czwartek, 15 listopad 2018 15:43

Obserwujmy potrójne zaćmienie b Persei około 20 listopada 2018 r.

Napisał

Potrójny układ b Persei (nie mylić z β Persei, czyli Algolem) składa się z trzech gwiazd ciągu głównego AB-C. Spektroskopowo widać tylko najjaśniejszą gwiazdę układu b Per A (typ widmowy ~A2V), a pozostałe gwiazdy (typ widmowy ~F) są najprawdopodobniej słabsze o ~3 mag. Gwiazdy AB tworzą ciasny układ podwójny o okresie ~1,5 dnia, w którym obserwuje się prawie sinusoidalne zmiany jasności o amplitudzie 0,06 mag, ponieważ składniki b Per AB tworzą układ podwójny elipsoidalnie zmienny. Natomiast gwiazda b Per C krąży z okresem ~704 dni dookoła środka masy wspólnego z układem b Per AB. I tak się przypadkowo złożyło, że dla obserwatora na Ziemi gwiazda C raz na ~704 dni zasłania lub jest przesłaniana przez system AB.

 

Zaćmienia wtórne (tranzyt AB na tle C)Zaćmienia główne (tranzyt C na tle AB)

Rys 1 0 FINALLE Piec zacm b Per 2013 2018 z numeracja

 

Rys.1. Krzywe blasku pięciu zaćmień w układzie b Persei AB-C, które zostały do tej pory zaobserwowane. Około 20 listopada 2018 r. rozpocznie się kolejne zaćmienie wtórne. Materiał źródłowy: LCG2 AAVSO, alert AAVSO nr 610 i info prywatne od prof. D.Collinsa.

 

Zmienność układu b Per jest znana od ponad stu lat, ale zaćmienia odkryto dopiero w lutym 2013 roku dzięki interferometrii optycznej. Od tego czasu zaobserwowano 5 zaćmień (patrz rys.1). Na krzywych blasku z ostatnich czterech zaćmień narysowano czerwoną ciągłą linią zmienność elipsoidalną układu AB. Wyjątkowo na krzywej blasku z zaćmienia w grudniu 2016 r. zielona przerywana linia prezentuje zmiany prędkości radialnej b Per A.

Można odróżnić zaćmienie główne od wtórnego. Podczas zaćmienia głównego gwiazda C zasłania ciasny układ podwójny AB z najjaśniejszą gwiazdą całego systemu, czyli b Per A - co może ujawnić się spadkiem jasności nawet o ~0,35 mag (np. zaćmienie w marcu 2016 r. - rys.1(iii)). W zaćmieniu wtórnym układ AB przesłania słabszy składnik C i obserwowana jasność spada o ~0,15 mag.

Wzajemne przesłanianie się trzech gwiazd w czasie zaćmienia b Per AB-C trwa około 2-3 dni i za każdym razem wygląda inaczej – co widać na rys.1. Do tej pory nie udało się uzyskać ciągłego pokrycia obserwacjami krzywej blasku, ponieważ zaćmienia są obserwowane tylko w Europie i we wschodniej części Ameryki Pn.

Kolejne zaćmienie w układzie b Persei rozpocznie się około 20 listopada 2018 r. Potrzebne są obserwacje fotometryczne tydzień przed i tydzień po zaćmieniu za pomocą aparatów cyfrowych lub zestawów z kamerami CCD / CMOS.Wymagane jest wykonanie najprostszej standaryzowanej fotometrii różnicowej b Persei ze zdjęć uzyskanych aparatem cyfrowym z wyseparowanymi pikselami w kolorze zielonym (TG) lub z monochromatycznej kamery CCD / CMOS ze standardowym filtrem astronomicznym Johnson-V. Aby wykonać fotometrię różnicową b Per na każdym zdjęciu skorygowanym o efekty instrumentalne należy:

  • zmierzyć jasność instrumentalną trzech gwiazd (gwiazda porównania HIP 20156, zmienna b Per, testowa np. HIP 20370),
  • obliczyć różnice jasności gwiazdy testowej i zmiennej względem gwiazdy porównania,
  • dodać jasność katalogową gwiazdy porównania (V = 5,456 mag) do obliczonych różnic.

Wyniki obserwacji (jasność b Per i gwiazdy testowej) należy zaraportować w bazie AAVSO. Astronomowie D.Collins, J.T.Zavala, J.Sanborn zamierzają opublikować w najbliższym czasie podsumowanie naszego stanu wiedzy o tym układzie, bazujące na zebranym w ostatnich latach materiale obserwacyjnym.

Obserwacje fotometryczne zaćmień jasnego (~4,6 mag w barwie V) układu b Persei są bardzo wdzięcznym projektem nawet dla początkujących miłośników astronomii, którzy posiadają podstawowy zestaw do fotografii. Wystarczy aparat cyfrowy (np. stara lustrzanka cyfrowa sprzed 10 lat), który zapisuje zdjęcia w formacie negatywu cyfrowego (RAW) z obiektywem o ogniskowej ≥50 mm, statyw z głowicą fotograficzną i wężyk spustowy. Zachęcam do rozpoczęcia przygody z fotometrią gwiazdową od fotometrii różnicowej zaćmienia b Persei około 20 listopada br. - to jest pomiar jasności tylko 3 gwiazd!

Więcej informacji o układzie b Persei AB-C można znaleźć w mini-monografiach opublikowanych w poprzedniej Proximie nr 31, jak również w najnowszej Uranii 5/2018. Ogólnie o fotometrii lustrzankowej (DSLR) i w szczególności o fotometrii b Persei można poczytać i praktycznie poćwiczyć na podstawie materiałów dostępnych na portalu Proxima pod odnośnikiem:
http://www.proxima.org.pl/index.php/item/84-materialy-do-fotometrii-lustrzankowej-dslr-w-jezyku-polskim

 

Czytany 175 razy Ostatnio zmieniany czwartek, 15 listopad 2018 16:17

Skomentuj

kalkulatory

baner GCVSbaza ptma baner pod

Warto przeczytać

"Historia obserwacji gwiazd zmiennych"
Biuletyn nr 26 (4/2016)

"Obserwacje pochodni fotosferycznych
w świetle białym – morfologia
oraz pomiar nasilenia"
Biuletyn nr 22 (4/2015)

"Klasyfikacja grup plam słonecznych
wg McIntosha"
Biuletyn nr 21 (3/2015)

"Grupy, plamy, cienie i półcienie"
Biuletyn nr 20 (2/2015)

"Podstawowe indeksy aktywności słonecznej. Liczba Wolfa (R) oraz Classification Values (CV)"
Biuletyn nr 19 (1/2015)

"Utrata masy – jej wpływ na ewolucję i los bardzo masywnych gwiazd"
Biuletyn nr 18,19,20 (4/2014-2/2015)

"Amatorska próba stworzenia modelu wybuchów supernowych na podstawie własnych obserwacji astronomicznych"
Biuletyn nr 12 (2/2013)

"Klasyfikacja i nazewnictwo protuberancji"
Biuletyn nr 11 (1/2013)

"Amatorska fotometria CCD w praktyce
+ egzoplanety metodą tranzytową"
Biuletyn nr 8 (2/2012)

"O długości ekspozycji i ilości zdjęć 
w astrofotografii słów kilka"
Biuletyn nr 7 (1/2012)

"Krótki przepis na rozpoczęcie znajomości
z amatorską fotometrią gwiazd zmiennych"
Biuletyn nr 7 (1/2012)

"Jak zabrać się za fotometrię CCD
gwiazd zmiennych"
Biuletyn nr 6 (4/2011)

"Wyznaczanie współrzędnych heliograficznych plam słonecznych"
Biuletyn nr 4 (2/2011)