Reporte de observação de binária eclipsante

Carlos Adib e Luiz Araújo realizaram observações de um eclipse no sistema BP MUS (constelação da Mosca) e nos enviaram um reporte técnico para ser publicado. Desde já, parabenizamos os dois colaboradores pelo trabalho realizado e agradecemos pela consideração em nos enviar o reporte e imagens. Salientamos que todos os reportes serão muito bem vindos e incentivamos a todos os interessados a contribuir com a comissão que, caso sintam-se à vontade, nos envie. Todos os reportes serão publicados.

Observação fotográfica de BP MUS – Projeto Teste

(Luiz Antônio R. de Araújo e Carlos A. Adib)

BP MUS é uma estrela binária eclipsante cuja faixa de variabilidade de mag. está entre 9.6 - <13 (em filtro ou banda “p”).  

Conforme dados da AAVSO, o período entre eclipses dessa estrela é de 3.3 dias (80 horas aprox.) e o ciclo completo do eclipse (do início do obscurecimento da estrela até a volta à normalidade) leva cerca de 10.4h (10h24min). 

Examinando as efemérides (no Site da AAVSO) verificou-se que um dos próximos eclipses iria ocorrer na noite de 23 para 24 de fevereiro de 2022. Todos os horários a seguir estão tem Tempo Universal (UT).

Conforme efemérides o eclipse iria iniciar às 18h22min (dia 23), o pico do eclipse (mínimo brilho) seria às 23h33min e o final do eclipse (volta à normalidade) seria as 04h44min (dia 24). Portanto esse eclipse seria bastante favorável para observação fotográfica na primeira metade da noite da cidade de Pelotas (RS-Brasil). Esperava-se então que as fotografias mostrassem a estrela aumentar lentamente de brilho (de mag. 13 para mag. 10 aprox.), depois de passar a fase de pico do eclipse.

Foram tomadas quatro fotografias por um dos autores (L.A.R. Araújo): 00h14min; 00h18min, 00h30min e 00h47min. Logo depois, o céu se cobriu de nuvens e a sequência fotográfica teve que ser interrompida.

Exame das fotografias:

1- Não foi notada variação de brilho da estrela nesse período de tempo (33 minutos)

2- Estimou-se a mag. da estrela em 10.0 no comparativo com o brilho das estrelas vizinhas. Portanto, a estrela estava no seu máximo brilho ou perto dele.

Conclusão:

Deduziu-se então pelas fotografias que o eclipse não ocorreu no instante previsto (23h33min do dia 23/02); portanto entendemos que as efemérides do Site da AAVSO não estão atualizadas e devem ser revistas.

Considerações:

1)   Examinando o banco de dados da AAVSO, vê-se que essa estrela foi bem observada visualmente (até 1996) por Avelino Alves (código AAA), de Florianópolis-SC-Brasil, entre 05/agosto/1994 e 27/maio/1996 com 61 registros. Depois disso foram feitos apenas três registros visuais esporádicos.

2)   Depois de constatarmos esse fato (divergência entre efemérides da AAVSO e observação fotográfica realizada), tomamos conhecimento de outro Site (ver link abaixo) que informava que essa estrela teria dois eclipses em 23 e 25 de fevereiro:

2 - a) Um eclipse primário que ocorreria às 10h19min do dia 23;

2 - b) Um eclipse secundário que ocorreria às 02h09min do dia 25.

Nota-se  que esses instantes de ocorrência dos eclipses divergem bastante  dos instantes informados pela  AAVSO.

Ref.:  https://www.as.up.krakow.pl/minicalc/MUSBP.HTM

Recomendações Finais:

1)  Continuar a fazer novas observações dessa estrela (BP MUS) de modo a aprimorar as efemérides dos próximos eclipses.

2)  Realizar novas observações de outras estrelas eclipsantes para confirmar a ocorrência dos eclipses nos tempos preditos pelas efemérides ou registrar sua ocorrência em horários diferentes ou mesmo a sua “não-ocorrência”. 

Anexos: Detalhes das quatro fotografias tomadas, mostrando a estrela BP MUS e uma estrela de mag. 10 para fins de comparação.  

Evento impressionante na galáxia NGC 5605

    O astrônomo amador russo Filipp Romanov registrou através do iTelescope.Net, situado no Observatório Siding Spring na Austrália, um evento raríssimo: três supernovas simultâneas na mesma galáxia.

    A galáxia hospedeira das três supernovas é a NGC 5605, na constelação da Libra. As supernovas foram descobertas pelo ATLAS no mês de janeiro nos dias 05/01, 07/01 e 14/01 respectivamente.

    Na postagem feita no grupo "Observational Astronomy" do Facebook, o astrônomo escreveu:

    "Obtive as fotos desta galáxia (na constelação de Libra) remotamente usando o refletor T32 de 0,43-m f/6.8 (do iTelescope.Net) no Siding Spring Observatory, Austrália. Estou anexando uma imagem empilhada (12x180 seg. com filtro de luminância) com o meio do dia 2022-02-17 16:24 UTC. É verdade que agora todos eles são mais fracos do que 18 magnitudes de brilho, mas isso ainda pode ser visto em fotografias com exposições longas."

    Os dados referentes às supernovas estão no "Transient Name Server", divisão da União Astronômica Internacional responsável por hospedar dados referentes a Transientes Astronômicos de qualquer natureza.

    Das três supernovas, duas são do tipo II e uma do tipo I.

    Supernova tipo I: ocorre quando uma anã branca de baixa rotação agrega massa liberada por sua companheira e ultrapassa o "Limite de Chandrasekhar" de cerca de 1,44 massas solares. Além desse limite, a anã branca colapsa. Visto que essa é a massa máxima que pode ser suportada pela pressão de degenerescência dos elétrons. Se ela acresce gradualmente massa de sua companheira, seu núcleo atinge a temperatura de fusão do carbono e a estrela não é capaz de expandir e se esfriar como estrelas iguais o Sol fazem. Tal processo a desestabiliza, cria uma reação em cadeia que acaba por ocasionar a explosão dessa anã branca em supernova.

    Supernova tipo II: ocorrem quando uma estrela massiva sofre colapso gravitacional e explode violentamente. São diferentes das tipo I devido à presença de hidrogênio em seu espectro, para que esse colapso ocorra, a estrela deve ter pelo menos 8 massas solares. Estrelas geram energia através da núcleossintese, que é a criação de elementos químicos a partir de elementos já existentes na estrela. A fusão nuclear ocorre naturalmente até que o núcleo de Ferro é formado no núcleo da estrela, porém, a fusão nuclear do Ferro não fornece energia para a estrela se sustentar, o núcleo se transforma em uma matéria inerte e é suportado apenas por pressão degenerada de elétrons. Essa pressão é criada quando já não há mais espaço para comprimir os elétrons, pressão maior requeria que elétrons ocupassem o mesmo estado de energia, o que não é suportado por essa partícula devido ao "Princípio da Exclusão de Pauli".

    Quando a massa do núcleo ultrapassa 1,44 massas solares ocorre uma implosão, esse núcleo se aquece rapidamente, o que causa uma rápida reação nuclear. Os nêutrons se degeneram e a implosão é invertida para uma explosão. A energia liberada é suficiente para expulsar praticamente toda a matéria criada pela estrela através de uma onda de choque em expansão. O resultado desse processo pode ser visto a enormes distâncias, sendo mais brilhantes que toda a galáxia onde a estrela se encontra.

    Abaixo, a imagem mostrando a galáxia sem as supernovas (cima) e com as supernovas (baixo):

Crédito da imagem: Filipp Romanov. Disponibilizada no Facebook.

    Os dados referentes às supernovas podem ser checados nos links disponíveis:

    SN 2022bn (tipo Ib), descoberta em 05/01: https://www.wis-tns.org/object/2022bn

    SN 2022 2022ec (tipoII), descoberta em 07/01: https://www.wis-tns.org/object/2022ec

    SN 2022pv, descoberta em 14/01: https://www.wis-tns.org/object/2022pv

    

Monitoramento solicitado para 15 variáveis ​​cataclísmicas VY Scl em apoio às observações do Hubble

    A Associação Americana de Observadores de Estrelas Variáveis (AAVSO) emitiu um alerta a pedido de Dr. Anna Francesca Pala (Agência Espacial Europeia) e Dr. Thomas Kupfer (Universidade Tecnológica do Texas) solicitando a assistência de observadores no monitoramento de 15 estrelas do tipo VY Scl para o projeto Target of Oportunity. O projeto irá usar essas observações feitas em solo para complementar observações que serão feitas no espaço através do Telescópio Espacial Hubble.

    A pedido dos pesquisadores, as observações devem começar imediatamente e continuar até setembro de 2024. Essa é a primeira parte de uma campanha ainda maior que inclui um número grande de novas anãs que também serão observadas com o telescópio espacial. As futuras campanhas serão anunciadas com o passar do tempo em avisos de alerta separados.

    As observações podem ser feitas por fotometria digital (de preferência utilizando o filtro "V") e visuais. A equipe menciona que um site com informações referentes ao programa está sendo preparado e será disponibilizado no fórum referente ao alerta. https://www.aavso.org/vy-scl-stars-too-campaign-01

    De acordo com a pesquisadora Anna Francesca: 

   "Sistemas VY Scl são tipicamente caracterizados por altas taxas médias de acreção que mantêm o disco em um estado quente estável, equivalente a uma explosão permanente. Ocasionalmente, a taxa de acreção cai drasticamente ("estado baixo"), revelando o anã branca. Esses estados baixos fornecem uma janela na qual podemos observar diretamente a anã branca em acreção subjacente e medir sua temperatura, massa e taxa de acreção. Por esse motivo, temos que ter certeza absoluta de que as observações HST são obtidas durante um estado baixo, quando a anã branca é a fonte dominante de luz no ultravioleta. Além disso, essa estratégia de observação protegerá os detectores do Espectrógrafo de Origem Cósmica contra a exposição a muita luz que, durante estados altos, pode resultar em danos permanentes."

    No alerta é mencionado que: 

  "São solicitadas observações noturnas em V dos alvos da tabela abaixo. Um mínimo SNR~20 é recomendado. Se o alvo for muito fraco para obter o SNR mínimo em V, mude para CV. É importante cobrir os alvos enquanto eles forem observáveis, incluindo o crepúsculo e o crepúsculo do amanhecer no final da temporada de observação. Se um alvo for observado entrando em seu estado fraco, envie suas observações o mais rápido possível e comece a obter várias observações por noite."

    Outro pedido feito pelos pesquisadores:

    "Em relação à espectroscopia, as observações durante o estado baixo desses sistemas VY Scl seriam muito valiosas (mas provavelmente desafiadoras), pois podem fornecer a detecção da anã branca e da estrela doadora. Espectros durante estados altos não são necessários, pois eles já devem estar disponíveis na literatura (e a aparência espectral desses objetos não deve mudar significativamente ao longo do tempo durante estados altos). Se a espectroscopia for possível para um alvo em seu estado baixo, qualquer resolução de até ~10.000 e cobrindo a faixa de comprimento de onda entre ~4.000-10.000 A seria apropriada. Para os observadores que fazem fotometria e espectroscopia, a fotometria é de prioridade muito maior."

    Abaixo, a tabela das estrelas alvo da primeira parte da campanha:

    As cartas de busca contendo estrelas de comparação devem ser criadas utilizando o gerador de cartas da AAVSO, no link:

    https://www.aavso.org/vsp.

    As observações devem ser enviadas diretamente para o banco de dados a seguir:

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

    A equipe menciona que: "Nossa equipe valoriza profundamente o apoio dos observadores da AAVSO e os contribuintes significativos serão convidados a participar dos artigos como co-autores".

    Informações referentes a essa campanha e demais que aparecerem serão apresentadas em futuras postagens da comissão.

    O alerta referente a essa postagem pode ser checado e acompanhado através do link abaixo: 

    https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-754

    

    

Estrelas para observar em fevereiro

    Fevereiro já está aí, as férias terminando e as chuvas ainda fazem parte da rotina. Mas pensando pelo lado positivo, separamos 10 estrelas fáceis para serem observadas durante o mês.

    São estrelas com uma amplitude e período ideias para quem quer perceber uma mudança efetiva de brilho. Para isso, sugerimos que seja seguida uma sequência de 5 a 7 dias entre as observações do mesmo objeto.

    Para realizar a estimativa, basta encontrar a estrela alvo, utilizando o Stellarium, por exemplo, e comparar o brilho dela com outras duas estrelas. Uma mais brilhante e outra mais apagada, fazendo assim uma estimativa mais precisa da magntide. O ideal são estrelas não muito diferentes em brilho da variável, quanto mais próximos os brilhos, melhor será a estimativa.

    Nos envie suas observações pelo formulário: https://forms.gle/oC5HjgLeDzaHde5u5