Solicitação de observações da supernova SN 2023ixf em M101

Evolução da SN 2023ixf. Cortesia: Martin Bracken.

Descoberta em 19/05, a supernova SN 2023ixf uniu astrônomos amadores e profissionais mais uma vez coletando observações úteis para monitoramento do evento. Afinal, se trata da supernova mais próxima da Terra nos últmos 10 anos.

Descoberta em magnitude 14.9 pelo experiente astrônomo japonês Kiochi Itagaki a supernova está atualmente mais brilhante, em mag 10.7 de acordo com a última observação visual enviada à AAVSO. A última observação filtrada (filtro B) a mostra um pouco menos brilhante, em mag 10.997. As observações podem ser checadas na curva de luz abaixo:

Curva de luz da SN 2023ixf. Cortesia: AAVSO.

Com a finalidade de continuar o monitoramento, observações de todos os tipos são encorajadas e devem ser feitas (no mínimo) uma por noite, à medida que a supernova evolui. Provavelmente, tal evento poderá ser acompanhado por meses. Atualmente a observção é possível utilizando telescópios de 114mm em céu livre de poluição luminosa excessiva.

Infelizmente observadores no sudeste, centro-oeste e sul do Brasil terão mais dificuldade em acompanhar devido à alta declinação da estrela. Mas aqueles que possuem acesso a telescópios robóticos no Hemisfério Norte são fortemente encorajados a solicitar as observações e enviá-las à AAVSO diariamente.

Galáxia M101. Imagem: DSS. Acessada aravés do software Aladin V12.

Uma carta de busca contendo estrelas de comparação pode ser criada utilizando o VSP da AAVSO, mas irei disponibilizar uma abaixo:

Carta de busca da SN 2023ixf. Cortesia: AAVSO.

As observações da supernova podem ser checadas no link:

https://app.aavso.org/webobs/results/?star=000-BPQ-019&num_results=200

As observações devem ser enviadas à AAVSO através do link:

https://www.aavso.org/webobs/individual

Alerta AAVSO para consulta: https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-826

Por: Cledison Marcos da Silva - UBA, VSS, AAVSO, CODE/LIADA.

Nota de Pesar - Avelino Alves

Com tristeza recebemos hoje a notícia do falecimento do observador de estrelas variáveis Avelino Alves.

Conhecido por sua simpatia, inteligência e filosofia de vida, Avelino era um exímio observador. Prático, teórico e disposto a ensinar, tudo que um astrônomo tem obrigação de ser.

As pessoas que o conheceram somente repassam informações positivas referentes à sua pessoa.

O primeiro registro de uma estrela variável por parte de Avelino Alves data de 28 de março de 1986, às 20:00 local, quando estimou as estrelas R Carinae e S Carinae em magnitudes 6.6 e 7.5, respectivamente. De lá até setembro de 2008 foram mais 8.967 observações remetidas à AAVSO – American Association of Variable Stars Observers.

Avelino em aula magna no Planetário/UFSC.

Enviamos à família e amigos nossas mais sinceras condolências, manteremos o espírito de Avelino Alves vivo eternamente em cada observação que fizermos de hoje em diante. 

Mais informações sobre Avelino podem ser consultadas nos links a seguir:

http://www.geocities.ws/varalves/hist.html

https://www.gea.org.br/personalidades/avelino-alves/

http://acervoastronomico.org/acervo/ASTRONOMOS/avelinoalves.html

Novas Variáveis Pulsantes são Descobertas nas Plêiades

Facilmente visto a olho nu, o aglomerado das Plêiades é conhecido desde a antiguidade e também um dos mais estudados atualmente e mesmo esse fator não impede que algo novo possa ser descoberto nele. Nesta postagem apresentamos um estudo que utilizou observações feitas com o TESS e banco de dados do Gaia que sugere a existência de 89 estrelas pulsantes Delta Scuti entre as estrelas que o formam.

Figura 1: Aglomerado das Plêiades registrado pelo WISE. Créditos: NASA/Caltech

Variáveis Delta Scuti

As estrelas delta Scuti encontram-se no que é conhecido como faixa de instabilidade, uma região do diagrama de Hertzsprung-Russell onde as estrelas podem sofrer oscilações auto-excitadas. A faixa de instabilidade é o lar de muitos outros tipos de estrelas pulsantes com as quais você pode estar familiarizado, incluindo as estrelas Cefeidas e RR Lyrae. O mecanismo de condução por trás das oscilações "auto excitadas" é uma região especial do interior estelar onde os átomos de hidrogênio ou hélio transitam de parcialmente para completamente ionizados. Se a estrela for comprimida, a fração de ionização dessas regiões aumenta, elevando a opacidade do material e bloqueando a energia luminosa tentando escapar do interior. O aumento de calor e pressão acumulados nesta camada empurram as camadas externas da estrela para fora. À medida que essas camadas externas caem para dentro novamente sob a força da gravidade, a região de ionização é comprimida novamente, reiniciando o ciclo. A variação de brilho é causada por mudanças de temperatura e raio causadas por esses movimentos. Para estrelas na faixa de instabilidade, esta camada importante fica na profundidade certa na estrela para que as pulsações sejam autossustentáreis. Se fosse mais profundo, as forças motrizes seriam dominadas pela convecção e, se fosse mais raso, a energia seria dissipada na atmosfera. Nas estrelas delta Scuti, a camada de ionização que mais impulsiona as pulsações é a segunda zona de ionização do hélio, onde o hélio ionizado individualmente perde um segundo elétron, mas ambas as camadas de ionização de hidrogênio e ionização de hélio neutro também podem contribuir para a condução da pulsação. O mecanismo de condução das estrelas Cefeidas e RR Lyrae é o mesmo.

Figura 2: Posição das Delta Scuti no diagrama H-R. Créditos: AAVSO.

O estudo

A equipe liderada por Timothy R. Bedding estudou 89 membros dos tipos A e F do aglomerado aberto das Plêiades, incluindo cinco membros escapados. Eles mediram as velocidades rotacionais projetadas (v sin i) para 49 estrelas e confirmaram que a rotação estelar causa uma ampliação da sequência principal no diagrama cor-magnitude. Usando fotometria de séries temporais da Missão TESS da NASA (mais uma estrela observada pelo Kepler/K2), foram detectadas pulsações δ Scuti em 36 estrelas. A fração de estrelas das Plêiades que pulsam no meio da faixa de instabilidade é extraordinariamente alta (mais de 80%) e sua faixa de temperaturas efetivas concorda bem com os modelos teóricos. Por outro lado, as características dos espectros de pulsação são variadas e não se correlacionam com a temperatura estelar, colocando em questão a existência de uma relação vmax útil entre δ Scutis, pelo menos para jovens estrelas da sequência principal. Ao incluir estrelas δ Scuti observadas no campo Kepler, mostraram que a faixa de instabilidade é deslocada para o vermelho com o aumento da distância pelo avermelhamento interestelar. No geral, este trabalho demonstra o poder de combinar observações com Gaia e TESS para estudar estrelas pulsantes em aglomerados abertos.

Figura 3: Espectro das pulasções de 35 estrelas do estudo. Créditos: Bedding et al 2023.

As estrelas selecionadas para o estudo sairam de  uma lista inicial de prováveis membros das Plêiades usando a astrometria Gaia DR2 e o código BANYAN-Σ (Gagné et al. 2018 ). Os parâmetros padrão de membro das Plêiades foram usados e não foram incluidas nenhuma informação de velocidade radial (para evitar polarização contra binários). Selecionaram todas as estrelas com probabilidades de pertinência BANYAN Sigma acima de 90% e cores Gaia 0,0 < G BP − G RP < 0,7, que correspondem a aproximadamente tipos espectrais na faixa A0 V a F8 V. Isso deu uma lista de 83 estrelas. Essa seleção de membros não foi alterada pela atualização para Gaia DR3. A equipe também incluiu seis estrelas apontadas por Heyl et al. (2022) como membros fugitivos do aglomerado, que são as estrelas HD 17962, HD 20655, HD 21062, HD 23323 e HD 34027.

A amostra final das estrelas está nas tabelas abixo:

Tabela 1: Lista da 89 estrelas estudadas nas Plêiades. Créditos: Bedding et al 2023.

Tabela 2: Continuação da tabela 1.

Dez estrelas estudadas são variáveis ​​nomeadas. Entre elas estão seis estrelas δ Scuti anteriormente conhecidas a partir de observações terrestres (V534 Tau, V624 Tau, V647 Tau, V650 Tau, V1187 Tau e V1228 Tau; Breger 1972 ; Koen et al. 1999 ; Li et al. 2002 ), juntamente com duas estrelas γ Doradus (V1210 Tau e V1225 Tau; Martín & Rodríguez 2000 ) e ambos os membros do binário eclipsante V1229 Tau (HD 23642).

Algumas questões a resolver

Figura 4: Imagem superior: Cores e magnitudes de 89 estrelas Plêiades com classes espectrais A e F. Os círculos roxos preenchidos indicam estrelas pulsantes. Imagem inferior: Um histograma mostrando as cores das estrelas pulsantes (azul) e não pulsantes (laranja) na amostra. Créditos: Bedding et al. 2023.

Ao plotar o brilho observado dessas estrelas contra suas cores, Bedding e os coautores determinaram onde as estrelas caíram em relação à faixa de instabilidade. As estrelas pulsantes abrangem uma banda 0,45 de variação de brilho, e 72% das estrelas das Plêiades que caem dentro desta banda mostraram pulsações. Para as estrelas localizadas no centro da faixa de instabilidade, 84% são pulsadores, o que a equipe observa ser uma porcentagem incomumente alta.

Dada a porcentagem notavelmente alta de pulsadores no aglomerado, Bedding e colaboradores observaram que a questão não é tanto por que algumas estrelas pulsam e outras não, mas sim por que estrelas semelhantes têm pulsações tão diferentes. Embora a questão permaneça em aberto, uma coisa é clara: Gaia e TESS são ferramentas poderosas para rastrear estrelas variáveis.

Referências:

“TESS Observations of the Pleiades Cluster: A Nursery for δ Scuti Stars,” Timothy R. Bedding et al 2023 ApJL 946 L10. doi:10.3847/2041-8213/acc17a

https://www.aavso.org/vsots_delsct

Possível Nova no Escorpião

Atualizado às 19:15 (Horário de Brasília) por Cledison Marcos da Silva

Uma recente explosão de Nova foi observada por Andrew Pearce (Nedlands/Austrália) na noite de 20/04. A explosão foi notada por ele em três imagens feitas com câmera digital Canon 800D + lente 85mm f1/2). Nada é visível na posição da descoberta em 18 e 19/04 em imagens feitas com o mesmo conjunto citado anteriormente. A explosão foi confirmada visualmente em 20/04 com magnitude 8.0, já visível com binóculos.

Um vídeo foi enviado por Andrew ao grupo de e-mail do Variables Stars South:

Andrew realizou mais registros utilizando o telescópio remoto do Observatório Perth, West Australia também em 20/04 e os resultados foram magnitudes V = 7.53 e B = 8.22. Por estimativas visuais chegou ao resultado de 7.6.

Após receber o e-mail de Andrew, Cledison Marcos da Silva relatou o ocorrido a outros observadores aqui no Brasil e estes partiram à busca da Nova. As observações até o momento foram as listadas abaixo:

Cledison Marcos: 7.3 visual;

Luiz Reck: 7.0, corrigida para 7.2 visual;

William Souza: 7.2 visual;

Antonio Padilla: 7.0 visual;

José Guilherme: 7.2 visual;

Niercey Justino: 7.0 visual.

Até o presente momento a AAVSO não enviou o alerta de observação e também não conseguimos enviar as observações. Estas serão enviadas logo que possível.

Abaixo uma imagem da possível Nova feita por Antonio Padilla:

E outra imagem cedida por Niercey Justino:

Imagem cedida por Eric Marques:

Abaixo veja a localização da Nova:

As estrelas brilhantes na imagem são Sargas (à esquerda, mais brilhante) e Eta Scorpii (à direita, menos brilhante), a posição da Nova está marcada no centro.

Gráfico de campo largo feito no Stellarium:

Atualizações serão feitas à medida que mais informações forem coletadas.

Atualização:

A AAVSO emitiu um alerta para a estrela:

https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-821

ALERTA!!! Campanha de observação de XX Oph e V5569 Sgr são requisitadas pela AAVSO

Um alerta foi emitido pela Associação Americana de Observadores de Estrelas Variáveis (AAVSO) requisitando observações fotométricas das estrelas XX Oph e V5569 Sgr, mas todo tipo de observação para esses alvos são bem vindos. As duas estrelas são variáveis do tipo EA e são acompanhadas pela comunidade da AAVSO, alimentando o banco de dados dessas estrelas com frequência. O pedido de mais observações foi feito pelo Dr. Steve B. Howell (NASA Ames Research Center) para dar apoio às observações espectroscópicas agendadas com o instrumento Gemini South GHOST para os dias 14 - 16 de abril de 2023, mas as observações podem ser feitas dentro dos dias 14 - 21 de abril de 2023.

Howell escreve: "É provável que eu esteja obtendo os primeiros espectros ópticos de alta resolução já obtidos de dois de meus velhos alvos: AS 325 (agora V5569 Sgr) e XX Oph. Os espectros serão obtidos com um novo instrumento, GHOST [Gemini High-resolution Optical SpecTrograph], no Gemini South."As observações além de servirem de apoio na pesquisa de Howell, também podem contribuir com futuras pesquisas e manter o acompanhamento da atividade dessas duas estrelas. 

XX Oph, fica na constelação de Ofiúco e apresenta uma magnitude que varia de 8,59 - 10,2. Já a V5569 Sgr, que se encontra na constelação de Sagitário tem uma magnitude de 9,8 - 12,1. São variáveis com períodos muito longos, sendo o período de XX Oph de 37 anos e o de V5569 Sgr 515 dias.

Informações sobre os alvos retirados do site https://www.aavso.org/vsx/index.php

As observações, sejam elas visuais, fotométricas ou espectroscópicas, devem ser enviadas prioritariamente para a AAVSO e para auxiliar no banco de dados da Comissão de Estrelas Variáveis da UBA, também podem ser enviadas seguindo os respectivos links:

Para a AAVSO:  https://www.aavso.org/webobs

Para a nossa comissão: Acesse aqui o formulário

As cartas estelares de observação e comparação dos alvos podem ser adquiridas de acordo com o seu método de observação e seu equipamento seguindo o link: https://app.aavso.org/vsp/

Faça parte dessa contribuição científica e envie suas observações!

Céus limpos a tod@s!

por Eurimar Araújo

Telescópios Espaciais em Operação – parte 2

(este artigo foi elaborado por Ari M. Siqueira e postado por Marcos Silva, por questões técnicas momentâneas)

Neste segundo capítulo da série sobre telescópios espaciais, examinaremos os telescópios capazes de registrar as emissões de mais alta energia do Universo, a Radiação Gama e os Raios X, e como os astrônomos amadores podem utilizar os dados de suas observações.

Os Raios Gama são radiações eletromagnéticas com frequências acima de 3×10¹⁹ Hz (30 exa hertz) e energia superior a 100 keV, com comprimentos de onda menores do que 10 picômetros (pm, 10^-12 m). ⁽¹⁾

A faixa de frequência e energia dos Raios Gama não possui um limite superior bem definido. Os Raios Gama que alguns sistemas como o Cherenkov Telescope Array Observatory (CTAO) poderão detectar são cerca de 10 trilhões de vezes mais energéticos do que a luz visível. ⁽²⁾

Nota: Os Raios Gama que o CTAO detectará não chegam até a superfície da Terra pois interagem com a atmosfera, produzindo cascatas de partículas subatômicas e criando um flash azul de “luz Cherenkov”. Através do ar, a luz viaja 0,03% mais devagar do que no vácuo. Assim, através da atmosfera, essas partículas de energia ultra-alta podem viajar mais rápido que a luz. Embora a radiação Cherenkov se espalhe por uma área de cerca de 50.000 m², a cascata dura apenas alguns bilionésimos de segundo. É muito fraca para ser detectada pelo olho humano, mas não para o CTAO.

O Cherenkov Telescope Arrasy no deserto do Atacama, Chile.

Os Raios X têm comprimentos de onda que variam entre 0,01 e 10 nanômetros e correspondem a frequências na faixa entre 3x10¹⁶ Hz (30 petaHertz) e 3x10¹⁹ Hz (30 exaHertz), com energias na faixa entre 100 eV e 100 keV e comprimentos de onda entre 10^-9 m (10 nm) e 10^-12 m (10 pm). ⁽³⁾  Os comprimentos de onda dos Raios X são, portanto, mais curtos do que os dos Raios UV e mais longos do que os dos Raios Gama. Os Raios X não penetram através da atmosfera, só podendo ser observados na alta atmosfera ou no espaço, o que torna indispensável o lançamento ao espaço de detectores específicos.

Talvez você se pergunte: o que os telescópios espaciais de Raios Gama e Raios X têm a ver com os astrônomos amadores os quais, com seus telescópios ópticos, observam as estrelas através das suas emissões de luz entre 400 e 700 nm (frequência entre 7,5 e 4,3 x 1014 Hertz, energia entre 3,1 e 1,8 eV), que podem ser detectadas pelos nossos olhos e pelos sensores CCD e CMOS comuns, entre o ultravioleta próximo e o infravermelho?

Para responder a essa pergunta, vamos recordar as origens dos Raios Gama e Raios X cósmicos.

Vários tipos de objetos astrofísicos emitem Raios X. ⁽⁴⁾  Eles incluem aglomerados de galáxias, buracos negros em núcleos galácticos ativos (AGN), objetos galácticos como remanescentes de supernovas, estrelas e estrelas binárias contendo uma anã branca (estrelas variáveis cataclísmicas e fontes de Raios X super-soft), estrelas de nêutrons ou buracos negros (binários de Raios X).

Os Raios Gama podem originar-se de galáxias ativas, pulsares e remanescentes de supernovas. As fontes mais poderosas dessa faixa espectral de energia eletromagnética são as explosões de Raios Gama (Gamma Ray Bursts, GRBs), eventos imensamente energéticos observados em galáxias distantes. ⁽⁵⁾ Eles são os eventos eletromagnéticos mais energéticos e luminosos que se conhece. As rajadas de Raios Gama provenientes de GRBs podem durar de dez milissegundos a várias horas. Após um flash inicial de Raios Gama, um "resplendor" de vida mais longa geralmente é emitido em comprimentos de onda mais longos (Raios X, luz ultravioleta, luz visível, infravermelho, microondas e rádio). Exatamente nesse momento é que surge uma excelente oportunidade para os observadores equipados com telescópios ópticos de pequeno porte, ao alcance dos amadores.

Em 25 de julho de 2003, Berto Monard, de Pretória, África do Sul, tornou-se o primeiro astrônomo amador a descobrir o brilho residual visual de uma explosão de Raios Gama. ^{(6, 7)} Monard identificou o objeto em seu observatório particular, sete horas após a explosão inicial. Denominado GRB 030725, o evento foi detectado pelo telescópio espacial High Energy Transient Explorer-2 (HETE-2), que imediatamente transmitiu suas coordenadas aproximadas para astrônomos em todo o mundo. A American Association of Variable Star Observers (AAVSO) enviou as coordenadas para seu próprio exército mundial de astrônomos amadores por meio da Rede Internacional de Alta Energia. Monard é um observador ativo de variáveis cataclísmicas e um talentoso astrônomo amador com 10 descobertas de supernovas em seu currículo. Ele recebeu o alerta da AAVSO e foi inspecionar a área de busca de 30 arcmin (minutos de arco), onde a decrescente luminosidade estaria. Equipado com um telescópio Schmidt-Cassegrain de 300 mm de diâmetro e uma câmera CCD, Monard fez várias exposições de 45 segundos e as empilhou digitalmente. Seus esforços revelaram um objeto anômalo muito fraco perto da borda superior da área de busca, na constelação de Virgem, na posição com ascensão reta (R.A.) 20:33:59.47, e declinação (Dec.) −50:40:56.26 (J2000). A habilidade de Monard em superar os profissionais com sua descoberta veio de uma combinação de fatores, entre os quais sua preparação e oportunidade. Sua primeira vantagem foi a localização: GRB 030725 surgiu na constelação do Indo, colocando-o fora do alcance dos instrumentos do Hemisfério Norte. A descoberta também foi feita durante a Assembleia Geral da IAU em Sydney, Austrália, enquanto muitos astrônomos do hemisfério sul estavam longe de seus telescópios. A descoberta de Monard também serviu como uma afirmação da AAVSO High Energy Network. "Este é um exemplo perfeito de uma maravilhosa colaboração profissional", disse à época Janet Mattei, então diretora da AAVSO.

Em 20 de novembro de 2004 o telescópio do Neil Gehrels Swift Observatory (Swift) foi lançado ao espaço. Então, em 30 de março de 2008, a energia luminosa visível emitida um GRB foi detectada por um telescópio amador no Novo México, o Seeing in the Dark Internet Telescope, após a transmissão de um alerta automático que partiu do Swift. O objeto foi designado GRB 030329 e mapeado na constelação do Leão, na posição R. A. 10:44:50.0, Dec. 21:31:17.8 (J2000). ⁽⁸⁾ 

Neil Gehrels Swift Observatory (Swift)

Outro GRB, denominado 130427A, foi flagrado por um astrônomo amador em 27 de abril de 2013, em Utah, EUA. Patrick Wiggins estava fazendo um rápido lanche enquanto observava o céu com seu telescópio de 355 mm quando chegou o aviso sobre a detecção de Swift. "Achei que já seria tarde demais para visualizar qualquer coisa, mas no momento eu estava focando em um ponto no céu a apenas alguns graus do local informado, na constelação do Leão, R.A. 11:32:33, Dec. +27:41:56. Então redirecionei meu telescópio e fiz uma rápida exposição de 60 segundos. E lá estava ela! Continuei observando até o amanhecer, registrando a queda do seu brilho para produzir uma curva de luz." ^{(9, 10)}

Imagem e curva de luz de GRB 130427A produzidas por P. Wiggins. 

https://skyandtelescope.org/astronomy-news/brilliant-grb-blast-withanamateur-twist/)

Mais recentemente, em 9 de outubro de 2022, ocorreu a detecção do GRB 221009A, também conhecido como Swift J1913.1+1946, uma explosão de Raios Gama extraordinariamente brilhante e duradoura, observável opticamente por mais de 10 horas, também visualizada por astrônomos amadores, na posição R.A. 19:13:03.48, Dec. +19:46:24.6, na constelação Sagitta (Seta), a 2,4 bilhões de anos-luz.

O evento foi tão brilhante que se pensou inicialmente ser um breve flash de Raios X de uma fonte não muito distante. Foi somente através de uma análise mais aprofundada que os astrônomos descobriram a verdadeira natureza do brilho – uma explosão de Raios Gama, uma das explosões mais violentas de que se sabe, embora não se compreenda. Apesar de mais distante do que se julgou inicialmente, ainda foi uma das mais próximos já vistos, a apenas 2,4 bilhões de anos-luz de distância. Além disso, esta emissão de Raios Gama excepcionalmente brilhante parece ter sido a mais potente já detectada, estimada em 18 tera elétron volts (18 x 10¹² eV). Desta vez, o destaque foi para o astrônomo amador Filipp Romanov que, operando remotamente o telescópio T24 da rede iTelescope.Net, registrou o optical afterglow do GRB Swift J1913.1+1946 (GRB 221009A). ^{(11, 12)} 

Em conclusão: Esses são apenas alguns exemplos da participação de astrônomos amadores, geralmente observadores de estrelas variáveis, na detecção e caracterização fotométrica de eventos astronômicos transitórios e com alta energia, de extrema importância para a Astrofísica.

Atualmente, os seguintes telescópios espaciais capazes de detectar Raios X e Raios Gama oriundos de GRBs e outras fontes de alta energia eletromagnética se encontram em operação (para saber mais sobre telescópios espaciais com detectores de Raios Gama e Raios X, siga os links abaixo ou aguarde o próximo capítulo desta série):

·         Astrorivelatore Gamma a Immagini LEggero (AGILE) – Raios X e Gama.

·         Astrosat – Raios X.

·         Chandra X-Ray Observatory – Raios X.

·         Fermi Gamma-Ray Space Telescope – Raios Gama.

·         Hard X-Ray Modulation Telescope (HXMT - Insight) – Raios X.

·         Imaging X-ray Polarimetry Explorer (IXPE) – Raios X.

·         INTErnational Gamma Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL) – Raios X e Gama.

·         Monitor of All-sky X-Ray Image (MAXI) – Raios X.

·         Neil Gehrels Swift Observatory – Raios X e Gama.

·         Neutron Star Interior Composition Explorer (NICER) – Raios X.

·         Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) – Raios X.

·         Spektr-Roentgen-Gamma/Spectrum X-Gamma (SRG/SXG) – Raios X e Gama.

·         The X-Ray Multi-Mirror Mission (XMM-Newton) – Raios X.

Da próxima vez que você observar os céus com o seu telescópio, permaneça atento a eventuais alertas para a ocorrência de súbitas emissões de Raios Gama ou Raios X. Você poderá ser o próximo astrônomo amador e o primeiro ser humano a avistar o mais recente GRB. Se isso acontecer, prepare-se para a fama!

Referências:

1 Wikipedia. Gamma ray. https://en.wikipedia.org/wiki/Gamma_ray. Acessado em 16-Jan-2023.

2 Cherenkov Telescope Array. https://www.cta-observatory.org/. Acessado em 16-Jan-2023.

3 Wikipedia. X-ray. https://en.wikipedia.org/wiki/X-ray. Acessado em 16-Jan-2023

4 Giacconi, R & Rosati, P. (2008) Cosmic_X-ray_sources, Scholarpedia, 3(4):4391.

http://www.scholarpedia.org/article/Cosmic_X-ray_sources. Acessado em 16-Jan-2023.

5 Peter Mészáros (2008). Gamma ray bursts theory. Scholarpedia, 3(3):4337. http://www.scholarpedia.org/article/Gamma_ray_bursts_theory. Acessado em 16-Jan-2023.

6 Tytell, D. (2003). Amateur discovers gamma-ray burst afterglow. Sky & Telescope. https://skyandtelescope.org/astronomy-news/amateur-discovers-gamma-ray-burst-afterglow/. Acessado em 16-Jan-2023.

7 Pugliese, G. et al. (2005). The red optical afterglow of GRB 030725. A&A 439, 527–532. https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2005/32/aa2948-05.pdf. Acessado em 16-Jan-2023.

8 Astronomy Magazine (2008). Gamma-ray burst detected. https://astronomy.com/news/2008/04/gamma-ray-burst-detected. Acessado em 16-Jan-2023.

9 Beatty, J K. (2013) Brilliant GRB blastwith an amateur twist. Sky & Telescope. https://skyandtelescope.org/astronomy-news/brilliant-grb-blast-withanamateur-twist/. Acessado em 16-Jan-2023.

10 Dickinson, D. (2013). Amateur Astronomer Catches Record Setting Gamma-Ray Burst. Universe Today.

https://www.universetoday.com/102017/amateur-astronomer-catches-record-setting-gamma-ray-burst/. Acessado em 16-Jan-2023.

11 Wikipedia. GRB 221009A. https://en.wikipedia.org/wiki/GRB_221009A. Acessado em 16-Jan-2023.

12 Starr, M. (2022). Scientists Just Detected a Colossal Gamma-Ray Burst, And It's a Record-Breaker. Science Alert. https://www.sciencealert.com/scientists-just-detected-a-colossal-gamma-ray-burst-and-its-a-record-breaker. Acessado em 16-Jan-2023.

Novo estudo sugere que NSVS 2983201 é um sistema binário de contato

Estudar estrelas variáveis é importante pois nos ofecere pistas da estrutura e evolução estelar, esse estudo é realizado também nas estrelas com suspeitas de variabilidade para identificar qual, ou quais tipos de variabilidade a estrela tem.

No artigo entitulado "A Study of a Contact Binary System NSVS 2983201" publicado em 28 de dezembro uma equipe de astrônomos poloneses publicou resultados de uma campanha de observação da estrela mencionada, também chamada de KR00245, previamente classificada como uma variável com período de 0,286 dias onde ocorriam "eclipses totais". Mas como não havia uma curva de luz mais completa a confirmação não pôde ser confirmada anteriormente.

Para estudar e possivelmente confirmar a natureza do objeto, os astrônomos utilizaram o telescópio Cassegrain de 500mm e distância focal de 6500mm do Observatório da Universidade de Jagiellonian, em Krakóvia. A câmera utilizada foi uma CCD Apogee Alta U42 em temperatura estável de -30° durante as observações. As observações foram realizadas em  07/10/ e duraram aproximadamente 0.3 dias, tempo ideal para cobrir todo o período orbital das estrelas.

Para a fotometria foram usadas três estrelas de comparação, como mostrado na carta abaixo:

Carta celeste cedida pelos pesquisadores no artigo. As estrelas de comparação possuem magnitudes V de 13.207, 13.621 e 13.806, respectivamente.

De acordo com os pesquisadores, foram feitas 190 imagens nas bandas BVRI com tempos de exposição de 40s, 30s, 20s e 20s, respectivamente. Os frames de calibração (darks, flats e bias) foram coletados no mesmo dia das observações.

Tendo disponíveis as estrelas de comparação, as observações foram realizadas com êxito e os pesquisadores conseguiram a curva de luz que os possibilitou a classificação do sistema:

Curva de luz cobrindo todo o período orbital do sistema comprovando o tipo de variabilidade do sistema.

A curva de luz possibilitou vários aspectos do sistema, destacados no artigo estão a massa total e massa de cada componente, seus raios, distância e magnitudes absolutas.

As massas dos componentes foi calculada em 1,03 e 0,37 massas solares. Seus raios são 2,04 e 2,19 raios solares. A distância do sistema foi calculada entre 4.250 e 4.560 anos-luz e suas magnitudes absolutas são de 4,71 e 4,56 luminosidades solares.

Os pesquisadores também apontaram uma diferença na altura dos brilhos máximos que os possibilitou identificar uma grande mancha estelar no componente primário. A mancha é de origem magnética, portanto, visível em comprimentos de onda visuais como uma área menos luminosa na superfície da estrela. Estudos futuros serão realizados buscando observar a migração da manhca e sua influência nos parâmetros da estrela.

Com essas informações disponíveis, os pesquisadores criaram um modelo computacional mostrando a aparência do sistema em fase 0.00 e 0.75:

simulação mostrando o melhor modelo para NSVS 2983201.

Referência:

B. Debski et al, A study of a contact binary system NSVS 2983201, arXiv (2022). DOI: 10.48550/arxiv.2212.14085