzialu-ptma/archiwum-spotkan/203-26-czerwca-2014-dlaczego-satelity-nie-spadaja-i-propozycja-obserwacji-ee-cephei lub po angielsku na stronie domowej kampanii: https://sites.google.com/site/eecep2014campaign/ I trochę więcej informacji o tym systemie ... Zmienność EE Cep została odkryta przez Romano w 1952 roku. EE Cep i ɛ Aur to jedyne znane długookresowe układy zaćmieniowe, gdzie ciemny, pyłowy dysk jest odpowiedzialny za okresowe zaćmienia. Efemerydę momentu minimum zaćmienia EE Cep w dniach juliańskich oblicza się według wzoru: JD(min) = 2434344.1 + 2049.94 * E Aktualnie w 2014 roku będzie minimum zaćmienia na epokę E = 11. Aktualny model układu EE Cep z publikacjii [3]: 1. Okres orbitalny P ~5.6lat ~2050dni. 2.Gwiazda Be(typ widmowy∼B z liniami emisyjnymi „e” ): •Teff=15000K (sp. B5 III lub B4 II), 3500Lʘ, •średni promień = 9Rʘ, MBe=6.7Mʘ, •prędkość rotacji na równiku Veq=325km/sek, •spłaszczenie Req/Rp≈1.44(≈10.57Rʘ/Rp≈7.34Rʘ), 3. Ciemny pyłowy dysk - promień zewnętrzny ~73.8Rʘ i wysokość ~0.6Rʘ. EE Cep znajduje się w odległości 2.75kpc / 9000 lat świetlnych o ile jest w asocjacji gwiazdowej Cep OB1 (więcej na ten temat w pracy doktorskiej C. Gałana [4]). Kolor niebieski - gwiazdy asocjacji Cep OB2, Kolor czarny - Gwiazdy asocjacji Cep OB1, Czarno-czerwony kwadrat - Pozycja EE Cep na niebie. Krzywa blasku w czasie zaćmienia głównego EE Cep. •W układzie występują prawie „szare” zaćmienia, które zmieniają się zarówno jeśli chodzi o głębokość jak i czas trwania. •Głębokość zaćmień waha się w zakresie od ~2mag. w 1958 roku do ~0.6mag. w 1969. •Czas trwania waha się od 1 miesiąca w 1992 roku w czasie najkrótszego zaćmienia do ponad 2 miesięcy w 1969 roku. Poniżej krzywe blasku z zaćmień w 1969, 1975 i 2003 roku. (mat. źródłowy: [1]). Dr Cezary Gałan wyjaśnia następująco temat zmian kształu krzywej blasku EE Cep w swojej pracy doktorskiej [4]: “... zauważymy, że wszystkie zaćmienia posiadają wspólne cechy. Jedną z nich jest obecność w krzywych blasku zaćmień szerokich skrzydeł, drugą zaś jest asymetria zaćmień, która jest obecna zawsze i w ogólności objawia się poprzez wolniejsze zmiany, a więc i dłuższy czas trwania opadającej części zaćmienia niż części wznoszącej. W krzywych blasku poszczególnych zaćmień można by się dopatrywać występowania takich samych charakterystycznych momentów. Momenty te (oznaczone 1a, 1, 2, 3, 4, 4a) są zobrazowane na schematycznej krzywej blasku na dole rysunku, który w swej górnej części ukazuje zmiany wzajemnej konfiguracji dysku i gwiazdy w trakcie zaćmienia odpowiadające za poszczególne momenty kontaktów. Zaćmiewający dysk jest półprzeźroczysty w zewnętrznych obszarach, które są odpowiedzialne za obecność skrzydeł zaćmień (zaczynających się i kończących w punktach 1a i 4a odpowiednio), które nazwijmy „atmosferycznymi”. Część wewnętrzna dysku jest nieprzezroczysta, więc ona jest odpowiedzialna za fazy szybkich zmian blasku i fazę pseudo płaskiego dna (zmiany pomiędzy momentami 1 i 4, odpowiadającymi momentom zewnętrznych kontaktów w klasycznych układach zaćmieniowych typu algola)”. RYSUNEK. Schematyczny wygląd krzywej blasku EE Cep podczas zaćmienia w zależności od wzajemnych pozycji ciemnego dysku i gwiazdy Be (Materiał źródłowy [3]). Gwiazda Be rotuje z prędkością zbliżoną do wartości krytycznej -> efekt pociemnienia grawitacyjnego -> różnica temperatury około 5 - 6 tysięcy K pomiędzy równikiem i biegunami -> gorące plamy przy biegunach. RYSUNEK. Wyjaśnienie mechanizmu powstawania „garbu” (ang. bump) w krzywej blasku (zaćmienia w 2003 i 2009r.) Wzajemny układ gwiazdy Be i ciemnego dysku w trakcie pierwszego i drugiego minimum jest pokazany powyżej. W trakcie każdego z tych minimów zostaje przesłonięta jedna z gorących plam (kolor jasnoniebieski) przy biegunie gwiazdy Be. Materiał źródłowy [3]. Zależność głębokości zaćmienia w systemie EE Cep od precesji dysku. RYSUNEK. Dane fotometryczne z epok 0-10 są oznaczone niebieskimi kółeczkami. Ciągłą lub przerywaną linią są oznaczone modele opisujące zmianę głębokości zaćmienia w zależności od fazy orbitalnej dysku podlegającego precesji. W symulacji uwzględniono odpowiednio okresy precesji równe wielokrotnościom okresu orbitalnego systemu EE Cep 10.8*Porb i 11.8*Porb. Poniżej wykresu zilustrowano przestrzenny układ dysku i gwiazdy w czterech specyficznych przypadkach oznaczonych literami a, b, c, i d.Materiał źródłowy: [3]. Jako, że dysk w 2014 roku (E=11) jest bardzo nieprzeźroczysty (wariant ustawienia przestrzennego dysku zbliżony do c)) zapowiada to b.głębokie zaćmienie około ~2mag. Celem akcji obserwacyjnych zaćmień EE Cep w 2003 i 2009roku była weryfikacja, •czy obiekt zasłaniający jest rzeczywiście ciemnym dyskiem, •zrozumienie zmian odnośnie głębokości i czasu trwania zaćmień. W. w. obserwacje potwierdziły, że w systemie EE Cep rzeczywiście jest ciemny, pyłowy dysk krążący wokół obiektu o małej jasności. Główny składnik układu wydaje się być szybko rotującą gwiazdą Be, która jest silnie pociemniona w okolicach równikowych i rozjaśniona na biegunach. Cel kampanii obserwacyjnej zaćmienia EE Cep w 2014roku: Następujące wnioski z ostatnich akcji obserwacyjnych wymagają weryfikacji i dalszych analiz: •Złożona, prawdopodobnie wielo-pierścieniowa struktura dysku w EE Cep. •Wyjaśnienie garbu (ang. „bump”) obserwowanego podczas ostatnich dwóch zaćmień jako efekt przesłaniania gorących obszarów wokółbiegunowych gwiazdy Be przez dysk. •Sugerowany okres precesji dysku (~11-12 Porb) i prognozowanej głębokości ~2mag. dla zbliżającego się zaćmienia w 2014 roku. Podczas zaćmienia w 2014 roku są rekomendowane obserwacje fotometryczne : •Std system Johnsona-Cousinsa U,B,V,Rc, Ic. •Potrzebny jest minimum 1 pomiar jasności każdej nocy z dokładnością około 0.01mag. •Potrzebne jest trochę obserwacji poza zaćmieniem, aby skalibrować systematyczne różnice pomiędzy obserwatorami. •Autorzy kampanii obserwacyjnej proponują ten sam zestaw gwiazd porównania co podczas poprzedniej akcji (szczegóły [5]). •Użyteczne będą obserwacje w podczerwieni (filtry JHK) przed, w trakcie i po zaćmieniu. Pozwoli to na podjęcie próby detekcji wtórnego składnika w układzie EE Cep. Może to być dysk i/lub gwiazda/gwiazdy w centrum. Obserwacje spektroskopowe zaćmienia EE Cephei w 2014r.: •Zalecane prowadzenie obserwacji spektroskopowych nawet do końca X 2014 roku (podczas zaćmienia w 2003 roku linie shelowe pochodzące z otoczki wokółgwiazdowej były widoczne 2.5-3 miesiące przed i po momencie minimum.). •Podczas fazy zaćmienia fotometrycznego można się spodziewać znacznych zmian w strukturze profili linii emisyjnych i absorpcyjnych nawet pomiędzy kolejnymi nocami obserwacyjnymi. • Bardzo użyteczne będą obserwacje spektroskopowe w małej i dużej zdolności rozdzielczej. Osoby zainteresowane uczestnictwem w kampanii obserwacyjnej zaćmienia EE Cep są proszone o zgłaszanie się do koordynatora akcji Pana Piotra Wychudzkiego - kontakt e-mailowy: adyrbyh(MAŁPUŃKA)gmail.com. Strona domowa akcji : https://sites.google.com/site/eecep2014campaign/ Informacje dodatkowe na temat EE Cephei: [1] Strona domowa kampanii obserwacyjnej EE Cep w 2014 roku: https://sites.google.com/site/eecep2014campaign/ [2] Strona domowa kampanii obserwacyjnej EE Cep w 2009 roku: http://sun.astri.uni.torun.pl/~cgalan/EECep/ [3] C.Galan i inni, 2012, “International observational campaigns of the last two eclipses in EE Cep: 2003 and 2008/9", http://arxiv.org/pdf/1205.0028v3.pdf [4] Cezary Gałan 2009, praca doktorska pt.” Obserwacje i analiza zaćmień w trzech skrajnie długookresowych układach podwójnych: OW Gem, EE Cep i AZ Cas.”, http://www.astri.uni.torun.pl/~cgalan/CGalan_PhD_2009.pdf [5] M.Mikołajewski i inni, 2003, http://www.konkoly.hu/cgi-bin/IBVS?5412 [6] L. Meinunger, 1975 - http://www.konkoly.hu/cgi-bin/IBVS?965, [7] Transmisyjna siatka dyfrakcyjna Star Analyzer 100 – http://www.astrosurf.com/buil/staranalyser2/evaluation_en.htm, http://www.shelyak.com/rubrique.php?id_rubrique=4&lang=2, [8] Spektrograf Alpy 600 - http://www.shelyak.com/rubrique.php?id_rubrique=17, 2014_06_26_RB_zacmienie_EE_Cephei.pdf

Dzisiaj na stronie AAVSO znalazłem ciekawy odnośnik dotyczący rodzeństwa Słońca. Mam nadzieję, że i Was to zainteresuje.Okazuje się, że w świecie gwiazd, w przeciwieństwie do ludzi - pojęcie słonecznego rodzeństwa (ang.solar siblings) nie jest tożsame z pojęciem słonecznych bliźniaków (ang.solar twins). Słonecznymi bliźniakami są nazywane gwiazdy bardzo podobne do Słońca takie jak na przykład 18 Scorpii. Mają one praktycznie identyczną: -) temperaturę efektywną (+/-50K, tzn. 5720-5830K), -) metaliczność (89-112% metaliczności Słońca), -) samotne, -) wiek zbliżony do słonecznego (3,5-5,6 miliardów lat). Natomiast słonecznym rodzeństwem są nazywane gwiazdy, które mają ten sam wiek (4,57 miliarda lat) i skład chemiczny co Słońce oraz pochodzenie, ponieważ uformowały się mniej więcej w tym samym czasie oraz w tej samej chmurze molekularnej. Nie muszą mieć takich samych parametrów fizycznych (temperatura efektywna, masa, grawitacja na powierzchni). Zasadniczo, aby znaleźć rodzeństwo Słońca należy wyznaczyć dokładnie wiek, skład chemiczny odpowiednio dużej próbki gwiazd w Galaktyce (chociaż parę milion a może nawet miliard gwiazd ). Oczywiście jest to podejście niepraktyczne. Na szczęście analityczne modele potencjału grawitacyjnego Galaktyki pozwalają przewidzeć dzisiejsze właściwości dynamiczne słonecznego rodzeństwa. Alternatywnie te same modele można wykorzystać do sprawdzenia, czy dana gwiazda może pochodzić z gromady, w której powstało Słońce. Dzięki temu, stosując modele dynamiczne można znaleźć grupę gwiazd-kandydatów na słoneczne rodzeństwo, które w kolejnym kroku weryfikuje się dokładniej "droższymi" technikami takimi jak spektroskopia w wysokiej rozdzielczości. HD 162826 - odnalezione rodzeństwo Słońca (źródło - odnośnik 3.). Opisaną powyżej metodą grupa astronomów w Uniwersytetu Teksas w Austin, pracująca pod kierownictwem Ivana Ramireza, zidentyfikowała narazie jednego słonecznego braciszka/siostrzyczkę (?) spośród 30 kandydatów - czyli gwiazdę, która prawie na pewno powstała w tej samej chmurze gazowej co nasza gwiazda dzienna. Mowa o HD 162826. Świeci ona w gwiazdozbiorze Herkulesa niedaleko najjaśniejszej gwiazdy na niebie północnym, czyli Wegi. Gwiazda jest widoczna w zwykłej lornetce. Znajduje się w odległości o 110 lat świetlnych od nas i jest o 15% masywniejsza od Słońca. Jest również niezerowe prawdopodobieństwo, że wokół HD 162826 krążą planety. Astronomowie liczą na dane z satelity GAIA, czyli bardzo dokładnie wyznaczone odległości i ruchy własne miliardów gwiazd. Udostępnienie do analizy tych danych pozwoli zwiększyć liczbę gwiazd aż 10 tysięcy razy wśród których można szukać rodzeństwa Słońca!!! Obserwacje w podczerwieni z ostatnich 20 lat sugerują, że większość gwiazd (80-90%) rodzi się wewnątrz ogromnych chmur molekularnych w gromadach składających się z więcej niż 100 gwiazd. Adams w 2010 roku oszacował, że Słońce urodziło się w gromadzie liczącej około 1000-10 000 gwiazd. Większa niż 10 000 liczba gwiazd mogłaby spowodować, że planety układu słonecznego nie miałyby stabilnych orbit oraz promieniowanie UV byłoby wystarczająco silne, aby rozproszyć mgławicę wokół Słońca. Ostatnio Pfalzener oszacowała ten zakres na 1000-100 000 gwiazd. Nasze Słońce najprawdopodobniej powstało w środowisku przypominającym asocjacje OB, gdzie gęstości gwiazd nie są wystarczające do zniszczenia dysków protoplanetarnych w wyniku mijania się gwiazd. Średni czas życia gromady otwartej w Galaktyce to około 100 milionów lat. Biorąc pod uwagę wiek naszego układu słonecznego (4,57 miliarda lat) - nic dziwnego, że gromada z której powstało Słońce się rozproszyła w Drodze Mlecznej. Zapraszam do lektury materiałów na temat słoneczego rodzeństwa oraz podzielenia się zdobytą wiedzą ... 1. http://mcdonaldobservatory.org/news/releases/2014/05/08 2. http://www.as.utexas.edu/~ivan/sun_siblings.pdf 3. Zdjęcie: http://mcdonaldobservatory.org/sites/default/files/images/news/gallery/HD%20162826-RGB.jpg 4. http://www3.mpifr-bonn.mpg.de/staff/spfalzner/files/Poster_PPVI_Vincke.pdf

1. Według portalu Universe Today maksimum jasności SN 2014J było około 2 lutego 2014r. - na szczegółowe analizy i tak trzeba będzie jeszcze poczekać ... Ciekawostką jest znaczne poczerwienienie widma (aż o około 1.3mag.) tego obiekt spowodowane pochłanianiem/ekstynkcją jej światła w galaktyce M82.Widać to na poniższym rysunku, gdzie pokazano krzywe zmian blasku dla dwóch supernowych typa Ia. Jedną z nich jest SN 2014J, a drugą - SN 2011fe (wybuchła w galaktyce M101 - 23 mln lat świetlnych od nas). Kolorem zielonym oznaczono obserwacje w barwie V, a niebieską - w filtrze B. Dla "poczerwienionej" supernowej SN 2014J różnica B-V wynosi około 1,3mag, a dla praktycznie "niepoczerwienionej" SN 20111fe - B-V jest około zera (przynajmniej w początkowej fazie wybuchu!). 2. Nie mogłem się oprzeć pokusie by nie umieścić tutaj dość oczywistej metody odnajdywania M82 na niebie, która została opisana tutaj. "Odkryłem" ją niezależnie od tej informacji. Od prawie miesiąca stosuję ją przy nastawianiu mojego zestawu astrofotometrycznego (Tair 3S +lustrzanka na EQ3-2) o polu widzenia 4x6 stopnia. Pukt wyjściowy - gwiazda 23 UMa, przesuwamy "zestaw fotometryczny" w deklinacji do trójkąta ("triangle"), następnie lecimy w rektascencji do dwóch gwiazdek ("Line"). Gdy słabsza z dwóch gwiazdek "Line" jest na krawędzi pola widzenia, to wtedy M82 mam w jego środku ...

W styczniu 2014r udało mi się focić SN 2014J przez 5 nocy obserwacyjnych moim zestawem Tair 300mm + Cannon 400D + EQ3-2(+nap.RA). A dzisiaj zrobiłem przymiarki do "fotometrii lustrzankowej" tej supernowej za pomocą Irisa (moduł automatycznej fotometrii). Zrobiłem fotometrię różnicową, gdzie automatycznie w jednym przebiegu mierzyłem pięć apertur o średnicy 6 pikseli: #1 - gwiazda porównania (comparison star), #2 - gwiazda zmienna SN 2014J, #3 - gwiazda testowa (check star), #4 - apertura tła "nieba" dla supernowej, #5 - apertura tła nieba poza galaktyką. Wyznaczenie jasności supernowej wykonałem w trzech wariantach w zależności od tego gdzie mierzyłem tło "nieba" dla supernowej (apertury #4a,#4b,#4c - patrz również powyższy rysunek). Do posta załączyłem przykładowy arkusz kalkulacyjny z wyznaczeniem jasności supernowej. Okazało się że wartości zbliżone do tych z bazy AAVSO z dn.1 lutego 2014 można uzyskać w wariancie #4a (apertura tła "nieba" supernowej od strony końca "cygara" M82) - standardową jasność dżonsonowską V=10,452 mag. Tło nieba dla supernowej mierzone poza galaktyką M82 (apertura #4c) zawyża jasność supernowej aż o 0,4mag (V=10,042), a pomiar w pobliżu centrum galaktyki (apertura #4b) zaniża tą jasność aż o ok. 0,4mag (V=10,835). Aktualna krzywa zmian blasku w barwach B, V, R w bazy AAVSO dla SN 2014J. Na forum AAVSO znalazłem wątek poświęcony tematowi fotometrii SN. Dyrektor AAVSO A.Henden streścił to mniej więcej następująco: ... najlepszą metodą jest sposób wykorzystujący archiwalne zdjęcie danej galaktyki, ale bez supernowej, wykonane tym samym sprzętem. Następnie przeskaluj to zdjęcie w ten sposób, aby galaktyka zniknęła po odjęciu/substrakcji archiwalnego zdjęcia od bieżącego. Na takie fotce następnie można robić fotometrię. Jeżeli nie posiadasz zdjęcia archiwalnego galaktyki to wtedy: a) zaczekaj mniej więcej rok lub dwa, gdy supernowa będzie słaba. Wtedy zrób zdjęcie galaktyki i przeprowadź processing danych fotometrycznych. b ) Zastosuj jakieś inne techniki wygładzania/modelowania, aby wyznaczyć tło "nieba" (przykład "sztucznej gwiazdy" jest skrótowo omówiony na w. w. wątku AAVSO), c) Ignoruj wszystko i żyj z myślą, że robisz kiepską fotometrię w miarę jak supernowa słabnie ... Niestety nie mam zdjęcia M82 sprzed wybuchu supernowej wykonanego moim sprzętem Mam czekać rok albo dwa ... ? Ech ... Nie wiedziałem, że fotometria supernowych wymaga benedyktyńskiej cierpliwości. Pozostaje jeszcze do ew.sprawdzenia wariant b ). SN2014J_2014_02_01_18_09UT(ap_1pkt_6px)_wariant_4a_PL(zmien_rozszerzenie_na ODS).TXT

Ciekawe, że galaktyka M82 jest fotografowana średnio co dwa dni przez 0.76m Katzman Automatic Imaging Telescope (KAIT) jako część programu obserwacyjnego Lick Observatory Supernova Search (LOSS). Ale automatyczne procedury zawiodły - nie wykryły wcześniej supernowej SN 2014J na tle skomplikowanej struktury M82. Została odkryta przypadkowo przez człowieka (astronoma ) Fossey'a na zajęciach obserwacyjnych ze studentami w dn.21 stycznia 2014r. Jednak nadal ludzie oko jest czasami niezastąpione ... Supernowa jest widoczna na zdjęciach z 16stycznia 2014r, ale nie widać jej na zdjęciach z 14 stycznia. Górny wiersz: zdjęcia KAIT supernowej SN 2014J dla trzech różnych momentów. Drugi wiersz: zdjęcia różnicowe KAIT dla trzech różnych momentów (po "odjęciu" obrazu galaktyki). Wiersze trzy i cztery: analogicznie jak 1 i 2, ale dla innego teleskopu (0.5m teleskop Itagaki Astronomical Observatory - Japonia). Więcej informacji na ten temat można znaleźć pod poniższym linkiem w j.ang. http://arxiv.org/pdf/1401.7968.pdf

Nie jest to zbyt trudne. Swoją przygodę zaczynałem z fotometrią lustrzankową będąc zupełnie zielonym. Ale znalazłem gotowy przepis jak opracowywać RAW-y pod kątem fotometrycznym na stronie Citizensky: 1.Opracownie negatywów cyfrowych z separacją na barwy składowe RGB: http://www.citizensk...t/iris-beginner 2. Fotometria aperturowa za pomocą programu Iris i wyznaczenie standardowej dżonsonowskiej jasności V z pikseli G http://www.citizensk...on-intermediate Polecam! W tej procedurze z RAW-a uzyskujesz zdjęcia w trzech kolorach R,G,B. Następnie techniką fotometrii aperturowej mierzysz jasność gwiazd porównania i zmiennej na fotce z pikselami G i w arkuszu kalkulacyjnym z tych danych wyznaczasz jasność gwiazdy w standardowej barwie astronomicznej V. Cała fotometrię DSLR (tzn.lustrzankową) można wykonać korzystając tylko z jednego programu IRIS. Fotometrię lustrzankową można robić nawet aparatem postawionym na statywie (F>=50mm), o ile ma on możliwość zapisu do formatu negatywu cyfrowego (jpg, tiff - odpada!). Ostatnio temat fotometrii DLSR był poruszany również w poniższym wątku : http://astropolis.pl/topic/42954-gwiazdy-zmienne-fotometria-i-par-spraw/ Apropos liniowości aparatu cyfrowego ... Widzę, że tak jak ja masz również aparat cyfrowy (lustrzankę?) z 12-bitowym przetwornikiem A/C. Liniowość mojego Canona 400D wyznaczyłem w całości za pomocą programu IRIS dla wszystkich możliwych ISO. Praktycznie dla wszystkich czułości 12-bitowy przetwornik Canona 400D daje maksymalną wartość ADU około 4095 (2^12-1 ADU). Ciekawe, że dla ISO100 maksymalna wartość wynosi 3726 ADU Ale w fotometrii gwiazd nie naświetlam gwiazd tym aparatem więcej niż do ok.3000ADU. Po prostu zrobiłem serię RAW-ów, w których obiektem fotografowania był kawałek bardzo rozostrzonej żółtawej ściany oświetlonej dość jasną lampą. Następnie wczytywałem każde zdjęcie do pamięci komputera (opcja "Load w RAW file ...") i mierzyłem funkcją STAT fragment środka fotki. Brałem wartość średnią. Wyniki są pokazane na poniższym rysunku (załączyłem również arkusz kalkulacyjny): Nie wyznaczałem liniowości lustrzanki dla barw R,G,B. Taki wykres przygotował np. R.Pieri (portal citizensky) dla 14-bitowego Canona 450D - szczegóły poniżej: Test_liniowosci_Canon400D(zmien_rozszerzenie_na_ODS).txt