sobota, 31 marzec 2018 23:44

Gwiazdy typu RV TAURI

Napisał

Gwiazdy RV Tauri są to pulsujące żółte supergiganty klasy Ia - II mające w maksimum jasności typ spektralny F do G oraz K do M w minimum. Przypuszcza się , że są to gwiazdy stare II populacji znajdujące się w dysku i halo Galaktyki. Krzywa jasności charakteryzuje się występującymi na zmianę minimami głębokimi (głównymi) i płytkimi (wtórnymi). Głębokość minimum (zarówno głównego jak i wtórnego) może ulegać znacznym zmianom, a nawet może się zdarzyć że minimum główne będzie znacznie płytsze od minimum wtórnego. Amplituda zmiany jasności nie przekracza 3 do 4 magnitudo. Okres pomiędzy dwoma kolejnymi minimami głównymi, nazywany okresem podwójnym lub formalnym, wynosi ok. 30 do 150 dni. Okres pomiędzy minimum głównym i minimum wtórnym nazywamy okresem podstawowym. Podstawowy okres łączy gwiazdy RV Tauri z cefeidami i gwiazdami zmiennymi długookresowymi w jedną zależność okres-typ widmowy, to znaczy że gwiazdy RV Tauri dla tej zależności zapełniają przestrzeń między cefeidami i zmiennymi długookresowymi. Wprowadzono dwa podtypy gwiazd RV Tauri:

  • RVa - gwiazdy RV Tauri nie zmieniające średniej jasności,

rsct

  • RVb - gwiazdy RV Tauri zmieniające okresowo średnią jasność (okres waha się w przedziale ok. 600 do 1500 dni) z amplitudą nie przekraczającą 2 magnitudo.

rvtau

Gwiazdy RV Tauri wykazują zmiany prędkości radialnej. Między krzywą prędkości radialnej i krzywą jasności następuje określona zależność. Zaraz po głównym minimum jasności następuje największa szybkość oddalania od nas, a bezpośrednio po pierwszym maksimum jasności - największa szybkość przybliżania, po wtórnym minimum - znowu oddalanie i na koniec, powtórnym minimum przybliżanie. Największa szybkość przybliżania zazwyczaj występuje po wtórnym maksimum jasności, a największa szybkość oddalania po głównym minimum. Obserwacje spektroskopowe i fotometryczne doprowadziły do wprowadzenia w 1963 roku przez Prestona i innych, trzech podklas dla widma gwiazd RV Tauri które oznaczono literami "A", "B" i "C". Gwiazdy oznaczone literą "A" - to gwiazdy typu widmowego G i K w którym mogą nieregularnie występować silne pasma CH i CN , oraz pasma tlenku tytanu (TiO) w minimum jasności. Gwiazdy oznaczone literą "B" - to gwiazdy z dużą zawartością węgla, słabymi absorpcyjnymi liniami metali, oraz silnymi pasmami CH i CN między drugim i pierwszym minimum. Gwiazdy oznaczone literą "C" posiadają słabe linie absorpcyjne metali i są podobne do gwiazd klasy "C", lecz wykazują brak pasm CH i CN. W 1979 roku Dawson wprowadził podział podklasy "A" na dwie części - A1 mające pasma TiO w pobliżu minimum , oraz A2 nie mające pasma TiO.

Kilka gwiazd tego typu znajduje się w gromadach kulistych , co pozwoliło ustalić ich odległość. Według Wahlgrena (1993) gwiazd RV Tauri nie znaleziono w gromadach otwartych , asocjacjach i Obłoku Magellana. Nie znany jest także przypadek istnienia gwiazd RV Tauri w układach podwójnych. Wiele gwiazd RV Tauri wykazuje nadwyżkę promieniowania w podczerwieni wskazujące na występowanie wokół gwiazdy rozległego płaszcza pyłowego. Wiele gwiazd RV Tauri pokazuje znaczącą polaryzacje światła, co potwierdza zawartość pyłu w ich atmosferach.

Gwiazdy RV Tauri są prawdopodobnie obiektami o małych masach i niskiej zawartości metali, które znajdują się w okresie przejściowym od Gałęzi Asymptotycznej Gigantów (AGB) do fazy białego karła. Ponieważ stadium ewolucji gwiazd od AGB do białego karła nie jest dobrze poznane, to właśnie gwiazdy RV Tauri mogą stanowić brakujące ogniwo w tym łańcuchu ewolucyjnym. Faza ewolucji gwiazd po AGB jest krótka w rozumieniu astronomicznym i wynosi tylko kilka tysięcy lat, co jest powodem niewielkiej ilości gwiazd typu RV Tauri (obecnie znanych jest niewiele ponad 100 gwiazd tego typu). Uważa się, że gwiazdy RV Tauri są niejako spokrewnione z gwiazdami UU Herculis. Zgodnie z tą hipotezą gwiazdy W Virginis, RV Tauri, W Herculis, oraz inne gwiazdy typu SRd mogą stanowić szereg w którym okres zmienia się od ściśle okresowego poprzez okres podwójny do zmieniającego się w sposób chaotyczny, a temperatura efektywna tych gwiazd stale maleje. Poniżej podaje się lokalizacje gwiazd RV Tauri na wykresie H-R.

diagramhr

Chociaż dokładna natura gwiazd RV Tauri jest ciągle niedostatecznie poznana, to wiele teorii jest proponowanych dla wyjaśnienia mechanizmu ich zmiany jasności. Zmiany jasności są powodowane pulsacjami gwiazdy (podobnie jak dla cefeid oraz gwiazd zmiennych długookresowych). Dla wyjaśnienia charakterystycznych zmian jasności - występowanie naprzemian głębokich i płytkich minimum jasności, zaproponowano pulsacje występujące w rezonansie 2:1 między modem fundamentalnym i pierwszym owertonem (to znaczy że P2=2*P1). W oparciu o hipotezę rezonansu 2:1 , Fokin(1994) opracował dla gwiazd RV Tauri model który wykorzystuje pulsacje nieliniowe. Przyjął on, że podczas każdego cyklu powstają dwie fale uderzeniowe. Pierwsza fala uderzeniowa ma dużą amplitudę, natomiast druga znacznie słabsza jest odpowiedzialna za powstanie drugiego minimum jasności. Opracowano jeszcze wiele innych modeli, jednak dotychczas brak jest takiego który wyjaśniałby wszystkie obserwowane własności gwiazd RV Tauri.

Jednym z najważniejszych parametrów obserwacyjnych dla gwiazd RV Tauri jest długość okresu zmiany jasności. Wiele obszernych prac na ten temat zrobiła Erleksowa(1971). Opracowała ona wykresy (O-C) dla ok. 20 gwiazd RV Tauri, obejmujące kilkaset cykli. Zmiany na tych wykresach interpretowała jako serie dyskretnych przypadkowych zmian okresu. Mogące mieć znaczenie ewolucyjne, nagłe zmiany okresu można stwierdzić na wykresach (O-C) dla dwóch gwiazd RV Tauri - U Mon i R Sct (Percy et al.1991). Wykres (O-C) dla R Sct podany został na końcu opracowania. Cykliczne zmiany okresu stwierdzono dla AC Her (Zsoldos,1988). Okres ok. 9320 dni powtarza się dla kilku cykli. Dużą ilość wykresów (O-C) dla gwiazd RV Tauri można interpretować jako przypadkowe fluktuacje okresu z cyklu na cykl, podobnie jak interpretowane są wykresy (O-C) dla bardzo wielu gwiazd długookresowych typu Mira Ceti. Przyjmuje się, że zmiany okresu gwiazd RV Tauri można wyjaśnić przez superpozycje przypadkowych fluktuacji i powolnych zmian ewolucyjnych, jednak cykliczne zmiany AC Her oraz nagłe zmiany U Mon i R Sct są dotychczas nie wyjaśnione.

Długookresowe zmiany jasności (typ RVb) wykazuje około 34% gwiazd RV Tauri (wg. GCVS) lecz tylko kilka z nich jest lepiej poznane. Przyjmuje się, że długi okres wynosi około 15 okresów "formalnych", lecz mogą być wyjątki. I tak dla U Mon długi okres wynosi 2475 dni natomiast krótki ("formalny") okres 92,26 dnia. Zauważono, że dla niektórych gwiazd typu RVb amplituda zmiany jasności krótkiego okresu jest wyraźnie mniejsza w minimum długookresowych zmian. Przypuszcza się, że długookresowe zmiany są spowodowane raczej procesami fizycznymi jak geometrycznymi. Interesujące wnioski otrzymujemy analizując krzywą jasności U Mon (załączono na końcu opracowania). Krzywa zmiany średniej jasności nie wykazuje kształtu sinusoidalnego, typowego dla gwiazd podtypu RVb, lecz maksima i minima, podobnie do zmiany jasności gwiazd zaćmieniowych. Powodem takich zmian jasności może być obłok pyłowy znajdujący się na orbicie gwiazdy U Mon, który okresowo zasłania tą gwiazdę. Pomimo że obserwacje gwiazd RV Tauri prowadzone są od wielu lat(zmiany jasności R Sct stwierdzono 210 lat temu) przyczyny i charakter zmienności tych gwiazd dotychczas nie zostały jednoznacznie wyjaśnione.


Literatura:

AAVSO VSOTM for July 2000: R Scuti.
AAVSO VSOTM Winter 2003: U Monoceros.
Erleksowa, G.E. 1971, Peremennye Zvezdy 18,53.
Fokin, A.B. "Nonlinear Pulsations of the RV Tauri Stars." Astronomy & astrophysics, 292,1994, 133-151.
Percy,J.R. "Long-Term Changes in RV Tauri Stars." In D.D. Sasselov, ed. ASP Conference Series, Volume 45: Luminous High-Latitude Stars San Francisco: ASP, 1993,293-299.
Percy,John R.,Dimitar D.Sasselov, Amy Alfred, and Greg Scott, "Period Changes and Evolution in RV Tauri Stars." The Astrophysical Journal, 375,1991,691-695.
Pollard, K.R., P.L. Cottrell, P.M. Kilmartin, and A.C. Gilmore. "RV Tauri Stars - I. A Long-Term Photometric Survey." Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,279,1996,949-977. 

Jasne gwiazdy RV TAURI

Nazwa        Amplituda jasności wiz [mag]  Okres [d]
----------------------------------------------------------
R Sct             4.9 -  6.9              140.2
U Mon             5.1 -  7.1               92.26
AC Her             6.4 -  8.7               75.4619
V Vul             8.1 -  9.4               75.72
AR Sgr             8.1 - 12.5               87.87
SS Gem             8.3 -  9.7               89.31
R Sge             8.5 - 10.5               70.594
AI Sco             8.5 - 11.7               71.0
TX Oph             8.8 - 11.1              135.0
RV Tau             8.8 - 12.3               76.698
UZ Oph             9.2 - 11.8               87.44
TW Cam             9.4 - 10.5               85.6
TT Oph             9.4 - 11.2               61.08
UY Cma             9.8 - 11.8              113.9
DF Cyg             9.8 - 14.2               49.8080
CT Ori             9.9 - 11.2              135.52
SU Gem             9.9 - 12.2               50.12
----------------------------------------------------------

rsctoc Rys. 1 Wykres (O-C) opracowany dla okresu "formalnego" 141.8 dnia (elementy: MI = JD2437126.98 + 141.8E), obejmuje lata od 1898 roku do 2003 roku. Z obserwacji wizualnych znajdujących się w bazach AFOEF, AAVSO oraz polskich obserwatorów wyznaczono 230 minimum jasności dla których obliczono wartości (O-C). Około 1941 roku (JD2430200,0) nastąpiło zmniejszenie okresu do 139,35 dnia, aby następnie około 1973 roku (JD2442000,0) powrócić do okresu 141,8 dnia. Okres zmiany jasności 141,8 dnia wyznaczył Schneller w 1952 roku wykorzystując obserwacje wykonane w latach od 1843 do 1927. umon

Rys. 2 Krzywa jasności U Mon ,wyznaczona w oparciu o pięciodniowe średnie z obserwacji wizualnych bazy AAVSO za lata 1967 - 1992. Okres "formalny" wynosi 92,3 dnia. Minima okresu długiego występują co 2475 dni . Amplituda okresu "formalnego" jest mniejsza w minimum okresu długiego.

Ryszard Cnota - PTMA Oddział w Puławach

 

sobota, 31 marzec 2018 22:07

Miłośnicze obserwacje gwiazd kataklizmicznych

Napisane przez

Gwiazdy kataklizmiczne są to gwiazdy fizycznie zmienne, wykazujące gwałtowne, niespodziewane pojaśnienia, o amplitudzie od 2 do 20 magnitudo. W zależności od przyczyn fizycznych i charakteru zmian jasności, można wydzielić następujące rodzaje gwiazd kataklizmicznych: gwiazdy supernowe (SN), nowe (N), nowe karłowate (typu U Gem), symbiotyczne (typu Z And).

Najbardziej spektakularnymi zjawiskami tego rodzaju w świecie gwiazd są niewątpliwie wybuchy gwiazd supernowych. Stanowią one wyjątkową grupę, ponieważ zjawisko gwiazdy supernowej - inaczej niż u innych gwiazd zmiennych - zachodzi w życiu gwiazdy jednorazowo i jest procesem całkowicie zmieniającym jej stan fizyczny. Zjawisko to jest końcowym etapem ewolucji gwiazdy masywnej i spowodowane jest eksplozją w jej wnętrzu. Eksplozja ta powoduje rozrzucenie całości lub przynajmniej znacznej części materii gwiazdy w postaci rozszerzającej się otoczki. Natomiast pozostała, centralna część przyjmuje postać obiektu zupełnie różniącego się od gwiazdy sprzed wybuchu, pozostaje supergęsty obiekt - gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Prędkości rozszerzania się otoczek SN w czasie wybuchu są rzędu 10 000 km/s.

Na podstawie parametrów obserwacyjnych (krzywa jasności i cechy widma) podzielono SN na dwa typy. Do SN typu I zaliczono te obiekty, w widmach których widoczne są linie metali, lecz zupełnie brak jest linii wodoru. Krzywe jasności tych SN są bardzo podobne do siebie, po szybkim spadku tuż po maksimum, następuje stały, charakterystyczny dla nich wolniejszy spadek jasności. W maksimum blasku wszystkie SN I osiągają podobną jasność absolutną, około -19.7 mag. Natomiast krzywe jasności SN II wykazują większe zróżnicowanie: po początkowym silniejszym spadku jasności często występuje garb, a następujący potem spadek jest na ogół szybszy niż u SN I. W widmach SN II widoczne są wyraźnie linie wodoru, jak również i cięższych pierwiastków. Rozszerzająca się otoczka SN II zawiera głównie wodór i hel. Rozmieszczenie SN w galaktykach wskazuje, że SN I związane są na ogół z gwiazdami populacji II, to znaczy z gwiazdami starymi, małomasywnymi, zaś SN II występują tylko tam, gdzie dominują gwiazdy młode, bardzo masywne. Stąd wniosek, że SN II stanowią dramatyczny koniec ewolucji gwiazd masywnych, o masach przekraczających 8 mas Słońca. Po wyczerpaniu paliwa następuje implozja jądra gwiazdy, które zamienia się w gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. W latach osiemdziesiątych ubiegłego wieku stwierdzono, że SN I nie stanowią jednolitej grupy. Można je podzielić na dwa typy: SN Ia i SN Ib.

SN Ia związane są z obiektami populacji II i najprawdopodobniej stanowią końcowy etap ewolucji ciasnego układu podwójnego, w którym masa głównego składnika, białego karła, osiągnęła wskutek akrecji materii z gwiazdy towarzyszącej masę Chandrasekhara, graniczną, maksymalną masę dla tego rodzaju gwiazd. Następuje wtedy zapadnięcie się białego karła, gwałtowne zapalenie węgla i eksplozja gwiazdy.

Natomiast SN Ib, chociaż mają widma bardzo podobne do SN Ia (brak linii wodoru), związane są z gwiazdami masywnymi, młodymi, występują w ramionach spiralnych galaktyk. Najprawdopodobniej stanowią końcowy etap ewolucji gwiazd Wolfa-Rayeta, gwiazd młodych, lecz silne przeewoluowanych, które pozbyły się całej otoczki wodorowej i składają się głównie z helu oraz cięższych produktów reakcji termojądrowych, to znaczy węgla, azotu i tlenu. Uśrednione krzywe jasności SN Ia oraz SN II przedstawiono na Rys.1.

Rys1 SN

Rys.1

Określenie "gwiazdy nowe" pochodzi jeszcze z okresu astronomii przedteleskopowej, kiedy to z rzadka - raz na dziesiątki lat - obserwowano niespodziewane pojawienie się jasnej gwiazdy w miejscu gdzie poprzednio gwiazdy nie było widać. Obecnie wiemy, że chodzi tu o pojaśnienia istniejących, starych, przeewoluowanych gwiazd. Amplitudy jasności gwiazd nowych wynoszą od 6 do 19 mag (średnio 11 mag), czas wzrostu jasności zawiera się od około doby do kilkuset dni. Analiza widm gwiazd nowych wskazuje, że w okresie wzrostu jasności gwiazda gwałtownie zwiększa swoją średnicę z prędkością rzędu 1000 km/s, następnie oddziela się od niej otoczka, która potem tworzy rozpraszającą się mgławicę gazową.

Na podstawie prędkości spadku jasności można podzielić nowe na trzy grupy: szybkie nowe (Na) - licząc od momentu maksimum - wykazują spadek jasności o 3 mag w okresie krótszym niż 100 dni (V1500 Cyg, GK Per); nowe powolne (Nb) wykazują taki spadek w czasie dłuższym niż 100 dni (DQ Her), zaś nowe bardzo powolne (Nc) charakteryzują się ponadto bardzo długim okresem jasności maksymalnej trwającym kilka do kilkunastu lat (RT Ser, PU Vul), a następujący potem spadek jasności trwa dziesiątki lat. Wzrost jasności od stanu sprzed wybuchu (pre-nowa) do maksimum, jest dla nowych szybkich odpowiednio krótszy (dni), niż dla nowych powolnych i bardzo powolnych (kilka tygodni lub miesięcy). Amplitudy jasności szybkich nowych są na ogół większe niż nowych powolnych. Jasności absolutne w maksimum wynoszą od -5 do -10 mag, dorównują więc one wtedy jasnym nadolbrzymom, przy czym jaśniejsze są przeważnie szybkie nowe. Czwartą grupę gwiazd nowych tworzą tak zwane nowe powrotne (Nr), są to te gwiazdy nowe, u których obserwowano już dwa lub więcej wybuchów (T CrB, RS Oph, T Pyx). Chociaż zjawisko gwiazd nowych obserwowano już w starożytności, to przyczyny ich gwałtownego wzrostu jasności wyjaśniono dopiero w latach sześćdziesiątych ubiegłego wieku. Dokładne obserwacje fotometryczne i spektroskopowe wyjaśniły, że wszystkie gwiazdy nowe to ciasne układy podwójne, gdzie głównym składnikiem jest gorący biały karzeł, zaś składnik wtórny to najczęściej chłodna gwiazda ciągu głównego typu widmowego K lub M. Model takiego układu przedstawiono na Rys.2.

Rys2 model

Rys.2

W kilku przypadkach składnikiem wtórnym jest czerwony olbrzym, np. u T CrB. Okresy orbitalne wynoszą najczęściej kilka godzin, składnik wtórny wypełnia powierzchnię Roche'a, co powoduje wypływ materii z tej gwiazdy przez wewnętrzny punkt Lagrange'a. Strumień materii gazowej płynie w stronę składnika głównego, a posiadając pewien moment pędu (szybki ruch orbitalny), tworzy wokół białego karła dysk akrecyjny, z którego materia stopniowo opada na centralną gwiazdę. W ten sposób biały karzeł wzbogaca swoje warstwy powierzchniowe o materię bogatą w wodór. Po pewnym czasie - mogą to być dziesiątki, setki lub nawet tysiące lat - materii tej nagromadzi się na tyle dużo, że u podstawy warstwy bogatej w wodór powstaną warunki (temperatura i ciśnienie) wystarczające do zainicjowania reakcji termojądrowych, które w zależności od parametrów białego karła i tempa akrecji zachodzą w sposób mniej lub bardziej wybuchowy. Towarzyszące gwałtownemu wydzielaniu się energii wzrost temperatury i ciśnienia powodują szybkie rozszerzanie się i najczęściej odrzucenie warstw zewnętrznych. Po wygaśnięciu reakcji termojądrowych i rozproszeniu się otoczki w przestrzeni wokółgwiezdnej sytuacja się powtarza. Materia znów zaczyna przepływać z chłodnej gwiazdy, odtwarza się dysk akrecyjny i wodór znowu gromadzi się na białym karle. Gwiazda przechodzi w stan post-nowej, niczym nie różniący się od stanu pre-nowej. Można więc przypuszczać, że wszystkie gwiazdy nowe powtarzają wybuchy, czyli są nowymi powrotnymi, chociaż dla większości z nich obserwowany był do tej pory jedynie jeden wybuch. Długość cyklu może bowiem dla nich wynosić setki lub nawet tysiące lat.

Gwiazdy typu U Geminorum zwane inaczej nowymi karłowatymi wykazują pojaśnienia o znacznie mniejszej amplitudzie niż gwiazdy nowe, za to powtarzające się bardzo często. Amplitudy wybuchów wynoszą najczęściej od 2 do 6 mag, a cykle zawierają się w szerokich granicach, od kilkunastu do kilku tysięcy dni. Nowe karłowate o najdłuższych cyklach (typu WZ Sagittae) mają cykle zbliżone do cykli nowych powrotnych. Nowe karłowate to gwiazdy słabe, najjaśniejsza z nich, SS Cygni w minimum jasności jest gwiazdą 12 mag, w maksimum osiąga 8 mag. Przyczyną takiej zmienności jest podobnie jak u gwiazd nowych podwójność gwiazd typu U Geminorum. Niektóre z tych gwiazd wykazują zaćmienia, a dokładne obserwacje fotometryczne i spektroskopowe wykazały, że są to obiekty bardzo podobne do gwiazd nowych; ciasne układy podwójne o okresach orbitalnych rzędu kilku godzin, gdzie głównym składnikiem jest biały karzeł otoczony gazowym dyskiem akrecyjnym, zasilanym materią z drugiego składnika, chłodnej gwiazdy ciągu głównego typu K lub M. Mechanizm nagłych pojaśnień związany jest z przepływem materii przez dysk akrecyjny i jej cyklicznym opadaniem na białego karła. Mechanizm ten opisano dokładnie w artykule Arkadiusza Olecha (Urania-Postępy Astronomii, 2001, Nr 1, str.20).

Nowe karłowate można podzielić na kilka typów różniących się krzywymi jasności. Gwiazdy typu SS Cygni charakteryzują się pojaśnieniami o amplitudzie 2-6 mag powtarzającymi się co kilkadziesiąt do kilku tysięcy dni. Krzywa jasności SS Cygni wykonana na podstawie danych polskich obserwatorów przedstawiona jest na Rys.3.

Rys3 SSCyg

Rys.3

Wzrost jasności następuje w ciągu 1-2 dni, spadek jest wolniejszy, często jasność maksymalna utrzymuje się przez kilka dni. W okresie minimalnej jasności występują zmiany o amplitudzie do kilku dziesiątych mag. Gwiazdy typu Z Camelopardalis mają na ogół krótkie cykle - od 10 do kilkudziesięciu dni - charakterystyczną dla nich cechą jest to, że od czasu do czasu ich jasność zatrzymuje się na poziomie pośrednim pomiędzy minimum a maksimum i utrzymuje się tak (z niewielkimi wahaniami) przez dziesiątki, a nawet setki dni. Gwiazdy typu SU Ursae Majoris oprócz zwykłych wybuchów jakie wykazują zmienne typu SS Cygni, co kilka cykli mają tak zwane superwybuchy, o nieco większej amplitudzie i trwające kilkakrotnie dłużej. W czasie superwybuchów widoczne są oscylacje jasności o amplitudzie 0,2-0,3 mag, z okresem zbliżonym do okresu orbitalnego.

Gwiazdy symbiotyczne, czyli gwiazdy typu Z Andromedae zawdzięczają swoją nazwę nietypowemu widmu, gdzie na tle charakterystycznym dla czerwonego olbrzyma (pasma molekularne TiO, linie absorpcyjne neutralnych metali), widnieją silne linie emisyjne wodoru i helu, a czasem również zjonizowanych metali. Taki wygląd widma, jak również wyniki obserwacji fotometrycznych w różnych zakresach świadczą, że gwiazdy te są układami podwójnymi, gdzie obok czerwonego olbrzyma występuje mała gorąca gwiazda, zdolna jonizować rozległą otoczkę składnika chłodnego. Tą gorącą gwiazdą jest najczęściej biały karzeł, ale może nią być również gwiazda ciągu głównego. Okresy orbitalne układów symbiotycznych wynoszą od 200 do 1000 dni, ze względu na rozmiary czerwonego olbrzyma. Zmiany jasności gwiazd symbiotycznych mają skomplikowany charakter. Obserwuje się wolne zmiany związane z pulsacją olbrzyma, od czasu do czasu występują pojaśnienia do 4 mag, mające charakter wybuchów na składniku gorącym, w zakresie krótkofalowym występują szybkie fluktuacje o małej amplitudzie, a niektóre z tych gwiazd wykazują także zaćmienia.

Rys4 AXPer

Rys.4

Na Rys.4. przedstawiono krzywą jasności jednej z gwiazd symbiotycznych, AX Persei, wykonaną na podstawie obserwacji autora z lat 1988-2002. Widoczny jest generalny spadek jasności po pojaśnieniu, które nastąpiło na początku 1988 r. Bardzo wyraźnie widać głębokie minima wywołane zaćmieniami występującymi z okresem 680.8 dnia.

Obserwacje gwiazd kataklizmicznych, poza tym, że mają na ogół duże znaczenie dla poznania natury tych obiektów, dostarczają miłośnikom astronomii dużo satysfakcji ze względu na szybkie, niespodziewane zmiany jasności oraz stwarzają możliwości odkrywania gwiazd nowych i supernowych. Chociaż zdecydowaną większość gwiazd supernowych odkrywa się obecnie za pomocą wielkich profesjonalnych instrumentów, używając najczęściej kamer CCD (istnieją specjalne programy obserwacyjne dla poszukiwania supernowych w odległych gromadach galaktyk), to miłośnicy astronomii nie są bez szans, gdyż część jaśniejszych supernowych odkrywa się nadal wizualnie. Absolutnym rekordzistą w tej dziedzinie jest Robert Evans z Australii, który w latach 1981-2001 odkrył aż 30 gwiazd supernowych. Poszukiwanie tych obiektów nie jest sprawą prostą. Wymagane jest oczywiście użycie dużego - jak na warunki amatorskie - instrumentu, o średnicy przynajmniej 25 cm, oraz korzystanie ze szczegółowych map (lub atlasu) galaktyk, pozwalających na identyfikację słabych gwiazd. Należy każdej pogodnej nocy dokonywać przeglądu dziesiątek, a nawet setek galaktyk i sprawdzać, czy wśród widocznych w rejonie każdej galaktyki obiektów gwiazdowych (na ogół są to odległe gwiazdy naszej Galaktyki) nie pojawił się nowy obiekt, który może być supernową. Dla poszukiwania gwiazd nowych nie trzeba używać dużych instrumentów, chociaż wymaga to nie mniej czasu, samozaparcia, cierpliwości i znajomości nieba gwiaździstego. Przy poszukiwaniu gwiazd nowych należy używać małego, szerokokątnego instrumentu jakim jest np. lornetka. Ponieważ gwiazdy nowe pojawiają się najczęściej na tle Drogi Mlecznej, patrolować należy więc te rejony nieba, przeglądając co noc całą jej widoczną część. Trzeba być już doświadczonym obserwatorem i mieć w pamięci układy setek, a może i tysięcy gwiazd. Oczywiście należy przy tym posługiwać się dobrym atlasem nieba, aby w każdej chwili można było sprawdzić, czy widoczne na niebie obiekty są w nim zaznaczone.

Poszukiwania gwiazd nowych i supernowych należą do obserwacji trudnych i mimo wieloletniego wysiłku nie gwarantują sukcesu jakim jest odkrycie takiej gwiazdy. Znacznie wdzięczniejszym zadaniem jest monitorowanie gwiazd już znanych, które dość często gwałtownie jaśnieją, czyli systematyczne śledzenie nowych karłowatych i symbiotycznych. Organizacje zrzeszające obserwatorów gwiazd zmiennych, jak np. AAVSO (American Association of Variable Star Observers) często ogłaszają alerty mające na celu skoordynowane śledzenie poszczególnych obiektów. Związane jest to na ogół z profesjonalnymi programami obserwacyjnymi, do których używa się wielkich, często bardzo kosztownych instrumentów, takich jak np. teleskop kosmiczny Hubble'a, teleskop rentgenowski Chandra, teleskop Kecka itp. Gdy potrzebne jest wykonanie obserwacji w momencie wybranej fazy aktywności, np. w fazie szybkiego wzrostu jasności lub w maksimum, których nie można przewidzieć, korzysta się z pomocy miłośników astronomii. Nie można bowiem blokować czasu pracy wielkich teleskopów w oczekiwaniu na wybuch jakiejś gwiazdy. Obserwatorzy śledząc wybrane obiekty mogą natychmiast po zauważeniu pojaśnienia zawiadomić centralę AAVSO, skąd wieść ta wędruje do kierujących danym instrumentem, co pozwala na wykonanie obserwacji w pożądanym momencie. Istotna jest tutaj szybkość przesyłania informacji. Do AAVSO należy przesyłać informacje na adres e-mail: Ten adres pocztowy jest chroniony przed spamowaniem. Aby go zobaczyć, konieczne jest włączenie w przeglądarce obsługi JavaScript., lub on-line przez witrynę www.aavso.org. AAVSO publikuje i przesyła informacje o niespodziewanych zjawiskach wśród gwiazd zmiennych - przeważnie dotyczy to gwiazd kataklizmicznych - w publikacjach elektronicznych: "AAVSO News Flash" oraz "AAVSO Alert Notice", tą drugą również w formie tradycyjnej, na papierze.

W 2001 i na początku bieżącego roku, miłośnicy astronomii mieli okazję do obserwacji kilku interesujących zjawisk zaserwowanych nam przez gwiazdy kataklizmiczne. Przebojem lata 2001 - można rzec - stał się czwarty obserwowany dotychczas wybuch WZ Sagittae. Ta nowa karłowata, zaliczana do niedawna do nowych powrotnych (Nr), wybuchała w ubiegłym wieku trzykrotnie, w latach 1913, 1946 i 1978 osiągając w maksimum jasność około 7 mag. Kolejne pojaśnienie WZ Sge pierwszy dostrzegł M. Oshima z Japonii - 23 lipca ocenił jej jasność na 9,7 mag, chociaż kilkanaście godzin wcześniej obserwatorzy widzieli ją jako obiekt 15,3 mag. W ubiegłorocznym maksimum WZ Sge osiągnęła 8 mag, po czym jej jasność zaczęła stopniowo spadać.

Rys5 WZSge

Rys.5

Widać to na Rys. 5 sporządzonym na podstawie bazy danych Sekcji Gwiazd Zmiennych PTMA. Po 25 dniach dość gładkiego spadku, zaobserwowano wielokrotne wahania jasności o amplitudzie do 2 mag trwające około 20 dni, po czym nastąpił dalszy wolniejszy spadek i po 4 miesiącach od wybuchu, jasność WZ Sge powróciła do 15 mag.

Spośród kilku gwiazd nowych odkrytych w 2001 roku, dwie pojawiły się latem w gwiazdozbiorze Łabędzia. Pierwsza z nich, V2274 Cygni, odkryta 13 lipca osiągnęła 11,9 mag, nie była więc obiektem dostępnym za pomocą małych instrumentów. Jednakże miesiąc później, 18 sierpnia dwaj japońscy obserwatorzy Akihiko Tago i K. Hatayama niezależnie od siebie, odkryli metodą fotograficzną jasną gwiazdę w tym samym gwiazdozbiorze. Nova Cygni No.2, czyli V2275 Cyg, osiągnęła w maksimum 7 mag, tak że można ją było obserwować za pomocą lornetki.

Rys6 V2275Cyg

Rys.6

Na Rys. 6 przedstawiono krzywą jasności tej gwiazdy sporządzoną na podstawie danych polskich obserwatorów. Widać, że V2275 Cyg jest szybką nową, początkowy spadek jasności nastąpił w ciągu kilkunastu dni. Dla porównania na Rys. 7 zaprezentowana jest krzywa jasności V723 Cassiopeiae oparta na obserwacjach autora.

Rys7 V723Cas

Rys.7

V723 Cas jest powolną nową, odkryta została 24 sierpnia 1995 r. Przez kilka miesięcy jej jasność nieregularnie rosła, osiągając maksimum (około 8 mag) w grudniu 1995 r. Potem nastąpił okres wolnego spadku i wahań jasności o amplitudzie do 1 mag. Po czterech latach od maksimum gwiazda ta osiągnęła 13 mag.

Sporo emocji dostarcza też obserwatorom GK Persei, klasyczna gwiazda nowa z roku 1901, która w maksimum osiągnęła 0 mag. Obecnie w minimum jasności jest gwiazdą około 13 mag, jednakże od 1966 roku zaczęła wykazywać pojaśnienia o około 2,5 mag z cyklem 1100 dni, co jest charakterystyczne dla nowych karłowatych. Poprzedni miniwybuch GK Per obserwowano w lutym 1999 r., wobec czego od początku bieżącego roku spodziewano się jej kolejnego pojaśnienia. Rzeczywiście, w pierwszych dniach marca 2002 r. GK Per zaczęła stopniowo jaśnieć, co widać na Rys.8. wykonanym na podstawie danych polskich obserwatorów.

Rys8 GKPer

Rys.8

Na początku kwietnia osiągnęła 10,5 mag, jednak dalsze obserwacje stały się niemożliwe, gdyż gwiazdozbiór Perseusza od końca kwietnia jest zbyt nisko nad horyzontem.

Niemal co roku pojawia się na tyle jasna gwiazda supernowa, aby można ją było obserwować za pomocą średniej wielkości instrumentów amatorskich. Również na początku tego roku w pięknej galaktyce spiralnej M74 mieliśmy okazję podziwiać SN 2002 ap, która osiągnęła jasność około 12,5 mag.

Jednak prawdziwą sensacją początku roku 2002 stała się osobliwa gwiazda zmienna w gwiazdozbiorze Jednorożca, V838 Monocerotis. Odkryta fotograficznie 6 stycznia przez Nicholasa Browna z Australii jako obiekt 10 mag, początkowo uważana była za gwiazdę nową. Jednak obserwacje spektroskopowe wykazały, że nie ma ona cech gwiazdy nowej, a poprzednio była gwiazdą 15,6 mag z widmem typowym dla gwiazdy ciągu głównego typu F. Po kilku dniach od odkrycia V838 Mon zaczęła powoli słabnąć osiągając 1 lutego 11 mag. Jakież było zdumienie wielu obserwatorów (również autora tej publikacji), kiedy wieczorem 2 lutego spojrzeli na V838 Mon. Zamiast słabej gwiazdy ujrzeli jasny, czerwonawy obiekt około 8 mag. Jak się potem okazało, gwiazda pojaśniała o 3 mag w ciągu kilku godzin. W następnych dniach wzrost jasności, chociaż wolniejszy, trwał nadal i maksimum, 6,7 mag, V838 Mon osiągnęła 6 lutego. Krzywą jasności tej gwiazdy wykonaną na podstawie danych polskich obserwatorów przedstawia Rys. 9.

Rys9 V838Mon

Rys.9

Do końca lutego trwał spadek jasności do około 8,5 mag, po czym V838 Mon znowu pojaśniała osiągając 10 marca prawie 7 mag. Potem nastąpił powolny, a od pierwszych dni kwietnia wyraźny, zdecydowany spadek do około 13 mag w końcu tego miesiąca. Polskie obserwacje urywają się 17 kwietnia, gdyż gwiazdozbiór Jednorożca już wtedy przestaje być widoczny. Pomimo nagromadzenia przez astronomów wielu obserwacji fotometrycznych i spektroskopowych natura V838 Mon nie jest jeszcze wyjaśniona. Być może gwiazda ta należy do nowej klasy obiektów astronomicznych.

Jak widać z tego pobieżnego przeglądu najciekawszych w ostatnim roku zjawisk wśród gwiazd kataklizmicznych, warto te gwiazdy systematycznie śledzić i poszukiwać przeglądając skrupulatnie niebo gwiaździste.

 Jerzy Speil - Wałbrzych

 

czwartek, 17 listopad 2016 16:21

Software, symulacje

Napisał

Program Muniwin
Opis z artykułu Łukasza Sochy "Fotometria z programem Muniwin cz.1" (biuletyn nr 29)

Pomiar zmian jasności obiektów na niebie, to jedna z atrakcyjniejszych rzeczy, którymi może zajmować się miłośnik astronomii. Zjawiska takie są odzwierciedleniem dynamiki Wszechświata, a skala czasowa tych zmian może wynosić od wielu lat do pojedynczych minut, co samo w sobie jest zadziwiające, biorąc pod uwagę rozmiary gwiazd.

Oprócz zmian jasności gwiazd w zasięgu ammuniwinatorów astronomii leżą też pomiary zmian jasności asteroid oraz tranzytów egzoplanet. Do pomiarów jasności gwiazd oprócz zestawu do rejestracji danych będziemy potrzebowali odpowiedniego oprogramowania. Wiele komercyjnych programów do akwizycji danych wspiera fotometrię (np. MaxIm DL, Astroart), są też ogromne kombajny astro i fotometryczne (np. MPO Canopus), ale istnieją również bezpłatne programy o całkiem dużych możliwościach. Jednym z nich jest Muniwin.

Muniwin to program do fotometrii różnicowej, który wyznacza różnicę jasności pomiędzy badanym obiektem i gwiazdą lub gwiazdami odniesienia. Jest dynamicznie rozwijany od wielu lat i stosunkowo prosty w obsłudze, umożliwia fotometrię z wykorzystaniem wielu gwiazd odniesienia, a także fotometrię obiektów ruchomych. Program znajdziemy na stronie http://c-munipack.sourceforge.net/. Po jego pobraniu i zainstalowaniu możemy przystąpić do pracy. Poniższy opis bazuje na programie w wersji 2.1.21.

Pierwszą rzeczą, którą warto zrobić, jest stworzenie własnego profilu sprzętowego. W tym celu z menu Tools wybieramy pozycję Edit profiles, zaznaczamy predefiniowany profil Light curve i zapisujemy go pod nową nazwą, klikając u dołu przycisk Save as... W takim nowym profilu w sekcji Camera możemy zaktualizować dane o używanej przez nas kamerze. Z kolei w sekcji Source frames warto obniżyć wartość Max. pixel value w taki sposób, aby nie wkraczać w nieliniowy zakres pracy naszej kamerki. Jeśli kamera zapisuje dane w formacie 16 bitowym i wyposażona jest w bramki ABG (antiblooming gates), to bezpiecznie będzie tutaj wpisać 50,000 – 55,000 ADU (chyba, że wiemy dokładnie do jakiej wartości nasza kamera zapewnia liniowość). Natomiast w sekcji Observer podajemy dane o miejscu obserwacji. Wartości w pozostałych sekcjach będziemy dostrajać już podczas pracy z konkretnym projektem. Przed zamknięciem okienka nie zapomnijcie zapisać zmian w profilu. Następnym krokiem będzie...[przeczytaj pełen artykuł w nr 29,30 i 31 biuletynu Proxima]

Eclipsing Binary Simulator

symulacja vs1

Models the motions of two stars in orbit around each other, and the combined lightcurve they produce. This simulator allows the user to control multiple parameters to see how they effect the lightcurve. Includes several real datasets.

Lightcurve Simulator

symulacja vs2Shows how a lightcurve is constructed from observations of an eclipsing binary system.

 

Variable Star Photometry Analyzer

symulacja vs3Demonstrate variable star analysis through period determination and light curve folding.

Photometry Simulator

symulacja vs4Demonstrates aperture photometry by allowing one to drag aperture discs over a start field

Eclipsing Binary Stars

symulacja vs5Produce animated views of eclipsing binary stars and calculate synthetic lightcurves

kalkulatory

baner GCVSbaza ptma baner pod

Warto przeczytać

"Historia obserwacji gwiazd zmiennych"
Biuletyn nr 26 (4/2016)

"Obserwacje pochodni fotosferycznych
w świetle białym – morfologia
oraz pomiar nasilenia"
Biuletyn nr 22 (4/2015)

"Klasyfikacja grup plam słonecznych
wg McIntosha"
Biuletyn nr 21 (3/2015)

"Grupy, plamy, cienie i półcienie"
Biuletyn nr 20 (2/2015)

"Podstawowe indeksy aktywności słonecznej. Liczba Wolfa (R) oraz Classification Values (CV)"
Biuletyn nr 19 (1/2015)

"Utrata masy – jej wpływ na ewolucję i los bardzo masywnych gwiazd"
Biuletyn nr 18,19,20 (4/2014-2/2015)

"Amatorska próba stworzenia modelu wybuchów supernowych na podstawie własnych obserwacji astronomicznych"
Biuletyn nr 12 (2/2013)

"Klasyfikacja i nazewnictwo protuberancji"
Biuletyn nr 11 (1/2013)

"Amatorska fotometria CCD w praktyce
+ egzoplanety metodą tranzytową"
Biuletyn nr 8 (2/2012)

"O długości ekspozycji i ilości zdjęć 
w astrofotografii słów kilka"
Biuletyn nr 7 (1/2012)

"Krótki przepis na rozpoczęcie znajomości
z amatorską fotometrią gwiazd zmiennych"
Biuletyn nr 7 (1/2012)

"Jak zabrać się za fotometrię CCD
gwiazd zmiennych"
Biuletyn nr 6 (4/2011)

"Wyznaczanie współrzędnych heliograficznych plam słonecznych"
Biuletyn nr 4 (2/2011)