Moje perypetie z obserwacjami gwiazdy zmiennej EX Hydrae

Transkrypt

1 Moje perypetie z obserwacjami gwiazdy zmiennej EX Hydrae Adres: Dąbrowa 219, Brzezie. Dane szkoły: Zespół Szkół Ogólnokształcących im. Ojca św. Jana Pawła II w Niepołomicach (Technikum Informatyczne) Klasa 3ti tel Plac Kazimierza Wielkiego 1, 32-5 Niepołomice. Obserwacje: 1.Teleskop Faulkesa ( 2.Teleskop Slooh ( Autor: Mirosław Kołodziej Opiekun: mgr Grzegorz Sęk MłodzieŜowe Obserwatorium Astronomiczne im. Kazimierza Kordylewskiego w Niepołomicach Bibliografia: 1.American Association of Variable Star Observers ( 2.Goddard Space Flight Center, Astrophysics Science Division ( 3. Periodic and secular variations in the lightcurve of dwarf nova EX Hydrae - streszczenie (Vogt, N.; Krzeminski, W.; Sterken, C r.) 4. A model for the X-ray emitting cataclysmic variable EX Hydrae - streszczenie (Cowley, A. P.; Hutchings, J. B.; Crampton, D r.) 5. Postępy Astronomii (tom 39, zeszyt 2, kwiecień - czerwiec 1991r.) J. Mikołajewska Gwiazdy symbiotyczne

2 Podczas przeszukiwania ogromnych zbiorów archiwum teleskopu Faulkesa natrafiłem na serię obserwacji obiektu, nazwanego Nova Hydrae. Poszukując informacji o nim zorientowałem się, Ŝe występuje pewna sprzeczność informacji. Obserwowana okolica nie pasowała bowiem do nazywanej Novą Hydrae gwiazdy zmiennej EX Hydrae. Zaintrygowany gwiazdą symbiotyczną zdecydowałem się podjąć jej obserwacji. Pierwsza, półtoragodzinna sesja obserwacyjna teleskopem Faulkesa przerywana przez problemy z łączem internetowym zaowocowała Fotometria wykonywana programem Salsa J. zdjęciami. Analiza rozrzutu pomiedzy poszczególnymi zdjęciami natęŝeń w polu widzenia pozwoliła na dobór odpowiedniej gwiazdy porównania (TYC ). Kolejnym krokiem była fotometria wykonana za pomocą programu SalsaJ. Mając czas wykonania zdjęcia oraz stosunek natęŝeń gwiazdy zmiennej do gwiazdy porównania wykonałem pierwszą krzywą zmian blasku. Fala jaka powstała z tych danych zawierała luki, będące konsekwencją chmur podczas Zmienna/porównanie obserwacji. co,25 czyniło takie,2 "zaszumione",15 zdjęcia,1 nieprzydatnymi do,5 pomiarów.,,1,2,3,4,5,6 Korzystając z 2. Krzywa blasku (I sesja) metody kalkowej dopasowywałem odpowiednio krzywą blasku i wywnioskowałem istnienie zmian okresowych. Wykonując histogram z ilością gwiazd w danym przedziale 3 jasności stwierdziłem, Ŝe jego 25 wygląd róŝni się od histogramu 2 sinusoidy. Oznacza to zatem, Ŝe 15 rozkład moich danych obserwacyjnych jest sumą przebiegu okresowego i zmian 1 5 Ilość gwiazd,5,1,15,2,25 Przedziały 3. Histogram gwiazdy EX Hydrae

3 chaotycznych. Warto było zatem zaprojektować drugą sesję obserwacji, by uzupełnić dziury w krzywej oraz dokładniej przyjrzeć się naturze zmian blasku gwiazdy EX Hydrae. Dzięki uprzejmości prof. Lecha Mankiewicza z Centrum Fizyki Teoretycznej Polskiej Akademii Nauk, który udostępnił część swojego czasu obserwacyjnego, do mojej drugiej półtoragodzinnej sesji mogłem dołączyć kolejne pół godziny obserwacji teleskopem Faulkesa. Pomimo kolejnych dramatycznych przygód związanych z łączem internetowym, sesja przebiegła znakomicie. Do swoich danych mogłem dołączyć zatem 9 nowych zdjęć (Pełne informacje dotyczące kaŝdej fotografii oraz fotometrii znajdują się w dołączonym logu obserwacyjnym na płycie CD). Następnym krokiem było wykonanie kolejnej fotometrii, przy uŝyciu danych zebranych podczas drugiej sesji obserwacji. Do wykonania obliczeń oraz pomiarów uŝyłem arkusza kalkulacyjnego Excel. Dzięki kilku prostym makrom częściowo mogłem zautomatyzować pracę i oszczędzić sporo czasu. Opracowując drugą serię danych fotometrycznych potwierdziłem swoje przekonanie o okresowości zmian blasku EX Hydrae. Łącząc oba wykresy przy wykorzystaniu metody kalkowej nakładając je na siebie w taki sposób, by pasowały do siebie najlepiej wyznaczyłem za pomocą proporcji dwa graniczne momenty, których średnia równała się wartości czasu jednego okresu. Wynosił on,46 dnia juliańskiego co daje około 66,31 minuty. RóŜnicę dat w 5-1 -,5,5 1 4.Histogram sinusoidy,25,2,15,1,5 Zmienna/porównanie dniach juliańskich,2,4,6,8,1 podzieliłem następnie przez okres jaki 5. Krzywa zmian blasku (II sesja) otrzymałem. Okazało się, Ŝe pomiędzy sesjami wystąpiło nieco ponad 17 okresów, co pozwoliło mi poprawić swój wynik, który ostatecznie wyniósł,461 JD czyli 66,25 minuty. Posiadając tą daną byłem w stanie wykonać wykres fazowy obejmujący całość obserwacji.

4 ,25,2,15,1,5 By wykonać krzywą zmiany blasku w częściach okresu, obliczyłem kąty fazowe dla wszystkich punktów (odległości od punktu zerowego wyraŝone w częściach okresu). Początkowy wynik prezentował spory rozrzut punktów na diagramie,,2,4,6,8 1 6.Metoda kalkowa spowodowany szumami. Krzywą blasku naleŝało zatem poddać kilku zabiegom. Pierwszym z nich było uśrednienie punktów dla 25 jednakowych przedziałów czasowych. Otrzymany wykres zdecydowanie lepiej i przejrzyściej obrazował zmianę blasku. Prawdziwą wisienką na torcie było zastosowanie średniej konsekutywnej (nowa wartość w danym punkcie to średnia z połowy poprzedniej wartości, wartości aktualnej i połowy następnej wartości) do usunięcia składowych wysokiej częstotliwości, czyli do wygładzenia przebiegu krzywej połączonej w całość (początek wykresu połączony z jego końcem). Na wykresie zaznaczyłem równieŝ odchylenie średnie wartości.

5 Krzywa zmiany blasku EX Hydrae,25 NatęŜenie zmiennej/ natęŝenie porównania,2,15,1,5,2,4,6,8 1 Część fazy Uśrednieniona krzywa Średnia konsekutywna Prezentowana powyŝej krzywa zmian blasku gwiazdy EX Hydrae wynika z natury owej gwiazdy symbiotycznej. Pod jej nazwą kryje się skomplikowany układ dwóch składników białego karła oraz czerwonego olbrzyma, który jest pochłaniany przez swojego towarzysza. Sam obiekt jest sklasyfikowany jako zaćmieniowy kataklizmiczny zmienny polar pośredni. Na uwagę zasługuje jego krótki (około 67 minutowy) okres obrotu wokół osi białego karła oraz zbadany przez Wojciecha Krzemińskiego (współpracującym z prof. Józefem Smakiem nad naturą gwiazd kataklizmicznych) 98 minutowy okres orbitalny białego karła i czerwonego olbrzyma. Kolejnym etapem mojej pracy było wykonanie krzywej w wielkościach gwiazdowych (magnitudo). W tym celu naleŝało pomnoŝyć stosunek natęŝeń gwiazdy zmiennej do porównania przez 2,5log.

6 Ostatnim krokiem -1,7 jaki wykonałem,2,4,6,8 1 było obliczenie -1,8 momentów -1,9-2 maksimów krzywej zmienności i porównanie ich do moich wykresów. -2,1 W ten sposób -2,2-2,3 5. Uśredniona krzywa blasku w wielkościach gwiazdowych (magnitudo) mogłem stwierdzić, czy w układzie EX Hydrae mógł zachodzą bowiem zmiany. zwiększyć Olbrzym transfer masy i przez to zwiększyć szybkość wirowania białego karła (moment pędu rośnie i gwiazda przyspiesza wirowanie). Konieczne było zatem obliczenie kolejnych maksimów jasności w czasach bliskich moim sesjom obserwacyjnym. Obliczanie takich momentów polega na podstawieniu do wzoru liczby E ilości okresów od daty początkowej do danego momentu ( co łatwo obliczyć mając wyliczony okres). Momenty maksimum dla gwiazdy EX Hydrae obliczyłem wzorem: T(max)= (6) (9)E-7.3(4)x1-13 E (6)x1-19 E 3, gdzie pierwszy wyraz to moment początkowy, następny to zwykły przyrost czasu związany ze stałym okresem a wyrazy trzeci i czwarty zdają sprawe ze zmian wiekowych okresu wirowania. Dla pierwszej sesji otrzymałem następujące maksima zbliŝone do czasu moich obserwacji: ,7685 JD (przed obserwacjami), ,1234 JD (w trakcie obserwacji) oraz ,16994 JD (tuŝ po zakończeniu sesji). PoniŜej czerwonymi pionowymi kreskami oznaczyłem wyliczone maksima.

7 Niestety, hipotetyczne maksimum w tej sesji zostało przesłonięte przez chmury, jednak w jego pobliŝu widać wzrost wartości oraz spadek. RównieŜ kolejne maksimum znajduje się w pobliŝu górki. Dla drugiej sesji, obliczone maksima to: ,5728 JD (przed sesją), ,1382 JD (w trakcie obserwacji) i ,1537 JD (w trakcie obserwacji). Obliczone momenty maksimów bardzo dobrze pasują do obserwowanych. Koniecznością było jednak obliczenie momentu maksimum dla uśrednionego wykresu fazowego. Wykorzystując daty maksimów jasności, moŝna obliczyć proporcją maksimum dla wykresu fazowego. Oto ostatni wykres obrazujący ten moment dla całego okresu.

8 Podsumowując, stwierdzam Ŝe: 1) obserwacyjnie wyznaczyłem okres zmienności zmian blasku gwiazdy zmiennej EX Hydrae jako,461 JD. Jego wartość katalogowa, wyznaczona z długiego ciągu obserwacji, wynosi, JD Zmienność ta jest interpretowana jako wynikająca z rotacji białego karła o nieosiowym polu magnetycznym w układzie podwójnym gwiazd. 2) określiłem amplitudę zmian blasku o tym okresie jako,4 magnitudo. 3) porównując obserwowane i kalkulowane momenty maksimów blasku stwierdziłem, Ŝe zmiany okresy wirowania są stabilne w długim czasie. Zapewne transfer masy w układzie jest niewielki i do tego nie zmienia się w czasie. 4) sam charakter krzywej zmian blasku, a zwłaszcza znaczne odstępstwa od kształtu sinusoidalnego, widoczne na wykresie na gałęzi spadku, wymagają potwierdzenia, stąd zamiar kontynuacji obserwacji fotometrycznych. Dla zobrazowania okolicy w której znajduje się opisywana zmienna, wykonałem jej fotografię przy pomocy teleskopu-robota o nazwie Slooh. Cały system składa się z 3 obserwatoriów (Wyspy Kanaryjskie, Australia oraz Chile), z którymi uŝytkownik teleskopu łączy się za pośrednictwem Internetu. Wykonywanie obserwacji przy jego uŝyciu obciąŝone jest opłatą abonamentową, a czas jednej sesji ograniczony do pięciu minut. W tygodniu moŝliwe jest zarezerwowanie pięciu obserwacji dla własnych wybranych obiektów oraz nielimitowane dołączenie się do sesji innych uŝytkowników.

9 Obraz okolicy EX Hydrae wykonałem za pomocą teleskopu Slooh 24 Stycznia 21r o godzinie 4:9:37 UTC: Badanie EX Hydrae było dla mnie bardzo pouczające. Wymagało ono starannego zaplanowania czasów obserwacji i pochłonęło sporo wysiłku przy opracowywaniu wyników. Była to szkoła cierpliwości i wytrwałości, a jej owoce przedstawiłem w referacie.