PROXIMA. 1/2014 (15) STYCZEŃ 2014 r. ASTRONOMICA.PL BIULETYN OBSERWATORÓW GWIAZD ZMIENNYCH

Transkrypt

1 BIULETYN OBSERWATORÓW GWIAZD ZMIENNYCH PROXIMA 1/2014 (15) STYCZEŃ 2014 r. ASTRONOMICA.PL W numerze: - News wiadomości ze świata gwiazd zmiennych - Kalendarium mirydy - Gwiezdne kataklizmy nowe i supernowe w IV kwartale 2013 r. - SN 2014J supernowa w galaktyce M82! - Prehistoryczne supernowe, - Poradnik obserwatora... zmienne nieba północnego Mała Niedźwiedzica, - Markarian 421, - X Ophiuchi - gwiazda 2014 roku w BAA, - Nasze obserwacje... baza danych SOGZ-PTMA podsumowanie obserwacji w roku 2013, - Nagroda im. Jana Jędrzejewicza, - Aktywność słoneczna... raport z aktywności Słońca za IV kwartał 2013 r. SN 2014J w galaktyce M82, odległa od nas o około 12 milionów lat świetlnych supernowa, która została zaobserwowana 21 stycznia w pięknej i dobrze znanej galaktyce z Katalogu Messiera. Autor zdjęcia: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/University of.arizona Publikacja za uprzejmą zgodą Autora. (By kind permission of the author).

2 PROXIMA 1/2014 strona 2 PROXIMA Biuletyn obserwatorów gwiazd zmiennych Wydawca: Krzysztof Kida Tropy Elbląskie 3, Elbląg Redakcja, opracowanie graficzne i skład: Krzysztof Kida Zespół redakcyjny: Krzysztof Kida, Bogdan Kubiak, Marian Legutko Współpraca: Ryszard Biernikowicz Adam Derdzikowski Tomasz Krzyt Stanisław Świerczyński proxima@astronomica.pl Strona www: /proxima.html Biuletyn wydawany w wersji elektronicznej (format PDF) W numerze: o Słowo wstępu.str. 2 o News. str. 3 o o o o Kalendarium Mirydy. str. 4 Gwiezdne kataklizmy Gwiazdy nowe w IV kwartale 2013 r.. str. 7 Supernowe w IV kwartale 2013 r.. str. 10 Statystyka odkryc supernowych w 2013 r..str. 11 SN 2014J supernowa w M82!. str. 12 Prehistoryczne supernowe SNLS-06D4eu i SNLS-07D2bv. str. 13 Poradnik obserwatora Zmienne nieba północnego Mała Niedźwiedzica. str. 21 Markarian 421 str. 26 X Opchiuci gwiazda 2014 roku w BAA. str. 28 Nasze obserwacje Baza danych SOGZ - PTMA podsumowanie obserwacji w roku str. 31 o Nagroda im. Jana Jędrzejewicza. str. 34 o Aktywność słoneczna Raport o aktywności Słońca za IV kwartał 2013 roku.... str. 37 Wszelkie prawa zastrzeżone. Żadna część tej publikacji nie może być reprodukowana w żadnej formie ani żadną metodą bez pisemnej zgody redakcji. Copyright 2014 by ASTRONOMICA.PL W biuletynie wykorzystano wyniki obserwacji zgromadzone w bazie AAVSO, uzyskane dzięki wysiłkowi obserwatorów z całego świata. We acknowledge with thanks the variable star observations from the AAVSO International Database contributed by observers worldwide and used in this bulletin. Słowo wstępu Zima tego roku pod względem astronomicznym nas nie rozpieszcza. Niebo nad naszym krajem w znacznej mierze zalegają chmury, a nieliczne pogodne noce w ostatnich tygodniach były mroźne i niewiele osób podejmowało próby obserwacji. A przecież w Kosmosie tyle rzeczy się dzieje i to bez względu na naszą ziemską pogodę. Kilka dni temu świat obiegła wiadomość, że w odległej od nas o niespełna 12 milionów lat świetlnych galaktyce M82 wybuchła supernowa. To jedna z najbliższych i najjaśniejszych supernowych ostatnich lat. Okładkę tego numeru naszego biuletynu zdobi piękne jej zdjęcie, którego autorem jest Adam Block (Mount Lemmon SkyCenter/University of.arizona ), zdjęcie to było prezentowane również w prestiżowym portalu APOD. Dziękujemy Adamowi za udostępnienie go również nam. Naszą cykliczną galerię także poświęciliśmy fotografiom tej gwiazdy tym razem polskim. Supernową polecamy obserwacjom, a tym, którym nie dopisuje pogoda proponujemy kilka ciekawych artykułów naszych autorów. Sporo miejsca poświęcamy gwiezdnym kataklizmom (zbieg okoliczności), a szczególnej uwadze polecamy artykuł o super jasnych supernowych (ang. Super Luminous SuperNovae), autorstwa Ryszarda Biernikowicza. Ponadto w numerze nasze stałe cykle, których tym razem nie będę prezentował z osobna, proponuję wnikliwą lekturę na długie zimowe wieczory. Serdecznie zapraszam w imieniu całego Zespołu. Krzysztof Kida Elbląg, dn r.

3 PROXIMA 1/2014 strona 3 NEWS Wzrost aktywności TX CVn Około 2 45 na południowy zachód od Serca Karola (łac. Cor Caroli), najjaśniejszej gwiazdy Psów Gończych (α CVn) odnajdziemy na niebie zmienną symbiotyczną TX CVn. Według aktualnej wiedzy, zmienną tworzy układ gorącego karła ciągu głównego, typu widmowego B oraz czerwony olbrzym o zmiennym typie K0 M4. Układ otacza duża powłoka pyłowa o temperaturze około 450 K. Jasność gwiazdy symbiotycznej zmienia się w zakresie Vmag. Okres układu ma wynosić ok. 199 dni. Długoczasowe dane obserwacyjne obiektu wskazują na dość enigmatyczne zachowanie. Przez niemal całą pierwszą połowę XX wieku obiekt nie wykazywał zmienności w dłuższych przedziałach czasowych, jego jasność w paśmie B utrzymywała się na poziomie 11.8 mag. Notowano jedynie sporadyczne, krótkotrwałe wybuchowe pojaśnienia do poziomu Bmag. Dopiero w 1945 roku zaobserwowano powolny trend wzrostu średniej jasności zmiennej. Wzrost zastopował w 1967 roku na poziomie 10.2 Bmag. Taką jasność zmienna utrzymywała aż do 1990 roku, kiedy rozpoczął się spadek jasności. W roku 2003 zanotowano odwrócenie trendu spadkowego jasność układu wzrosła do 10.5 Bmag i pozostałą na tym poziomie do roku We wrześniu ubiegłego roku zanotowano kolejne minimum blasku, po którym nastąpił wzrost jasności. W grudniu 2013 jasność w paśmie B wynosiła mag. Na podstawie ostatnich danych obserwacyjnych zespół ANS Collaboration Monitoring Program (U. Munari, F. Castellani, P. Valisa, S. Dallaporta, G. Cherini, A. Vagnozzi, G. L. Righetti, R. Belligoli) wysnuł wniosek, że TX CVn wchodzi w fazę aktywności wzrostu jasności. Zmienna TX CVn znajduje się w zasięgu niedużych amatorskich teleskopów czy większych lornetek. Może warto poświęcić jej nieco uwagi. Układ nadal skrzętnie skrywa swoje tajemnice. Oprócz powolnych, trwających lata zmian możliwe są do zaobserwowania niespodziewane skoki jasności. Krzywa blasku w ostatnich trzech latach wykazuje rosnące wahania w porównaniu z wieloletnim trendem zmian jasności. Rys. 1. Krzywa blasku TX CVn w okresie ostatniego roku (1 stycznia stycznia 2014) na bazie obserwacji AAVSO

4 PROXIMA 1/2014 strona 4 Rys. 2. Krzywa blasku TX CVn w okresie minionych 12 lat na bazie obserwacji AAVSO Źródła: AAVSO VSX ATel# GCVS: TX CVn Marian Legutko (LMT) KALENDARIUM Mirydy Wg kolejności podaję: nazwę gwiazdy, jej współrzędne położenia, datę maksimum, okres zmienności (zaokrąglony do pełnego dnia), amplitudę zmian blasku oraz okres, w którym gwiazda powinna być jaśniejsza niż 11 mag. Należy pamiętać o tym, że podane momenty maksimum mają charakter orientacyjny. Luty W tym zimnym miesiącu 6 mir znajdzie się w maksimum. Niestety wszystkie w średnim maksimum osiągają zaledwie 8 mag. Z obserwacjami T And należy się spieszyć, ponieważ bardzo szybko zacznie znikać w wieczornej zorzy. Pełnia Księżyca wypadnie 14 lutego. Nazwa R.A. Decl. Data Okres Amplituda V>11 MAG T And 00 h 22 m s do IV W Lyr 18 h 14 m s do IV V Gem 07 h 23 m s I-IV X Hya 09 h 35 m s II-VI RS Vir 14 h 27 m s I-V U Vir 12 h 51 m s I-V

5 PROXIMA 1/2014 strona 5 Marzec W marcu 7 mir będzie w maksimum, jednak maksima te powinny być jaśniejsze od tych z poprzedniego miesiąca. Na wieczornym niebie można zaobserwować jasną U Ori, natomiast na porannym R Aql, obie miry w średnim maksimum osiągają 6 mag. Księżyc w pełni będzie 16 marca. Nazwa R.A. Decl. Data Okres Amplituda V>11 MAG S Vir 13 h 33 m s II-VII R UMa 10 h 44 m s II-VI R CVn 13 h 48 m s do VII RT Cyg 19 h 43 m s II-VI R Aql 19 h 06 m s do VIII U Ori 05 h 55 m s do VIII U UMi 14 h 17 m s do VII Kwiecień W pierwszym w pełni wiosennym miesiącu 6 mir znajdzie się w maksimum. Najjaśniejsza z nich, T Cep widoczna jest całą noc. Księżyc będzie w pełni 15 kwietnia. Nazwa R.A. Decl Data Okres Amplituda V>11 MAG RS Her 17 h 21 m s II-VI R Crv 12 h 19 m s II-VI T Cep 21 h 09 m s cały rok U Her 16 h 25 m s III-VIII S Lib 15 h 21 m s II-VII RY Oph 18 h 16 m s IV-VI Wybrane krzywe blasku mir, których maksima wystąpiły w IV kwartale 2013 r.: R Leo

6 PROXIMA 1/2014 strona 6 R Tri S UMa T UMa

7 PROXIMA 1/2014 strona 7 S UMi Źródła: AstroJawil Bogdan Kubiak GWIEZDNE KATAKLIZMY Gwiazdy nowe w IV kwartale 2013 roku W czwartym kwartale 2013 roku nie mieliśmy możliwości obserwować dużej liczby jasnych nowych. Uwagę astronomów amatorów zwróciły na siebie trzy obiekty, z których jeden był prawdziwym hitem obserwacyjnym. Nowa Centaura 2013 przebiła swymi parametrami sierpniową Nową Delfina Drugi z obiektów (chronologicznie wcześniejszy), listopadowa Nowa Węża, był obserwacyjną odwrotnością obiektów z Centaura i Delfina. Natomiast październikowa Nowa Orła była obiektem zdecydowanie najsłabszym, ale znacznie częściej obserwowanym niż Nowa Węża. V1830 Aquilae Nowa Orła października, około UT japoński obserwator Koichi Tagaki odkrył nieznany wcześniej obiekt w Orle, o jasności około 13.8 mag na niefiltrowanym obrazie CCD. Odkrywczy obraz uzyskano z użyciem 21-cm teleskopu. Około UT tego samego dnia zespół obserwatorów Gianluca Masi, Francesca Nocentini i Patrick Schmeer, z użyciem sterowanego zdalnie, 17-calowego teleskopu Virtual Telescope Project w Ceccano (Włochy), zaobserwował ten sam obiekt, podając jasność ~13.5 Rmag. 80 minut później Roger Pickard (Leominster, England) wyznaczył jasność nowej na Vmag. Położenie nowej: α(2000.0) = 19 h 02 m s, δ(2000.0) = Wstępne oznaczenie obiektu: PNV J zostało zastąpione oficjalnym, katalogowym mianem V1830 Aquilae. Obserwacje spektroskopowe, które wykonał Ulisse Munari (Uniwersytet w Padwie, Asiago Observatory) 3 listopada wykazały, że mamy do czynienia z nową typu Fe-II. Nowa około dobę po odkryciu osiągnęła maksimum blasku na poziomie ~15.3 Vmag. Pod koniec listopada jej blask opadł poniżej 17 Vmag.

8 PROXIMA 1/2014 strona 8 Rys. 1. Krzywa blasku V1830 Aql Nowej Orła 2013 w dniach 28 października 30 listopada 2013 na bazie obserwacji AAVSO Źródła: AAVSO Special Notice #374 CBAT Transient Object Followup Reports AAVSO VSX V556 Serpentis Nowa Węża listopada, przed 9.15 UT, japoński obserwator Koichi Itagaki zarejestrował słabą nową w Wężu, na niefiltrowanym obrazie CCD, uzyskanym za pomocą 21-cm teleskopu. Odkrycie zostało potwierdzone przez samego K. Itagaki za pomocą 50-cm (f/6) teleskopu. Położenie nowej: α(2000.0) = 18 h 09 m s, δ(2000.0) = Odkrywczy obraz obiektu znaleźć można na stronie: Jak wykazał to przegląd archiwalnych obrazów, jeszcze dobę przed odkryciem, we wskazanym położeniu nie rejestrowano obiektu jaśniejszego niż 13 mag. W chwili odkrycia nowa miała jasność 12.3 Umag (U = Unfiltered). Dwie doby później (26 listopada) Itagaki oszacował blask nowej na 11.7 mag (maksimum jasności). Porównawcze obrazy autorstwa K. Itagaki znaleźć można pod adresem: Co ciekawe, obserwujący nową w tym samym czasie T. Kojima (Canon EOS 60D + obiektyw 150 mm f/2.8) ocenił blask nowej na 12.7 mag. V556 Ser była w chwili odkrycia obiektem niełatwym do obserwacji ze względu na położenie. Zapewne stąd wynika fakt symbolicznej wręcz ilości obserwacji fotometrycznych. Mimo to, 25 listopada astronomowie z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu w Padwie, jak też zespół Uniwersytetu w Hiroszimie, uzyskali widma obiektu. Wyniki wskazywały na poczerwienioną klasyczna nową po maksimum blasku.

9 PROXIMA 1/2014 strona 9 Źródła: AAVSO Alert Notice #491 CBAT Transient Object Followup Reports AAVSO VSX V1369 Centauri Nowa Centaura 2013 Prawdziwy hit obserwacyjny końca 2013 roku. 2 grudnia, około UT John Seach (Chatsworth Island, Australia) za pomocą lustrzanki cyfrowej z obiektywem 55 mm (f/1.0) zarejestrował na tle Centaura obiekt o jasności około 5.5 mag. Dobę później uzyskano pierwsze widmo niskiej rozdzielczości ( ), ukazujące linie emisyjne wodoru Hα i Hβ. Położenie nowej: α(2000.0) = 13 h 54 m s, δ(2000.0) = Obiekt o oznaczeniu PNV J wkrótce zyskał ostateczne oznaczenie katalogowe V1369 Centauri. Jasność nowej rosła bardzo szybko. Mniej więcej 2 doby po odkryciu osiągnęła wartość ok. 4.2 mag. Następnie jasność obiektu zaczęła stopniowo maleć, aby około połowy grudnia wzrosnąć do wartości ok. 3.3 mag. W ciągu kolejnego tygodnia blask ten dość wyraźnie opadał, aby ponownie wzrosnąć do blisko 4 mag. Chociaż średni blask nowej ma tendencję malejącą, to jednak trend ten nie jest stały, a krzywą blasku charakteryzują kolejne wzrosty i spadki. W chwili obecnej blask nowej jest zbliżony wartością do jasności w chwili odkrycia (~5.5 mag). Prawdopodobnym progenitorem Nowej Centaura 2013 jest gwiazda 2MASS J , o jasności (sprzed wybuchu) 15.1 Vmag. Rys. 2. Krzywa blasku V1369 Cen Nowej Centaura 2013 w dniach 2 grudnia stycznia 2014 na bazie obserwacji AAVSO

10 PROXIMA 1/2014 strona 10 Źródła: AAVSO Alert Notice #492 CBAT Transient Object Followup Reports AAVSO VSX ATel # Marian Legutko (LMT) Supernowe w IV kwartale 2013 r. W IV kwartale ubiegłego roku tylko 6 supernowych osiągnęło jasność wyższą niż 15 magnitudo, 3 gwiazdy pojawiły się na północnym nieboskłonie (N) i również 3 na południowym (S). Są to: SN 2013ge (Vmax: 14.8 mag, N); PSN J (= iptf13ebh) (Vmax: 14.7 mag, N); SN 2013hk (Vmax: 14.7 mag, N); SN 2013gy (Vmax: 13.8 mag, S); SN 2013hj (Vmax: 14.0 mag, S); SN 2013hn (Vmax: 14.8 mag, S). Poniżej napiszę kilka słów na temat jaśniejszych supernowych, których obserwacje były możliwe z naszych szerokości geograficznych. SN 2013ge Supernowa odkryta 8 listopada 2013 r. w galaktyce NGC 3287 przez Koichi Itagaki. Współrzędne galaktyki: R.A. = 10 h 34 m s, Decl. = '41.9", położenie supernowej: 15" E, 48" N od centrum galaktyki. Sklasyfikowano ją jako Ic. 30 listopada osiągnęła maksymalną jasność w granicach 14.8 mag. Galaktyka NGC 3287, w której pojawiła się gwiazda jest galaktyką spiralną z poprzeczką, o jasności obserwowanej 12.3 mag. Znajduje się w gwiazdozbiorze Lwa, a odkryta została w 1862 roku przez H.L. d'arresta. iptf13ebh Odkryta 13 listopada 2013 r. w galaktyce NGC 890, w ramach projektu Palomar Transient Factory. Współrzędne galaktyki: R.A. = 02 h 21 m s, Decl. = '13.7", położenie supernowej: 12.8" W, 15.7" N od centrum galaktyki. Sklasyfikowana jako Ia, 4 grudnia osiągnęła 14.7 mag. NGC 890 to galaktyka eliptyczna o jasności obserwowanej 11.3 mag, położona w gwiazdozbiorze Trójkąta. Odkryta została w 1784 roku przez Williama Herschela. SN 2013gy Supernowa dostrzeżona 6 grudnia 2013 r. w galaktyce NGC Odkrycia dokonano w ramach programu Lick Observatory Supernova Search. Współrzędne galaktyki: R.A. = 03 h 42 m s, Decl. = '18.5", położenie supernowej: 10.9" E, 32.0" N od centrum galaktyki. Sklasyfikowana jako Ia, 23 grudnia osiągnęła 13.8 mag. NGC 1418 to galaktyka spiralna z poprzeczką o jasności obserwowanej 13.6 mag, położona w gwiazdozbiorze Erydana, odkryta w 1785 roku przez Williama Herschela.

11 PROXIMA 1/2014 strona 11 Fot. SN 2013gy, autor: Joel Nicolas, źródło: SN 2013hk Odkryta 4 grudnia 2013 r. w galaktyce PGC podczas przeglądu nieba w ramach programu All Sky Automated Survey for SuperNovae (ASAS-SN). Współrzędne galaktyki: R.A. = 03 h 02 m s, Decl. = '38.8", lokalizacja supernowej 0" E, 0" N od centrum galaktyki. Sklasyfikowana jako Ia, 15 grudnia osiągnęła 14.7 mag. SN 2013hj Supernowa odkryta 12 grudnia 2013 r. w galaktyce MCG w ramach projektu CHilean Automatic Supernovas search (CHASE). Współrzędne galaktyki: R.A. = 09 h 12 m s, Decl. = '46.0", położenie supernowej: 6.5" W, 5.9" N od centrum galaktyki. Sklasyfikowana jako typ II, 12 grudnia osiągnęła 14.0 mag. Żadna z powyższych supernowych nie wzbudziła większego zainteresowania wśród obserwatorów z naszego kraju. Krzysztof Kida Statystyka odkryć supernowych w 2013 r. Początek nowego roku to okazja do podsumowań poprzedniego. No to przyjrzyjmy się statystyce dotyczącej zaobserwowanych w 2013 roku supernowych. Według Sekcji Astronomicznej Akademii Nauk w Rochester (USA) w ubiegłym roku odkryto 1096 supernowych. Oto szczegółowa statystyka tych odkryć: 226 supernowych zostało zgłoszonych do CBAT, 110 obiektów oznaczono jako możliwe supernowe, 760 supernowych nie zostało zgłoszonych do CBAT, 89 supernowych odkryto w galaktykach z katalogów NGC/IC,

12 PROXIMA 1/2014 strona obiektów zostało odkrytych przez amatorów, 6 supernowych osiągnęło jasność co najmniej 13 mag, 83 supernowe osiągnęły jasność co najmniej 16 mag, 312 supernowych osiągnęło jasność co najmniej 18 mag, 486 supernowych sklasyfikowano jako typ I, 186 supernowych sklasyfikowano jako typ II, 6 obiektów okazało się gwiazdami LBV, 418 obiektów nie sklasyfikowano. Na podstawie: Krzysztof Kida SN 2014J - supernowa w M82! 21 stycznia zespół studentów z University College w Londynie pracujący pod kierownictwem astrofizyka Steve a J. Fossey a odkrył supernową w galaktyce M82, w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy (R.A. = 09 h 55 m s, Decl. = '26.0"). W chwili odkrycia gwiazda miała 11.7 mag, dzień później obserwatorzy donosili już o jasności w zakresie wizualnym sięgającej 11.5 mag. Supernowa otrzymała oznaczenie SN 2014J. Analiza jej widma wskazuje, że jest typu Ia-HV i może jaśnieć nawet do początku lutego. Wygląda więc na to, że prawdopodobnie eksplodował biały karzeł, który wcześniej ściągał materię ze swojego towarzysza, aż przekroczył masę krytyczną, tzw. granicę Chandrasekhara i zapadł się grawitacyjnie. Gwiazda jest zaczerwieniona, co sugeruje, że jej światło może być częściowo wygaszane przez pył galaktyki M82. Co ciekawe, analiza zdjęć sprzed odkrycia wskazuje, że supernowa przez tydzień nie była przez nikogo dostrzeżona, choć już 15 stycznia miała 14.4 mag. Jest to o tyle interesujące, że galaktyka M82 jest popularnym i często obserwowanym obiektem. Znajduje się niespełna 12 milionów lat świetlnych od nas, supernowa jest więc jedną z najbliższych tego typu obiektów od czasu SN 1987A w Wielkim Obłoku Magellana. To prawdziwa gratka dla astronomów zajmujących się badaniem gwiezdnych eksplozji oraz miłośników astronomii. Obserwacje napływające z całego SN 2014J w dniu r., fot. K.Kida świata wskazują, że zgodnie z przewidywaniami gwiazda z dnia na dzień powoli jaśnieje, obecnie (29.01) ma już około 10.5 mag, czyli bez trudu jest dostrzegalna przy pomocy niewielkich amatorskich teleskopów, a pod ciemnym niebem nawet przy pomocy lornetek. Zachęcamy do obserwacji! Na okładce oraz w galerii prezentujemy zdjęcia tej supernowej. Krzysztof Kida

13 PROXIMA 1/2014 strona 13 Prehistoryczne supernowe SNLS-06D4eu i SNLS-07D2bv. W ostatnich latach niektórzy zawodowi astronomowie zajmują się hurtowo odkrywaniem supernowych. Obserwacje są prowadzone w ramach przeglądów obserwacyjnych takich jak np.: Supernova Cosmology Project (w skrócie SCP), Texas Supernova Survey (TSS), Palomar Transient Factory (PTF), Supernova Legacy Survey (SNLS), rejestrujących tysiące wybuchów supernowych w galaktykach odległych nawet o miliardy lat świetlnych. W szczególności w przeglądzie obserwacyjnym SNLS co kilka dni są wykonywane zdjęcia CCD w barwach "ugriz" (filtry Sloana) czterech wybranych obszarów nieba, gdzie jest bardzo dużo galaktyk. Na podstawie krzywej zmian blasku ocenia się potencjalny typ supernowej, który następnie jest potwierdzany spektroskopowo. W tym projekcie wykorzystuje się kanadyjsko-francusko-hawajskie teleskopy optyczne (Gemini apertura 8,1m, Keck 10m) i Very Large Telescope (VLT) - apertura 8,2m. Projekt trwa już 5 lat. Wśród tysięcy supernowych zarejestrowano kilkanaście przypadków, których jasność absolutna w maksimum jest nawet do stu razy większa od "zwykłych" supernowych. Nowy rodzaj supernowych został nazwany super jasnymi supernowymi (skrót SLSN od angielskiego Super Luminous SuperNovae nie mylić z SNLS, czyli skrótem nazwy programu obserwacyjnego). W artykule zostały przedstawione niedawno odkryte dwie bardzo jasne i bardzo dalekie supernowe. Dodatkowo poruszono temat wpływu efektów relatywistycznych oraz kosmologicznego przesunięcia ku czerwieni na wygląd widma i krzywej zmian blasku. 1. Historia odkrycia supernowych SNLS-06D4eu i SNLS-07D2bv. W ramach projektu Supernova Legacy Survey odkryto ostatnio dwie najjaśniejsze i najbardziej odległe supernowe jakie kiedykolwiek były obserwowane. Znajdują się one w odległości około 10 miliardów lat świetlnych od nas i są około sto razy jaśniejsze od zwykłych supernowych. Otrzymały oznaczenia SNLS-06D4eu (współrzędne na epokę 2000: α=22 h 15 m s, δ=-18 o 10'45.56") i SNLS-07D2bv. Ich odkrycie zostało opublikowane w prestiżowym Astrophysical Journal w dn. 20 grudnia 2013 r. Artykuł można znaleźć również w Internecie (A.Howell i inni, 2013). Nowo odkryte supernowe są szczególnie zagadkowe, gdyż nie jest znany mechanizm generowania tak ogromnych ilości energii. Kolaps grawitacyjny gwiazdy i powstanie czarnej dziury lub zwykłej gwiazdy neutronowej nie jest w stanie wyjaśnić ich ekstremalnych jasności. Odkryte w latach supernowe były tak niezwykłe, że początkowo astronomowie nie potrafili wyjaśnić ich natury. Główny autor publikacji, Andrew Howell opisał to następująco: "Początkowo nie wiedzieliśmy co to za obiekty, nawet czy są supernowymi, czy są w naszej Galaktyce lub gdzieś dalej. Pokazałem

14 PROXIMA 1/2014 strona 14 obserwacje na konferencji i wszyscy byli skonfundowani. Nikt nie przypuszczał, że są to odległe supernowe ponieważ wymagałoby to niewyobrażalnie wielkich energii. Uważaliśmy, że jest to niemożliwe." Andrew Howell jest astronomem pracującym w Las Cumbres Observatory Global Telescope Network (LCOGT) i UC Santa Barbara. Jedna z supernowych, oznaczona SNLS-06D4eu, jest najbardziej odległym i prawdopodobnie najjaśniejszym przedstawicielem grupy bardzo jasnych supernowych SLSN. W jej widmie nie zaobserwowano wodoru. Ostatnie badania wykazały, że u niektórych supernowych SLSN najprawdopodobniej po kolapsie grawitacyjnym gwiazdy powstaje magnetar. Jest to gwiazda neutronowa o krańcowo silnym polu magnetycznym, która obraca się kilkaset razy na sekundę. Magnetar posiada masę Słońca spakowaną do rozmiarów kilkunastu kilometrów i pole magnetyczne setki trylionów silniejsze do ziemskiego. Dla porównania zwykła gwiazda neutronowa tuż po narodzinach wykonuje maksymalnie "zaledwie" kilkadziesiąt obrotów na sekundę. Kilkanaście takich bardzo jasnych supernowych jest znanych od roku 2009, kiedy zidentyfikowano pierwszy obiekt. Powstanie magnetara jest postulowane jako możliwe źródło energii zasilającej wybuch SLSN. Praca Howell'a i współpracowników jest jednym z pierwszych szczegółowych dopasowań obserwacji do modeli teoretycznych dotyczących tego, jak taki wybuch mógłby wyglądać. Współautor wspomnianej publikacji, Daniel Kasen (astronom pracujący w UC Berkeley i Lawrence Berkeley National Lab) stworzył modele supernowych, które wyjaśniają te obserwacje jako zjawisko eksplozji gwiazdy zaledwie kilka razy masywniejszej od Słońca. Prawdopodobnie początkowo gwiazda była znacznie masywniejszej, ale odrzuciła zewnętrzne warstwy na długo przed wybuchem, pozostawiając tylko niewielkie, gołe jądro węglowo-tlenowe. Według Kasen'a: "To co sprawia, że magnetar jest wyjątkowym obiektem to ekstremalnie szybka rotacja. Kiedy ostatecznie gwiazda umiera, zapadające się jądro może zmienić się w magnetar taki rodzaj ogromnego wirującego bąka. Wtedy olbrzymia energia rotacji może się uwolnić poprzez kataklizm z udziałem pola magnetycznego". Dla supernowej SNLS-06D4eu model magnetara o okresie rotacji 2 milisekundy (500 obrotów na sekundę), polu magnetycznym 2x10 14 Gaussa i progenitor 3Mo najlepiej pasuje do danych obserwacyjnych. Dalsze obserwacje spektroskopowe (teleskop VLT w Chile) słabej galaktyki, w której wybuchła supernowa SNLS-06D4eu, pozwoliły astronomom wyznaczyć jej odległość i energię wybuchu. Dla supernowej SNLS-07D2bv nie udało się sfotografować widma galaktyki macierzystej. Kolejne lata teoretycznych analiz były potrzebne, aby zrozumieć w jaki sposób tak zdumiewająca ilość energii może się wygenerować. Dopiero pod koniec 2013 roku wyniki prac zostały opublikowane.

15 PROXIMA 1/2014 strona 15 Rysunek 1. Mały fragment jednego z pól obserwowanych w projekcie Supernova Legacy Survey pokazujący supernową SNLS-06D4eu i jej galaktykę macierzystą (strzałka). Ta supernowa wraz z galaktyką są tak daleko, że widać je tylko jako mały punkt świetlny, który nie może być rozróżniony na zdjęciu. Jasne obiekty ze spajkami są gwiazdami Drogi Mlecznej. Supernowa "chowa się" za spajkami gwiazdy o jasności około 13 mag. Wszystkie pozostałe punkty świetlne to odległe galaktyki. Materiał źródłowy J.Cohen (2013). Opisywane supernowe są tak daleko, że światło ultrafioletowe emitowane w wybuchu zostało przesunięte przez ekspansję Wszechświata do zakresu widma, gdzie nasze oczy i teleskopy mogą je widzieć. To wyjaśnia dlaczego początkowo astronomowie zostali zbici z tropu przez dane obserwacyjne. Nigdy wcześniej nie widzieli widma supernowej w tak dalekim w ultrafiolecie. To stworzyło im rzadką okazję do poznania mechanizmu wybuchu tych supernowych. Bardzo jasne supernowe są tak gorące, że maksimum emitowanego światła przypada na zakres ultrafioletowy widma. Ponieważ światło ultrafioletowe nie jest przepuszczane przez atmosferę ziemską, nigdy wcześniej nie były w pełni obserwowane. Supernowe wybuchły, gdy Wszechświat miał "zaledwie" 4 miliardy lat. Dr Howell wyjaśnił to obrazowo: "Stało to się przed powstaniem Słońca. W naszym sąsiedztwie umarła inna gwiazda i chmura materii z tej supernowej utworzyła Słońce i Ziemię. Powstało życie, dinozaury i ludzie. Zostały wynalezione teleskopy, które szczęśliwie skierowaliśmy we właściwe miejsce, gdy do Ziemi dotarły fotony po podróży trwającej 10 miliardów lat."

16 PROXIMA 1/2014 strona 16 Tak jasne supernowe są bardzo rzadkie i występują około raz na 10 tysięcy przypadków zwykłych supernowych. Wydaje się, że wybuchają one w galaktykach pierwotnych z małą ilością pierwiastków cięższych od wodoru i helu. Takie galaktyki były powszechne we wczesnym Wszechświecie. Jak powiedział dr Howell: "Są to dinozaury wśród supernowych. Wymarłe w dzisiejszych czasach, ale bardzo powszechne, gdy Wszechświat był młody. Na szczęście możemy wykorzystać teleskopy by spojrzeć wstecz w czasie i badać ich "skamieniałe" światło. Mamy nadzieję, że znajdziemy więcej tego typu supernowych w aktualnie trwających i przyszłych przeglądach obserwacyjnych." Przesunięcie ku czerwieni (ang. redshift) z Prędkość ucieczki / prędkość światła v/c Prędkość ucieczki w km/sek Jak daleko patrzymy wstecz [miliardy lat] Czas po Big-Bangu [miliardy lat] Tabela1. Zależność pomiędzy parametrami opisującymi ekspansję Wszechświata (źródło:t.herter2). 2. Fotometria i spektroskopia supernowych SNLS-06D4eu i SNLS-07D2bv. Interpretacja krzywych zmian blasku oraz widm SNLS-06D4eu i SNLS-07D2bv pozostawała zagadką do czasu wyznaczenia kosmologicznego przesunięcia ku czerwieni. Po zakończeniu wybuchu SNLS-06D4eu zostało sfotografowane widmo galaktyki, w której rozbłysła (spektrograf X-shooter/teleskop VLT). Na rysunku 2 pokazano profile linii emisyjnych tej galaktyki bez uwzględniania kosmologicznego przesunięcia ku czerwieni. Na podstawie analizy linii emisyjnych [O II] 3727,3729, Hβ, [O III] 4959, 5007 i Hα zostało zmierzone bardzo dokładnie przesunięcie ku czerwieni z=1.5881± Natomiast w miejscu na niebie, gdzie wybuchła supernowa SNLS-07D2bv zidentyfikowano 4 bardzo słabe obiekty, z których jeden mógł być "galaktyką-matką" dla supernowej. Ze względu na małą jasność zrezygnowano z prób uzyskania widma tych obiektów.

17 PROXIMA 1/2014 strona 17 Wartość z~1.5 dla SNLS-07D2bv oszacowano tylko na podstawie podobieństw w wyglądzie widm obu supernowych oraz krzywej zmian blasku. Rysunek 2. Linie emisyjne zarejestrowane w widmie galaktyki, w której wybuchła supernowa SNLS-06D4eu. Zielona linia ciągła dopasowanie gausowskie profilu linii widmowej. Na osi odciętych podano obserwowaną długość fali. Na przykład linia wodoru Hα ma obserwowaną długość fali λ~16990a przesuniętą ku czerwieni aż o ponad 10 tysięcy angstremów względem wartości laboratoryjnej λ~6563a (źródło: A.Howell i inni, 2013). Na podstawie znanej wartości z~1.5 można również oszacować odległość (około 10 miliardów lat świetlnych) i prędkość ucieczki supernowych SNLS-06D4eu i SNLS- 07D2bv. Obie galaktyki oddalają się od nas z prędkością 200 tysięcy km/s (tzw. prędkość ucieczki). Wymaga to uwzględnienia efektów relatywistycznych w krzywych zmian blasku oraz widmach. Dane obserwacyjne muszą być przetransformowane do takich układów odniesienia, w których te supernowe się nie poruszają. Powyższe przeliczenia wykonano na podstawie tabeli 1, która podaje zależność pomiędzy parametrami opisującymi ekspansję Wszechświat takimi jak przesunięcie ku czerwieni, prędkość ucieczki, odległość. Dla wyrobienia sobie intuicji odnośnie zależności pomiędzy tymi wielkościami warto zapoznać się z danymi w tabeli 1. Początkowo ~80-dniowy wzrost jasności dla tych supernowych (filtry "i" oraz "z") wydawał się zagadką, gdyż dla supernowych zasilanych w energię przez rozpad promieniotwórczy pierwiastków ten wzrost trwa znacznie krócej (np. dla typu Ia ~20 dni). Natomiast dla

18 PROXIMA 1/2014 strona 18 supernowych świecących wskutek kolizji fali uderzeniowej z ośrodkiem międzygwiazdowym (np. typ IIn) jasność utrzymuje się mniej więcej na stałym poziomie. Tajemnica wyjaśniła się dopiero po wyznaczeniu wartości kosmologicznego przesunięcia ku czerwieni dla supernowej SNLS-06D4eu. Po uwzględnieniu efektu dylatacji czasu, czas wzrostu jasności przed maksimum "skurczył" się do około 30 dni (szczegóły na rys.3). Oś czasu została przeskalowana o czynnik (1+z), gdyż w naszym układzie odniesienia czas płynie (1+z)~2.5 razy wolniej, niż w układzie odniesienia, w którym supernowa pozostaje w spoczynku. A.Howell i inni (2013) wyznaczyli jasność absolutną supernowej SNLS-06D4eu w barwie U na -22.7±0.1 mag (jasność w układzie odniesienia związanym z supernową). W czasie wybuchu została wyemitowana energia ~10 51 ergów, co jest wartością porównywalną z innymi supernowymi SLSN ubogimi w wodór. Dni, które upłynęły od maksimum jasności w barwie "i". Rysunek 3. Krzywe zmian blasku supernowych SNLS-06D4eu i SNLS-07D2bv. Na osi rzędnych podano jasności obserwowane. Oś odciętych (oś czasu) została skorygowana o czynnik (1+z) wynikający z relatywistycznej dylatacji czasu. Krzywe zmian blasku wyglądają tak, jak gdyby wybuchy supernowych były obserwowane w ich macierzystych galaktykach. Strzałka oznaczona "S" wskazuje na moment, kiedy zostały wykonane widma supernowych pokazane na rysunku 4. Strzałki skierowane do dołu oznaczają górną granicę błędu 3σ (źródło: A.Howell i inni, 2013). Widmo supernowej SNLS-06D4eu zostało sfotografowane w zakresie widzialnym A przez 8,2m teleskop VLT całkowity czas naświetlania 1godz. 15minut. Na rysunku 4 pokazano widmo po uwzględnieniu efektu przesunięcia ku czerwieni widma tej supernowej spowodowanego ekspansją Wszechświata (z 1.588). Jest to zakres spektralny (~ A) niedostępny z powierzchni Ziemi, gdyż atmosfera ziemska nie przepuszcza światła o długości fali krótszej od około A. Struktury absorpcyjne około 1900A,

19 PROXIMA 1/2014 strona A, 2400A i 2700A pochodzą odpowiednio od żelaza (Fe III), węgla (C III / C II), węgla (C II) i węgla/magnezu (C II / Mg II). Identyfikacja linii widmowych została przeprowadzona za pomocą programu SYNOW. Rysunek 4. Wygląd widm prehistorycznych supernowych SNLS-06D4eu i SNLS-07D2bv w porównaniu do innych podobnych obiektów (PTF09cwl, PTF09atu, SCP06F6). Na osi odciętych podano długość fali w angstromach (=10-10 m), skorygowaną o efekt przesunięcia ku czerwieni związany z ekspansją Wszechświata (ang. Restframe Wavelength). Przy każdym widmie podano wartość tego przesunięcia jako wartość parametru zet. Na osi rzędnych podano wartość skalibrowanego strumienia (ang. flux). Jest to rysunek z publikacji A. Howell i inni (2013). 3. Wpływ kosmologicznego przesunięcia ku czerwieni na wygląd widma Na rysunku 5 pokazano schematycznie wpływ kosmologicznego przesunięcia ku czerwieni na wygląd widma ciała niebieskiego. Jest to przykład z dziedziny radioastronomii dotyczący fal elektromagnetycznych o znacznie większej długości niż optyczne, ale zasada jest ta sama. Należy pamiętać o następującej zależności dla fotonów λ*ν=c (długość fali* częstotliwość = prędkość światła), aby przeliczać "optyczne" angstromy/nanometry na "radiowe" gigaherce i vice versa. Załóżmy, że obserwujemy prehistoryczną supernową/kwazara, itp., który znajduje się w odległości ok. 8 miliardów lat świetlnych (z=1, patrz tabela 1). Nasz przyrząd obserwacyjny (tutaj radioteleskop) rejestruje fotony w zakresie widmowym od 4 do 5 GHz. Ale te fotony zostały wyemitowane ze źródła w zakresie spektralnym od 8 do 10GHz: 4(1+z) = 4(1+1) = 8GHz, 5(1+z) = 5(1+1) = 10GHz. W powyższych obliczeniach wykorzystano następującą zależność (patrz np. T.Herter 1):

20 PROXIMA 1/2014 strona 20 ν e = ν o (1+z) gdzie: ν e - częstotliwość promieniowania emitowana przez źródło oddalające się od obserwatora, ν o - częstotliwość promieniowania mierzona przez obserwatora, z - przesunięcie ku czerwieni. Powyższy wzór dla długości fali λ wygląda następująco: λ o =λ e (1+z). Według T.Herter1, efekt kosmologicznego przesunięcia ku czerwieni ma następujący wpływ na obserwowany strumień promieniowania: a) zmniejsza się szerokość pasma obserwacyjnego (na przykładzie z rys.5 z 2GHz do 1GHz), b) fotony tracą energię, c) przez dylatację czasu fotony wychodzą ze źródła z mniejszą częstotliwością. Rysunek 5. Wpływ kosmologicznego przesunięcia ku czerwieni na wygląd widma (strumień/częstotliwość, ang. flux/frequency). Niebieska linia ciągła - widmo rzeczywiste obiektu, czerwona linia przerywana widmo obserwowane, czerwony prostokąt szerokość pasma obserwowanego przez teleskop na Ziemi, niebieski prostokąt szerokość pasma emitowanego przez źródło bez efektu kosmologicznego redshiftu (źródło: T.Herter 2). 4. Podsumowanie Odkrycie dwóch bardzo jasnych supernowych SNLS-06D4eu i SNLS-07D2bv bardzo mnie zaskoczyło. Nie spodziewałem się, że zostaną odkryte "gwiazdy zmienne" jeszcze jaśniejsze od zwykłych supernowych. Drugim zaskoczeniem jest to, że na krańcach Wszechświata w odległości 10 miliardów lat świetlnych możemy obserwować nawet pojedyncze gwiazdy (gwiazdy o jasności galaktyk, ale jednak gwiazdy). A trzecim że musimy przy tym uwzględniać efekty relatywistyczne takie jak np. dylatacja czasu. Przecież w naszym układzie odniesienia zjawisko eksplozji supernowej przebiega około 2,5 raza wolniej niż w układzie odniesienia odległym o 10 miliardów lat świetlnych, w których supernowa nie porusza się. W drugiej części artykułu opiszę, co wiemy na temat supernowych SLSN na podstawie znanych kilkunastu przykładów z literatury astronomicznej. Materiały źródłowe: A.Howell i inni, 2013, "Two superluminous supernovae from the early universe discovered by the Supernova Legacy Survey" -

21 PROXIMA 1/2014 strona 21 J.Cohen, 2013, popularnonaukowe przedstawienie badań grupy Howell'a - Terry Herter 1, - "The Expanding Universe lecture 17" - %20Expanding%20Universe).pdf Terry Herter 2, "The Expanding Universe lecture 18" - xpanding%20universe).pdf PORADNIK OBSERWATORA Zmienne nieba północnego - Mała Niedźwiedzica Ryszard Biernikowicz Niewielki gwiazdozbiór, jednakże wyjątkowo praktyczny - to w nim znajduje się Gwiazda Polarna, która oprócz tego, że wskazuje kierunek północny, sama jest zmienną typu Delta Cep, niestety wahania jej blasku są zbyt małe by je zauważyć gołym okiem. Bardzo łatwo ten gwiazdozbiór odnaleźć na niebie i żaden miłośnik astronomii nie powinien mieć z tym problemu. Mała Niedźwiedzica, bo o niej właśnie mowa, zwana też Małym Wozem, ma tę zaletę, że należące do niej gwiazdy możemy obserwować praktycznie przez cały rok. W artykule zaprezentuję najciekawsze zmienne z tego gwiazdozbioru. R UMi to gwiazda półregularna typu SRB, zmieniająca jasność w przedziale od 8.5 do 11.5 mag, w okresie dnia. Wg obserwacji AAVSO gwiazda rzadko w minimum schodzi do 11 mag i jest dość często obserwowana. W maksimum jasności można ją dostrzec nawet przez lornetkę, by jednak prześledzić cały cykl, potrzebny jest już przynajmniej niewielki teleskop. Poniżej wykres zmian jasności tej gwiazdy z polskich obserwacji. Rys. 1 Wykres zmian jasności gwiazdy R UMi na podstawie polskich obserwacji S UMi jasna zmienna typu Mira Ceti, położona w pobliżu jasnej gwiazdy Zeta UMi, co bardzo ułatwia jej odnalezienie. Zmienia swoją jasność w przedziale od 7.5 do 13.5 mag, w średnim maksimum osiąga jednak 8.4 mag, a w średnim minimum 12 mag. Okres zmian blasku wynosi 331 dni. Gwiazda ta ma stosunkowo regularny przebieg zmian jasności, a krzywa zmian blasku jest symetryczna. Poniżej przedstawiam wykres zmienności z obserwacji AAVSO z ostatnich 10 lat:

22 PROXIMA 1/2014 strona 22 Rys. 2 Wykres zmian jasności gwiazdy S UMi na podstawie obserwacji AAVSO z ostatnich 10 lat T UMi to dość ciekawa gwiazda położona w pobliżu V UMi, nieco ponad 5 na południowy wschód od gwiazdy Beta UMi. Była klasyfikowana jako gwiazda typu Mira Ceti, jednakże obecnie zalicza ją się bardziej do gwiazd półregularnych. Przed rokiem 1970 gwiazda ta miała regularny okres wynoszący około 300 dni i amplitudę zmian jasności w zakresie mag. W 1970 r. jej zachowanie zaczęło się zmieniać. Zmniejszył się okres, amplituda wahań blasku oraz średnia jasność. Dodatkowo pojawił się drugi okres, krótszy od podstawowego. Takie zachowanie jest charakterystyczne, gdy gwiazda AGB (gwiazda na asymptotycznej gałęzi olbrzymów diagramu H-R), przechodzi impuls cieplny, krótki okres termojądrowego spalania helu w rdzeniu gwiazdy. Uwolnienie tej energii powoduje zmiany fizyczne gwiazdy, co było zaobserwowane w ciągu dekady. Obecnie wahania blasku są w przedziale od 10 do 12.5 mag. W polskiej bazie mamy ponad 400 ocen tej gwiazdy. Poniżej krzywa zmian blasku T UMi z ostatnich 10 lat: Rys. 3 Wykres zmian jasności gwiazdy T UMi na podstawie obserwacji AAVSO z ostatnich 10 lat Krzywa zmian T UMi od 1970 r.:

23 PROXIMA 1/2014 strona 23 Rys. 4 Wykres zmian jasności gwiazdy T UMi od 1970 r. na podstawie obserwacji AAVSO V UMi - podobnie jak R UMi jest gwiazdą półregularną typu SRB, która zmienia jasność w przedziale 7.2 do 9.1 mag w ciągu 72 dni. W polskiej bazie obserwacji mamy ponad 500 ocen tej zmiennej. Gwiazdę tę znajdziemy w odległości około 5 od gwiazdy beta UMi. Ułatwieniem w lokalizacji V UMi jest ciasny układ 3 gwiazd, tworzących trójkąt równoramienny, który znajduje się zaledwie 1.5 od zmiennej. Poniżej wykres zmienności z obserwacji AAVSO z ostatnich 400 dni. Rys. 5 Wykres zmian jasności gwiazdy V UMi na podstawie obserwacji AAVSO U UMi to kolejna stosunkowo jasna miryda z gwiazdozbioru Małej Niedźwiedzicy, która w maksimum znajdzie się pod koniec marca tego roku. Amplituda zmian blasku waha się w przedziale mag, natomiast średnia zmian jasności jest o 2 mag mniejsza i zawiera się w przedziale mag. Okres zmian jasności wynosi, podobnie jak w przypadku S UMi, 330 dni. Krzywa zmian blasku jest symetryczna. U UMi znajduje się na peryferiach gwiazdozbioru Małej Niedźwiedzicy, w pobliżu granicy gwiazdozbioru Smoka. Przy jej odnalezieniu może pomóc gwiazda alfa Dra (Thuban), zmienna leży około 2 na północny zachód od niej. W Polsce nie jest zbyt często obserwowana.

24 PROXIMA 1/2014 strona 24 Poniżej obserwacje AAVSO z ostatnich 10 lat: Rys. 6 Wykres zmian jasności gwiazdy U UMi na podstawie obserwacji AAVSO z ostatnich 10 lat W UMi jest zmienną zaćmieniową typu Algola. Znajduję się zaledwie 1.5 od gwiazdy Delta UMi. Jasność zmiennej zmienia się w przedziale mag. Jej okres wynosi 1.7 dnia, a czas trwania zaćmienia wynosi 9.4 godziny, tak więc w ciągu jednej nocy można uzyskać wykres całego minimum. Poniżej krzywa fazowa W UMi z polskich obserwacji: Rys. 7 Wykres zmian jasności gwiazdy W UMi na podstawie polskich obserwacji RU UMi jest zmienną zaćmieniową typu EB, położoną w południowo-wschodniej części gwiazdozbioru. Jej jasność zmienia się w przedziale mag, w ciągu dnia. Gwiazda tę odkryli w 1960 r. Strohmeier i Knigge, którzy uzyskali fotograficzną krzywą zmian blasku oraz ustalili okres zmian na d. Głównym składnikiem układu jest gwiazda typu F0, natomiast drugi składnik jest typu K5. Obserwacje RU UMi sugerują, że okres orbitalny układu skraca się.

25 PROXIMA 1/2014 strona 25 Poniżej krzywa fazowa uzyskana w 1996 r. przez Maxteda i Hilditcha: Rys. 8 Krzywa fazowa gwiazdy RU UMi RW UMi to nowa klasyczna, która zabłysła w gwiazdozbiorze Małej Niedźwiedzicy we wrześniu 1956 r. Jednakże wybuch został zauważony dopiero 7 lat później przez Kukarkina, na archiwalnych płytkach. Z tego powodu nie ma zbyt wielu obserwacji gwiazdy po wybuchu, ani też nie można stwierdzić jaka była faktycznie jej maksymalna jasność (miała 6 mag na zdjęciu z 1956 r.). Przed wybuchem była słabsza od 21 mag. Obecna jasność gwiazdy jest dużo wyższa niż przed wybuchem, jednakże nadal bardzo powoli spada. Odległość do nowej ustalono na 5250 pc, a maksymalną jasność absolutną na -7.7 mag. Poniżej krzywa zmian blasku RW UMi: Rys. 9 Krzywa zmian jasności gwiazdy RW UMi na podstawie obserwacji Palomar Sky Survey Poniżej prezentuję mapkę gwiazdozbioru Małej Niedźwiedzicy z zaznaczonymi gwiazdami zmiennymi opisanymi w tym krótkim artykule.

26 PROXIMA 1/2014 strona 26 Źródła: Cartes du Ciel (Part 2B: Essenoğlu and Özkan, JAAVSO Volume 35, ) Recent CCD-Image Observations of RW Ursae Minoris -krzywa RU UMi The Near-Contact Binary RU Ursae Minoris ZHU Li-Ying,QIAN Sheng-Bang, and XIANG Fu-Yuan Bogdan Kubiak Markarian 421 Markarian 421 jest galaktyką aktywną typu BL Lac (blazar), położoną w południowej części gwiazdozbioru Wielkiej Niedźwiedzicy. Blazary należą do najjaśniejszych obiektów spośród galaktyk aktywnych. Jest to spowodowane głównie tym, że patrząc na blazara patrzymy wprost na czoło strugi wyrzucanej z jądra galaktyki z prędkością bliską prędkości światła (0.9c albo i więcej). Tak duża prędkość powoduje, że obserwowane promieniowanie strugi jest silnie wzmocnione relatywistycznie. Jasność wizualna Markariana 421 zmienia się w zakresie 11 m.5-14 m.5, co oznacza, że jest w zasięgu teleskopu z obiektywem o średnicy 20 cm. Jest też jednym z najbliższych obiektów tego typu. Leży bowiem w odległości około 400 mln lat świetlnych. Średnia

27 PROXIMA 1/2014 strona 27 jasność tego blazara rosła systematycznie w ciągu ostatnich kilku lat, by w kwietniu 2013 roku po gwałtownym pojaśnieniu, stać się obiektem 11-tej wielkości gwiazdowej. Po tym maksimum jasność blazara nieco spadła do 12 m.5. Co będzie dalej nie wiadomo, ponieważ zmiany jasności są całkowicie nieregularne. Obserwacji blazarów i w ogóle galaktyk aktywnych, dokonujemy tymi samymi metodami, co obserwacji gwiazd zmiennych, ponieważ galaktyki aktywne są to w zasadzie punktowe źródła światła. Markariana 421 bardzo łatwo odnaleźć na niebie, ponieważ znajduje się w odległości zaledwie 2' na południe od gwiazdy 6-tej wielkości o symbolu 51 UMa. Z terenu Polski można go obserwować przez większą część roku. Rys. Mapa AAVSO okolic galaktyki Markarian 421 Tomasz Krzyt, Warszawa Kod AAVSO: KTZ

28 PROXIMA 1/2014 strona 28 X Ophiuchi - gwiazda 2014 roku w BAA Gwiazda zmienna X Ophiuchi została wybrana jako obiekt szczególnie interesujący do obserwacji w roku 2014 przez brytyjskich obserwatorów gwiazd zmiennych działających w BAA/VSS (British Astronomical Association/Variable Star Section). Jest to rzadki przypadek układu podwójnego składającego się z gwiazdy zmiennej typu Mira Ceti oraz towarzysza o stałym blasku. Gwiazda nie wykazująca zmian jest jaśniejsza przez większość czasu. Dlatego całkowita zmiana jasności wizualnej systemu stanowi zaledwie 1/3 zakresu zmian jasności składnika zmiennego. Oznacza to, że X Oph jest mirydą z najmniejszym obserwowanym zakresem zmian jasności oraz najjaśniejszym obserwowanym minimum. Rysunek 1. Mapka okolic gwiazdy zmiennej X Oph na stronie Sekcji Gwiazd Zmiennych BAA (Źródło: BAA 2014a).

29 PROXIMA 1/2014 strona 29 X Oph została odkryta jako gwiazda zmienna przez Espin'a w Darlington niedaleko Liverpoolu, który zauważył jej czerwony kolor przez 17.25" reflektor w dn. 26 kwietnia 1886 roku. Espin oszacował jej jasność na 7.7 mag., co było niezgodne z wartością 8.8 mag. w katalogu Argelandera. W czerwcu tego samego roku Espin zanotował wzrost jasności do 6.8 mag., po którym nastąpił spadek do 8.2 mag w sierpniu. L.Campbell przeanalizował dane z lat i wyznaczył średni okres zmian jasności na 337 dni. W czasie tego okresu przez 148 dni jasność rośnie do maksimum i maleje przez kolejne 189. Średni okres wyznaczony z obserwacji z lat (113 cykli) wynosi 334 dni. W 1900 roku W. J. Hussey za pomocą 36" refraktora w Obserwatorum Lick'a odkrył, że X Oph jest gwiazdą podwójną. Hussey wyznaczył wizualną separację 0.22" pomiędzy składnikami ustawionymi na wirtualnej linii północ-południe (przy czym "północny" składnik wtedy był gwiazdą zmienną). Okres orbitalny tego układu podwójnego oszacowano na 485 lat. Przy założeniu, że gwiazda zmienna ma pomijalny wkład w jasność układu w minimum jasności, oszacowano jasność wizualną stałego składnika na 8.4 mag. Jest to wartość średnia wyznaczona z minimum jasności przez G.B.Lacchini z okresu i K.Burns'a z okresu Oznacza to, że gdy oba składniki świecą taką samą jasnością 8.4mag, to wtedy całkowita jasność układu wynosi 7.7 mag. X Oph świeci przez 1/3 okresu jaśniej od tego poziomu. Gdyby usunąć stały składnik z tego układu podwójnego, to amplituda zmian jasności X Oph wzrosłaby do 5 mag. Jasność w minimum spadłaby z 8.4 mag. do wartości poniżej 12 mag. Typowe dla gwiazd zmiennych typu Mira Ceti jest to, że stają się bardziej czerwone w pobliżu minimum jasności. W przypadku X Oph sytuacja odwrotna jest prawdziwa, gdyż gwiazda zmienna jest typu widmowego M6e, a stały składnik K1. Miryda najwięcej wnosi do całkowitej jasności układu w maksimum, a pomarańczowa gwiazda typu widmowego K1 całkowicie dominuje w minimum. Ten układ podwójny znajduje się w odległości około 300 parseków. Całkowita masa układu wynosi około 4.5Mo. Składnik zmienny zawiera około 1/3 całkowitej masy układu. Gwiazdy są fizycznie rozdzielone o 64 jednostki astronomiczne. Rysunek 2. Widok okolicy gwiazdy zmiennej X Oph w programie Stellarium. Gwiazda zmienna znajduje się w białym okręgu w pobliżu centrum rysunku.

30 PROXIMA 1/2014 strona 30 Orientacyjnie X Oph znajduje się na niebie w połowie linii łączącej Altaira (alfa Aql) i Rasalhague (alfa Oph), na brzegu Wielkiej Szczeliny (jest to widoczny gołym okiem ciemny pas dzielący wzdłuż jasne pasma Drogi Mlecznej - patrz również rys.2). W lornetce X Oph tworzy trójkąt równoboczny z gromadami otwartymi IC4756 ("Graff's Cluster" oznaczenie na rys.2) i NGC6633. Gromady otwarte znajdują się około 3 stopnie na południe od gwiazdy zmiennej. Wystarczy lornetka, aby ją obserwować w całym okresie zmienności. Jeżeli używamy gwiazd porównania oznaczonych G i K pokazanych na rys.1, to zalecana jest lornetka o dość dużym powiększeniu (12x lub 15x), aby upewnić się, że są one wyraźnie oddzielone od najbliższych gwiazd. Obserwatorzy, którzy obserwowali X Oph co 10 dni przez cały rok kalendarzowy mają zapewnioną piękną krzywą zmian blasku obejmującą zaokrąglone minimum i krótko trwające maksimum. Przykład takiej krzywej zmian blasku pokazano na rysunku 3a. Rysunek 3. Krzywa zmian blasku X Oph z ostatnich 5 i 20 lat na podstawie danych z polskiej bazy obserwacji gwiazd zmiennych (Źródło: SSWDOB 2014).

31 PROXIMA 1/2014 strona 31 Materiały źródłowe: BAA BAA 2014a - BAA 2014b - SSWDOB Ryszard Biernikowicz NASZE OBSERWACJE Baza danych SOGZ-PTMA podsumowanie obserwacji w roku 2013 Ogólny stan bazy na dzień r. przedstawiał się następująco: Liczba obserwatorów: 85, Liczba obserwowanych gwiazd: 2845, Liczba wszystkich obserwacji: W 2013 roku 26 obserwatorów przesłało do bazy SOGZ-PTMA 7754 obserwacji 402 gwiazd zmiennych, w tym 7206 obserwacji wizualnych (93%) i 548 obserwacji CCD (7%). W porównaniu z rokiem 2012 liczba obserwacji zmniejszyła się o 15%, natomiast liczba obserwatorów wzrosła o 37%. Wzrost liczby obserwatorów był spowodowany pojawieniem się w sierpniu gwiazdy nowej w Delfinie (V339 Del), która przez kilka dni po wybuchu była dostrzegalna okiem nieuzbrojonym i tym samym stała się hitem obserwacyjnym 2013 roku. Rysunek 1 Wykres liczby obserwacji i liczby obserwatorów w latach Najwięcej obserwacji w ubiegłym roku przysłali do bazy: Jerzy Speil 1577, Adam Derdzikowski 1333, Oskar Dereń 1130.

32 PROXIMA 1/2014 strona 32 Pierwsza dziesiątka najczęściej obserwowanych gwiazd w 2013 roku przedstawia się następująco: LP GWIAZDA TYP LICZBA OBSERWACJI LICZBA OBSERWATORÓW 1 NQ Cam EW (CCD) 2 V339 Del NA R Sct RVA AF Cyg SRB CH Cyg ZAND delta Cep DCEP SS Cyg UGSS beta Lyr EB W Cyg SRB T Cep M Rysunek 2. Fazowa krzywa jasności NQ Cam z obserwacji CCD.

33 PROXIMA 1/2014 strona 33 Rysunek 3. Krzywa jasności V339 Del (N Del 2013). Rysunek 4. Krzywa jasności R Sct w roku Zachęcam miłośników gwiazd zmiennych do obserwacji i przesyłania wyników do bazy SOGZ-PTMA ( ) niezależnie od przynależności do PTMA. Obserwacje należy przesyłać na adres: sswdob@poczta.onet.pl Stanisław Świerczyński PTMA Kraków AAVSO ID: SSW

34 PROXIMA 1/2014 strona 34 Nagroda im. Jana Jędrzejewicza W 2013 roku świat polskiej nauki wzbogacił się o kolejną inspirującą nagrodę. Nosi ona imię wybitnego (jeśli nie najwybitniejszego) polskiego astronoma amatora - Jana Jędrzejewicza. Nagrodą tą, przyznawaną w Płońsku, czyli w mieście, gdzie mieszkał i pracował jej patron, postanowiono honorować corocznie autorów najlepszej (przynajmniej zdaniem kapituły) polskiej książki z zakresu historii nauki i techniki. Na początek niniejszego artykułu kilka słów o patronie nagrody: Jan Jędrzejewicz, to żyjący w latach lekarz, miłośnik astronomii, jeden z pionierów polskiej spektroskopii i meteorologii. Urodził się w Warszawie, tamże studiował przez pewien czas architekturę, następnie ukończył medycynę w Moskwie. W 1862 roku zamieszkał w Płońsku, obejmując posadę lekarza. W 1872 roku uruchomił w Płońsku obserwatorium astronomiczne, dorównujące wyposażeniem ówczesnym placówkom akademickim. Dysponował m.in. dwoma dużymi refraktorami: o 162 mm i 140 mm średnicy. Oprócz obserwatorium, założył także pierwszą w kraju nowoczesną stację meteorologiczną, dysponującą bogatym wyposażeniem. Jan Jędrzejewicz zasłynął przede wszystkim jako badacz gwiazd podwójnych i komet; obserwował także plamy słoneczne oraz jasne planety. Od początku swojej działalności zajmował się popularyzowaniem nauk ścisłych. Z racji swoich doskonałych obserwacji, cenionych przez profesjonalistów z całej Europy, a także z powodu licznych, zajmujących wykładów oraz niezwykłej osobowości, Jędrzejewicz cieszył się znaczącą popularnością wśród polskich elit intelektualnych drugiej połowy XIX wieku. Mimo to żył bardzo skromnie, całkowicie poświęcając się nauce. Zyskał w ten sposób przydomek płońskiego samotnika. W 1886 roku opublikował nakładem Kasy im. Józefa Mianowskiego wysoko ceniony podręcznik do nauki podstaw astronomii - Kosmografię. Jan Jędrzejewicz zmarł przedwcześnie w 1887 roku na tyfus. Po latach jego obserwatorium przeniesiono do Warszawy.

35 PROXIMA 1/2014 strona 35 Nagroda im. Jana Jędrzejewicza jest wspólną inicjatywą Komitetu Historii Nauki i Techniki PAN, Kasy im. Józefa Mianowskiego Fundacji Popierania Nauki oraz Burmistrza i Rady Miejskiej w Płońsku. Celem jej jest propagowanie polskiego piśmiennictwa na temat historii nauki i techniki oraz popularyzacja osoby jej patrona. Szczególną rolę w tym wspólnym przedsięwzięciu odegrał znany historyk i popularyzator astronomii prof. Jarosław Włodarczyk, pomysłodawca nagrody i twórca jej regulaminu, który pod koniec 2012 roku przedstawił ideę jej ustanowienia na spotkaniu Rady Miejskiej w Płońsku. Inicjatywa ta spotkała się z pełnym uznaniem władz miasta i Nagroda im. Jana Jędrzejewicza została ustanowiona uchwałą Rady Miejskiej w Płońsku w dniu 24 stycznia 2013 roku. Cykliczna nagroda, której wysokość ustalono na 10 tysięcy złotych, będzie przyznawana w każdym kolejnym roku. Laureata nagrody będzie wyłaniać siedmioosobowa Kapituła powołana przez KHNiT PAN oraz Kasę im. Józefa Mianowskiego, a także Burmistrza Miasta Płońska na okres kadencji wynoszący trzy lata. W skład Kapituły pierwszej kadencji weszli: prof. nadzw. PAN dr hab. Edward Malak (Instytut Historii Nauki PAN w Warszawie), dr Maria Pelczar (PAN Biblioteka Gdańska), prof. dr hab. Alicja Zemanek (Uniwersytet Jagielloński) - desygnowani przez KHNiT PAN; a także dr Marcin Ryszkiewicz (PAN Muzeum Ziemi), prof. nadzw. PAN dr hab. Joanna Schiller-Walicka (Instytut Historii Nauki PAN w Warszawie), prof. nadzw. PAN dr hab. Jarosław Włodarczyk (Instytut Historii Nauki PAN w Warszawie) - desygnowani przez Komitet Kasy im. Józefa Mianowskiego Fundacji Popierania Nauki; reprezentantem Burmistrza Miasta Płońska w Kapitule został Adam Derdzikowski. Wniosek o przyznanie Nagrody mogą zgłaszać przedstawiciele polskiego środowiska naukowego i kulturalnego oraz wydawnictwa, nadsyłając egzemplarz zgłaszanej książki wraz z uzasadnieniem do siedziby Kasy im. Józefa Mianowskiego (w roku 2013 termin zgłaszania książek upłynął 31 maja). W roku 2013 do Nagrody im. Jana Jędrzejewicza zgłoszono siedem książek (lista pozycji zgłoszonych do nagrody znajduje się na stronie:

36 PROXIMA 1/2014 strona 36 W 2013 roku Kapituła zdecydowała się uhonorować Nagrodą im. Jana Jędrzejewicza pana dr hab. Pawła Polaka za książkę Byłem Pana przeciwnikiem [profesorze Einstein] Relatywistyczna rewolucja naukowa z perspektywy środowiska naukowo-filozoficznego przedwojennego Lwowa (wyd. Copernicus Center Press, Kraków 2012). W uzasadnieniu werdyktu Kapituła zwróciła uwagę na: oryginalność pracy, która przybliża proces recepcji mechaniki relatywistycznej w ośrodku lwowskim, dokonując przy okazji rekonstrukcji obrazu różnych, zapomnianych dziś kręgów lwowskiej inteligencji, biorących udział w tym procesie. Znacząco przy tym wzbogaca dotychczasowy obraz środowiska lwowskich inżynierów, ukazując doniosłą rolę tego gremium w procesie recepcji teorii względności i jego istotny wkład w rozwój refleksji filozoficznej w kontekście nauk przyrodniczych. W werdykcie podkreślono również walory czytelnicze książki, nawiązujące do najlepszych tradycji polskiej eseistyki naukowej. Spotkanie, podczas którego wręczono nagrodę laureatowi, odbyło się 30 września 2013 roku w Płońsku. Szczególnymi gośćmi podczas uroczystości wręczenia nagrody byli przedstawiciele rodziny dr Jędrzejewicza. Spotkanie w Galerii P rozpoczął Burmistrz Miasta Płońska, pan Andrzej Pietrasik, witając wszystkich zebranych na uroczystości wręczenia nagrody. Następnie, niżej podpisany, przedstawił odczyt na temat działalności naukowej dr Jędrzejewicza. Kolejny wykład, autorstwa prof. Jarosława Włodarczyka zatytułowany Księżyc Jana Jędrzejewicza: między fantazją a nauką dotyczył astronomii księżycowej w drugiej połowie XIX wieku. Po tym wykładzie miał miejsce kulminacyjny moment uroczystości, podczas którego Burmistrz Miasta Płońska oraz przedstawiciele Kapituły, Polskiej Akademii Nauk oraz Komitetu Kasy im. Józefa Mianowskiego, wręczyli statuetkę nagrody panu dr Pawłowi Polakowi. Zwieńczeniem całej uroczystości był wykład laureata zatytułowany Znane i nieznane oblicze lwowskiej nauki. Był on ściśle związany z tematyką nagrodzonej książki i stanowił streszczenie oraz komentarz do jej najważniejszych postulatów.

37 PROXIMA 1/2014 strona 37 Po wykładzie nastąpiła przerwa na kawę, w trakcie której odbyły się liczne dyskusje i rozmowy. Następnie wszyscy uczestnicy spotkania udali się nad grób Jana Jędrzejewicza, gdzie zostały złożone kwiaty i zapalone znicze. Finałem uroczystości był wspólny obiad, który odbył się w bardzo ciepłej i inspirującej atmosferze. Podsumowując powyższe wydarzenia, pragniemy zwrócić uwagę na oryginalny charakter Nagrody im. Jana Jędrzejewicza. Jest to nagroda, która jest przyznawana przez nieduże miasto, nie związane z żadnym dużym ośrodkiem naukowym. Jest to też jedyna nagroda w Polsce o takim znaczeniu, której patronem jest zasłużony astronom amator. Jej ustanowienie jest więc w pewnym sensie uhonorowaniem idei amatorskiego uprawiania nauki, a astronomii w szczególności, co jest z pewnością bezprecedensowym wydarzeniem z punktu widzenia miłośników astronomii w Polsce. Liczymy na to, że Nagroda im. Jana Jędrzejewicza będzie trwałym i inspirującym elementem krajobrazu naukowego w Polsce, a także, że stanie się przyczynkiem do rozwoju tak ciekawej i ważnej dla naszego kraju dziedziny, jaką jest historia nauki i techniki. Mamy też nadzieję, że nagroda przyczyni się do rozwoju astronomii amatorskiej w Płońsku, gdzie istnieją jak wynika z treści tego artykułu ciekawe i ciągle żywe tradycje związane z tą piękną nauką. Fot. ze zbiorów Pracowni Dokumentacji Dziejów Miasta Płońska Adam Derdzikowski AKTYWNOŚĆ SŁONECZNA Raport o aktywności Słońca za IV kwartał 2013 roku w oparciu o Komunikaty Towarzystwa Obserwatorów Słońca im. Wacława Szymańskiego. Towarzystwo Obserwatorów Słońca im. Wacława Szymańskiego Osiedle Traugutta 7/10, Żychlin, tel tossun1@wp.pl, tossun@interia.pl, adamderdzikowski@wp.pl Główne indeksy aktywności słonecznej za miesiąc październik 2013 Dzień R F CV Dzień R F CV Dzień R F CV Główne indeksy aktywności słonecznej za miesiąc listopad 2013 Dzień R F CV Dzień R F CV Dzień R F CV

38 PROXIMA 1/2014 strona 38 Główne indeksy aktywności słonecznej za miesiąc grudzień 2013 Dzień R F CV Dzień R F CV Dzień R F CV R - liczba Wolfa F -liczba nasilenia pochodni fotosferycznych CV - wartość klasyfikacyjna Średnie wartości powierzchni plam dla danych miesięcy: Szacunkowa średnia miesięczna powierzchnia plam za miesiąc październik 2013 wyniosła S=1351,48 [p.p.s - MH.]. Szacunkowa średnia miesięczna powierzchnia plam za miesiąc listopad 2013 wyniosła S=1196,67 [p.p.s - MH.]. Szacunkowa średnia miesięczna powierzchnia plam za miesiąc grudzień 2013 wyniosła S=1144,00 [p.p.s - MH.]. Dane dotyczące powstałych grup plam słonecznych Nr B L P S Nr B L P S IX 1 X XI IX 1 X XI IX 7 X XI X XI X XI X XI X XI X XI X XI X XI X XI X XI 1 XII X XI 8 XII X XI 6 XII X XI 3 XII X XI 4 XII X XI 30 XI X XII X XII X XII X XII X XII X XII X XII X XII X XII X XII X XII X 4 XI XII X XII X 7 XI XII X 7 XI XII X 3 XI XII X 1 XI XII X 10 XI XII IX XII XI XII 6

39 PROXIMA 1/2014 strona XI XII XI XII XI XII -? (25) XI XII XI XII -? (1) XI XII -? XI XII -? XI XII -? (2) XI XII -? (1) Nr - roczny numer grupy B - średnia szerokość heliograficzna L - średnia długość heliograficzna P - okres widoczności grupy? - brak całego okresu widoczności grupy S - maksymalna liczba zaobserwowanych plam w danej grupie Obserwatorzy: G. Araujo (Hiszpania), H. Barnes (Nowa Zelandia), R. Battaiola (Włochy), A. Chrapek, G. Dałek, A. Derdzikowski, M. Leventhal (Australia), P. Madaliński, G. Morales (Boliwia), P. Ossowski, G-Lutz Schott (Niemcy), M. Suzuki (Japonia), P. Urbański, K. Wirkus, Z. Ziółkowski. Zapraszamy naszych Czytelników do publikowania artykułów na łamach naszego biuletynu. Chcemy, by był on tworzony dla miłośników gwiazd zmiennych przez miłośników gwiazd zmiennych. Jeśli chciałbyś opisać własne obserwacje lub podzielić się swoją wiedzą i doświadczeniem, to napisz do nas: proxima@astronomica.pl GALERIA Fot. SN 2014J w galaktyce M82, r., Orion Eon 80ED, F/R 0,8x, Atik 314E, autor: Zdzisław Kołtek,

40 GALERIA SN 2014J w M82, r., SW150/750 + Canon 450D Mod, ISO 800, 26x300 s, fot: Szymon Domagalski SN 2014J w M82, 23 i 24 stycznia 2014 r., fot: Maciej Mysik