Новые переменные звезды

[Астровитянин]

Обратите внимание на новый роботизированный обзор Zwicky Transient Facility (ZTF)

Насколько я понял там доступны для скачивания только фитсы интересующей площадки неба. Фотометрии звезд как таковой на их сайте нет, это надо делать самому. А вот в этом засада - VaST отказывается переваривать эти фитсы, как впрочем и Максим. Например, кадры в Максиме открываются нормально, но по команде "Photometry" он их уже не видит. Странно как-то, похоже там что-то с заголовком фитса намудрили. Если кому удастся подружится с этими кадрами, напишите.

Разобрался я с этими кадрами там проблема в том, что в заголовке время указано только в юлианской дате. Простенький скрипт на питоне добавляет в заголовок время из SHUTOPEN, после чего кадры нормально переваривает и Васт и Максим. За идею отдельное спасибо Ромасу Жене, я лишь немного подредактировал. Для работы скрипта на компе должен стоять Питон, скрипт просто помещается в папку с кадрами и запускается. Теперь можно проводить поиск переменок на их кадрах. Заметил, что кадров по интересующей площадке может быть в разы больше, чем дает точек их фотометрист по этим кадрам. Не забываем, что кадры идут в двух разных фильтрах, надо сортировать, ну и время потом нужно перевести в HJD.

[kirx]

Обратите внимание на новый роботизированный обзор Zwicky Transient Facility (ZTF)

Насколько я понял там доступны для скачивания только фитсы интересующей площадки неба. Фотометрии звезд как таковой на их сайте нет, это надо делать самому. А вот в этом засада - VaST отказывается переваривать эти фитсы, как впрочем и Максим. Например, кадры в Максиме открываются нормально, но по команде "Photometry" он их уже не видит. Странно как-то, похоже там что-то с заголовком фитса намудрили. Если кому удастся подружится с этими кадрами, напишите.

Разобрался я с этими кадрами там проблема в том, что в заголовке время указано только в юлианской дате. Простенький скрипт на питоне добавляет в заголовок время из SHUTOPEN, после чего кадры нормально переваривает и Васт и Максим. За идею отдельное спасибо Ромасу Жене, я лишь немного подредактировал. Для работы скрипта на компе должен стоять Питон, скрипт просто помещается в папку с кадрами и запускается. Теперь можно проводить поиск переменок на их кадрах. Заметил, что кадров по интересующей площадке может быть в разы больше, чем дает точек их фотометрист по этим кадрам. Не забываем, что кадры идут в двух разных фильтрах, надо сортировать, ну и время потом нужно перевести в HJD.

Скрипт супер - простой и изящный!

Поддержку времени начала наблюдений записанного в SHUTOPEN (вместо DATE-OBS) добавил в текущую версию VaST, которая на github'e (соотвественно, фича будет и в следующем "хорошо оттестированном" релизе). Судя по первым тестам VaST жуёт снимки ZTF вполне бодренько, хоть и не то чтобы очень быстро. Пример запуска (серия снимков в одном фильтре покрывающая один участок неба):

Код: [Выделить]

./vast --UTC --poly /mnt/usb/ZTF_images_test_2/ztf_20180*_zg_*_q1_sciimg.fits

[mnn72]

...
Обозначил новую переменную DDE 169 и только что отправил на регистрацию в VSX. Самое смешное, что по данным того же АСАССИНа звезда, похоже, во вспышке прямо сейчас!
...

Сегодня получилось проверить звезду. На данный момент ее блеск ~17.5(V). Завтра постараюсь сделать фотометрию точнее.

[Денис Денисенко]

Как и обещал, публикую здесь информацию об открытых мной кандидатах в планетарные туманности.

Как интересно все переплетается! В соседнем разделе форума "Любительские обсерватории и проекты" в теме про Chilescope Сергей tomato выложил ссылку на снимок планетарной туманности, открытой немецким любителем Марселем Дрехслером. Туманность Drechsler 14 находится в созвездии Кормы, к западу от известной еще с 1950-ых годов туманности Шарплесса Sh 2-305. В отличие от Sh 2-305, которая отлично видна на Паломарских пластинках, объект Drechsler 14 можно разглядеть только на снимках в узкополосных фильтрах в линиях кислорода O III и водорода H-alpha.

В комментариях на Астробине М. Дрехслер пишет: "Чтобы доказать, что это действительно планетарная туманность, мне пришлось локализовать центральный белый карлик и определить его свойства с помощью Гайи".

Здесь начинается самое удивительное. В 54 секундах к северу от центра туманности в VSX есть переменная звезда GDS J0729046-183610 - затменная с периодом 1.47474 d по данным ASAS-SN (я думаю, период в два раза больше). Но белый карлик - не она, а синяя звезда в самом центре, как показано на приложенном рисунке! Она есть в Визире как переменная АТЛАСа ATO J112.2726-18.6176 (ATO - это ATLAS Object). Для нее приводится период 0.093759 суток (2.25 часа, в провале периодов катаклизмических переменных) либо 0.187516 суток (опять же, двойной). Я не поленился и сгенерировал кривую блеска этой звезды на сайте ASAS-SN: J072905.40-183703.0. На графике виден медленный спад блеска, как будто белый карлик со временем остывает. Ну а поиск периода в данных ASAS-SN четко выдает тот же период 0.093758 суток, что и в каталоге переменных ATLAS! На второй картинке - фазовая кривая блеска из ВинЭффекта.

Возможно, эта звезда когда-нибудь снова вспыхнет как классическая Новая или хотя бы как карликовая новая. Понятно, что этот объект зимний и сейчас не сезон для его наблюдений. Но вообще надо бы внимательнее присмотреться к центральным звездам планетарных туманностей! Скорее всего не все они проверены на переменность, тем более что сейчас любители активно открывают новые планетарки.

[SERIV]

Ого!  Поздравляю с находкой!
Хотелось бы узнать можно ли на основе каталожных данных GAIA вычислить STD (статистическая ошибка фотометрии, наподобие Verr для APASS) для каждой каталогизированной звезды?
Удавалось ли кому-либо найти новый объект на снимках обзора ZTF?

[Денис Денисенко]

Потрясающие вещи делает польский любитель астрономии, студент-медик Габриэль Муравский. Он нашел уже несколько удивительных переменных звезд, хотя не все из них правильно интерпретировал. Достаточно сказать, что он открыл две системы взаимодействующих белых карликов (переменные типа AM Гончих Псов, или IBWD в классификации VSX): MGAB-V248 в Драконе и MGAB-V249 в Лебеде. У первой звезды он определил период в 27.95 минуты, у второй - поначалу вообще 19.40 (!!!) минут. Но при внимательной проверке оказалось, что у MGAB-V249 два минимума на кривой блеска, и после ревизии период исправили на правильный (39.34 минуты). При этом звезда меняет блеск от 15.3 до 15.7m.

Но самая необычная звезда из открытий Муравского - это MGAB-V196 в Центавре, которая в максимуме имеет блеск 12.3m, входит в каталог TYCHO и отождествляется с рентгеновским источником 1RXS J143743.5-361421. Уж сколько мы пилили эти РОСАТовские источники (и яркие, и слабые), находили там катаклизмические переменные 17-20-й величины, а такой "фонарь" не заметил никто! А Муравский вот заметил, что эта звезда гаснет на шесть (!!!) звездных величин, от 12.3 до 18.5 в минимуме!

На первой картинке - кривая блеска по данным обзора Siding Spring Survey (CRTS). Виден глубокий спад в 2006 году, после которого звезда "вышла из сумрака" и почти не менялась в течение 7 лет. Примерно то же продолжается в данных ASAS-SN - звезда 5 лет остается в коридоре 12.4-12.8m.

Я зашел на сайт DASCH и построил кривую блеска этой звезды с 1890 по 1990 год (вторая картинка). В 1944-1945 годах обнаружилось еще одно падение блеска длительностью около двух лет. Когда я увидел это, я сначала подумал, что MGAB-V196 - аналог уникального объекта TYC 2505-672-1 = AS LMi с периодом 69.1 года. Если собрать воедино кривые блеска SSS и DASCH, получается очень похоже на затменку с периодом 61.2 года.

Однако же TYC 2505-672-1 - красный гигант класса M, а MGAB-V196 - горячая звезда спектрального класса OB+, согласно Визиру! AAVSO VSX приводит для нее тип NL/VY (антиновая типа VY Scl). Гайя дает расстояние 555+/-15 парсек и абсолютную величину M=+3.8. Ярковато для новоподобных звезд, но слишком мало для горячих гигантов типа OB. На то, что это катаклизмическая переменная, как бы намекает и кривая блеска ASAS-SN. Я специально вырезал фрагмент за последние 200 суток, чтобы была видна быстрая переменность.

Вообще в Центавре полно чудес, и мы с моими учениками открыли там две красивейшие переменные звезды. Но вот эта звездочка превзошла все, что я раньше видел! Как часто бывает в таких случаях, ее могли открыть раз пять за несколько десятков лет (Гарвардская фототека, ASAS-3, Каталина, ROSAT, ASAS-SN). Но она досталась Габриэлю Муравскому.

[mnn72]

Я вот тут тоже наткнулся на такой объект, который проецируется прямо на плоскость галактики M90 и имеет вот такую кривую. В тоже время GAIA показывает отрицательный паралакс, но кривая не похожа на кривые внегалактических объектов. А может это саму галактику так измерили.

[Денис Денисенко]

Что-то феноменальное, просто немыслимое и уму непостижимое открыл Мариуш Байер!!! Звезда BMAM-V372 в Лебеде не укладывается ни в один известный тип переменных звезд (в классификации VSX обозначена звездочкой). Период 30.2 суток (надеюсь, это реальный период, а не побочный эффект смены лунных фаз). Кривая блеска по данным ZTF похожа на алголь, но только таких алголей не бывает! Ровно половину периода звезда сидит в минимуме около 21.3m, потом за сутки с небольшим ярчает до 18.8, на фазе 0.0 есть небольшой спад до 19.2m, после чего все совершенно симметрично повторяется в обратном порядке.

Координаты звезды: 20 05 10.39 +33 42 31.6

Во вложениях - фазовая кривая блеска по данным ZTF и цветная карта окрестностей с сайта Pan-STARRS (первая - с полем зрения 1'x1', вторая - 2'x2').

P.S. Переменность совершенно реальная, в данных Pan-STARRS видны изменения блеска на две с лишним величины. Явно с обратной стороны звезды раз в месяц на две недели вылезает какое-то горячее пятно (или два). Вопрос - что там светит?!? Ультрафиолета от звезды нет, в SDSS цвет оранжевый (g=19.97 r=18.70 i=18.18 z=17.75), см. SDSS J200509.36+334213.9.

[mnn72]

АААфигеть. Вот только жаль, что "дотянуться" до нее нельзя 

[Денис Денисенко]

P.S. Переменность совершенно реальная, в данных Pan-STARRS видны изменения блеска на две с лишним величины.

Анимация двух снимков в фильтре i с лучшим качеством изображения (кто имел дело с Пан-СТАРРС, знает, что это действительно очень хорошие снимки для этого телескопа). На снимке в MJD=55754.52708 звезда вблизи максимума блеска, в MJD=56144.29292 - в минимуме.

[Timur]

Потрясно! А почему у Панстара такие плохие изображения?

[Денис Денисенко]

А почему у Панстара такие плохие изображения?

Могу только процитировать статью разработчиков ПанСТАРРа из Гавайского университета (Питер Онака и Джон Тонри) 2008 года:

Мозаика в фокальной плоскости из 60 плотно упакованных 4kx4k ПЗС MITLL с ортогональным переносом составляет самую большую ПЗС-камеру в мире. Камера представляет собой экстремально дешевую разработку с экономией времени: на производство и сборку ушло менее 18 месяцев и около 4 млн долларов.

Речь о мозаике размером 1.4 Гигапикселя (по 0.3 цента за пиксель)! Каждый 16-мегапиксельный фрагмент мозаики разделен еще на 64 субфрейма по 512x512 пикселей, между которыми проходят "коридоры", как в поле Кеплера. Во вложении - пример фрагмента реального изображения Pan-STARRS 1, ужатый до 25%, чтобы размер файла был меньше 300 кБайт.

[SERIV]

Любопытно. А как из фотометрической кривой определить размер горячей области (пятно или группа пятен) и можно ли определить местоположение на диске звезды? "Дотянуться" до звезды могу только в максимуме яркости, да и то с трудом.

[mnn72]

..."Дотянуться" до звезды могу только в максимуме яркости, да и то с трудом.

Ваня, я конечно извиняюсь, но каким образом ты можешь не с трудом, а вообще дотянуться 8" телескопом и зеркалкой до 18-й величины, а тут и того меньше? Не поверю никогда... Максимум 16 ну 16.5. Разве что ты сложишь штук 10 снимков с выдерками по 10 минут и то звезда будет на уровне глюка  Я до 18-й дотягиваюсь с трудом - это предел при сложении для фотометрии, но делать ее не возможно, потому что очень SNR очень маленький. Так, разве что посмотреть что там есть, а это как раз подходит для астеров и комет. Было что регистрировал 19.0-19.2.

[SERIV]

Так и есть - сложение пару десятков снимков с хорошей экспозицией в пару минут. Но там SNR будет никакой, т.е. речь о качественной фотометрии не идет вообще. Это наблюдения в  стиле "есть объект - нет объекта".
А какие еще объяснения  поведения кривой могут быть кроме яркого пятна (пятен)? Может что-либо неведомое науке происходит в короне или фотосфере? А природа яркого пятна какова может быть? Я темный в этих делах. Это ведь дело ученых-теоретиков. 

[xd]

18 звёздной на 200 мм апертуры - это около 10 фотонов в секунду на всю апертуру.

[Денис Денисенко]

Объект фантастически удивительный! У меня масса вопросов возникло.

1. Как поляки его нашли?!? Ни рентгена, ни ультрафиолетового источника рядом. На Паломарских пластинках он не мигает. Объекта нет в каталоге ПанСТАРРовских лирид и в переменных АТЛАСа. Наконец, объекта нет ни в USNO, ни в 2MASS, ни в WISE! В данных Гайи нет ни параллакса, ни собственного движения. Я понимаю, что товарищ до этого открыл уже 371 звезду и рано или поздно должен был наткнуться на что-то уникальное. Но, елки-палки, как он его выбрал из сотен тысяч других переменных?!?

Из объектов ZTF эту звездочку выделяет параметр magrms, равный для этой звезды 1.075. Возможно, поляки прочесывают объекты из каталога ZTF с этим параметром, большим единицы. В этом случае Байеру очень повезло: будь дисперсия величины всего на 7.5% меньше, он бы ее не открыл. Более того - среди объектов с большой амплитудой должны быть мириды, катаклизмические переменные и алголи с глубокими затмениями. Среди 136 звезд в VSX, которые находятся по имени BMAM%, действительно большинство (75) - затменные типа EA, 22 катаклизмика (21 карликовая новая и 1 поляр), 5 - EA/RS, 5 - EA/HW (тоже о-о-о-чень красивые затменные типа HW Девы с горячим субкарликом) и два уникальных объекта. Но есть и затменные типа EW, пульсирующие HADS и RRC, у которых амплитуда переменности меньше 1 величины!

В связи с открытием этого объекта возникает устойчивое желание запросить все объекты из базы данных ZTF, у которых дисперсия величин magrms больше единицы, пробить их на корреляцию с известными переменными в VSX, а оставшиеся неотождествленные проверить по имеющимся фотометрическим базам данных (собственно ZTF, а также CRTS для звезд ярче 19m и ASAS-SN для объектов ярче 17m). Причем magrms у этой звезды больше единицы только в фильтре r, а в g - вообще всего 0.232.

По второму вопросу напишу отдельно.

[Денис Денисенко]

2. Собственно, главный вопрос - что это?!? Если это горячее пятно, то что его греет? Если это эффект отражения из-за нагрева горячим компактным объектом, то где тогда рентгеновский источник? Если 30.2 суток - это орбитальный период, то орбита должна быть достаточно широкой, и компактный объект должен быть виден большую часть времени. Самое непонятное - почему объект светит ярко меньше половины периода? Я понимаю, что есть двойные системы с черными дырами, которые в рентгене вообще вспыхивают на считанные проценты цикла (смотрите кривые блеска рентгеновских транзиентов Swift/BAT). Что интересно, у GX 301-2 период 41.5 суток, а у знаменитой двойной Her X-1 (HZ Геркулеса) вспышки происходят каждые 35 дней из-за прецессии аккреционного диска, хотя орбитальный период там всего 1.7 суток. Но тут если и есть двойная система, то скорее всего совсем другая. Хотя период в 30 суток заставляет задуматься, а нет ли там черной дыры?

Возвращаясь к пятну. Если горячее пятно находится на поверхности какой-то звезды, то оно, очевидно, не может быть точечным, а имеет какой-то размер. Если 30.2 суток - это период вращения звезды вокруг своей оси, то "уши" от этого пятна должны начинать торчать еще до выхода его на видимое полушарие звезды, а пропадать не сразу после его захода за лимб, а постепенно. А здесь мы видим, что на фазе кривой блеска -0.25 звезда сидит еще в минимуме, на r=21.3! Потом в течение примерно 7% периода (фаза -0.25..-0.18) звезда плавно поднимается до максимума на r=18.8, на фазе около -0.04 начинается "вторичное" затмение глубиной 0.4m (минимум 19.2m на фазе 0.00), а потом всё происходит в обратной последовательности. Ключевые явления отмечены на фазовой кривой блеска пунктирными линиями.

Теперь третий вопрос: откуда берется это самое "вторичное" затмение на максимуме? Думается, в этом ключ к разгадке природы объекта. По форме это похоже на затмение аккреционной колонки самой собой, подобно тому, что наблюдается в некоторых полярах вроде BS Треугольника = 1RXS J020929.0+283243. Но в случае поляров аккреционная струя бьет на поверхность белого карлика, и эта самая колонка имеет высоту, сравнимую с радиусом карлика. Вот вам, кстати, и горячее пятно. Но - очень большое НО! - в полярах орбитальный период раз в 500 меньше, чем у V372 Байера, и эти самые "уши" проявляются гораздо раньше, чем на фазе -0.25, и пропадают заметно после фазы +0.25. В итоге BS Tri проводит в минимуме блеска меньше 0.5 периода, да и рентген от нее идет достаточно приличный.

Что теперь делать с этим объектом? Когда я вчера увидел, что в тему зашел Кирилл kirx Соколовский, я подумал: "О! Сейчас Кирилл пойдет наводить на эту звездочку Свифт и писать про нее телеграмму!" Шутки шутками, а объект действительно уникальный, и обнаружение рентгеновского излучения тоже может пролить свет на его природу. В конце концов, BS Tri в максимуме блеска почти на две величины ярче, а РОСАТ от него видел 0.054 отсчета в секунду. BMAM-V372 просто мог быть ниже порога чувствительности РОСАТа во время его наблюдений этого участка неба.

Когда теперь важнее всего наблюдать этот объект? Благодаря VSX мы имеем эфемериду этой переменной звезды. Середина максимума согласно VSX наступит в JD=2458690.7, или 26 Jul 2019 04:48 UT (точность эфемериды +/-2.5 часа, или 0.1 суток, так что минуты здесь - явное превышение точности). Самое интересное происходит на восходящем и нисходящем участках кривой блеска. Вот их-то и надо постараться пронаблюдать! Расписание событий здесь такое:

-------------------------------------------------------------------
Фаза     Дата и время      Явление в системе BMAM-V372
-------------------------------------------------------------------
-0.25  18.07.2019 16h UT   Начало выхода из минимума
-0.18  20.07.2019 18h UT   Полный выход яркого пятна на диск
-0.04  25.07.2019 00h UT   Начало вторичного минимума
 0.00  26.07.2019 05h UT   Вторичный минимум
+0.04  27.07.2019 10h UT   Окончание вторичного минимума
+0.18  31.07.2019 15h UT   Начало спада блеска (сход пятна с диска)
+0.25  02.08.2019 18h UT   Достижение минимума
-------------------------------------------------------------------

То есть самый нужный период для наблюдений - это с 18 по 21 июля (лучше даже с 17-го, чтобы поставить точку на фазе глубокого минимума). К сожалению, у нас в ночь с 16 на 17 июля полнолуние (хоть и с частным затмением). Кирилл - какие ограничения у Свифта на Луну? Если не получится прописать восходящую ветвь кривой блеска из-за яркой Луны, должно получиться с нисходящей ветвью 31 июля - 3 августа, когда будет как раз новолуние. Но вообще очень важно сравнить подъем и спад блеска, чтобы проверить, насколько они симметричны. Это тоже может дать полезную информацию.

Если у кого есть идеи по поводу модели этой звезды, делитесь! Тут нужно хорошее пространственное воображение и интуиция.

[Timur]

Попросил обратить внимание на эту звезду Самуся и Антипина.

[Goodricke]

Гайи нет ни параллакса, ни собственного движения.

Вообще как нету?  Гайя не видит что ли?