Forumsvar skapade
-
R CrB har nu avtagit ner till en nivå som ligger 4 magnituder under maximum.
Magnitud 10.0 natten 16-17 juni.
Attachments:
I likhet med mig tror jag att många nya observatörer har gått igenom tre faser när det gäller instrumentets öppning vs förstoringen:
1. Innan man vet något alls så tänker man att det är förstoringen som avgör hur svaga stjärnor man kan se.
2. Snart får man lära sig att det inte alls är förstoringen utan instrumentets öppning som betyder något.
3. Vid minsta lilla praktiska test upptäcker man att det är öppning och förstoring i kombination som avgör.
Jag blev medveten om detta när jag precis hade börjat (1969) med hobbyn, och inte kunde undgå att märka att de flesta stjärnor jag såg i min 5 cm refraktor på bordsstativ (50x eller om det var 40x?) inte alls kunde skymtas med 7×50 fältkikare. Trots att öppningen i båda fallen var 5 cm.
Det jag hade läst var formellt helt korrekt: instrumentets ljussamlande förmåga beror endast på objektivets öppning. Men: det är inte bara den ljussamlande förmågan som avgör gränsmagnituden, utan även kontrasten mot bakgrunden. Och den ökar med högre förstoring.
Jag får erkänna att det dröjde många år innan jag insåg fullt ut hur långt det faktiskt går att pressa gränsmagnituden genom att öka förstoringen. Det var när jag till en Newton 6-tum f/5 började använda 4 mm okular istället för 6 mm för högsta förstoring. Funkade förvånansvärt ofta att skönja svaga stjärnor med 4 mm trots att de var osynliga med 6 mm.
Men, som sagt, stjärnor och nebulösa objekt är två ting som observationsmässigt kan skilja sig åt mycket vad gäller metoder.
Jag har aldrig använt något av de två aktuella teleskopen, och kan inte ge något råd som gäller vilket du bör välja. Men några helt allmänna synpunkter:
– Du kommer att kunna se betydligt fler Herschel-objekt med 12-tum än med 10-tum. Många av objekten ligger någonstans i gränslandet mellan 10 och 12 tum.
– En bra sökare är ett måste! Minst 5 cm öppning. RACI är mest praktiskt om du vill spara ryggen. Undvik sökare som ger spegelvänd bild!
– En kappa behövs till ett öppet teleskop. Skyddar mot ströljus, fuktbeläggning, tappade prylar osv.
– Bra kartmaterial, annars går det inte. Finns både på nätet och i böcker.
– Tänk på att höjden till okularet måste vara bekväm. Antingen kan du välja att observera stående rakt upp och ner, eller sittande på en stol. Bekvämlighet i obs-positionen är A och O.
– Bra okular är viktiga. Ett zoom-okular av hög kvalitet tycker jag personligen sparar enormt mycket tid.
– Träning krävs för att hitta snabbt och lätt, men i grund och botten handlar det mest om att lära sig ”läsa en karta”. Det är enklare än man kanske kan tro.
– Små mycket lätta teleskop är enklare att frakta än tyngre. Samtidigt är större och stabilare teleskop enklare att observera med när de väl är på plats. Rimliga kompromisser är alltid det som gäller.
Jag tror att detta är en variabel som ska gå bra för dig att följa, särskilt när nätterna blir lite mörkare.
I stora drag ser stjärnans ljuskurva ut såhär:
Om vi utgår från tid noll vid en primärförmörkelse så är V = 12.59 (g = 12.85).
Vid tid 0.1 dygn är V = 12.34 (g = 12.60). Nu är stjärnan i max.
Vid tid 0.2 dygn är V = 12.57 (g = 12.83). Nu är stjärnan i sekundärförmörkelse.
Vid tid 0.3 dygn är V = 12.34 (g = 12.60). Stjärnan är åter i max.
Vid tid 0.4 dygn är V = 12.59 (g = 12.85). Stjärnan är i en ny primärförmörkelse.
Tiden mellan två primärförmörkelser är stjärnans ljusväxlingsperiod som också är systemets omloppstid. Jag har ovan angett 0.4 dygn för enkelhetens skull, perioden är mera exakt 0.3972678 dygn.
När en primärförmörkelse (primäreklips) sker är det den ljussvagare komponenten som delvis skymmer den ljusstarkare, vid sekundärförmörkelsen tvärtom.
V-magnitud är alltså magnituden med standard V-filter, medan g-magnituden är visuell magnitud i Sloan-systemet.
Dina TG-mätningar för stjärnan ligger lite för ljussvagt. Chk-stjärnan du använde har V = 13.383 (g = 13.697), så variabeln är alltid ljusare än chk-stjärnan, men det tycks i din kurva som om variabeln ibland är svagare än chk-stjärnan? Tror det helt enkelt handlar om att du behöver mörkare himmel som det blir i augusti för att få bättre SNR.
Under alla omständigheter är det oerhört roligt att se vilka snabba framsteg du gör i den här variabla hobbyn!
Bifogar en schematisk bild som visar hur den här typen av variabler (W UMa) ser ut.
Precis som för alla andra periodiska variabler är perioden inte helt konstant, även om katalogen ger många decimaler! Att studera periodändringar är en viktig del av variabelastronomin. Och man behöver inte mäta under många timmar under samma natt (även om det förstås är bra), utan man lägger in obsar under många nätter i ett och samma fasdiagram för periodiska variabler som denna.
-
Det här svaret redigerades för 1 år av
.
-
Det här svaret redigerades för 1 år av
-
Det här svaret redigerades för 1 år av
Attachments:
Petter,
det är jättebra att du testar och kollar vad som händer när du ändrar och åtgärdar på olika sätt, och ritar diagram. Träning är ju kunskapens moder. Bara att fortsätta.
Uxorer är mycket unga objekt, en smidigare benämning på UX Orionis-variabler. Men det är inte stjärnförmörkelser som orsakar variationerna. Du kan läsa en sammanfattning här:
https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=about.vartypes
Fyra uxorer, av vilka RR Tau är den mest berömda, ingick i variabelsektionens samarbete med forskare på Nordic Optical Telescope vintern 2021-22 (en intensifiering av två tidigare vintrars samarbete). Blir eventuellt nytt samarbete den kommande vintern! Vore kul om du då kan bidra med mätningar!
Vi väntar ivrigt på att del 1 av artikeln med analyser ska publiceras i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS). Peer review håller på för fullt.
Attachments:
Instämmer.
Den typ av stjärnor som är knepigast att mäta är röda stjärnor, som Mira-stjärnor. Sådana kräver egentligen monokrom kamera och ett riktigt bra V-filter för verkligt goda resultat. Inte ens alla V-filter på marknaden håller måttet, åtminstone var det så tidigare att en del V-filter hade en ”red tail” i transmissionsdiagrammet. De var med andra ord för känsliga för långa våglängder jämfört med standard-V. Det kunde bli avvikelser på en hel magnitud för röda variabler.
Så för TG-mätning är det generellt att rekommendera variabler med mera neutral färg, som dvärgnovor, novor, supernovor, eller varför inte uxorer. Det finns nästan oräkneliga intressanta variabler att välja bland.
Jag tror dock du kan mäta en bra bit svagare än magnitud 11? Dina bilder går ju rejält djupt, även om jag förstår att du för de djupaste bilderna använt alla kanalerna. Men nu i juni är det förstås mycket besvärligt att få SNR som är OK med den ljusa sommarhimlen.
Jag noterar att massmedia (Aftonbladet, Expressen, osv) är ganska slöa när det gäller att följa upp hur avtagandet hos R CrB utvecklas. Så då gör vi det här på Nattmolnet istället: magnitud 8.7 natten 11-12 juni.
Edit:
Natten 12-13 juni: magnitud 9.0.
Natten 13-14 juni: magnitud 9.3.
Natten 14-15 juni: magnitud 9.6.
-
Det här svaret redigerades för 1 år av
-
Det här svaret redigerades för 1 år av
-
Det här svaret redigerades för 1 år av
Petter,
den sydligaste av dina fyra IR-stjärnor är den som vi har bäst koll på. Röd pulserande jätte som varierar halvregelbundet med en medelperiod 91 dygn.
Visuella magnituden växlar mellan ca 14.5 och 15.5, känns som ett bra objekt för TG-fotometri för din del. Bäst av de fyra.
Petter,
den näst sydligaste stjärnan av dina fyra IR-objekt finns också med i VSX, med ett ZTF-namn, se karta nedan. Den tycks vara av Mira-typ. Håller nog i regel till mellan magnitud 20 och 23 visuellt, och mellan 17 och 19 i rött (R). Det finns dock en katalogmagnitud som skulle antyda att den kan nå magnitud 15 visuellt, känns dock tveksamt.
Petter,
jag kollade nu den näst nordligaste av dina fyra IR-objekt. Och den stjärnan är mycket enklare att få bra data för än den föregående, också mycket lämpligare för din utrustning.
Stjärnan har ett kilometerlångt namn, se karta nedan. Den finns med i VSX. En röd jätte som har effektiv temp ca 3400 K och ligger ca 6 kiloparsec bort. Visuellt varierar den mellan magnitud ca 16 och 18, i rött (R) ca 13 till 14. Halvregelbundna variationer, period ca 317 dygn.
Attachments:
Enklaste frågan är den som rör AAVSO-kartan, där finns ett tydligt svar. Alla variabler i VSX skrivs ut på kartan om man anger en gränsmagnitud som är svagare än den maxmagnitud som variabeln har i VSX. Förutsatt att man har kryssat i cirkeln där man anger att alla variabler ska visas.
Den nu aktuella ZTF-stjärnan finns med i VSX. Den är ett klart och tydligt IR-objekt, vilket du ju helt oberoende av katalogdata har funnit på egen hand, något som är en fin prestation!
Det finns ett antal ”problem” med IR-objekt. De är väldigt svaga i andra mera normala våglängder. Kanske helt osynliga i visuellt (V eller TG) och givetvis i blått (B). De är svaga men synliga i rött (R). Ungefär så.
Jämförelsestjärnor med magnituder är ju viktiga för att få standardiserade magnituddata för variabeln. Och sådana saknas ofta i IR-området. Så där har vi ett problem. Lösningen kan vara att ge differentiella magnituder i förhållande till någon jfr-stjärna, men sådana blir svåra att rapportera.
IR-objekt är oftast, som i detta fall, pulserande röda jättar eller superjättar. De kan ha stor amplitud (stora variationer) i kortare våglängder, men i IR-området (det enda område där de är lätta att fånga) är amplituden mycket mindre, och stjärnan kan alltså i IR verka ständigt ganska ljus men nästan konstant.
Detta leder till att IR-objekt är relativt enkla att upptäcka men svåra att följa. Ofta är R-området (dvs i BVRI-systemet) bäst, en kompromiss mellan hygglig ljusstyrka och hygglig amplitud. Och förhoppningsvis med tillgängliga R-magnituder för jfr-stjärnor.
Man ska inte lita på VSX-data för mycket när det gäller IR-objekt. Att den nu aktuella ZTF-stjärnan verkligen är ett variabelt IR-objekt råder inga tvivel om. Att det är en Mira-stjärna ska vi inte lita för mycket på, det kan alternativt vara en halvregelbunden röd variabel. Och den angivna perioden behöver inte stämma (trots alla decimaler!), den har gått in från automatgenererade analyser men kan vara helt fel.
Generellt gäller för Mira-stjärnor och andra röda pulserande variabler att en obs vart tionde dygn är lämpligt för att få en kontinuerlig ljuskurva. Men man kan också lägga in obsar under många år som en ”enhetscykel”, det vi kallar fasdiagram.
Sammantaget är nog denna ZTF-stjärna ett svårt objekt för dig att följa enligt standardmetoder. Intressant men svårt eftersom det bara är i IR som den lyser ordentligt. Lösningen på sikt vore nog monokamera och R-filter. Men det finns ju en oerhörd mängd andra variabler som är mer tacksamma.
Jag har kollat den nordligaste av de fyra IR-intensiva stjärnor du markerat på kartan. Det är mycket riktigt en röd jätte, en pulserande variabel av Mira-typ. Amplitud flera magnituder.
På kartan nedan ges en period med ett antal decimaler, den kan du nästan bortse från, den är bara en matematisk beräkning som bygger på ett för litet obs-material.
Stjärnan skulle vara ett mycket lämpligt objekt för vidare studier, den är dåligt känd. Idealet är mätningar med sådär 10 dygns mellanrum, men det går utmärkt att bara ta några mätningar per år också, om man håller på och mäter under några år.
Jag kan lägga in den i SVO om du vill mäta TG på den, säg bara till. Om den är tillräckligt ljusstark för dig i TG? Det är kanske tveksamt om den är så ljus ens kring max att du kan mäta TG för den.
Återkommer i morgon med de övriga tre.
PS.
Jag lägger också in två DSS-bilder ( = POSS-bilder) från DSS Plate Finder. På IR-bilden syns stjärnan tydligt, på blåbilden syns den inte alls.
-
Det här svaret redigerades för 2 år sedan av
-
Det här svaret redigerades för 2 år sedan av
-
Det här svaret redigerades för 2 år sedan av
-
Det här svaret redigerades för 2 år sedan av
Attachments:
Det är en förmörkelsevariabel av typ W UMa. Ljuskurva från ASASSN, se bifogat klipp.
Men: det tycks råda lite delade meningar om vilken av de två ungefär lika ljusa stjärnorna som är variabel! Man får faktiskt olika svar i VSX och i ASASSN. Intressant. Se kartor nedan. Har dock bara hunnit kolla i all hast.
Kanske har ASASSN mätt båda tillsammans? Sådant händer. Och positionerna i NSVS är i sig inte alls särskilt exakta. Behöver kollas upp mera.
Edit:
Närmare koll visar att även ASASSN markerar den södra stjärnan som identisk med variabeln. Det var bara krysset på bilden som tydligen hamnat lite fel (förmodligen råkade jag flytta krysset lite grann när jag förstorade upp bilden i mobilen).
Petter:
För fotometri i infraröda våglängder tror jag det krävs monokrom kamera utrustad med fotometriskt I-filter (dvs i BVRI-systemet), och även då brukar det bli rätt osäkra värden. Bättre med TG med din utrustning (men jag är ingen fotometriker, så andra får säga mera säkert).
-
Det här svaret redigerades för 2 år sedan av
-
Det här svaret redigerades för 2 år sedan av
-
Det här svaret redigerades för 2 år sedan av
-
Det här svaret redigerades för 2 år sedan av
Attachments:
