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]