Hvězdárna Valašské Meziříčí
www.astrovm.cz
   


18.06.2018
Opět pozorujeme! – Zákryty

V letošním roce se stalo pozorování zákrytů opět jedním z odvětví našich odborných pozorování. I přes špatné počasí z počátku roku se doposud (za období leden – květen) podařilo „napozorovat“ (tj. nahrát a vyhodnotit) několik úkazů (přehled v tabulce). Tato pozorování nám posloužila k otestování sestavy navržené pro pozorování.

01.06.2018
Další jasný bolid nad Českou republikou večer 26. května 2018

Jen několik dní po jasném bolidu, který byl zaznamenán 23. května 2018 na počátku nautického soumraku nad střední Moravou, zaznamenaly kamery sítě CEMeNt (Central European MetEor NeTwork) 26. května 2018 na počátku astronomického soumraku další jasný a velmi pomalý bolid. Bolid dosáhl absolutní jasnosti -5,2m a jeho atmosférická dráha začala nad severovýchodním cípem Slezska v České republice a skončila nad Slezským vojvodstvím v jižním Polsku.

02.05.2018
Za tajemstvím padajících hvězd: Jasný bolid nad jižním Maďarskem

Cokoliv se šustne nad obzorem, o tom čeští astronomové dobře vědí. A nezáleží na tom, že tentokrát proťal zářící objekt oblohu nad hranicí Maďarska a Chorvatska. Pomocí dálkové radarové detekce, pozorování pomocí monitorů náhlých ionosférických poruch, kamerových systémů a velmi kvalitních spektrografů lze odhalit tajemství jasného objektu za hranicemi České republiky.

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

Více informací o zasílání novinek

Nacházíte se: Úvodní » Aktuality AK » Pozorování proměnných hvězd – červenec 2012

Pozorování proměnných hvězd – červenec 2012

16.08.2012

Červencové počasí pozorování příliš nepřálo. Během 6 nocí bylo pořízeno 1178 snímků. Jednou ze zajímavých pozorovaných zákrytových dvojhvězd byla hvězda FP Boo. Ta byla objevená jako proměnná hvězda při misi družice Hipparcos v roce 1997. Definitivní označení dostala hvězda HIP 76970 v roce 1999 (viz IBVS 4659). Do programu jsem ji zařadil v roce 2010 jako málo sledovanou hvězdu se zajímavým průběhem O-C diagramu. O jaký systém se jedná, o tom je pojednáno v práci Gazease a Niachorse z roku 2006 o měření hmotnosti a momentů hybnosti kontaktních dvojhvězd.

Mon. Not. R. Astron. Soc. 370, L29–L32 (2006)

Abstrakt:
V práci jsou uvedeny výsledky pro více než stovku kontaktních dvojhvězd s nízkými teplotami. Byly pro ně určeny hmotnosti a momenty hybnosti. Sekundární složky mají pravděpodobně v těchto soustavách podobné hmotnosti. Pozorování podporuje argument, že vývoj postupuje k typu A kontaktních dvojhvězd bez potřeby ztráty hmoty. Dále se pak mohou vyvíjet k typu W systémy s podobnou hmotností a ztrátou momentu hybnosti.

Úvod:
Lucy v roce 1968 zveřejňuje první práce, kde popisuje vlastnosti a stavbu kontaktních dvojhvězd typu W UMa, které mohou existovat ve svých ekvipotenciálních obálkách, ale přitom mít velmi rozdílnou stavbu. V jakém vývojovém stádiu se nachází je velmi těžké určit, neboť spektra jednotlivých hvězd jsou propletena. Nepřímé informace pochází ze studia těchto dvojhvězd ve starých otevřených hvězdokupách (Ručinsky 1998) a kulových hvězdokupách (Ručinsky 2000), podobné výsledky byly získány z kinematických charakteristik (Guinan a Bradstreet 1988, Bilir 2005). Vše naznačuje, že tento typ dvojhvězd je starší než 2 miliardy let.


V roce 2004 Stepien propracoval model, kdy méně hmotná složka je vyvinutější než druhá. Tento model je velice blízký vysvětlení pro polodotykové dvojhvězdy typu Algol. V tomto modelu, kdy nynější sekundární složka má malou hmotnost a původně měli celkovou malou hmotnost, je možné vysvětlit například stavbu dvojhvězd AW UMa nebo SX Crv (Rasio 1995).

Hmotnosti:
Na obrázku 1 je vidět rozdělení hmotností jednotlivých složek oproti jejich orbitálním periodám. Zdá se, že sekundární složky mají podobné hmotnosti nehledě na periodě oběhu. Hmotnosti leží v intervalu 0-1 Msl. Průměrná hmotnost sekundárních složek je 0,45 Msl, zatímco primární mají hmotnosti v rozmezí 0,5 – 2,5 Msl (pouze HV UMa má M1 = 2,8 Msl).

Stejné rozdělení podle hmotností pro typy A a W je vykresleno i v obrázku 2. Horní část je vykreslena pro typ A, spodní pro typ W. V tomto případě je průměrná hmotnost sekundární složky typu A 0,41 Msl, u typu W je hmotnost 0,49 Msl. Podle práce Stepien (2004) se výměna hmoty u většiny kontaktních dvojhvězd odehrává u sekundární složky bohaté na hélium. V tomto případě se očekává hmotnost sekundárné složky podobné nebo menší než u bílých trpaslíků.


Dalším zajímavostí, která je vidět na obrázku 1 a 2, je nepřítomnost systémů s periodami 0,5-0,6 dne. Tato mezera může být způsobena výběrovým efektem v daném vzorku kontaktních dvojhvězd. Mnoho kontaktních dvojhvězd se stejnými minimy a periodami blízko 12-ti hodinám je obtížné pozorovat a mohou se zaměnit za pulsující proměnné, nebo periody kolem 6 hodin (u typu beta Lyrae). Nedávná studie (Ručinsky 2002) také ukazuje, že mnoho kontaktních dvojhvězd ještě nebylo objeveno.
Ve zkoumaném vzorku mají všechny hvězdy skupiny W orbitální periody kratší než 0,5 dne, zatímco skupiny A mají periody v celém rozsahu. Sedm systémů (CK Boo, FP Boo, SX Crv, GR Vir, TZ Boo, AW UMa a FG Hya) jsou ve všech grafech označeny jako trojúhelníky. Jedná se o systémy s nízkým poměrech q s velmi malou hmotností sekundární složky M2 <  0,17 Msl. V těchto systémech je rotační moment absorbován primární složkou a hraje významnou roli v celkovém úhlovém momentu systému. Podle práce Rasia (1995) nemohou systémy s malým q s hodnotami J orb > 3J spin. Existuje koexistence typů W a A s periodami od 0,3 do 0,5 dne. Všechny systémy s periodami menšími než 0,3 dne jsou typu W, s periodami delšími než 0,6 dne jsou typu A.

Závěr:
V současné době se řeší otázka, zda mají dvojhvězdy typu W UMa W a A stejný původ, anebo jejich předchůdce byl jiný. Hlavním cílem v této práci je studium hmotností a  momentů hybnosti zákrytových dvojhvězd. Výsledkem je skutečnost, že z typu W nevznikne typ A, protože moment hybnosti a hmotnost nemohou přibývat, ale pouze se ztrácet. Zdá se více pravděpodobné, že systém typu W se vyvíjí ztrátou hmoty a momentu hybnosti. Podobnou evoluci od dlouhoperiodických ke krátkoperiodickým dvojhvězdám popisuje ve své práci Bilir a kol. (2005), kde se popisují systémy s delšími periodami jako kinematicky mladší (cca 2 mld let), na rozdíl od krátkoperiodických (stáří 8 mld let). Zajímavým výsledkem z této studie je fakt, že hmotnosti sekundárních složek jsou velmi podobné. Rozptyl bodů je pravděpodobně způsoben nepřesným fotometrickým a spektroskopickým měřením, případně nebyl rozpoznán vliv třetího tělesa. V práci Pribulla a Ručinsky (2006) je naznačeno, že velké procento kontaktních dvojhvězd jsou trojhvězdné, případně vícenásobné systémy.

obrázek 1

obrázek 2

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
Jak chráníme Vaše osobní údaje