W październiku aż osiem jasnych mir osiągnie swoje kolejne maksima jasności: W Lyrae (03.10), RT Cygni (06.10), R Leonis Minoris (14.10), S Canis Minoris (15.10), R Cancri (19.10), R Ursea Majoris (21.10), W Andromedae(26.10) i S Coronae Borealis (27.10). Daty podałem za AAVSO. Potrzebne mapki ściagnij z AAVSO - link na początku tej strony. Życzę pogody (we wrześniu była fatalna) i udanych obserwacji.
Zobacz:
VSNET - strona W Lyr
VSNET - strona RT Cyg
VSNET - strona R LMi
VSNET - strona S CMi
VSNET - strona R Cnc
VSNET - strona R UMa
VSNET - strona W And
VSNET - strona S CrB

W dniach 22-23 września w Puławach odbyło się seminarium obserwatorów gwiazd zmiennych. W seminarium wziął udział prezes PTMA dr Henryk Brancewicz. Wygłoszono referaty:

1. Okres zmiennej R Scuti, gwiazdy typu RV Tauri - ref. Ryszard Cnota (Puławy)
2. Typy gwiazd zmiennych a ewolucja gwiazd - ref. Tomasz Krzyt (Warszawa)
3. Cechy obserwacje gwiazd tyu Mira Ceti - ref. Stanisław Świerczyński (Dobczyce)

• Potrzebę utworzenia internetowej bazy danych, w której polscy obserwatorzy gwiazd zmiennych mogliby gromadzić swoje obserwacje
• Wydawanie biuletynu, w którym obserwatorzy prezentowali by ciekawsze wyniki swoich obserwacji. Dr. Brancewicz zobowiązał się pomóc w wydaniu pierwszego numeru biuletynu, w którym zamieszczone będą referaty z bieżącego seminarium.
• Pozyskiwanie nowych, młodych obserwatorów. Służyć temu powinny między innymi dobrze prowadzone strony internetowe poświęcone obserwacjom gwiazd zmiennych.

Kolejna jasna miryda RT Cygni szybko zbliża się do maksimum, które wystąpi około 3 października. W średnim maksimum osiąga jasność 7.3 mag lecz zdarzają się maksima ok. 6.5 mag jak i maksima ok. 8 mag. Zazwyczaj maksima wyższe i niższe występują naprzemiennie. Poprzednie miało wysokość tylko 8 mag, więc aktualne będzie zapewne wyższe. Już w tej chwili RT Cyg jest nieco jaśniejsza niż 8 mag.

W tym obszarze gwiazdozbioru Łabędzia znajduje się kilka gwiazd zmiennych zasługujących na amatroskie obserwacje: R Cygni - miryda, która maksimum osiągnie w grudniu a teraz ma jasność ok. 10.5 mag, interesująca półregularnie zmienna AF Cygni oraz arcyciekawy układ symbiotyczny CH Cygni. Jak zwykle, zachęcam do obserwacji.

Ta najjaśniejsza zmienna długookresowa typu Mira Ceti w gwiazdozbiorze Andromedy kolejne maksimum jasności osiągnie około 24.09.2001 (wg AAVSO). Znajduje się ona w pobliżu trzech dość jasnych gwiazd teta, ro i sigma And, a około 4^o na południowy zachód od Wielkiej Mgławicy Andromedy ( M 31). W średnim maksimum osiąga jasność 6.9 mag. i może z powodzeniem być obserwowana za pomocą lornetki. Natomiast w średnim minimum jasność jej wynosi 14.3 mag. i jest poza zasięgiem niewielkich instrumentów amatorskich.
W ostatnich 20 cyklach średnie maksimum R And wynosiło jednak tylko 7.6 mag. a zdarzały się maksima poniżej 8 mag. W ostatnim cyklu maksimum wynosiło 6.8 mag. Jak będzie w bieżącym cyklu? - zobaczymy. W chwili obecnej jasność R And wynosi ok 9 mag i dośźć szybko rośnie. Zachęcam do obserwacji.
Zobacz:
moja krzywa jasności
VSNET - strona R And

Alfrado Pereira (Portugalia, ten sam, który odkrył Nową Sagittarii 2001 No.2) i William Liller (Chile) odkryli 5.09.2001 nową w gwiazdozbiorze Strzelca!
Nowa ma jasność około 7 mag.
Jej pozycja R.A. = 18h 11m 46.01s Dec = -30^o 30' 50.9" (w pobliżu gamma Sgr)

Zobacz:
AAVSO Alert Notice
AAVSO - pobierz mapę
AAVSO- strona o N Sgr 01-3
VSNET - strona o N Sgr 01-3

Powodów do tego by zainteresować się Mirą we wrześniu jest conajmniej kilka:

Mira zbliża się do maksimum, które wg. AAVSO wystąpi około 5 września, będzie to jedno z wyższych maksimów. Już teraz ma jasność ok 3 mag.

wielu miłośników zainteresowanych obserwacjami gwiazd zmiennych swoją przygodę rozpoczyna właśnie od tej najsławniejszej, "pierwszej odkrytej (1596 Fabricius) gwiazdy zmiennej długookresowej,

Mirę można sensownie obserwować od połowy lipca do połowy marca (w kwietniu, maju i czerwcu jest w ogóle niewidoczna ze względu na zbyt bliską odległość kątową od Słońca), gdy jest już (lub jeszcze) dostatecznie wysoko nad horyzontem. Okres Miry wynosi ok. 11 miesięcy więć kolejne maksima wypadają o miesiąc wcześniej niż poprzednie. Maksimum w 2002 roku wystąpi na początku sierpnia, kolejne w miesiącach nieobserwowalności tej gwiazdy. Dopiero maksimum pod koniec lutego 2007 będzie mogło być w pełni obserwowane. Wogóle, Mira prezentuje się najbardziej okazale, gdy wysokie maksimum (conajmniej 3 mag) osiąga w miesiącach jesiennych i zimowych i możemy ją obserwować w momencie górowania, ale na to musimy poczekać kilka lat,

co prawda, przez kilka dni księżyc w pobliżu pełni będzie zakłócał obserwacje, ale maksimum Miry jest dość szerokie, także każdy zainteresowany może się dowoli napatrzeć. Szkopuł w tym, że teraz i we wrześniu trzeba to robić w drugiej połowie nocy, najlepiej na dwie godziny przed wschodem Słońca, gdyż wtedy jest najwyżej na niebie i jest jeszcze noc. Mirę można będzie obserwować gołym okiem do około połowy października.

2001-08-26.866 UT Alfredo Pereira (Portugalia) podczas rgularnego patrolu nieba odkrył za pomocą lornety 14x100 gwiazdę nową w gwiazdozbiorze Strzelca. W momencie odkrycia miała jasność 7.6 mag. Pozycja nowej: 18h42m46.04s; -30^o00'41.4". Niestety znajduje się bardzo nisko nad horyzontem ale w pobliżu jasnej gwiazdy delta Strzelca.

Zobacz:
AAVSO Alert Notice
AAVSO - pobierz mapę
AAVSO- strona o N Sgr 01-2

18.08.2001 Akihiko Tago (Japonia) odkrył w gwiazdozbiorze Łabędzia jasną gwiazdę nową. Pozycja nowej: 21h 03m 02s, +48^o 45' 53". Według pierwszych raportów przesłanych do VSNET jasność nowej wynosiła 6 - 7 magnitudo. Ja pierwszy raz obserwowałem ją 21.08 o godzinie 00:28 UT oceniając jasność na 7.9 mag.

Zobacz:
krzywa jasności polskich obserwatorów
AAVSO Alert Notice
AAVSO - pobierz mapy
AAVSO- strona o N Cyg 01-2
VSNET - strona o N Cyg 01-2

R Trianguli ( R Trójkąta), typowa miryda o średniej amplitudze zmian jasności 6.2 - 11.7 magnitudo i dość stabilnym okresie 266 dni osiągnie maksimum jasności około 30 sierpnia. Zdarza się, że w niektórych cyklach jest jaśniejsza niż 6^m. Może warto spróbowac poszukać jej na niebie i poobserwować, tym bardziej, że aktualnie świeci na niebie przez całą noc.

Zobacz:
moja krzywa jasności
VSNET - strona R Tri

Zmienna długookresowa R Bootis (R Wolarza) typu Mira Ceti w bieżącym cyklu jest jaśniejsza niż 7^m !. Amplituda zmian jasności tej miry wynosi średnio 7.1 - 12.3 magnitudo a okres około 223 dni.

Zobacz:
moja krzywa jasności
VSNET - strona R Boo

Najsłynniejsza zmienna długookresowa omikron Ceti czyli Mira osiągnie maksymalną jasność około 5.09.2001. Wydaje się, że będzie w maksimum bardzo jasna, gdyż już teraz ma jasność ok 5.^m5.

Niestety, wschodzi w drugiej części nocy i najlepiej obserwować ją można ok godziny trzeciej a pod koniec sierpnia już ok godziny pierwszej. Przy okazji można podziwiać upiększone Saturnem, Jowiszem i Wenus wschodnie niebo. Zachęcam mimo wszystko do obserwacji.

Zobacz:
więcej o Mira Ceti
moja krzywa jasności
VSNET - krzywa jasności o Cet

Jedna z jaśniejszych miryd T Cephei (T Cep) zbliża się do maksimum jasności, które przewidywane jest około 12.08.2001. Już obecnie jest jaśniejsza niż 6^m i tak będzie przez kilka nabliższych tygodni. Spróbuj przy pomocy lornetki poobserwować tę ciekawą mirę!

Zobacz:
moja krzywa jasności
VSNET - strona T Cep

Korzystając z zamieszczonej mapki i opisanych gwiazd porównania (np. 36 oznacza 3.^m6) możesz śledzić zmiany jasności sławnej cefeidy delta Cephei, a także półregularnej zmiennej mi Cephei.

23 lipca 2001 o godzinie 14:30 UT japoński obserwator M. Oshima określił jasność gwiazdy WZ Sagittae (Strzała) na 9.7 magnitudo, tym samym notując kolejny wybuch tej unikalnej nowej karłowatej. Szybko osiągnęła jasność ok 8 magnitudo i tym samym każdy posiadacz dobrej lornetki mógł ją zaobserwować na naszym niebie.

WZ Sagittae, gwiazda która dała nazwę całemu podtypowi nowych karłowatych, wybuchała już w latach 1913, 1946 i 1978. Pomiędzy wybuchami jasność wizualna oscyluje wokół 15^m.

Nowe typu WZ Sagittae to układy podwójne, w których skład wchodzi biały karzeł i późna gwiazda ciągu głównego (chłodna i mało masywna). Gaz odbierany towarzyszowi przez białego karła i opadający na jego powierzchnię znajduje się tuż poniżej temperatury jonizacji. W wyniku jego zagęszczenia dochodzi do wzrostu temperatury, jonizacji gazu i istotnej zmiany warunków przepływu gazu przez dysk akrecyjny. Gdy więcej gazu uderza w powierzchnię białego karła, obserwujemy rozbłyski nowej, zwane wybuchami. Powtarzają się one cyklicznie, choć z różną częstotliwością.
Obrazek przedstawia artystyczne wyobrażenie wybuchu nowej karłowatej z pominięciem obrotu.

Wracając do WZ Sge, to jest to układ podwójny zaćmieniowy o bardzo krótkim okresie orbitalnym zaledwie 81 minut. Układ ten składa sie z białego karła o masie nieco mniejszej od masy Słońca i chłodnej gwiazdy o masie dziesięciokrotnie mniejszej.

Aktualnie (30.07.2001) jasność WZ Sge wynosi ok 9^m

Zobacz też:
polskie obserwacje
strona AAVSO poświęcona WZ Sge
strona VSNET na ten sam temat