Журнал наблюдений переменных звёзд

[diant]

Визуально, ночь с 3 на 4 июня 2016:
T CrB 9.6
U CrB 7.7 (1:20)
T CVn 11.2 (в ночь с 1 на 2-е оценил ее как 10.5)
R Vir ~7
R Ser ~9
=====
S CrB >11.5
Z Boo > 11.5

[diant]

Вчера смотрел в бинокль но хи Лебедя, которая скоро приблизится к максимуму (в сентябре ожидается).
Сейчас посмотрел на график ее роста в AVSOO - удивила одна особенность: на кривой нынешнего подъема отсутствует ступенька, которая раньше всегда была у этой мириды.
К чему бы это?
Еще есть смутное предчувствие, что максимум будет высоким...

[diant]

Вчера смотрел в бинокль но хи Лебедя, которая скоро приблизится к максимуму (в сентябре ожидается).

А когда именно? поточнее можно?

О! Если б мы были богами и знали, когда звездам "пора".
Нет, не скажу. Вчера сам смотрел на нее и оценил ее блеск ближке к 5m (хотя на AAVSO люди дают ближе к 6m).

[diant]

Здорово вы ее поймали! Я про звезды типа UV Ceti читал не далее как 2-3 дня назад и как раз была мысль подсмотреть вспышку осенью на примере самой UV Кита. И тут бах - вижу вашу анимацию...

[diant]

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

Красные карлики считаются все на подозрении (что они все вспышечные). А уж если хоть раз вспышку заметили, подозрение сразу переходит в разряд обвинения. Не помню, в какой-то книжке читал, что вспышечные переменные карлики класса M - самые многочисленные (как класс) переменные в нашей галактике. И их малое наблюдаемое число связано только с их чрезвычайно слабой светимостью - фактически наблюдаются только наши соседи в радиусе несколько десятков парсек.

Вам повезло наблюдать вспышку на расстоянии 400 св. лет, но и блеск у вас мизерный!

Кстати, вот здесь тоже ее фото (предпоследнее):
http://novlba.u-strasbg.fr/simbad-thumbnails/thumbnails174.html

[diant]

Смотрю прямо сейчас на S CrB - мирида в Короне не просто на максимуме, а на максимуме редкой силы. Примерно 5,8m оценивают на AAVSO - так и есть.

[diant]

Прямо сейчас наблюдаю вспышку SS Cyg - блеск около 9,0m.

[diant]

У кого-нибудь есть надежная информация по "вспыхивающей звезде Бонда" (AF Psc)?
Интересует: визуальный блеск, частота и амплитуда вспышек, в какой полосе их лучше наблюдать, как часто бывают события типа вспышки 1976 года.
Типичная продолжительность вспышек, как я понял - порядка 100 сек. У Бонда нарастание яркости было 6-8m за 15 сек.

[diant]

Про УФ понял, спасибо. В одной из статей встречал замечание, что AF Psc еще не вышла на ГП и находится выше (значит, класс не MVe), то есть это младенчество, момент выхода в жизнь. Но очень сомневаюсь в достоверности данного факта. Статья была написана еще до того, как Гайя в 3 раза (!) удалила эту звезду про сравнению с параллаксами Гиппарха и проч. Вообще такие ошибки на близких звездах в 21 веке наводят на грустные мысли. И если до Гайи она была выше ГП, то теперь что - выше-выше???

Статью по Кеплеру (миссия К2) я уже видел - похоже это первое и чуть ли не единственное нечто серьезное в сети, что выбрасывает поиск.

За график ASASSN-V спасибо, его не видел. И судя по всему почти все вспышки мизерные (хотя и частые) и даже средние вспышки бывают очень редко.
Вообще уживительно, что в сети так мало материала (статей) по этой звезде.

[diant]

Вот ещё немножко про УФ вспышки:
GALEX high time-resolution ultraviolet observations of dMe flare events

Судя по тому, как растет отношение потока FarUV/NearUV во время вспышек, аккуратно предположу, что даже сильные вспышки в обычном видимом диапазоне могут выглядеть совсем не сильно. Тем более, что на GALEX'е полоса NUV - это 175-280нм.

Тогда поставлю вопрос пошире: событие, которое наблюдал Ховард Бонд в 1976 году - когда блеск звезды за 15 сек на его глазах поднялся "на 8 звездных величин" (это его слова, наверное приукрасил щуку, правильно "на 6", или он имел в виду УФ?) - такое возможно сегодня наблюдать хоть на какой-то flare star? Пусть не на 8m, и даже не на 6m, пусть всего на 2-3m и даже не за 15 сек, а хотя бы за минуты - есть ли такие красные карлики на небе, которые могут выдать нечто подобное не раз в сто лет, а скажем раз в год?

PS. Где же Денис Денисенко!? Ау-ау - отзовись

[diant]

Решил немного почитать про красные карлики и их вспышечную активность.
Думаю, никто не будет против, если я по ходу немножко позасоряю эту ветку фрагментами прочитанного материала, может кому-то тоже будет полезно и интересно.

Итак, начнем со статьи в Astrophysics and Space Science - "Prospects for Observations of Transient UV Events with the TAUVEX UV Observatory" (Safonova et al, 2008)

Еще одной разновидностью быстрых транзиентов являются вспышки на звездах поздних классов, например, на карликах класса M. Карлики M-класса составляют более 75% звездного населения в окрестностях Солнца (до 1 кпк). Известно, что эти звезды обладают сильными магнитными полями с высокой корональной активностью и сопутствующим этой активности излучением в ультрафиолетовых линиях; и подавляющее большинство коротких транзиентов в области УФ связано с одним единственным физическим типом астрофизических источников - со вспышками на звездах K- и M-класса. Во время этих вспышек светимость звезды возрастает на два-три порядка по сравнению с ее спокойным состоянием, и эти вспышки оказываются в тысячу раз более мощными (по энерговыделению), чем вспышки на Солнце. Пиковая температура вспышки (в активных или возмущенных областях) достигает 10-30 тыс. градусов К (что автоматически подразумевает пик в УФ) при светимостях в 10²⁵-10²⁶ Вт. При такой вспышке, к примеру, на Проксиме Центавра, это могло бы соответствовать потоку на Земле в 10⁵-10⁶ УФ-фотонов/см² в течение нескольких часов. Вспышка M-карлика на расстоянии 100 пк даст на Земле ультрафиолетовый поток в 10-100 УФ-фотонов/см²...

Пик излучения вспышек находится в области l<400нм (Oord et al 1996), и оптическая фотометрия будет лишь цеплять крыло этого распределения на фоне яркой звездной фотосферы. Напротив, наблюдения таких вспышек в УФ (в континууме или линиях) обнаружит гораздо более мощные всплески интенсивности - в 1000 и более раз - которые будут отлично видны на фоне гораздо более слабого в УФ излучения фотосферы звезды.

Ramsay et all - "The view from K2: questioning the traditional view of flaring on early dM stars" (2015):

Доля активных М-карликов (если измерять активность, к примеру, по уровню Аш-альфа излучения) оказывается очень низкой для звезд класса M0V, но достигает 40% для звезд класса M5V, при том что еще более поздние классы оказываются активными уже в 90% случаев. (см. West et al. 2008; Schmidt et al. 2014).

Ramsay et all - "The M4.5V flare star AF Psc as seen in K2 engineering data" (2014)

Переменная AF Psc была найдена как звезда со вспышками большой амплитуды (>6 mag) почти 40 лет назад (Bond, 1976). Она была включена в
большую спектроскопическую выборку близких M-карликов, и был определен ее спектральный тип M4.5V, а расстояние в 11 пк было получено с помощью измерений параллакса (Riaz, Gizis & Harvin 2006). AF Psc имеет блеск около V =14,4m...

А вот тут та самая грубая ошибка с расстоянием. По Гайе теперь 35 пк (ошибка много меньше 1%).
Ниже приводится график записи вспышки на AF Psc, сделанный КА GALEX в ближнем и дальнем УФ.

[diant]

Foma, спасибо! Ситуация с УФ начинает проясняться. Это критически важный момент в наблюдении вспышек М-карликов.

Еще немного чтения.
Chang et al, 2019 - "Photometric Flaring Fraction of M dwarf Stars from the SkyMapper Southern Survey" (изложение своими словами):
Эти ребята использовали данные с австралийского обзорного телескопа SkyMapper (1,3-м кассегрен с огромной вторичкой диам. 69 см, но зато и с большим полем). Они обработали собранные телескопом данные с марта 2014 по сент 2015 в шести полосах:
- две УФ: u (UV), v (violet)
- две видимых: g, r
- две ближний ИК: i, z

"Всего мы обнаружили 445 вспышек (в любой из полос) от 254 звезд (из ~1,4 млн. звезд в выборке). Десять из наших звезд перечислены в AAVSO nternational Variable Star Index. Они классифицированы как эруптивные звезды (INS и UV), звезды с пятнами (ROT) и активные двойные (RS и EA)".

В разделе "Вспышки с большой амплитудой delta m>1 mag" они пишут:

Вспышки с амплитудой более 1 mag легче всего обнаружить с фиолетового конца спектра из-за более высокой контрастности. В u- и v-диапазонах мы видим соответственно 69 и 79 вспышек большой амплитуды, что в совокупности составляет в общей сложности 92 уникальные вспышки. Цифры быстро
снижаются в сторону более красных полос пропускания, с 17 и 2 вспышками в g- и r-диапазонах, соответственно.

Но даже самые яркие вспышки в УФ полосах нашей выборки сопровождаются увеличением потока в наших наиболее красных фильтрах - i и z - всего лишь на 0,1-0,3 mag; в этих полосах мы не видим вообще ни одной вспышки большой амплитуды.

Также в статье говорится, что с удалением от плоскости Галактики число вспыхивающих карликов падает, что наглядно говорит о том, что их вспышечная активность - следствие молодости. Однако авторы честно признаются, что один из их результатов парадоксален и никак не объясним. А именно: в пределах 50 пк от Солнца доля вспыхивающих карликов не растет от класса М0 к классу М5 - вообще! Вокруг Солнца она одинаково велика для всех этих классов.

И замечательный спектр вспышки М-карлика на фоне полос пропусканиях их шести фильтров. Пунктир - карлик в спокойном состоянии; сплошная линия - в момент вспышки с амплитудой 3,4m в u-полосе. Очень наглядно, о каком "контрасте" в УФ говорится...
Судя по этому спектру не стоит беспокоить любителей Венеры. Достаточно наблюдать М-карлики в B-фильтре.

[diant]

в VSX почему-то указаны цифры поскромнее

Я могу предположить, почему они там скромнее. Ведь такие переменные звезды, как HT Vir, изучены вдоль и поперек - это контактная двойная типа W Uma, там таких амплитуд вроде и не бывает. Если бы она действительно вдруг начала моргать на 2m, это бы наверное стало сенсацией в мире переменных.

[diant]

А с кривыми есть сомнения потому, что по ним получается, что в отдельных участках спектра у цветной камеры QE выше, чем у монохромной с тем же сенсором в основе, чего конечно же быть не может.

Сережа, это просто потому, что здесь на кривую QE для ч\б камеры наложили кривую RR для цветной. Очень распространенная ошибка, потому что многие не вдумываются в разницу между QE и RR.