Arek

I druga porcja mapek.

Hej! Wrzucam mapki dla naszych zmiennych z zaznaczonymi gwiazdami porównania (na razie tylko 6 bo skończyła mi się przestrzeń na załączniki). Są one dobrane tak, że kiedyś już ktoś ich używał jako gwiazd porównania więc raczej nie są zmiennymi, a dodatkowo łatwiej będzie nam się zaczepić z fotometrią do archiwalnych danych. Zachęcam do obserwacji, tym bardziej, że pogoda dopisuje. Byłoby fajnie, gdybyśmy niejako on-line mogli gdzieś wrzucać wyniki naszych obserwacji, tak aby krzywe zmian blasku rysowały nam się na żywo. Stąd prośba do szefów A-F. Czy jest możliwość zorganizowania czegoś w tym stylu? Z doświadczenia ze współpracy z obserwatorami wiem, że nic tak nie mobilizuje do pracy jak możliwość chwalenia się swoimi wynikami i porównywanie ich do innych Serdecznie pozdrawiam, Arek

Odświeżę trochę temat, bo może jeszcze ktoś chętny się znajdzie... A żeby nie pisać tylko dla pisania, mam propozycję. Jeśli byłaby taka chęć z Waszej strony w Centrum Astronomicznym PAN w Warszawie możemy zorganizować spotkanie osób zainteresowanych tematem. Ze swojej strony mogę zapewnić gościnę w postaci sali wykładowej, rzutnika, kawy, ciastek i jeśli będzie potrzeba 1-2 referatów wprowadzających do tematu obserwacji gwiazd zmiennych, redukcji danych oraz dotyczących nowych karłowatych. Poza tym przyjemnie byłoby się spotkać i poznać osobiście. Takie kontakty zawsze ułatwiają współpracę i zwykle ją znacznie usprawniają. Na koniec sprawa najważniejsza. Ponieważ pogoda dopisuje, myślę, że nic nie stoi na przeszkodzie aby zacząć pierwsze obserwacje. Zachęcam mocno! Pozdrawiam, Arek

Zaćmień w maksimum blasku nie ma, bo w gorącym dysku "ginie" gorąca plama i nie ma czego zaćmiewać.

Dane do AAVSO cały czas spływają. Wybuch zaczął się około południa dnia 25 grudnia. Od ponad doby gwiazda jest w maksimum swojego blasku. Krzywa AAVSO z 10 ostatnich dni w załączniku.

Myślę, że Canony, przy ostrożnym podejściu, da się poprawnie skalibrować, tak aby zadowalająca nas dokładność 0.1 mag została uzyskana w szerokim zakresie jasności. W pewnym momencie poproszę wszystkich uczestniczących w projekcie o wykonanie w jednym czasie ciągu fotometrycznego jednego jasnego obiektu. Jeśli wszyscy wykonają takie obserwacje, dokładnie w tym samym czasie, uzyskane krzywe pozwolą nam oszacować przesunięcia punktów zerowych poszczególnych fotometrii systemowych. W każdym bądź razie będziemy walczyć.

Zdaje się że wybuch trwa od około doby: http://www.aavso.org/cgi-bin/lcg.pl?name=U...;unvalidated=on Z resztą był już na niego czas, bo poprzedni był prawie 100 dni temu.

Mały dodatek dla ciekawskich. U Gem jest układem zaćmieniowym ale tak nie do końca. Biały karzeł nie jest tam zaćmiewany w ogóle. Zaćmiewana jest za to gorąca plama. Świadczy o tym fakt, że zaćmienia znikają podczas wybuchu, kiedy dysk jest gorący i wkład gorącej plamy do jasności całego układu jest niewielki. Zacznie więcej można o tym poczytać w artykule, który popełniłem kiedyś do czasopisma "Wiedza i Życie". Przepraszam za mało skromne podawanie linków do swoich tekstów: http://archiwum.wiz.pl/2001/01113400.asp Aha. I jeszcze mała animacja, co by obraz bardziej przemówił do wyobraźni: http://www.calvin.edu/~lmolnar/anim/ugem.html Arek

Jeśli ktoś będzie używał cyfrowych aparatów fotograficznych jako detektorów, przypominam o robieniu zdjęć w plikach RAW. Należy też pamiętać o wykonaniu 3-5 darków na początku i na końcu obserwacji. Ze względu na potencjalną nieliniowość Waszych detektorów darki powinny mieć taki sam czas ekspozycji jak właściwe zdjęcia. W ogóle proponuję używać tylko dwóch czasów ekspozycji: - 2-3 minuty dla obiektów jasnych będących w wybuchu i 4-5 minut dla obiektów słabych. Oczywiście wartości te każdy z Was musi dobrać w zależności od sprzętu jakim dysponuje.

W styczniu nasze obiekty najlepiej łapać w środku nocy albo nad ranem. Jeśli ktoś chce obserwować wieczorem ma do dyspozycji: 1. V503 Cyg - wys. 40 stopni 2. IX Dra - wys. 40 stopni 3. MN Dra - wys. 50 stopni 4. SS UMi - wys. 40 stopni. Reszta obiektów jest za nisko, aby dało się z nich coś rozsądnego wycisnąć (choć można jeszcze próbować strzelać do obiektów w UMa). Gdy poczekamy do okolic północy mamy znacznie więcej możliwości: 1. V1159 Ori - wys. 25 stopni. 2. YZ Cnc - wys. 60 stopni 3. DI UMa - wys. 80 stopni 4. RZ LMi - wys. 65 stopni 5. ER UMa - wys. 75 stopni 6. SS UMi - wys. 45 stopni 7. MN Dra - wys. 30 stopni 8. IX Dra - wys. 30 stopni Podobnie dobra sytuacja panuje nad ranem. Wtedy zalecana kolejność jest następująca: 1. YZ Cnc - wys. 30 stopni 2. RZ LMi - wys. 45 stopni 3. DI UMa - wys. 55 stopni 4. ER UMa - wys. 60 stopni 5. SS UMi - wys. 65 stopni 6. IX Dra - wys. 50 stopni 7. MN Dra - wys. 40 stopni 8. NY Ser - wys. 50 stopni 9. V503 Cyg - wys. 20 stopni. Jak widać jedną sesją nie da się pokryć wszystkich obiektów. Jak ktoś ma ochotę może robić kilka sesji nawet dla tej samej gwiazdy. Wzrost jasności do superwybuchu jest bardzo szybki i wieczorem obiekt może być w minimum, a po całej długiej nocy, nad ranem, może być w połowie drogi do maksimum. Dwa punkty z takiej nocy są więc bardzo wartościowe.

Super. Filtry nie są potrzebne. Pracujemy w "white light". W zasadzie mamy już plan minimum - trzech obserwatorów z kamerami i jeden wizualny. Postaram się szybko przygotować jakiś plan działań. Pogoda w styczniu nie rozpieszcza, ale noce są długie i często zdarzają się kilkugodzinne rozpogodzenia.

Kiedyś były inne czasy. Problem braku pomieszczeń w CAMK-u dotyka wszystkich jego pracowników. Trudno więc oczekiwać, żeby PTMA miało luksusy. Tym bardziej, że darowanemu się w zęby nie zagląda.

Jak się nie podoba, zawsze można poszukać innego. CAMK jest finansowany z budżetu państwa i dostaje tyle pieniędzy, że gdyby nie wynajem pomieszczeń, byłby pod kreską. Wynajem pomieszczeń powoduje, że jest ich mało także dla pracowników. Kiedyś samodzielni pracownicy naukowi mieli swoje pracownie wyłącznie dla siebie. Teraz siedzą po dwóch. Kiedyś 2-3 doktorantów siedziało w jednej pracowni. Teraz siedzą typowo po cztery osoby. Jak się nie ma co się lubi, to się lubi co się ma...

Ponieważ nie jestem dokładnie zorientowany w tym, kto jakim sprzętem dysponuje, byłbym bardzo wdzięczny, aby osoby zainteresowane współpracą przesłały mi na PW lub napisały w tym wątku dane na temat sprzętu jakim dysponują. Chodzi o teleskop (średnica, ogniskowa, typ), kamerę (wielkość, rozdzielczość, zasięg, skalę tzn. ile sekund na piksel lub pole widzenia, dostępność filtrów, martwy czas, możliwość wykonywania obrazków kalibracyjnych typu BIAS, DARK, FLAT) oraz montaż (jaki typ, marka, jakie maksymalne czasy możliwe są do uciągnięcia). Warto też wspomnieć jakiego programu używacie (zamierzacie używać) do redukcji i fotometrii. Bardzo dziękuję! Arek

Już od pierwszego dnia nowego roku możemy obserwować meteory z aktywnego roju Kwadrantydów. Z rojem tym wiąże się ciekawostka. Wszystkie roje meteorów uzyskują swoją nazwę od łacińskiej nazwy gwiazdozbioru, z którego zdają się wylatywać. I tak np. Perseidy "promieniują" z konstelacji Perseusza, a Leonidy z Lwa. Na próżno będziemy szukać na mapach nieba gwiazdozbioru Kwadrantu. Na początku XX wieku Międzynarodowa Unia Astronomiczna ustalając nowe, dokładne granice gwiazdozbiorów, usunęła z map konstelację Kwadrantu, rozdzielając ją pomiędzy gwiazdozbiory Wolarza, Herkulesa i Smoka. Jedyną pozostałością po Kwadrancie jest więc aktywny rój meteorów, który możemy obserwować w pierwszym tygodniu stycznia. W tym roku mamy naprawdę dobre warunki do podziwiania Kwadrantydów. Przede wszystkim w obserwacjach nie będzie przeszkadzał nam Księżyc, którego nów wystąpi 27 grudnia, a pierwsza kwadra 4 stycznia. Będzie więc zachodził on w godzinach wieczornych, a przez to, przez większość część nocy nie przeszkadzał w obserwacjach. Choć radiant Kwadrantydów jest w Polsce obiektem okołobiegunowym, więc nigdy nie zachodzi pod horyzont, to jego wysokość zmienia się dość znacznie - od 10 stopni w godzinach wieczornych do ponad 70 nad ranem. Widać, więc jasno, że najlepsze warunki do obserwacji występują w drugiej połowie nocy, a więc w czasie kiedy na niebie nie będzie już Księżyca. Na tym, niestety, koniec dobrych wieści. Moment tegorocznego maksimum jest spodziewany o godzinie 13:50 naszego czasu, a więc w czasie, gdy w Polsce panuje dzień. Nawet gdy maksimum przesunie się o małe kilka godzin później, wypadnie w czasie gdy radiant będzie prawie w dołowaniu. To nie wróży bardzo wysokich liczb godzinnych. Na szczęście roje meteorów znane są z niespodzianek. A Kwadrantydy akurat są bardzo predysponowane do tego by płatać figle. Po pierwsze, są lata w których maksymalne liczby godzinne sięgające czasami ponad 100 meteorów na godzinę potrafią się utrzymywać przez 2-3 godziny. Tak było na przykład w zeszłym roku. Drugi czynnik to sortowanie masy w strumieniu meteoroidów. Kwadrantydy znane są z tego, że mało masywne cząstki, dające słabe zjawiska, dają maksimum widoczne teleskopowo i radiowo, które wyprzedza o kilkanaście godzin pik aktywności związany z dużymi i jasnymi meteorami, który widoczny jest wizualnie i fotograficznie. Kiedy więc najlepiej wyjść na obserwacje? Wytrwali i chętni do wykonania wartościowych obserwacji powinni być czujni zarówno w nocy z 2 na 3 stycznia nad ranem, jak i całą noc z 3 na 4 stycznia. Kwadrantydy o tyle łatwo obserwować, że noc jest długa, więc warto robić 2-3 godzinne ciągi obserwacji, podzielone około kilkunasto-klikludziesięciominutowymi przerwami na zagrzanie się i odpoczynek. Warto sprawdzić jak wygląda aktywność z samego wieczora 3 stycznia. Jeśli maksimum przesunie się na godziny późniejsze i ZHRy wciąż będą wynosić na poziomie 80-100, to przy wysokości radiantu wynoszącej 20 stopni oraz dobrej widoczności możemy liczyć nawet na 30 zjawisk na godzinę. Potem, wraz ze zbliżaniem się radiantu do dołowania, obserwowana aktywność będzie spadać. Wzrośnie jednak nad ranem, gdy radiant wzniesie się na wysokość sięgającą 70 stopni. Wtedy znów będziemy mogli liczyć na małe kilkadziesiąt meteorów na godzinę. Oprócz obserwacji wizualnych warto też wynieść pod niebo nasze aparaty. Każdy szerokokątny obiektyw podpięty do cyfrowej lustrzanki nadaje się do tego typu obserwacji. Wystarczy taki zestaw wycelować w niebo, ustawić tryb seryjny, czas ekspozycji na 30 sekund, przysłonę zostawić maksymalnie otwartą, a aparat spiąć wężykiem. Taka konfiguracja pozwolina wykonywanie 30-sekundowych ekzpozycji do momentu, w którym padnie nam bateria. O roju Kwadrantydów nie ma żadnych wzmianek w starożytnych i średniowiecznych kronikach. Pierwsze informacje o jego obserwacjach pochodzą z lat 1835, 1838 i 1840, kiedy to w na początku stycznia odnotowano wysoką aktywność nowego roju meteorów. Zjawiska z roju Kwadrantydów możemy obserwować w dniach 1-5 stycznia. Tak krótki okres aktywności, bardzo wąskie i wysokie maksimum oraz brak starych obserwacji roju świadczą o tym, że jest to strumień bardzo młody. Za jego ciała macierzyste uważano przez pewien czas kometę 96P/Machholz 1, lecz od 2005 roku wydaje się, że mamy tutaj do czynienia z rojem związanym z planetoidą 2003 EH1. Oczywiście standardowo, w celu zaciągnięcia większej ilości informacji o Kwadrantydach i metodach ich obserwacji zachęcam do odwiedzenia strony Pracowni Komet i Meteorów: http://www.pkim.org

I to, i to. Byłoby mi znacznie łatwiej, gdyby każdy obserwator robił fotometrię we własnym zakresie. W odpowiednim czasie napiszę kilka słów o moich wymaganiach odnośnie redukcji i podam których gwiazd porównania używać. Jednocześnie chciałbym aby obserwacje były archiwizowane (włącznie z plikami BIAS, DARK i FLAT) i przesyłane do mnie na płytce powiedzmy raz na 2-3 miesiące. Dałoby mi to możliwość sprawdzenia wyników, które będą w jakimś stopniu nietypowe, ciekawe lub odstawać od reszty.

Adam poprosił mnie o wzbogacenie A-F projektami obserwacyjnymi dla miłośników. Ponieważ zaporponowałem projekt poświęcony nowym karłowatym, który łatwo można rozszerzyć na bardziej intensywne kampanie obserwacyjne poświęcone poszczególnym obiektom, dla zainteresowanych, przedstawiam poniżej małe wprowadzenie teoretyczne do problemu. Przepraszam za mały chaos, ale to poniżej to zbieranina i kompilacja rzeczy, które miałem w różnych materiałach, podaniach o granty, artykułach itp. Mam nadzieję, że będzie w miarę zrozumiałe. Gwiazdy kataklizmiczne to ciasne układy podwójne składające się z małomasywnej gwiazdy ciągu głównego oraz masywniejszego białego karła. Składnik wtórny wypełnia swoją powierzchnię Roche'a i przez wewnętrzny punkt Lagrange'a traci materię, która formuje dysk akrecyjny, a w przypadku silnego pola magnetycznego kolumny akrecyjne. Blisko połowa z ponad 1000 znanych układów kataklizmicznych w naszej Galaktyce wybucha jako nowe karłowate. To obiekty pozbawione silnego pola magnetycznego, w których za główne źródło ciekawego zachowania jest odpowiedzialny dysk. Wybuchy, czyli pojaśnienia o czynnik kilkadziesiąt, trwające typowo około tygodnia i powtarzające się w skali miesięcy są tłumaczone jako efekt niestabilności termicznej w wodorowym dysku, związanej z przejściem tego pierwiastka ze stanu neutralnego do zjonizowanego. Okres wzmożonej akrecji materii na białego karła, spowodowany tą niestabilnością, obserwowany jest właśnie jako wybuch. Niektóre nowe karłowate (typu SU UMa) pokazują, oprócz zwykłych wybuchów, tzw. superwybuchy, które są o około 1 mag jaśniejsze i trwają kilka razy dłużej, a podczas nich obserwuje się charakterystyczne zmiany blasku o okresie o kilka procent dłuższym od okresu orbitalnego układu i nazywane potocznie superhumpami. Superwybuchy utożsamia się z pojawieniem się w dysku, oprócz niestabilności termicznej, drugiego efektu zwanego niestabilnością pływową. W układach o stosunku mas q mniejszym od 0.25 (biały karzeł przynajmniej 4x cięższy od zwykłej gwiazdy), dysk sięga rozmiarami powyżej obszaru rezonansu 3:1 i na skutek sił pływowych od składnika wtórnego może być silnie zniekształcony. Ruch linii apsyd takiego eliptycznego dysku wprowadza do układu kolejną częstość, której kombinacja liniowa z okresem orbitalnym daje właśnie częstość superhumpów. Model niestabilności termicznej i pływowej (thermal-tidal instability model - TTI) w ogólności jest w stanie wytłumaczyć zachowanie różnych grup nowych karłowatych, odtworzyć wybuchy i superwybuchy pojawiające się w różnych skalach. W ogólności modele teoretyczne i obserwacje są też w stanie zaproponować źródło promieniowania odpowiedzialne za superhumpy, które miałoby leżeć w środkowych i zewnętrznych częściach dysku. Diabeł tkwi jednak w szczegółach, a tych, w ostatnich latach, zaczęło pojawiać się coraz więcej, stawiając spore wyzwania przed modelem TTI. Przede wszystkim po wielu latach obserwacji wciąż nie wiemy, co tak naprawdę odpowiedzialne jest za superhumpy. Ich obserwacje we wszystkich układach pokazują, że na początku superwybuchu mają one ZAWSZE amplitudę 0.3 mag. i to zupełnie niezależnie od nachylenia orbity układu do linii widzenia. Gdyby, tak jak chcą modele i pokazują niektóre fakty obserwacyjne, ich źródło leżało tylko w środkowych i zewnętrznych częściach dysku, to po pierwsze nie dałyby one zmian blasku o amplitudzie aż 30% (najgorętsze części dysku znajdują się przecież w okolicach jego centrum), a po drugie ich amplituda musiałaby zależeć od nachylenia. Kolejny problem to gwiazdy TU Men i U Gem, dwie niemagnetyczne nowe karłowate o stosunkach mas większych wyraźnie od 0.25, a więc układy, w których niestabilność pływowa nie ma prawa się pojawić, a które pokazywały superwybuchy i superhumpy. Co ciekawe, superwybuch i superhumpy U Gem zostały zidentyfikowane przez prof. J. Smaka z warszawskiego CAMK-u tylko w oparciu o obserwacje miłośników astronomii z bazy AAVSO. Model TTI zyskał też spory problem wraz z nowymi wyznaczeniami odległości do nowej karłowatej SS Cygni. Przy nowej wartości 166 parseków, model ten ma poważne problemy z odtworzeniem jasności absolutnej obiektu w trakcie wybuchu. W szczególności wydaje się, że tempo akrecji w takim systemie musi być wyraźnie wyższe niż podaje to model TTI. Nie jest wykluczone, że model TTI wymaga poważnej modyfikacji, polegającej na uwzględnieniu wzmożonego tempa przepływu materii spowodowanego oświetlaniem towarzysza przez gorący dysk. Modele pokazują, że okresy superhumpów, w trakcie superwybuchu, powinny się skracać (jedynym wyjątkiem mogą tu być układy o ekstremalnie małym q). Tymczasem już od 10 lat obserwuje się obiekty, u których okres ten wydłuża się, a także takie, które pokazują zarówno jego skracanie się, jak i wydłużanie. Nie do końca rozumiemy też ewolucję gwiazd kataklizmicznych. Rachunki teoretyczne pokazują, że grubo ponad 90% nowych karłowatych powinno być już układami typu SU UMa, a około 70% wygasłymi obiektami o małym tempie akrecji, ewoluującymi już w kierunku dłuższych okresów orbitalnych. To stoi w wyraźnej sprzeczności z danymi obserwacyjnymi. Dodatkowo, grupa kandydatek na najbardziej zaawansowane ewolucyjnie nowe karłowate w naszej Galaktyce jest bardzo niejednorodna. Zawiera ona obiekty takie jak WZ Sge, AL Com czy EG Cnc, które są słabymi i mało aktywnymi układami wybuchającymi raz na około 10 lat (co jest zachowaniem zrozumiałym w tym stadium ewolucji). Z drugiej strony, zawiera też takie obiekty jak DI UMa i IX Dra, które należą do najaktywniejszych nowych karłowatych na naszym niebie pokazując superwybuch co małe kilkadziesiąt dni. Skąd taki wigor, u takich ,,staruszków'' - nie wiemy. Problemy pojawiają się też, gdy przejdziemy do obserwacji układów kataklizmicznych w gromadach kulistych i otwartych. Tu znów teoria mówi nam o czymś innym niż obserwacje. Ogólnie rzecz mówiąc, cierpimy na spory deficyt gwiazd katalizmicznych w gromadach. Najnowsze prace pokazują, że liczba potwierdzonych gwiazd kataklizmicznych w tego typu obiektach sięga odpowiednio 11 i 5 sztuk. Czy to rzeczywisty brak, czy może efekt selekcji obserwacyjnej związanej z tym, że w starych gromadach większość układów kataklizmicznych jest słabymi i nieaktywnymi gwiazdami typu WZ Sge - nie wiemy. Trudno jest dokładnie zaplanować projekt obserwacyjny, który polega na obserwacjach obiektów wybuchających w nieregularnych i rzadkich odstępach czasu. Na szczęście postęp techniki ostatnich lat spowodował, że idealne do tego celu teleskopy klasy 0.5-metra, wyposażone w dobre kamery CCD, można znaleźć w wielu miejscach, a często u zaawansowanych miłośników astronomii. Nasza grupa ma dostęp do 60-cm teleskopu Cassegreina w Ostrowiku, korzysta także z 50-cm teleskopu w Krakowie, a także prowadzi wydajną współpracę z miłośnikami astronomii w kraju (teleskopy 25-cm) i za granicą (teleskop 37-cm i 77-cm). Duże kampanie obserwacyjne poświęcone nowym karłowatym pokazują, że są one wdzięcznymi obiektami, które potrafią dać wiele bardzo interesujących wniosków naukowych na podstawie prostych obserwacji fotometrycznych. Ten krótki przegląd problemów z jakimi boryka się zrozumienie zachowania gwiazd kataklizmicznych, a w szczególności nowych karłowatych i zagadnień, które warto podjąć, pokazuje stan naszej niewiedzy. Zajmujemy się układami z silnym polem magnetycznym, systemami z gwiazdami neutronowymi i czarnymi dziurami, które wymagają opisania nie tylko dysków, ale dżetów, uwzględniania efektów relatywistycznych, większych energii i większych temperatur. Problem w tym, że w zasadzie zupełnie nie rozumiemy najprostszych układów z dyskiem, w których nie ma silnego pola magnetycznego, brakuje dżetów i nie ma tak wysokich energii. Właściwy kierunek badań nakazywałby najpierw dobre zrozumienie układu prostszego, do czego proste obserwacje wykonywane przez miłośników astronomii mogą mieć swój znaczący przyczynek. Arek

Witam, Czytam te żale i trochę włos mi się jeży na głowie. Popularyzacją astronomii zajmuję się już grube kilkanaście lat. Jakoś nigdy nie czułem potrzeby powoływania roku poświęconego astronomii, ani takiego czy innego komitetu. Prawda jest taka, że jak ktoś chce coś zrobić i ma do tego odpowiedni zapał oraz umiejętności, to zrobi to bez względu na okoliczności. Tego staram się trzymać. Komitet MRA2009 został powołany, może coś zrobi, może nie. Nikt nie dał mu jednak monopolu na tego typu działania. Więc zamiast wylewać żale i pisać zawierające półprawdy i niedomówienia listy otwarte, warto zabrać się do pracy. Bo pisząc takie listy otwarte jak tutaj zalinkowany i generalizując krzywdzi się wartościowych ludzi. Macie tutaj na forum kilku zawodowych astronomów, którzy starają się odpowiadać na Wasze pytania. Opowiadanie o zamkniętych twierdzach w CAMK-u i w Ostrowiku to gruba przesada. Ta zamknięta twierdza CAMK, w każdy poniedziałek organizuje otwartą popularną prelekcję, co roku od kilkunastu lat za darmo udostępnia swój hotel i sale wykładowe miłośnikom zrzeszonym w PKiM, udostępnia je także klubom takim jak Almukantarat czy Equator, co roku gości stypendystów z Krajowego Funduszu na Rzecz Dzieci, udostępnia pomieszczenie warszawskiemu PTMA, organizuje pokazy nieba, daje siedzibę Almukantaratowi i PKiM, robi Dzień Otwarty, organizuje seminarium dla nauczycieli fizyki. Znalazłoby się jeszcze kilka rzeczy. Będąc jeszcze miłośnikiem astronomii nigdy nie miałem problemów żeby do tej twierdzy wejść, skorzystać z biblioteki czy porozmawiać. A do jakiś wyjątkowo śmiałych czy upierdliwych nie należałem... Zamknięta twierdza Ostrowik, co roku, gości uczestników jednego lub dwóch obozów PKiM. Gościła też dwa seminaria PFN i chyba dwa seminaria PKiM. Osobiście oprowadzałem po Ostrowiku kilkanaście wycieczek szkolnych. A że często jest faktycznie zamknięta? To wynika z jej specyfiki. To stacja obserwacyjna, w której przez 100% czasu siedzi stróż, a obserwator przyjeżdża podaczas pogodnej nocy i ma wtedy robotę do zrobienia, z której jest rozliczany przez szefa. Popularyzacja mu wtedy nie w głowie. Warto przy tym pamiętać, że ani CAMK ani Ostrowik nie mają pośród swoich głównych priorytetów popularyzacji. To instytucje naukowe, gdzie robi się naukę. I robi się ją na światowym poziomie. Żaden astronom zawodowy nie ma też w obowiązku popularyzowania astronomii. Może to robić, ale nie musi. Jedni mają do tego zacięcie, inni nie. CAMK promuje jednak popularyzację astronomii dając punkty premiowe swoim pracownikom za tego typu działalność. Każdy pracownik CAMK, który popularyzuje astronomię może otrzymać 1 pkt premiowy rocznie. Dokładnie taką samą wartość ma opublikowanie jednej pracy naukowej w renomowanym czasopiśmie. Popularyzacja ma więc w CAMK-u wagę publikacji, której często poświęca się kilka miesięcy pracy... Mój post wcale nie oznacza, że podoba mi się polska strona MRA2009 i plan działań jej komitetu. Wręcz przeciwnie. Umieszczenie w programie polskich obchodów trzech imprez, z których dwie i tak by się odbyły bez względu na to czy byłby rok astronomii czy nie, to mało poważne działanie. Duża, przemyślana i dedykowana impreza powinna być w zasadzie w każdym miesiącu. Ale trzymam za nich kciuki. Trzymam je za wszystkich, którym chce się coś robić. I zachęcam ich zarówno do obserwacji jak i popularyzacji. Na koniec, zapytam osoby udzielające się w tym wątku, kiedy ostatnio zrobiły otarty pokaz nieba dla znajomych, przyjaciół i sąsiadów? Może z okazji zbliżającego się MRA2009 warto to zrobić? Pozdrawiam, Arek

To ja jeszcze dorzucę link do strony, która pokazuje jak w praktyce wyglądają pulsacje nieradialne i jaki mają one wpływ na wygląd linii widmowych w widmie gwiazdy: http://staff.not.iac.es/~jht/science/ Arek

Wizualni jak najbardziej. Lepiej mieć mniej dokładne dane niż nie mieć jej w ogóle.

Taki projekt, przy dużym nakładzie pracy i chęciach, da się zrobić nawet z jednego miejsca i nawet w kiepskiej polskiej pogodzie. Przykładem niech będzie nasza kampania poświęcona RZ LMi z roku 2004. W pierwszym półroczu udało nam się pokryć obserwacjami 7 kolejnych superwybuchów (rysunek w załączniku, a cała praca o RZ LMi tutaj: http://acta.astrouw.edu.pl/Vol58/n2/a_58_2_6.html ). Obserwacje te były prowadzone z jednego miejsca, jednym teleskopem i to takim, na który trzeba składać podania o czas więc nie jest do dyspozycji w każdą pogodną noc, bo obserwują na nim ludzie robiący inne projekty. Mając do dyspozycji kilka teleskopów rozrzuconych po całej Polsce, mamy większą szansę na choćby kawałek pogodnego nieba, który starczy do wykonanie kilku ekspozycji dla kilku gwiazd. Dlatego jeszcze raz zaznaczam, że jeśli nie znajdą się co najmniej 3-4 cierpliwe i poważnie zainteresowane tematem osoby, szczerze wątpię w powodzenie projektu. Jeśli zaś się znajdą, mamy spore szanse na ciekawe wyniki, które zaowocują wspólną publikacją.

Yah, przepraszam, że tak ostro ale jak się zabiera za popularyzację warto wiedzieć o czym się pisze. Na początek drobnostka. W tytule są gwiazdy "pulsacyjne" zamiast pulsujące. Teraz duży kaliber. Pisząc o modach harmonicznych, które są pulsacjami radialnymi, pokazujesz rysunki dotyczące pulsacji nieradialnych, które są czymś zupełnie innym. W przypadku pulsacji w modach harmonicznych mamy do czynienia z tzw. węzłami, czyli obszarami wewnątrz gwiazdy, które nie pulsują a materia nad nimi i pod nimi porusza się w przeciwnych kierunkach. Rysunki, które pokazujesz dotyczą powierzchni gwiazdy podzielonej na części, w których materia porusza się w górę lub w dół i są to pulsacje nieradialne opisane liczbami l oraz m. Warto o tym poczytać

RZ LMi i ER UMa też powinny być w zasięgu teleskopów klasy 15-25 cm nawet w minimum blasku. Przypominam, że tutaj przecież nie chodzi o fotometrię z dokładnością 0.01 mag lecz często o stwierdzenie, czy obiekt widać czy nie widać na obrazku oraz określenie jego jasności z dokładnością 0.1 mag (w minimum to wystarczy). Zawsze można wykonać kilka ekspozycji 3-5 min i je zestackować.

Witam wszystkich, Kończy się jeden rok, zaczyna kolejny. To często dobry okres żeby rozpocząć coś nowego. Niedawno informowałem Was o ciekawych wynikach odnośnie nowej karłowatej DI UMa, jakie udało się uzyskać m.in. dzięki obserwacjom wykonanym przez JackaP, który aktywnie udziela się na tym forum. Zachęcony tym doświadczeniem oraz świadomy lepszej dostępności dobrego sprzętu pośród polskich miłośników astronomii, chciałbym zachęcić do kolejnego, moim zdaniem ciekawego projektu obserwacyjnego. Nowe karłowate to ciekawa klasa obiektów, która została dość ciekawie zaprezentowana w wątku o U Gem. Dzieli się ona na kilka podgrup pośród których najciekawsza (MZ) jest klasa gwiazd SU UMa. To obiekty najciaśniejsze (okresy orbitalne krótsze od 2 godzin) i najstarsze (najbardziej zaawansowane ewolucyjnie). Składnik główny to biały karzeł, składnik wtórny to małomasywna gwiazda ciągu głównego, która często jest tak oskubana z masy, że może stać się zdegenerowanym brązowym karłem. Gwiazdy SU UMa oprócz zwykłych wybuchów, spowodowanych niestabilnością termiczną w dysku akrecyjnym wynikającą z przejścia wodoru ze stanu neutralnego do zjonizowanego, pokazują jeszcze superwybuchy, które są o około 1 mag jaśniejsze od zwykłych wybuchów i trwają kilka razy dłużej. Podczas tych superwybuchów obserwuje się tzw. superhumpy czyli zmiany jasności o okresie kilka procent dłuższym od okresu orbitalnego oraz o amplitudzie około 0.2-0.3 mag. Interpretowane są one jako pośredni wynik precesji (tak naprawdę ruchu linii apsyd) eliptycznego dysku, który powstaje w tego typu układach. Typowe gwiazdy SU UMa pokazują superwybuchy średnio raz na 1-2 lata. Jest jednak ekstremalnie ciekawa grupa gwiazd, zwana gwiazdami ER UMa, które są najaktywniejszymi nowymi karłowatymi pokazując superybuch średnio raz na miesiąc! Dlaczego są tak aktywne, co powoduje tak duże tempo przepływu masy z jednego składnika do drugiego, tego dokładnie nie wiemy. I tutaj otwiera się pole do popisu dla Was. Wiele tych obiektów w minimum blasku jest słabych i spada do 17-19 mag. Na szczęście wybuchają bardzo często i są wtedy na poziomie 13-15 mag, a więc w zasięgu kilkuminutowych ekspozycji wykonywanym amatorskimi teleskopami. To co trzeba więc robić, to wykonywać po jednym zdjęciu każdego obiektu na każdą pogodną noc. Aby zwiększyć dokładność i zasięg, mogą to być obserwacje bez filtra tzw. "white light". Gwiazdy podzieliłem na dwie grupy. Pierwsza to pięć najaktywniejszych obiektów, które pokazują superwybuchy raz na od 19 dni (rekordzistka RZ LMi) do 53 dni (IX Dra). Druga grupa to obiekty aktywne, które mogą należeć do tej grupy ale nie muszą. One pokazują superwybuchy co 80-120 dni. Pomiędzy superwybuchami gwiazdy te mają jeszcze od 2 do 5 zwykłych wybuchów, więc zastanie ich w stanie jasnym jest bardzo prawdopodobne. Linki obok gwiazd prowadzą do strony, gdzie znajdziecie współrzędne gwiazd i mapki. RZ LMi: http://archive.stsci.edu/prepds/cvcat/quer...lect=everything DI UMa: http://archive.stsci.edu/prepds/cvcat/quer...lect=everything ER UMa: http://archive.stsci.edu/prepds/cvcat/quer...lect=everything IX Dra: http://archive.stsci.edu/prepds/cvcat/quer...lect=everything V1159 Ori: http://archive.stsci.edu/prepds/cvcat/quer...lect=everything SS UMi: http://archive.stsci.edu/prepds/cvcat/quer...lect=everything MN Dra: http://archive.stsci.edu/prepds/cvcat/quer...lect=everything V503 Cyg: http://archive.stsci.edu/prepds/cvcat/quer...lect=everything NY Ser: http://archive.stsci.edu/prepds/cvcat/quer...lect=everything YZ Cnc: http://archive.stsci.edu/prepds/cvcat/quer...lect=everything Dlaczego warto zająć się tym tematem? Z kilku względów. Projekt jest przede wszystkim prosty do wykonania i może zaowocować wartościowymi naukowo wynikami. Wymaga wykonania kilku ekspozycji na noc i nic więcej. Wymaga jednak też dyscypliny, cierpliwości (chciałbym aby trwał przynajmniej rok, a najlepiej 2-3 lata) i tego, aby zabrało się za niego kilka osób. Tylko wtedy uda nam się uzyskać dobrze pokryte obserwacjami długofalowe krzywe zmian blasku, których analiza może pozwolić na dokładne określenie czasów występowania superwybuchów i zwykłych wybuchów, co może pozwolić rzucić światło na procesy fizyczne stojące za tak dużą aktywnością tych gwiazd. Dodatkowo Wasze obserwacje będą uzupełniane poprzez obserwacje wykonywane na większych teleskopach profesjonalnych klasy 0.6-1.0 metra, które pozwolą na śledzenie krótkofalowych zmian w krzywych zmian blasku. Wasze obserwacje będą pomocne także w planowaniu dłuższych kampanii na większych teleskopach. Znajdą się jacyś chętni? Pozdrawiam Was serdecznie i życzę szczęścia w Nowym Roku! Arek

Chętnych zapraszam do lektury pracy o aktywnej nowej karłowatej DI UMa. Jako ważną informację dodam, że współautorem pracy jest nasz forumowy kolega Jacek Pala, który wykonał część obserwacji. Pokazuje to, że w kiepskim polskim klimacie, amatorskim sprzętem można generować bardzo wartościowe naukowo rezultaty. Praca została bowiem zaakceptowana do druku w Astronomy & Astrophysics - jednym z czołowych czasopism astronomicznych na świecie. Praca do ściągniecia z: http://xxx.lanl.gov/abs/0812.4043 Pozdrawiam i mocno zachęcam do tego typu obserwacji, Arek