Widzę podwójnie - dlaczego warto obserwować

WIDZĘ PODWÓJNIE
Jak i dlaczego warto obserwować układy
wielokrotne gwiazd.
CO TO SĄ GWIAZDY PODWÓJNE?
Układ gwiazd które znajdują się blisko siebie,
fizycznie lub optycznie.
• Optycznie podwójne
(niezwiązane grawitacyjnie, ich pozycja na niebie względem obserwatora powoduje
złudzenie ich bliskości, w rzeczywistości każda jest w różnych odległościach od siebie)
• Wizualnie podwójne
(związane grawitacyjnie i możliwe do rozdzielenia przez instrumenty optyczne)
• Fizycznie podwójne
(związane grawitacyjnie, ich składniki określone za pomocą technik: fotometrii lub
spektroskopii, niemożliwe do rozdzielenia instrumentami optycznymi)
FIZYCZNIE PODWÓJNE
•Fotometryczne (zmienne zaćmieniowe)
Zmiany jasności gwiazdy spowodowane zaćmieniem jednego składnika przez drugi.
•Spektroskopowe
Zmiany w widmie gwiazdy spowodowane ruchem orbitalnym gwiazd.
(przesunięcie Dopplerowskie: gwiazda oddalająca się wykazuje przesunięcie ku czerwieni, gwiazda
zblizająca się do nas wykazuje przesunięcie ku kolorowi niebieskiemu)
JAK POWSTAJĄ UKŁADY
WIELOKROTNE
JAK DUŻO?
Około 40% wszystkich gwiazd to gwiazdy w układach wielokrotnych!
Ile gwiazd w układzie
Liczba
Procent
2 (podwójne)
82760
78.69%
3 (potrójne)
12431
11.82%
4 (poczwórne)
4629
4.40%
5
1905
1.81%
6
854
0.81%
7
541
0.51%
8
380
0.36%
9
236
0.22%
HISTORIA
• William Herschel– pierwszy katalog (1790)
Zrekonstruowany katalog gwiazd zmiennych W. Hershela:
http://www.handprint.com/ASTRO/Herschel_All.html
• Obserwacje gwiazd podwójnych w XIX w.
• Najbardziej znani obserwatorzy
• Washington Double Stars Catalog (WDS)
OBSERWATORZY
Obserwator
Lata aktywności
Nazewnictwo
William Herschel*
1790-1815
H + class number (H 1 - H 6, H N)
John Herschel
James South
1820-1840
1820
HJ [h]
S, SHJ [Sh]
James Dunlop
1830
DUN [Δ]
Friedrich Wilhelm Struve
1830-1850
STF [ Σ ], STFA [ Σ I ], STFB [ Σ II ]
Otto Wilhelm Struve
1840-1860
STT [ ΟΣ ], STTA [ ΟΣΣ ]
Sherburne Burnham
1870-1900
BU [ β ], BUP [ β pm ]
Rev. T.E. Espin
1900-1920
ES
Robert Jonckheere
1910-1915
J
Robert Grant Aitken
W.J. Hussey
1900-1930
A [ADS], HU
Willem van den Bos
1920-1960
B
*Christian Mayer również obserwował „gwiazdy towarzyszące”, w 1779 r. skatalogował 70 par.
GWIAZDY HERSCHELA
Gwiazda
Okres wg Hershela (lata)
Okres wg współczesnych
obserwacji
α Gem (Castor)
342
445
γ Leo (Algieba)
1200
510
ε Boo (Izar)
1681
[? kilka tysięcy]
δ Ser
375
1038
γ Vir (Porrima)
708
169
TYPY UKŁADÓW PODWÓJNYCH
•
•
•
•
•
Interakcyjne
Krótkookresowe
Średniookresowe
Długookresowe
Delikatne
INTERAKCYJNE
•
•
•
•
Orbity: 1-10 dni, 0.02-0.1 j. a.
Systemy fotometryczne (zmienne zaćmieniowe) lub spektroskopowe.
Tendencja składników do posiadania podobnych mas i orbit zbliżonych do kołowych.
Tworzenie się dysków akrecyjnych, przepływ materii między składnikami,
w rezultacie systemy mogą być wybuchowe, nawet do postaci supernowych typu 1a.
PRZYKŁAD: mu Ori
mu Orionis:
• orbita: 4,78 dni, 0.07 j. a.
• składniki:
A: 4.3 mag
B: 6.27 mag
• separacja: 0.4”
KRÓTKOOKRESOWE
•
•
•
Orbity: 0.27-2.7 lat, 0.5-2.5 j. a.
W większości spektroskopowe (prędkość radialna)
lub astrometrycze (ruch własny).
Z uwagi na ciasne orbity składniki mogą wymieniać się materią.:
PRZYKŁAD: omi Dra
omi Dragonis:
• orbita 138.4 dni, 0,67 j.a.
• składniki:
A – 4,61-4,67 mag
B – 8.27 mag
C – 12.67 mag
• separacja:
AB – 37”
AC – 140.9”
Gwiazda zmienna: 000-BDQ-500
(4.61 - 4.67 mag / 138,4 dni)
ŚREDNIOOKRESOWE
•
•
•
•
Orbity: 27-270 lat, 10-50 j. a.
Blisko połowa wszystkich gwiazd podwójnych
Gwiazdy w układzie ewoluują niezależnie (nie następuje wymiana mas).
Wiele z tych gwiazd ma znane orbity, również gwiazd widocznych gołym okiem
PRZYKŁAD: iota Leo
iota Leonis:
• orbita – 186 lat, ok.40 j. a.
• składniki:
A – 4.06 mag
B – 6,71 mag
• separacja – 2”
DŁUGOOKRESOWE
•
•
•
•
•
Orbity: 2700-27000 lat, 250-1100 j. a.
Słaba znajomość orbit par długookresowych
Jedna lub obie gwiazdy w systemie są gigantami
Promień orbity poza modelowym promieniem dysku protoplanetarnego (ok. 100 j .a.)
Klasa widmowa, jasność, różne konfiguracje rotacji mogą wskazywać na powstanie w gromadach gwiazd.
PRZYKŁAD: gam Del
.
• składniki:
A – 4.36 mag
B – 5,03 mag
• separacja – 8,9”
DELIKATNE
•
•
•
•
Orbity: 27400 – 2.7 mln lat, 5000 - 25000 j. a.
Brak „rozwiązanych” orbit par gwiazdowych, na ich pochodzenie wskazuje
wspólny ruch własny
Duża rozbieżność mas składników (mogą być zarówno olbrzymami jak i
karłami, poszczególne składniki mogą tworzyć własne układy wielokrotne)
Powstały najprawdopodobniej z rozpadu gromad gwiazd
PRZYKŁAD: Albireo
bet Cygnis:
• orbita – ok. 140 tys. lat,
ok.5450 j. a.
• składniki:
A – 3,37 mag
B – 5,16 mag
• separacja – 34”
PRZYKŁAD: Fomalhaut
Fomalhaut:
• orbita – A/B prawdopodobnie
20 mln lat
A/C - nieznana
• składniki:
A – 1.17 mag
B – 6,48 mag
C – 12.61 mag
• separacja
A-B - 2o
A-C – 5.7o
CIEKAWOSTKA:
Większość układów wielokrotnych ma strukturę hierarchiczną, a nie podobnego typu
jak Układ Słoneczny.
DLACZEGO OBSERWOWAĆ?
Piękno układów wielokrotnych
– Kontrasty
– Kolory
– Konfiguracje
• Ogromna ilość obiektów (od łatwych do bardzo trudnych)
• Praktycznie każdy sprzęt jest użyteczny
• Warunki mniej wpływają na obserwacje
(seeing i zanieczyszczenie światłem)
• Amatorzy mogą uczestniczyć w prawdziwie naukowych projektach
• Bardzo mało profesjonalnych astronomów zajmuje się gwiazdami
podwójnymi w dzisiejszych czasach
MIERZENIE GWIAZD PODWÓJNYCH
Pomiary układów wielokrotnych przeprowadzane są dla determinacji rozkładu masy
w tych układach.
• Dobór sprzętu
• Separacja (w sekundach łuku”)
• Kąt pozycyjny (w stopniacho)
• Jasność obserwowana składników
• Kolor gwiazd
DOBÓR SPRZĘTU
• Teleskop na montażu paralaktycznym
• Prowadzenie teleskopu
• Dobór okularów
– Mikrometr (np. Celestron Microguide)
– okulary z szerokim polem widzenia (do przeglądu okolicy gwiazdy podwójnej, do oceny
jasności składników układu)
– soczewki barlowa (dla uzyskania odpowiedniego powiększenia)
SEPARACJA
Obliczanie dystansu między podziałkami:
SD=20626/f
SD= scale divisions
f=ogniskowa teleskopu
Wartości dla teleskopu ZUT:
Mikroguide 12mm:
SD=9,17
Mikroguide 12mm + Barlow 2,5x
SD=3,66
KĄT POZYCYJNY
Kąt pozycyjny mierzymy od północy, przez wschód, południe
do zachodu (odwrotnie do ruchu wskazówek zegara).
Aby określić kierunki świata w polu widzenia okularu Mikro
Guide należy ustawić gwiazdę w na środku skali, na znaczniku
30o, następnie wyłączyć napęd i pozwolić gwieździe zdryfować
do brzegu tarczy okrągłej skali. Następnie nie zmieniając pozycji
teleskopu przekręcamy skalę w taki sposób, by gwiazda była na
znaczniku 270o. Po włączeniu napędu i ustawieniu gwiazdy w
centrum podziałki, możemy przystąpić do oceny kąta
pozycyjnego.
Kąt pozycyjny mierzymy zawsze od jaśniejszej gwiazdy
(składnik A) do ciemniejszej (składnik B).
JASNOŚĆ SKŁADNIKÓW
h Per
Mapy AAVSO
http://www.aavso.org/vsp
• wpisujemy RA i DEC gwiazdy podwójnej
• dobieramy mapy o odpowiednim polu widzenia
dla sprzętu jakim dysponujemy
• porównujemy jasność składników względem
gwiazd porównania wyszczególnionych na mapie
Zalecane jest stosowanie okularu o małym
przybliżeniu (większe pole widzenia). Parametry
należy dostosować do sprzętu jakim się
posługujemy.
KOLOR SKŁADNIKÓW
Kolor składników określamy na podstawie
indywidualnej oceny.
Gdy kolory gwiazd są trudne do oceny pomocne być
może „rozfokusowanie” obrazu. Rozmyty obraz
gwiazd często ujawnia niewidocznie wcześniej
kolory.
Washington Double Stars (WDS)
• Katalog gwiazd podwójnych „utrzymywany” przez US Naval Observatory
• Wywodzi się z Index Catalog of Visual Double Stars
(IDS - 1963)
• Zawiera 115,769 układów (2012)
• Jest podstawą przy pracy z gwiazdami podwójnymi
WDS: http://www.usno.navy.mil/USNO/astrometry/optical-IR-prod/wds/WDS
Washington Double Stars
JAK W PRAKTYCE UŻYWAĆ WDS
• Programy typu „planetarium” – wybór zależy od
własnych preferencji
Przykłady: Cartes du Ciel, C2A
Neglected Doubles- zaniedbane podwójne
http://ad.usno.navy.mil/wds/wdstext.html#neglected
RAPORTOWANIE OBSERWACJI
CO RAPORTUJEMY
•Separacja (sekundach łuku)
•Kąt pozycyjny (w stopniach)
•Jasność obserwowana składników
•Kolor gwiazd
Obserwacji dokonujemy podczas kilku nocy obserwacyjnych, wyniki pomiarów oraz ocen jasności
uśredniamy.
INTERESUJĄCE PODWÓJNE
1. Duża różnica magnitudo.
2. Istnieje 6 znanych komponentów gwiazdy Castor z czego aż 4
widoczne! Składniki C i D są oddalone o 72.5" i 204.4" przy kątach
pozycyjnych 164° i 222°. Składniki A i B są równocześnie
binarnymi spektroskopowymi.
3.Trzeci składnik zaledwie 0,8” przy kącie pozycyjnym 90°.
4. Obserwatorzy zgłaszali zmiany jasności i koloru składnika B.
Informacje te są niepotwierdzone.
5. Układ zwiększa separację i „zwalnia” od czasu odkrycia przez W.
Herschela.
6. Antares to czerwony gigant posiadający towarzysza – białego
karła. Ze względu na małą odległość kątową „kompan” jest trudny
do zobaczenia. Duża różnica w kolorystyce składników.
PROPOZYCJE
• Utworzenie Grupy Obserwatorów Gwiazd Podwójnych
• Regularne obserwacje w obserwatorium ZUT
• Wstęp do zaawansowanej astrometrii
ŹRÓDŁA
http://www.usno.navy.mil/USNO/astrometry/optical-IR-prod/wds/WDS
http://www.jdso.org/
http://www.skyandtelescope.com/observing/observing-double-stars-for-fun-and-science/1/?c=y
http://www.skyandtelescope.com/observing/seeing-double/4/?c=y
http://www.handprint.com/ASTRO/index.html
http://arxiv.org/abs/1310.0764
http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html
http://stars.astro.illinois.edu/sow/iotaleo.html
http://stars.astro.illinois.edu/sow/muori.html
http://www.sciencedaily.com/releases/2009/12/091210092005.htm
https://www.astroleague.org/al/obsclubs/dblstar/dblstar1.html
http://www.astronomy.com/observing/get-to-know-the-night-sky/2006/12/fun-with-double-and-variable-stars
http://www.webbdeepsky.com/double-stars/
DZIĘKUJĘ ZA UWAGĘ
[email protected]