Stjörnuathuganir sem eru kynntar á þessu vefsetri hafa flestar verið gerðar frá Hornafirði. Þær ganga út á  að mæla ljósstyrk breytistjarna, t.a.m. myrkvatvístirna, eða þegar fjarreikistjörnur eru í þvergöngu. Þær síðarnefndu flokkast ekki til breytistjarna enda eru birtusveiflurnar af öðrum toga.

The observations presented at this website have been implemented in Hornafjörður, Southeast Iceland. Photometry is used to measure the light intensity of a variable star, frequently a eclipsing binary or a transiting exoplanet. The latter are not classified as variables, as the brightness variations is of different nature.

Breytistjörnur - Variable stars

Breytistjörnur veita mikilvægar upplýsingar um eðli og eiginleika stjarna, eins og massa, þvermál, birtu, hita og samsetningu og hvernig þær þróast. Til þess að öðlast skilning á hegðun þeirra eru fjölmargar breytistjörnur vaktaðar kerfisbundið, margar hverjar áratugum saman eða lengur. Engar stjörnustöðvar sinna svo yfirgripsmiklu verki enda tímafrekt og fjöldinn mikill. Stjörnufræðingar njóta því liðsinnis stjörnuáhugamanna sem geta aflað gagna með tilskildum búnaði. Um er að ræða eitt örfárra rannsóknasviða í stjarnvísindum þar sem framlag áhugamanna kemur að gagni.

Variable stars provide valuable informations about the physics and properties of stars, such as mass, diameter, brightness, temperature and composition and its development. In order to understand their behavior many variable stars are monitored systematically for a long time. The number of variables is enormous and no single professional observatory performs such a comprehensive, time consuming task as monitoring many such stars. Astronomers are therefore supported by amateur astronomers who can obtain data with required equipment. Variable star photometry is one of very few research fields in astronomy where the contribution of amateurs is useful.

Mynd/Fig. 1.  Myrkvastjarnan V 801 And (í rauðum hring) í birtuhámarki og -lágmarki (myrkva). Birtustig 11,95-12,45 og birtubreyting 0,5 bst. – The eclipsing binary V 801 And (in red circle) during maxima and minima. Apparent magnitude 11.95-12.45 and the flux dip is 0.5 mag.

Ótölulegur fjöldi breytistjarna eru nógu bjartar fyrir ljósmælingar með dæmigerðum sjónaukum stjörnuáhugamanna. Tækniframfarir í sjóntækjasmíði og ljósnæmum myndnemum hafa orðið til þess að sama nákvæmni næst í ljósmælingum með litlum sjónaukum og fékkst einungis áður fyrr með stórum sjónaukum. Fjöldi stjörnuathugenda og hnattræn dreifing þeirra þýðir einnig að hægt er að vakta breytistjörnur eða sérstök viðfangsefni stöðugt.

A vast number of variable stars are bright enough for observations with a typical amateur telescope. Technological improvements in optics and imaging sensors have led to a great photometric accuracy with small telescopes, which was previously only possible with large telescopes. The global distribution of observers also makes it possible to monitor variable stars or specific objects constantly.

Þeir sem stunda athuganir á breytistjörnum skrá birtustig og tíma og senda niðurstöður í gagnasöfn. Mæligögnum er m.a. safnað í gagnagrunn The American Association of Variable Star Observers (AAVSO) og Brno Regional Network of Observers (B.R.N.O.) og TRansiting ExoplanetS and Candidates (TRESCA), sem eru deildir í Stjörnufræðifélagi Tékklands, auk Suhora stjörnustöðvarinnar í Póllandi. Þau eru öllum opin á netinu og nýtast í rannsóknir. 

Variable star observers record brightness and time and send the results to databases. Measurements are collected by the The American Association of Variable Star Observers (AAVSO) and Brno Regional Network of Observers (B.R.N.O.) and TRansiting ExoplanetS and Candidates (TRESCA), at the Brno Observatory in the Czech Republic and the Suhora Observatory in Poland. They are open to everyone online and useful for research.

Myndröð/Figures.  Stjörnustöðin, sjónaukinn  og mælibúnaðurinn sem er notaður til ljósmælinganna. – The Observatory, the telescope and photometry setup.

Breytistjörnur skipa tvo meginflokka: 1) Eiginlegar breytistjörnur, þar sem orsakir birtubreytinga eru í innviðum stjarnanna. 2) Óeiginlegar breytistjörnur, ef birtubreytingar orsakast af ytri aðstæðum, t.d. fylgistjörnu eða umhverfi stjörnunnar.

Variable stars are either 1) Intrinsic variable, when physical changes in the interior of a star or its surface causes the brightness to vary, or 2) Extrinsic variables when the apparent brightness variation is caused by another reason (eclipse, rotation, lensing).

Myrkvastjörnur - Eclipsing binaries

Myrkvatvístirni flokkast sem óeiginlegar breytistjörnur. Stjörnurnar sem mynda þau deila samþungamiðju. Þær aðgreinast ekki í sjónaukum vegna innbyrðis nálægðar og fjarlægðar frá jörðu. Því sést aðeins „stök” stjarna. Ef þær ganga hvor fyrir aðra, séð frá athuganda, verður breyting á heildarbirtu kerfisins. Athugandi sér birtu „stjörnunnar” deyfast eða aukast.

Birtudeyfingin er nefnd myrkvi og í hverri umferð (eða lotu) verða tveir slíkir. Aðalmyrkvi (e. primary eclipse) verður þegar daufari stjarnan (B) gengur fyrir þá bjartari (A) og skerðir birtuna frá henni. Aðalmyrkvi er jafnan dýpri en millimyrkvi (e. secondary eclipse), en þá gengur daufari stjarnan á bak við þá björtu. Aðal- og millimyrkvar geta verið jafndjúpir en breytileiki myrkvadýptar ræðst af fjölda eðlislægra þátta í þessum stjörnukerfum. Tími á milli t.d. tveggja aðalmyrkva er nefnd birtulota hér en einnig er notað orðið lota eða sveiflutími. Birtulotan er í raun umferðatími tvístirnisins.

Niðurstöður ljósmælinga á myrkvastjörnum sem eru kynntar á þessu vefsetri eru sendar í gagnagrunn B.R.N.O. í Tékklandi.

Eclipsing binaries are extrinsic variables. As other binary stars, they share common center of gravity. Stars in such system are in close orbit and due to the distance from us, we only observe “single” star. Their nature is revealed with photometry, as the light flux changes with time. Observers see the brightness of the “star” fade or increase.

A primary eclipse occurs when the dimmer star (B) passes in front of the brighter  star (A) . The primary eclipse is usually deeper than a secondary eclipse, when the fainter star moves behind the bright one. The eclipses can be equally deep, but the depth is determined by a number of factors in these systems. Time between e.g. two main eclipses is the period (P) and demonstrates the orbital period of the binary around its barycenter.

The results of eclipsing binary observations presented at this website are usually submitted to the B.R.N.O. database in the Czech Republic.

V 523 Cas Sun

Myrkvastjarnan V0523 Cas borin saman við sólina – The eclipsing binary V0523 Cas compared to the Sun.

Fjarreikistjörnur - Extrasolar Planets

Tæpum áratug fyrir lok 20. aldar var staðfest að reikistjörnur eru á braut um fjarlægar sólstjörnur. Þær eru nefndar fjarreikistjörnur eða fjarhnettir (e. exoplanets). Að finna slíka er best líkt við leitina að nálinni í heystakknum. Ein ástæðan er sú að skin móðurstjarna er svo yfirgnæfandi að reikistjörnurnar sjást nær aldrei. Fjarreikistjörnur eru því leitaðar uppi með öðrum aðferðum, t.d. lotubundnum hliðaráhrifum á móðurstjörnu.

Athuganir á fjarreikistjörnum sem eru kynntar á þessu vefsetri eru mælingar á þvergöngum þeirra. Þegar fjarreikistjarna gengur í skin móðurstjörnunnar dofnar birtan örlítið en nóg til þess að vera mælanleg. Niðurstöður þessara mælinga eru ævinlega sendar í gagnagrunn TRESCA (Exoplanet Transit Database) í Tékklandi.

In early 1990s, it was confirmed that planets were orbiting distant sun stars. These are called extrasolar planets or simply exoplanets. To quest of search for such planet is like searching for the needle in the haystack. One reason is that the parent star’s skin is so overwhelming that the planets are almost never seen. Remote planets are therefore searched for by other methods, e.g. periodic side effects on its host star.

Observations of exoplanets that are presented on this website have been implemented when they transit their host star. During a transit the magnitude drop slightly but enough to be measurable. The results of measurements are usually submitted to the TRESCA (Exoplanet Transit Database) database in the Czech Republic.

Vinstra megin eru niðurstöður mælingar á þvergöngu WASP-12 b þann 27. janúar 2021 og hægra megin samanburður við viðurkennt skinhlutfall og kerfið Sól/Júpíter. Byggt á upplýsingum frá gagnagrunni TRESCA. – To left is the result of an observation of  transiting WASP-12 b on  January 27, 2021 and b) comparison to accepted value of geometry and the system Sun/Jupiter. Based on data from TRESCA database.

Tekið saman 05.04.2021. Síðast uppfært 16.10.2021.