czwartek, 19 sierpień 2021 08:51

Amatorska spektroskopia N Cas 2021 (V1405 Cas)

Napisane przez

Od odkrycia obserwuję nową V1405 Cas moim zestawem do spektroskopii opisanym szczegółowo w Uranii 1/2021. Ten zestaw ostatnio rozbudowany o moduł z lampą spektralną z wzorcowymi liniami emisyjnymi, pozwalającą na znacznie dokładniejszą kalibrację widm. Bez niego nie byłby możliwe precyzyjne pomiary prędkości radialnych linii międzygwiazdowych opisane w dalszej części tego materiału.

Została ona wstępnie sklasyfikowana spektroskopowo w ATEL#14478 przez japońskich astronomów jako nowa helowo-azotowa He/N. Spektroskopowo nowe klasyfikuje się na podstawie występowania linii różnych od wodoru (info 1 - więcej informacji). Ta klasyfikacja opiera się na analizie widm z 18-19 marca 2021 r., w których nie znaleziono żadnych linii żelaza jednokrotnie zjonizowanego, które astrofizycy oznaczają Fe II. Ilustruje to rys. 1, na którym zaznaczyłem oprócz linii wodoru (Hα - poza skalą natężeń, Hβ, Hγ i Hδ) najsilniejsze linie He II.

Moje widma rozpocząłem raportować do bazy A.R.A.S Spectral Data Base. A.R.A.S. jest skrótem od Astronomical Ring for Access to Spectroscopy - inicjatywa dedykowana do promocji amatorskiej spektroskopii astronomicznej i współpracy pro/am, czyli zawodowych astronomów z astroamatorami. Witryna ARAS jest dostępna pod następującym odnośnikiem: https://aras-database.github.io/database/novae.html. O ich dobrej jakości świadczy fakt, że administrator po weryfikacji 26 z nich opublikował. Widma nowej raportuję również do spektroskopowej bazy AAVSO – AVSpec, która dostępna jest pod linkiem: https://app.aavso.org/avspec/search.

Dzięki temu stałem się współautorem telegramu astronomicznego ATEL#14577 opublikowanego w dniu 26 kwietnia o odkryciu w widmie nowej linii absorpcyjnych żelaza Fe II. Formalnie to odkrycie zostało zgłoszone przez Stephen'a S. Shore - astronoma z Uniwersytetu w Pizie współpracującego z grupą ARAS oraz 20 miłośników astronomii.

Z analizy wszystkich widm zawartych w bazie ARAS wynika, że ostatnie widmo bez absorpcji Fe II λ5169Å zaobserwowano w dn. 3 kwietnia i była to wąska linia emisyjna o prędkości radialnej 0 km/s i szerokości na poziomie widma ciągłego ~100 km/s, a już 6 kwietnia pojawia się w tej linii absorpcja o prędkości radialnej -1200 km/s. Na moim widmie z 10 kwietnia również widać tą absorpcję w profilu typu P Cygni dla linii Fe II λ5169Å (widmo zakreślone niebieską linią na rys.1 i rys. 2) i staje się on bardzo wyraźny w późniejszych widmach pokazanych na rys. 1 i rys. 2. Po 10 kwietnia na moich widmach pojawiają się również wyraźnie inne linie Fe II widoczne np. jako „kwazi-sinusoidy” na rys. 1 o długościach fali około λλ4500-4600Å oraz około λλ5150-5350Å.

News2 MB rys 1 1gpanel ewolucja widma N Cas 2021

News2 MB rys 1 2dpanel N Cas 2021 comparison PL

Rys. 1. Górny panel (ogólnie): ewolucja widma nowej N Cas 2021 (V1405 Cas) w niskiej rozdzielczości R~1000 oraz R~1500 od 20 marca (2 dni po wybuchu) do 20 maja 2021 r. Widma obejmują zakres spektralny λ~3800-6800Å i zostały wykonane przez autora za pomocą spektrografu LOWSPEC z siatką dyfrakcyjną 300 l./mm i szczeliną 40 μm (widma wykonane od 20 marca do 2 kwietnia) i 20 μm (pozostałe).
Dolny panel (szczegółowo): ewolucja widma nowej N Cas 2021 (V1405 Cas) w niskiej rozdzielczości R~1000 oraz R~1500 od 20 marca (2 dni po wybuchu) do 4 maja 2021 r. Widma obejmują zakres spektralny λ~4000-7500Å i zostały wykonane przez autora sprzętem j.w.
Cały zestaw sprzętowy jest pokazany na rys. 5. Do opracowania widm oraz sporządzenia tego rysunku został użyty program BASS.

News2 MB rys 2 1gpanel widma N Cas 2021 linie Fe

News2 MB rys 2 2dpanel N Cas 2021 comparison Fe PL

Rys. 2. Górny panel (ogólnie): ewolucja widma N Cas 2021 (V1405 Cas) okolicy linii Fe II λ5169Å jak na rys. 1 na górnym panelu.
Dolny panel (szczegółowo): ewolucja widma N Cas 2021 (V1405 Cas) okolicy linii Fe II λ5169Å jak na rys. 1, ale bardziej rozciągnięte w skali natężeń i unormowane do poziomu kontinuum. Linia wystająca poza rysunek to Hβ - linia wodorowa serii Balmera λ4861Å.

Identyfikację linii V1405 Cas wykonałem w oparciu o ATEL#14557 oraz publikację pt. „Origin of the 'He/N' and 'Fe II' Spectral Classes of Novae” z 2012 r. (R. Williams, arXiv: 1208.0380). Ponadto jest dostępna publikacja z 2011 roku grupy japońskich astronomów (J. Tanaka ze współpracownikami - arXiv:1105.1614), która analizuje obserwacje unikalnej powolnej nowej z 2007 roku V5558 Sagittarii - wielokrotnie zmieniającej swój typ spektralny z He/N na Fe II i następnie He/N. Wykazywała również wielokrotne maksima jasności w krzywej blasku. V1405 Cas również wydaje się podobnie zachowywać spektroskopowo i fotometrycznie.

Jestem również współautorem ATEL#14622 opublikowanego w dniu 13 maja przez Stephen'a S. Shore - astronoma z Uniwersytetu w Pizie współpracującego z grupą ARAS (tym razem wzięte do analizy widma 6 miłośników astronomii). ATel opisuje zmiany w widmie, gdy nowa osiągnęła największą jasność około 11 maja. Podczas tego pojaśnienia optycznego wystąpiły silne zjawiska rekombinacji (połączenie się jonów pierwiastków z elektronami z emisją fotonów). Jest to sygnał na to, że w szybko ekspandujących pozostałościach po wybuchu nowej przetacza się fala rekombinacyjna zasilana przez „kurtynę” utworzoną z absorpcyjnych linii żelaza w ultrafiolecie (więcej informacji na ten temat można znaleźć w artykule przeglądowym o nowych w Uranii 4/2021 i na portalu Proxima pt. Nowe spojrzenie na nowe klasyczne”. W szczególności jeszcze 9 maja było widać tylko linie absorpcyjne sodu międzygwiazdowego Na I D, a już 11-12 maja w dublecie sodowym D pojawiły się dwie linie absorpcyjne o porównywalnych natężeniach i prędkościach radialnych -670 km/s. Pojawiły się również silne składniki absorpcyjne w profilach P Cygni dla jednokrotnie zjonizowanego krzemu i żelaza (Si II i Fe II). Linie helu neutralnego (np. 4471, 5876, 6678, 7065Å) były widoczne, ale miały słabe profile P-Cygni. Linie wodoru serii Balmera nadal miały silne profile P-Cygni, ale znacznie osłabł wąski składnik emisyjny o prędkości radialnej 0 km/s względem szerokiego emisyjnego.

Po pierwszych próbach z widmem V1405 Cas w niskiej rozdzielczości na początku kwietnia 2021 r. zrobiłem serię widm w wysokiej rozdzielczości okolicy linii wodoru Hα oraz He I λ5876Å. Szczególne wrażenie zrobiło na mnie analiza tego ostatniego widma, ponieważ okazało się, że skrzydle emisyjnym linii He I 5876 od strony czerwonej znajdują się dwie linie absorpcyjne dubletu sodowego Na I λλ5890/5896Å pochodzenia międzygwiazdowego (szczegóły na rys. 2). W telegramie astronomicznym ATEL#14476 jest informacja, że każda z tych absorpcji składa się z dwóch komponentów o heliocentrycznych prędkościach radialnych odpowiednio -53,5 km/s i -14,0 km/s jako efekt przejścia światła nowej przez dwa obłoki międzygwiazdowe w drodze do Ziemi.

Obserwacje do ATEL#14476 obłoków międzygwiazdowych zostały zebrane za pomocą spektrografu Echelle o rozdzielczości R = 20 000 współpracującego z teleskopem o średnicy zwierciadła 0,84 m. Z ciekawości porównałem ich wynik z moimi obserwacjami prędkości radialnych dubletu sodowego.

News2 MB rys 3 po lewej(przycięta) 2021 04 04NCas2021HeNaspectrum News2 MB rys 3 po prawej N Cas 2021 dublet Na I 5890A 5896A 3

Rys. 3. Po lewej: widmo nowej N Cas 2021 (V1405 Cas) okolicy linii He I λ5876 Å w wysokiej rozdzielczości R~9000 wykonane w dn. 4 kwietnia 2021 r. przez autora zestawem sprzętowym pokazanym na rys.5 (siatka dyfrakcyjna 1800 l/mm, szczelina 40μm). Oprócz profilu P Cygni linii He I λ5876Å widać dwie linie absorpcyjne dubletu sodowego Na I λλ5890/5896 Å pochodzenia międzygwiazdowego. W spektrografie profesjonalnym każda z tych linii absorpcyjnych jest rozdziela się na dwa składniki. Po prawej: widmo nowej N Cas 2021 (V1405 Cas) okolicy dubletu sodowego Na I λλ5890/5896 Å pochodzenia międzygwiazdowego w wysokiej rozdzielczości R~13000 wykonane w dn. 3 maja 2021 r. przez autora zestawem sprzętowym pokazanym na rys. 5 (siatka dyfrakcyjna 1800 l/mm, szczelina 20μm). W każdym składniku dubletu sodowego widać, że to jest blenda dwóch linii absorpcyjnych.

Wyznaczyłem z widma uzyskanego w dn. 4 kwietnia 2021 r., że średnie przesunięcie dla tych linii wg dopasowania krzywej Gaussa wynosi 0,71 Å (Na I λ5889.951Å) oraz 0,69Å (Na I λ5895.924Å) w kierunku krótszych fal względem wartości referencyjnej, co po uwzględnieniu ruchu Ziemi (+4.6 km/s) odpowiada to prędkości heliocentrycznej ośrodka odpowiednio -36 km/s (Na I λ5889.951Å) oraz -35 km/s (Na I λ5895.924Å). Średnia prędkość heliocentryczna absorpcji z dubletu sodowego z moich wynosi -35,5 km/s podczas, gdy z obserwacji zawodowych astronomów = -33,75 km/s. Więc średnia wartość prędkości radialnych uzyskana moim sprzętem (drukowany spektrograf, R~9000, szczelina o szerokości 20 μm, teleskop SCT 0,2 m) niewiele się różni profesjonalnych wyników.

News2 MB rys 4 N Cas 2021 dublet Na I ok5896A 1

Rys. 4. Fragment widma nowej N Cas 2021 (V1405 Cas) z linią Na I λ5896Å dubletu sodowego pochodzenia międzygwiazdowego wyskalowanej w prędkościach radialnych w odniesieniu do środka masy Układu Słonecznego (tzn. uwzględniona jest poprawka heliocentryczna), którego większa część została pokazana na rys. 3. po prawej. Jest to widmo złożone z serii 11 klatek naświetlanych przez 240 sekund każda. W tej skali 1 piksel matrycy mojej kamery CMOS odpowiada różnicy prędkości radialnej mniej więcej ~10 km/s.

W dn. 3 maja 2021 r. podjąłem kolejną próbę rozdzielenia podwójnych absorpcji w międzygwiazdowym dublecie sodowym Na I λλ5890/5896Å. Uzyskałem widmo pokazane na rys. 3 po prawej oraz na rys. 4. Użyłem szczelinę o szerokości 20μm, czyli dwa razy mniejszą niż na początku kwietnia, co pozwoliło uzyskać rozdzielczość aż R~13000. Jednak tej nocy warunki obserwacyjne nie było optymalne. Szczególnie kłopotliwe były duże wahania temperatury, powodujące dryft widm w długości fali. Pomimo to w tej rozdzielczości już widać asymetrię obu profili wskazującą na to, że obłok przybliżający się do nas z większą prędkością radialną ma mniejszy udział w wypadkowym profilu absorpcyjnym linii widmowej Na I. Oszacowałem prędkości radialne obu składników absorpcyjnych pochodzenia międzygwiazdowego linii Na I λ5896Å pokazanej na rys. 4 na -11 km/s i -47 km/s, czyli wartości zbliżone do opublikowanych przez profesjonalistów w ATEL#14476.

News2 MB rys 5 sprzet

Rys. 5. Mój aktualny zestaw sprzętowy do spektroskopii składający się ze spektrografu LOWSPEC w specyfikacji 2 z siatką dyfrakcyjną 300 l/mm lub 1800 l/mm, kamery CMOS QHY163M podwieszonej do teleskopu Schmidta-Cassegraina f/10 o aperturze 20 cm na montażu paralaktycznym HEQ-5. (W porównaniu do specyfikacji 2 jest już dostępna do wydrukowania specyfikacja nr 3 spektrografu LOWSPEC, w której wymiana siatki dyfrakcyjnej nie wymaga rozkręcania całego spektrografu). W porównaniu do zestawu opisanego w Uranii 1/2021 już jest moduł kalibracyjny z widmem porównania, który jest widoczny jako pudełko zamontowane do lustra uchylnego pomiędzy wyciągiem teleskopu a spektrografem LOWSPEC. Z uwagi na wielkość i ciężar spektrografu z kamerami i modułem kalibracyjnym, konieczne było wyposażenie teleskopu w dodatkowe akcesoria: odrośnik, dłuższą szynę montażową i wyciąg z mikrofokuserem o odpowiednim udźwigu.

Na zakończenie warto podkreślić, że opisane precyzyjnie pomiary prędkości radialnych linii absorpcyjnych pochodzenia międzygwiazdowego dubletu sodowego Na I λλ5890/5896Å nie byłyby możliwe bez użycia modułu kalibracyjnego do rejestracji widma porównania.

Nadal będę obserwował spektroskopowo V1405 Cas dopóki będzie wystarczająco jasna dla mojego zestawu sprzętowego. Niewiele brakuje, by w pełni rozdzielić każdą linię międzygwiazdową we wspomnianym dublecie sodowym Na I λ5890/5896Å, wykorzystując najwęższą 10 μm szczelinę spektrografu i minimalną, zaledwie 20 cm aperturę teleskopu.

Animacje ewolucji czasowej niektórych profili linii widmowych nowej N Cas 2021:

News2 anima1 MB H alpha

News2 anima2 MB He

News2 anima3 MB H beta

News2 anima4 MB H delta H gamma

poniedziałek, 20 lipiec 2020 09:44

Supernowe pierwszego półrocza 2020 roku

Napisane przez

Miłośnicy supernowych, szczególnie tych jaśniejszych, nie powinni być zawiedzeni tym co działo się na północnym niebie w pierwszej połowie 2020 roku.

Zaczęło się już 7 i 12 stycznia, kiedy to odkryte zostały dwie jasne supernowe: SN 2020oi oraz SN 2020ue. Pierwsza z nich pojawiła się niespodziewanie w galaktyce M100. Dlaczego niespodziewanie? Dlatego, że zaledwie 8 miesięcy wcześniej, w tej samej galaktyce mieliśmy już okazję obserwować supernową (SN 2019ehk, którą miałem przyjemność odkryć). Zapewne nikt nie oczekiwał, że kolejną zobaczymy tam tak szybko. SN 2020oi okazała się typu Ic. Zjawisko było więc wywołane kolapsem jądra masywnej gwiazdy, podobnie jak w przypadku supernowych typu II. Jednakże widmo SN Ic pozbawione jest linii wodoru, charakterystycznych dla typu II. Progenitor SN Ic stracił bowiem wcześniej swoje zewnętrzne warstwy wodoru, dlatego w widmie nie obserwujemy linii H. Maksimum blasku SN 2020oi osiągnęła 2 tygodnie po odkryciu. Obserwowaliśmy ją wówczas jako obiekt 13-tej wielkości gwiazdowej. Pewną trudność stanowiło jedynie to, że znajdowała się bardzo blisko centrum M100. Aby ją dostrzec, konieczne było umiejętne "wygaszenie" na zdjęciach intensywnego światła jądra galaktyki.

 ZDJ1 SN2020oi Mateusz Windak

(SN 2020oi w galaktyce M100 – autor Mateusz Windak)

 Znacznie łatwiejsza do obserwacji była druga z wymienionych – SN 2020ue. Odkrył ją znany japoński astroamator Koichi Itagaki na obrzeżach jasnej, eliptycznej galaktyki NGC 4636. Jak dotąd jest to najjaśniejsza supernowa 2020 roku! Na przełomie stycznia i lutego osiągnęła aż 11,8m. W przeciwieństwie do SN 2020oi jej kątowe przesunięcie od centrum galaktyki było bardzo duże (blisko 2 arcmin), co znacznie ułatwiło obserwacje i pomiary. Wykonano wiele ciekawych zdjęć oraz kilka widm SN 2020ue

ZDJ2 SN2020ue Rolando Ligustri

(SN 2020ue – autor Rolando Ligustri)

Jedno z takich widm zarejestrowałem ponad 2 miesiące po odkryciu za pomocą spektroskopu własnej konstrukcji SN-Spec, opisanego w dwumiesięczniku "Urania" 2-3/2020. Supernowa była już wtedy zdecydowanie słabsza (15,4m). Wszystkie obserwacje spektroskopowe wyraźnie wskazywały na typ Ia.

 ZDJ3 SN2020ue spectrum JaroslawGrzegorzek

Obie wymienione supernowe świeciły na niebie w niedużej od siebie odległości kątowej, w gwiazdozbiorach Warkocza Bereniki oraz Panny. Nic dziwnego, skoro są to gwiazdozbiory wyjątkowo bogate w galaktyki. Wobec tego nie może być zaskoczeniem lokalizacja kolejnych, jasnych supernowych tego roku - znowu Panna oraz sąsiedni gwiazdozbiór Lwa. Supernową SN 2020ftl odkryto 2 kwietnia w galaktyce NGC 4277, a SN 2020hvf 21 kwietnia w NGC 3643. Obie były typu Ia. Warto przy tym zaznaczyć, że jako pierwszy spektroskopię klasyfikacyjną SN 2020ftl wykonał miłośnik astronomii - Claudio Balcon z Włoch (zdjęcie poniżej - źródło TNS). Użył w tym celu również samodzielnie skonstruowanego spektroskopu oraz popularnego teleskopu w systemie Newtona o całkiem niedużej aperturze 20 cm. W połowie kwietnia SN 2020ftl prezentowała się jako obiekt 14m.

 ZDJ4 SN2020ftl spectrum ClaudioBalcon

Jaśniejsza okazała się SN 2020hvf. W maksimum osiągnęła 12,6m. Zawdzięczamy to oczywiście dużej jasności absolutnej supernowych Ia (-19,3m) oraz niedużej odległości do galaktyki NGC 3643 wynoszącej około 85 mln lat świetlnych (z~0,00585). SN 2020hvf była troszkę niedoceniona przez amatorów, ponieważ w tym samym czasie ich uwagę skupiała już SN 2020jfo. Astronomowie zawodowi dostrzegli jednak możliwości ciekawych obserwacji nieodległej przecież SN 2020hvf. Przeprowadzone zostały rejestracje tego zjawiska na falach radiowych, w których uczestniczyło obserwatorium w Piwnicach pod Toruniem. Dnia 14 maja zarejestrowałem widmo optyczne SN 2020hvf. Korelacja wzajemna przeprowadzona przy użyciu aplikacji identyfikacji supernowych SNID pokazała najlepszą zgodność z supernową SN 2001ay w wieku 8 dni po maksimum. Według obserwacji fotometrycznych ZTF supernowa osiągnęła maksimum blasku 5 maja, więc szacowanie jej wieku za pomocą analizy widma okazało się całkiem zgodne z faktycznym.

 ZDJ5 sn2020hvf spectrum JaroslawGrzegorzek

Wymieniona wcześniej SN 2020jfo wywołała olbrzymie zainteresowanie wśród astroamatorów. Odkryta została 6 maja w ramach projektu ZTF. Miejscem jej pojawienia był znów "niezawodny" gwiazdozbiór Panny. Nie osiągnęła tak dużej jasności co poprzednio opisane supernowe, ale za to wybuchła w jednym z ramion popularnej i niezwykle urokliwej galaktyki M61

ZDJ6 SN2020jfo MaciejJarmoc

(SN 2020jfo w M61 – autor Maciej Jarmoc)

W chwili odkrycia miała 16m, a tydzień później osiągnęła jasność zbliżoną do 14,4m. Wówczas to wykonałem jej spektroskopię, która pokazała podobieństwo widma do SN 2004et typu IIP

Supernowe tego typu charakteryzują się dosyć długim okresem płaskiej lub tylko nieznacznie opadającej charakterystyki krzywej blasku (P-plateau). Późniejsze obserwacje fotometryczne potwierdziły klasyfikację SN 2020jfo jako supernowej typu IIP.

  ZDJ7 sn2020jfo spectrum JaroslawGrzegorzek

Na przełomie czerwca i lipca pojawiły się jeszcze dwie jasne supernowe. Znów należało skierować teleskopy na "wiosenną" rektascensję 12h i deklinację bliską równikowej. Niestety, o tej porze roku obserwacje w tych rejonach nieba są bardzo trudne w naszych szerokościach geograficznych. Za to koledzy z południa Europy mieli jeszcze okazję zaobserwować SN 2020nlb oraz SN 2020nvb - kolejne supernowe typu Ia w Warkoczu Bereniki oraz Pannie. Pierwsza z nich wybuchła ponownie w galaktyce z katalogu Messiera. Tym razem w M85. Jasność obu zbliżyła się do 12m w połowie lipca, jednak ze względu na wspomniane coraz gorsze położenie, nie można było dokończyć wykreślenia dla nich pełnych krzywych blasku.

Pierwsze półrocze 2020 roku było więc bardzo bogate w jasne supernowe. Ciekawe jest, że skupiły się na bardzo niewielkim obszarze nieba. Pokazuje to, że warto eksplorować te gwiazdobiory w poszukiwaniu gwiezdnych kataklizmów. Należy też zwrócić uwagę na wyjątkowo dużą liczbę supernowych odkrytych w galaktykach z katalogu Messiera. W ubiegłych latach mieliśmy statystycznie jedną na rok. W 2020 są już trzy, a rok się jeszcze nie skończył. Kto wie co pokażą miesiące jesienne, kiedy to znowu mamy okazję monitorować całkiem sporą liczbę galaktyk.

ZDJ8 RozkładSN na niebie

 

 

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

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)