Ще взимку я обрав SS Лебедя як майбутню ціль для спостережень, оскільки вона досить яскрава (в мінімумі близко 12-ї зоряної величини) та має цікаву поведінку: час від часу, без визначеного періоду, вона різко збільшує яскравість у кілька десятків разів, після чого поступово зменшує її до “спокійного” рівня (~12m), на якому залишається тривалий час (кілька тижнів), демонструючи лише невеликі коливання яскравості.
Загальноприйнятою моделлю зірок такого типу (тип змінності UGSS: змінні типу U Geminorum підтипу SS Cyg) є тісна подвійна система, яка складається з зірки головної послідовності (в нашому випадку -- червоного карлика) та білого карлика. Зірки розташовані настільки близько одна від одної (період обертання системи SS Cyg близько 6 з половиною годин), що білий карлик витягує своєю гравітацією речовину з поверхні червоного компаньона. Ця “позичена” речовина утворює акреційний диск навколо білого карлика. Зміни яскравості (за сучасними моделями) пов’язані з порушенням стабільності саме акреційного диску, який різко збільшує свою яскравість. Цікаво, що така модель була запропонована для карликових нових ще в 1974 році (згідно Вікіпедії), однак Цесевич (відомий дослідник змінних) в своїх книгах “Переменные звезды и их наблюдение” 1980-го року та “Что и как наблюдать на небе” 1984 року, спираючись на деякі спекуляції щодо кривих блиску U Gem стверджує, що зміни яскравості демонструє “нормальний” компаньон, а не білий карлик, хоч і описує цю систему як тісну подвійну з диском навколо білого карлика.
На анімаціі http://vimeo.com/66448174 можна побачити, як виглядає система за сучасними уявленнями.
Перейдемо до спостережень. Почав я їх в кінці травня, коли Лебідь почав підніматися достатньо високо у прийнятний для мене час.
Реєстрація зображень проводилася за допомогою немодифікованого Canon EOS 600D з рефлектором SkyWatcher 15075 на монтуванні EQ5 з трекінгом (без гідування).
Обробка виконувалась за допомогою IRIS (калібрування, взаємне вирівнювання кадрів за необхідністю); моїм пакетом FITS Utilities (конвертація RAW, виготовлення майстер кадрів (офсет, дарк, флет) та карти дефектних пікселів для IRIS, перетворення CFA->RGB, стекінг за необхідністю, розділення кольорових каналів); AstroImageJ (апертурна фотометрія — вимірювання світлових потоків за кольоровими каналами); кінцева обробка в спеціальній таблиці Excel, за допомогою якої я реалізував алгоритм синтетичного V-фільтру (VSF) за методикою Roger Pieri (https://www.aavso.org/ejaavso402834). Дані завантажені у базу AAVSO (див. сайт https://www.aavso.org/ ), де їх можна знайти за кодом спостерігача PMAK.
Протягом літа SS Cyg демонструвала два спалахи. Перший я пропустив (частково через погану погоду), однак другий вдалося зареєструвати. Результати моїх спостережень (для другого спалаху) показані на графіку (зелені заповнені точки; блакитні незаповнені точки -- виміри для незмінної контрольної зірки).
Видно, що підйом яскравості раптовий і дуже різкий (практично лише одна доба). Потім ми бачимо повільне зменшення яскравості, яке потім прискорюється.
Спочатку я отримував точки наступним чином. Зазвичай неперервна сесія складалась з 25 кадрів, кожний з витримкою 30с, інтервал між кадрами приблизно 4с. Потім (після калібрування, перетворення в RGB та взаємного вирівнювання) з груп по 5 кадрів створювались стеки (простим сумуванням, це дещо краще у випадку фотометрії, ніж медіанний стекінг), отримані 5 сумарних кадрів проходили фотометрію (окремо по кожному кольоровому каналу) по ансамблю зірок порівняння. Потім методом VSF отримувались величини Johnson V (5 точок). Наприкінці проводилось усереднення або всіх п‘яти значень, або трьох послідовних з найменшим розкидом. Невизначеність (похибка) результату була зумовлена, головним чином, не розкидом індивідуальних значень, а різницею між величинами, отриманими від різних зірок порівняння (неідеальність трансформації VSF). Можлива систематична похибка VSF тут не визначена. Поки я не дійшов до спаду яскравості, такий підхід, здається, себе виправдовував. [Доповнено: на піку яскравості витримка була 10с, підсерїї (групи) по 10 кадрів]
Однак, на спадаючий гілці кривій почав зростати розкид між індивідуальними вимірами. Крім того, з‘явились виміри одного зі спостерігачів, який записував досить довгі серії протягом ночі. На цих серіях були помітні хаотичні коливання яскравості з амплітудами, більшими за одну десяту зоряної величини. Тому я теж вирішив змінити спосіб обробки: не робити стекінг, а кожну підсерію з п‘яти кадрів обробляти окремо (обчислюючи середнє значення та стандартне відхилення для кожної підсерії). Крім того, зняв дещо довшу серію (результати якої наведені на наступному графіку).
Видно, що змінна зірка демонструє хаотичні коливання блиску (більші, ніж на дві десятих зоряної величини) з характерним часом у хвилини-десятки хвилин і ці коливання помітно більші за випадкову похибку та розкид значень, отриманих для контрольної зірки. Швидкий пошук в Інтернеті показав, що такі коливання (rapid flickering) характерні для катаклізмічних подвійних (вважається, що вони обумовлені мерехтінням акреційного диску), причому у випадку SS Cyg вони можуть виникати не при всіх спалахах (приклад таких спостережень саме для SS Cyg можна знайти тут http://sait.oat.ts.astro.it/MSAIt830212/PDF/2012MmSAI..83..693V.pdf ).
Наразі у спостереженнях вимушена перерва, бо вже кілька днів небо затягнуто хмарами, хоч криву таки вдалося протягнути до фактичного кінця циклу спалаху.
За матеріалами цих спостережень також зроблена ілюстрація-анімація для вже створеної (не мною) статті у Вікіпедії про SS Лебедя. Це трохи перероблений варіант анімації, що я її вже тут публікував. У максимумі яскравості SS Cyg, з блакитним відтінком, створює красиву пару разом з розташованою неподалік помаранчевою зіркою (різниця кольорів добре помітна у режимі Live View на дисплеї фотокамери)
Загальноприйнятою моделлю зірок такого типу (тип змінності UGSS: змінні типу U Geminorum підтипу SS Cyg) є тісна подвійна система, яка складається з зірки головної послідовності (в нашому випадку -- червоного карлика) та білого карлика. Зірки розташовані настільки близько одна від одної (період обертання системи SS Cyg близько 6 з половиною годин), що білий карлик витягує своєю гравітацією речовину з поверхні червоного компаньона. Ця “позичена” речовина утворює акреційний диск навколо білого карлика. Зміни яскравості (за сучасними моделями) пов’язані з порушенням стабільності саме акреційного диску, який різко збільшує свою яскравість. Цікаво, що така модель була запропонована для карликових нових ще в 1974 році (згідно Вікіпедії), однак Цесевич (відомий дослідник змінних) в своїх книгах “Переменные звезды и их наблюдение” 1980-го року та “Что и как наблюдать на небе” 1984 року, спираючись на деякі спекуляції щодо кривих блиску U Gem стверджує, що зміни яскравості демонструє “нормальний” компаньон, а не білий карлик, хоч і описує цю систему як тісну подвійну з диском навколо білого карлика.
На анімаціі http://vimeo.com/66448174 можна побачити, як виглядає система за сучасними уявленнями.
Перейдемо до спостережень. Почав я їх в кінці травня, коли Лебідь почав підніматися достатньо високо у прийнятний для мене час.
Реєстрація зображень проводилася за допомогою немодифікованого Canon EOS 600D з рефлектором SkyWatcher 15075 на монтуванні EQ5 з трекінгом (без гідування).
Обробка виконувалась за допомогою IRIS (калібрування, взаємне вирівнювання кадрів за необхідністю); моїм пакетом FITS Utilities (конвертація RAW, виготовлення майстер кадрів (офсет, дарк, флет) та карти дефектних пікселів для IRIS, перетворення CFA->RGB, стекінг за необхідністю, розділення кольорових каналів); AstroImageJ (апертурна фотометрія — вимірювання світлових потоків за кольоровими каналами); кінцева обробка в спеціальній таблиці Excel, за допомогою якої я реалізував алгоритм синтетичного V-фільтру (VSF) за методикою Roger Pieri (https://www.aavso.org/ejaavso402834). Дані завантажені у базу AAVSO (див. сайт https://www.aavso.org/ ), де їх можна знайти за кодом спостерігача PMAK.
Протягом літа SS Cyg демонструвала два спалахи. Перший я пропустив (частково через погану погоду), однак другий вдалося зареєструвати. Результати моїх спостережень (для другого спалаху) показані на графіку (зелені заповнені точки; блакитні незаповнені точки -- виміри для незмінної контрольної зірки).
Видно, що підйом яскравості раптовий і дуже різкий (практично лише одна доба). Потім ми бачимо повільне зменшення яскравості, яке потім прискорюється.
Спочатку я отримував точки наступним чином. Зазвичай неперервна сесія складалась з 25 кадрів, кожний з витримкою 30с, інтервал між кадрами приблизно 4с. Потім (після калібрування, перетворення в RGB та взаємного вирівнювання) з груп по 5 кадрів створювались стеки (простим сумуванням, це дещо краще у випадку фотометрії, ніж медіанний стекінг), отримані 5 сумарних кадрів проходили фотометрію (окремо по кожному кольоровому каналу) по ансамблю зірок порівняння. Потім методом VSF отримувались величини Johnson V (5 точок). Наприкінці проводилось усереднення або всіх п‘яти значень, або трьох послідовних з найменшим розкидом. Невизначеність (похибка) результату була зумовлена, головним чином, не розкидом індивідуальних значень, а різницею між величинами, отриманими від різних зірок порівняння (неідеальність трансформації VSF). Можлива систематична похибка VSF тут не визначена. Поки я не дійшов до спаду яскравості, такий підхід, здається, себе виправдовував. [Доповнено: на піку яскравості витримка була 10с, підсерїї (групи) по 10 кадрів]
Однак, на спадаючий гілці кривій почав зростати розкид між індивідуальними вимірами. Крім того, з‘явились виміри одного зі спостерігачів, який записував досить довгі серії протягом ночі. На цих серіях були помітні хаотичні коливання яскравості з амплітудами, більшими за одну десяту зоряної величини. Тому я теж вирішив змінити спосіб обробки: не робити стекінг, а кожну підсерію з п‘яти кадрів обробляти окремо (обчислюючи середнє значення та стандартне відхилення для кожної підсерії). Крім того, зняв дещо довшу серію (результати якої наведені на наступному графіку).
Видно, що змінна зірка демонструє хаотичні коливання блиску (більші, ніж на дві десятих зоряної величини) з характерним часом у хвилини-десятки хвилин і ці коливання помітно більші за випадкову похибку та розкид значень, отриманих для контрольної зірки. Швидкий пошук в Інтернеті показав, що такі коливання (rapid flickering) характерні для катаклізмічних подвійних (вважається, що вони обумовлені мерехтінням акреційного диску), причому у випадку SS Cyg вони можуть виникати не при всіх спалахах (приклад таких спостережень саме для SS Cyg можна знайти тут http://sait.oat.ts.astro.it/MSAIt830212/PDF/2012MmSAI..83..693V.pdf ).
Наразі у спостереженнях вимушена перерва, бо вже кілька днів небо затягнуто хмарами, хоч криву таки вдалося протягнути до фактичного кінця циклу спалаху.
За матеріалами цих спостережень також зроблена ілюстрація-анімація для вже створеної (не мною) статті у Вікіпедії про SS Лебедя. Це трохи перероблений варіант анімації, що я її вже тут публікував. У максимумі яскравості SS Cyg, з блакитним відтінком, створює красиву пару разом з розташованою неподалік помаранчевою зіркою (різниця кольорів добре помітна у режимі Live View на дисплеї фотокамери)
