[LasseH]

Det händer mycket med spektrat, Nu är det helt dominerat av breda väte- (Balmer) och järnlinjer (Fe II) i emission pga de expanderande, lysande gasskalen antar jag.

Jag lyckades inte skapa en fotometrisk sekvens för novan i vphot. Programmet sa att det fanns referensstjärnor men inte som passade för bilderna från T41an. Kan det vara för trångt synfält i teleskopet?

Attachments:

1. 

   observation2.jpg
   

[LasseH]

Verkligen superfin bild

[LasseH]

Konstigt att det ser ut Jurcsik et.al. har två kurvor överlagrade varandra varav en är mjukt sinusformad som våra data.  Jag kollade Vphots sekvens och det är rätt stjärna vald och ingen risk för inverkan från grannstjärna.

[LasseH]

Hej.
Jag har tagit bort de uppenbara outlayers som Hans påpekade. Jag har också kollat vår M3-sekvens i Vphot. Vi har kört med en standardapertur som uppenbart tycks vara lite för stor för de stjärntäta delarna i hopen. Helt riktigt ser det ut som att några mätningar kan vara påverkade av grannar. Jag kollar detta vidare med Tomas W hur mycket vi kan minska aperturen.
Mvh,
Lasse

[LasseH]

Snyggt!

[LasseH]

Verkligen superfint resultat.

[LasseH]

Gregor gjorde en instrumentkalibrering av vårt spektrum och laddade in det i online-programmet Gelato ( gelato.tng.iac.es ) för supernovaklassificering. Programmet jämför spektrumet med tidigare uppladdade i en databas. Utvärderingen i vårt fall visar sig, som väntat, vara 100% type Ia. Man kan också ladda ner jämförelser med olika spektrum från databasen. Jag bifogar bilder på hur det ser ut. Notera hur väl vårt spektrum matchar det från SN1989B t.ex.

• Det här svaret redigerades för 4 månader av LasseH.

Attachments:

1. 

   Gelato-output.jpg
   

2. 

   gelatoplot.png
   

[LasseH]

Fixat.

 

[LasseH]

Fotometrisk och spektroskopisk observation från 260409 av SN2026fvx:

R= 12.75 mätt med Vphot AAVSO  (21:19 UT)

G=13.0, Gb=12.8 (Preliminärt. Cousins V och B-filter jämfört med Gaia DR3 G resp b i Astrometrica då jämförelse V och B saknades i Vphot i det lilla fältet)

De kraftiga linjerna från joniserat kisel (Si II) visar att det är en supernova typ 1A. Att den starkaste är blåförskjuten från normala 6355 Ångström visar med vilken radialhastighet massautkastningarna rör sig mot oss. Blåförskjutningarna från utkast avtar med tiden.

Medobservatör: Grzegorz Duszanowicz

Sandvretens observatorium

 

 

• Det här svaret redigerades för 4 månader av LasseH.
• Det här svaret redigerades för 4 månader av LasseH.
• Det här svaret redigerades för 4 månader av LasseH.
• Det här svaret redigerades för 4 månader av LasseH.
• Det här svaret redigerades för 4 månader av LasseH.
• Det här svaret redigerades för 4 månader av LasseH.
• Det här svaret redigerades för 4 månader av LasseH.

Attachments:

1. 

   SN2026fvx_ver3.jpg
   

2. 

   NGC4205-RGB_ver2_annot.jpg
   

[LasseH]

Coolt med den kraftiga färgmättnaden!

[LasseH]

Väldigt trevligt att se sina observationer presenterade så fint. Reagerade på kurvan för en stjärna i M3-programmet. Eventuellt har vi fel period på V0377 CVn.

[LasseH]

Kul att det blev positivt mottaget. Var lite orolig att någon skulle tycka att det var att bomba sönder vår fina databas.

Ja, det var jag som laddade upp mätningarna men i ärlighetens namn ska cred ges till Grzegorz Duszanowicz som föreslog att observera M3 under större delen av en natt för att göra en animering av vad som pågår.

Jag noterar förslagen  att observera M3 några nätter till men inte nödvändigtvis lika långa tidsserier för att till slut få kompletta ljuskurvor för alla dessa stjärnor.

[LasseH]

Hej.

Här kommer en inzoomad vy av H-alfa linjen i emission för stjärnan. På bara en dryg månad har intensiteten ökat ordentligt. Den spektrala upplösningen är för låg för att se strukturer i linjen. Vore intressant att veta vad som ligger bakom. Frågade Herr A.I. och fick några förslag:

Key Mechanisms of Intensity Variation
Rotation: As a star rotates, magnetic active regions move into and out of the observer's view, causing periodic changes in Hα intensity.
Stellar Flares: Rapid, high-energy magnetic reconnection events can cause sudden, dramatic spikes in Hα emission intensity.
Temperature & Mass Density: In the solar chromosphere, Hα intensity is particularly sensitive to mass density; higher formation heights generally correlate with lower intensity.
Stellar Evolution (Age): Younger stars (typically <1.5 Gyr) generally exhibit much stronger and more variable Hα emission due to faster rotation and more vigorous magnetic dynamos.
Circumstellar Material: In massive or young stars, variations are often caused by mass-loss events, dense stellar winds, or interactions with accretion disks (double star).

Attachments:

1. 

   V0718-Tau-Ha-time-series.jpg
   

[LasseH]

Detta låter intressant. Det kan ta lite tid för oss att smälta detta. Men eftersom vi har ett gemensamt intresse i Starstructure och
ServoCat kommer jag säkert kontakta dig på pm så småningom.

Mvh.

Lasse

[LasseH]

Gabriel.

Har du beskrivit någonstans vad du har gjort som konvertering av din dob? Är något gjort med trackingen för att klara 13 s?

[Författare]

Inlägg