Rybi

I jeszcze aktualna fotometria "ze strony domowej" tej akcji:

Powoli kończy się zima, a wraz z nią zaćmienie główne w układzie AZ Cas ...

Przypominam, że to zaćmienie rozpoczęło się około 16/17 listopada 2012r. (I kontakt) i na jesieni 2012r. gorąca gwiazda ciągu głównego schowała się za czerwonego nadolbrzyma. Po tych kilku miesiącach będzie ponownie widoczna.

E-mail przypominający o tym zjawisku przesłał dr Cezary Gałan (UMK Toruń) do uczestników akcji obserwacji AZ Cas, który w "moim tłumaczeniu" zamieszczam poniżej:

...kończy się faza całkowitego zaćmienia. Zbliża się III kontakt, który zgodnie z prognozami (sprawdziły się one bardzo dobrze przy wyznaczeniu momentu I-go i II-go kontaku) nastąpi około 27/28 lutego 2013r. i egres powinien potrwać do 6/7 marca 2013r. (IV Kontakt).
Proszę pamiętać o AZ Cas i robić jej fotometrię i widma w tym okresie - o ile to możliwe, każdej pogodnej nocy. Do tej pory mamy bardzo dobre pokrycie obserwacjami zaćmienia za co jestem bardzo wdzięczny wszystkim zaangażowanym obserwatorom...

Poniżej załączyłem rysunek aktualną krzywą zmian blasku tego układu w barwie V z bazy AAVSO.

Tej zimy praktycznie nie ma pogody do robienia obserwacji astronomicznych w mojej okolicy (lewobrzeżna część Szczecina). Cały czas suną chmury z różnych stron świata. Mnie zadowala nawet 15 minut dobrej pogody. Wystarcza to do zrobienia fotek ze statywu dla kilku gwiazd zmiennych. Jedyną moją nadzieją są dziury w chmurach.

Na przykład dzisiaj wieczorem prognoza ICM-u wskazywała na praktycznie 100% zachmurzenie przez całą noc. Z Bałkanów napływają chmurzyska. Ale od godz. 18 obserwowałem na mapach sat24 dziurę, która pojawiła się na Czechami i przemieszczała sią wzdłuż zachodniej granicy Polski. Około godziny 22:15 -22:30 Szczecin znalazł się w jej centrum - co widać na załączonym rysunku. Widać było gwiazdy do około 4,5 - 5-tej wielkości gwiazdowej Wtedy zrobiłem fotki do fotometrii gwiazd zmiennych b Per i AZ Cas. A teraz dziura znika nad Bałtykiem ...

Jednak dzisiaj w nocy udało mi się zrobię fotometrię b Per. Około godz. 2 zrobiły się dwie małe przerwy pomiędzy chmurami. Najpierw zrobiłem 20 zdjęć, kilka minut później kolejne 30. Wyniki obserwacji widać załączonym rysunku.
Moja obserwacja z dzisiejszej nocy również potwierdza, że trwa zaćmienie !!!

W układzie b Per zdarza się ono raz na około 2 lata. Po raz pierwszy wieksza liczba ludzi obserwuje to zjawisko.

Pilnie potrzebne są obserwacje fotometryczne b Per - szczegóły w informacji AAVSO!!!
Prawdopodobnie teraz przez 4 dni trwa zaćmienie w tym systemie.

Zgodnie z efemerydą w dniach 26-30 stycznia 2013r. na elipsoidaną zmienność składników A i B tego układu potrójnego powinno się nałożyć zaćmienie (lub zaćmienia?) składnika C. Wygląda na to, że jednak zaćmienie rozpoczęło się tydzień później niż przewiduje efemeryda. Pojedyńczy pomiar fotmetryczny J.Fox'a pokazuje spadek jasności p Per aż do 4,75V. Jest to fotometria fotoelektryczna z dokładnością do 0,01mag. Dotychczas b Per wykazywała zmiany jasności 4,52-4,68V. Poniżej załączyłem aktualne obserwacje z bazy AAVSO w barwach V/TG (moje są oznaczone niebieskim kwadratmi). Niestety u mnie pogoda jest pod psem ...

Zachęcam tych obserwatorów, którzy widzą gwiazdy do wykonania serii fotografii zwykłą lustrzanką z obiektywem o ogniskowej rzędu 50mm - 200mm w formacie RAW. Ja np. robię 50 fotek Cannonem 400D z obiektywem 85mm F2,8, 200ISO, 6 sekund ekspozycja. Najważniejsze jest,a by nie prześwietlić trzech mierzonych gwiazd.
Mogę pomóc przy obróbce zdjęć fotograficznych pod kontem fotometrii ...

W dniach 26-30 stycznia 2013r. trwa zaćmienie b Per.

Udało mi się zrobić kilka serii zdjęć jeszcze przed zaćmieniem tego układu (dn.24 i 25 I 2013r.). Po opracowaniu wyniki fotometrii wysłałem e-mailem do polskiej bazy obserwacji gwiazd zmiennych oraz wrzuciłem do bazy danych AAVSO. Na załączonym rysunku AAVSO_V__b_Per_2013_01_24_28 widać obserwacje w barwach TG/V z bazy AAVSO z ostatnich dni. Jasność w zielonej barwie "lustrzankowej" TG b Per różni się zaledwie o około 0,01 magnitudo od standardowego V. Moje obserwacje oznaczone są niebieskimi kwadratami. W nocy 25/26 stycznia fajnie widać, jak b Per wychodzi z minimum - widać to na moich obserwacjach (przed północą) oraz obserwacjach J.Centala/CQJ (po północy). Wszystkie obserwacje b Per w bazie AAVSO z ostatnich dni pokazałem na rysunku AAVSO_b_Per_2013_01_24_28.jpg. Szkoda, że tak mało ludzi obserwuje b Per Czyżby wszędzie było pochmurno?

Tak na roboczo opisałem zmagania z uzyskaniem fotometrii b Per ...

Mój "setup" składa się z obiektywu F2,8/85mm plus Cannon 400D umieszczone na statywie fotograficznym z głowicą PZO. Obiektywem jest analogowy Jupiter 9 o takich sobie właściwościach optycznych. Widać to zresztą na załączonym stacku sprzed paru dni - patrz plik b_Per(stack20zdjec6s400ISO_z_korekcja_darkow_flatow).jpg. Na portalach aukcyjnych można go kupić jako polecaną portretówkę za ponad 200zł. Celowo obrazy gwiazd jasności 4-5 mag. są rozostrzone do około 10-14 pikseli średnicy i nawet w centrum pola widzenia nie widać komy Ten "zestaw" pozwala robić fotometrię jasnych gwiazd z dokładnością do kilku procent.

Pomiary jasności robiłem na stackach z 20 zdjęć. Każde zdjęcie było naświetlane przez 6 sekund przy czułości 200/400ISO (w zależności o warunków pogodowych). Poniżej załączyłem taki stack skompresowany do jpg-a bez kadrowania. W tym czasie Księżyc był w okolicach pełni. Ten stack jest skorygowany o master-darka i master flata w sposób opisany pod moim ulubionym linkiem. Po separacji takiego zdjęcia do pixeli R, G, B można robić fotometrię w konkretnej barwie.

Tym razem spróbowałem zrobić fotometrię różnicową DSLR we wszystkich pasmach lustrzankowych, czyli R, G i B. Do bazy AAVSO wrzuciłem wyniki fotometrii różnicowej w barwach kodowanych, jako TR, TG i TB. Do tej wiadomości załączyłem plik z wynikami, które zaczytałem na portalu AAVSO (plik b_Per_2013_01_24__25.csv). Przy tym nie transformowałem jasności z pikseli G do standardowego V.

To było moje pierwsze podejście do fotometrii różnicowej DSLR jednocześnie we wszystkich trzech barwach. Mam nadzieję, że nie popełniłem przy tym istotnych błędów Załączyłem przykładowy arkusz kalkulacyjny na którym opracowałem pomiary - patrz plik b_Per_2013_01_24_19_27UT.ods. Wyniki obserwacji są podane arkuszu kalkulacyjnym w polach E21...E24, F21...F24 i H21...H24. Eksperymentalnie jasności instrumentalne gwiazd (gw.zmienna + gw.porównaia + gw.testowa) wyznaczyłem na 2 sposoby:

-) sposób 3a w załączonym arkuszu kalkulacyjnym - pomiary na 3 zdjęciach-stackach z 20 zdjęć w barwach R, G i B.

-) sposób 3b w załączonym arkuszu kalkulacyjnym - pomiary na 60 zdjęciach (bez stackowania!) po 20 zdjęć w każdej barwie R, G, B. Wspomniane 60 zdjęć z wyseparowanymi kolorami uzyskałem modyfikując pkt.5. mojej ulubionej procedury z portalu Citizen Sky. Zamiast operacji "Iris menu\digital photo\RGB Separation" dla bieżącej fotki w pamięci Irisa - wykonałem operację "Iris menu\digital photo\Sequence RGB Separation", która rozseparowała 20 zdjęć "img-reg1.pic" ..."img-reg20.pic" na 60 zdjęć w barwach R,G,B (pliki "final-r1.pic" ... final-r20.pic, .... "final-g20.pic").

Następnie trzykrotnie wykonywałem "fotometrię automatyczną" w Irisie dla poszczególnych barwy. Wyniki skopiowałem do załączonego arkusza kalkulacyjnego w pkt.4, gdzie wyznaczyłem odpowiednie średnie jasności instrumentalne oraz odchylenia standardowe.

Jasności instrumentalne gwiazdy zmiennej, porównania i testowa wyznaczone powyższymi dwoma sposobami różnią się w granicach 0,01 magnitudo.

Preferuję wyniki uzyskane sposobem 3b) ze względu możliwość wyznaczenia jasności wraz z błędem pomiaru.

Jednak kolejne pomiary fotometrycznych b Per techniką DSLR będę musiał zrobić na zestawach po 50 zdjęć Z 6-sekundowymi ekspozycjami (+ darki i flaty). Jasności instrumentalne powinny być mierzone na zdjęciach eksponowanych minimum przez 60 sekund, aby uśrednić podaność małych apertur na scyntylacje atmosferyczne. Pomiary fotometryczne na 5 zestackowanych zdjęciach (każde z nich to stack z 10 zdjęć x 6s ekspozycja) pozwalają dokładniej wyznaczyć jasności instrumentalne gwiazd oraz błędy pomiarów. Pisze o tym guru fotometrii DSLR Roger Pieri:

The technique used by several of us at Citizen Sky is to group the images in 5 series, stack each of the series, compute the sigma from the 5 results. The confidence level from 5 values is not very high but proved enough for that purpose. Each series should accumulate at least 60s of exposure (so small apertures are scintillation sensitive !) I often use 5 x 10 images of 10 sec with a 200mm lens F4, 50 mm aperture.

b_Per_2013_01_24_19_27UT(zmien_rozszerzenie_na_ods).txt

b_Per_2013_01_24__25.txt

Zaćmienie główne AZ Cas trwa (16.11.2012r.-7.03.2013r.).

W ostatniej Proximie nr 11 na stronach 22-25 opisałem wyniki obserwacji fotometrycznych AZ Cas z ostatniego okresu. Ten temat podsumowałem również poniżej.

Układ zaćmieniowy AZ Cas tworzą dwie gwiazdy o skrajnie różnych wielkościach i kolorach – czerwony nadolbrzym o promieniu ~1000Rʘ i temperaturze powierzchniowej około 4000K (typ widmowy późne K lub wczesne M) oraz gorąca gwiazda ciągu głównego o promieniu ~30Rʘ i temperaturze powierzchniowej około 21000K (typ widmowy . Gdyby tego czerwonego nadolbrzyma umieścić w środku naszego układu planetarnego to dopiero Jowisz krążyłby tuż nad jego powierzchnią. Policzyłem, że średniej odległości Jowisza od Słońca (778 mln km) odpowiada ~ 1118 Rʘ.

W czasie tego zaćmienia gorąca gwiazda ciągu głównego chowa się za czerwonego nadolbrzyma. Pomimo tak wielkiej różnicy rozmiarów, jasność mniejszej gwiazdy jest porównywalna z jasnością nadolbrzyma. Promieniowanie gorącej gwiazdy dominuje w zakresie niebieskim widma i dlatego w czasie zaćmienia głównego obserwuje się spadek jasności aż około 2.1mag w barwie U. Natomiast w zakresie widzialnym ten spadek jasności wynosi około 0.23 magnitudo. Wskaźnik barwy B-V tej gwiazdy zmiennej (tzn. różnica jasności w barwach B i V) zmienia się od około 1.8 mag. poza zaćmieniem do 2.2 mag. w czasie zaćmienia.

Zgodnie z efemerydą zaćmienie powinno rozpocząć się około 16-17 listopada 2012r. (początek ingresu), a gorąca gwiazda powinna się schować za nadolbrzyma około 27-28 listopada 2012 r. (koniec ingresu). I rzeczywiście powyższe zjawisko widać w wynikach moich obserwacji na załączonym rysunku "Moje_Obs_AZ_Cas_X_XII_2012". w ciągu kilkunastu dni (16-28 listopada 2012 r.) gorąca gwiazda schowała się za nadolbrzyma i nie będzie jej widać prawie do wiosny 2013 r. Na tym rysunku w jasności gwiazdy została uwzględniona transformacja z pikseli G do standardowego V, ale nie uwzględniono współczynnika ekstynkcji atmosferycznej 2-go rzędu. Pomiary oznaczone jasnozielonymi kwadratami zostały wykonane zestawem obiektyw F3,5/200mm + Cannon 400D + statyw fotograficzny. Obserwacje oznaczone ciemnozielonym kolorem dotyczą zestawu obiektyw Tair F4,5/300mm + Cannon 400D + montaż EQ3-2 z napędem w RA.

Do wyznaczenia współczynnika ekstynkcji atmosferycznej 2-go rzędu jest potrzebne kilka nocy z dobrą pogodą. A tej zimy jest to towar deficytowy. Do czasu pełnej redukcji fotometrii AZ Cas przestałem wysyłać obserwacje AZ Cas do polskiej bazy obserwacji gwiazd zmiennych oraz AAVSO. Nie powinno się wprowadzać do tych baz obserwacji, o których wiem, że i tak będę musiał je poprawić.

Zgodnie z "mądrością ludową" (patrz np. B. Buchheim) współczynnik ekstynkcji atmosferycznej 2-go rzędu nie zmienia sie z nocy na noc i jest mały - około 0,04 dla barwy B (również dla B-V) oraz zaniedbywalny dla barw V i R. Nie widziałem w literaturze astro/Internecie, aby ktoś wyznaczył ten współczynnik dla zestawów fotometrycznych DSLR. Można się spodziewać, że ten współczynnik dla barwy V będzie około zera (pomijalny?).

Tuż przed zaćmieniem głównym AZ Cas zmieniłem sprzęt obserwacyjny. Zamiast obiektywu analogowego Soligor F3,5/200mm powieszonego na statywie fotograficznym z Cannon'em 400D rozpocząłem fotografowanie zestawem Tair F4,5/300mm + Cannon 400D na montażu EQ3-2 z napędem w RA. Nad nowym sprzętem zapanowałem w ciągu kilku dni i 20 listopada 2012r. po raz pierwszy użyłem go do celów fotometrycznych. Rozszerzyłem również listę gwiazd porównania do fotometrii AZ Cas o obiekty aż do V=12 magnitudo. Aktualnie jeden pomiar jasności robię z 10 zdjęć okolicy AZ Cas naświetlanych przez 30s z czułością od 400ISO do 1600ISO. Separację negatywów cyfrowych (RAW-ów) do zdjęć w barwach R, G, B oraz samą fotometrią wykonuję w programie Iris. Przy czym jasności instrumentalne mierzę na 5 zdjęciach z czasem naświetlania 60 sekund (5 stacków po 2 zdjęcia 30-sekundowe). Taki dość pracochłonny sposób pozwala wyznaczyć średnią jasność instrumentalną gwiazdy oraz jej błąd pomiaru (odchylenie standardowe średniej).

Obserwacje AZ Cas w bazie AAVSO wykazują dość spore różnice jasności ~0,2 magnitudo dla danego momentu czasu (szczegóły na załączonym rysunku "AAVSO_AZ_Cas_IX_2012__I_2013r"). Wynikają one z tego, że prawie wszystkie obserwacje tej gwiazdy nie zostały zredukowane do standardowej jasności V (flaga Transformed=No). Niebieskimi kwadratami oznaczono dane obserwatora HQA – jednego z nielicznych, którego pomiary mają znacznik Transformed=Yes. HQA jest identyfikatorem Arne Henden'a - aktualnie urzędującego dyrektora AAVSO.

Zaćmienie główne w systemie AZ Cas będzie trwało prawie do końca zimy. Zgodnie z efemerydą, gorąca gwiazda powinna rozpocząć „wychodzenie” zza czerwonego nadolbrzyma około 27-28 lutego 2013 r. (początek egresu) i zakończyć to zjawisko około 6-7 marca 2013 r. (koniec egresu). Ingres w listopadzie 2012 r. trwał około 11 dni, natomiast egres skróci się tylko do 7 dni w związku z przyspieszeniem ruchu orbitalnego w pobliżu peryastronu.

Oby pogoda dopisała w czasie tego tygodnia. Tymczasem jest tragicznie – w nocy niebo jest prawie cały czas zachmurzone ...

B Persei (HR1324, HD26961) jest widoczna gołym okiem, gdyż jej jasność zmienia się w zakresie 4,52-4,68 magnitudo (barwa V). Znajduje się w Perseuszu w pobliżu granicy gwiazdozbiorów Żyrafy i Woźnicy tak, jak pokazano na załączonej mapce AAVSO.

B Per jest układem trzech gwiazd. Dwie z nich (oznaczone jako A i B tworzą ciasny układ podwójny o okresie orbitalnym 1,53 dnia. W tym układzie nie występują zaćmienia, gdyż nachylenie płaszczyzny orbity systemu AB wynosi około 40stopni. System AB tworzą gwiazdy o elipsoidalnym kształcie, którego wypadkowa jasność zmienia się w wyniku zmian powierzchni świecącej w kierunku obserwatora. W systemie AB występują również rozbłyski (ang. flares) promieniowania radiowego o charakterze nietermicznym. Z układem AB jest związany trzeci składnik C, który obiega wspólny środek masy w ciągu około 702 dni. Płaszczyzna orbity składnika C jest nachylona prawie prostopadle do linii widzenia.

Ostatnio astronomowie R. T. Zavala (U.S. Naval Observatory) i J. J. Sanborn (Lowell Observatory) na podstawie pomiarów astrometrycznych interferometrem Navy Precision Optical Interferometer (NPOI) wyznaczyli okres orbitalny składnika C na
702,45± 0,05 dni
oraz moment najbliższego minimum:
28 stycznia 2013 r. godz. 20:24UT ± 1,5
HJD = 2456321,35 ± 0,05.

Na rysunku "b_Persei_zacmienie_26_30_stycznia_2013r" z pracy Zavala i Sanborn jest pokazana schmatycznie geometria zaćmienia w układzie b Per. W środku rysunku umieszczono główny składnik gwiazdowy A (kolor niebieski). Linią przerywaną oznaczono orbitę pomarańczowej gwiazdy B, która obiega wspólny środek masy z gwiazdą niebieską w ciągu 1.5 dnia. Trzecia żółta gwiazda C porusza się po orbicie prostopadłej (linia ciągła) i co około 702 dni przesłania „coś” w niezaćmieniowym ciasnym układzie podwójnym AB. Rozmiary gwiazd zostały oszacowane przy założeniu, że ciasny układ podwójny AB jest rozdzielony.

Autorzy szacują, że zaćmienie potrwa około 4 dni (od początku ingresu do końca egresu). Przy tak specyficznym układzie przestrzennym składników b Per dla obserwatora na Ziemi być może będzie możliwe zaobserwowanie nawet dwóch minimów jasności, gdy gwiazda C kolejno będzie zakrywała składniki ciasnego układu podwójnego AB. Szczególnie ważne mogą się okazać obserwacje minimum składnika B, o którym wiemy bardzo mało.

Zavala opublikował na portalu AAVSO alert nr 476 zachęcający społeczność miłośników gwiazd zmiennych do obserwacji fotometrycznych b Per w okresie od 23 stycznia do 2 lutego 2013 r. Tak długi okres jest potrzebny do zebrania danych do analizy krzywej zmian blasku w trakcie około 4-dniowego zaćmienia oraz poza nim (modelowanie krzywej zmian blasku w czasie zaćmienia może pozwolić między innymi na określenie statusu ewolucyjnego układu AB). Potrzebna jest fotometria z dokładnością ± 0,02-0,03 mag. lub lepszą, ponieważ spadek jasności spowodowany zaćmieniem może być niewielki (około 0,1 mag.). Fotometria fotoelektryczna (ang. PEP) powinna być wykonywana z użyciem standardowych filtrów astronomicznych V i B. Natomiast wyniki fotometrii DSLR można raportować we wszystkich barwach dostępnych do pomiarów, czyli B, G i R.

Uprasza się o korzystanie tylko z podanych poniżej gwiazd odniesienia:
-) Gwiazda porównania (ang. comparison star): lambda Per = SAO 24412 = HD 25642, V=4,285; B-V = -0,013; oznaczenie „43” na załączonej mapce AAVSO.
-) Gwiazda testowa (ang. check star): SAO 24512 = HD 26764, V=5,19; B-V = 0,052; oznaczenie „52” na mapce AAVSO.
Obserwacje fotometryczne należy wprowadzić do bazy AAVSO dla obiektu oznaczonego jako „b PER”.

Więcej infomacji na temat tego zaćmienia również można znaleźć w ostatniej Proximie nr 11 na stronach 16-19.

Zajrzałem właśnie tutaj. Del Ori dzisiaj o 23:30 ma minimum główne. Nie jest może widowiskowe zaćmienie - tylko 0,12V, ale zawsze coś

Gwiazda Mintaka, czyli Delta Orionis, jest jedną z trzech gwiazd tworzących pas Oriona, który pięknie widać u nas na niebie zimowym. Jest to układ prawdopodobnie pięciu gwiazd związanych ze sobą grawitacyjne, który znajduje się w odległości około 900 lat świetlnych od Słońca.

Trzy z nich można rozdzielić wizualnie (A - jasność ok.2,23V, B - 33" od A, jasność 14V i C - 52" od A, jasność 6,85V). Dodatkowo najjaśniejsza gwiazda Del Ori A składa się z następująch trzech gwiazd:

-) Składnik Aa - został pokazany na poniższym rysunku.

Jest to układ spektroskopowo podwójny dwóch bardzo gorących i masywnych gwiazd typów widmowych O9,5 II i B? III.

Jasność każdej gwiazd rzędu 90000 jasności Słońca, a masy około 20Mo.

Te gwiazdy krążą wokół wspólnego środka masy w okresie 5,73 dnia, częściowo się przesłaniając (nachylenie pł.orbity 67stopni).

Zaćmienie powoduje spadek jasności około 0,1 mag.

-) Składnik Ab typu widmowego O9 IV (?)- w odległości 0,3" od Aa, jasność około 1,35 mag mniejsza od Aa.

Ta gwiazda została odkryta metodą interferometrii plamkowej i obiega wspólny środek masy z Aa w ciągu około 200 lat.

Gwiazda zmienna Del Ori Aa jest aktualnie intensywnie obserwowana. Grupa amerykańskich i kanadyjskich astronomów otrzymała 5,5 dnia obserwacyjnego na satelicie rentgenowskim Chandra w okresie 16-21XII i 24-29XII 2012 r. W użyciu jest spektrograf rentgenowski, pozwalający uzyskać widma w zakresie "X" 5-25 Angstremów. Celem tego projektu jest poszerzenie naszej wiedzy na temat masywnych gwiazd typu widmowego O. Autorzy piszą, że :

"Masywne gwiazdy typu widmowego O, chociaż rzadkie, są głównym czynnikiem stojącym za zmianami chemicznymi, jonizacyjnymi i ciśnienia ośrodka międzygwiazdowego. Ewolucja tych gwiazd od ciągu głównego do supernowej jest w znacznym stopniu napędzana utratą masy przez wiatr gwiazdowy. Zrozumienie tego ważnego związku dla konkretych gwiazd wymaga dobrej znajomości ich parametrów fizycznych ... połączonego ze szczegółowym rozumieniem wypływającego z nich wiatru gwiazdowego ... Ponieważ gwiazdy masywne są rzadkie, a masywne układy podwójne - jeszcze rzadsze ... dynamiczne wyznaczenia parametrów gwiazd jest znane tylko dla kilku układów. Nasza niepewność odnośnie utraty masy jest nawet jeszcze większa... Ważne pytania ... nie otrzymały jeszcze odpowiedzi."

Więcej informacji na temat tego projektu można znaleźć pod linkiem Mintaka.PDF.

Na załączonym rysunku pokazano schematyczny model układu zaćmieniowego Aa delta Orionis tak, jak go widać z Ziemi w różnych

fazach orbitalnych. Większa kula reprezentuje główny składnik tego układu, czyli jasnego olbrzyma 09,5 II. Kolorowe kreski pokazują przewidywane miejsca, gdzie tworzą się wysoko zjonizowane linie widmowe (Ne IX, Mg XI, O VII w zakresie rentgenowskim 5-25A) pochodzące z wiatru gwiazdy typu widmowego "O". Będą one sukcesywnie przesłanianie przez mniejszą gwiazdę typu widmowego B w różnych fazach orbitalnych.

Dodatkowo w okresie 17 XII 2012- 7 I 2013 r. Mintaka Aa jest intensywnie obserwowana przez kanadyjskiego satelitę fotometrycznego MOST. Ten satelita ma na pokładzie 15cm teleskop maksutowa z układem fotometrycznym pozwalającym wykrywać zmiany jasności rzędu jednej milionowej dla gwiazd jaśniejszych od 6 mag. Satelita mierzy jasność filtrem szerokopasmowym 3500-7000A (nie jest to std fotometria astronomiczna typu U,B,R,Ic,Rc). Więcej informacji na temat tego satelity można znaleźć również tutaj.

Do współpracy zostali również zaproszeni miłośnicy astronomii. W okresie 17 grudnia 2012 r. do 7 stycznia 2013 r. bardzo pożądana jest fotometria oraz spektroskopia Mintaki "Aa". AAVSO opublikowało alert w tym temacie na swoim portalu:

http://www.aavso.org/aavso-alert-notice-474

Ze względu na małą aplitude zmianę jasności (2,20-2,32V) organizatorzy proszą o standardowe obserwacje fotometryczne BVRIJH wykonywane technikami CCD i PEP (100 uśrednionych pomiarów z danej nocy). Przydatna jest również fotometria "lustrzankowa"(DSLR) tej gwiazdy. Obserwacje należy umieścić w bazie AAVSO dla gwiazdy zmiennej "DEL ORI", podając jasność z dokładnością do 0,001 mag. i JD do 4 cyfr znaczących po przecinku.

Bardzo pożądana jest spektroskopia w zakresie widzialnym 4000-7000A (w tym H alfa 6563A, Hel I 6678A) w dużej zdolności rozdzielczej (R>=10000) i dużym stosunkiem sygnału do szumu SNR>=200, czas ekspozycji<30 minut. Nie powinno to stanowić problemu nawet dla "amatorów", gdyż gwiazda jest bardzo jasna (ok.2,2V) - oczywiście, o ile posiada się spektrograf za sporą ilość k$ ...

Jako uzupełnienie chciałbym wspomnieć, że wczoraj na forum AAVSO pojawił się temat o ulubionych lornetkowych gwiazdach zmiennych obserwowanych w zimie ("My Favorite Winter Binocular Variables"). Swoje ulubione gwiazdy zmienne widoczne w zimie opisali obserwatorzy Chris Stephan i Sebastian Otero - szczegóły poniżej:

BU Tau w Plejadach (Pleione)

-)Chris Stephan (SET): Jasność 5,0 - 5,3 mag., chociaż ten zakres jest bardziej wizualny (niż "lornetkowy"). Czyż można sobie życzyć piękniejszego pola obserwacyjnego ...

-)Sebastian Otero : Wszystko tutaj jest niebieskie więc nie ma problemu koloru, ale jest ogromny problem z bliskością Atlasa (gwiazda 3,6mag. w odległości 5'). Dlatego Pleione wygląda słabiej niż powinna, kiedy jej jasność porównuje się z najlepszą gwiazdą porównania, czyli HD 23985 (V=5,25). Pleione wykazuje okresowość 34-35 lat. Jej jasność powoli rośnie przez lata aż do momentu kiedy wykazuje nagły półmagnitudowy spadek jasności (mniej więcej 4,9 do 5,4 mag.) i wtedy cykl zmian rozczyna się ponownie. Jest to prawdobodobnie układ podwójny.

W Ori

-)Chris Stephan (SET): Jasność 5.5-6.9 mag. zmienna typu SR (półregularna). Ta gwiazda staje się bardzo czerwona w pobliżu maksimum jasności. Przy pomiarach jasności należy nieco rozogniskować obraz lub obserwować metodą szybkiego zerkania.

-)Sebastian Otero : Bardzo czerwona gwiazda. Jest nową pozycją w programie lornetkowych obserwacji AAVSO. Aktualną mapkę z gwiazdami porównania można znaleźć w VSP po zaznaczeniu opcji "lornetkowej".

CK Ori

-)Chris Stephan (SET): Z mojego doświadczenia wynika, że jasność gwiazdy zmienia się w zakresie 6,0-6,4 mag.

-)Sebastian Otero : Kiedyś obserwowałem tą gwiazdę i zauważyłem bardzo małe zmiany jasności. Później zdałem sobie sprawę, że to była stała gwiazda o jasnośc V=6,21. Dlatego zakres zmian 6,0-6,4 mag. oznacza rozrzut danych obserwacyjnych +-0,2 mag.

W CMa

-)Chris Stephan (SET): Jasność 6,2-7,0 mag. zmienna typu SR (półregularna). Piękna gwiazda na tle Drogi Mlecznej. Jeżeli nadal ktoś używa mapki sprzed 10 lub więcej lat to powinien wygenerować nowa mapkę za pomocą VSP. Stare mapki miały błędne gwiazdy porównania.

-)Sebastian Otero : Ta gwiazda zmienna jest w programie lornetkowym AAVSO z nową mapką, więc również ją polecam.

U Mon

-)Chris Stephan (SET): Jasność 5,5-7,7 mag. Znajduje się ona w pięknym geometrycznie układzie gwiazd.

-)Sebastian Otero : W ostatnim sezonie obserwacyjnym gwiazda pokazała bardzo duży spadek jasności, co mnie zaskoczyło.

I jeszcze jasne gwiazdy zmienne do obserwacji wizualnych bez użycia lornetki (tzw."gołym okiem"):

Alfa Ori (Betelgeuze)

Eta Gem

-)Sebastian Otero : Eta gem jest trochę trudna, ponieważ w ostatnim czasie jej zakres zmian jasności jest bardzo mały (3,1-3,4 mag.)

Nie jestem miłośnikiem obserwacji wizualnych gwiazd zmiennych (może kiedyś to się zmieni... ).

Natomiast jestem zainteresowany fotometrią DSLR jasnych gwiazd zmiennych. Ostatnio robię fotometrię DLSR niektórych jasnych gwiazd zmiennych z listy lornetkowej AAVSO za pomocą zestawu Cannon 400D + stałka 85mm F2,8 na statywie.

W szczególności bardzo lubię robić obserwację Eta Gem, bo na fotce F85mm można zrobić jednocześnie fotometrię kilku gwiazd zmiennych (Eta Gem, * Mu Gem, BU Gem). Fotometrię tej gwiazdy robię na stacku powstałym 20 fotek 6s, 100ISO. Przy okazji na liście lornetkowej AAVSO zauważyłem, że pominąłem jeszcze jedną gwiazdkę z okolicy Eta Gem - mianowicie TV Gem (zmienna typu SRC o okresie 229 dni i zakresie 6.27-7.5mag.). Dlatego czekają mnie ponowne pomiary fotometryczne okolicy Eta Gem.

Przymierzałem się również prawdopodobnie do najtrudniejszego przypadku do fotometrii jasnych gwiazd, czyli Betelgeuzy. Fotometrię tej gwiazdy zamierzam robić na stackach składających się z 30 zdjęć 1,6s, 100ISO (dopiero wtedy Alfa Ori nie jest prześwietlona!).

Na portalu AAVSO pojawiła się lista 153 gwiazd zmiennych z całego nieba specjalnie wybrana do obserwacji za pomocą zwykłych lornetek trzymanych w rękach - takich, jak np. ta

.

Są to głównie gwiazdy zmienne półregularne oraz mirydy. W większości jasność tych gwiazd zmienia się w zakresie 3.0-9.5V. Lista 153 gwiazd zmiennych została dołączona do tego postu (pliki formatach CSV + xls) i jest również dostępna w bazie danych VSX.. Zawiera ona następujące informacje:

nazwa gwiazdy zmiennej ("star name"), nazwa gwiazdozbióru ("constellation"), współrzędne ("coordinates), rodzaj zmienności ("type"), okres zmienności ("period"), zakres zmienności w mag. ("range"), zalecane pole widzenia FOV i graniczne magnitudo dla mapki ("suggested FOV and limiting magnitude for charts") i uwagi ("notes").

Specjalnie przygotowane mapki ("dojścia") do obserwacji lornetkowych można wygenerować za pomocą Variable Star Plotter.

Przy wyborze rodzaju mapki w VSP należy zaznaczyć przycisk WOULD YOU LIKE A BINOCULARS CHART? --> YES

Jako potwierdzenie, że wybraliśmy mapkę do obserwacji lornetkowych w górnym prawym rogu pojawi się informacja:

Na takiej mapce są podane jasności gwiazd porównania zoptymalizowane do obserwacji wizualnych za pomocą lornetki.

Przy generowaniu mapek gwiazd zmiennych słabszych od 9,5V nie należy używać tej opcji!

Oczywiście jest znacznie więcej gwiazd zmiennych w zakresie magnitudo 3.0-9.5V niż wybrana przez AAVSO liczba 153

szt, które nadają się do obserwacji wizualnych przez lornetkę. Jednakże narazie w AAVSO nie zamierza rozszerzać tej listy.

W trakcie podziwiania przez lornetkę mesjerów i ds-ów, czasami można rzucić okiem na jakąś gwiadkę zmienną z "lornetkowej" listy AAVSO. Gorąco zachęcam ...

AAVSO Binocular Program Web List(zmien_rozszerzenie_z_TXT_na_CSV).txt

AAVSO Binocular Program Web List(zmien_rozszerzenie_z_TXT_na_XLS).txt

Ingres w systemie AZ Cas rozpoczął się na dobre. To znaczy gorąca gwiazda typu widmowego B (30Ro) zaczęła się chować za czerwonego nadolbrzyma (1000Ro). To zjawisko potrwa mniej więcej do do końca listopada 2012 r. (następne zaćmienie AZ Cas będzie ażżżżżż dopiero około roku 2022!!!).

A tymczasem w mojej okolicy pogoda jest jak na Wenus - tylko temperatura i ciśnienie są "trochę" niższe ...

Z tego powodu mam wielką prośbę do Szanownych Forumowiczów - posiadaczy zwykłych lustrzanek cyfrowych!!!

Wspomóżcie nieszczęśliwego miłośnika fotometrii DSLR gwiazdy zmiennej AZ Cas. Może na Waszym niebie w tych dniach widać wieczorami gwiazdozbiór Kasjopei. Tak na poważnie to bardzo byłbym wdzięczny, gdyby ktoś zrobił serię 20-50 fotografii okolicy AZ Cas zwykłym aparatem cyfrowym postawionym na statywie i np. te fotografie udostępnił mi do pomiarów fotometrycznych. Do tego konieczne jest również wykonanie kilkunastu (np.15) fotografii tzw. flatów oraz kilkunastu darków.

Ważne jest, aby te fotografie zrobić aparatem cyfrowym z obiektywem 200mm (może być np. zoom 75-200mm, stałka 200mm) postawionym na statywie z czasami ekspozycji 4-6sekund i czułością 1600ISO. Zdjęcia muszą być zapisane w formacie negatywu cyfrowego (RAW). Na załączonym rysunku Iris_lista_aparatow_cyfr_z_konwersja_z_RAW_do_CFA" jest lista aparatów cyfrowych, w których Iris umożliwia konwersję zdjęć z formatu RAW do "formatów astronomicznych". Na tej liście nie ma najnowszych aparatów cyfrowych, ale np. Cannon 1100D lub 600D obsługuje opcja wybrana na tym rysunku.

Co do praw autorskich tych fotografii możemy się dogadać. Mogę np. zrobić fotometrię AZ Cas na podstawie przesłanych fotek, a wynik odesłać do autora, aby mógł je przesłać do Torunia i do AAVSO. Mogę również wspomóc autora zdjęć przy jego samodzielnej redukcji tych danych. Dla mnie najważniejsze jest jak najlepsze pokrycie obserwacjami tego krytycznego momentu.

Mile widziani są również posiadacze sprzętu optycznego (teleskopy, obiektywy foto)+lustrzanka cyfrowa na montażu paralaktycznym (sam jestem od tygodnia posiadaczem zestawu Tair 300mm i EQ3-2), którzy mogą robić ekspozycje znacznie dłuższe (np.30s w Cannonie 400D).

Przy fotometrycznym wykorzystaniu fotek najważniejsze jest, aby nie prześwietlić obrazów gwiazd, które będą mierzone. Przy fotometrii statywowej nie zdarzyło mi się prześwietlić AZ Cas i gwiazd porównania, ale w zestawach na montażu paralaktycznym może się to zdarzyć. Dlatego na załączonym rysunku "IRIS_sprawdzanie_czy_obraz_gwiazdy_jest_przeswietlony" pokazano jak sprawdzić w Irisie, że obraz gwiazdy nie jest prześwietlony. Na tym rysunku jest przykład prześwietlonego obrazu gwiazdy dla Cannona 400D.

Dla aparatów z 12-bitowym konwerterem A/C (np. Cannon 350D, 400D) – praktycznie maksymalna wartość jasności gwiazdy nie powinna być większa niż 3000-3500 ADU (teoretycznie 2^12- = 4095ADU).

Dla aparatów z 14-bitowym konwerterem A/C (np. Cannon 450D, 600D) – maksymalnie 7-10tys. ADU (teoretycznie (2^14-1)ADU –> 14000ADU).

AZ Cas bardzo łatwo można znaleźć na niebie. Na załączonym rysunku "AZ_Cas(300s stack_F200mm) pokazałem jak wygląda okolica tej gwiazdy w lustrzance Canon 400D z obiektywem F200mm postawionej na statywie bez montażu paralaktycznego i prowadzenia. AZ Cas jest oznaczona prostopadłymi białymi kreskami w środku pola. Jest to stack kilkudziesięciu 6-sekundowych ekspozycji w kolorze bez kadrowania (cropu). AZ Cas mieści się w kadrze obiektywu 200mm wraz z jasnymi gwiazdami Eps Cas (3,3mag) i Delta Cas (2,6 mag.). Oczami wyobraźni od Eps Cas zwykle rozpoczyna się rysowanie kształtu gwiazdozbioru Kasjopei na niebie, gdy ją widać jako dużą literę "W".

Jeszcze raz bardzo proszę - wspomożcie nieszczęśliwego miłośnika fotometrii AZ Cas!!!

Mój sprzęt się czeka bezsutecznie na jakąkolwiek dziurę w chmurach.

Ciąg dalszy moich dziewiczych zmagań z fotometrią DSLR dla AZ Cas ...

Wczoraj napisałem na sąsiednim forum krótką instrukcję, jak robić fotometrię dżonsonowską gwiazdy zmiennej na przykładzie AZ Cas, korzystając z programu Iris oraz prostego arkusza kalkulacyjnego.

Jednakże z przyczyn, które dr Cezary Gałan opisał w powyższym mailu z 5 listopada 2012 wynika, układ zaćmieniowy AZ Cas nie jest najlepszym przykładem do użycia z tej metody. AZ Cas jest bardzo czerwona i dodatkowo w czasie zaćmienia bardzo zmienia się jej barwa (poza zaćmieniem wskaźnik barwy (B-V)=1,8, a w czasie zaćmienia głównego spada do około (B-V)=2,2).Moim zdaniem można z niej korzystać, ale należy pamiętać o następującym ograniczeniu:

W arkuszu kalkulacyjnym z góry należy wprowadzić "katalogowy" wskaźnik barwy (B-V)Cat dla gwiazdy zmiennej AZ Cas (komórka E37 w przykładowym arkuszu kalkulacyjnym, który został załączony do tej wiadomości).

Aktualnie wyznaczam jasność AZ Cas opisaną powyżej metodą, ale sprawdzam w bazie AAVSO aktualną wartość wskaźnika barwy dla AZ Cas (B-V)Cat i na bieżąco koryguję. Szacuję, że przy współczynniku transformacji do standardowego dżonsona "V" równym około -0,10 dla fotometrii DSLR wystarczy wprowadzić (B-V)Cat dla AZ Cas z dokładnością około 0,1mag (nie powinno to wprowadzić błędu większego niż 0,01mag przy wyznaczeniu jasności AZ Cas).

Dr Gałan prosi w e-mailu o przesyłanie szczegółowych informacji o systemach fotometrycznym obserwatorów, masach powietrznych gwiazd w momencie obserwacji. Dodatkowo na pewno będą potrzebne jasności instrumentalne gwiazd porównania oraz AZ Cas. Te wszystkie informacje są zawarte w arkuszu kalkulacyjnym (z wyjątkiem współczynnika ekstynkcji atmosferycznej 2-go rzędu). Ostateczną redukcję danych fotometrycznych i tak wykona dr Gałan. W najgorszym razie obserwacje będą użyteczne do timeingu zaćmienia. Liczę, że jednak wyjdzie z tego jak najdokładniejszy, kultowy "dżonson"!

Opisana wczoraj metoda bardzo dobrze działa dla gwiazd zmiennych, gdzie wskaźnik barwy (B-V)Cat zmienia się mało lub w ogóle, np. w czasie zaćmienia Eps Aur przyjęto stałą wartość (B-V)Cat=0,54mag. Ostatnio tą metodą obserwuję bardzo czerwoną Mirę Ceti, przyjmując (B-V)Cat=1,40. Moje wyniki są zgodne z obserwacjami obserwatora CQJ, który wykonuje obserwacje CCD w barwach BVI.

W przykładowym arkuszu kalkulacyjnym w polu E37 dla gwiazdy zmiennej AZ Cas jest wprowadzona błędna wartość (B-V)Cat=1,47mag., którą wziąłem z Simbada. Aktualna wartość wskaźnika (B-V)Cat=1,8mag. Ale ta wartość od około 16 listopada zacznie spadać w ciągu ok.2tygodni aż do około 2,2mag. Pominięcie tego efektu wprowadza błąd wyznaczenia jasności AZ Cas nawet 0,04mag (można to sprawdzić na załączonym arkuszu kalkulacyjnym odpowiednio zmieniając wartość komórki E37).

Muszę również spróbować wyznaczyć współczynnik ekstynkcji atmosferycznej 2-go rzędu dla mojego systemu fotometrycznego. A czemu nie ...

Jeszcze nie widziałem w literaturze astronomicznej wyznaczenia takiego współczynnika dla zwykłego aparatu fotograficznego.

Poza tym jestem w trakcie zmiany sposobu obserwacji AZ Cas.

Właśnie dotarł do mnie montażyk paralaktyczny EQ3-2 z napędem w R.A., kupiony w Krakowie. Na tym montażu powiesiłem Taira 300mm F4,5 z Cannonem 400D. Zestaw optyczny dało się bez problemu wyważyć zaledwie za pomocą lżejszej przeciwwagi. Teraz czeka mnie szybka nauka korzystania z tego zestawu. Muszę się spieszyć, bo zaćmienie AZ Cas rozpoczyna się już około 16 listopada.

Z nowym zestawem na pewno znacznie zmniejszy się ilość ekspozycji AZ Cas. Zamiast pięćdziesięciu 6-sekundowych ekspozycji na statywie powinno wystarczyć np. dziesięć 30-sekundowych ekspozycji (Cannon 400D ma najdłuższy konfigurowany czas ekspozycji 30s). Zwiększyła się również źrenica wejściowa układu optycznego o 1cm, tzn. z 57mm na 67mm (200mm/F3,5 vs 300mm/F4,5). Mam nadzieję sięgnąć tym zestawem AZ Cas w pikselach B (około 11 magnitudo) oraz R (około 8mag.). Gdzieś na forum citizensky czytałem, że na 100% fotonów "łapanych" przez matrycę CMOS lustrzanki, 75% przypada na piksele G, 15% - na piksele B i 10% - na piksele R.

Dzisiaj raczej będzie widać gwiazdy na niebie - czeka mnie pierwsze starcie z ustawianiem osi biegunowej montażu.

Aktualnie najważniejsze jest zebranie dobrego materiału obserwacyjnego z przebiegu fazy ingresu zaćmienia głównego AZ Cas (16-28 XI 2012r.)!!!

2012_09_20_03_25AZ_Cas_Reduction-Intermediate(ang)_rozszerzenie_zmien_z_txt_na_ods.txt

Trwa akcja obserwacji AZ Cas ...

5 listopada 2012r. otrzymałem e-mail od dr-a Cezarego Gałana - koordynatora tej akcji z UMK w Toruniu.

Jeszcze są wolne miejsca Proszę się zapisywać i najważniejsze obserwować AZ Cas!

Poniżej podałem moje "nieprofesjonalne" tłumaczenie tego e-maila (wersja angielskojęzyczna jest tutaj).

>>>

Szanowni Państwo,

zbliża się zaćmienie główne w systemie AZ Cas. Pozostało już tylko 11 dni do I-go kontaktu prognozowanego na 16/17 listopada. Dzięki wam mamy narazie dość gęsto wypełniony danymi zbiór obserwacji fotometrycznych i spektroskopowych. I mam nadzieję, że będzie jeszcze lepiej podczas faz szybkich zmian.

Dzisiaj zaktualizowałem na stronie internetowej akcji rysunki z obserwacjami fotometrycznymi UBVRI. Przygotowałem specjalny program komputerowy, który pozwoli mi poradzić sobie z różnymi formatami danych przesyłanymi przez uczestników akcji. Teraz taka aktualizacja danych zabiera mniej czasu (około 10 razy). Proszę przesyłać obserwacje kiedy to tylko jest możliwe. Chciałbym robić częstsze aktualizacje tych rysunków tak, aby dać lepszy wgląd na szybką fazę zakrycia (ingresu) podczas zaćmienia głównego.

Nie będę mógł zrobić tego samego z obserwacjami spektroskopowymi (wymaga to znacznie więcej nakładu pracy z mojej strony), ale chciałbym pokazać obserwacje spektroskopowe niedługo po ingresie.

Jak widać na fotometrycznych krzywych zmian blasku, są dość duże różnice pomiędzy systemami fotometrycznymi różnych obserwatorów. Będzie konieczne wykonanie odpowiednich transformacji, aby zniwelować te różnice i otrzymać spójne wielobarwne krzywe zmian blasku.

Dodatkowym problemem może być to, że AZ Cas jest bardzo czerwona. Z tego powodu ekstynkcja 2-go rzędu będzie ważna podczas zaćmienia głównego. I co więcej, zmiana kolorów podczas zaćmienia będzie bardzo duża ze względu na ogromną różnicę temperatur pomiędzy składnikami układu. Będę miał wiele pracy, aby przetworzyć te obserwacje i dlatego chciałbym prosić o pomoc. Proszę o dostarczenia informacji o masach powietrznych dla obserwacji fotometrycznych. Jeżeli jest to możliwe, to proszę o dostarczenie szczegółowych informacji o Państwa systemach fotometrycznych - przynajmniej o średnich długościach fal i FWHM charakteryzujących pasma fotometryczne oraz informacje o współczynnikach transformacji (jeżeli są znane).

Pozdrawiam,

Cezary

<<<

Zapraszam również do lektury mojego artykułu o AZ Cas w najnowszym numerze Proximy nr 10 na stronach 13-26.

Chmury, chmury, chmury ... od tygodnia nie widziałem gwiazd na niebie

Ale dzięki temu opracowałem obserwacje fotometryczne DSLR zmiennej Eta Gem z ostatnich miesięcy i niestety tego zaćmienia nie widać ?!

Prognozowane zaćmienie Eta Gem powinno wystąpić w okresie od końca sierpnia do połowa listopada 2012 r. - tak przynajmniej piszą na stronie BAAVSS. Na załączonym rysunku jasność Eta Gem powoli podnosi się

od około 3,6 magnitudo przy końcu sierpnia 2012r.

do około 3,4 mag. przy końcu października 2012r.

Na rysunku wyfiltrowałem z bazy AAVSO tylko obserwacje w barwie V (bez wizuala).

Spodziewałem się, że zaćmienie Eta Gem będzie wyglądało podobnie,jak to widać na załączonym rysunku z obserwacjami z 1980 roku. Każdy punkt na rysunku jest średnią z 10 dni obserwacji. W-g informacji podanych przez BAA VSS faza całkowita zaćmienia powinna trwać około 30 dni. Natomiast nie ma zgodności co do długości fazy zaćmienia częściowego. Przyjmuje się, że jest to okres od kilku dni do kilku tygodni.

Jeżeli nadal będzie taka kiepska pogoda zdążę opracować dane z fotometrii DSLR Eta Gem z okresu XI 2011-IV 2012r. Ale w tym okresie zaćmienie nie wystąpi!

W jubileuszowej Proximie nr 10 na stronie 3 i 4 z ogromnym zaciekawieniem przeczytałem artykuł Mariana Legutko pt. "Obserwujmy Propus - Eta Gem!".

Eta Gem jest czerwonym olbrzymem o typie widmowym M3 wykazującym zmienność półregularną (okres pulsacji rzędu 233 dni) i amplitudzie zmian blasku 3,1 - 3,9 magnitudo. Na ogół jednak Eta Gem ma jasność powyżej 3,6magitudo. Spadki jasności poniżej tego progu są spowodowane zaćmieniem. Okazuje się, że ta gwiazda ma dwóch towarzyszy:

- karzeł "Eta Gem B" o typie widmowym G i jasności 6mag odległy o 1,6" od czerwonego olbrzyma, obiegającym wspólny środek masy w ciągu 700lat,

- gwiazda typu widmowego B (?) tworząca razem z czerwonym olbrzymem układ zaćmieniowy o okresie orbitalnym ponad 8 lat.

W okresie od początku paździenika do połowy listopada 2012r. wystąpi zaćmienie w tym układzie. Ostatnie w pełni obserwowane zaćmienie tej gwiazdy miało miejsce w 1988 r.

Na pulsacje czerwonego olbrzyma nałoży się zaćmienie - niezwykła mieszanka zjawisk. Bierzmy się za obserwacje!!!

Zapisałem się jako uczestnik akcji obserwacji AZ Cas 2012-2014. Co parę dni wyznaczam jasność AZ Cas w dżonsonowskim "V" za pomocą mojego super zestawu obserwacyjnego Cannon 400D + obiektyw 200mm + statyw + wężyk spustowy .

Sporo też ostatnio również dowiedziałem się o AZ Cas. Przy okazji muszę wyjaśnić nieścisłość z pierwszego postu na tym wątku. Za wzrost jasności całego układu (dryft jasności), który rozpoczyna się przed zaćmieniem głównym a kończy w okolicach peryastronu nie odpowiedzialna tylko jedna przyczyna, czyli rozpraszanie światła gorącej gwiazdy w otoczce nadolbrzyma.

Przy okazji w korespondencji dr Cezary Gałan wyjaśnił to następująco (podkreślenia są moje):

>>>

Do dryftu jasności, na który "nałożone jest" zaćmienie wkład mają dwa różne zjawiska.

Rozpraszanie dominuje w pobliżu zaćmienia, w obszarach fazy tuż przed, podczas (odpowiada za wypukłe dno) i po zaćmieniu. Przy takiej geometrii orbity jak w AZ Cas wystąpienie pojaśnienia przed zaćmieniem skutkiem elipsoidalnosci jest niemożliwe - sprawdziłem to dokładnie modelując ten układ z różnymi konfiguracjami orbity, tzn. zmieniając w pewnym zakresie "omega" i "e". Za rozpraszaniem przemawia szybko rosnąca amplituda pojaśnienia w kierunku krótkich długości fali z maksimum w pobliżu momentu mid-eclipse.

Do maksimum przy fazie peryastronu ~0.1 wkład wnosi przede wszystkim elipsoidalność, a więc odkształcenie nadolbrzyma od symetrii sferycznej na skutek działania sił pływowych w trakcie zbliżania się gwiazd do siebie. A przynajmniej tak jak powyżej napisałem mogło by być, gdyby nasza interpretacja okazała się słuszna.

Zmiana w U o amplitudzie wynoszącej około 0.4 mag (zaobserwowana po raz pierwszy po poprzednim zaćmieniu) to raczej nie będzie skutek rozpraszania.

To wygląda jak rozległe skrzydło zaćmienia atmosferycznego. Za to jednak nie dam sobie ręki uciąć bo tak wielka różnica między pasmem U i B wygląda podejrzanie - czegoś takiego nie obserwuje się u żadnej gwiazdy typu Zeta Aur, a nawet VV Cep - obiekt bliźniaczy do AZ Cas

(skrzydła zaćmień atmosferycznych w U rzeczywiście są znacznie rozleglejsze i wyraźnie widoczne podczas gdy w B już słabo zarysowane, ale nigdy w żadnym układzie ta różnica nie była aż tak wielka - że aż obawiam się, czy przypadkiem nie bredzę trochę z tym zaćmieniem atmosferycznym ).

To skrzydło w U kończy się niemal dokładnie w peryastronie - gdyby to miało być powodowane zaćmieniem atmosferycznym to gorący składnik w pobliżu peryastronu musiał by się chyba zanurzać w tej rozdętej atmosferze nadolbrzyma ...

Może obserwacje bieżącego zaćmienia pozwolą nam ten układ lepiej zrozumieć. Właśnie po to poświęcamy nasz czas na te obserwacje.

<<<

Jako ilustrację opisu zamieściłem poniżej odnośnik do różnicowych krzywych zmian blasku AZ Cas w barwach U, B, V, R.

Mnie najbardziej zadziwia to, że w ciągu 35 lat od momentu wystrzelenia Voyager1 odleciał "zaledwie" na odległość niecałej doby świetlnej (121,9 j.a. x 500s/j.a. = 60950s = 16,9 godz.). Na pokładzie nadal funkcjonują komputery i niektóre przyrzady pomiarowe z epoki 1977. Prawdopodobnie do około 2025 roku wystarczy energii z ogniw izotopowych na ich zasilanie. Wtedy sonda powinna osiągnąć odległość około 23,5 godziny świetlnej. Voyager1 leci z prędkością 3,596 j.a./rocznie w kierunku gwiazdozbioru Wężownika.

A dopiero za 18 tys.lat sonda znajdzie się w odległości 1 roku świetlnego od nas.

Tutaj się czuje jacy jesteśmy malutcy względem niezmierzonej pustki pomiędzy gwiazdami ...

Rozpoczęła się akcja obserwacji gwiazdy zmiennej AZ Cassiopeiae. Do uczestnictwa/obserwacji zapraszani są zarówno astronomowie zawodowi jak i miłośnicy astronomii. Informacje na ten temat można znaleźć na stronie głównej projektu: http://www.astri.uni.torun.pl/~cgalan/AZCas/

AZ Cas jest układem podwójnym obiegającym wspólny środek masy w ciągu 9,3 roku po bardzo rozciągniętej elipsie (mimośród e=0,55).

Parametry składników gwiazdowych układu AZ Cas:

-) gwiazda-nadolbrzym o wielkości około 1000Ro, masa 18Mo (stosunek masy=1.4), temperatura powierzchniowa 4000K (późne K/wczesne M),

-) gwiazda 30Ro, masa-13Mo, temp.powierzchniowa 21000K (typ widmowy Be),

jasność gwiazdy B jest porównywalna na jasnością nadolbrzyma, ale większość promieniowania przypada na zakres niebieski widma.

Specyficzną cechą tego systemu jest takie usytuowanie orbity w przestrzeni, że dla obserwatora na Ziemi zaćmienie główne i wtórne (tranzyt) występują, gdy obie gwiazdy są najbliżej siebie - w pobliżu peryastronu. Zaćmienie główne najbardziej widoczne jest w ultrafiolecie (spadek jasności rzędu 2,1 magnitudo w barwie U). W zakresie wizualnym głębokość zaćmienia wynosi około 0,2 magnitudo.

Dodatkowo na to wszystko nakłada się wzrost jasności całego systemu (nawet 0,4 magnitudo w barwie U) spowodowany procesem rozpraszania światła gwiazdy Be w rozległej otoczce nadolbrzyma z maksimum jasności w pobliżu peryastronu (faza orbitalna=0,1). Ten wzrost jasności układu AZ Cas już się rozpoczął (aktualna faza orbitalna = -0,05 lub jak kto woli=0,95).

W sposób schematyczny pokazano widok tego systemu poniżej. Widać tutaj zmianę profilu linii wodorowej H-alfa w zależności o fazy orbitalnej.

Bardzo ciekawie wygląda krzywa zmian blasku tego systemu z podanymi momentami zjawisk w tym układzie w latach 2012-2014.

Harmonogram zdarzeń w systemie AZ Cas:

V-VI 2012r.-początek stopniowego wzrostu jasności,

prawdopodobnie spowodowanego rozpraszaniem światła gwiazdy Be w otoczce nadolbrzyma.

16/17 XI 2012r-zaćmienie główne-pierwszy kontakt,

27/28 XI 2012r-zaćmienie główne-drugi kontakt,

12 I 2013r. -środek zaćmienia głównego,

27/28 II 2013r-zaćmienie główne-trzeci kontakt,

6/7 III 2013r -zaćmienie główne-czwarty kontakt,

Listopad/grudzień 2013r-przejście przez peryastron.

Wtedy nastąpi maksimum wzrostu jasności spowodowanej rozpraszaniem światła gwiazdy Be w otoczce nadolbrzyma,

Lipiec/sierpień 2014 -zaćmienie wtórne (praktycznie niezauważalny spadek jasności podczas tranzytu gwiazdy Be na tle nadolbrzyma).

Organizatorzy akcji proszą o następujące obserwacje AZ Cas:

-) standardowa fotometria astronomiczna z filtrami UBVRI.

Ale przydatne mogą być również obserwacje CCD bez filtrów (do wyznaczenia momentu minimum głównego).

-) spektroskopia - szczególnie wskazane są obserwacje profilu linii wodorowej H-alfa.

Przydatne mogą być również obserwacje spektroskopowe w niskiej rozdzielczości wykonane z użyciem Star Analyser'a.

Oto aktualna fotometria "V" tego systemu:

W ub.roku (październik-grudzień 2011r.) udało mi się zrobić standardową fotometrię astronomiczną "V" zaćmienia podobnego układu podwójnego Zeta Aurigae, który również składa się z nadolbrzyma i gwiazdy ciągu głównego. Oto obserwacje ostatniego zaćmienia Zet Aur z bazy AAVSO - moje obserwacje są oznaczone niebieskimi kwadratami.

AZ Cas jest znacznie słabsza. Jej jasność zmienia się w barwie V w zakresie 9,2-9,5 mag.

Mam zamiar robić fotometrię w standardzie "V" za pomocą mojej starej lustrzanki 400D -szczegóły w przyszłości .

W ostatniej Proximie na str.18 jest ciekawy artykuł Pana Stanisława Świerczyńskiego, podsumowujący kwietniowe maksimum R Leonis na podstawie obserwacji z polskiej bazy gwiazd zmiennych.

Obserwacje wizualne: maksimum 6.1 +-0.1 mag w dn. 6 kwietnia 2012 r. (+-2dni).

Obserwacje CCD: maksimum 6.07 +-0.01 mag w dn. 8 kwietnia 2012 r. (+-1dzień).

Z wcześniejszych prognoz podanych np. na tym forum wynikało, że R Leo powinna mieć maksimum 4 kwietnia 2012 r., czyli miryda spóźniła z tym maksimum o około 2-4 dni

Wczoraj z zainteresowaniem przeczytałem szczegóły alertu nr 464 na portalu AAVSO. Wygląda to na bardzo ciekawą propozycję dla miłośników fotografowania/filmowania Jowisza. Chodzi o akcję/projekt JEE2012, gdzie JEE jest skrótem od angielskich słow Jovian Extinction Event. Akcja dotyczy obserwacji zjawisk pochłaniania światła w atmosferach księżyców Jowisz, gdy się wzajemie przesłaniają lub chowają za chmurę materii w kształcie torusa wokół Io.

Szczegółowy infomacje na temat JEE2012 są pod odnośnikiem http://scottysmightymini.com/JEE/JEE2012_FAQ.htm

Pożyteczny też są informacje z podobnej akcji w 2010 r. pod odnośnikiem http://scottysmightymini.com/JEE/HowToJEE.htm

Efemerydy na okres lipiec-sierpień 2012 r. są dostęne pod odnośnikiem http://scottysmightymini.com/JEE/JEE2012_Jun_Aug_Table.htm

Projekt koordynuje Scott Degenhardt z IOTA (International Occultation Timing Association). Mogą uczestniczyć zarówno zawodowi astronomowie jak i amatorzy.

Zjawisko JEE dotyczy spadku jasności rzędu 0,1- 0,2 mag. dla księżyców Jowisza o jasności obserwowanej pomiędzy 5 i 6 magnitudo.

Czas trwania - od kilkudziesięciu minut do kilkunastu godzin.

Poniżej załączyłem rysunek ze szczegółowego opisu tej akcji na stronie S.Degenhardt'a. Jest to przykład "czystego" JEE, gdy Europa w ciągu niecałych 2 godzin prześwietlała atmosferę Io. Widać spadek jasności około 0,2mag przed zaćmieniem Europy przez Io i następnie jej wzrost. W efemerydach za okres lipiec-sierpień 2012 r.

podanych na stronie projektu można znaleźć zjawiska JEE trwające nawet do kilkunastu godzin z dwoma minimami, np. gdy światło Europy przechodzi przez atmosferę Io oraz materię z torusa wokół Io.

Do obserwacji zjawisk w układzie księżyców Jowisza wystarczy niewielki teleskop z źrenicy wejściowej rzędu centymetrów i tania kamerka planetarna. Obrazy można rejestrować np. za pomocą wysokiej czułości kamery przemysłowej

Supercircuits PC164CEX-2 kupionej za 140$. W posiadanym sprzęcie można również zmniejszyć źrenicę wejściową, tak aby nie prześwietlić księzyców.

Tak jak w każdej fotometrii - zdjęcia/filmy z księżycami Jowisza nie mogą być prześwietlone.

W czasie obserwacji Jowisz powinien być trzymany poza polem widzenia.

Dane powinny być zapisywane z dokładnością nie mniejszą niż 1 sekunda.

Natomiast w alercie nr 464 dla obserwatorów AAVSO jest prośba o obserwacje z filtrami B,V,R, ewentualnie spektroskopia.

Powstaje baza danych do rejestracji zjawisk JEE. Obserwacje będą redukowane przez S.Degenhardt'a. Posiada on przygotowane oprogramowie.

Celem tych obserwacji jest modelowanie rozkładu przestrzennego (3D - jak to się dzisiaj mówi ) pyłu i gazów wokół Jowisza, atmosfer jego księżyców i torusa wokół księżyca Io. Wynikami tych obserwacji jest między innymi zainteresowany zespół misji Juno - satelity, który za około 1400 dni (tzn. w lipcu 2016r.) doleci do Jowisza.

Witam,

tak sie zastanawiam co my jako pasjonacji (amatorzy) możemy zrobić dla profesionalnych astronomów ?

Co taki przeciętny kowalski z teleskopem może odkryć ?

Prosił bym Was o podawanie jakiś źródeł informacji na temat badań amatorskich.

Jedyne co mi przychodzi do głowy to:

wyznaczanie jasności gwiazd zmienych

odkrywanie komet

Chodzi o to by zebrać wiedze żeby wiedziec jak sie do danego badania zabrać.

Właśnie się zastanawiam sie co wybrać.

Mozna robić standardową fotometrię astronomiczną "dżonsonowską" w barwie V nawet bez teleskopu

Wystarczy aparat fotograficzny postawiony na statywie bez montażu paralaktycznego i prowadzenia. Przy takiej konfiguracji sprzętowej można wyznaczyć jasność obiektów na niebie jaśniejszych od około 10 magnitudo z dokładnością kilku procent (o rząd lepieć niż przy fotometrii wizualnej). Więcej informacji na ten temat można znaleźć np. tutaj oraz na portalu Citizensky.

W końcu znalazłem chwilę czasu, aby zmontować materiały z obserwacji tranzytu Wenus w Szczecinie na Wałach Chrobrego.

Są to dwie impresje muzyczno-wizualne :

-) dłuższa - pięciominutowa (

-) krótsza - trzyminutowa (

W wersji dłuższej wykorzystałem materiały wideo oraz fotki. W wersji krótszej tylko fotki.

Miłego oglądania...

Rankiem 6 czerwca 2012 r. byliśmy świadkami przejścia (tranzytu) Wenus na tle tarczy Słońca.

W ostatnich dniach czasami słyszałem zdania w rodzaju "Czy widziałeś/Widziałaś przejście Wenus przez Słońce?".

Stąd moje pytanie:

Jak wyglądałoby dosłownie "przejście" Wenus przez Słońce,

czyli zderzenie planety wielkości Wenus/Ziemia ze Słońcem ?

Po spełnieniu jakich warunków Wenus nie zostałaby zatrzymana na zawsze we wnętrzu Słońca ?

Raczej jest to temat teoretyczny i dla pokolenia (pokoleń ?) astrofizyków-teoretyków i ich potężnych kompów.

Jest pewne minimalne prawdopodobieństwo, że coś (np. jeszcze nieodkryta planeta/brązowy karzeł/czarna dziura) przelatując w pobliżu Wenus, zmieni jej orbitę tak, że Wenus poleci na Słońce.

Słońce ma średnicę 1,392 mln km (115 razy średnica większa niż Wenus).

Teoretycznie, przez Słońce można przelecieć z prędkością 35km/s w ciągu 11 godzin (t.j.prędkość orbitalna Wenus).

Zewnętrzne warstwy Słońca są bardzo rzadkie. Np. w fotosferze (atmosferze) słonecznej gęstość plazmy wynosi 0,0000001g/cm3 (10tys. razy mniejsza od gęstości powietrza). Moim zdaniem, gdyby zderzenie odbyło się w zewnętrzych warstwach Słońca, to po kilku godzinach Wenus zapewne wyleciałaby na zewnątrz. W końcu to jest dość zwarta elipsida o średniej gestości 5,2g/cm3 i średnicy 12 tys.km. Część zewnętrznej skorupy Wenus prawdopodobnie odparowałoby we wnętrzu Słońca, zmniejszając jej średnicę.

Wenus nie może wlecieć do wnętrza Słońca na głębokość wiekszą niż 100-140 tys.km (promień Słońca=692 tys.km), gdyż prawdopodobnie zostanie rozerwana przez siły przypływowe Słońca. Granica Roche'a dla Wenus (=Ziemia) spadającej na Słońce wynosi 550tys. km od środka Słońca (patrz wikipedia w wariancie, że planeta jest ciałem sztywnym).

Coś podobnego stało się z kometą Shoemaker-Levy 9. Została ona rozerwana na kawałki w 1992 r., gdy przekroczyła granicę Roche'a planety Jowisz. Dwa lata później spadła w kawałkach na Jowisza.

W popularnej literaturze internetowej nie znalazłem zbyt wiele na temat zderzeń planet z gwiazdami.

Np. tutaj między innymi takimi zderzeniami próbuje się wyjaśnić istnienie błękitnych maruderów w gromadach kulistych.

Odkryto planetę WASP-18b (Masa=10MJ) okrążącą gwiazdę WASP-18 (HD10069) w odległości 2-3 mln km po co raz ciaśniejszej orbicie. Prawdopodobnie w ciągu paru milionów lat planeta zostanie rozerwana na "strzępy" przez siły przypływowe macierzystej gwiazdy.

Jednak dobrze, że Wenus zdarzają się przejścia tylko na tle tarczy Słońca - nawet jeżeli na kolejny musimy poczekać ponad 100lat