Δημοσίευση για το άστρο της Τάμπι με συμμετοχή του ΣΕΑ

Το 2015 το άστρο της Τάμπι (Tabby’s star ή KIC 8462852) είχε δημιουργήσει ένα τεράστιο ενδιαφέρον στο επιστημονικό και το ευρύτερο κοινό, καθώς εμφάνιζε “εξωτικές” εκπλήξεις που φτάνανε μέχρι και το 20% της ολικής λαμπρότητας του άστρου, αλλά με μεγάλες μεταβολές και διαφορετικά μοτίβα από αυτά που έχουν παρατηρηθεί σε άλλα άστρα. Αυτό οδήγησε σε ένα πλήθος θεωριών από σμήνη κομητών μέχρι και αναφορές για μέγα-κατασκευές από πιο ανεπτυγμένους πολιτισμούς.

Στη δημοσίευση της Boyajian et al. 2017 (arXiv:1801.00732) αναφέρονται τα αποτελέσματα μια μεγάλης καμπάνιας παρατήρησης του άστρου με διάφορα μέσα και τεχνικές, για να ερευνηθεί η πηγή των εκλείψεων. Το γεγονός ότι το αντικείμενο αυτό παρουσιάζει διαφορετικά ελάχιστα σε διαφορετικά φίλτρα υποδηλώνει ότι η απορρόφηση του φωτός εξαρτάται πιθανότατα και από το μέγεθος των σωματιδίων που παρεμβάλλονται μεταύ του άστρου και της Γης, καταλήγοντας στην θεώρηση ότι οι εκλείψεις αυτές οφείλονται σε νέφη αερίου που περιστρέφονται γύρω από το άστρο. Ωστόσο, όπως τονίζεται άλλωστε και από τους συγγραφείς, περαιτέρω συστηματικές παρατηρήσεις απαιτούνται για να διερευνηθεί πλήρως η φύση του άστρου αυτού.

Ένα από τα πιο πρωτοποριακά και ενδιαφέροντα σημεία της έρευνας αυτής είναι ότι για τον απαιτούμενο χρόνο παρατήρησης σε τηλεσκόπια υπήρξε απευθείας χρηματοδότηση από το κοινό (μέσω της πολύ γνωστής πλατφόρμας Kickstarter).

Ο ΣΕΑ εκφράζει τα θερμά συγχαρητήρια του στο μέλος του Μάνο (Εμμανουήλ) Καρδάση για την συμβολή του στην εργασία αυτή, αφού κατάφερε και παρατήρησε το άστρο της Τάμπι και κατέθεσε τις παρατηρήσεις του στη καμπάνια.

The Hellenic Amateur Astronomy Association congratulates its member Manos (Emmanuil) Kardasis for his contribution to the campaign of Tabby’s star, and published in the following article:

The First Post-Kepler Brightness Dips of KIC 8462852

Tabetha S. Boyajian, Roi Alonso, Alex Ammerman, David Armstrong, A. Asensio Ramos, K. Barkaoui, Thomas G. Beatty, Z. Benkhaldoun, Paul Benni, Rory Bentley, Andrei Berdyugin, Svetlana Berdyugina, Serge Bergeron, Allyson Bieryla, Michaela G. Blain, Alicia Capetillo Blanco, Eva H. L. Bodman, Anne Boucher, Mark Bradley, Stephen M. Brincat, Thomas G. Brink, John Briol, David J. A. Brown, J.Budaj, A. Burdanov, B. Cale, Miguel Aznar Carbo, R. Castillo Garcia, Wendy J Clark, Geoffrey C. Clayton, James L. Clem, Phillip H Coker, Evan M. Cook, Chris M. Copperwheat, J. Curtis, R. M. Cutri, B. Cseh, C. H. Cynamon, Alex J. Daniels, James R. A. Davenport, Hans J. Deeg, Roberto De Lorenzo, Thomas De Jaeger, Jean-Bruno Desrosiers, John Dolan, D. J. Dowhos, Franky Dubois, R. Durkee, Shawn Dvorak, Lynn Easley, N. Edwards, Tyler G. Ellis, Emery Erdelyi, Steve Ertel, Rafael. G. Farfán, J. Farihi, Alexei V. Filippenko, Emma Foxell, Davide Gandolfi, Faustino Garcia, F. Giddens, M. Gillon, Juan-Luis González-Carballo, C. González-Fernández, J. I. González Hernández, Keith A. Graham, Kenton A. Greene, J. Gregorio, Na’ama Hallakoun, Ottó Hanyecz, G. R. Harp, Gregory W. Henry, E. Herrero, Caleb F. Hildbold, D. Hinzel, G. Holgado, Bernadett Ignácz, Valentin D. Ivanov, E. Jehin, Helen E. Jermak, Steve Johnston, S. Kafka, Csilla Kalup, Emmanuel Kardasis, Shai Kaspi, Grant M. Kennedy, F. Kiefer, C. L. Kielty, Dennis Kessler, H. Kiiskinen, T. L. Killestein, Ronald A. King, V. Kollar, H. Korhonen, C. Kotnik, Réka Könyves-Tóth, Levente Kriskovics, Nathan Krumm, Vadim Krushinsky, E. Kundra, Francois-Rene Lachapelle, D. Lacourse, P. Lake, Kristine Lam, Gavin P. Lamb, Dave Lane, Marie Wingyee Lau, Pablo Lewin, Chris Lintott, Carey Lisse, Ludwig Logie, Nicolas Longeard, M. Lopez Villanueva, E. Whit Ludington, A. Mainzer, Lison Malo, Chris Maloney, A. Mann, A. Mantero, Massimo Marengo, Jon Marchant, M. J. Martinez González, Joseph R. Masiero, Jon C. Mauerhan, James Mccormac, Aaron Mcneely, Huan Y. A. Meng, Mike Miller, Lawrence A. Molnar, J. C. Morales, Brett M. Morris, Matthew W. Muterspaugh, David Nespral, C. R. Nugent, Katherine M. Nugent, A. Odasso, Derek O’keeffe, A. Oksanen, John M. O’meara, András Ordasi, Hugh Osborn, John J. Ott, J. R. Parks, Diego Rodriguez Perez, Vance Petriew, R. Pickard, András Pál, P. Plavchan, C. Westendorp Plaza, Don Pollacco, F. Pozo Nuñez, F. J. Pozuelos, Steve Rau, Seth Redfield, Howard Relles, I. Ribas, Jon Richards, Joonas L. O. Saario, Emily J. Safron, J. Martin Sallai, Krisztián Sárneczky, Bradley E. Schaefer, Clea F. Schumer, Madison Schwartzendruber, Michael H. Siegel, Andrew P. V. Siemion, Brooke D. Simmons, Joshua D. Simon, S. Simón-Diaz, Michael L. Sitko, Hector Socas-Navarro, Á. Sódor, Donn Starkey, Iain A. Steele, Geoff Stone, R.A. Street, Tricia Sullivan, J. Suomela, J. J. Swift, Gyula M. Szabó, Róbert Szabó, Róbert Szakáts, Tamás Szalai, Angelle M. Tanner, B. Toledo-Padrón, Tamás Tordai, Amaury H.M.J. Triaud, Jake D. Turner, Joseph H. Ulowetz, Marian Urbanik, Siegfried Vanaverbeke, Andrew Vanderburg, Krisztián Vida, Brad P. Vietje, József Vinkó, K. Von Braun, Elizabeth O. Waagen, Dan Walsh, Christopher A. Watson, R.C. Weir, Klaus Wenzel, Michael W. Williamson, Jason T. Wright, M. C. Wyatt, Weikang Zheng, Gabriella Zsidi

We present a photometric detection of the first brightness dips of the unique variable star KIC 8462852 since the end of the Kepler space mission in 2013 May. Our regular photometric surveillance started in October 2015, and a sequence of dipping began in 2017 May continuing on through the end of 2017, when the star was no longer visible from Earth. We distinguish four main 1-2.5% dips, named “Elsie,” “Celeste,” “Skara Brae,” and “Angkor”, which persist on timescales from several days to weeks. Our main results so far are: (i) there are no apparent changes of the stellar spectrum or polarization during the dips; (ii) the multiband photometry of the dips shows differential reddening favoring non-grey extinction. Therefore, our data are inconsistent with dip models that invoke optically thick material, but rather they are in-line with predictions for an occulter consisting primarily of ordinary dust, where much of the material must be optically thin with a size scale <<1um, and may also be consistent with models invoking variations intrinsic to the stellar photosphere. Notably, our data do not place constraints on the color of the longer-term "secular" dimming, which may be caused by independent processes, or probe different regimes of a single process.

arXiv:1801.00732




Παρουσίαση εργασίας για το AV CMi με παρατηρήσεις του ΣΕΑ

Στα πλαίσια του 13ου Ελληνικού Αστρονομικού Συνεδρίου, παρουσιάστηκε (με μορφή αφίσας) μια εργασία πάνω στο σύστημα AV CMi, όπου στους συγγραφείς συμπεριλαμβάνονται μέλη του ΣΕΑ που πραγματοποίησαν παρατηρήσεις του συστήματος.

Determining the structure and properties of the triple system AV CMi

K. Karpouzas (1), A. Tsiaras (2), K. Emmanouilidis (3), E. Kardasis (3), I. Strikis (3), J.H. Seiradakis (1)
( 1. Department of Physics, University of Thessaloniki, Greece, 2. Department of Physics & Astronomy, University College London, UK, 3. Hellenic Amateur Astronomy Association, Greece )

In this work, we investigated the existence of a possible companion in the eclipsing binary system AV CMi, inspired by the detection of out-of eclipse transits. We analysed the largest so far number of photometric observations of the system, acquired over a period of two years. Due to the Large depth of the transit, this candidate companion is possibly a brown dwarf or a more massive sub-stellar component. The orbit is of satellite type (S) with a period of 0.5 days around one of the two stars and according to the observations, it presents a high mutual inclination between 8 and 30 degrees depending on which the host star is. In total, our analysis aims in determining whether a third body actually exists and if it does, which star would be the host according to the data. In this sense, we first study the dynamical stability of the orbit. Following, we present a statistical test in order to disentangle between the two cases of the host star. finally, we propose a method to directly confirm the existence of this companion, through observation of it’s transits in front of the non-host star, which causes significant non-periodic distortions in the total light-curve.

Η αφίσα της εργασίας.

Άποψη του χώρου ανάρτησης.




Εγχειρίδιο AAVSO για οπτική παρατήρηση μεταβλητών άστρων στα ελληνικά

Το γνωστό εγχειρίδιο οπτικής παρατήρησης μεταβλητών άστρων από την Αμερικάνικη Ένωση Παρατηρητών Μεταβλητών Άστρων (American Association of Variable Star Observers – AAVSO) είναι διαθέσιμο και στα ελληνικά! Μπορείτε να το προμηθευτείτε από το ιστοχώρο της AAVSO:

https://www.aavso.org/visual-observing-manual-greek

Πολλές ευχαριστίες στον Στέλιο Κλειδή που ασχολήθηκε με την μετάφραση.




Καμπύλη φωτός του ΕΕ Κηφέα από την έκλειψη του 2014

Στα πλαίσια του 9ου Πανελλήνιου Συνεδρίου Ερασιτεχνικής Αστρονομίας (Σπάρτη 9-11 Οκτωβρίου, 2015) παρουσιάσαμε τα αποτελέσματα της ανάλυσής μας από παρατηρήσεις των μελών του ΣΕΑ στο σύστημα ΕΕ Κηφέα, κατά την διάρκεια της έκλειψής του 2014.

Τίτλος: “Καμπύλη φωτός του ΕΕ Κηφέα από την έκλειψη του 2014”

Συγγραφείς: Γ. Μαραβέλιας, Ε. Βουρλιώτης, Κ. Μαρούδα, Ε. Καρδάσης, Ι.-Μ. Στρίκης

Περίληψη: “Το ΕΕ Κηφέα αποτελεί ένα εκλειπτικό σύστημα με περίοδο περίπου 5.5 ετών, με την έκλειψη να προκαλείται από ένα αινιγματικό αντικείμενο με τη μορφή δίσκου. Η τελευταία του έκλειψη τον Αύγουστο του 2014 αποτέλεσε μια ακόμη ευκαιρία για διερεύνηση των ιδιοτήτων του. Παρουσιάζουμε τις ψηφιακές (CCD) φωτομετρικές παρατηρήσεις στο φωτομετρικό φίλτρο (V), που μας επιτρέπουν να παράγουμε την καμπύλη φωτός κατά την διάρκεια της έκλειψης του 2014. Από την ανάλυσή μας προκύπτει ότι η έκλειψη κράτησε συνολικά 40 ± 3 μέρες ξεκινώντας στις 30 Ιουλίου 2014. Το σύστημα παρουσιάζει μια συνολική απώλεια 0.655 ± 0.025 mag από την μέση τιμή 10.826 mag που βρίσκουμε εκτός έκλειψης. Παρατηρούμε επίσης το σχηματισμό ενός πλατό στο ελάχιστο της έκλειψης (11.481 mag) της τάξης των 5 ημερών, με κέντρο τις 23 Αυγούστου 2014. Συζητάμε περαιτέρω τα αποτελέσματά μας καθώς και την μορφή της ασύμμετρης καμπύλης φωτός σε σχέση με τις προηγούμενες εκλείψεις.”

EE Cep light curve 2014

Καμπύλη φωτός του ΕΕ Κηφέα κατά την διάρκεια της έκλειψης του 2014.

Ολόκληρο το κείμενο της εργασίας (pdf)




Δεκέμβριος 2014: Θεματικός μήνας Μεταβλητών Άστρων

<9/1/2015 – Προηγούμενο Υλικό και Ασκήσεις >

Μετά από μια “εορταστική” καθυστέρηση επιστρέφουμε ανεβάζοντας τις προηγούμενες ομιλίες:

  • Γρηγόρης Μαραβέλιας, “Ψηφιακή Μέθοδος Παρατήρησης Μεταβλητών Άστρων”, 14/12/2014, αρχείο pdf
  • Γρηγόρης Μαραβέλιας, “Δημιουργία Προγράμματος Μεταβλητών Άστρων”, 21/12/2014, αρχείο pdf

καθώς και τις τελευταίες δύο ασκήσεις:

  • Άσκηση 2: “Επεξεργασία εικόνων με το IRIS” (αρχείο pdf) – για την άσκηση αυτή μπορείτε να χρησιμοποιήσετε τον οδηγό βήμα-βήμα “Ανάλυση εικόνων DSLR με το πρόγραμμα IRIS” (αρχείο pdf) χρησιμοποιώντας ένα δεύτερο σετ δεδομένων (zip~67MB).
  • Άσκηση 3: “Πρόγραμμα Μεταβλητών Άστρων” (αρχείο pdf) – όπου περισσότερα μπορείτε να βρείτε στη τελευταία αντίστοιχη ομιλία.

Καθώς υπήρξε μια μεγαλύτερη των προβλεπόμενων καθυστέρηση (για την οποία ο γράφων είναι ο μοναδικά και απόλυτα υπεύθυνος) η ημερομηνία παράδοσης των ασκήσεων επεκτείνεται αντίστοιχα με την καθυστέρηση, και γίνεται 15 Φεβρουαρίου (από την αρχική συμφωνία που υπήρχε για τις 31 Ιανουαρίου). Καλό θα ήταν οι ασκήσεις να παραδοθούν όλες μαζί σαν ένα αρχείο.

 

<11/12/2014 – Υλικό για το εργαστήριο DSLR της Κυριακής >

Στην επόμενή μας συνάντηση τη Κυριακή 14 Δεκ θα γίνει παρουσίαση της Ψηφιακής Μεθόδου παρατήρησης Μεταβλητών Άστρων, η οποία θα περιλαμβάνει και πρακτική εφαρμογή ανάλυσης παρατηρήσεων και φωτομετρίας. Καλό είναι λοιπόν όσοι έχετε δυνατότητα να φέρεται τον προσωπικό σας υπολογιστή και να έχετε κατεβάσει ήδη τα παρακάτω (όπου δίνουμε και τους αντίστοιχους συνδέσμους για συμπληρωματικές πληροφορίες):

Εναλλακτικά μπορείτε να κατεβάσετε όλο αυτό το υλικό σε ένα αρχείο (zip~80MB).

Τέλος, προτείνουμε να ρίξετε μια ματιά στο υλικό που θα χρησιμοποιήσουμε (δηλαδή στους προηγούμενους συνδέσμους) καθώς και στους οδηγούς παρατήρησης DSLR AAVSO και CitizenSky project (του οποίου υλικό έχει μεταφερθεί στον οδηγό παρατήρησης της AAVSO).

 

< 9/12/2014 – Προηγούμενες ομιλίες και Άσκηση 1 >

Στην παρούσα σελίδα θα συγκεντρώνουμε όλο το υλικό που έχει χρησιμοποιηθεί σε αυτό το κύκλο μαθημάτων. Δίνουμε τους συνδέσμους στις παρουσιάσεις που χρησιμοποιήθηκαν για τα πιο θεωρητικά κομμάτια καθώς και τα αρχεία (pdf) των παρουσιάσεων για τα πρακτικά κομμάτια.

Επίσης δείτε το κείμενο σχετικά με την 1η Άσκηση, που είναι η εφαρμογή της οπτικής μεθόδου: Άσκηση 1 (.pdf)

 

< 23/11/2014 – Ανακοίνωση συναντήσεων για θεματικό μήνα Μεταβλητών Άστρων >

Σε αυτή τη σειρά ομιλιών θα πραγματοποιήσουμε μια εισαγωγή στην παρατήρηση των μεταβλητών άστρων, των άστρων δηλαδή που, για διάφορους λόγους, παρουσιάζουν διακυμάνσεις της λαμπρότητάς τους. Η γέννησή τους, το τέλος τους και πολλές φορές και κατά τη διάρκεια της ζωής τους δημιουργούνται οι κατάλληλες συνθήκες που οδηγούν σε διακυμάνσεις του ολικού φωτός που φτάνει σε μας, ποικίλλοντας από μικρο-μεταβολές έως και την πλήρη διάλυση του άστρου. Η μελέτη αυτών των διακυμάνσεων, μέσω της τεχνικής της φωτομετρίας, μας παρέχει σημαντικές πληροφορίες για τα αίτια τους εμπλουτίζοντας έτσι την γνώση μας για αυτά.

Θα πραγματοποιηθούν 5 συναντήσεις, ξεκινώντας από τις 29 Νοεμβρίου μέχρι και τις 20 Δεκεμβρίου (δηλαδή ο Δεκέμβριος 2014 είναι ο θεματικός μήνας των Μεταβλητών Άστρων!), όπου θα παρουσιαστούν ομιλίες σχετικά με την εξέλιξη των άστρων, τη φωτομετρία, τις τεχνικές οπτικής και ψηφιακής καταγραφής, η δημιουργία προγράμματος παρατήρησης, και θα πραγματοποιηθούν πρακτικές ασκήσεις πάνω στις τεχνικές παρατήρησης και ανάλυσης (το απαραίτητο υλικό καθώς και περαιτέρω πληροφορίες θα δοθούν εκ των προτέρων για να τα έχουν στην διάθεσή τους οι συμμετέχοντες στις αντίστοιχες συναντήσεις).

Να τονίσουμε ότι δεν χρειάζεται προηγούμενη γνώση για να συμμετέχει κανείς και οι συναντήσεις είναι ανοιχτές σε όλους!
Θα ακολουθήσουμε το παρακάτω πρόγραμμα, με τη κάθε συνάντηση να διαρκεί περίπου 2 ώρες:

Σάββατο 29 Νοεμβρίου: 11:00 στη Κεντρική Βιβλιοθήκη του Δήμου Αθηναίων (Δομοκού 2)
– Αστρική Εξέλιξη

Σάββατο 6 Δεκεμβρίου: 11:00 στη Κεντρική Βιβλιοθήκη του Δήμου Αθηναίων (Δομοκού 2)
– Αρχές Φωτομετρίας
– Τύποι Μεταβλητών Άστρων

Κυριακή 7 Δεκεμβρίου: 12:00 hackerspace (Αμπατιέλου 11, Αθήνα)
– Οπτική Παρατήρηση
– Άσκηση 1* [διεξαγωγή οπτικών παρατηρήσεων σε προεπιλεγμένα και άλλα άστρα]

Κυριακή 14 Δεκεμβρίου: 12:00 hackerspace (Αμπατιέλου 11, Αθήνα)
– Ψηφιακή Παρατήρηση (CCD/DSLR)
– Εργαστήριο Φωτομετρίας**
– Άσκηση 2 [ανάλυση εικόνων – οι εικόνες και το πρόγραμμα θα δοθούν]

Κυριακή 21 Δεκεμβρίου: 12:00 hackerspace (Αμπατιέλου 11, Αθήνα)
– Δημιουργία Προγράμματος Παρατηρήσεων
– Ελεύθερη Συζήτηση σχετικά με προβλήματα/ερωτήσεις από τις Ασκήσεις
– Άσκηση 3*** [δημιουργία ατομικού προγράμματος]

Σημειώσεις για τις Ασκήσεις:
* Μία τουλάχιστον παρατήρηση (καιρού επιτρέποντος) θα πρέπει να πραγματοποιηθεί μέχρι την τελευταία συνάντηση.
** Στο εργαστήριο αυτό θα εφαρμόσουμε τη διαδικασία ανάλυσης που θα ζητηθεί και στην Άσκηση 2.
** Οι ασκήσεις θα μπορούν να παραδοθούν μετά το τέλος των συναντήσεων (ενδεικτικά ένα-δύο μήνες μετά, σε συνεννόηση με τους συμμετέχοντες) – ανάλογα με τη διάθεση και την ανάγκη θα μπορούσε να πραγματοποιηθεί και κάποια ακόμη συνάντηση για απορίες/συζήτηση αργότερα αλλά πριν από την προθεσμία παράδοσης των ασκήσεων.

Βεβαίωση:
Όλες οι ομιλίες είναι ελεύθερες για όλους. Για όσους θα θέλουν να πάρουν βεβαίωση παρακολούθησης (για τα μη μέλη υπάρχει επιπλέον μια συμβολική επιβάρυνση των 5 ευρώ) θα πρέπει να παρακολουθήσουν όλες τις Κυριακάτικες συναντήσεις (εξαιρούνται οι συναντήσεις των Σαββάτων 29/11 και 6/12 που είναι πιο θεωρητικές, αλλά ωστόσο ενδείκνυται να τις παρακολουθήσει κανείς) και να πραγματοποιήσουν τις ασκήσεις (για τις οποίες θα δοθούν αναλυτικές οδηγίες και θα είναι όλες πολύ απλές!) εντός του χρονικού πλαισίου που θα καθοριστεί από τους συμμετέχοντες στην τελευταία συνάντηση.

Υλικό:
Οι παρουσιάσεις των τεχνικών παρατήρησης στηρίζονται στους οδηγούς παρατήρησης από την American Association of Variable Star Observers (AAVSO), τους οποίους μπορείτε να βρείτε (στα αγλλικά) στους παρακάτω συνδέσμους:
> Οδηγός οπτικής παρατήρησης
> Οδηγός CCD παρατηρήσεων
> Οδηγός DSLR παρατηρήσεων

Επιπλέον υλικό θα προστεθεί αργότερα κατά τη διάρκεια των παρατηρήσεων.

ΠΡΟΣΟΧΗ:
Να παρακολουθείτε αυτή τη σελίδα για περαιτέρω ανανεώσεις σχετικά με την πορεία και την εξέλιξη αυτών των συναντήσεων.




Το φιλί της Αφροδίτης – AU

Περίληψη: Μια πλήρης περιγραφή του φαινομένου της διάβασης της Αφροδίτης μπροστά από τον Ήλιο. Αναλύονται όλα τα φυσικά στοιχεία που την καθορίζουν καθώς και τα φαινόμενα που παρατηρούνται κατά την διάρκειά της. Ταυτόχρονα γίνεται μια αναφορά στις τεχνικές παρατήρησης και σε ιστορικά στοιχεία από προηγούμενες διαβάσεις.

Σχόλια: 39 σελίδες, 108 εικόνες/σχήματα

Ολόκληρο το κείμενο (.pdf): Γιώργος Βουτυράς – Το φιλί της Αφροδίτης-AU




Πείραμα Οπτικής Ακρίβειας

Η τεράστια τεχνολογική ανάπτυξη των τελευταίων χρόνων έχει οδηγήσει σε μια θεαματική άνοδο των χρηστών CCD καμερών με αποτέλεσμα να τίθεται συχνά το ερώτημα κατά πόσο χρήσιμες είναι οι οπτικές παρατηρήσεις. Η μεγαλύτερη ακρίβεια με την οποία χαρακτηρίζονται οι CCD παρατηρήσεις δεν σημαίνει ότι οι οπτικές παρατηρήσεις χάνουν τη σημασία τους. Για πληθώρα λόγων παραμένουν σημαντικές (ενδεικτικά: ευκολότερη εισαγωγή νέων παρατηρητών στο χώρο, πολύ καλύτερη κάλυψη ορισμένων κατηγοριών άστρων όπως οι κατακλυσμιαίοι, καλύτερη γεωγραφική/χρονική κάλυψη άστρων όταν συγκρίνονται με ψηφιακές αναζητήσεις μεγάλων πεδίων -surveys). Επιπλέον, η χρήση των ψηφιακών μηχανών αποτελεί μια πραγματικότητα 10-20 χρόνων ενώ οι οπτικές παρατηρήσεις έχουν ιστορία τουλάχιστον 10 φορές μεγαλύτερη. Σε οποιαδήποτε όμως περίπτωση όλες οι παρατηρήσεις που πραγματοποιούνται με επιστημονικά κριτήρια είναι χρήσιμες και αυτό που αλλάζει είναι η περιοχή μεγιστοποίησης της επιστημονικής αξίας (Arne Henden, AAVSO-discussion list).

Για να απαντηθεί αυτό το ερώτημα δημιουργήθηκε μια ομάδα (Mark I Eyeball Team), στα πλαίσια του Citizen Sky, με σκοπό να διερευνήσει την ακρίβεια των οπτικών παρατηρήσεων. Η προσέγγιση έχει δύο τμήματα: ένα πειραματικό κομμάτι στο οποίο θα εξεταστεί ένα σύνολο άστρων και ένα δεύτερο στο οποίο θα αναλυθεί διεξοδικά όλη η βάση δεδομένων με οπτικές παρατηρήσεις της AAVSO. Μια πρώτη εργασία έχει ήδη προηγηθεί (pdf, Price et al. 2007, AAS Meeting 209, Seattle, US), της οποίας επέκταση αποτελεί η παρούσα προσπάθεια.

Το πειραματικό κομμάτι αφορά την συστηματική παρατήρηση 7 επιλεγμένων άστρων με σκοπό την ταυτόχρονη παρατήρησή τους από οπτικούς παρατηρητές και το πρόγραμμα παρατήρησης λαμπρών άστρων της AAVSO (AAVSOnet’s Bright Star Monitor) έτσι ώστε να διερευνηθούν συσχετίσεις μεταξύ των οπτικών και φωτομετρικών δεδομένων (όπως χρώμα, θέση στον ουρανό, δημογραφικά στοιχεία παρατηρητών,κα). Η προσθήκη των έξτρα πεδίων θερμοκρασίας (temp) και ελάχιστου μεγέθους (LM/IMO) θα βοηθήσουν στο να διαπιστωθεί κατά πόσο ο καιρός και οι ώρες παρατήρησης επηρεάζουν. Τα αποτελέσματα αυτής της έρευνας θα δημοσιευτούν και όσοι συμμετέχουν σημαντικά θα αναγνωριστούν αντίστοιχα.

Για να συμμετέχει κάποιος στο πείραμα (δεν υπάρχει κανένας περιορισμός όσον αφορά στην εμπειρία ή εξοπλισμό των παρατηρητών) απαιτείται:

  1. Να συμπληρώσει μια γενική φόρμα στοιχείων (9 στο σύνολο, 10-15 λεπτά για να την συμπληρώσετε).
  2. Να παρατηρήσετε όσα περισσότερα άστρα από τον παρακάτω πίνακα μπορείτε. Διάστημα παρατηρήσεων: 15 Ιουλίου 2011 – 15 Φεβρουαρίου 2012.
  3. Καταγράψτε τις παρατηρήσεις σας όπως συνήθως, προσθέτοντας τα ακόλουθα στοιχεία στο πεδίο των ΣΧΟΛΙΩΝ: Temp: X LM/ΙΜΟ: Y
    όπου Χ είναι η θερμοκρασία (προσθέστε C για Κελσίου ή F για Φαρενάιτ) και Υ είναι η ελάχιστη λαμπρότητα του ουρανού (δηλαδή το αμυδρότερο άστρο που μπορείτε να δείτε). Μπορείτε να χρησιμοποιήσετε τον χάρτη της Μικρής Άρκτου είτε τους χάρτες του ΙΜΟ ανάλογα με τα άστρα που παρατηρείτε (σημειώνονται στο πίνακα).
    Παραδείγματα: TEMP:12.5C-LM:5.76 / TEMP:24.4-IMO:6.31

    όπου στο πρώτο έχει χρησιμοποιηθεί ο χάρτης της Μικρής Άρκτου, ενώ στο δεύτερο το αποτέλεσμα από την μέτρηση πεδίων του ΙΜΟ.

Όσοι έχουν ήδη λογαριασμό στο WebObs της AAVSO μπορούν να καταθέτουν εκεί τις παρατηρήσεις τους. Όσοι δεν έχουν θα ‘ταν χρήσιμο να δημιουργήσουν ένα λογαριασμό ή να επικοινωνήσουν μαζί μας (στο variables at hellas-astro.gr ), με την παρατήρηση να συμπεριλαμβάνει τα εξής στοιχεία:

όνομα παρατηρητή, όνομα άστρου, έτος/μήνας/μέρα/ώρα/λεπτά, εκτίμηση άστρου, άστρο σύγκρισης 1, άστρο σύγκρισης 2, κωδικός χάρτη, κωδικός σχολίου, σχόλια

όπου η ώρα δίνεται σε UT, για παράδειγμα:

Grigoris Maravelias, S SGE, 2011/08/17/20/29, 5.6, 58, 55, 5064ief, ,TEMP:24.4-IMO:6.31

Οι πληροφορίες σχετικά με την θερμοκρασία και την ελάχιστη λαμπρότητα είναι χρήσιμες αλλά δεν είναι απόλυτα απαραίτητες. Δεν χρειάζεται δηλαδή κανείς να ταλαιπωρηθεί αν δεν τα έχει καθώς το σημαντικότερο είναι η ίδια η εκτίμηση του άστρου.

Name Coordinates Range (VSX) Sample Charts (ID) Notes IMO’s LM chart id (stars)
S UMi 15 29 34.57 +78 38 00.3 7.5 – <13.2 V 5141ed, 5141em Mira w/~331d period 19 (kappa Dra — alpha Dra — beta UMi)
RR Lib 15 56 23.70 -18 18 14.9 7.8 – 15.0 V 5060e, 5058b Mira w/~279d period 24 (beta Lib — gamma Lib — sigma Lib — alpha Lib)</td
X Oph 18 38 21.13 +08 50 02.8 5.9 – 9.2 V 5061e
Mira w/~338d period 5 (zeta Aql — gamma Aql — delta Aql)
W Lyr 18 14 55.88 +36 40 13.2 7.3 – 13 V 5141dv
Mira w/~198d period 13 (beta Lyr — zeta Lyr — theta Her — nu Her)
U Aql 19 29 21.36 -07 02 38.7 6.08 – 6.86 V 5057bd delta Cephei type 5 (zeta Aql — gamma Aql — delta Aql)
SU Cyg 19 44 48.73 +29 15 52.9 6.44 – 7.22 V 5057a
delta Cephei type 14 (epsilon Cyg — eta Cyg — gamma Cyg)
13 (beta Lyr — zeta Lyr — theta Her — nu Her)
S Sge 19 56 01.26 +16 38 05.3 5.24 – 6.04 V 4950w
delta Cephei type 5 (zeta Aql — gamma Aql — delta Aql)

 

Ανανεώσεις:

Το πρόγραμμα αυτό ξεκίνησε στις 21 Ιουλίου 2011 από την AAVSO και στα ελληνικά στις 9 Σεπτεμβρίου 2011. Οτιδήποτε σχετικό θα δημοσιεύεται σε αυτή τη σελίδα.




Συνοπτικός οδηγός παρατήρησης μεταβλητών αστέρων

Οι παρακάτω πληροφορίες που δίνονται είναι μια προσέγγιση και μόνο και σε καμία περίπτωση δεν είναι μια ολοκληρωμένη διαδικασία παρατήρησης. Για περισσότερες πληροφορίες μπορείτε να επικοινωνήσετε μαζί μας. Σκοπός του άρθρου αυτού είναι να δείξει ότι χρήσιμες παρατηρήσεις μπορούν να γίνουν από όλους και να δώσουν κάποιες γενικές κατευθύνσεις. Γενικές εισαγωγικές πληροφορίες για τους μεταβλητούς αστέρες θα βρείτε στο εισαγωγικό κείμενο.

Παρατηρησιακή προετοιμασία

Αρχικά θα πρέπει να κάνουμε ένα μικρό σχεδιασμό πριν ξεκινήσουμε την παρατήρηση λαμβάνοντας υπ’ όψιν κάποια στοιχεία :
α) Την τοποθεσία και την ώρα που θα παρατηρήσουμε οπότε να γνωρίζουμε ποίοι αστερισμοί είναι ορατοί οπότε και να επιλέγουμε αστέρια που βρίσκονται μέσα στο οπτικό μας πεδίο τις ώρες που μας εξυπηρετεί.
β) Να έχουμε στη διάθεσή μας γενικούς χάρτες του ουρανού ώστε να μπορούμε να εντοπίσουμε τους αστερισμούς καθώς και χάρτες του μεταβλητού που θα παρατηρήσουμε. Με το χάρτη του μεταβλητού πρέπει να έχουμε από πριν εξοικειωθεί ( πεδίο χάρτη, άστρα σύγκρισης, θέση άστρου υπό παρατήρηση σε σχέση με τα άλλα άστρα, προσανατολισμός κτλ). Χάρτες μπορούν να βρεθούν από την American Association of Variable Star Observers (AAVSO).
γ) Η οπτική παρατήρηση ενός μεταβλητού αστέρα μπορεί να γίνει, ανάλογα με το πόσο φωτεινό είναι την νύκτα που θα το παρατηρήσουμε, με γυμνό μάτι, με κιάλια ή με τηλεσκόπιο οπότε ένα βασικό κριτήριο για την επιλογή των άστρων είναι ο εξοπλισμός που διαθέτουμε. (Προτείνεται όμως σε αρχάριους να ξεκινούν με κάποιο φωτεινό μεταβλητό με γυμνό μάτι όπως στο παράδειγμά μας παρακάτω και να συνεχίζουν με κιάλια με μεγάλο πεδίο πχ 7Χ50,10Χ50.)
δ) Ένα στυλό και ένα χαρτί (το ιδανικό θα είναι να συμπληρώνουμε συγκεκριμένη φόρμα παρατήρησης) στο οποίο θα μπορούμε να καταγράφουμε τις παρατηρήσεις όπως θα δείξουμε παρακάτω.
ε) Να έχουμε μαζί μας ρολόι και να καταγράφουμε την ώρα σε UT δηλ.την τοπική ώρα αφαιρώντας 2 ώρες από την χειμερινή και 3 από την θερινή τοπική ώρα.

Εκτίμηση μεγέθους

Η πιο απλή μέθοδος για αρχάριο είναι να κάνει μια απ’ ευθείας εκτίμηση της φωτεινότητας του μεταβλητού με σύγκριση τουλάχιστον δυο άλλων αστέρων γνωστής φωτεινότητας. Έτσι π.χ. με γυμνό οφθαλμό και για το α Ωρίωνα (βλ. και την Εικόνα 1) τον γνωστό Betelgeuse που είναι μεταβλητός (0.3-1.3) μπορούμε να τον συγκρίνουμε με τον Προκύωνα ( α Canis Minoris 0.5 mag) και τον Aldebaran (α Τaurus 1.1 mag).

Ο αστερισμός του Ωρίωνα (2001) από τον Μάνο Καρδάση

Εικόνα 1: Ο αστερισμός του Ωρίωνα, όπου διακρίνεται η θέση του Betelgeuse (α Ωρίωνα).

Αν το άστρο (α ORI) δίνει την εντύπωση ότι η φωτεινότητα του είναι κάτι ανάμεσα στις δύο (0.5 και 1.1) τότε εκτιμούμε ότι είναι 0.8mag. ( ±0.1 για ένα έμπειρο παρατηρητή ). Αν η φωτεινότητα πλησιάζει πολύ ή λίγο τον Προκύωνα τότε η εκτίμηση θα είναι 0.6 ή 0.7 αντίστοιχα .Κατά την ίδια έννοια αν πλησιάζει τον Aldebaran 0.9 ή 1.0 . Αν δείχνει ίδιο με κάποιο από τα δύο άστρα τότε δίνουμε ίδια τιμή με το άστρο σύγκρισης (0.5 ή 1.1). Σε περίπτωση που είναι φωτεινότερο από τον Προκύωνα τότε το εκτιμώμενο μέγεθος είναι 0.4 ή 0.3 κοκ.ή ασθενέστερο του Αldebaran 1.2 , 1.3 κτλ (βλ. και τον σχετικό χάρτη στην Εικόνα 2).

Χάρτης παρατήρησης του α Ωρίωνα (από την AAVSO)

Εικόνα 2: Χάρτης παρατήρησης του α Ωρίωνα (από την AAVSO)

Υπάρχουν και άλλα αστέρια που μπορούν να παρατηρηθούν με γυμνό μάτι όπως το δέλτα του Κηφέα και ο Αλγκόλ.

Καταγραφή παρατήρησης

Τα στοιχεία που πρέπει απαραιτήτως να καταγράψουμε είναι τα εξής:

– όνομα μεταβλητού + des.code (αναφέρεται στους χάρτες)
– ημερομηνία-ώρα(UT)
– εκτιμώμενο μέγεθος
– μεγέθη άστρων σύγκρισης
– χάρτης που χρησιμοποιήθηκε
– σχόλια σε σχέση με τις συνθήκες παρατήρησης (παρουσία σελήνης, φωτορύπανση, δυνατός άνεμος κα)

Αυτά είναι το στοιχεία που ζητά η AAVSO και για το παραπάνω παράδειγμα με εκτιμώμενη τιμή 0.8 στις 20 Μαρτίου 2004 και τοπική ώρα 20.00 θα πρέπει να καταγραφούν ως εξής:

0549+07 ALPHA ORI 03/20/2004/22/00 UT 0.8 1.1,0.5 S/A/53

Υπάρχουν και άλλοι τρόποι καταγραφής ανάλογα με τον οργανισμό που στέλνονται οι παρατηρήσεις όπως αυτός της ΒΑΑ (British Astronomic Assosiation).
Φόρμες παρατήρησης μπορούν να βρεθούν ανάλογα τον με τον οργανισμό στις παραπάνω ιστοσελίδες.

Καλές παρατηρήσεις!




Παρατηρήσεις μεταβλητών άστρων 2003

Σε αυτή την λίστα μπορείτε να δείτε τα όλα τα μεταβλητά άστρα για τα οποία υπάρχουν παρατηρήσεις.

Για οτιδήποτε σχετίζεται με την παρατήρηση των μεταβλητών αστέρων μπορείτε να επικοινωνήσετε μαζί μας .

NAME DESIG RA DEC TYPE PERIOD RANGE OBS-2003
R AND 0018+38 00h24m02s +38d 34.6m M 409.33d 6.1-15.3 1
EG AND 0039+40 00h44m37s +40d 40.8m Z And ? 7.0-7.8 2
R BOO 1432+27 14h37m12s +26d 43.9m M 223.40d 7.1-12.3 1
V BOO 1425+39 14h29m45s +38d 51.5m SRa 258.01d 7.0-11.3 4
α CAS 0034+55 00h40m30s +56d 32.0m CST: constant? 2.2 1
ρ CAS 2349+56 23h54m23s +57d 30.0m SRd 320d 4.1-6.2 22
γ CAS 0050+60 00h56m43s +60d 43.0m G Cas ? 1.6-3.0 22
RZ CAS 0239+69 02h48m47s +69d 38.5m Ea / SM 1.195d, D-4.8h 6.4-7.8 1
SU CAS 0243+68 02h47m29s +68d 41m DCep 1.95d 5.8-6.2 1
V CAS 2307+59 23h11m40s +59d 42.0m M 228.83d 7.3-13.3 1
X CNC 0849+17 08h55m24s +17d 14.2m SRb 195d, (165d?) 5.9-7.3 1
δ CEP 2225+57 22h29m11s +58d 24.9m DCep 5.366341d 3.5-4.4 61
μ CEP 2140+58 21h43m30s +56d 46.8m SRc 730d 3.4-5.1 21
T CEP 2108+68 21h09m32s +68d 29.5m M 388.14d 5.6-10.9 10
S CEP 2136+78 21h35m13s +78d 37.5m M 486.84d 7.6-11.6 1
AF CYG 1927+45 19h30m13s +46d 08.9m SRb 92.5d 6.2-8.1 7
χ CYG 1946+32 19h50m33s +32d 54.9m M 408.05d 4.3-14.1 6
P CYG 2014+37A 20h17m48s +38d 02.0m S Dor 296.5d 3.0-6.0 2
RS CYG 2009+38 20h13m24s +38d 43.7m SRa 417.39d 7.2-9.2 6
SZ CYG 2029+46 20h32m54s +46d 36m D Cep 15.10d 8.6-10.0 2
V CYG 2038+47 20h41m18s +48d 08.6m M 421.27d 9.1-12.8 2
V568 CYG 2038+35 20h42m22.2s +35d 27m G Cas ? 6.0-6.9 4
Χ CYG 2039+35 20h43m25s +35d 35.3m D Cep 16.38d 5.8-7.6 16
V1339 CYG 2138+45 21h42m08s +45d 45.9m SRb 35d (uncertain) 5.9-7.1 1
W CYG 2135+44 21h36m02s +45d 22.5m SRb 131.1d 5.5-7.0 1
R CRB 1544+28A 15h48m35s +28d 09.4m R CB ? 5.7-14.8 1
S CRB 1517+31 15h21m24s +31d 21.8m M 360.26d 7.0-12.9 1
TW DRA 1532+64 15h33m51s +63d 54.4m EA / SD 2.807d,D-10.1h,d-1.3h 7.8-9.5 2
R DRA 1632+66 16h32m39s +66d 45.2m M 245.6d 7.6-12.4 1
RY DRA 1252+66 12h56m27s +65d 59.6m SRb (?) SRb (uncertain) 6.0-8.0 11
ζ GEM 0658+20 07h04m06s +20d 34m D Cep 10.2d 3.6-4.1 2
η GEM 0608+22 06h14m54s +22d 30m SRA+EA 233d,8yr 3.0-3.9 2
X HER 1559+47 16h02m40s +47d 14.2m SRb 100d 6.3-7.4 4
g HER 1625+42 16h28m39s +41d 52.7m SRb 80d 4.4-6.0 5
β LYR 1846+33 18h50m05s +33d 21.5m EB 12.936d 3.3-4.0 3
R LYR 1852+43 18h55m20s +43d 56.5m SRb 46d 3.8-5.0 8
T LYR 1828+36 18h32m20s +36d 53.9m Lb ? 7.8-9.6 1
W LYR 1811+36 18h14m56s +36d 40.0m M 197.88d 7.7-12.3 1
α ORI 0549+07 05h56m11s +07d 24.8m SRc 2070d, 335d 0.0-1.3 2
R LEO 0942+11 09h47m34s +11d 25.9m M 309.95d 5.8-10.1 1
X LEO 0945+12 09h51m02s +11d 52.8m UG 19.6d 11.1-15.7 1
R LYN 0653+55 07h01m19s +55d 20.4m M 378.75d 7.9-13.9 1
RZ SCO 1558-23 16h04m35s -24d 06.4m M 156.6d 8.8-12.4 1
R UMA 1037+69 10h44m39s +68d 46.5m M 301.62d 6.6-14.3 9
RS UMA 1234+59 12h38m58s +58d 29.0m M 258.97d 9.0-14.3 4
RY UMA 1215+61 12h20m30s +61d 18.6m SRb 311d 7.0-8.0 10
S UMA 1239+61 12h43m57s +61d 05.6m M 225.87d 7.7-12.4 10
ST UMA 1122+45 11h27m53s +45d 11.1m SRb 110d 6.4-7.5 2
T UMA 1231+60 12h36m23s +59d 29.2m M 256.60d 6.8-13.4 7
TX UMA 1039+46 10h45m18s +45d 34m Ea / SD 3.063d,D-9.4h dur-6h 6.9-8.5 2
VW UMA 1052+70 10h59m08s +69d 59.5m SR 125d 6.9-7.8 13
VY UMA 1038+67 10h45m04s +67d 24.7m Lb ? 5.9-7.0 14
W UMA 0936+56 09h43m45s +55d 57.1m Ew / KW 0.334d 8.3-9.1 1
Z UMA 1151+58 11h56m30s +57d 52.3m SRb 195.5d 6.5-9.4 14
S UMI 1533+78A 15h29m24s +78d 38.3m M 331.0d 8.3-12.0 9
U UMI 1415+67 14h17m19s +66d 47.6m M 330.92d 8.2-12.0 1
Tα στοιχεία της παραπάνω λίστας συγκεντρώθηκαν από τα sites των AAVSO, SPA και BAA.

Name: Το επίσημο όνομα του κάθε άστρου (σύμφωνα με την International Astronomical Union).
Designation: Ένας άλλος τρόπος για να αναγνωρίζουμε ένα άστρο (προέρχεται από τον συνδυασμό των συντεταγμένων του). Χρησιμοποιείται ως ένδειξη για την περιοχή στην οποία βρίσκεται το άστρο, αντί να χρησιμοποιούμε τους αστερισμούς που είναι πολύ πιο μεγάλα πεδία.
RA,Dec: R.A.-Right Ascension, Dec.-Declination είναι η ορθή αναφορά και η απόκλιση αντίστοιχα, που αποτελούν το ουρανογραφικό σύστημα συντεταγμένων που χρησιμοποιείται.
Type: O τύπος του μεταβλητού άστρου.Για έναν αναλυτικό κατάλογο δείτε στην AAVSO-typelist.
Period: H περίοδος μεταβολής της φωτεινότητας ενός άστρου.Αυτές οι τιμές είναι περισσότερο μέσες τιμές, παρά απόλυτα ακριβείς περίοδοι.
Range: Η ελάχιστη και η μέγιστη μέση τιμή της φωτεινότητας ενός άστρου.

Αριθμός παρατηρήσεων ανά παρατηρητή για το κάθε έτος.

ΟΝΟΜΑ ΠΑΡΑΤΗΡΗΤΗ 2003
Καρδάσης Μάνος 251
Μαραβέλιας Γρηγόρης 84
Στρίκης Ιάκωβος 6



Μια μικρή εισαγωγή στους μεταβλητούς αστέρες

Κατά την αρχαιότητα τα αστέρια αποτελούσαν το σύμβολο της σταθερότητας και η εικόνα του ουρανού, με εξαίρεση τους πλανήτες, έμοιαζε να είναι αμετάβλητη.Η άποψη αυτή άρχισε να αμφισβητείται μερικούς αιώνες μ.Χ. όταν Άραβες αστρονόμοι έδωσαν το όνομα Algol στο γνωστό μέχρι σήμερα αστέρι που σημαίνει “το δαιμονικό αστέρι” διαπιστώνοντας τις μεταβολές στη φωτεινότητά του.Κατά το 16ο αιώνα με την ανακάλυψη μερικών μεταβαλλόμενων σε φωτεινότητα αστέρων, όπως ο Μira η εικόνα της αστρικής σταθερότητας ανατράπηκε οριστικά.
Πάνω από τριάντα άλλα εύκολα με γυμνό οφθαλμό μεταβαλλόμενα αστέρια είναι σήμερα γνωστά συμπεριλαμβανομένων και κάποιων πολύ γνωστών όπως το δέλτα το Κηφέα και ο Μπετελγκέζ.

Οι αστέρες από την δημιουργία τους και καθόλη τη διάρκεια ζωής τους εξελίσσονται περνώντας περιόδους αργών μεταβολών, αλλά και περιόδους που διαδραματίζονται γρήγορες και εντυπωσιακές μεταβολές. Στις περιόδους ηρεμίας εμφανίζονται ως κανονικοί αστέρες, ενώ στις περιόδους έντονων μεταβολών (περίοδος μεταβολής<<περίοδος ζωής αστέρα) ως μεταβλητοί αστέρες.Η μεταβλητότητα αυτή εντοπίζεται συνήθως ως προς την φωτεινότητα από τον γήινο παρατηρητή.

Οι μεταβλητοί αστέρες λοιπόν είναι αστέρες των οποίων η φωτεινότητα μεταβάλετε σε συνάρτηση με το χρόνο.Οι μεταβολές φωτεινότητας κυμαίνονται από ένα χιλιοστό ενός μεγέθους φωτεινότητας έως και είκοσι μεγέθη φωτεινότητας σε περιόδους μεταξύ ενός κλάσματος του δευτερολέπτου έως και χρόνια, ανάλογα με τον τύπο του μεταβλητού αστεριού. 30.000 μεταβλητά αστέρια είναι γνωστά και καταχωρημένα, και πολλές χιλιάδες άλλα υποψιαζόμαστε ότι είναι μεταβλητά.
Ο πολύ μεγάλος αυτός αριθμός αστέρων απαιτεί ένα τεράστιο αριθμό τακτικών παρατηρήσεων που χωρίς την επιμελημένη βοήθεια των ερασιτεχνών αστρονόμων θα ήταν ανέφικτος.

Υπάρχουν διάφοροι λόγοι γιατί τα μεταβλητά αστέρια αλλάζουν σε φωτεινότητα. Τα παλλόμενα μεταβλητά, π.χ., διογκώνονται και συρρικνώνονται λόγω διαφόρων εσωτερικών δυνάμεων. Ενώ σε ένα εκλειπτικό διπλό αστέρι θα μειώνεται η φωτεινότητά του όταν σκιάζεται από τον συνοδό αστέρα, που κόβει τη διάδοση του φωτός στην ευθεία παρατηρητής-άστρο, και και θα αυξάνεται η φωτεινότητά του όταν πλέον απομακρυνθεί απ’αυτήν. Οι διαφορετικές αιτίες μεταβλητότητας των αστέρων μας οδηγούν στη ταξινόμηση τους σε διάφορες κατηγορίες.
Οι μεταβλητοί αστέρες πιο γενικά είναι ταξινομημένοι σε φυσικούς μεταβλητούς, όπου η μεταβλητότητα προκαλείται από φυσικές αλλαγές όπως ο παλμός ή η έκρηξη στον αστέρα ή στο αστρικό σύστημα (παλλόμενοι μεταβλητοί και κατακλυσμικοί μεταβλητοί), ή εκλειπτικούς μεταβλητούς, όπου η μεταβλητότητα προκαλείται από την έκλειψη ενός αστεριού από άλλο ή από τα αποτελέσματα της αστρικής περιστροφής.
Μια καλύτερη εικόνα εικόνα για τους τύπους των μεταβλητών και τις υποκατηγορίες τους βλέπουμε στην παρακάτω λίστα:

  1. Παλλόμενοι μεταβλητοί
    1. κηφείδες
    2. τύπου RR Λύρας
    3. τύπου RV Ταύρου
    4. μακράς περιόδου (Mira)
    5. ημικανονικοί (semiregular)
  2. Κατακλυσμικοί μεταβλητοί
    1. υπερκαινοφανείς (supernova)
    2. καινοφανείς (nova)
    3. επαναλαμβανόμενοι καινοφανείς
    4. καινοφανείς νάνοι (dwarf nova)
      1. τύπου U Διδύμων
      2. τύπου Z Καμηλοπάρδαλης
      3. τύπου SU Μεγάλης Άρκτου
    5. συμβιοτικοί
    6. τύπου R Βορείου Στεφάνου
  3. Εκλειπτικοί διπλοί αστέρες
  4. Περιστρεφόμενοι αστέρες
  5. Μεταβλητοί τύπου UV Κήτους (Flare stars)
  6. Ανώμαλοι μεταβλητοί

Το σύστημα ονομασίας που ακολουθείται για τα μεταβλητά χρησιμοποιεί το λατινικό αλφάβητο ξεκινώντας από το γράμμα R για το πρώτο μεταβλητό που έχει ανακαλυφθεί στον κάθε αστερισμό ακολουθούμενο από τη συντομογραφία του αστερισμού π.χ. R CRB (Corona Borealis).Το δεύτερο ονομάζεται S το τρίτο T κ.τ.λ. μέχρι το Z(R,S,T,U,V,W,X,Y,Z) .Μετά συνεχίζουμε με το RR,RS ως το RZ μετά SS(όχι SR) μέχρι το SZ κ.οκ. μέχρι το ZZ.Μετά το σύστημα ξαναρχίζει από το AA-AZ,BB(όχι BA) κ.τ.λ. μέχρι το QZ.Το γράμμα J παραλείπεται για να αποφευχθεί τυχόν συσχέτιση με το I.
Με αυτό τον τρόπο μπορούμε να ονοματίσουμε 334 μεταβλητά ανά αστερισμό. Όταν ανακαλύπτεται ένα νέο μεταβλητό τότε συνεχίζουμε με το V(VARIABLE)335…,V336….

Φυσικά για μεταβλητά αστέρια με γνωστότερα ονόματα το όνομά τους δεν αλλάζει όπως ο πολικός αστέρας,το δ Κηφέα κ.α.