Astronomija

Iskanje precesnega obdobja zloženih svetlobnih krivulj

Iskanje precesnega obdobja zloženih svetlobnih krivulj


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

V časovni seriji naj bi našel precesijo določene frekvence. Poskusil sem razstaviti časovne vrste na manjše intervale in jih zložiti nad povprečno frekvenco, ki me zanima. Nato sem narisal vse zložene svetlobne krivulje eno na drugo.

Ko preletim skozi vse te svetlobne krivulje, opazim rahlo nihanje v obliki svetlobne krivulje. Nisem prepričan, kako določim natančno frekvenco nihanja. Krivulja svetlobe ni podobna čistemu sinusnemu valu, zato mislim, da ne morem samo namestiti sinusoide in najti fazne variacije.

Kaj vse lahko storim, da najdem obdobje nihanja? Hvala tono!


Kepler-19b in njegov skrivnostni spremljevalec

Sem & # 8217m tukaj na konferenci Extreme Solar Systems 2 v Jackson Hole, Wyoming. V ponedeljek je Sarah Ballard spregovorila o nedavnih rezultatih sistema Kepler-19, ki je vodila članek o tem predmetu, ki je bil prejšnji teden objavljen v arxiv. To je zgodba o novoodkritem tranzitnem planetu Kepler-19b in njegovem skrivnostnem spremljevalcu.

Naslov: Sistem Kepler-19: tranzitni planet 2.2 R_Earth in drugi planet, zaznan s tranzicijskimi časovnimi variacijami
Avtorji: Sarah Ballard et al.
Prvi avtor & # 8217s institucija: Univerza Harvard

Zgoraj: prepognjena krivulja svetlobe KOI 84. Po namestitvi modela na krivuljo svetlobe se tranziti poravnajo glede na obdobje najboljšega prileganja. Spodaj: razlika med podatki in modelom. Čeprav se prilega dokaj dobro, model sistematično odstopa od podatkov na začetku in koncu tranzita, kar je razvidno tako na zgornji kot na spodnji plošči. (Slika vljudnost S. Ballard)

Kepler-19 se je začel kot Keplerjev predmet zanimanja (KOI) 84, le še ena tarča raziskave Keplerjevega tranzitnega planeta. KOI-84 je zabeležil dve leti opazovanj, najprej pri & # 8220 dolgi kadenci & # 8221 s časi osvetlitve 30 minut, nato pa & # 8211, ko je bil opažen kot zanimiv predmet & # 8211 pri & # 8220short kadenca & # 8221 z eno minuto izpostavljenosti. Ko je krivulja svetlobe očiščena s Keplerjevim cevovodom za zmanjšanje podatkov, so tranziti planeta kandidata KOI-84.01 očitni. Tipičen postopek za analizo takšne svetlobne krivulje je iskanje modela, ki najbolj ustreza opazovanim tranzitom. V ta model so vključeni parametri, kot so obdobje, naklon in pol-glavna os planeta & # 8217s orbite in polmer planeta & # 8217s. (Izvedeni polmer in pol-glavna os sta odvisna od polmera zvezde & # 8217s, kar je omejeno z uporabo drugih podatkov.) Z zdaj določenim orbitalnim obdobjem se svetlobna krivulja & # 8220savije & # 8221 sama po sebi, to pomeni, da so vsi tranziti poravnana glede na določeno obdobje in zložena.

Ko so Ballard in sod. izvedli ta postopek za KOI-84.01, zloženi tranziti niso bili videti pravilno: robovi tranzitov niso bili nenadnih padcev toka, ampak so bili videti nekoliko zamazani. To lahko vidite na sliki desno, blizu začetka in konca tranzita. Nobenega od parametrov planeta ni bilo mogoče spremeniti, da bi se bolje prilagodili podatkom, niti spreminjanje zvezdnih parametrov ne bi ublažilo težave. Namesto tega so se avtorji obrnili k svoji trditvi, da so bili tranziti v časovnem enakomernem razmiku. Ko sprostijo to predpostavko in omogočijo, da se čas prehoda spreminja poleg drugih parametrov, lahko avtorji zelo dobro prilagodijo podatke. Ugotovljeno je, da ima planet planet s polmerom 2,2 z 9,3-dnevnim obdobjem.

Je ta predmet res planet, za katerega mislimo, da je? Ker so meritve radialne hitrosti tega kandidata povzročile detekcijo (to je majhen objekt!), Drugo, neodvisno preverjanje njegove planetarne narave ni mogoče. V Keplerjevem žargonu torej KOI-84.01 ne more biti potrjeno kot bonafidni planet. Lahko pa je potrjeno če je mogoče izključiti vse neplanetarne vzroke domnevnega tranzita. Avtorji se za to delo obrnejo na programsko opremo BLENDER (za podrobnosti o tem, kako deluje BLENDER, glejte astrobite Courtney & # 8217s). Skratka, vse neplanetarne scenarije je mogoče zelo zanesljivo izključiti: verjetnost, da je signal posledica planeta s polmerom 2,2, je 7000-krat bolj verjetna kot pri drugih scenarijih! S tem je bil KOI-84.01 potrjeno in dobil novo ime Kepler-19b.

Ta slika prikazuje razliko med predvidenim in dejanskim časom tranzita za Kepler-19b. Včasih planet preide 5 minut prej, kot smo pričakovali, včasih pa 5 minut kasneje. Ballard et al. trdijo, da te spremembe časa tranzita povzroča gravitacijski vpliv drugega planeta. (Slika 4 iz papirja)

Kaj pa dejstvo, da nekateri tranziti Kepler-19b prispejo zgodaj, nekateri pa pozno? Ballard et al. trdijo, da je vzrok za te spremembe časa tranzita drugi še nevidni planet, katerega gravitacijski vpliv moti orbito prvega. Sinusno odstopanje v tranzitnem času je točno tisto, kar bi v tem primeru pričakovali, obstajajo pa tudi drugi vzroki, ki jih je treba odpraviti kot možnosti. Avtorja izključujeta notranjo spremenljivost zvezd (ni dokazov o magnetni aktivnosti ali madežih), precesijo orbite planeta (ni mogel ustvariti velikih zaznanih variacij) in oddaljeno telo zvezdne mase (signal radialne hitrosti bi bil , ki ni bil zaznan). Po zavrnitvi teh drugih scenarijev so Ballard et al. sklepati, da so spremembe časa prehoda učinek drugega planeta, in ga imenovati Kepler-19c.

O Kepler-19c ne vemo skoraj ničesar, razen da obstaja: orbite in mase drugega planeta ni mogoče omejiti iz tranzitnega časovnega signala. Avtorji so obravnavali različne moteče predmete: notranje in zunanje planete, planete na ekscentričnih orbitah in krožne orbite ter celo oddaljeno luno. Čeprav bodo nekatere možne motnje sčasoma povzročile različne tranzitne časovne signale, bo druge težko, če ne celo nemogoče, razvozlati. Tako bo vsaj zaenkrat narava Kepler-19c ostala skrivnost.


TESS Tedenski bilten: 12. tekma

Dobrodošli privrženci TESS v tem tednu! Ta teden imamo iz arhiva štiri prispevke, uživajte.

S preučevanjem planetov ultra kratkega obdobja lahko znanstveniki dobijo vpogled v dinamično zgodovino planetarnih sistemov, pa tudi v atmosferski razvoj močno obsevanih planetov. V tem prispevku avtorji spremljajo tranzitni signal, zaznan v sektorju 19 podatkov TESS, ki se pojavi okoli zvezde M3 V. Avtorji potrdijo planetarno naravo signala in izpeljejo naslednje planetarne parametre: obdobje = 0,6691403 dni (z uporabo radialnih meritev hitrosti s spektrografa CARMENS), masa = 3,78 MZemlja, polmer = 1,70 RZemlja, nasipna gostota rho = 4,21 g cm -3 in Travnotežje = 1069 K. Ta planet, TOI-1685 b, je najmanj gost ultra kratkoročni planet okoli doslej znanega škrata M. Avtorji odkrijejo tudi drugega kandidata za tranzitni planet, TOI-1685 c, ki ima obdobje kroženja 9,02 dni.

BG Ind je dobro znan binarni sistem, ki je sestavljen iz para zvezd F v 14,6-dnevni orbiti. V tem prispevku avtorji s pomočjo podatkov TESS odkrijejo drugo zasenčno binarno datoteko v sistemu v obdobju 0,53 dni. Z uporabo kombinacije fotometrije TESS in arhivskih podatkov o fotometrični in radialni hitrosti na tleh avtorji ugotovijo, da sta dva binarna elementa gravitacijsko vezana v 721 dnevnem obdobju z zmerno ekscentrično orbito. Podrobna študija več naborov podatkov, vključno s TESS, potrjuje rezultate predhodnih študij, v katerih je svetlejši binarni sistem A sestavljen iz rahlo razvitih zvezd tipa F z masami 1,32 M⊙ in 1,43 M⊙ in polmerom 1,59 R⊙ in 2,34 R⊙. Novoodkriti binarni sistem B ima manj masivne zvezde 0,69 M⊙ in 0,64 M⊙ ter polmere 0,64 R⊙ in 0,61 R⊙. Avtorji sklepajo, da so tri orbitalne ravnine verjetno poravnane znotraj 17 ".

AQ Men je spremenljivka, podobna novi, s sumom, da je nagnjena in predeluje akrecijsko ploščo. Geometrijo tega sistema je mogoče raziskati s pregledom pašnih mrkov. V tem prispevku so avtorji analizirali podatke TESS AQ Men in ustvarili nekaj najboljših svetlobnih krivulj tega sistema doslej. Iz teh podatkov avtorji ugotavljajo, da se globine mrkov spreminjajo glede na usmerjenost diska, kar pomeni, da se ti mrki lahko uporabijo kot neposreden test modelov nagnjenih akrecijskih plošč. Nadaljnja analiza kaže, da se obdobje odstopanja prirastnega diska spreminja, kot tudi oblika spremenljivosti. Zaznan je bil tudi pozitiven superhump, ki ga prej AQ Men ni videl. Ta pozitivni superhump ima močno nesinusno obliko, kar ni pričakovano za spremenljivko, podobno novi.

NEMESIS: Raziskava tranzita Exoplanet bližnjih M-pritlikavcev v TESS FFIs I (Feliz in sod., 2021): Z uporabo celozaslonskih slik TESS iz sektorja 1 - 5 so avtorji pregledali 33.054 zvezd M-pritlikavcev v 100 parsekih. Ta analiza je bila izvedena z novim cevovodom, imenovanim NEMESIS, ki je bil razvit za pridobivanje degradirane fotometrije in izvajanje tranzitnih iskanj podatkov enega sektorja v TESS FFI. Te podatke lahko uporabimo za empirično potrditev števila izgubljenih planetov z uporabo 30-minutnih podatkov o kadenci. Z uporabo tega cevovoda avtorji zaznajo 183 dogodkov, ki prestopajo prag, in 29 kandidatov za planete, od tega 24 novih zaznav. Obdobja kroženja vzorca se gibljejo med 1,25 - 6,84 dnevi in ​​polmeri od 1,26 - 5,31 RZemlja. Združevanje teh novih odkritij s prejšnjimi zaznavami iz sektorjev 1 - 5, integrirana stopnja pojavnosti 2,49 planeta na zvezdo v obdobju med 1-9 dnevi in ​​polmerov planeta med 0,5-11 RZemlja, je določena. Nato avtorji načrtujejo ocenjeni donos 122 tranzitnih zaznavanj bližnjih M-palčkov. V tem članku preberite več podrobnosti o cevovodu in vseh odkritih kandidatih - poleg tega obiščite spletno mesto NEMESIS.

Slika 1: Povzeto po Bluhm et al., (2021). Zgornje plošče: svetlobna krivulja TESS PDCSAP TOI-1685 in ustrezna fazno prepognjena krivulja svetlobe. Spodnje plošče: fazno zložene svetlobne krivulje LCOGT, PESTO in MuSCAT2 v filtrih i in zs TOI-1685. Za vse fazno zložene svetlobne krivulje so prikazani ostanki za USP, ki ga najdemo v sistemu. Beli krogi so binrani podatki (prikazani samo za referenco). Črne krivulje so najprimernejši modeli, svetlo in temno modra področja pa sta 68- in 95-odstotni pasovi verodostojnosti. Različne palice napak MuSCAT2 ustrezajo noči opazovanja.

Slika 2: Povzeto po Borkovits et al., (2021). Zložene, razporejene in povprečene krivulje svetlobe TESS obeh binarnih sistemov štirinožnega sistema BG Ind. Zgornja plošča: svetlobna krivulja sektorja 1 binarnega A (modri krogi), skupaj z zloženo, bindirano in povprečeno kombinirano spektro-fotodinamično modelno svetlobo krivulja (rdeča krivulja). Srednja in spodnja plošča: svetlobne krivulje binarnega B leta 1 (sektor 1) in leto 3 (sektor 27). Rdeča krivulja raztopine kaže nekaj majhnih dodatnih nihanj, ki so verjetno posledica kromosferskih / fotosfernih aktivnosti zvezd. Ti so bili matematično modelirani s Fourierjevimi harmonikami hkrati z dvobinarnim modelom, medtem ko tanke sive krivulje predstavljajo čisti dvobinarni del iste rešitve. Pregib ostankov na modelih je prikazan tudi pod prepognjenimi svetlobnimi krivuljami.

Slika 3: Povzeto po Ilkiewicz et. al., (2021). Reprezentativni vzorci svetlobne krivulje TESS AQ Men (črne točke) z ustreznimi napakami (sive črte) v različnih časovnih okvirih. Podatki so iz sektorja TESS 11.


Periodična nihanja v dolgoročnih radijskih svetlobnih krivuljah Quasarja 1156 + 295

Na podlagi krivulj svetlobe pri 4,8, 8,0 in 14,5 GHz Quasarja 1156 + 295 z Radioastronomskega observatorija Univerze v Michiganu analiziramo lastnost spremenljivosti celotnega pretoka v treh radijskih pasovih v časovnem razponu od 1980 do 2012. Z analiza strukturnih funkcij (SF) najdemo podoben razvojni trend z značilnim časovnim okvirom variabilnosti 1,15 ± 0,05 leta za vse tri radijske pasove in možnim kvaziperiodičnim obdobjem variabilnosti .32,3 ± 0,1 leta. Analiza Lomb-Scarglejevega periodograma (LSP) kaže na obstoj več obdobij v radijskih svetlobnih krivuljah, eno od njih z obdobjem, podobnim tistemu, ki smo ga našli pri uporabi SF približno 2,3 leta. Analiza strukturne funkcije pred in po letu 1997 kaže, da se značilni časovni okviri po letu 1997 podaljšajo, kar potrjujejo rezultati periodograma Lomb-Scargle in funkcije samodejne korelacije. Poleg tega analiza navzkrižne korelacije potrjuje, da obstaja močna korelacija sprememb pretoka na treh radijskih frekvencah s spremembo 14,5 GHz, ki vodi druga dva pasova za približno 60–120 dni.

To je predogled naročniške vsebine, dostop prek vaše institucije.


Navedite to

  • APA
  • Avtor
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Standardno
  • RIS
  • Vancouver

V: Astronomical Journal, letn. 155, št. 1, 13, 13.12.2017.

Rezultat raziskave: Prispevek k reviji ›Članek› recenzija

T1 - Spin-orbitna neusklajenost in precesija v planetarnem sistemu Kepler-13Ab

N2 - Gravitacijsko zatemnitev, ki jo povzroči hitro vrtenje zvezd, nam daje edinstveno priložnost, da z analizo njegovega fotometričnega tranzita označimo neusklajenost spin-orbite planetarnega sistema. Z gravitacijsko zatemnjeno kodo za modeliranje tranzita simuTrans reproduciramo krivuljo tranzitne svetlobe Kepler-13Ab z ločeno analizo fazno zloženih tranzitov za 12 četrtletjev Keplerja s kratko kadenco. Preverjamo časovno spremembo parametra trka, ki kaže na precesno vrtenje, ki so ga opredelili Szabó in sod. in Masuda, poročata o stopnji sprememb 1. dan. Nadalje raziskujemo učinek redčenja svetlobe na vgrajeni parameter udarca in ugotovimo, da manj kot 1% dodatne svetlobe zadostuje za razlago sezonskih sprememb, ki jih vidimo v podatkih o četrtletju Kepler. Nato našo precesno analizo razširimo na podatke fazne krivulje, iz katerih poročamo stopnjo spremembe dan-1. Ta vrednost je skladna z vrednostjo tranzitnih podatkov z nižjo pomembnostjo in daje prve dokaze o spin-orbitni precesiji, ki temelji zgolj na časovni spremembi sekundarnega mrka.

AB - Gravitacijsko zatemnitev, ki jo povzroči hitro vrtenje zvezd, nam daje edinstveno priložnost, da z analizo njegovega fotometričnega tranzita označimo neskladnost vrtljive orbite planetarnega sistema. Z gravitacijsko zatemnjeno kodo za modeliranje tranzita simuTrans reproduciramo krivuljo tranzitne svetlobe Kepler-13Ab z ločeno analizo fazno zloženih tranzitov za 12 četrtletjev Keplerja s kratko kadenco. Preverjamo časovno spremembo parametra udarca, ki kaže na pretiravanje z vrtljivo orbito, ki so ga opredelili Szabó in sod. in Masuda, poročata o stopnji sprememb 1. dan. Nadalje raziskujemo učinek redčenja svetlobe na vgrajeni parameter udarca in ugotovimo, da manj kot 1% dodatne svetlobe zadostuje za razlago sezonskih sprememb, ki jih vidimo v podatkih o četrtletju Kepler. Nato našo precesno analizo razširimo na podatke fazne krivulje, iz katerih poročamo stopnjo spremembe dan-1. Ta vrednost je skladna z vrednostjo tranzitnih podatkov z nižjo pomembnostjo in daje prve dokaze o spin-orbitni precesiji, ki temelji zgolj na časovni spremembi sekundarnega mrka.


ASCA ftool za izvajanje barcentrične korekcije, timeconv je bil spremenjen, tako da se natančnost časa prihoda dogodka izboljša do +/-

130 mikrosek. Sprememba je učinkovita za timeconv v1.53 (januar 1999) naprej. Izvršljive binarne datoteke za glavne platforme in izvorno kodo dobite na naslovu http://heasarc.gsfc.nasa.gov/ftools/ftools_update.html.

Ta sprememba ne bo bistveno vplivala na časovno analizo večine virov, razen nekaj zelo hitrih pulzarjev (glej spodaj). Popravek je v izračunu satelitski položaj pri danem MJD v novem timeconv, so pri izračunu upoštevane prestopne sekunde od uvedbe ASCA (februar 1993), medtem ko v prejšnjih različicah ni bilo. Leta 1999 boste brez upoštevanja prestopnih sekund dobili pet sekund časovno razliko. To bo privedlo do razlike v položaju satelita za (2xPIxR / P) x5sec = 38 km, kjer sta R = 6931 km in P = 5745 sec polmer orbite oziroma obdobje. Tako bi lahko bila razlika v času prihoda dogodka do +/- 38km / c = 130 mikrosek, odvisno od lokacije vira.

Na sliki 1 primerjamo razliko med časom prihoda dogodka in starim timeconv (v1.52) in spremenjeni (v1.53). Vir je 1,6 msec pulsar PSR1937 + 21, opažen 16. novembra 1997. Vidite lahko, da se razlika v času prihoda spreminja v satelitskem orbitalnem obdobju. Zelena krivulja je najprimernejša sinusoidna krivulja s P = 5745,428 s in amplitudo = 65,08 mikrosek. Slika 2 prikazuje periogram (variacija chi2 za poskusna obdobja) s starim timeconv in novo. Vidi se, da novo timeconv daje večji pomen pulzacije. Slika 3 (krivulja prepognjene svetlobe v najboljšem obdobju) kaže, da je impulzni profil pri novem veliko ostrejši timeconv.

Glejte IAUC 7030 in Shibata et al. ApJ Lett., 1999 za natančne rezultate opazovanja PSR1937 + 21.

ASCA GOF priznava dr. S. Shibata, PI opazovanja PSR1937 + 21, da nam je omogočil uporabo podatkov pred objavo. Zahvaljujemo se tudi dr. Y. Saito in M. Hirayama za iskanje težave v starem timeconv.


Naslov: Prvi INTEGRAL-OMC katalog optično spremenljivih virov

18, s predhodno izbranega seznama potencialnih ciljev, ki nas zanimajo. Po več kot devetih letih opazovanja baza podatkov OMC vsebuje krivulje svetlobe za več kot 70000 virov (z več kot 50 fotometričnimi točkami). Cilji tega dela so bili opredeliti potencialno variabilnost predmetov, ki jih spremlja OMC, identificirati periodične vire in izračunati njihova obdobja ob izkoristku stabilnosti in dolgega časa spremljanja OMC. Za odkrivanje potencialne variabilnosti smo izvedli test hi-kvadrat, pri čemer smo od začetnega vzorca 6071 predmetov z dobro fotometrično kakovostjo in več kot 300 podatkovnimi točkami našli 5263 spremenljivih virov. Periodičnost teh virov smo preučevali z metodo, ki temelji na tehniki minimizacije fazne disperzije in je optimizirana za obdelavo svetlobnih krivulj z zelo različnimi tem http URL-jem, tem prvim katalogom spremenljivih virov, ki ga je opazil OMC, za vsak objekt pa zagotavljamo mediano magnituda, velikost pri največji in najmanjši svetlosti v svetlobni krivulji med oknom opazovanj, obdobje, ko je bilo najdeno, pa tudi celotne notranje in časovno zložene svetlobne krivulje, skupaj z nekaterimi dodatnimi pomožnimi podatki.


Vsebina

Klasične spremenljivke cefeidov so 4–20-krat bolj masivne od sonca [11] in okoli 1000 do 50 000 (več kot 200 000 za nenavadne kentavrijske V810) krat bolj svetleče. [12] Spektroskopsko gre za svetle orjake ali supergigente z nizko svetilnostjo spektralnega razreda F6 - K2. Temperatura in spektralni tip se spreminjata, ko utripata. Njihov polmer je nekaj deset do nekaj sto krat večji od sončnega. Bolj svetleče cefeide so hladnejše in večje in imajo daljša obdobja. Skupaj s temperaturnimi spremembami se med vsakim pulziranjem spreminjajo tudi njihovi polmeri (npr. Za

25% za daljše obdobje l Car), kar ima za posledico nihanje svetlosti do dveh velikosti. Spremembe svetlosti so bolj izrazite pri krajših valovnih dolžinah. [13]

Spremenljivke cefeidov lahko utripajo v osnovnem načinu, prvem prizvoku ali redko v mešanem načinu. Pulsacije v prizvoku višje od prve so redke, a zanimive. [2] Za večino klasičnih cefeid velja, da so osnovni pulzatorji načina, čeprav načina ni enostavno razlikovati od oblike svetlobne krivulje. Zvezde, ki pulzirajo v prizvoku, so bolj svetleče in večje od pulzatorja osnovnega načina z istim obdobjem. [14]

Ko se vmesna masna zvezda (IMS) najprej razvije stran od glavnega zaporedja, zelo hitro prečka nestabilni trak, medtem ko vodikova lupina še vedno gori. Ko se helijevo jedro vžge v IMS, lahko izvede modro zanko in spet prečka trak nestabilnosti, pri čemer se enkrat razvije do visokih temperatur in spet razvije proti asimptotični velikanski veji. Zvezde, masivnejše od približno 8–12 M začnite izgorevati helij v jedru, preden dosežete vejico rdeče velikanke in postanite rdeči supergianti, vendar lahko še vedno izvede modro zanko skozi nestabilni trak. Trajanje in celo obstoj modrih zank je zelo občutljivo na maso, kovinskost in številčnost helija v zvezdi. V nekaterih primerih lahko zvezde četrti in petič prečkajo nestabilni pas, ko se začne izgorevanje helijeve lupine. [ navedba potrebna ] Hitrost spremembe obdobja spremenljivke Cefeida, skupaj s kemičnimi številčnostmi, ki jih je mogoče zaznati v spektru, lahko uporabimo za ugotovitev, kateri prehod določene zvezde povzroča. [15]

Klasične spremenljivke Cefeid so bile zvezde glavnega zaporedja tipa B prej kot približno B7, verjetno pozne zvezde O, preden jim je v jedrih zmanjkalo vodika. Masivnejše in bolj vroče zvezde se razvijejo v bolj svetleče cefeide z daljšimi obdobji, čeprav se pričakuje, da bodo mlade zvezde v naši galaksiji, blizu sončne kovine, na splošno izgubile zadostno maso, ko bodo prvič dosegle nestabilni pas, da bodo imele obdobja 50 dni ali manj. Nad določeno maso, 20–50 M odvisno od kovinskosti se bodo rdeči supergianti raje vrnili v modre supergigane, namesto da bi izvedli modro zanko, vendar bodo to storili kot nestabilni rumeni hipergianti, namesto da bi redno pulzirali spremenljivke Cefeida. Zelo masivne zvezde se nikoli ne ohladijo dovolj, da dosežejo nestabilni pas in nikoli ne postanejo cefeide. Pri nizki kovinskosti, na primer v Magelanovih oblakih, lahko zvezde zadržijo večjo maso in z daljšimi obdobji postanejo bolj svetleče Cefeide. [12]

Krivulja svetlobe Cefeida je običajno asimetrična s hitrim vzponom do največje svetlobe, čemur sledi počasnejši padec na minimum (npr. Delta Cephei). To je posledica fazne razlike med polmerom in temperaturnimi nihanji in velja za značilnost pulzatorja osnovnega načina, najpogostejše vrste cefeide tipa I. V nekaterih primerih gladka psevdo-sinusoidna svetlobna krivulja kaže "udarec", kratko upočasnitev upada ali celo majhen dvig svetlosti, ki naj bi bila posledica resonance med osnovnim in drugim prizvokom. Udar je najpogosteje viden na padajoči veji pri zvezdah z obdobji približno 6 dni (npr. Eta Aquilae). Ko se obdobje podaljša, se mesto izbokline približa maksimumu in lahko povzroči dvojni maksimum ali pa se ne razlikuje od primarnega maksimuma za zvezde z obdobji približno 10 dni (npr. Zeta Geminorum). V daljših obdobjih je izboklina vidna na naraščajoči veji svetlobne krivulje (npr. X Cygni), vendar za obdobje, daljše od 20 dni, resonanca izgine.

Manjina klasičnih cefeid kaže skoraj simetrične sinusoidne svetlobne krivulje. Ti se imenujejo s-cefeidi, običajno imajo nižje amplitude in imajo običajno kratka obdobja. Za večino naj bi šlo za prve prizvone (npr. X Strelec) ali višje, pulzatorje, čeprav nekatere nenavadne zvezde, ki očitno utripajo v osnovnem načinu, kažejo tudi to obliko svetlobne krivulje (npr. S Vulpeculae). Zvezde, ki utripajo v prvem prizvoku, naj bi se v naši galaksiji pojavljale le s krajšimi obdobji, čeprav imajo lahko nekoliko daljša obdobja z nižjo kovinskostjo, na primer v Magellanovih oblakih. Pulzatorji z višjimi prizvoki in cefeidi, ki pulzirajo hkrati v dveh prizvokih, so pogostejši tudi v Magellanovih oblakih in imajo običajno nekoliko nepravilne svetlobne krivulje nekoliko neenakomerne. [2] [17]

10. septembra 1784 je Edward Pigott zaznal variabilnost Ete Aquilae, prvega znanega predstavnika razreda klasičnih spremenljivk Cefeida. Vendar pa je soimenjak klasičnih cefeid zvezda Delta Cephei, ki jo je John Goodricke mesec kasneje odkril kot spremenljivo. [18] Delta Cephei je še posebej pomembna kot kalibrator za razmerje med svetilnostjo in obdobjem, saj je njegova razdalja med najbolj natančno določenimi za Cefeide, deloma tudi zaradi članstva v zvezdni kopici [19] [20] in razpoložljivost natančnih Hubblovih vesoljskih teleskopov in Hipparcovih paralakse. [21]

Svetilnost klasičnega Cefeida je neposredno povezana z obdobjem variacije. Daljše je obdobje utripanja, svetlejša je zvezda. Razmerje čas-svetilnost za klasične cefeide je leta 1908 odkrila Henrietta Swan Leavitt v raziskavi tisočih spremenljivih zvezd v Magellanovih oblakih. [22] Objavila ga je leta 1912 [23] z dodatnimi dokazi. Ko je razmerje med svetlostjo in obdobjem umerjeno, lahko ugotovimo svetilnost določene cefeide, katere obdobje je znano. Nato se ugotovi njihova razdalja glede na navidezno svetlost. Razmerje med osvetlitvijo in obdobjem so v dvajsetem stoletju umerjali številni astronomi, začenši s Hertzsprungom. [24] Umerjanje razmerja med osvetljenostjo in obdobjem je problematično, vendar so Benedict in sod. 2007 z uporabo natančnih HST paralaks za 10 bližnjih klasičnih cefeid. [25] Tudi astronomi ESO so leta 2008 z natančnostjo znotraj 1% ocenili razdaljo do kufeja Cefeida RS z uporabo svetlobnih odmevov iz meglice, v katero je vgrajen. [26] Vendar pa se je o tej zadnji ugotovitvi v literaturi aktivno razpravljalo. [27]

Naslednje eksperimentalne korelacije med obdobjem populacije I Cefeida P in njegova srednja absolutna velikost Mv je bil ustanovljen iz trigonometričnih paralaks Hubblovega vesoljskega teleskopa za 10 bližnjih cefeid:

s P merjeno v dnevih. [21] [25] Za izračun razdalje se lahko uporabijo tudi naslednje relacije d do klasičnih cefeid:

jaz in V predstavljajo skoraj infrardečo in navidezno navidezno srednjo velikost.

Klasične spremenljivke Cefeida z vidnimi amplitudami pod 0,5 magnitude, skoraj simetričnimi sinusoidnimi svetlobnimi krivuljami in kratkimi obdobji so bile opredeljene kot ločena skupina, imenovana Cefeide z majhno amplitudo. V GCVS prejmejo kratico DCEPS. Obdobja so običajno krajša od 7 dni, čeprav se o natančni meji še vedno razpravlja. [29] Izraz s-Cefeida se uporablja za kratkočasne Cefeide z majhno amplitudo s sinusoidnimi svetlobnimi krivuljami, ki veljajo za prve overtonske pulzatorje. Najdemo jih blizu rdečega roba nestabilnega traku. Nekateri avtorji uporabljajo s-Cepheid kot sinonim za zvezde z majhno amplitudo DECPS, medtem ko ga drugi raje omejujejo le na prve prizvone zvezd. [30] [31]

Cefeide z majhno amplitudo (DCEPS) vključujejo Polaris in FF Aquilae, čeprav lahko v osnovnem načinu obe utripata. Med potrjenimi prvimi pulzatorji so BG Crucis in BP Circini. [32] [33]

Med negotovostmi, ki so vezane na lestvico cefeidov, so glavne značilnosti: narava razmerja med osvetljenostjo in obdobjem v različnih pasovnih pasovih, vpliv kovinskosti na ničelno točko in naklon teh razmerij ter učinki fotometrične kontaminacije (mešanje) in spreminjajoč se (običajno neznan) zakon izumrtja na klasičnih razdaljah Cefeida. O vseh teh temah se v literaturi aktivno razpravlja. [4] [7] [12] [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41] [42]

Zaradi teh nerešenih zadev so bile navedene vrednosti za Hubblovo konstanto med 60 km / s / Mpc in 80 km / s / Mpc. [3] [4] [6] [7] [8] Reševanje tega neskladja je ena najpomembnejših težav v astronomiji, saj lahko kozmološke parametre vesolja omejimo z zagotavljanjem natančne vrednosti Hubblove konstante. [6] [8]

Številne klasične cefeide imajo različice, ki jih je mogoče posneti z nočnim, izurjenim opazovanjem s prostim očesom, vključno s prototipom Delta Cephei na skrajnem severu, Zeta Geminorum in Eta Aquilae, idealne za opazovanje okoli tropov (blizu ekliptike in s tem zodiaka) in na skrajnem jugu Beta Doradus. Najbližji član razreda je Severnica (Polaris), o razdalji katere se razpravlja in katere sedanja variabilnost je približno 0,05 magnitude. [6]


Iskanje precesnega obdobja zloženih svetlobnih krivulj - Astronomija

4. laboratorij:
CCD diferencialna fotometrija CY Aquarii

Pred nadaljevanjem se ponovno seznanite z "Laboratorijskimi pravili delovanja".

V tem laboratoriju boste analizirali B-pasovne CCD slike z visoko amplitudo spremenljive zvezde SX Phoenicis CY Aquarii, ki so bile pridobljene z 1-metrskim teleskopom YALO na Medameriškem observatoriju Cerro Tololo v Čilu. YALO je teleskop s čakalnimi vrstami, ki ga upravlja konzorcij Yale, AURA (organ, ki vodi KPNO in CTIO za NSF), lizbonske univerze na Portugalskem in države Ohio (od tod tudi ime, YALO, kratica 4 partnerjev) . Podatki so bili zajeti z ANDICAM-om, dvojnim CCD / IR matričnim slikalnikom, ki ga je izdelala država Ohio (PI: Darren DePoy).

V 14 nočeh od UTC 2000 s 25. septembra na 12. oktober so CY Aquarii opazovali v Johnsonovem B-pasu s pomočjo CCD kamere ANDICAM. V tem času smo približno 20 minut vsake jasne noči pridobili 25 slik po 20 sekund s pomočjo CCD-ja 2x2 slikovnih pik. Podatki so bili preneseni s CTIO naslednje jutro in shranjeni na disku v OSU skupaj s kalibracijskimi slikami (ravna polja). Pogoji med opazovanji so se spreminjali od noči do noči, začeli smo med novo luno in končali med polno luno, zato se je raven ozadja nenehno povečevala. Nekatere noči smo dobro videli, druge slabše. Nekatere noči so prehajali cirusi, drugi pa so bili jasni. Pogoji opazovanja so bili zabeleženi v dnevnikih opazovalcev YALO, ki jih boste preučevali.

CY Aquarii je kratko amplitudna kratkotrajna utripajoča spremenljiva zvezda razreda SX Phoenicis (imenovana po prototipu tega razreda). Zvezde SX Phe so 1-2 sončni masi populacije II modri odmikači v njihovi fazi evolucije po glavnem zaporedju, ki so vstopili v pulzirajoči "trak nestabilnosti" diagrama H-R. To je isti nestabilni trak, ki povzroča supergigantne spremenljivke Cefeida, pomembne za merjenje kozmičnih razdalj, zato so zvezde SX Phe pogosto imenovane "pritlikave cefeide". Za zvezde SX Phe so značilna kratka obdobja (0,03-0,08 dni) in visoke amplitude spremenljivosti (0,3-0,7 magnitude). Videli so jih v kroglastih kopicah in bližnjih pritlikavih galaksijah ter na polju (CY Aqr je poljska zvezda).

Med zvezdami SX Phe je bil CY Aquarii priljubljen predmet preučevanja majhnih teleskopov zaradi svoje relativne svetlosti (V = 10,48mag max), velike amplitude spremenljivosti (0,88 mag pri B, 0,74 mag pri V) in hitrega obdobja (približno 88 minut). Naš cilj tukaj je izmeriti obdobje in amplitudo variabilnosti v pasu B z uporabo podatkov, pridobljenih na CTIO.

Ker smo imeli vsako noč le približno 20 minut časa opazovanja z 1-metrskim teleskopom Yale, vsaka noč podatkov zajema približno četrtino celotnega cikla spremenljivosti. Ker CY Aqr opravi na

16.4 cycles of variability in 24 hours, by combining data from different 20 minute observing windows across a number of different nights, we can reconstruct a complete "light curve" for CY Aquarii during this period.

To reconstruct the complete cycle, we need to "fold" (or "phase") the light curve (brightness plotted as a function of Heliocentric Julian Date) over one or two periods so that the different cycles we observed overlap. For this purpose we can either adopt the previously reported period (0.061038612 days Powell et al. 1995, PASP, 107, 225), or we can compute it from the data using a time-series analysis. The latter calculation is outside the scope of this lab, but I did it for the entire data set and found P=0.0610378 days using the Schwarzenberg-Czerny method. This is sufficiently close to the value from Powell et al. that we'll adopt their number.

I have provided web tools to take care of all the dirty work of phasing and merging your individual data sets into a grand light curve for the entire class. This is done in Part 4 of the lab.

In this lab, each of you has been assigned data from a different night. Each data set for a given night consists of 25 CCD images taken one after the other over the course of about 20 minutes. Because there were different conditions of transparency (e.g., clouds), airmass, and sky brightness on each night, we will use the technique of Differential Photometry to reduce the data for a given night, and to combine the data from all the nights. To do this, we will establish a common brightness system based on a set of "comparison stars" common to all of the images.

    Examine the images and measure the sky values during the observations, as well as to look for systematics such as changes in the sky brightness, seeing, or transparency during the course of the observations.

This lab is divided into 5 parts, meant to be done in series: Part 1: Finding Catalog Data

To guard against people getting badly stuck, I've set a couple of deadlines, whereby you must pass certain milestones among the above 5 parts before certain dates. Thursday, December 5, 5pm.

By this date, you need to have finished the measurement phases of the lab through at least part 3 above, and submit a table of your preliminary photometric results via email. Details are given at the end of Part 3.

On or before this date, you need to have submitted your final differential photometry data using the Photometry Data Entry Form. Having these done by this date allows all of the students to have the final, full light curve in hand to use for writing up the final parts of the lab report.

Submit your lab notebooks containing your final reports for Lab 4 to the professor by 5pm. There are no extensions except for medical or family emergencies.

Return to the Lab Index
Return to the Astronomy 350 Main Page Updated: 2002 November 20 [rwp]


Poglej si posnetek: Iskanje slovenske samobitnosti: Smo Slovenci staroselci ali prišleki? (Januar 2023).