[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.

[Johan Warell]

Toppenkul med en rörlig bild Fredrik! Ja det var en riktigt fin träff med många glada minnen och djupa observationer – hela 7,9 miljarder ljusår, två gånger!

[Johan Warell]

Mycket tjusigt Robert, skarpt och fina färger! Varifrån har du tagit bilden?

Johan

[Johan Warell]

Denna morgon var stabiliteten så bra att bilden var skarp och fin vid x540 (4 mm OR). Även x935 (2,3 mm XCel) var användbar men utträdespupillen var så liten att ögats defekter blev uppenbara – här upptog Jupiters skiva en imponerande skenbar storlek av 10 grader. Vid slutet av observationen trädde Io fram bakom Jupiters skiva efter ockultation som en liten, rund och skarp skiva, tyvärr utan några uppenbara ytdetaljer.

Man avundas alla planetfotografer på sydligare breddgrader som ofta har bra seeing, något som är så otroligt sällsynt här uppe i norr, särskilt om man observerar med stora teleskop.

Den kompletta observationen nedan inkluderar även 742+ nm filter.

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

Attachments:

1. 

   j2024-09-02_01-59-18_RGB_742_jw.jpg
   

[Johan Warell]

Finfint Peter! Man ser antydan till Cassinis delning även med så få bilder i stacken

En märklig geometrisk effekt visar sig nu när vinkeln mot ringarna är så brant. Formen på ringen och skuggan framför skivan verkar vara för platt och inte följa den yttre ringens böjda form. Någon annan än jag som noterat detta?

Johan

[Johan Warell]

Jag är rätt duktig på sådant. 😉

[Johan Warell]

Tack Hans!

Tänk att det ska var så svårt att få tiden rätt. Vad skönt om vi hade haft normaltid hela året till exempel. Nu fixat!

Johan

[Johan Warell]

Inte dåligt Gustav, centralt från Göteborg med den ljusa himlen. Måste ha varit mycket ljusstarkt!

Johan

[Johan Warell]

13 augusti 0014 UT med violett draperi.

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

[Johan Warell]

2235 UT med violetta strålar och komplex, vågig båge.

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

[Johan Warell]

Några fler bilder tagna under natten. 2124 UT med perseid.

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

[Johan Warell]

Supernajs! På gränsen till korona ser det ut som. Har du förstärkt färgerna är det kamerans nominella färgåtergivning?

Johan

 

[Johan Warell]

Mycket vackert, vilken färgvariation!

[Författare]

Inlägg