NQ Herculis: from CST to EA

Останній в цьому році внесок в Міжнародний Індекс Змінних Зір (VSX): "реабілітація" зорі NQ Herculis. Досить давно зоря була внесена в Загальний Каталог Змінних Зір (GCVS) з посиланням на W.Strohmeier, H.Ott, Bamb Ver 5, N12, 1961. Однак, щось пішло не так і її позначили як незмінну зорю, тобто варіаціі блиску визнали помилкою спостережень (ефемеріда зі згаданої публікації геть неправильна). Цікаво, що зоря досить активно спостерігається (візуально) аматорами, які подають дані про неї у Міжнародну Базу Даних Американської Асоциації Спостерігачів Змінних Зір (AAVSO), останні спостеження -- грудень 2020 року, і загалом спостережень 1048. Однак, з цих спостережень змінності не видно.

Переглядаючи минулими вихідними криві блиску з архіву TESS QLP (https://archive.stsci.edu/hlsp/qlp), я помітив криву з чітким мінімумом, який не міг бути нічим іншим, як затемненням у подвійній системі (червень 2020 року).

І ця крива якраз відповідала зорі NQ Her! Я почав переглядати дані інших оглядів і помітив ознаки подібного затемнення у даних ASAS (All Sky Automated Survey), мінімум спостерігався в червні 2006 року, тобто 14 років тому!

Тож сумнівів в тому, що зоря є затемнюваною подвійною типу Алголя, вже не було. Але з цих двох мінімумів визначити період неможливо. Ясно лише, що він менший за 14 років (якщо в обох випадках ми спостерігаємо первинний мінімум). Довелось підключати ще дані ASAS-SN Sky Patrol (який патрулює небо в пошуках екстрагалактичних наднових і інших транзієнтів та збирає дані про яскравість зірок), оглядів Hipparcos і навіть візуальні спостереження з бази AAVSO, які, на перший погляд, нічого цікавого не показували.

Зібравши все це до купи, мені вдалося виявити період у 111 діб. Крім того, на фазовій діаграмі проявився вторинний мінімум (фаза 0.242), тобто система виявилася ще й сильно ексцентричною!

 

У порівнянні з періодом, затемнення дуже коротке (0.8 доби), тому помітити його випадково складно.

Якісних даних мало (дані ASAS-SN та візуальні дані мають великий розкид), період потребує підтвердження. Якщо він визначений правильно, наступні первинні затемнення будуть в січні 2021 (з Києва не видно, зоря під обрієм) та в травні 2021 (його вже можна спостерігати з наших широт). Зоря заслуговує на спостереження та уточнення параметрів!

P.S. Special thanks to Sebastian Otero, one of those who keeps VSX on his shoulders (he is number ONE!), for his advice, consultations, and PATIENCE.

PMAK V27 Revisited

More than a year ago I registered PMAK V27 (https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=844387), a variable that I found in my DSLR frames of the T UMi field.

At that time it was classified as NL: (Nova-like, uncertain) based on that it showed long-scale variability and a 'noise' pattern [ASAS-SN data].

Now, as far as new data become available (more ASAS-SN observations, ZTF points, and even a handful of observations posted to the AAVSO database by SFRA observer), and (that is even more important) I gained experience, I decided to work with it some more.

Here is the combined light curve:

DC DFT analysis (VStar) showed a clearly-visible peak corresponding to a period near 2.4 days. After removing the slow trend the peak became even more prominent.

Then I built a phase plot:

Now it looks like a phase plot of a rotating star with spots!

So, the star was reclassified as BY (thanks to Sebastian Otero for the final decision).

Partial Solar Eclipse 21 Jun 2020 from Kyiv

Partial solar eclipse from Kyiv (Osokorky)

Begin (first contact): 8:29 UT+3

End (last contact): 9:14 UT+3

Canon EOS 600D + EF-S 55-2500f/4-5.6 timelapse

Maximum phase: 8:51 UT+3

Photometry of AE UMa

AE Uma is a short-period pulsator (SXPHE variable) with a period of 0.086017069 days (https://aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=37163)
Two years ago I observed it with DSLR camera (Canon EOS 600D) attached to a Sky Watcher 150/750 Newtonian. Now I made observations using cheap uncooled CMOS camera ZWO ASI120MM-S. This camera positioned as a planetary and guiding camera. It has a small 1/3" chip, which is its main drawback. Yet a field of view of the setup (~16'x22') turned to be sufficient for many interesting variables, such as T UMi, RX UMa, AE UMa, etc.
Here is a comparison of data for AE UMa obtained using ASI120MM camera + Baader photometric V filter with the data obtained using Canon EOS 600D camera.
In both cases, data were transformed: for ASI120MM+Vfilter one-filter transformation was performed (using the previously defined Tv_b-v coefficient and an average color index of the variable); for Canon EOS 600D two-filter transformation using green and blue channels was done (again, using previously defined Tv_b-v, Tb_b-v, and Tbv coefficients).
Exposure per point was 45s for ASI120MM (for each point 3 frames by 15s were stacked) and 30s for Canon EOS 600D. So integration times are roughly compatible.
It is seen that the ASI120MM camera shows better photometric performance (lesser scatter).
The data reduction process with ASI120MM is simpler and much faster.
So in cases where the wider field of view is not required, ASI120 is probably a better choice. I plan to use it in parallel to DSLR for photometry.

Tv(b-v) transformation coefficient for Baader Johnson V + ZWO ASI120MM-S

Even having a single photometric filter (Johnson V), it is useful to determine Tv(b-v) transformation coefficient. This allows the transformation of measured V magnitudes if B-V color indices for target variable and comparison stars are known (assuming that B-V index for the variable does not change significantly).
One of the recommended AAVSO's star standard star fields is an open cluster Messier 67.
Observations of M67 were carried out on 25 Mar 2020 using ZWO ASI120MM-S uncooled CMOS camera with Baared Johnson V filter attached. Sky Watcher 150/750 Newtonian was used as an imaging telescope.
500 images with an exposure of 12s were collected. They were calibrated, as usual, aligned by stars and stacked to 5 stacks of 100 frames each.
Measurements were done using AstroImageJ software. 29 stars were measured, results were averaged by 5 stacks.
The resulting V-v on B-V dependency is shown in Fig. 1 (where V is a catalog magnitude, v is an instrumental magnitude, B-V is a color index).

Fig.1

Tv(b-v) transformation coefficient, determined for the slope of an approximation line, turned out to be equal 0.0086+-0.0042. It is rather small, so even untransformed observations with this filter should give reasonable values.