Новые переменные звезды

[KMM]

Кстати, я тут вспомнил про ещё одну из неприятностей сложения в МаксимДЛ: фотометрия на стеке зависит потом от того, ...какое изображение было выбрано в качестве опорного! Если я правильно понял из своих давних опытов, зависит, собственно, от качества самого опорного изображения - например, на нём больше раздуты атмосферой звёзды, чем на других, или потянуты из-за проблем с гидированием.
Эта проблема больше всего проявляется, если мне не изменяет память, при бикубическом пересчёте. Это ещё одна из причин, почему лучше вручную сидеть складывать - ты сам выбираешь изображение лучшего качества около середины по времени в стеке.
Потому лучше вообще не складывать.
Если этого невозможно избежать, то лучше сложить без выравнивания кадров.
Если подвижки между кадрами заметные, то тогда лучше сложить с билинейным пересчётом (это моё ИМХО тут! надо перепроверить)
А лучше вообще найти программу, которая бы выравнивала с подвижками исключительно на целое значение в пикселях (а не их долях!), чтоб оригинальные значения не пересчитывались вовсе.

[mnn72]

Ясно, спасибо. В общем для астрофото эта фитча подходит, а для фотометрии или астрометрии астероидов нет. Бум делать по старинке - руцями 

[KMM]

Натолкнулся на одну затменку, по которой данные есть только в NSVS (CRTS эту область не снимал, для ASAS-3 слишком северно, APASS имеет только две точки и то в максимуме). Но там проблема в том, что в NSVS две близкие звезды приняты за одну. Одна из них красная, потому практически исключено, что она алголем может быть.
В принципе, и так ясно, что надо уточнить координаты по той, которая не красная. Но лучше пронаблюдать пару-тройку минимумов, чтоб удостовериться, что это алголь, и уточнить период, тогда можно было бы сделать ревизию. У меня из-за непогоды только одна точка есть. Вряд ли в ближайшие недели это как-то улучшится.

Ниже приведу небольшую иллюстрацию точности APASS по средней кривой для другой звезды (кривую сам Себастьян построил):

Как видно, и APASSовские точки могут "пролетать мимо".

[KMM]

Вот фазовая по данным одного из синонимов NSVS той затменки, о которой я выше написал.

[mnn72]

Ярковата для меня, но попробую.

[Денис Денисенко]

В пятницу вечером наблинковал на Паломарах новую переменную звезду 14.5-15 величины в Жирафе, в 15-минутном поле с центром 0404+6300. Никакой ошибки 404, нашлось аж 15 файлов со снимками этой области неба! Прилагаю анимацию двух синих пластинок 1993 года, на которых изменение блеска звезды очевидно. На снимке 19 ноября блеск переменной практически равен блеску своей соседки в 8.5" справа, а 13 октября она заметно слабее. На красных и инфракрасных пластинках других падений блеска нет, так что это скорее всего затменная переменная.

Дальше - сплошные проблемы. Вместе две звезды дают "бленду" аж с двумя синонимами в NSVS: NSVS 2026445 и NSVS 2055915. Но соседняя звезда - красноватая, и похоже она сама тоже переменная (неправильная или полуправильная). По крайней мере я не смог найти никакого периода в ВинЭффекте. Ни вместе, ни по отдельности. Можете попробовать в Перансо или в какой другой программе?

Переменная звезда: USNO-B1.0 1529-0151928 (04 04 35.77 +62 55 02.2) R1=15.00 R2=14.55
Соседка в 8.5": USNO-B1.0 1529-0151917 (04 04 34.54 +62 55 03.9) R1=13.87 R2=13.35

[Денис Денисенко]

Ну и анекдотическое продолжение истории с новой переменной в Жирафе. Сегодня просмотрел в ГАИШевской фототеке 40 пластинок поля BE Cam с этой звездой. Раньше я в этом поле уже находил две вспышки NSV 1485 = NN Cam (первую на трех пластинках 7-8 ноября 1989 года, вторую - на четырех пластинках 10, 14, 18 и 20 декабря 1990-го). А сегодня на снимке 18 декабря между новой переменкой и W-образным астеризмом к северу от нее наткнулся на совершенно кометообразный объект с хвостиком! Самое удивительное, что МПЧекер там рядом показывает околоземный объект 2011 BM24 на 0.37 а.е. от Земли и 1.28 от Солнца с эфемеридным блеском 17m. Орбита действительно почти кометная: наклонение 30 градусов, e=0.43, период 3.36 года, q=1.27. Щелкнул две пластинки на мобильник через увеличительное стекло, сделал анимацию. Пытаюсь убедить себя, что это не комета, а дефект фотопластинки. Или таки оно?!?

[mnn72]

...Самое удивительное, что МПЧекер там рядом показывает околоземный объект 2011 BM24...

А насколько рядом?

[KMM]

Ярковата для меня, но попробую.

11.3V в максимуме разве ярко? Вроде ж вы уже наблюдали звёзды с подобным блеском.
А что попробуете, я же не написал, что за звезда. Написать?
Кстати, красная соседка тоже может быть переменной, разве что медленной, потому что между двумя точками APASS разница почти 0.067m, но я не знаю, много ли это. А моя оценка ниже обеих.

Вот какие ещё источники можно проверить? Пластинки посмотрел, "белая" звезда не была замечена в минимуме. В ASAS-3 - нет данных, в CRTS - нет, в SkyMorph - тоже нет.

[mnn72]

Тю блин, я невнимательно прочитал пост #1904 и решил что речь идет о NSVS 2569022, а на в минимуме 10 с хвостиком.
Тогда напишите конечно. Люблю заковыристые всякие штучки.

[ilya]

Редко в последнее время заглядываю на форум, поэтому пропустил интересное обсуждение звезд типа UX Ori.
Если позволите, небольшой комментарий.

UXOR'ы это молодые звезды Ae/Be Хербига и Т Тельца, выделяемые в отдельную подгруппу по характерной фотометрической переменности: глубоким, непериодическим алголе-подобным минимумам. В течении первых ~10 миллионов лет (это очень условная и дискусионная граница) молодые звезды окружены околозвездными дисками, богатыми газом и мелкой пылью. За указанный срок газ в дисках, под действием ряда процессов диссипирует, формирование планет также меняет его структуру, прослеживаемую по пыли. Диск становится т.н. остаточным (debris) диском, сохраняющимся на очень больших временах. Формально Солнечная система - это debris диск вокруг Солнца.
При удачной ориентации диска относительно земного наблюдателя: с ребра можно наблюдать затмения звезды газо-пылевыми облаками. Эти затмения и обуславливают переменность типа UX Ori. Критерии для более достоверного отождествления этих звезд следующие

1) Фотометрическая переменность. Кроме формы кривой блеска еще поведение цветовых треков во время затмения: покраснение сменяется поворотом трека в голубую сторону в глубоком минимуме  (эффект поголубения, blueing effect).
2) Антикорреляция степени линейной поляризации и блеска. Блеск падает - поляризация растет (увеличивается вклад рассеянного несферической пылевой оболочкой света).
3) Совокупные признаки молодости. Расположение вблизи областей звездообразования, положение на диаграмме Г-Р, кинематика, характерные спектральные признаки, ИК избыток...

Последнее относится к идентификации вообще звезд Хербига и Т Тельца. Надо помнить, что UXOR'ы это подкласс, существование которого вызвано эффектом селекции. Тем не менее, именно благодаря ориентации дисков с ребра UXORы дают исключительную возможность для изучения кинематики и структуры околозвездного вещества.
Ярких UXORов, особенно с большой амплитудой, действительно немного. Самый консервативный список хорошо изученной "классики": UX Ori, BF Ori, CO Ori, CQ Tau, RR Tau, VX Cas, WW Vul, SV Cep... Преимущественно это Ae звезды Хербига. UXOR'ов со спектральным классом раньше, если не изменяет память B8, нет, так как у звезд высокой светимости внутренняя граница пылевого диска отстоит дальше от звезды. В случае поздних спектральных классов, UXOR переменность замывается переменностью, связанной с пятнами и идентификация обсуждаемого типа переменности среди звезд Т Тельца - актуальная задача, хотя, конечно, известен ряд таких объектов.
Не смотря на то, что ярких звезд типа UX Ori мало, в последнее время они активно открываются среди слабых звезд в областях звездообразования и молодых скоплениях.

[Денис Денисенко]

Вот какие ещё источники можно проверить? Пластинки посмотрел, "белая" звезда не была замечена в минимуме. В ASAS-3 - нет данных, в CRTS - нет, в SkyMorph - тоже нет.

Максим, вроде бы здесь уже давали ссылки на оптический монитор ИНТЕГРАЛа и СуперОСУ: INTEGRAL OMC (кликнуть на Archive search and data retrieval), SuperWASP. Не гарантирую, что поможет, но попробовать стоит.

[Денис Денисенко]

Критерии для более достоверного отождествления этих звезд следующие
[...]
3) Совокупные признаки молодости. Расположение вблизи областей звездообразования, положение на диаграмме Г-Р, кинематика, характерные спектральные признаки, ИК избыток...

Илья, а если ИК-избытка нет, зато есть ультрафиолет и рентген, это может быть UXOR? И если нет, тогда какой это тип переменности (имеется в виду Gaia16bnz, см. Ответ #1876 на 94-й странице)?

[Денис Денисенко]

Я тут почти за месяц не ответил на несколько вопросов Николая mnn72, сорри! Исправляюсь.

Цитата: Денис Денисенко от 05.10.2016 [16:17:36]

    ...обратите внимание на необычную звездочку GALEX J230545.7+713959...

Так я не понял, она что не зарегистрирована как переменка? Что-то в VSX я ее не нашел.

Похоже, я не очень подробно объяснил. Пока никакой переменности у этого объекта не замечено. Звезда подозрительная, потому что там скорее всего сидят одновременно два карлика (WD+RD):

Необычна она своими цветами: в ультрафиолете величины FUV=18.16 NUV=18.30, а в ИК-диапазоне J=13.34 H=12.82 K=12.72. Возможно, это двойная система с белым и красным карликами.

Это может быть и невзаимодействующая пара, то есть не обязательно катаклизмическая переменная. Но присматривать за ней стоит, раз уж снимаете это поле. Вдруг вспыхнет или погаснет?

Можно ли как-то на этих пластинках определить "пересвеченные" звезды?

Я бы сделал так же, как с ПЗС-снимками: открыл профиль линии в Максиме (Line Profile -> Area Plot) и посмотрел, не оттяпана ли макушка. Если у звезды наверху плоское плато, значит, она пересвечена.

...Самое удивительное, что МПЧекер там рядом показывает околоземный объект 2011 BM24...

А насколько рядом?

По номинальной орбите МПЦентра - в 16' к востоку и в 15.7' к северу. Это вполне в области неопределенности эфемериды 2011 BM24 на декабрь 1990 года (больше градуса)! При этом МПЦентр дает скорость движения 2011 BM24 (-67, +119) секунд в час, т.е. 0.8 градуса в сутки на север и почти 0.5 градуса на восток. Получается, что за 45-минутную экспозицию объект должен был оставить трек длиной около полутора минут в направлении на 1 час. Масштаб пластинки - 10 градусов на 30 см, т.е. 1' на небе равна 0.5 мм на стекле (600' = 300 мм).

[KMM]

Вот какие ещё источники можно проверить? Пластинки посмотрел, "белая" звезда не была замечена в минимуме. В ASAS-3 - нет данных, в CRTS - нет, в SkyMorph - тоже нет.

Максим, вроде бы здесь уже давали ссылки на оптический монитор ИНТЕГРАЛа и СуперОСУ: INTEGRAL OMC (кликнуть на Archive search and data retrieval), SuperWASP. Не гарантирую, что поможет, но попробовать стоит.

Ну, я не всегда читаю эту тему. Бывают перерывы на месяц-другой, когда мне не до звёзд.
Да, с SuperWASP я вчера пытался что-то скачать, да всё время какие-то ошибки у них вылазят. Сейчас попробовал - то же самое.
В INTEGRAL OMC тоже пусто. Там только известные переменные, что ли?

[Денис Денисенко]

В INTEGRAL OMC тоже пусто. Там только известные переменные, что ли?

Да, похоже на то! В описании системы OMC Overview сказано, что у них в каталоге 541802 объекта. Из-за ограничений по каналу связи (обсерватория-то летает на высокоапогейной орбите!) оптический монитор может скидывать на Землю не более 228 "окошек" по 11x11 пикселей с каждого изображения, а в среднем - вообще по 100.

В число предварительно отобранных объектов для оптического монитора включены следующие:

• Большинство гамма-источников
• Большинство рентгеновских источников
• Большинство АЯГ в пределах проницания оптического монитора
• Большинство переменных звезд (включая эруптивные, Новые и катаклизмики)
• Некоторые дополнительные известные переменные объекты
• Звезды из каталогов HIP и TYC для астрометрической и фотометрической калибровки

[ilya]

Илья, а если ИК-избытка нет, зато есть ультрафиолет и рентген, это может быть UXOR?

В контексте молодых звезд УФ избыток и рентгеновское излучение обычно ассоциированы с аккреционной активностью: основаниями аккреционных колонок, горячими пятнами на поверхности звезды. В таком случае должен быть и ближний ИК избыток. Его похоже нет. Но вообще нужен показатель B-V, исправленный за экстинкцию чтобы хоть примерно понять с каким спектральным классом мы имеем дело.
У звезды есть избыток в среднем ИК: в полосах WISE W3 (12 мкм) и W4 (22 мкм). Это вполне может быть тепловое излучение околозвездной пыли, отстоящей несколько дальше от звезды.
У меня есть пример замечательного UXOR'а: RZ Psc. Это post T Tauri звезда, уже почти "севшая" на Главную последовательность. У нее есть только очень слабые спектральные признаки аккреции (но в то же время очень интересные признаки ветра), нет JHK избытка, нет рентгена. Но в то же время есть заметный избыток на длинах волн >3 мкм и переменность типа UX Ori. То есть на примере RZ Psc мы видим самые последние этапы нахождения звезды в этом классе переменных (ее минимум глубокие, но очень короткие в сравнении с другими UXOR'ами).

Теоретически, GAIA16 bnz может оказаться чем-нибудь похожим. Тогда это интересно. Но в отсутствие прочих данных говорить о чем либо рано.

[SERIV]

В ночь с 17 на 18 октября в Цефее удалось обнаружить новую переменную типа EA.

Все-таки период у звезды оказался в два раза больше - 2.99 сут! На небе еще много подобных алголей с периодами близкими к целому числу, поэтому любопытно будет продолжать поиски  в Млечном Пути ("облавливать звездную речку"  ). Удалось установить редуктор фокуса параллельно матрице фотоаппарата. В ближайшую ночь запускаю сетап на разогнанном поле.

[Денис Денисенко]

У звезды есть избыток в среднем ИК: в полосах WISE W3 (12 мкм) и W4 (22 мкм). Это вполне может быть тепловое излучение околозвездной пыли, отстоящей несколько дальше от звезды.

W1=11.74 W2=11.65 W3=11.33 - это избыток?!? При J=12.27 H=12.01 K=11.91 это почти плоский спектр! А в W4 объект вообще не виден. Ни о каком околозвездном пылевом диске в случае Gaia16bnz говорить не приходится.

[ilya]

Подождите. Я может, конечно, ошибся: по РОСАТовскому номеру отождествил звезду с J034015.03+492122.8 в AllWISE. Не она?