Rybi

W konstrukcji kamery CCD dla projektu ZTF są przerwy pomiędzy chipami 6x6kpx, co powinno objawiać się regularnymi nieciągłościami w pokryciu nieba - gdyby zdjęcie wynikowe posklejać z sąsiednich klatek. Jak zauważył kolega na sąsiednim forum, zdjęcie - "pierwsze światło" w projekcie ZTF zostało poskładane w bliżej nieokreślony sposób. Występują wyraźne paski o różnej intensywności, które starałem się uwypuklić ma poniższym zrzucie ekranowym. Nie zauważyłem brakujących gwiazd (... przynajmniej jaśniejszych), ale ta obróbka to chyba totalna "amatorszczyzna" (?). Na zdjęciach DS-ów na Forum nie widziałem takich nieciągłości / skoków w intensywności tła nieba (ale kol.Forumowiczom raczej wystarczy 1 chip do astro-foto ). Owszem jest informacja, że zdjęcia kamerą ZTF będą naświetlane przez 30 sekund. Ale nigdzie nie znalazłem czasu naświetlania zdjęcia - "pierwszego światła" w projekcie ZTF. W związku z tym wykonałem też kawał nikomu niepotrzebnej roboty w dzisiejszą "olewistą" sobotę ... (... dopiero niedawno przestało padać!) Tzn. poniżej spróbowałem bardzo, bardzo zgrubnie oszacować ten czas na zdjęciu zliczając liczbę prześwietlonych pikseli od dwóch gwiazd: sigma Ori i HR 1959 i porównując ją do liczby fotonów zbieranych przez kamerę ZTF w filtrze V. Powierzchnia zbierająca światło w 1,2m teleskopie Oschina: 3,14 * 0,6 * 0,6 m2 --> 1,13m2 - 20% obstrukcja centralna --> 0,90 m2 Przy czym 1,2m to jest średnica płyty korekcyjnej w tym teleskopie Schmidta, a zwierciadło główne ma średnicę 72", czyli ~1,8m. 1. Gwiazda sigma Orionis - V = 4,00 mag, ale przyjmując ekstynkcję atm. Mt Palomar np. 0,2 mag --> V ~ 4,2 mag, a) Szacowanie liczby pikseli prześwietlonych na zdjęciu od sigma Ori: -) pionowy "zaciek" 5000 px długość x 4 px szerokość ~ 20000 pikseli, -) centralna apertura fotometryczna ("na oko" uwzględniłem tutaj też promienie odchodzące w innych kierunkach) r=200 px --> ~ 125 000 pixeli, RAZEM : ~145 000 prześwietlonych pikseli, b) Szacowanie fotonów z gwiazdy sigma Ori zebranych na zdjęciu: ~ 145000 prześwietlonych pikseli * 15 * 15 mikron2/piksel * 900 foto-elektronów/mikron2 * 1 foton/foto-elektron ~ 29 360 000 000 fotonów c) Szacowanie liczby fotonów padających na powierzchnię 0,9m2 w filtrze V od sigma Ori: i) w tabeli strumień przy V=0 wynosi 3640 Jy; ii) stąd przy jasności gwiazdy V=4,2 mag strumień jest osłabiony o czynnik 10^(-0,4*V) = 0,02089 i wynosi 76,05Jy; iii) ponieważ delta_lambda/lambda=0,16 dla filtru V, więc strumień fotonów na sekundę zbierany przez aperturę 1m2 wynosi 76,05Jy * 15 100 000 fotonów/sek/m2 * 0,16 = 183 736 800 fotonów / sek; iv) powierzchnia apertury 0,9m2 zbiera mniej fotonów, bo 165 000 000 fotonów / sek. d) Czas naświetlania zdjęcia w-g liczby fotonów sigma Ori: 29 360 000 000 fotonów / 165 000 000 fotonów / sek ~ 178 sekund. 2. Gwiazda HR 1959 (HD 37904, SAO 132465) - V = 6,80 mag, ale przyjmując ekstynkcję atm. Mt Palomar np. 0,2 mag --> V ~ 7,0 mag, a) Szacowanie liczby pikseli prześwietlonych na zdjęciu od HR 1959: -) pionowy "zaciek" 500 px długość x 4 px szerokość ~ 2000 pikseli, -) centralna apertura fotometryczna ("na oko" uwzględniłem tutaj też promienie odchodzące w innych kierunkach) r=50 px --> ~ 7800 pixeli, RAZEM : ~9800 prześwietlonych pikseli, b) Szacowanie fotonów z gwiazdy HR 1959 zebranych na zdjęciu: ~ 9800 prześwietlonych pikseli * 15 * 15 mikron2/piksel * 900 foto-elektronów/mikron2 * 1 foton/foto-elektron ~ 1 985 000 000 fotonów c) Szacowanie liczby fotonów padających na powierzchnię 0,9m2 w filtrze V od HR 1959: i) w tabeli strumień przy V=0 wynosi 3640 Jy; ii) stąd przy jasności gwiazdy V=7,0 mag strumień jest osłabiony o czynnik 10^(-0,4*V) = 0,001585 i wynosi 5,769Jy; iii) ponieważ delta_lambda/lambda=0,16 dla filtru V, więc strumień fotonów na sekundę zbierany przez aperturę 1m2 wynosi 5,769Jy * 15 100 000 fotonów/sek/m2 * 0,16 = 13 940 000 fotonów / sek; iv) powierzchnia apertury 0,9m2 zbiera mniej fotonów, bo 12 540 000 fotonów / sek. d) Czas naświetlania zdjęcia w-g liczby fotonów sigma Ori: 1 985 000 000 fotonów / 12 540 000 fotonów / sek ~ 158 sekund. PODSUMOWANIE: Wyszła mi dość dobra zgodność w oszacowaniu czasu naświetlania rzędu 2-3 minut dla "pierwszej" fotki ZTF jak na przyjęty sposób "na oko" Wygląda na to, że obie gwiazdy sigma Ori (4,0V) i HR 1959 (6,8V) były naświetlane nieco dłużej na zdjęciu niż standardowe 30 sekund przewidziane dla ZTF. Ale czy rzeczywiście tak było to wiedzą tylko autorzy fotki

Optyka 48" teleskopu systemu Schmidta na Mt.Palomar była dość mocno modyfikowana przy kolejnych projektach: POSS-I, POSS-II, PTF/iPTF, ZTF (modyfikacje płyt korekcyjnych, spłaszczacze pola, ...). Opisałem to na sąsiednim wątku:

ZTF to nie tylko dołożenie najnowszej kamery 600-megapikselowej CCD w miejsce kliszy w teleskopie 48" im.Oschina w Obserwatorium Mt.Palomar. Tutaj znalazłem prezentacje Bellmana pokazującą jak dość istotnie zmieniała od lat 1950-tych konfiguracja optyki tego teleskopu (system optyczny Schmidta): 1. POSS-I: Pierwszy przegląd Palomar Observatory Sky Survey - lata 1948-1958; - odbiornik: wygięta klisza o boku 14"/ 36cm; - pole widzenia ok. 36 st.kwadratowych; 2. POSS-II - lata 1980-te - 1990-te; - odbiornik: wygięte nowsze typy klisz fotograficznych o boku 14"/ 36cm; - pole widzenia ok. 36 st.kwadratowych; 3. PTF/iPTF (intermediate Palomar Transient Factory) - lata 2008-2017; - odbiornik: mozaikowa kamera CCD CFH12K 12x8kpx; - pole widzenia ok. 7,26 st.kwadratowych; - filtry: R i g przed kamerą CCD; 4. ZTF (Zwicky Transient Facility) - lata 2017 - 2020 (...koniec finansowania publicznego NSF) - ... - odbiornik: kamera CCD 24 x 24 kpx - pole widzenia ok. 47 st.kwadratowych; - filtry: R i g przed kamerą CCD; Nowa kamera CCD ZDF wypełnia całą płaszczyznę ogniskową 48" telskopu Schmidta (przekątna 56 cm). Tutaj można znaleźć artykuł Bellmana i Kulkarniego z 2017r. poświęcony kamerze ZTF pt."The unblinking eye on the sky" skąd pochodzi poniższy rysunek: Porównanie "powierzchni czynnej" POSS i kamer CCD PTF i ZTF z cytowanej prezentacji Bellmana:

Można również zrobić podobne porównanie pod względem ilości zbieranych fotonów gdy rejestratorem jest klisza fotograficzna (3-4% rejestrowanych fotonów) i kamera CCD (kilkadziesiąt %). A współcześnie 48" Schmidt im. Samuela Oschina na Mt Palomar wygląda tak: i robi fotki jak poniżej przy naświetlaniu 30 sek (t.j. crop z 1/3 pola widzenia 24000x24000 pikseli = ok 247 tarcz Księżyca = ok. 47 stopni kwadratowych). Właśnie rusza przegląd obserwacyjny północnego nieba ZTF (ZWICKY TRANSIENT FACILITY) za pomocą tego teleskopu. Więcej info w tym temacie na sąsiednim wątku Astropolis.

Nadchodzi następca palomarskiego iPTF (Intermediate Palomar Transient Factory), czyli ZTF (Zwicky Transient Facility) - przeglądu obserwacyjny północnego nieba. W tym miesiącu uzyskano "pierwsze światło" teleskopem, który będzie używany do ZTF od lutego 2018r. - spory kawałek gwiazdozbioru Oriona. "Fotka" 24000 x 24000 pikseli o polu widzenia ok 47 stopni kwadratowych kwadratowych. Tutaj można nawet pobrać fragment tego "zdjęcia" 8036x8036 pikseli - TIF o wielkości ok. 80MB. Na Mt Palomar możliwe są obserwacje przez 300 nocy w roku z pokryciem nieba pokazanym jak poniżej (... oczywiście nie jednocześnie): Autorzy projektu liczą, że znacznie zwiększy się liczba odkrytych zjawisk TDE (do ok. 30 / rocznie), wybuchów supernowych (tysiące?), nowe gwiazdy zmienne (miliony? od okresów rzędu minut np. białe karły do lat np. pulsujące olbrzymy), rozbłyski gwiazd, soczewkowanie grawitacyjne, rejestracje błysków towarzyszących połączeniu się gwiazd neutronowych. W zasięgu ZTF (filtr R ok. 21 mag) będą gwiazdy zmienne w M31 do jasności absolutnej -4 mag. Techniczna specyfikacja Teleskop: Samuel Oschin 1,2m Schmidt, Palomar Observatory, Pole widzenia : 47 st. kwadratowych (247 średnic Księżyca), Detektory : 16 kamer 6 tys. x 6tys. pikseli (CCD231-C6) - 24 tys x 24 tys pikseli (razem 605 mega-pikseli), Wielkość piksela: 15 mikronów, Skala: 1.0"/piksel Czas maświetlania: 30 sek, Czas oczytu: 10 sec Średni czas pomiędzy zdjęciami - 15 sec Zasięg : 20.4 mag (5 sigma, pasmo R, przy wszystkich fazach Księżyca) Filtry : ZTF g, ZTF r, ZTF i "Szybkość" obserwacji : 3750 st. kwadratowych/godzina (całe niebo "północne" >). ZTF jest 10 x szybszy niz PTF, a LSST ma być 10x szybszy niż ZDF. Harmonogram ZTF ZTF jest przedsięwzięciem publiczno-prywatnym (? coś niemożliwe, co jest niemożliwe do realizacji w PL ). 2017 - ZTF pierwsze światło, odbiór techniczny, 2018 (luty) - początek przeglądu obserwacyjnego (pojawią się alerty o odkrytych zjawiskach chwilowych), 2019 - kontynuacja przeglądu, 2020 - koniec finansowania projektu przez NSF (udostępnienie danych). Literatura: [1] ZDF strona domowa - https://www.ptf.caltech.edu/ztf [1] ZDF - ogólne info - https://arxiv.org/pdf/1410.8185.pdf [2] ZDF - od strony technicznej : https://authors.library.caltech.edu/58413/1/Smith_2014p914779.pdf

... Celestia jest najpiękniejszym symulator Wszechświata jaki znam ( ... od m-ca). Ale może się to zmienić dzięki Space Engine. Space Engine jest teraz dość intensywnie rozwijany przez rosyjskiego programistę Vladimira Romanyuka. Nie jest to oprogramowanie typu open source jak Celestia i tylko Vladimir Romanyuk jest właścicielem kodu programu, ale właściciel pozwala używać za darmo program do celów niekomercyjnych (osobistych, edukacyjnych, dobroczynnych, tp). Natomiast samo jądro najnowszej Celestii (wersja 1.6.1) pochodzi z roku 2011. W tym roku pojawiły się dwie aktualizacje Celesti 1.6.1 w zakresie treści astronomicznych: -) Celestia 1.6.1 Ed - produkt głównie amerykańskiego nauczyciela Franka Gregorio, -) Celestia Origin - produkt rosyjski (patrz również strona rosyjska: https://vk.com/celestiaorigin ). Od roku 2016 innych rosyjski programista o pseudonimie "Alexell" pracuje na wersją Celestii 1.7.0 - szczegóły tutaj. Czyżby rosyjscy programiści zdominowali świat symulatorów Wszechświata? Space Engine wygląda obiecująco - właśnie ściągam program i tekstury układu planetarnego "HD". A tak przy okazji ... w Celestii widziałem ostatnio fajne zaćmienie Księżyca z 25 września 2015r. z odległości ok. 13 tys. km od Księżyca. Szczególnie pięknie wyglądał wtedy widok w stronę Ziemi, która z tej odległości posiada tarczę 4x większą niż Słońce.

Szum medialny odnośnie iPTF14hls jest spowodowany omówieniami publikacji z 9 listopada 2017r. w prestiżowym Nature (Iair Arcavi ze współpracownikami - "Energetic eruptions leading to a peculiar hydrogen-rich explosion of a massive star"), gdzie za $5/$20 można zapoznać się z tą publikacją ( można też nic nie płacić za wersję z 7 listopada w archiwum preprintów naukowych ARXIV). Moim zdaniem najbardziej miarodajnym źródłem informacji na temat supernowej iPTF14hls jest streszczenie tego artykułu, które pozwoliłem sobie "przetłumaczyć": >>> Każda do tej pory obserwowana supernowa była uważana za końcowy wybuch gwiazdy. Poza tym wszystkie supernowe z liniami absorpcyjnymi w widmach wykazują spadek prędkości z czasem w miarę jak wyrzucona materia rozszerza się i staje się przeźroczysta - pokazując wolniej poruszającą się materię, która był poprzednio ukryta.Dodatkowo każda supernowa, która pokazuje linie absorpcyjne wodoru posiada główne maksimum lub plateau jasnosci, trwające około 100 dni przed dalszym spadkiem jasności. W tej publikacji raportujemy obserwacje iPTF14hls - zjawiska, które jest widmowo identyczne z wybuchem bogatej w wodór implozyjnej supernowej, ale różniącej się znacznie pewnymi cechami od znanych supernowych: a) krzywa blasku ma przynajmniej 5 maksimów i pozostaje jasna przez więcej niż 600 dni; b ) linie absorpcyjne wykazują spadek prędkości od minimalnego do niezauważalnego; c) promień obszaru, gdzie powstają linie widmowe jest więcej niż jeden rząd wielkości (tzn. 10 x) większy od promienia fotosfery oszacowanego z widma ciągłego. W.w. obserwowane cechy można wyjaśnić za pomocą otoczki (ang.shell) o masie kilkudziesięciu mas Słońca, która została wyrzucona przez gwiazdę z energią na poziomie wybuchu supernowej kilkaset dni wcześniej przed końcowym wybuchem. Inna prawdopodobna eksplozja została zarejestrowana w tej samej pozycji na niebie w 1954 roku. Wielokrotne wybuchy przed końcowym wybuchem supernowej oczekuje się, że powinny występować dla gwiazd o masach 95-130 mas Słońca, które doświadczają pulsacyjnej niestabilności (kreacji) par. Ten model jednak nie uwzględnia obserwowanej ciągłej obecności wodoru lub wielkości energii. Może być wymagany inny mechanizm gwałtownego wyrzutu masy w gwiazdach masywnych. <<< Wielobarwna krzywa blasku iPTF14hls. Dla porównania na rys. widać również supernową SN 1999em (typ II-P). W przeciwieństwie do jakiejkolwiek znanej supernowej, iPTF14hls wykazuje przynajmniej 5 maksimów w krzywej blasku (ok.140, 220, 410 dni po odkryciu w barwie R oraz 260 i 340, gdy była "schowana" za Słońce) Historyczne wybuchy (... pojaśnienia) na niebie w pozycji iPTF14hls (oznaczenie niebieskimi kreskami). a) Zdjęcie z przeglądu POSS z 2 lutego 1954r. (tutaj JEST pojaśnienie); Zdjęcie z przeglądu POSS-2 z 2 stycznia 1993r. (tutaj NIE MA pojaśnienia). W 1954 r. źródło jest 0,31 +-0,14 mag jaśniejsze niż galaktyka macierzysta (oszacowana jasność absolutna wybuchu w barwie R wynosi ok. -15,6 mag).

Używam ją ostatnio do pokazów nieba, które prowadzimy jako PTMA Sz-n w Obserwatorium ZUT., gdy na "oryginale" się nie da Np. wczoraj z pomocą Celstia Ed odbyliśmy dwugodzinną wycieczkę nr 3 po wewnętrznych planetach Układu Słonecznego do Marsa włącznie. Przyszło paru pasjonatów..

>>>... Tytan posiada niezwykły księżyc ...<<< Powinno być : Saturn posiada niezwykły księżyc ...

Ostatnio mam hopla na punkcie Celesti i nie mogłem się oprzeć pokusie, aby z tego programu wygenerować mapę nieba o porównywalnym polu widzenia jak AAVSO dla pary gwiazd zmiennych CE Tau / V960 Tau. W Celesti nie ma katalogów gwiazd zmiennych. W związku z tym musiałem się posługiwać dla CE Tau nazwą 119 Tau, a dla V960 Tau - 120 Tau. Uzyskałem mapkę porównywalną np. do Stellarium oraz mapki AAVSO z pierwszego postu. Przy tym musiałem włączyć wariant renderowania gwiazd "Skalowane tarcze". Efekt poniżej: I oczywiście nie mogłem sobie odmówić sprawdzenia jak wygląda niebo CE Tauri (119 Tau), czyli spojrzenie w stronę Słońca z 0,6kpc (2 tys. l. św.) .... Na tamtejszym niebie czerwony nadolbrzym 119 Tau ma jasność z odległości około 60 j.a. porównywalną z jasnością Słońca widocznego z Ziemi (ok. -27 mag). Na niebie 119 Tau, Słońce świeci jako gwiazdka ok. 14 mag (najpewniej jeszcze znacznie mniej-jeśli uwzględnić ekstynkcję międzygwiazdową na dystansie 2000 l.św.). Ciekawostką jest, że 120 Tau (V960 Tau) jest najjaśniejszą po CE Tau gwiazdą na tamtejszym niebie (-2,4 mag) i znajduje się w odległości zaledwie 45 l.św. Jak zwykle jedną z dominujących blaskiem gwiazd jest theta 2 Ori (-1,4 mag), która świeci z odległości 850 l.św. Znacznie słabsza jest Betelgeuza (zaledwie 3 mag) i Rigel (1,3 mag).

Od września 2017r. do 6 marca 2018r. w bieżącym polu widzenia nano-satelity fotometrycznego BRITE znajduje się m.in gwiazda zmienna CE Tauri. Listę gwiazd obserwowanych w tym czasie można znaleźć w [3]. BRITE jest siecią 5 nano-satelitów (3 obserwujące w barwie czerwonej i 2 w barwie niebieskiej) zaprojektowaną do ciągłych obserwacji przez ok. 6 m-cy najjaśniejszych gwiazd na niebie (V<6). BRITE ma jednak pewne ograniczenia, które dzięki obserwacjom amatorskim raportowanym do bazy AAVSO mogą zostać skorygowane. Np. podczas ciągłych obserwacji w powyżej miesiąca występuje zmienność instrumentalna. Oprócz pewnej mocno ograniczonej grupy gwiazd, większość nie jest monitorowana regularnie. Czerwony nadolbrzym CE Tauri (M2 Iab-Ib) jest gwiazdą o jasności ~4,3V i wykazuje zmienność o skali czasowej ~165 dni (~6 m-cy obserwacji BRITE) i amplitudzie ~0,5 mag. AAVSO zainicjowało [patrz literatura poniżej [1], [2]) akcję obserwacji CE Tau, jako wsparcie dla obserwacji tej gwiazdy przez satelity BRITE. Potrzebna jest fotometria CCD / DSLR - 1 obserwacja na noc lub nawet tylko 1 obserwacja na kilka nocy. Chodzi o to, że BRITE do 6 marca 2018 będzie obserwował m.in. tą gwiazdę, ale w sposób nieciągły. Potrzebne byłoby uzupełnienie przerw w tych obserwacjach i niestabilności instrumentalnych BRITE. Współrzędne gwiazd zmiennych (epoka 2000): CE Tau: 05 32 12.75 +18 35 39.3 V960 Tau: 05 33 31.63 +18 32 24.8 Gwiazda zmienna V960 Tau jest "gratisem" obserwacyjnym w odległości tylko 20' od CE Tau i jej obserwacje również należy raportować do bazy AAVSO. Ta gwiazda o typie zmienności Be jest zagadką. W bazie AAVSO jest zaledwie kilka jej obserwacji. Wykazuje ona znaczną zmienność (dane z satelity Hipparch i "naszego" ASAS). Mapka - "dojście" do CE Tauri proponowane w [1] (AAVSO Chart No = X21276AXE) Fotometria DSLR: Nie potrzeba robić redukcji tych obserwacji do systemu Johnsona-Cousinsa (BVR) - zresztą tego się raczej nie praktykuje dla gwiazd b. czerwonych). Ale bardzo wskazane są obserwacje standaryzowane, czyli TG, TB, TR. Więcej inforamcji na temat jasności standaryzowanych TB,TR,TR można znaleźć w [4]. Proponowane gwiazdy porównania -) 66 05:45:11.56 18:42:15.5 -) 67 05:29:19.14 18:21:56.4 -) 68 05:31:39.22 18:14:39.0 Mark Blackford (patrz [1]) zgłasza zastrzeżenia do ww. gwiazd porównania wykorzystywanych jednocześnie, bo prowadzi to do dużej rozbieżności w obserwacjach lustrzankowych (porównaj obserwacje M.Blackford vs A.Novichonok w pokazanej poniżej krzywej blasku CE Tau). Mark Blackford wykorzystuje gwiazdę "68" jako gwiazdę porównania. Posiada ona porównywalny (tzn. bardzo czerwony) wskaźnik barwy do CE Tau. Natomiast gwiazdę "67" wykorzystuje jako gwiazdę testową. Fotometria CCD / PEP: Proponowane gwiazdy porównania/testowe -) gwiazda porównania (ang. comparison star) - SAO 94554, -) gwiazda testowa (ang.check star) SAO 94700 Krzywa blasku CE Tauri z danych w bazie AAVSO: Trzeba będzie wyciągnąć lustrzankę cyfrową ... Bibliografia: [1] https://www.aavso.org/ce-tau-campaign [2] https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-602 [3] Aktualne pole obserwacyjne BRITE do 6 marca 2018r. [4] Podręcznik AAVSO do fotometrii lustrzankowej - rozdział 6.2 o fotometrii standaryzowanej TB, TG, TR (polskie tłumaczenie). [5] The BRITE Space Telescope: A Nanosatellite Constellation for High-Precision Photometry of the Brightest Stars. [6] The BRITE Nanosatellite Constellation

Wcześniej w tym wątku na zrzucie ekranowym pokazałem obie gwiazdy układu podwójnego Syriusza wraz z ich orbitami z odległości ok. 60 j.a. i tutaj widać oba składniki Syriusz A i Syriusz B. Jednak dzisiaj zapragnąłem zobaczyć, gdzie teraz znajduje się kometa Halleya w ruchu orbitalnym wokół Słońca - ot maleńki parunastokilometrowy ciemny kamyczek (... a właściwie zamarznięta "purchawka") zagubiony w bezkresie Układu Słonecznego. W tym celu wybrałem kometę Halleya (w "Solar System Browser" - patrz rys. poniżej), włączyłem opcję pokazywania orbit i nazw planet i komet (w "Set Render Options") i wykadrowałem Układ Planetarny tak jak na rys.poniżej. I pojawił się problem ... gdzie dzisiaj (dn.3 XI 2017r.) jest na swojej orbicie kometa Halleya ? Widać tylko elipsę w kolorze czerwonym z nazwą Halley, a sama kometa jest zbyt słaba z odległości 59 j.a. Okazuje się, że rozwiązaniem tego problemu jest włączenie znacznika/markera obiektu kombinacją klawiszy CTRL+K. Wtedy w polu widzenia pojawia się czerwony znacznik "X", wskazujący na pozycje komety tak, jak to widać na poniższym zrzucie ekranowym z Celestii. Okazuje się, że aktualnie kometa Halleya zbliża się do aphelium, które powinna osiągąć około roku 2024-2025 (ot takie sobie oszacowanie z kształtu orbity ... ), a w okolice Słońca powinna wrócić za ponad 40 lat, czyli około roku 2061.

Niestety powyższe zdanie będzie słuszne najprawdopodobniej dopiero za parę lat. Teleskopy neutrinowe takie jak 50kT LENA, Hyper-Kamionkande, DUNE (dawniejsze LBNE), LAGUNA nie są jeszcze działającymi detektorami (powyżej na rys. załączyłem szansę detekcji neutrin z Betelgeuzy przez LEN-ę z odczytu dr A. Odrzywołka): https://en.wikipedia.org/wiki/Neutrino_detector SNEWS, czyli, aktualnie sieć 7 teleskopów neutrinowych (Borexino, Daya Bay, KamLAND, HALO, IceCube, LVD Super-Kamiokande) posiada czułość zdolną do detekcji tylko samego kolapsu. Antares jest nieco dalej niż Betelgeuza (ok. 550 vs. 430 l.św.), ale jej wybuch jako supernowej powinien być o porównywalnej skali dla obserwatorów na Ziemi i powinien nastąpić w porównywalnym czasie ( <100 tys.-1mln lat ).

Tak, mówimy tu o czasie rzędu miesięcy przed implozją jądra, gdy powinniśmy zarejestrować emisję neutrin z Betelgeuzy I nie chodzi mi o emisję neutrin podczas samego kolapsu jądra gwiazdy. A w momencie kolapsu jądra Betelgeuzy grozi wręcz "zatkanie" się teleskopów neutrinowych ilością rejestrowanych neutrin. W momencie, gdy w jądrze Betelgeuzy zapali się węgiel (prawdopodobnie kilkaset lat przed kolapsem jądra gwiazdy), to neutrinowa jasność Betelgeuzy będzie większa w porównaniu do jasności w zakresie fal elektromagnetycznych. I wraz z zapłonem kolejnych pierwiastków w jądrze gwiazdy coraz więcej energii gwiazdy będzie emitowane w postaci neutrin w porównaniu do fal elektromagnetycznych. Dla neutrin gwiazda jest przeźroczysta i opuszczają one jądro gwiazdy natychmiast, docierając do nas z prędkością zbliżona do "c". Według szacunków dr A.Odrzywołka z UJ neutrina z Betelgeuzy (odległość tylko 0,2kpc) powinno udać się zarejestrować z Ziemi już gdy będzie spalany neon i tlen w jądrze gwiazdy - kilka miesięcy przed kolapsem (... wariant optymistyczny). Polecam również poniższy artykuł A.Odrzywołka pt. "Kiedy eksploduje Betelgeza?" http://www.foton.if.uj.edu.pl/documents/12579485/ce7af839-4dda-440c-84f9-5ca6163d67bc

1 kwietnia, ale nie później niż za 100 tys. - do 1 mln lat (... dokładność aktualnych modeli ewolucyjnych gwiazd ). Ale najpewniej o samym kolapsie jądra, że ma nastąpić dowiemy się najpewniej parę miesięcy przed tym zdarzeniem z obserwacji sieci teleskopów neutrinowych SNEWS (SuperNova Early Warning System), gdyby to zjawisko miało nastąpić w najbliższej przyszłości. BTW - Dzisiaj "byłem" w okolicach Betelgeuzy - szczegóły na sąsiednim wątku:

Ciąg dalszy "zwiedzania" najbliższej okolicy Drogi Mlecznej za pomocą Celesti ... Kształt "naszych" gwiazdozbiorów można się doszukiwać, gdy jesteśmy blisko Ziemi. We wcześniejszym poście było to na przykład niebo widoczne z Syriusza i Proximy Centauri (ok.9 / 4 l.św. od Słońca). Natomiast gdybyśmy znaleźli się w odległości kilkuset lat świetlnych, to możemy ewentualnie orientować się po jasnych gwiazdach. Przy tym należy brać pod uwagę, że w Celesti nie jest uwzględniana ekstynkcja międzygwiazdowa i ruchy własne gwiazd (ruchy własne są do pominięcia, gdy korzystamy z "hipernapędu" Celesti i prawie natychmiast przenosimy się w okolice danej gwiazdy ... ). Ciekawym obiektem jest Betelgeuza, czyli alfa Orionis odległa o ok.430 l.św. (... w-g Celesti). W najbliższym czasie (100 tys. - 1 mln lat ) wybuchnie jako supernowa. Aby mieć porównywalną obserwowaną jasność tej gwiazdy jak Słońce (ok. -27 mag.) należałoby znaleźć się w odległości ok. 92 j.a. (--> 92x500s=46000s - ok. 0,5 doby świetlnej). Z tej odległości Betelgeuza ma obserwowaną średnicę ok. 6x większą niż nasze Słońce (3 stopnie). Na niebie Betelgeuzy znacznie jaśniejszą gwiazdą jest Rigel (-1,3 mag vs jasność na Ziemi 0,2 mag), który jest widoczny po przeciwnej stronie nieba niż Słońce. Znacznie jaśniejszą jest również theta 2 Ori. Listę najjaśniejszych gwiazd na tamtejszym niebie widać na poniższym zrzucie ekranowym z Celesti. Na tamtejszym niebie Słońce jest gwiazdką widoczną tylko w teleskopach (ok. 10,4 mag albo jeszcze słabsza). Gdy patrzymy w stronę Słońca oznaczonego czerwonym znacznikiem X, możemy zobaczyć gołym okiem gwiazdy znane z naszego nieba takie jak Bellatrix, Canopus, Antares, Polaris, Deneb i inne.

Ostatnio spełniłem jedno z moich największych marzeń - polecieć do innych gwiazd i zobaczyć jak wygląda tam niebo (... nasze gwiazdozbiory). To wszystko dzięki Celestii - symulatorowi Wszechświata pozwalającemu podróżować do prawie 100 tys. gwiazd i 10 tys. galaktyk - aż do krańców Wszechświata (tzn. do XDF). Moje zainteresowanie Celestią wzbudziło się około 2 tygodnie temu po publikacji najnowszej edukacyjnej wersji tego programu, która ukazała się we wrześniu 2017r. Oto dwa przykładowe widoki: 1. Proxima Centauri. Na niebie widocznym z okolic Proximy Centauri niesamowicie wygląda gwiazdozbiór Oriona. Okazuje się, że w pobliżu Betelgeuzy widać bardzo jasnego Syriusza (-1,25 mag.). Słońce świeci na niebie Proximy w pobliżu Kasjopei jako gwiazda o jasności 0,4 magnitudo. Proximie towarzyszą pobliskie gwiazdy alfa Centauri A (-6,6 mag) i alfa Centauri B (-5,3 mag). Celestia-Ed pokazuje również odkrytą ostatnio planetę krążącą w odległości około 8 mln km od Proximy. Ten sam fragment nieba widoczny ze Słońca: 2. Syriusz. Widok z 60 j.a. w stronę z podwójnego układu gwiezdnego Syriusz A + B i Słońca (szukaj łac. "Sol"). Słońce jest widoczne jako gwiazda 2 wielkości gwiazdowej (odległość około 8,6 r.św.) w pobliżu gwiazdozbioru Orła. Niektóre gwiazdozbiory straciły swój charakterystyczny kształt widoczny z Ziemi, np. Herkules utracił charakterystyczny prostokątny korpus, Lutnia się "rozlazła" i nie wygląda jak smukły wisiorek odchodzący od Wegi, Wolarz wygląda tutaj jak złamany latawiec. Ten sam fragment nieba widoczny ze Słońca: Celestia nie jest programem komputerowym w rodzaju planetarium, który pokazuje wygląd nieba tylko z powierzchni Ziemi. Natomiast jest to darmowy (licencja GPL) symulator pozwalający na podróże po całym Wszechświecie, który został stworzony w 2001 roku przez programistę Chrisa Laurela i jest rozwijany przez wolontariuszy. Wykorzystują go do symulacji m.in. agencje NASA i ESA, producenci filmów i telewizja. We wrześniu br została udostępniona najnowsza wersja Celestii edukacyjnej (Celestia 1.6.1-Ed - pt. "Celestia Educational Flight Plan Activities for 2017/2018". Jest to całkowicie odświeżona wersja programu wykorzystująca możliwości najnowszego interfejsu graficznego Celesti. Pakiet edukacyjny 1.6.1-Ed zawiera aktualny stan wiedzy o Wszechświecie i naszym Układzie Słonecznym. Między innymi pozwala użytkownikom na: -) loty nad powierzchniami gwiazd, -) wizyty w pobliżu rotujących czarnych dziur, -) loty w mgławicach, -) loty przez pierścienie Saturna, -) śledzenie historii lotów kilkudziesięciu statków kosmicznych ważnych dla podboju kosmosu przez ludzkość, -) badania 8 planet i 5 planet karłowatych naszego układu słonecznego bezpośrednio z orbity, -) dokowanie na orbicie z olbrzymią stacją kosmiczną przyszłości, -) doświadczanie wybuchów wulkanów na Io, -) poznanie życia gwiazd, -) zobaczenie jak powstał nasz Księżyc w wyniku kataklizmu około 4,5 miliarda lat temu. Celestia "Ed" zawiera 11 szczegółowych podróży po Wszechświecie do ponad 400 miejsc, które (zdaniem autorów) mogą zająć około 40 godzin - jeśli trzymać się harmonogramów. Najważniejsze odnośniki, pod którymi można pobrać różne komponenty Celestii: Celestia 1.6.1 - wersja standardowa (na systemy operacyjne: Linux, Mac OS X, >= Windows XP): https://celestia.space/download.html Dodatki do Celestii 1.6.1: http://www.celestiamotherlode.net/ Celestia 1.6.1-Ed (... edukacyjna z września 2017r. - niestety działa tylko pod systemem operacyjnym Win): http://www.celestiamotherlode.net/catalog/educational.php Celestia edukacyjna zawiera specjalnie przygotowane 10 wypraw po Wszechświecie o ogromnych walorach edukacyjnych. Warto mieć obie wersje Celestii zainstalowane w osobnych katalogach. Mam wrażenie, że Celestia standardowa działa szybciej na tym samym komputerze, bo w RAM-ie jest załadowanych mniej dodatków. Poniżej jest zrzut ekranowy pokazujący skrypty startowe wszystkich 10 pakietów edukacyjnych + ogólny pakiet prezentacyjny Celestii 161-ED (skrypt WOC.vbs) w zalecanej lokalizacji dla tego programu (...MyPrograms\Celestia161-ED\Activity_cels). Razem z programem musi być zainstalowany jakiś porządny edytor tekstu (np. edytor z darmowych pakietem Libre Office lub po prostu MS Word), bo pragnący wiedzy astro mogą podążać za tekstem - dodatkowo odpowiadając na pytania kontrolne. Aczkolwiek zawsze jest możliwość porzucenia głównego wątku i wyruszenia we własną podróż. Przez ostatnie 2 tygodnie przez prawie cały czas korzystałem z ogólnego pakietu prezentacyjnego uruchamianego skryptem WOC.vbs, który składa się z 61 atrakcji i nigdy nie zdarzyło mi się odbyć podróży od początku do końca - zawsze coś niezmiernie ciekawego odciągało uwagę. Warto odbyć osobiste podróży we zakątkach Wszechświata Celestii - szczególnie do pobliskich gwiazd, aby zobaczyć jak wygląda niebo i gdzie jest Słońce (ta wiedza może się przydać gdybyśmy chcieli wrócić, bo egzoplaneta/-y nam nie odpowiada, jest brzydka, za gorąca, albo coś tam jeszcze ...) To jest bardzo proste: a) wybieramy gwiazdę w Celestii, b ) ewentualnie włączamy pokazywanie bieżący schematów gwiazdozbiorów klawiszem "/", c) ewentualnie włączamy wyświetlanie nazw gwiazd klawiszem "B" (aby nie było za dużo tekstu - warto zmniejszyć liczbę pokazywanych gwiazd klawiszem "[" - natomiast "]" zwiększa ich liczbą), d) ewentualnie zwiększamy/zmniejszamy pole widzenia odpowiednio klawiszami "." / ",", e) włączamy hiper-napęd (... narazie tylko w Celestii ) klawiszem "G", ... i po paru sekundach jesteśmy w pobliżu wybranej gwiazdy, gdzie możemy podziwiać tamtejszy nieboskłon. Kiedyś tam polecimy!

Zbyt ma rację - Wszechświat ekspanduje, ale nie powiększają się obiekty zwarte. A w czasach gdy Wszechświat miał wielkość pokoju to nie było, ani linijek, ani atomów - wtedy prawdopodobnie rządziła kwantowa grawitacja. Jest też więcej nieoczywistych intuicji na temat BB ... I jeszcze może bardziej obrazowe wyjaśnienie natury samego Wielkiego Wybuchu ... Powyższe rysunki pochodzą z prezentacji w j.polskim dostępnej tutaj. Cały materiał jest dostępny w artykule Charles H. Lineweaver & Tamara M. Davis American Scientific marzec 2005r. „MISCONCEPTIONS ABOUT BIG BANG”. I jeszcze bardziej naukowe podejście do tego tematu - Tamara M. Davis & Charles H. Lineweaver „Expanding Confusion:common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the universe” I na koniec "standard" - Big Bang - analogia rozszerzającego się balonu. -) „Żółte kropki” – galaktyki, które oddalają się od siebie, ale nie zmieniają kształtu (układy związane nie podlegają ekspansji Wszechświata). -) „Sprężynki” – poruszające się fotony i ulegające przesunięciu ku czerwieni, Poniżej animacja wzięta ze strony Ned Wright’s Cosmology tutorial ...

W najnowszej Uranii ukazało się "wprowadzenie do wprowadzenia" do fotometrii lustrzankowej. Zachęcam do lektury tego artykułu oraz szczególnie odnośników w czerwonej ramce.

Zajrzałem "na szybko" do Internetu odnośnie temperatury rekombinacji wodoru w krzywych blasku supernowych (odnośniki poniżej ...) i się trochę zdziwiłem Okazuje się, że do symulacji krzywych blasku supernowych II-P bierze się "temperaturę rekombinacji wodoru" ≈ 7000K (przykład [3])! >>>Temperaturę rekombinacji definiuje się jako temperaturę przy której silnie się zmienia nieprzeźroczystość (rysunek poniżej). Gdy temperatura barwna spada poniżej temperatury rekombinacji musimy uwzględniać efekty rekombinacji.<<< Natomiast w [1] znalazłem dwa oszacowania temperatury rekombinacji wodoru po Wielkim Wybuchu: 1. równanie jonizacyjne Sahy, które zakłada że materia spełnia warunki LTE (lokalnej równowagi termodynamicznej) - co raczej nie było spełnione, gdyż wtedy gęstość materii była na poziomie 400 jąder wodoru/cm3. 2. bardziej wiarygodne oszacowanie nLTE (brak LTE) jeszcze z 1968 r. Peebles'a bazujące na trójpoziomowym modelu atomu. Historię temperatury Wszechświata oraz oszacowania temperatury rekombinacji wodoru z [1] zebrałem w poniższej tabelce: Temperatura rekombinacji wodoru bazująca na równaniu Sahy jest większa (3700-3100K) w porównaniu do oszacowania nLTE Peebles'a (3300-2240K). Szacunkowo można powiedzieć, że rekombinacja wodoru nastąpiła przy z~1000 i temperaturze ~3000K. Przy przesunięciu ku czerwieni z = 1300 gęstość była ok. 400 jąder wodoru/cm3, tzn. ~10exp(-17) g/cm3, co jest wartością miliony razy mniejszą niż w obszarze rekombinacji wodoru w supernowej (~10 exp(-12) g/cm3). Jest to istotna różnica pomiędzy warunkami fizycznymi panującymi przy z~1000 i w otoczce ekspandującej supernowej. Literatura: [1] Ch.Hirata (2008r.) fragment wykładu na CalTech-u pt. "The Standard Model, Cosmology" [2] RhEvans (2016r.) - ciekawy blog wyjaśniający dlaczego wodór nie rekombinuje w temperaturze 10500K (13,6eV) tylko 3000K (0,39eV)? [3] T. Goldfriend i inni (2014r) "Recombination Effects on Supernovae Light-Curves"

Ciekawy jest mechanizm fizyczny powstawiania płaskiej części (tzw. plateau) w krzywej blasku supernowych typu II-P (= najczęściej występujący typ supernowych implozyjnych!). Jest to fajnie wyjaśnione np. tutaj: Progenitorem supernowej implozyjnej jest czerwony nadolbrzym (R ~ kilka x 10^^8 km) lub niebieski (R ~ 0,1-1 x 10^^7 km). Fala uderzeniowa po wybuchu supernowej typu implozyjnego rozchodzi się przez zewnętrzne obszary gwiazdy, rozgrzewa je do temperatury powyżej 100 tys.K - jonizując wodór. Wewnętrzna energia fali uderzeniowej (kanoniczne ~10^^51 ergów) jest prawie w całości zamieniana na energię kinetyczną (w postaci fotonów emitowana jest zaledwie ~0,1% / 1%, gdy progenitorem jest niebieski / czerwony nadolbrzym). W okolicach maksimum krzywej blasku temperatura zewnętrznych obszarów supernowej zaczyna spadać - wtedy promień widocznej powierzchni gwiazdy jest ponad 100 większy niż progenitora (R ~ 10^^10 – 10^^11 km). W supernowych typu II widzialna "powierzchnia gwiazdy" (fotosfera) odpowiada obszarowi rekombinacji wodoru (powierzchnia "styku" zjonizowanego i niezjonizowanego wodoru). Zjonizowany wodór jest nieprzeźroczysty i tylko fotony z najbardziej zewnętrznych obszarów supernowej mogą z niej uciec (zobacz rys. poniżej po lewej stronie). Jednak w miarę jak materia w zewnętrznych obszarach supernowej schładza się, atomy wodoru atomy wodoru rekombinują (... łapiąc elektrony i emitując fotony) do stanu neutralnego. Neutralny wodór jest przeźroczysty dla fotonów o praktycznie w całym zakresie długości fal. Dlatego jesteśmy w stanie "widzieć" coraz głębsze (bardziej wewnętrzne) obszary gwiazdy (zobacz rys. poniżej po prawej stronie). Plazma supernowej typu implozyjnego ma w tych warunkach krytyczną temperaturę ok. 4-6 tys.K, przy której następuje rekombinacja wodoru. Ponieważ temperatura rekombinacji jest stała, gdy otoczka supernowej ekspanduje i chłodzi się, fotosfera cofa się w stronę środka gwiazdy i tworzy się plateau w krzywej blasku. Na poniższym rysunku obszar wewnętrzny H+ (zjonizowany wodór) jest nieprzeźroczysty (ang. opaque), a zewnętrzny H (neutralny wodór) - przeźroczysty dla większości fotonów. Długość tego plateau zależy od grubości warstwy wodoru. Prawdopodobnie brak tego plateau w krzywych blasku supernowych typu II-L ("L" = ang. linear) wynika z małej ilości wodoru w otoczce progenitora.

Podobnym układem kontaktowym jest VFTS 352 - porównywalne masy (2 x 28Mo). Jest widoczny w Wielkim Obłoku Magellana jako obiekt o jasności obserwowanej około 14,4 mag. Jest to tzw. układ podwójny kontaktowy dzielący wspólną otoczkę (w języku angielskim tzw. „overcontact binary”) - ok.30% masy jest "wspólną" własnością układu. Na symulacji z bliska wygląda jak poniżej: https://youtu.be/mndNcAn2WRk O VFTS 352 było głośno w 2015r. w związku z publikacją ESO: L.A. Almeida ze współpracownikami pt. "Discovery of the massive overcontact binary VFTS 352: Evidence for enhanced internal mixing" Inne odnośniki na temat tego układu: http://www.urania.edu.pl/wiadomosci/bardzo-masywny-goracy-uklad-podwojny-kontaktowy-1875.html https://en.wikipedia.org/wiki/VFTS_352 Pojawiły się również romantyczne omówienia popularno-naukowe tej pracy, np. Komunikat ESO nr 1540 pt. "Ostatni pocałunek dwóch gwiazd zmierzających do katastrofy." TVN Meteo: "Romantyczna schadzka dwóch gwiazd. Ich miłość może skończyć się różnie."

Też mam zamiar ruszyć z obserwacjami tego zaćmienia, ale w barwach TB i TG. Na forum ARAS znalazłem również sporo świeżych materiałów PDF-owych o VV Cephei: http://astrospectroscopy.de/media/files/SAS_2015.pdf http://astrospectroscopy.de/media/files/VV-Cep-Campaign-2017.pdf http://astrospectroscopy.de/media/files/VV-Cep_Walter.pdf http://astrospectroscopy.de/media/files/IBVS_6156-01.pdf http://ibvs.konkoly.hu/pub/ibvs/6101/6198.pdf http://astrospectroscopy.de/media/files/V-R-eclipse.pdf http://britastro.org/node/9680 http://astrospectroscopy.de/media/files/vvcep-overview.pdf