Upload
thiery
View
44
Download
0
Embed Size (px)
DESCRIPTION
Identyfikacja modów pulsacji gwiazd sdBv. Andrzej Baran UMK Toruń AP Kraków 22 11 2004. astrosejsmologia wyznaczanie stopnia modu oscylacji własności gwiazd sdBv identyfikacja stopnia modu dla gwiazdy KPD2109+4401 obserwacje Balloon 090100001. Astrosejsmologia. - PowerPoint PPT Presentation
Citation preview
Identyfikacja modówpulsacji gwiazd
sdBv
Andrzej BaranUMK Toruń
AP Kraków
22 11 2004
astrosejsmologia
wyznaczanie stopnia modu oscylacji
własności gwiazd sdBv
identyfikacja stopnia modu dla gwiazdy
KPD2109+4401
obserwacje Balloon 090100001
ad.1. multiplety, modele teoretyczne, wielobarwna fotometriaad.2. problem wprost, odwrotny lub rożnicowy problem odwrotny
Astrosejsmologia
Astrosejsmologia jest sztuką łączenia obserwowanych pulsacjiz modelami teoretycznymi w celu wyznaczenia wewnętrznychlub ewolucyjnych własności gwiazd.
Mike D. Reed
1) poprawnie zidentyfikować mody pulsacji2) powiązać częstotliwości z parametrami fizycznymi
Pulsujący diagram H-R
n=l=m0
= 2, m=1 = 2, m=2
Wykład J. Daszyńska - Daszkiewicz
= 3, m=0 = 3, m=1
= 3, m=2 = 3, m=3
= 8, m=1 = 8, m=2
= 8, m=3
Przykład krzywej zmian jasności gwiazdy pulsującej
Periodogram fourierowski
0h h24
Teleskop Globalny
Multi Site Spectroscopic Telescope
Woolf et al., 2002, MNRAS, 329, 49
Wyznaczanie stopnia modu pulsacji
• metoda ta jest oparta na wielobarwnej fotometrii
(i)
spektroskopii
• obserwablami są: częstotliwość, amplitudy oraz fazy
Daszyńska-Daszkiewicz et al., 2003, A&A, 407, 999
zmiana jasności w wyniku pulsacji:
llllm
l DDDbiYiA ,3,2,10,
eff
λlλλ
l Tδ
bFδfD
log
log
4
11,
ll+D l 122,
gδ
bFδ+
GM
RωD
λlλλ
l log
log2
32
3,
otrzymujemy liniowe równanie na dwie niewiadome:
λl
λl
λl DbfD 1,
λl
λl
λl
λl D+Dbε 3,2,
AfD ll ~~
wielkości A, f oraz są w ogólności zespolone~
posiadając obserwacje w co najmniej trzech filtrach (6 równań),metodą najmniejszych kwadratów możemy wyznaczyć l
obserwacje spektroskopowe mogą polepszyć rozwiązanie:
εωR
GMv+uRωi=M
λlλ
lλ ~
2 31
~ możemy wyznaczyć ze spektroskopii
wówczas w równaniu fotometrycznym:
eliminujemy jedną niewiadomą, otrzymując liniowe równanie na f
AfD ll ~~
Pomyślna identyfikacja dla trzech gwiazd typu Scuti
Nomenklatura
• Powszechna nazwa na pulsujące podkarły typu B:
sdBvsubdwarf B variable
pulsacje typu p (oraz g) EC14026, nazwa zaczęrpnięta od pierwszej odkrytej
(EC14026-2647), oficjalna nazwa to: V361 Hya
pulsacje typu g Betsy stars – Elizabeth Green
Podkarły sdB
• obiekty o masie ~ • promień gwiazdy ~
Sun5.0 M
SunR3.01.0
2.60.5log ,000 40000 20 gKTeff
• ewolucja nie jest dobrze znana
• składają się z helowego jądra oraz bardzo cienkiej wodorowej otoczki
• tworzą Rozszerzoną Gałąź Horyzontalną
• połowa znanych sdB znajduje się w układzie podwójnym
• Historia gwiazd sdBv rozpoczęła się wraz z pojawieniem dwóch prac:
Charpinet et al., 1996, ApJ, 471L, 103
Kilkenny et al., 1997, MNRAS, 285, 640
• Do dzisiaj znamy 32 pulsujące gwiazdy sdB
Lista gwiazd EC14026
Nazwa B Okres pulsacji [s] Nazwa B Okres pulsacji [s]
EC14026-2647 15,4 ~140 PG1325+101 13,8 ~140PB8783 12,5 ~125 PG2303+019 16,0 ~138EC10228-0905 15,9 ~150 HS0702+6043 14,7 ~370EC20117-4014 12,6 ~150 PG0014+067 15,9 80-170PG1047+003 13,5 ~125 KPD1930+2752 13,8 145-332PG1605+072 12,8 200-570 PG1618+563 13,4 ~140PG1336-018 12,9 ~160 HS0444+0458 15,4 ~150KPD2109+4401 13,2 ~190 HS0039+4302 15,1 ~200PG1144+615 13,2 ~350 KUV0442+1416 15,1 ~200PG1219+534 13,1 ~135 HS2151+0857 15,6 ~140PG0911+456 14,6 ~160 PG0048+091 13,5 ~150EC05217-3914 15,3 ~215 PG0154+181 15,6 ~164HS0815+4243 16,0 ~126 EC11583-2708 13,5 ~120HS2149+0847 16,4 ~150 EC20338-1925 13,5 ~140HS2201+2610 13,6 ~350 SLOAN 16,5 142PG1613+426 14,1 ~150 BALLOON 11,8 250-350
• poprzez analogię do gwiazd β Cephei oraz SPB poszukiwano również sdBv z długimi okresami: Green et al., 2003, ApJ, 583L, 31 doniosła o odkryciu 27 obiektów pulsujących w modach g
• w bieżącym roku odkryto mody g w gwiazdach EC14026: PG1605, HS2201, HS0702, Balloon
Parametry fizyczne
Betsy EC14026
T [kK] 25-30 29-36
log g 5.4-5.8 5.25-6.10
Green et al., 2003, ApJ, 583L, 31
Kryteria doboru obiektów
• okresy oscylacji ~ co najmniej kilka minut (>5)
• amplituda oscylacji ~ co najmniej kilkanaście mmag
• jasność ~ do 13mag
• KPD2109, PG0048 – dostępna fotometria wielobarwna
• PG1716+426, P>45min, A<2mmag, B=13.7
• PG1144+615, P~350s, A<10mmag, B=13.2
• i oczywiście Balloon 090100001
Robert Kurucz model atmosfery
eff
λ
T
F
log
log
g
Fλ
log
log
eff
λl
T
b
log
log
g
b λl
log
log
KTeff 3750027500 0.60.5log g 02HM
prawo pociemnienia brzegowego użyto w formie:
μdμcI=μI 1111
Balloon 090100001
Dziennik obserwacyjny
• obserwacje prowadzono od 17VIII do 25IX 2004
• dane zebrano w dwóch obserwatoriach:• Suhora – 17VIII – 19IX, filtry UBVR• Loiano – 22IX – 25IX, filtr V
• taki okres czasu daje:
• 2tyg. sesja WET-u daje:
• w każdym filtrze, zebrano: ~19 nocy, ~130h• czasy ekspozycji:
Hzf 3.0Hzf 8.0
U B V R dead time
14s 8s 5s 5s 21s 7 pkt/okres
Filtr U
Filtr V
Filtr B
Filtr R
Mt. Suhora Observatory
Loiano Observatory Filtr V
6/7 IX 2004 Mt. Suhora Observatory
Transformata Fouriera oraz okno spektralne
mody g ?
mod o największejamplitudzie
tryplet
mody kombinacyjne
Analiza FT przeprowadzona z użyciem programów: Zbyszek Kołaczkowski i inni
}
}
Tryplet
mHz.ffΔf
mHz.ffΔf
001580
001570
34
23
mffffm 00
m
f
p modów dla
azymutalny rząd
0,1
nlnl CCβ
m
35.70 dnl PC
c.d.n.