Skocz do zawartości

rybi

Użytkownik
  • Zawartość

    496
  • Rejestracja

  • Ostatnia wizyta

  • Wygrane w rankingu

    10

Ostatnia wygrana rybi w Rankingu w dniu 4 Luty 2017

rybi posiadał najczęściej polubioną zawartość!

Reputacja

850 Excellent

O rybi

  • Tytuł
    Wega

Profile Information

  • Płeć
    Male
  • Zamieszkały
    Szczecin
  • Interests
    Gwiazdy zmienne, Fotometria DSLR/CCD ... i cała Astronomia.

Converted

  • Miejsce zamieszkania
    Szczecin

Ostatnie wizyty

2413 wyświetleń profilu
  1. Zbliża się kolejne zaćmienie w potrójnym układzie zaćmieniowym b Persei AB-C o okresie orbitalnym ponad 700 dni. Tym razem będzie to zaćmienie główne, gdy najjaśniejszy składnik układu "A" (typ widmowy A2 V) zostanie przesłonięty przez słabego towarzysza "C" (typ widmowy F V ?). Tym samym należy oczekiwać największych spadków jasności od ~4,6 mag do nawet ~5,1 mag. Gdzieś tam będzie również zakrywany składnik "B", krążący razem ze składnikiem "A" w ciasnym układzie podwójnym o okresie orbitalnym ~1,5 dnia wokół wspólnego środka masy. Koordynator tej akcji prof. D.Collins opublikował symulację krzywej blasku tego zaćmienia. Zaćmienie powinno rozpocząć się w dn. 18 stycznia 2020r. około godz. 0 UT i potrwać aż do 21 stycznia 2020r. do godzin porannych, czyli ponad trzy dni. Początek zaćmienia w dn. 18 stycznia około godz. 0 UT to jest idealny czas dla obserwatorów b Per w Europie i Ameryce Pn. Wtedy zostanie częściowo zasłonięty słabszy składnik "B" przez C". Następnie w tej symulacji jest zakrywany główny składnik "A" przez "C" - co może dać spadek jasności nawet ~5,1 mag.(?). Wstawka w poniższym rysunku przedstawia wzajemną pozycję trzech gwiazd w chwili środka zaćmienia (= dn. 19 stycznia 2020r. godz. 12 UT / JD=2458868) - moment symulacji zaćmienia, gdy składnik "C" przesłania środek masy układu elipsoidalnie zmiennego "AB". Składnik "C" ponownie zaczyna przesłaniać gwiazdę "A" po minięciu środka masy układu "AB". I na koniec jeszcze powinno dać się zaobserwować zaćmienie muskające w dn 21 stycznia 2020r. od godz. ~0 UT. (I) Fotometria CCD/CMOS/DSLR. Jak zwykle potrzebna jest najprostsza standaryzowana fotometria różnicowa z trzema następującymi gwiazdami na jednej fotce: 1. gwiazda porównania (comp star) '55' ( AUID 000-BLL-386 = HIP 20156 = SAO 39457 = HR 1330 = HD 270840) o jasności 5.456 V, 2. gwiazda zmienna (var star) b Persei 4,6 <-> 5,1 mag, 3. gwiazda testowa (check star) HIP 20370 (J2000 RA, Dec = 04 21 45.47 +50 02 06.64). Jasność gwiazd porównania, zmiennej i testowej należy mierzyć: -) albo w filtrze Johnson-V (kamery monochromatyczne CCD/CMOS), -) albo jako wyseparowana barwa zielona Tri-G z negatywów cyfrowych RAW (lustrzanki cyfrowe / aparaty cyfrowe / kamery kolorowe CCD/CMOS). Nie są potrzebne żadne transformacje jasności. UWAGA! Oprócz fazy zaćmień są potrzebne również kilkugodzinne (2-4 godz.) ciągłe obserwacje fotometryczne zmienności elipsoidalnej poza zaćmieniami (amplituda ~0,06mag), aby skalibrować względem siebie fotometrię różnych obserwatorów. Potrzebne są obserwacje w okresie od 5 stycznia do 2 lutego 2020r. W czasie zaćmień należy prowadzić ciągłe obserwacje fotometryczne tak długo jak się da ... Jest to niepowtarzalne zjawisko, i bardzo brakuje obserwatorów z Azji i Pacyfiku! (II) Spektroskopia. Temat adresowany do polskich miłośników spektroskopii posiadających lub kończących budowę-drukowanie swoich spektrografów - w szczególności: @Esku1RES , @jolo , @Bajastro. Więcej na temat tych ATM-owych spektrografów można znaleźć tutaj i tutaj. Potrzebne są obserwacje spektroskopowe układu b Persei podczas głównego zaćmienia, gdy jest przesłaniana gwiazda A2V. Mogą one pozwolić zaobserwować przesunięcia prędkości radialnych wynikające z rotacji gwiazdy typu widmowego "A". Widma należy przesyłać e-mailem do Dr Anatoly Miroshnichenko a_mirosh(AT)uncg.edu. W FITS-ie musi być informacja odnośnie współrzędnych obserwacji, nazwisko obserwatora, RA+DEC gwiazdy (... b Per), czas UT środka ekspozycji. Natężenie musi być podane w ADU (bez normalizacji do poziomu widma ciągłego / kontinuum) i długość fali geocentryczna. Potrzebne będą siatki dyfrakcyjne dające duże rozdzielczości, które pozwolą analizować zmiany w profilach linii widmowych gwiazdy typu widmowego A2V. Dr Anatoly Miroshnichenko stosował względną rozdzielczość R=λ/Δλ ~ 12000, ale "amatorzy" np. (J.Foster) stosowali rozdzielczości R~6000. Na przykład James Foster zaobserwował efekt przesunięcia rzędu 1,8A w H-alfa podczas zaćmienia w lutym 2018r.: Przy dużej rozdzielczości widm powinno udać zaobserwować efekt Rossiter'a-McLaughlin'a w profilach linii widmowych (różowy profil widmowy), gdy zostanie przesłonięta gwiazd A2V przez coś słabszego (F?). Widmie b Persei do tej pory nie udało się odkryć linii składnika "zielonego" z poniższej symulacji (animowany gif został wzięty stąd: http://phoebe-project.org/docs/2.2/examples/rossiter_mclaughlin): BIBLIOGRAFIA: Więcej informacji odnośnie zaćmienia b Per w styczniu 2020r. można znaleźć na portalu AAVSO: https://www.aavso.org/b-per-campaign-january-2020 https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-688 Więcej na temat obserwacji spektroskopowych można znaleźć na stronach AAVSO i ARAS: https://www.aavso.org/february-2018-b-per-campaign-spectroscopy http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=5&t=1952 Tak do tej pory wyglądały zaobserwowane zaćmienia wtórne ... Tak do tej pory wyglądały zaobserwowane zaćmienia główne ...
  2. rybi

    Wydrukuj sobie spektroskop

    Jeszcze kontynuuję wątek obserwacji spektroskopowych b Persei ... Przy dużej rozdzielczości widm powinno udać zaobserwować efekt Rossiter'a-McLaughlin'a w profilach linii widmowych (różowy profil widmowy), gdy zostanie przesłonięta gwiazd A2V przez coś słabszego (F?). Widmie b Persei do tej pory nie udało się odkryć linii składnika "zielonego" z poniższej symulacji: Informacyjnie - ww. gif'a wziąłem stąd: http://phoebe-project.org/docs/2.2/examples/rossiter_mclaughlin
  3. rybi

    Wydrukuj sobie spektroskop

    Rozdzielczość 4A/piksel to jest za mało. Dr Anatoly Miroshnichenko stosował względną rozdzielczość R~12000, ale "amatorzy" np. (J.Foster) stosowali rozdzielczości R~6000. Na przykład James Foster zaobserwował efekt przesunięcia rzędu 1,8A w H-alfa podczas zaćmienia w lutym 2018r.: Więcej na ten temat można znaleźć na stronach AAVSO i ARAS: https://www.aavso.org/february-2018-b-per-campaign-spectroscopy http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=5&t=1952
  4. rybi

    Wydrukuj sobie spektroskop

    Podziwiam pionierów polskiej spektroskopii "amatorskiej" budujących/drukujących spektrografy. Robicie wielką rzecz!!! Marzy mi się też budowa własnego spektrografu. A teraz mały off-top ... Niedługo pojawi się możliwość przetestowania spektrografów na jasnej gwieździe (V ok. 4,6 mag) b Persei i dostarczenia danych naukowych podczas zaćmienia głównego, które powinno wystąpić w czterech dniach: 17,5 - 21,5UT stycznia 2020r. Jest to układ potrójny, w którym składniki A+B generują zmienność elipsoidalną z okresem około 1,5 dni. A co około 700 dni występują zaćmienia główne, gdy składnik (C) przesłania (A)+(B) lub odwrotnie (wtedy jest zaćmienie wtórne). Spektroskopowo obserwuje się się tylko zmiany w widmie składnika (A), który jest gwiazdą ciągu głównego o typie widmowym A2V. Pozostałe gwiazdy (B)+(C) są znacznie słabsze i generują zaledwie po parę procent jasności układu (typ widmowy F ?) Ilustracja tego co można się spodziewać odnośnie zmian prędkości radialnych przedstawia poniższy rysunek wzięty z mojego artykułu w Uranii. Szczególnie wartościowe są obserwacje spektroskopowe układu b Persei podczas głównego zaćmienia, gdy jest przesłaniana gwiazda A2V. Mogą one pozwolić zaobserwować przesunięcia prędkości radialnych wynikające z rotacji gwiazdy typu widmowego "A". Widma należy przesyłać e-mailem do Dr Anatoly Miroshnichenko a_mirosh(AT)uncg.edu. W FITS-ie musi być informacja odnośnie współrzędnych obserwacji, nazwisko obserwatora, RA+DEC gwiazdy (... b Per), czas UT środka ekspozycji. Natężenie musi być podane w ADU (bez normalizacji do poziomu widma ciągłego / kontinuum) i długość fali geocentryczna. Ale potrzebne będą siatki dyfrakcyjne dające wyższe rozdzielczości widm, które pozwolą analizować zmiany w profilach linii widmowych gwiazdy typu widmowego A2V ... Więcej informacji odnośnie tego zaćmienia b Per można znaleźć na portalu AAVSO: https://www.aavso.org/b-per-campaign-january-2020 https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-688 i na polskich forach: https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/2123-zaćmienia-b-persei-nie-mylić-z-beta-persei/ https://astropolis.pl/topic/40246-zaćmienia-b-persei-nie-mylić-z-beta-persei/
  5. Opracowałem parę obserwacji gamma Persei w dżonsonowskich barwach V i B z dzisiejszego wieczora. Jeszcze trwa faza początkowa zaćmienia. Drugi kontakt (gorętsza-mniejsza gwiazda schowa się za chłodniejszą i o rząd wielkości większą) za około 6 godzin ...
  6. W układzie zaćmieniowym gamma Persei biały składnik gwiazdowy (A2-A3 V) aktualnie jeszcze chowa się za żółtego olbrzyma (G8 III) i "schowa się" jutro w nocy około godz. 4:20. Pomiędzy 1 a 2 kontaktem dla tego układu podwójnego mija ponad około 1,5 dnia. Zgodnie u uaktualnioną efemerydą 2 kontakt powinien nastąpić jutro (18 listopada) około godz. 4:20 naszego czasu. W czasie zaćmienia w 2005r. spadek jasności w barwach V/B/U był odpowiednio 0,28 / 0,54 / 0,88 magnitudo.
  7. Zaćmienie gamma Persei już się rozpoczęło. Wczoraj w dziurach między chmurami "złapałem" jeszcze ostatni moment, przed zaćmieniem (fotometria DSLR transformowana do standardu B,V). Amerykanie dzisiaj o 5:20 UT zaobserwowali spadek jasności 0,2 w filtrze B i 0,3 w filtrze U. Nowa efemeryda tego zaćmienia podana na forum AAVSO jest następująca: Początek zaćmienia: 16 listopada 2019 19:22 UT Środek zaćmienia: 21 listopada 2019 20:52 UT Koniec zaćmienia: 26 listopada 2019 22:23 UT Faza całkowita: 18 listopada 2019 03:20 UT - 25 listopada 2019 14:25 UT. Nowy okres: 5329.1 dni
  8. Coś miłośników astronomii z żyłką poszukiwaczy złota. Warto się wybrać. Poniżej info od organizatorów: Kolejny wykład otwarty Oddziału Szczecińskiego Polskiego Towarzystwa Fizycznego odbędzie się 23 września (poniedziałek) 2019 r. o godzinie 19.00 w auli nr 7 (I piętro.) kampusu Akademii Morskiej w Szczecinie przy ul. Szczerbcowej 4. Wykład pt. "The Origin of Gold in the Universe" ("Jak powstało złoto we Wszechświecie") wygłosi prof. Tsvi Piran z Katedry Schwartzmana Fizyki Teoretycznej Uniwersytetu Hebrajskiego w Jerozolimie, Izrael. Prof. Piran jest m.in. autorem pomysłu, że tzw. błyski gamma są wynikiem zlewania się dwóch gwiazd neutronowych. Wykład towarzyszy konferencji POTOR-6, 6-tej Konferencji Polskiego Towarzystwa Relatywistycznego (cosmo.usz.edu.pl/potor6) i jest organizowany we współpracy z projektem "Zapytaj fizyka?" (zapytajfizyka.fuw.edu.pl). Wykład będzie prowadzony w języku angielskim z możliwością krótkiego komentarza do wybranych sekwencji po polsku. Naukowcy od dawna wiedzieli, ze węgiel, tlen, azot, krzem i żelazo powstają we wnętrzach gwiazd podobnych do naszego Słońca i potem są rozsiewane w kosmosie podczas wybuchów gwiazd supernowych. Jednak nie znali odpowiedzi na pytanie skąd wzięły się cięższe pierwiastki takie jak platyna i złoto? Na wykładzie w sposób popularny zostanie przedstawione jak w trakcie zjawiska łączenia się ze sobą układów podwójnych gwiazd neutronowych zostały wyprodukowane te jakże cenne dla nas pierwiastki. Omówione zostanie jak wynikło to z obserwacji kolejnego przypadku emisji fal grawitacyjnych z dnia 17 sierpnia 2017 roku za pomocą detektorów LIGO i Virgo.
  9. rybi

    Betelgeza

    Mnie ostatnio zadziwiło, że dla tego jednego z najlepiej zbadanych czerwonych nadolbrzymów wyznaczone tempo utraty masy w publikacjach astrofizycznych waha się aż o czynnik 100 !!! Tzn. od 10-7 Mʘ/rok do 10-5 Mʘ/rok.
  10. rybi

    Betelgeza

    Raczej nic nam nie grozi ze strony Betelgezy jako supernowej, ponieważ według różnych szacunków "strefa śmierci" dla supernowych typu II wynosi od 25 do 100 pc. Szacunkowa jasność Betelgezy jako supernowej w maksimum będzie porównywalna z jasnością Księżyca (... fragment slajdu z mojej prezentacji alfa Orionis ) : Betelgeza znajduje się w fazie spalania helu, więc zgodnie z aktualną wiedzą na temat ewolucji gwiazd powinna wybuchnąć jako supernowa w ciągu 0,1-1 mln lat. Ale o zbliżającym się wybuchu powinniśmy wiedzieć parę miesięcy wcześniej, gdy w jądrze gwiazdy zacznie się palić Ne/O. Gwiazda będzie emitowała tak dużo neutrin, że powinny to zarejestrować ziemskie obserwatoria. Poniżej przykład takich oszacowań neutrin wykonanych przez krakowskiego astrofizyka Andrzeja Odrzywołka (tutaj BC nie oznacza Before Christ, ale Before Colapse):
  11. I jeszcze odnośnik do jednej z improwizacji muzycznych Sylwii Różyckiej i Krzysztofa Baranowskiego ilustrującej zaćmienie Księżyca na Wałach Chrobrego w Szczecinie. Jak dla mnie "niebo na ziemi"
  12. Zaćmienie Księżyca w Szczecinie na Wałach Chrobrego zorganizowane przez PTMA Szczecin. Wieczorem 16 lipca 2019r. oglądaliśmy w Szczecinie na Wałach Chrobrego zaćmienie Księżyca na bardzo klimatycznej i spontanicznej imprezie. Obserwatorzy zaczęli się zbierać się przed godziną 21. Klimat imprezie zapewniła improwizowana muzyka fortepianowa na żywo w wykonaniu Krzysztofa Baranowskiego z Teatru Polskiego w Szczecinie. Artyście chwilami towarzyszyła wokalistka (?), której głos brzmiał jak drugi instrument muzyczny współgrający z fortepianem. W oczekiwaniu na ciemność oglądaliśmy okolicę przez teleskopu, słuchaliśmy improwizacji muzycznych i wyglądaliśmy planet (Jowisz, Saturn). Około godz. 21:17 wschód Księżyca Początek zaćmienia częściowego: 22:02, az. 144°, wys. 7° Zaćmienie się rozwija img_6195 Obserwacje zaćmienia Księżyca i planet Jowisz / Saturn. Do każdego teleskopu stały dedykowane kolejki astromiłośników. Około godz. 23:09 - przelot ISS: Parę widoków zaćmionego Księżyca nad kolorowo mrugającymi Dźwigozaurami: Spotkanie zakończyło się około północy. Chociaż byli chętni do dalszych obserwacji. Ale cóż - następnego dnia trzeba było wstać do pracy. Informacje medialne po imprezie na Wałach Chrobrego: https://radioszczecin.pl/1,391792,tlumy-na-walach-chrobrego-i-niezapomniany-widok- -) relacja filmowa Radia Szczecin: https://radioszczecin.pl/serwis_informacyjny/pliki/2019/2019-07-17_156331496810.mp4 -) materiał dźwiekowy Radia Szczecin: https://radioszczecin.pl/serwis_informacyjny/pliki/2019/2019-07-17_156334000310.mp3
  13. Piękna krzywa blasku! Może teraz spróbujesz złapać krzywą blasku zmiennej pulsującej w trzech częstotliwościach ? Ostatnią parę takich gwiazd odkryto, np. J065759.86+053444.9 powinna być widoczna na "naszym" niebie. Jest to cefeida o jasności ok. 14,5V i pulsuje jednocześnie w modzie podstawowym (P=1,33218 dnia; amplituda=0,118mag), 1 harmonicznej (P= 0,97812 dnia; amplituda= 0,157mag), 2 harmoniczna (P=0,78553 dnia; amplituda=0,015 mag). Więcej o tej zmiennej można znaleźć w arXiv: 1812.01575, zobacz też info o tym w ostatniej Proximie nr 33 str.11 tabelka1.
  14. Spotkałem się ostatnio z bardzo interesującym pojęciem nowej klasy gwiazd zmiennych "heartbeat stars" (HB stars) odkrytych przez satelitę Kepler. Może ktoś z Szanownych Forumowiczów znajdzie bardziej eleganckie tłumaczenie tego pojęcia ? Gwiazdy zmienne, których krzywa blasku przypomina bicie ludzkiego serce ? Gwiazdy zmienne typu HB (HeartBeat) ? Gwiazdy pulsujące podobnie do serca ? ... ? Wizja artystyczna "heartbeat star" wzięta z [5]. W języku polskim znalazłem wzmiankę o tych gwiazdach np. na portalu Urania (szczegóły [3]), gdzie użyto określenia gwiazdy zmienne pulsujące w rytmie serca, czyli których jasność zmienia się jakoś tak: Przykładowe EKG ludzkiego serca wzięte stąd. Ta nazwa sugeruje, że są to pojedyncze gwiazdy. Tymczasem zjawisko dotyczy zjawisk w specyficznych gwiazdowych ciasnych układach podwójnych o okresach orbitalnych < 1 roku i mocno rozciągniętych eliptycznych orbitach (mimośród orbity e > 0,3), w których obserwuje się zmiany jasności przypominające kształtem elektro-kardiogram. Krzywe blasku tych układów podwójnych są zdominowane przez efekty działania sił pływowych oraz wzajemnego odbicia światła od gwiazd, gdy mijają one peryastron. Wtedy obserwuje się ten charakterystyczny "puls serca". Jednak gwiazdy zmienne typu HB pulsują przez cały okres orbitalny w wyniku TEO (ang.Tidally Excited Oscillations - drgań wzbudzanych siłami pływowymi). Są to minimalne zmiany jasności o amplitudzie poniżej 1/1000 magnitudo. Częstotliwości drgań TEO odpowiadają dokładnie całkowitym wielokrotnościom częstotliwości okresu orbitalnego. Po raz pierwszy TEO zostało odkryte w 2009r. w układzie podwójnym HD 174884 i następnie potwierdzone w 2012r. dla KOI-54 (=HD 187091) i kilku innych ciasnych układów podwójnych. Zgodnie z teorią (patrz [1]) największe zmiany jasność gwiazd wywołane przez TEO są oczekiwane dla gorących gwiazd o temperaturach efektywnych > 6500K, gdyż takie gwiazdy nie posiadają zewnętrznej strefy konwekcyjnej - co pozwala na rozchodzenie się drgań typu "g" znacznie bliżej powierzchni gwiazdy i generuje większe zaburzenia temperatury powierzchniowej. Wzorcową gwiazdą tego typu jest KOI-54. A obecnie jest znanych ponad 170 gwiazd zmiennych tego typu. Większość odkrytych gwiazd typu HB jest gwiazdami o względnie małych masach (typy widmowe A-F). Ale zjawsko HB rozciąga się również na bardziej masywne gwiazdy typów widmowych OB. Najbardziej masywnym znanym układem pulsującym w rytmie serca jest iota Orionis (ι Ori), który składa się ze składnika głównego O9 III i wtórnego B1 III-IV. Więcej informacji o iota Orionis można znaleźć np. pod następującym odnośnikiem AP. U góry: krzywa blasku gwiazdy pulsującej w rytmie serca KIC 8719324. Amplituda jest wyrażona we względnej skali [ppt], czyli w względne zmiany jasności ∆L/L ~ 1/1000. Puls podobny do "ludzkiego" EKG jest wzbudzany przez podczas przejścia przez peryastron (faza orbitalna = 0) i trwa około 2 dni. Ekstra efektem jest muskające zaćmienie dla tego konkretnego układu podwójnego (ang. grazing eclipse). Na dole: Transformacja Fouriera całej krzywej blasku KIC 8719324. Ciąg równo-odległych maksimów odpowiada wielokrotnościom orbitalnej częstotliwości. Natomiast maksimum o największej amplitudzie f~2,5 1/dzień jest generowane przez pulsacje wzbudzane siłami pływowymi dokładnie odpowiadające 26-krotności częstotliwości orbitalnej. I jeszcze kilka przykładowych "pulsów serca" obserwowanych w innych układach podwójnych wraz z krzywymi prędkości radialnej: Cztery gwiazdy zmienne typu HB - obserwowane krzywe blasku (kolor czerwony w [ppm] milionowych częściach strumienia / flux) i krzywe prędkości radialnych. Czarne punkty są obserwowanymi prędkościami radialnymi. Wykresy wzięte z [4]. Zachęcam do zgłębiania tematu "Heartbeat stars"! ( Zapewne odezwę się jeszcze po bardziej szczegółowej lekturze - kolejny ciekawy temat np. do Proximy / Uranii?) Literatura: [1] Jim Fuller (2017) "Heartbeat Stars, Tidally Excited Oscillations, and Resonance Locking" - https://arxiv.org/pdf/1706.05054.pdf [2] K. Hambleton i inni (2013) "Physics of Eclipsing Binaries: Heartbeat Stars and Tidally Induced Pulsations" - https://www.eas-journal.org/articles/eas/abs/2013/06/eas1364039/eas1364039.html lub wersja do prywatnego użytku - http://clok.uclan.ac.uk/14587/1/14587_ContentServer.pdf [3] Krótki materiał w j. polskim --> (2014) - https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/gwiazdy-pulsujace-rytmie-serca-potwierdzone-nowych-badaniach-2574.html Materiały popularno-naukowe w j.angielskim --> [4] https://astrobites.org/2014/08/27/whats-in-a-heartbeat/ [5] https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6659 [6] https://www.iflscience.com/space/astronomers-know-what-makes-heartbeat-stars-flutter/ [7] https://cosmosmagazine.com/space/whirling-dance-of-vibrating-heartbeat-stars [8] http://keplerlightcurves.blogspot.com/2012/09/three-giant-heartbeats.html [9] http://time.com/4670863/nasa-spitzer-telescope-star-heartbeat/
  15. Zaćmienie w potrójnym układzie b Per rozpoczęło się przedwczoraj, ale nieco później. Wczoraj w nocy (... a jednak pogoda dopisała!!!) rejestrowałem przez 8 godz. spadek jasności do ok.5,7V, ale tych danych jeszcze nie opracowałem. Poniżej podałem porównanie dotychczasowych obserwacji z bazy AAVSO vs prognoza D.F.Collinsa. Dzisiaj jasność powinna wahać w zakresie 4,6 - 4,8 mag (JD...1444,5 to godz. 1:00 dzisiaj w nocy)
×
×
  • Dodaj nową pozycję...

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy pliki cookies w Twoim systemie by zwęszyć funkcjonalność strony. Możesz przeczytać i zmienić ustawienia ciasteczek , lub możesz kontynuować, jeśli uznajesz stan obecny za satysfakcjonujący.

© Robert Twarogal, forumastronomiczne.pl (2010-2019)