Gwiazdy podwójne zaćmieniowe

Figure 1. Eclipsing Binary (detached, Algol type)

Nazywam się Debra Fischer i jestem profesorem astronomii na Uniwersytecie Yale. Wielu z Was odkryło już wspaniałe wykresy krzywych blasku gwiazd podwójnych zaćmieniowych, dlatego chcielibyśmy Wam dostarczyć nieco więcej informacji na ten temat. Przedstawione przykłady to odkrycia, które dzięki Wam znalazły się w naszych zbiorach. Więcej takich przykładów można znaleźć w pracy zespołu Keplera (Prsá i in., 2010 http://arxiv.org/abs/1006.2815).

Krzywe blasku uzyskane dzięki teleskoppowi Keplera pokazują zmiany jasności gwiazdy w czasie. Ilustracja 1 powyżej (APH10135736 = KID 6449358) przedstawia dwie gwiazdy orbitujące wokół siebie. Podobnie jak w przypadku planet w tranzycie, każda z tych gwiazd przesuwa się na tle drugiej. Wykres pokazuje poziom jasności gwiazd w czasie (liczonym w dniach). Przez większość czasu blask większej, bardziej gorącej gwiazdy oraz mniejszej, zimniejszej gwiazdy daje wspólną wartość na wykresie. Głęboki spadek jasności (minimum główne) oznacza, że mniejsza gwiazda przesłania większą, odpowiadajacą za większość wspólnego blasku. Z kolei mniejszy spadek (minimum wtórne) oznacza, że większa, bardziej gorąca gwiazda przesłania mniejszą, odpowiadającą za mniejszą część wspólnego blasku. Gwiazdy, których krzywe blasku mają postać płaskich linii poprzedzielanych dość ostrymi spadkami (jak na ilustracji 1) określa się mianem gwiazd podwójnych typu Algola.

Kluczowym elementem wskazującym na obecność gwiazd zaćmieniowych (lub planet w tranzycie) na wykresach krzywych blasku jest powtarzalność.

  • możecie policzyć dni pomiędzy dużymi spadkami na ilustracji 1 i określić okres orbitalny (ok. 5 dni) tego układu podwójengo
  • możecie określić czas mijania się gwiazd na podstawie czasu trwania tranzytu (liczonego na ilustracj 1 w godzinach)
  • możecie być pewni, że gwiazdy mają różne wielkości, jeśli tranzyty na wykresie mają różne głębokości

Zwróćcie uwagę, że głębokość spadków jasności gwiazdy podwójnej podczas zaćmienia może być podobna do głębokości spadków jasności planet w tranzycie. Głębokość ta informuje nas o stosunku wielkości obiektu dokonującego tranzytu (lub zaćmienia) do wielkości gwiazdy, wokół której dany obiekt krąży. Najmniejsze gwiazdy mają średnicę zbliżoną do średnicy Jowisza (gwiazdy mają postac gazową i zwiększona siła grawitacyjna większej gwiazdy powoduje kondensację ich struktury).

Figure 2. Contact eclipsing binary stars

Czasami gwiazdy podwójne znajdują się tak blisko siebie, że ich powierzchnie przybierają kształt elipsy, a krzywa blasku pomiędzy zaćmieniami jest zaokrąglona, tak jak na ilustracji 2 po lewej (APH10039007 = KID 9357275), gdzie okres orbitalny trwa niewiele dłużej niż jeden dzień. Na wykresie tym widać zarówno tranzyty główne, jak i wtórne. Z najdziwniejszymi krzywymi blasku gwiazd podwójnych zaćmieniowych mamy do czynienia, gdy gwiazdy te są jeszcze bardziej do siebie zbliżone – nazywamy to układem ponadkontaktowym. Przykład przedstawiony został na ilustracji 2 po prawej (APH10102932 = KID 4633285). Gwiazdy te znajdują się tak blisko siebie, że mają wspólną otoczkę. Głębokość zaćmienia na krzywej blasku jest zmienna, wykres jest nieregularny, a między gwiazdami może dochodzić do transferu masy.

Advertisements

About The Zooniverse

Online citizen science projects. The Zooniverse is doing real science online,.

Leave a Reply

Fill in your details below or click an icon to log in:

WordPress.com Logo

You are commenting using your WordPress.com account. Log Out / Change )

Twitter picture

You are commenting using your Twitter account. Log Out / Change )

Facebook photo

You are commenting using your Facebook account. Log Out / Change )

Google+ photo

You are commenting using your Google+ account. Log Out / Change )

Connecting to %s

%d bloggers like this: