identyfikacja modów pulsacji gwiazd sdbv

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.