wtorek, 12 styczeń 2021 18:27

Amatorska spektroskopia linii helowej γ Casiopeiae

Napisał

Jest to pierwsza odkryta gwiazda zmienna typu Be. Pomimo ponad 150-letnich obserwacji, nadal ma wiele tajemnic. Dlatego przez najbliższe lata (przynajmniej do roku 2024) będzie prowadzona przez miłośników astronomii międzynarodowa akcja obserwacji spektroskopowych linii helu λ6678Å w γ Cas. Została ona zainicjowana przez Ernsta Pollmann'a [1], [2] i jest koordynowana przez portal AAVSO [3].

Jest dużo czasu by wydrukować, skonfigurować własny spektrograf z teleskopem na montażu paralaktycznym i rozpocząć obserwacje spektroskopowe γ Cas. Ta technika obserwacyjna jest już w zasięgu portfela polskich miłośników astronomii. Świadczy o tym przykład Mariusza Bajera - pioniera obserwacji w Polsce z użyciem spektrografu o wysokiej rozdzielczości LOWSPEC wydrukowanego za pomocą zwykłej, domowej drukarką 3D. Doświadczeniami z budowy tego spektrografu i spektroskopii podzielił się w Uranii 1/2021 oraz na Forum Astronomicznym [4] i Astropolis [5],[6],[7].

1. Gwiazdy Be

Są to gorące gwiazdy typu widmowego B - co oznacza ich temperatury efektywne wynoszą 10-30 tys. K, a rozmiarowo - karły ciągu głównego, podolbrzym i olbrzymy (czyli klasy jasności odpowiednio V, IV i III).

Jeżeli w widmie takiej gwiazdy typu widmowego B zaobserwuje się chociaż raz linię emisyjną, to gwiazda otrzymuje na stałe oznaczenie Be. Tutaj litera „e” pochodzi ze skrótu w j. ang. „emission”. Najczęściej jest to linia emisyjna wodoru, ale czasami obserwuje się również linie emisyjne neutralnego helu. I nawet jeżeli linia emisyjna przestanie być widoczna, to taka gwiazda nadal jest określana jako Be.

Około 20% gwiazd typu widmowego B są faktycznie gwiazdami Be. Przykłady gwiazd Be: γ Cas (prototyp tej klasy zmienności, odkryty w 1866 r.), Achernar (najjaśniejsza gwiazda Be), Pleione, X Per (układ podwójny z gwiazdą Be i pulsarem), phi Per, Psi Per, Zeta Tau, 48 Lib.

 Rys 1 Model Be star3

Rys. 1. Wygląd profilu linii widmowej gwiazdy Be w zależności od kierunku obserwacji. Absorpcja rozdzielająca maksima emisyjne V/R powstaje w dysku dekrecyjnym (nie mylić z akrecyjnym!) otaczającym gwiazdę Be i jest najsilniejsza, gdy patrzymy prostopadle do osi obrotu gwiazdy. Zaś szerokie skrzydła absorpcyjne, w których zanurzona jest emisja, są częścią mocno poszerzonej rotacyjnie absorpcji powstałej w atmosferze gwiazdy.

W widmie gwiazd Be obserwuje się linie emisyjne, które powstają w dysku otaczającym obszar równikowy gwiazdy i nakładają się na profil absorpcyjny generowany w zewnętrznym obszarze gwiazdy zwanym atmosferą-fotosferą (tutaj gwiazda staje się przeźroczysta). Gwiazdy typu widmowego B emitują większość promieniowania w niewidzialnym zakresie ultrafioletowym. Promieniowanie gwiazdy jonizuje dysk, który zamienia tą energię w mniej energetyczne fotony o większych długościach fali takich jak np. promieniowanie widzialne.

Prędkości rotacji gwiazd Be rzędu kilkuset km/sek są niewiele mniejsze od prędkości krytycznej gwiazdy, gdy przyspieszenie odśrodkowe równoważy przyspieszenie grawitacyjne w obszarze równikowym. Nawet przy prędkościach rotacji mniejszych od krytycznej następuje nieregularny wypływ materii z gwiazdy. Tworzy się dysk dekrecyjny, w którym materia wypływa z gwiazdy. Nie należy mylić tego dysku z dyskiem akrecyjnym, w którym materia zatacza coraz mniejsze koła zbliżając się do gwiazdy. Mechanizm formowania się tych dysków mogą wyjaśnić pulsacje nieradialne oraz silne pola magnetyczne.

Gwiazdy Be są spokrewnione z wolno pulsującymi gwiazdami typu widmowego B, które skrótowo nazywa się gwiazdami zmiennymi SPB (od ang. Slow Pulsating B stars) oraz zmiennymi typu β Cephei.

Więcej informacji o gwiazdach Be można znaleźć w literaturze astronomicznej [14] - [18].

2. γ Cas jako prototyp zmienności Be

Gwiazdę można bardzo łatwo znaleźć na niebie (rys.2), ponieważ tworzy charakterystyczny asteryzm w gwiazdozbiorze Kasjopei w kształcie litery „W”.

Mimo, że obecnie jest to najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Kasjopei (jasność wizualna ~2,2 mag), to ponad 400 lat temu Johannes Bayer około 1600 r. nadał jej oznaczenie gamma, czyli, że wtedy była najprawdopodobniej trzecią co do jasności gwiazdą w tej konstelacji. Gwiazda nie ma nazwy arabskiej ani łacińskiej. W starożytnych Chinach nazywano ją „biczem”. Była też nazywana Navi podczas amerykańskiej misji kosmicznej przez astronautę Grissom'a.

Rys 2 1024px Cassiopeia constellation mapa wiki


Rys. 2. Gamma Cas można znaleźć w gwiazdozbiorze Kasjopei jako środkowy wierzchołek asteryzmu w kształcie litery „W”. Źródło: Wikipedia

Jest gwiazdą zmienną wybuchową, której jasność zmienia się nieregularnie. Dla astronomii została „odkryta” w 1866 roku przez Angelo Secchi'ego, który dostrzegł w spektroskopie wizualnym, że γ Cas emituje światło w tych samych kolorach co wodór. A co najciekawsze - inaczej niż w większości podobnych widm, gdzie obserwował ubytki w kolorach świecenia wodoru, γ Cas miała pasma emisyjne. Ojciec Secchi w publikacji z 1867 roku oznaczył ten typ widm gwiazdowych literą „B” (co należy rozumieć, że widać nieco słabsze linie wodoru niż w typie „A”, gdzie są najsilniejsze), a γ Cas jako pierwsza otrzymała oznaczenie „Be”, i tak pozostało do dzisiaj.

Od 1866 do 1942 roku gwiazda zachowywała się dość spokojnie. Do 1932 r. obserwowano niewielkie zmiany w silnych profilach emisyjnych linii wodoru. Jednakże w latach 1932 - 1942 nastąpiły spektakularne zmiany związane z wyrzutem materii (rys. 3, górny panel - ang. shell, czyli otoczka). Wtedy γ Cas stała się normalną gwiazdą typu widmowego B, która pojaśniała aż do +1,6 mag, by następnie zmniejszyć jasność w stosunkowo krótkim czasie do około +3.4 mag. Od tego czasu jasność stopniowo rośnie aż do około +2,2 mag (rys. 4). Co sprawia, że obecnie jest najjaśniejszą gwiazdą w Kasjopei.

Rys 3 Gam Cas 1915 1980

Rys. 3. Gam Cas - zmiany natężenia w liniach wodoru serii Balmera (górny panel) i krzywa blasku w zakresie wizualnym (dolny panel) w długiej skali czasowej (1914-1982 r.). Natężenie linii widmowych jest wyrażone liczbowo jako stosunek wartości maksimum piku emisyjnego do poziomu widma ciągłego. Źródło: [9]

 

 Rys 4 Gam Cas 100lat AAVSO sr vis

Rys. 4. Krzywa blasku γ Cas w zakresie optycznym (białe koła - średnie 20-dniowe) i filtrze V (zielone prostokąty z ostatnich 20 lat). Przy generowaniu tej krzywej blasku zostało wybrane ostatnie sto lat obserwacji γ Cas. Ale w bazie AAVSO są obserwacje dopiero od końca lat 30-stych XX wieku. Źródło: LCG AAVSO

Gam Cas jest podolbrzymem (klasa jasności IV) liczącym około 8 milionów lat o typie widmowym B0.5IVe i następujących parametrach fizycznych:

  • masa ~17 Mʘ,
  • promień ~10 Rʘ (promień kątowy 0,45 mas = 0,00045"),
  • temperatura efektywna ~25 000 K,
  • jasność ~34 000 Lʘ,
  • odległość ~550 l. św.

Gwiazda już odeszła od ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russela. W końcu wybuchnie jako supernowa.

Pomiary interferometryczne w zakresie optycznym z 1993 roku pozwoliły Ph. Stee ze współpracownikami [13] oszacować rozmiar tarczy γ Cas w różnych długościach fali. W tym porównaniu pokazanym na rys. 5 najmniejsza średnicę ma gwiazda (2R*=20Rʘ) w modelu jej atmosfery o temperaturze efektywnej 25000 K, a największą w liniach wodoru Hα i Hβ odpowiednio 18R* i <8,5 R*. Szacunkowa wielkość średnicy tarczy w linii helu He I λ6678Å wynosi około 2,3R* = 23Rʘ.

Rys 5 A&A tarcza gam Cas


Rys. 5. Wielkość tarczy γ Cas w różnych długościach fali (linie wodoru Hα i Hβ, linia helu He I λ6678Å, poziom widma ciągłego przy λ6500Å i λ4800Å) z pomiarów interferometrycznych. Oprócz wielkości tarczy wyrażonej w promieniach gwiazdy (kolumna „Extent in stellar radius”) podano ją również w milisekundach łuku (kolumna „Extent in mas”). Źródło: [13]

To co odróżnia γ Cas od zwykłych gwiazd typu widmowego B jest ogromna prędkość rotacji aż do ~400-440 km/s na równiku (jeden obrót ~1,21 dnia). Dlatego gwiazda ma wyraźnie spłaszczony kształt i jest otoczona przez dysk z materią wypływającą z obszarów równikowych. Niektórzy astronomowie uważają te wypływy materii za przyczynę jej zmienności.

3. Podwójna natura γ Cas

Gam Cas tworzy układ spektroskopowo podwójny o okresie orbitalnym 203,5 dnia (separacja ~1,8 au), w którym obie gwiazdy poruszają się po prawie kołowych orbitach. Nie wiadomo jakie właściwości ma słabszy towarzysz. Może to być zdegenerowana gwiazda (np. gwiazda neutronowa?) lub gorąca gwiazda helowa, albo nawet gwiazda podobna do Słońca (najmniej prawdopodobna wersja!).

Najprawdopodobniej jest również związana grawitacyjnie z gwiazdą o jasności obserwowanej ~11 mag. znajdującą się w odległości ~2,2" na niebie. Gdyby przyjąć, że jest to trzeci, odległy towarzysz układu spektroskopowo podwójnego γ Cas, to wzajemna odległość pomiędzy składnikami powinna być > 370 au, a okres orbitalny > 1500 lat.

4. EW - szerokość równoważna linii widmowej

O kształcie linii widmowej decyduje liczba fotonów, które były absorbowane lub emitowane w konkretnej długości fali. Szerokość równoważną (ang. equivalent width, dalej w artykule EW) wykorzystuje się do porównywania siły różnych linii widmowych dla tego samego źródła promieniowania lub tej samej linii widmowej dla różnych źródeł, albo zmienności w czasie danej linii widmowej.

Rys 6 Info szer rownowazna

Rys. 6. Profil linii absorpcyjnej i sposób pomiaru jej szerokości równoważnej EW. Źródło: astronomy.swin.edu.au

Aby uzyskać EW linii absorpcyjnej/emisyjnej należy zmierzyć tak jak pokazano na rys.6 pole powierzchni linii widmowej poniżej/powyżej poziomu widma ciągłego, który jest też nazywany „poziomem kontinuum”. W kolejnym kroku zamieniamy profil linii widmowej na prostokąt o takiej samej powierzchni zgodnie z wzorem A = I * b, gdzie „I” jest poziomem widma ciągłego, a „b” - szerokość równoważna linii widmowej wyrażoną w jednostce długości fali, czyli angstremach (1Å=10-10m). Pomiary EW wykonuje oprogramowanie.

Dla porównania (rys.9) w γ Cas na koniec 2020 roku w najsilniejszej linii emisyjnej Hα szerokość równoważna wyniosła ~50 Å, a w linii helu He I λ6678Å - prawie 200 razy mniej (~0,35 Å). W ciągu prawie 20 lat (począwszy od minimum w listopadzie 2001 roku) EW w linii emisyjnej Hα wzrosła od 20 Å do wspomnianych 50 Å.

5. Międzynarodowa akcja obserwacji spektroskopowych linii helu λ6678Å w γ Cas

Ernst Pollmann z International Working Group ASPA rozpoczął tą akcję na początku 2020 roku na portalu AAVSO ([1], [2]). Wspomniana ASPA (Active SPectroscopy in Astronomy - strona domowa [8]) jest grupą miłośników astronomii z Europy Zachodniej zajmujących się spektroskopią. Zaś Ernst Pollmann jest niemieckim astroamatorem działającym na niwie spektroskopii od lat 90-tych XX wieku. Obserwuje jasne gwiazdy w wysokiej rozdzielczości za pomocą kultowego spektrografu LHIRES III z siatką dyfrakcyjną 2400 linii/mm i 14-calowego teleskopu SC na montażu paralaktycznym. W tej konfiguracji spektrograf pozwala uzyskiwać widma o względnej rozdzielczości R~17000 i daje dyspersję widma 0.11Å/piksel.

Rozdzielczość względną spektrografu dla danej długości fali świetlnej λ obliczamy ze wzoru R = λ / Δλ. Tutaj Δλ oznacza minimalna różnica długości fali pomiędzy liniami widmowymi, które uważa się za rozdzielone. Warto zwrócić uwagę, że największe R uzyskuje się w czerwonej części widma ze względu na największą długość fali. Jeżeli przyjąć niezmienność Δλ w zakresie optycznym widma, to możemy oszacować, że rozdzielczość R może być nawet ~1,6 raza większa w zakresie czerwonym (~6500Å) niż niebieskim (~4000Å).

Rys 7 Wyznaczanie V R

 Rys. 7. Metody pomiaru stosunku natężeń V/R dla profilu linii He I λ6678Å w γ Cas względem poziomu widma uzyskanego z klasycznej interpolacji liniowej (po lewej) lub po względem poszerzonego rotacyjnie absorpcyjnego profilu fotosfery gwiazdy (po prawej). Źródło: [12]

 

Celem obserwacji jest pokazana na rys.7 linia neutralnego helu He I λ6678Å w widmie γ Cas z dwoma maksima w profilu emisyjnym, które zwyczajowo oznacza się jako V i R (V- ang. violet - filetowy, R- ang. red - czerwony). Profile emisyjne są przedzielone absorpcją, która powstaje w otoczce / dysku dekrecyjnym otaczającym γ Cas. Taki wygląd tego profilu „otoczkowego”wynika z nachylenia osi rotacji gwiazdy pod kątem ~45° dla obserwatora z Ziemi (patrz również rys. 1). Dodatkowo w znacznej części ta linia helowa jest wypełnione przez absorpcję powstającą w fotosferze gwiazdy (rys. 7 po prawej: różowa linia), która jest silne poszerzona przez rotację gwiazdy (~400-440 km/s - równikowa prędkość rotacji).

W linii He I λ6678Å oczekiwane są zmiany V/R zarówno w skali kilku lat jak i godzin. Szczególnie interesujące są zmiany w skali czasowej godzin. Wynikają one z tego, że podwójne maksima emisyjne w profilu linii He I λ6678Å są odpowiedzialne za wzbudzenie helu i jego jonizację aż do 2,3 promienia γ Cas (rys. 5). Dlatego ta linia emisyjna jest tak ważnym narzędziem diagnostycznym obszarów bliskich powierzchni gwiazdy. Wszelkie odstępstwa od jednorodnego rozkładu materii wokółgwiazdowej (lokalne zgęszczenia) łatwiej zaobserwuje się w tej linii niż np. w linii wodoru Hα. Bardzo prawdopodobne do zaobserwowania są więc jakiekolwiek lokalne wyrzuty materii nawet w ciągu godzin.

Na rys. 8 pokazano zaobserwowane na początku 2020 r. zmiany w kształcie profilu linii He I λ6678Å nawet w ciągu dni.

Rys 8 Gam Cas Hel6678 Profile February April

Rys. 8. Zmiany kształtu profilu linii He I λ6678Å w γ Cas w okresie luty-kwiecień 2020 r. zarejestrowane przez uczestników tego projektu obserwacyjnego za pomocą spektrografów LHIRES III (R ~ 17000) podwieszonych pod różne teleskopy . Źródło: [3]

 

Pierwszym celem akcji są badania zmian w czasie V/R, czyli stosunku względnych natężeń maksimum V („fioletowego”- tego, od strony krótszych długości fali) do maksimum R („czerwonego” - tego od strony większych długości fali). Dokładność wyznaczenia V/R zależy od jakości widma, które określa stosunek sygnału do szumu i od dokładności wyznaczenia poziomu widma ciągłego. Dodatkowo w metodzie pokazanej na rys.7 po prawej istotne jest dobre określenie skrzydeł profilu absorpcji powstającej w fotosferze gwiazdy. Według E.Pollmann'a [12], metoda interpolacji liniowej daje dokładność wyznaczenia stosunku V/R około 1%, a druga - około 2%

Rys 9A gam Cas EW HaRys 9B correlation

Rys. 9.Po lewej: γ Cas - zmiany szerokości równoważnej (EW) linii emisyjnej Hα w latach 1971-2014 w oparciu o obserwacje wykonane przez zawodowych astronomów i miłośników astronomii (źródło: [10]). Po prawej: γ Cas - zmiany EW linii emisyjnych Hα i He I λ6678Å w 2020 r. Źródło: [3]

 

Oprócz zmierzenia stosunku V/R z widm będzie wyznaczane EW. Od minimum w listopadzie 2001 r. dysk dekrecyjny wokół γ Cas systematycznie powiększa się. Świadczy o tym stopniowo rosnąca część emisyjna profili linii widmowych Hα i He I λ6678Å np. EW linii Hα średnio wzrasta o ~1,3Å/rok od listopada 2001 r. (rys. 9 po lewej), jako wynik wypływu materii z fotosfery tej gwiazdy Be do dysku. Od wartości minimalnej w 2001 r. (EW~25Å), szerokość równoważna w linii Hα wzrosła systematycznie aż do EW~50Å na koniec 2020 r. Podobną tendencję wzrostową w długiej skali czasowej obserwuje się również w linii He I λ6678Å (rys. 9 po prawej). Na rys. 9 EW linii Hα jest wyrażona w [Å], a He I λ6678Å - w [mÅ] = 1/1000 [Å].

Systematyczny wzrost emisji w liniach Hα i He I λ6678Å, którego miarą jest wzrost EW, świadczy o powiększaniu się dysku dekrecyjnego wokół γ Cas.

6. Pierwsze widma γ Cas w wysokiej rozdzielczości wykonane przez polskiego miłośnika astronomii

W akcji obserwacyjnej γ Cas uczestniczy również polski miłośnik astronomii Mariusz Bajer. Fotografuje widma za pomocą spektrografu LOWSPEC wydrukowanego w technologii 3D. Doświadczeniami z budowy tego spektrografu i spektroskopii podzielił się w Uranii 1/2021 oraz na Forum Astronomicznym [4] i Astropolis [5],[6],[7].

Fotografuje widma γ Cas za pomocą spektrografu LOWSPEC z kamerą CMOS QHY163M podwieszoną do refraktora APO f/6,5 o aperturze 10,7cm, a ostatnio teleskopu Schmidta-Cassegraina f/10 o aperturze 20 cm. Do spektroskopii wysokiej rozdzielczości używa siatkę dyfrakcyjną 1800 linii/mm, która pozwala uzyskać dyspersję widma 0,2 Å/piksel i rozdzielczość Δλ~0,6 Å ze szczeliną o szerokości 40 µm. Przy długości fali linii Hα spektrograf w tej konfiguracji charakteryzuje się względną rozdzielczością R ~ 11 000.

Rys.10 przedstawia widmo γ Cas w okolicy linii Hα wykonanego przez Mariusza. Linia He I λ6678Å w porównaniu do Hα, wymaga znacznie dłuższych czasów naświetlania by uzyskać wymagany stosunek sygnału do szumu > 500, ponieważ jej maksima emisyjne wznoszą się zaledwie na kilka procent powyżej poziomu widma ciągłego. Konieczne jest zebranie dłuższej serii obserwacyjnej widm. Na przykład na rys. 10 w panelu wewnętrznym pokazano widmo złożone z siedemnastu minutowych ekspozycji, gdzie jednak nie uzyskano wymaganego stosunku sygnału do szumu (SNR „tylko” ~300-400).

Rys 10A 2020 09 03 Gam Cas1

Rys. 10. Widmo γ Cas w zakresie λ 6500-6950Å z 3 września 2020 r. w wysokiej rozdzielczości R~11000 wykonane przez Mariusza Bajera za pomocą spektrografu LOWSPEC wydrukowanego w technologii 3D. Najsilniejszą linią emisyjną jest Hα λ6563Å. Składniki emisyjne He I λ6678Å stanowią tylko kilka procent poziomu kontinuum. Pasmo linii absorpcyjnych λ>6850Å pochodzi z ziemskiej atmosfery. Panel wewnętrzny prezentuje powiększony fragment widma z profilem He I λ6678Å z 11 września 2020 r. Pionowe czerwone kreski przedstawiają linie spektralne, które zostały użyte do kalibracji widma w długości fali

7. Zakończenie

Ph. Stee ze współpracownikami [15] nazywa γ Cas puszką pandory, gdzie każde nowe odkrycie rodzi wiele nowych pytań. Jest oczywistym, że rozwiązanie problemu oddziaływania γ Cas z jej dyskiem poszerzy naszą wiedzę na temat dziedzin astrofizyki takich jak: ewolucja gwiazd masywnych, ciasne układów podwójnych, ewolucja pola magnetycznego, asterosejsmologia, powstawanie wiatrów gwiazdowych, utrata masy.

Dlatego również zawodowi astronomowie czekają na amatorskie obserwacje spektroskopowe γ Cas. Między innymi uzyskaniem profilu fotosferycznego tej gwiazdy jest zainteresowany J.Labadie-Bartz z University Sao-Paulo (Brazylia). Taki schematycznie przedstawiony profil fotosferyczny linii He I λ6678Å jest pokazany na rys.7 po prawej stronie (różowa linia).

E.Pollmann napisał również w [3], że najnowsze pomiary EW z 2020 r. dla linii emisyjnych Hα i He I λ6678Å pokazane na rys.9 po prawej pozwoliły uzyskać czas na satelicie rentgenowskim XMM-Newton na obserwacje γ Cas astronomowi M. Smith. Gwiazda była obserwowana na początku stycznia 2021 r. Czekamy na wyniki.

Akcja będzie kontynuowana co najmniej do 2024 roku. Potrzebne są profile linii He I λ6678Å gwiazdy γ Cas (nawet kilku profili z jednej nocy!), które należy raportować na portalu AAVSO lub przesyłać na e-mail Ernsta Pollmann'a, który jest dostępny na stronie internetowej ASPA [8]. Warto sfotografować jedno widmo na tydzień o względnej rozdzielczości R > 10000 i stosunku sygnału do szumu > 500.

Zachęcam do wydrukowania w technologii 3D własnego spektrografu LOWSPEC, skonfigurowania z teleskopem na montażu paralaktycznym i przyłączenia się do wieloletnich obserwacji tej niezwykłej gwiazdy.

8. Literatura

[1] Alert AAVSO nr 707 (2020) - https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-707

[2] Alert AAVSO nr 694 (2020) - https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-694

[3] Forum AAVSO (2020), Spectroscopy campaign on gamma Cas -https://www.aavso.org/gam-cas-campaign-01

[4] Wątek budowy spektrografu LOWSPEC na Forum Astronomicznym - https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/18311-wydrukuj-sobie-spektroskop/

[5] Wątek budowy LOWSPEC, forum Astropolis - https://astropolis.pl/topic/68522-wydrukuj-sobie-spektroskop/

[6] M.Bajer (2016) widma SA100 / SA200 - https://astropolis.pl/topic/35295-widma-gwiazd-czyli-co-da-ci%C4%99-wycisn%C4%85%C4%87-ze-star-analysera/?do=findComment&comment=642335

[7] M.Bajer (2019) widma układów spektroskopowo podwójnych, forum Astropolis - https://astropolis.pl/topic/70297-widma-uk%C5%82ad%C3%B3w-spektroskopowo-podw%C3%B3jnych/

[8] Strona domowa ASPA (Active SPectroscopy in Astronomy) - https://www.astrospectroscopy.de

[9] E.Pollmann i inni (2014), IBVS nr 6109, Long-term monitoring of Halpha emission strength  and photometric V magnitude of gamma Cas - http://ibvs.konkoly.hu/pub/ibvs/6101/6109.pdf

[10] E.Pollmann (2016), IBVS nr 6169, „Monitoring the radial velocity of HeI 6678 of γ Cas” - https://konkoly.hu/pub/ibvs/6101/6169.pdf

[11] E.Pollmann, sprawozdanie BeSS z 2014r. - http://www.astrosurf.com/aras/surveys/beactu/report2014/BeSS%20report_oct2014.pdf

[12] E.Pollmann (2020) „The HeI 6678 Double Peak Emission in γ Cas” - https://www.aavso.org/sites/default/files/The%20HeI%206678%20Double%20peak%20emission%20in%20%CE%B3%20Cas_0.pdf

[13] Ph. Stee i inni (1998), Astron. Astrophys. 332, 268–272,  „On the inner envelope of the Be star γ Cassiopeiae ” - http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1998A%26A...332..268S

[14] Gamma Cassiopeiae and the Be Stars - https://www.aavso.org/vsots_gammacas

[15] M.A.Smith i inni (2012), A&A 540, A53 , The relationship between γ Cassiopeiae’s X-ray emission and its circumstellar environment”, część 1 - https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2012/04/aa18342-11.pdf

[16] Ph Stee i inni (2012), A&A 545, A59, The relationship between γ Cassiopeiae’s X-ray emission and its circumstellar environment”, część 2 - https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2012/09/aa19234-12.pdf

[17] J.M.Porter i T.Rivinus (2003), Classical Be Stars” - https://iopscience.iop.org/article/10.1086/378307/pdf

[18] T.Rivinius, A.C.Carciofi, Ch.Martayan (2013), A&A. Review. 21 (1), 69 Classical Be stars” - https://arxiv.org/pdf/1310.3962.pdf

 

Czytany 346 razy Ostatnio zmieniany sobota, 27 luty 2021 17:17

Skomentuj

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)