PRIKAZ JEDNE DUGOPERIODIČNE PROMENLJIVE
Dugoperiodične promenljive spadaju u vrlo šaroliku kategoriju zvezda čiji period oscilacije sjaja iznosi od nekoliko nedelja do nekoliko godina. U principu radi se o pulsirajućim zvezdama i dalja podela se može izvesti na više načina. Jedna od opširnijih (i starijih) podela je na Mira promenljive, polupravilne, sporo-nepravilne promeljive, i crvene gigante male amplitude. U poslednje vreme se ovde ubrajaju i RV Tauri promenljive.
Ono što je zajedničko dugoperiodičnim zvezdama je da se radi o hladnim crvenim gigantima (ili nadgigantima) koji pulsiraju. Period pulsacija iznosi od nekoliko dana do preko hiljadu dana, a u proseku je možda oko stotinak dana. Spektralni tip ovih zvezda je najčešće M, S ili C - prva kategorija se ubraja najbanalnije rečeno u hladnije crvene zvezde a druge dve su ugljenične zvezde i zvezde sa podjednakim odnosom ugljenika i kiseonika u svojim atmosferama. Sve ovo za posmatrača znači da je boja ovih promenljivih praktično crvena.
Dosta suvoparnih opisa, da pređemo na (doduše ništa manje suvoparne) mehanizme koji pokreću ove procese. Većina dugoperiodičnih promenljivih (ako ne i sve) su AGB zvezde odnosno asimptotski giganti. Radi se o klasi zvezda koje u HR dijagramu imaju osobinu da se približavaju asimptoti koju predstavljaju crveni divovi - RGB klasa (setite se srednjoškolske matematike i šta je asimptota).
Asimptotski giganti u svom centru sadrže velike količine inertnog kiseonika i ugljenika. Oko ovog jezgra se nalazi tanak sloj, praktično ljuska, u kojoj se izvodi fuzija helijuma u ugljenik. Još bliže površini je ljuska u kojoj nastaje helijum usled fuzije vodonika.
Postoje dve faze u evoluciji asimptotskih giganata. Prva faza je rana (E-AGB) faza gde se glavni izvor energije nalazi u ljusci odnosno sloju u kome se vrši fuzija helijuma u ugljenik. To je jedan neprekidni ciklus za vreme kog se zvezda enormno uveća u prečniku - tako nastaju crveni giganti koji u ovoj fazi mogu imati prečnik koji je uporediv sa prečnikom Zemljine orbite oko Sunca.
Međutim, fuzija helijuma nije beskonačan proces jer ni količina helijuma nije beskonačna. Onog momenta kad se helijum potroši zvezda prelazi u drugu fazu koja se zove termalno pulsiranje (TP-AGB faza). Zvezda svoju energiju više ne crpi iz fuzije helijuma već iz fuzije vodonika u površinskom sloju koji tako proizvodi helijum. Vremenom se helijum nagomilava ispod sloja fuzije vodonika i u periodu od prosečno 10-100 hiljada godina količina helijuma postaje dovoljna za fuziju. U momentu kad se helijum zapali ("helium flash") stvaraju se preduslovi da temperatura i luminoznost zvezde skoče - naravno uz izvesno kašnjenje pošto su potrebne godine da energija koja potiče iz sloja helijumske fuzije dopre do površine zvezde. Pritom se, kao što je rečeno, prečnik zvezde i luminoznost uvećavaju i traju možda nekoliko stotina godina dok se helijum ponovo ne potroši i fuzija ne prestane. Najjači skok sjaja se dešava prvih par godina i ako bismo luminoznost samo helijumske ljuske unutar zvezde posmatrali zasebno, ona je u tom momentu hiljadama puta veća od ukupne luminoznosti zvezde. Srećom, zvezde nisu providne pa se magnituda ne menja bitno - možda nekoliko desetina jedne magnitude može da iznosi porast sjaja u narednih par stotina godina.
Razlog za tako nešto je činjenica da helijumski fleš traje relativno kratko - dok se helijum ne potroši i istovremeno ne dođe do sloja u kome je fuzija vodonika. Povećana temperatura fuzije helijuma dovodi do "paljenja" vodonika odnosno do njegove fuzije u helijum - i krug je zatvoren pošto fuzija vodonika guši fuziju helijuma. Sad opet treba čekati stotinak hiljada zemaljskih godina dok se helijum ne nakupi i ponovo ne zapali. Ove oscilacije zvezde u prečniku i luminoznosti su vrlo upadljive ako to pogledamo na skali od nekoliko miliona godina. Pritom je takođe upadljivo da prilikom ovog pulsiranja može doći do mešanja svih nabrojanih elemenata od jezgra do površine, pa tako pojedine zvezde mogu postati "karbonske", ali o tome drugom prilikom.
U centru snimka se nalazi jedna klasična dugoperiodična promenljiva koja je uz to svrstana u AGB populaciju zvezda (asimptotski giganti), dakle, na nju bi se mogla u potpunosti odnositi kompletna goreopisana priča.
Nimalo poetske oznake TU CVn odnosno HD 112264 su vezane za ovu zvezdu. Njen sjaj je prosečno 5.84mag i period oscilacija je 44.2 dana. Nalazi se u sazvežđu Canes Venatici i spektralni tip je M5III, što znači da je zvezda narandžasto-crvene boje... Na snimku se vidi da sam to uspeo da pogodim.
Sledi malo objašnjenje oko spektralne klasifikacije.
Danas dominira Morgan-Keenan (MK) sistem i on se sastoji iz tri komponente: prvo ide slovo (O, B, A, F, G, K, M), zatim cifra 0-9 i na kraju rimski broj (I-VII, uključujući i nulu).
Prva oznaka, slovo, označava spektralne karakteristike a u prilično je dobroj korelaciji sa bojom i temperaturom zvezde. U našem slučaju je to klasa M koja obuhvata crvene gigante i patuljke, njihova temperatura je ujednačena i iznosi 2400-3700K. Druga oznaka je cifra (5) i označava temperaturu zvezde. Nula je najtoplija a 9 najhladnija; naša zvezda je, dakle, na sredini svoje klase što znači da je njena temperatura negde oko 3050K (mada po nekim merenjima i 3320K). Zadnje je rimska cifra koja označava klasu luminoznosti a u praksi i to mnogo govori o samoj zvezdi. Klasa III je rezervisana za obične gigante, a postoje još i svi prelazni oblici od nadgiganata do belih patuljaka.
Dakle, naša zvezda spada u crvene gigante uobičajene luminoznosti.
Defokusiranje teleskopa omogućava da se boje zapažaju lakše - a ujedno to pomaže fotometriji. Snimak od 10sec i ISO400 je bio sasvim dovoljan u tu svrhu.
U desnom uglu se nalazi merena zvezda, dakle TU CVn, a levo je HR 4919 koja je veoma sličnog sjaja - ona ima magnitudu 6.11 što je malo tamnije od prosečnih 5.84 koliko ima TU CVn. Inače fotometrija funkcioniše odlično kad je razlika u magnitudi mala, malo teže kad je razlika veća a najbolji scenario bi bio kad bi se i spektralne klase poklopile. Ovde to nije bio slučaj, a postoji još jedna veoma bitna stvar kod izbora referentne zvezde: ona ne sme da bude promenljiva - konkretno HR4919 nije promenljiva.
Nakon što su izmerene magnitude obe zvezde, određena međusobna razlika i to sabrano sa magnitudom referentnte, dobio sam grafik sjaja TU CVn:
Prosečna magnituda ove zvezde na osnovu merenja je 5.786333333 mag. To je veoma slično prosečnoj magnitudi koju navode katalozi - 5.84mag. Znači nisam zasad ništa omašio...
Ostaje da se vidi kakva je promena ako budem imao prilike u narednom periodu da ponovo snimim ovu zvezdu.
Ono što je zajedničko dugoperiodičnim zvezdama je da se radi o hladnim crvenim gigantima (ili nadgigantima) koji pulsiraju. Period pulsacija iznosi od nekoliko dana do preko hiljadu dana, a u proseku je možda oko stotinak dana. Spektralni tip ovih zvezda je najčešće M, S ili C - prva kategorija se ubraja najbanalnije rečeno u hladnije crvene zvezde a druge dve su ugljenične zvezde i zvezde sa podjednakim odnosom ugljenika i kiseonika u svojim atmosferama. Sve ovo za posmatrača znači da je boja ovih promenljivih praktično crvena.
Dosta suvoparnih opisa, da pređemo na (doduše ništa manje suvoparne) mehanizme koji pokreću ove procese. Većina dugoperiodičnih promenljivih (ako ne i sve) su AGB zvezde odnosno asimptotski giganti. Radi se o klasi zvezda koje u HR dijagramu imaju osobinu da se približavaju asimptoti koju predstavljaju crveni divovi - RGB klasa (setite se srednjoškolske matematike i šta je asimptota).
Asimptotski giganti u svom centru sadrže velike količine inertnog kiseonika i ugljenika. Oko ovog jezgra se nalazi tanak sloj, praktično ljuska, u kojoj se izvodi fuzija helijuma u ugljenik. Još bliže površini je ljuska u kojoj nastaje helijum usled fuzije vodonika.
Postoje dve faze u evoluciji asimptotskih giganata. Prva faza je rana (E-AGB) faza gde se glavni izvor energije nalazi u ljusci odnosno sloju u kome se vrši fuzija helijuma u ugljenik. To je jedan neprekidni ciklus za vreme kog se zvezda enormno uveća u prečniku - tako nastaju crveni giganti koji u ovoj fazi mogu imati prečnik koji je uporediv sa prečnikom Zemljine orbite oko Sunca.
Međutim, fuzija helijuma nije beskonačan proces jer ni količina helijuma nije beskonačna. Onog momenta kad se helijum potroši zvezda prelazi u drugu fazu koja se zove termalno pulsiranje (TP-AGB faza). Zvezda svoju energiju više ne crpi iz fuzije helijuma već iz fuzije vodonika u površinskom sloju koji tako proizvodi helijum. Vremenom se helijum nagomilava ispod sloja fuzije vodonika i u periodu od prosečno 10-100 hiljada godina količina helijuma postaje dovoljna za fuziju. U momentu kad se helijum zapali ("helium flash") stvaraju se preduslovi da temperatura i luminoznost zvezde skoče - naravno uz izvesno kašnjenje pošto su potrebne godine da energija koja potiče iz sloja helijumske fuzije dopre do površine zvezde. Pritom se, kao što je rečeno, prečnik zvezde i luminoznost uvećavaju i traju možda nekoliko stotina godina dok se helijum ponovo ne potroši i fuzija ne prestane. Najjači skok sjaja se dešava prvih par godina i ako bismo luminoznost samo helijumske ljuske unutar zvezde posmatrali zasebno, ona je u tom momentu hiljadama puta veća od ukupne luminoznosti zvezde. Srećom, zvezde nisu providne pa se magnituda ne menja bitno - možda nekoliko desetina jedne magnitude može da iznosi porast sjaja u narednih par stotina godina.
Razlog za tako nešto je činjenica da helijumski fleš traje relativno kratko - dok se helijum ne potroši i istovremeno ne dođe do sloja u kome je fuzija vodonika. Povećana temperatura fuzije helijuma dovodi do "paljenja" vodonika odnosno do njegove fuzije u helijum - i krug je zatvoren pošto fuzija vodonika guši fuziju helijuma. Sad opet treba čekati stotinak hiljada zemaljskih godina dok se helijum ne nakupi i ponovo ne zapali. Ove oscilacije zvezde u prečniku i luminoznosti su vrlo upadljive ako to pogledamo na skali od nekoliko miliona godina. Pritom je takođe upadljivo da prilikom ovog pulsiranja može doći do mešanja svih nabrojanih elemenata od jezgra do površine, pa tako pojedine zvezde mogu postati "karbonske", ali o tome drugom prilikom.
U centru snimka se nalazi jedna klasična dugoperiodična promenljiva koja je uz to svrstana u AGB populaciju zvezda (asimptotski giganti), dakle, na nju bi se mogla u potpunosti odnositi kompletna goreopisana priča.
Nimalo poetske oznake TU CVn odnosno HD 112264 su vezane za ovu zvezdu. Njen sjaj je prosečno 5.84mag i period oscilacija je 44.2 dana. Nalazi se u sazvežđu Canes Venatici i spektralni tip je M5III, što znači da je zvezda narandžasto-crvene boje... Na snimku se vidi da sam to uspeo da pogodim.
Sledi malo objašnjenje oko spektralne klasifikacije.
Danas dominira Morgan-Keenan (MK) sistem i on se sastoji iz tri komponente: prvo ide slovo (O, B, A, F, G, K, M), zatim cifra 0-9 i na kraju rimski broj (I-VII, uključujući i nulu).
Prva oznaka, slovo, označava spektralne karakteristike a u prilično je dobroj korelaciji sa bojom i temperaturom zvezde. U našem slučaju je to klasa M koja obuhvata crvene gigante i patuljke, njihova temperatura je ujednačena i iznosi 2400-3700K. Druga oznaka je cifra (5) i označava temperaturu zvezde. Nula je najtoplija a 9 najhladnija; naša zvezda je, dakle, na sredini svoje klase što znači da je njena temperatura negde oko 3050K (mada po nekim merenjima i 3320K). Zadnje je rimska cifra koja označava klasu luminoznosti a u praksi i to mnogo govori o samoj zvezdi. Klasa III je rezervisana za obične gigante, a postoje još i svi prelazni oblici od nadgiganata do belih patuljaka.
Dakle, naša zvezda spada u crvene gigante uobičajene luminoznosti.
Defokusiranje teleskopa omogućava da se boje zapažaju lakše - a ujedno to pomaže fotometriji. Snimak od 10sec i ISO400 je bio sasvim dovoljan u tu svrhu.
U desnom uglu se nalazi merena zvezda, dakle TU CVn, a levo je HR 4919 koja je veoma sličnog sjaja - ona ima magnitudu 6.11 što je malo tamnije od prosečnih 5.84 koliko ima TU CVn. Inače fotometrija funkcioniše odlično kad je razlika u magnitudi mala, malo teže kad je razlika veća a najbolji scenario bi bio kad bi se i spektralne klase poklopile. Ovde to nije bio slučaj, a postoji još jedna veoma bitna stvar kod izbora referentne zvezde: ona ne sme da bude promenljiva - konkretno HR4919 nije promenljiva.
Nakon što su izmerene magnitude obe zvezde, određena međusobna razlika i to sabrano sa magnitudom referentnte, dobio sam grafik sjaja TU CVn:
Prosečna magnituda ove zvezde na osnovu merenja je 5.786333333 mag. To je veoma slično prosečnoj magnitudi koju navode katalozi - 5.84mag. Znači nisam zasad ništa omašio...
Ostaje da se vidi kakva je promena ako budem imao prilike u narednom periodu da ponovo snimim ovu zvezdu.
Коментари
Постави коментар