Gwiazdy zmienne na przykładzie V729 Cygni
Plan prezentacji Czym są gwiazdy zmienne? Rodzaje gwiazd zmiennych Układy podwójne gwiazd Gwiazdy zmienne zaćmieniowe Model Roche'a V729 Cygni Obserwacje Analiza danych i modelowanie Wnioski 2
Czym są gwiazdy zmienne? Gwiazdy zmienne to obiekty, których jasność ulega zmianom w skali czasu znacznie krótszej niż skala zmian ewolucyjnych, tzn. od milisekund do dziesiątków (czasem setek) lat. Pierwszą gwiazdą zmienną była Mira (1596) Oznaczenia gwiazd zmiennych R...Z, RR...ZZ, AA...QZ,V335,V336... 3
Rodzaje gwiazd zmiennych Zmienne pulsacyjne zmiany jasności takich zmiennych spowodowane są pulsacjami gwiazdy. Zmienne wybuchowe taki typ zmienności związany jest ze stopniem ewolucji danej gwiazdy. (Nowe, Nowe karłowate i supernowe) Zmienne zaćmieniowe zmiany jasności nie są spowodowane procesami fizycznymi zachodzącymi wewnątrz gwiazdy, ale obecnością drugiego składnika. 4
Układy podwójne gwiazd Ponad połowa gwiazd widocznych na nocnym niebie to układy podwójne gwiazd. Podwójne wizualne to gwiazdy, których oba składniki dają się rozdzielić podczas obserwacji i których wzajemne położenie na sferze niebieskiej może być zmierzone metodami astrometrycznymi. Podwójne spektroskopowe to gwiazdy, w widmach których możemy zmierzyć periodyczne przesunięcia dopplerowskie linii widmowych należących do jednego lub obu składników. 5
Układy podwójne gwiazd Podwójne zaćmieniowe to układy podwójne gwiazd, które dzięki odpowiedniemu nachyleniu płaszczyzny orbity względem obserwatora ziemskiego, wykazują okresowe zmiany jasności, świadczące o wzajemnym przesłanianiu się składników. Należy jednak pamiętać, że podział ten nie jest podziałem rozłącznym. 6
Gwiazdy zmienne zaćmieniowe Istotą gwiazd zmiennych zaćmieniowych jest obecność drugiego składnika, a także odpowiedniego nachylenia płaszczyzny orbity względem obserwatora. Prowadząc obserwacje fotometryczne takiego układu można zaobserwować znaczące zmiany jasności w czasie, odpowiadające okresowi orbitalnemu układu. Skala czasowa takich zjawisk waha się od ułamka dnia do nawet setek lat. Obserwowany spadek jasności spowodowany jest okresowym zasłanianiem jednego składnika przez drugi. Analizując krzywe zmian blasku (w szczególności jej kształt) możemy określić rodzaj układu zaćmieniowego. 7
Gwiazdy zmienne zaćmieniowe EA - głębokie minimum główne i płytkie minimum wtórne, względnie stała jasność między minimami. Przedstawicielem tej grupy jest Algol (β Persei). Okresy zmian jasności od kilku do kilkuset dni świadczą, że są to układy półrozdzielone. Przebieg schematycznej krzywej zmian blasku gwiazd zaćmieniowych typu Algola przedstawia (Rys.1) 8
Gwiazdy zmienne zaćmieniowe EB - występują dwa minima o nierównej głębokości, zamaskowane efekty kolejnych kontaktów świadczące o silnym odkształceniu od kulistości samych gwiazd jak i o nierównomiernym rozkładzie jasności na ich powierzchni. Jednym z przedstawicieli tej grupy gwiazd jest β Lyrae. Okresy zmian jasności dłuższe od ułamka dnia. Przebieg schematycznej krzywej zmian blasku gwiazd zaćmieniowych typu β Lyrae przedstawia (Rys.2) 9
Gwiazdy zmienne zaćmieniowe EW - głębokości obu minimów są podobne, okresy zmian jasności znacznie krótsze od jednego dnia co świadczy, że są to układy kontaktowe. Typowym przedstawicielem jest W UMa. Przebieg schematycznej krzywej zmian blasku gwiazd zaćmieniowych typu W UMa przedstawia (Rys.3) 10
Model Roche'a W latach 50 tych XX wieku Z. Kopal zaproponował podział gwiazd zmiennych zaćmieniowych ze względu na stosunek rozmiaru gwiazdy względem rozmiaru jej powierzchni Roche a. Podział ten obejmuje trzy przypadki. Układy rozdzielone w układach rozdzielonych oba składniki znajdują się wewnątrz swoich powierzchni Roche a. Gwiazdy mają kształt niemal kulisty, a ich ewolucja przebiega tak jak dla gwiazd pojedynczych. 11
Model Roche'a Układy półrozdzielone w układach półrozdzielonych jedna z gwiazd ma rozmiar powierzchni Roche a. Jej kształt znacznie odbiega od kulistego. Istnieje możliwość utraty materii na drugi składnik przez punkt Lagrange a L1, co ma znaczący wpływ na ewolucję takiego układu. Układy kontaktowe - w układach kontaktowych oba składniki przekraczają powierzchnie Roche a, co oznacza, że tworząca je materia znajduje się w fizycznym kontakcie. Rozmiary obu gwiazd są większe od powierzchni Roche a, więc materia wypełnia również część obszaru między powierzchnią Roche a a powierzchnią stałego potencjału przechodzącą przez L2. Materia ta stanowi wspólną otoczkę obu składników. Kształty tych obiektów są znacznie zdeformowane wskutek wzajemnych oddziaływań grawitacyjnych. 12
V729 Cygni Zmienność potwierdzona w 1953 roku. Zakwalifikowana jako EB, zmienność na poziomie ~0.25 mag. Współrzędne obiektu na h m s epokę 2000.0 wynoszą: α = 20 32 22.43, δ = o +40 18 18.96. Odległość ok 1.7 kpc, typ widmowy O. Odkryta zmienność radowa na 4.8 GHz, wykryto otoczkę pyłową o temp ~400 K a także promieniowanie X. 13
Obserwacje Przygotowanie mapki nieba Odpowiedni wybór gwiazdy porównania i gwiazdy kontrolnej Określenie kolejnych minimów Modlitwa o dobrą pogodę ; ) 14
Obserwacje BIAS, DARK, FLAT przed głównymi obserwacjami. Rób notatki!!! Obserwacje w kilku filtrach Problem!!! : ( 15
Analiza danych Redukcja zdjęć na BIAS,DARK,FLAT FIELD (IRAF, MIDAS,Salsa J itp.) Wykonanie fotometrii (IRAF, MIDAS,Salsa J, CMunipack itp.) Wykonanie wykresów zmian blasku (ewentualne odrzucenie złych punktów Unormowanie do jedynki i sfazowanie Wykorzystanie archiwalnych baz danych 16
Modelowanie Stosując metodę Monte Carlo modelujemy krzywą zmian blasku. Zadajemy przedziały parametrów wśród których będzie poszukiwane rozwiązanie. Obliczenia trwają kilka dni w zależności od modelu Model z plamą Model z dyskiem 17
Model z Plamą 18
Model z Plamą 19
Model z dyskiem 20
Model z Dyskiem 21
Wnioski Z danych obserwacyjny jak i archiwalnych danych wymodelowano dwa rodzaje układów: z gorącą plamą jak i z dyskiem. Model z plamą jest modelem znanym jednak w dalszym ciąg nie tłumaczy asymetrii krzywej zmian blasku Model z dyskiem jest pionierskim podejściem do problemu układu V729 Cyg. Potrzeba jednak przeprowadzić kolejne obserwacje i udoskonalić modelowanie. 22
Przydatne strony http://ebola.eastern.edu/star_summary.php?star_id=215 http://lheawww.gsfc.nasa.gov/users/corcoran/sb8.html http://var.astro.cz/gsg/vsgateway.php?star=v729+cyg&all=yes&all http://var2.astro.cz/en/brno/eclipsing_binaries.php?f=list&cons=cy http://www.rollinghillsobs.org:8000/perl/calcebephem.pl http://binaries.boulder.swri.edu/binaries/ http://www.as.up.krakow.pl/rzeczy/software.php http://www.as.up.krakow.pl/ephem/allstars cat.txt http://cdsarc.u strasbg.fr/viz bin/nph Plot/Vgraph/htm?I/239/101341 http://cdsarc.u strasbg.fr/viz bin/nph Plot/Vgraph/txt?I%2f239%2f.% http://ad.usno.navy.mil/wds/data_request.html 23
C.D.N... 24