poniedziałek, 20 lipiec 2020 09:39

Październik 2020 r. - wtórne zaćmienie w potrójnym układzie b Persei

Napisał

W dniach 25-27 października 2020 r. jest spodziewane zaćmienie w potrójnym układzie b Persei (nie mylić z β Persei). Zachęcamy do obserwacji fotometrycznych CCD / DSLR tego jasnego obiektu (piąta wielkość gwiazdowa). Taka duża jasność pozwala na wykorzystanie do fotometrii nawet kilkunastoletniej lustrzanki cyfrowej z obiektywem o ogniskowej przynajmniej 50 mm lub bardziej zaawansowanego bezlusterkowca umocowanego na statywie fotograficznym.

Układ b Persei składa się z trzech gwiazd ciągu głównego o obserwowanej jasności ~4,6V, które zwyczajowo oznacza się AB-C. W widmie obserwuje się tylko najjaśniejszą gwiazdę b Per A typu ~A2V i jej zmiany prędkości radialnej o amplitudzie ~40 km/s (okresie ~1,5 dnia) i ~11 km/s (okres ~701 dni). Pozostałe dwie gwiazdy są słabsze aż o ~3 mag (prawdopodobny typ widmowy ~F). Gwiazdy AB tworzą ciasny układ podwójny elipsoidalnie zmienny o okresie ~1,5 dnia i amplitudzie 0,06 mag. Na wszystkich krzywych blasku w tym artykule elipsoidalne zmiany jasności reprezentują sinusoidy oznaczona linią ciągłą w kolorze czarnym lub czerwonym. Wyjątkiem jest rys. 2 (środkowa krzywa blasku z zaćmienia w grudniu 2016 r.), w którym krzywa przerywana koloru zielonego prezentuje zmiany prędkości radialnej gwiazdy A.

Zmienność elipsoidalna b Per AB jest znana od około stu lat. Potrójność układu b Per została odkryta ponad pięćdziesiąt lat temu dzięki obserwacjom spektroskopowym. Natomiast dzięki interferometrii optycznej dopiero w 2013 r. odkryto zaćmienia, podczas których składnik C dla obserwatora na Ziemi co 704,9 dnia zakrywa / przesłania system AB (zaćmienie główne, ang. primary eclipse) lub jest przez niego przesłaniany (zaćmienie wtórne, ang. secondary eclipse). Podczas zaćmień głównych obserwuje się znaczny spadek jasności (~ 0,4 - 0,5 mag), gdy składnik C zakrywa najjaśniejszą gwiazdę układu AB o typie widmowym ~A2 V.

Na rys. 1 i rys. 2 pokazano zaćmienia w układzie b Per, które do tej pory zaobserwowano z wyjątkiem pierwszego zaćmienia w 2013 r. (wtedy uzyskano tylko pojedyncze punkty krzywej blasku) i ostatniego w styczniu 2020 r. (zostało omówione szczegółowo w dalszej części).

 Rys 1 Figure2 bPerPrimaryEclipsesColor

Rys. 1. Krzywe blasku z zaćmieniami głównymi b Per (składnik C przesłania układ podwójny AB) w marcu 2016 r. i lutym 2018 r. Pogrubiona czarna linia przedstawia dopasowanie prostego modelu układu do obserwacji. Indywidualne wyznaczenia jasności b Per przez obserwatorów oznaczono różnymi kolorami i symbolami. Cienka czerwono-czarna linia sinusoidalna przedstawia zmienność elipsoidalną. Materiał źródłowy [1].

 Rys 2 Figure1 3SecondaryEclipsesColor

Rys. 2. Trzy krzywe blasku z zaobserwowanych do tej pory zaćmień wtórnych b Per (układ podwójny AB przesłania składnik C). Pogrubiona czarna linia przedstawia dopasowanie prostego
modelu układu do obserwacji. Zielona przerywana sinusoida w środkowym panelu prezentuje krzywą prędkości radialnych uzyskaną przez A. Miroshnichenko. Cienka czerwono-czarna linia sinusoidalna ilustruje zmienność elipsoidalną. Materiał źródłowy [1].

 Obserwacje ostatniego zaćmienia głównego b Per w styczniu 2020 r.

Ponad tydzień przed zaćmieniem na forum AAVSO [2] prof. D. Collins opublikował jego efemerydę (szczegóły na rys. 3), bazując na podobnej udanej próbie przewidzenia krzywej blasku zaćmienia wtórnego w listopadzie 2018 r.

Zgodnie z efemerydą zaćmienie miałoby się rozpocząć w dn. 18 stycznia 2020 r. po północy w czasie UT w momencie MJD 1866.5 (MJD = JD -2457000) w ciągłej rachubie dni juliańskich. "Mały dołek" w krzywej blasku na początku zaćmienia wynikał z częściowego zakrycia składnika B przez C. Po czym nastąpiło zakrycie najjaśniejszego i największego składnika A przez C - co objawia się znacznym spadkiem jasności. Dwa najgłębsze "dołki" w krzywej blasku są związane z zakryciem składnika A przez C. Pomiędzy najgłębszymi "dołkami" składnik C przechodzi przez środek masy układu AB (MJD 1868.0). Przedostatni "dołek" wynika niemal z całkowitego zakrycia składnika B przez C, a ostatni - zaćmienie muskające.

Rys 3 Predicted LC Jan 2020

Rys. 3. Prognozowana krzywa blasku zaćmienia b Per w styczniu 2020 r. Początek zaćmienia około godz. 0 w czasie UT dn. 18 stycznia 2020 r. (MJD 1866,5). Cienka czerwono-czarna linia sinusoidalna przedstawia zmienność elipsoidalną układu AB. Materiał źródłowy [2].

Krzywą blasku ze styczniowego zaćmienia przedstawia rys. 4 i obejmuje okres MJD od 1864 do 1871. Dzięki wzorowej współpracy 18 obserwatorów z Europy i Ameryki Północnej udało się pokryć obserwacjami każdą noc podczas tego zaćmienia z wyjątkiem "przerwy azjatyckiej" (brak chętnych obserwatorów z Azji).

To zaćmienie było obserwowane przez dwie osoby z Polski: Tadeusza Smelę oraz autora tej informacji. Pogoda nie sprzyjała obserwatorom w Polsce, ponieważ w moim przypadku w okolicach efemerydalnego początku zaćmienia (~0 UT 18 stycznia 2020 r.) chmury przesłoniły niebo na długie noce. Natomiast Tadeusz Smela zdołał jeszcze kolejnej nocy uzyskać parę mniej dokładnych obserwacji fotometrycznych, "walcząc" z chmurami. Przyczyną problemu pogodowego był wyż z rekordowym ciśnieniem ~1050 hPa, który rozbudował się na Europą, ale zasysał powietrze z niewłaściwej strony.

Rys 4 bPerJan2020Ecl1wk

Rys. 4. Jednotygodniowa krzywa blasku zaćmienia głównego b Per w styczniu 2020 r. składająca się z obserwacji 18 fotometrystów, które zostały oznaczone różnymi kolorami i symbolami. Cienka czarna linia sinusoidalna ilustruje zmienność elipsoidalną układu AB. Materiał źródłowy [2].

Podsumowanie w punktach najważniejszych informacji o zaćmieniu głównym b Per w styczniu 2020 r. :

  1. Było to trzecie zaobserwowane zaćmienie główne, podczas którego składnik C przesłonił elipsoidalnie zmienny układ AB.
  2. Było to najgłębsze z dotychczas zaobserwowanych zaćmień (minimum około 4,96 ±0,02 mag w barwie V w momencie MJD=1867,6 - patrz rys. 4). Ekstrapolując w stronę "przerwy azjatyckiej" wydaje się, że nie zaobserwowaliśmy jeszcze głębszego minimum około MJD ~1868,05 (patrz symulacja na rys. 7).
  3. Na podstawie inspekcji wzrokowej krzywej blasku wydaje się, że środek tego zaćmienia (t. j. moment, gdy składnik C mija środek masy układu AB) nadszedł nieco wcześniej niż prognozowane MJD = 1868,0.
  4. Nieoczekiwanie zaobserwowano zaćmienie muskające przed prognozowanym początkiem zaćmienia ~0 UT 18 stycznia 2020 r. (szczegóły na rys. 5). Zaćmienie muskające zakończyło się około MJD 1866,5.
  5. Po raz pierwszy zaobserwowano zmianę koloru B-V o ~0,02 mag w układzie b Per podczas zaćmienia (szczegóły na rys. 6). Poza fazą głównego zaćmienia wskaźnik barwy (B-V) wynosi około +0,04 mag (np. około MJD 1868,6). Wskaźnik barwy (B-V) zwiększył się do +0,06 mag w fazie zaćmienie MJD 1867,6 - 1867,8, gdy mniejszy i ciemniejszy składnik C przesłonił najjaśniejszy składnik A, to jasność obiektu spadła do 4,9 mag.

 Rys 5 LCconfirmGrazingEclipseUnexpectedJD8866A

Rys. 5. Krzywa blasku z nieoczekiwanym zaćmieniem muskającym (strzałka do dołu) przed prognozowanym początkiem zaćmienia ~0 UT w dn. 18 stycznia 2020 r. (MJD 1866,5). Cienka czarna linia sinusoidalna przedstawia zmienność elipsoidalną układu AB. Materiał źródłowy [2].

 Rys 6 LCcolor20change1

Rys. 6. Krzywa blasku prezentująca pierwszą w historii obserwację zmiany "koloru" (wskaźnika barwy) B-V o ~0,02 mag (od +0,04 do +0,06 mag). Obserwacje w dwóch filtrach fotometrycznych Johnson-V i Johnson-B wykonał Gerald Persha (AAVSO nick PGD). Materiał źródłowy [2].

Rys 7 Jan2020EclipseData andRevised Sim(march2020)1

Rys. 7. Krzywa blasku zaćmienia głównego b Per w styczniu 2020 r. Pogrubiona czarna linia przedstawia dopasowanie prostego modelu układu do obserwacji. Indywidualne wyznaczenia jasności b Per przez obserwatorów oznaczono różnymi kolorami i symbolami. Podwójna czerwonoczarna sinusoida ilustruje zmienność elipsoidalną. Materiał źródłowy: prof. D. Collins.

 Efemeryda zaćmienia b Per w październiku 2020 r.

Najbliższe zaćmienie w październiku 2020 r. będzie zaćmieniem wtórnym, w którym układ AB przesłoni słaby składnik C. Dlatego nie należy oczekiwać tak dużych amplitud zmian jasności jak w styczniu 2020 r. Rys. 8 przedstawia prognozowaną krzywą blasku podczas tego zaćmienia o następujących parametrach:

  1. Maksymalny spadek jasności może wynieść ~0,15 mag w barwie V.
  2. Początek zaćmienia jest prognozowany po północy (czas UT) w dn. 25 października 2020 r. (MJD 2147,5 dnia).
  3. Środek zaćmienia jest prognozowany na MJD 2148,6 ±0,5 dnia w ciągłej rachubie dni juliańskich, czyli w czasie UT ~26,1 X 2020 r.

Potrzebne będą obserwacje fotometryczne CCD z filtrem V lub lustrzankowe z filtrem TG na tydzień przed i tydzień po środku zaćmienia (~19 X - 2 XI 2020 r.). Do celów kalibracyjnych będą przydatne ciągłe obserwacje trwające przez kilka godzin przed i po zaćmieniu. Natomiast podczas samego zaćmienia należy prowadzić ciągłe obserwacje fotometryczne tak długo jak się da.

Więcej informacji na temat b Persei i obserwacji zaćmienia w październiku 2020 r. można znaleźć w Uranii 5/2018 (patrz: [3]) i 4/2020 oraz na portalu Proxima (patrz: [4], [5]).

Więcej informacji na temat najprostszej fotometrii lustrzankowej (DSLR) można znaleźć w Uranii 5/2017 (patrz: [6]) oraz na portalu Proxima (patrz: [7]).

 Rys 8 PredictedLCforOct2020eclipse

Rys. 8. Prognozowana krzywa blasku (czarna linia) dla zaćmienia wtórnego b Persei w październiku 2020 r. Początek zaćmienia - po północy czasu UT w dn. 25 października 2020 r. (MJD 2147,5). Materiał źródłowy: prof. D.Collins.

Bibliografia:

[1] Alert Notice 688: Anticipated primary eclipse of b Persei in January 2020 - https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-688
[2] Wątek na forum AAVSO poświęcony zaćmieniu b Per w styczniu 2020 r. - https://www.aavso.org/b-per-campaign-january-2020
[3] R. Biernikowicz - Urania 5/2018, "Czas na potrójne zaćmienie b Persei" - darmowa wersja do pobrania: https://www.urania.edu.pl/archiwum/urania-nr-5-2018.html
[4] R. Biernikowicz (2018) Proxima nr 31 - https://proxima.org.pl/component/phocadownload/category/1-download?download=34:proxima31
[5] R. Biernikowicz (2018) - https://proxima.org.pl/86/obserwujmy-potrojne-zacmienie-b-persei-okolo-20-listopada-2018r
[6] R. Biernikowicz - Urania 5/2017, "Fotometria lustrzankowa" - darmowa wersja do pobrania: https://www.urania.edu.pl/archiwum/urania-nr-5-2017.html
[7] R. Biernikowicz (2018) - materiały do fotometrii lustrzankowej - https://proxima.org.pl/84/materialy-do-fotometrii-lustrzankowej-dslr-w-jezyku-polskim

Czytany 61 razy Ostatnio zmieniany wtorek, 18 sierpień 2020 12:47

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)