Nr 3 - september 2014 Årgång 38

Nr 3 - september 2014 Årgång 38 Foto: Mikael Ingemyr

Medlem i Göteborgs Astronomiska Klubb blir du enklast genom att betala in 250 kronor till plusgirokonto: 4 77 03-4. ungdom till och med 19 år: 100 kronor familj: 350 kronor skola/bibliotek/institution: 500 kronor* Glöm inte att meddela namn, adress, telefon, e-post och födelseår (om du är under 18)! Som medlem får du: - tillgång till klubbens bibliotek - gå på 3-4 populärvetenskapliga föredrag per termin - gå på visningar vid klubbens observatorium i Mölnlycke - komma med på star parties på olika ställen i landet - rabatt på medlemskap i och tidskrifterna från Svenska Astronomiska Sällskapet (SAS) och Svensk Amatörastronomisk Förening (SAAF) Är du inte medlem så passa på att betala redan idag. Medlemskapet gäller ett år från det datum du betalar! Tilläggsavgifter: (Obs! Angivna tilläggsavgifter gäller för dem som betalar grundavgift till GAK ) Svenska Astronomiska Sällskapet (SAS): 200:- (ordinarie avgift 240:- ) Då får du tidskriften Populär Astronomi, 4 nummer per år. Hemsida: www.astro.su.se/sas Svensk AmatörAstronomisk Förening (SAAF): 160:- (ordinarie avgift 220:- ) Då får du tidskriften Telescopium, 4 nummer per år. Flerårig prenumeration ger mängdrabatt. Hemsida: www.saaf.se * Institutioner har fler förmåner. Kontakta ordföranden för mer information! E-postadresser: ordforanden@goteborgsastronomiskaklubb.se Bidrag till denna tidskrift kan sändas till aurora@goteborgsastronomiskaklubb.se Penninggåvor till GAK-fonden mottages tacksamt när som helst! Du kan också läsa AURORA via hemsidan. - Klicka på Aurora i innehållsförteckningen till vänster på hemsidan. - På Aurorasidan hittar du texten: Som medlem kan du läsa de senaste numren via denna länk (kräver - Klicka på länken. I år (2014) skall du ange medlem och lösenordet st10iii Nästa nummer beräknas utkomma i början av juni. MANUSSTOPP: 15 november 2014 Omslagsbilden: Se sidan 5. Bilden på baksidan: Slöja över Vintergatan. Norrskenet sträcker sig från öst till väst och nästan rakt upp ser man en bit av vintergatan bakom en slöja av norrsken. Höga iso och ganska korta tider är bra för att stråken ska framträda. För långa tider smetar ur norrskenet. Fotograf: Torbjörn Tapani 2

3 GAK:s STYRELSE: Christian Vestergaard Claes-Göran Carlsson Jan Persson Jan-Gunnar Tingsell Göran Kajler Olof Karmedal (ordf.) (vice ordf.) (kassör) (sekr.) (obs.-förv.) (ledamot) Ingemar Ewaldz Christer Brattås Sven-Göran Lätt Conny Jonsson Claes Tunälv (ledamot) (suppleant) (suppleant) (suppleant) (suppleant) E-POSTADRESSER: ordforande@goteborgsastronomiskaklubb.se kassoren@goteborgsastronomiskaklubb.se forestandare@goteborgsastronomiskaklubb.se aurora@goteborgsastronomiskaklubb.se webmaster@goteborgsastronomiskaklubb.se KALENDARIUM Den 13:e och 14:e september är det arbetsdagar vid klubbobservatoriet. Då hoppas vi att med gamla och nya medlemmar kunna lyfta observatoriets status i många hänseenden. All hjälp är välkommen. För att kunna veta vad som finns att göra så har vi lagt upp en länk till en lista över tänkta arbetsuppgifter, stora som små. Studera gärna den och anmäl dig sedan till Göran Kajler via forestandare@goteborgsastronomiskaklubb.se. Vi kör igång kl 9:00 och avslutar vid 19:00. Ett ypperligt tillfälle att träffa nya kompisar och bekanta sig med observatoriet. Väl mött! Visningsschema klubbobservatoriet -- hösten 2014 29 eller 30 aug kl 21 (fre/lör) Johan Sandqvist 19 eller 20 sep kl 20:30 (fre/lör) Göran Kajler 17 och 18 okt kl 19 (fre/lör) Göran Kajler Astronomins Dag och Natt 24 eller 25 okt kl 19 (fre/lör) Johan Sandqvist 14 eller 15 nov kl 19 (fre/lör) Johan Linnér 21 eller 22 nov kl 19 (fre/lör) Johan Linnér

4 FÖREDRAG HÖSTEN 2014, klockan 14.00 15.30 Proffsfotograf Göran Strand. Östersund Astrofotografering i nejderna av Jämtland. Datum. 12 oktober. Docent Cathy Horrelou Onsala Rymdobservatorium/CTH Magnetfält i universum - Om framtida observationer med gigantiska radioteleskop. Datum. 9 november. Observatorieföreståndare Katja Lindblom Slottsskogsobservatoriet De kom från yttre rymden - Om asteroider och andra kosmiska stenar. Datum. 7 december. Jupiter 2014 Fotograf: telescope: camera: filters: Loc: Ascanio Trivisano från Caserta i italienska Kampanien. C11XLT celestron ASI120MM monocrome Baader set RGB Caserta - Italy

SN 2014J (se bilden på omslaget) Ingen har nog missat att en supernova upptäcktes i M82 i mitten av januari. Supernovan, som fick namnet SN2014J, är den närmsta supernovan av typ Ia på över fyra decennier. Denna typ av supernova är speciell, då den kan användas för att bestämma avstånd i Universum och det var exempelvis med hjälp av typ Iasupernovor som Nobelpristagarna i fysik 2011 upptäckte Universums accelererande expansion. Jag hade aldrig tidigare sett en supernova visuellt tidigare, men den 16:e februari, den första klara natten över Uppsala på flera veckor, blev natten som fotoner från en sådan stjärnexplosion, starkare än alla andra stjärnor i sin galax tillsammans, träffade min näthinna och jag begrundade vad jag såg. Det var en enormt häftig upplevelse! Jag observerade med Westerlundteleskopet, en 90-cm Cassegrainreflektor, ovanpå Ångströmlaboratoriet, Uppsala universitet. I det andra nasmyth-fokuset på teleskopet sitter en SBIG STL- 1001E; en CCD-kamera med 1024x1024 pixlar. Jag och min studiekamrat Måns Holmberg kylde den till -40 C för att minska mörkerströmmen, och tog exponeringar av supernovan och M82 med den. Totalt blev det 11 minuters exponering vardera i de fotometriska filtren B, V och R, uppdelat i många individuella 30- och 40-sekundersexponeringar. Så totalt 33 minuter. Då vi började observera runt 23-tiden på kvällen hade vi inga flats tagna på himlen vid skymningen, så vi hade inget annat val än att sitta kvar i kontrollrummet till gryning. På den ljusa sidan fick vi gott om tid att ta bias och darks, vilket är andra kalibreringsbilder som också behövs till bildbehandlingen. Självklart observerade vi även andra objekt under natten, såsom Jupiter och M106. Det visade sig också vara värt att vara uppe hela natten, ty gryningen var enormt vacker och upplevelsen av den var onekligen speciell. Efteråt analyserade Måns bilderna och mätte magnituderna i de olika banden till 12.97 i B, 11.14 i V, samt 10.60 i R. Den sammansatta bilden blev nog det bästa astrofoto någon av oss någonsin tagit. Mikael Ingemyr ordförande Astronomisk Ungdom

Fotograf: Torbjörn Tapani Datum: 31 Okt 2013 01:24:03 Exponering 11 sek f/2.8 Brännvidd 14 mm ISO 400 En bil lyser upp gamla Gäddviksbron med sitt helljus. Jag höll på med en 30 sekunders exponering men avbröt innan bilen körde ut på bron därav den lite udda tiden 11 sekunder. Bilden blev lite mörk på ISO 400 men kunde justeras i efterbehandlingen.

7 En bild på fornlämningen Ales Stenar i Skåne. Fotot är taget en 5D Mk3 + Samyang 14/2.8 med F2.8, 120s och ISO3200 mha av en stjärnföljaren Vixen Polarie. Foto: Stefan Nilsson, Åhus

8 M66 GROUP Foto och text: Zoltan Nagy M66 Group, även kallad Leo triplet, med galaxerna M66, M65 samt NGC 3628. Dessa ligger ca 36 miljoner ljusår från oss. Bilden är tagen utanför Skinnskatteberg i Västmanland. Fotograferad med "omoddad" Canon EOS 5D Mark III samt Skywatcher 190mn på NEQ6 montering, autoguidning med Skywatcher Synguider + Sky-Watcher 102mm Guide teleskop. Exponering 2tim 8min (32x270s) ISO3200. Bilden är behandlad i programmet Pixinsight samt Photoshop.

9 O-C diagram och periodförändringar hos miror Artikel av Thomas Karlsson Det senaste året har jag ägnat rätt mycket tid på att bygga upp en databas med uppgifter om maxima för miror. Det hela började när jag bläddrade i ett gammalt nummer av The Scandinavian Variable Star Observers Report från 1992 jag fått av Hans Bengtson. I rapporten fanns för mirorna en tabell över datum för observerade maxima tillsammans med beräknat datum och skillnaden mellan observerad och beräknad tid, det s.k. O-C värdet. Först tyckte jag det skulle vara intressant om man kunde få fram maxima för miror från observationerna i SVO-databasen. Det skulle dels bli ett sätt att använda materialet för att få fram något av vetenskapligt värde och dels bli en dokumentation över vilka miror som har observerats genom tiderna av svenska amatörastronomer. Jag insåg ganska snart att det inte var en framkomlig väg att bedöma maxpunkterna i ljuskurvorna manuellt pga. materialets omfattning. Jag började därför arbeta på ett datorprogram som kunde detektera alla maxima och bestämma tidpunkt och magnitud för maxpunkterna i ljuskurvan utifrån en fil med observationerna för stjärnan. Metoderna och algoritmerna i programmet har förbättrats och förfinats under arbetets gång och fungerar nu riktigt bra. Jag ska inte gå på djupet med tekniska detaljer men i korthet arbetar programmet i tre steg: 1. Detektera topparna i kurvan enligt vissa kriterier, som att det runt maxpunkten ska finnas ett visst antal observationer och de ska ha en viss amplitud före och efter maxpunkten. 2. Anpassa en polynomkurva till observationerna runt maxpunkten. Programmet kan antingen använda polynomets maxpunkt för tidpunkt och magnitud för maximet och stoppa där. Eller kan man välja att överlagra varje enskilt maximums ljuskurva till en enda medelljuskurva för stjärnan och gå vidare med steg 3. 3. Här matchas stjärnans medelljuskurva från steg 2 mot varje enskild topp i ljuskurvan. Man fångar stjärnans underliggande ljusväxlingstakt bättre när man använder medelljuskurvor jämfört med polynom, då varje enskilt maximum för en mira kan variera avsevärt i form, en variation som är större än takten i ljusväxlingen. Bearbetningen av SVO-observationerna av miror blev till en rapport, Maxima för miror i SVO, som finns under rubriken Publikationer på SVO:s webbsida http://var.astronet.se.

10 Jag hade nu fått blodad tand och ville testa mitt program på AAVSOs och de andra variabelorganisationernas material. Programmet utökades så att även filformaten från AAVSO och AFOEV kunde användas, senare även formaten för VSOLJ och BAA/VSS. Jag läste samtidigt på en del om miror och deras astrofysikaliska egenskaper och om hur man använder O-C diagram för att upptäcka periodförändringar. Först lite kort om miror. Miror är stjärnor med en typisk initial vikt på 1-2 solmassor. I HR-diagrammet befinner de sig på den s.k. asymptotiska jättegrenen (AGB-stjärnor). Detta innebär att de förbrukat sitt väte i kärnan, passerat jättestadiet med heliumförbränning i kärnan och nu är en stjärna med en inaktiv kärna av syre och kol. Energiproduktion sker nu genom fusion av väte och helium i skal runt kärnan. Stjärnan är i denna fas enormt uppsvälld, flera hundra gånger sin ursprungliga storlek. Den typiska egenskapen från en variabelobservatörs synpunkt är den stora amplituden i ljusväxlingen under en cykel. Pulseringen hos mirorna, liksom andra röda jättar, drivs av skillnaden i genomskinlighet hos neutralt och enkeljoniserat väte och helium. Den totala variationen i energiflödet från stjärnan under en cykel är mycket mindre än variationen i synligt ljus antyder. I infrarött ljus kan variationen vara en magnitud medan den i V-bandet typiskt ligger på 6-7 magnituder. Detta beror på att halterna av TiO och andra molekyler med mycket hög absorptionsförmåga i synligt ljus växlar mycket i stjärnans yttre atmosfär under en cykel. Kanske är det inga större fysikaliska skillnader mellan miror och t.ex. SRa- eller SRb-stjärnor som har mindre amplitud och oregelbundnare period. Kanske kan en stjärna variera mellan att vara halvregelbunden och mira under sin AGB-fas. AGB-fasens längd beräknas vara en eller ett par miljoner år, så tiden som mira är en rätt kort del av stjärnans hela liv som kan vara upp till 10 miljarder år. En spännande sak med miror är att undersöka periodförändringar. Enligt teoretiska modeller för AGB-stjärnor är perioden ungefärligt proportionell mot stjärnans radie i kvadrat och omvänt proportionell mot massan. Radien i sin tur är beroende av bl.a. stjärnans temperatur och utvecklingsfas. Efter hand som stjärnan utvecklas kan dessa parametrar förändras vilket manifesteras i periodförändringar. Massan ändras t.ex. genom en stark stjärnvind och att de yttre lagren kastas av efter hand. Temperaturen kan ändras vid en s.k. helium shell flash eller thermal pulse. Förbränningen av väte ger helium som restprodukt, som lägger sig i ett skal runt kärnan. När tillräckligt mycket helium bildats antändas det och blir för en kort tid den huvudsakliga energikällan. Efter att heliumet har förbrukats återgår stjärnan att bränna väte. Dessa pulser varar från några hundra upp till tusen år med 50000 till 100000 års mellanrum.

11 En shell flash kan också påverka stjärnans kemiska sammansättning i de yttre lagren genom att föra upp material, som kol och syre, till ytan samt snabbar på massförlusten genom att yttre skal stöts bort. Hur en shell flash påverkar perioden är komplicerat, i nedanstående figur visas periodens utveckling över tiden för en AGB-stjärna i en modell från Vassiliadis & Wood 1993. Diagrammet visar hur perioden teoretiskt förändras under 600000 år för en stjärna med en solmassa. Man ser att under större delen av tiden är perioden långsamt ökande, men att vid en shell flash sker en mycket snabb både ökning och minskning. Shell flashens andel av den totala tiden beräknas vara en eller ett par procent. Utifrån detta skulle vi kunna förvänta oss att se snabba periodförändringar hos denna andel av de observerade mirorna, vilket vi faktiskt gör. Om sedan en shell flash är orsaken till förändringen hos de åtta mirorna med störst periodförändringar, eller om det finns andra orsaker har debatterats i åtskilliga vetenskapliga artiklar. För övriga miror, de som befinner sig i perioden mellan två shell flashar, skulle vi om den här modellen är riktig se en långsam ökning av perioden över tiden. Hittills verkar dock tidsspannet som miror observerats vara för kort för att tydligt se detta mönster. Denna förändring drunknar antagligen i några andra egenskaper i perioden hos mirorna. Dels varierar perioden slumpmässigt en hel del från cykel till cykel och är inte alls lika konstant som t.ex. cepheidernas och RR Lyrae-

stjärnornas period. Dessa slumpmässiga variationer adderas över tiden och kan vara svåra att skilja från fysikaliskt orsakade periodförändringar. Dels finns det miror vars period på 20-80 års sikt kan variera upp och ned med så mycket som 10% runt ett medelvärde, s.k. meandrande miror. En egenskap som det för närvarande inte finns någon bra förklaring till. I AAVSOs databas letade jag efter miror med observationer som täckte minst 20 maxima och fick till slut ihop en lista på 488 stjärnor. Jag hämtade sedan in alla observationer för dessa 488 stjärnor från de fyra största variabelorganisationerna AAVSO, AFOEV, VSOLJ och BAA/VSS och lät mitt program bearbeta dem och fick på så sätt fram datum och magnitud för drygt 34000 maxima. Som nämnts sker de fysikaliska förändringarna långsamt på en mänsklig skala, därför är det viktigt med en så lång tidsaxel som möjligt för att underliggande trender i perioden ska tränga igenom det slumpmässiga bruset. Jag har därför kompletterat databasen med alla äldre maxima jag kunnat hitta. Över 9000 äldre maxima har hittills lagts in, vilket har förlängt tidsaxeln med flera decennier för många av stjärnorna. För Mira själv finns data ända tillbaka till upptäckten år 1596! Jag har sedan gjort ett antal webbsidor för att presentera innehållet i databasen, som fysiskt finns på Astronets server. Dessa hittas på var.astronet.se/mirainfooc.php eller genom menyvalet O-C diagram för miror under Ljuskurvor & Resultat på SVOs webbsida. Till varje stjärna finns ett O-C diagram tillsammans med lite fakta och statistik om stjärnan. I följande figur finns ett exempel på ett sånt diagram. 12

13 Diagrammet visar alltså observerad (O) minus beräknad (C) tidpunkt för maximum cykel för cykel. X-axeln visar cykelns nummer där 0 är utgångsepoken i GCVSkatalogen och y-axeln visar O-C värdet. De röda prickarna är de maxima jag själv bestämt från observationerna och de blå är de jag hämtat från andra källor. Genom att klicka på diagrammet får man upp en tabell med datum och magnitud för alla maxima. Period och epok för beräkningen av C är justerade jämfört med värdena i GCVS så att diagrammet alltid har en jämvikt runt y=0. Den justerade perioden är en mer korrekt uppgift på stjärnans medelperiod för diagrammets tidsspann än uppgiften i GCVS. GCVS period och epok är värdena som står under diagrammet. De har sedan justerats med värdena _P och _Epoch vid beräkningen av C. När trenden i diagrammet pekar uppåt betyder det att perioden är längre än medelperioden och motsatt när kurvan pekar neråt är perioden kortare än medelperioden för de avsnitten. O perioden hela tiden ökar eller minskar i jämn takt får O-C kurvan parabolisk form. _P/C visar kurvans paraboliska komponent uttryckt i genomsnittlig periodförändring i dygn per cykel. Värdena t och r2 är två statistiska mått som visar hur väl kurvan följer den paraboliska formen. Ju högre värdet på t är och ju närmare 1 r2 är, ju närmare följer kurvan en parabolisk form och det är troligare att stjärnan har en långsiktiga ökning eller minskning av perioden. LC, Avg och Per är tre länkar till stjärnans medelljuskurva, en utjämnad version av O-C diagrammet och ett perioddiagram för stjärnan. Här visas dessa för chi Cyg. Exemplet med chi Cyg visar lite på svårigheterna att bedöma långsiktiga periodförändringar. Stjärnan är en av de tidigast upptäckta mirorna och vi har uppgifter för maxima ända tillbaks till 1686. O-C diagrammet har en parabolliknande form men periodförändringen är bara 0.013 dygn/cykel, vilket blir 3.9 dagar för de 291 cyklerna i diagrammet. I perioddiagrammet kan vi se detta genom att perioden i genomsnitt har ökat från ca. 405 till 409. Men i ett kortare perspektiv på 10-15 cykler är variationen större än så, 402-415 dagar. Och är förändringen långsamt pågående eller har stjärnan ändrat beteende vid ett tillfälle runt 1850 (cykel -110)?

Båda fallen kan vara rimliga utifrån bilden, men pga. den långa tidsaxen har jag valt att ta med stjärnan som en kandidat bland miror som kan ha långsam periodökning i listan nedan. För några andra stjärnor är bilden klarare, Templeton, Mattei & Willson identifierade 1995 åtta miror med stora och tydliga periodförändringar: R Aql, R Cen, BH Cru, LX Cyg, W Dra, R Hya, Z Tau och T UMi. Dock är karaktären för dessa åtta stjärnor rätt olika, från snabba plötsliga förändringar till mer långsamma som pågått under längre tid. T UMi har haft den mest dramatiska utvecklingen. Från att ha haft en period på runt 315 dygn mellan 1900 och 1970 började den först sakta och sedan allt snabbare avta. I början 1990-talet började förändringen uppmärksammas inom variabelkretsar, perioden var då 280. Perioden sjönk sedan till ca. 230 fram till 2005 samtidigt som amplituden också minskade. Efter 2005 har stjärnan varierat oregelbundet med rätt liten amplitud och får nu snarare betecknas som halvregelbunden än som mira. LX Cyg uppmärksammades för periodförändringar av Alksne & Alksnis 1985. Mitt material visar att perioden sakta ökade från 460 till 470 1900-1970. Ökningen accelererade sedan fram till 1980 då perioden låg på 485 och sedan ännu snabbare fram till år 2000 då perioden var hela 585 dygn. Sedan 2005 verkar perioden ha stabiliserats på runt 590. BH Cru har en liknande utveckling som LX Cyg. Periodförändringar noterades av Bateson m.fl. 1988. Tyvärr finns inga observationer längre tillbaks än 1969. Stjärnan hade i början av 1970-talet en period på 430 dygn och dubbla maxima. Perioden ökade snabbt 1975-1995 och låg på 525 i mitten av 1990-talet. Ökningen mattades sedan av och perioden har efter år 2000 minskat något, från 530 år 2000 till 520 år 2011. I samband med periodökningen ökade ljusstyrkan för det andra maximet medan det första låg kvar på sin ursprungliga nivå. Detta har medfört att BH Cru nu har ett enkelt maximum med en puckel på den stigande fasen där det tidigare första maximet fanns. R Aql har haft en konstant minskning av perioden i stort sett under hela tiden sedan dess upptäckt 1856. Den genomsnittliga minskningen har varit -0.424 dygn/cykel. Perioden var vid upptäckten 345 och har sedan dess minskat till 270 dygn. Dock har perioden de senaste åren ökat något till ca 275. Liknande ökningar skedde också åren runt 1945 och 1985, men vid båda dessa tillfällen fortsatte perioden efter några år neråt igen. Z Tau har en liknande utveckling som R Aql, med en period som stadigt minskat sedan stjärnan upptäcktes. Periodförändringen uppmärksammades av Nagel 1986. Takten i minskningen har i genomsnitt varit -0.756 dygn /cykel. Perioden var år 1900 500 dygn och har sedan dess minskat till 445. Vid ett par tillfällen, runt 1950 och 1990, har minskningen stannat upp eller t.o.m. vänt, för att sedan återgå till det tidigare mönstret. 14

15 W Dra har till skillnad från R Aql och Z Tau en långsamt ökande period, annars har de många likheter i sin periodförändring. Ökningen för W Dra har i genomsnitt varit +0.224 dygn/cykel och perioden har ökat från 255 i början av 1900-talet till runt 290 dygn nu. Ökningen har tillfälligt stanna upp åren runt 1930 och 1990 för att sedan ta fart igen. För R Aql, Z Tau och W Dra kan man ana ett meandrande beteende om man tar bort den kontinuerliga periodförändringen. R Cen tillhör den lilla gruppen miror med dubbla maxima. Sedan upptäckten 1871 till 2011 har perioden minskat från ca. 570 till 500 dygn, i snitt -0.595 dygn/cykel. Jämfört med de tre föregående stjärnorna är förändringstakten för R Cen mer ojämn. T.ex. minskade perioden snabbt 1920-1930 från 560 till 540 för att 1930-1950 sedan öka till 550 dygn. Efter 1950 har minskningstakten varit relativt konstant. I takt med att perioden minskat har också amplituden i ljusväxlingen minskat med ca. 1/3 och det andra maximet blivit otydligare. R Hya var känd för sin avtagande period redan under 1800-talet. Perioden verkar ha varit relativt stabil, runt 495 dygn, fram till 1770-talet då den började avta. Med några få avbrottpågick minskningen kontinuerligt fram till ca. 1950 då perioden låg på 385. Därefter har perioden varierat mellan 375 och 395 dygn. Nedan följer några ytterligare och högst preliminära kandidater på miror som kan ha små, men kontinuerliga periodförändringar med utgångspunkt från mitt material över maxima. De flesta av dessa har också ett mer eller mindre tydligt meandrande beteende där perioden kortsiktigt ändras betydligt mer än den kontinuerliga trenden. Kontinuerligt ökande period chi Cyg +0.013 dygn/cykel, +3.9 dygn 1686-2011, meandrar med perioden 40-70 år. W Lyr +0.009 dygn/cykel, +2.0 dygn 1896-2011, meandrar med perioden 30-40 år. T Phe +0.021 dygn/cykel, +3.4 dygn 1889-2010. T Scl +0.034 dygn/cykel, +6.9 dygn 1896-2009. Kontinuerligt avtagande period SS Her -0.004 dygn/cykel, -1.6 dygn 1899-2011, meandrar med perioden 20-30 år. RU Hya -0.034 dygn/cykel, -5.0 dygn 1879-2011, meandrar med perioden 20 år. W Pup -0.002 dygn/cykel, -0.9 dygn 1893-2011, meandrar. Z Vir -0.051 dygn/cykel, -7.5 dygn 1885-2009. SU Vir -0.031 dygn/cykel, -5.4 dygn 1910-2011, meandrar med perioden 20-30 år. Och allra sist några preliminära resultat för miror med tydligt meandrande beteende eller där perioden förändrats mycket på ett mer oregelbundet vis. RS Aqr perioden varierar oregelbundet, 211-225 dygn. T CMi perioden meandrar, 313-329 under 30-60 år

16 T Cep perioden meandrar, 375-402 dygn under 50-60 år. TY Cyg perioden meandrar, 341-359 dygn under 40-50 år. V Del perioden varierar oregelbundet, 516-545 dygn. U Dra perioden meandrar, 311-327 dygn under 40-50 år. S Her perioden varierar oregelbundet, 299-317 dygn. R Lep perioden meandrar, 415-450 dygn under 50-80 år. T Lyn perioden varierar oregelbundet, 402-428 dygn. R Nor perioden meandrar, 485-512 under 30 år. S Ori perioden meandrar, 405-445 dygn under 40-60 år. U Per perioden meandrar, 313-332. Z Sco perioden varierar oregelbundet, 340-378 dygn. RU Sco perioden meandrar, 350-380 under 70 år. S Sex perioden meandrar 250-267 under 30-40 år. RU Tau perioden meandrar, 542-615 dygn under 50 år Z Vel perioden meandrar, 402-440 dygn under 70 år. Referenser Percy, John R. & Au, Winnie W.-Y., 1998, PASP, 111, 98, Long-Term Changes in Mira Stars. II. A Search for Evolutionary Period Changes in Mira Stars Percy, John, 2007, Cambridge university press, Understanding variable stars Vassiliadis, E.& Wood, P. R.. 1993, ApJ, 413, 641, Evolution of low- and intermediatemass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss Templeton, M. R., Mattei, J. A. & Willson, L. A., 2005, AJ, 130, 776, Secular Evolution in Mira Variable Pulsations Willson, Lee Anne & Marengo Massimo, 2012, JAAVSO, 40, 516, Miras.

VÄGASTRONOMI I GAK Vägastronomi, dvs att samlas någonstans utanför Göteborg där det är mörkare och titta och umgås tillsammans, borde vara en av de trevligare aktiviteterna att skaka liv i. Efter att ha hört mig för lite så visste jag att det skulle kunna bli ett gäng intresserade. Har försökt att börja reka platser och Lars Brive har ett ställe på gång ungefär vid Hindås. Så i våras fick vi även ett erbjudande från en av våra medlemmar, Lennart Grebelius, att vi kunde få använda hans sommarstugetomt för detta ändamål. Den ligger faktiskt bara 8 km ifrån den plats som Lars Brive hittat. Jag och Lars åkte iväg på ett studiebesök och gjorde en liten rundvandring tillsammans med Lennart. Han hade utlovat en mörk himmel vilket lät spännande. Stället ligger en bit bort, ca 45 min eller 5-6 mil från Göteborg. Han brukar åka dit rätt så ofta på helgerna men om det skulle knipa så kan vi komma även om han inte är där själv. Det finns eluttag som vi kan komma åt om vi behöver. Det fanns rätt mycket skog runt om men söder och västerläge hade låg horisont och det var gott om plats att både parkera och ställa upp teleskop på. Lördagen den 29 mars var det dags att testa Lennarts ställe och vi var 5 st som mötte upp på ICA Maxis parkering. Vädret var jättefint och man var förväntansfull. Själv hade jag fått problem med bilen och precis lämnat av den på verkstad samt i all hast fixat en hyrbil. Kom till mötesplatsen någon minut sen. Pust! Snacka om Murphys Law. Nu var baksätet fällt och där låg mitt hemmabyggda 6 Newton och väntade på att vädras. Hade lyckats fylla hela bagaget själv vilket kändes lite pinsamt eftersom jag gått ut och lovat en plats i bilen. Nu var det inga problem med platser och dessutom så hade Bachman Vedad inget teleskop med sig så det passade bra att han fick åka med mig. Övriga deltagare var Sven-Göran Lätt, Johan Linnér och Ronnie Persson. I Bollebygd mötte Bengt Andersson från Alingsås Astronomiska Klubb upp och senare på kvällen anslöt även Johan Sandqvist. Så totalt blev vi alltså 7 st denna kväll.

Väl framme började alla raskt att packa upp sina grejer. Det började strax att skymma och det var dags för mig att försöka mig på en polinställning. Hade läst på lite om hur jag skulle ställa in min pol-kikare men tyckte att det gick lite trögt att hitta referensstjärnorna. Efter några minuter upptäckte jag att locket på polkikaren fortfarande satt på!! Sedan blev det lite lättare Att få hela sessionen att fungera i mörkret kräver mycket planering och eftertanke, vilket är en av de trevligare utmaningarna. Man lär sig väldigt mycket på en kväll och man kommer hem med många nya idéer om förbättringar som man kan göra. Att klä sig lagom varmt är också en konst. Att lära sig att hitta sina objekt på himlen är minsann inte alltid så lätt det heller. Har man ett teleskop med GOTO-funktion (fusk!) så har man inget problem med detta men ska man stjärnhoppa så krävs det mycket träning. Astrofotografering är en annan stor utmaning och Ronnie var utrustad med ett mindre Newtonteleskop som hade just ovan nämnda GOTO-funktion. Till detta kopplade han sin systemkamera och han var fruuuktansvärt produktiv under kvällen. Han producerade det ena bilden efter det andra och vi fick komma och titta 18

19 emellanåt. Hur många olika objekt han hann med vet jag inte men det var säkert mer än 10. Under samma tid lyckades jag två, tre bilder av samma objekt. Sven-Göran fick också tid att koppla upp sin systemkamera på Ronnies teleskop och ta några bilder, bla nedanstående vänstra bild på M81 & M82. Mitt mål vara att komma igång lite med astrofoto och jag hade inte så bra koll på hur min drivning till teleskopet var. Visste att det fanns lite defekter i den så jag hade som mål att försöka ta en bild av M51 (Whirlpoolgalaxen) med 200mm teleobjektiv och piggybackmontering på teleskopet. Efter mycket trixande hit och dit så blev det till slut en bild. Det kändes det väldigt bra att kunna åstadkomma en bild även om objektet blev pyttelitet. Ovanstående högra bild är tagen med 210mm; f:5,6; 2-3 min med ISO 1600. Fikat hade man nästan glömt bort. Plockade fram detta och lutade mig tillbaka i en medhavd tältstol. Alla var upptagna på var sitt håll så det blev inte den där fikasamlingen som jag hade sett framför mig. Nästa gång kanske. En underbar kväll gick mot sitt slut och vi packade ihop och åkte därifrån i gemensam tropp. Detta gav mersmak och förhoppningsvis ska vi kunna införliva vägastronomi som en återkommande aktivitet i GAK. Jag kommer att lägga upp en anmälningslista på GAK s hemsida. Där ska man kunna sätta upp sig som intresserad och även kunna göra ett upprop. Så håll utkik! Göran Kajler

SUPERNOVAKVÄLL I KLUBBOBSERVATORIET 17 FEB. 2014 En ny supernova upptäcktes i mitten av januari 2014 i galaxen M82. Den fick beteckningen SN2014J. Dess maximala magnitud beräknades till 10,5 och skulle uppnås i slutet av januari. Den skulle alltså kunna ses i mindre teleskop. Den 17 februari var det klart och då samlades ett gäng på drygt 10 förväntansfulla personer i klubbobservatoriet. Det blev en underbar kväll med fantastiskt väder och det känns väldigt skönt att vi kunde utnyttja denna efter allt gråväder. Dagen efter var det grått igen. 20 Först hade vi lite huvudbry eftersom vajerlåset till refraktorns drivning hade hoppat av så vi fick säkra upp lodet i pelaren så det inte skulle rasa ned i botten, men vi kunde köra vidare ändå. Först tog vi in Dubhe i Karlavagnen och satte koordinaterna för denna. Sedan bar det iväg mot M81 och M82. Dom är faktiskt inte så lätta att upptäcka i sökarna men vi kom ju rätt på med refraktorn så det gick att lotsa in dom någorlunda lätt. Först använde vi ett 55mm okular (2" originalokular) sedan gick vi över till vårt nya 19mm Extra Flat som är riktigt bra. Det var faktiskt förvånansvärt lätt att se supernovan i refraktorn. Att hitta rätt med Dobson var värre. Novan står nästan rakt upp på himlen så det är nästan omöjligt att sikta med tuben. Telraden fungerade inte och jag flaxade runt med sökaren en bra stund utan att lyckas. Sedan kom Sven-Göran Lätt och letade rätt på den på ett par minuter. Tack! Hur bar du dig åt egentligen?

Lars Brive testade att med en kompaktkamera exponera bakom okularet i 16 sekunder, utan att kunna se något på displayen. Ställde in skärpan på oändligt och sköt från höften. Egentligen Mission impossible men den (övre bilden) blev ju faktiskt fantastiskt bra under dom förutsättningarna. Ronnie Persson har redigerat bilden. Expdata: 16 sek; bl 3,2; ISO3200 Sedan avslutade vi med lite Jupiter och månen på slutet. En kväll att minnas! Göran Kajler

22 Arbetsdagar vid klubbobservatoriet i Lahall 13-14 sep. 2014 Vårt kära klubbobservatorium behöver mycket underhåll och upprustning. Ovanstående helg anordnas arbetsdagar för att göra en uppryckning av statusen. Det finns många uppgifter att välja på, både stora och små. En lista över dessa har lagts ut på hemsidan,www.goteborgsastronomiskaklubb.se. Studera gärna den och hör av dig till undertecknad på forestandare@goteborgsastronomiskaklubb.se så vi kan planera på bästa sätt. Vi kör igång kl 9:00 och avslutar vid 19:00 båda dagarna. Jag och Lars Brive kommer att varva vår närvaro för att arbetsleda. Ett ypperligt tillfälle att träffa nya kompisar och att bekanta sig med observatoriet. Om det blir bra väder kan det hända att vi observerar lite. Väl mött! Göran Kajler, föreståndare

23 Objekt Namn Datum Solen Solen 2014-07-07 12:00:00 Typ Exponering Fotograf Solen 1/160, ca 200 bilder per bild Mikael de Rzewuski Kamera Teleskop Hemsida Canon 550D Beskrivning Celestron NexStar 5SE OTA Här är ett kollage av lite bilder från måndagens solfångst. Alla bilder förutom ett fångades genom en baader solfilmsutrustad NexStar 5SE OTA. Bilden längst ner till vänster fångades med en Lunt LS35. Stackning genomförd i Avistacker (brukar normalt använda Registax men ville prova något nytt) och redigering genomförd i PS. Canon 550d i både crop och full hd-läge användes. Spaceweather.com användes för att identifiera fläckarna.

Slöja över Vintergatan Fotograf: Torbjörn Tapani 24