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 Astrosejsmologia jest sztuką łączenia obserwowanych pulsacji z modelami teoretycznymi w celu wyznaczenia wewnętrznych lub ewolucyjnych własności gwiazd. Mike D. Reed poprawnie zidentyfikować mody pulsacji powiązać częstotliwości z parametrami fizycznymi ad.1. multiplety, modele teoretyczne, wielobarwna fotometria ad.2. problem wprost, odwrotny lub rożnicowy problem odwrotny
Pulsujący diagram H-R
n=l=m0
Wykład J. Daszyńska - Daszkiewicz = 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
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:
otrzymujemy liniowe równanie na dwie niewiadome: 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: możemy wyznaczyć ze spektroskopii wówczas w równaniu fotometrycznym: eliminujemy jedną niewiadomą, otrzymując liniowe równanie na f
Pomyślna identyfikacja dla trzech gwiazd typu Scuti
pulsacje typu p (oraz g) Nomenklatura Powszechna nazwa na pulsujące podkarły typu B: sdBv subdwarf 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 ~
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
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 prawo pociemnienia brzegowego użyto w formie:
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: U B V R dead time 14s 8s 5s 21s 7 pkt/okres
Mt. Suhora Observatory Filtr U Filtr B Filtr V Filtr R
Loiano Observatory Filtr V
6/7 IX 2004 Mt. Suhora Observatory
Transformata Fouriera oraz okno spektralne
} } Analiza FT przeprowadzona z użyciem programów: Zbyszek Kołaczkowski i inni } mody g ? mod o największej amplitudzie tryplet } mody kombinacyjne
Tryplet
c.d.n.