rybi

W ciągu półtora roku trwania kampanii O4 powinny się zdarzyć kilonowe, do których sięgną astroamatorzy (obserwowana jasność 17-18 mag.w maksimum). Może nawet takie, jak wzorcowy przykład z 2017 roku kilonowej AT2017gfo (GW170817 / GRB170817A) z krzywą blasku w różnych filtrach astronomicznych od ultrafioletu W2 (satelita SWIFT), po zakres widzialny (np. V) aż do podczerwonego K. (Źródło: A.Villar i inni). Dzisiaj kampania poszukiwania kilonowej dla S230627c została odwołana. Podejrzane obiekty w-g kolejnych danych fotometrycznych ZTF wykazują 'płaską' krzywą blasku - co nie jest oczekiwane dla kilonowych, gdzie spadki jasności powinny być > 0,5-1 mag. na dobę.

Miłośnicy astronomii posiadający sprzęt do astrofotografii (montaż z goto; teleskop >=15-20cm; kamera mono CMOS/CCD) mogą uczestniczyć na pierwszej linii badań naukowych, dołączając do międzynarodowej akcji poszukiwania optycznych odpowiedników fal grawitacyjnych w ramach projektu nauki obywatelskiej „Łowców Kilonowych” (ang. Kilonova Catchers). Przy obecnej kampanii O4 do opisanej powyżej konfiguracji sprzętowej konieczny jest przynajmniej jeden (a najlepiej dwa) filtr astronomiczny z dwóch oddzielnych grup filtrów «niebieskich» (UBV/ug) lub «czerwonych» (RI/riz). W szczególności już w dniu 27 czerwca 2023r. została podjęta próba weryfikacji przez Łowców Kilonowych, czy podczas prawdopodobnej koalescencji S230627c da się zaobserwować optyczny odpowiednik tego zjawiska spośród czterech słabych pojaśnień zaobserwowanych na niebie w prawdopodobnym obszarze S230627c przez przegląd ZTF. 1. Kampanie obserwacyjne fal grawitacyjnych Od 24 maja 2023 roku ruszała kampania O4 obserwacji fal grawitacyjnych, która potrwa do końca 2024 roku. Pierwszy miesiąc to był etap techniczny/inżynieryjny działania interferometrów fal grawitacyjnych i na razie uczestniczyły w nim przede wszystkim dwa interferometry LIGO. Stopniowo będą dołączały interferometry Virgo i KAGRA zgodnie z poniższym diagramem. Zaktualizowana na dzień 15 czerwca 2023 r. lista kampanii obserwacyjnych O1, …, O5 fal grawitacyjnych za pomocą interferometrów LIGO, Virgo i KAGRA (LVK). Od 24 maja 2023r. do końca 2024. będzie trwała kampania obserwacyjna O4. Przy kampaniach obserwacyjnych podano oczekiwaną granicę detekcji fal grawitacyjnych w megaparsekach przez interferometry LIGO-Virgo-KAGRA podczas zjawiska połączenia się układu podwójnego gwiazda neutronowa+czarna dziura. Źródło: the KAGRA Collaboration, the LIGO Scientific Collaboration, and the Virgo Collaboration [8] 2. Co to są kilonowe? Jest to zjawisko połączenia się / koalescencji układu podwójnego gwiazd neutronowych lub układ gwiazda neutronowa-czarna dziura. Podczas tego zjawiska oprócz powstania fal grawitacyjnych oczekuje się również emisji w zakresie promieniowania elektromagnetycznego, które w sprzyjających okolicznościach mogą zostać zaobserwowane na Ziemi. Pojęcie kilonowej wprowadził Metzger ze współpracownikami w 2010 roku. Na podstawie symulacji numerycznych autorzy oszacowali rzeczywistą wielkość dzielności promieniowania w maksimum na kilka razy 1041 ergów/sek (jasność absolutna MV = -16m), uwzględniając procesy „r”, jako źródło energii. Czyli obiekt staje się około tysiąc razy (= kilo!) jaśniejszy w maksimum niż klasyczna nowa – stąd kilonowa. Jest to jasność w maksimum pośrednia pomiędzy klasyczną nową i supernową. Rzadziej kilonowe nazywane są makronowymi (ang. macronova). To pojęcie wprowadził w 2005 roku Kulkarni i jest bardziej ogólne, ponieważ nie jest tak ściśle związane z jasnością, jak kilonowa (jasność ~ 1000 x klasyczna nowa) – co może się zmieniać w miarę ewolucji fizycznego modelu zjawiska. Rozróżniamy dwa rodzaje kilonowych podczas koalescencji gwiazd neutronowych (gw.neutronowa+czarna dziura): • niebieska kilonowa, która dominuje w całkowitej emisji promieniowania przez pierwsze godziny po szybkim spadku jasności >1 mag/dzień w filtrach UBV (ug), • czerwona kilonowa - początkowo dominuje niebieska kilonowa. Natomiast czerwony składnik przeważa po 1-2 dniach od zlania się gwiazd neutronowych. Świeci głównie w filtrach Rc, Ic J, H (r,i,z) ze spadkiem jasności >0,5 mag/dzień. Koalescencji dwóch gwiazd neutronowych lub układu gwiazda neutronowa+czarna dziura - rysunek ilustrujący miejsce powstawania czerwonych kilonowych (dla maks. jasności 16-17m obserwowalne przez astroamatorów 5-8dni) i niebieskich kilonowych (dla maks. jasności 16-17m obserwowalne przez astroamatorów 1-2dni). Do obserwacji tych kilonowych należy używać odpowiednio jednego z filtrów «czerwonych» (RI/riz) lub «niebieskich» (UBV/ug). Źródło: oprac. na podstawie instrukcji PRZEWODNIK ASTRONOMA 3. Łowcy Kilonowch Już podczas kampanii O3 byli zaangażowani miłośnicy astronomii do poszukiwania optycznych odpowiedników GW w ramach projektu nauki obywatelskiej „Łowców Kilonowych” (ang. Kilonova Catchers, strona domowa [1]), który skupia się na obserwacjach w zakresie optycznym zjawisk towarzyszących detekcji fal grawitacyjnych przez obecnie działające obserwatoria fal grawitacyjnych. W szczególności dotyczy to obserwacji emisji promieniowania elektromagnetycznego podczas zjawiska kilonowej, czyli koalescencji dwóch gwiazd neutronowych w zwartym układzie podwójnym lub koalescencji czarnej dziury i gwiazdy neutronowej. W kampanii obserwacyjnej O3 uczestniczyło 40 astroamatorów z całego świata (głównie z Europy), fotografując galaktyki teleskopami o aperturach 15-30 cm. • Aby aktywnie działać należy założyć profil użytkownika na portalu Łowców Kilonowych [1] i podać parametry swojego zestawu obserwacyjnego oraz współrzędne geograficzne miejsca obserwacji. • Jeżeli dla konkretnego użytkownika będzie duża szansa na detekcję kilonowej to otrzyma kanałami komunikacyjnymi (e-mail, strona internetowa Łowców Kilonowych, powiadomienia w aplikacji SLACK) plan obserwacyjny z listą współrzędnych, które są wypośrodkowane na najbardziej obiecujących kandydatach (galaktyki macierzyste). Zawiera następujące informacje: nazwa galaktyki; RA i Dec środka obrazu; prawdopodobieństwo, że obserwowany fragment nieba zawiera to konkretne zdarzenie emisji fal grawitacyjnych. • Wymagane są obserwacje teleskopami z filtrami astronomicznymi: sekwencje zdjęć w jednym z filtów «niebieskich» (UBV/ug) i «czerwonych» (RI/riz), np. jedna 300s ekspozycja z filtrem B i jedna 300s ekspozycja z filtrem Rc. • Skalibrowane zdjęcia (korekcja: „darki”+„flaty” i identyfikacja astrometryczna–o ile możliwe) powinny być jak najszybciej przesłane na stronę internetową Łowców Kilonowych http://kilonovacatcher.in2p3.fr/ Od alertu o emisji fal grawitacyjnych LIGO/Virgo/KAGRA do obserwatora („Łowcy Kilonowych”) i dalsze postępowanie uczestników programu obserwacyjnego po otrzymaniu listy galaktyk do sfotografowania swoim zestawem obserwacyjnym. Źródło: Łowcy Kilonowych luty 2022 Więcej informacji na temat uczestnictwa w projekcie łowców kilonowych można znaleźć w załączonej instrukcji [1]. 4. Możliwa kilonowa z dzisiaj - S230627c??? Detekcja fal grawitacyjnych S230627c nastąpiła poprzez dwa interferometry LIGO (tylko!) w dn. 27 czerwca 2023r. o godz. 01:53:37 UT i została sklasyfikowana z prawdopodobieństwem 50%, jako połączenie się czarnej dziury z gwiazdą neutronową (NSBH: 0.49 / BBH: 0.48 / Noise: 0.03) w odległości około 290 Mpc. Niemal tak samo prawdopodobne jest, że mogły połączyć się dwie czarne dziury, ale wtedy nie oczekujemy zjawisk w domenie promieniowania elektromagnetycznego. Obszar wielu stopni kwadratowych (patrz: czerwona elipsa w widoku nieba astro-COLIBRI) wokół współrzędnych RA=10h42m33.92s, DEC=48d52m26.42s sfotografował teleskop robotyczny ZTF po momencie wystąpienia S230627c. ZTF odkrył automatycznie cztery pojaśnienia na niebie w tym obszarze nieba (to mogą być np. wybuchy supernowych, nowych, kilonowych, ???): | ZTF Name | IAU Name | RA (deg) | DEC (deg) | Filter | Mag | MagErr | ----------------------------------------------------------------------------------------------------- | ZTF23aaptsuy | AT2023lxu | 160.2019569 | +41.9681656 | r | 20.20 | 0.08 | | ZTF23aapttaw | AT2023lxt | 164.6898146 | +60.9545924 | r | 21.11 | 0.20 | | ZTF23aaptudb | AT2023lxs | 166.5566080 | +78.5596361 | r | 20.86 | 0.16 | | ZTF23aaptusa | AT2023lxx | 162.0445716 | +71.8414115 | g | 20.89 | 0.19 | Są to bardzo słabe zjawiska o jasnościach 20-21m w filtrach astronomicznych sloanowskich r oraz g. Widok strony internetowej Astro-COLIBRI (jest też aplikacja na telefon!) z bieżącymi informacjami na temat gwałtownych zjawisk we Wszechświecie - w tym emisji fal grawitacyjnych na przykładzie S230627c. Podane są również warunki obserwacyjne dla wybranego obserwatorium astronomicznego (np. miasto Szczecin). Tutaj można znaleźć alerty o zaobserwowaniu rozbłysków gamma, neutrin i wybuchów supernowych. Źródło: astro-COLIBRI Poszukiwanie optycznego odpowiednika S230627c to nie jest typowa sesja Łowców Kilonowych, gdzie wielu obserwatorów dostaje swoją listę galaktyk do sfotografowania w zależności od teleskopu i położenia geograficznego. Jest to próba weryfikacji, czy 1,2-metrowy teleskop ZTF w Obserwatorium Mt.Palomar (Kalifornia, USA) faktycznie zarejestrował kilonową? Okazało się, że również przegląd nieba ATLAS zarejestrował dwa pojaśnienia na niebie w pozycji ZTF23aaptsuy oraz ZTF23aapttaw przed koalescencją S230627c - co wyklucza te obiekty, jako miejsce potencjalnej kilonowej powiązanej z S230627c. Pozostają więc do weryfikacji pojaśnienia ZTF23aaptudb oraz ZTF23aaptusa. Sytuacja jest rozwojowa. Przez najbliższe półtora roku (do końca 2024r.) miłośnicy astronomii mogą uczestniczyć poszukiwaniach optycznych odpowiedników fal grawitacyjnych w ramach projektu nauki obywatelskiej „Łowców Kilonowych”. Zachęcam do przyłączenia się do Łowców Kilonowych (http://kilonovacatcher.in2p3.fr/) i obserwacji niezwykłych zjawisk zwanych kilonowymi. Na stronie Łowców Kilonowych są założone wpisy do przesyłania skalibrowanych zdjęć (korekcja: „darki”+„flaty” i identyfikacja astrometryczna–o ile możliwe)) dla czterech pojaśnień w galaktykach odkrytych przez ZTF, które mogą mieć związek z koalescencją S230627c. Przekreślono obiekty ZTF23aaptsuy oraz ZTF23aapttaw, jako miejsce potencjalnej kilonowej powiązanej z S230627c, ponieważ przegląd nieba ATLAS zaobserwował pojaśnienia przed momentem koalescencji S230627c. Źródło: portal Łowców Kilonowych Więcej informacji: [1] PRZEWODNIK ASTRONOMA w języku polski (przetłumaczyłem go za zgodą autorów), czyli jak przyłączyć się i działać jako astroamator-Łowca Kilonowych (ang. Kilonova Catchers) Brochure_KNC_O4_PL.pdf Brochure_KNC_O4_EN.pdf [2] Strona domowa łowców kilonowych - http://kilonovacatcher.in2p3.fr/ [3] Kanał GRANDMA na YouTube - https://www.youtube.com/watch?v=c8Iew5EIaP0 [4] Kilonova-Catcher meeting, April 2023 - https://youtu.be/4etTKp3487s [5] Metzger i inni (2010) „Electromagnetic counterparts of compact object mergers powered by the radioactive decay of r-process nuclei” https://arxiv.org/abs/1001.5029 https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010MNRAS.406.2650M [6] Metzger (2020)- bardzo dobry artykuł przeglądowy (dostęp otwarty) „Kilonovae” - https://link.springer.com/article/10.1007/s41114-019-0024-0 [7] Aplikacja na telefon lub strona internetowa astro-COLIBRI - https://astro-colibri.com/#/ [8] LIGO, VIRGO AND KAGRA OBSERVING RUN PLANS - https://observing.docs.ligo.org/plan/ [9] Urania 1/2023 - „Czekając na kilonową” / „Z Babcią na kilonowe”. Brochure_KNC_O4_EN.pdf

Piękna robota fotometryczna - gratulacje!!! Powinieneś okazyjnie zapolować na rozbłyski gamma ? A konkretniej na ich poświatę optyczną. Instalujesz aplikację astro-COLIBRI na telefonie lub patrzysz na stronę internetową https://astro-colibri.com/#/, i akurat, gdy pasuje pozycja na niebie i czas - szukasz na zdjęciu czy coś pojaśniało w podanej pozycji. Wynikiem jest krzywa blasku lub negatywny wynik (brak detekcji), który publikuje się w alertach GCN. Więcej na ten temat np. tutaj: The AAVSO International High Energy Network - https://www.aavso.org/aavso-internationalhigh-energy-network Webinaria AAVSO - https://www.aavso.org/hen-videos ? ?How to Observe Optical Counterparts of High Energy Astronomical Transients? by Heinz-Bernd Eggenstein presented on February 5, 2022 - https://www.youtube.com/watch?v=bQfXWKMjWkc ? ?Gravitational Wave Astronomy and Kilonova-catcher? by Dr. Sarah Antier and Dr.Michael Coughlin presented on January 23, 2021 - https://www.youtube.com/watch?v=WIDxZDA2ZvY ? ?High Energy Network Observing Section Webinar? by Dave Hinzel, Stella Kafka, Greg Sivakoff, Arto Oksanen, and Ann Zabludoff presented on July 25, 2020 - A może docelowo nawet przyłączyć się do odkrycia kolejnej kilonowej w ramach kampanii O4 interferometrów grawitacyjnych LIGO-VIRGO-KAGRA (... statystycznie podczas trwania sesji O4 od grudnia 2022r. przez rok powinno udać się zaobserwować jedną kilonową). Strona domowa Łowców Kilonowych - http://kilonovacatcher.in2p3.fr/ Może ktoś zna odpowiedź? Męczy mnie pytanie techniczne odnośnie detektora, który używa Łukasz, czy kamerki CMOS QHY268M, która piksele o boku 3,8 mikrona. Gdzieś czytałem, że na 1 mikronie kwadratowym piksela mieści się około 900 elektronów - co daje sumę wszystkich elektronów rzędu 16 tys. dla piksela 4x4 mikrony. Natomiast w materiałach firmowych jest chwalona za głęboką studnię - na jednym takim malutkim pikselu mieści się aż 51 tys. elektronów (>75 tys. elektronów przy biningu). 15 tys. czy 51 tys. elektronów mieści się na pikselu 4x4 mikrony w QHY268M? >>>Full Well Capacity of 51ke- to > 75 ke- Low Gain Mode One benefit of the back-illuminated CMOS structure is improved full well capacity. This is particularly helpful for sensors with small pixels.Even with unbinned 3.76?m pixels the QHY268C has a full well capacity of >51ke-. By using one of the binning modes, this can be increased to > 75 ke-.<<<

Walentynki tuż, tuż. Więc coś specjalnego na tę okazję: wyjątkowa HD 73619 - pierwsza chemicznie osobliwa gwiazda (... układ) pulsująca w rytmie serca !!! Proszę, spójrzcie w Żłóbek - tam gdzie jest apex cordis ... ? Więcej informacji zaprezentowałem tutaj: Coś walentynkowego ? odkryto pierwszy chemicznie osobliwy układ podwójny gwiazd pulsujących w rytmie serca

Zbliża się kolejne zaćmienie główne w układzie potrójnym b Persei mniej więcej w dniach 22-24 grudnia 2021 r. (środek zaćmienia 23,4 UT grudnia 2021 r.). To zaćmienie ma wyglądać jakość tak (spadek jasności nawet 0,5 mag.!): Potrzebne się ciągłe obserwacje wykonywane za pomocą zestawów do fotometrii CCD, lustrzankowych (DSLR) i fotoelektryczne (PEP) w filtrze astronomicznym Johnson-V. Oprócz obserwacji fotometrycznych samego zaćmienia (~22-24 grudnia 2021 r.) przydatne będą również obserwacje zarówno przed samym zaćmieniem jak i po nim, czyli w okresie ~16-30 grudnia 2021 r. Potrzebna jest dłuższa, kilkugodzinna sesja obserwacyjna b Per poza zaćmieniem. Ta fotometria zostanie użyta do kalibracji obserwacji uczestników akcji podczas zaćmień. Poza zaćmieniem widać tylko elipsoidalną zmienność układu o okresie ~1.5 dnia i amplitudzie ~0,06 mag. Układ b Per składa się z trzech gwiazd ciągu głównego - zwyczajowo oznaczonych AB-C. Najjaśniejszą gwiazdą układu b Per jest gwiazda A o typie widmowym A2V i jasności ~10 L? (~10 razy jaśniejsza od Słońca), a dwie pozostałe B, C (typ widmowy ~F) - porównywalne jasności ~2 L?. Gwiazdy AB tworzą ciasny układ podwójny elipsoidalnie zmienny o okresie ~1.5 dnia i amplitudzie ~0,06 mag, a gwiazda C raz na 704,5 dnia przesłania dwie pierwsze lub chowa się za nie. Potrzebna jest również spektroskopia. Szczególnie wartościowe są widma b Persei podczas głównego zaćmienia, gdy gwiazda C zasłania część światła ze składników A i B w różnych momentach zaćmienia. Może uda się zaobserwować drobne zmiany w niektórych zakresach widma, gdy gwiazda A lub B zostanie całkowicie lub częściowo przesłonięta. Szczególnie wartościowe będą widma, na których ujawnią się jakiekolwiek zmiany prędkości radialnych związane z rotacją składnika A. Więcej na ten temat napisałem tutaj.

Nowa karłowata V627 Peg została odkryta podczas super-wybuchu w 2010 roku niezależnie przez japońskich miłośników astronomii Yi (zdjęcia wykonanych lustrzanką cyfrową) i Kaneko. Super-wybuch w 2010 roku był intensywnie obserwowany przez grupę astronomów słowackich i rosyjskich astronomów pod kierunkiem D. Chochol [4]. Podczas tego super-wybuchu średnia jasność V627 Peg spadła o 2m w ciągu 13 dni od maksimum jasności, a po około 140 dniach osiągnęła jasność w fazie spokojnej (V~16.0m). Z obserwacji tego super-wybuchu astronomowie oszacowali okres orbitalny układu oraz masę składnika wtórnego (gwiazda która traci masę na rzecz białego karła) na zaledwie ~0.09 M?. Jest to więc już prawie brązowy karzeł, ponieważ poniżej w obiekcie o ~0.08 M? jest za niska temperatura do podtrzymania reakcji jądrowych. W bazie danych AAVSO VSX okres orbitalny układu V627 Peg wynosi 0.05452 dnia, czyli 78.51 minut. Zaobserwowano super-wybuch tej nowej karłowatej również w 2014 r. Ale najnowszy super-wybuch z lipca 2021 r. jest pod specjalnym nadzorem, ponieważ przynajmniej do końca sierpnia będzie trwała międzynarodowa kampania obserwacyjna super-wybuchu V627 Peg w wielu zakresach widma (X, daleki UV, zakres optyczny, radiowy). Pilną potrzebę obserwacji rzadkiego wybuchu nowej karłowatej V627 Peg zgłosił w dn. 20 lipca 2021 r. na portalu AAVSO brytyjski astronom Christian Knigge (University of Southampton) - szczegóły w alercie AAVSO nr 747 [1]. Jest on wybitnym badaczem układów kataklizmicznych. Knigge: Jesteśmy szczególnie zainteresowani zmianami w wielu długościach fali tego układu, gdy powraca do stanu spokojnego. Obecnie obserwujmy w zakresie rentgenowskim i ultrafioletowym za pomocą obserwatorium satelitarnego SWIFT i kilku radioteleskopów , które powinny umożliwić śledzenie, czy jest jakiś dżet w układzie podczas wybuchu i jak się zmienia. Chcielibyśmy odpowiedzieć na pytania w rodzaju: czy pojawienie się/zanik dżetu jest związany ze zjawiskami w innych zakresach, np. pojawienie się linii emisyjnych podczas zaniku lub nawet szczególnego rodzaju oscylacji w fotometrii optycznej lub może zmiany barwy układu w zakresie optycznym. Największy priorytet mają obserwacje w filtrach astronomicznych w następującej kolejności: V i B. Przydatne będą również obserwacje bez filtrów (CV) odniesione do poziomu jasności V gwiazdy porównania oraz fotometria lustrzankowa DSLR (TG, TB, TR). Przydatne będą również obserwacje wizualne, jako uzupełnienie krzywej blasku. Obserwacje należy raportować na portalu AAVSO: ? fotometria/wizualne obserwacje - https://www.aavso.org/webobs ? spektroskopia - https://www.aavso.org/apps/avspec/ Aktualne (do 28 lipca 2021 r.!) obserwacje super-wybuchu V627 Peg z 2021 r. prezentuje poniższy rysunek: Krzywa blasku V627 Peg w barwach B,V i SG,SR (filtry najnowocześniejszego systemu fotometrycznego Sloan?a) podczas obecnego super-wybuchu w 2021 r. Są to obserwacje zaraportowane przez obserwatorów z całego świata do bazy AAVSO. Na ogólne zmiany jasności (górny panel) nakładają się modulacje jasności o okresie zbliżonym do okresu orbitalnego układu, czyli tzw. ?supergarby? w krzywej blasku podczas ?super-wybuchu? (dolny panel). Okres orbitalny V627 Peg wynosi ~0.05452 dnia (~1.3 godz. / 79 minut). Źródło: LCG AAVSO Jak dalej może ewoluować krzywa blasku V627 Peg ? Nowa karłowata osiągnęła V627 Peg osiągnęła największą jasność V~9.7m w dniu 19 lipca 2021r. i obecnie po około około 10 dniach spadła do V~11.0m). Bardzo niepewną prognozę tego zjawiska może dać krzywa blasku super-wybuchu V627 Peg z 2010 r. pokazana poniżej. W ciągu kilkunastu dni powinna zakończyć się faza mniej więcej stałej jasności (tzw. plateau) w krzywej blasku i powinien nastąpić szybki spadek o kilka magnitudo. Ale jak faktycznie będzie, to pokażą dalsze obserwacje. Zachęcam do obserwacji! Krzywa blasku V627 Peg (filtry U, B, V, R) podczas super-wybuchu w 2010 roku. Na rysunku oznaczono okres występowania modulacji jasności w postaci zwykłych supergarbów (ang. ordinary superhumps) oraz późnych supergarbów (ang. late superhumps). Czerwona kropki prezentują średnią jasność podczas obecnego wybuchu (V ~9.7m- maksimum jasności w dn. 19 lipca 2021r. , V ~11.0m ? jasność w dn. 28 lipca 2021r.). Oprac. na podstawie [4] Więcej informacji: [1] AAVSO ?Alert Notice 747: V627 Peg photometry and spectroscopy requested? - https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-747 [2] Forum AAVSO ?V627 Peg observing campaign? - https://www.aavso.org/v-627-peg-campaign [3] Forum BAA ?Outburst of the WZ Sge star V627 Peg? - https://britastro.org/node/26096 [4] D. Chochol i inni (2012) ?Photometric investigation of the dwarf nova Pegasi 2010 ? a new WZ Sge-type object? - http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/2012CoSka..42...39C [5] https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/potrzebne-sa-obserwacje-super-wybuchu-v627-peg

Ale poszło w górę !!! Obserwatorzy wizualni już dają jasność 5.7 mag.

Prawie 2 miesiące od odkrycia wiosenna nowa V1405 Cas chyba prze do maksimum w-g obserwacji AAVSO - krzywa blasku poniżej. Ciekawa ta nowa. Może nawet niedługo będzie widzialna gołym okiem (?) U mnie chmury zasuwają chwilami po niebie, ale trzeba obserwować. . Teleskopy, kamery, aparaty, oczy na pokład (... tzn. pod niebo) ? Aż chce się obserwować!

Ostatnio jasność N Cas 20212 nie spada - wręcz rośnie. Od początku tą nowa obserwuje spektroskopowo Mariusz Bajer (vel Bajastro) i na sąsiednim forum umieszcza widma ze swoich obserwacji. Z ciekawości pozwoliłem sobie umieścić Jego widma w tym wątku jedno pod drugim, by zobaczyć jak zmieniło się widmo nowej w ciągu ostatniego miesiąca (... osłabienie linie He I + pojawienie się linii Fe 5169A z profilem P Cyg). 20 marca 2021 r. 22 kwietnia 2021 r.

Czyżby to była nowa o płaskim maksimum? Z ponad miesięcznych obserwacji wyłania się obraz dość nietypowej nowej N Cas 2021 (V1405 Cas). Zwykle jasność szybko maleje. Natomiast w przypadku tej nowej po osiągnięciu maksimum około 7.6 V około 20 marca br. jasność oscyluje w niewielkim zakresie 7.9-8.1V, a ostatnio nawet rośnie do około 7.7V. Poniżej pokazano krzywą blasku uzyskaną za pomocą LCG na podstawie niektórych obserwacji z bazy AAVSO (średnia 1-dniowa z obserwacji wizualnych + obserwacje w filtrze V i lustrzankowych TG). W publikacji-katalogu krzywych blasku nowych z 2010 roku krzywa blasku N Cas 2021 chyba najbardziej pasuje to typu F o płaskim maksimum (ang. flat -top). Dla tego typu nowych (przykłady: DO Aql, V849 Oph, BT MOn, V2295 Oph) praktycznie stała jasność w maksimum może trwać 2-8 miesięcy.

Do tej pory nową obserwowałem przez 8 wieczorów przez kilkadziesiąt minut za każdym razem. Poniżej widać krzywą blasku AAVSO z moimi obserwacjami (pomarańczowe krzyżyki) TB/TG na tle uśrednionych obserwacji V (zielona ciągła linia), B (niebieskie gwiazdki) i TB (niebieskie koła z białymi gwiazdkami). Jeszcze dwóch obserwatorów z Polski obserwuje tą nowa lustrzankowo - szczegóły poniżej: Natomiast sporo (aktualnie 7!!!) obserwatorów z Polski obserwuje wizualnie N Cas 2021. Poniżej widać uśrednioną krzywą blasku AAVSO po jasnościach wizualnych na tle obserwacji w dżonsonowskim filtrze astronomicznym "V". Wygląda na to, że Nova Cas 2021 jest znacznie wolniejsza niż ostatnia jasna nowa widoczna u nas w 2013 roku (N Del 2013). W ciągu trzech pierwszych tygodni jasność tej pierwszej spadła o około 1 mag, a tej drugiej aż o około 3 mag. Ilustrują to poniższe krzywe blasku z bazy danych AAVSO. I na koniec przykładowe zbiorcze zdjęcie N Cas 2021 uzyskane z moich obserwacji fotometrycznych w dn. 21 marca 2021r. Pozycję nowej zaznaczono kreskami. Jest to zdjęcie uśrednione na godz. 21:50 (stack - jak niektórzy mówią "stertowane") i złożone z serii 60 zdjęć naświetlanych przez 30 sekund każde do celów fotometrii DSLR (TB, TG,TR). Zdjęcia zostały wykonane zestawem APO F/7 o aperturze 102 mm z lustrzanką Canon 400 na montażu EQ3-2 z napędem. Pole widzenia około 1st50' x 1st12'.

Przesunięcie paralaktycznego Wolfa 359 na bazie Ziemia-NH około 19" powinno być widać nawet na mojej fotce o skali 1,65"/piksel (prawie 12 pikseli różnicy!). Jest to zdjęcie z dzisiejszej nocy o FOV = 1°47'(DEC) x 1°12'(RA) złożone z 40 naświetleń 30 sekundowych na matrycy lustrzanki APS-C. Światło zostało zebrane przez APO 102mm F/7. Pole widzenia nastawiałem względem 56 Leo (5,9V), którą widać na południowych obrzeżach kadru. Wolf 359 wydaje się czerwony

Opracowałem na dzisiejszy wieczór metodę ręcznego złapania moim zestawem fotometrycznym gwiazdy Wolf 359 Ostatnio robiłem fotometrię gwiazdy o jasności 11,5V z dokładnością około 0,02mag przy naświetlaniu 30sek, więc 6x słabsza gwiazda (13,5 mag) powinna się też wyraźnie zarejestrować. Zestaw ma pole widzenia w kadrze ~1x2° (APO 102mm F/7 + lustrzanka APS-C) o prostym obrazie w wizjerze. Jest poniżej limitu apertury >= 6" wskazanego pomysłodawców akcji. Wystarczy znaleźć gwiazdę 5 wielkości gwiazdowej c Leo (59 Leo), która tworzy trójkąt równoramienny o bokach ~14° z Denebolą i Regulusem (podstawa trójkąta Denebola-Regulus --> ~25°). Ustawiamy c Leo w dolnym lewym rogu i przesuwamy w RA o około 1° "w prawo" w stronę malejącej rektacencji. FOV mojego zestawu obejmuje około 1° w RA i i 2° w DEC (1 kratka w poziomie x 2 kratki w pionie), więc powinno się w miarę łatwo trafić w Wolfa 359. Do trafienia przyda się też lunetka celownicza.

Więcej szczegółów na temat tej akcji znalazłem pod poniższym odnośniem: http://pluto.jhuapl.edu/Learn/Get-Involved.php#Parallax-Program Mamy odrobinę "względności" Jak jednocześnie zrobić zdjęcia z Ziemi i z satelity znajdującego się w odległości 6,5 godzin świetlnych.. New Horizons jest o 2,89 godzin świetlnych bliżej Proximy Centauri niż Ziemia oraz 3,74 godziny świetlnej dalej niż Wolf 359 - co oznacza, że zdjęcia zrobione na satelicie New Horizons i z Ziemi muszą być wykonane w różnych momentach czasu. Ten harmonogram "jednoczesności" wygląda następująco: W momencie robienia zdjęć New Horizons będzie w odległosci 7,01 mld km od Ziemi, czyli 6,5 godzin świetlnych Wolf 359 będzie fotografowany przez New Horizons w dn. 23 kwietnia 2020r. o godz. 4 i 10 UT, czyli gdy w Europie jest dzień (23 kwietnia godz. 6 i godz. 12) Nie uda się tej "jednoczesności" zrealizowac od nas. I jeszcze mapka okolicy gwiazdy Wolf 359 dostępna pod ww. odnośnikiem dla chętnych obserwatorów.

W dniach 22 i 23 kwietnia 2020 roku misja kosmiczna New Horizons zrobi zdjęcia dwóch najbliższych gwiazd Proxima Centauri (4,2 roku świetlnego) oraz Wolf 359 (7,9 roku świetlnego). W połączeniu z obserwacjami z Ziemi daje to bazę pomiarów paralaksy do tych obiektów około 23 razy większą niż tradycyjne 2 jednostki astronomiczne. Aktualnie satelita New Horizons znajduje się w odległości 46 razy większej od Słońca niż Ziemia (około 8 mld km), czyli ponad 6 godzin świetlnych. Potrzebne są zdjęcia miłośników astronomii dysponujących małymi teleskopami (ok. około 6 cali) z kamerami CCD/CMOS z 22 i 23 kwietnia. Połączenie tych zdjęć astroamatorskich ze zdjęciami z satelity New Horizons pozwoli stworzyć trójwymiarowy obraz najbliższych gwiazd na tle tych dalszych. Zdjęcia z satelity New Horizons mają być opublikowane w maju 2020r. Dodatkowo zespół naukowców działających w ramach projektu New Horizons oraz Brian May - gitarzysta zespołu Queen (posiadacz doktoratu z astrofizyki) mają stworzyć trójwymiarowe obrazy pokazujące Wolfa 359 i Proximę Centauri. Poniżej pokazano zdjęcie okolicy gwiazdy Wolf 359 wykonane przy końcu 2019r. Ruch własny Wolfa 359 spowoduje, że ten czerwony karzeł przesunie się o ponad sekundę do kwietnia 2020r. Zielona kropka oznacza przewidywaną pozycję na zdjęciach New Horizons tego obiektu w kwietniu 2020r. W Polsce nie widać Proximy Centauri. Ale można zaobserwować tylko czerwonego karła Wolf 359 (CN Leo) w gwiazdozbiorze Lwa o jasności obserwowanej około 13,5 magnitudo. Góruje on teraz na naszym niebie około godz. 22 na wysokości około 48 stopni (Polska północna). Pomóżmy!!! Materiały źródłowe: [1] z 17 kwietnia 2020r. "Amateur Astronomers: Help NASA's New Horizons Mission with a Historic Stellar Parallax Experiment" - http://pluto.jhuapl.edu/News-Center/News-Article.php?page=20200417 [2]z 29 stycznia 2020r. "Seeing Stars in 3D: The New Horizons Parallax Program" - http://pluto.jhuapl.edu/News-Center/News-Article.php?page=20200129 [3] https://pl.wikipedia.org/wiki/Wolf_359

Zaćmienie EE Cep 2020 - jak zwykle coś innego ... Tym razem od lutego 2020 jasność się zmieniała w pięciu falach do oczekiwanego środka zaćmienia około 3 kwietnia 2020r. Ciekawe, że najmniejszą jasność układ osiągnął około 24-25 marca (jedna "fala" przed oczekiwanym środkiem zaćmienia). Więcej informacji na temat przebiegu tego zaćmienia przygotowałem na portalu Proxima: https://proxima.org.pl/index.php/item/94-zacmienie-ee-cephei-2020-juz-jestesmy-po-minimum-jasnosci

Mam i ja swoje małe zielone coś w okienku 1 na 2 stopnie przy okazji fotometrii DSLR gwiazd zmiennych. Chyba z godzinę szukałem po niebie zanim trafiłem. Teraz na takim mało rozgwieżdżonym obszarze nieba przebywa C/2019 Y4 Atlas, 32 ekspozycje - 30 sek w dn. 31 marca 2020r. w godz. 22:30-22:50 każda za pomocą 400D + TS APO 102mm F/7 na EQ3-2 Obróbka za pomocą Irisa jak do fotometrii gwiazd + użycie funkcji black w Irisie (szczyt moich możliwości w zakresie astrofotografii artystycznej ).

Zaćmienie EE Cephei to jest jak najlepszy dwumiesięczny serial. Aż chce się obserwować, bo pogoda dopisuje!!! Każdego wieczoru nowy odcinek - jasność wzrosła, zmalała, czy się nie zmieniła ? Wygląda na to, że właśnie zbliżamy się do wielkiego finału. Czyżby nastąpiło lekkie odgięcie ku mniejszym jasnościom i ostateczny zjazd do minimum ??? Około 1 kwietnia 2020 ???

Upłynął już prawie miesiąc od początku zaćmienia w układzie EE Cephei i nadal jesteśmy na gałęzi opadającej krzywej blasku. Najkrótsze zaćmienie w układzie EE Cephei trwało około 1 miesiąc (1992r.), najdłuższe - około 2m-ce (1969r.). Póki co zaćmienie nie jest zbyt głębokie - spadek jasności o około 0,5 mag (10,85-11,38V), ale jeszcze się pogłębia. Wskaźnik barwy B-V zbliża się już do około 0,45 mag (oszacowanie z krzywej blasku AAVSO). Podczas poprzedniego zaćmienia w 2014r. wskaźnik B-V osiągnął około 0,48mag w fazie maksymalnego spadku jasności - co widać na poniższym rysunku (źródło arXiv: 2001.05891) Kontynuuję fotometrię DSLR EE Cephei podczas zaćmienia we wszystkich trzech barwach TG/TB/TR. Gwiazda jest trochę za słaba na używaną przeze mnie aperturę 102 mmm refaktora TS APO. Dodatkowo problemem są bardzo niekorzystne warunki obserwacji z wieczora (wysokość na horyzontem 20-30stopni - zgodnie ze sztuką w tych warunkach nie powinno się robić fotometrii ). Natomiast nie jestem porannym słowikiem by wstać do obserwacji o 4 rano (EE Cep 40-45 stopni nad horyzontem), gdy z rana trzeba iść do roboty (... a w zasadzie pracować zdalnie). Ze względu na specyfikę fotometrii DLSR (2x więcej pikseli TG niż TR/TB) najdokładniejsze wartości uzyskuje w barwie TG (na ogół błąd ok. 0,02-0,03 mag), a w barwach TB/TR jest gorzej (na ogół błąd ok. 0,03-0,06 mag). Jest to odchylenie standardowe liczone ze średniej z 10 obserwacji (każda obserwacja to zdjęcie naświetlane przez 30 sek przy ISO 800 za pomocą Canona 400D). Robię całą serię obserwacji trwającą przez około godzinę. Prawie na pewno obecne zaćmienie EE Cep będzie wyglądało inaczej niż np. poprzednie w 2014r. Potrzebne są dalsze obserwacje. W końcu EE Cephei to kameleon wśród układów zaćmieniowych.

Zaćmienie w układzie podwójnym EE Cephei trwa ... Jak będzie wyglądało zaćmienie EE Cep tym razem? Nie wiadomo (np. w 2014r. oczekiwano, że będzie to zaćmienie o amplitudzie aż 2 mag, a zaobserwowano coś innego-szczegóły poniżej). Wykonałem fotometrię DSLR w wszystkich kolorach (Tri-G, Tri-B, Tri-R) w trzy wieczory. Ale wieczorem EE Cep jest bardzo nisko na horyzontem (poniżej 30 stopni). Z tego powodu oraz ze względu na małą aperturę refraktora (102 mm) przy jasności ok. 11V dokładność nie jest powalająca (np. 0,01-0,02 w filtrze Tri-G, w pozostałych barwach jest gorzej). Większą dokładność powinno się osiągnąć nad ranem, gdy gwiazda wznosi się ponad 40 stopni nad horyzontem. Ale trzeba by wstawać o 4 nad ranem

Czyżby zaćmienie w układzie EE Cephei już się zaczęło około tydzień przed prognozowanym początkiem ingresu (~7 marca 2020r. )? Sugeruje to aktualna krzywa blasku AAVSO ( ...obserwacje dwóch różnych obserwatorów z 25 lutego br).

Czas wyciągać jednorurki i obserwować zaćmienie EE Cephei zarówno fotometrycznie jak i spektroskopowo w okresie od 7 marca - do 21 kwietnia 2020r. (środek zaćmienia - 3 kwietnia 2020r.). Polecam "kompendium" wiedzy n.t. EE Cephei z 2014r. --> https://www.ptma.szczecin.pl/prelekcje/2014_06_26_Ryszard_Biernikowicz_zacmienie_EE_Cephei.pdf Analiza zaćmienia EE Cep z poprzedniego zaćmienia w 2014 r. w A&A --> https://arxiv.org/pdf/2001.05891.pdf Okazało się, że zaćmienie EE Cephei w 2014 r. było znacznie płytsze (0,7 mag) niż oczekiwane (2 mag). Oznacza to, że model precesji dysku wymaga udoskonalenia. W poprzedniej akcji obserwacyjnej uczestniczyło kilku miłośników astronomii z Polski, których nazwiska znalazły się na liście współautorów (m.in. Andrzej Armiński, Marcin Biskupski, Tadeusz Smela) Krzywa blasku z zaćmienia w 2014r. Krzywe blasku z dotychczas zaobserwowanych zaćmień EE Cep (1947-2014): Akcja jest koordynowana przez doktoryzującego się Dariusza Kubickiego (UMK Toruń) na stronie -> https://sites.google.com/site/eecep2020campaign/about-ee-cep Jest również wiele informacji na portalu AAVSO --> https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-700 Pogodnego nieba ...

Jeszcze trwa analiza obserwacji fotometrycznych z ostatniego zaćmienia w dnia 18-21 stycznia 2020r. w potrójnym układzie b Persei. Tym razem b Persei zaskoczyła nas dwoma faktami obserwacyjnymi: 1. Po raz pierwszy w historii zaobserwowano zmianę koloru (B-V) o ~0,02 mag w układzie b Per podczas zaćmienia. Mianowicie w podczas zaćmienia głównego, gdy mniejszy i ciemniejszy składnik "C" wędruje na tle najjaśniejszego składnika "A" wskaźnik barwy (B-V) wynosił +0,06 mag. Poza fazą głównego zaćmienia wskaźnik barwy (B-V) jest rzędu ~ + 0,04 mag. WSPANIAŁE ODKRYCIE!!! Obserwacje PEP (Photo Electric Photometry) w dwóch filtrach fotometrycznych Johnson-V i Johnson-B wykonał Gerald Persha (AAVSO nick PGD). 2. Niespodziewane zaćmienie przed prognozowanym początkiem zaćmienia 0 UT 18 stycznia 2020r. To były moje ostatnie obserwacje DSLR zaćmienia b Per, ponieważ dokładnie od około 0 UT 18 stycznia 2020r chmury przesłoniły całe niebo na długie noce. Mimo, że nad Europą "szalał" wyż z rekordowym ciśnieniem ~1050 hPa, to jednak zasysał powietrze z niewłaściwej strony Więcej informacji na temat styczniowego zaćmienia b Per można znaleźć na forum AAVSO: https://www.aavso.org/b-per-campaign-january-2020

Już jesteśmy po połowie zaćmienia w potrójnym układzie b Persei. Środek zaćmienia był widoczny na drugiej półkuli (Hawaje, Japonia?). U nas w tym czasie był dzień. Miałem całkiem dobrą pogodę obserwacyjną przed zaćmieniem. A teraz totalna klapa pogodowa. Chmury, chmury, ech ... Na poniższym rysunku porównałem "na oko" aktualne obserwacje b Per z bazy AAVSO z symulacją zaćmienia wykonaną przez prof. D.Collinsa ...

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=?/?? ~ 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 ...