Skocz do zawartości
Bellatrix

VV CEPHEI

Rekomendowane odpowiedzi

CZERWONO- NIEBIESKI UKŁAD PODWÓJNY ZAĆMIENIOWY  VV CEPHEI

 

image.png
 

W konstelacji Cefeusza, ok. 11/4 stopnia na południowy zachód od gwiazdy podwójnej Xi Cephei znajduje się niespełna 5- magnitudowa, z pozoru zwyczajna gwiazda, która na pierwszy rzut oka zwraca uwagę jedynie dość intensywnym, pomarańczowym zabarwieniem. Wskaźnik koloru upodabnia ją pod tym względem do Aldebarana lub Betelgezy. VV Cephei to niezwykły system podwójny, złożony z rozmieszczonych bardzo blisko siebie gwiazd o skrajnie różnych cechach. Dystans dzielący obie składowe prawdopodobnie nie przekracza 20 jednostek astronomicznych (A.U.)
 

Składniki układu podwójnego:
Główny komponent jest czerwonym, chłodnym, mocno przeewoluowanym nadolbrzymem typu widmowego M2Ia-Ib ep . Jego towarzysz to niewielka ale za to bardzo gorąca, niebieska gwiazda ciągu głównego, zaliczana do typu B8V e. VV Cep A jest jedną z największych znanych gwiazd. Jej promień blisko 1.500- krotnie przewyższa rozmiary Słońca (choć literatura podaje o różnych wartościach: 1.000- 1.900). Jest również wyjątkowo masywna: ok. 18 Mʘ. Wokół czerwonego nadolbrzyma rozpościera się niezwykle rozległa korona gwiezdna. Gdyby umieścić go w centrum Układu Słonecznego, sięgnąłby orbity Urana.
VV Cep B jest znacznie mniejsza. Jej promień szacuje się na ok. 13 R
ʘ. Za to posiada dużo wyższą gęstość od składowej macierzystej. Masa obu gwiazd jest podobna.
 

image.png
 

Zmienność:
System VV Cephei to układ zmienny zaćmieniowy. Okres zmienności jest związany ze zjawiskiem przechodzenia jednej gwiazdy na tle tarczy drugiej z nich. Wynosi on ok. 20,34 lat (czyli blisko 7.430 dni. Pierwsze zanotowane zaćmienie układu VV Cep było w latach 1936- 1937. W momencie okultacji, linie spektroskopowe charakterystyczne do zakrywanej gwiazdy wygasają i stają się niemalże niedostrzegalne. Jasność VV Cephei spadła o 0,7m. Pełna faza zaćmienia trwa ok. 15 miesięcy. Wówczas jasność gwiazdy spada do minimum (7,4m). Ale przez te 15 miesięcy nie jest stała, a podlega drobnym fluktuacjom. Cykl fluktuacji to mniej więcej 350 dni, a amplituda wynosi 0,3m. Są to zmiany subtelne, ale łatwe do zarejestrowania.
Każda z gwiazd układu VV Cephei wykazuje również indywidualną, wzajemnie niezależną zmienność z uwagi na pulsację. Dla gwiazdy A okres pulsacji wynosi blisko 118,5 doby, z kolei dla gwiazdy B: 58 dni.

 

image.png
 

Otoczka wodorowa:  
Nie tylko gwiazda VV Cep A zawiera rozległą otoczkę wodorową. Również wokół komponentu wtórnego roztacza się obłok gazu. Jednakże przybiera on postać płaskiego dysku zlokalizowanego przede wszystkim w płaszczyźnie równika gwiazdy. Zagęszczenie wodoru w płaszczyźnie równikowej jest tutaj silniejsze niż w przypadku innych gwiazd podtypu Be. Dysk więc pochodzi prawdopodobnie nie tylko z wnętrza samej gwiazdy VV Cep B, ale jest również wynikiem akrecji materii przez VV Cep B z gwiazdy VV Cep A. A więc m.in. w akrecji należy upatrywać przyczyny obecności linii emisyjnych wodoru w widmie spektroskopowym systemu. Co ciekawe, temperatura i gęstość dysku wodorowego podlegają drobnym zmianom. Jako przyczynę zjawiska podaje się zmienność poboru masy z komponentu A do składnika B.
Analiza widma spektroskopowego wykazuje, że emisja pasma wodorowego alfa ma charakter dualny: składa się z dwóch wyraźnych i rozróżnialnych pików. Jeden jest przesunięty ku fioletowej części widma, a drugi ku czerwonej. Ma to związek z rotacją dysku wodorowego wokół gwiazdy Be.

 

image.png
 

 --------------------------------------------------------------

Źródło:

1.      R. Burnham: „Burnham’s Celestial Handbook” cz. I, str. 609- 612.

2.      E. Pollmann, materiały wykładowe, International Working Group Active Spectroscopy in Astronomy, 2017.

3.       E. Pollmann: “Observations of Hα Emission in VV Cephei”, 2005.

4.       J.L. Hopkins, P.D. Bennett I E. Pollmann: “VV Cephei Eclipse Campaign 2017/19.

 

 

 

  • Lubię 8
  • Dziękuję 1

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Bella, serce zabiło mi mocniej jak przeczytałem Twój artykuł. Wszak ponad 40 lat temu szykowałem się wspólnie Nikodemem, czyli znanym Ci Agentem Smithem do obserwacji minimum tej gwiazdy. Nawet popełniliśmy wspólny artykuł w Uranii:

5a82de14135a7_vvcep.jpg.4ecffb91fd3c6fd83eea2e153756d8b0.jpg

Dzięki, za bardziej naukowe podejście do tematu.

:)

  • Lubię 6
  • Kocham 1

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach
Napisano (edytowane)

Może warto dodać, że kolejne zaćmienie właśnie trwa (od 4 sierpnia 2017 do 16 maja 2019, środek 18 czerwca 2018). Tutaj znalazłem prezentację na ten temat. Być może uda mi się znaleźć też krzywą blasku z poprzedniego zaćmienia, otrzymaną w obserwatorium w Piwnicach. Dołączę ją tutaj.

 

P.S. Zauważyłem po niewczasie, że prezentacja jest dodana w literaturze na pozycji 4.

 

Edytowane przez majer
  • Lubię 2

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Niestety z obserwacji przed 40 laty nic nie wyszło. Nikt się nie zgłosił i chyba pogoda nawaliła, bo nam też nie wyszło. Szkoda, że teraz przegapiłem początek zaćmienia, zupełnie o tej gwiazdce zapomniałem.

Udostępnij tę odpowiedź


Odnośnik do odpowiedzi
Udostępnij na innych stronach

Jeśli chcesz dodać odpowiedź, zaloguj się lub zarejestruj nowe konto

Jedynie zarejestrowani użytkownicy mogą komentować zawartość tej strony.

Zarejestruj nowe konto

Załóż nowe konto. To bardzo proste!

Zarejestruj się

Zaloguj się

Posiadasz już konto? Zaloguj się poniżej.

Zaloguj się

  • Przeglądający   0 użytkowników

    Brak zarejestrowanych użytkowników przeglądających tę stronę.

  • Polecana zawartość

    • SN 2018hhn - "polska" supernowa w UGC 12222
      Dziś mam przyjemność poinformować, że jest już potwierdzenie - obserwacja spektroskopowa wykonana na 2-metrowym Liverpool Telescope (La Palma, Wyspy Kanaryjskie). Okazuje się, że mamy do czynienia z supernową typu Ia. Poniżej widmo SN 2018hhn z charakterystyczną, silną linią absorpcyjną SiII.
        • Dziękuję
        • Lubię
      • 11 odpowiedzi
    • Zbiórka: Obserwatorium do poszukiwania nowych planet pozasłonecznych
      W związku z sąsiednim wątkiem o zasadach przyjmowania stypendiów, po Waszej radzie zdecydowałem się założyć zbiórkę crowdfundingową na portalu zrzutka.pl. W tym wątku będę informował o wszelkich aktualizacjach, przychodzących także po zakończeniu.
        • Kocham
        • Dziękuję
        • Lubię
      • 80 odpowiedzi
    • Mamy polską zmienną typu R Coronae Borealis (RCB)! (albo z dyskiem protoplanetarnym?)
      W ten weekend, korzystając z danych ASAS-SN (All Sky Automated Survey for Supernovae), wykryłem nieznaną do tej pory zmienną typu R Coronae Borealis. To jedna z najrzadszych typów gwiazd zmiennych - do tej pory odnaleziono zaledwie ~150. Ich poszukiwanie nie należy do najprostszych, gdyż swoimi wskaźnikami barwy (B-V, J-K etc.) nie wyróżniają się zbytnio, dlatego szybciej jest przeszukać krzywe blasku.
        • Lubię
      • 14 odpowiedzi
    • Odkrycia 144 gwiazd zmiennych
      W tym temacie przedstawiam wyniki trwającego pół roku amatorskiego projektu, którego celem było wyszukiwanie nowych gwiazd zmiennych. Podsumowując, udało mi się znaleźć 144 gwiazdy zmienne, jedna z nich to współodkrycie z Gabrielem Murawskim - układ binarny o znacznej ekscentryczności. Postanowiłem więc zakończyć projekt, by móc zając się tematem spektroskopii średnich rozdzielczości.
        • Kocham
        • Dziękuję
        • Lubię
      • 9 odpowiedzi
    • Poszukiwanie nowych mgławic planetarnych
      Witam,
       
      Przed chwilą otrzymałem maila o nowym odkryciu kandydatki na mgławicę planetarną, która otrzymała oznaczenie Mur 1. Oprócz tego, znalazłem także interesujący region (H II lub YSO), który uzyskał oznaczenie Mur Object 1. O co chodzi i co to są za znaleziska? Już wszystko wyjaśniam
       
      Kilka tygodni temu skontaktowałem się z francuzem Trygve Prestgardem, którego często można spotkać wśród takich projektów, jak SOHO Comets czy VSX (bardzo rzadkie zmienne, np. typu R Coronae Borealis czy YSO). Obecnie skupia się na poszukiwaniu nowych mgławic planetarnych na zdjęciach z obserwatoriów, mając na koncie kilkadziesiąt takich obiektów. Postanowiłem spróbować i poświęciłem na to około 15-20 godzin. Efekt? Dwa nowe znaleziska, które dostały oznaczenia na podstawie mojego nazwiska: Mur 1 oraz Mur Object 1.
       

      Possible Planetary Nebula - Mur 1
       
      Okazuje się, że na niebie wciąż nieco przeoczono, a do nich należą np. mgławice planetarne. Na chwilę obecną są to jedynie kandydatki, określane na podstawie widoczności w różnych pasmach (DSS, PANSTARRS, DECaPS, AllWISE). Kolejnym celem będzie określenie spektrum, co ma zweryfikować charakter PN (planetary nebula) obiektu. Od strony egzoplanet, możemy porównać do sytuacji, kiedy odnaleźliśmy powtarzalne tranzyty obiektu mogącego być rozmiarami planetą, ale trzeba jeszcze sprawdzić jego masę metodą radialną.
       
      Trzeba wspomnieć, że rzadko są to wyjątkowe źródła - są słabe (>17 mag), małe kątowo i rzadko kiedy ukazują swoje piękne kolory. Bo te jaśniejsze już wykryto wcześniej
       
      Oraz pozycja Mur 1 w programie Stellarium. Jak widać, z Polski go nie zobaczymy, bowiem leży w konstelacji Kila. Jest bardzo słaby (19-20 mag), więc jego rejestracja wymaga nieco poświęcenia.

       
      Na początku przyszłego roku zostanie opublikowany artykuł z nowymi znaleziskami, wśród których pojawi się powyższy obiekt. Prowadzi go również Francuz (Pascal Le Du), więc można spodziewać się, że raczej nie będzie on po angielsku Również wtedy będziemy mogli wyszukać go m.in. w bazie Simbad/VizieR czy HASH (http://hashpn.space/). Na chwilę obecną jedynie przekazując tę informację dalej.
       
      A tak z kolei wygląda Mur Object 1 - nie jest to mgławica planetarna, choć przypomina wyglądem. Zdaje mi się, że jeszcze będzie dokładniej sprawdzone co to takiego jest. Leży w konstelacji Żagla (także niebo południowe).

      Jaka jest efektywność? Przez kilkanaście godzin odnalazłem 9 podejrzanych celów, z czego dwa okazały się trafione - jeden znany (ale nieopublikowany jeszcze w Simbad) oraz Mur 1. Oprócz tego, Mur Object 1. Pozostała szóstka to pięć słabych galaktyk oraz jedna gwiazda (która wydawała się nieco bardziej rozmyta niż reszta w kadrze, ale jednak to gwiazda).
       
      Bardzo fajny projekt, który postaram się rozwinąć nieco bardziej, u boku poszukiwania nowych egzoplanet
        • Kocham
        • Lubię
      • 7 odpowiedzi
×

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy na Twoim urządzeniu pliki cookie, aby pomóc Ci usprawnić przeglądanie strony. Możesz dostosować ustawienia plików cookie, w przeciwnym wypadku zakładamy, że wyrażasz na to zgodę.