PMAK V31: a rotating variable of BY Draconis type

A new variable of BY Dra type has been discovered! Looking through my DSLR images that were taken last summer and autumn (in the vicinity of MQ Cas) I have detected a star that definitely had bigger scatter then surrounding stars. Further analysis using data from automatic sky surveys has clearly shown the light curve which resembled one for eclipsing binaries, however with a non-stable period. The star has prominent chromospheric activity (it is associated with 2RXP J001017.3+584051 X-ray source). So I have concluded that the star is likely a spotted rotating variable (could be looks like the star in the first figure -- "artistic interpretation"). It has been registered under an alias PMAK V31 in the International Variable Star Index (https://aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=1500075). It is the first star of BY type in my collection of variables.

Red points in the phase plot are my observations (V band), others are data from ASAS-SN and ZTF surveys (g-band).

Observations have been conducted using Canon EOS 600D camera attached to a 150mm f/5 Newtonian, Muniwin software has been used for searching for new variables.

I should mention that my first assumption of the variability type was RS (also spotted, yet giant stars -- I discovered three of them previously, they had very similar light curves). Thanks to Sebastian Otero, who pointed out that the star has a dwarf luminosity, so it is likely BY.

-----

Переглядаючи кадри, відзняті влітку та восени, знайшов в сузір’ї Кассіопеї, на кутовій відстані приблизно 28 кутових хвилин від змінної MQ Cas (яка була основним об’єктом спостережень) нову змінну типу BY Draconis, яку зареєстрував як PMAK V31 у міжнародній базі змінних (https://aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=1500075)
Ще один тип змінних в моїй колекції!
Змінні типу BY Dra -- зорі, дещо схожі на наше Сонце (тьмяніші), вкриті величезними зоряними плямами, які переважно згруповані в одній півкулі (приблизно так, як на малюнку — художня інтерпретація).

Зоря обертається і, коли на нас дивиться плямистий бік, вона виглядає тьмянішою. Крива блиску схожа на криві затемнюваних зір, однак періоди (інтервали між затемненнями) плямистих зір трохи змінюються з часом (справжні затемнювані змінні строго періодичні), також змінюється амплітуда коливань яскравості. Це пов’язано з еволюцією зоряних плям. PMAK V31 дійсно демонструє невеликі варіації періоду (це видно з аналізу даних автоматичних оглядів неба за різний час).

Ця зоря асоціюється з рентгенівським джерелом 2RXP J001017.3+584051, тобто випромінює помітну кількість рентгену. А це ще одне свідчення “хромосферної активності”, наявності сильних магнітних полів, які призводять до появи зоряних плям.
Спостереження, які привели до знахідки, проводились за допомогою камери Canon EOS 600D та телескопу-рефлектору SkyWatcher 150/750. Пошук змінних на зображеннях здійснювався за допомогою програми Muniwin.

До речі, існує метод оцінки віку сонцеподібних зірок за швидкістю їхнього обертання -- гірохронологія. Грубо кажучи, молоді сонцеподібні зорі мають більше плям і швидше обертаються, а старіші обертаються повільніше і плям на них значно менше [https://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/star-spins-show-ages-010820143/] Знання про вік сонцеподібних зір допоможуть створити чітку картину еволюції нашої Галактики.

Measuring characteristics of ZWO ASI120MM-S camera

Using technics from The AAVSO DSLR Observing Manual (https://aavso.org/dslr-observing-manual), I have investigated my ASI120MM-S camera built on a CMOS sensor.
Measurements were performed in 1x1 bin mode. SharpCap was used to capture images, in native 12-bit mode (without 16-bit stretching!). Measurements were done using a central region of images.
A notebook screen covered by several sheets of paper (to reduce light) was used as a constant light source. A room was darkened.

*** UPDATE 2019-11-03 **** Measurements via SharpCap Sensor Analysis tool were made too.

Gain in e^-/ADU

The gain was measured through Average ADU vs ADU Variance dependencies. Here is a plot for Gain29:

A slope of the line gives a gain in e^-/ADU.
A dependency on the gain in e^-/ADU on ZWO gain is shown in the next plot. Note that measured values are in excellent agreement with those reported by the manufacturer (https://astronomy-imaging-camera.com/product/asi120mm-s)

New results obtained via SharpCap Sensor Analysis tool are almost the same.

*** UPDATE 2019-11-03 **** SharpCap Sensor Analysis tool results

Full well

Using measured system gain, it is easy to get the full well:

Full well for ZWO Gain = 0 (3.5 e^-/ADU) was measured as 14.3 ke^-. ZWO reports 13000 in "Product description" or 14.5 ke^- in the corresponding plot. New results obtained via SharpCap Sensor Analysis tool are almost the same.

*** UPDATE 2019-11-03 **** SharpCap Sensor Analysis tool results

Read-out noise (RON)

RON, measured from zero-exposure frames, was found smaller than reported by ZWO and almost equal for different gains: ~2e^-. This is strange. See also new results obtained via SharpCap Sensor Analysis tool.

*** UPDATE 2019-11-03 **** SharpCap Sensor Analysis tool results

These results are in the excellent agreement with those reported by the manufacturer (https://astronomy-imaging-camera.com/product/asi120mm-s)

Dark current

The AAVSO DSLR Observing Manual shows troubles while measuring the dark current of DSLR camera sensors. I have to admit that my results for ASI120MM-S are also quite uncertain. I've tried to estimate dark current from values of mean pixel intensity of dark images (1st way) and through standard deviation of mean pixel intensity. The camera has no cooler/temperature regulator which introduces additional uncertainty. The values of the dark current were estimated as ~1 .. 2 e^-/s/pixel at room temperature. Additional measurements are needed!

Linearity

The sensor was found to be very linear:

Strange behavior at low ADU for another CMOS sensors was mentioned by Mark Blackford for Canon EOS 600D (https://www.aavso.org/comment/47248#comment-47248) and by Christian Buil for cooled ZWO ASI1600MM camera (http://www.astrosurf.com/buil/CMOSvsCCD/index.html). Buil thinks that that behavior is caused by imperfect timing for very short exposures he used. I think it is not an exposure timing problem rather some features of the CMOS sensor itself (autotuning of dark level?). The next two plots were obtained using dimmer light and longer exposures, it is seen than "stranges" arose at the approximately the same ADU level:

*** UPDATE 2019-11-03 **** Table of results obtained via SharpCap Sensor Analysis tool

Using ZWO ASI120MM-S planetary camera as a photometric device

Almost all professional photometric studies of variable stars are performed with CCD cameras. Many experienced amateur astronomers use CCD too, however alternative photometric devices, i.e. digital SLR cameras (DSLR), are quite popular too. Modern DSLR cameras use CMOS sensors. There are also plenty of CMOS-based cameras in the market made specifically for amateur astrophotography.
Uncooled CMOS cameras with small sensors are dedicated to planetary imaging, however, they also can be used for entry-level deep-sky imaging.
In the current study, the possibility of using such low-level uncooled CMOS cameras for differential photometry was investigated.
The author tested ZWO ASI120MM-S planetary camera as a photometric device. The camera has a monochromatic 1/3" CMOS sensor (4.8 x 3.6mm) AR0130CS. The pixel size is 3.75 x 3.75 μm, the sensor has 1280 x 960 pixels.  This camera provides 12 bit ADC.
The camera was attached to SkyWatcher 150 f/5 Newtonian on EQ5 motorized mount.
Sharp Capture software was used to gather images. Exposures = 10s, camera gain = 29 (it corresponds 1 e-/ADU accordingly to camera's specification).
There were two test run, a rapidly changing variable XX Cygni of SXPHE type was selected as a target. No filter was used. Preprocessing of images (calibration with flat, dark and bias frames) was performed using IRIS software (http://www.astrosurf.com/buil/iris-software.html). Photometry was done in AstroImageJ (a measurement of fluxes) with subsequent processing data in Excel.
Resulting standardized CV magnitudes were binned by 5 points. The light curves for the variable and a check star are presented in Fig. 1

AAVSO Chart X24817BFV
Comp Star   000-BJV-171
Comp V Mag  10.606
Check Star  000-BJV-173
Check V Mag 11.757

Observing conditions: almost full Moon in the 1st night, however, the sky was very clear; in the 2nd night the transparency was worse, there were haze and sporadic cirrus. This caused bigger random errors in the second data set.

Phase curve built using period and initial epoch from AAVSO VSX database is shown in Fig. 2.

We can see that the observed position of the maximum is shifted slightly from the predicted position. To prove the result comparison with ASAS-SN data was made, it is shown in Fig. 3 (my data marked as "Unfiltered with V zeropoint").

It is seen that positions of maxima are in excellent agreement. Probably the shift is caused by tiny period change.

We can conclude that even such a simple device gives good reproducibility of results and satisfactory precision. The next step will be testing with Johnson V photometric filter.

PMAK V26: an eclipsing binary with very shallow minima

Симпатичний алгольчик, який я зареєстрував як PMAK V26: https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=838029 

Глибина основного затемнення дуже невелика: 0.09m (тобто падіння яскравости лише на 9%) і затемнення коротке, мабуть по самому краю диска більш яскравого компаньона. Маючи певну фантазію, можна побачити натяк на вторинне затемнення.

Зірка знаходиться у сузір'ї Лебедя неподалік від молодого зоряногого об'єкту V1331 Cyg.

Відстань до неї оцінюється у приблизно 1600 парсек, яскравість системи у десятки разів більша за сонячну.

Це вже третій випадок, коли я знаходжу змінну зірку за умов, які скоріше схожі на везіння: амплітуда змінності дуже невелика і затемнення коротке, на моїх кадрах змінна розташована на краю і деформована аберацією, ночей спостережень було всього чотири.

За рахунок суміщення даних ASAS-SN та SuperWASP, рознесених на десяток років, вдалось визначити період з непоганою точністю.

Доповнено. Додав на графік свої спостереження (червоні квадратики, вже п'ять ночей). У другу ніч точне попадання у мінімум.

Semi-detached binary PMAK V22

Погоди як не було, так і нема. На минулих довгих вихідних покопирсався у своєму невеличкому архіві. На тому ж самому багатостраждальному полі градус на півтора у Лебеді (центр RA= 21:31:40,  Dec=35:29:22) відкопав напіврозділену затмінну подвійну (PMAK V22) https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=687588
На цьому полі це вже чотирнадцята "моя" змінна.
Спочатку я її класифікував як EB (типу бета Ліри), однак модератор VSX (Себастіан Отеро) вказав, що первинний мінімум все ж таки має досить чіткі границі, тож це тип EA (як Алголь). Більш яскрава зірка, однак, еліптична, тому крива блиску непласка в інтервалі між затемненнями.

Bad weather stimulates “archival research”. Using MuniWin, I've found my 22th variable (https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=687588) in a set of images taken last summer and autumn. It turned out to be a semi-detached eclipsing binary of EA type (initially I classified it as EB, however VSX moderator pointed out to the shape of the primary eclipse. Big noise level really confused me).

A brighter component has elliptical form, though. Because of this a region between eclipses is not flat having two broad maxima at phases 0.25 and 0.75 (when the system is seen from the side)