Новые переменные звезды

[mnn72]

...но SNR всё-таки достаточен - 25-32...

По инструкции AAVSO SNR должен быть не меньше 30-ти.

[Денис Денисенко]

Добрый вечер!

Амплитуда DDE 35 тут у меня получилась аж 0.45m.
Не похоже ж вроде, чтоб списать это всё на ошибки фотометрии слабой звезды по одиночным 90секундным снимкам.  Денис, у вас тоже получаются в минимуме такие колебания DDE 35?

Прошедшей ночью наконец сделал первую попытку фотометрии этой переменной на iTelescope.Net. Использовал 32-см телескоп T18 в Нерпио (Испания) с 6-мегапиксельной матрицей SBIG STXL-6303E. Он дает на удивление хорошее качество изображения при биннинге 2x2 (масштаб 1.46" на пиксель). Переменная отлично отделяется от соседней звезды 13.3m в 11". Для пробы снял серию из 24 кадров в белом свете (Luminance filter) длительностью всего 36 минут. Кривая блеска получилась неожиданно плавной, если сравнивать с измерениями Максима (KMM). Блеск менялся на 0.4m, от V=15.2 до V=15.6. В качестве опорной звезды брал AAVSO-шную 121 (V=12.08), звезда сравнения - 134.

Что характерно, типичный SNR на отдельных снимках у меня такой же, как у Максима - около 30. То есть ошибки измерений в 10 раз меньше амплитуды переменности, а это уже хорошо.

На ближайшие ночи заказал более длинные серии (по 140 кадров). Если дадут погоду, этого должно будет хватить для определения периода.

[Денис Денисенко]

Вот просматривая каталог USNO-B1 возник вопрос:
Если в поле где указывается собственное движение объекта есть данные, то понятно что это объект нашей галактики, но... для квазаров (например 3C 48) оно тоже указано. Какое же собственное движение может быть у объекта находящегося от нас более 3-х миллиардов св.лет? Это или я не правильно что-то понимаю или это какая-то ошибка?

Все каталоги врут (то есть дают измерения с ошибками). При этом некоторые каталоги честно говорят, на сколько именно они врут (то есть пишут, чему равны ошибки измерений). Для собственных движений pmRA и pmDE в каталоге USNO-B1.0 типичны ошибки в 4-6 миллисекунд дуги в год. Надо сказать, что они там в принципе записаны с дискретностью 2 миллисек в год. Все, что больше примерно 10 mas/yr - это, как правило, реальные собственные движения. В тесных звездных полях возможны ошибки, когда реальное движение звезд Нашей Галактики приводит к фиктивному "движению" далеких квазаров.

Вообще бывает о-о-очень забавно посмотреть, какие собственные движения для одного и того же объекта дают разные каталоги! Введите в Визире в строке "Search by Position across 15000+ tables" координаты, задайте радиус поиска 10 arcsec и нажмите [Go!]. Увидите, какие разные Proper Motions дают каталоги USNO-B1.0, PPMXL, XPM, UCAC4, URAT1 и AllWISE! Например, для той же DDE 35 получим такой набор:

USNO-B1.0: (6, 4) mas/yr
PPMXL: -0.1 -2.9
XPM: -5.62 -7.94
UCAC4: 0.1 -7.2
URAT: 5.4 1.5

И только GAIA Initial Source List честно дает оценку ошибки измерения этих величин: (0.1+/-5.4, -7.2+/-4.9) mas/yr.

Данным собственных движений из ИК-каталога AllWISE вообще верить нельзя, потому что они основаны на интервале наблюдений менее 1 года. Но они как раз честно говорят, что врут: 72+/-88, -42+/-91.

[Денис Денисенко]

Что-то у меня возникают сомнения, а действительно ли эта переменная типа UG - слишком большая амплитуда этих быстрых колебаний при том, что общее нарастание блеска между тем, что мне удавалось поймать в максимуме и минимуме меньше 2m. Разве это свойственно UG?
Денис, а что вы думаете по этому поводу?

Я до сих пор не уверен, что DDE 35 - это звезда типа UG. Факты таковы: полная амплитуда переменности на синих Паломарских пластинках - около 4 величин (от B=16.7 до B=13.0). Возможно и больше, т.к. точные значения максимума и минимума блеска нам неизвестны. Дополнительных ярких вспышек в данных Гарвардского проекта DASCH я не нашел.

Вообще под буквами UG скрывается огромный зоопарк карликовых новых с совершенно разным фотометрическим поведением - с разными кривыми блеска, разной амплитудой вспышек и разной их "скважностью". Не все карликовые новые типа UG укладываются в привычные подтипы UGZ, UGSS, UGSU и UGWZ с хорошо описанным и понятным поведением! Поведение звезды между вспышками может быть спокойным, а может и не очень. Изменения блеска в "спокойном" состоянии могут иметь большую амплитуду.  У многих катаклизмических переменных вообще нет такого понятия, как спокойное состояние! Их всегда "колбасит". Наиболее впечатляющий пример - это кривые блеска переменных типа ER UMa. Они почти никогда не бывают в минимуме блеска.

Если DDE 35 окажется переменной типа ER UMа, это будет хорошая новость! У них почти всегда короткие орбитальные периоды, менее 2 часов. И вспышки частые, и их амплитуды как раз небольшие! Это гораздо интереснее, чем какая-нибудь унылая звезда типа UG (UGSS) с периодом 4-6 часов. Впрочем, оговорюсь, что сама U Близнецов не такая уж и унылая,  хоть и отоносится к самому скучному типу UGSS. Но только потому, что она яркая и у нее в минимуме есть затмения. Но этого затмения надо ждать 4 с четвертью часа! За это время ER UMa совершит три оборота по орбите.

Кстати, родилась полушуточная классификация подтипов карликовых новых с русской расшифровкой их латинских обозначений в порядке убывания орбитальных периодов (и увеличения амплитуды вспышек):

UGZ - застойные UG
UGSS - самые скучные UG
UGSU - самые удивительные UG
UGWZ - ваще зашибись какие крутые UG!

[KMM]

Прошедшей ночью наконец сделал первую попытку фотометрии этой переменной на iTelescope.Net.  ...  Для пробы снял серию из 24 кадров в белом свете (Luminance filter) длительностью всего 36 минут. Кривая блеска получилась неожиданно плавной, если сравнивать с измерениями Максима (KMM).

Дык а что сравнивать, если я ещё не выкладывал свою фотометрию за прошлую ночь, о которой я говорил, что поведение DDE 35 напоминало колебания звёзд типа RR? С этой звездой, что не вечер, то разное поведение. Выше же я об этом писал, в чём именно особенности были на этой недели за все три вечера, когда мне удалось её поснимать.

На ближайшие ночи заказал более длинные серии (по 140 кадров). Если дадут погоду, этого должно будет хватить для определения периода.

Так самое интересное в том, что там за прошлый вечер у меня есть два чётких максимума и подъём на ещё один (это всё на небе без облаков). Если грубо на глаз оценить, то получается промежуток между первыми двумя 0.72часа, а между вторым и подъёмом на третий больше 0,88 часа.
Так какой тогда период вы найдёте за один час съёмки? Надо бы побольше... В идеале, если бы кто-то за полярным кругом мог её вести целыми сутками напролёт.  Мне вот интересно, как у неё происходит этот переход от состояния с быстрыми падениями блеска к RR-подобной кривой. А то получается в нашей широте, что смотришь будто на отдельные фотографии, выхваченные из бурной жизни, а хочется ж посмотреть видео.

...но SNR всё-таки достаточен - 25-32...

По инструкции AAVSO SNR должен быть не меньше 30-ти.

В инструкциях много чего пишут, а есть реальные условия, когда "хоть как-то" намного лучше, чем "ничего". Особенно учитывая эту жёсткую засветку от Луны.

[Денис Денисенко]

Кривая блеска получилась неожиданно плавной, если сравнивать с измерениями Максима (KMM).

Дык а что сравнивать, если я ещё не выкладывал свою фотометрию за прошлую ночь, о которой я говорил, что поведение DDE 35 напоминало колебания звёзд типа RR? С этой звездой, что не вечер, то разное поведение.

Ага, я как-то непонятно выразился! Естественно, я сравнивал свою кривую с теми, которые Максим выкладывал выше. Действительно, формы кривых выглядят так, как будто это три разные звезды! Может быть, это вообще не катаклизмическая переменная, а двойник V404 Лебедя. В пользу этого говорят идентичные параметры рентгеновской жесткости в каталоге 1RXS, подозрительно длинная вспышка на Паломарах и быстрая переменность.

На ближайшие ночи заказал более длинные серии (по 140 кадров). Если дадут погоду, этого должно будет хватить для определения периода.

Так там за прошлый вечер у меня есть два чётких максимума и подъём на ещё один. Если грубо на глаз оценить, то получается промежуток между первыми двумя 0.72часа, а между вторым и подъёмом на третий больше 0,88 часа.
Так какой тогда период вы найдёте за один час съёмки? Надо бы побольше...

Я вчера ставил 36 минут, чтобы посмотреть, можно ли на этом телескопе вообще что-то померить для этой звезды и стоит ли вообще на нее тратить Observing Points. Теперь увидел, что можно и нужно, и забабахал серии по 3.5 часа. Если это все-таки звезда типа ER UMa, период у нее должен быть около 1.5-1.6 часов. Именно столько и получается, если сложить 0.72 и 0.88 часа! Очень может быть, что на периоде два горба.

По инструкции AAVSO SNR должен быть не меньше 30-ти.

В инструкциях много чего пишут, а есть реальные условия, когда "хоть как-то" намного лучше, чем "ничего".

Всё зависит от того, какую звезду вы наблюдаете! Смотрите: если у вас амплитуда переменности 0.03m, для построения хорошей кривой блеска вам не хватит S/N ratio = 30. А тут звезда меняется на 3-4 десятых! Все инструкции надо применять к реальным условиям. Одно дело - фотометрия транзитов экзопланет, где надо вытягивать миллимагнитуды, и совсем другое - катаклизмические переменные с амплитудой в несколько десятых звездной величины. А у некоторых еще и затмения бывают на 1-3-5 величин! За это мы их и любим.

[SERIV]

Подвернулся ясный вечер - снимаю район 04:19 +61:49 в надежде найти лириду Рихтера в Жирафе (если она там есть за 2-3 часа наблюдений "сяду на хвост" ей)). А пока идет съемка решил посмотреть этот район в DSS. Во время проверки паломарских снимков, обнаружил вероятную переменную примерно 18 величины. Она есть в 1953 и в 31 октября 1992 года, но ее нету на снимках  1954 и 6 октября 1992 года. VizieR даёт присутствие звезды в части каталогов. В другой половине каталогов звезды нету. За ~25 cуток яркость меняется примерно как минимум на 3 зв.величины. Да и притом объект имеет довольно быстрое собственное движение. Кстати, кажется даже мириды "не просядут" на 3 вел. за месяц. Инфракрасных звездных величин нету, поэтому трудно сказать какой спектральный класс. Пока что другие снимки не смотрел, сегодня на даче слабенькая связь.
Примерные координаты звезды по Аладину: 04:18:10.98 +61:44:16.7. Объекта нету в VSX.

[xd]

А какого порядка величина этого движения?

Для этого квазара 10 mas/yr (миллиарксекунд в год). Притом обратил внимание, что практически в любом каталоге показывающем собственное движение это движение есть и не только для него, но и для других. В чем прикол

Похоже на какие-то приколы с выбором системы координат. Надо уточнять, в какой СК даются координаты. Или действительно погрешность.

[mnn72]

Вообще бывает о-о-очень забавно посмотреть, какие собственные движения для одного и того же объекта дают разные каталоги! Введите в Визире в строке "Search by Position across 15000+ tables" координаты, задайте радиус поиска 10 arcsec и нажмите [Go!]. Увидите, какие разные Proper Motions дают каталоги USNO-B1.0, PPMXL, XPM, UCAC4, URAT1 и AllWISE! Например, для той же DDE 35 получим такой набор:

USNO-B1.0: (6, 4) mas/yr
PPMXL: -0.1 -2.9
XPM: -5.62 -7.94
UCAC4: 0.1 -7.2
URAT: 5.4 1.5

И только GAIA Initial Source List честно дает оценку ошибки измерения этих величин: (0.1+/-5.4, -7.2+/-4.9) mas/yr.

Данным собственных движений из ИК-каталога AllWISE вообще верить нельзя, потому что они основаны на интервале наблюдений менее 1 года. Но они как раз честно говорят, что врут: 72+/-88, -42+/-91.

Спасибо Денис за объяснение.
Этот забавный эксперимент я уже проводил с разными каталогами и заметил что собственные движения даются для объектов которые в принципе не должны двигаться. Потом обратил внимание, что некоторые каталоги дают ошибку в измерениях. Поэтому и пришел к выводу, что это все же не реальные результаты, а "некий фоновый шум".
Хочу еще спросить, что значит положительные и отрицательные значения. Я так понимаю, что это направление движения в системе координат? Тогда в какую сторону по осям положительные, а в какую отрицательные.
Спасибо.

[Денис Денисенко]

забабахал серии по 3.5 часа. Если это все-таки звезда типа ER UMa, период у нее должен быть около 1.5-1.6 часов. Именно столько и получается, если сложить 0.72 и 0.88 часа! Очень может быть, что на периоде два горба.

Вышло даже не 3.5 часа, а 4! Кривая блеска за сегодняшнее утро во вложении. Гипотеза о периоде около 1.5-1.6 часов вроде бы подтверждается. Два характерных узких минимума были около 02:00 и 03:30 UT.

У ER UMa по кривой блеска ползут "сверхгорбы" (суперхампы), поэтому кривая блеска от периода к периоду никогда точно не воспроизводится. Здесь тоже возможна подобная история.

[Денис Денисенко]

У многих катаклизмических переменных вообще нет такого понятия, как спокойное состояние! Их всегда "колбасит". Наиболее впечатляющий пример - это кривые блеска переменных типа ER UMa. Они почти никогда не бывают в минимуме блеска.

Если DDE 35 окажется переменной типа ER UMа, это будет хорошая новость! У них почти всегда короткие орбитальные периоды, менее 2 часов.

Для иллюстрации - фрагменты кривой блеска самой ЕРУМы за 2011 и 2012 годы из статьи arXiv:1402.5747 (Ошима и др.). Там полно наших соавторов (Елена Павленко, Максим Андреев, Сергей Шугаров).

На кривых блеска буквой N обозначены обычные вспышки (Normal outbursts), буквой S - супервспышки (Superoutbursts). Видно, что супервспышки могут длиться до 20 суток, а обычные - всего двое суток. Амплитуда и темп спада похожи на то, что наблюдал Максим несколько дней назад.

[KMM]

О, замечательные результаты. Впечатляет амплитуда этих колебания в прошлую ночь - почти целая звёздная!
Немного жаль, что сейчас более вероятен вариант ER, а не на V404...

[SERIV]

В ночь с 25 на 26 декабря получил 4 серии фотонаблюдений поля 04:19 +61:49 в надежде обнаружить лириду Рихтера. Запустил снимки в обсчет программе VAST. Поскольку снимков много, обработка займёт не один час. А пока идет расчет, продолжаю разбираться с любопытной звездой, найденной при блинковании красных паломарских оцифрованных фотопластин. Cогласно каталогу USNO_B1.0 в синих лучах яркость около 20 вел., в красных ~19. В APASS нет ничего, т.к. звезда явно слабовата для этого обзора. Каталина в Млечнике не ходит , поэтому смотреть в ней нечего. Есть надежда что звезда проработается на моих фотоснимках. Составил список каталогов по наличию(отсутствию) звезды в оных:
Каталог                                    Наличие звезды
USNO-A2.0 1998                                  нету
The GSC 2.2 Catalogue (STScI, 2001)             есть
The USNO-B1.0 Catalog (Monet+ 2003)          есть
NOMAD Catalog (Zacharias+ 2005)                 есть
The Guide Star Catalog, 2.3.2 (STScI, 2006)  есть
The PPMXL Catalog (Roeser+ 2010)                есть
XPM Catalog of positions and
 proper motions (Fedorov+ 2011)                   нету
The Initial Gaia Source List (IGSL) (Smart, 2013)  есть
URAT1 Catalog (Zacharias+ 2015)                   нету
2MASS All-Sky Catalog of
Point Sources (Cutri+ 2003)                             нету
WISE All-Sky Data Release (Cutri+ 2012)          есть
Palomar Transient Factory (PTF) photometric
 catalog 1.0 (Ofek+, 2012)                                нету
AllWISE Data Release (Cutri+ 2013)                  есть
Отправил запрос админу VSX.
Кстати, сегодня хотел в 3 утра запустить серию наблюдений DDE 35. Но из-за яркого фона неба не смог сориентироваться в искатель 20-см телескопа. Да и на сон жутко рубило. 

[SERIV]

Готовы результаты поиска. На поле ото 04:19 +61:49 отобрал в работу 14 кандидатов в новые переменные. Всего на квадратном градусе детектируется около 1150 звёзд с пределом 16-16.2 при сложении 10 снимков. Светлый фон неба из-за полнолуния немного подрезал предел. Работаю с найденными объектами (астрометрия, фотометрия).

[Денис Денисенко]

Для иллюстрации - фрагменты кривой блеска самой ЕРУМы за 2011 и 2012 годы из статьи arXiv:1402.5747 (Ошима и др.). На кривых блеска буквой N обозначены обычные вспышки (Normal outbursts), буквой S - супервспышки (Superoutbursts). Видно, что супервспышки могут длиться до 20 суток, а обычные - всего двое суток.

Задался вопросом, насколько редкими являются звезды типа ER UMa и как часто они дают вспышки. Оказалось, из общего числа примерно 1100 катаклизмических переменных с измеренными орбитальными периодами только 11 относятся к этому подтипу карликовых новых! Привожу весь список из каталога CV Риттера и Колба версии 7.20 за 2013 год:

------------------------------------------------------------------------------------------------------------
Обозначение   Координаты звезды    Тип переменности Интервалы изменений блеска  Цикл вспыш Периоды перем-сти
переменной   R.A. (J2000.0) Decl.  Тип Подтипы Ком. Миним. Затм Обыч.всп Супер  Обыч Супер  Орбит. Сверхгорб
------------------------------------------------------------------------------------------------------------
MN Dra       20 23 38.3 +64 36 27  DN  SU  ER       19.2R         15.0   15.8B  7-8    60  0.100   : 0.105
BF Ara       17 38 21.3 -47 10 41  DN  SU  ER  NS  >16. B                13.8          84  0.08418   0.0879
BK Lyn       09 20 11.2 +33 56 42  DN  ER  SH       16.0   16.5   14.4   13.8     4    50  0.07498   0.0786
SS UMi       15 51 22.2 +71 45 12  DN  SU  ER       16.7   17.6   14.4   13.5    11    85: 0.0678    0.0703
IX Dra       18 12 31.4 +67 04 46  DN  SU  ER       17.5   18.2   15.3   14.6   3-4    59  0.06646   0.0670
ER UMa       09 47 11.8 +51 54 09  DN  SU  ER       15.8          13.0   12.0   4-5    43  0.06366   0.0657
V1159 Ori    05 28 59.5 -03 33 53  DN  SU  ER  NS   13.6   15.4   12.0   11.2     4  45-53 0.062178  0.0642
RZ LMi       09 51 49.0 +34 07 25  DN  SU  ER       17.0          14.4   13.8   3.8   19   0.0584  * 0.0594
DI UMa       09 12 16.2 +50 53 55  DN  SU  ER       19.0          16.0   15.1     4   31.5 0.05457   0.0553
V803 Cen     13 23 44.5 -41 44 30  DN  SU  ER  AC   16.8   17.5          12.2          77  0.01848   0.0187
CR Boo       13 48 55.3 +07 57 35  DN  SU  ER  AC   17.2          14.0   13.2   4-8    46  0.017029  0.0173
------------------------------------------------------------------------------------------------------------

Самое главное в этой таблице - колонка "Цикл супервспышек". Видно, что для всех таких звезд, кроме RZ LMi, суперцикл составляет от полутора до трех месяцев. То есть если DDE 35 является звездой типа ER UMa, мы должны узнать об этом в течение января-февраля.

Выше на кривой блеска ER UMa видно, что у нее на каждую супервспышку приходится 4 обычных. Почти все звезды этого типа вспыхивают 1-2 раза в неделю! Худший случай - SS UMi, ее вспышек приходится ждать дольше всего (обычные - полторы недели, супер - 3 месяца).

[Денис Денисенко]

То есть если DDE 35 является звездой типа ER UMa, мы должны узнать об этом в течение января-февраля.

Пока что мне сняли еще одну серию на 4 часа. В течение первого часа атмосфера была неспокойная, звезды то распухали, то сжимались. На некоторых снимках переменная почти соприкасалась крыльями с соседней яркой звездой. Скорее всего, эти точки придется выкинуть из кривой блеска при поиске периода. После 02 часов UT seeing улучшился, и в течение трех часов график получился хороший.

Средний блеск за эту ночь был на 0.2m слабее, чем в предыдущую. При поиске периодов сделал коррекцию на эту величину. Пока что однозначного результата не получается. WinEffect выдает возможные периоды и 0.135 суток (не верю!), и 0.0775, и 0.0838. Видимо, придется привлекать наблюдения с других телескопов. Когда смотришь статью про ER UMa, становится страшно от того, что 45 (!) человек из 10 (!!) стран два года (!!!) пилили одну звезду, чтобы понять ее поведение. Я так долго ждать не хочу! Надо поймать супервспышку в январе-феврале и опубликовать небольшую статью об открытии и определении периода. А потом пусть объявляют наблюдательную кампанию на 2 года, как с ЕРУМой. Как видно из таблицы в моем предыдущем ответе, DDE 35 - третья по яркости звезда такого типа на всем небе после своей "сосозвездницы" и 1159-й Ориона!

[SERIV]

Любопытная эта звезда DDE 35. Пожалуй выкрою часть наблюдательного времени для неё. Любопытства  ради поглядел насколько много есть катаклизмиков в северном полушарии с неточно установленными типами. Их оказалось 283 звезды (см.вложение). Возможно выберу что-нибудь для изучения. Интересных звезд на небе много очень - все не отнаблюдать. Вероятно, следует из списка интересных объектов выбрать самые-самые интересные (уникальные).

[SERIV]

Закончил проверку кандидатов. Большинство объектов оказалось безпериодными, малоамплитудными обьектами , имеющими, скорее всего фиктивные колебания. По некоторым объектам глядел дополнительно фотометрию в NSVS, в рядах убирал строки с погрешностью фотометрии 0.1 и больше, в надежде обнаружить размытый периодический сигнал. Увы... Загадка лириды Рихтера в Жирафе так и осталась нерешённой.

[SERIV]

 Интересно, почему у некоторых объектов такая большая собственная скорость движения? Вот ведь найденная мной звезда, вполне вероятно,  UG: находится далеко от центра Галактики.

[Денис Денисенко]

Интересно, почему у некоторых объектов такая большая собственная скорость движения? Вот ведь найденная мной звезда, вполне вероятно,  UG: находится далеко от центра Галактики.

Потому что катаклизмические переменные - близкие объекты. Несколько сотен парсек. Это в десятки раз ближе, чем центр Галактики. Вполне естественно, когда у катаклизмика на высокой галактической широте собственное движение больше, чем у какой-нибудь звезды в Стрельце в нескольких килопарсеках от нас.

Все звезды типа UG - это двойные системы из белого карлика и звезды-донора, которая тоже далеко не гигант. У них абсолютная звездная величина в минимуме M=8-9-10 в зависимости от вклада звезды-соседки. В максимуме вспышки - около +4.5, то есть как Солнце. То есть даже во вспышке звезда типа UG раз в 40 слабее переменной типа RR Лиры (M=+0.5..+1.0)!