Planowanie obserwacji gwiazd zmiennych
advertisement
Aplikacje informatyczne w Astronomii Internet – źródło informacji i planowanie obserwacji astronomicznych Planowanie obserwacji gwiazd zmiennych. Dr Marcin Gawroński Układ Słoneczny Plan zajęć: Dr Marcin Gawroński • nazewnictwo gwiazd zmiennych • szacowanie jasności gwiazd zmiennych • typy gwiazd zmiennych • mapy gwiazd porównania • baza danych AAVSO Układ Słoneczny Gwiazda zmienna ­ gwiazda, która w znaczący sposób zmienia swoją jasność w pewnym zdefiniowanym okresie czasu. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne – na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11­letnim cyklu. Oznaczenia gwiazd zmiennych (system Argelandera): ­ jeśli gwiazda posiadała wcześniej nadaną nazwę oznaczoną literą alfabetu greckiego, będzie ona dalej nazywana w ten sposób; ­ jeśli nie posiada ona takiej nazwy, otrzymuje w kolejności literę R, S i dalej do litery Z oraz dopełniacz łacińskiej nazwy gwiazdozbioru, w którym się znajduje (np. Z Aql – Z Aquilae); ­ gwiazdy otrzymywały oznaczenia od RR, RS do RZ, dalej SS do SZ, TT do TZ i tak dalej do ZZ; ­ następnie nazwy nadawano od AA, AB do QZ, jednak z każdorazowym pominięciem litery J (334 nazw dla każdej konstelacji). ­ kolejnym gwiazdom zmiennym nadawano nazwy V335, V336 i tak dalej (np. V552 And) Dr Marcin Gawroński Układ Słoneczny Szacowanie jasności gwiazd zmiennych v ­ jasność gwiazdy zmiennej a ­ jasność jaśniejszej gwiazdy porównania b ­ jasność słabszej gwiazdy porównania Metoda Argelandera: ­ jeżeli przy porównywaniu jasności gwiazd a i v nie potrafimy zdecydować, która z nich jest jaśniejsza lub wydaje nam się iż raz jedna a raz druga jest jaśniejsza, to wtedy uznajemy że gwiazda zmienna ma taką samą jasność jak gwiazda porównania i taką obserwację zapisujemy jako: a0v. ­ jeżeli przy porównywaniu jasności gwiazd a i v częściej wydaje nam się iż gwiazda a jest jaśniejsza od v to możemy powiedzieć, że gwiazda a jest o 1 stopień jaśniejsza od gwiazdy v, co zapisujemy jako: a1v. ­ jeśli po nieco dłuższej obserwacji widzimy, że gwiazda a jest zdecydowanie jaśniejsza od v, to mówimy że gwiazda a jest o dwa stopnie jaśniejsza od gwiazdy v, czyli: a2v. ­ jeżeli zaś po krótkiej chwili widzimy że gwiazda a jest wyraźnie jaśniejsza od v, to różnica w stopniach wyniesie trzy: a3v. ­ jeżeli zaś różnica w jasności jest widoczna niemal od razu, wtedy różnica jasności w stopniach wynosi cztery: a4v. Nie stosuje się stopni większych od 4 – wtedy inaczej trzeba dobrać jaśniejszą gwiazdę porównania. Taką samą ocenę różnicy jasności dokonujemy względem słabszej gwiazdy porównania. Całkowitą obserwacje notujemy w sposób a­m­v­n­b np. a3v1b. Wtedy jasność gwiazdy zmiennej można wyliczyć ze wzoru: v=(m*b+a*n)/(m+n) Przykładowa mapa gwiazd porównania Dr Marcin Gawroński Metoda Pickeringa jest odmianą metody Argelandera. Tutaj przedział jasności pomiędzy gwiazdami porównania dzielimy na dziesięć części (stopni), a następnie staramy się odpowiednio umiejscowić jasność zmiennej pomiędzy jasnościami gwiazd porównania według tej skali. Obliczenia wykonuje się za pomocą wzoru z metody Argelandera. Układ Słoneczny Rodzaje gwiazd zmiennych Zmienne zaćmieniowe Zmienność gwiazd zaćmieniowych wynika z faktu, iż są one układami najczęściej podwójnymi, w których składniki systemu obiegając się, w regularnych odstępach czasu wzajemnie się zasłaniają. To wzajemnie zakrywanie się składników jest powodem zmiany jasności widomej. Typ EA – na krzywej zmian jasności dla tego typu układów obserwuje się prawie stałą jasność między kolejnymi zaćmieniami, minima mają z reguły różną głębokość. Okres obiegu trwa od kilku do kilku tysięcy dni. Czołowym przedstawicielem tego typu jest Algol (β Persei). Typ EB – obserwowane dwa minima o nierównej głębokości. Przejścia pomiędzy poszczególnymi minimami wykazują dużą zmianę jasności. Taki charakter krzywej zmiany jasności może być spowodowany dużymi odkształceniami składników oraz nierównomiernym rozkładem jasności na poszczególnych obiektach. Okres dla obiektów tego typu jest zazwyczaj dłuższy od jednego dnia. Przedstawicielem tej grupy obiektów jest β Lyrae. Typ EW – krzywe zmian jasności są podobne do typu β Lyrae, jednak okres jest znacznie krótszy (od 0,25 do 1,2 doby). Składniki są silnie zniekształcone geometrycznie. Obiekty należące do tej grupy nazywane są również zmiennymi typu W UMa. Typ Ell – obiekty takie nazywamy również zmiennymi elipsoidalnymi. Zmiany jasności są wywołane przez rotację ciał silnie zdeformowanych przez siły pływowe (rzędu 0,1mag lub mniejsze). Płaszczyzna orbitalna w tych obiektach jest nachylona pod zbyt wielkim kątem do obserwatora, aby obserwować całkowite nachodzenie na siebie obiektów. Dr Marcin Gawroński Układ Słoneczny Rodzaje gwiazd zmiennych Zmienne zaćmieniowe Typ EA Typ EB i EW Dr Marcin Gawroński Układ Słoneczny Rodzaje gwiazd zmiennych Zmienne zaćmieniowe Symulator: http://astro.unl.edu/naap/ebs/animations/ebs.html Efemerydy: http://www.as.up.krakow.pl/ephem/ Dr Marcin Gawroński Układ Słoneczny Rodzaje gwiazd zmiennych Zmienne pulsujące ­ cefeidy Cefeidy – gwiazdy zmienne pulsujące, których jasność zmienia się z okresem od 1 do 150 dni. Cefeidy to wyjątkowo jasne, tysiąc lub nawet dziesięć tysięcy razy jaśniejsze od Słońca gwiazdy regularnie zmieniające swą jasność. Każda cefeida pulsuje okresowo zmienia swoje rozmiary i temperaturę powierzchni. Cefeidy dzielimy na: ­ typu I klasyczne (δ Cep), pulsujące nadolbrzymy­olbrzymy z okresami od ~3 do ~100 dni, 4­20 razy masywniejsze niż Słońce. Cefeidy klasyczne spełniają dobrze zależność okres pulsacji – jasność absolutna, odkrytą przez Henriettę Leavitt w 1912 roku. Własność ta jest powszechnie stosowana do określania odległości do najbliższych galaktyk (cefeidy są świecami standardowymi). ­ typu II (zwane W Vir), podobnie jak u cefeid, u W Virginis istnieje zależność między jasnością absolutną a okresem zmienności, jednak przy tym samym okresie W Virginis są o około 1,5 mag wielkości gwiazdowej słabsze niż cefeidy. Jest to związane z niższą masą i metalicznością (zawartością pierwiastków cięższych od helu) u gwiazd typu W Virginis, które należą do starszej populacji gwiazdowej niż obiekty δ Cep. Gwiazdy typu W Virginis wykazują zmiany jasności w zakresie 0,3 ­ 1,2 mag z okresem od 0,8 do ok. 30 dni. ­ cefeidy karłowate (RR Lyr), pulsujące olbrzymy o okresach pulsacji od 0,2 do 1,2 dnia i amplitudach zmian blasku od 0,2 do 1,5 wielkości gwiazdowych. Gwiazdy typu RR Lyrae występują w gromadach kulistych i w halo galaktycznym a ich wiek wynosi ponad dziesięć miliardów lat. Średnia jasność absolutna gwiazd typu RR Lyrae jest w przybliżeniu stała i wynosi około 0,6 wielkości gwiazdowych Dr Marcin Gawroński Układ Słoneczny Rodzaje gwiazd zmiennych Zmienne pulsujące ­ cefeidy Pulsacje cefeid vs jasność Zależność okres ­ jasność dla różnych typów cefeid Krzywa jasność δ Cep Dr Marcin Gawroński Układ Słoneczny Rodzaje gwiazd zmiennych Zmienne pulsujące – miry i półregularne Miry ­ typ gwiazd zmiennych pulsujących, charakteryzujących się czerwoną barwą, okresem pulsacji dłuższym niż 100 dni i zmianami jasności o więcej niż 2mag. Są to czerwone olbrzymy w późnych stadiach ewolucji, które za kilka milionów lat odrzucą zewnętrzne warstwy swej atmosfery, tworząc w ten sposób mgławicę planetarną, same zaś staną się białymi karłami. Zmienne półregularne ­ gwiazda należąca do klasy czerwonych olbrzymów lub czerwonych nadolbrzymów posiadająca cechy podobne do miryd. Krzywa zmian jasności gwiazd półregularnych jest mało regularna oraz często posiada kilka nakładających się okresów i amplitud. Okresy regularnych zmian jasności przeplatają się z okresami wyraźnej nieregularności. Wyróżniamy podtypy tych gwiazd: ­ SRa, gwiazdy o krzywych podobnych do miryd, przy czym krzywa jasności ma okres od 35 do 1200 dni, a amplitudę około 2mag. Przykładem jest gwiazda Z Aqr. ­ SRb, gwiazdy podobne do klasy SRa z mniej regularną krzywą i okresem od 20 do 2300 dni. Przykładami są gwiazdy: RR CrB i AF Cyg. ­ SRc, nadolbrzymy klasy M, o bardzo długich okresach trwających nawet do kilku tysięcy dni i amplitudzie ok 1mag. Przykładem jest gwiazda Granat (μ Cep). ­ SRd, olbrzymy i nadolbrzymy klasy F, G i K o okresach od 30 do 1100 dni i amplitudzie od 0,1m do 4,0m. Przykładami SRd są SX Her i SV UMa. Dr Marcin Gawroński h Cepheid variables, which are named after Delta Cephei. Układ Słoneczny Rodzaje gwiazd zmiennych Zmienne pulsujące – miry i półregularne Miry (i SR) pulsują tak samo jak Cefeidy, jednak ich zmienność związana jest głównie z przezroczystością otoczki względem światła optycznego. Mira R Cas Gwiazda SRa Z Uma Ze względu na duże okresy i znaczną skalę zmienności Miry są popularnym celem obserwacji amatorskich. Dr Marcin Gawroński h Cepheid variables, which are named after Delta Cephei. Układ Słoneczny Rodzaje gwiazd zmiennych Zmienne kataklizmiczne Zmienna kataklizmiczna ­ ciasny układ podwójny gwiazd, składający się z masywniejszego białego karła oraz mniej masywnej gwiazdy ciągu głównego (gwiazdy podobnej do Słońca) lub gwiazdy nieco wyewoluowanej (np. podolbrzyma). Jeśli mniej masywna gwiazda całkowicie wypełnia swoją powierzchnię Roche'a wówczas materia z atmosfery gwiazdy może przepływać w kierunku białego karła przez punkt Lagrange'a L1. Niezerowy moment pędu powoduje, że gaz nie opada od razu na powierzchnię białego karła, ale tworzy wokół niego dysk akrecyjny. Dr Marcin Gawroński h Cepheid variables, which are named after Delta Cephei. Układ Słoneczny Rodzaje gwiazd zmiennych Zmienne kataklizmiczne Nowa klasyczna ­ gwiazda kataklizmiczna, w rzeczywistości ciasny układ podwójny złożony z białego karła i gwiazdy ciągu głównego lub nieco wyewoluowanej gwiazdy. Mechanizm wybuchu to eksplozja termojądrowa na powierzchni białego karła. Z definicji, w nowych klasycznych wybuch zaobserwowano tylko raz. Typowe amplitudy wybuchów mieszczą się pomiędzy 8 a 15 mag. Z wielkością amplitudy wiąże się tempo spadku jasności po wybuchu. Gwiazdy, które znacząco jaśnieją, obniżają swoją jasność w tempie rzędu dni, a które nie jaśnieją tak bardzo – w tempie rzędu miesięcy. Co roku odkrywa się w naszej Galaktyce kilka do kilkunastu nowych klasycznych. Nowa powrotna ­ gwiazda kataklizmiczna o amplitudzie zmienności nowej klasycznej, ale której wybuch zaobserwowano ponownie ( np. RS Oph 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 i 2006; T CrB 1866 i 1946). Nowa karłowata ­ gwiazda kataklizmiczna charakteryzująca się wielokrotnymi wybuchami, w trakcie których ich jasność wzrasta przeciętnie w zakresie od 2 do 5 mag. Nowa karłowata rozbłyska na skutek niestabilności dysku akrecyjnego, powodującej zwiększenie tempa przepływu materii przez dysk w stronę białego karła i w konsekwencji wyzwalanie wielkiej ilości energii potencjalnej w trakcie spadku gazu na białego karła. U Gem ­ klasyczne nowe karłowate, charakteryzują się powtarzającymi się wybuchami co ~10­100 dni. Amplituda zmian jasności zmiennej U Gem sięga nawet 6mag. SU UMa ­ grupa gwiazd zmiennych charakteryzująca się dwoma typami wybuchów, częstymi lecz krótkimi erupcjami trwającymi kilka dni (co ~15­40 dni) i rzadszymi tzw. superwybuchami, powtarzające się w okresach od pół roku do kilku lat i trwające zazwyczaj kilkanaście dni. Superwybuchy są o około 1 mag jaśniejsze od zwykłych. Z Cam ­ nowe karłowate, u których zdarzają się długie przerwy pomiędzy okresami dość regularnych wybuchów. Przerwy mogą trwać od kilku dni do 1000 dni. Przerwa przeważnie zaczyna się pod koniec wybuchu i gwiazda przechodzi na dłuższy czas w stan stałej jasności, ok. 1 mag poniżej maksymalnej jasności w czasie wybuchu. Dr Marcin Gawroński Układ Słoneczny h Cepheid variables, which are named after Delta Cephei. Rodzaje gwiazd zmiennych Zmienne kataklizmiczne Nowa klasyczna V339 Del (Nova Delphini 2013) Nowa karłowata SS Cyg Dr Marcin Gawroński Układ Słoneczny Rodzaje gwiazd zmiennych Supernowe Supernowa ­ w astronomii termin określający kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Supernowa typu Ia ­ odmiana supernowej powstająca w wyniku eksplozji białego karła (w wyniku przekroczenia masy Chandrasekhara na wskutek akrecji lub zlania z innym białym karłem) . W odróżnieniu do innych rodzajów supernowych, obiekty typu Ia są zazwyczaj znajdowane we wszystkich typach galaktyk, nawet eliptycznych. Nie wykazują żadnych związków z obszarami formowania gwiazd. Eksplozje supernowych typu Ia uwalniają najwięcej energii spośród wszystkich znanych rodzajów supernowych. Podobieństwo kształtów krzywych blasku wszystkich znanych supernowych typu Ia umożliwiło zastosowanie ich jako tzw. standardowych świec w astronomii pozagalaktycznej. Wszystkie supernowe tego typu osiągają podobną maksymalną jasność absolutną ok. ­19,3 mag. Supernowa typu Ib/Ic ­ supernowa powstająca w wyniku grawitacyjnego kolapsu jądra masywnej gwiazdy, która przed wyczerpaniem paliwa jądrowego straciła swoją otoczkę. Supernowe te są przypuszczalnie efektem zapadania się tzw. gwiazd Wolfa­Rayeta. Krzywe jasności są indywidualne dla każdego wydarzenia. Supernowa typu II (­L/­P/n/b) ­ kolaps grawitacyjny jądra gwiazdy o masie większej niż 9 mas Słońca. Zachodzi on gdy żelazowe jądro osiągnie masę większa niż około 1,4 masy Słońca (czyli osiągnie granicę Chandrasekhara) i zaczyna się zapadać wskutek działania sił grawitacji. Gwiazda, w zależności od swojej początkowej masy, po wybuchu supernowej kończy jako gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Supurnowe Ib/Ic i II obserwowane są tylko w galaktykach spiralnych/nieregularnych, gdzie zachodzą procesy Gwiazdotwórcze. Ostatnią supernową w Drodze Mlecznej obserwowano w 1604 roku (supernova Keplera). Dr Marcin Gawroński Układ Słoneczny Rodzaje gwiazd zmiennych Supernowe Zbiorczy wykres krzywych jasności różnych typów supernowych Dr Marcin Gawroński Układ Słoneczny Rodzaje gwiazd zmiennych SN2014J w M82 Supernowe Mgławica Krab (M1) – najprawdopodobniej Pozostałość po supernowej Ib Baza danych: http://www.rochesterastronomy.org/snimages/ Dr Marcin Gawroński Układ Słoneczny Rodzaje gwiazd zmiennych Gwiazdy rozbłyskowe Gwiazda rozbłyskowa ­ termin określający gwiazdę zmienną, która gwałtownie i nieprzewidzianie zwiększa swoją jasność w ciągu kilku minut lub godzin. Wzrost jasności następuje w całym widmie ­ od promieniowania rentgenowskiego do radiowego. Gwiazdami rozbłyskowymi są aktywne czerwone karły z najbliższego otoczenia Słońca, choć ostatnie badania wykazują, że mogą nimi być również brązowe karły. Wybuchy te są podobne do tych obserwowanych na Słońcu, jednak o zdecydowanie większej skali. Przykładowa jasność optyczna UV Cet Dr Marcin Gawroński Koncepcja artystyczna wybuchu na powierzchni czerwonego karła. Układ Słoneczny American Association of Variable Star Observers Portal AAVSO: http://www.aavso.org/ Dr Marcin Gawroński Układ Słoneczny Internetowe bazy danych Portal AAVSO jest idealnym narzędziem do przygotowania obserwacji amatorskich gwiazd zmiennych. W przypadku obserwacji CCD warto użyć baz danych z lepszą dokładnością wyznaczeń jasności gwiazd porównania. MAPS: http://aps.umn.edu/catalog/finder_chart/ SIMBAD: http://simbad.u­strasbg.fr/simbad/sim­fid Dr Marcin Gawroński
