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.