BIULETYN OBSERWATORÓW GWIAZD ZMIENNYCH PROXIMA 2/2014 (16) KWIECIEŃ 2014 r. ASTRONOMICA.PL. W numerze: - News wiadomości ze świata gwiazd zmiennych - Kalendarium miryd na II kwartał 2014 r. - Nowe i supernowe w I kwartale 2014 r. - Zmienne nieba północnego Wolarz - SX Herculis - Drugi szczyt maksimum XXIV cyklu już wkrótce? - Raport z aktywności Słońca za I półrocze 2014 r. - Galeria Galaktyka M 99 z supernową SN 2014L. Zdjęcie zostało wykonane 25 lutego 2014 r. Autor: Damian Peach http://www.damianpeach.com Publikacja za uprzejmą zgodą Autora. (By kind permission of the author).
PROXIMA 2/2014 strona 2 PROXIMA Biuletyn obserwatorów gwiazd zmiennych Wydawca: Krzysztof Kida Tropy Elbląskie 3, 82-310 Elbląg Redakcja, opracowanie graficzne i skład: Krzysztof Kida Zespół redakcyjny: Krzysztof Kida, Bogdan Kubiak, Marian Legutko Współpraca: Ryszard Biernikowicz Adam Derdzikowski Tomasz Krzyt Stanisław Świerczyński Email: proxima@astronomica.pl Strona www: http://www.astronomica.pl /proxima.html Biuletyn wydawany w wersji elektronicznej (format PDF) W numerze: o Słowo wstępu.str. 2 o News str. 3 o o o o Kalendarium Mirydy na II kwartał 2014 r. str. 6 Gwiezdne kataklizmy Gwiazdy nowe w I kwartale 2014 r. str. 9 Supernowe w I kwartale 2014 r. str. 13 Poradnik obserwatora Zmienne nieba północnego Wolarz str. 16 SX Herculis.str. 21 Aktywność słoneczna Drugi szczyt maksimum XXIV cyklu już wkrótce? str. 23 Raport z aktywności Słońca za I kwartał 2014 roku str. 26 o Galeria. str. 28 Wszelkie prawa zastrzeżone. Żadna część tej publikacji nie może być reprodukowana w żadnej formie ani żadną metodą bez pisemnej zgody redakcji. Copyright 2014 by ASTRONOMICA.PL W biuletynie wykorzystano wyniki obserwacji zgromadzone w bazie AAVSO, uzyskane dzięki wysiłkowi obserwatorów z całego świata. We acknowledge with thanks the variable star observations from the AAVSO International Database contributed by observers worldwide and used in this bulletin. Słowo wstępu Po pochmurnej zimie nastała nieco pogodniejsza wiosna. W ostatnich tygodniach było trochę bezchmurnych nocy, podczas których mogliśmy oddać się swojej pasji - obserwacjom nieba i gwiazd. Wiosna często daje również nową energię i niesie ze sobą zmiany. A jako, że tym numerem zamykamy czwarty rok naszej działalności związanej z tworzeniem Proximy, postanowiliśmy i my coś zmienić. Dlatego jest to ostatni numer naszego biuletynu w dotychczasowej formie i szacie. Kolejny, lipcowy, będzie trochę inny. Mamy nadzieję, że odświeżona Proxima przypadnie do gustu naszym stałym Czytelnikom, liczymy również, że pojawią się nowi. To tyle zapowiedzi, czas skupić się na teraźniejszości. O czym więc napisaliśmy tym razem? Jak zwykle przedstawiamy newsy ze świata gwiazd zmiennych, raporty z aktywności nowych i supernowych w pierwszym kwartale roku oraz kalendarium miryd na najbliższe miesiące. Pragnąc zachęcić do aktywności obserwacyjnej, prezentujemy również kolejną grupę gwiazd zmiennych nieba północnego, tym razem skupiając się na dobrze znanym gwiazdozbiorze Wolarza. Poświęcamy także trochę uwagi ciekawej zmiennej pulsującej SX Herculis, która sklasyfikowana jest jako półregularna, ale przejawia zachowania mogące wskazywać, że nie jest to taka oczywista sprawa. Na koniec artykuł, w którym rozważamy, czy czeka nas drugie maksimum obecnego cyklu aktywności słonecznej, a także stały raport z aktywności Słońca za I kwartał 2014 r., przygotowany na bazie obserwacji członków Towarzystwa Obserwatorów Słońca im. Wacława Szymańskiego. Zapraszam do lektury! Krzysztof Kida 28 kwiecień 2014 r.
PROXIMA 2/2014 strona 3 NEWS Pierwszy kwartał 2014 przyniósł ciekawe odkrycia i obserwacje. W dwu wypadkach, ze względu na brak potwierdzenia natury obiektu, nie umieszczono notek na ich temat w dziale Gwiazdy nowe. Dopiero następne dni (a właściwie noce) zbierania danych powinny przynieść rozstrzygające informacje. Warto nadmienić także, że baza AAVSO ma się bardzo dobrze, a ilość zgromadzonych w niej obserwacji systematycznie rośnie. Nie brak w tym dziele udziału polskich obserwatorów! Odkrycie w Herkulesie: PNV J17592412+2520317 9 kwietnia, około 18.05 UT Vladimir Vladimirov zarejestrował obecność nieznanego wcześniej obiektu w Herkulesie, w miejscu o współrzędnych: R.A. = 17 h 59 m 24.31 s ; Dekl. = 25 20'32.5" (J2000.0). W chwili odkrycia jasność obiektu wynosiła około 12.8 mag. Odkrycie zostało dokonane w ramach działalności sieci MASTER OT, z wykorzystaniem automatycznego teleskopu MASTER-Amur. Odkrywcze obrazy z teleskopu MASTER-Amur dostępne są pod adresem: http://master.sai.msu.ru/static/ot/175924.12252031.7.png. B. Dintinjana i H. Mikuz ze słoweńskiego Crni Vrh Observatory dostrzegli obiekt na obrazach wykonanych w ich obserwatorium dobę przed odkryciem. Także obrazy uzyskane w hawajskim Haleakala (14-cm teleskop Brutus), w ramach przeglądu All Sky Automated Survey for SuperNovae, potwierdzają obecność obiektu już dobę przed odkryciem. Zarówno dane z Crni Vrh Observatory, jak i (archiwalne) z Haleakala, a także MASTER-Amur wskazują, że potencjalna nowa miała jasność 12.9 Vmag już dzień przed odkryciem. Dane z 10 kwietnia, na podstawie widma niskiej rozdzielczości, uzyskanego przez zespół P. Berardi, C. Buil, R. Leadbeater (ARAS Spectroscopy Group), sugerują, że mamy raczej do czynienia ze zmienną typu WZ Sge, niż z klasyczną nową. Konieczne są dalsze dane obserwacyjne, aby ostatecznie określić naturę obiektu. Niestety, maksymalna jasność około 13 mag została osiągnięta przez obiekt w czasie odkrycia. Nie jest to łatwy obiekt do obserwacji w warunkach amatorskich. Źródła: ATel#6059 http://www.astronomerstelegram.org/?read=6059 ATel#6061 http://www.astronomerstelegram.org/?read=6061 CBAT Transient Object Followup Reports http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/followups/j17592412+2520317.html Lista dyskusyjna VSNet-Alert Forum AAVSO Marian Legutko (LMT) AAVSO, BAA, PTMA Odkrycie w Wężowniku: PNV J17144255-2943481 11 kwietnia, około 17.55 UT H. Nishimura zarejestrował obecność gwiazdy gościa w Wężowniku, w miejscu o współrzędnych: R.A. = 17 h 14 m 42.68 s ; Dekl. = -29 43'44.8" (J2000.0). Jasność obiektu na niefiltrowanym obrazie (lustrzanka cyfrowa z obiektywem 200 mm f/3.2) wynosiła 10.7 mag. Niezależnego odkrycia obiektu 50 minut później dokonał Y. Sakurai (również lustrzanka cyfrowa z obiektywem 180 mm f/2.8). Według jego oszacowań, jasność obiektu wynosiła 10.6 mag. W ciągu doby nieznacznie wzrosła (jedyna dotychczas wizualna obserwacja nowej w bazie AAVSO wskazuje na 10.0 mag).
PROXIMA 2/2014 strona 4 Pierwsze, uzyskane przez Jonathana Powles a, widmo obiektu niskiej rozdzielczości mogło wskazywać na nową He/N w pobliżu maksimum. Informacje te jednak nie zostały potwierdzone. W otoczeniu potencjalnej nowej (odległość około 2.9 ) znajduje się źródło ultrafioletowe GALEX J171442.6-294345. Nie wiadomo czy ma ono jakiś związek z PNV J17144255-2943481. Najświeższe obserwacje, których autorami są Hiroyuki Maehara i Seiichiro Kiyota, wskazują na wahania jasności (superhumps) o amplitudzie około 0.1 mag., w okresie około 85 minut. Tymczasem Christian Buil i Masatoshi Fuji uzyskali kolejne widma obiektu. W połączeniu z obserwacjami fotometrycznymi, dane te pozwalają na określenie typu zmiennej jako nowa karłowata typu UGWZ. Rys. 1. Krzywa blasku PNV J17144255-2943481 w dniach 11 kwietnia 17 kwietnia 2014 wg obserwacji w bazie AAVSO Źródła: CBAT Transient Object Followup Reports http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/followups/j17144255-2943481.html Lista dyskusyjna CVNet-outburst Forum AAVSO Marian Legutko (LMT) AAVSO, BAA, PTMA Wybuch nowej powrotnej V475 Scorpii 6 lutego, około 16.40 UT podczas wizualnych obserwacji australijski obserwator Rod Stubbings zanotował pojaśnienie gwiazdy V745 Sco. Stubbings oszacował jasność obiektu na 9.0 mag. Gwiazda zmienna, której poprzedni wybuch obserwowano w roku 1937, zaliczana jest do grupy nowych powrotnych. Gwiazdy te, wykazując cechy klasycznych nowych, rozbłyskują z relatywnie dużą częstotliwością. Znanych jest obecnie kilkanaście gwiazd zaliczanych do tej grupy. Do najbardziej znanych należą: T CrB (wybuchy w l. 1866, 1946), RS Oph
PROXIMA 2/2014 strona 5 (1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006) czy U Sco (1863, 1906, 1936, 1979, 1987, 1999, 2010). V745 Sco okazała się być ciekawym obiektem obserwacji w bardzo szerokim spektrum fal elektromagnetycznych, od promieniowania gamma po fale radiowe. Co ciekawe, gwałtowny wzrost jasność radiowej (240 i 610 MHz) nowej powrotnej zarejestrowano blisko cztery tygodnie po piku optycznym. Niestety, jej jasność optyczna bardzo szybko malała. Obecnie już niemal wróciła do wartości wyjściowej. Blask zmiennej w minimum wynosi około 19.3 Vmag. W maksymalnej fazie wybuchu wzrasta o około 10 mag. Rys. 2. Krzywa blasku V475 Sco w dniach 1 lutego 13 kwietnia 2014 wg obserwacji w bazie AAVSO Źródła: AAVSO Alert Notice #496 http://www.aavso.org/aavso-alert-notice-496 AAVSO Special Notice #380 http://www.aavso.org/aavso-special-notice-380 AAVSO VSX http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=33561 Forum AAVSO H.W. Duerbeck (ESO and Astronomisches lnstitut der Universitat Munster, F.R. Germany) V745 Sco - a New Member of the Elusive Group of Recurrent Novae Marian Legutko (LMT) AAVSO, BAA, PTMA 25 milionów obserwacji w bazie AAVSO Nie tak dawno, 24 marca, baza obserwacji AAVSO przekroczyła kolejną okrągłą liczbę zebranych obserwacji 25 milionów. Według nieoficjalnego komunikatu, obserwatorem, który miał szczęście zarejestrować swoje dane pod tym numerem był Belg Josch Hambsch, a gwiazdą, dla której zarejestrowano obserwację ASAS J180536-4351.8. Warto przypomnieć w tym miejscu, że niecałe trzy lata temu, w październiku 2011 roku (Proxima 4/2011) obchodziliśmy setną rocznicę powstania AAVSO. Niedługo wcześniej 19 lutego 2011 liczba zebranych obserwacji przekroczyła 20 milionów. Zaledwie trzech lat trzeba było, aby podwyższyć tą liczbę o 5 milionów. A niemały udział w tym sukcesie ma grupa polskich obserwatorów.
PROXIMA 2/2014 strona 6 Życzmy z tej okazji AAVSO i sobie samym dalszych sukcesów w prowadzeniu i koordynacji działań, dzięki którym poznajemy naturę odległych słońc. AAVSO, bo to największa i mająca wielki wpływ na astronomię organizacja, łącząca profesjonalistów i amatorów na całym świecie. Sobie samym, abyśmy mogli nadal, mając na względzie wielki cel, mogli z zapałem i fascynacją rozwijać swoje zainteresowania i chwalić się nimi. Marian Legutko (LMT) AAVSO, BAA, PTMA KALENDARIUM Mirydy na II kwartał 2014 r. W kolejności podaję: nazwę gwiazdy, współrzędne, datę maksimum, okres zmienności (zaokrąglony do pełnego dnia), średnią amplitudę zmian blasku, miesiące dla których gwiazda powinna być jaśniejsza od 11 mag. Maj W tym pięknym wiosennym miesiącu 6 mir znajdzie się w maksimum. Najjaśniejszą z nich, a za razem w ostatnich latach niezbyt często obserwowaną będzie R Vir, która w średnim maksimum bywa jaśniejsza od 7 mag. W jej obserwacji przeszkadzał będzie zbliżający się do pełni Księżyc, który najbliżej niej znajdzie się około 11 maja. Natomiast warunki widoczności drugiej co do jasności miry tego miesiąca, R Aur, będą się stopniowo pogarszać, ze względu na zaczynający się sezon białych nocy. Pełnia Księżyca wypadnie 14 maja. 17 h 14 m 42.68 s ; Dekl. = -29 43'44.8" Nazwa R.A. Decl. Data Okres Amplituda V>11 mag U Ser 16 h 07 m 17.65 s +09 55'52.5" 4 237 8.5-13.4 IV-VII R Vir 12 h 38 m 29.94 s +06 59'18.9" 15 146 6.9-11.5 cały rok W Her 16 h 35 m 12.3 s +37 20'43" 23 280 8.3-13.5 IV-VII S Lac 22 h 29 m 00.9 s +40 18'55.9" 23 241 8.2-13.0 IV-VII R Vul 21 h 04 m 22.5 s +23 49'18" 23 137 8.1-12.6 IV-VI R Aur 05 h 17 m 17.69 s +53 35'10.1" 29 458 7.7-13.3 II-IX Czerwiec Czerwiec to czas najkrótszych nocy, a w nim tylko 4 miry będą w maksimum. Najjaśniejszą z nich będzie chi Cyg, która w ubiegłym roku miała jedno z najjaśniejszych maksimów w historii. W tym roku jej maksimum powinno być słabsze niż ubiegłoroczne. Jednakże będzie to jedno z najjaśniejszych maksimów, jeśli nie najjaśniejsze w 2014 r., gdyż maksimum jaśniejszej Miry Ceti też wypada w czerwcu, gdy ta gwiazda nie jest widoczna. Pod koniec miesiąca w maksimum będzie druga co do jasności mira tego miesiąca, R Boo, której warunki do obserwacji przez całą noc będą bardzo dobre. Księżyc będzie w pełni 13 czerwca.
PROXIMA 2/2014 strona 7 Nazwa R.A. Decl. Data Okres Amplituda V>11 mag U Cas 00 h 46 m 21.36 s +48 14'38.6" 5 277 8.4-14.8 V-VII T Her 18 h 09 m 06.2 s +31 01'16.2" 15 165 8.0-12.8 V-VII Chi Cyg 19 h 50 m 33.91 s +32 54'50.6" 25 408 5.2-13.4 III-X R Boo 14 h 37 m 11.57 s +26 44'11.6" 27 223 7.2-12.3 V-IX Lipiec Noce zaczną się wydłużać i poprawią się warunki do obserwacji gwiazd, a 5 mir będzie w maksimum. Najjaśniejsza z nich to X Oph, dostępna do obserwacji przez całą noc. Także przez całą noc będzie można obserwować chi Cyg, której jasność będzie już powoli spadać. Pod koniec miesiąca będzie można spróbować na porannym niebie zaobserwować słabnącą po maksimum Mirę Ceti. Pełnia Księżyca wypada 12 lipca. Nazwa R.A. Decl. Data Okres Amplituda V>11 mag Z Peg 00 h 00 m 06.55 s +25 53'11.2" 1 335 8.4-13.2 IV-IX U Per 01 h 59 m 35.1 s +54 49'19.9" 3 320 8.1-11.3 cały rok S UMa 12 h 43 m 56.67 s +61 05'35.4" 11 226 7.8-11.7 V-IX W CrB 16 h 15 m 24.54 s +37 47'44.1" 26 239 8.5-13.5 VII-IX X Oph 18 h 38 m 21.1 s +08 50'02.7" 27 329 6.8-8.8 cały rok Wybrane krzywe blasku mir z polskich obserwacji: R And
PROXIMA 2/2014 strona 8 R Tri R Cam Zapraszamy naszych Czytelników do publikowania artykułów na łamach naszego biuletynu. Chcemy, by był on tworzony dla miłośników gwiazd zmiennych przez miłośników gwiazd zmiennych. Jeśli chciałbyś opisać własne obserwacje lub podzielić się swoją wiedzą i doświadczeniem, to napisz do nas: proxima@astronomica.pl
PROXIMA 2/2014 strona 9 R Ari Źródła: Astrojawil Cartes du Ciel www.aavso.org www.sswdob.republika.pl Bogdan Kubiak GWIEZDNE KATAKLIZMY Gwiazdy nowe w I kwartale 2014 r. Pierwszy kwartał 2014 przyniósł odkrycia kilku nowych, w większości usytuowanych na niebie dość niekorzystnie dla polskich obserwatorów. Tradycją stało się, że autorami odkryć są obserwatorzy japońscy. PNV J18250860-2236024 Nowa Strzelca 2014 26 stycznia, około godz. 20.35 UT, japoński obserwator Sigeru Furuyama zarejestrował prawdopodobną nową w gwiazdozbiorze Strzelca. W obserwacjach użył kamery CCD BJ-42L bez filtra oraz 200-mm obiektywu f/2.8. T. Noguchi potwierdził odkrycie obiektu dobę później, za pomocą 23-cm teleskopu Schmidt-Cassegrain f/6.3 (CCD bez filtra). Odkrywca oszacował jasność potencjalnej nowej na 8.7 mag. Noguchi podczas swoich obserwacji ocenił ją na 9.6 mag. Kolejnej doby 28 stycznia, około 7.50 UT brazylijski astronom Alexandre Amorim, podczas wizualnych obserwacji 18-cm teleskopem, oszacował jasność obiektu na 10.1 mag. Współrzędne nowej: R.A. = 18 h 25 m 08.60 s ; Dekl. = -22 36'02.4" (J2000.0). Uzyskane nocą 30/31 stycznia przez A. Arai za pomocą 2-metrowego Nayuta telescope (Nishi-Harima Astronomical Observatory, University of Hyogo) widmo obiektu pozwoliło na określenie obiektu jako klasyczna nowa typu Fe-II. Jasność nowej szybko obniżyła się do około 11.5 mag, po czym ponownie zaczęła rosnąć do wartości 9.8 mag. Ciekawą krzywą blasku nowej skonstruowaną na bazie obserwacji zebranych przez AAVSO (wizualne i w paśmie V) przedstawiamy na rysunku poniżej.
PROXIMA 2/2014 strona 10 Rys. 1. Krzywa blasku PNV J18250860-2236024 Nowej Strzelca 2014 w dniach 26 stycznia 13 kwietnia 2014 wg obserwacji w bazie AAVSO Źródła: AAVSO Alert Notice #497 http://www.aavso.org/aavso-alert-notice-497 CBAT Transient Object Followup Reports http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/followups/j18250860-2236024.html AAVSO VSX http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=359534 TCP J20542386+6017077 Nowa Cefeusza 2014 8 marca około 19 UT Koichi Nishiyama i Fujio Kabashima zarejestrowali nowy obiekt w gwiazdozbiorze Cefeusza, w miejscu o współrzędnych R.A. =20 h 54 m 23.75 s ; Dekl. = 60 17'06.9" (J2000.0). Użyty sprzęt: SBIG STL6303E bez filtra + obiektyw 105 mm f/4. Jasność oszacowana przez odkrywców: 11.7 mag. Widmo niskiej rozdzielczości uzyskane dobę po odkryciu przez zespół U. Munari, A. Milani, P. Valisa, F. Castellani i R. Belligoli wskazało na silnie poczerwienioną klasyczną nową typu Fe-II w pobliżu maksimum blasku. Obserwacje widma w podczerwieni (w zakresie fal o długości od 0.85 do 2.4 mikrona) także wskazały na nową typu Fe-II. Obserwacji tych dokonał zespół indyjskich astronomów: N. M. Ashok, D. P.K. Banerjee, V. Venkataraman, V. Joshi z Physical Research Laboratory w Ahmedabad, za pomocą 1.2-metrowego teleskopu.
PROXIMA 2/2014 strona 11 Rys. 2. Krzywa blasku TCP J20542386+6017077 Nowej Cefeusza 2014 w dniach 8 marca 13 kwietnia 2014 wg obserwacji w bazie AAVSO Źródła: AAVSO Alert Notice #498 http://www.aavso.org/aavso-alert-notice-498 CBAT Transient Object Followup Reports http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/followups/j20542386+6017077.html AAVSO VSX http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=359701 ATel#5996 http://www.astronomerstelegram.org/?read=5996 TCP J17154683-3128303 Nowa Skorpiona 2014 26 marca Koichi Nishiyama i Fujio Kabashima zaanonsowali odkrycie nowego obiektu w miejscu o współrzędnych: RA = 17 h 15 m 46.83 s ; Dekl. = -31 28'30.3". Obiekt został zarejestrowany około 20.20 UT 26 marca, za pomocą zestawu: obiektyw 105mm f/4 + SBIG STL6303E. Jego jasność na niefiltrowanym obrazie CCD wynosiła 10.1 mag. Pół godziny później sami odkrywcy potwierdzili obecność obiektu na obrazie uzyskanym za pomocą teleskopu Meade 200R 0.40-m f/9.8 "uzbrojonego" w kamerę SBIG STL1001E. Podczas poprzednich przeglądów tego rejonu nie zaobserwowali oni żadnego obiektu w podanej pozycji, jaśniejszego niż 12.5 mag (22 marca) i 12.9 mag (23 marca). Kilka godzin po odkryciu, rejon nieba, w którym znajduje się Nowa Skorpiona 2014 obserwowany był w promieniowaniu rentgenowskim przez orbitalny teleskop Swift. Obserwacje te wskazały na obecność nieznanego wcześniej źródła promieni X w położeniu nowej. Źródłem tym jest ekspandująca otoczka nowej. Obserwacje spektroskopowe wskazały na nową typu He/N w układzie symbiotycznym.
PROXIMA 2/2014 strona 12 Rys. 3. Krzywa blasku TCP J17154683-3128303 Nowej Skorpiona 2014 w dniach 26 marca 2014 13 kwietnia 2014 wg obserwacji w bazie AAVSO Źródła: AAVSO Special Notice #383 http://www.aavso.org/aavso-special-notice-383 AAVSO Alert Notice #500 http://www.aavso.org/aavso-alert-notice-500 CBAT Transient Object Followup Reports http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/followups/j17154683-3128303.html AAVSO VSX http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=359987 ATel #6015 http://www.astronomerstelegram.org/?read=6015 ATel #6025 http://www.astronomerstelegram.org/?read=6025 ATel #6032 http://www.astronomerstelegram.org/?read=6032 ATel #6034 http://www.astronomerstelegram.org/?read=6034 PNV J20214234+3103296 Nowa Łabędzia 2014 31 marca około 18.55 UT Koichi Nishiyama i Fujio Kabashima zarejestrowali obiekt w Łabędziu, w punkcie o współrzędnych RA = 20 h 21 m 42.32 s.; Dekl. = +31 03'29.4" (współrzędne wg obserwacji G. Masi'ego i P. Schmeer'a). Podobnie jak w przypadku odkrycia nowej Skorpiona, do przeglądu nieba użyli oni zestawu: obiektyw 105mm f/4 + SBIG STL6303E. Na niefiltrowanym obrazie w chwili odkrycia obiekt miał jasność 10.9 mag. Na własnych archiwalnych obrazach, uzyskanych dobę wcześniej, odkrywcy stwierdzili obecność nowej i oszacowali jej blask na 12.4 mag. Osiem godzin po odkryciu, zespół w składzie Gianluca Masi, Francesca Nocentini i Patrick Schmeer obserwował obiekt automatycznymi teleskopami 14" i 17" Virtual Telescope Project facility w Ceccano (Włochy). Uzyskano (teleskopem 14") pierwsze widmo obiektu. Zarówno te obserwacje, jak też obserwacje widma wykonane przez innych obserwatorów wskazują na silnie poczerwienioną nową typu Fe-II.
PROXIMA 2/2014 strona 13 Rys. 4. Krzywa blasku PNV J20214234+3103296 Nowej Łabędzia 2014 w dniach 31 marca 2014 23 kwietnia 2014 wg obserwacji w bazie AAVSO AAVSO Alert Notice #500 http://www.aavso.org/aavso-alert-notice-500 CBAT Transient Object Followup Reports http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/followups/j20214234+3103296.html AAVSO VSX http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=360016 ATel #6015 http://www.astronomerstelegram.org/?read=6015 Supernowe w I kwartale 2014 Marian Legutko (LMT) AAVSO, BAA, PTMA W I kwartale bieżącego roku 5 supernowych osiągnęło jasność 15 magnitudo i wyższą. Cztery z nich rozbłysły na północnym niebie (N), natomiast jedna na południowym (S). Są to: SN 2014C (Vmax: 15.0 mag, N); SN 2014G (Vmax: 13.9 mag, N); SN 2014J (Vmax: 10.1 mag, N); SN 2014L (Vmax: 14.4 mag, N); SN 2014ad (Vmax: 13.6 mag, S). Jak widać więcej szczęścia do ciekawych zjawisk mieli mieszkańcy północnej półkuli, a wszystkie te gwiazdy można było obserwować z naszego kraju. Na szczególną uwagę zasługuje wybuch supernowej SN 2014J w galaktyce M82, która osiągnęła jasność niemal 10 magnitudo. Była ona bohaterką numeru 1/2014, w którym prezentowaliśmy m.in. jej zdjęcia. Poniżej kilka słów na temat wspomnianych zjawisk. SN 2014C Odkryta 5 stycznia 2014 r. w galaktyce NGC 7331 (R.A. = 22 h 37 m 05.60 s, Decl. = +34 24'31.9") w ramach programu Lick Observatory Supernova Serach. Położenie supernowej: 19.7" E i 24.2" S od centrum galaktyki. Sklasyfikowana jako Ib. Nie zachwyciła jasnością, jednak w połowie stycznia osiągnęła maksymalny blask 15.0 mag. NGC 7331 to galaktyka spiralna znajdująca się w gwiazdozbiorze Pegaza, w odległości 50 milionów lat świetlnych od nas. Odkryta w 1784 r. przez Williama Herschela. Poniżej prezentujemy obraz odkrywczy.
PROXIMA 2/2014 strona 14 Fot. LOSS SN 2014G Odkryta 14 stycznia 2014 r. w galaktyce NGC 3448 (R.A. = 10 h 54 m 34.13 s, Decl. = +54 17'56.9") przez Koichi Itagaki i Patricka Wiggins a. Położenie supernowej: 44" W i 20" S od centrum galaktyki. Sklasyfikowana jako IIL. Na przełomie stycznia i lutego osiągnęła maksymalną jasność 13.9 mag. NGC 3448 to galaktyka spiralna o jasności obserwowanej 11.6 mag, znajdująca się w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy. Odkryta w 1789 r. przez Williama Herschela. Obok prezentujemy obraz odkrywczy. Fot. Koichi Itagaki (http://www.k-itagaki.jp)
PROXIMA 2/2014 strona 15 SN 2014J O tej supernowej i okolicznościach jej odkrycia pisaliśmy już w numerze 1/2014 (strona 12). Już po odkryciu 21 stycznia supernowa została odnaleziona na wielu wcześniejszych fotografiach galaktyki M82, a najwcześniejsza z nich wykonana została 15 stycznia 2014 przez znanego japońskiego łowcę nowych i supernowych Koichi Itagaki, na której gwiazda ma jasność 14.4 mag. Jako, że jest to też jedna z najbliższych nam supernowych odkrytych w ciągu ostatnich kilkudziesięciu lat, od samego początku oczekiwania w stosunku do niej były wysokie. Choć nie zawiodła, to nie osiągnęła przewidywanego blasku, prawdopodobnie został on stłumiony przez pył galaktyki. Mimo to jej jasność na początku lutego doszła do około 10.1 mag. Zachowywała się przy tym inaczej, niż przewidywali astronomowie, przede wszystkim jaśniała znacznie szybciej niż wynika to z opracowanych modeli. Mimo, że obecnie ma jasność wizualną mniejszą niż 14 mag, to nadal jest obserwowana zarówno przez profesjonalistów, jak i amatorów. Poniżej prezentujemy wykres jasności SN 2014J wg obserwacji w bazie AAVSO Rys. Krzywa blasku SN 2014J wg obserwacji w bazie AAVSO SN 2014L Odkryta 26 stycznia 2014 r. w galaktyce M99 (R.A. = 12 h 18 m 48.68 s, Decl. = +14 24'43.5") w ramach THU-NAOC Transient Survey (TNTS). Położenie supernowej: 14" W i 16" S od centrum galaktyki. Sklasyfikowana jako Ic. Na początku lutego osiągnęła maksymalną jasność 14.4 mag. M99 to galaktyka spiralna położona w gwiazdozbiorze Warkocza Bereniki, należy do gromady galaktyk w Pannie. Odkrył ją 15 marca 1781 francuski astronom Pierre Machin. Galaktyka ta znajduje się w odległości ok. 60 milionów lat świetlnych od nas. SN 2014ad Odkryta 12 marca 2014 r. w galaktyce PGC 37625 (R.A. = 11 h 57 m 44.44 s, Decl. = - 10 10'15.7") w ramach Catalina Real-Time Transient Survey, a także niezależnie przez Stana Howerton a. Położenie supernowej: 3.5" W i 7.2" N od centrum galaktyki. Sklasyfikowana jako Ic. Dziesięć dni po odkryciu osiągnęła maksymalną jasność 13.6 mag. Na podstawie: http://www.rochesterastronomy.org Krzysztof Kida, Elbląg
PROXIMA 2/2014 strona 16 PORADNIK OBSERWATORA Zmienne nieba północnego - Wolarz Dość duży gwiazdozbiór nieba północnego. Mitologicznie związany z gwiazdozbiorem Wielkiej Niedźwiedzicy. Wg jednej z legend przedstawia biednego pasterza, który wynalazł pług ciągniony przez woły, za co został wraz z siedmioma bykami (jasnymi gwiazdami Wielkiej Niedźwiedzicy) przeniesiony na niebo. Najjaśniejsza gwiazda Arktur, wraz z Wegą, są najjaśniejszymi gwiazdami nieba północnego. Arktur ma bardzo duży ruch własny, w ciągu 800 lat przesuwa się na niebie o kąt równy średnicy Księżyca Wolarza możemy obserwować praktycznie cały rok. Najlepsze warunki jego widoczności są wiosną, gdy jest widoczny praktycznie całą noc. Natomiast najtrudniej obserwuje się go w październiku i listopadzie, gdy znika z wieczornego nieba a pojawia się na porannym. Poniżej przedstawiam kilka najciekawszych gwiazd z gwiazdozbioru Wolarza: R Boo jasna zmienna typu Mira Ceti, położona w pobliżu jasnej gwiazdy Epsilon Boo, co bardzo ułatwia jej odnalezienie. Dostępna do obserwacji praktycznie przez cały rok, chociaż w październiku i listopadzie zaobserwowanie jej nie należy do najłatwiejszych zadań. Jasność gwiazdy zmienia się w przedziale 6.2-13.1 mag, natomiast średnia amplituda zmian jasności zawiera się w przedziale 7.2-12.3 mag. Okres zmian jasności wynosi 223 dni, a więc w ciągu roku kalendarzowego możemy czasami zaobserwować dwa maksima jasności. W tym roku będziemy mogli zaobserwować tylko jedno maksimum, za to będą bardzo dobre warunki do jego zaobserwowania. Gwiazda już teraz jest jaśniejsza od 11 mag, a maksimum wystąpi pod koniec czerwca. U gwiazdy obserwujemy nieznacznie szybszy wzrost jasności od minimum do maksimum, w porównaniu do spadku jasności od maksimum do minimum. Gwiazda jest dość popularna w obserwacjach, w ubiegłym roku do bazy AAVSO wpłynęło prawie pół tysiąca ocen dla tej gwiazdy. Natomiast w polskiej bazie obserwacji gwiazd zmiennych mamy ponad 1100 ocen dla tej gwiazdy od 1989r. Niestety w ostatnich latach gwiazda nie była zbyt często obserwowana. Poniżej przedstawiamy krzywą zmian blasku z obserwacji AAVSO z ostatnich 10 lat:
PROXIMA 2/2014 strona 17 S Boo druga pod względem jasności zmienna typu Mira Ceti w gwiazdozbiorze Wolarza. Położona jest w północnej części gwiazdozbioru, przez co jest gwiazdą okołobiegunową, a więc dostępna do obserwacji przez cały rok. Leży niedaleko ostatniej gwiazdy dyszla Wielkiego Wozu, w pobliżu gwiazd kappa i jota Boo (obie słabsze od 4 mag). Gwiazda zmienia swoją jasność w przedziale od 7.8-13.8 mag, średnia amplituda zmian jasności waha się w przedziale 8.4-13.3 mag. Okres zmian jasności wynosi 270 dni, a więc podobnie jak w przypadku R Boo, w ciągu roku możemy obserwować dwa maksima. Najbliższe maksimum blasku tej gwiazdy będziemy mogli obserwować pod koniec sierpnia tego roku, a już od lipca jasność gwiazdy powinna wzrosnąć powyżej 11 mag. U gwiazdy obserwujemy nieznacznie szybszy wzrost jasności od minimum do maksimum, w porównaniu do spadku jasności od maksimum do minimum. Gwiazda jest mniej popularna od poprzedniczki. W ubiegłym roku do bazy AAVSO wpłynęło 224 ocen dla tej gwiazdy. W polskiej bazie mamy 241 ocen od 1992r. Poniżej przedstawiamy krzywą zmian blasku, na podstawie obserwacji AAVSO z ostatnich 10 lat: W Boo gwiazda półregularna typu SRB. Podobnie jak R Boo położona w pobliżu jasnej gwiazdy Epsilon Boo. Amplituda zmian blasku wynosi 4.5-5.4 mag. Początkowo okres zmian blasku ustalono na 25 dni, jednak po pewnym czasie obserwacje wykazały, że zaczął się wydłużać do 50 dni. Jednocześnie okazało się, że gwiazdy porównania, użyte do obserwacji, też są gwiazdami zmiennymi. Najnowsze badania ustaliły okres zmian blasku na 35.2 dni. Dodatkowo dopatrzono się też dwóch pulsacji w okresie 4.5 i 2 dni. Gwiazdę możemy obserwować przez cały rok. W polskiej bazie obserwacyjnej mamy 408 jej ocen od 1994r. Poniżej krzywa zmian blasku W Boo z ostatnich 10 lat wg obserwacji w AAVSO:
PROXIMA 2/2014 strona 18 V Boo kolejna gwiazda półregularna. W XX wieku gwiazda miała dużo większą amplitudę i regularny cykl. Stopniowo jednak u gwiazdy zoabserwowano zmniejszenie się amplitudy zmian blasku i pojawienie się drugiego cyklu pulsacyjnego. Przypuszcza się, że gwiazda pulsuje w dwóch modach, jeden o okresie około 258 dni, a drugi o okresie 134 dni. Nałożenie się tych dwóch modów pulsacyjnych powoduje, że czasami obserwujemy chaotyczne zmiany blasku, podczas których mogą się np. pojawić podwójne maksima, a innym razem z kolei gwiazda zachowuje się w sposób dużo bardziej spokojny i regularny. Gwiazdę odnajdziemy w pobliżu stosunkowo jasnej gwiazdy Gamma Bootis i możemy ją obserwować praktycznie cały rok. Amlituda zmian blasku wg GCVS zawiera się w przedziale 7-12 mag, jednakże w ostatnich latach gwiazda rzadko była jaśniejsza od 8 mag, i rzadko też słabła poniżej 9 mag. W polskiej bazie mamy 1376 obserwacji od 1990r. Poniżej przedstawiamy dwa wykresy zmian blasku V Boo z obserwacji AAVSO, pierwszy przedstawia wahania blasku z ostatnich 10 lat, natomiast drugi pomiędzy 1980 a 1990 r.
PROXIMA 2/2014 strona 19 RW Boo kolejna gwiazda półregularna typu SRB położona na północny wschód od gwiazdy Rho Bootis. Zmienia swoją jasność w przedziale 7.2-8.7 mag w okresie 209 dni. Gwiazda nie jest zbyt popularna zarówno w obserwacjach AAVSO jak i w polskich. W polskiej bazie mamy 80 ocen od 1998 r. Poniżej przedstawiamy krzywą blasku z ostatnich 10 lat wg obserwacji AAVSO:
PROXIMA 2/2014 strona 20 RV Boo bliska sąsiadka RW Boo, płożona około 1 stopień w kierunku północno zachodnim od swojej sąsiadki. Gwiazda zmienia swoją jasność w przedziale od 7 do 9 mag, w ciągu 144 dni. Gwiazda jeszcze mniej popularna od swojej poprzedniczki, w polskiej bazie mamy 48 ocen od 1998 r. Poniżej krzywa zmian blasku zmiennej wg obserwacji AAVSO z ostatnich 10 lat: ZZ Boo zmienna zaćmieniowa, położona w zachodnich rubieżach gwiazdozbioru, w pobliżu granicy z gwiazdozbiorami Warkocz Bereniki i Psami Gończymi. Gwiazda zmienia swoją jasność w przedziale 6.8-7.44 mag w ciągu 4.9917 dnia. Gwiazda jest zmienną typu EA, jednakże obydwa minima, zarówno główne jak i wtórne mają tą samą głebokość. Czas trwania zaćmienia wynosi około 7.2 godziny. XZ Boo zmienna nieregularna typu LB, jej amplituda zmian blasku waha się w przedziale 8.8-9.9 mag. Znajduje się na południe od gwiazdy Eta Boo. Jest gwiazdą bardzo mało obserwowaną. W polskiej bazie mamy zaledwie 12 obserwacji tej zmiennej, a ostatnia pochodzi z 2002r. Także w bazie AAVSO jest zaledwie kilkadziesiąt obserwacji tej gwiazdy. AB Boo gwiazda nowa, której wybuch niedaleko najjaśniejszej gwiazdy gwiazdozbioru, Arktura, zaobserwował F. Schwab w 1877 r. Gwiazda w maksimum osiągnęła 4.5 mag. Poniżej mapka gwiazdozbioru Wolarza, z zaznaczonymi gwiazdami zmiennymi opisanymi w artykule:
PROXIMA 2/2014 strona 21 Źródła: Cartes du Ciel www.aavso.org www.sswdob.republika.pl http://stars.astro.illinois.edu/sow/wboo.html http://www.aavso.org/lcotw/v-bootis http://www.as.up.krakow.pl/gzz/mapy/gwiazdy.htm Bogdan Kubiak SX HERCULIS W zachodniej części gwiazdozbioru Herkulesa blisko granicy z Koroną Północną znajdziemy ciekawą gwiazdę zmienną pulsującą będącą w zasięgu małych teleskopów SX Herkulesa. Zmienna ta została odkryta w 1907 roku, a od roku 1922 są prowadzone jej systematycznie obserwacje wizualne, głównie przez obserwatorów skupionych w AAVSO. Okres pulsacji nie zmienił się właściwie w ciągu ostatnich stu lat i wynosi 103 dni.
PROXIMA 2/2014 strona 22 Z analizy polskich obserwacji wynika, że amplituda zmian jasności zawiera się mniej więcej w zakresie od 7 m.9 do 9 m.6. Mimo, że zmienna jest sklasyfikowana generalnie jako półregularna typu SRd (a przez niektórych badaczy jak RV Tau), to w widmie tej gwiazdy znajdujemy też wiele podobieństw do gwiazd długookresowych typu Mira Ceti, czyli linie emisyjne wodoru oraz silne pasma TiO w minimum jasności. Jednak dokładniejsza analiza składu chemicznego dowodzi, że jest to gwiazda należąca zdecydowanie do gwiazd II populacji. O tym, że jest to bardzo stara gwiazda, świadczy jej metaliczność Fe/H = -1.8, która jest zbliżona do metaliczności gwiazd z gromad kulistych, które jak wiadomo należą do najstarszych w Galaktyce. Można więc ocenić jej wiek na co najmniej 10 miliardów lat. Rozważając przynależność do typu zmienności, należy stwierdzić, że obserwacje wykonane przez polskich obserwatorów nie wspierają tezy o tym, że jest to zmienna typu RV Tau. Jeśli bowiem przyjmiemy taką hipotezę, że jest to zmienna typu RV Tau, to musimy także przyjąć, że okres pulsacji wynosi 206 dni i w związku z tym powinniśmy widzieć dwa różnej głębokości minima na fazowym wykresie zmian jasności. Rys. Krzywa fazowa SX Herculis Wprawdzie obserwujemy u tej zmiennej na krzywej jasności, że jedne minima są płytsze, a inne głębsze, to jednak trudno jest się dopatrzeć na krzywej fazowej (mimo dużego rozrzutu punktów), płytszego minimum wtórnego, charakterystycznego dla gwiazd typu RV Tau. Niepewność w klasyfikacji zmiennych typu SRd nie jest niczym niezwykłym, bowiem często się zdarza, że kształt krzywej zmian jasności u tych gwiazd zmienia się w czasie i może wtedy przypominać krzywą gwiazd typu RV Tau. Póki co trzeba przyjąć, że SX Her jest starą zmienna półregularną typu SRd, znajdująca na końcowym etapie ewolucji, przed fazą mgławicy planetarnej. Tomasz Krzyt
PROXIMA 2/2014 strona 23 AKTYWNOŚĆ SŁONECZNA Drugi szczyt maksimum XXIV cyklu już wkrótce? W dwunastym numerze Proximy, który ukazał się równo rok temu, wyraziłem swoją sceptyczną opinię na temat przewidywań heliofizyków, dotyczących dalszego przebiegu aktywności słonecznej w XXIV cyklu. Przez kilka lat z rzędu prognozy te konsekwentnie chybiały celu. Dotyczyły one głównie kwestii momentu wystąpienia minimum poprzedzającego obecny cykl oraz poziomu aktywności w tymże cyklu. W kontekście tych potknięć, które były zbyt liczne, nawet jak na tak trudną do prognozowania dziedzinę jak słoneczna aktywność, prognoza wystąpienia podwójnego maksimum w bieżącym cyklu była bardzo niepewna. Może przypomnę, że zgodnie z tymi prognozami w SC24 miało dojść do wystąpienia niezbyt częstego zjawiska - podwójnego maksimum, którego pierwszy szczyt miał miejsce około grudnia 2011 roku, a drugi szczyt miał przypaść na 2015 rok. Ponieważ od wiosny 2012 roku uśredniona aktywność słoneczna utrzymywała się na równym, niskim jak na maksimum poziomie, rzędu R=60, wraz ze wzrostem ilości plam na słońcu w ostatnich miesiącach, pojawiła się rzeczywista możliwość wystąpienia przepowiadanego drugiego szczytu aktywności. Na podstawie powyższego wykresu łatwo stwierdzić, że plamotwórcza aktywność słońca wzrosła pod koniec 2013 i na początku 2014 roku o ok. 30% w stosunku do poprzedniego okresu. Ten wzrost aktywności powinien utrzymać się przez najbliższych kilka miesięcy i obecny poziom R (przekraczający chwilami R=100) może nie być jeszcze ostatnim
PROXIMA 2/2014 strona 24 słowem naszej Gwiazdy Dziennej w tym zakresie. Na powyższym wykresie zaznaczona jest także linia przewidywanego poziomu aktywności w dalszej części cyklu. Jak widać po kształcie tej krzywej, znajdujemy się w przełomowym momencie cyklu. Po zbliżającym się drugim piku aktywności, uśredniona wartość aktywności słonecznej powinna przyjąć zauważalną tendencję malejącą. Podobny wykres do tego z Marshall Space Flight Center NASA znajdziemy na stronie SIDC (Solar Influences Data Analysis Center), bogatszy jednak o wykres wygładzonej aktywności (a nie przewidywanej jak na wykresie MSFC), dzięki któremu lepiej widać momenty wystąpienia pierwszego szczytu aktywności oraz obecną rzeczywistą, wzrostową tendencję aktywności słońca. Wszystko wskazuje zatem, iż obecny cykl, podobnie jak poprzedni, będzie miał dwa szczyty aktywności, dzielić je będzie jednak większy odstęp czasu, samo zaś siodło maksimum będzie miało prawdopodobnie niższą amplitudę. Mimo, że można przewidywać, że najbliższy pik aktywności słonecznej będzie wyższy od tego z przełomu lat 2011/2012, to jednak jego wysokość (w zakresie konsekutywnym) nie powinna raczej przekroczyć poziomu zbliżonego do R=80. Jak może wyglądać obecny cykl aktywności po drugim szczycie aktywności słonecznej sugeruje kolejny wykres.
PROXIMA 2/2014 strona 25 Podobieństwo SC24 do SC12 jest na tyle znaczące, że dalsze losy tego cyklu możemy prognozować poprzez analogię do tego właśnie cyklu z lat 1878 1890. W SC24 także drugi pik aktywności może być zauważalnie wyższy od pierwszego, po drugim zaś możemy spodziewać się być może jeszcze jednego, ale raczej krótkiego i niezbyt imponującego piku na gałęzi opadającej wykresu konsekutywnego. Od tego momentu aktywność słoneczna powinna już systematycznie maleć, aż do minimum, które powinno wystąpić około 2020-21 roku. Na ile powyższe przewidywania i analogie między obecnym a poprzednimi cyklami się sprawdzą warto się przekonać samodzielnie, prowadząc chociażby własne obserwacje niewielką lunetą, składające się co najmniej z obliczeń Liczby Wolfa (R) oraz Classification Value (CV). Towarzystwo Obserwatorów Słońca zaprasza do współpracy w tym zakresie wszystkich miłośników słonecznych obserwacji. Na koniec niniejszego tekstu wykres aktywności słonecznej z obserwacji TOS, dotyczący analogicznego okresu, co wykresy z MSFC i SIDC: Źródła: http://solarscience.msfc.nasa.gov/predict.shtml http://sidc.oma.be/news/240/welcome.html Towarzystwo Obserwatorów Słońca im. W. Szymańskiego Adam Derdzikowski
PROXIMA 2/2014 strona 26 Raport o aktywności Słońca za I kwartał 2014 roku w oparciu o Komunikaty Towarzystwa Obserwatorów Słońca im. Wacława Szymańskiego. Towarzystwo Obserwatorów Słońca im. Wacława Szymańskiego Osiedle Traugutta 7/10, 99-320 Żychlin, tel. 608 278 894 www.tos.astrowww.pl tossun1@wp.pl, tossun@interia.pl, adamderdzikowski@wp.pl Główne indeksy aktywności słonecznej za miesiąc styczeń 2014 Dzień R F CV Dzień R F CV Dzień R F CV 1 101 8 120 11 116 8 143 21 109-143 2 120 8 157 12 101 7 141 22 146-114 3 138 9 126 13 103 7 116 23 120 6 100 4 128 9 112 14 113-83 24 111 6 77 5 130 10 125 15 95-75 25 102 8 81 6 157 11 120 16 79-49 26 108 6 60 7 124 10 98 17 91-54 27 63 58 8 101 10 110 18 115 8 88 28 67 86 9 91 6 117 19 132-110 29 78 98 10 120-130 20 147-165 30 79 92 31 96 93 Główne indeksy aktywności słonecznej za miesiąc luty 2014 Dzień R F CV Dzień R F CV Dzień R F CV 1 82 7 87 11 150 10 167 21 127 8 101 2 94 11 101 12 136 11 133 22 120 8 101 3 125 7 105 13 132 5 137 23 134 7 117 4 123 6 119 14 121-124 24 125 6 123 5 173 6 134 15 104 8 137 25 152 8 136 6 130-161 16 93 7 122 26 179 8 186 7 138 11 156 17 102 7 148 27 178 9 183 8 134 8 148 18 125 4 134 28 171 10 161 9 129 7 158 19 120-131 10 126 7 128 20 129 8 89 Główne indeksy aktywności słonecznej za miesiąc marzec 2014 Dzień R F CV Dzień R F CV Dzień R F CV 1 133 9 149 11 95 7 81 21 119 8 122 2 134-131 12 115 5 108 22 142 8 141 3 146 2 127 13 94 6 89 23 134 13 131 4 127-130 14 104 8 105 24 136 12 112 5 125-85 15 101 9 101 25 118 10 91 6 119-95 16 120 6 101 26 106 6 97 7 126 9 97 17 119 7 73 27 99 7 102 8 110 8 62 18 123-108 28 107 9 69 9 106 8 62 19 138 9 108 29 119 8 58 10 107 7 78 20 120 8 129 30 102 8 69 31 121 8 74 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 styczeń 2014 wyniosła S = 1868,67 [p.p.s - MH.] Szacunkowa średnia miesięczna powierzchnia plam za miesiąc luty 2014 wyniosła S = 1959,33 [p.p.s - MH.] Szacunkowa średnia miesięczna powierzchnia plam za miesiąc marzec 2014 wyniosła S = 1201,00 [p.p.s - MH.]
PROXIMA 2/2014 strona 27 Dane dotyczące powstałych grup plam słonecznych Nr B L P S Nr B L P S 281-18 224 24 XII 3 I 25 42 +10 300 19 22 II 1 283-14 181 26 XII 6 I 10 43 +12 199 19 26 II 7 284-13 210 30 XII 5 I 3 44-13 261 20 20 II 1 285-12 200 30 XII 31 XII 4 45-15 266 21 21 II 1 286 +8 125 31 XII 7 I 7 46-12 192 21 22 II 1 287-12 125 31 XII 7 I 5 47 +13 182 21 II 28 III 6 1-8 106 1 13 I 59 48-9 179 22 II 5 III 14 2 +12 146 2 6 I 2 49 +10 133 23 II 5 III 9 3 +10 101 4 13 I 19 50 +2 126 24 27 II 1 4 +9 180 6 7 I 2 51-19 109 24 II 9 III 10 5 +6 44 6 17 I 1 52-14 176 25 II 5 III 15 6-15 15 8 20 I 4 53-23 161 25 II 3 III 3 7 +17 25 10 15 I 6 54-16 131 26 26 II 1 8-13 45 10 13 I 4 55-24 94 26 II 8 III 19 9-31 330 10 23 I 5 56 +17 102 26 II 7 III 10 10-19 30 12 18 I 5 57-23 125 28 II 8 III 9 11-32 315 14 15 I 2 58 +13 52 2 13 III 13 12-14 283 15 26 I 5 59-13 55 4 5 III 8 13 +12 280 17 24 I 17 60-10 3 5 15 III 13 14-8 250 18 26 I 3 61-16 45 5 9 III 8 15-16 235 19 30 I 7 62-10 11 6 9 III 7 16-25 243 19 30 I 14 63 19 90 6 10 III 8 17-13 320 20 24 I 4 64-19 320 8 19 III 26 18-36 280 20 20 I 2 65 +7 12 10 16 III 14 19-5 215 22 26 I 7 66-8 298 10 21 III 7 20-14 209 22 26 I 12 67 +13 265 12 24 III 7 21-15 119 27 I 9 II 44 68 +10 9 14 16 III 7 22 +10 121 28 I 9 II 31 69 +9 248 14 18 III 9 23-13 200 29 29 I 1 70-12 223 15 23 III 12 24-10 85 1 8 II 3 71 +15 284 16 17 III 5 25-17 62 1 12 II 10 72-14 203 17 29 III 11 26-16 165 3 5 II 4 73-7 277 18 23 III 13 27-14 30 4 14 II 7 74-9 193 18 19 III 1 28 +3 120 5 5 II 2 75 +14 184 18 25 III 2 29-6 32 5 5 II 1 76-16 170 19 III -? 26 30 +7 12 5 16 II 11 77 +15 231 22 26 III 5 31-11 357 5 18 II 23 78-28 197 22 24 III 2 32-15 320 8 20 II 14 79 +10 145 22 III -? (12) 33 +4 33 10 14 II 3 80 +3 137 24 29 III 9 34-11 306 10 21 II 19 81-14 73 27 III -? (7) 35 +15 24 11 11 II 1 82 +19 60 27 III -? (2) 36-24 243 15 15 II 1 83-15 189 29 30 III 4 37-14 210 17 II 1 III 19 84 +21 89 29 30 III 3 38 +10 359 17 18 II 2 85-22 118 30 III -? (4) 39-10 245 17 21 II 2 86-25 119 31 III -? (3) 40-4 223 17 II 28 III 16 87-10 19 30 III -? (15) 41-18 217 18 II 28 III 17 88 +13 14 31 III -? (1) Nr - roczny numer grupy B - średnia szerokość heliograficzna L - średnia długość heliograficzna P - okres widoczności grupy? - brak całego okresu widoczności grupy S - maksymalna liczba zaobserwowanych plam w danej grupie Dane obserwacyjne i Komunikaty nr 1-3/ 2014 opracowali: Piotr Urbański, Zbigniew Ziółkowski, Grzegorz Dałek. Obserwatorzy: G. Araujo (Hiszpania), H. Barnes (Nowa Zelandia), R. Battaiola (Włochy), A. Chrapek, G. Dałek, J. Derdzikowska, A. Derdzikowski, M. Leventhal (Australia), P. Madaliński, G. Morales (Boliwia), P. Musialski, P. Ossowski, G-Lutz Schott (Niemcy), M. Suzuki (Japonia), P. Urbański, K. Wirkus, Z. Ziółkowski.
GALERIA Galaktyka spiralna NGC 5584 z supernową SN 2007af (jasny obiekt nieco poniżej i na prawo od centrum galaktyki). Zdjęcie wykonane przy pomocy 8,2 - metrowego teleskopu VLT. Jest to kompozycja z pasm B, V, R, H-alfa oraz OII. Całkowity czas ekspozycji 28 minut. Autorzy zdjęcia: Susana Randall, Claudio Melo, Swetlana Hubrig, Dominique Naef, Henri Boffin, Haennes Heyer (ESO).