Новые переменные звезды

[Ihtamnet II]

Спасибо, я только потом заметил, что каждая вкладка по вашей ссылке еще имеет слайдер и там больше информации, чем кажется сначала
Еще вопрос по Vizier - это у всех в форме редактирования TAP Vizier не работают традиционные Ctrl-V, Ins-V и т.п. и приходится всё делать мышью или я что-то не настроил?

[krussh]

не работают традиционные Ctrl-V, Ins-V и т.п. и приходится всё делать мышью или я что-то не настроил?

Не работает если в браузере включен русский язык ввода.

[Ihtamnet II]

Да нет, язык не влияет. Браузер Опера.

[krussh]

Да нет, язык не влияет. Браузер Опера.

В Firefox работает, если язык ввода - английский.

[Ihtamnet II]

Забавно. Оказалось, что Ctrl-C и Ctrl-V работает и в опере. При любом включенном языке. А вот более привычные мне на ноуте Ctrl-Ins и Shift-Ins не работают. Ну и в хроме так же.
З.Ы. И в  файерфоксе, оказывается, то же так. Т.е. я просто не ожидал, что некоторые привычные сочетания могут просто игнорироваться.
З.З.Ы. Причем, это касается именно окна редактора TAP Viezer. Например, в данном окошке написания сообщения сочетания Ctrl-Ins (копировать) и Shift-Ins (вставить) прекрасно работают при любом языке.

[SERIV]

Площадки в млечном пути - там высокая концентрация звезд на единицу площади = много звезд в кадре для анализа и TESS в этом месиве просто ничего не может найти.

Насколько я понимаю, TESS обнаруживает новые EP у звезд , фотометрия которых выполнена и имеется на сайте MAST. Список звезд для фотометрии имеется на сайте проекта т.с. посекторно. А ведь у большинства звезд, изображения которых имеются на снимках TESS, фотометрия не проведена, т.е. есть там новые EP или нет, никто не знает. А ведь TESSовцев интересуют не все подряд  звезды, а лишь определенных спектральных классов, вокруг которых вполне могут находится EP. Поправьте пожалуйста, если я ошибаюсь.

[krussh]

Площадки в млечном пути - там высокая концентрация звезд на единицу площади = много звезд в кадре для анализа и TESS в этом месиве просто ничего не может найти.

Насколько я понимаю, TESS обнаруживает новые EP у звезд , фотометрия которых выполнена и имеется на сайте MAST. Список звезд для фотометрии имеется на сайте проекта т.с. посекторно. А ведь у большинства звезд, изображения которых имеются на снимках TESS, фотометрия не проведена, т.е. есть там новые EP или нет, никто не знает. А ведь TESSовцев интересуют не все подряд  звезды, а лишь определенных спектральных классов, вокруг которых вполне могут находится EP. Поправьте пожалуйста, если я ошибаюсь.

"The first step was made relatively straightforward by the availability of the CTL — a prioritized list of target stars that the TESS Target Selection Working Group has determined represent the stars most suitable for detection of small planets by TESS. The properties of about 500 million stars were assembled in the TIC (Stassun et al. 2017), and the CTL includes several million of those stars that are most suitable for small transit detection. We used CTL version 6.1, which includes 3.8 million stars with properties such as stellar radii, masses, distances, and apparent brightness in various bandpasses. The CTL stars were then ranked using a simple metric based on stellar brightness and radius, along with the degree of blending and fl ux contamination (especially important given the large TESS pixels) . The CTL does not include all stars. Save for stars on specially curated target lists (e.g., Muirhead et al. 2018), stars with reduced proper motions (RPMs) that indicate they are red giants (Collier Cameron et al. 2007), stars with a temperature below 5500K and a TESS magnitude fainter than 12, or stars with temperature above 5500K and a TESS magnitude fainter than 13 are excluded from the CTL. Such broad cuts were required in order to assemble a small enough population of stars to practically manage."

TIC - TESS Input Catalog
CTL - Candidate Target List (примерно 9.5 млн. звезд). Для них делается фотометрия. Но появляются ли они все в MAST или только TOI (TESS Objects of Interest) - не знаю.

[Романов Филипп]

Мне удалось обнаружить (в результате блинкования оцифрованных фотопластинок из DSS Plate Finder) интересную затменную переменную звезду (EA/WD): с периодом всего в 0.1295352 суток, с длительностью затмения 10%. Минимальное значение звёздной величины, по данным ZTF DR2, около 21.1 в фильтре g; без заметного эффекта отражения на фазовой кривой блеска (прилагаю её, которую построил в VStar на основе данных ZTF и Pan-STARRS1). Ссылка на страницу звезды (Romanov V46) в VSX: https://aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=1545683

[SERIV]

Подскажу как автоматизировать съемку полей если нет управления телескопом с ПК. Для этих целей подойдет программируемый электронный таймер. Он позволит выключать и включать монти телескопа в нужное время. Например, в моей модели Electraline EMT707PA есть возможность выставить 28 программ. Пусть размер снимка порядка 3 градусов. Тогда промежутки между сериями снимков (полями) составят около 15 минут (в это время монти телескопа выключено). Это т.н. методика пассивного сканирования неба, как я её называю.

[Денис Денисенко]

Проект ZTF на Паломарском 48-дюймовике обнаружил первую переменную типа BLAP в северном полушарии неба! BLAP - это один из самых быстрых типов пульсирующих звезд. Он был открыт поляками из проекта OGLE, которые и предложили аббревиатуру Blue Large-Amplitude Pulsators (голубые пульсирующие переменные с большой амплитудой). Эти самые БЛАПы уникальны тем, что имеют амплитуду переменности от 0.2 до 0.4 звездной величины при периодах от 20 до 40 минут (то есть короче 0.03 суток)! С момента публикации статьи Павла Петруковича и др. в Nature Astronomy 2017 года (arXiv:1706.07802) было известно 14 объектов типа BLAP, и все - в южном полушарии (11 в Стрельце, 2 в Скорпионе и один, самый первый - вообще в Киле на минус 61-м склонении). Звезда OGLE-BLAP-001 с периодом 28.26 минут была открыта еще в 2013 году как переменная типа дельты Щита и получила обозначение OGLE-GD-DSCT-0058. Но потом поляки догадались, что это новый тип переменных звезд и переименовали ее в BLAP-001.

Только один из известных на данный момент БЛАП-ов (OGLE-BLAP-009) ярче 16-й величины и еще один (OGLE-BLAP-014) - ярче 17-й. Очевидно, это очень редкий тип переменности. Даже статья про BLAP в Википедии есть только на английском, польском, немецком, испанском и китайском языках. Редкость обычно связана с каким-то экзотическим положением звезды на диаграмме Герцшпрунга-Расселла или с короткой стадией эволюции. Считается, что звезды типа BLAP - это горячие субкарлики с гелиевым ядром и температурой около 30 тысяч градусов. В 2018 году вышла статья аргентинцев и бразильцев arXiv:1809.07451, в которой они описывают возможный эволюционный сценарий попадания звезд на эту стадию и механизм возникновения пульсаций.

Кривые блеска 14-ти звезд OGLE-BLAP из статьи П. Петруковича и др. - в первом вложении. Видно, что фазовые профили очень похожи на переменные типа RRAB и HADS, но со своими особенностями. Фаза подъема занимает около четверти периода (больше, чем у RRAB), при этом на спаде у многих звезд (особенно BLAP-002, 010, 011 и 012) есть характерный излом ("локоть"), которого нет ни у RRAB, ни у HADS.

Теперь собственно к новой переменной. Ее открыли израильтяне Эран Офек, Маайян Суманьяк, Гай Нир и Ави Гал-Ям из Института Вейцмана с соавторами из США по данным проекта ZTF. Открыли, но не поняли, что это BLAP! Типичная ситуация в машинной обработке больших массивов данных. Авторы проверили более полутора миллиардов кривых блеска объектов, наблюдавшихся в фильтрах r и g на ZTF. Из них они отобрали 12.7 миллионов кандидатов в переменные звезды с большим стандартным отклонением и более чем с 24-мя наблюдениями. Убрав дубликаты ближе 1.5" друг от друга, они получили 10.8 миллионов уникальных объектов, из них 9.8 миллионов имели отождествления во втором релизе данных Gaia. Затем для каждого кандидата они рассчитали периодограмму до 160 циклов в сутки (!!!), то есть для периодов до 9 минут. Для примера, Каталинцы искали в своих данных переменные с частотой только до 10 циклов в сутки (и нашли около 60 тысяч периодических).

Результаты опубликованы в препринте arXiv:2007.01537 3 июля 2020 года. Авторы отобрали 63 кандидата в короткопериодические объекты со значимостью главного пика на периодограмме больше 25, частотой первого и второго пиков больше 18 в день (период короче 80 минут) и ярче 18-й величины в фильтре G. Проверив их вручную, они отобрали 8 хороших кандидатов. Список приведен в Таблице 5 на 8-й странице, а кривые блеска - на Рис. 9 на 7-й странице.

Самый интересный объект с координатами 288.67014 +19.64048 с периодом 23.647 минуты они отождествили со звездой RGB (ветвь красных гигантов!), тогда как объект, очевидно, белый. Я решил исправить эту ошибку и отправил звезду на регистрацию в VSX с типом BLAP. Прилагаю кривую блеска ZTF J191440.84+193825.8 по данным ZTF DR3 и карту окрестностей, сделанную из Паломарских пластинок. Период 0.0161558 суток - второй самый короткий среди известных BLAP-ов после OGLE-BLAP-004, у которого P=0.0155278 d.

[Денис Денисенко]

Теперь собственно к новой переменной. Ее открыли израильтяне Эран Офек, Маайян Суманьяк, Гай Нир и Ави Гал-Ям из Института Вейцмана с соавторами из США по данным проекта ZTF. Открыли, но не поняли, что это BLAP!

Я из этой истории извлек несколько уроков.

1. При поиске периодичности в некоторых случаях надо проверять периоды не только короче 0.05 суток, но и короче 0.02, а иногда и до 0.01. Возможно, среди известных переменных звезд имеются такие уникальные короткопериодические объекты! Я же всегда ставлю в ВинЭффекте максимальный и минимальный периоды по умолчанию 10 и 0.1 суток, а когда заподозрю катаклизмик или дельту Щита, то от 0.5 до 0.05. При этом из 72 переменных типа HADS, которые я открыл, у шести период короче 0.05 суток! Как же я их нашел? Вообще-то, когда на двойном периоде 0.096 два пика, очевидно, что период на самом деле 0.048. Ну а если он 0.015 суток?!? Тогда ВинЭффект может его и не найти!

2. В данных фотометрии ZTF обязательно брать время из третьей колонки (hjd), а не из четвертой (mjd)! HJD приведена к гелиоцентру, а MJD - нет. Представьте себе, когда у вас период 23 минуты, из-за орбитального движения Земли максимум будет сдвигаться на полпериода! Если неудобно обрабатывать время в семизначном формате hjd, можно вычесть из 3-й колонки 2400000.5 и получить пятизначную модифицированную гелиоцентрическую Юлианскую дату. И потом не забыть прибавить те же 2400000.5 к начальной эпохе при регистрации в VSX.

3. Горячие звезды на большом расстоянии могут казаться красными из-за межзвездного поглощения. Это и Капитану Очевидность понятно! Тем не менее, при поиске горячих переменных в плоскости Млечного Пути не стоит ограничиваться объектами с "белыми" показателями цвета от нуля до 0.5. В частности, у данного конкретного объекта в каталоге Gaia DR2 BP-RP=1.18. В каталоге IPHAS показатель цвета r-i=0.55, а галактическое поглощение в направлении на него по Шлафли и Финкбейнеру E(r-i)=0.84!

4. Алгоритмы машинного поиска - конечно, круто, но все равно на выходе надо думать головой и смотреть глазами на снимки звездного неба!

5. Не всегда ближайший по координатам объект в Симбаде является отождествлением вашей звезды. Вот авторы статьи (Офек и др.) допустили грубую ошибку, приняв свою переменную звезду за красного гиганта. Почему так получилось? Они задали запрос в Симбаде по умолчанию вокруг координат 288.67014 19.64048 и получили один единственный объект в радиусе 2 минуты: 2MASS J19144312+1937450 -- Red Giant Branch star. Так в статье и написали: RGB (см. скриншот)! Ну а голову включить??? Как может красный гигант пульсировать с периодом 23 минуты?!? Плюс, как я уже говорил, он находится в 52 секундах от координат переменной. Там серым по белому написано Distance to the center arcsec: 51.93

[SERIV]

Случайно нашёл вероятную ошибку в "карточке" звезды ZTF J203122.62+425802.2 в системе VSX. Дело в том, что указанный Mag.range 0.000 (0.000) g  быть никак не может: https://aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=2056283 С админом еще не связывался. Тип переменности звезды определен неуверенно - EB: Вполне возможно, произошла ошибка в процессе массового импортирования каталога ZTF в систему VSX.  А вообще, обзор ZTF потрудился на славу! (https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020ApJS..249...18C/abstract )

[SERIV]

С админом еще не связывался.

Получил ответ  от админа, что это ошибка и она исправлена. Так что если нашли случайно или нет ошибку  в  VSX, смело пишите об этом в VSX. VSX импортирует  информацию о тысячах  и сотнях тысяч новых переменных звезд из разных каталогов автообзоров. Все это происходит автоматически и ошибки будут всегда.

[LeMay]

  Ищущим новые переменные и исследующим уже известные: TESS - космический телескоп для поиска экзопланет

[Foma]

Прошелся по списку транзиентов CBAT'a, посмотрел, как они выглядят глазами ZTF и DASCH. Есть несколько любопытных случаев:

______NAME________________DATE________RA______DEC _____MAG
TCP J07411270-0945559   2012 01 05.6245  07 41 12.70 -09 45 55.9  14.3 U
TCP J04491472+1324341   2011 09 29.069  04 49 14.72 +13 24 34.1  16.8 R
TCP J06112800+4041087   2011 11 18.073  06 11 28.00 +40 41 08.7  15.8 U

TCP J07411270-0945559 - известная UGSU, в VSX обзначена как Mis V1446. Судя по DASCH в максимуме может быть поярче указанного, есть измерение с Mag=11.99


TCP J04491472+1324341 - транзиент без подробностей. В ZTF это звезда с rmag~21, однажды выдавшая вспышку до rmag=16.9. Видимо тоже карликовая новая, но в VSX почему-то отсутствует в принципе.


TCP J06112800+4041087 - известная UGWZ, даже в этой теме упоминалась. Тоже есть в DASCH, тоже сильно выше номинала, Mag=10.3 (кадр выше). Учитывая, что в спокойном состоянии она нигде не видна (предел около 22.5m), эта карликовая новая претендует на рекордную амплитуду вспышки - 12 величин!

[Денис Денисенко]

TCP J06112800+4041087 - известная UGWZ, даже в этой теме упоминалась. Тоже есть в DASCH, тоже сильно выше номинала, Mag=10.3 (кадр выше).

А как Вы нашли эту точку? Запрос на сайте DASCH вокруг координат 06 11 28.00 +40 41 08.7 в радиусе 5 угловых секунд по умолчанию не выдает ни одного положительного наблюдения, только 4989 верхних пределов.

Более того: по одной точке очень опасно делать какие-то выводы. Это может быть и дефект фотопластинки, и астероид. Вы на MPChecker-е проверяли, не было ли там малых планет? Все-таки Возничий - это не так уж далеко от эклиптики, туда яркие астероиды регулярно залетают. Сейчас, к примеру, (13) Egeria сидит на плюс 41-м склонении, причем координаты как раз в районе 06 19 +40 49.

Учитывая, что в спокойном состоянии она нигде не видна (предел около 22.5m), эта карликовая новая претендует на рекордную амплитуду вспышки - 12 величин!

Все-таки рискну предположить, что не бывает вспышек карликовых новых с амплитудой больше 10 величин. 9 - да, было, но 12 - это уже за пределом возможного даже для звезд типа UGWZ. Однако был случай, когда известная карликовая новая превратилась в классическую Новую (V392 Персея). Раньше диапазон переменности был от 16.9 до 14.1m и тип UG, пока в 2018-м она не вспыхнула до 6.3m как Новая (тип NA). И наоборот - бывшая классическая Новая тоже может стать карликовой новой (GK Персея). У нее амплитуда была около 14 величин (0.2m в максимуме, 14.0m в минимуме). Сейчас это карликовая новая со вспышками до 9.7m, в минимуме не опускается ниже 13.5m.

Проблема в том, что у таких классических Новых массивный холодный компонент и большой орбитальный период двойной системы (например, у GK Per донор спектрального класса K2IV и P=1.9968 суток). А у карликовых новых типа WZ Sge - наоборот, короткий период (0.055 суток) и совсем маленький компаньон класса M7-M8. Там слишком маленький темп аккреции для того, чтобы набралось вещества на вспышку классической Новой за такое короткое время, как 100 лет.

[Денис Денисенко]

Позавчера раскопал красавца в Персее - карликовую новую с амплитудой вспышки 7.5 величин (20.8-13.3m), пропущенную всеми в 2013 году. 2 декабря на снимке Pan-STARRS звездочка была еще 20.5m, а сутки спустя бабахнула так, что матрицу засветило! Формальная оценка блеска в эту ночь 13.6, но объект явно был ярче. В центре изображения звезды - черная точка, на профиле выглядит как жерло вулкана. Величина 13.3 намерена со снимка в фильтре r. У Pan-STARRS вспышка видна как минимум на восьми снимках во всех фильтрах. ASAS-SN тогда уже работал и к этому моменту открыл около ста объектов. На счету трех российских МАСТЕРов тогда было уже 420 транзиентов! Как они пропустили объект, который светил примерно три недели, угасая на 0.1-0.15 величины в сутки?!?!?

Во вложении - анимация трех снимков Pan-STARRS в фильтре g за 2, 3 и 5 декабря 2013 года. Также привожу кривую блеска, построенную мной по снимкам Pan-STARRS. Последняя картинка - фрагмент кривой блеска в декабре 2013-го.

Сегодня вечером переменная зарегистрирована в AAVSO VSX как DDE 196. Среди моих катаклизмических переменных всего три звезды ярче в максимуме, но две из них (DDE 77 и 79) в южном полушарии, а в реальности DDE 21 я до сих пор сомневаюсь (она ярче минимума только на двух Паломарских пластинках).

Координаты DDE 196: 04 39 20.41 +50 05 36.6

Это в 25 минутах к югу от рассеянного скопления и туманности NGC 1624. В интернете есть фотографии окрестностей этого объекта, на некоторых моя переменная даже попадает в кадр. Если кто снимал звездные поля, посмотрите свои архивы - вдруг вы случайно поймали вспышку этой звезды? Если кто зарегистрирован на АстроБине - можете проверить снимки NGC 1624 за зиму 2013-2014? Отдельная просьба к Паше Балануца и Вадиму Крушинскому - проверьте, пожалуйста, кривую блеска МАСТЕРа. Важно узнать, были ли повторные поярчания на спаде вспышки 2013 года, которые должны быть у звезд типа UGWZ.

[Денис Денисенко]

Координаты DDE 196: 04 39 20.41 +50 05 36.6

Если кто захочет поставить эту звездочку на патруль в ожидании следующей вспышки, прикладываю карту окрестностей из Паломарских пластинок для ПЗС-наблюдений. Поле зрения 5'x5', север вверху, запад справа. Яркая звезда сверху GSC 3350-0141 имеет величину V=12.43, звезда снизу GSC 3350-0743 - V=12.04.

На второй картинке - кривая блеска звезды по данным ASAS-SN за последние 2500 суток. Видно, что за прошедшие 7 лет вспышек больше зарегистрировано не было. Скорее всего это действительно переменная типа UGWZ! Если так, это будет первая такая звезда среди моих DDE.

[Foma]

А как Вы нашли эту точку? Запрос на сайте DASCH вокруг координат 06 11 28.00 +40 41 08.7 в радиусе 5 угловых секунд по умолчанию не выдает ни одного положительного наблюдения, только 4989 верхних пределов..

Я обычно выставляю радиус  в 10 arcsec, мало ли куда звезда уехала за 100 лет, да и погрешность астрометрии может быть большой. Тогда появится искомая точка с id DASCH_J061127.2+404106, Date 1920.948802 Mag 10.29,

Более того: по одной точке очень опасно делать какие-то выводы. Это может быть и дефект фотопластинки, и астероид. Вы на MPChecker-е проверяли, не было ли там малых планет?

DASCH не считает это измерение дефектом, пишет AFLAGS: 0(d) Star. В MPChecker я проверял, на 1920 12 13.26 UT в радиусе 20 минут дуги был только астероид с V=17.1, так что тоже отпадает.
По поводу всего остального можно согласиться, одна точка это ни о чем. Но с другой стороны, она все-таки оказалась в нужном месте и в хорошей компании. Если окажется, что на выборке вспыхивающих звезд такие шальные точки встречаются чаще, чем на выборке обычных звезд, то скорее всего это именно вспышки. Наверно можно так поставить эту проблему. Возможно ее уже кто-то и ставил или даже решил.

[Foma]

Ну и в продолжение темы, что видит DASCH.
Провел простой опыт: взял из VSX список UGWZ и проверил, какие из них присутствуют в DASCH. Отбирались только наиболее достоверные измерения (кнопка "Show Unflagged"), к которым у системы не было претензий ни по картинке, ни по пластине в целом.
Из 157 известных UGWZ по 76 никакой фотометрии нет (не снималось/не отсканировано), из оставшихся 81 видны 11 звезд, для которых приводятся 17 измерений:

В основном это одиночные вспышки, в паре случаев удалось отснять плато в течении 2-3 дней. Магнитуда вспышек в основном укладывается в диапазон AAVSO, положения обычно смещены от каталожных координат, в среднем в пределах 3 секунд дуги. Все 17 измерений были проверены MPChecker'ом, ни в одном случае подходящих по яркости астероидов не обнаружилось. Таким образом, DASCH сумел увидеть 11/81=13.5% от общей выборки UGWZ.

Далее я прикинул вероятность ложного обнаружения. Взял из VSX 208 алголей EA тусклее Mag=17 и с периодами ~10-13 дней. Это слишком слабые звезды, чтобы DASCH увидел их, и от них тяжело ожидать каких-либо вспышек. Из этих 208 звезд по 93 никакой фотометрии нет (не снималось/не отсканировано), а для оставшихся 115 нет ни одного достоверного измерения c mag<16-17. То есть действительно никаких вспышек не видно, а значит вероятность ложного обнаружения <0.9%.

Итого: DASCH конечно видит далеко не все, но если внутренние проверки пройдены, то вероятность ложного сигнала невелика и измерения стоит принять во внимание - если не сами по себе, то в сочетании с другими данными.