PROXIMA. 1/2013 (11) STYCZEŃ 2013 r. ASTRONOMICA.PL BIULETYN OBSERWATORÓW GWIAZD ZMIENNYCH

Transkrypt

1 BIULETYN OBSERWATORÓW GWIAZD ZMIENNYCH PROXIMA 1/2013 (11) STYCZEŃ 2013 r. ASTRONOMICA.PL W numerze: - News wiadomości ze świata gwiazd zmiennych - Kalendarium mirydy - Gwiezdne kataklizmy supernowe w IV kwartale - Poradnik obserwatora... gdy budzi się miś zmienne w Wielkiej Niedźwiedzicy, ciekawy przypadek zaćmienia b Persei oraz δ Librae Algol Południa, - Nasze obserwacje... AZ Cas w zaćmieniu i podsumowanie obserwacji w 2012 r. - Aktywność słoneczna... klasyfikacja i nazewnictwo protuberancj i raport z aktywności Słońca za IV kwartał 2012 r. SN 2012fr w galaktyce NGC 1365, odległa od nas o około 60 milionów lat świetlnych supernowa, która wybuchła na południowym nieboskłonie, w pięknej galaktyce spiralnej z poprzeczką. Autor zdjęcia: Martin Pugh Publikacja za uprzejmą zgodą Autora. (By kind permission of the author).

2 PROXIMA 1/2013 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: 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. str. 6 o Gwiezdne kataklizmy Supernowe w IV kwartale 2012 r..str. 7 o Poradnik obserwatora o o Gdy budzi się miśzmienne w Wielkiej Niedźwiedzicy cz. I. str. 9 Ciekawy przypadek zaćmienia b Persei w dniach stycznia 2013 r str. 16 δ Librae Algol Południa. str. 19 Nasze obserwacje AZ Cassiopeiae w zaćmieniu str. 22 Baza danych SOGZ - PTMA podsumowanie obserwacji w roku str. 26 Aktywność słoneczna Klasyfikacja i nazewnictwo protuberancji. str. 28 Raport o aktywności Słońca za IV kwartał 2012 roku....str. 38 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 W nowy rok wchodzimy kolejnym wydaniem naszego biuletynu. Oto co przygotowaliśmy tym razem dla miłośników gwiazd zmiennych W newsach ze świata gwiazd m.in. o nowej w Jednorożcu, odkryciu podobnej do Ziemi planecie pozasłonecznej, II Europejskim Spotkaniu Obserwatorów Gwiazd Zmiennych w Helsinkach oraz warsztatach Citizen Sky w Cambridge. W Kalendarium przedstawiamy mirydy, które w lutym, marcu i kwietniu powinny osiągnąć maksima swoich jasności, natomiast w gwiezdnych kataklizmach prezentujemy kilka najciekawszych supernowych, które zaobserwowano w IV kwartale ubiegłego roku. Jedna z nich zdobi okładkę niniejszego numeru Proximy. Szkoda tylko, że wybuchła na południowym niebie i nie mogliśmy jej zobaczyć na własne oczy. W poradniku obserwatora zachęcamy do obserwacji gwiazd zmiennych z gwiazdozbioru Wielkiej Niedźwiedzicy, proponujemy obserwacje zaćmienia niezwykle ciekawego potrójnego układu gwiazd b Persei, do którego dojdzie w dniach stycznia bieżącego roku, a w ramach przygotowań do sezonu wiosennego przedstawiamy jasną gwiazdę zaćmieniową w gwiazdozbiorze Wagi - δ Librae, W dziale Nasze obserwacje prezentujemy wstępne dane na temat trwającego zaćmienia AZ Cas, które zdarza się raz na 9.3 roku, a także podsumowujemy obserwacje w 2012 roku. Na deser serwujemy niezwykle ciekawy materiał o klasyfikacji protuberancji słonecznych, a także kwartalny raport z obserwacji słonecznych na podstawie obserwacji członków Towarzystwa Obserwatorów Słońca im. Wacława Szymańskiego. Mamy nadzieję, że każdy znajdzie w tym numerze coś ciekawego dla siebie. Przy okazji chciałbym zaprosić miłośników i obserwatorów gwiazd zmiennych do dzielenia się z nami swoją wiedzą i wynikami obserwacji. Zapraszamy do współpracy i życzymy przyjemnej lektury! Krzysztof Kida Elbląg, dn r.

3 PROXIMA 1/2013 strona 3 NEWS Nowa Jednorożca 2012 PNV J historii ciąg dalszy W ostatnim ubiegłorocznym numerze Proximy pisaliśmy o odkryciu nowej w gwiazdozbiorze Jednorożca. Dla przypomnienia nową tą odkrył Shigehisa Fujikawa podczas swoich obserwacji wieczorem 9 sierpnia 2012 roku. Pozycja obiektu: α(2000.0) = 06 h 39 m s, δ(2000.0) = Krzywą blasku (CCD-V + vis.) od chwili odkrycia do połowy stycznia prezentujemy za AAVSO na rysunku poniżej. Jak widać, obiekt nadal znajduje się w zasięgu wizualnych amatorskich obserwacji, świecąc jako obiekt ok mag. Rys. 1. Krzywa blasku N Mon 2012 w okresie 9 sierpnia 2012 r. 13 stycznia 2013 r. Obiekt ten niezmiennie od chwili odkrycia zwraca na siebie uwagę wielu zespołów. Przyczyną tego zainteresowania jest aktywność nowej w szerokim spektrum fal elektromagnetycznych. N Mon 2012 jest jedną z zaledwie trzech nowych zarejestrowanych przez obserwatorium Fermi satelitę obserwującego źródła gamma. Co ciekawe, obiekt ten wykazywał zwłaszcza w listopadzie znaczące wahania w zakresie miękkich promieni rentgenowskich (supersoft X-ray). Zmienność nie przekładała się na jasność w zakresie optycznym (co widać chociażby na zaprezentowanej na rys. 1 krzywej blasku). W zakresie rentgenowskim to nadal źródło silnie zmienne. Rzeczą oczywistą jest fakt, że N Mon 2012 to jasne źródło podczerwone. Obserwacje w tej części widma ( mikronów) pozwalają śledzić otoczkę, ekspandującą z prędkością ok km/s. Ciekawostką natomiast jest zaobserwowanie nowej jako źródła radiowego, w zakresie GHz. Obserwacje e-vlbi, z wykorzystaniem ośmiu europejskich radioteleskopów sieci VLBI Network pozwoliły na częstotliwości 5 GHz rozróżnić dwa zwarte źródła fal w pozycji zajmowanej przez nową. Obserwacje te, zwłaszcza w powiązaniu z wynikami obserwacji na innych długościach fal elektromagnetycznych, pozwalają poznać mechanizmy zachodzące w bezpośrednim sąsiedztwie nowej. Źródła: The Astronomer s Telegram ATel # The Astronomer s Telegram ATel # The Astronomer s Telegram ATel # The Astronomer s Telegram ATel # The Astronomer s Telegram ATel # The Astronomer s Telegram ATel # Marian Legutko (LMT) AAVSO, BAA, PTMA

4 PROXIMA 1/2013 strona 4 Super-Ziemia najbliższa naszym wymaganiom? Od czasu do czasu poświęcamy na łamach Proximy uwagę planetom pozasłonecznym. Zwłaszcza tym, odkrywanym przez obserwatorium orbitalne Kepler. Jak wiemy, technika obserwacji satelity Kepler opiera się na poszukiwaniu tranzytów egzoplanet na tle ich macierzystych gwiazd. Tranzyty powodują nieznaczne spadki jasności gwiazd, a powtarzając się regularnie pozwalają poznać przybliżone parametry układu, przede wszystkim okres obiegu. Jedną z najnowszych ciekawostek jest niepotwierdzone jeszcze całkowicie odkrycie planety KOI (Kepler Object of Interest) Potencjalna Super-Ziemia, której odkrycie anonsowano 7 stycznia, obiega gwiazdę KOI 172, skatalogowaną także jako 2MASS J Gwiazda ta jest nieco chłodniejsza od naszego Słońca, ale także należy do typu widmowego G. Leży na tle gwiazdozbioru Łabędzia, w miejscu o współrzędnych: α(2000.0) = 19 h 33 m 02.6; δ(2000.0) = Znajduje się w odległości około 1040 lat świetlnych od nas. Jej wiek szacowany jest na około 400 mln lat. Rys. 2. Infografika porównująca parametry orbitalne Ziemi i KOI (za Space.com)

5 PROXIMA 1/2013 strona 5 KOI to planeta, której średnica ma wynosić około 1.54 średnicy Ziemi, czyli około km. Planeta obiega swoje macierzyste słońce, jak się przypuszcza, z okresem około 242 ziemskich dób, w średniej odległości 112 mln km, czyli 0.76 AU. Biorąc pod uwagę tak parametry orbity, jak i właściwości fizyczne macierzystej gwiazdy, KOI znajduje się w tzw. ekosferze, tj. w przestrzeni wokół gwiazdy, w której temperatura jest idealna dla występowania na planecie wody w stanie ciekłym, a co za tym idzie sprzyjająca występowaniu życia. Jak się obecnie szacuje, przeciętna temperatura na powierzchni tej Super-Ziemi wynosi blisko 8 C. Szacunkowe parametry są obiecujące, ale pamiętać należy, że samo odkrycie wymaga jeszcze definitywnego potwierdzenia. Małym dodatkiem do tej ciekawostki niech będzie informacja, że w układzie KOI 172 być może znajduje się jeszcze jedna planeta, obiegająca macierzystą gwiazdę w odległości nieco ponad 0.1 AU w okresie niecałych 14 dób. Źródła: Space.com Obserwatorium Kepler The Extrasolar Planets Encyclopaedia Marian Legutko (LMT) AAVSO, BAA, PTMA II Europejskie Spotkanie Obserwatorów Gwiazd Zmiennych w Helsinkach W dniach kwietnia 2013 r. odbędzie się II Europejskie Spotkanie Obserwatorów Gwiazd Zmiennych (ang. The 2nd European Variable Star Observers' Meeting). Organizatorami imprezy są członkowie Sekcji Obserwatorów Gwiazd Zmiennych Ursa Astronomical Association. Stowarzyszenie Astronomiczne Ursa jest największą organizacją miłośników astronomii w Finlandii. Została utworzona w 1921 roku i zrzesza około 14 tysięcy członków. Spotkanie odbędzie się na terenie Obserwatorium Astronomicznego w Helsinkach (ul. Kopernikuksentie 1, około 1 km od dworca kolejowego w Helsinkach). Wpisowe wynosi 50 Euro. Formularz zgłoszeniowy oraz aktualne informacje na temat tego spotkania znajdują się na stronie internetowej Propozycje wystąpień należy zgłaszać na arto.oksanen@jklsirius.fi Program spotkania: 26 kwietnia 2013r. (Piątek) godz rejestracja uczestników, bufet na terenie obserwatorium, krótkie wystąpienia, dyskusja. 27 kwietnia 2013r. (Sobota) godz ciąg dalszy rejestracji uczestników, prezentacje, wystąpienia, lunch i przerwy na kawę. Wieczorem jest planowy obiad w restauracji. 28 kwietnia 2013r. (Niedziela) godz prezentacje i wystąpienia, lunch i przerwa na kawę. Opcjonalnie po południu jest planowane odwiedzenie centrum nauki lub muzeum w Helsinkach. Źródło: Warsztaty Citizen Sky dotyczące podręcznika do fotometrii DSLR Ryszard Biernikowicz W dniach marca 2013r. w siedzibie AAVSO w Cambridge (stan: Massachusetts) odbędą się trzydniowe warsztaty, których celem jest napisanie podręcznika do fotometrii DSLR. Przed częścią merytoryczną w dniu 21 marca 2013r. (czwartek wieczorem) rozpocznie się spotkanie integracyjne. Celem tych warsztatów jest napisanie łatwego w użyciu podręcznika wprowadzającego w świat fotometrii DSLR. Aktualnie dostępne materiały w tym temacie są rozproszone na portalu Citizen Sky i nie koniecznie są na poziomie wprowadzającym.

6 PROXIMA 1/2013 strona 6 Warsztaty będą wypełnione: 1. rozmowami z doświadczonymi obserwatorami zajmującymi się fotometrią DSLR, 2. sesjami w małych grupach tematycznych z wyznaczonym leaderem, na których będą pisane poszczególne sekcje podręcznika. W.w. grupy osobowe będą wyznaczone z góry na podstawie zainteresowań, doświadczeń i umiejętności uczestników. Nie jest wymagane żadne doświadczenie w temacie DSLR w momencie zgłoszenia. Ale przed warsztatami będzie wymagane zapoznanie się z materiałami w zależności od grupy tematycznej. Uczestnicy warsztatów nie płacą opłaty rejestracyjnej. Warsztaty odbywają się w ramach projektu Citizen Sky, który jest finansowany przez NSF (National Science Foundation dysponuje rocznym budżetem rzędu 7mld $) oraz AAVSO. Uczestnicy spotkania mogą ubiegać się o dofinansowanie 500$ dla osób mieszkających w USA lub (wyjątkowo) nawet większej kwoty dla uczestników z innych kontynentów. Dofinansowanie w ramach projektu NSF jest dostępne dla uczestników, którzy angażują się w szerzenie wiedzy na temat tego projektu w lokalnych społecznościach. W dniu 31 grudnia 2012 r. minął termin zgłaszania się uczestników warsztatów na portalu AAVSO. Jednakże uczestnicy, którzy się zgłoszą po 31 grudnia 2012r. w ciągu tygodnia otrzymają odpowiedź od organizatorów. Zostaną przydzieleni do jeszcze wolnych grup tematycznych lub wpisani na listę rezerwową. Źródło: KALENDARIUM Mirydy Ryszard Biernikowicz Wg kolejności podaję: nazwę gwiazdy, jej współrzędne położenia, datę maksimum, okres zmienności (zaokrąglony do pełnego dnia), amplitudę zmian blasku oraz liczbę polskich ocen z 400 ostatnich dni. Należy pamiętać o tym, że podane momenty maksimum mają charakter orientacyjny. Luty W tym miesiącu 8 mir będzie miało maksimum jasności. Na szczególną uwagę zasługuje R Leo, która będzie tuż po maksimum. Księżyc będzie w pełni około 25 lutego. Nazwa R.A. (h m s) Decl. ( ' ") Data Okres Amplituda Liczba polskich obserwacji w ciągu 400 dni RY Oph T Her RS Her R Aur RS Lib R LMi U Her S Vir

7 PROXIMA 1/2013 strona 7 Marzec W tym miesiącu 9 mir będzie w maksimum. Wśród nich jedna z najpopularniejszych, a zarazem najjaśniejszych - T Cep. Ponadto na uwagę zasługuje fakt, że dwie bardzo popularne miry z Wielkiej Niedźwiedzicy będą w maksimum na przełomie marca i kwietnia, mianowicie chodzi o S UMa i T UMa. Księżyc będzie w pełni w okolicy 27 marca. Nazwa R.A. (h m s) Decl. ( ' ") Data Okres Amplituda Liczba polskich obserwacji w ciągu 400 dni R Vir R Dra V Oph S Her RT Cyg T Cep U Ori R Boo T UMa Kwiecień W tym miesiącu 7 mir będzie w maksimum. Do maksimum będzie także zbliżać się jedna z najjaśniejszych mir Chi Cyg, która powinna osiągnąć je w następnym miesiącu, jednak już teraz warto podjąć obserwacje. Księżyc będzie w pełni około 25 kwietnia. Nazwa R.A. (h m s) Decl. ( ' ") Data Okres Amplituda Liczba polskich obserwacji w ciągu 400 dni R Vul W CrB T Hya X Hya R CVn R Cam S UMa Na podstawie: Programu AstroJawil Bogdan Kubiak GWIEZDNE KATAKLIZMY Supernowe w IV kwartale 2012 r. W IV kwartale ubiegłego roku 9 supernowych osiągnęło jasność 15 magnitudo i wyższą. 4 gwiazdy pojawiły się na północnym nieboskłonie (N), natomiast 5 na południowym (S). Są to: SN 2012fg (Vmax: 14.5 mag, N); SN 2012fm (Vmax: 14.9 mag, N); SN 2012fr (Vmax: 11.9 mag, S); SN 2012hc (Vmax: 14.1 mag, S); SN 2012gx (Vmax: 14.4 mag, S);

8 PROXIMA 1/2013 strona 8 SN 2012gm (Vmax: 14.6 mag, N); SN 2012ho (Vmax: 14.7 mag, S); SN 2012hr (Vmax: 13.9 mag, S); SN 2012ht (Vmax: 12.8 mag, N). Jak widać tym razem więcej szczęścia do ciekawych zjawisk mieli mieszkańcy południowej półkuli. Na szczególną uwagę zasługuje wybuch supernowej SN 2012fr w galaktyce NGC 1365, która osiągnęła jasność poniżej 12 mag. Zdjęcie dokumentujące to wydarzenie zdobi okładkę tego numeru. Szkoda tylko, że nie mogliśmy jej zobaczyć na własne oczy. Poniżej napiszę kilka słów na temat jaśniejszych supernowych, których obserwacje były możliwe z naszych szerokości geograficznych. SN 2012fg Odkryta r. w galaktyce NGC 2857, w ramach rosyjskiego programu MASTER Net (Mobile Astronomical System of thetelescope-robot). Współrzędne galaktyki: R.A. = 09 h 24 m s, Decl. = '32". W chwili odkrycia gwiazda miała jasność 14.5 mag, jej typ określono na IIb. NGC 2857 to galaktyka spiralna (Sc), znajdująca się w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy. Odkrył ją William Parsons w 1856 r. Jasność obserwowana galaktyki to 12.5 mag. SN 2012fm Odkryta r. w galaktyce UGC 3528 przez Raffaele Belligoli i Flavio Castellani. Współrzędne galaktyki: R.A. = 06 h 56 m s, Decl. = '50.2". Typ supernowej określono na Ia. 29 października gwiazda osiągnęła jasność 14.9 mag. SN 2012gx Odkryta r. w galaktyce MCG w ramach projektu Catalina Real-Time Transient Survey. Współrzędne galaktyki: R.A. = 00 h 38 m s, Decl. = '39.5". Typ supernowej określono na Ia. W chwili odkrycia gwiazda miała jasność 14.4 mag. SN 2012gm Odkryta r. w galaktyce NGC 7580 przez Doug Rich. Współrzędne galaktyki: R.A. = 23 h 17 m s, Decl. = '08.9". Typ supernowej określono na Ia. 24 listopada gwiazda osiągnęła jasność 14.6 mag. NGC 7580 to galaktyka spiralna znajdująca się w gwiazdozbiorze Pegaza. Odkrył ją Lewis A. Swift w 1886 r. Jej jasność obserwowana wynosi 13.4 mag. SN 2012ho Odkryta r. w galaktyce MCG przez Koichi Itagaki. Współrzędne galaktyki: R.A. = 22 h 40 m s, Decl. = '34.1". Typ supernowej określono na IIP. 9 grudnia gwiazda osiągnęła jasność 14.7 mag. SN 2012ht Fot. 1. Obraz odkrywczy SN 2012ho. Autor: Koichi Itagaki, źródło: Odkryta r. w galaktyce NGC 3447 przez Koichi Nishiyama i Fujio Kabashima. Współrzędne galaktyki: R.A. = 10 h 53 m s, Decl. = '34". Typ supernowej określono na Ia. 30 grudnia gwiazda osiągnęła jasność 12.8 mag, natomiast w chwili obecnej jej jasność kształtuje się na poziomie 13.2 mag. NGC 3447 to galaktyka spiralna z poprzeczką, znajdująca się w gwiazdozbiorze Lwa. Odkrył ją John Herschel w 1836 r. Poniżej zdjęcie supernowej wykonane przez samych odkrywców wykonane kilka dni po odkryciu.

9 PROXIMA 1/2013 strona 9 Fot. 2. Supernowa SN 2012ht sfotografowana przez K.Nishiyama i F.Kabashima. Źródło: Krzysztof Kida AAVSO-KKX PORADNIK OBSERWATORA Gdy budzi się miś - zmienne w Wielkiej Niedźwiedzicy cz. I Wielka Niedźwiedzica to jeden z najbardziej znanych, a także dzięki asteryzmowi Wielkiemu Wozowi, jeden z najłatwiej rozpoznawanych gwiazdozbiorów. Jest to gwiazdozbiór okołobiegunowy, który poza jego fragmentem południowym jest stale widoczny nad horyzontem. Dzięki temu większość obiektów z tego gwiazdozbioru można obserwować przez cały rok. Nawet Księżyc nie zbliża się w te rejony na tyle by przeszkadzać w obserwacji zmiennych. W marcu, gdy noce są jeszcze wystarczająco długie, a jednocześnie nie są już tak zimne, Wielka Niedźwiedzica znajduje się w okolicach zenitu. W tym roku dwie miry z Wielkiej Niedźwiedzicy osiągną maksimum na początku wiosny, T UMa i S UMa, nadarza się więc wyśmienita okazja do ich obserwacji. Po za tymi mirami, w marcu bardzo dogodnie obserwuje się jasną zmienną zaćmieniową TX UMa.

10 PROXIMA 1/2013 strona 10 Rys 1 Mapka ułatwiająca odnalezienie: S UMa, T UMa. Źródło: Cartes du Ciel. S UMa i T UMa znajdują się na północ od linii łączącej eps i delta UMa. Odnalezienie ich jest bardzo proste, dlatego też są to jedne z najbardziej popularnych obserwowanych mir. Leżą one stosunkowo blisko siebie, tak że obie można zaobserwować za jednym podejściem. Obie dostępne są do obserwacji przez cały rok, oczywiście pod warunkiem, że posiada się odpowiednio duże teleskopy, by móc je dostrzec podczas minimum jasności. Pomimo swojej bliskości, to S UMa ma w bazie prawie o 1/3 więcej ocen od swojej pobliskiej koleżanki. W pobliżu obydwu zmiennych znajduje się jeszcze jedna mira, RS UMa, która również w tym czasie znajdzie się w maksimum, jest jednak dużo słabsza od swoich dwóch sąsiadek. W średnim maksimum blasku jej jasność wynosi zaledwie około 9 mag. S UMa znajduje się w pobliżu układu gwiazd przypominającego trochę diadem (podobnego do Korony Północnej). Jej okres zmian blasku wynosi nieco ponad 225 dni, a w maksimum jej jasność wynosi średnio 7.8 mag, jednakże czasami gwiazda jest jaśniejsza i może osiągnąć 7.2 mag. Średnia jasność w minimum to 11.7 mag. Gwiazda ma ostre minima i szerokie, poprzedzone zatrzymaniami maksima. Poniżej prezentuję krzywe zmian blasku tej miry z obserwacji AAVSO oraz polskich obserwatorów.

11 PROXIMA 1/2013 strona 11 Rys. 2. Krzywa zmian blasku S UMa z ostatnich 500 dni. Obserwacje AAVSO. Na pierwszym maksimum wyraźne widoczne zatrzymanie na gałęzi rosnącej przed maksimum. Rys. 3. Krzywa zmian blasku S UMa z ostatnich 5 lat. Obserwacje AAVSO.

12 PROXIMA 1/2013 strona 12 Rys. 4. Wieloletnia krzywa zmian blasku S UMa z polskich obserwacji. Źródło: T UMa znajduje się nieco na południe od S UMa, na linii łączącej układ gwiazd w kształcie diademu z parą jaśniejszych od 6 mag gwiazd (74 i 75 UMa). W maksimum blasku jest jaśniejsza od poprzedniczki i osiąga nawet 6.6 mag, jednakże jej średnia maksymalna jasność wynosi 7.7 mag. Podczas minimum jasność spada średnio do 12.9 mag, czasami nawet i poniżej. Okres zmian jasności jest dłuższy o 30 dni niż u S UMa i wynosi nieco ponad 256 dni. Na krzywej zmian blasku widać, że gałąź rosnąca jest nieco bardziej stroma. Z wieloletnie krzywej zmian blasku wynika, że ubiegłe minimum było jednym z najniższych w historii jej obserwacji. Rys. 5. Krzywa zmian blasku T UMa z ostatnich 600 dni. Obserwacje AAVSO.

13 PROXIMA 1/2013 strona 13 Rys. 6. Krzywa zmian blasku T UMa z ostatnich 5 lat. Obserwacje AAVSO. Rys. 7. Wieloletnia krzywa zmian blasku T UMa z polskich obserwacji. Źródło:

14 PROXIMA 1/2013 strona 14 TX UMa - w lutym i marcu noc jest wystarczająco długa, a zmienna ta jest wystarczająco wysoko, by móc zaobserwować niemal całe minimum główne. W połowie marca gwiazda kulminuje około godziny 23. Jest zmienną zaćmieniową typu Algola. Co 3.06 dnia jej jasność spada z 7.05 do 8.8 mag. Czas trwania minimum wynosi 9.4 godziny, gwiazdę najlepiej obserwować w trakcie minimum co 20 minut. Mapka AAVSO zawiera gwiazdy porównania od 7.3 mag, w przypadku gdy zmienna jest jaśniejsza od gwiazdy 7.3 mag należy użyć wygenerowanej poniższej mapki z programu Cartes du Ciel. Zaznaczyłem na niej gwiazdę o jasności 6.8 mag, zbliżoną barwą do zmiennej. Znajduje się w pobliżu mi UMa (gwiazdę porównania oznaczyłem jako A-68). A-68 TX UMa Rys. 8. Mapka ułatwiająca odnalezienie TX UMa Źródło: Cartes du Ciel.

15 PROXIMA 1/2013 strona 15 Rys. 9. Mapka TX UMa z gwiazdami porównania. Źródło: AAVSO.

16 PROXIMA 1/2013 strona 16 Rys. 10. Fazowa krzywa TX UMa z polskich obserwacji. Źródło: Minima główne w lutym, marcu i kwietniu, które można zaobserwować w nocy: 14 luty 19:06 5 marzec 4:12 17 kwiecień 1:27 17 luty 20:37 8 marzec 5:44 20 kwiecień 2:58 20 luty 22:08 4 kwiecień 19:23 23 kwiecień 4:29 23 luty 23:39 7 kwiecień 20:54 27 luty 1:10 10 kwiecień 22:25 2 marzec 2:41 13 kwiecień 23:56 Na podstawie: republika.pl Bogdan Kubiak Ciekawy przypadek zaćmienia b Persei w dniach stycznia 2013 r. Gwiazdy zmiennej b Persei (czytaj: be Persei) nie należy mylić z klasyczną gwiazdą zmienną o podobnym oznaczeniu, czyli β Persei (czytaj: beta Persei) Algol. B Persei (HR1324, HD26961) jest widoczna gołym okiem. Znajduje się w Perseuszu w pobliżu granicy gwiazdozbiorów Żyrafy i Woźnicy, w lokalizacji pokazanej na rysunku 1. Według Variable Star Index AAVSO jej jasność zmienia się od 4.52 m do 4.68 m w barwie V.

17 PROXIMA 1/2013 strona 17 Rysunek 1. Mapka okolicy gwiazdy zmiennej b Per wygenerowana za pomocą Variable Star Plotter AAVSO z naniesionymi nazwami jaśniejszych gwiazd. Pozycję b Per oznaczono prostopadłymi kreskami w środku pola. Przy fotometrii b Per należy używać λ Per jako gwiazdy porównania oraz HD26764 jako gwiazdy testowej. B Per jest układem trzech gwiazd. Dwie z nich (oznaczone jako A i B) tworzą ciasny układ podwójny o okresie orbitalnym 1.53 dnia. W tym układzie nie występują zaćmienia, gdyż nachylenie płaszczyzny orbity systemu AB wynosi około 40 o. System AB tworzą gwiazdy o elipsoidalnym kształcie, którego wypadkowa jasność zmienia się w wyniku zmian

18 PROXIMA 1/2013 strona 18 powierzchni świecącej w kierunku obserwatora. W systemie AB występują również rozbłyski (ang. flares) promieniowania radiowego o charakterze nietermicznym. B Per jest układem spektroskopowo podwójnym. Ale w jego widmie zidentyfikowano linie widmowe tylko jaśniejszego składnika oznaczonego jako A (typ widmowy A2 V według Hill i inni 1976, A1 III baza danych Simbad). Hill i inni (1976) zauważyli, że status ewolucyjny układu AB jest niepewny. Może on znajdować w fazie wymiany masy podobnie jak np. Algol lub dopiero rozpoczynać transfer masy. Hill i inni (1976) wykryli zmiany prędkości radialnej linii widmowych b Per o okresie 1.53 dnia oraz 701 dni. Dłuższą periodyczność zmian w widmie wyjaśnili obecnością trzeciej gwiazdy C. Ostatnio b Per obserwowali astronomowie R. T. Zavala (U.S. Naval Observatory) i J. J. Sanborn (Lowell Observatory) metodą interferometrii optycznej. Z ich obserwacji wynika, że płaszczyzna orbity składnika C jest nachylona prawie prostopadle do linii widzenia (i ~ 90 o ) tak, jak pokazano na rysunku 2. Rysunek 2. Schematyczny widok pokazujący geometrię zaćmienia w układzie b Per. W środku rysunku umieszczono główny składnik gwiazdowy A (kolor niebieski). Linią przerywaną oznaczono orbitę pomarańczowej gwiazdy B, która obiega wspólny środek masy z gwiazdą niebieską w ciągu 1.5 dnia. Trzecia żółta gwiazda C porusza się po orbicie prostopadłej (linia ciągła) i co około 702 dni przesłania coś w niezaćmieniowym ciasnym układzie podwójnym AB. Rozmiary gwiazd zostały oszacowane przy założeniu, że ciasny układ podwójny AB jest rozdzielony (ang. detached). Źródło: Zavala & Sanborn 2012.

19 PROXIMA 1/2013 strona 19 Na podstawie pomiarów astrometrycznych interferometrem Navy Precision Optical Interferometer (NPOI) wyznaczyli oni okres orbitalny składnika C na ± 0.05 dni oraz moment najbliższego minimum: 28 stycznia 2013 r. godz. 20:24UT ± 1.5, HJD = ± Autorzy szacują, że zaćmienie potrwa około 4 dni (od początku ingresu do końca egresu). Przy tak specyficznym układzie przestrzennym składników b Per dla obserwatora na Ziemi być może będzie możliwe zaobserwowanie nawet dwóch minimów jasności, gdy gwiazda C kolejno będzie zakrywała składniki ciasnego układu podwójnego AB. Szczególnie ważne mogą się okazać obserwacje minimum składnika B, o którym wiemy bardzo mało. Zavala opublikował na portalu AAVSO alert nr 476 zachęcający społeczność miłośników gwiazd zmiennych do obserwacji fotometrycznych b Per w okresie od 23 stycznia do 2 lutego 2013 r. Tak długi okres jest potrzebny do zebrania danych do analizy krzywej zmian blasku w trakcie około 4-dniowego zaćmienia oraz poza nim (modelowanie krzywej zmian blasku w czasie zaćmienia może pozwolić między innymi na określenie statusu ewolucyjnego układu AB). Potrzebna jest fotometria z dokładnością ± 0.02 m m lub lepszą, ponieważ spadek jasności spowodowany zaćmieniem może być niewielki - około 0.1 m. Fotometria fotoelektryczna (ang. PEP) powinna być wykonywana z użyciem standardowych filtrów astronomicznych V i B. Natomiast wyniki fotometrii DSLR można raportować we wszystkich barwach dostępnych do pomiarów, czyli B, G i R. Uprasza się o korzystanie tylko z podanych poniżej gwiazd odniesienia: gwiazda porównania (ang. comparison star): lambda Per = SAO = HD 25642, V=4.285; B-V = ; oznaczenie 43 na mapce AAVSO (rys.1), gwiazda testowa (ang. check star): SAO = HD 26764, V=5.19; B-V = 0.052; oznaczenie 52 na mapce AAVSO (rys.1). Obserwacje fotometryczne należy wprowadzić do bazy AAVSO dla obiektu oznaczonego jako b PER. Źródła: Alert AAVSO nr 476 dot. obserwacji zaćmienia b Per w dniach I 2013 r. : R. T. Zavala & J. J. Sanborn, 2012, Will the radio source b Per be eclipsed? : G. Hill i inni, 1976, Ap. J. 208, str The radio-flaring triple system b Persei : Informacje o b Per w VSX AAVSO : Ryszard Biernikowicz δ Librae Algol Południa Takim określeniem jest nazywana jasna gwiazda zmienna zaćmieniowa w gwiazdozbiorze Wagi oznaczona literą delta, a to z tego powodu, że leży 8 stopni na południe od równika niebieskiego, a krzywa zmian jasności bardzo przypomina krzywą Algola. Łatwo ją znaleźć na niebie, ponieważ leży cztery stopnie na zachód od jasnej gwiazdy β Librae. Zmienna ta jest wprawdzie sporo słabsza od samego Algola, ale nawet w najgłębszym minimum jest osiągalna gołym okiem (5 m.9), pod warunkiem, że nieba nie rozjaśnia Księżyc lub inne światła. Jej jasność poza zaćmieniami wynosi 4 m.9, a osłabienie w minimum głównym wynosi prawie dokładnie jedną wielkość gwiazdową (minimum wtórne to zaledwie 0 m.1). Czas trwania minimum głównego wynosi 13 godzin. Większość światła z tego układu otrzymujemy od gorętszego składnika, gwiazdy Ciągu Głównego typu A0. Słabszy składnik

20 PROXIMA 1/2013 strona 20 to znacznie chłodniejszy podolbrzym typu widmowego K0 (lub późnego G). Składniki układu obiegają wspólny środek masy z okresem 2,327 doby. Nachylenie orbity wynosi około i=80, a same zaćmienia są częściowe. Ich rozmiary są niemal jednakowe i wynoszą około 4.2 R, natomiast masy różnią się znacznie. Bardziej zaawansowany ewolucyjnie podolbrzym ma masę zaledwie 1.8 M, zaś gorętszy składnik, aż 4.7 M. Tak znaczna różnica mas gwiazd jest spowodowana tym samym zjawiskiem co w przypadku Algola wymianą masy jaka nastąpiła między blisko siebie położonymi gwiazdami. Początkowo gwiazda będąca obecnie podolbrzymem miała znacznie większą masę. W trakcie ewolucji po odejściu gwiazdy od Ciągu Głównego, nastąpił przepływ masy z otoczki pęczniejącego podolbrzyma na gorętszego towarzysza, który przez to stał się bardziej masywny. Obserwacje poczynione w ostatnich latach wskazują, że w układzie znajduje się trzecia gwiazda, karzeł późnego typu G o masie około 1 M, obiegający środek masy z okresem prawie 3 lat. Cały układ leży w odległości 300 lat świetlnych od Ziemi i zbliża się do nas z prędkością około 38 km/s. Poniżej sfazowana krzywa zmian jasności utworzona z obserwacji polskich obserwatorów. Rys.1 Krzywa zmian jasności według obserwacji polskich obserwatorów. Najlepszymi miesiącami do obserwacji tej zmiennej są miesiące wiosenne kwiecień i maj. Dane o nadchodzących minimach można znaleźć na stronie:

21 PROXIMA 1/2013 strona 21 Rys.2 Gwiazdozbiór Wagi z zaznaczonymi jasnościami gwiazd porównania. Tomasz Krzyt, Warszawa Kod AAVSO: KTZ

22 PROXIMA 1/2013 strona 22 NASZE OBSERWACJE AZ Cassiopeiae w zaćmieniu ( r r.) Tej zimy mamy okazję obserwować rzadkie zjawisko, które pojawia się raz na 9.3 lat, a mianowicie zaćmienie główne gwiazdy zmiennej AZ Cas. Ten układ zaćmieniowy tworzą dwie gwiazdy o skrajnie różnych wielkościach i kolorach czerwony nadolbrzym o promieniu ~1000R ʘ i temperaturze powierzchniowej około 4000K (typ widmowy późne K lub wczesne M) oraz gorąca gwiazda ciągu głównego o promieniu ~30R ʘ i temperaturze powierzchniowej około 21000K (typ widmowy B). Gdyby czerwonego nadolbrzyma umieścić w środku naszego układu planetarnego to dopiero Jowisz krążyłby tuż nad jego powierzchnią (średnia odległość Jowisza od Słońca ~1118R ʘ ). Więcej informacji na temat AZ Cas oraz międzynarodowej akcji jej obserwacji można przeczytać w poprzednim numerze Proximy (Biernikowicz 2012). W czasie tego zaćmienia gorąca gwiazda chowa się za czerwonego nadolbrzyma. Pomimo tak wielkiej różnicy rozmiarów, jasność mniejszej gwiazdy jest porównywalna z jasnością nadolbrzyma. Promieniowanie gorącej gwiazdy dominuje w zakresie niebieskim widma i dlatego w czasie zaćmienia głównego obserwuje się spadek jasności aż około 2.1 magnitudo w barwie U. Natomiast w zakresie widzialnym ten spadek jasności wynosi około 0.23 magnitudo. Wskaźnik barwy B-V tej gwiazdy zmiennej (tzn. różnica jasności w barwach B i V) zmienia się od około 1.8 mag poza zaćmieniem do 2.2 mag w czasie zaćmienia. Zgodnie z efemerydą zaćmienie powinno rozpocząć się około listopada 2012r. (początek ingresu), a gorąca gwiazda powinna się schować za nadolbrzyma około listopada 2012 r. (koniec ingresu). I rzeczywiście powyższe zjawisko widać w wynikach moich obserwacji na rys.1. Szczegółowa analiza momentów kontaktów z wszystkich dostępnych obserwacji fotometrycznych zostanie wykonana po zakończeniu tego zaćmienia przez grupę astronomów z Torunia pod kierunkiem dr C. Gałana. Standardowa jasność dżonsonowska V (bez uwzględnienia ekstynkcji atmosferycznej 2-go rzędu) Rysunek 1. Krzywa zmian blasku w barwie V gwiazdy zmiennej AZ Cas w okresie listopad - grudzień 2012 r. sporządzona na podstawie własnych obserwacji. W ciągu kilkunastu dni

23 PROXIMA 1/2013 strona 23 (16-28 listopada 2012 r.) gorąca gwiazda schowała się za nadolbrzyma i nie będzie jej widać prawie do wiosny 2013 r. Na rysunku w jasności gwiazdy została uwzględniona transformacja z pikseli G do standardowego V, ale nie uwzględniono współczynnika ekstynkcji atmosferycznej 2-go rzędu. Pomiary oznaczone jasnozielonymi kwadratami zostały wykonane zestawem obiektyw F3,5/200mm + Cannon 400D + statyw fotograficzny. Obserwacje oznaczone ciemnozielonym kolorem dotyczą zestawu obiektyw Tair F4,5/300mm + Cannon 400D + montaż EQ3-2 z napędem w RA. Obserwacje AZ Cas w bazie AAVSO wykazują dość spore różnice jasności ~0.2 magnitudo (szczegóły na rys. 2). Wynikają one z tego, że prawie wszystkie obserwacje tej gwiazdy nie zostały zredukowane do standardowej jasności V (flaga Transformed = No). Niebieskimi kwadratami oznaczono dane obserwatora HQA jednego z nielicznych, którego pomiary mają znacznik Transformed =Yes. HQA jest identyfikatorem Arne Henden'a aktualnie urzędującego dyrektora AAVSO. Rysunek 2. Krzywa zmian blasku AZ Cas (barwa V) w okresie wrzesień 2012r. - połowa stycznia 2013r. Są to obserwacje z bazy AAVSO (Data w formacie amerykańskim - miesiąc/dzień/rok). Tuż przed zaćmieniem głównym AZ Cas zmieniłem sprzęt obserwacyjny. Zamiast obiektywu analogowego F3.5/200mm powieszonego na statywie fotograficznym z Cannon'em 400D rozpocząłem fotografowanie zestawem Tair F4.5/300mm + Cannon 400D na montażu EQ3-2 z napędem w RA. Nad nowym sprzętem zapanowałem w ciągu kilku dni i 20 listopada 2012 r. po raz pierwszy użyłem go do celów fotometrycznych. Rozszerzyłem również listę gwiazd porównania do fotometrii AZ Cas o obiekty aż do V=12 mag. Aktualnie jeden pomiar jasności robię z 10 zdjęć okolicy AZ Cas naświetlanych przez 30s z czułością od 400ISO do 1600ISO. Separację negatywów cyfrowych (RAW-ów) do zdjęć w barwach R, G, B oraz samą fotometrią wykonuję w programie Iris. Przy czym jasności instrumentalne mierzę na 5 zdjęciach z czasem naświetlania 60 sekund

24 PROXIMA 1/2013 strona 24 (5 stacków po 2 zdjęcia 30-sekundowe). Taki dość pracochłonny sposób pozwala wyznaczyć średnią arytmetyczną jasność instrumentalną gwiazdy oraz jej błąd pomiaru (odchylenie standardowe średniej). Z ciekawości na podstawie własnych obserwacji obejmujących okres październik-grudzień 2012r. oszacowałem średnie wartości błędów pomiarowych jasności instrumentalnych dla obu moich zestawów fotometrycznych (szczegóły na rys. 3). Przy obserwacjach obiektywem 200mm wykonywałem 50 zdjęć x 6 sekund x 1600ISO i następnie mierzyłem jasności instrumentalne gwiazd na 5 zdjęciach, z których każde było stackiem 10 zdjęć z 6-sekundowymi ekspozycjami. Czyli w obu przypadkach pomiary jasności były wykonywane na 1-minutowych stackach. Jednakże Tair ma 1.4 raza większą powierzchnię zbierającą światło niż obiektyw 200mm (źrenice wejściowe ~67mm vs ~57mm). Moim zdaniem to jest główny powód dokładniejszej fotometrii zestawem z obiektywem Tair. Rysunek 3. Szacunkowa dokładność fotometrii AZ Cas za pomocą zestawów fotometrycznych z obiektywami Tair F4,5/300mm i Soligor F3,5/200mm. Na powyższych wykresach pokazano średni błąd pomiaru jasności instrumentalnych gwiazd porównania w okolicy AZ Cas w zależności od jasności gwiazd (błędy z okresu X-XII 2012r.). Pięć pomiarów jasności danej gwiazdy za pomocą Irisa na 1-minutowych stackach (tylko piksele G ) pozwala wyznaczyć średnią jasność instrumentalną oraz odchylenie standardowe od tej średniej. Średni błąd pomiaru jasności został obliczony jako średnia z tych odchyleń standardowych.

25 PROXIMA 1/2013 strona 25 Procedurę redukcji danych fotometrycznych nieco skomplikował dr C. Gałan, który w dniu 5 listopada 2012 r. przesłał do uczestników akcji obserwacji AZ Cas. Jego fragment w wolnym tłumaczeniu z j. angielskiego zamieszczam poniżej: Jak widać na fotometrycznych krzywych zmian blasku, są dość duże różnice pomiędzy systemami fotometrycznymi różnych obserwatorów. Będzie konieczne wykonanie odpowiednich transformacji, aby zniwelować te różnice i otrzymać spójne wielobarwne krzywe zmian blasku. Dodatkowym problemem może być to, że AZ Cas jest bardzo czerwona. Z tego powodu ekstynkcja 2-go rzędu będzie ważna podczas zaćmienia głównego. I co więcej, zmiana kolorów podczas zaćmienia będzie bardzo duża ze względu na ogromną różnicę temperatur pomiędzy składnikami układu. Będę miał wiele pracy, aby przetworzyć te obserwacje i dlatego chciałbym prosić o pomoc. Proszę o dostarczenia informacji o masach powietrznych dla obserwacji fotometrycznych. Jeżeli jest to możliwe, to proszę o dostarczenie szczegółowych informacji o Państwa systemach fotometrycznych - przynajmniej o średnich długościach fal i FWHM charakteryzujących pasma fotometryczne oraz informacje o współczynnikach transformacji (jeżeli są znane).... Mam wszystkie dane odnośnie mojego systemu fotometrycznego z wyjątkiem współczynnika ekstynkcji atmosferycznej 2-go rzędu. Do jego wyznaczenia potrzebne jest kilka nocy z dobrą pogodą. A tej zimy to jest towar deficytowy. Do czasu pełnej redukcji fotometrii AZ Cas przestałem wysyłać obserwacje AZ Cas do polskiej bazy obserwacji gwiazd zmiennych oraz AAVSO. Nie powinno się wprowadzać do tych baz obserwacji, o których wiem, że i tak będę musiał je poprawić. Robocze wyniki moich obserwacji są pokazane na rys. 1. Zaćmienie główne w systemie AZ Cas będzie trwało prawie do końca zimy. Zgodnie z efemerydą gorąca gwiazda powinna rozpocząć wychodzenie zza czerwonego nadolbrzyma około lutego 2013 r. (początek egresu) i zakończyć to zjawisko około 6-7 marca 2013 r. (koniec egresu). Ingres w listopadzie 2012 r. trwał około 11 dni, natomiast egres tylko 7 dni w związku z przyspieszeniem ruchu orbitalnego w pobliżu peryastronu. Oby pogoda dopisała w czasie tego tygodnia. Tymczasem jest tragicznie w nocy niebo jest prawie cały czas zachmurzone. Ostatnie obserwacje fotometryczne AZ Cas wykonywałem jeszcze przed Świętami Bożego Narodzenia. Źródła: R. Biernikowicz 2012, Proxima nr 10, str Międzynarodowa akcja obserwacji AZ Cassiopeiae w latach , - C. Gałan 2012, list do uczestników akcji obserwacji AZ Cas z 5 listopada 2012r. - Strona internetowa akcji obserwacji AZ Cas w latach Ryszard Biernikowicz

26 PROXIMA 1/2013 strona 26 Baza danych SOGZ-PTMA podsumowanie obserwacji w roku 2012 Ogólny stan bazy na dzień przedstawiał się następująco: Liczba obserwatorów: 78 Liczba obserwowanych gwiazd: 2826 Liczba wszystkich obserwacji: W 2012 roku 19 obserwatorów przesłało do bazy SOGZ-PTMA 9139 obserwacji 397 gwiazd zmiennych, w tym 8672 obserwacji wizualnych (95%) i 467 obserwacji CCD (5%). W porównaniu z rokiem 2011 liczba obserwacji zmniejszyła się o 28%, a liczba obserwatorów spadła o 21%. Rysunek 1 Wykres liczby obserwacji i liczby obserwatorów w latach Najwięcej obserwacji w ubiegłym roku przysłali do bazy: Adam Derdzikowski 2784, Jerzy Speil 2014, Oskar Dereń Pierwsza dziesiątka najczęściej obserwowanych gwiazd w 2012 roku przedstawia się następująco: LICZBA LICZBA LP GWIAZDA TYP OBSERWACJI OBSERWATORÓW 1 CH CYG ZAND R LEO M AF CYG SRB T CEP M W CYG SRB X HER SRB Z UMA SRB DELTA CEP DCEP R SCT RVA RZ CAS EA 114 4

27 PROXIMA 1/2013 strona 27 Rysunek 2. Zmiany jasności CH Cyg w 2012 roku. Niestety rok 2012 przyniósł dwa bardzo smutne zdarzenia. W sierpniu zmarł Robert Bodzoń, a w grudniu zmarł Emilian Skrzynecki. Robert Bodzoń w latach wykonał 2675 obserwacji wizualnych 175 gwiazd zmiennych. Jedną z bardziej ulubionych jego gwiazd była beta Lyrae. Rysunek 3. Fazowa krzywa jasności Beta Lyr z obserwacji Roberta Bodzonia.

28 PROXIMA 1/2013 strona 28 Emilian Skrzynecki w latach wykonał obserwacji wizualnych 186 gwiazd zmiennych. Najbardziej ulubioną jego gwiazdą była zaćmieniowa 68 Her (u Her). Rysunek 4. Fazowa krzywa jasności 68 Her z obserwacji Emiliana Skrzyneckiego. Zachęcam miłośników gwiazd zmiennych do obserwacji i przesyłania wyników do bazy SOGZ-PTMA ( ) niezależnie od przynależności do PTMA. Obserwacje należy przesyłać na adres: sswdob@poczta.onet.pl Stanisław Świerczyński PTMA Kraków AAVSO ID: SSW Zapraszamy do wysyłania wyników swoich obserwacji gwiazd zmiennych do polskiej bazy SSW-PTMA: Adres do opiekuna bazy: sswdob@poczta.onet.pl AKTYWNOŚĆ SŁONECZNA Klasyfikacja i nazewnictwo protuberancji Amatorzy astronomii w Polsce od niedawna mają możliwość korzystania z teleskopów umożliwiających obserwacje Słońca w zakresie linii wodoru. Do tej pory, jeśli chodzi o amatorskie badania Słońca, dominowały obserwacje plam i pochodni, a także - lecz o wiele rzadziej - obserwacje zaćmień Słońca, podczas których można było (przez okres czasu liczony w sekundach) cieszyć oko widokiem korony słonecznej oraz większych protuberancji. Wraz z rosnącą dostępnością teleskopów wyposażonych w filtr Hα, obserwatorzy Gwiazdy Dziennej mogą na co dzień cieszyć się widokiem szczegółów tarczy słonecznej, do tej pory rzadko oglądanych przez amatorów astronomii.

29 PROXIMA 1/2013 strona 29 Szczególnie wdzięcznym obiektem takich obserwacji stały się protuberancje widoczne na brzegach tarczy słonecznej (protuberancje widoczne na tle tarczy nazywa się filamentami). Na zdjęciach wykonanych skromnej wielkości teleskopami wyposażonymi we wspomniany filtr wodorowy widać nawet niewielkie protuberancje, natomiast w przypadku większych protuberancji widoczna bywa szczegółowa struktura tych obiektów. Osoby, które dysponują takim sprzętem mogą pokusić się o klasyfikację protuberancji. Ich różne kształty oraz znaczące zróżnicowanie rozmiarów, stanowią o atrakcyjności tego typu obserwacji, a także o ich niemałym stopniu trudności. Oto ogólny przegląd podstawowych typów protuberancji: APR (ang.: Active Prominence, pl.: Protuberancja Aktywna). Typ obejmujący szeroki wachlarz zjawisk. Są to obiekty nie dające się sklasyfikować jako BSL, SPY, EPL itp. Zjawiska te cechuje duża zmienność kształtu, jasności i rozmiarów. Czas trwania wynosi od kilkunastu minut do wielu godzin. ASR (ang.: Active Surge Region). Typ protuberancji zawierający liczne łukowate wyrzuty materii (serdże). Obszar protuberancji ASR zazwyczaj nie przekracza 10 stopni (liczonego wzdłuż brzegu tarczy), wysokość protuberancji nie przekracza 100 tys. km (ok. 15 % promienia słonecznego), obszar cechuje się ponadto sporą aktywnością. BSL (ang.: Bright Surge at Limb, pl.: Serdż). Wyrzut plazmy zachodzący wzdłuż linii pętli magnetycznych. Serdż porusza się najczęściej tylko do pewnej wysokości wzdłuż jednego z ramion pętli, po czym opada tą samą drogą ku chromosferze. Czasami serdże osiągają szczyt pętli i ich materia opada ku powierzchni Słońca wzdłuż obu ramion pętli lub tylko wzdłuż przeciwnego ramienia pętli. Bywa że serdże osiągają wysokość nawet do km. Serdż trwa od 10 do 30 minut. Plazma przemieszcza się wzdłuż pętli magnetycznej z bardzo dużą szybkością.

30 PROXIMA 1/2013 strona 30 CAP (ang.: Cap Prominence, pl.: Protuberancja typu czapka). Jasna, nisko leżąca protuberancja, z której materia odprowadzana jest ku chromosferze wzdłuż horyzontalnych rur magnetycznych. CAP przypomina kształtem płaską czapkę lub kapsel widziane z boku. Czas trwania od kilku godzin do kilku dni. CRN (ang.: Coronal Rain, pl.: Protuberancja typu deszcz koronalny). Plazma w tego typu protuberancjach spływa w dół z dużych wysokości w koronie wzdłuż nieco zakrzywionych trajektorii. Jest to rzadko obserwowany typ protuberancji, często występujący jako końcowa faza dużego wyrzutu materii typu LF.

31 PROXIMA 1/2013 strona 31 EPL (ang.: Eruptive Prominence at Limb, pl.: Protuberancja eruptywna). EPL powstają poza obszarem aktywnym lub w rejonie obszaru aktywnego. EPL powstaje wtedy, gdy pole magnetyczne podtrzymujące jej materię ulega destabilizacji i zaczyna wznosić się w koronie ze wzrastającą prędkością. Prędkość ta często przekracza prędkość ucieczki. Plazma z EPL wynoszona jest w przestrzeń międzyplanetarną, niekiedy znaczna jej część może wrócić do chromosfery wzdłuż linii sił pola magnetycznego. EPL LE (ang.: Eruptive Prominence of Limited Eruption, pl.: Protuberancja eruptywna o ograniczonej erupcji). Wyrzut plazmy o podobnej strukturze, co EPL, jednakże znacznie mniejszych rozmiarów.

32 PROXIMA 1/2013 strona 32 FUN (ang.: Funnel, pl.: Protuberancja typu Lejek). Wyrzut przybiera kształt lejka, skierowanego szyjką ku chromosferze, złożonego z licznych włókien dwóch stykających się systemów płaskich pętli magnetycznych. Niekiedy w szyjce lejka widoczne jest spiralne skręcenie włókien składowych. Materia w protuberancji spływa ku chromosferze wzdłuż lejka jak i wzdłuż zewnętrznych części pętli magnetycznych. Czas życia protuberancji typu lejek dochodzi do wielu godzin. LF (ang.: Limb Flare, pl.: Protuberancja typu Rozbłysk brzegowy). Bardzo jasna protuberancja, osiągająca wysokość do km. Wyróżnia się dwa typy rozbłysków: zwarte i dwuwstęgowe. Rozbłyski zwarte widoczne są nad brzegiem tarczy w postaci zwartej pętli, pagórka lub stożka, zaś dwuwstęgowe widoczne są nad brzegiem tarczy najczęściej w postaci rozciągłej, niskiej struktury, w której niekiedy widać liczne pętle składowe. Z rozbłysków brzegowych często wyrzucane są spreje (SPY) i serdże (BSL), wykształcają systemy pętli porozbłyskowych (LPS).

33 PROXIMA 1/2013 strona 33 LPL (ang.: Loop Prominences at Limb, pl.: Protuberancja typu pętla). Protuberancja w postaci jednej lub wielu pętli. Typ ten może zawierać również nierozpoznane zjawiska typu LPS. LPS (ang.: Loop Prominence System, pl.: Protuberancja typu arkada pętli porozbłyskowych). Pętle te tworzą tunele albo wachlarze. Powstają w następstwie rozbłysków, czas ich życia sięga wielu godzin. Widoczna jest ewolucja arkady w postaci pojawiania się kolejnych, coraz wyższych pętli i jednocześnie zanikania tych niżej położonych.

34 PROXIMA 1/2013 strona 34 MDP (ang.: Mound Prominence, pl.: Protuberancja typu kopiec). Niska protuberancja, z jasną strukturą, przypomina kształtem kopiec. Może osiągać jasność zbliżoną do jasności rozbłysku brzegowego i wtedy trudno ją odróżnić od zwartego rozbłysku brzegowego. QP (ang.: Quiescent Prominence, pl.: Protuberancja spokojna). Protuberancja w postaci długiej, płaskiej, przypominającej arkusz struktury, zorientowanej niemal prostopadle do powierzchni Słońca. Typowe rozmiary QP: długość od km do km, wysokość od km do km, grubość około km. QP prezentują wielkie bogactwo form i nie można ich opisać za pomocą jednego wspólnego modelu. Typowa QP zbudowana jest z jednego lub kilku łuków, których nogi zakotwiczone są w przestrzeniach między supergranulami. Często widoczna jest drobna struktura łuków, które składają się z wielu cienkich włókien. Czas życia QP waha się od dwóch tygodni do kilku miesięcy. Są to najtrwalsze ze słonecznych protuberancji.

35 PROXIMA 1/2013 strona 35 QPA (ang.: Quiescent Prominence under Activation, pl.: Zaktywizowana protuberancja spokojna). Protuberancja spokojna, obserwowana w okresie aktywizacji. Aktywizacja polega na pojawieniu się w jej obrębie: silnych pojaśnień, pogrubień drobnoskalowych elementów, pojawianiu się strumieni materii płynących zarówno w górę jak i w dół, co w efekcie powoduje widomą zmianę kształtu protuberancji. Aktywizacja może ustać w ciągu kilku godzin; może także poprzedzać erupcję protuberancji, jej stopniowy zanik jako całości lub jej zanik poprzez spływ materii ku chromosferze. SCL (ang.: Suspended Cloud, pl.: Protuberancja typu podparty obłok). Protuberancja o nieregularnym kształcie przypominająca obłok wiszący od km do km nad brzegiem Słońca. SCL żyje dobę lub więcej.

36 PROXIMA 1/2013 strona 36 SPY (ang.: Spray, pl.: Sprej). Wyrzut plazmy z początkowym przyspieszeniem rzędu kilku kilometrów na sekundę do kwadratu. Plazma w SPY osiąga niekiedy prędkość ucieczki ze Słońca (617 km/s), dochodząc nawet do 2000 km/s. Ekspandująca, początkowo zwarta, materia spreja rozpada się na indywidualne jasne zgęstki. Czas trwania SPY wynosi od kilku do kilkunastu minut. Dodatkowo w przypadku klasyfikacji i opisu zaobserwowanych protuberancji używa się literowych skrótów umożliwiających ich lokalizację na Słońcu oraz określenie ich wizualnych rozmiarów. Symbole (s), (m), (l) występujące po akronimie nazwy zjawiska określają jego rozmiar: (s) zjawisko małych rozmiarów, (m) - zjawisko średnich rozmiarów, (l) zjawisko dużych rozmiarów. Położenie zjawiska na brzegu Słońca określane jest poprzez podanie: półkuli (północna (N) lub południowa (S)), szerokości heliograficznej w stopniach oraz brzegu (wschodni (E) lub zachodni (W)). Np. S45-E oznacza, że zjawisko zaobserwowano na półkuli południowej, na szerokości heliograficznej 45 stopni i na brzegu wschodnim. Dodatkowo, co może być trudnym zadaniem dla amatora, jest określenie największej wysokości nad brzegiem Słońca mierzonej

37 PROXIMA 1/2013 strona 37 w płaszczyźnie nieba podana w tysiącach kilometrów, do jakiej widoczna była w linii H- alpha materia zjawiska. Obserwacje protuberancji prowadzone w systematyczny i zorganizowany sposób są o tyle wartościowe, iż ich relacja z cyklem aktywności słonecznej jest mniejsza, niż w przypadku pochodni i plam. Możliwe jest zatem, że w czasie niewielkiej aktywności plamotwórczej Słońca, obserwacje protuberancji będą nadal bardzo atrakcyjne. Warto przy tym spróbować samodzielnej klasyfikacji protuberancji, o ile dysponuje się odpowiedniej jakości sprzętem. Rozsądnym minimum wydaje się być coraz popularniejszy teleskop Coronado PST (średnica obiektywu 40mm), który w połączeniu z dobrej jakości okularem, przy maksymalnym użytecznym powiększeniu pozwoli na dość pewną klasyfikację widocznych protuberancji. Teleskop ten pozwoli także na robienie efektownych zdjęć tarczy słonecznej z widocznymi protuberancjami i filamentami. Poniżej przykład próby klasyfikacji protuberancji słonecznych na przykładzie zdjęcia wykonanego przez Michała Kałużnego w dniu r. ( ) Klasyfikacja protuberancji oraz zdjęcia nie podpisane pochodzą ze strony: Adam Derdzikowski

38 PROXIMA 1/2013 strona 38 Raport o aktywności Słońca za IV kwartał 2012 roku w oparciu o Komunikaty Towarzystwa Obserwatorów Słońca im. Wacława Szymańskiego. Towarzystwo Obserwatorów Słońca im. Wacława Szymańskiego Osiedle Traugutta 7/10, Żychlin, tel tossun1@wp.pl, tossun@interia.pl, adamderdzikowski@wp.pl Główne indeksy aktywności słonecznej za miesiąc październik 2012 Dzień R F CV Dzień R F CV Dzień R F CV Główne indeksy aktywności słonecznej za miesiąc listopad 2012 Dzień R F CV Dzień R F CV Dzień R F CV Główne indeksy aktywności słonecznej za miesiąc grudzień 2012 Dzień R F CV Dzień R F CV Dzień R F CV R - liczba Wolfa F -liczba nasilenia pochodni fotosferycznych CV - wartość klasyfikacyjna Średnie wartości powierzchni plam dla danych miesięcy: Szacunkowa średnia miesięczna powierzchnia plam za miesiąc październik 2012 wyniosła S=835,59 [p.p.s - MH.]. Szacunkowa średnia miesięczna powierzchnia plam za miesiąc listopad 2012 wyniosła S=734,34 [p.p.s - MH.]. Szacunkowa średnia miesięczna powierzchnia plam za miesiąc grudzień 2012 wyniosła S=376,75 [p.p.s - MH.].

39 PROXIMA 1/2013 strona 39 Dane dotyczące powstałych grup plam słonecznych Nr B L P S Nr B L P S IX 1 X XI IX 3 X XI IX 1 X XI IX 6 X XI IX 7 X XI X XI X XI X XI 6 XII X XI X XI X XI 9 XII X XI 1 XII X XI 8XII X XII X XII X XII X XII X XII X XII X 2 XI XII X 3 XI XII X XII X 4 XI XII XI XII XI XII XI XII XI XII -? (5) XI XII -? (1) XI XII -? (5) XI XII -? (11) XI XII -? (1) XI XII -? (1) XI 17 Nr - roczny numer grupy B - średnia szerokość heliograficzna L - średnia długość heliograficzna P - okres widoczności grupy? - brak całego okresu widoczności grupy S - maksymalna liczba zaobserwowanych plam w danej grupie Obserwatorzy: G. Araujo (Hiszpania), R. Battaiola (Włochy), H. Barnes (Nowa Zelandia), M. Biesiada, A. Chrapek, G. Dałek, J. Derdzikowska, A. Derdzikowski, P. Jaskółka, M. Leventhal (Australia), P. Madaliński, G. Morales (Boliwia), M. Musialska, P. Musialski, G-Lutz Schott (Niemcy), P. Skorupski, G. Stemmler (Niemcy), M. Suzuki, K. Szatkowski, P. Urbański, K. Wirkus, Z. Ziółkowski. Z wielkim żalem informujemy, że 26 grudnia 2012 r. odszedł od nas Emilian Skrzynecki, miłośnik, znawca i popularyzator astronomii, szczególnie aktywny w zakresie obserwacji gwiazd zmiennych oraz zakryć, wieloletni członek PTMA. W latach wykonał obserwacji wizualnych 186 gwiazd. Spoczywaj w pokoju! Zapraszamy naszych Czytelników do publikowania artykułów na łamach naszego biuletynu. Chcemy, by był on tworzony dla miłośników gwiazd zmiennych przez miłośników gwiazd zmiennych. Jeśli chciałbyś opisać własne obserwacje lub podzielić się swoją wiedzą i doświadczeniem, to napisz do nas na proxima@astronomica.pl

40 GALERIA R Leo - jasna miryda w gwiazdozbiorze Lwa odkryta w 1782 roku przez J. A. Kocha w Gdańsku jako piąta zmienna i czwarta zmienna długookresowa. Jest czerwonym olbrzymem oddalonym od nas o 370 lat świetlnych, który w swoim maksimum osiąga średnio jasność 5.8 mag, natomiast w minimum około 10 mag. Fot: Henryk Kowalewski SS Cyg odkryta w 1896 roku gwiazda zmienna w gwiazdozbiorze Łabędzia, oddalona od nas o około 540 lat świetlnych. Jest najjaśniejszą przedstawicielką gwiazd nowych karłowatych. Zwykle jej jasność kształtuje się na poziomie 12 mag, lecz co kilka tygodni gwiazda wybucha, a wtedy w ciągu 1-2 dni jej blask rośnie do około 8.5 mag, po czym następuje kilku/kilkunastodniowy powrót do poprzedniej jasności. Fot: Krzysztof Kida