Jak zważyć gwiazdę? Artur Rutkowski CAMK

Transkrypt

1 Jak zważyć gwiazdę? Artur Rutkowski CAMK

2

3

4

5

6

7

8

9 Skąd wziąć wystarczająco dużą wagę żeby zważyć gwiazdę?

10 Skąd wziąć wystarczająco dużą wagę żeby zważyć gwiazdę? 1. Bezpośrednie wyznaczanie masy w oparciu o prawa ruchu planet: Prawa Keplera i w ogólności prawo powszechnego ciążenia Newtona (analiza zachowania krzywych zmian blasku gwiazd podwójnych, astrometria).

11 Skąd wziąć wystarczająco dużą wagę żeby zważyć gwiazdę? 1. Bezpośrednie wyznaczanie masy w oparciu o prawa ruchu planet: Prawa Keplera i w ogólności prawo powszechnego ciążenia Newtona (analiza zachowania krzywych zmian blasku gwiazd podwójnych, astrometria). 2. Pośrednie wyznaczanie masy w oparciu o zgromadzoną wiedzę astrofizyczną i modele budowy gwiazd.

12 Johannes. Kepler

13 Trzy Prawa Keplera I II III

14

15

16 K1 K2

17 K1 K2

18 Uogólnione III Prawo Keplera

19 Astrometria wizualnych układów podwójnych M_1 a_1 a_2 M_2 a[''], e, i, M1+M2,q, M1, M2;

20 N G2 Astrometria wizualnych układów podwójnych G1 M_1 a_1 a_2 M_2 a[''], e, i, M1+M2,q, M1, M2;

21 N G2 Astrometria wizualnych układów podwójnych G1 M_1 a_1 a_2 M_2 a[''], e, i, M1+M2,q, M1, M2;

22

23 Astronomowie stosując prawa grawitacji oraz prawa opisujące budowę i procesy fizyczne w gwiazdach konstruują model układu. Porównując zmiany jasności wyliczone przez model z obserwacyjnymi krzywymi blasku, badacze uzyskują informacje nie tylko o masach ale również o wielu innych parametrach gwiazd jak, jasności, temperatury, separacje, nachylenie orbity, fizyczne rozmiary... i inne.

24 Astronomowie stosując prawa grawitacji oraz prawa opisujące budowe i procesy fizyczne w gwiazdach konstruują model układu. Porównując zmiany jasności wyliczone przez model z obserwacyjnymi krzywymi blasku, badacze uzyskują informacje nie tylko o masach ale również o wielu innych parametrach gwiazd jak, jasności, temperatury, separacje, nachylenie orbity, fizyczne rozmiary... i inne.

25 Modelowanie krzywych zmian blasku rzeczywistość w komputerze czy rzeczywistość wirtualna?

26 Modelowanie krzywych zmian blasku rzeczywistość w komputerze czy rzeczywistość wirtualna? a) Dopasowywanie jakiejś analitycznej funkcji (Asin(Yx)+Bcos(Zx))

27 Modelowanie krzywych zmian blasku rzeczywistość w komputerze czy rzeczywistość wirtualna? a) Dopasowywanie jakiejś analitycznej funkcji (Asin(Yx)+Bcos(Zx)) b) Konstruowanie modelu układu podwójnego dla zadanych, fizycznych parametrów i generacja syntetycznej krzywej blasku dalej porównanie z obserwacyjną krzywą. (Wilson Devinney, Foebe, Binary Maker, ELC.)

28 Pakiet ELC Eclipsing Light Curve. Kod rozwijany od połowy lat 70 (Avni, McClintock, Remillard, Bailyn, Hauschildt, Orosz.) Brak możliwości analizowani gwiazd typu W Uma. Aby poprawnie wymodelować układ należy znaleźć szereg parametrów fizycznych opisujących go (nie tylko elementy orbity). Część parametrów zakładamy bazując na naszej wiedzy odnośnie procesów zachodzących w atmosferach gwiazd.

29 Pakiet ELC Eclipsing Light Curve. Kod rozwijany od połowy lat 70 (Avni, McClintock, Remillard, Bailyn, Hauschildt, Orosz.) Brak możliwości analizowania gwiazd typu W Uma. 44 Nbet1 100 Nalph2 44 Nbet fill fill omega omega dphase Q finc Teff Teff Tgrav1 Tgrav2 betarim rinner router tdisk xi 50 Ntheta 50 Nradius alb alb2 1 Nref Lx/Lopt Period fm separ gamma velocity t3 g3 SA3 xecl onephase usepot usepot T0 0 MonteCarlo (0 for interpolation, >10 for Monte Carlo integration) 0 ielite Temperature factor spot 1, star Latitude of spot 1, star 1 (degrees) Longitude of spot 1, star 1 (degrees) Angular radius of spot 1, star 1 (degrees) Temperature factor spot 2, star 1 Latitude of spot 2, star 1 (degrees) Longitude of spot 2, star 1 (degrees) Angular radius of spot 2, star 1 (degrees) Temperature factor spot 1, star Latitude of spot 1, star 2 (degrees) Longitude of spot 1, star 2 (degrees) Angular radius of spot 1, star 2 (degrees) Temperature factor spot 2, star 2 Latitude of spot 2, star 2 (degrees) Longitude of spot 2, star 2 (degrees) Angular radius of spot 2, star 2 (degrees) Temperature factor spot 1, disk Azimuth of spot 1, disk (degrees) Radial cutoff of spot 1, disk (0 <= r_cut <=1) Angular size of spot 1, disk (degrees) Temperature factor spot 2, disk Azimuth of spot 2, disk (degrees) Radial cutoff of spot 2, disk (0 <= r_cut <=1) Angular size of spot 2, disk (degrees) primmass (star 1 mass in solar masses) primk (K velocity of star 1 in km/sec) primrad (star 1 radius in solar radii) ratrad (ratio of star 1 radius and star 2 radius) frac1 (fractional radius star 1: R_1/a) frac2 (fractional radius star 2: R_2/a) sw12 (currently unactive) sw13 (currently unactive) idark1 idark2 isw12 (currently unactive) isw13 (currently unactive) idraw iecheck idint iatm 0 ism icnu,icnb,icnv,icnr,icni,icnj,icnh,icnk 6 irvfilt 0 ionephase 0 isquare 0 iusepot 0 ifixgamma ilaw (1=linear law, 2=logarithmic law, 3=square root law) eccentricity argument of peristron in degrees pshift asini (projected semimajor axis in seconds) median fit (geneticelc only) \ sw7 (currently inactive) sw8 (currently inactive) sw9 (currently inactive) ikeep (1 to put eclipse at phase 0.0) isynch (1 to keep rotation synchronous at periastron) isimp igrav itime

30 q = 0.75? i = 44 deg?

31 q = 0.15? i = 44 deg?

32 q = 0.34? i = 60 deg?

33 q = 0.34 i = 88 deg OK? minimalna wartość chi^2, zgodność z fizyką.

34 Gromadzenie jak największej ilości danych. W ten sposób nakładamy na program bardzo silne więzy. Krzywe blasku J,H,K. H J K

35 AR Pav wyższa szkoła jazdy. Równoczesne modelowanie krzywych zmian blasku w czterech pasmach V,J,H,K i dwie krzywe prędkości radialnych dla składnika gorącego i chłodnego.

36 AR Pav wyższa szkoła jazdy. Równoczesne modelowanie krzywych zmian blasku w czterech pasmach V,J,H,K i dwie krzywe prędkości radialnych dla składnika gorącego i chłodnego.

37 Astronomowie wykorzystują dostępne wskazówki pomocne w wzyznaczenia mas gwiaz. Kilka przykładów: Diagram Hertzsprunga Rassella i zależność masa jasność dla gwiazd ciągu głównego.

38 Astronomowie wykorzystują dostępne wskazówki pomocne w wzyznaczenia mas gwiaz. Kilka przykładów: Diagram Hertzsprunga Rassella i zależność masa jasność dla gwiazd ciągu głównego. Fotometria Stromgrenowska u,v,b,y

39 Astronomowie wykorzystują dostępne wskazówki pomocne w wzyznaczenia mas gwiaz. Kilka przykładów: Diagram Hertzsprunga Rassella i zależność masa jasność dla gwiazd ciągu głównego. Fotometria Stromgrenowska u,v,b,y Wyznaczanie mas w oparciu o dwumodalne gwiazdy pulsujące.

40 Astronomowie wykorzystują dostępne wskazówki pomocne w wzyznaczenia mas gwiaz. Kilka przykładów: Diagram Hertzsprunga Rassella i zależność masa jasność dla gwiazd ciągu głównego. Fotometria Stromgrenowska u,v,b,y Wyznaczanie mas w oparciu o dwumodalne gwiazdy pulsujące. Zależność masa promień dla białych karłów.

41 Astronomowie wykorzystują dostępne wskazówki pomocne w wzyznaczenia mas gwiaz. Kilka przykładów: Diagram Hertzsprunga Rassella i zależność masa jasność dla gwiazd ciągu głównego. Fotometria Strumgrenowska u,v,b,y Wyznaczanie mas w oparciu o dwumodalne gwiazdy pulsujące. Zależność masa promień dla białych karłów. i masa okres dla czerwonych karłów w układach kataklizmicznych (P_orb < 9 godzin)

42 Rozkład mass gwiazd w otoczeniu Słońca w odlełości do 10 pc.

43 Podsumowanie: Masa bedąc najważniejszym parametrem opisującym budowę i ewolucję gwiazd jest jednocześnie wielkością często bardzo trudną do wyznaczenia. Dodatkowo wyznaczanie mas centralnych obszarów galaktyk jak i samych galaktyk, odpowiada na pytania dotyczace nie tylko ewolucji gwiazd ale również całego Wszechświata.