Hvězdárna Valašské Meziříčí
www.astrovm.cz
   


Logo veřejné zakázky a poptávky

10.10.2017
NOC VĚDCŮ 2017

V pátek 6. října se Hvězdárna Valašské Meziříčí opět připojila k celoevropské akci pořádané každoročně pod názvem NOC VĚDCŮ. Tématem letošního ročníku byla MOBILITA.

09.10.2017
Příběh Země

Chemické složení meziplanetární hmoty odhaluje tajemství vzniku života. Klíčem k jeho poznání může být také spektroskopie meteorů!
 
Sluneční soustavu netvoří jen osm planet, přes 180 měsíců, 200 velkých a miliony malých asteroidů a možná až 1012 komet, ale také spousta malých těles pohybujících se mezi planetami po nestabilních drahách. Souhrnně jsou nazvána meziplanetární hmotou. Meziplanetární hmota vstupující do atmosféry naší planety ve většině případů zanikne a jediným projevem této události zůstává tzv. meteor. V omezeném počtu případů je těleso dostatečně velké, aby dopadlo až na povrch jako meteorit a mohlo být podrobeno chemické analýze.

18.09.2017
Hvězdárna se zapojila do oslav Dnů města Valašské Meziříčí

Ve dnech 15. a 16. září 2017 se naše hvězdárna připojila k oslavám Dnů města Valašské Meziříčí. Tuto akci finančně podpořilo Město Valašské Meziříčí v rámci podpory malého rozsahu.  

Přihlašte se k odběru aktualit AKA, novinek z hvězdárny a akcí:

Více informací o zasílání novinek

Nacházíte se: Úvodní stránka » Odborná činnost » Výsledky pozorování » Pozorování proměnných hvězd - duben 2014

Pozorování proměnných hvězd - duben 2014

Tento měsíc jsem se primárně věnoval trpasličím zákrytovým dvojhvězdám, zejména GJ 3236 Cas a NSVS 1031772 Cam. Během devíti nocí bylo pořízeno 8141 měření. Do pozorovacího programu bylo zapojeno třetí stanoviště s dalekohledem Celestron 280/1725 mm s kamerou G2 4000.

Během fotometrie GJ 3236 Cas byla zaznamenána 17. dubna druhá erupce, která trvala pouze 4 minuty. Díky dostatečnému množství dat se podařilo odhalit variace jasnosti mimo zákryty a erupce s amplitudou 0,05 magnitudy. Vzhledem k tomu, že perioda je naprosto stejná s orbitální, příčinou těchto změn bude rozsáhlá oblast skvrn na jedné z hvězd. Vzhledem k výjimečnosti těchto událostí se připravuje publikace, kde budou zveřejněny podrobné výsledky. V následujících řádcích je uvedena studie tohoto zákrytového systému z roku 2009  

GJ 3236: Nová jasná zákrytová dvojhvězda s malou hmotností složek
J. Irwin, D. Charbonneau, Z.K. Berta
The Astrophysical Journal, 701: 1436 – 1449, 2009, srpen 2009

V práci jsou uvedeny výsledky fotometrie a spektroskopie zákrytové dvojhvězdy GJ 3236, systém s malou hmotností s oběžnou dobou 0,77 dne. Analýza světelných křivek a radiálních rychlostí umožnila určení hmotností hvězd 0,38 ± 0,02 a 0,28 ± 0,02 Msl. Poloměry hvězd jsou větší než jak předpokládají teoretické modely, což je v souladu s dosavadními výsledky pro podobné zákrytové dvojhvězdy. Deformace světelné křivky vyplývají z neznámého rozložení skvrn na hvězdách GJ 3236. Nejistoty stále panují v přesnosti určení velikosti hvězd, což se může vyřešit dostatečně přesnou barevnou fotometrií. Dvojhvězda je pravděpodobně synchronizována působením slapových sil. Díky krátké oběžné době se očekává vysoká aktivita, o čemž svědčí intenzivní emisní čáry Halfa ve spektrech obou hvězd. Výsledky měření mohou pomoci pro určení parametrů vztahu hmotnost – poloměr pro tento typ hvězd, kdy dochází k přechodu k hvězdám s plnou konvekcí. To je zatím limitováno přesností měření dostupných v literatuře.

Oddělené systémy zákrytových dvojhvězd s patrnými spektrálními čarami obou složek poskytují poměrně přesné hodnoty základních parametrů – zejména hmotnosti a poloměru. U nejlépe zdokumentovaných systémů je přesnost určení menší než 1% a tím se také se zpřesňují modely hvězdného vývoje (Anderson, 1991). Zde jsou uvedeny čtyři další systémy s jedním nebo více složkami s hmotností kolem 0,4 Msl s omezením hořením vodíku hvězd na hlavní posloupnosti: CM Dra (Eggen a Sandage 1967, Lacy 1977), CU Cnc (Delfosse a kol. 1999), 133-373 LP (Vaccaro a kol. 2007) a SDSS J031824-010018 (Blake a kol. 2008). Ačkoliv další objekty – JW 380 (Irwin a kol. 2007), NSVS 02502726 (Cakirli a kol. 2009) a systémy v NGC 1647 (Hebb a kol.2007) splňují hmotnostní kritérium, ale stále se nachází před vstupem na hlavní posloupnost.

Ze známých systémů mají pouze dva určené parametry s přesností lepší než 2% - CM Dra a CU Cnc. Pro SDSS J031824-010018 jsou poměrně nespolehlivě určeny hodnoty radiálních rychlostí, jelikož se jedná o velmi slabý systém (SDSS r = 19,3 mag) s velmi krátkou oběžnou dobou 0,41 dne, což neumožňuje pořizování delších expozic spektra pro větší odstup signál – šum. Je tedy jasné, že je potřeba získat data od dalších podobných systémů s malou hmotností, které se nachází již na hlavní posloupnosti. U těchto zákrytových systémů se objevují výrazné nesrovnalosti modelů s pozorováním. To se týká zejména hvězd s hmotností menší než 0,4 Msl – např. u CM Dra – mají poloměry o 10-15 % větší, než předpokládá teorie. Jeden z návrhů předpokládá, že důvodem může být slapové působení složek na sebe, které ve výsledku vede k vysoké aktivitě. to by mohl být důvod, který je zodpovědný za větší poloměry CM Dra (Chabrier a kol., 2007). Lopéz-Morales (2007) zkoumal vzorek jednotlivých hvězd a dvojhvězdných systémů a hledal korelaci mezi poloměrem a úrovní aktivity a metalicitě. Zjistil, že taková korelace existuje pro členy těsných dvojhvězd.

Zákryty u GJ 3236 byly objeveny v průběhu ledna 2008 během prvních 14 dní pozorovací kampaně Mearth observatory, jejímž cílem je objevovat tranzitující super-Země obíhající kolem trpaslíků spektrální třídy M (pozdní typy) na severní polokouli (Nutzman a Charbonneau 2008, Irwin a kol. 2008). Expoziční časy byly voleny tak, aby byla zajištěna detekce případné přecházející planety cílové hvězdy, v případě GJ3236 to bylo 82 sekund. V průběhu ledna – května a od října 2008 bylo pořízeno dostatečné množství dat pro získání základních elementů GJ 3236. Vzhledem k tomu, že jsou patrné změny ve vzhledu světelné křivky v průběhu dvou pozorovacích období, pro stanovení elementů byla použita data z první řady.
V rozmezí 2. října – 11. prosince 2008 bylo pořízeno 1540 měření, kdy bylo získáno 6 primárních a 3 sekundární minima. Pro zpracování snímků byla použita menší clona 5 pixelů, než standardní 10 pixlová, používaná u takto jasných hvězd) z důvodu přítomnosti blízké hvězdy vzdálené 7“ od GJ 3236, přibližně o 4 mag slabší. Tato hvězda nesdílí vlastní pohyb s GJ 3236 a tedy není s ní fyzicky spojena. Na obrázku 1 je ukázána poloha hvězdy vůči okolí v různých epochách.

Nejvážnějším omezením současné analýzy je použití pouze jednoho filtru, kterým je pořízena světelná křivka a podle které byly modelovány pozorované variace. To je především vidět na porovnání tří výsledků uvedených v tabulce 1, kde jsou velké odchylky zejména v parametrech sklonu dráhy i, poměru efektivních teplot T2/T1 a poměru (R1+R2)/a, které především závisí na rozložení skvrn na hvězdách. Vzhledem k dobře určeným hodnotám radiálních rychlostí jsou další parametry, jako třeba hmotnost, určeny přesněji. Největší nejistota je tedy v určejí poloměrů jednotlivých hvězd. 

Efektivní teploty, svítivost a kinematika
Za předpokladu, že známe efektivní teplotu jedné složky zákrytové dvojhvězdy, tak z vícebarevné fotometrie a radiálních rychlostí je možné určit bolometrickou svítivost pro obě složky. To vyplývá přímo z definice efektivní teploty vyjádřené Stefan – Boltzmanovým zákonem. S bolometrickou korekcí a naměřenou hodnotou magnitudy je pak možné odvodit vzdálenost, zčervenání světla mezihvězdnou extinkcí můžeme zanedbat, jelikož se systém nachází poměrně blízko. Gliesa a Jahreiss v roce 1991 z fotometrické paralaxy odvodili vzdálenost 47 ± 8 pc a Lepine v roce 2005 uvádí 21 ± 4,4 pc.

Závěr:
Na obrázcích 4 a 5 je ukázána pozice GJ 3236 v teoretických modelových grafech M trpaslíků hmotnost – poloměr a hmotnost – efektivní teplota. Většina systémů s dobře určenými parametry má větší poloměry, než předpokládají teoretické modely, ale sklon závislosti hmotnost – poloměr souhlasí s pozorovanými daty a teoretickým modelem. Pro GJ 3236 byly spočítány tři modely, které vychází z mírně různých počátečních podmínek a jejich poloha v grafu hmotnost – poloměr je zobrazeno na obrázku 4 . Modely 1 a 3 se nachází na předpokládané pozici, zatímco model 2 zřejmě není příliš reálný. Pravděpodobně střední model nejlépe popisuje tento zákrytový systém, leží tedy nad teoretickou křivkou. To je v souladu se známými výsledky v literatuře, kdy vychází poloměry o 10-15 % větší, než je teoretická předpověď. Ve vztahu hmotnost – efektivní teplota se nachází pod teoretickou linií, teploty složek GJ 3236 jsou tedy nižší oproti teorii. To je také v dobré shodě s dalšími známými systémy jako je například CM Dra. Ve srovnání s CM Dra a CU Cnc, GJ 3236 má kratší oběžnou dobu a podle spektroskopie čáry Halfa mimo zákryty je zřejmé, že dochází k modulaci světelné křivky. To je důkazem vysoké aktivity tohoto systému. Z fotometrie a spektroskopie také vyplývá, že rotace hvězd je synchronizována s orbitální periodou, což také vyplývá z teorie slapových sil (Zahn 1977). 
Chabrier a kol. 2007 představili dvě hypotézy vysvětlující pozorované rozdíly poloměrů mezi teoretickým modelem a zákrytovými dvojhvězdami.

1) důvodem většího poloměru má být snížení výkonu konvekce z důvodu vysoké rotační rychlosti a velkých magnetických polí,

2) magnetické skvrny pokrývající povrch vedou ke snížení tepelného toku a tedy větší poloměr také vede k nižší povrchové teplotě.

Pro druhou hypotézu byly nalezeny shody pro některé známé zákrytové dvojhvězdy – např. YY Gem (Gent, 1926, Joy a Sanford 1926, Torres a Ribas 2002), kdy rozpor v poloměru (a tedy i efektivní teplotě) je možné vysvětlit přítomností skvrn pokrývajících až 50% (pakliže jsou skvrny chladnější ve fotosféře o 15% - Ribas a kol. 2008). U GJ 3236 je podobná amplituda změn jako u YY Gem, srovnatelný rozdíl v poloměru hvězdy v rámci pozorovaných chyb a podobné efektivní teploty, které jsou nižší, než předpokládají modely. Pokud se získá přesná mnohopásmová fotometrie, která pokryje celou orbitální fázi a určit teplotu skvrn a získat pozorování potvrzení teorie. Současné modely mají omezené z důvodu nedostatku dat mimo minima a vícebarevné fotometrie. Pro zpřesnění bude potřeba získat další vícebarevnou fotometrii a přesnou spektroskopii.

Obrázek 1: Fotografie GJ 3236. Kroužek znázorňuje clonku o velikosti 5“ (poloměr) použitou pro fotometrii světelné křivky. První a druhý snímek pochází z Palomarské Sky Survey Digitized, datum pořízení odpovídá roku 1954,1 (POSS-1) a 1992,7 (POSS-2). Poslední je z přehlídky Mearth z roku 2008,8. Všechny snímky jsou stejně zcentrované, mají stejnou velikost i orientaci na obloze.

Obrázek 2: Fázová křivka radiálních rychlostí GJ 3236. Plnými kroužky jsou znázorněné hodnoty pro primární složku, prázdnými pro sekundární složku.


Obrázek 3: Fázové světelné křivky získané z fotometrie MEarth a v pásmech V aj. Na každém obrázku jsou vidět data jako černé tečky, červená plná čára představuje modelovou světelnou křivku podle WD modelu 3 (viz tabulka 1), spodní část ukazuje rezidua měření.


Obrázek 4: Vztah hmotnost – poloměr pro zákrytové dvojhvězdy s dvojitými spektrálními čarami s jednou nebo více složkami s hmotností menší než 0,4 Msl. Černé body s chybovými úsečkami ukazují polohu obou složek GJ 3236 v tomto diagramu pro řešení tří modelů uvedených v tabulce 1. Šedými body jsou označeny polohy dalších systémů známých z literatury. Černá čára představuje teoretické hodnoty vztahu hmotnost – poloměr zpracované podle vztahů z práce Baraffe a kol. (1998) pro hvězdy staré 1 mld. let.

Obrázek 5: Vztah hmotnost – teplota pro stejnou kategorii objektů. Tři řešení v tommto případě jsou velmi podobná. V tomto schématu je zahrnuto i několik M trpaslíků s větší hmotností: YY Gem, GU Boo a OGLE BW3 V38. Černá čára představuje teoretické hodnoty vztahu hmotnost – teplota zpracované podle vztahů z práce Baraffe a kol. (1998) pro hvězdy staré 1 mld. let.


Tabulka 1: Zde jsou uvedeny tři modely GJ 3236 a výsledné parametry jednotlivých složek.


Glieseho katalog je pokus o soupis všech hvězd v blízkosti Sluneční soustavy, a to původně až do vzdálenosti 20 parseků, čili přibližně 65 světelného roku, později rozšířený až do vzdálenosti 25 pc čili 81,5 ly.
První verzi tohoto katalogu sestavil německý astronom Wilhelm Gliese a vydal jej v roce 1957. Tato verze obsahovala celkem 915 hvězd, které dostaly pořadová čísla v pořadí, v jakém rostla rektascenze hvězdy, jimž se předřazoval prefix buď „Gl“ (Gliese). Rychlý pokrok astronomických technik však vedl k objevu dalších hvězd v blízkosti, takže bylo rozhodnuto o zpracování nového vydání, které vyšlo v roce 1969. Aby bylo možno zachovat původní řazení hvězd v katalogu, byly dodatečně zařazené hvězdy označovány dekadickým číslem s jedním místem za desetinnou tečkou. Protože se na dalších vydáních tohoto katalogu podílel též astronom Hartmut Jahreib, byl později kromě již zmíněného prefixu „Gl“ používán alternativně i prefix „GJ“ (Gliese–Jahreiß). Číselná řada již nebyla dodržena v dalších dodatcích a kompletních vydáních katalogu, která vyšla v letech 1970, 1978, 1991 a 1997.

autor: Ladislav Šmelcer


   
Tato stránka je vytištěna z webu www.astrovm.cz
Těšíme se na Vaši návštěvu.
WebArchiv Hvězdárna Valašské Meziříčí, příspěvková organizace, Vsetínská 78, 757 01 Valašské Meziříčí
Příspěvková organizace Zlínského kraje. Telefon: 571 611 928, E-mail: info@astrovm.cz, Vyrobil: WebConsult.cz