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Aktuelle astronomische Beobachtungen und Aufnahmen

Die neuesten Aufnahmen sind oben.


Veränderlicher AE UMa - mehrere Beobachtungen

Erstmalig widmete ich Beobachtungszeit den veränderlichen Sternen, in dem Fall beobachtete ich AE UMa. Das ist ein Delta-Scuti-Stern, genauer ein HADS (high amplitude Delta Scuti). Dabei handelt es sich um kurzperiodische Pulsationsveränderliche, die nach dem Prototypen und Namensgeber Delta Scuti, einem Riesenstern im Sternbild Schild, benannt sind. Deren Pulsation wird durch den Kappa-Mechanismus angetrieben. AE UMa zeigt multiperiodische Helligkeitsänderungen, die auf Überlagerung mehrerer Frequenzen hindeuten. Konkret sind zwei Haupt-Frequenzen bekannt: 11,62560 d-1 und 15,03124 d-1 (mit ca. 20% der Amplitude der Ersten) sowie Oberschwingungen (Vielfache und Kombinationen dieser Frequenzen mit Amplituden kleiner 34%), siehe [1]. D.h., dass die resultierende Lichtkurve Schwankungen sowohl in der Amplidude als auch in der zeitlichen Lage der Helligkeitsmaxima gegenüber der Grundschwingung zeigt. Genau das kann ich durch eigene Beobachtungen bestätigen.

AE UMa und Vergleichsstern
23.02.2019 20:44 - 21:44 Uhr MEZ, Omegon Photoscope 72/432 mm auf Taurus GM-60, Moravian G2-8300FW, 2x2 Binning, G-Filter, 100x30s belichtet

Inzwischen liegen Lichtkurven aus mehreren Nächten vor. Als Beispiel wird hier das Ergebnis der Helligkeitsmessung mit Hilfe der Aperture Photometry in IRIS gezeigt. Die Lichtkurve ist die Differenz aus Vergleichsstern und veränderlichem Stern. Die Aufnahme der Messwerte erfolgte bei exzellenten Bedingungen.

Lichtkurve von AE UMa und Vergleichsstern
24.02.2019 19:52 - 23:21 Uhr MEZ, Omegon Photoscope 72/432 mm auf Taurus GM-60, Moravian G2-8300FW, 2x2 Binning, G-Filter, 190x60s (= 3 h 29 min) belichtet; Blaue Messpunkte: Helligkeit des Vergleichssterns UCAC4 671-054267, Rote Messpunkte: Differenz der Helligkeiten aus AE UMa und Vergleichsstern; die Lichtkurve umfasst ca. 1,7 Perioden der Grundschwingung.

Da Delta-Scuti-Sterne (Zwerg-Cepheiden) einer Perioden-Leuchtkraft-Beziehung unterliegen, lassen sich absolute Helligkeit und Entfernung berechnen. Hier sind meine Ergebnisse:
Periode: P = 2.06466 h = 0,0860275 d (Mittelwert aus Differenzen mit mehr als 100 Perioden)
Perioden-Leuchtkraftbeziehung für Delta-Scuti-Sterne:
MV = -3,725 * log(P) -1,969   (hier ist die Periodendauer in Tagen einzusetzen)
MV = 2,00 mag
Scheinbare Helligkeit: mV = 11,40 mag (Mittelwert aus allen Messwerten einer Periode aus Session B)
Entfernungsmodul:
m - M = -5 + 5 * log(r)
r = 100,2 * (m - M + 5)
r = 759 pc
Aus der Gaia-Parallaxe von 1,278806 ±0,07031 mas ergibt sich eine Distanz von 782 ±42 pc. Mein berechneter Wert zur Entfernung von AE UMa liegt deutlich innerhalb des Gaia-Fehlerbalkens. Das ist ein sehr schönes Ergebnis.

[1] Niu et al, MNRAS 2017, https://arxiv.org/pdf/1304.3772.pdf



Sternbedeckung durch (469) Argentina am 17.02.2019 - Negativ

Datum: 17.02.2019
Wetter: sehr klarer Himmel, windstill, sehr trockene Luft, gutes Seeing, aber heller Mond, Temp. ca. 1°C
Planung mit Occult Watcher 4.6.0.1 (Hristo Pavlov, Australia)
Stern: UCAC4 600-042792, Asteroid: (469) Argentina
Vorausberechneter Zeitpunkt: 21:55:42 UT, Meine Position war innerhalb des Schattenpfades, 6 km von der Zentrallinie entfernt
Beobachtung mit Meade 14" ACF mit Reducer 0,67x, Brennweite: 2330 mm
Aufnahme mit DMK 21AU618.AS mit IR-Sperrfilter: 0,8 fps, 1,0 s Belichtungszeit, 96 Bilder

Start: 21:54:41 UT
Ende : 21:56:42 UT

469 Argentina in OccultWatcher - screenshot
Angaben zur Bedeckung in OccultWatcher

Auswertung mit Aperture Photometry in IRIS:
Lichtkurve, Gnuplot-Diagramm
Der Plot zeigt die kombinierte Helligkeit des Objekts (Asteroid+Stern) in der blauen Kurve und die Helligkeit des Referenzsterns in der roten Kurve. Die beiden senkrechten Linien kennzeichnen das Zeitfenster, in dem die Bedeckung hätte stattfinden müssen, die hellgrauen Linien gehören zum Fehlerbereich (+-7 s). Ein Report wurde verschickt.
Siehe auch: Sternbedeckung (469) Argentina auf euraster.net


Aufnahme vor der Sternbedeckung
Kleinplanet und zu bedeckender Stern ca. 28 min vor der vorausgesagten Bedeckung; 34x2s belichtet




Supernova 2019uo in UGC 7020 in UMa

Supernova 2019uo in UGC 7020 in UMa
01.02.2019 10:34 - 10:52 Uhr UT, Remote-Aufnahme über iTelescope.net: T5 (Takahashi Epsilon 250, 250/850, f/3,4 auf Paramount PME) in New Mexico, USA mit SBIG ST-10XME CCD camera, 5x180s belichtet;
Das ist eine seltene SN vom Typ Ibn, solche SN sind noch nicht so gut erforscht. Im Spektrum werden hauptsächlich schmale Heliumlinien teilweise mit P-Cygni-Profil beobachtet. Die favorisierte Erklärung ist, dass es sich um Kernkollaps-Supernovae von sehr massereichen Wolf-Rayet-Sternen handelt, die vorher viel Helium in Form eines starken Sternwinds abgeblasen haben. Die zweite Möglichkeit ist ein enges Doppelsternsystem mit massereichen Komponenten, die ebenfalls ihre Sternhüllen abgestoßen haben [1].
Die Helligkeit der SN wurde mit Astrometrica gemessen: V=17,4 mag; siehe auch Supernova 2019uo.

[1] Hosseinzadeh et al., The Astrophysical Journal, Vol 836, No 2, 2017




Supernova 2019np in NGC 3254 in LMi

Supernova 2019np in NGC 3254 in LMi
25.01.2019 09:15 - 09:26 Uhr UT, Remote-Aufnahme über iTelescope.net: T21 (Planewave 17" CDK, 431/1940, f/4,5 auf Planewave Ascension 200HR) in New Mexico, USA mit FLI-PL6303E CCD camera, 5x120s belichtet; Das ist eine SN vom Typ Ia nahe des Helligkeitsmaximums. Die Helligkeit der SN wurde mit Astrometrica gemessen: V=13,4 mag; siehe auch Supernova 2019np.



Komet 46P/Wirtanen in Tau

Komet 46P/Wirtanen in Tau
15.12.2018 22:40 - 23:01 Uhr MEZ, Omegon Photoscope 72/432 auf Taurus GM-60, Moravian G2-8300FW, 2x2 Binning, L-Kanal, 10x120s belichtet; Für das Bild mit den Sternstrichspuren wurden alle 10 Einzelbilder auf den Kometen zentriert und gestackt;



Supernova 2018ivc in M 77 in Cet

Supernova 2018ivc in M 77 in Cet
02.12.2018 05:30 - 06:05 Uhr UT, Remote-Aufnahme über iTelescope.net: T3 (Takahashi TOA-150, 150/1095, f/7,3 auf Paramount GTS) in New Mexico, USA mit SBIG ST4000XCM Farbkamera, 8x120s belichtet; Das ist eine SN vom Typ II (Kernkollaps). Die Helligkeit konnte wegen der Nähe zum Kern nicht bestimmt werden.







[ Stand: 17.03.2019 | Brief Icon Gregor Krannich | Gregors Astronomieseite ]