Identyfikacja modów pulsacji gwiazd sdBv

Prezentacja na temat: "Identyfikacja modów pulsacji gwiazd sdBv"— Zapis prezentacji:

1 Identyfikacja modów pulsacji gwiazd sdBv
Andrzej Baran UMK Toruń AP Kraków

2 astrosejsmologia wyznaczanie stopnia modu oscylacji własności gwiazd sdBv identyfikacja stopnia modu dla gwiazdy KPD obserwacje Balloon

3 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

4 Pulsujący diagram H-R

5 n=l=m0

6 Wykład J. Daszyńska - Daszkiewicz
 = 2, m=  = 2, m=2 Wykład J. Daszyńska - Daszkiewicz

7  = 3, m=  = 3, m=1  = 3, m=  = 3, m=3

8  = 8, m=  = 8, m=2  = 8, m=3

9 Przykład krzywej zmian jasności gwiazdy
pulsującej

10 Periodogram fourierowski

11 Teleskop Globalny

12 Multi Site Spectroscopic Telescope
Woolf et al., 2002, MNRAS, 329, 49

13 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

14 zmiana jasności w wyniku pulsacji:

15 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

16 obserwacje spektroskopowe mogą polepszyć rozwiązanie:
możemy wyznaczyć ze spektroskopii wówczas w równaniu fotometrycznym: eliminujemy jedną niewiadomą, otrzymując liniowe równanie na f

17 Pomyślna identyfikacja dla trzech gwiazd
typu  Scuti

18

19 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 (EC ), oficjalna nazwa to: V361 Hya pulsacje typu g Betsy stars – Elizabeth Green

20 Podkarły sdB obiekty o masie ~ promień gwiazdy ~

21 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

22 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

23 Lista gwiazd EC14026

24 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

25 Parametry fizyczne Betsy EC14026 T [kK] 25-30 29-36 log g 5.4-5.8

26 Green et al., 2003, ApJ, 583L, 31

27 Kryteria doboru obiektów
okresy oscylacji ~ co najmniej kilka minut (>5) amplituda oscylacji ~ co najmniej kilkanaście mmag jasność ~ do 13mag  KPD2109, PG0048 – dostępna fotometria wielobarwna PG , P>45min, A<2mmag, B=13.7 PG , P~350s, A<10mmag, B=13.2 i oczywiście Balloon

28 Robert Kurucz  model atmosfery
prawo pociemnienia brzegowego użyto w formie:

29 Balloon

30 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

31

32 Mt. Suhora Observatory Filtr U Filtr B Filtr V Filtr R

33

34 Loiano Observatory Filtr V

35

36 6/7 IX 2004 Mt. Suhora Observatory

37

38 Transformata Fouriera oraz okno spektralne

39 } } Analiza FT przeprowadzona z użyciem programów:
Zbyszek Kołaczkowski i inni } mody g ? mod o największej amplitudzie tryplet } mody kombinacyjne

40

41 Tryplet

42 c.d.n.