PROXIMA. 2/2012 (8) KWIECIEŃ 2012 r. ASTRONOMICA.PL BIULETYN OBSERWATORÓW GWIAZD ZMIENNYCH. - Amatorska fotometria CCD w praktyce

Transkrypt

1 BIULETYN OBSERWATORÓW GWIAZD ZMIENNYCH PROXIMA 2/2012 (8) KWIECIEŃ 2012 r. ASTRONOMICA.PL. W numerze: - News wiadomości ze świata gwiazd zmiennych - Kalendarium miryd na II kwartał 2012 r. - Nowe i supernowe w I kwartale 2012 r. - Amatorska fotometria CCD w praktyce + egzoplanety metodą tranzytową - Nocny obserwator - opis programu - Supernowe - Tranzyt Wenus Nasze obserwacje... Baza danych SOGZ PTMA podsumowanie obserwacji w roku Aktywność słoneczna - Galeria Fot: Galaktyka M95 z supernową SN 2012aw odkrytą 18 marca 2012 r., która wkrótce potem osiągnęła jasność około 12,7 mag. Prezentowane dzięki uprzejmości autora zdjęcie zostało wykonane w Mount Lemmon Center (University of Arizona) za pomocą 32-calowego Schulman Telescope (RCOS) oraz kamery SBIG STX16803 LRGB = 80:30:30:30 min. Autor zdjęcia: Adam Block galaxies/m95sn2012aw

2 PROXIMA 2/2012 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: Adam Derdzikowski Tomasz Krzyt 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 na II kwartał 2012 r.... str. 5 o Gwiezdne kataklizmy Gwiazdy nowe w I kwartale 2012 r str. 7 Supernowe w I kwartale 2012 r str. 10 SN 2012aw w M str. 11 o Poradnik obserwatora Amatorska fotometria CCD w praktyce + egzoplanety metodą tranzytową.....str. 14 Nocny obserwator str. 24 Supernowe str. 29 Tranzyt Wenus str. 32 o Nasze obserwacje Baza danych SOGZ PTMA podsumowanie obserwacji w roku str. 35 o Aktywność słoneczna Raport o aktywności Słońca za I kwartał 2012 roku str. 38 o Galeria..... str. 40 Wszelkie prawa zastrzeżone. Żadna część tej publikacji nie może być reprodukowana w żadnej formie ani żadną metodą bez pisemnej zgody redakcji. Copyright 2012 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 W bieżącym numerze biuletynu sporo miejsca poświęciliśmy gwiezdnym kataklizmom. Tak się bowiem złożyło, że z początkiem roku pojawiło się sporo gwiazd nowych (niestety nie na naszej półkuli) oraz supernowych, w tym SN 2012aw w galaktyce M95. Sporo materiału na ten temat przygotował dla nas Marian Legutko. Do tego publikujemy artykuł Supernowe autorstwa Tomasz Krzyta, który przedstawił w nim naturę tych niezwykłych gwiazd. W Kalendarium Bogdan Kubiak jak zwykle zachęca do obserwacji miryd, tym razem o gwiazdach, które w najbliższych miesiącach powinny osiągnąć maksima swoich jasności. Materiał w nieco zmienionej, mamy nadzieję, że bardziej czytelnej, tabelarycznej formie. Jako kontynuację cyklu o fotometrii CCD, Marcin Wardak przedstawia tym razem swoje spostrzeżenia przy planowaniu i rejestracji amatorskim sprzętem tranzytów egzoplanetarnych. Myślicie, że z własnego podwórka nie możecie dostrzec pozasłonecznej planety?... to przeczytajcie tekst Marcina. Prezentujemy także polski program astronomiczny Nocny obserwator, a jego autor Janusz Wiland wyjaśnia nam jak przy pomocy tego programu zaplanować obserwacje gwiazd zmiennych. W czerwcu dojdzie do wyjątkowego zjawiska astronomicznego planeta Wenus przejdzie na tle tarczy Słońca. Taka sytuacja już nigdy się nie powtórzy za naszego życia, dlatego postanowiliśmy poświęcić nieco miejsca na artykuł autorstwa Adama Derdzikowskiego, który mamy nadzieję, że pozwoli przygotować się należycie do tej obserwacji. W dziale Nasze obserwacje Stanisław Świerczyński przygotował natomiast ciekawe podsumowanie obserwacji gwiazd zmiennych w 2011 r. na podstawie danych z bazy SOGZ-PTMA. A na koniec jak zwykle Aktywność słoneczna i podsumowanie obserwacji członków Towarzystwa Obserwatorów Słońca w Żychlinie w I kwartale 2012 r. Krzysztof Kida 15 kwiecień 2012 r.

3 PROXIMA 2/2012 strona 3 NEWS Powtórka z historii W ciągu minionych stu lat w M31, Wielkiej Mgławicy Andromedy siostrzanej galaktyce naszej Drogi Mlecznej, odkryto aż 800 nowych. Jedną z nich 11 grudnia 1923 r. odkrył Edwin Hubble. Jako trzecia odkryta w grudniu roku 1923, nowa ta otrzymała oznaczenie M31N c. Styczeń 2012 przyniósł nam doniesienia o odkryciu trzech nowych w Mgławicy Andromedy. 21 stycznia swoje odkrycie ogłosili obserwatorzy japońscy Koichi Nishiyama i Fujio Kabashima. Na siedmiu 40-sekundowych obrazach bez użycia filtrów, z wykorzystaniem 40-cm reflektora (f/9.8) z kamerą SBIG STL1001E, zarejestrowali oni obiekt o jasności 17.1 mag. Obiekt ten zyskał wstępne oznaczenie PNV J Dobę później zaobserwowano jego widmo za pomocą 9.2-metrowego teleskopu Hobby-Eberly, z wykorzystaniem spektrografu niskiej rozdzielczości, potwierdzając odkrycie nowej w M31 i jej przynależność do klasy nowych He/N. Ciekawe informacje przyniosły kolejne dni. Otóż porównanie pozycji obiektu PNV J ze współrzędnymi ok. 900 nowych z "W. Pietsch M31 w nova catalog" sugeruje, że PNV J znajduje się około sześciu sekund łuku od pozycji nowej M31N C. Pozycje nowych w M31 z pierwszych obserwacji fotograficznych były zwykle publikowane z dokładnością zaledwie dziesięciu sekund łuku. Z kolei widma nowych He/N są często powiązane z nowymi powrotnymi, wobec czego astronomowie rozważają możliwość, iż M31N c i PNV J reprezentują dwa wybuchy tego samego progenitora nowej. Aby ocenić tę możliwość, F. Schweizer (Carnegie Observatories) wyszukał oryginalne płyty Hubble'a w archiwach Carnegie Observatories i za pomocą komparatora błyskowego wykonał porównanie położeń nowej Hubble'a i PNV J , szacując ich różnicę na ~1,5". Wykonana analiza położenia nowej na cyfrowo zeskanowanej oryginalnej kliszy Hubble'a względem trzech pobliskich gwiazd odniesienia z katalogu USNO wykazała, że M31N C znajduje się w miejscu o współrzędnych R.A. = 00h 42min sek.; Dekl. = (J2000). Nowa Hubble'a M31N C i tegoroczna PNV J są tym samym obiektem! Obecnie nowa Andromedy z 21 stycznia nosi oznaczenie katalogowe M31N b. Po upływie 88 lat i kilku dni M31N b reprezentuje drugi zarejestrowany wybuch nowej powrotnej M31N C! Rys. 1. M31N b na obrazie uzyskanym przez J. Brimacombe w dniu 23 stycznia 2012, z wykorzystaniem 51-cm teleskopu RCOS i kamery STL11K w New Mexico Skies, Mayhill (Nowy Meksyk, USA).

4 PROXIMA 2/2012 strona 4 Źródła: Mike Simonsen - ATel # ATel # Marian Legutko (LMT) AAVSO, BAA, PTMA TCP J nowy zmienny obiekt w Centaurze Znany ze swoich poszukiwań i odkryć nowych obiektów, głównie nieba południowego, John Seach (Chatsworth Island, Nowa Południowa Walia, Australia) po raz kolejny zaobserwował nieznaną wcześniej gwiazdę zmienną. Około UT w dniu 4 kwietnia zarejestrował on obiekt w gwiazdozbiorze Centaura, w punkcie nieba o współrzędnych RA = 14h 25min. 06sek. Dekl. = ' 36". Do obserwacji użył on swojej lustrzanki cyfrowej, uzbrojonej w obiektyw 50 mm, f/1.0. Na wykonanych sześciu obrazach o granicznym zasięgu około 11.5 mag nowy obiekt miał jasność około 10.8 mag. John Seach nie zauważył niczego jaśniejszego niż 11.5 mag we wskazanym przez siebie miejscu na obrazach wykonanych dobę wcześniej. Jak wskazał dr Matthew Templeton (AAVSO), obiekt Seach'a znajduje się w odległości zaledwie dwu sekund kątowych od gwiazdy USNO-A (RA = 14h 25min sek; Dekl. = :33.90, V=~15.0 mag). Zespół w składzie Ernesto Guido, Giovanni Sostero, Nick Howes potwierdził obecność we wskazanym miejscu obiektu o jasności 8.7 Rmag, dodając, iż jest to najprawdopodobniej nowa. Zespół ten podął także, iż według danych VizieR w odległości 2.6 sekund kątowych w katalogach figuruje słaba gwiazda progenitor nowej? Niestety, natura obiektu nie jest dotąd potwierdzona ze względu na brak obserwacji spektroskopowych. Od chwili odkrycia, przez następną dobę, jasność gwiazdy mocno rosła, osiągając wg danych samego odkrywcy 9.3 mag dobę po odkryciu. W ciągu pięciu sześciu dni, według danych AAVSO, blask zmiennej fluktuował. Duże wahania blasku uwidaczniają głównie dane CCD w filtrze V. Dane wizualne nie pokazują tak dużych zmian. Jednak wszystkie oceny jasności są danymi wstępnymi. Rys. 1. Krzywa blasku TCP J w dniach 6 9 kwietnia 2012 na bazie obserwacji AAVSO. Źródła: AAVSO Special Notice # CBAT "Transient Object Followup Reports" E.Guido, N.Howes, G.Sostero - Marian Legutko (LMT) AAVSO, BAA, PTMA

5 PROXIMA 2/2012 strona 5 KALENDARIUM Mirydy na II kwartał 2012 r. Tym razem przedstawiamy maksima mir w najbliższych 4 miesiącach. W nowym kalendarium, które ma być bardziej przejrzyste opisuję maksima mir za pomocą tabeli. Wg kolejności podaję: nazwę gwiazdy, datę maksimum, okres zmienności (zaokrąglony do pełnego dnia), średnią amplitudę zmian blasku, czas obserwacji (miesiące dla których gwiazda powinna być jaśniejsza od 11 mag), liczbę obserwacji AAVSO w roku 2011 oraz liczbę polskich ocen z 400 ostatnich dni. Kwiecień W tym miesiącu tylko 3 miry będą w maksimum, niestety żadna z nich w średnim maksimum nie będzie jaśniejsza od 7.5 mag. Pełnia Księżyca wypadnie około 6 kwietnia. Nazwa Data Okres Amplituda Czas obserwacji Liczba obserwacji w AAVSO Liczba polskich obserwacji w ciągu 400 dni RY Oph III-V S Lib do VIII 41 0 V Cas III-VII Maj W tym miesiącu, w porównaniu z poprzednim mamy prawdziwy wysyp maksimów mir. Niestety, żadna z nich nie jest w średnim maksimum jaśniejsza od 6 mag. Pełnia Księżyca wypadnie około 6 maja. Nazwa Data Okres Amplituda Czas obserwacji Liczba obserwacji w AAVSO Liczba polskich obserwacji w ciągu 400 dni W Cnc III-VII 73 3 S Hya III-V R Del IV-VI R Vir Cały rok S Her do VIII W Aql IV-IX 27 0 V Oph Cały rok RT Aql IV-VI T Aqr IV-VII R CVn do IX U Ser V-VI 89 0 Czerwiec Miesiąc najkrótszych nocy w roku, w którym 7 mir będzie w maksimum. Pełnia Księżyca wypadnie około 4 czerwca. Nazwa Data Okres Amplituda Czas obserwacji Liczba obserwacji w AAVSO Liczba polskich obserwacji w ciągu 400 dni T Cas do IX RU Lib IV-VI 35 0 U Umi do IX S Boo IV-VIII R Cyg IV-X U Vir V-VIII W Lyr V-VIII

6 PROXIMA 2/2012 strona 6 Lipiec W tym miesiącu 11 mir będzie w maksimum. Najjaśniejszą z nich jest R Tri, osiągająca w średnim maksimum 6.2 mag. Pełnia Księżyca wypadnie około 3 lipca. Nazwa Data Okres Amplituda Czas obserwacji Liczba obserwacji w AAVSO Liczba polskich obserwacji w ciągu 400 dni RS Her V-VIII R Vul VI-VII R Lyn IV-X 69 0 S Peg IV-VII R Dra V-IX RS Lib V-IX 35 1 T UMa VI-VIII T And VI-IX R Tri do X R Cam V-X Y Per cały rok Wybrane krzywe blasku mir, których maksima wystąpiły w I kwartale 2012 r. źródło: T Cep - maksimum marzec

7 PROXIMA 2/2012 strona 7 U Ori- maksimum marzec Bogdan Kubiak GWIEZDNE KATAKLIZMY Gwiazdy nowe w I kwartale 2012 r. Ostatnie tygodnie pierwszego kwartału bieżącego roku obrodziły w jasne gwiazdy nowe, dostępne amatorom obserwującym wizualnie i posiadającym małej i średniej wielkości sprzęt. Niestety dla nas obserwatorów umiejscowionych na północnej półkuli ziemskiego globu nie było możliwości ich obserwacji z terenu Polski. Ze względu na fakt, iż żadna z opisanych nowych nie otrzymała jeszcze swojego oficjalnego katalogowego oznaczenia GCVS, we wszystkich opisach użyłem tymczasowych oznaczeń IAU CBAT Transient Objects Confirmation Page (TOCP): TCP oraz PNV. Nowa Kila 2012 (TCP J ) 26 lutego około godziny UT wspominany już w tym numerze John Seach (Chatsworth Island, NSW, Australia) wykonał trzy obrazy obszaru południowego gwiazdozbioru Kila z użyciem lustrzanki cyfrowej z obiektywem 50 mm f/1.0. Na wykonanych zdjęciach dostrzegł nową o jasności około 10.2 mag. Współrzędne obiektu: α(2000.0) = 10 h 50 m s, δ(2000.0) = , dokładnie określono 1 marca, podczas obserwacji półmetrowym teleskopem w San Pedro de Atacama, Chile. Pomiary wykonali Arto Oksanen i Caisey Harlingten. Ocenili też jasność obiektu na 10.4 mag. John Seach podał także, że prawdopodobnie zarejestrował nową dobę przed wykonaniem odkrywczych obrazów, jednak wtedy miała ona jasność około 11 mag i była na granicy zasięgu jego sprzętu. 3 marca kolejne pomiary jasności wykonali Josch Hambsch (Belgia) i Terrence Bohlsen (Australia). Według nich jasność gwiazdy wynosiła już Vmag. John Seach zaobserwował swoja nową w maksimum blasku. Od chwili jej odkrycia blask zmiennej opada.

8 PROXIMA 2/2012 strona 8 Rys. 1. Krzywa blasku TCP J w dniach 25 lutego 9 kwietnia 2012 na bazie obserwacji AAVSO Źródła: AAVSO Special Notice # CBAT "Transient Object Followup Reports" Nowa Centaura 2012 (PNV J ) 23 marca kilkanaście minut po 9 UT, John Seach dokonał swojego kolejnego odkrycia. Na tle gwiazdozbioru Centaura, w punkcie o współrzędnych α(2000.0) = 13 h 41 m s, δ(2000.0) = zaobserwował on obiekt o jasności około 9.2 mag (lustrzanka cyfrowa z obiektywem 50 mm f/1.0; sześć 6-sekundowych ekspozycji). Następnej nocy zespół w składzie Ernesto Guido, Alison Tripp, Nick Howes i Giovanni Sostero potwierdził odkrycie wyznaczając dokładne współrzędne nowej oraz szacując jej jasność na 9.3 Rmag. Obserwacje wykonano zdalnie za pomocą teleskopu 2.0-m f/10.0 Ritchey-Chretien + CCD (Faulkes Telescope South). Rys. 2. Krzywa blasku Nowej Centaura 2012 PNV J w dniach 23 marca 9 kwietnia 2012 na bazie obserwacji AAVSO.

9 PROXIMA 2/2012 strona 9 27 marca F. Walter uzyskał widmo zmiennej stwierdzając jednoznacznie naturę obiektu jako klasyczna nowa. Podobnie jak w przypadku nowej w Kilu, nowa Centaura została odkryta w chwili gdy osiągnęła maksimum blasku. Od tego momentu jej jasność opada. Źródła: Special Notice # CBAT "Transient Object Followup Reports" Nowa Wężownika 2012 (PNV J ) 25 marca, przed godziną UT japoński obserwator, H. Nishimura zarejestrował wybuch nowej w tle gwiazdozbioru Wężownika, w miejscu o współrzędnych: α(2000.0) = 17 h 26 m s, δ(2000.0) = (współrzędne na podstawie danych zespołu E.Guido, G.Sostero, N.Howes). W chwili odkrycia jasność nowej wynosiła 12.1 mag. Podczas swoich obserwacji Nishimura użył zestawu: Canon EOS 5D + obiektyw Canon 200-mm f/3.2. W ciągu kolejnych nocy wielu obserwatorów na świecie, głównie japońskich, potwierdziło wybuch nowej w Wężowniku, precyzując jej położenie oraz przynależność do klasycznych nowych typu Fe-II. Obserwacje widma przeprowadzili A. Arai i M. Isogai (KAO, Kyoto Sangyo University) 27 marca przy użyciu 1.3-m Araki Telescope w Koyama Astronomical Observatory (KAO). W tym wypadku stwierdzić można, że odkrycia dokonano kilka dni przed maksimum blasku obiektu, które nastąpiło 4/5 kwietnia, kiedy to nowa osiągnęła 10.8 mag. Okazało się też, że dobę przed obserwacjami Nishimury obraz tej nowej uzyskał inny japoński obserwator T. Kojima za pomocą zestawu Canon EOS 40D + obiektyw 150-mm f/2.8. Rys. 3. Krzywa blasku Nowej Wężownika 2012 PNV J w dniach 24 marca 9 kwietnia 2012 na bazie obserwacji AAVSO Źródła: Special Notice # CBAT "Transient Object Followup Reports"

10 PROXIMA 2/2012 strona 10 TCP J nowa w Wielkim Obłoku Magellana Po raz trzeci w ciągu miesiąca szczęście uśmiechnęło się do Johna Seach a 26 marca, kiedy zarejestrował kolejną nową. Tym razem otrzymał też bonusa w postaci faktu, iż nowa wybuchła w Wielkim Obłoku Magellana. W chwili odkrycia jasność nowej wynosiła 10.7 mag. Od tej chwili jednak blask zmiennej opada. Obserwacje spektroskopowe wykonał Jose L. Prieto za pomocą 2.5-m teleskopu Las Campanas Observatory. Na tej podstawie stwierdzono, że najprawdopodobniej jest to nowa powrotna, w dodatku zbliżona cechami widmowymi do pierwszych widm nowej w Wielkim Obłoku Magellana nr 1 z roku Rys. 4. Krzywa blasku Nowej w Wielkim Obłoku Magellana 2012 TCP J w dniach 26 marca 9 kwietnia 2012 na bazie obserwacji AAVSO Źródła: CBAT "Transient Object Followup Reports" Special Notice # Supernowe w I kwartale 2012 Marian Legutko (LMT), AAVSO, BAA, PTMA Początek roku 2012 stał pod znakiem dość jasnych supernowych. W pierwszym kwartale zostało odkrytych 9 supernowych, których jasność przekroczyła 15 magnitudo. Tymi gwiazdami są: SN 2012A (Vmax: 13.6 mag, N); SN 2012U (Vmax: 14.9 mag, S); SN 2012V (Vmax: 14.8 mag, N); SN 2012Z (Vmax: 13.6 mag, S); SN 2012ab (Vmax: 14.6 mag, N); SN 2012ah (Vmax: 14.6 mag, S); SN 2012au (Vmax: 12.7 mag, S); SN2012aw (Vmax: 13.0 mag, N), SN2012bl (Vmax: 14.8 mag, S). Poniżej krótko opiszę trzy najciekawsze supernowe z punktu widzenia obserwatorów z Polski. Supernowej SN 2012aw poświęcimy oddzielny artykuł w dalszej części biuletynu. SN 2012A Supernowa w galaktyce NGC 3239 została zauważona 7 stycznia niezależnie przez trzech doświadczonych łowców: B. Moore, Jack Newton i Tim Puckett. Pozycja galaktyki:

11 PROXIMA 2/2012 strona 11 R.A. = 10h25m07s.39, Decl. = '14".6. Lokalizacja supernowej: 24".65 E, 16".1 S od centrum galaktyki. Supernowa otrzymała oznaczenie SN 2012A, wkrótce okazało się, że gwiazda nadal jaśnieje, a jej typ określono na IIP. Gwiazda w Polsce była widoczna na wieczornym niebie i ostatecznie osiągnęła jasność większą niż 13.6 mag, była więc dość łatwo dostępna dla wizualnych obserwacji. Obecnie jej jasność oscyluje w granicach 15 mag. Sama galaktyka NGC 3239 jest ciekawym obiektem. To znajdująca się w gwiazdozbiorze Lwa galaktyka nieregularna. Leży w odległości 25 milionów lat świetlnych od Słońca i ma około lat świetlnych średnicy. Powstała prawdopodobnie w wyniku połączenia dwóch galaktyk. Została odkryta w 1784 roku przez Williama Herschela. SN 2012V Odkryta 25 stycznia w galaktyce NGC 6829 przez Giancarlo Cortini (C14 - Starlight X Press SXVR H9-60 sec. exposure). Jasność gwiazdy w chwili odkrycia wynosiła około 16.1 mag. Pozycja galaktyki: R.A. = 19h47m10s.32, Decl. = '59".9, lokalizacja supernowej 18" E, 36" N od centrum galaktyki. Jej typ określono na Ia. 8 lutego gwiazda osiągnęła maksymalną jasność 14.8 mag. W Polsce gwiazdę można było obserwować przez całą noc nad północnym horyzontem, jednak najlepsze warunki obserwacyjne były w drugiej połowie nocy. NGC 6829 to galaktyka spiralna (Sb) o jasności obserwowanej 14.1 mag, znajdująca się w gwiazdozbiorze Smoka, którą w 1886 roku odkrył Lewis A. Swift. SN2012ab Na wzmiankę zasługuje również supernowa odkryta 31 stycznia w anonimowej galaktyce przez teleskop ROTSE. Położenie galaktyki: R.A. = 12h22m47s.60, Decl. = '25".0, lokalizacja supernowej 0" E, 1" N od centrum galaktyki. Typ supernowej określono na IIn. Maksymalną jasność 14.6 mag gwiazda osiągnęła 29 lutego. Supernowa z terenu Polski dostępna była do obserwacji praktycznie przez całą noc, jednak nie należała do obiektów łatwych do obserwacji wizualnych. Krzysztof Kida, Elbląg AAVSO ID KKX SN 2012aw w M95 18 marca pojawiły się pierwsze doniesienia na temat tego nieoczekiwanego gościa na niebie. Niezależnego odkrycia dokonało trzech astronomów: Paolo Fagotti, który wykonał swoje obserwacje nocą 16/17 marca półmetrowym teleskopem obserwatorium w Porziano d'assisi we Włoszech, wyposażonym w kamerę CCD MX916. Na "odkrywczym" obrazie potencjalna supernowa miała jasność ok. 15 Rmag. Jej współrzędne wynoszą R.A. = 10h43m53s.76, Decl. = +11d40'17".9, tj. 60" na zachód i 115" na południe od centrum jasnej galaktyki M95 w gwiazdozbiorze Lwa. Alessandro Dimai, który w tym samym czasie zaobserwował kandydatkę na supernową za pomocą 28-cm teleskopu pracującego w ramach Italian Supernovae Search Project. Według jego oszacowań, w chwili odkrycia zmienna miała jasność 15.4 mag. Jure Skvarc, który zaobserwował supernową dobę później za pomocą 60-cm Teleskopu Cichockiego w słoweńskim Crni Vrh Observatory. Według jego szacunku w chwili obserwacji zmienna miała jasność 13 Rmag. Przez kolejnych kilka dni powstało pewne zamieszanie wokół obiektu. Zaproponowano nawet, że odkryty obiekt nie jest supernową w M95, ale nie obserwowaną wcześniej zmienną kataklizmiczną w naszej Galaktyce, przypadkowo tylko położoną w tym samym

12 PROXIMA 2/2012 strona 12 miejscu na niebie co galaktyka w Lwie. Jednak już 19 i 20 marca uzyskano pierwsze widma obiektu, dzięki którym zaklasyfikowano zmienną jako supernową typu IIP, będącą w pobliżu maksimum blasku. Około tygodnia po odkryciu supernowa osiągnęła najwyższą jasność. Obserwatorzy wizualni szacowali jej blask na blisko 12.7 mag. Nieco niżej oceniano jej jasność CCD w paśmie V (~ ). Kilku ocen jej blasku dokonali również polscy obserwatorzy. Zgodnie z informacją zawartą w IAU Electronic Telegram No datowanym 20 marca, supernowa otrzymała katalogowe oznaczenie SN 2012aw. Obecnie jej jasność oscyluje wokół 13.3 mag. Odkryto też, że supernowa jest zmiennym źródłem radiowym. Rys. 1. Krzywa blasku SN 2012aw w dniach 15 marca 9 kwietnia 2012 na bazie obserwacji AAVSO Rys. 2. SN 2012aw w M95 23 marca. Obraz uzyskał Adam Popowicz w obserwatorium PTMA O/Gliwice w Kamieńcu

13 PROXIMA 2/2012 strona 13 Rys. 3. SN 2012aw w M95 23 marca. Obraz uzyskał Adam Popowicz w obserwatorium PTMA O/Gliwice w Kamieńcu. Wyznaczona jasność Vmag. Użyty sprzęt wg opisu na obrazie. Źródła: International Astronomical Union Electronic Telegram No CBAT "Transient Object Followup Reports" - AAVSO-VSX - ATel # Marian Legutko (LMT) AAVSO, BAA, PTMA

14 PROXIMA 2/2012 strona 14 PORADNIK OBSERWATORA Amatorska fotometria CCD w praktyce + egzoplanety metodą tranzytową Za nami dwa artykuły wprowadzające w fotometrię CCD. Wiemy już na co zwracać uwagę przy doborze sprzętu. Opanowaliśmy oprogramowanie fotometryczne oraz specyfikę i ograniczenia naszego amatorskiego zestawu, opracowując krzywą blasku z testowej sesji gwiazdy typu RR. Jeżeli czytając wymienione artykuły udało Ci się w praktyce przeprowadzić opisywane testy i ćwiczenia (było trochę pogodnych, przyzwoitych nocy w tym czasie), jesteś na dobrej drodze do zabrania się za bardziej wymagające obiekty. Na przykład egzoplanety, zanim krótkie, wiosenne noce wyeliminują nam niebo silnymi gradientami wędrującymi szybko wzdłuż horyzontu. Gdzie szukać egzoplanet? Pytanie może wydawać się nieco dziwaczne w Google-rzeczywistości, ale gdy zaczynałem realizację pierwszych rejestracji pozasłonecznych planet, nie było wcale oczywiste gdzie amator może próbować się dokopać do efemeryd, czym się kierować i czy aby na pewno to co odkopał jest poprawne (trafiłem na sporo błędnych materiałów). W styczniu 2009, przy moich pierwszych rejestracjach tranzytów, sieć była znacznie uboższa niż teraz. Dla amatora z Polski były to czasy nieaktywnej już AXA (Amateur Exoplanet Archive) i myszkowania za nie zawsze poprawnymi efemerydami, bezpośrednio w bazach uniwersyteckich (czasem w dziwnych językach). Dziś jest łatwiej, sprawniej i lepiej. Doskonałym przykładem skutecznego wsparcia i zorganizowania jest czeska Exoplanet Transit Database - ETD -

15 PROXIMA 2/2012 strona 15 Po wejściu w zakładkę transit predictions i wprowadzeniu naszej pozycji geograficznej, dostaniemy w jasnej, czytelnej formie precyzyjne efemerydy planet pozasłonecznych, tranzytujących w dogodnych dla obserwatora warunkach. Coś, co kilka lat temu zajmowało mi godziny, dostajemy na tacy w sekundy. Jak już wspomniałem, załoga ETD przesiewa spore już ilości znanych nam pozasłonecznych układów planetarnych, podając nam jedynie dogodne obiekty na daną noc. Dogodne, czyli takie, których tranzyt zmieści się dla nas w godzinach nocnych (dzienne są eliminowane) i nie zbliży się do horyzontu na mniej niż 20*. Należy jednak pamiętać, że tranzyt który kończy się 21* nad horyzontem w kierunku, gdzie mamy łunę od naszego miasta, kępę drzew, latarnię, wzgórze lub są to okolice, w których przebywa nasz łysy satelita, to kiepski pomysł.

16 PROXIMA 2/2012 strona 16

17 PROXIMA 2/2012 strona 17 Mamy tu wszystko co potrzeba: BEGIN<>CENTER<>END czyli początek, środek i koniec tranzytu (uwaga, wszystko w czasie UT), dodatkowo mamy wysokość obiektu nad horyzontem w danym punkcie czasowym i orientacyjny kierunek, dobrze jest zwracać na to uwagę, w pobliżu horyzontu jest sporo syfu, światła i drzew. D<>V<>DEPTH czyli długość tranzytu, jasność gwiazdy dla filtru V oraz głębokość tranzytu, na pierwsze próby najlepiej brać tranzyty szybkie <120min. I raczej głębsze >0.01 mag. ELEMENTS COORS to akurat bardzo przyda się naszemu GOTO Prawie każdej nocy możemy dobrać swobodnie więcej niż jeden dosyć głęboki, szybki i wysoki tranzyt. Po wejściu w link dla upatrzonej egzoplanety, dostaniemy dodatkowo bardzo przyzwoitą mapkę z DSS z pięknie oznaczonym obiektem, powtórzone wszystkie koordynaty i listę dogodnych tranzytów dla naszej pozycji geograficznej, dla wybranego egzoświata na cały rok (patrz rys. wyżej). Jak przekazać swoje dane do ogólnodostępnych zasobów? Najsensowniejszym na tę chwilę krokiem wydaje się TRESCA Database w opisywanej już ETD. W zakładce contribution znajdziemy wszystko co potrzeba by podzielić się zgromadzonymi danymi - Automat on-line Czechów jest sprawny, a format danych przejrzysty na tyle, że za pomocą dwóch, trzech ruchów w Open Office spreparujemy wymaganą składnię, bazując na formacie wyjściowym większości popularnych aplikacji fotometrycznych (osobiście transformaty wykonywałem na danych z plików wynikowych Muniwina i Maxima).

18 PROXIMA 2/2012 strona 18 Poniżej przykład danych fotometrycznych w przygotowanych w formacie akceptowalnym dla TRESCA Database. W brew pozorom, dając nasze dane do ogólnego worka robimy coś więcej niż tylko poprawianie bazy statystycznej. Na danych tranzytowych amatorów z całego świata prowadzonych jest kilka ciekawych projektów, z których dla mnie osobiście, najbardziej intrygujący jest ten dający spore szanse na amatorskie odkrycie świata ziemio-podobnego - * grafika -

19 PROXIMA 2/2012 strona 19 W skrócie, wszystko rozbija się o TTV - "transit time variations", czyli zmiany momentu tranzytu (czasu w połowie między wejściem w tranzyt i wyjściem z niego). Najmniejsze niepewności momentów tranzytu zarejestrowanych przez amatorów mają 2-3 minuty, czyli maksimum tego, co przewiduje się dla oscylacji wywołanych na gazowym gigancie typu HAT-P-3b przez księżyc o rozmiarach przypominających Ziemię. Oznacza to, że praca tylko na materiale amatorskim będzie bardzo trudna, ale jeżeli obserwacji będzie dużo, to można potwierdzić, że "coś jest w eterze" i planeta stanie się wartą czasu na dużych teleskopach ziemskich, lub HST. Co może pójść nie tak? - praktyczne problemy które prawdopodobnie spotkasz. Rejestrowanie tranzytów egzoplanetarnych wymaga nieco większej czułości w kwestii co, jak i w jakich warunkach rejestrujemy, niż jest to wymagane przy amatorskiej fotometrii gwiazd zmiennych, gdzie precyzja o wartości 0.1 mag w wielu projektach jest akceptowalna. O liniowości i ograniczeniach wynikających z budowy tańszych sensorów było już wspominane. W skrócie, tańsze sensory mają kilka "cech" które nie są zbyt dobre dla fotometrii. Przede wszystkim mają bramki ABG zapobiegające bloomingowi. To rozwiązanie niestety załamuje liniowość tego typu kamer po przekroczeniu konkretnego wysycenia piksela. Daje się z tym żyć i zdobywać wartościowy materiał, jednak należy zdawać sobie sprawę z ograniczeń sensora w trakcie ustalania czasu naświetlania dla sesji. Trzeba się po prostu wstrzelić pomiędzy górną granicę, gdzie bramki ABG załamują nam liniowość, a dolną granicę, gdzie stosunek S/N przestaje rokować na sensowne dane. Więcej informacji i porad jak sobie z tym radzić w praktyce oraz jak wyznaczyć graniczne wartości ADU, gdzie nasza kamera CCD będzie rejestrować liniowo znajdziecie w poprzednich artykułach. Czas powiedzieć o mniej przewidywalnych czynnikach, które mogą znacząco pogorszyć jakość naszego materiału. Pierwszy z nich, to kłopoty z czasem naświetlania. W brew pozorom, nie zawsze to co mówi nam nasz sprzęt jest prawdą i nie zawsze robi dokładnie to o co go poproszono. W skrócie, trzeba pilnować by wszystkie nasze klatki fotometryczne miały taki sam realny czas naświetlania. Wydawało by się, że jeżeli nie operujemy w pobliżu punktu załamania liniowości naszego sensora, wszystko powinno być ok, gdy większość klatek będzie zarejestrowana z czasem 59 sek., kilkanaście z czasem 60 sek.,

20 PROXIMA 2/2012 strona 20 a kilka z czasem 61. sek. Niestety, 2 sekundy różnicy w naświetlaniu przy minutowych klatach to prawie 4% różnicy. To ma wpływ na tło, na sam obiekt, na gwiazdę referencyjną itd. itp. Łapiąc egzoświaty, operujemy przecież w najlepszym wypadku na dwóch, trzech setnych magnitudo. Problemem mogą być niedokładne timery sprzętowe (np. masowe piloty do aparatów DLSR po 25pln z Allegro, które potrafią dać efekty i niedokładności jak te opisane wyżej), zapluskwione sterowniki naszych kamer, kłopoty samego systemu w trakcie sesji no i oczywiście nie ufamy własnym rękom. Kolejnym problemem może się okazać ciasnota w kadrze. Trzeba pamiętać, że większość aplikacji fotometrycznych dostępnych dla amatorów, opiera się o algorytmy aperturowe. W większości przypadków mamy nad nimi całkowitą kontrolę i tu właśnie czyha niebezpieczeństwo. Łatwo ogłupić algorytmy, nie do końca przemyślanymi ustawieniami parametrów fotometrii. Przyjrzyjcie się dwóm grafikom poniżej, obie przedstawiają krzywe tej samej pary gwiazd ref.-var., obie bazują na tym samym materiale, jedyną różnicą jest zastosowana apertura pomiarowa. Dla apertury 2 piksele widzimy bardzo szybką (kilkadziesiąt minut) cykliczną, płytką (ok mag) zmianę jasności naszego obiektu. Dla apertury 6 pikseli Krzywa blasku jest nudniejsza niż mój zeszłoroczny PIT... Co się stało?

21 PROXIMA 2/2012 strona 21 To efekt problemów algorytmu z pomiarem w ciasnym polu gwiazdowym, wywołanym niedoskonałościami prowadzenia. Tuż obok mojego obiektu jest druga gwiazda, w odległości około 3 pikseli. Montaż korygując prowadzenie, co jakiś czas ruszał lekko kadrem. Dla algorytmów Muniwina z jakiegoś powodu te drobne zmiany umknęły i biedak zliczał część fotonów ślizgającej się po granicy apertury pomiarowej towarzyszki. Po zwiększeniu apertury pomiarowej do 6 pikseli, światło obu bliskich gwiazd było traktowane jak jeden obiekt, i zmienność okazała się szybko artefaktem. Oczywiście stosowanie dużych apertur pomiarowych i dołączanie do naszej nosicielki planet pobliskich gwiazd to proszenie się o kłopoty, ale przy stosowaniu kolorowych matryc i technik lekko niezogniskowanego obrazu, możemy trafić w tego typu problemy w rejonach Drogi Mlecznej, lub stosując krótkie ogniskowe gdzie na każdy piksel matrycy będzie przypadać kilka lub wręcz kilkanaście sekund łuku. Kolejnym czynnikiem który może nam dać dosyć zaskakujące wyniki są śmieci. To nie żart. Przykład poniżej.

22 PROXIMA 2/2012 strona 22 Tak, ten rotujący śmieć, na tej konkretnej klatce podbił jasność gwiazdy referencyjnej, generując jednoklatkowy dołek w krzywej jasności mojego mierzonego obiektu. Oczywiście w rzeczywistości, żadna zmiana nie wystąpiła. Warto przejrzeć materiał zebrany w ciągu nocy pod wspomnianym kątem. Lepiej (i łatwiej) pracować na materiale z kilkoma dziurami po naszej selekcji, niż zaśmieconego przez przemykającego cirrusa lub jakiś złom jak ten powyżej. Oczywiście pilnujemy wszelkiego rodzaju zanieczyszczeń również we własnym ogródku. Jeżeli nasz teleskop daje obrazy jak poniżej...

23 PROXIMA 2/2012 strona 23...jednocześnie nasz montaż miewa swoje fochy objawiające się bujnięciami na piksel czy dwa w każdą stronę, to gwiazda referencyjna lub nasz obiekt wędrujący raz na jedną raz na drugą stronę granicy śladu po naszym farfoclu gdzieś na matrycy, filtrze, korektorze lub obiektywie, może bez dobrego flata pokazać niezwykle ekscytującą, lecz nieprawdziwą zmienność. I to o wartościach dochodzących do dziesiątych części magnitudo (kilka gazowych gigantów tranzytujących na raz! ;) ) Ostatnim z problemów który koniecznie trzeba wymienić to zaświetlenia. Nie lubimy odblasków, gradientów i zaświetleń. Wędrujący odblask przekłamie nam każdy materiał. Podobnie jak nierówności tła wywołane brakiem flata, zaświetlenie wpłynie na pomiar. O ile brak flatów przekłamie nam wynik o identyczną wartość na wszystkich klatkach (jeżeli nie nałoży się na błędy prowadzenia montażu), o tyle wędrujące zaświetlenie może namieszać tylko na części klatek, za to na dużych ich obszarach. Na fotkach poniżej widać dziwne echo (prawdopodobnie wywołane stacjonarnym źródłem światła które generowało jakieś odbicie np. na odrośniku). Wraz z podążaniem teleskopu za uciekającym niebem, przetoczyło się przez cały kadr, całkowicie niszcząc materiał.

24 PROXIMA 2/2012 strona 24 To niestety bardzo zła wiadomość dla amatorów pragnących spróbować sił w fotometrii z miasta. Trzeba sobie uzmysłowić, że nawet o ile nasz obiekt będzie wędrować po niebie z daleka od ulicznych latarni mogących wywołać efekt jaki widać na grafikach powyżej, to miasto ze swojej natury nie świeci statycznie. To mieszanka, świateł ulicznych, ruchu, reklam, i tysiąca innych zmiennych w czasie czynników, choćby takich, jak fakt, że o ile o 22:00 większość okien w prywatnych mieszkaniach będzie pracować na siłę miejskiej łuny, o tyle o 3:00 pewnie nie więcej jak 10% z nich będzie ciągle dokładać swoje fotony do całości. Oznacza to, że mniej szkód wyrządzi nam świecący w brudny obiektyw Księżyc, niż światła naszego własnego osiedla, lub narastająca powoli mgiełka... Takie życie. Marcin Wardak Nocny obserwator Program Nocny Obserwator jest darmową pomocą komputerową dla każdego miłośnika astronomii. Program ten pokazuje jak wygląda niebo w dowolnym punkcie kuli ziemskiej w latach , a także umożliwia przygotowanie się do prowadzenia obserwacji astronomicznych w różnych kategoriach. Również gwiazdy zmienne są uwzględnione w programie, szczególnie te najłatwiejsze, najatrakcyjniejsze, aby przyciągnąć miłośników nieba do spróbowania swoich sił w obserwacjach tych gwiazd. W wersji 2.10 programu użytkownik może zaznaczyć widoczne gwiazdy zmienne na niebie. Oznaczenie to przyjmuje kształt trójkąta w kolorze liliowym, który można sobie dowolnie zmieniać.

25 PROXIMA 2/2012 strona 25 Jeśli zaznaczylibyśmy wszystkie widoczne gwiazdy zmienne w danym momencie, a jest ich bardzo dużo, to te zmienne zasłoniłyby wszystkie inne informacje na mapie. Dlatego zostały wprowadzone ograniczenia wyświetlania nie tylko gwiazd zmiennych, ale także innych obiektów. Pierwsze ograniczenie to jest ustawienie jasności granicznej (klawisz [L] z klawiatury, bądź przycisk [Lim-mag] na panelu MENU). Jeśli zmienimy tę wartość, to na mapie zobaczymy tylko te gwiazdy zmienne, których jasność w maksimum blasku przewyższa jasność graniczną wyrażoną w magnitudo. Drugim ograniczeniem ilości wyświetlanych gwiazd zmiennych jest selekcja zmiennych w zależności od typu zmienności. Dokonujemy tego w panelu Ustawień [Settings] (klawisz

26 PROXIMA 2/2012 strona 26 funkcyjny F2 lub w panelu MENU przycisk [Settings]). Tam wybieramy interesujący nas typ zmienności np. M i następnie klikamy w napis: POKAŻ TE ZMIENNE. Wówczas program wyświetli tylko te zmienne (w tym przykładzie M = mirydy), które są jaśniejsze w maksimum od jasności granicznej. Aby odnaleźć szukaną gwiazdę zmienną na mapie w programie jest funkcja GoTo (klawisz [G] lub [F3] na klawiaturze, bądź panel MENU [GoTo]). Po włączeniu panelu GoTo klikamy w przycisk w dolnym rzędzie, pierwszy od prawej strony z ikonką trójkąta z kropką w środku. W kolejnym pojawiającym się panelu widzimy u dołu dwa okienka: z nazwą gwiazdy zmiennej i skrótem nazwy konstelacji. Klikając w przycisk [ Go] program ustawi szukaną gwiazdę zmienną na środku mapy.

27 PROXIMA 2/2012 strona 27 Ponieważ program pokazuje zawsze tylko widoczną część nieba, tę nad horyzontem, to może się zdarzyć, że szukana gwiazda zmienna znajduje się pod horyzontem. Jeśli tak, to u góry przeczytamy stosowny komunikat o braku widoczności tej gwiazdy w danym momencie. Aby sprawdzić, kiedy u nas będzie ta gwiazda widoczna, to od razu przechodzimy do Wykresu dobowego (klawisz [3], lub panel MENU [Functions] [przycisk z wykresem]). Na tym wykresie linia oznaczona takim samym kolorem jak Obiekt pokaże nam, kiedy szukana gwiazda podczas danej doby będzie znajdowała się nad horyzontem. Na tym wykresie klikamy w wykres, kiedy jest ona nad horyzontem, a program sam ustawi tę godzinę. Wtedy ponowne wykonanie funkcji GoTo gwiazda zmienna, ustawi tę zmienną na środku monitora. Jeśli trójkącika nie zobaczymy, to może oznaczać, że gwiazda jest słabsza niż wybrana maksymalna jasność graniczna lub wybrany jest nie ten typ zmienności. Jeśli trójkącik z nazwą gwiazdy zmiennej jest widoczny na środku ekranu, wtedy informacje o tej zmiennej uzyskamy klikając w przycisk [INFO] na górnej belce (lub klawisz [1] na klawiaturze). W przypadku ustawienia jaśniejszej mirydy w informacjach o gwieździe będzie także data najbliższego maksimum lub minimum. W programie zawartych jest ponad 4500 gwiazd zmiennych, wśród których jest ok. 600 miryd. Jaśniejsze mirydy mają wprowadzone daty maksimów i minimów na rok Jeśli wybierzemy z panelu MENU [Functions] to zobaczymy w dolnym wierszu panelu z funkcjami przycisk [Variables]. Jak nietrudno się domyślić po kliknięciu w [Variables] wyświetli nam się lista dostępnych typów gwiazd zmiennych. Wybranie któregoś z typów spowoduje wyświetlenie listy odpowiedniej dla danej zmiennej.

28 PROXIMA 2/2012 strona 28 [Ecl-var] wyświetla listę gwiazd zmiennych zaćmieniowych, a kliknięcie w wybraną zmienną wyświetli daty najbliższych minimów tej gwiazdy. Klikając w wybraną datę program ustawi tę datę, a wybrana gwiazda zmienna znajdzie się na środku ekranu. [Sheliak] wyświetla daty minimów tej gwiazdy w 2012 roku. Dwukliknięcie w datę ustawia ją w programie i ta gwiazda beta Lyr zostanie ustawiona na środku ekranu. [Cefeids] wyświetla listę cefeid, a kliknięcie w wybraną zmienną wyświetli daty najbliższych minimów tej gwiazdy. Klikając w wybraną datę program ustawi tę datę, a wybrana gwiazda zmienna znajdzie się na środku ekranu. [Mira var] wyświetla listę miryd gwiazd zmiennych długookresowych. Kliknięcie w wybraną zmienną pokaże graficznie status jej jasności na dzień bieżący, daty poprzedniego i następnego maksimum, datę minimum. Klikając na klawiaturze w kursor góra lub dół przechodzimy do wykresu następnej mirydy z listy. Klikając w przycisk [ GO] program ustawi tę zmienną na środku ekranu.

29 PROXIMA 2/2012 strona 29 Wśród funkcji programu Nocny Obserwator znajdziecie także kalkulator do obliczenia jasności gwiazdy zmiennej ocenionej na podstawie jasności porównywanej względem dwóch gwiazd o stałej, znanej jasności- jedna jaśniejsza, a druga ciemniejsza od zmiennej. Gorąco zachęcam do używania programu Nocny Obserwator, którego informacje gwiazdach zmiennych stanowią tylko niewielki ułamek możliwości programu. W tym miejscu pragnę podziękować Stanisławowi Świerczyńskiemu, który przygotował specjalnie dla mojego programu listę najciekawszych 4588 gwiazd zmiennych, oraz informacje o maksimach i jasnościach miryd, które zaczerpnąłem z jego znakomitej strony do odwiedzania której chyba nie muszę namawiać. Podziękowania także dla Krzysztofa Kida, który pomógł mi również przy niektórych opracowaniach gwiazd zmiennych w programie. Supernowe Janusz Wiland PTMA Warszawa Supernowe są jednym z najbardziej spektakularnych zjawisk we Wszechświecie. Ogromna energia wyzwalana w trakcie wybuchu powoduje, że ich jasność w maksimum dorównuje często jasności całej galaktyki, dzięki czemu mogą być obserwowane w wielkich odległościach, nawet w bardzo odległych galaktykach. Słowo "supernowa" (łac. supernova) zbudowane jest z dwóch członów: nova oznacza nową gwiazdę pojawiającą się na sferze niebieskiej; a przedrostek "super" stanowi

30 PROXIMA 2/2012 strona 30 wyróżnienie zwykłych nowych, będącymi również gwiazdami zwiększającymi swą jasność, jednak w znacznie mniejszym stopniu i z innej przyczyny. Wydaje się, że na przestrzeni wieków obserwowano zaledwie kilka wybuchów supernowych w naszej Galaktyce. Pierwsza z gwiazd, co do której nie ma wątpliwości, że była supernową, rozbłysła w 185 roku n.e. w gwiazdozbiorze Centaura. Zaobserwowano ją z Chin i była prawdopodobnie najjaśniejszym po Księżycu obiektem na nocnym niebie, a widziano ją przez mniej więcej 20 miesięcy. Kolejne wybuchy miały miejsce w latach 386, 392, 1006, 1054, 1181, 1572 i 1604 r. Nie jest wykluczone, że lat temu widziana była z Ziemi supernowa tak jasna jak Księżyc. Pojawiła się w gwiazdozbiorze Żagla na południowym niebie. Ale niepodważalnych dowodów na to nie mamy. Pierwszą supernową odkrytą wizualnie w innej galaktyce była S And (SN1885). Odkrycia dokonał Ernst Hartwig z Obserwatorium w Tartu (Estonia) 20 sierpnia 1885 roku. Gwiazda osiągnęła jasność 5.8 mag i w ciągu pięciu lat osłabła do 16 mag. S And jest jedyną zaobserwowaną do tej pory supernową w galaktyce M31. Wkrótce rozwój technik astronomicznych przyczynił się do odkrywania coraz większej ilości wybuchów supernowych w innych galaktykach. Próbując wyjaśnić ich pochodzenie, astronomowie podzielili je ze względu na występowanie różnych linii absorpcyjnych w ich widmie. Klasyfikacja SNE po raz pierwszy została wprowadzona w 1941 r., a w późniejszym czasie rozwinięta. Supernowe typu Ia Supernowe tego typu pojawiają się w wyniku grawitacyjnego zapadnięcia się białego karła, który przekroczył masę krytyczną 1.44 M. Występują one zarówno w galaktykach spiralnych jak i eliptycznych i soczewkowatych. Supernowe Ia mają jednakową jasność absolutną w maksimum 19 m.3 (inni badacze podają 19 m.5), a ponieważ rozrzut jasności w maksimum dla wszystkich supernowych tego typu nie przekracza 0 m.1, zmienne te świetnie nadają się do pomiarów odległości międzygalaktycznych. Faza wzrostu jasności do maksimum trwa około trzech tygodni, po czym następuje znacznie wolniejszy spadek. Krzywa zmian jasności jest zawsze takiego samego kształtu, co jest spowodowane jednakową masą wybuchających białych karłów. W widmie brak jest zupełnie linii wodoru. Supernowe typu Ib Supernowe tego typu są obserwowane w ramionach galaktyk spiralnych. Krzywa zmian jasności jest bardzo podobna do Ia, i podobnie jak u nich, brak w widmie linii wodoru. Jednakże nieobecność linii krzemu i brak tych supernowych w galaktykach eliptycznych, świadczy o tym, że są to obiekty zupełnie odmienne od SN Ia. Obecnie uważa się, że jako SN Ib wybuchają masywne gwiazdy o masie około 20 M. Najlepszymi kandydatkami są gwiazdy Wolfa-Rayeta podtypu WN. Supernowe typu Ib są słabsze od SN Ia w maksimum o około 1 m.5. Supernowe typu Ic Są to supernowe, których zarówno krzywe zmian jasności jak i widma są podobne do SN Ib, z tą zasadniczą różnicą, że w widmie nie występują linie helu lub są one bardzo słabe. Tłumaczy się to tym, że jako SN Ic wybuchają gwiazdy pozbawione helu (wodoru również). W tym przypadku najlepszymi kandydatkami są także gwiazdy Wolfa-Rayeta, ale zaliczane do podtypów WC i WO.

31 PROXIMA 2/2012 strona 31 Supernowe typu II Supernowe typu II pojawiają się tylko w galaktykach spiralnych. Źródłem wybuchów supernowych typu II są szybko ewoluujące gwiazdy o masie przekraczającej wartość 8 M, które w wyniku reakcji termojądrowych wytwarzają jądra żelazo-niklowe (Fe-Ni). Ponieważ, żelazo nie może wchodzić w reakcje termojądrowe bez dostarczenia energii z zewnątrz, gwiazda traci centralne źródło energii. Gwałtowne grawitacyjne zapadnięcie jądra wyzwala energię, odpowiedzialną za wybuch w postaci supernowej. Średnia jasność absolutna supernowych typu II to około 17 m.5, z dosyć szerokiego zakresu jasności pomiędzy 19 m a 15 m. Z powodu kształtu krzywej zmian jasności dzielą się one na dwa rodzaje II-L i II-P. II-L II-L jest to najpowszechniej spotykana krzywa jasności. Po osiągnięciu maksimum, jasność supernowej maleje liniowo (L) z czasem. Choć w późniejszej fazie krzywa jasności może zmienić nachylenie, to spadek jasności nadal pozostaje liniowy. II-P U tych supernowych po osiągnięciu przez nie maksimum jasności przez pewien czas (zwany też fazą plateau), krzywa blasku pozostaje prawie płaska (P). Zjawisko to tłumaczy się tym, że rozszerzająca się kula gorącego gazu emitująca światło w tej fazie wybuchu, rozszerza się z prędkością niemal dokładnie kompensującą obserwowany spadek temperatury zewnętrznych warstw kuli, w taki sposób, że iloczyn kwadratu promienia i czwartej potęgi temperatury pozostaje stały. W późniejszej fazie, po upływie około 2 miesięcy wyrzucone przez wybuch warstwy gazu stopniowo rozrzedzają się i stygną, krzywa jasności załamuje się, a za dalszy obserwowany spadek jasności zaczyna odpowiadać energia rozpadu pierwiastków promieniotwórczych i dalej jasność maleje liniowo tak jak u supernowych rodzaju II-L. Rys. 1 Krzywa jasności SN 2004dj w ciągu pierwszych miesięcy po wybuchu (II-P). Supernowe typu IIb Supernowe tego podtypu są zasadniczo supernowymi typu II, ponieważ obserwuje się w ich widmach linie wodoru, w początkowej fazie wybuchu. W późniejszych fazach w widmie dominują linie helu tak jak u supernowych typu Ib. Pierwszą zaobserwowaną supernową tego typu była SN 1993J w bliskiej galaktyce M81.

32 PROXIMA 2/2012 strona 32 Supernowe typu IIn Supernowe tego podtypu przejawiają takie same cechy obserwacyjne podczas wybuchu jak inne supernowe typu II, jedyne co je wyróżnia to ostre linie wodoru w widmie. Zjawisko to tłumaczy się tym, że promieniowanie i materia z uciekającej otoczki supernowej, oddziałuje z międzygwiazdowym gazem z bezpośredniego sąsiedztwa supernowej. Często jest to gaz, który został wyrzucony z gwiazdy w postaci wiatru gwiazdowego na wcześniejszym etapie ewolucji. Tomasz Krzyt, Warszawa Kod AAVSO: KTZ Tranzyt Wenus 2012 Tranzyt Wenus przed tarczą Słońca to wydarzenie, którego żaden astronom nie może przegapić. Z kilku prostych powodów należy uznać to zjawisko za najważniejsze dla obserwatorów nieba w 2012 roku. Po pierwsze z racji jego niezwykłej rzadkości, po drugie z powodu niezwykłej historii jego obserwacji, w którą wpisują się najbardziej brawurowe i awanturnicze wyprawy astronomiczne, jakie w historii ludzkości kiedykolwiek przedsięwzięto. Za pomocą owego tranzytu w XVIII wieku próbowano zmierzyć odległość Ziemi od Słońca, a tym samym poznać skalę rozmiarów Układu Słonecznego. Ten trzeci i najpoważniejszy powód do obserwacji, czysto naukowy, odpada obecnie, gdyż rozmiary naszego planetarnego podwórka znamy już znakomicie. Jednakże pozostają nadal aktualne dwa pierwsze i wreszcie pozostaje sama niezwykłość tranzytu Wenus, zjawiska jedynego w swoim rodzaju. Wszystko to powinno wystarczyć, by miłośnicy astronomii tuż przed wschodem Słońca w dniu 6 czerwca udali się na swoje stanowiska obserwacyjne i przeżyli przy sprzyjającej aurze niepowtarzalny spektakl, którego nie będą mieli już okazji nigdy więcej zobaczyć. Ostatnie tego typu zjawiska można było obserwować w latach 1874 i Pierwsze z nich miało miejsce 9 grudnia, a drugie 6 grudnia. Obydwa zjawiska były praktycznie niewidoczne z terenu Polski, gdyż pierwsze z nich kończyło się o wschodzie Słońca, a drugie zaczynało o jego zachodzie. Następna para zjawisk, także niewidoczna z terenu Polski, wystąpi w latach 2117 (11 grudnia) oraz 2125 (8 grudnia). Z terenu Polski będzie dobrze widoczny tranzyt w roku 2247 (11 czerwca). Najbliższy tranzyt Wenus, który dokładnie mówiąc, odbędzie się w nocy z 5 na 6 czerwca 2012 roku (w Polsce po wschodzie Słońca oglądać będziemy niecałą drugą połowę tego zjawiska gdyż będzie już ono po momencie centralnym), będzie ostatnim z pary tego typu zjawisk widocznych w XXI wieku. Pierwsze z nich, które miało miejsce w dniu 8 czerwca 2004 roku, odbywało się w bardzo sprzyjających dla obserwatorów z Polski okolicznościach. Wypadło ono w środku dnia, zatem widoczne były wszystkie cztery kontakty tarczy Wenus z tarczą Słońca, a ponadto w całym kraju dopisała pogoda. Tym razem warunki obserwacyjne będą znacznie trudniejsze, gdyż zjawisko będzie widoczne w godzinach porannych i, choć tranzyt można będzie dostrzec jak tylko tarcza Słońca wzniesie się ponad horyzont (mniej więcej o 4:30 czasu letniego), to jednak warunki naprawdę dobre do obserwacji będą dopiero kilkadziesiąt minut później, gdy Słońce na dobre wzniesie się ponad najbardziej zapylone, niskie warstwy atmosfery. Czas trwania widocznej dla nas części zjawiska wyniesie około 2.5 godziny (całe zjawisko potrwa 6 godzin i 40 minut), a Wenus przesunie się w tym czasie o około jedną trzecią całej swojej drogi poprzez słoneczną tarczę.