Rybi

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.

Czyżby nowa karłowata V392 Persei obudziła się z hibernacji jako nowa klasyczna ? W ostatnich dniach jasność nowej karłowatej V392 Persei wzrosła aż około 10 mag (od 16 do ok. 6mag). Zwykle dla tego typu kataklizmicznych układów podwójnych jasność wzrasta o kilka magnitudo. Przyczyną pojaśnienia są niestabilności w dysku akrecyjnym wokół białego karła. Ale wzrost jasności aż o 10 mag może wskazywać, że na powierzchni białego karła nastąpił wybuch termojądrowy. Czyżby V392 Per wybuchła jako klasyczna nowa? Nowa Persei 2018 - już takie oznaczenia pojawiły się w VSX. Potwierdzałoby to hipotezę [2] M.Shary ze współpracownikami z 1986r. Ostatnio "nasi astronomowie" z UW zaobserwowali takie unikalne zjawisko dla Nova Centauri 2013 (V1213 Cen). Wyniki tych analiz opublikowali w Nature vol.537, str.649–651 (29 września 2016)(wersja darmowa ArXiv [3]): >>> Hipoteza hibernacyjna przewiduje, że wybuchy nowych są silnie zdeterminowane przez tempo transferu masy w układzie podwójnym, które utrzymuje się na wysokim poziomie przez stulecia od wybuchu nowej. Następnie tempo transferu masy powinno się znacznie zmniejszyć przez kolejne tysiące lat do miliona lat - zapoczątkowując fazę hibernacji.Po tym czasie nowa znowu się budzi i akrecja wraca do poziomu sprzed wybuchu - prowadząc do kolejego wybuchu nowej. Model hibernacyjny przewiduje okresową ewolucję układów kataklizmicznych przez fazy dużego i małego tempa transferu masy. Ta teoria zyskała pewne wsparcie po odkryciu starożytnych otoczek wokół nowych karłowatych Z Camelopardalis i AT Cancri, ale nie było bezpośrednich dowodów na znaczną zmianę tempa transferu masy przed, w czasie i po wybuchu nowej. W niniejszej publikacji [3] przedstawiono wyniki długookresowych obserwacji klasycznej nowej V1213 Cen (Nova Centauri 2009) w fazach przed i po wybuchu nowej<<< Prędkość ekspansji otoczki V392 Per jak u klasycznych nowych ... Warunki do obserwacji nie są najlepsze. Teraz z wieczora V392 Per jest widoczna zaledwie ok. 30 stopni nad pn-zach horyzontem i powoli się zniża, by około godz. 3 "dołować" na wysokości kilkunastu stopni na kierunku pn. Mimo tych trudności warto obserwować ten układ kataklizmiczny (fotometria wizualna, DSLR/CCD, spektroskopia). Może to być drugi taki przypadek od czasu niewidocznej u nas Nova Centauri 2013 Znalezione materiały w Internecie na temat V392 Persei: [1] Telegram IAU nr 11558 "Optical Spectroscopy of TCP J04432130+4721280 (V392 Per) Confirms a Nova Eruption" - http://www.astronomerstelegram.org/?read=11588 [2] Michael Shara et al. 1986, "Do novae hibernate during most of the millenia between eruptions? Links between dwarf and classical novae, and implications for the space densities and evolution of cataclysmic binaries"- http://adsabs.harvard.edu/abs/1986ApJ...311..163S [3] Przemek Mróz et.al., 2016, Nature vol.537, str.649–651, "The awakening of a classical nova from hibernation" - https://arxiv.org/pdf/1608.04753.pdf [4] Alert AAVSO nr 633 - https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-633 [5] Wątek AAVSO o V392 Per - https://www.aavso.org/tcp-j044321304721280-v392-nova-eruption-62-mag-0 [6] Wątek ARAS poświęcony spektroskopii V392 Per - http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=5&t=2015 [7] Nowa w Perseuszu - http://www.popastro.com/main_spa1/blog/2018/04/30/nova-in-perseus/

Zawracam uwagę, że we Wszechświecie ruch w przestrzeni nie może się odbywać z prędkością większą niż "c" (STW). Jednak nie dotyczy to ekspansji Wszechświata, która w-g OTW (...najbardziej prawdopodobny model Wszechświata) przy odległości z~1000 może dochodzić nawet do 3c, a przy z>~1-1,5 jest większa od c. Więcej informacji na ten temat można znaleźć również pod poniższym odnośnikiem: https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/6909-pogromcy-astromitów/&tab=comments#comment-121481

Pisałem o tym trochę na "sąsiednim forum" w wątku pogromców astro-mitów... Raczej nie jest prawdą, że biały karzeł akreujący materię z towarzysza wybucha jako supernowa Ia dopiero po przekroczeniu masy Chandrasekhara (ścieżka SN Ia w układzie podwójnym z jednym zdegenerowanym składnikiem). Tzn. większość astronomów skłania się ku poglądowi, że w modelu klasycznym/standardowym supernowej SN Ia (20% liczby wszystkich SN Ia), biały karzeł nigdy nie osiąga masy Chandrasekhara, bo wtedy nastąpiłby kolaps do gwiazdy neutronowej. Mielibyśmy wybuch supernowej taki, jak dla gwiazd masywnych (M>8-10Mo), czyli zapaść/kolaps jądra gwiazdy po przekroczeniu masy Chandrasekhara. Przy tym wydzieliłoby się 300 B (energia wiązania grawitacyjnego gwiazdy neutronowej) zamiast 1 B (energia termojądrowa wybuchu białego karła), gdzie 1 B = 10exp51 ergów - naturalna jednostka energii dla wybuchów supernowych. Po wybuchu SN Ia nie tworzy się gwiazda neutronowa - pozostaje tylko "rozpylona" chmura materii mniej więcej sferycznie symetryczna / raczej nic kompaktowego (np. pozostałości po SN1572 / SN T.Brahe - nawet parę lat temu odkryto nawet towarzysza białego karła w tym układzie podwójnym). Ewentualnie może to być hipotetyczna "gwiazda-zombie", czyli nie do końca rozerwany biały karzeł - przy wybuchach typu Iax.

Nie wiem czy dobrze rozumiem temat? Potrzebna jest lampa kalibracyjna do spektrografu? Na sąsiednim forum @jolo kompletuje części do ATM-owego spektrografu i tutaj był poruszany temat atm-owych sposobów uzyskania widma kalibracyjnego (... nawet za <10 zł).

Pojawił się ciekawy artykuł - symulacja grupy kilkudziesięciu autorów pt. "The WFIRST Exoplanet Microlensing Survey" o tym jakie egzoplanety będzie mógł odkryć WFIRST w otoczeniu gwiazd (obszar zaznaczony na niebiesko). Będzie możliwe nawet wykrycie Ganimedesa?

Nie mogłem oprzeć się pokusie, aby "polecieć" na skraj Wielkiego Bąbla do gwiazdy Mirzam ... W tym celu użyłem symulatora Wszechświata - Celestia 1.6.1-Ed (W tym wątku na AP opisałem również niebo widoczne z Celestii pod innymi gwiazdami). Nie musiałem się martwić, że położenia gwiazd się zmienią w związku z ruchami własnymi, ponieważ Celestia umożliwia natychmiastowe przemieszczenie się do wybranego obiektu. Przy tym należy brać pod uwagę, że w Celestii 161-Ed odległości gwiazd są wzięte z katalogu Hipparcha - wersja z 1997r. i nie jest uwzględniona ekstynkcja międzygwiazdowa. 1. Gwiazdozbiór Oriona pod niebem Mirzam. Najjaśniejsze siedem gwiazd Oriona znanych z naszego nieba, pod niebem Mirzam jest nawet jaśniejsza, np. Rigel -1,6 vs +0,2 mag, Belegeuza -0,97 vs +0,5 mag., Saiph -0,2 vs 2,0 mag, pas Oriona: Alnitak 0,1 vs 1,7 mag, Alnilam 0,8 vs 1,7 mag, Mintaka 0,9 vs 2,2 mag. @Bellatrix - niestety Bellatrix jest o pół magnitudo słabsza (patrz rys.poniżej) 2,15 vs 1,6mag! Pod niebem Mirzam do Bellatrix jest nieco dalej niż pod naszym. Siedem gwiazd Oriona jest rozrzucona po całym tamtejszym niebem. Na poniższym zrzucie ekranowym z Celestii musiałem użyć bardzo zniekształcającego FOV aż 120 stopni, aby zmieścić w kadrze. Ta jasna gwiazda to Mirzam z odległości ok. 60 j.a. / 500s x 60 = 30 tys. sek świetlnych = 8,3 godz. świetlnej i średnicy obserwowanej tarczy 4,5' (wtedy ma jasność obserwowaną porównywalną ze Słońcem). 2. Słońce i "Trójkąt Letni" pod niebem Mirzam. Pod niebem Mirzam z "naszego" Trójkąta Letniego pozostał w miarę widoczny tylko Deneb (1,5 vs 1,25 mag). Pozostałe gwiazdy Wega i Altair nie są widoczne gołym okiem. Nie są one jaśniejsze niż odpowiednio 6,6 / 8,2 mag. Znajdują się w odległości zaledwie pół stopnia od siebie. Nasze Słońce nie jest jaśniejsze niż 10,8 mag i znajduje się na tamtejszym niebie kilkadziesiąt minut od Syriusza (7,4 mag) i Procjona (8,5 mag) i mniej niż pół stopnia od Wegi i Altaira.

Nie chcę tutaj dalej kontynuować wątku o Lokalnym Bąblu, bo głównym tematem jest Beta Canis Majoris. Wspomnę tylko, że średnio w ośrodku międzygwiazdowym w objętości kubka od kawy znajduje się około 500 atomów wodoru, natomiast w Lokalnym Bąblu - tylko 1 atom lub mniej (i średnia temperatura 200 x większa od temperatury powierzchni Słońca). Więcej informacji w j.ang. na ten temat: [1] http://cse.ssl.berkeley.edu/chips_epo/chips.pdf [2] http://www.solstation.com/x-objects/chimney.htm

Warto również wspomnieć, że najprawdopodobniej Beta Canis Majoris znajduje się na skraju Lokalnego Bąbla (środowisko międzygwiazdowe o obniżonej gęstości) rozciągającego się na kilkaset lat świetlnych wewnątrz Ramienia Oriona, gdzie się znajdujemy razem ze Słońcem. Poniżej wizja artystyczna tego bąbla w Wikipedii:

Z dyfrakcyjnych siatek transmisyjnych takich jak Star Analysers 100 / 200 uzyskuje się zwykle małą rozdzielczość względną widm R = λ/Δλ~100 / 200. Ale R można zwiększyć nawet do R~3000 (przy H-alfa) dla jasnych gwiazd. W czasopiśmie elekronicznym Spektrum nr 51 jest artykuł na ten temat Uwe Zurmühl'a pt. "Transmission Gratings – Resolution Optimization for Convergent Beam Setups" (str.10-18, w j. ang.) Zgodnie z teorią, gdy równoległy promień światła pada na siatkę dyfrakcyjną, to względną rozdzielczość R dla widma 1-go rzędu można obliczyć jako liczbę linii oświetlonych przez ten równoległy promień. Ponieważ średnica SA100 / SA200 wyknosi ~24 mm więc maksymalna teoretyczna rozdzielczość wynosi dla nich odpowiednio R~2400/4800. W praktyce jest ona nieco mniejsza. Uwe Zurmühl w tym artykule podał przykład konfiguracji sprzętowej pokazanej na poniższych fotkach- od lewej: a) grism (siatka dyfrakcyjna + pryzmatem) SA200 + pryzmat 4° Thorlabs z przysłoną 16mm, b ) grism z pkt a) połączony pierścieniami dystansowymi z kamerą CCD ATIC, c) zestaw z pkt b ) podłączony do refraktorka APO ED 60/330mm Przykładowe widmo Wegi uzyskane tym zestawem sprzętowym naświetlane łącznie 5 minut (dyspersja wynosi 1,45 Å/ piksel, a rozdzielczość ~3Å, R~6000/3~2000) :

Kilka przykładów ... Np. tutaj można znaleźć podsumowanie sprzed kilku lat możliwości współpracy "pro-am" (professionals-amateurs) w zakresie spektroskopii. Niestety jest to kosztowne zajęcie dla miłośników astronomii. Z ww. PDF'a "wyciąłem" slajd poświęcony możliwościom obserwacyjnym spektrografów dostępnych dla "amatorów": Jest strona internetowa ARAS (Astronomical Ring for Access to Spectroscopy. An initiative dedicated to promotion of amateur astronomical spectroscopy and pro/am collaborations), gdzie są prowadzone spektroskopowe kampanie obserwacyjne obiektów astrofizycznych i można pobrać wersje cyfrowe widm z bazy danych. Niemcy od ponad 20 lat wydają internetowy biuletyn poświęcony spektroskopii w j. angielskim i niemieckim pt. Spektrum (ISSN 2363-5894).

Warto wspomnieć, że SA200 jest zoptymalizowane pod kątem wykorzystania w kołach filtrowych (całkowita wysokość: SA200 -7,7mm vs SA100 - 11,2mm). Koła filtrowe na ogół montuje się jak najbliżej matrycy aby zminimalizować winietowanie w astrofotografii. Przy tej samej odległości od matrycy widmo wykonane za pomocą SA200 jest 2x dłuższe i posiada 2x większą rozdzielczość. Przykład odnośnie rozdzielczości można znaleźć na stronie internetowej angielskiego pasjonata spektroskopii Robina Leadbeater'a. Poniżej załączyłem rysunek z tej strony z widmami P Cygni zrobionymi przez Robina teleskopem SCT o aperturze 280mm F/10. W kole filtrowym SA100 było umieszczone w odległości 30 i 60 mm (czerwony/zielony wykres), a SA200 - 30mm (niebieski wykres) od matrycy kamery CCD (ATIK ATK314L+ --> 1390 x 1038 x 6.45um piksele).

Wygląda na to, że obecne zaćmienie b Persei będzie płytsze i szersze ?

Próbuję obserwować zaćmienia b Persei od ok. 5 lat, ale tak dobrej pogody podczas zaćmień tego układu jeszcze nie miałem! Wczoraj, mniej więcej na początku dn. 12 lutego 2018r. (czas UT) rozpoczęło się zaćmienie główne w potrójnym układzie b Persei. Wygląda na to, że obecne zaćmienie główne będzie miało zupełnie inny kształt krzywej blasku niż poprzednie w marcu 2016r. Wtedy nastąpił gwałtowny spadek jasności aż o 0,3 mag i głębokie dno, a teraz widać tylko jakieś esy-floresy ok. 0,15 mag. Zachęcam do obserwacji!!! Również obserwuję - ostatniej nocy od godz. 18 do 1 UT (z przerwami pomiędzy chmurami), ale obserwacji jeszcze nie raportowałem do bazy AAVSO.

Rozpoczęło się zaćmienie główne w potrójnym układzie b Persei - szczegóły "ogólnoświatowej " akcji obserwacyjnej można znaleźć pod poniższym odnośnikiem: https://www.aavso.org/comment/58500#comment-58500 Zachęcam do obserwacji - szczególnie przez najbliższe 2-3 noce!!! Ja też obserwuję ...

Zimą dla b Persei są najlepsze warunki obserwacyjne, tylko niestety cały czas u nas są chmury. Można obserwować przez całą noc - ...naście godzin, co jest bardzo istotnej podczas ~3-4 dniowej fazy zaćmienia. Z powodu specyficznego okresu orbitalnego ~704 dni kolejne zaćmienia b Persei "opóźniają się" o ~1 miesiąc, a dokładniej ~26 dni (2 x 365 dni = 730 dni - 704 dni). Pierwsze obserwowane zaćmienie wtórne b Persei (tranzyt składników A+B na tle C) nastąpiło około 8 lutego 2013r., następne - około 13 stycznia 2015r., ostatnie - około 16 grudnia 2016r. następne w przyszłości - listopad 2018r., październik 2020r., wrzesień 2022r., ... Pierwsze obserwowane zaćmienie główne b Persei (tranzyt składnika C na tle A+B) nastąpiło około 9 marca 2016r., następne/najbliższe - około 12 lutego 2018r., kolejne w przeszłości - styczeń 2020r., grudzień 2021r., ... Nie do końca jest jasne, które zaćmienie w układzie b Persei jest główne, a które wtórne. Przyjmuje się, że składniki A+B są odpowiednio typu widmowego "A2V" oraz "F", a składnik C - również typu "F". W widmie obserwuje się tylko linie absorpcyjne najjaśniejszego składnika A2V! Po obserwacjach zaćmienia w marcu 2016r. wydaje się, że właśnie to zaćmienie powinno być główne gdyż: 1. jest ono znacznie głębsze niż inne dotychczas zaobserwowane: ~0,35 vs ~0,15 mag; w zaćmieniu głównym jest spodziewany tranzyt ciemnego składnika C (Sp~"F") na tle jasnego A (Sp~"A2V"); 2. potwierdza to zachowanie się jedynych obserwowanych linii widmowych jasnego składnika ~A2V (obserwacje A. Miroshnichenko z jesieni 2016r. i zimy 2017r. - obserwacje trwają ...).

Zbliża się kolejne zaćmienie w jasnym (4,57V) układzie potrójnym b Persei, gdzie raz na ~704 dni składnik "C" przechodzi przed lub za podwójnym układem elipsoidalnie zmiennym "A+B" o okresie ~1,5 dnia. Zgodnie z efemerydą w dn.12 lutego 2018 r. powinno nastąpić zaćmienie główne (tranzyt C na tle składników B+C). "Gwiazdka" jest przyjemna do obserwacji. Nie trzeba robić wyszukanych transformacji - (B-V) tylko 0,054 mag. Wystarczy ciągła fotometrią DSLR/CCD w okresie od 5 do 19 lutego 2018 r. (tydzień przed i tydzień po zaćmieniu). Istotne jest, aby wykonać serię ciągłych obserwacji fotometrycznych (... 1-2 godziny) do celów kalibracyjnych w tygodniu przed zaćmieniem (lub po zaćmieniu). A w czasie zaćmienia (12 lutego 2018r +- 2 dni) robić "do upadłego" fotometrię b Persei (np. w grudniu 2016. przez 10 godzin w sposób ciągły obserwowałem fazę zaćmienia - tylko wtedy w mojej okolicy pogoda zgrała się z zaćmieniem w ciągu ostatnich 5 lat!). Przy fotometrii DSLR należy raportować obserwacje jako obserwacje standaryzowane TG lub po uwzględnieniu współczynnika transformacji TG -> Johnson-V jako "V". Będzie tutaj minimalna poprawka transformacyjna, bo pomiędzy gwiazdą porównania i zmienną jest różnica B-V ~0,2 mag. Dla mojej lustrzanki współczynnik transformacji TG->Johnson-V ostatnio wynosił -0,1486 co daje poprawkę pomiędzy TG i V około 0,03 mag (-0,1486 * 0,2). Gwiazdy porównania i testowa może być analogiczna jak podczas obserwacji poprzednich zaćmień. Gwiazda porównania HIP 20156 = SAO 39457 = HR 1330 = HD 27084 (gwiazda z etykietką '55' na dojściach AAVSO): 5,456V, B-V=0,219mag Gwiazda testowa np. HIP 20370 = SAO 39484: 7,110V, B-V= 1,320 mag - o ile zestaw obserwacyjny posiada pole widzenia około stopnia. Ale jako gwiazda testowa może być wykorzystana każda inna gwiazda w polu widzenia setupu z listy zalecanej przez AAVSO. Mapka okolicy b Persei z wczesniejszych wpisów w tym wątku: Zachęcam do obserwacji ... Marzec 2016r. - ostatnie i jedyne obserwowane zaćmienie główne w układzie b Persei (tranzyt C na tle składników B+C). Podobnej krzywej blasku należy spodziewać się tym razem. Grudzień 2016r. - ostatnie obserwowane zaćmienie wtórne w układzie b Persei (tranzyt składników A+B na tle C) Materiały źródłowe: [1] Alert AAVSO nr 610 - Anticipated primary eclipse of b Persei by the third star. [2] Wątek na forum dyskusyjnym AAVSO - February 2018 b Per observing campaign. [3] Wątek na forum dyskusyjnym AAVSO dot. spektroskopii - February 2018 b Per observing campaign - Spectroscopy

Może coś się wydarzy za 700 tysięcy lat jak Hamal będzie najbliżej Oriona ...

Moim zdaniem mieszasz ruchy własne gwiazd z precesją osi ziemskiej, której okres wynosi około 26 tys. lat --> https://pl.wikipedia.org/wiki/Precesja Jak napisał Szuu, ustawienie się Syriusza względem gwiazd Oriona jest jednorazowym zdarzeniem - przypadkowe spotkanie gwiazd! Wszystkie gwiazdy z okolic Słońca uczestniczą w ruchu ramion spiralnych naszej Galaktyki - Drogi Mlecznej. Względem siebie przesuwają się w tym strumieniu gwiezdnym w odległości około 20 tys. lat świetlnych od centrum Drogi Mlecznej, okrążając centrum Drogi Mlecznej w ciągu około 200 mln lat. Droga Mleczna liczy kilkaset miliardów gwiazd. A w ciągu najbliższych parunastu (?) milionów lat Syriusz przestanie być "świetlisty", w ciągu <1 mln Betelgeuza skończy jako supernowa, ...

Trochę pomogę zainteresowanemu, ponieważ ostatnio też "kręcą mnie" podobne tematy ... Tutaj masz Syriusza "na oko" ustawionego w jednej linii z gwiazdami pasa Oriona. Nie będę się bawił w trygonometrię sferyczną, aby tą linię ustalić dokładnie - będzie to ze 20 -18 tys. lat przez Chrystusem. W każdym razie Syriusz (... a tuż za nim Procjon - kilkadziesiąt tysięcy lat później ) mknie niczym "kometa" naszym po niebie względem Oriona. Klawisze sterujące: P - pauza/kontynuacja, L- pokaż/ukryj nazwy własne gwiazd, R- upływ czasu do przodu/do tyłu, Q - generuj link do symulacji, H- pokaż/ukryj identyfikatory gwiazd z katalogu Hipparcha, M - pokaż/ ukryj przyciski kontrolne. Tutaj można znaleźć więcej symulacji ruchów własnych gwiazd. Prawdę mówiąc bardziej od ziemskiego nieba lubię oglądać gwiazdy pod innymi słońcami. Takie "fiction" z dużą ilością "science" Do tego celu nadaje się np. symulator Wszechświata Celestia, ale Celestia nie uwzględnia ruchów własnych gwiazd w przestrzeni! Możesz w oka mgnieniu przenieść się pod niebo wybranej gwiazdy - i t.j. "fiction". Ale samo rozmieszczenie gwiazd w przestrzeni jest wzięte z katalogów astronomicznych. Im bliżej od Słońca, tym rozkład gwiazd jest wiarygodniejszy. Np. pod niebem Proximy Centauri "w dzisiejszych czasach" Syriusz spotyka się na niebie z Betelgeuzą. Trochę o możliwościach Celestii pisałem w następującym wątku na AP: https://astropolis.pl/topic/61073-celestia-najpiękniejszy-symulator-wszechświata/

Przy końcu 2017 roku niebo było na tyle przekonujące, że wyciągnąłem mój zestaw do fotometrii lustrzankowej i zrobiłem podejście do standaryzowanej fotometrii CE Tau i V960 Tau jednocześnie w trzech kolorach TG,TB i TR. W bieżącym roku tylko 7 stycznia było pogodne niebo w mojej okolicy i tej nocy po raz trzeci fociłem okolice CE Tau. Zresztą tej pierwszej pogodnej nocy w 2018r. kolega forumowy Jarosław (vel. Esku1RES) odkrył pierwszą supernową w tym roku - SN2018bi. Natomiast ja przy okazji fotometrii CE Tau na skraju pola widzenia złapałem asteriodę o średenicy ok.140km i nazwie Massalia, która mijała własnie gwiazdę 109 Tau. Był to obiekt o jasności ok. 8,9 mag w barwie V (na fotkach kierunek N - w lewo, W - do góry). Do różnicowej fotometrii standaryzowanej wybrałem bardzo czerwoną gwiazdę porównania "58" dla CE Tau i bardzo niebieską "54" - dla V960 Tau. Zresztą do końca nie jestem przekonany czy to jest najlepsze rozwiązanie. Poniżej załączyłem listę gwiazd, których jasności mierzyłem, aby wykorzystać jako gwiazdy porównania ("comp") albo testowe ("check"). Niektórzy obserwatorzy wrzucili do bazy AAVSO uśrednione jasności z kilku gwiazd porównania ("ensemble photometry"), ale tylko dla pikseli lustrzankowych TG, które przetransformowali do standardowych jasności astronomicznych w filtrze Johnson-V (tylko ta barwa prawdopodobnie nadaje do transformacji dla tak patologicznie czerwonej gwiazdy jak CE Tau). Aktualnie staram się wyjaśnić wątpliwości na forum AAVSO. Do bazy AAVSO wrzuciłem obserwacje TB,TG,TR dla obu gwiazd, tzn. CE Tau i V960 Tau, bazując na pojedynczych gwiazdach porównania odpowiednio "58" i "54". Poniżej załączyłem krzywe blasku CE Tau i V960 Tau uzyskane w AAVSO LCG (light curve generator), gdzie moje obserwacje (kod obserwatora BRIA) są oznaczone "+". W zależności od koloru użytej przez obserwatora gwiazdy porównania występują tutaj różnice jasności aż do 0,9 mag na ten sam moment dla CE Tau/ V960 Tau. Generalnie jasności lustrzankowe TB i TR nie transformuje się do standardowych jasności B,Rc dla tak czerwonej gwiazdy jak CE Tau (zupełnie nie podobne do siebie krzywe czulości filtrów!). W fotometrii obowiązuje zasada, aby dobierać gwiazdy porównania o podobnych barwach jak gwiazdy zmienne. Jak już wcześniej wspominałem, staram się ten temat wyjaśnić na forum AAVSO.

Bardzo sensowna idea dla astro-amatorów! Sam spektrograf Alphy 600 też nie kosztuje krocie -- w wersji podstawowej coś ok. 3 tys. PLN. To taniej niż kamery CCD, a nawet niewiele drożej od filtrów do astronomicznej fotometrii CCD (np. B,V,Rc). Piszę o tym, bo podczas akcji obserwacyjnej jasnej nowej w Delfinie kilka lat temu, francuski astro-amator Buil robił fotometrię B,V,Rc tej nowej za pomocą Alphy 600 - wycinając programistycznie linie emisyjne w widmach zrobionych Alphy 600 i traktując te widma syntetycznymi filtrami B,V,Rc (... można również symulować inne filtry fotometryczne, np. sloanowskie ). Takie podejście daje jasności nowej w różnych filtrach na poziomie widma ciągłego, bez skażenia ich silnymi liniami emisyjnymi.