Gwiazdy zmienne

Gwiazdy zmienne
na przykładzie V729 Cygni
Janusz Nicewicz
Plan prezentacji

Czym są gwiazdy zmienne?

Rodzaje gwiazd zmiennych

Układy podwójne gwiazd

Gwiazdy zmienne zaćmieniowe

Model Roche'a

V729 Cygni

Obserwacje

Analiza danych i modelowanie

Wnioski
Janusz Nicewicz
2
Czym są gwiazdy zmienne?



Gwiazdy zmienne to obiekty, których jasność ulega zmianom w skali czasu znacznie krótszej niż skala zmian ewolucyjnych, tzn. od milisekund do dziesiątków (czasem setek) lat.
Pierwszą gwiazdą zmienną była Mira (1596)
Oznaczenia gwiazd zmiennych R...Z, RR...ZZ, AA...QZ,V335,V336...
Janusz Nicewicz
3
Rodzaje gwiazd zmiennych



Zmienne pulsacyjne ­ zmiany jasności takich zmiennych spowodowane są pulsacjami gwiazdy.
Zmienne wybuchowe ­ taki typ zmienności związany jest ze stopniem ewolucji danej gwiazdy. (Nowe, Nowe karłowate i supernowe)
Zmienne zaćmieniowe ­ zmiany jasności nie są spowodowane procesami fizycznymi zachodzącymi wewnątrz gwiazdy, ale obecnością drugiego składnika.
Janusz Nicewicz
4
Układy podwójne gwiazd

Ponad połowa gwiazd widocznych na nocnym niebie to układy podwójne gwiazd.


Podwójne wizualne ­ to gwiazdy, których oba składniki dają się rozdzielić podczas obserwacji i których wzajemne położenie na sferze niebieskiej może być zmierzone metodami astrometrycznymi. Podwójne spektroskopowe ­ to gwiazdy, w widmach których możemy zmierzyć periodyczne przesunięcia dopplerowskie linii widmowych należących do jednego lub obu składników.
Janusz Nicewicz
5
Układy podwójne gwiazd


Podwójne zaćmieniowe ­ to układy podwójne gwiazd, które dzięki odpowiedniemu nachyleniu płaszczyzny orbity względem obserwatora ziemskiego, wykazują okresowe zmiany jasności, świadczące o wzajemnym przesłanianiu się składników.
Należy jednak pamiętać, że podział ten nie jest podziałem rozłącznym.
Janusz Nicewicz
6
Gwiazdy zmienne zaćmieniowe

Istotą gwiazd zmiennych zaćmieniowych jest obecność drugiego składnika, a także odpowiedniego nachylenia płaszczyzny orbity względem obserwatora. Prowadząc obserwacje fotometryczne takiego układu można zaobserwować znaczące zmiany jasności w czasie, odpowiadające okresowi orbitalnemu układu. Skala czasowa takich zjawisk waha się od ułamka dnia do nawet setek lat. Obserwowany spadek jasności spowodowany jest okresowym zasłanianiem jednego składnika przez drugi. Analizując krzywe zmian blasku (w szczególności jej kształt) możemy określić rodzaj układu zaćmieniowego.
Janusz Nicewicz
7
Gwiazdy zmienne zaćmieniowe

EA - głębokie minimum główne i płytkie minimum wtórne,
względnie stała jasność między minimami.
Przedstawicielem tej grupy jest Algol (β Persei). Okresy
zmian jasności od kilku do
kilkuset dni świadczą, że są
to układy półrozdzielone.
Przebieg schematycznej
krzywej zmian blasku
gwiazd zaćmieniowych
typu Algola
przedstawia (Rys.1)
Janusz Nicewicz
8
Gwiazdy zmienne zaćmieniowe

EB - występują dwa minima o nierównej głębokości,
zamaskowane efekty kolejnych kontaktów świadczące o
silnym odkształceniu od kulistości samych gwiazd jak i
o nierównomiernym rozkładzie
jasności na ich powierzchni.
Jednym z przedstawicieli tej
grupy gwiazd jest β Lyrae.
Okresy zmian jasności dłuższe
od ułamka dnia. Przebieg
schematycznej krzywej zmian
blasku gwiazd zaćmieniowych
typu β Lyrae przedstawia
(Rys.2)
Janusz Nicewicz
9
Gwiazdy zmienne zaćmieniowe

EW - głębokości obu minimów są podobne, okresy zmian
jasności znacznie krótsze od jednego dnia co świadczy,
że są to układy kontaktowe.
Typowym przedstawicielem
jest W UMa. Przebieg
schematycznej krzywej zmian
blasku gwiazd zaćmieniowych
typu W UMa przedstawia
(Rys.3)
Janusz Nicewicz
10
Model Roche'a

W latach 50­tych XX wieku Z. Kopal zaproponował podział gwiazd zmiennych zaćmieniowych ze względu na stosunek rozmiaru gwiazdy względem rozmiaru jej powierzchni Roche’a. Podział ten obejmuje trzy przypadki.

Układy rozdzielone ­ w układach rozdzielonych oba składniki znajdują się wewnątrz swoich powierzchni Roche’a. Gwiazdy mają kształt niemal kulisty, a ich ewolucja przebiega tak jak dla gwiazd pojedynczych.
Janusz Nicewicz
11
Model Roche'a

Układy półrozdzielone ­ w układach półrozdzielonych jedna z gwiazd ma rozmiar powierzchni Roche’a. Jej kształt znacznie odbiega od kulistego. Istnieje możliwość utraty materii na drugi składnik przez punkt Lagrange’a L1 , co ma znaczący wpływ na ewolucję takiego układu.

Układy kontaktowe - w układach kontaktowych oba składniki
przekraczają powierzchnie Roche’a, co oznacza, że
tworząca je materia znajduje się w fizycznym kontakcie.
Rozmiary obu gwiazd są większe od powierzchni Roche’a,
więc materia wypełnia również część obszaru między
powierzchnią Roche’a a powierzchnią stałego potencjału
przechodzącą przez L2. Materia ta stanowi wspólną otoczkę
obu składników. Kształty tych obiektów są znacznie
zdeformowane wskutek wzajemnych oddziaływań
grawitacyjnych.
Janusz Nicewicz
12
V729 Cygni


Zmienność potwierdzona w 1953 roku. Zakwalifikowana jako EB, zmienność na poziomie ~0.25 mag. Współrzędne obiektu na h
m
s
epokę 2000.0 wynoszą: α = 20 32 22.43 , δ = o
+40 18′18.96”. Odległość ok 1.7 kpc, typ widmowy „O”.
Odkryta zmienność radowa na 4.8 GHz, wykryto otoczkę pyłową o temp ~400 K a także promieniowanie X.
Janusz Nicewicz
13
Obserwacje




Janusz Nicewicz
Przygotowanie mapki nieba
Odpowiedni wybór gwiazdy porównania i gwiazdy kontrolnej
Określenie kolejnych minimów
Modlitwa o dobrą pogodę ;­)
14
Obserwacje




Janusz Nicewicz
BIAS, DARK, FLAT przed głównymi obserwacjami.
Rób notatki!!!
Obserwacje w kilku filtrach
Problem!!! :­(
15
Analiza danych



Redukcja zdjęć na BIAS,DARK,FLAT FIELD (IRAF, MIDAS,Salsa J itp.)
Wykonanie fotometrii (IRAF, MIDAS,Salsa J, CMunipack itp.)
Wykonanie wykresów zmian blasku (ewentualne odrzucenie złych punktów

Unormowanie do jedynki i sfazowanie

Wykorzystanie archiwalnych baz danych
Janusz Nicewicz
16
Modelowanie


Stosując metodę Monte Carlo modelujemy krzywą zmian blasku.
Zadajemy przedziały parametrów wśród których będzie poszukiwane rozwiązanie.

Obliczenia trwają kilka dni w zależności od modelu

Model z plamą

Model z dyskiem
Janusz Nicewicz
17
Model z Plamą
Janusz Nicewicz
18
Model z Plamą
Janusz Nicewicz
19
Model z dyskiem
Janusz Nicewicz
20
Model z Dyskiem
Janusz Nicewicz
21
Wnioski



Z danych obserwacyjny jak i archiwalnych danych wymodelowano dwa rodzaje układów: z gorącą plamą jak i z dyskiem.
Model z plamą jest modelem znanym jednak w dalszym ciąg nie tłumaczy asymetrii krzywej zmian blasku
Model z dyskiem jest pionierskim podejściem do problemu układu V729 Cyg. Potrzeba jednak przeprowadzić kolejne obserwacje i udoskonalić modelowanie.
Janusz Nicewicz
22
Przydatne strony

http://ebola.eastern.edu/star_summary.php?star_id=215

http://lheawww.gsfc.nasa.gov/users/corcoran/sb8.html

http://var.astro.cz/gsg/vsgateway.php?star=V729+Cyg&all=yes&all

http://var2.astro.cz/EN/brno/eclipsing_binaries.php?f=list&cons=Cy

http://www.rollinghillsobs.org:8000/perl/calcEBephem.pl

http://binaries.boulder.swri.edu/binaries/

http://www.as.up.krakow.pl/rzeczy/software.php

http://www.as.up.krakow.pl/ephem/allstars­cat.txt

http://cdsarc.u­strasbg.fr/viz­bin/nph­Plot/Vgraph/htm?I/239/101341

http://cdsarc.u­strasbg.fr/viz­bin/nph­Plot/Vgraph/txt?I%2f239%2f.%

http://ad.usno.navy.mil/wds/data_request.html
Janusz Nicewicz
23
C.D.N...
Janusz Nicewicz
24