Skocz do zawartości

Znajdź zawartość

Wyświetlanie wyników dla tagów 'vv cep' .

  • Wyszukaj za pomocą tagów

    Wpisz tagi, oddzielając je przecinkami.
  • Wyszukaj przy użyciu nazwy użytkownika

Typ zawartości


Forum

  • Obserwujemy Wszechświat
    • Astronomia dla początkujących
    • Co obserwujemy?
    • Czym obserwujemy?
  • Utrwalamy Wszechświat
    • Astrofotografia
    • Astroszkice
  • Zaplecze sprzętowe
    • ATM
    • Sprzęt do foto
    • Testy i recenzje
    • Moje domowe obserwatorium
  • Astronomia teoretyczna i badanie kosmosu
    • Astronomia ogólna
    • Astriculus
    • Astronautyka
  • Astrospołeczność
    • Zloty astromiłośnicze
    • Konkursy FA
    • Sprawy techniczne F.A.
    • Astro-giełda
    • Serwisy i media partnerskie

Szukaj wyników w...

Znajdź wyniki, które zawierają...


Data utworzenia

  • Od tej daty

    Do tej daty


Ostatnia aktualizacja

  • Od tej daty

    Do tej daty


Filtruj po ilości...

Dołączył

  • Od tej daty

    Do tej daty


Grupa podstawowa


MSN


Website URL


ICQ


Yahoo


Jabber


Skype


Zamieszkały


Interests


Miejsce zamieszkania

Znaleziono 1 wynik

  1. Minęło kolejne 20 lat i najprawdopodobiej właśnie w sierpniu 2017 roku rozpoczęło się kolejne zaćmienie w unikalnym podwójnym układzie zaćmieniowym VV Cephei. Jest układ zaćmieniowy typu Algola o jednym z najdłuższych znanych okresów 7430.5 okresów / 20.34 lat, w którym oba składniki wykazują zmienność pulsacyjną. Zaćmienie trwa prawie dwa lata (ok. 650 dni - od 1 do 4 kontaktu). Układ podwójny VV Cephei składa się z zimnego czerwonego nadolbrzyma (M2 Iab) i mniejszego gorącego / niebieskiego towarzysza (B0-2V). Składnik główny VV Cephei ma masę około 20 Mo. Zaćmienie główne występuje, gdy jaśniejszy nadolbrzym typu widmowego M przesłania słabszego towarzysza typu widmowego B. VV Cephei jest obiektem 5 wielkości gwiazdowej w zakresie wizualnym, którego jasność zmienia się w tym zakresie od 4.9 mag do 5.4 mag. Jednak samo zaćmienie w zakresie wizualnym nie jest praktycznie widoczne gołym okiem (amplituda zaledwie 0.1 mag!!! ). W.w. zmienność dotyczy jest związana z okresowymi pulsacjami nadolbrzyma (P~145 dni). Natomiast zaćmienie jest wyraźnie widoczne w filtrach B (amplituda = 0.45 mag) i U (amplituda=1.8 mag). VV Cephei - inne oznaczenia: HR 8383, HD 208816, HIP 108317 R.A. (2000) 21h 56m 39.1s DEC. (2000) +63d 37' 32.01? Odległość: 4900 lat świetlnych, Średnica: 1000?1800 x średnic Słońca, Epoka: JD=2435931.4 Okres: 7430.5 dni/(20.34 lat) Zaćmienie 2017-2019 Ingress/Egress: 84 /99 dni (dane z zaćmienia z 1998r.), Całkowite zaćmienie: 467 dni (dane z zaćmienia z 1998r.) / 373 dni (w-g Pollmann'a [6]), Czas trwania: 650 dni (dane z zaćmienia z 1998r.) / 673 days (w-g Pollmann'a [6]). Zaćmienie 2017-2019 - prognozowane fazy zaćmienia przez Pollmann'a [6]: T1- 04 sierpnia 2017, JD=2457970 (obserwować wcześnie wieczorem), T2- 27 października 2017, JD=2458054 (obserwować wcześnie wieczorem), T0- środek zaćmienia - 01 czerwca 2018 , JD=2458288 (obserwować wcześnie wieczorem), T3- 06 lutego 2019, JD=2458521 (obserwować wcześnie wieczorem), T4- 16 maja 2019, JD=2458620 (obserwować późno wieczorem), Fotometria: Podczas zaćmienia potrzebne są dokładne (+- kilka setnych mag) obserwacje: -) CCD szczególnie w filtrach Johnson-B i Johnson-V lub -) obserwacje lustrzankami cyfrowymi (DSLR) w barwach niebieskiej (TB) i zielonej (TG). Kalibracja ww. barw "lustrzankowych" do dżonsonowskich jest niemożliwa, ze względu na ekstremalnie czerwony wskaźnik barwy VV Cephei (B-V ~ 1.54 mag). Podajemy standaryzowane jasności TB/TG (różnica jasności instrumentalnej VV Cep i gwiazdy porównania powiększona o jasność B / V tej gwiazdy porównania). Gwiazdy porównania: AUID 000-BCP-877 B=4,630 V=4,29 Rc=4,001 (label 43) AUID 000-BCP-370 B=7.040 V=5,52 Rc=4,281 (label 55) lub (gdy nie mieszczą się w polu widzenia): BD+63 1784 = HD 208439 Bmag= 7.612 Vmag= 7.601 Rmag= 7.600 (label C1) BD+62 2004 = HD 208713 Bmag= 7.759 Vmag= 7.235 Rmag= 6.890 (label C2) Spektroskopia: Potrzeba jest spektroskopia w wysokiej rozdzielczości - spektrograf z siatką dyfrakcyjną przynajmniej 2400 linii / mm (np. Lhires). Pozwoli to na analizę zmian profilu linii widmowej H-alfa składającej się z emisji "V" i "R". Więcej informacji na temat spektroskopii VV Cep można znaleźć na forum spektroskopowym ARAS [5] Na poniższym rysunku pokazano zmiany w profilu H-alfa (stosunek natężeń emisji V/R) podczas ostatniego zaćmienia w roku 1998 z [4]. Bibliografia: 1. Alert AAVSO nr 594 - https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-594 2. Strona akcji obserwacyjnej BAV (j. niemiecki): http://www.bav-astro.eu/index.php/veraenderliche/bedeckungsveraenderliche/vv-cep-kampagne 3. Hopkins, Jeffrey L.; Bennett, Philip D.; Pollmann, Ernst 2015, "VV Cephei Eclipse Campaign 2017/19" - http://adsabs.harvard.edu/abs/2015SASS...34...83H 4. Leedjärv, L.; Graczyk, D.; Mikolajewski, M.; Puss, "The 1997/1998 eclipse of VV Cephei was late" - http://adsabs.harvard.edu/abs/1999A&A...349..511L 5. Forum spektroskopowe ARAS z tematami o VV Cep - http://www.spectro-aras.com/forum/viewforum.php?f=19 6. http://www.astrospectroscopy.de/media/files/VV-Cep-Campaign-2017.pdf 7. Forum dyskusyjne AAVSO n.t. akcji VV Cep 2017-2019 - http://www.ap.smu.ca/~pbennett/vvcep/campaign2017.html 8. https://pl.wikipedia.org/wiki/VV_Cephei 9. https://www.universeguide.com/star/vvcephei 10. http://stars.astro.illinois.edu/sow/vvcep.html
×
×
  • Dodaj nową pozycję...

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy na Twoim urządzeniu pliki cookie, aby pomóc Ci usprawnić przeglądanie strony. Możesz dostosować ustawienia plików cookie, w przeciwnym wypadku zakładamy, że wyrażasz na to zgodę.

© Robert Twarogal * forumastronomiczne.pl * (2010-2023)