Search the Community
Showing results for tags 'gwiazdy zmienne'.
Found 9 results
-
B Persei (HR1324, HD26961) jest widoczna gołym okiem, gdyż jej jasność zmienia się w zakresie 4,52-4,68 magnitudo (barwa V). Znajduje się w Perseuszu w pobliżu granicy gwiazdozbiorów Żyrafy i Woźnicy tak, jak pokazano na załączonej mapce AAVSO. B Per jest układem trzech gwiazd. Dwie z nich (oznaczone jako A i B tworzą ciasny układ podwójny o okresie orbitalnym 1,53 dnia. W tym układzie nie występują zaćmienia, gdyż nachylenie płaszczyzny orbity systemu AB wynosi około 40stopni. System AB tworzą gwiazdy o elipsoidalnym kształcie, którego wypadkowa jasność zmienia się w wyniku zmian powierzchni świecącej w kierunku obserwatora. W systemie AB występują również rozbłyski (ang. flares) promieniowania radiowego o charakterze nietermicznym. Z układem AB jest związany trzeci składnik C, który obiega wspólny środek masy w ciągu około 702 dni. Płaszczyzna orbity składnika C jest nachylona prawie prostopadle do linii widzenia. Ostatnio astronomowie R. T. Zavala (U.S. Naval Observatory) i J. J. Sanborn (Lowell Observatory) na podstawie pomiarów astrometrycznych interferometrem Navy Precision Optical Interferometer (NPOI) wyznaczyli okres orbitalny składnika C na 702,45± 0,05 dni oraz moment najbliższego minimum: 28 stycznia 2013 r. godz. 20:24UT ± 1,5 HJD = 2456321,35 ± 0,05. Na rysunku "b_Persei_zacmienie_26_30_stycznia_2013r" z pracy Zavala i Sanborn jest pokazana schmatycznie geometria zaćmienia w układzie b Per. W środku rysunku umieszczono główny składnik gwiazdowy A (kolor niebieski). Linią przerywaną oznaczono orbitę pomarańczowej gwiazdy B, która obiega wspólny środek masy z gwiazdą niebieską w ciągu 1.5 dnia. Trzecia żółta gwiazda C porusza się po orbicie prostopadłej (linia ciągła) i co około 702 dni przesłania „coś” w niezaćmieniowym ciasnym układzie podwójnym AB. Rozmiary gwiazd zostały oszacowane przy założeniu, że ciasny układ podwójny AB jest rozdzielony. Autorzy szacują, że zaćmienie potrwa około 4 dni (od początku ingresu do końca egresu). Przy tak specyficznym układzie przestrzennym składników b Per dla obserwatora na Ziemi być może będzie możliwe zaobserwowanie nawet dwóch minimów jasności, gdy gwiazda C kolejno będzie zakrywała składniki ciasnego układu podwójnego AB. Szczególnie ważne mogą się okazać obserwacje minimum składnika B, o którym wiemy bardzo mało. Zavala opublikował na portalu AAVSO alert nr 476 zachęcający społeczność miłośników gwiazd zmiennych do obserwacji fotometrycznych b Per w okresie od 23 stycznia do 2 lutego 2013 r. Tak długi okres jest potrzebny do zebrania danych do analizy krzywej zmian blasku w trakcie około 4-dniowego zaćmienia oraz poza nim (modelowanie krzywej zmian blasku w czasie zaćmienia może pozwolić między innymi na określenie statusu ewolucyjnego układu AB). Potrzebna jest fotometria z dokładnością ± 0,02-0,03 mag. lub lepszą, ponieważ spadek jasności spowodowany zaćmieniem może być niewielki (około 0,1 mag.). Fotometria fotoelektryczna (ang. PEP) powinna być wykonywana z użyciem standardowych filtrów astronomicznych V i B. Natomiast wyniki fotometrii DSLR można raportować we wszystkich barwach dostępnych do pomiarów, czyli B, G i R. Uprasza się o korzystanie tylko z podanych poniżej gwiazd odniesienia: -) Gwiazda porównania (ang. comparison star): lambda Per = SAO 24412 = HD 25642, V=4,285; B-V = -0,013; oznaczenie „43” na załączonej mapce AAVSO. -) Gwiazda testowa (ang. check star): SAO 24512 = HD 26764, V=5,19; B-V = 0,052; oznaczenie „52” na mapce AAVSO. Obserwacje fotometryczne należy wprowadzić do bazy AAVSO dla obiektu oznaczonego jako „b PER”. Więcej infomacji na temat tego zaćmienia również można znaleźć w ostatniej Proximie nr 11 na stronach 16-19.
- 34 replies
-
- 8
-
-
- fotometria dslr
- gwiazdy zmienne
- (and 1 more)
-
Kuriozalne pomyłki, źle postawione przecinki... Planetoida której nie było 2 lutego 1892 roku Max Wolf, niemiecki astronom znany z wielu odkryć asteroid, zaobserwował obiekt, który wstępnie oznakował jako 330 Adalbertia. Wolf fotografował wybrane fragmenty nieba i porównywał ich wygląd z mapami. Dzięki tej metodzie odkrył ponad 200 asteroid i kilka komet. Z tamtym obiektem był jednak ten problem, że kolejni obserwatorzy nie mogli odnaleźć asteroidy, wyglądało zatem na to, że był to kolejny przypadek zagubionej asteroidy, to jest takiej, której jasność bądź zbyt słabo poznana orbita nie pozwoliły na ponowne obserwacje. Dopiero sto lat później podczas dokładnego przeglądu materiałów astronoma i porównaniu ze znanymi danymi, wyszło na jaw, że doszło do gigantycznej pomyłki. Obiekt który odkrył Wolf był zwykłą gwiazdą, nie było żadnej asteroidy. Nazwa i cyfrowe oznaczenie zostały więc wykorzystane do nazwania innej asteroidy odkrytej przez Wolfa w 1902 roku. Gwiazdy które nie były zmienne W połowie lat dwudziestych astronom Ceraski porównywał z nowszymi danymi stare klisze z obrazami nieba naświetlonymi w moskiewskim obserwatorium jeszcze w czasie I wojny światowej. Mierząc jasności poszczególnych gwiazd i porównując ich położenie z nowszymi danymi, zauważył iż pewna gwiazdka w gwiazdozbiorze Lwa, która zwykle miała jasność na samej granicy uchwytności dla użytego aparatu, na kliszy z dnia 25 marca 1917 roku niespodziewanie zwiększyła swoją jasność o kilka wielkości. Ponieważ jednak późniejsze obserwacje wykazały że gwiazda znów świeci tym samym blaskiem co poprzednio, uznano że nagłe pojaśnienie było związane z wybuchem, a samą gwiazdę sklasyfikowano jako zmienną kataklizmiczną. Dopiero w 1995 roku stwierdzono, że przed laty doszło do pomyłki - za gwiazdę wzięto obiekt znajdujący się obok, była to planetoida Flora kilka dni po opozycji. W czasie kolejnych obserwacji planetoida odsunęła się od tamtego miejsca, a obserwatorzy znaleźli tam jedynie niezmienną gwiazdę. Wprawdzie między położeniem gwiazdki a jaśniejszego obiektu była pewna rozbieżność, ale Ceraski uznał że poprzednicy popełnili błąd wyznaczenia pozycji gwiazdy. Identyczna pomyłka zdarzyła się w 1934 roku, gdy w podobnych okolicznościach zaobserwowano i sklasyfikowano gwiazdę wybuchową CV Aquari, która ostatecznie okazała się planetoidą Europa. Planetoidy odkryte dwa razy W czasach gdy nie było jeszcze komputerowych baz danych z możliwością szybkiego wyszukiwania, badacze asteroid musieli opierać się tylko na papierowych spisach znanych, odkrytych obiektów o wyznaczonej orbicie. I zdarzały się w związku z tym błędy. W 1904 roku Wolf odkrył planetoidę oznaczoną jako 525 Adelajda. W 1930 roku odkryto obiekt nazwany 1171 Rusthawela. Dopiero w latach 50. zorientowano się, że to jeden i ten sam obiekt. Spór co do nazwy rozwiązano w ten sposób, że pozostawiono nowsza nazwę a starą wykorzystano do nazwania innej planetoidy. Identycznie postąpiono w przypadku planetoid 787-Moskva/1317 Silvretta; 1095 Tulipa/1449 Virtanen; 864 Aase/1078 Menthia i 715 Transvaalia/933 Susi. Planetoida która straciła dobre imię 21 października 1928 roku chiński astronom odkrył planetoidę oznaczoną patriotycznie 1125 China. Potem nie udało się jej odnaleźć więc uznano, że to kolejna zgubiona planetka. W 1957 roku odkryto kolejny obiekt o tymczasowym oznaczeniu 1957 ONZ1. Wstępne wyliczenia orbity wskazywały na to, że jest to tamta zaginiona planetoida, toteż obiekt o lepiej opisanej orbicie nazwano w ten sposób. Jednak w 1987 roku odkryto kolejny obiekt, zaś po przekopaniu baz danych i wykonaniu symulacji okazało się, że na pewno jest to tamta, chińska planetoida z 1928 - zaś ta z lat 50. miała źle wyliczoną orbitę i błędnie uznano, że jest to odnalezienie zagubionego obiektu. Przeprawianie nazwy uznano chyba za zbytnią komplikację, dlatego obiekt z 1957 roku pozostał przy błędnie przypisanej nazwie China, zaś teraz już na pewno ponownie odnaleziony obiekt z lat 20. nazwano 3789 ZhongGuo. Nazwa to transliteracja nazwy Chin w dialekcie mandaryńskim. Galaktyka zdublowana Gdy w XIX wieku astronom John Dryer przygotowywał swój Nowy Generalny Katalog zbierający informacje o znanych galaktykach i gromadach gwiazd, posługiwał się głównie zapisami innych obserwatorów, donoszących o wykryciu nowego obiektu. Niestety, bywało że zapisy te były błędne, co prowadziło do zabawnych pomyłek. Tak było z galaktyką wpisaną na listę jako NGC 20 - jako pierwszy opisał ją R. J. Mithell. Trzydzieści lat później ponownie odkrył ją Swift, jednak ustalając jej pozycję na niebie, popełnił błąd i przypisał jej położenie bliskie, lecz różne niż rzeczywiste. Opierający się na różnych doniesieniach Dryer nie miał jak tego zweryfikować, dlatego ta sama galaktyka pojawia się na liście dwa razy, jako NGC 20 i NGC 6. Artykuł z mojego bloga: https://curioza.blogspot.com/2015/05/bedy-astronomow.html
-
Pilne jest potrzebna fotometria wizualna i CCD/DSLR pięciu cefeid w Łabędziu (SZ Cyg, X Cyg, VX Cyg, TX Cyg, MZ Cyg)! Szczegóły: https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-529 Na mapce wskazałem orientacyjnie, w której części gwiazdozbioru Łabędzia znajdują interesujące cefeidy. Małe żółte prostokąciki (coś około 3x4stopnia) pokazują obszar wokół danej cefeidy widziany przez mój zestaw fotometryczny (Tair300mm + Canon400D + EQ3-2). Do kolejnej wiadomości załączę zdjęcia okolicy 5 cefeid w Łabędziu wykonane wspomnianym zestawem. W alercie AAVSO nr 529 dr George Wallerstein (University of Washington) zgłosił zapotrzebowanie na obserwacje pięciu gwiazd pulsujących-cefeid z gwiazdozbioru Łabędzia o jasności obserwowanej 6-13mag: SZ Cyg, X Cyg, VX Cyg, TX Cyg, MZ Cyg. Potrzebne są obserwacje fotometryczne wizualne i CCD/DSLR/PEP w barwie V w okresie od października do końca grudnia 2015r. Są to cefeidy długookresowe (okresy 15-21dni). Dlatego wystarczy jedna obserwacja na noc. Dr Wallerstein pracuje na krzywymi prędkości radialnych tych gwiazd i potrzebuje optyczne krzywe blasku do korelacji z widmami tych cefeid, które uzyska(ł) w następujących terminach: -) 2X2015r. godz.1-3UT, 4X2015r. godz.1-3UT -) 3XI2015r. godz.2-4UT, 4XI2015r. godz.2-4UT, 30XI2015r. godz.2-4UT, -) 2XII2015r. godz.2-4UT, 30XII2015r. godz.2-4UT, 31XII2015r. godz.2-4UT. Poniżej załączyłem listę cefeid do obserwacji. MZ Cyg jest mniej regularna jako cefeida II-go typu. Natomiast pozostałe gwiazdy SZ Cyg, X Cyg, VX Cyg, TX Cyg są cefeidami klasycznymi. *) MZ Cyg jest ciekawym przypadkiem- obiekt pośredni pomiędzy cefeidami II typu i zmiennymi typu RV Tauri. Jako cefeida typu CWA ma okres 21.4 dnia, natomiast jako RVA - 42.8dnia. Oto aktualne krzywe blasku 5 interesujących cefeid z Łabędzia. Z polskich obserwatorów narazie tylko Marian Legutko wrzucił obserwacje najjaśniejszej cefeidy X Cyg do bazy AAVSO. Również mam obserwacje tych cefeid z 6 dni w październiku, ale jeszcze ich nie opracowałem Zapraszam innych chętnych obserwatorów!!! Aktualnie obserwacje cefeid w Łabędziu najlepiej wykonywać z wieczora, gdy Łabędź jest wysoko na niebie i nie widać Księżyca. Materiał źródłowy: https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-529
-
Jako, że od dawna interesuję się i prowadzę obserwacje gwiazd zmiennych postanowiłem napisać o tym parę słów licząc, że może uda mi się zachęcić tu kogoś do tego typu badań. Liczę też na wymianę doświadczeń i współpracę z osobami które już takie obserwacje prowadzą. Dotychczas skatalogowano setki tysięcy gwiazd zmiennych, wiele z nich nadal jest niezbadanych i na tym polu miłośnicy astronomii mają naprawdę wiele do zrobienia. Tym bardziej, że będąc wyposażonym w kamerę ccd i w miarę sprawny teleskop zaopatrzony w napęd amatorskie obserwacje przy odrobinie wprawy i staranności mogą być nie gorsze od obserwacji profesjonalnych. Dodam, że wymagania co do prowadzenia (guidingu) nie są tak duże jak w klasycznej astrofotografii. Lekko pojechane gwiazdki czy lekko nieostre nie są tu problemem. Ważna jest powtarzalność stosowanych metod pomiaru i systematyczność. Jednocześnie chciałbym też zachęcić wizualowców do podjęcia takich obserwacji. Sam przed laty stosowałem metodę Argelandera i udało mi się wyznaczyć wiele krzywych zmian blasku cefeid czy też złapać momenty minimów gwiazd zaćmieniowych. Obecnie wizualne obserwacje są bezcenne w przypadku zmiennych długookresowych o dużych amplitudach zmian blasku jak również zmiennych nieregularnych czy kataklizmicznych. Przewagą obserwacji wizualnych jest to, że nie wymagają kosztownego sprzętu, nieraz wystarczy lornetka czy nawet gołe oko. W jedną noc wprawny obserwator potrafi wykonać nawet kilkadziesiąt obserwacji różnych gwiazd a potem opracowanie wyników, otrzymanie krzywych jasności przynosi naprawdę wiele satysfakcji. Również tu ważne jest aby obserwacje były jednorodne –dokonywane tym samym instrumentem i tą samą metodą. Cenne jest też aby wielu obserwatorów dokonywało obserwacji tej samej gwiazdy i porównywało je ze sobą. Pozwoli to wyeliminować subiektywne błędy obserwatorów. W niniejszym poście nie będę opisywał typów gwiazd zmiennych ani metod obserwacji. Osoby zainteresowane w kilka sekund znajdą wyczerpujące informacje w internecie. Natomiast chętnie odpowiem w miarę możliwości na wszelkie pytania. Dodam jeszcze, że kopalnią wiedzy bez której żaden obserwator sobie nie poradzi jest strona www.aavso.org również w języku polskim. Na zakończenie, dla zachęty zamieszczam wyniki obserwacji dwóch gwiazd: V0496 Vul. Jest to zmienna zaćmieniowa typu W Ursae Majoris. Jest to ciasny układ podwójny którego składniki o zbiliżonych wielkościach stykają się ze sobą. Może wówczas następować przepływ materii z gwiazdy mniejszej do większej co wiąże się ze skróceniem okresu zmienność. Oba minima, wtórne i główne są podobnej głębokości. Zaobserwowane minimum jest prawdopodobnie minimum wtórnym. Obserwację będę kontynuował w celu wyznaczenia pełnej krzywej. Druga gwiazda to V0398 UMa. Jest to gwiazda pulsująca -cefeida karłowata typu Delta Scuti. Gwiazdy tego typu charakteryzują się bardzo krótkim okresem zmienności. Pokazana krzywa obejmuje okres 5,5 godz. i jak widać udało mi się złapać prawie 3 maksima. Obserwacji dokonałem teleskopem Newtona o średnicy 200 mm za pomocą monochromatycznej kamery Atik 383L+ Podany czas w Dniach Juliańskich (+2450000) heliocentryczny.
- 37 replies
-
- 19
-
-
- fotometria
- ccd
- (and 1 more)
-
O GWIEŹDZIE R CORONAE BOREALIS JAKO PREKURSORZE GRUPY GWIAZD ZMIENNYCH TYPU RCB Jedną z bardziej interesujących gwiazd zmiennych są gwiazdy zmienne typu R CrB. Podobnie jak ich prekursorka, czyli gwiazda R Corona Borealis, należąca do konstelacji Korony Północnej, cechują się bardzo silnymi spadkami jasności rzędu 1- 9 magnitudo. Zmienne należące do tej klasy są nadolbrzymami, których typy widmowe także podlegają zmianom wraz z fluktuacjami jasności. W maksimum jasności gwiazdy R CrB należą zwykle do typów widmowych F- G. Linie wodorowe (również seria Balmera) są w ich widmie spektroskopowym niemal nieobecne. W momencie spadku jasności obserwuje się silne linie spektralne węgla amorficznego, a także jego prostych połączeń (C2, CN). Widmo tych gwiazd wskazuje również na podwyższony udział helu oraz metali obojętnych lub pojedynczo zjonizowanych. Zmienne typu RCB wykazują niezwykłą, niepowtarzalną cechę, która odróżnia je od innych zmiennych: jest zmienną wybuchową i w trakcie wybuchu jej jasność silnie maleje. W przypadku innych gwiazd zmiennych wybuchowych, jasność w takim momencie wzrasta. Tanie nietypowe zachowanie gwiazd RCB tłumaczy się okresowym wyrzutem węgla z wnętrza gwiazdy i formowaniem się chmur węglowego pyłu w pobliżu fotosfery. Pył ten ulega zagęszczeniu w zewnętrznych obszarach gwiazdy, pochłania emitowane przez nią promieniowanie widzialne i tym samym przyczynia się do spadku jasności wizualnej o kilka jednostek magnitudo. Z upływem czasu, uwolniony pył węglowy ulega rozproszeniu i jasność gwiazdy powraca do wartości wyjściowej. Jasność w stanie podstawowym jest niemal stała i utrzymuje się nawet przez kilka lat, do czasu wystąpienia ostrego, gwałtownego spadku jasności. Minimum trwa od kilku tygodni do roku. Odzyskiwanie pierwotnej jasności jest stopniowe i trwa dłużej niż przejście do minimum. Oprócz głębokich spadków jasności wynikających z cyrkulacji materii węglowej w górnych partiach atmosfery, niektóre gwiazdy zmienne typu R Corona Borealis wykazują niewielką zmienność pulsacyjną o charakterze półregularnym. Okres tych zmian wynosi zwykle kilkadziesiąt dni, a amplitudy są płytkie i nie przekraczają dziesiątych części magnitudo. Wahania te są spowodowane powstawaniem nowych niewielkich porcji pyłu węglowego, który uwalniany do fotosfery przyćmiewa emitowane przez gwiazdę światło i staje się przyczyną kolejnych drobnych spadków jasności. Grono gwiazd zmiennych typu RCB jest niewielkie, a charakter fizyko-chemiczny i natura ich zmienności są jeszcze słabo poznane. Istnieją hipotezy, wg których zmiany jasności tych niezwykłych gwiazd uchodzą wyłącznie za krótki etap przejściowy w życiu przeewoluowanych nadolbrzymów, kiedy to nastąpił błysk helowy, zapłonęła warstwa helu, a wodór obecny w rdzeniu uległ wyczerpaniu. Zmiany jasności następują w nieregularnych odstępach czasu. Spadek jasności postępuje, by sięgnąć minimum w czasie kilku tygodni. Minimum utrzymuje się przez wiele tygodni. Niekiedy obserwujemy chwilowe wzrosty jasności o 1-2 magnitudo i następujące tuż po nich ponowne spadki. Gdy gwiazda staje się słabo widoczna z powodu spadku jasności, pozostaje nadal jasna w zakresie podczerwieni, a w jej linie spektralnym dostrzegalne są linie emisyjne węgla. Najważniejszą gwiazdą zmienną RCB jest prekursorka grupy, czyli R Corona Borealis. Gwiazda ta jest zlokalizowana wewnątrz symbolicznego kształtu konstelacji Korony Północnej. Można ją obserwować przy użyciu lornetki lub niewielkiego teleskopu. Przy wyjątkowo dobrych warunkach obserwacyjnych, R CrB jest dostrzegalna nieuzbrojonym okiem (podczas, gdy w szczycie swej jasności osiąga jasność wizualną 5,8 magnitudo). Przedział zmian jej jasności to 5,8 – 14,8 magnitudo. Gwiazda jest zmienną nieregularną. Wyjątkowy i nieprzewidywalny spadek jasności miał miejsce w 1863r, kiedy to minimum trwało nieprzerwanie przez blisko 10 lat. Z kolei w latach 1925- 1934 odnotowano maksimum utrzymujące się przez ok. 9 lat na względnie stałym poziomie. Temperatura powierzchni R Corona Borealis wynosi 6000- 6500 K. Promień gwiazdy to ok. 100 Rʘ, co stanowi blisko połowę odległości pomiędzy Słońcem a Ziemią. Wbrew pozorom masa R CrB nie jest wysoka i wynosi zaledwie 0,8 masy naszej Dziennej Gwiazdy. Gwiazda zawiera śladowe ilości wodoru, a jej materia składa się przede wszystkim z helu. R CrB pozbyła się już otoczki wodorowej, a cały wodór obecny z rdzeniu zdąży już się wypalić. Węgiel, którego okresowe wyrzuty obserwujemy w postaci głębokich minimów jasności, pochodzi z syntezy helu (tzw. reakcja 3-alfa). Z ogromną jasnością gwiazdy powiązany jest działanie silnego wiatru gwiazdowego, który sprawia, że traci ona znaczną część swojej masy. Utrata ta jest ok. 100.000 razy szybsza niż w przypadku Słońca. Około 1% traconej przez gwiazdę materii osiada na węglu, który formuje obłoki węglowe (podczas wyrzutu węglowego pyłu). Wokół R CrB roztacza się rozległa otoczka chłodnego pyłu o temperaturze ok. 900 K. Jego obecność jest rejestrowana w odległości stu promieni gwiazdy. Inne przykładowe gwiazdy zmienne typu RCB to m.in.: DY Persei, U Aquarii, RY Sagittarii, V854 Centauri. --------------------------------- Źródło: 1. K. Davis, AAVSO Technical Assistant, artykuł: „The Enigmatic R Corona Borealis”, January 2000. 2. I. Adamin, Variable Star Observer Bulletin “What are the R Coronae Borealis stars?” 2013. 3. S. Giridhar, Indian Institute of Astrophysics: “Abundance Analysis of R CrB Variable UW Cen”, 1986. 4. Notatki Jima Kalera, profesora uniwersytetu w Illinois.-
- 2
-
-
-
- R CrB
- Corona Borealis
- (and 1 more)
-
Każdy, kto próbował swoich sił w fotometrii ccd z pewnością zmierzył się z problemem błędów pomiaru. Oczywistym jest, że zależy nam, aby błąd pojedynczego pomiaru był możliwie jak najmniejszy. Jednocześnie chcielibyśmy tych pomiarów w określonym czasie zrobić jak najwięcej. Ma to fundamentalne znaczenie przy rejestracji tranzytów egzoplanet i obserwacjach gwiazd szybkozmiennych o periodzie rzędu kilkudziesięciu minut. Chciałem przedstawić Wam wyniki moich obserwacji (krzywe zmian blasku) gwiazdy zmiennej zaćmieniowej NSVS 4531561 (Aur) wykonanych różnymi teleskopami przy zastosowaniu tej samej kamery ccd. Krzywa pierwsza wykreślona na podstawie danych zebranych teleskopem Newtona 250 mm (czas naświetlania 60 sek.) Tu średni błąd pojedynczego pomiaru jest na poziomie 0.007 mag. Krzywa druga -refraktor ED 120 mm a więc 4 krotnie mniejsza powierzchnia obiektywu. Średni błąd pojedynczego pomiaru w tym wypadku wynosi 0.019 mag. Na dodatek czas naświetlania wydłużyłem do 90 sek. co spowodowało zmniejszenie ilości pomiarów w jednostce czasu. Nie ukrywam, że tak duża różnica w dokładności na korzyść większego teleskopu zaskoczyła mnie. Dodam, że warunki pogodowe były podobne, jedynie Księżyc po I kwadrze troszkę przeszkadzał (obserwacje refraktorem), choć z moich doświadczeń wynika, że nie powinno to mieć aż takiego znaczenia.
- 12 replies
-
- 7
-
-
- fotometria
- gwiazdy zmienne
- (and 1 more)
-
Polskie Towarzystwo Miłośników Astronomii, Burmistrz Miasta Malborka, biuletyn PROXIMA, Malborskie Centrum Kultury i Edukacji oraz Fundacja Nicolaus Copernicus zapraszają miłośników gwiazd do udziału w seminarium pt. „Gwiazdy zmienne”. Spotkanie odbędzie się 24 października 2015 r. w Centrum Kultury i Edukacji Szkoła Łacińska w Malborku. Tematyka seminarium obejmować będzie m.in. problematykę fotometrii wizualnej, DSLR oraz CCD gwiazd zmiennych, spektroskopii gwiazd zmiennych, a także poszukiwań planet poprzez obserwacje ich tranzytów na tle tarcz gwiazd za pomocą teleskopu kosmicznego Keplera. Wśród prelegentów doświadczeni miłośnicy astronomii oraz osobistości polskiej astronomii zawodowej. Więcej szczegółów oraz formularz rejestracyjny na stronie: http://astronomica.pl/seminarium.html Pozdrawiam Krzysztof Kida- 10 replies
-
- 5
-
-
- malbork
- gwiazdy zmienne
- (and 1 more)
-
Gwiazda Mintaka, czyli Delta Orionis, jest jedną z trzech gwiazd tworzących pas Oriona, który pięknie widać u nas na niebie zimowym. Jest to układ prawdopodobnie pięciu gwiazd związanych ze sobą grawitacyjne, który znajduje się w odległości około 900 lat świetlnych od Słońca. Trzy z nich można rozdzielić wizualnie (A - jasność ok.2,23V, B - 33" od A, jasność 14V i C - 52" od A, jasność 6,85V). Dodatkowo najjaśniejsza gwiazda Del Ori A składa się z następująch trzech gwiazd: -) Składnik Aa - został pokazany na poniższym rysunku. Jest to układ spektroskopowo podwójny dwóch bardzo gorących i masywnych gwiazd typów widmowych O9,5 II i B? III. Jasność każdej gwiazd rzędu 90000 jasności Słońca, a masy około 20Mo. Te gwiazdy krążą wokół wspólnego środka masy w okresie 5,73 dnia, częściowo się przesłaniając (nachylenie pł.orbity 67stopni). Zaćmienie powoduje spadek jasności około 0,1 mag. -) Składnik Ab typu widmowego O9 IV (?)- w odległości 0,3" od Aa, jasność około 1,35 mag mniejsza od Aa. Ta gwiazda została odkryta metodą interferometrii plamkowej i obiega wspólny środek masy z Aa w ciągu około 200 lat. Gwiazda zmienna Del Ori Aa jest aktualnie intensywnie obserwowana. Grupa amerykańskich i kanadyjskich astronomów otrzymała 5,5 dnia obserwacyjnego na satelicie rentgenowskim Chandra w okresie 16-21XII i 24-29XII 2012 r. W użyciu jest spektrograf rentgenowski, pozwalający uzyskać widma w zakresie "X" 5-25 Angstremów. Celem tego projektu jest poszerzenie naszej wiedzy na temat masywnych gwiazd typu widmowego O. Autorzy piszą, że : "Masywne gwiazdy typu widmowego O, chociaż rzadkie, są głównym czynnikiem stojącym za zmianami chemicznymi, jonizacyjnymi i ciśnienia ośrodka międzygwiazdowego. Ewolucja tych gwiazd od ciągu głównego do supernowej jest w znacznym stopniu napędzana utratą masy przez wiatr gwiazdowy. Zrozumienie tego ważnego związku dla konkretych gwiazd wymaga dobrej znajomości ich parametrów fizycznych ... połączonego ze szczegółowym rozumieniem wypływającego z nich wiatru gwiazdowego ... Ponieważ gwiazdy masywne są rzadkie, a masywne układy podwójne - jeszcze rzadsze ... dynamiczne wyznaczenia parametrów gwiazd jest znane tylko dla kilku układów. Nasza niepewność odnośnie utraty masy jest nawet jeszcze większa... Ważne pytania ... nie otrzymały jeszcze odpowiedzi." Więcej informacji na temat tego projektu można znaleźć pod linkiem Mintaka.PDF. Na załączonym rysunku pokazano schematyczny model układu zaćmieniowego Aa delta Orionis tak, jak go widać z Ziemi w różnych fazach orbitalnych. Większa kula reprezentuje główny składnik tego układu, czyli jasnego olbrzyma 09,5 II. Kolorowe kreski pokazują przewidywane miejsca, gdzie tworzą się wysoko zjonizowane linie widmowe (Ne IX, Mg XI, O VII w zakresie rentgenowskim 5-25A) pochodzące z wiatru gwiazdy typu widmowego "O". Będą one sukcesywnie przesłanianie przez mniejszą gwiazdę typu widmowego B w różnych fazach orbitalnych. Dodatkowo w okresie 17 XII 2012- 7 I 2013 r. Mintaka Aa jest intensywnie obserwowana przez kanadyjskiego satelitę fotometrycznego MOST. Ten satelita ma na pokładzie 15cm teleskop maksutowa z układem fotometrycznym pozwalającym wykrywać zmiany jasności rzędu jednej milionowej dla gwiazd jaśniejszych od 6 mag. Satelita mierzy jasność filtrem szerokopasmowym 3500-7000A (nie jest to std fotometria astronomiczna typu U,B,R,Ic,Rc). Więcej informacji na temat tego satelity można znaleźć również tutaj. Do współpracy zostali również zaproszeni miłośnicy astronomii. W okresie 17 grudnia 2012 r. do 7 stycznia 2013 r. bardzo pożądana jest fotometria oraz spektroskopia Mintaki "Aa". AAVSO opublikowało alert w tym temacie na swoim portalu: http://www.aavso.org/aavso-alert-notice-474 Ze względu na małą aplitude zmianę jasności (2,20-2,32V) organizatorzy proszą o standardowe obserwacje fotometryczne BVRIJH wykonywane technikami CCD i PEP (100 uśrednionych pomiarów z danej nocy). Przydatna jest również fotometria "lustrzankowa"(DSLR) tej gwiazdy. Obserwacje należy umieścić w bazie AAVSO dla gwiazdy zmiennej "DEL ORI", podając jasność z dokładnością do 0,001 mag. i JD do 4 cyfr znaczących po przecinku. Bardzo pożądana jest spektroskopia w zakresie widzialnym 4000-7000A (w tym H alfa 6563A, Hel I 6678A) w dużej zdolności rozdzielczej (R>=10000) i dużym stosunkiem sygnału do szumu SNR>=200, czas ekspozycji<30 minut. Nie powinno to stanowić problemu nawet dla "amatorów", gdyż gwiazda jest bardzo jasna (ok.2,2V) - oczywiście, o ile posiada się spektrograf za sporą ilość k$ ...
- 1 reply
-
- 8
-
-
- gwiazdy zmienne
- Mintaka
- (and 3 more)
-
Na portalu AAVSO pojawiła się lista 153 gwiazd zmiennych z całego nieba specjalnie wybrana do obserwacji za pomocą zwykłych lornetek trzymanych w rękach - takich, jak np. ta . Są to głównie gwiazdy zmienne półregularne oraz mirydy. W większości jasność tych gwiazd zmienia się w zakresie 3.0-9.5V. Lista 153 gwiazd zmiennych została dołączona do tego postu (pliki formatach CSV + xls) i jest również dostępna w bazie danych VSX.. Zawiera ona następujące informacje: nazwa gwiazdy zmiennej ("star name"), nazwa gwiazdozbióru ("constellation"), współrzędne ("coordinates), rodzaj zmienności ("type"), okres zmienności ("period"), zakres zmienności w mag. ("range"), zalecane pole widzenia FOV i graniczne magnitudo dla mapki ("suggested FOV and limiting magnitude for charts") i uwagi ("notes"). Specjalnie przygotowane mapki ("dojścia") do obserwacji lornetkowych można wygenerować za pomocą Variable Star Plotter. Przy wyborze rodzaju mapki w VSP należy zaznaczyć przycisk WOULD YOU LIKE A BINOCULARS CHART? --> YES Jako potwierdzenie, że wybraliśmy mapkę do obserwacji lornetkowych w górnym prawym rogu pojawi się informacja: Na takiej mapce są podane jasności gwiazd porównania zoptymalizowane do obserwacji wizualnych za pomocą lornetki. Przy generowaniu mapek gwiazd zmiennych słabszych od 9,5V nie należy używać tej opcji! Oczywiście jest znacznie więcej gwiazd zmiennych w zakresie magnitudo 3.0-9.5V niż wybrana przez AAVSO liczba 153 szt, które nadają się do obserwacji wizualnych przez lornetkę. Jednakże narazie w AAVSO nie zamierza rozszerzać tej listy. W trakcie podziwiania przez lornetkę mesjerów i ds-ów, czasami można rzucić okiem na jakąś gwiadkę zmienną z "lornetkowej" listy AAVSO. Gorąco zachęcam ... AAVSO Binocular Program Web List(zmien_rozszerzenie_z_TXT_na_CSV).txt AAVSO Binocular Program Web List(zmien_rozszerzenie_z_TXT_na_XLS).txt
