PROXIMA. 3/2013 (13) LIPIEC 2013 r. ASTRONOMICA.PL BIULETYN OBSERWATORÓW GWIAZD ZMIENNYCH

Transkrypt

1 BIULETYN OBSERWATORÓW GWIAZD ZMIENNYCH PROXIMA 3/2013 (13) LIPIEC 2013 r. ASTRONOMICA.PL W numerze: - News wiadomości ze świata gwiazd zmiennych - Kalendarium mirydy - Gwiezdne kataklizmy nowe i supernowe w II kwartale 2013 r. - Poradnik obserwatora... RS Ophiuchi letnia nowa powrotna - Nasze obserwacje... obserwacje chi (khi) Cygni polskich miłośników astronomii; obserwacje DSLR wybuchu SS Cygni w czerwcu 2013 r. - Aktywność słoneczna paradoks młodego, słabego Słońca - Galeria Fot: Supernowa SN 2013aa w galaktyce spiralnej NGC Znajduje się ona na południowym niebie, w gwiazdozbiorze Wilka i oddalona jest od nas o 34 miliony lat świetlnych. Supernowa została odkryta 13 lutego 2013 r., a kilka dni później osiągnęła jasność 11.3 mag. Autor zdjęcia: Damian Peach, 20" CDK@F4.5. FLI camera. L: 10mins. RGB: 3min.

2 PROXIMA 3/2013 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 Kalendarium Mirydy str. 10 o Gwiezdne kataklizmy Gwiazdy nowe w II kwartale 2013 r. str. 12 Supernowe w II kwartale 2013 r. str. 13 o Poradnik obserwatora RS Ophiuchi letnia nowa karłowata.. str. 14 o Nasze obserwacje Obserwacje chi Cygni polskich miłośników astronomii str. 16 Obserwacje DSLR wybuchu SS Cygni w czerwcu 2013 r. str. 20 o Aktywność słoneczna Paradoks młodego, słabego Słońca. str. 27 Raport o aktywności Słońca za II kwartał 2013 roku str. 30 o Galeria. str. 32 Wszelkie prawa zastrzeżone. Żadna część tej publikacji nie może być reprodukowana w żadnej formie ani żadną metodą bez pisemnej zgody redakcji. Copyright 2013 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 Mamy środek lata, a noce robią się już coraz dłuższe. Na niebie dominują letnie gwiazdozbiory z jednym z najbardziej charakterystycznych - gwiazdozbiorem Łabędzia. Znajduje się w nim dobrze znana nowa karłowata - SS Cygni. W czerwcu obserwowaliśmy jej kolejny wybuch, a swoje doświadczenia w tym zakresie opisał nasz stały współpracownik Ryszard Biernikowicz. Polecamy też materiał przygotowany przez Stanisława Świerczyńskiego, a poświęcony podsumowaniu wyników obserwacji mirydy chi Cygni, która w maju tego roku osiągnęła maksimum. Natomiast Tomasz Krzyt zachęca do obserwacji letniej nowej powrotnej RS Oph, która już od kilku lat jest stabilna i z dnia na dzień przybliżamy się do jej kolejnego wybuchu. Niestety nie wiemy kiedy to nastąpi, warto więc podjąć obserwacje. Adam Derdzikowski tymczasem zastanawia się, dlaczego astronomia stoi w sprzeczności z geologią i paleontologią, ponieważ wiele wskazuje na to, że na Ziemi już 4 miliardy lat temu istniały ogromne oceany, a już 3,5 miliarda lat temu zasiedlały je pierwsze formy życia, choć teorie astronomiczne sugerują, że nasza planeta powinna być w tamtym czasie zimna i skuta lodem. Poza tym przygotowaliśmy obszerne wieści ze świata gwiazd, w tym o nowej Orła, która okazała się nią nie być, istnieniu aż trzech planet w ekosferze gwiazdy Gliese 667, planecie układu Alfa Centauri oraz akcjach obserwacyjnych AG Draconis i gwiazd Wolfa-Rayeta WR 134, WR 135, WR 137. No i jak zwykle nasze stałe rubryki, czyli kalendarium miryd, nowe i supernowe w II kwartale roku oraz raport o aktywności Słońca za II kwartał. Miłej lektury! Krzysztof Kida 22 lipiec 2013 r.

3 PROXIMA 3/2013 strona 3 NEWS PNV J była potencjalna nowa Orła 2013 W dniu 31 maja około UT Koichi Itagaki odkrył, jak początkowo przypuszczano, nową w gwiazdozbiorze Orła. Obiekt został dostrzeżony podczas przeglądu nieba 21-cm teleskopem z CCD bez filtra. W chwili odkrycia jasność potencjalnej nowej wynosiła ok Umag (U = unfiltered). Yukio Sakurai dostrzegł nowy obiekt o jasności 10.0 mag za pomocą kamery cyfrowej Fuji z obiektywem Nikon 180-mm f/2.8 zaledwie kilkadziesiąt minut po odkrywcy. Niecałą dobę wcześniej, 30 maja około UT Tadashi Kojima zarejestrował ten obiekt przy użyciu lustrzanki cyfrowej Canon z obiektywem 85-mm f/2.8. Według jego szacunków, podczas wykonywania ekspozycji potencjalna nowa miała jasność 9.8 mag. Potwierdzenia odkrycia dokonało jeszcze wielu obserwatorów w ciągu kolejnych kilku dni. Pozycja potencjalnej nowej: α(2000.0) = 19 h 15 m s, δ(2000.0) = Już 3 czerwca wykonanych było szereg obserwacji widma obiektu. Od samego też początku wskaźnik B-V dla tej potencjalnej nowej sugerował, że nie mamy do czynienia z klasyczną nową. Ostatecznie obserwacje wykazały, że mamy w tym przypadku do czynienia z nieznaną wcześniej zmienną kataklizmiczną typu UGWZ. W maksimum obiekt ten jaśnieje, według aktualnych danych, do około 9.8 mag, aby w maksimum świecić słabiej niż 18 mag. Rys. 1. Krzywa blasku PNV PNV J w dniach 30 maja 11 lipca 2013 na bazie obserwacji AAVSO Źródła: AAVSO VSX VSNet Alert VSNet Alert CBAT "Transient Object Followup Reports" Marian Legutko (LMT) AAVSO, BAA, PTMA

4 PROXIMA 3/2013 strona 4 Trzy (!) Super-Ziemie w układzie planetarnym Gliese parseków od Słońca, na tle gwiazdozbioru Skorpiona odnajdziemy układ potrójny gwiazd Gliese 667. Składnikami są dwa pomarańczowe karły (składniki A i B) o obserwowanych jasnościach około 5.9 i 7.2 mag oraz słabszy czerwony karzeł (składnik C) ok mag. Promień czerwonego karła to zaledwie 42% promienia Słońca, natomiast masa to około 38% masy naszej Gwiazdy Dziennej. Za pomocą spektrometru HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher), zainstalowanego na 3.6-metrowym teleskopie w obserwatorium La Silla odkryty został układ planetarny gwiazdy Gliese 667C. Układ ten liczy sobie co najmniej 6 składników, należąc do układów pozasłonecznych, o największej znanej liczbie planet. Najciekawszym faktem związanym z układem Gliese 667C jest istnienie aż trzech planet w ekosferze gwiazdy, czyli w strefie, w której temperatura pozwala na istnienie na powierzchniach planet wody w stanie ciekłym. Te trzy planety są tzw. Super-Ziemiami, a więc planetami masywniejszymi niż nasza Ziemia, ale mniej masywnymi niż Uran czy Neptun. To pierwszy znany obcy układ zawierający tak wiele planet w obrębie ekosfery. Odkrycie było możliwe dzięki wysokiej precyzji danym dostarczanym przez spektrometr HARPS, pozwalającym wykryć zmiany prędkości radialnej gwiazdy takiej jak Gliese 667C, rzędu 1 m/s, wywołane obecnością planet o masie kilku mas Ziemi. Obecność planet w ekosferze nie jest równoznaczne z pewnością istnienia na nich zbiorników ciekłej wody. Budzi jednak spore nadzieje na odnalezienie we względnie nieodległej od nas przestrzeni obiektów typu ziemskiego, będących, być może, domem dla obcych form życia. Źródła: Trzy planety w strefie zamieszkiwalnej pobliskiej gwiazdy "A dynamically-packed planetary system around GJ 667C with three super-earths in its habitable zone" HARPS - High Accuracy Radial velocity Planet Searcher Marian Legutko (LMT) AAVSO, BAA, PTMA Proxima Centauri, Albert Einstein i najbliższy nam (?) pozasłoneczny układ planetarny W październiku 2014 roku oraz w lutym 2016 roku w kierunku najbliższej nam gwiazdy czerwonego karła Proxima Centauri wycelowany zostanie Kosmiczny Teleskop Hubble a. W podanych terminach karzeł ten znajdzie się dokładnie w jednej linii z dwiema gwiazdami tła. Spowoduje to możliwość zaobserwowania efektu mikrosoczewki grawitacyjnej, powstałej dzięki właściwemu usytuowaniu w przestrzeni Ziemi, Proximy i jednej z dwu gwiazd. Jak wskazują naukowcy, bliskość Proximy spowoduje, że efekt mikrosoczewkowania grawitacyjnego powinien być duży. Istnieje tutaj szansa dla astronomów poszukujących skalistych planet obiegających czerwonego karła. Jeżeli takie planety istnieją, mogą wywołać efekt mikrosoczewkowania, nakładający się na zjawisko powstałe od Proximy. Proxima Centauri jest najmniejszym składnikiem układu potrójnego Alfa Centauri. Składniki A i B (Toliman A, Toliman B) tworzą ciasny układ podwójny obiegany po szerokiej orbicie ( j.a. czyli około 0.24 roku świetlnego) przez Proximę. To właśnie Proxima (łac. najbliższa) obecnie znajduje pomiędzy Tolimanem A i B, a naszym Słońcem,

5 PROXIMA 3/2013 strona 5 przez co jest najbliższą Słońcu gwiazdą (4.22 l.św.). Toliman A i B są gwiazdami zbliżonymi masą i wielkością do naszej Gwiazdy Dziennej. W 2012 roku ogłoszono, iż wokół Tolimana B krąży planeta o masie o 14% większej niż masa Ziemi. Niestety, na planecie tej nie ma warunków sprzyjających istnieniu życia obiega ona swoją gwiazdę macierzystą po ciasnej orbicie o promieniu około 6 mln km. Odkrycie planety, opisywanej jako Toliman Bb było możliwe dzięki zastosowaniu spektrometru HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher), opisanego wcześniej w notce o układzie planetarnym gwiazdy Gliese 667C. Źródła: "Rare stellar alignment offers opportunity to hunt for planets" _hunt_for_planets.asp "Proxima Centauri to Bend Starlight for Planet Hunt" htm Marian Legutko (LMT) AAVSO, BAA, PTMA AG Draconis w polu widzenia teleskopów CHANDRA i HST. W najbliższym czasie gwiazda symbiotyczna AG Draconis będzie obserwowana przez teleskopy CHANDRA i HST. Około 22 lipca 2013 roku zdjęcia jej widma w wysokiej rozdzielczości wykona teleskop CHANDRA (zakres fal X). Natomiast od 18 do 28 września 2013 roku obserwacje spektroskopowe w zakresie ultrafioletowym zostaną wykonane przez teleskop HST. Dlatego dr Andrea Dupree z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics prosi społeczność AAVSO o obserwacje fotometryczne gwiazdy przynajmniej do końca września 2013 r. (fotometria CCD z filtrami oraz obserwacje wizualne). Nie ma potrzeby wykonywania całej serii obserwacji fotometrycznych w ciągu nocy. Dr Andrea Dupree charakteryzuje ten układ podwójny następująco: "Widmo gwiazdy symbiotycznej AG Dra jest połączeniem ["symbiozą"] cech widma gwiazdy zimnej (czerwony olbrzym typu widmowego K2-K3) i gorącej (biały karzeł). Jest to niezaćmieniowy układ podwójny o okresie orbitalnym 549 dni. Obie gwiazdy tracą materię w postaci wiatru tworząc wielką zjonizowaną mgławicę, która może być ograniczona przez obszar interakcji obu wiatrów. Dodatkowo może istnieć dysk akrecyjny wokół białego karła, który uformował się z materii przechwyconej z wiatru czerwonego olbrzyma. Znaleźliśmy również pewne zagadkowe wysokotemperaturowe linie emisyjne w zakresie ultrafioletowym widma, które nie wiemy skąd pochodzą. Nie wiemy również, co produkuje "miękkie" promieniowanie X w tym systemie. Wysokiej rozdzielczości widma w zakresie spektralnym X (teleskop CHANDRA obserwacje w ciągu tygodnia od 22 lipca 2013r.) oraz ultrafiolecie (teleskop HST obserwacje września 2013r.) są potrzebne, aby określić dynamikę gazu, temperatury i gęstości różnych części tego złożonego systemu.... Ten obraz komplikuje również fakt, że AG Dra okresowo wchodzi w fazę aktywną, gdzie jasność w zakresie wizualnym i UV wzrasta o 1 do 3 magnitudo. Wydaje się, że większe wybuchy następują co 14,5 lat i następny może się pojawić w 2017 roku. Naszym zdaniem AG Dra jest aktualnie w fazie spokojnej. Ale sporadycznie system może przechodzić w fazę aktywną!... Musimy wiedzieć w jakim stanie jest system AG Dra w czasie obserwacji teleskopami CHANDRA i HST, aby zinterpretować widma. Dlatego tak ważne są obserwacje fotometryczne i oceny wizualne jasności tej gwiazdy. Bardzo bylibyśmy wdzięczni, gdyby obserwatorzy mieli oko na jasność i zmienność AG Dra od czerwca do końca września 2013 r.".

6 PROXIMA 3/2013 strona 6 Rysunek 1. Obserwacje AG Dra z ostatnich 7 lat w polskiej bazie obserwacji gwiazd zmiennych. Aktualnie jasność AG Dra wynosi około 9,9V. Od wybuchu w 1994 roku gwiazda wykazywała nieregularne zmiany jasności. Ostatni większy wzrost jasności nastąpił w czerwcu 2006 roku (~8,1V) i ciągu niecałych dwóch lat gwiazda zmniejszyła jasność do ~9,9V (kwiecień 2008r.). Rysunek 2. Najnowsze obserwacje AG Dra z bazy AAVSO. Moje obserwacje DSLR (barwy TR, TG i TB) oznaczone są kwadratami. Zachęcam do obserwacji wizualnych i CCD/DSLR tego układu podwójnego. W dniu 22 czerwca br. również dołączyłem do grona obserwatorów AG Dra. Na rysunku 2 w postaci kwadratów są pokazane moje obserwacje w bazie AAVSO. Obserwacje gwiazdy wykonuję techniką DSLR (lustrzanka cyfrowa z obiektywem o ogniskowej 300mm na montażu paralaktycznym EQ3-2 z napędem w osi rektascensji). Jest to fotometria różnicowa względem gwiazdy porównania 105 (oznaczenia gwiazd podano na rys.3.). Jako gwiazdę testową wybrałem gwiazdę oznaczoną kodem 99. Proces redukcji danych

7 PROXIMA 3/2013 strona 7 wykonuję za pomocą programu Iris, to znaczy kalibrację negatywów cyfrowych (na jeden pomiar składa się 10 zdjęć x 30 sekund ekspozycji x 800 ISO), stackowanie, separację na barwy składowe R, G, B i automatyczną fotometrię aperturową. W bieżącym numerze Proximy w artykule o SS Cygni piszę trochę więcej na temat opracowania zdjęć lustrzankowych pod kątem fotometrycznym. Obserwacje przesyłam do polskiej bazy obserwacji gwiazd zmiennych na sswdob(małpka)poczta.onet.pl oraz wprowadzam do bazy AAVSO. Rysunek 3. Mapka okolicy gwiazdy symbiotycznej AG Dra wygenerowana za pomocą VSP AAVSO (pole widzenia 5 stopni). Źródła: Ryszard Biernikowicz

8 PROXIMA 3/2013 strona 8 Akcja obserwacji jasnych gwiazd Wolfa-Rayeta WR 134, WR 135 i WR 137. Posiadacze spektrografów o wysokiej rozdzielczości oraz systemów fotometrycznych o dokładności przynajmniej 1/100 magnitudo mogą się włączyć do akcji obserwacji trzech gwiazd typu Wolfa-Rayeta o jasności około 8 magnitudo. Akcja już trwa od połowy maja 2013 r. i zakończy się 17 września 2013 r. Strona domowa projektu znajduje się pod odnośnikiem Jest to projekt grupy Pro-Am składającej się około 20 zawodowych astronomów oraz miłośników astronomii. Głównym celem akcji jest zebranie gęsto pokrytego w czasie zestawu danych obserwacyjnych spektroskopowych i fotometrycznych gwiazd WR134, WR135 i WR137, które leżą od siebie w odległości około ~0.5 stopnia na niebie (patrz rysunek 1.). Zebrany materiał obserwacyjny pozwoli przeanalizować niejednorodności silnych wiatrów gwiazdowych (WR135 ma najwyraźniejsze ślady takich niejednorodności w widmie zakresu optycznego) i zbadać zmiany, które są obecne w strukturze wielkoskalowej wiatrów gwiazdowych (WR134 i WR137). Członkowie grupy Pro-Am otrzymali prawie 4 miesiące czasu obserwacyjnego na teleskopie 0,8m na Teide (Obserwatorium na Tenerife, Wyspy Kanaryjskie). Również amatorzy spektroskopii z całego świata ochotniczo obserwują te gwiazdy w czasie trwania akcji, aby zapewnić lepsze pokrycie czasowe danymi spektroskopowymi. Często wykorzystują oni teleskopy o aperturach ~10-15cali ze spektrografami LHIRES lub echelle. Potrzebne są profile linii widmowych HeII 5411A dla WR134 oraz CIII 5696A dla WR135 i WR137, gdzie najłatwiej jest zauważyć małe emisyjne "górki". Wymagana jest rozdzielczość 1A i wysoki stosunek sygnału do szumu S/N >= 200. Czas ekspozycji widm gwiazdowych nie powinien być dłuższy od 1 godziny. Dodatkowo obserwacje fotometryczne z użyciem filtrów UBVRI pozwolą określić zakres zmienności wiatru gwiazdowego. Seryjne pomiary będą ważniejsze od pojedynczych wyznaczeń jasności. Jednak wszystkie obserwacje fotometryczne będą przydatne w czasie trwania tej akcji szczególnie, gdy S/N jest większy od Autorzy projektu obserwacyjnego proszą o najwyższą możliwą dokładność aż do poziomu milimagnitudo.

9 PROXIMA 3/2013 strona 9 Rysunek 1. Mapka AAVSO okolicy trzech jasnych gwiazd Wolfa-Rayeta WR134 (V1769 Cyg), WR135 (V1042 Cyg) i WR137 (V1679 Cyg). Źródła: Ryszard Biernikowicz

10 PROXIMA 3/2013 strona 10 KALENDARIUM Mirydy Wg kolejności podaję: nazwę gwiazdy, współrzędne, przewidywaną datę maksimum, okres zmienności (zaokrąglony do pełnego dnia), średnią amplitudę zmian blasku, miesiące dla których gwiazda powinna być jaśniejsza od 11 mag. Sierpień W tym miesiącu będziemy mieli prawdziwy wysyp maksimów mir, gdyż aż 10 osiągnie maksimum jasności, w tym jedne z najpopularniejszych: R Ser i X Oph. Pełnia Księżyca wypadnie około 21 sierpnia. Dodatkowo nasze obserwacje uatrakcyjnią Perseidy. Nazwa R.A. Decl. Data Okres Amplituda V>11 mag R Sgr 19 h 16 m 42 s V-X Z Peg 00 h 00 m 07 s VII-X W Her 16 h 35 m 12 s VII-X R Ser 15 h 50 m 42 s VI-X R Vul 21 h 04 m 22 s VIII-IX T Cas 00 h 23 m 24 s cały rok R Cyg 19 h 36 m 49 s VI-V T Cam 04 h 40 m 09 s V-XI S CrB 15 h 21 m 24 s VII-X X Oph 18 h 38 m 21 s cały rok Wrzesień W ostatnim miesiącu lata 7 mir znajdzie się w maksimum. Na porannym niebie można będzie podziwiać maksimum R Lep, natomiast całą noc można będzie poobserwować R Cas. Pełnia Księżyca wypadnie około 19 września, a więc dość blisko równonocy jesiennej. Nazwa R.A. Decl. Data Okres Amplituda V>11 mag U Per 01 h 59 m 35 s cały rok R Lep 04 h 59 m 36 s cały rok U Ser 16 h 07 m 18 s VIII-XI RS Her 17 h 21 m 42 s VIII-XI RT Cyg 19 h 43 m 38 s VIII-X R Cas 23 h 58 m 25 s VI-II Październik W tym miesiącu tylko 4 miry będą w okolicach maksimum blasku, ponadto wszystkie niezbyt jasne. Księżyc będzie w pełni około 18 października. Nazwa R.A. Decl. Data Okres Amplituda V>11 mag R Cet 02 h 26 m 02 s IX-XI S Aqr 22 h 57 m 06 s VIII-XII X Cam 04 h 45 m 42 s VIII-XI U Aur 05 h 42 m 09 s X-I

11 PROXIMA 3/2013 strona 11 Wybrane krzywe blasku mir, których maksima wystąpiły w I kwartale 2013: Chi Cyg R Aql Źródła: Bogdan Kubiak

12 PROXIMA 3/2013 strona 12 GWIEZDNE KATAKLIZMY Gwiazdy nowe w II kwartale 2013 r. W drugim kwartale bieżącego roku, podobnie jak w pierwszym, nie mieliśmy możliwości obserwować znaczącej liczby jasnych nowych. Naszą uwagę przykuł zaledwie jeden obiekt. Nowa Skorpiona czerwca, około UT znany już ze swoich odkryć duet obserwatorów japońskich Koichi Nishiyama i Fujio Kabashima zarejestrował obiekt o jasności około 11.1 mag na tle gwiazdozbioru Skorpiona. Do obserwacji posłużył im zestaw: obiektyw 105 mm f/4 z kamerą SBIG STL6303E. Obiekt zarejestrowany został na dwóch 40-sekundowych niefiltrowanych obrazach. Sami odkrywcy potwierdzili swoje odkrycie niecałe półtora godziny później za pomocą 40-centymetrowego f/9.8 teleskopu Meade 200R, uzbrojonego w kamerę SBIG STL1001E. Wykonali pięć 3-sekundowych niefiltrowanych obrazów, na których nowy obiekt był widoczny. Żaden nowy obiekt nie był zarejestrowany na archiwalnych obrazach ich przeglądu nieba z 17 i 30 maja okolicy nieba, w której dostrzegli nową. Tok postępowania oraz sprzęt zespołu odkrywców był identyczny jak podczas odkrycia nowej w Cefeuszu w lutym bieżącego roku (patrz Proxima nr 1/2013). Położenie nowej: α(2000.0) = 17 h 33 m s, δ(2000.0) = Jeszcze tej samej nocy odkrycie potwierdzili zachodni obserwatorzy jako pierwsi Ernesto Guido i Nick Howes około UT, za pomocą półmetrowego astrografu sieci ITelescope network. Francois Teyssier (Rouen, Francja) nocą z 3 na 4 czerwca oraz Terry Bohlsen (Armidale, NSW, Australia) dobę później uzyskali z kolei pierwsze widma obiektu. Obserwacje spektroskopowe potwierdziły naturę obiektu jako klasycznej nowej. Najwyższą jasność około 11 mag na niefiltrowanych obrazach nowa miała w czasie odkrycia. Następnej nocy wykonane zostały jedyne dwie zarejestrowane w bazie AAVSO wizualne oceny blasku (około 11.3 mag). Od tamtej pory jasność nowej stale opada. Obecnie wynosi ona już mniej niż 17 Vmag. Ponieważ w katalogach 2MASS i USNO-B1.0 nie widnieje obiekt w położeniu nowej, jej jasność w minimum blasku musi być niższa niż 18.2 CRmag Rys. 1. Krzywa blasku Nowej Skorpiona 2013 w dniach 3 czerwca 10 lipca 2013 na bazie obserwacji AAVSO Źródła: AAVSO Alert Notice #484 CBAT Transient Object Followup Reports Marian Legutko (LMT), AAVSO, BAA, PTMA

13 PROXIMA 3/2013 strona 13 Supernowe w II kwartale 2013 r. W drugim kwartale bieżącego roku 8 supernowych osiągnęło jasność 15 magnitudo lub wyższą. Tymi gwiazdami są: PSN J (Vmax: 14.7 mag, N); SN 2013bz (Vmax: 14.7 mag, S); SN 2013by (Vmax: 13.7 mag, S); SN 2013cg (Vmax: 13.3 mag, S); SN 2013ct (Vmax: 12.2 mag, N); SN 2013cs (Vmax: 14.1 mag, S); SN 2013df (Vmax: 13.0 mag, N); SN 2013dl (Vmax: 14.5 mag, S). Cztery z tych gwiazd można było zaobserwować z naszego kraju: PSN J Supernowa odkryta 25 marca w galaktyce NGC 2554 w ramach programu Lick Observatory Supernova Search (USA). Pozycja galaktyki: R.A. = 08h17m53s.46, Decl. = '10".5. Lokalizacja supernowej: 1" W, 10" S od centrum galaktyki. Sklasyfikowana jako Ia. 1 kwietnia gwiazda osiągnęła jasność 14.7 mag. Galaktyka NGC 2554 jest galaktyką spiralną, położoną w gwiazdozbiorze Raka. Odkrył ją William Herschel w 1785 roku. Jej jasność obserwowana wynosi 12.0 mag, a rozmiary kątowe 3,2' 2,4'. SN 2013bz Supernowa odkryta 21 kwietnia w galaktyce PGC przez Catalina Real-Time Transient Survey i Stana Howertona. Pozycja galaktyki: R.A. = 13h26m51s.32, Decl. = '32".2. Lokalizacja supernowej: 7".5 E, 5".8 S od centrum galaktyki. Sklasyfikowana jako Ia-pec (o osobliwym widmie). 22 kwietnia gwiazda osiągnęła jasność 14.7 mag. SN 2013cs Supernowa odkryta 12 maja w galaktyce oznaczonej jako ESO przez Catalina Real-Time Transient Survey i Stana Howertona. Pozycja galaktyki: R.A. = 13h15m14s.81, Decl. = '55".6. Lokalizacja supernowej: 28".7 E, 4".8 N od centrum galaktyki. Sklasyfikowana jako Ia. 20 maja gwiazda osiągnęła jasność 14.1 mag. W Polsce widoczna nisko nad horyzontem. Fot. 1. Obraz odkrywczy SN 2013cs, Źródło: SN 2013df Najciekawszym obiektem kwartału dla obserwatorów z naszego kraju była supernowa odkryta 7 czerwca w galaktyce NGC 4414 w ramach Italian Supernovae Search Project. W chwili odkrycia na niefiltrowanych zdjęciach wykonanych przy pomocy 0.5 metrowego teleskopu Newtona gwiazda miała jasność 14.4 mag. Fot. 2. SN 2013df w dniu r. Autor: Krzysztof Kida. Pozycja galaktyki: R.A. = 12h26m29s.33, Decl. = '38".3. Lokalizacja supernowej: 32" E, 14" N od centrum galaktyki. Analiza widma supernowej wykazała, że jest ona typu IIb. Supernowe typu II najczęściej występują w galaktykach spiralnych i są masywnymi

14 PROXIMA 3/2013 strona 14 gwiazdami, zazwyczaj czerwonymi nadolbrzymami, które wyczerpały swoje paliwo jądrowe i przechodzą w stadium supernowej w wyniku kolapsu grawitacyjnego. Nie są tak jasne jak supernowe typu Ia. Nasza bohaterka 10 czerwca osiągnęła jasność 13.0 mag, jednak z dnia na dzień jej blask szybko malał, a na zdjęciu, które wykonałem 2 dni później miała już poniżej 14 mag (patrz fot.2). Z analizy zdjęć udostępnionych na stronie wynika, iż pod koniec drugiej dekady czerwca gwiazda ponownie zaczęła jaśnieć, tworząc tzw. drugie maksimum, jednak brak w bazie AAVSO obserwacji z tego okresu. Rys. 1. Krzywa blasku SN 2013df w podstawie obserwacji AAVSO. Na koniec kilka słów na temat samej galaktyki NGC Jest to galaktyka spiralna (Sc), znajdująca się w gwiazdozbiorze Warkocza Bereniki. Jest od nas odległa o 60 milionów lat świetlnych. Została odkryta przez Williama Herschela w 1785 roku. Jej jasność obserwowana wynosi 10.3 mag, a rozmiary kątowe 4,4' 3,0'. Krzysztof Kida, Elbląg Uwaga! W galaktyce NGC 7250 pojawiła się supernowa oznaczona jako SN 2013dy. Odkryta została 10 lipca jako obiekt o jasności 17 mag, sklasyfikowana jako Ia, w ciągu kilku dni od odkrycia pojaśniała do niemal 13 mag. AAVSO wystosowało alert obserwacyjny: Zachęcamy do obserwacji! ORADNIK OBSERWATORA RS Ophiuchi letnia nowa powrotna We wschodniej części gwiazdozbioru Wężownika w odległości niecałego stopnia od jasnej cefeidy Y Oph leży ciekawa zmienna wybuchowa RS Ophiuchi. Zmienna ta należy do nielicznej klasy tzw. nowych powrotnych (NR) obejmującej zaledwie kilka zmiennych. Jak do tej pory zaobserwowano 6 wybuchów oraz dwa prawdopodobne (w 1907 i 1945). Ostatni miał miejsce zimą 2006 roku. RS Ophiuchi osiągnęła wtedy jasność wizualną 4 m.5. Odstępy czasu między kolejnymi wybuchami nie są jednakowe najkrótszy wyniósł dziewięć lat. Jak to ma miejsce zwykle u nowych, wzrost jasności spowodowany wybuchem jest bardzo szybki i trwa w przypadku RS Oph około jednej doby. Średnio w maksimum jasności zmienna jest gwiazdą piątej wielkości, toteż może być dostrzeżona gołym okiem poza miastem, a przez małe lornetki w mieście. Powrót do jasności sprzed wybuchu trwa

15 PROXIMA 3/2013 strona 15 oczywiście znacznie dłużej i wynosi około 3-4 miesięcy. Po tym czasie jasność zmiennej stabilizuje się na poziomie magnitudo i do jej obserwacji potrzeba wtedy teleskopu o średnicy 15 cm. Poza fazą wybuchu jasność RS Oph zmienia się nieregularnie z amplitudą kilku dziesiątych wielkości gwiazdowej. Z obserwacyjnego punktu widzenia zmienne powrotne mają cechy jakby pośrednie pomiędzy klasycznymi nowymi, a nowymi karłowatymi. Klasyczne nowe mają amplitudy zmian jasności w czasie wybuchów w granicach 8-20 wielkości gwiazdowych. podczas gdy nowe karłowate tylko 2-6 wielkości gwiazdowych, przy czym wybuchy u nowych karłowatych powtarzają się co kilkadziesiąt-kilkaset dni. Tymczasem u nowych powrotnych obserwujemy wybuchy z amplitudą w zakresie 4-9 wielkości gwiazdowych z powtarzalnością co kilkanaście-kilkadziesiąt lat. Fizycznie, RS Oph jest układem dwóch gwiazd czerwonego olbrzyma i białego karła krążących blisko siebie z okresem 455 dni. Dzięki silnemu polu grawitacyjnemu, które tysiące razy przewyższa pole grawitacyjne Słońca, biały karzeł zbiera materię przepływającą z czerwonego olbrzyma. Materia ta osiada stopniowo na powierzchni białego karła. Gdy gęstość i ciśnienie gazu osiągną odpowiednie wartości następuje gwałtowna reakcja termojądrowa i w konsekwencji dochodzi do wybuchu. Pomimo tych wybuchów, część pozyskanej materii pozostaje w bardzo silnym polu grawitacyjnym białego karła, wobec czego jego masa stopniowo rośnie (obecnie 1.2 masy Słońca). Z teorii budowy białych karłów wynika, że jego masa nie może być dowolnie duża. Po przekroczeniu wartości równej 1.44 masy Słońca [tzw. granica Chandrasekhara; jest to wartość teoretyczna, w warunkach naturalnych wybuch SN Ia następuje przy masie w granicach masy Słońca. przyp. red.(lmt)] nastąpi ostatni wybuch tej zmiennej już nie jako nowej, ale supernowej typu Ia. Duży kłopot stanowi wyznaczenie odległości do zmiennej. Mimo wysiłków wielu badaczy odległość jest właściwie nieznana, bo trudno przyjąć za wyznaczenie takowej, wartości zawierające się w szerokim przedziale kpc. Ponieważ od ostatniego wybuchu minęło już parę lat, rośnie szansa na kolejny wybuch. Warto więc spojrzeć na tę zmienną w letnią noc. Poniżej wykres zmian jasności tej zmiennej z bazy polskich obserwatorów obejmujący wybuch z 2006 roku. Rys. 1 Krzywa jasności z wybuchu RS Oph w 2006 r. Źródło: Tomasz Krzyt, Warszawa Kod AAVSO: KTZ

16 PROXIMA 3/2013 strona 16 NASZE OBSERWACJE Obserwacje chi (khi) Cygni polskich miłośników astronomii Chi (khi) Cygni, odkryta przez G. Kircha w 1686 roku jest jedną z najjaśniejszych miryd. W maksimum może osiągnąć jasność wizualną 3 m.3 natomiast w minimum jej jasność spada niekiedy do 14 m.2. Maksymalna amplituda w zakresie wizualnym wynosi aż 10 m.9, co odpowiada różnicy natężeń blasku około razy(!). Są to jednak wartości maksymalne. Przeciętnie w maksimum chi Cyg osiąga 5 m.2 a w minimum 13 m.4 Podstawowe dane dla chi Cyg z GCVS (Ogólny Katalog Gwiazd Zmiennych - Instytut Astronomiczny Stenberga w Moskwie): Współrzędne na epokę 2000: RA = 19h 50m 33.9s, DEC = +32 o 54' 53" Amplituda zmian jasności wizualnej: mag. Średnia amplituda zmian jasności wizualnej: mag (AAVSO). Moment początkowego maksimum: Mo = JD Okres P = d M - m = 0.41 Widmo: S6.2e - S10.4e (NSe) W bazie danych SOGZ-PTMA mamy 3395 obserwacji tej zmiennej wykonanych przez 31 obserwatorów od do (27 lat). Wszystkie obserwacje przedstawia wykres 1. Wykres 1: krzywa jasności chi Cyg z obserwacji polskich miłośników astronomii. Na podstawie tych obserwacji udało mi się wyznaczyć, metodą aproksymacji wielomianowej (program TS12 z AAVSO), 29 momentów i wysokości maksimów jasności. Wyniki przedstawia poniższa tabela.

17 PROXIMA 3/2013 strona 17 W poszczególnych kolumnach: JDmax moment maksimum wyrażony w dacie juliańskiej, data - moment maksimum wyrażony w dacie cywilnej, niepewność wyznaczenia momentu maksimum w dobach, mag(max) maksimum jasności, niepewność wizualna 0.1 mag, dł. cyklu odstęp czasu w dobach pomiędzy dwoma kolejnymi maksimami Lp JDmax data +- mag(max) Dł. cyklu średnia max min

18 PROXIMA 3/2013 strona 18 Najwyższe maksimum, 3.8 mag, obserwowaliśmy w JD ( ) oraz w JD ( ) a najniższe, 6.0 mag, w JD ( ). Rozpiętość wysokości obserwowanych maksimów wynosi 2.2 mag. Średnia wysokość maksimów wynosi 5.1 mag. Warto nadmienić, ze maksimum z 2006 roku i tegoroczne były najwyższymi maksimami od 1858 roku (3.6 mag). Czas trwania wyznaczonych długości cykli zawierał się w przedziale dni, średnio cykl trwał 407 dni. Maksymalne odchylenie od tej wartości wyniosło 21 dni (5%) a odchylenie standardowe 9 dni (2%). Fot. 1. Chi Cyg w dniu autor: Henryk Kowalewski. Dwanaście ostatnich cykli (obserwacje w XXI wieku) wyróżnia dokładna przemienność wysokich i niskich maksimów co ilustruje poniższy wykres:

19 PROXIMA 3/2013 strona 19 Wykres 2. Krzywa jasności chi Cyg w XXI wieku. Według danych GCVS (Mo = , P = ) tegoroczne maksimum E = 35 powinno wystąpić w JD ( ) a wystąpiło w JD ( ) czyli O-C = 1d. Wykres 3 przedstawia diagram O-C dla wszystkich maksimów obserwowanych przez polskich miłośników gwiazd zmiennych. Wykres 3. Diagram O-C dla maksimów chi Cyg. Maksimum 36 cyklu będziemy obserwować najprawdopodobniej w JD ( dni) i będzie zapewne niższe niż tegoroczne. Dokładne wartości, zarówno momentu maksimum jak i jego wysokości rozstrzygną obserwacje, do których zachęcam. Stanisław Świerczyński PTMA - Kraków AAVSO ID SSW

20 PROXIMA 3/2013 strona 20 Obserwacje DSLR wybuchu SS Cygni w czerwcu 2013 r. Pomysł obserwacji wybuchu SS Cygni powstał spontanicznie, gdy po dłuższym okresie pełnym deszczu i chmur - od 4 czerwca pogoda się ustabilizowała i każdej nocy mogłem fotografować niebo. SS Cygni rejestrowałem sprzętem składającym się z lustrzanki cyfrowej Cannon 400D z obiektywem Tair 300mm umieszczonym na montażu EQ3-2 z napędem w RA. Okazało się, że właśnie wtedy rozpoczął się wybuch, który trwał prawie do końca czerwca. O ile pogoda pozwalała, obserwacje fotometryczne wykonywałem od północy do godziny 2 czasu letniego. Nawet rozświetlony północny horyzont ("białe noce") tak bardzo nie przeszkadzał, gdyż SS Cygni znajdowała się we wschodniej części nieba. Każdej pogodnej nocy starałem się zebrać materiał na kilka pomiarów jasności SS Cygni. W przerwach pomiędzy obserwacjami SS Cyg wykonywałem zdjęcia innych gwiazd zmiennych (np. CH Cygni, T Cep, AG Dra, AZ Cas). Przy okazji próbowałem również wyznaczyć jasność kwazara 3C 273 i supernowej SN2013df w galaktyce NGC Trochę informacji o SS Cygni. SS Cygni jest jedną z najjaśniejszych gwiazd zmiennych zaliczanych do nowych karłowatych. Statystycznie co 49,5 dni jej jasność wzrasta od około 12 do 8-9 magnitudo w ciągu 1-2 dni i następnie w ciągu kilku tygodni powraca do wartości początkowej ~12 mag. W zależności od wyglądu krzywej zmian blasku wybuchy SS Cygni dzieli się na : krótkie - oznaczenie "S", czas trwania około 1 tygodnia dla jasności odpowiadającej połowie wysokości wybuchu, ostry wierzchołek krzywej zmian blasku w czasie wybuchu, długie - oznaczenie "L", czas trwania około 2 tygodnie dla jasności odpowiadającej połowie wysokości wybuchu, płaski wierzchołek krzywej zmian blasku w czasie wybuchu, anormalne - oznaczenie "A", kształt krzywej zmian blasku różny od typów S i L. Model systemu SS Cyg prezentuje rysunek 1. Jest to ciasny układ podwójny składający się z gwiazdy ciągu głównego (typ widmowy K5, masa ~0.4Mo) i białego karła (masa ~0,6Mo). Gwiazdy są w odległości nie większej niż ~160 tysięcy km (odległość do powierzchni obu gwiazd). Obiegają środek masy całego układu w ciągu 6,5 godziny. Szacuje się, że nachylenie płaszczyzny orbity "i" wynosi ~50 stopni. W tym ciasnym układzie podwójnym gwiazda ciągu głównego całkowicie wypełnia swoją powierzchnię Roche'a i przez punkt Lagrangea L1 materia przepływa w stronę białego karła tworząc dysk akrecyjny. Niestabilność dysku akrecyjnego objawia się w postaci wybuchów średnio co ~49,5 dni. W powszechnej opinii naukowców SS Cygni jest układem, w którym biały karzeł (średnica ~10 tys. km, okres rotacji ~12 minut) posiada bardzo słabe pole magnetyczne. Jednakże Giovannelli i Sabau-Graziati (2011) próbują udowodnić, że biały karzeł posiada dość silne pole magnetyczne około 4 miliony Gausów i dlatego powinien być zaliczony do grupy polarów pośrednich (ang. intermediate polars).

21 PROXIMA 3/2013 strona 21 Rysunek 1. Schematyczny model układu SS Cygni, (źródło: J. Miller-Jones, 2013). W 1999 roku za pomocą teleskopu HST została wyznaczona odległość do tego systemu (metoda paralaksy trygonometrycznej) na około lat świetlnych (patrz Young, 2013). Spowodowało to problemy z poprawnością opisanego powyżej modelu SS Cygni. Z powodu tak dużej odległości gwiazdy tego układu okazały się za jasne i tempo transferu materii za duże by poprawnie wyjaśnić dynamikę gazu w dysku akrecyjnym. G.Sivakoff (University of Alberta, Kanada) powiedział, że "w odległości wyznaczonej przez HST, SS Cygni powinna być tak jasna, że cały czas powinna się znajdować w fazie wybuchu". Ale sto lat obserwacji tego nie potwierdza. Dlatego niektórzy teoretycy zaczęli wątpić w ten model, podczas gdy inni zaczęli wątpić w dokładność wyznaczenia odległości przez HST. Kolejna próba wyznaczenia odległości do SS Cyg została podjęta przez grupę naukowców kierowaną przez James Miller-Jones'a (Curtin University) za pomocą teleskopu radiowego VLBI (Very Long Baseline Array). Okazało się, że SS Cyg "widać" w zakresie radiowym tylko w fazie początkowej wybuchu. Ale z pomocą przyszli obserwatorzy AAVSO, z których obserwacji określano moment rozpoczęcia wybuchu. Przez około 2,5 roku po każdym takim sygnale z AAVSO radioteleskopy sieci VLBI były kierowane na SS Cygni. Odległość zmierzona przez VLBI (metoda paralaksy trygonometrycznej względem odległych kwazarów) wyniosła około lat świetlnych. Jeżeli SS Cyg znajduje się w takiej odległości to nie ma problemów z aktualnie przyjętym modelem SS Cygni. Ale czy pomiary z teleskopu HST mogą być aż tak niedokładne? 2. Procedura redukcji danych DSLR. Materiał do fotometrii SS Cyg w fazie wybuchu przygotowywałem z 10 zdjęć wykonanych lustrzanką cyfrową Cannon 400D z obiektywem Tair (F300mm/4,5) każde naświetlane przez 30sekund z czułością od 200 do 800 ISO, a zapis w formacie negatywu cyfrowego. W fazie spokojnej zwiększałem czułość nawet do 1600 ISO i liczbę zdjęć do 20/30.

22 PROXIMA 3/2013 strona 22 Zdjęcia zostały skalibrowane za pomocą programu Iris w sposób opisany na portalu Citizensky (2010) z uwzględnieniem flatów, darków i alignmentu. Zmodyfikowałem końcówkę tej procedury od punktu 4.3 dotyczącego stackowania wszystkich zdjęć "img-reg1.pic",... "img-reg10.pic". Zamiast tego w programie Iris został uruchomiony skrypt Stack_po2zdjecia_i_separacjaRGB_dla_zestawu_10zdjec.pgm, który przygotowuje zdjęcia do fotometrii automatycznej. Skrypt wykonuje następujące operacje: stackowanie wszystkich 10 zdjęć (pliki "img-reg1.pic",..., "img-reg10.pic"), separacja na barwy R,G,B i zapisanie do plików "final-r1.pic", "final-g1.pic", "finalb1.pic". stackowanie zdjęć "img-reg1.pic" i "img-reg2.pic", separacja na barwy R,G,B i zapisanie do plików "final-r2.pic", "final-g2.pic", "final-b2.pic".... stackowanie zdjęć "img-reg9.pic" i "img-reg10.pic", separacja na barwy R,G,B i zapisanie do plików "final-r6.pic", "final-g6.pic", "final-b6.pic"). Fragment kodu źródłowego tego skrypu jest pokazany na rysunku 2. Iris ma ograniczone możliwości programowania skryptowego (np. nie ma instrukcji warunkowych, pętli). Dlatego nie udało się napisać wersji ogólnej tego skryptu. Mam kilka jego wersji w zależności od liczby zdjęć używanych do fotometrii. Na przykład do wyznaczenia w podobny sposób jasności kwazara 3C 273 (60zdjęć z czasem ekspozycji 30sekund każde) użyłem podobnego skryptu o nazwie Stack_po12zdjec_i_separacjaRGB_dla_zestawu 60zdjec.pgm Rysunek 2. Fragment skryptu, który przygotowuje zdjęcia do fotometrii automatycznej w programie Iris. Skrypt można pobrać pod odnośnikiem wskazanym w materiale źródłowym 9. Celowo składam zdjęcia techniką stackowania tak, aby czas ekspozycji zdjęcia pomiarowego był nie mniejszy niż jedna minuta. Dzięki temu uśredniam efekt scyntylacji atmosferycznych szczególnie silny przy małych źrenicach wejściowych teleskopów/obiektywów. Również celowo generuję aż 18 plików (po 6 dla każdej z trzech barw R,G,B), aby zmierzyć jasność wybranych gwiazd dwoma sposobami: a) uśredniona jasność ze stacka 10 zdjęć dla każdej barwy (wynik w plikach "finalr1.pic", "final-g1.pic", "finalb1.pic"). b) uśredniona jasność ze stacka 2 zdjęć wyznaczona 5-krotnie dla barwy R

23 PROXIMA 3/2013 strona 23 (wynik w plikach "final-r2.pic",...,"final-r6.pic" ), barwy G (wynik w plikach "final-g2.pic",...,"final-g6.pic"), barwy B (wynik w plikach "final-b2.pic",...,"final-b6.pic"). Ten skrypt jest uruchamiany w programie fotometrycznym Iris w lini komend "run Stack_po2zdjecia_i_separacjaRGB_dla_zestawu_10zdjec". Przed jego uruchomieniem należy wskazać bieżący katalog roboczy, gdzie znajdują się zdjęcia źródłowe "img-reg1.pic",..., "img-reg10.pic" oraz będą zapisywane zdjęcia wynikowe (Menu Irisa File Settings(CTRL+R) pole "Working Path"). Należy również wskazać katalog z lokalizacją skryptu (Menu Irisa File Settings(CTRL+R) pole "Script Path"). Następnie wczytujemy do pamięci programu zdjęcie "final-g1.pic" (t.j. zawsze najlepiej naświetlone zdjęcie w zestawie), uruchamiamy funkcjonalność "Analysis Select Objects" i wskazujemy 5 punktów, które będą środkami apertur fotometrycznych. Ważna jest kolejność: gwiazda porównania (punkt 1 na rys.3), gwiazda zmienna (punkt 2), gwiazda testowa (punkt 3), dwa punkty (4 i 5) do pomiaru tła nieba. Na rysunku 3 te punkty zostały oznaczone plusem w czerwonym kółeczku. Rysunek 3. Fotometria automatyczna w programie Iris (menu startowe + wyniki). Wybór obiektów do fotometrii automatycznej w programie Iris (gwiazda porównania 1, gwiazda zmienna SS Cyg 2, gwiazda testowa 3, tło nieba 4 i 5). W kolejnym kroku z menu Analysis "Automatic photometry..." wywołujemy okno z parametrami startowymi fotometrii automatycznej (przykład na rys.3). Uzupełniamy następujące pola: Input generic name rdzeń nazwy plików do fotometrii, np. "final-r", "final-g", "final-b", Output data file nazwa pliku tekstowego z wynikami fotometrii, np. "final-r(8px)", Iris domyślnie dodaje rozszerzenie "LST" do nazwy pliku i umieszcza go w katalogu roboczym, Number liczba zdjęć do fotometrii. W przykładzie podanym na rys.3 Iris szuka zdjęć "final-r1.pic",..., "final-r6.pic"w katalogu roboczym, Aperture photometry Radius 1 promień koła do fotometrii aperturowej w pikselach.

24 PROXIMA 3/2013 strona 24 Zrezygnowałem z fotometrii SS Cyg bazującej na 3 aperturach, gdyż nie mogłem znaleźć czystego tła nieba dla gwiazdy porównania, zmiennej i testowej. W kolumnach X i Y powinny być wskazane współrzędne środków apertur (w pikselach) do fotometrii automatycznej. Fotometrię automatyczną wykonujemy dla trzech grup zdjęć "final-r*.pic", "final-g*.pic", "final-b*.pic". W katalogu roboczym otrzymujemy trzy pliki tekstowe z wynikami fotometrii automatycznej "final-r(8px).lst", "final-g(8px).lst", "final-b(8px).lst". Wyniki fotometrii wyświetlają się również w oknie "Output" tak, jak pokazano na rys.3. W kolejnym kroku kopiujemy zawartość trzech plików tekstowych "*.LST" z wynikami fotometrii aperturowej do odpowiednich obszarów komórek (prostokąty 6 x 6 komórek) oznaczonych szarym tłem w arkuszu kalkulacyjnym Open Office na rys.4 osobno dla każdej barwy R, G, B. Arkusz automatycznie oblicza jasność SS Cygni i gwiazdy testowej na dwa sposoby (pkt.3a i 3b na rys.4). W kolumnach E16-E18 oraz H16-H18 są podane wyniki pomiarów ze zdjęć "final-r1.pic", "final-g1.pic", "final-b1.pic" oraz w kolumnach E21-E23, F21-F23 i H21-H23 są obliczone średnie jasności dla każdej barwy wraz z błędami wyznaczonymi z serii 5 pomiarów. Drugi sposób jest lepszy, gdyż pozwala wyznaczyć błędy pomiarów jasności jako odchylenia standardowe od średnich. Jasności uzyskane pierwszym sposobem należy traktować jako kontrolne. Zwykle różnice wyznaczeń jasności pomiędzy metodami 3a i 3b są poniżej 1/100 magnitudo. Obserwacje przesłałem do polskiej bazy obserwacji gwiazd zmiennych na sswdob(małpka)poczta.onet.pl (obserwacje w barwie zielonej "TG") oraz wprowadziłem do bazy AAVSO, jako filtrowane w barwach TR, TG i TB. Rysunek 4. Fragment przykładowego arkusza kalkulacyjnego do wyznaczenia jasności SS Cygni na podstawie trzech plików tekstowych ("final-r(8px).lst", "final-g(8px).lst", "final-b(8px).lst") z wynikami automatycznej fotometrii w Irisie. Wynik wyznaczenia jasności SS Cyg wraz z błędami jest podany w komórkach E21 E23 i F21 F23 oraz gwiazdy testowej w komórkach H21...H23. Są to komórki otoczone grubymi czarnymi

25 PROXIMA 3/2013 strona 25 liniami. Arkusz kalkulacyjny można pobrać pod odnośnikiem wskazanym w materiale źródłowym Wyniki obserwacji. Wybuch rozpoczął się właściwie już w 4-go czerwca 2013 r. Z analizy rysunku 6 wynika, że jasność SS Cygni zaczęła rosnąć na początku 4-go czerwca (12,2 12,0V). Pod koniec tego dnia (gdy po raz pierwszy ją obserwowałem ) miała jasność około 11,7 mag. Pod koniec następnego dnia (5-go czerwca) jasność wzrosła do 11,3V. Ale największy przyrost jasności nastąpił w kolejnym dniu do prawie 8,8V, to znaczy aż prawie o 2,5 wielkości gwiazdowej w ciągu 24 godzin (średnio ~0,1 mag./godz.). Na podstawie własnych pomiarów wyznaczyłem następujące parametry czerwcowego wybuchu w barwie TG: 8,254 mag. - jasność w maksimum w dn. 8 czerwca br o godz.21:56ut, 10,3 mag. (12,2+8,3)/2 - jasność odpowiadająca połowie wysokości wybuchu, 17 dni czas trwania wybuchu na poziomie 10,3 mag. od 6 do 23 czerwca br (patrz rys.5), 6 czerwca 2013 r. - początek wybuchu, gdy jasność SS Cyg przekroczyła 10,3 mag, wybuch typu L. Na stronie internetowej BAV (patrz materiał źródłowy 2) są podane podstawowe parametry każdego wybuchu SS Cygni począwszy od 1995 r. Rysunek 5. Krzywa zmian blasku w barwach TR, TG, TB w czasie czerwcowego wybuchu SS Cygni na podstawie własnych obserwacji fotometrycznych DSLR. W czasie trwania wybuchów typu L niejednokrotnie obserwuje się przed wybuchem głównym wybuch wstępny/poprzedzający, gdy po pierwszym wzroście jasności następuje spadek o kilka dziesiątych magnitudo i następnie ponowny wzrost. W moich danych takiego spadku jasności nie widać. Ale jeden z pomiarów w barwie V z dn. 8-go czerwca

26 PROXIMA 3/2013 strona 26 wskazuje na taką możliwość (punkt oznaczony czerwoną strzałką na rys.6). W tym dniu jasność z kilku moich wyznaczeń jest o około 0,3 mag. większa niż ten pojedynczy pomiar. W czasie trwania wybuchu zmieniał się wskaźnik barwy B-V od około +0,6 w fazie spokojnej do +0,3 w czasie wybuchu. Lustrzankowy wskaźnik barwy (TB-TG), czyli różnica jasności pomiędzy barwami TB i TG, różni się od standardowego astronomicznego wskaźnika (B-V), ale tendencja jest podobna (szczegóły na rys.5). Ta zmiana wskaźników barwy jest spowodowana wzrostem temperatury obszarów emitujących promieniowanie w czasie wybuchu. Rysunek 6. Obserwacje czerwcowego wybuchu SS Cygni na podstawie danych z bazy AAVSO. Moje obserwacje DSLR są oznaczone kwadratami (barwy TR, TG i TB). Było to ciekawe, pouczające i na pewno nie ostatnie spotkanie obserwacyjne z tą gwiazdą zmienną. Wielkie wrażenie na mnie zrobiła niezwykła przemiana, która nastąpiła pomiędzy 5 i 6 czerwca. Spróbuję złapać początek któregoś z kolejnych wybuchów w układzie SS Cygni i zgromadzić większą ilość danych obserwacyjnych z tego ciekawego momentu. W dniu 5-go czerwca zrobiłem zdjęcia do jednego pomiaru fotometrycznego i nawet ich nie sprawdziłem. Tymczasem wtedy jasność "rosła w oczach". No cóż do tej pory obserwowałem gwiazdy zmienne, gdzie zmiany następują w ciągu znacznie dłuższego okresu czasu (np. AZ Cas, Dzeta Aur, R Leo, Mira Ceti). Źródła: 1. AAVSO SS Cyg (2000) 2. BAV SS Cyg (2013) 3. Citizensky (2010) - procedura opracowania negatywów cyfrowych z lustrzanek do celów fotometrycznych za pomocą programu Iris 4. F.Giovannelli & L.Sabau-Graziati (2011) "The intriguing nature of the cataclysmic variable SS Cygni" 5. E.Nelan, P.Bond "On the Hubble Space Telescope Trigonometric Parallax of the Dwarf Nova SS Cygni" 6. M.Schreiber, J.P.Lasota (2007) 7. J. Miller-Jones (2013)

27 PROXIMA 3/2013 strona M.Young (2013) html 9. R.Biernikowicz (2013) - skrypt przygotowujący zdjęcia do automatycznej fotometrii w IRIS-ie Plik: R. Biernikowcz (2013) - arkusz kalkulacyjny Open Office do fotometrii różnicowej SS Cygni, który korzysta ze zdjęć przygotowanych przez skrypt w materiale źródłowym 9 Plik : Ryszard Biernikowicz AKTYWNOŚĆ SŁONECZNA Paradoks młodego, słabego Słońca Słońce, choć jest jednym z najlepiej poznanych obiektów Układu Słonecznego, nadal kryje w sobie wiele tajemnic. Oprócz badania zagadek związanych z funkcjonowaniem korony słonecznej, czy mechanizmami powstawania wiatru słonecznego, naukowcy poszukują rozwiązania problemów związanych z funkcjonowaniem Słońca we wczesnym stadium jego ewolucji. Jednym ze sztandarowych problemów, z którymi zmagają się naukowcy, jest tzw. paradoks młodego, słabego Słońca, wiążący się bezpośrednio z ewolucją naszej planety, a sformułowany na początku lat 50-tych ubiegłego wieku. W 1972 roku amerykańscy astronomowie Carl Sagan i George Mullen spopularyzowali to intrygujące zagadnienie, zwracając na nie uwagę szerszego grona badaczy i czyniąc je problemem interdyscyplinarnym. Wyjaśnijmy zatem, na czym polega tytułowy paradoks. Zgodnie z naszą wiedzą o ewolucji gwiazd Słońce systematycznie zwiększa swoją moc promieniowania w miarę upływu kolejnych miliardów lat. Młode Słońce dysponowało zaledwie 70% obecnej mocy promieniowania. Wyraźnie chłodniejsza gwiazda nie mogła zatem zapewnić Ziemi w okresie hadeiku i archaiku na tyle dużo ciepła, aby mógł istnieć płynny praocean, w którym rozwinęło się życie. Przyjmując, że Ziemia znajdowała się na orbicie zbliżonej kształtem do obecnej, a Słońce zachowywało się zgodnie z teorią, wówczas na naszej planecie powinna panować niska temperatura, a wspomniany praocean powinien być skuty potężną warstwą lodu. Wyniki badań geologicznych i paleontologicznych wskazują jednak, że na Ziemi już 4 mld lat temu istniały ogromne, wolne od lodu oceany, pokrywające znacznie większą powierzchnię naszej planety, niż obecnie, a ponadto już 3,5 mld lat temu zasiedlały je pierwsze formy życia. Stoi to w jawnej sprzeczności z obliczeniami astronomów, którzy sugerują, że Ziemia w tamtym czasie powinna raczej przypominać martwą planetę - śnieżkę, niż błękitną kulę, na której rozwija się życie. Cóż zatem mogło stać za tak niezwykłą sytuacją? Czy powstanie sprzyjających rozwojowi życia warunków na Ziemi zawdzięczamy bliżej nieznanym procesom zachodzącym na naszej planecie, czy może niezgodnemu z teorią ewolucji gwiazd zachowaniu Słońca? A może przyczyna tej niezwykłej sytuacji jest jeszcze inna? W czasie wieloletniej dyskusji nad tym problemem, naukowcy przedstawili cztery możliwe scenariusze. Pierwszą hipotezą próbującą wytłumaczyć wyżej opisany dysonans teorii i dowodów jest tzw. hipoteza cieplarniana. Zgodnie z tą hipotezą wyższa temperatura na Ziemi przed 4 miliardami lat była konsekwencją składu jej atmosfery, obfitującej w gazy cieplarniane: metan, amoniak i dwutlenek węgla. Mechanizm ich działania był prosty. Gazy te zwiększają zdolność atmosfery do pochłaniania promieniowania podczerwonego, w zakresie którego planeta oddaje ciepło otrzymane od gwiazdy. Gazy cieplarniane w atmosferze pochłaniają to ciepło, a następnie oddają je, podgrzewając dolne partie