Rybi

Coś miłośników astronomii z żyłką poszukiwaczy złota. Warto się wybrać. Poniżej info od organizatorów:

Kolejny wykład otwarty Oddziału Szczecińskiego Polskiego Towarzystwa Fizycznego odbędzie się 23 września (poniedziałek) 2019 r. o godzinie 19.00 w auli nr 7 (I piętro.) kampusu Akademii Morskiej w Szczecinie przy ul. Szczerbcowej 4.

Wykład pt. "The Origin of Gold in the Universe" ("Jak powstało złoto we Wszechświecie") wygłosi prof. Tsvi Piran z Katedry Schwartzmana Fizyki Teoretycznej Uniwersytetu Hebrajskiego w Jerozolimie, Izrael. Prof. Piran jest m.in. autorem pomysłu, że tzw. błyski gamma są wynikiem zlewania się dwóch gwiazd neutronowych. Wykład towarzyszy konferencji POTOR-6, 6-tej Konferencji Polskiego Towarzystwa Relatywistycznego (cosmo.usz.edu.pl/potor6) i jest organizowany we współpracy z
projektem "Zapytaj fizyka?" (zapytajfizyka.fuw.edu.pl). Wykład będzie prowadzony w języku angielskim z możliwością krótkiego komentarza do wybranych sekwencji po polsku.

Naukowcy od dawna wiedzieli, ze węgiel, tlen, azot, krzem i żelazo powstają we wnętrzach gwiazd podobnych do naszego Słońca i potem są rozsiewane w kosmosie podczas wybuchów gwiazd supernowych. Jednak nie znali odpowiedzi na pytanie skąd wzięły się cięższe pierwiastki takie jak platyna i złoto? Na wykładzie w sposób popularny zostanie przedstawione jak w trakcie zjawiska łączenia się ze sobą układów podwójnych gwiazd neutronowych zostały wyprodukowane te jakże cenne dla nas pierwiastki. Omówione zostanie jak wynikło to z obserwacji kolejnego przypadku emisji fal grawitacyjnych z dnia 17
sierpnia 2017 roku za pomocą detektorów LIGO i Virgo.

Znalazłem odnośnik do jednej z improwizacji muzycznych Sylwii Różyckiej i Krzysztofa Baranowskiego ilustrującej zaćmienie Księżyca na Wałach Chrobrego w Szczecinie w dn.16 lipca 2019r. Jak dla mnie "niebo na ziemi"   

Sorry, ale impreza bardzo mi się podobała i szybko chciałem się wrażeniami, a nie prowadzę żadnych blogów, facebuków, czy coś tam jeszcze. Nie brałem pod uwagę rzeczywistości i tego, że tutaj się trzeba liczyć z każdym bajtem. Zająłem fotkami aż 7MB serwera AP Już zmniejszyłem liczbę zdjęć pod każdym tekstem (zostawiłem tylko po jednym zdjęciu - co daje ok. 1MB zajętości na AP ). Jeżeli to jest za dużo, to proszę admina o ich skasowanie. Dla mnie liczył się klimat tej imprezy z Księżycem w tle. Wydawało mi się, że temat zgłoszenia pasuje do mojego maila.

Pełna wersja fotorelacji jest jeszcze tutaj:

https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/17766-częściowe-zaćmienie-księżyca-1617072019/&do=findComment&comment=217927

Zaćmienie Księżyca w Szczecinie na Wałach Chrobrego zorganizowane przez PTMA Szczecin.

Wieczorem 16 lipca 2019r. oglądaliśmy w Szczecinie na Wałach Chrobrego zaćmienie Księżyca na bardzo klimatycznej i spontanicznej imprezie. Obserwatorzy zaczęli się zbierać się przed godziną 21.



 

Klimat imprezie zapewniła improwizowana muzyka fortepianowa na żywo w wykonaniu Krzysztofa Baranowskiego z Teatru Polskiego w Szczecinie. Artyście chwilami towarzyszyła wokalistka (?), której głos brzmiał jak drugi instrument muzyczny współgrający z fortepianem.



 

W oczekiwaniu na ciemność oglądaliśmy okolicę przez teleskopu, słuchaliśmy improwizacji muzycznych i wyglądaliśmy planet (Jowisz, Saturn).







 

Około godz. 21:17 wschód Księżyca 

Początek zaćmienia częściowego: 22:02, az. 144°, wys. 7°

Zaćmienie się rozwija


 

Obserwacje zaćmienia Księżyca i planet Jowisz / Saturn. Do każdego teleskopu stały dedykowane kolejki astromiłośników.


 

Około godz. 23:09 - przelot ISS:

Parę widoków zaćmionego Księżyca nad kolorowo mrugającymi Dźwigozaurami:

Spotkanie zakończyło się około północy. Chociaż byli chętni do dalszych obserwacji. Ale cóż - następnego dnia trzeba było wstać do pracy.

Informacje medialne po imprezie na Wałach Chrobrego:
https://radioszczecin.pl/1,391792,tlumy-na-walach-chrobrego-i-niezapomniany-widok-
-) relacja filmowa Radia Szczecin:
https://radioszczecin.pl/serwis_informacyjny/pliki/2019/2019-07-17_156331496810.mp4
-) materiał dźwiekowy Radia Szczecin:
https://radioszczecin.pl/serwis_informacyjny/pliki/2019/2019-07-17_156334000310.mp3

Wreszcie chyba się doczekamy fotki horyzontu zdarzeń czarnej dziury Sagittarius A - 10 kwietnia 2019r. godz.15  (13 UTC, 9 EST) !!!
https://www.sciencealert.com/the-event-horizon-telescope-is-about-to-make-a-hyuuuuge-announcement

Tutaj ma być transmisja z tego wydarzenia:

14 godzin temu, Hans napisał:

 Ale to co wyciągnąłeś w wątku - TEO - jest dla mnie nowe. Dzięki! Czas pogrzebać po sieci 

Polecam aktualnie najbardziej "zrozumiałą dla mnie" publikację z 2008r. J-P. Zahn "TIDAL DISSIPATION IN BINARY SYSTEMS":

https://arxiv.org/pdf/0807.4870.pdf

Póki co nic lepszego nie znalazłem.

M.in. jest tam prosto na gruncie mechaniki newtonowskiej wyjaśnione pojęcie TEO:
... Ze względu na właściwości sprężyste gwiazda może drgać w wielu modach: mody akustyczne, wewnętrzne mody grawitacyjne, mody bezwładnościowe, w których odpowiednio siłą sprężystości jest ściśliwość gazu, pływalność w stabilnie rozwarstwionych obszarach i siła Coriolisa dla rotującej gwiazdy. Jeżeli częstotliwość tych drgań jest wystarczająco niska, to takie drgania (mody) mogą być wzbudzane przez okresowe potencjały pływowe. Taka reakcja jest nazywana pływem dynamicznym. ...

(... Due to its elastic properties, a star can oscillate in various modes: acoustic modes, internal gravity modes, inertial modes, where the restoring force is respectively the compressibility of the gas, the buoyancy force in stably stratified regions, and the Coriolis force in the rotating star. If their frequency is low enough, these modes can be excited by the periodic tidal potential; the response is called the dynamical tide. ...)

Mody grawitacyjne drgań gwiazdy ciągu głównego o masie 5 M⊙ o promieniu 1.88x10exp(11)cm wzbudzane przez potencjał pływowy o częstotliwości σ =0.00002/sek (okres~14 godzin), ξr - zmiany promienia gwiazdy, δp - zaburzenia ciśnienia.

Nie wyraziłem się dokładnie.

Tzn. w MACHO 80.7443.1718 obserwuje się zmiany jasności aż ∼40% podczas przejścia przez peryastron (="puls serca") i ∼10% poza tą fazą w wyniku TEO (Tidally Excited Oscillations). Widać to na rys. z poprzedniego postu. Wiadomo, że jedna z gwiazd tego układu jest gwiazdą typu widmowego B. Konieczne są dalsze obserwacje spektroskopowe tego unikalnego obiektu o jasności ∼13,5V.

Może nie będzie tak źle !

Kepler "katował fotometrycznie"  tylko fragment nieba, w którym odkryto ponad sto zmiennych HB o amplitudzie mniejszej od 1/1000 mag. Ale ostatnio "zabójcy supernowych" odkryli ten typ zmienności dla obiektu w Wielkim Obłoku Magellana o bardzo dużej amplitudzie aż 10% (!!!) MACHO 80.7443.1718 (ASASSN-V J052624.38-684705.6). Zobacz https://arxiv.org/abs/1901.00005

6 minut temu, LibMar napisał:

Może "gwiazdy zmienne w rytmie serca"?

Ciekawa klasa obiektów, choć trudna do rozpoznania z powodu niewielkich zmian blasku. Według VSX, wszystko jest Keplera poza kilkoma wyjątkami, które dotyczą samych jasnych gwiazd. Będzie ciężkie do odnalezienia metodą data mining.

Są to gwiazdy zmienne w obecnych czasach chyba możliwe do obserwacji tylko z satelitów fotometrycznych ze względu na minimalną amplitudę zmian <0,001 mag

Póki co jestem zwolennikiem nazwy tych obiektów "gwiazdy zmienne pulsujące w rytmie serca" lub w skrócie  "gwiazdy pulsujące w rytmie serca". Słowo "pulsujący" określa co jest bezpośrednim powodem zmian blasku. 

Więcej (... ale o mniejszych  ) o gwiazdach pulsujących w rytmie serca można dowiedzieć się na innym wątku Astropolis:

Spotkałem się ostatnio z bardzo interesującym pojęciem nowej klasy gwiazd zmiennych "heartbeat stars" (HB stars) odkrytych przez satelitę Kepler.

Może ktoś z Szanownych Forumowiczów znajdzie bardziej eleganckie tłumaczenie tego pojęcia ?
Gwiazdy zmienne, których krzywa blasku przypomina bicie ludzkiego serce ? 
Gwiazdy zmienne typu HB (HeartBeat) ?
Gwiazdy pulsujące podobnie do serca ?
... ?

Wizja artystyczna "heartbeat star" wzięta z [5].

W języku polskim znalazłem wzmiankę o tych gwiazdach np. na portalu Urania (szczegóły [3]), gdzie użyto określenia gwiazdy zmienne pulsujące w rytmie serca, czyli których jasność zmienia się jakoś tak: 

Przykładowe EKG ludzkiego serca wzięte stąd.

Ta nazwa sugeruje, że są to pojedyncze gwiazdy. Tymczasem zjawisko dotyczy zjawisk w specyficznych gwiazdowych ciasnych układach podwójnych o okresach orbitalnych < 1 roku i mocno rozciągniętych eliptycznych orbitach (mimośród orbity e > 0,3), w których obserwuje się zmiany jasności przypominające kształtem elektro-kardiogram. Krzywe blasku tych układów podwójnych są zdominowane przez efekty działania sił pływowych oraz wzajemnego odbicia światła od gwiazd, gdy mijają one peryastron. Wtedy obserwuje się ten charakterystyczny "puls serca". 

Jednak gwiazdy zmienne typu HB pulsują przez cały okres orbitalny w wyniku TEO (ang.Tidally Excited Oscillations - drgań wzbudzanych siłami pływowymi). Są to minimalne zmiany jasności o amlitudzie poniżej 1/1000 magnitudo. Częstotliwości drgań TEO odpowiadają dokładnie całkowitym wielokrotnościom częstotliwości okresu orbitalnego. Po raz pierwszy TEO zostało odkryte w 2009r. w układzie podwójnym HD 174884 i następnie potwierdzone w 2012r. dla KOI-54 (=HD 187091) i kilku innych ciasnych układów podwójnych. Zgodnie z teorią (patrz [1]) największe zmiany jasność gwiazd wywołane przez TEO są oczekiwane dla gorących gwiazd o temperaturach efektywnych > 6500K, gdyż takie gwiazdy nie posiadają zewnętrznej strefy konwekcyjnej - co pozwala na rozchodzenie się drgań typu "g" znacznie bliżej powierzchni gwiazdy i generuje większe zaburzenia temperatury powierzchniowej. 

Wzorcową gwiazdą tego typu jest KOI-54. A obecnie jest znanych ponad 170 gwiazd zmiennych tego typu. Większość odkrytych gwiazd typu HB jest gwiazdami o względnie małych masach (typy widmowe A-F). Ale zjawsko HB rozciąga się również na bardziej masywne gwiazdy typów widmowych OB. Najbardziej masywnym znanym układem pulsującym w rytmie serca jest iota Orionis (ι Ori), który składa się ze składnika głównego O9 III i wtórnego B1 III-IV. Więcej informacji o iota Orionis można znaleźć np. pod następującym odnośnikiem AP.

U góry: krzywa blasku gwiazdy pulsującej w rytmie serca KIC 8719324. Amplituda jest wyrażona we względnej skali [ppt], czyli w względne zmiany jasności ∆L/L ~ 1/1000. Puls podobny do "ludzkiego" EKG jest wzbudzany przez podczas przejścia przez peryastron (faza orbitalna = 0) i trwa około 2 dni. Ekstra efektem jest muskające zaćmienie dla tego konkretnego układu podwójnego (ang. grazing eclipse).
Na dole: Transformacja Fouriera całej krzywej blasku KIC 8719324. Ciąg równo-odległych maksimów odpowiada wielokrotnościom orbitalnej częstotliwości. Natomiast maksimum o największej amplitudzie f~2,5 1/dzień jest generowane przez pulsacje wzbudzane siłami pływowymi dokładnie odpowiadające 26-krotności częstotliwości orbitalnej.
 

I jeszcze kilka przykładowych "pulsów serca" obserwowanych w innych układach podwójnych wraz z krzywymi prędkości radialnej:

Cztery gwiazdy zmienne typu HB - obserwowane krzywe blasku (kolor czerwony w [ppm] milionowych częściach strumienia / flux) i krzywe prędkości radialnych. Czarne punkty są obserwowanymi prędkościami radialnymi. Wykresy wzięte z [4].

Zachęcam do zgłębiania tematu "Heartbeat stars"! 
( Zapewnie odezwę się jeszcze po bardziej szczegółowej lekturze - kolejny ciekawy temat np. do Proximy / Uranii?)

Literatura:

[1] Jim Fuller (2017) "Heartbeat Stars, Tidally Excited Oscillations, and Resonance Locking" - https://arxiv.org/pdf/1706.05054.pdf
[2] K. Hambleton i inni (2013) "Physics of Eclipsing Binaries: Heartbeat Stars and Tidally Induced Pulsations" - https://www.eas-journal.org/articles/eas/abs/2013/06/eas1364039/eas1364039.html
lub wersja do prywatnego użytku - http://clok.uclan.ac.uk/14587/1/14587_ContentServer.pdf

[3] Krótki materiał w j. polskim --> (2014) - https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/gwiazdy-pulsujace-rytmie-serca-potwierdzone-nowych-badaniach-2574.html

Materiały popularno-naukowe w j.angielskim --> 
[4] https://astrobites.org/2014/08/27/whats-in-a-heartbeat/
[5] https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6659
[6] https://www.iflscience.com/space/astronomers-know-what-makes-heartbeat-stars-flutter/
[7] https://cosmosmagazine.com/space/whirling-dance-of-vibrating-heartbeat-stars
[8] http://keplerlightcurves.blogspot.com/2012/09/three-giant-heartbeats.html
[9] http://time.com/4670863/nasa-spitzer-telescope-star-heartbeat/

Gabriel,

dziękuje za poradnik zgłaszania nowych gwiazd zmiennych do VSX 

i gratuluję wyróżnienia AAVSO za pracę nad tym manualem:

Oryginalny PDF z AAVSO AWARD możesz pobrać tutaj (... zapewne już dawno to zrobiłeś  ):

https://www.aavso.org/sites/default/files/images/awards-murawski-special.pdf

Lista wszystkich wyróżnionych:

https://www.aavso.org/special-recognitions

Informacja na ten temat na stronie AAVSO:

https://www.aavso.org/congratulations-2018-aavso-award-recipients

Ciekawa idea, ale dość drogi jest ten dyfuzor z mikrosoczewkami od 193 nm to 10.6 µm ...

Póki co można spróbować alternatywnej metody, w której przed obiektyw teleskopu nakłada się znacznie tańszą  "siatkę ogrodniczą" o oczkach 1,5mm x 1,5mm i

uzyskuje się dla jasnych gwiazd dokładność nawet 0,0045 mag przy 150-sekundowej ekspozycji w kiepskich warunkach centrum miasta (... Poznania),

wykorzystując teleskop Orion 20cm F/4 z kamerą SBIG ST-8 na montażu Celestron CGE Pro. Efekt na rys. poniżej:

Od ponad 100 lat jest znana ww. metoda wykorzystania do fotometrii jasnych gwiazd zjawiska dyfrakcji (używali tego np. Kapteyn / Hertzprung).

Parę lat temu przetestowali ją we współczesnych realiach astronomowie z CAMKu (A. Schwarzenberg-Czerny) i UAM w Poznaniu (K.Kamiński i M.Zgórz) i ww. rysunek pochodzi z pracy ich autorstwa.

Autorzy wykonali przykładową fotometrię jasnej wizualnie podwójnej β Cephei (V≈3.2 mag). Jako gwiazdę porównania wykorzystali gwiazdę "Ref 2" 8.2V, a testową "Ref 1" 9.0V.

Szczegóły 2014AJ....147..158K :

Kamiński Krzysztof; Schwarzenberg-Czerny Aleksander; Zgórz Marika, "CCD Photometry of Bright Stars Using Objective Wire Mesh"
http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/147/6/158/pdf
lub
https://arxiv.org/pdf/1404.3440.pdf
 

Zaćmienie w potrójnym układzie b Per rozpoczęło się przedwczoraj, ale nieco później.
Wczoraj w nocy  (... a jednak pogoda dopisała!!!) rejestrowałem przez 8 godz. spadek jasności do ok.5,7V, ale tych danych jeszcze nie opracowałem.

Poniżej podałem porównanie dotychczasowych obserwacji z bazy AAVSO vs prognoza D.F.Collinsa.
Dzisiaj jasność powinna wahać w zakresie 4,6 - 4,8 mag (JD...1444,5 to godz. 1:00 dzisiaj w nocy).

Zaćmienie b Per chyba się rozpoczęło ...

PO-GO-DY !!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

Zaćmienie b Persei zbliża się wielkimi krokami - najprawdopodobniej rozpocznie się 20 listopada i będzie wyglądało jakoś tak:

Na razie obserwujemy zmienność elipsoidalną :

A poza tym ...

9 godzin temu, Bellatrix napisał:

Ona jest typu widmowego F. Czyli powstała w podobnym czasie, ale pewnie była mniej masywna i dłużej ewoluuje i stąd ta różnica?..

No,no,no ... 
HD 162826 jest bardziej masywna niż Słońce i tym samym szybciej niż Słońce odejdzie od Ciągu Głównego i "skończy" jak biały karzeł. HD 162826, gdy powstała miała praktycznie taką samą masę jak obecnie, czyli 1,15Mo (typ widmowy F8V). Utrata masy w wyniku wypromieniowania fotonów i korpuskuł jest zaniedbywalna w skali ewolucji takich gwiazd (np. masa Słonca 2x10exp(33) gram = 2x10x(27) ton vs wypromieniowanie 4 mln ton/sek w postaci fotonów).

HD 162826 jest "rodzeństwem" Słońca w tym sensie, że najprawdopodobniej powstała z tego samego obłoku materii co Słońce ponad 20 lat galaktycznych temu - argumenty za: skład chemiczny zgodny ze słonecznym - w tym rzadkie pierwiastki jak Bar, Itr, a także analiza historii ewolucji orbit tych gwiazd w Galaktyce. Z pierwotnego obłoku materii powstała najprawdopodobniej otwarta gromada gwiazdowa z naszym Słońcem. W tej gromadzie gwiazdowej z "rodzeństwem" słonecznym  był cały przekrój statystyczny mas gwiazdowych. 

W SA z 2009 jest wizja artystyczna jak mogło wyglądać ziemskie niebo (... Ziemia powstała kilkadziesiąt mln lat po Słońcu), gdy jeszcze byliśmy w tej gromadzie gwiazdowej z rodzeństwem naszego Słońca (1-10 tys? braci i sióstr) ...

Ten widok jest może zbyt optymistyczny (... już woda na Ziemi, tak jak dzisiaj?), ale niebo mogło wyglądać jakoś tak.

Szczegóły pod odnośnikiem:
https://physics.ucf.edu/~britt/AST2002/R4-Zwart-Syblings of the Sun.pdf

W artykule w SA podano, że po 27 obrotach wokół centrum Galaktyki rodzeństwo Słońca jest rozciągnięte w strumieniu gwiazdowym na kilkadziesiąt tysięcy lat świetlnych i tylko kilka procent (moje szacunki 50-500 ?) znajduje się w pobliżu Słońca w odległości ~300 lat świetlnych.

Zapuściłem małego Google'a Ostatnio trochę się pisze o poszukiwaniach rodzeństwa słonecznego:

https://arxiv.org/pdf/0903.0237.pdf

https://arxiv.org/pdf/1411.5938.pdf

Nawet praca magisterska (2016):
http://home.strw.leidenuniv.nl/~cmartinez/Thesis.pdf

I Wikipedia:
https://en.wikipedia.org/wiki/HD_162826

Fajny materiał o gwiazdach z parametrami fizycznymi zbliżonymi do Słońca. Dziękuję.

I mała ciekawostka ...

Podobno w świecie gwiazd, w przeciwieństwie do ludzi - pojęcie słonecznego rodzeństwa (ang.solar siblings) nie jest tożsame z pojęciem słonecznych bliźniaków (ang.solar twins). Jeżeli to jest prawda to jedyną znaną "siostrą" Słońca (... prawdopodobnie) jest HD 162826 , a ww. to są "bliźniaczki".

Szczegóły można znaleźć np. pod poniższym odnośnikiem:

Około 20-21 listopada 2018r. rozpocznie się kolejne potrójne zaćmienie b Persei - szczegóły w alercie AAVSO nr 655:
https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-655
i wątku dyskusyjnych AAVSO:
https://www.aavso.org/november-2018-b-per-campaign

Historię obserwacji dotychczasowych zaćmień widać na rysunku poniżej:

Zaćmienia wtórne (tranzyt AB na tle C)                                                                                           Zaćmienia główne (tranzyt C na tle AB)

Samo zaćmienie potrwa około 2-3 dni. Jednak potrzebne są obserwacje fotometryczne tydzień przed i tydzień po zaćmieniu za pomocą aparatów cyfrowych lub zestawów z kamerami CCD / CMOS. Wymagane jest wykonanie najprostszej standaryzowanej fotometrii różnicowej b Persei ze zdjęć uzyskanych aparatem cyfrowym z wyseparowanymi pikselami w kolorze zielonym (TG) lub z monochromatycznej kamery CCD / CMOS ze standardowym filtrem astronomicznym Johnson-V. Aby wykonać fotometrię różnicową b Per na każdym zdjęciu skorygowanym o efekty instrumentalne należy:
    • zmierzyć jasność instrumentalną trzech gwiazd (gwiazda porównania HIP 20156, zmienna b Per, testowa np. HIP 20370),
    • obliczyć różnice jasności gwiazdy testowej i zmiennej względem gwiazdy porównania,
    • dodać jasność katalogową gwiazdy porównania (V = 5,456 mag) do obliczonych różnic.
Wyniki obserwacji (jasność b Per i gwiazdy testowej) należy zaraportować w bazie AAVSO i polskiej bazie obserwacji gwiazd zmiennych.

Więcej informacji o układzie b Persei AB-C można znaleźć w mini-monografiach opublikowanych w Proximie nr 31:
http://www.proxima.org.pl/index.php/download-biuletyn-proxima-menu

jak również w najnowszej Uranii 5/2018:
http://www.urania.edu.pl/urania/urania-nr-5-2018.html

Ogólnie o fotometrii lustrzankowej (DSLR) i w szczególności o fotometrii b Persei można poczytać i praktycznie poćwiczyć na podstawie materiałów dostępnych na portalu Proxima pod odnośnikiem:
http://www.proxima.org.pl/index.php/item/84-materialy-do-fotometrii-lustrzankowej-dslr-w-jezyku-polskim

Jak zwykle zachęcam do obserwacji DSLR (barwa T-G)  i CCD (barwa Johnson-V) kolejnego zaćmienia tym razem wtórnego (tranzyt AB na tle C) ...

W ostatniej Proximie nr 31 ukazał się praktyczny poradnik obserwacyjny b Persei w wykorzystaniem zwykłych aparatów cyfrowych, który można pobrać wraz z Proximą nr 31 pod poniższym odnośnikiem.

http://www.proxima.org.pl/in…/download-biuletyn-proxima-menu

Plany budowy MCN (Morskie Centrum Nauki) i planetarium coraz bardziej się konkretyzują.

Ostatnio zebrałem informacje na temat planetarium przy MCN oraz historii i najnowszej technologii "planetaryjnej" - szczegóły w załączonym PDF'ie. 

MCN powstanie około roku 2020-2021, a pierwszy seans rok/dwa w planetarium później?

Nowoczesne_Planetaria.pdf

Na stronie planetarium EC1 jest fotka z najprawdopodobniej (?) z obłokami srebrzystymi zaobserwowanymi w dn. 10 maja 2018r:

http://www.planetariumec1.pl/system/files/ec1_medialib/2018/06/obloki-srebrzyste.jpg
>>>Obłoki srebrzyste przykrywające gwiazdozbiór Woźnicy. Najjaśniejsza widoczna gwiazda to Capella.
Zdjęcie wykonano 10.05.2018 r. aparatem Nikon D5300 - ISO 800, ekspozycja 2s, obiektyw szerokokątny.<<<

Poniżej podałem link odnośnik do artykułu z ww. fotką:
http://www.planetariumec1.pl/aktualności/czerwcowe-niebo-nad-łodzią

Z kolei w dn. 6 maja br też coś podobnego widziałem na pn od Szczecina w godz. 22:15-23 co przeszkadzało mi w robieniu fotometrii N2018Per (opisałem to w swoim statusie z tego dnia). Widziałem srebrzyste chmurki na granicy poświaty słonecznej maksymalnie na wysokości 15-20 stopni nad horyzontem na tle gwiazdozbioru Perseusza i stopniowo obniżały się o kilka stopni w obie strony ku Woźnicy i ku Kasjopei. Nie zrobiłem fotki, bo aparat miałem zajęty fotometrią ...

Tymczasem w tym wątku czytam, że pierwsze w tym roku obłoki srebrzyste zaobserwowano około 23 maja w okolicach bieguna, 31 maja - w Danii, 6(?) - 10 maja - w Polsce?
To jak to jest ...
Czy w bieżącym roku w Polsce zaobserwowane obłoki srebrzyste około 10 maja, czy też nie?
 

Zakończyłem sezon obserwacyjny na gwiazdę nową N2018 Persei, opracowałem wszystkie obserwacje i opublikowałem w bazie AAVSO. Nowa V392 Per wyszła z zasięgu mojego sprzętu "lustrzankowego" i poza tym nie robi się fotometrii, gdy obiekt jest ok. 10 stopni nad horyzontem. Teraz gwiazda dołuje nisko na pn horyzontem. Dlatego trudno ją obserwować technikami "elektrycznymi". Można ew. próbować wyznaczać jasność wizualnie przez teleskop (jasność vis ok. 12 mag).

Poniżej załączyłem krzywa blasku N2018 Per / V392 Per tylko z polskich obserwacji zawartych w bazie AAVSO.

Kilka ciekawych "new-sów" z obserwacji N 2018 Per ...

1. Daniel Dejean zamieścił na forum ARAS rysunek ze średnimi dziennymi wartościami jasnościami wizualnymi z bazy AAVSO (niebieskie kółka) i ekstrapolację tychże wartości .

2. Ciekawą identyfikację widma V392 Per okolicy H-alfa (spektrograf LHires III + C8, rozdzielczość R=19375) opublikował na forum ARAS Michel Verlinden - same absorpcje H2O, czyżby padało jak robił to widmo?

3. Pojawiła się zaktualizowana mapka okolic N 2018 Per ze znacznie słabszymi gwiazdami porównania aż do 14,4 mag. Będzie można ją obserwować aż do powrotu do jasności minimalnej sprzed wybuchu (... a może to potrwać nawet kilkaset lat o ile model hibernacyjny nowych jest słuszny)

4. Do tej pory zrobiłem trzy sesje obserwacyjne N 2018 Per - fotometria lustrzankowa we wszystkich 3 barwach (TG, TB, TR). Tym razem była to fotometria z gatunku ekstremalnych (masa powietrzna 2-2,5), gdzie nie należy spodziewać wysokich dokładności. Niestety obiekt jest nisko (20-30 stopni) nad horyzontem. Puryści fotometryczni odpuściliby takie obserwacje!
Miałem nadzieję, że skoro tak szybko spada jasność nowej 0,4-0,5 mag uda się złapać ten spadek jasności 1-2-godzinnej sesji obserwacyjnej (0,5/24 = 0,02 mag/godz). 
Na razie opracowałem obserwacje z 3 maja br i dokładność tych wyznaczeń nie jest wystarczająca . Na rysunku poniżej są średnie wartości z 5 zdjęć, przy czym każde było naświetlane przez 30 sekund. 

Gratulacje, piękne widmo. W H-alfa już nie widać profilu P-Cygni, ale jeszcze jest wyraźny w H-beta (lambda lab.=4861A).

Powinieneś to skalibrować i ew. wrzucić do bazy ARAS. Już jest tam kilka widm pod odnośnikiem:

http://www.astrosurf.com/aras/Aras_DataBase/Novae/2018_NovaPer2018.htm

Na ogół to są widma w nieco lepszej rozdzielczości względnej R=600, bo uzyskane spektrografem Aply 600.

Na forum ARAS jest pokazana ewolucja w czasie widma tej nowej w R=600 (http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=5&t=2015&start=20#p10614).

Widać tutaj dwa "pikusie" w H-alfa. W Twoim widmie też można się tych struktur doszukiwać.