Журнал наблюдений переменных звёзд

[Денис Денисенко]

Коллеги, подскажите пож-та по DO Цефея

Крюгер В — вспыхивающая звезда, во время вспышки она увеличивает свою светимость в два раза, а затем возвращается к нормальному состоянию. Интервал между вспышками составляет около 8 минут.

Это можно наблюдать прямо в прямом эфире в телескоп?

Это плохой перевод с английского в Википедии. В оригинале написано:

It is an irregular flare that typically doubles in brightness and then returns to normal over an 8-minute period

На самом деле это означает, что звезда в течение 8-минутного интервала возвращается к нормальному состоянию. А интервал между вспышками нерегулярный.

Во вложении - кривая блеска вспышки 1939 года.

P.S. Более того, "Крюгер B" - в принципе некорректное обозначение. Правильно Крюгер 60 B. Адальберт Крюгер открыл что-то около 67 двойных звезд (Крюгер 64 и 67 в каталоге WDS есть, а 65 и 66 - почему-то нет)!

[Денис Денисенко]

Я тут копнул поглубже (раньше никогда этой звездой не интересовался), и оказалось, что она вообще какая-то чумовая! Частота вспышек у нее в разные годы отличается раз в 100!!! Некий турок Хасан Дал исследовал ее в 2006-2007 и написал большую статью про активность DO Cep в 2012 году. Всего за 67.6 часов непрерывных наблюдений было зарегистрировано 89 вспышек. Из них в 2006 за 22.76 часа - 1 вспышка, а в 2007 за 44.85 часа - 88! Неслабая такая разница:

2006 - 0.044 в час
2007 - 3.866 в час

Там же приводятся ссылки из литературы по активности в прошлые годы:

1968 - 0.360 в час
1970 - 0.509 в час
1972/1973 - 0.208 в час
1975 - 0.000

Явно у нее есть цикл активности наподобие солнечного, но сколько лет этот цикл длится и когда очередной максимум, я не нашел.

[Денис Денисенко]

То есть я правильно понимаю, за наблюдательную ночь (часов 6), можно проверять компонент В, и если он приобрел в яркости, то в течении 8 минут можно ожидать его изменение в меньшую сторону как раз в прямом эфире?

Цифра 8 - что-то типа средней продолжительности вспышки. Реально у этой звезды бывают два типа вспышек: короткие (время нарастания ~15 сек, время спада ~1 минуты) и длинные (рост 2-5 минут, спад 6-20 минут). Среди 88 вспышек, описанных в статье Хасана Дала, самая мощная с амплитудой 1.9m в ультрафиолете длилась 50 минут! Следующая по амплитуде идет с большим отставанием (0.79m).

Так что поведение звезды непредсказуемо. Нельзя заранее узнать, когда будет новая вспышка и с какой амплитудой. Можно 20 часов ждать вспышки и не дождаться, а можно увидеть 4 вспышки за час.

Красота этой звезды в том, что рядом с ней находится соседка, которая служит отличной звездой сравнения. В минимуме KR 60B имеет блеск V=11.22, а более яркий компонент KR 60A - V=9.85. Во время ярких вспышек 60B может сравняться с 60A, а в очень редких случаях даже стать ярче нее.

Во вложении - кривая блеска DO Cep в течение 86 минут (0.06 суток, или 1.4 часа) 13 сентября 2007 года с двумя вспышками (Flare A - самая яркая из 88, зарегистрированных в 2006-2007).

[Денис Денисенко]

Я писал об этом объекте в октябре 2014 в теме Самое, самая, самый - в Космосе. См. ответ #539 на 27-й странице и обсуждение на 28-й.

[Денис Денисенко]

Вниманию ПЗС-наблюдателей на европейских долготах! Нужна ваша помощь в наблюдениях затменной переменной MT Gem с неизвестным периодом. В ОКПЗ и AAVSO VSX есть информация только о примерном диапазоне блеска в фотографическом диапазоне (14.3-16.5m) и моменты двух затмений, обнаруженных Гофмейстером. Я нашел, что эта звезда затмевается примерно на 3 величины (от 14 до 17m) на снимках с Брэдфордского телескопа в белом свете! На основании анализа моментов минимумов предполагаю период 2.04606 суток. За 45.01 суток компоненты совершают 22 оборота по орбите, и затмения вновь становятся видны на тех же долготах. Если, конечно, не помешает Луна! В этом месяце она как раз не мешает.

Ожидаемые моменты минимумов MT Близнецов в феврале 2016 года:

2016-02-03 15.6 UT (18:35 МСК)
2016-02-05 16.7 UT (19:40 МСК)
2016-02-07 17.8 UT (20:50 МСК)
2016-02-09 18.9 UT (21:55 МСК)
2016-02-11 20.0 UT (23:00 МСК)

Координаты звезды (J2000.0): 06 58 21.4 +18 24 26
Цветная карта окрестностей с полем зрения 10'x10' прилагается.

Задача - прописать кривую блеска в течение 3-4 часов (1.5-2 часа до указанного времени и столько же после), поймать затмение и уточнить момент минимума. В случае успеха опубликуем совместную статью в журнале "Переменные Звезды".

[Денис Денисенко]

Мужики, вот на это не могу не ответить!

Но надеюсь вот, что у Дениса "в рукаве" есть ещё много "козырей" для понаблюдать с интересом.

А живое общение в процессе расследования это можно любую непонятную короткопериодическую без периода и точных экстремумов брать и вперед... детективы А. Кристи и А. Конан Дойля отдыхают. Но конечно, если Денис периодически будет "подливать масла в огонь", то мы все будем конечно ооочень благодарны.

Про детективы - золотые слова! Меня хлебом не корми, дай что-нибудь порасследовать! Вот есть офигенный объект 15-й величины, который явно не то, чем кажется. Он числится в каталоге заподозренных переменных Эн-Эс-Вэ под номером 84-94 (это я его зашифровал, чтобы он поиском по имени не находился). Блеск меняет явно не на 1.4m, как в каталогах, а на 4 величины! Но он в Змее, на минус 15-м склонении, и только-только начинает вылезать на утреннее небо, причем пока в южном полушарии. У нас его можно будет наблюдать в марте-апреле, но даже на широте Киева он не поднимается выше 25 градусов.

Тип переменности, как положено в детективах, неизвестен. Рентгена нет, но есть приличный ультрафиолет. Либо это затменка с горячим и холодным компонентами, либо катаклизмическая переменная типа VY Скульптора (анти-новая). Во втором случае период должен быть 3-4 часа (в 2 раза больше, чем у карликовых новых). На данный момент это самое интересное, что могу предложить.

[Денис Денисенко]

Там есть несколько точек - 45, одна из них аж 18,15m! Но только одна.

Ну я ведь не стал бы настаивать на переменности по одной точке, не будь у меня второй улики! ;-) Во вложении - анимация красных Паломарских пластинок за 1954 и 1988 годы. В каталоге USNO-B первая величина R1=15.54, а второй вообще нет (R2=N/A). Так что там минимум явно глубже Каталиновских 18.15.

Update: величина соседней звезды в 4" к северу от переменной R2=19.06! Переменная в минимуме слабее нее еще на величину с лишним. Так что реальная амплитуда переменности - около 5m!

Я считаю более вероятным вариант с катаклизмиком, чем с алголем. Экспозиция на фотопластине 1988 года была 85 минут. Вряд ли такое глубокое затмение может длиться полтора часа (хотя, как мы теперь знаем, бывают и затмения на 4.5 величины по 2 года). Но здесь период явно не 69 лет! У Каталины точка с 18.15m была в октябре 2010. Плюс GALEX видел от объекта ультрафиолет 17.6m в обоих диапазонах. Так что это скорее всего двойная система с белым карликом, то бишь катаклизмик!

[Денис Денисенко]

Но для катаклизмиков (антиновых) такое вот почти постоянство в максимуме - нормально? Или этот разброс в CRTS 15.1-15.3 - это не просто ошибки фотометрии, а реальные быстрые колебания с такой небольшой амплитудой?

Не помню, давал ли я уже на форуме эту картинку. Да простят меня админы за лишние 60 килобайт! Вот кривая блеска антиновой 1RXS J075330.1+044606 в Малом Псе. Та же Каталина, только точек больше. И максимум почти такой же, как у 84-94. И минимум тоже около 20m. Да и быстрые колебания вблизи максимума есть!

[Денис Денисенко]

Может ли от звезды EW идти рентген?

Может, конечно! От самой W UMa ведь идет по пол-РОСАТовских фотона в секунду.

Чтобы ответить на свой вопрос самому, надо взять рентгеновский поток от W UMa (4.598E-01 cnts/s) и отмасштабировать ее звездную величину (7.75-8.5m) на подозрительный объект. Разница в 2.5 звездных величины соответствует отношению потоков в 10 раз. Т.е. РОСАТ должен легко видеть EW-шки до 12-й величины, а в отдельных областях неба - и слабее.

[Денис Денисенко]

Повторная Новая T Северной Короны (T CrB, интервал переменности от 10.8m до 2.0m) с начала 2016 года поярчала на полвеличины, достигнув максимального блеска с 1950 года (после вспышки в 1946). Еще в феврале этого года вышла статья итальянцев У. Мунари, С. Даллапорты и Дж. Керини arXiv:1602.07470, в которой они назвали поведение звезды в 2015 году супер-активным состоянием. Вот факты из их статьи:

• Средний уровень яркости в фильтре B вырос на 0.72m над вековым трендом
• Орбитальная модуляция в том же фильтре практически исчезла
• В спектре появились сильные эмиссионные линии, причем линия гелия HeII 4686 стала ярче бальмеровской линии водорода H_γ
• Возросла степень ионизации звездного ветра от красного гиганта
• Спектральный класс гиганта изменился с M3III до M2III, а эффективная температура его стороны, обращенной к горячему компоненту, увеличилась на ~80 K.

Такой активности не было со времен предыдущей вспышки T CrB. Авторы пишут, что в прошлый раз такое супер-активное состояние наблюдалось в 1938 году, за 8 лет до вспышки Новой 1946 и примерно через 70 лет после вспышки 1866 года. По словам авторов, все указывает на очередную вспышку T Северной Короны в ближайшие 8-10 лет.

Во вложении - кривая блеска T CrB по данным AAVSO за последние 400 суток (включены только инструментальные измерения в фильтре V). Видно, что звезда поярчала с 10.0m в конце января до 9.5m в середине марта.

[Денис Денисенко]

Красивую вспышку вы поймали! Обидно, что звезда уже известная, потому что поле Плеяд перепахано вдоль и поперек. А вообще так можно и новую переменную открыть! Вот Ивану Сергею в феврале 2011 года повезло поймать гигантскую вспышку ранее неизвестного красного карлика.

Причём на AAVSO написано, что эта переменная наблюдалась всего один раз. Интересно как они тогда определили что она переменная?

AAVSO - это "агрегатор" всей информации о переменных звездах. Они не определяли, что звезда является переменной, а использовали информацию от первооткрывателей. Эту переменную открыли на Бюраканской обсерватории еще в начале 1970-ых и опубликовали в статье В.А. Амбарцумяна и др. "Вспыхивающие звезды в Плеядах. Часть IV" в 1973 году. В одной только четвертой части опубликовано 85 звезд, а всего в этой серии статей пять публикаций.

В 1987 году этой звезде группой Общего Каталога Переменных Звезд было присвоено обозначение V847 Тельца (V847 Tau). Опять же, AAVSO в данном случае не сама дает имя, а использует номенклатуру ОКПЗ. От AAVSO есть звезды сравнения (по ссылке Sequence) и внутренний идентификатор, который можно использовать при отправке наблюдений в их базу.

И нужны ли им наши наблюдения? Или может кто знает как их туда отправить?

Наблюдения нужны практически для любой переменной звезды. Это хоть и не рекордно яркая вспышка V847 Tau, но все равно ваши наблюдения будут полезны для уточнения ее активности.

Отправлять наблюдения в базу AAVSO можно через специально предназначенный для этого раздел их сайта WebObs. Для начала надо завести код наблюдателя в AAVSO. Как это сделать, описано в Главе 7 руководства наблюдателя переменных звезд (перевод на русский Николая Николаевича Самуся).

В MaxIm DL версии 5 и 6 должна быть опция сохранения фотометрии в формате AAVSO. Если у вас 4-й Максим, файл .csv с ПЗС-фотометрией легко создать вручную в Экселе или ОпенОфисе и подредактировать в Блокноте. Файл для данной конкретной переменной будет выглядеть примерно так:

#TYPE=EXTENDED
#OBSCODE=ВашКодAAVSO
#SOFTWARE=MaxIm DL 4.62
#DELIM=,
#DATE=JD
#OBSTYPE=CCD
#NAME,DATE,MAG,MERR,FILT,TRANS,MTYPE,CNAME,CMAG,KNAME,KMAG,AMASS,GROUP,CHART,NOTES
000-BFM-934,2456789.54321,17.777,0.07,CV,NO,STD,128,12.826,142,14.209,na,na,X20647BE,ВашТелескоп

CV в колонке FILT означает, что наблюдения были без фильтра с величинами опорных звезд в фотометрическом диапазоне V. Если наблюдали в фильтре V, R или I, так и напишите.

Берете первую строчку и размножаете ее по количеству наблюдений. Открываете фотометрию в Максиме и копируете из нее дату и величину переменной звезды (выделено фиолетовым) и звезды сравнения (выделено красным). Ошибки наблюдений можно посчитать вручную, взяв SNR из окошка Information Window - Aperture в Максиме и поделив 1/SNR (если SNR=50, MERR=0.02). Сохраняете файл и проверяете, не навставлял ли Эксель лишних запятых. Если навставлял, удаляете их в Блокноте, сохраняете файл и загружаете его на WebObs через опцию Upload a file of observations.

Разумеется, региональные настройки должны быть американскими (разделитель целой и дробной части - десятичная точка, разделитель колонок в файле csv - запятая). Формат CSV потому и называется CSV, что comma separated values - это значения, разделенные запятыми. Хотя в качестве разделителя можно использовать и вертикальную черту, но тогда в соответствующей строке файла надо указать #DELIM=|

Успехов!

[Денис Денисенко]

Теперь интересно пронаблюдать ещё какую-нибудь яркую переменную.

"Яркую" - это для вашей обсерватории где-то от шестнадцати и ярче? ;-) Если да, то вот есть отличный повод. Вспыхнула катаклизмическая переменная DDE 51 в созвездии Ящерицы, про которую известно только, что она карликовая новая! Три месяца я ее караулил на удаленном телескопе ART (бывший Брэдфордский), и все три месяца она сидела в минимуме (слабее 19-й величины). А вот 28 сентября она поярчала сначала до 16.5, а сегодня утром подтянулась до 15.7. Все говорит о том, что это супервспышка, пойманная на ранней стадии, так что у звезды сейчас должна проявиться переменность в виде "сверхгорбов" с периодом около полутора-двух часов.

Я посмотрел карты облачности - на европейской территории России только в Краснодарском крае просвет. Может быть, сегодня дадут небо и получится пронаблюдать.

Координаты звезды: 22 38 22.5 +42 35 57

У DDE 51 есть идентификатор (AUID) 000-BMB-817, так что можно отправлять наблюдения в базу данных AAVSO. Во вложении - ААВСОшная карта (поле 18.5'x18.5', север вверху, восток слева). У звезды сравнения с меткой 155 визуальная величина V=15.461. Второй файл - анимация Паломарских пластинок, на которых я ее и открыл как переменную. Она вспыхивала еще в 1952-м году, но почти 65 лет с тех пор оставалась неизвестной!

[Денис Денисенко]

Олег, спасибо за отклик! Если получится померить хотя бы несколько снимков, отправьте наблюдения в AAVSO.

Для определения периода лучше всего снимать в "белом" свете (он же Luminance), чтобы поднять отношение сигнал/шум до 50-100 на отдельных снимках. Для карликовых новых экспозиции можно делать не более 180 секунд, оптимально 90 или 120.

Фильтры стоит применять для по-настоящему ярких звезд (если без фильтра за 60 секунд SNR порядка 300-500 и более) или когда надо померить показатель цвета. Карликовые новые во вспышке всегда белые. Звезды сравнения для них берем с минимальными (B-V).

[Денис Денисенко]

Я отснял 6 х 300с на RC360f8 в зелёном и 15 х 300с на Мак200f10 в красном.

Спасибо! Скачал фитсы, просмотрел. Как обычно, есть две новости: хорошая и плохая. Хорошая - у звезды явно просматриваются эти самые "сверхгорбы" с амплитудой аж под 0.4 звездной величины! (Обычно они бывают не более 0.25m). На анимации второго и 14-го снимков с Мака даже глазом видно, как звезда меняется. То есть Олег своими наблюдениями подтвердил, что это действительно супервспышка и звезда относится к типу SU UMa. Плохая новость - поскольку наблюдения продолжались примерно 1 час 20 минут, определить период звезды по одним этим данным нельзя. Я говорил, что у звезд этого типа он бывает от 1.5 до 2 часов. Чтобы его померить, нужно прописать хотя бы два цикла (ну или как минимум полтора, чтобы на них было два этих самых горба).

Насчет экспозиции: раз уж довелось снимать в красном фильтре, то и 5 минут годится. 18 точек на периоде (если он полтора часа) - маловато, но терпимо. Именно поэтому лучше снимать в "белом" свете: за 3 минуты сигнал/шум будет больше, чем в красном фильтре за 5 минут, а точек на кривой блеска станет в полтора раза больше (30 за период).

[Денис Денисенко]

Англичанин Айен Миллер и венгр Тамаш Тордаи пронаблюдали DDE 51 в воскресенье и понедельник. Кривая блеска по данным AAVSO во вложении. Таичи Като измерил период сверхгорбов 0.1017 суток (2.44 часа). Звезда попадает в "провал периодов" катаклизмических переменных. Редкий экземпляр оказался! Таких известно всего штук 10 среди нескольких сотен карликовых новых с измеренным периодом.

Если будете еще наблюдать DDE 51, ставьте серию как минимум на 3 часа, а лучше на 4-5. По обрывочным фрагментам кривой блеска период определить невозможно. Для этой звезды можно ставить экспозиции по 5 минут, так как у нее период неожиданно оказался таким длинным.

[Денис Денисенко]

В ночь с 24 на 25 февраля отнаблюдал затмение TU UMi. Эта затменная звезда типа EW имеет пределы колебаний яркости   всего 0.06 зв.величины (8.84-8.90).

Амплитуда затмений у TU UMi такая маленькая потому, что там есть еще один, более яркий компонент. То есть это тройная система! В статье IBVS 5524 Пыха и Ручиньского 2004 года написано, что третья звезда дает 55% от общей светимости системы.

Период звезды меняется!

Скорее всего, период действительно меняется, но главное тут не в этом. Из-за орбитального движения затменной двойной вокруг более тяжелого компонента свет от нее приходит то позже, то раньше. Если радиус орбиты парочки вокруг главного (третьего) компонента около 7-8 а.е. (что-то среднее между Юпитером и Сатурном), то задержка прихода света из дальней точки орбиты будет как раз около часа (по 500 секунд на 1 а.е.). Измерив орбитальный период, по обобщенному третьему закону Кеплера можно определить суммарную массу системы.

Практический момент минимума наступил на 54 минуты раньше расчетного (22:25:14 UT против 23:19 UT - красная точка на графике O-C(Epoch)).

А почему красная точка на 0.08 суток ниже горизонтальной линии? 0.08 суток - это 115 минут (почти два часа), а не 54.

[Денис Денисенко]

в поле  WW Dra имеется затменная типа EW - V0554 Dra c периодом 0.488 d. Я отнаблюдал главное затмение и вторичное. Но пришлось высчитать где какой минимум на основании световых элементов из VSX: https://aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=229341 Период звезды меняется, т.е. главный минимум приходится на фазу примерно 0.376, а вторичный на фазу 0.892. В VSX указанны световые элементы звезды для 2011 года, т.е. получается что за 9 лет период изменения яркости увеличился до 0.504 d , т.е. примерно на полчаса.

Иван, такое изменение периода двойной системы (на 3 процента за 9 лет) физически невозможно. Где-то у тебя ошибка! Либо просчитался с количеством циклов, либо даты неправильно вычел. Проверь, пожалуйста, внимательно! Разница между фазами 0.892 и 0.376 - как раз 0.016, ровно на столько же отличаются периоды 0.488 и 0.504. Случаи, когда период близок к половине суток, очень противные!

Чтобы убедиться, что период V554 Dra с 2011 года не изменился, вот данные ASAS-SN: ASASSN-V J164105.84+603622.2. Кривая прекрасно свернута с периодом 0.488403 d, что в пределах ошибки измерений согласуется с каталожным периодом 0.488412 d для V554 Дракона.

У звезд типа EW (контактных двойных) фаза вторичного минимума не может отличаться от 0.5. То есть между главным и вторичным затмениями - всегда полпериода.

[Денис Денисенко]

Прилагаю карту для NSV 17874 cо звездными величинами звезд сравнения из APASS. Яркость звезды в минимуме неизвестна, хотя в карточке звезды в VSX, админ пишет что "Minimum magnitude form 2003ApJ...582.1011S", но значение минимальной яркости в таблице не указывает.
Но еще интереснее вот что: Aladin показывает не одну, а две звездочки на дистанции  примерно 4" друг от друга - рядом с красной звездой более слабая голубая. А вот каталог  Pan-STARRS "видит" на этом месте две слабые звезды 21 величины  в полосе r.

Иван, "две звездочки" в Аладине - это одна и та же звезда. Если не обратил внимание, NSV 17874 в Симбаде отождествлена с LP 35-347, она же GJ 3497 из каталога Глизе, она же LHS 246 и NLTT 19441 из каталогов Люйтена. То есть это звезда с большим собственным движением (High proper-motion Star по-английски). Она смещается к юго-западу на полторы секунды за год. Красная Паломарская пластинка была снята в 1995 году, а синяя - в 1997. Отсюда и "две звездочки" там, где должна быть одна.

Не забывайте, что на двумерных картинках трехмерного неба всегда отпечатывается еще и четвертое измерение - это время! ;-)

Карточка звезды в VSX: https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=56309
Так может быть вспыхивает не красная звезда, а голубая соседка? Т.е. это не звезда UV, а катаклизмическая переменная?

Нет, это стопроцентно красный карлик на расстоянии 13 парсек. Если бы там была катаклизмическая переменная (взаимодействующая двойная система), от белого карлика шел бы ультрафиолет. А его там нет (смотрите снимки GALEX-а в Симбаде)! Катаклизмиков ближе 45 пк от Солнца (WZ Sge) нет.