[Johan Warell]

Hej Hans, pröva igen på mobilen. Peter har uppgraderat ett WP-plugin för mobiler. Det borde funka nu.

Mvh Johan

[Johan Warell]

Supercoolt! En så skulle man ha, supersmidigt och supersmart. Någon som har tänkt bygga?

Johan

[Johan Warell]

Ikväll fick jag också syn på kometen och skattade den till mag 1,5 vid 1730 UT. Det var en imponerande syn redan för blotta ögat med en 4 grader lång svans, trots ljus skymningshimmel. I 20×100 var koman och inre svansen gulaktig med en mycket ljus och välmarkerad rund pseudokärna. På foton med 100 mm tele var svansen minst 11 grader lång.

[Johan Warell]

I kväll framträdde kometen bra under 10-15 minuter mellan två molnsjok. På bilden är svansen 8 grader lång och sträcker sig framför M5 uppe till vänster. Kometen var lätt synlig för blotta ögat och hade en fin svans även utan instrument. I 7×50 och 20×100 var den tydligt gulfärgad med en väl kondenserad koma och en rund, starkt lysande pseudokärna. Visuellt uppskattade jag magnituden till 1,5.

[Johan Warell]

Fint! C-ringen är tydlig. Vilken kamera, teleskop och filter använde du? Någon ADC? 3×3 min låter som en färgkamera.

[Johan Warell]

Kul att du fick den Hans! Jag tror din magnitudskattning är högst rimlig, ljusstyrkan är snabbt på väg nedåt igen med kometen så långt från solen.

Igår var jag ute på en wild goose chase och hade otur med vädret. Det gick en spricka i molntäcket diagonalt över västra Skåne vid rätt tidpunkt, från 1830 framåt, som rörde sig österut. Jag satte mig i bilen för att komma till sprickans östra kant och få en låg höjd på molntäcket mot väster, men kometen låg hela tiden 1-2 grader under molnskärmens övre kant. Ingen svans synlig heller.

[Johan Warell]

Snyggt Peter! Fina färger på himlen. Det ser ut som att cirrusmolnen inte hade nått lika högt hos dig som här nere. Tyvärr ser molnprognosen inte särskilt bra ut härifrån men man får hoppas på någon spricka vid rätt tillfälle.

• Det här svaret redigerades för 1 år av Johan Warell.

[Johan Warell]

I morse skattades kometen till -2,5 mag.

Såg ingenting heller ikväll med 7×50 och 6D med 100 mm f/5,6, men visste exakt var den skulle vara tack vare Arcturus. Ett avlägset och tunt cirruskikt vid horisonten gav nog några extra magnituders extinktion.

[Johan Warell]

Toppenfint!!

[Johan Warell]

Måste ha varit en fantastisk upplevelse! Sådant minns man länge. Synd att du inte tecknade i alla fall en liten del av Jupiter. Vilken utrustning hade du och var obsade du?

När seeingen är så bra går det förstås inte att teckna hela skivan. På Teneriffa 1997 var seeingen exceptionell i 38 cm dob men utan drivning gick det bara att teckna en liten del av ekvatorialzonen. Helt magiskt.

För någon månad sedan hade jag en liknande upplevelse då Jupiter var nästan helt stabil i x540 och x930 med min 52 cm Newton. Det händer sällan, någon gång eller två per år. Skenbart var skivan tio grader stor med utträdespupillen var så liten i x930 att defekter i ögongloben syntes.

[Johan Warell]

Hade en glugg mot väster igår kväll, täta spridda Sc 7/8, en tätare molnkant precis vid horisonten och lite tunna Ci och dis, transparent luft i övrigt. Kunde inte se någon skymt av kometen med 7×50 mellan 1630 och 1715 UT.

Synd att svansen sveper närmast parallellt med banrörelsen istället för att peka radiellt bort från solen.

• Det här svaret redigerades för 1 år av Johan Warell.

[Johan Warell]

Ja den såg normalljus ut för mig. Använder 98/99/106 som jämförelsestjärnor.

[Johan Warell]

Kul Ivar! Snart ses den härifrån också 😉

Redan för ett par dagar sedan kunde man se att kometen slagit in på den ljuskurva som beräknas med framåtspridning, den är alltså redan nu ljusare än den traditionella prognosen som inte tar hänsyn till det.

Kometen verkar intakt och vi håller tummarna för att den ska fortsätta på det inslagna spåret. Om magnituden blir hela -4 återstår förstås att se…

Här en illustration från Nick James, BAA Comet Section.

Vid din obs Ivar var framåtspridningseffekten ännu inte märkbar

Johan

• Det här svaret redigerades för 1 år av Johan Warell.

Attachments:

1. 

   D27B77A3-97F3-4EBE-9430-78844EB4FEFA.png
   

[Johan Warell]

Själv har jag skattat SS Cyg till 9,2 de senaste två nätterna.

[Johan Warell]

Otroligt fina spektra Magnus, och intressant att se utvecklingen av Balmerlinjerna. Så här säger chatGPT o1-preview om utvecklingen, efter tio sekunders betänketid. Mycket koncist, även om jag inte på rak arm kan avgöra om allt är helt korrekt.

/Johan

 

Evolution of Balmer and Helium Lines in SS Cygni Following an Outburst

SS Cygni is one of the most studied dwarf novae, exhibiting semi-regular outbursts due to accretion disk instabilities around its white dwarf component. The spectral lines of hydrogen (Balmer series) and helium undergo significant changes in intensity and profile during the outburst cycle. Here’s a detailed description of their typical evolution:

1. Quiescent State (Before Outburst)
Balmer Lines: Strong emission lines of the hydrogen Balmer series dominate the spectrum. These lines arise from recombination processes in the optically thin regions of the accretion disk and the area where the accretion stream impacts the disk.

Helium Lines: Helium lines, particularly He I, also appear as emission lines, contributing to the overall emission-line spectrum.

Physical State: The accretion disk is relatively cool and optically thin. Mass transfer from the companion star proceeds at a steady, lower rate.

2. Rise to Outburst
Balmer Lines: The emission lines of the Balmer series begin to weaken and may transition into absorption lines or develop complex profiles like P Cygni profiles, which show both emission and absorption components.

Helium Lines: Similar to the Balmer lines, helium emission lines weaken and may also transition into absorption features.

Physical Changes:

Increased Mass Transfer: An instability triggers a higher mass transfer rate, causing the accretion disk to heat up.
Disk Becomes Optically Thick: The heating makes the disk denser and more opaque.
Continuum Brightening: The overall brightness of the system increases due to the hotter, optically thick disk, which emits more continuum radiation.
Wind Outflows: Enhanced radiation pressure may drive winds from the disk, affecting line profiles.
3. Outburst Maximum
Balmer Lines: The Balmer lines are typically observed as absorption lines during the peak of the outburst. The absorption features are broadened due to the high velocities in the disk.

Helium Lines: Helium lines may also appear as absorption lines or become very weak.

Physical State:

Hot, Optically Thick Disk: The disk resembles a stellar photosphere, emitting a blackbody-like spectrum.
Suppression of Emission Lines: The bright continuum emission overshadows the emission lines, and the optically thick conditions favor the formation of absorption lines.
Energy Release: Gravitational potential energy is efficiently converted into radiation due to increased viscosity in the disk.
4. Decline from Outburst
Balmer Lines: Absorption lines weaken and emission lines re-emerge. The emission lines gradually strengthen as the system returns to quiescence.

Helium Lines: Helium emission lines become more prominent again.

Physical Changes:

Cooling Disk: The accretion disk cools down and becomes optically thin once more.
Decreased Mass Transfer: The rate of mass accretion drops back to quiescent levels.
Recombination Processes: As the disk becomes less ionized, recombination leads to stronger emission lines.
Relation to Physical Processes in SS Cygni
Thermal-Viscous Instability Model: The outbursts in SS Cygni are attributed to thermal-viscous instabilities in the accretion disk. When the disk’s temperature and density reach critical values, hydrogen ionization increases the disk’s opacity and viscosity, leading to a rapid heating and brightening (outburst).

Optical Thickness and Line Formation:

Quiescence: Optically thin conditions favor emission lines due to photons escaping from recombining ions.
Outburst: The disk becomes optically thick, and the increased continuum emission dilutes emission lines. Absorption lines form in the cooler outer layers of the hot disk or in the wind outflows.
Mass Transfer Dynamics: Variations in the mass transfer rate from the companion star influence the disk’s temperature and density, affecting the spectral lines’ appearance.

Wind Outflows: During outburst peaks, radiation-driven winds can remove material from the disk, impacting the profiles of spectral lines through Doppler shifts and broadening.

Summary
The evolution of the Balmer and helium lines in SS Cygni’s spectrum during an outburst reflects the changing physical conditions in the accretion disk. From strong emission lines in quiescence to weakened or absorption lines at outburst maximum, these spectral features trace the disk’s transition from a cool, optically thin environment to a hot, optically thick one and back again. This spectral evolution is a direct consequence of the thermal and viscous processes governing mass accretion in the system.

[Författare]

Inlägg