[Thomas Karlsson]

Nu var det dags igen med nya och uppdaterade fasdiagram i SVO. Dessa är som vanligt baserade på de observationer som kommit in till databasen. Fem nya diagram har tillkommit och fem befintliga har uppdaterats med de nya observationer som har tillkommit sedan de senast publicerades. Det finns nu 170 fasdiagram i samlingen. Nya stjärnor denna gång är V405 Aur, WY Cas, V663 Cyg, V750 Cyg och DX Per medan UZ Cam, RS Cyg, AN Lyr, KL Lyr och U UMi har uppdaterats.

V405 Aur är en internediär polar som Magnus Larson flitigt har observerat och fint fångat den superkorta perioden på 9 minuter trots en amplitud på bara 0.1 magnitud. WY Cas är en klassisk mira, DX Per en förmörkelsevariabel av typen EA och V663 Cyg samt V750 Cyg miror som ingår i projektet “50 bortglömda miror”.

[Thomas Karlsson]

Jag har hittat en massa bilder av NGC 1333 på COAST-teleskopet tagna med BVR-filter. De är ju inte beställda med tanke på NSV 1161, men stjärnan finns ju med på dessa bilder och jag tänkte gå igenom dem efter hand.

[Thomas Karlsson]

Det kan nog vara lite olika i olika situationer. Men avlånga stjärnor betyder inte automatiskt att man får ett sämre resultat. På COAST-teleskopet som jag använder har det vid flera tillfällen varit problem med trackningen så man fått bilder där stjärnorna varit centimeterlånga streck. Det har sett helt hopplöst ut, men förvånansvärt ofta har jag inte sett att fotometrin blivit lidande i VPHOT som jag använder för fotometrin. Apertureringen har jag låtit behålla samma storlek, så den bara blir en ring på strecket med långa ändar som sticker ut utanför. Det som brukat vara mest problem är svaga stjärnor då man tappar flux och stjärnorna smetas ut mot bakgrunden, samt stjärnor som överlappar varandra så att ett streck från annan stjärna kommer in i aperturringen för den stjärna man mäter.

I andra fall har jag också råkat ut för bilder som estetiskt sett varit väldigt fina men där det varit stor variation mellan jämförstjärnorna.

[Thomas Karlsson]

Det du kallar jämörelsestjärnan är väl kontrollstjärnan eller på engelska check star? Denna ska du inte använda för att beräkna variabelns magnitud. Jämförelsestjärnan, eller oftast jämförelsestjärnorna, är ju de som både variabeln och kontrollsjärnan mäts mot. Idén med kontrollstjärnan är att få en uppfattning om kvaliteten och stabiliteten på jämförelsestjärnan/orna, de atmosfäriska förhållandena, fotometrin, signal/brusförhållande.

Jag tycker inte kontrollstjärnan i din första graf har en så tydlig tendens. Däremot hoppar den rätt mycket upp och ned. Lite mer än vad som borde vara rimligt. Jag skulle tolka det att som att det kanske kom tunna moln som störde. Blåst i sig borde inte spela någon större roll.

• Det här svaret redigerades för 6 månader av Thomas Karlsson.

[Thomas Karlsson]

Samma företag har också den här produkten till salu https://www.firstlightoptics.com/offers/hubble-cassegrain-reflector-telescope.html

Fås med 30 dagars ångerrätt och kan fås levererad inslagen i bubbleplast. För bäst resultat används produkten på hög höjd…

[Thomas Karlsson]

Intressant Magnus. Jag är inte alls bra på spektroskopi så jag kan tillföra så mycket. Men det är nog mycket gas och stoft mellan oss och stjärnan. Hur påverkar stoft spektroskopin? Enligt vår teori om denna stjärna och AA Tau-stjärnorna har jag fattat det som att det i första hand är stoft som orsakar förmörkelserna, och säkert påverkar dess ljusstyrka också när den är som starkast. Har storleken på stoftkornen betydelse vilka våglängder som släpps igenom/blockeras?

[Thomas Karlsson]

Det var ju synd om den sidan inte längre ska vara kvar, jag använder också ASAS-3 från och till. Jag får också bara blanka sidor när jag går in på deras sida. Du kan ju använda efterföljaren ASAS-SN istället och kan då få upp färskare data. ASAS-SN täcker också hela himmeln och inte bara söder om +28 grader. Söksidan finns på https://asas-sn.osu.edu. Man kan fylla i ett objekts namn eller koordinater. Jag har märkt att namnuppslagningen inte alltid funkar, men koordinater verkar alltid funka.

Om stjärnan redan är mätt får man ett val att titta på data från deras databas. Eller kan man välja att kontrollera stjärnan på nytt. Då görs en ny fotometrisk mätning för vald position av alla bilder så långt bakåt man angett och man får med de allra senaste uppgifterna. Detta är en process som tar ett antal minuter. De första årens bilder är tagna med V-filter men numera använder de g-filter.

Jag sökte på din stjärna, det finns ett par tillfällen då den mätts till mag 15, men  annars verkar den inte ha varit starkare än mag 16 på ASAS-SNs bilder. Här är en länk till sökningen jag gjorde. Jag tror den är tidsbegränsad, och vet inte hur länge den ligger kvar. Annars får du göra en ny sökning.

https://asas-sn.osu.edu/sky-patrol/coordinate/ae433254-8252-488d-999b-9430f793d4ce

• Det här svaret redigerades för 6 månader av Thomas Karlsson.

[Thomas Karlsson]

Puh, här kommer ytterligare ett försök att kombinera TESS, ASAS-SN och ZTF. Det blev inte mycket klarare denna gång. Magnitudskalan för TESS är jag inte helt bekväm med. Jag har nu kollat upp att TESS kamera använder våglängdsområdet 600 – 1000 nm. Alltså ett brett område som stäcker över R och I. ASAS-SN använde tidigare V men numera g. ZTF använder också g. Vet inte om deras g-filter har exakt samma spec. Jämfört med V ligger g åt det blåare hållet, nånstans mellan B och V.

I tidigare diagram har jag justerat TESS-magnituderna så de skulle hamna ungefär inom det området i V/TG där vi observerat stjärnan. I detta diagram använder jag TESS egna magnitudvärden som är betydligt ljusare. Detta kan ju stämma då stjärnan är röd och vilket vi också kunde se i Magnus serie med V och I.

Jag fick hämta ASAS-SN observationerna på nytt då jag hade, som du misstänkte Hans, raderat de negativa observationerna. Underligt nog fick jag inte samma värden för de positiva obsarna jämfört mot min förra fil. Jag vet inte varför det blev så, kanske hade jag använd andra värden för koordinaterna för stjärnan i den första nedladdningen från ASAS-SN. Här är i vilket fall de observationer jag fick nu, både positiva och negativa. För ZTF har jag inte sett att de redovisar negativa observationer.

• Det här svaret redigerades för 7 månader sedan av Thomas Karlsson.

Attachments:

1. 

   NSV1161_T-A-Z-1.png
   

[Thomas Karlsson]

Det var en bra idé att kombinera TESS med ASAS-SN och ZTF. Här är ett diagram för perioden då stjärnan hade sina stora svängningar. Tyvärr kunde inte ASAS-SN och ZTF bekräfta den stora amplituden, snarare tvärtom. För alla tre månaderna TESS observerade stjärna ligger obsarna från ASAS-SN och ZTF med ungefär samma amplitud och nivå.

Attachments:

1. 

   NSV1161_T-A-Z.png
   

[Thomas Karlsson]

Det projekt inom TESS där jag hittade data för NSV 1161 heter CDIPS. På https://archive.stsci.edu/hlsp/cdips kan man läsa mer. Detta är ett projekt där man undersöker medlemmar i öppna stjärnohopar ljusare än Gaia RP magnitud 16 och där vår stjärna var med. På länken finns en dokumentation över hur magnituderna tas fram från TESS-bilderna och det var mycket mer avancerat än jag trodde. Det görs en massa kalibreringar och felkontroller innan data släpps. Det jag inte rikigt hittade är hur djupt man mäter och felmarginaler på svaga magnituder. Men jag tror vi kan lita på att stjärnans extra djupa dippar i september 2021 troligen är äkta, kanske neråt magnitud 18.

Det Vladimir Grinin menade var nog i första hand att då TESS kameror har stora pixlar (27″) är det risk att målstjärnans ljus blandas med andra stjärnor i närheten. Men NSV 1161 ligger i ett rätt stjärnfattigt område. Enligt VizieR finns det en stjärna på mag 19 på 20″ avstånd, i övrigt inga ljusare än mag 20 inom 60″.

[Thomas Karlsson]

Jag har beräknat medelperioden från ASAS-SN och ZTF där jag har delat upp materialet i ungefär ett år långa serier för att se om perioden skiftar eller har någon tendens. Den hoppar lite upp och ner, men jag tycker inte att man ser något mönster. Variationen beror nog på att ljuskurvans form och amplitud är lite oregelbunden.

Attachments:

1. 

   NSV1161_period.png
   

[Thomas Karlsson]

Att du får bra värden med perioden 0.677 beror på att det är ungefär en tredjedel av av den riktiga perioden och att perioden är relativt kort och nästan lika med två dygn. Det är vanligt att man får falska perioder som är bråkdelar eller mutipler av den rätta perioden, särskilt om perioden är kort och i sig själv är en bråkdel eller multipel av ett dygn.

Du har gjort obsar 2024-01-05, 2024-01-10, 2024-01-15, 2024-01-18, 2024-02-17 och 2024-03-04. Om du hade gjort obsen på exakt samma tid varje dag och man sätter den första till dag 0 blir det obsar på dag 0, 5, 10, 13, 43 och 59. Om den rätta perioden skulle vara exakt 2 skulle man få observationer på cykel 0, 2.5, 5, 6.5, 21.5 och 29.5. Om perioden är en tredjedel, 0.667, skulle det istället bli observationer på cykel 0, 7.5, 15, 19.5, 64.5 och 88.5. Om man jämför de två serierna ser man att det är samma decimal (lika med fas) i båda serierna av cykler.

I detta fall hade det inte gått att avgöra vilken period som är den rätta. Nu är perioden för NSV 1161 lite längre än 2 hela dygn, så med tiden förskjuts fasen. Och om man gör observationer på olika tidpunkter under dygnet får man också in punkter med olika fas i kurvan. Å andra sidan har NSV 1161 också ett oregelbundet beteende som lätt förvillar i periodberäkningen.

[Thomas Karlsson]

Jag fick precis en bild från COAST och nu var den rätt svag, 16.045. Petter, när jag kombinerar dina med övriga obsar i SVO fick jag nu 2.08 som bästa period. Tänkte undersöka om perioden varierar något över tid i det material jag har.

[Thomas Karlsson]

Ha, ha, vilken astrohumor! Förklaringen i artikeln tycker jag verkar vara den bästa hittills. Om jag fattat det rätt är det frågan om gas och stoft i en skiva eller klumpar runt stjärnan som påverkas av stjärnans magnetfält och en interaktion i den inre delen av skivan där skivans omloppstid sammanfaller med stjärnans rotationstid.

Hans jag har mailat dig nya diagram.

[Thomas Karlsson]

Lite fler jämförstjärnor finns nu inlagda, se följande meddelande.

Hi Thomas,
Especially pleasing to do this one, as I run the YSO section!
Unfortunately, as with many of these stars, there is strong reddening from the ISM – so even though the B-Vs of some of the comp stars look high, most of that figure is due to the ISM and not intrinsically to the star itself. In such conditions, one has to pick ‘the best of the worst’!
The large amount of dark nebulosity in the area also means that some comp stars are farther from the target than I normally like. Comp stars are within a 30′ diameter field.
Michael Poxon, Norwich, UK
sequence team

[Författare]

Inlägg