EE Cephei (BD +55 2693) jest przedstawicielem rzadkiej klasy układów zaćmieniowych, w których zaćmienia główne wywołuje ciemny dysk pyłowy. Prekursorem tych obiektów jest ε Aurigae o ekstremalnie długim okresie aż 27,1 lat. Ostatnie zaćmienie ε Aur rozpoczęło się w 2009 roku i trwało około 2 lata. Przez długi czas ε Aur i EE Cep były jedynymi przedstawicielami, ale obecnie jest znanych kilkanaście takich obiektów o okresach orbitalnych od dni do dziesięcioleci. Do tej pory większość z nich miała słabe pokrycie obserwacyjne. Spośród tych układów podwójnych EE Cephei wraz z ε Aurigae i TYC 2505-672-1 stanowią obiekty o względnie długich okresach orbitalnych odpowiednio 5,6 / 27,1 / 69,1 lat.

W dalszej części tego materiału zapoznamy się z prawdziwym „kameleonem” wśród układów podwójnych, czyli EE Cephei, którego krzywe blasku podczas zaćmień nie są do przewidzenia.

Na razie ...

Rys 01 EE Cep ecl history

Rys. 1. Krzywe blasku zaćmień układu EE Cep do 2014 roku w filtrach U, B, V, R, I oraz wskaźniki barwy B-V, B-I. Materiał źródłowy [1].

 

 1. Historia obserwacji dotychczasowych zaćmień EE Cephei

Krzywe blasku dotychczas zaobserwowanych zaćmień EE Cep przedstawia rys. 1 z wyjątkiem najnowszego zaćmienia w 2020r., które zostanie omówione w paragrafie 3.

Historia obserwacji fotometrycznych obejmuje aktualnie trzynaście zaćmień od pierwszego odkrytego przez Romano w 1952 roku (epoka E=0) do ostatniego w 2020r. (E=12). Każda krzywa blasku zaćmienia EE Cep wygląda inaczej. Na razie nie udaje się przewidzieć jak będą wyglądały kolejne zaćmienia w tym układzie podwójnym. Od zaćmienia do zaćmienia zmienia się zarówno głębokość, kształt jak i czas trwania. Dlatego nawet mówi się o EE Cephei jako o „kameleonie” wśród układów zaćmieniowych.

We wszystkich zaobserwowanych do tej pory krzywych blasku można wyróżnić pewne wspólne cechy. Mianowicie wszystkie zaćmienia EE Cep są prawie szare i asymetryczne, a opadająca część krzywej blasku zawsze trwa dłużej niż podnosząca się.

Głębokość zaćmień EE Cep zmienia się w dość szerokim zakresie od ~0,5 (w 2009r.) do ~2,0 mag (w 1958r.), a czas trwania - od 1 miesiąca w 1992 roku w czasie najkrótszego zaćmienia do ponad 2 miesięcy w 1969 roku (najdłuższe zaćmienie).

Na rys. 2 (górny panel) pokazano cztery reprezentatywne krzywe blasku zaćmień EE Cep. Płytkie zaćmienia o amplitudzie zaledwie ~0,5-0,6 mag zaobserwowano w 2008/9r. (E=10) i 1969r. (E=3), a głębokie o amplitudzie ~1,5-2 mag - w 1975 r. (E=4) i 1997r. (E=8)

Rys 02 Pienkowski 3

Rys. 2. Cztery reprezentatywne krzywe blasku zaćmień EE Cep wybrane w [3] ze względu na jakość materiału i pokrycie obserwacjami: dwa głębokie zaćmienia (E=4 i 8) oraz płytkie (E=3 i 10). W dolnym panelu pokazano amplitudy zmian jasności podczas zaćmień. Materiał źródłowy [3].

To, że zaćmienia są „prawie” szare oznacza podobny kształt krzywych blasku w różnych filtrach fotometrycznych. Podczas zaćmień obserwuje się tylko niewielkie zmiany koloru. Na przykład wskaźnik barwy B-V się zwiększa o ~0,1 mag podczas największego spadku jasności, czyli światło  gwiazdy nieco „czerwienieje”. W [3] na rys. 4 jest pokazana krzywa blasku EE Cep z zaćmienia w 2014 (E=11) w filtrach fotometrycznych U, B, V, R, I. Podczas tego zaćmienia wskaźnik barwy B-V zmalał od ~0,3 mag przed zaćmieniem do ~0,45 mag w fazie najgłębszego spadku jasności i następnie wrócił do początkowej wartości.

Zaćmienia EE Cep w fotometrii średnio-pasmowej trwa 1-2 miesiące. Natomiast widać je nawet do ~3,5 miesiąca w profilach linii widmowych pokazanych na rys. 3 (tzw. zaćmienia atmosferyczne). Mianowicie podczas zaćmień pojawia się dodatkowy składnik absorpcyjny na niebieskich skrzydłach profilu linii widmowej Hα i dubletu sodowego Na I. Na przykład widać go wyraźnie w profilach dubletu sodowego Na I (linia w kolorze niebieskim) około fazy -0,05 (~3 miesiące przed środkiem zaćmienia odpowiadającemu fazie=0) podczas zaćmienia w 2014r. (E=11). Dla Hα pojawia się około fazy -0,02 (~miesiąc przed środkiem zaćmienia) podczas tego samego zaćmienia w 2014r. (E=11) i jest wyraźnie widoczna absorpcja w profilu (linia w kolorze niebieskim) około fazy -0,01.

Kolejną ciekawostką jest to, że te dodatkowe składniki absorpcyjne pojawiają się również w liniach serii Balmera Hα, Hβ i dublecie sodowym Na I również około fazy orbitalnej 0,24 (np. 25 grudnia 2015r.), gdy zaobserwowano pojaśnienie w podczerwonym filtrze I (patrz również rys. 12).

Rys 03 Pienkowski 4

Rys. 3. Zmiany profili linii widmowych linii sodu Na I (u góry), Hα (w środku) oraz krzywe blasku w filtrze B (na dole) podczas i w pobliżu zaćmień dla epok E=9, 10 i 11. Materiał źródłowy [3].

 2. Model układu EE Cephei

Obserwowany kształt krzywej blasku podczas zaćmień EE Cep oraz zmiany głębokości zaćmień próbowano wyjaśnić się na kilka kilka sposobów. W szczególności w 1975r. Meinunger zaproponował model układu podwójnego, w którym podczas zaćmienia głównego gorąca gwiazda typu widmowego B jest zakrywana przez czerwonego olbrzyma. Pulsacje czerwonego olbrzyma typu widmowego M mogą powodować zmiany głębokości zaćmień, a rozległa atmosfera czerwonego olbrzyma – skrzydła zaćmień atmosferycznych. Jednak nie potwierdziła tego fotometria wielobarwna zaćmienia w 1996 roku wykonana przez toruńskich astronomów M. Mikołajewskiego i D. Graczyka. Zaobserwowano minimalne zmiany barwy w filtrach R i I. Gdy gwiazd typu widmowego B chowa się za czerwonego olbrzyma typu widmowego M to również np. wskaźnik barwy B-V powinien się zwiększyć nawet do +1,2 / +1,5 magnitudo (← wskaźnik barwy B-V pulsującej Miry Ceti). Tymczasem podczas zaćmień EE Cep wskaźnik B-V waha się w niewielkim zakresie ~0,3-0,45 mag. (patrz krzywa blasku na rys. 4 w [3] podczas zaćmienia w 2014r.).

Dlatego w 1999 r. zaproponowali oni model, w którym główny składnik układu podwójnego - gorąca gwiazda typu widmowego B5e (B5 z liniami emisyjnymi „e”) jest zaćmiewana przez niewidocznego ciemnego towarzysza, którym najprawdopodobniej jest pyłowy dysk otaczający obiekt centralny o małej jasności. Przesłanianie gwiazdy przez nieprzeźroczyste wnętrze dysku może wyjaśnić głęboką centralną część zaćmienia. Natomiast półprzeźroczyste zewnętrzne obszary dysku są odpowiedzialne za obserwowane „skrzydła” zaćmień podobne do skrzydeł podczas atmosferycznych zaćmień w układach podwójnych typu ζ Aurigae. Rzut nachylonego dysku na sferę niebieską daje podłużny kształt zasłaniającego obiektu, który jest nachylony względem kierunku ruchu podczas większości zaćmień. Krzywe blasku podczas zaćmień nie mają symetrycznego kształtu, ponieważ zaćmienia nie są centralne. „Niecentralność” zaćmień określa się ilościowo za pomocą parametru zderzeniowego „D”, który w takim przypadku jest większy od zera (patrz wizualizacja parametru „D” np. rys.8). Ten model został rozpracowany analitycznie przez C. Gałana w 2012 r. (patrz [4]).

Rys 04 Galan 3

Rys. 4. Schematyczne przedstawienie geometrii zaćmień w układzie EE Cep. Wewnętrzny nieprzeźroczysty i zewnętrzny półprzeźroczysty obszar dysku są rozdzielone. Po lewej stronie pokazano charakterystyczne wzajemne położenia dysku oraz gwiazdy i odpowiadające im momenty kontaktów (1a, 1, 2, 3, 4, 4a) w krzywej blasku po prawej. Jest to bardzo uproszczony model ignorujący np. niejednorodności powierzchni gwiazdy lub rzeczywistą wielkość dysku. Materiał źródłowy [4].

C. Gałan wyjaśnił następująco zmiany kształtu krzywej blasku podczas zaćmień EE Cep w swojej pracy doktorskiej z 2009 roku:

„... zauważymy, że wszystkie zaćmienia posiadają wspólne cechy. Jedną z nich jest obecność w krzywych blasku zaćmień szerokich skrzydeł, drugą zaś jest asymetria zaćmień, która jest obecna zawsze i w ogólności objawia się poprzez wolniejsze zmiany, a więc i dłuższy czas trwania opadającej części zaćmienia niż części wznoszącej. W krzywych blasku poszczególnych zaćmień można by się dopatrywać występowania takich samych charakterystycznych momentów. Momenty te (oznaczone 1a, 1, 2, 3, 4, 4a) są zobrazowane na schematycznej krzywej blasku na dole rysunku, który w swej górnej części ukazuje zmiany wzajemnej konfiguracji dysku i gwiazdy w trakcie zaćmienia odpowiadające za poszczególne momenty kontaktów. Zaćmiewający dysk jest półprzeźroczysty w zewnętrznych obszarach, które są odpowiedzialne za obecność skrzydeł zaćmień (zaczynających się i kończących w punktach 1a i 4a odpowiednio), które nazwijmy „atmosferycznymi”. Część wewnętrzna dysku jest nieprzezroczysta, więc ona jest odpowiedzialna za fazy szybkich zmian blasku i fazę pseudo płaskiego dna (zmiany pomiędzy momentami 1 i 4, odpowiadającymi momentom zewnętrznych kontaktów w klasycznych układach zaćmieniowych typu algola)”.

Rys 05 Galan 1

Rys. 5. Numeryczne modele układu EE Cep wyjaśniające głębokość zaćmień precesją dysku (czerwone ciągłe i czarne przerywane linie). Faktyczne głębokości zaobserwowanych zaćmień w magnitudo określa wielkość amplitudy fotometrycznej oznaczonej niebieskimi kołami dla epok 0-10. Te modele nie przewidziały poprawnie głębokości ostatnich dwóch zaćmień w 2014 i 2020r. (epoki E=11 i 12), które były znacznie płytsze ~0,7/0,6 mag. (filtr V) niż oczekiwane ~2 mag. Materiał źródłowy [4].

W 2012r. C. Gałan ze współpracownikami wyjaśnili zmiany głębokości zaćmień precesją dysku i oszacowali numerycznie skalę tego zjawiska na podstawie dotychczasowych obserwacji - patrz rys. 5. Na tym rysunku oznaczono niebieskimi kołami obserwacje fotometryczne uzyskane podczas dotychczasowych zaćmień dla epok 0-10. Linie czerwone ciągłe i czarne przerywane reprezentują dwa modele symulacji numerycznych dotyczące zmian głębokości zaćmień w zależności od fazy orbitalnej odpowiednio dla okresów precesji wynoszących odpowiednio 10,8 i 11,8 krotności okresów orbitalnych, czyli ~60,5 / ~66,1 lat. W dolnej części rysunku pokazano przestrzenne rozmieszczenie dysku i gwiazdy dla czterech konkretnych sytuacji oznaczonych literami a, b, c, d. Te modele jednak nie przewidziały poprawnie głębokości ostatnich dwóch zaćmień w 2014 i 2020r.

(epoki E=11 i 12), które były znacznie płytsze ~0,7/0,6 mag. - zamiast oczekiwanych ~2 mag.

 Rys 06 Pienkowski 5

Rys. 6. Profile linii widmowych wodoru H10 i H11 z 11 sierpnia 2003r. posłużyły do wyznaczenia parametrów fizycznych gwiazdy Be. Najlepsze dopasowanie profili syntetycznych uzyskano dla Teff = 15000 K, przyspieszenia na powierzchni log(g)=3,5 (→olbrzym→klasa jasności III), metaliczności [Fe/H] = 0 i rotacji v*sin(i)=350 km/sek (ciągła czerwona linia). Teoretyczne profile dla prędkości rotacji rzutowanej na kierunek widzenia v*sin(i) =300/400 km/sek przedstawiono odpowiednio linią kreskowaną / kreskowano-kropkowaną. Materiał źródłowy [4]

Parametry fizyczne układu podwójnego EE Cep można podsumować następująco (patrz [4]):

1. Składniki poruszają się po orbitach okresie ~5,6 lat (~2050 dni); do tej pory przyjmowano założenie o kołowym kształcie orbit; jednak znaczną ekscentryczność orbit mogą sugerować pojaśnienia w podczerwonym filtrze I powtarzające się podczas zaćmień około fazy orbitalnej 0,2 (patrz rys. 12); są to pojaśnienia rzędu kilku setnych magnitudo, które mogą być spowodowane efektem znacznego zbliżenia do siebie składników, gdy mijają się w peryastronie.

2. Gwiazda Be (typ widmowy∼B z liniami emisyjnymi „e”):

  • typ widmowy B5 III lub B4 II wyznaczony na podstawie dopasowania syntetycznych profili widmowych H8-H11 (patrz rys. 6) o Teff=15000K, przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni log(g) = 3,5, rotacja v*sin(i) = 350 km/sek;
  • dzielność promieniowania L = 3500Lʘ wyznaczona na podstawie typu widmowego i klasy jasności;
  • średni promień gwiazdy Be = 9 Rʘ, masa = 6,7Mʘ;
  • spłaszczenie gwiazdy Be = promień równikowy / biegunowy ≈ 1,44 ( ≈10,57 Rʘ/ ≈7,34 Rʘ) co może generować różnicę temperatur powierzchniowych rzędu kilku tysięcy stopni (5000-6000 K?) pomiędzy obszarami biegunowymi i równikowymi w wyniku efektu von Zeipela (strumień energii na pow. gwiazdy „F” ~ przyspieszenie grawitacyjne „g” → Teff ~ g1/4);
  • oszacowana prędkość rotacji na równiku 325 km/sek jest bliska prędkości krytycznej.

3. Ciemny pyłowy dysk według [4] o dość arbitralnie przyjętej wysokości ~0,6 Rʘ i średnicy ≤ ~150 Rʘ Natomiast nowsze analizy w [3] sugerują, że średnica dysku może być nieco większa (≤ ~370 Rʘ). Wynika to z faktu, iż dysk przesłania gwiazdę Be o promieniu ~9 Rʘ nawet do 3 miesięcy od środka zaćmienia (ślady w liniach widmowych), a składniki w tym układzie podwójnym są odległe od siebie o ~1360 Rʘ zgodnie z prawem Keplera. Jednak te szacunki pomijają fakt, że zaćmienia mogą być niecentralne (→ parametr  zderzeniowy D > 0), płaszczyzna orbity układu może być nachylona do obserwatora, a orbity - eliptyczne.

4. EE Cep znajduje się w odległości 1990 ±130 parseków; odległość wyznaczona na podstawie paralaksy (0,503 ±0,032 mas; 1 mas → 1/1000”) uzyskanej przez satelitę GAIA.

Rys 07 Pienkowski 1

Rys. 7. Różne głębokości i kształty krzywej blasku EE Cep można też wyjaśnić precesją szybko rotującej gwiazdy Be (w tym prostym modelu położenie dysku nie zmienia się – parametr zderzeniowy D > 0 zaćmienia nie są centralne). Materiał źródłowy [3].

W najnowszej publikacji [3] D. Pieńkowski ze współpracownikami zaproponowali również model precesji gwiazdy Be zamiast dysku. W tym przypadku zmiany głębokości zaćmień byłyby spowodowane przez zaćmienia gorących plam przy biegunach jak schematycznie pokazano na rys. 7. Rozróżniono tutaj cztery następujące położenia przestrzenne, gdy nie zmienia położenie dysku, ale nachylenie gwiazdy „φ” :

  1. epoki 9, 10, 11 - dwa wyraźnie rozdzielone płaskie minima o głębokości ~0,7 mag; pierwsze zaćmienie jest spowodowane przez dolny biegun gwiazdy, a drugie – przez górny;
  2. epoki 0, 1, 2 – tylko okolice jednego gorącego bieguna gwiazdy są przesłaniane; gorąca plama jest blisko środka dysku więc obserwuje się bardzo głębokie zaćmienia (>= 2 mag);
  3. epoki 4, 5, 6 – zaćmienia pośredniej głębokości (~1,5 mag), gdy nakładające się minima od obu gorących biegunów zakrywane są niemal jednocześnie; gorąca plama w okolicach dolnego bieguna gwiazdy doznaje płytszego zaćmienia (~1,5 mag) przez zewnętrzne i bardziej przeźroczyste obszary dysku;
  4. epoka 8 – jest zaćmiewana gorąca plama w większej odległości od środka dysku (zaćmienie podobne do II, ale mniej głębokie <2 mag).

Ten model wymaga dalszych analiz ilościowych. Być może w połączeniu z modelem precesji dysku pyłowego pozwoli wyjaśnić tajemnicę nieregularnych kształtów zaćmień. Dodatkowo w modelowaniu tego układu należałby rozważyć możliwość, że orbity nie są kołowe. Wymaga to jednak dalszych obserwacji fotometrycznych i spektroskopowych szczególnie w okolicach fazy orbitalnej ~0,2, gdzie systematycznie obserwuje się kilkuprocentowe pojaśnienie w podczerwieni – co może sugerować mijanie się składników w peryastronie (patrz rys. 12).

Rys 08 Zacm ee cep 2020znaps

Rys. 8. Krzywe blasku zaćmienia EE Cep od 17 lutego do 2 maja 2020r. w filtrach lustrzankowych (TG, TB, TR) i astronomicznych (Johnson-V, Johnson-B, Cousins-R, I) 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.

3. Przebieg zaćmienia EE Cephei w 2020r.

Zgodnie z informacją podaną w [1] i [2] zaćmienie powinno rozpocząć się około 7 marca (JD=2458916,4) i trwać do ~21 kwietnia 2020r. (JD=2458960,5). Środek zaćmienia był prognozowany na ~3 kwietnia 2020r. (JD=2458943,19). Jednak EE Cep jak zwykle zaskoczyła obserwatorów, ponieważ zaćmienie rozpoczęło się ~10 dni przed terminem – ledwo zdążyła pojawić się informacja na portalu AAVSO w dn. 24 lutego 2020r., a już z 25 lutego zaobserwowano spadek jasności ~0,05 mag (patrz czerwona strzałka na rys. 8: ~10,85 → ~10,90 mag w filtrze V). Podczas tego zaćmienia jasność układu zmieniała się w następujących „falach” (filtr V):

  1. fala (25 lutego – 4 marca – 6 marca) - jasność: ~10,85 ↓ ~10,95 ↓ ~11,05;
  2. fala (6 – 7– 11marca) - jasność : ~11,05 ↑ ~10,95 ↓ ~11,25;
  3. fala (11 – 13 –15 marca) - jasność : ~11,25 ↑ ~11,15 ↓ ~11,25;
  4. fala (15 – 17 – 22 marca) - jasność : ~11,25 ↑ ~11,15 ↓ ~11,40;
  5. fala (22 marca – 25 marca – 3 kwietnia) - jasność : ~11,40 ↑ ~11,25 ↓ ~11,30;
  6. fala (3 – 20/21 kwietnia) - jasność : ~11,30 ↑ ~10,85/10,82.

Układ EE Cep osiągnął najmniejszą jasność na koniec IV fali w dniu 22 marca (~11,4 mag w filtrze V), czyli kilkanaście dni przed środkiem zaćmienia (ang. mid-eclipse) prognozowanym na ~3 kwietnia 2020r. Natomiast około 3 kwietnia nastąpił koniec V fali w krzywej blasku pokazanej na rys. 8. Te fale w krzywej blasku można próbować interpretować efektem przesłaniania gwiazdy Be przez kilka (pięć?) pierścieni pyłowych o różnej gęstości. Na gałęzi wznoszącej krzywej blasku po 3 kwietnia wystąpiła tylko jedna VI fala wznosząca się (można by się doszukiwać około 17 kwietnia jeszcze jednego lokalnego minimum 0,02-0,03 mag ? VII fala? - porównaj rys. 9).

Odnośnie rys. 8 przedstawiłem moje luźne dywagacje na temat surowego materiału fotometrycznego z zaćmienia EE Cep 2020r. tylko z bazy AAVSO, gdzie raportowałem obserwacje lustrzankowe TB, TG i TR. Oprócz mnie obserwacje lustrzankowe raportował jeszcze Bernhard Wenzel (tylko TG). Większość obserwatorów wykonała standardową fotometrię CCD z filtrami astronomicznymi. Na rys. 8 pokazano krzywe blasku zaćmienia EE Cep w filtrach lustrzankowych (TG, TB, TR) i astronomicznych (Johnson-V, Johnson-B, Cousins-R, I). Wyjątkowo w celu porównania jasności w najdokładniejszym filtrze lustrzankowym TG z astronomicznym Johnson-V zamiast pojedynczych obserwacji w filtrze zielonym TG zaprezentowano średnie dzienne z tych obserwacji jako czarne koła połączone czarnymi liniami. Natomiast krzywe blasku z zaćmienia EE Cep ze średnimi dziennymi obserwacji we wszystkich filtrach lustrzankowych TB, TG i TR porównano wizualnie na rys. 9 z pojedynczymi surowymi obserwacjami w filtrach astronomicznych Johnson-B, Johnson-V i Cousins-R. Jak widać obserwacje dość dobrze pokrywają się. Ostatecznie całość materiału (w tym obserwacje z bazy AAVSO) będzie profesjonalnie analizowana przez zespół astronomów z UMK w Toruniu. Najcięższą pracę wykona Dariusz Kubicki.

Rys 09 EE CEP 3kola

Rys. 9. Krzywe blasku zaćmienia EE Cep od 17 lutego do 30 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.

Warto wspomnieć, że pogoda sprzyjała obserwacjom, ale nie lokalizacja EE Cep na niebie. W czasie zaćmienia przez większość nocy znajdowała się ona nad północnym horyzontem na wysokości zaledwie 20-30°. Dopiero nad ranem wznosiła się na wysokość „fotometryczną” (powyżej 30 nad horyzontem). Do końca kwietnia przeprowadziłem 33 sesje obserwacyjne trwające po kilkadziesiąt minut każda, ale tylko kilka razy obserwowałem na ranem. Zdjęcia 30 sekundowe przy ISO 800 były robione lustrzanką Canon 400D (model z 2007r.) podłączoną do apochromatu o aperturze 102 mm i ogniskowej 714mm (F/7) na montażu paralaktycznym EQ3-2 z napędem z RA. Najdokładniejsze wartości uzyskałem w barwie TG (na ogół błąd ~0,01-0,03 mag), w której jest dwa razy więcej pikseli na matrycy fotograficznej niż w pozostałych barwach. W barwach TB / TR było gorzej (na ogół błąd ~0,03-0,07 mag). To było moje pierwsze doświadczenie z fotometrią lustrzankową tak słabego obiektu jednocześnie we trzech barwach TB, TG i TR. Do zwiększenia dokładności moich obserwacji DSLR tego obiektu oprócz większej apertury bardzo wskazana byłaby lepsza (=”fotometryczna”) pozycja obiektu na niebie.

Obserwacje EE Cephei z zielonych pikseli lustrzanki cyfrowej obowiązkowo przesłałem również do polskiej bazy obserwacji gwiazd zmiennych SSW-PTMA [6], a krzywą blasku przedstawia rys.10.

Rys 10 EE CEP Zacmienie 2020 baza PTMA

Rys. 10. Baza obserwacji gwiazd zmiennych SSW-PTMA: krzywa blasku zaćmienia EE Cephei w 2020r. (luty-kwiecień) w filtrze TG (standaryzowana fotometria różnicowa z zielonych pikseli wyekstrahowanych z kolorów RGB matrycy lustrzanki cyfrowej). Materiał źródłowy [6]

Zaćmienia z 2020 roku EE Cephei, czyli obiektu ASASSN-V J220922.44+554522.9 nie ma jeszcze w bazie ASAS-SN. Jak pokazano na rys.11 ostatnia obserwacja kończy się na dacie JD=2458451.709 (29 listopada 2018 r. godz.5:01 UT). Aktualnie obserwacje w bazie ASAS-SN obejmują tylko okres pomiędzy zaćmieniami w latach 2014 – 2020 (JD ~2457000 - 2458452). Dla porównania podczas zaćmienia w 2014 roku minimum jasności wystąpiło JD~2456888, a w roku 2020 - JD ~2458930.

Rys 11 EE CEP Zacmienie 2020 baza ASASSN

Rys. 11. Aktualne obserwacje ASASSN-V J220922.44+554522.9, czyli EE Cep w bazie ASAS-SN nie obejmują zaćmienia i kończą na dacie JD=2458451.709 (29 listopada 2018r. godz.5:01 UTC). Materiał źródłowy [7].

4. Potrzebne dalsze obserwacje EE Cephei nawet do grudnia 2021r.

Na rys. 12 pokazano krzywe blasku w podczerwonym filtrze I (0,9μm / FWHM=0,24μm) z ostatnich zaćmień począwszy od 1996r. (epoka E=8). Po każdym z tych zaćmień około fazy orbitalnej ~0,2 obserwowano wzrost jasności. Jednak podczas kampanii obserwacyjnej w 2014r. (E=11) liczba obserwacji w podczerwieni w filtrze I okazała się zbyt mała, aby potwierdzić efekt pojaśnienia do maksymalnej amplitudy kilku setnych magnitudo około fazy ~0,2. Na szczęście dość duża liczba obserwacji fotometrycznych w paśmie I została zebrana niezależnie w bazie AAVSO. Te dane wykazywały dość duże różnice pomiędzy systemami fotometrycznymi różnych obserwatorów. Po ich uwzględnieniu w krzywej blasku w barwie I na E=11 widać wyraźne maksimum około fazy ~0,2 (żółte trójkąciki na rys. 12). Porównanie z wyjątkowo rzadkimi obserwacjami w podczerwonych filtrach fotometrycznych J (1,25μm / FWHM=0,38μm), H (1,65μm / FWHM=0,48μm), K (2,2μm / FWHM=0,70μm) sugeruje, że największą amplitudę tego pojaśnienia najprawdopodobniej obserwuje się w filtrze H.

Wzrost jasności EE Cep około fazy ~0,2 może być spowodowany efektami bliskości, gdy składniki mijają się w peryastronie. Jeżeli jest to prawda, to orbita układu EE Cep powinna być w znacznym stopniu eliptyczna. Zauważono również ciekawą korelację, że pojaśnienia około fazy ~0,2 są silniejsze po głębszych zaćmieniach – co może być dodatkowym argumentem na rzecz precesji dysku. Wzrost amplitudy pojaśnienia około fazy ~0,2 w filtrze podczerwonym „I” wskazuje na to, że ciemny składnik (dysk lub/i obiekt centralny) ma znaczny udział w całkowitym strumieniu energii emitowanym przez układ EE Cep. Chłodny składnik może być zaobserwowany na granicy czerwonej widzialnego zakresu widma i może być dominujący w bliskiej podczerwieni (filtry fotometryczne J, H, K → 1,25/1,65/2,2μm).

Dlatego zachęcam do kontynuacji obserwacji fotometrycznych DSLR/CCD układu EE Cephei aż do grudnia 2021 roku, ponieważ od 1996 roku systematycznie około fazy orbitalnej ~0,2 obserwuje się niewytłumaczalne pojaśnienie układu w podczerwieni w filtrze „I” rzędu ~0,05 mag (patrz rys. 12). Faza orbitalna ~0,2 w układzie EE Cep nastąpi około 20 maja 2021r.

Rys 12 Pienkowski 2

Rys. 12. Różnicowe wielkości gwiazdowe EE Cep w filtrze podczerwonym I w fazach zbliżonych do zaćmień oraz podczas samych zaćmień dla epok nr 8, 9, 10 i 11. Jako zero przyjęto średnią jasność w fazach orbitalnych od 0,4 do 0,8. Żółte trójkąty przedstawiają obserwacje w barwie I z bazy AAVSO poprawione o różnice pomiędzy systemami fotometrycznymi różnych obserwatorów. Materiał źródłowy [3]

W szczególności zainteresowani fotometrią lustrzankową (DSLR) mogą znaleźć więcej informacji  i praktycznie przećwiczyć na podstawie materiałów dostępnych na portalu Proxima pod odnośnikiem [9]. W rozdziale 4 broszurki [10] jest opisany krok po kroku - algorytm obróbki zdjęć lustrzankowych za pomocą darmowego programu Iris, aby uzyskać fotometrię DSLR w barwach TR, TG i TB.

 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] C. Galan i inni, 2012, “International observational campaigns of the last two eclipses in EE Cep: 2003 and 2008/9" - http://arxiv.org/pdf/1205.0028v3.pdf
[5] Informacja na portalu Proxima o początkowym przebiegu zaćmienia w 2020r. w układzie EE Cep- https://proxima.org.pl/index.php/item/94-zacmienie-ee-cephei-2020-juz-jestesmy-po-minimum-jasnosci
[6] Baza danych obserwacji gwiazd zmiennych SSW-PTMA - http://sogz-ptma.urania.edu.pl/
[7] ASAS-SN Variable Stars Database - https://asas-sn.osu.edu/variables
[8] Forum dyskusyjne na portalu AAVSO na temat zaćmienia EE Cep w 2020-2021 - https://www.aavso.org/ee-cep-observing-campaign-2020-2021
[9] 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
[10] R. Biernikowicz (2017) „Wprowadzenie do fotometrii lustrzankowej” - http://proxima.org.pl/pliki/wprowadzenie_do_fotometrii_dslr.pdf
[11] Wątek o zaćmieniach EE Cep na Forum Astronomicznym - https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/4930-lato-2014r-kampania-obserwacyjna-za%C4%87mienia-ee-cephei-kameleona-w%C5%9Br%C3%B3d-uk%C5%82ad%C3%B3w-za%C4%87mieniowych/
[12] Wątek o zaćmieniach EE Cep na forum Astropolis - https://astropolis.pl/topic/45713-lato-2014r-kampania-obserwacyjna-za%C4%87mienia-ee-cephei-kameleona-w%C5%9Br%C3%B3d-uk%C5%82ad%C3%B3w-za%C4%87mieniowych/

 

 

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

 

 

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)