poniedziałek, 13 kwiecień 2020 20:21

Zaćmienie EE Cephei 2020 – już jesteśmy po minimum jasności ?

Napisał

EE Cephei (BD +55 2693) jest jednym z nielicznych przedstawicieli unikalnych długookresowych układów zaćmieniowych, w których ciemny dysk pyłowy jest odpowiedzialny za okresowe zaćmienia. Od momentu odkrycia przez Romano w 1952 roku obserwujemy już 13 zaćmienie. W tym układzie podwójnym gwiazda Be (typ widmowy ~B z liniami emisyjnymi „e”) jest zakrywana przez ciemny dysk pyłowy co ~5,6 lat (~2050 dni). Zaćmienie trwa od jednego do dwóch miesięcy i za każdym razem wygląda inaczej. Dlatego nawet mówi się o EE Cephei jako o „kameleonie” wśród układów zaćmieniowych. Zmiany kształtu kolejnych zaćmień najprawdopodobniej wynikają z precesji dysku pyłowego lub / i gwiazdy Be. Dodatkowo po poprzednim zaćmieniu w 2014 roku około fazy orbitalnej ~0,2 (układ widziany prawie z boku) zaobserwowane pojaśnienie obiektu w podczerwieni (patrz [3]). Dlatego nadal niezbędne są obserwacje EE Cephei podczas kolejnych zaćmień i poza nimi, by wyjaśnić naturę tego kameleona.

1. Dotychczasowy przebieg zaćmienia.

Podczas zaćmienia w 2020 roku EE Cephei znowu nas zaskoczyła, ponieważ zaćmienie rozpoczęło się ~10 dni przed terminem – ledwo zdążyła się pojawić informacja na portalu AAVSO w dn. 24 lutego 2020 r., a już z 25 lutego zaobserwowano spadek jasności ~0,05 mag w filtrze V (patrz czerwona strzałka na rys.1: ~10,85 → ~10,90 mag). Zgodnie z informacją podaną w [1] i [2] zaćmienie powinno rozpocząć się około 7 marca i trwać do ~21 kwietnia 2020 r. Środek zaćmienia był prognozowany na ~3 kwietnia 2020 r.

Z obserwacji wynika, że układ EE Cep osiągnął minimum jasności w dniu 21 marca (~11,4 mag w filtrze V), czyli kilkanaście dni przed prognozowanym środkiem zaćmienia (ang. mid-eclipse). Raczej nie należy już oczekiwać głębszego spadku jasności niż 11,4V, ponieważ stopniowo falami jasność się podnosi, również wskaźnik koloru B-V zaczyna się zmniejszać.

 

Rys 1 EE CEP ECLIPSE TO 20022020 05042020

Rys. 1. Krzywe blasku zaćmienia EE Cep od 20 lutego do 5 kwietnia 2020 r. w filtrach astronomicznych (Johnson-V, Johnson-B, Cousins-R) wygenerowane za pomocą LCG AAVSO (lista obserwatorów podana pod rys.3). Zielona linia łączy koła w kolorze zielonym, które są średnimi dziennymi z obserwacji w filtrze V

Niezwykłe jest również to, że jasność EE Cep spadała do minimum w czterech „falach” - co widać na rys. 1. Sugeruje to, że prawdopodobnie zaobserwowaliśmy cztery różne pierścienie pyłowe przesłaniające gwiazdę Be. Trzeba nadal koniecznie kontynuować obserwacje zaćmienia. Ciekawe ile takich „fal” zaobserwujemy na gałęzi wznoszącej krzywej blasku? Też cztery ?

 2. Specyfika fotometrii EE Cephei podczas zaćmienia w 2020 r.

Podczas bieżącego zaćmienia wiosenne pogodne niebo dopisuje. Jednak obserwacje, gdy obiekt jest powyżej 30 stopni nad horyzontem można przeprowadzić tylko nad ranem. Przy normalnym trybie funkcjonowania w społeczeństwie raczej nie jest możliwe codzienne wstawanie na kilkadziesiąt minut około godz. 4 rano (rozstawianie sprzętu, podłączanie, itp.). Dlatego prawie wszystkie obserwacje fotometryczne za pomocą zestawu z lustrzanką cyfrową wykonuję jak najwcześniej wieczorem robiąc zdjęcia przez kilkadziesiąt minut, gdy EE Cep jest nad północnym horyzontem na wysokości zaledwie 20-30°. W tych warunkach zgodnie „ze sztuką” nie powinno wykonywać się fotometrii. Jednak EE Cephei ma bardzo dobrze dobraną gwiazdę porównania i fotometria na tak małych wysokościach nad horyzontem powoduje nieznaczne obniżenie dokładności, ale moim zdaniem, całkowicie nie deprecjonuje tych obserwacji – szczególnie w najdokładniejszej „lustrzankowej” barwie zielonej TG. Ostateczną decyzję co do ich przydatności podejmą astronomowie analizujący to zaćmienie. Dodatkową okolicznością obniżającą dokładność obserwacji jest mała apertura refraktora 102 mm. Więcej informacji na temat sprzętu podano w paragrafie 3.

Do identyfikacji zmiennej wystarczy mapka okolicy EE Cephei pokazana na rys. 2. Zgodnie z zaleceniami podanymi w [1] jako gwiazdę porównania należy użyć „a” (BD+55°2690). Ale również pozostałe gwiazdy „b”, „c”, „d” (odpowiednio GSC3973 2150, BD+55°2691 i GSC-3973 1261) nadają się do fotometrii.

 

Rys 2 Mapka okolic do EE Cep

Rys. 2. Mapka okolicy EE Cephei z gwiazdami porównania (a, b, c, d). Zalecaną gwiazdą porównania jest „a”, czyli BD +55°2690. EE Cephei i gwiazda porównania są odległe od siebie zaledwie o 2’46” (~1/10 średnicy tarczy Księżyca). Materiał źródłowy [1]+Stellarium (pomiar odległości kątowej).

Do fotometrii lustrzankowej EE Cephei wykorzystałem zalecaną BD+55°2690 jako gwiazdę porównania, a jako gwiazdę testową BD+55°2691, które są oznaczone odpowiednio „a” i „c” na rys.2. EE Cephei i gwiazda porównania BD+55°2690 znakomicie nadają się do standaryzowanej fotometrii różnicowej, ponieważ są bardzo blisko siebie (zaledwie 2’46”) i mają podobne kolory. To znaczy wskaźnik barwy (B-V) dla BD+55°2690 wynosi 0,307 mag, a dla EE Cephei zmienia się nieco - na przykład podczas zaćmienia w 2014 r. od ~0,3 mag poza zaćmieniem do ~0,5 mag w najgłębszej fazie zaćmienia (patrz rys.4 w [3]).

W fotometrii DSLR najdokładniejsze wyniki uzyskuje się w filtrze TG z tego względu, że na matrycy jest 2 razy więcej pikseli TG niż TR lub TB. Jednak nie zbliżyłem się do zalecanej podczas tej akcji obserwacyjnej dokładności ±0,01 mag. Najdokładniejsze wartości uzyskałem w barwie TG (na ogół błąd ~0,02-0,03 mag), a w barwach TB / TR jest gorzej (na ogół błąd ~0,03-0,07 mag). Jest to odchylenie standardowe liczone dla średniej z 10 obserwacji. Jasności gwiazd były mierzone na zdjęciach naświetlanych przez 30s przy ISO 800 za pomocą „muzealnej” lustrzanki cyfrowej Canon 400D. Lustrzanka była podłączona do apochromatu o aperturze 102 mm i ogniskowej 714 mm (F/7). Montaż EQ3-2 z napędem w kącie godzinnym zapewniał niwelację ruchu nieba na zdjęciach. Sesja obserwacyjna EE Cephei zwykle trwała kilkadziesiąt minut - co daje możliwość obliczenia jednej wartości średniej dla całej sesji obserwacyjnej w każdej barwie TR, TG, TR. Powinno to umożliwić osiągnięcie dokładności zbliżonej ~0,01 mag.

3. Zaćmienie EE Cephei – porównanie fotometrii CCD i DSLR.

Szczególnie zainteresowało mnie zaćmienie EE Cephei ze względu na fotometrię lustrzankowa i jej sensowność w porównaniu do standardowej fotometrii CCD z użyciem filtrów astronomicznych. Podczas bieżącego zaćmienia obserwacje lustrzankowe raportuje do bazy AAVSO dwóch obserwatorów: autor niniejszego artykułu (obserwacje TB, TG, TR) oraz Bernhard Wenzel (tylko obserwacje TG) – szczegóły na rys.3.

Porównałem te obserwacje jakościowo na dwóch rysunkach w bieżącym paragrafie. Rysunki zostały wygenerowane na portalu AAVSO za pomocą LCG (skrót od Light Curve Generator – generator krzywych blasku / wersja nr 2). Na rys.3 są pokazane obserwacje w filtrach astronomicznych B, V, R oraz lustrzankowych TR i TB. Natomiast nie zaprezentowano obserwacji TG - zamiast których są średnie dobowe oznaczone czarnymi kółkami. Natomiast na rys. 4 nie widać obserwacji TR, TG, TB. Zamiast nich są pokazane średnie dobowe obserwacji lustrzankowych, a w tle obserwacje z użyciem odpowiednich filtrów astronomicznych B, V, R.

Sprawdziłem jakościowo bazie AAVSO (patrz również rys.4), że EE Cephei w porównywalnym momencie czasu zwykle jest o kilka setnych magnitudo słabsza według moich obserwacji lustrzankowych TB, TG, TR w porównaniu do astronomicznych filtrów B, V, R. To jest prawidłowy rezultat dla obiektu takiego jak EE Cep, którego rozkład energii w widmie można aproksymować rozkładem Plancka (obserwuje się tylko słabe linie emisyjne!).

W szczególności pomiędzy jasnością lustrzankową TG i astronomiczną V różnica jasności powinna być rzędu ~0,00-0,03 mag, ponieważ wskaźnik barwy (B-V) dla BD+55°2690 wynosi 0,307 mag, a dla EE Cephei może zmienić się podczas zaćmienia – jak już wcześniej wspomniałem – w zakresie ~0,3 - ~0,5 mag (np. tak było podczas zaćmienia w 2014 r.). Ta różnica wynosi (czyli składnik w czerwonym prostokącie Tv_bv * Δ(B-V) w poniższym wzorze na fotometrię standaryzowaną TG - patrz [4]):

wzor

gdzie współczynnik transformacji TG→V (Tv_bv) wynosi od -0,10 do -0,15 dla starych niemodyfikowanych lustrzanek, a różnica wskaźników barwy Δ(B-V) waha się od 0,0 do 0,2 mag.

Zachęcam do dalszych obserwacji fotometrycznych DSLR/CCD zaćmienia EE Cephei w 2020 r. oraz późniejszych aż do maja 2021 r., ponieważ po poprzednim zaćmieniu w 2014 r. około fazy orbitalnej ~0,2 zaobserwowano niewytłumaczalne pojaśnienie układu w podczerwieni (patrz [3]). Po zaćmieniu w 2020 r. faza orbitalna ~0,2 jest oczekiwana około 20 maja 2021 r.

Zainteresowani mogą znaleźć więcej informacji na temat fotometrii lustrzankowej (DSLR) i praktycznie przećwiczyć na podstawie materiałów dostępnych na portalu Proxima pod odnośnikiem [5]. W szczególności w rozdziale 4 broszurki [6] jest opisany krok po kroku - algorytm obróbki zdjęć „lustrzankowych” za pomocą darmowego programu Iris, aby uzyskać fotometrię DSLR w barwach TR, TG i TB.

 

 Rys 3 EE CEP ECLIPSE TO 17022020 05042020

Rys. 3. Krzywe blasku zaćmienia EE Cep od 20 lutego do 5 kwietnia 2020 r. w filtrach lustrzankowych (TG, TB, TR) i astronomicznych (Johnson-V, Johnson-B, Cousins-R) wygenerowane za pomocą LCG AAVSO. Na rysunku zamiast pojedynczych obserwacji w filtrze zielonym TG są prezentowane średnie dzienne z tych obserwacji jako czarne koła połączone czarnymi liniami. Podano również nazwiska obserwatorów, liczbę obserwacji i rodzaj filtrów użytych przez obserwatorów.

 

 Rys 4 EE CEP ECLIPSE TO 17022020 05042020A

Rys. 4. Krzywe blasku zaćmienia EE Cep od 20 lutego do 5 kwietnia 2020 r. w filtrach lustrzankowych (TG, TB, TR) i astronomicznych (Johnson-V, Johnson-B, Cousins-R) wygenerowane za pomocą LCG AAVSO. Na rysunkach zamiast pojedynczych obserwacji w filtrach TR/TG/TB są prezentowane średnie dzienne z tych obserwacji jako czarne koła połączone czarnymi liniami.

 

 

Materiały źródłowe:
[1] D.Kubicki (2020) – strona domowa międzynarodowej akcji obserwacji zaćmienia EE Cep w latach 2020-2021 – https://sites.google.com/site/eecep2020campaign
[2] Alert AAVSO nr 700 - „Alert Notice 700: EE Cep observing campaign 2020-2021” - https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-700
[3] D.Pieńkowski i inni (2020), „International observational campaign of the 2014 eclipse of EE Cep” - https://arxiv.org/pdf/2001.05891.pdf
[4] Polska wersja podręcznika „The AAVSO DSLR Observing Manual” - https://www.aavso.org/dslr-camera-photometry-guide
[5] R.Biernikowicz (2018) „Materiały do fotometrii lustrzankowej (DSLR) w języku polskim” - http://www.proxima.org.pl/index.php/item/84-materialy-do-fotometrii-lustrzankowej-dslr-w-jezyku-polskim
[6] R.Biernikowicz (2017) „Wprowadzenie do fotometrii lustrzankowej” - http://proxima.org.pl/pliki/wprowadzenie_do_fotometrii_dslr.pdf

 

 

Czytany 220 razy Ostatnio zmieniany niedziela, 17 maj 2020 13:35

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)