Miejsce: Korczyna, Polska

Misja: namierzyć i pomierzyć

Czas: 02.08.2010r.- 18.02.2010 r.

Sprzęt: ATM 200/1000, LVW 17, oko nieuzbrojone

W tym zadaniu chciałbym Wam, Drodzy Czytelnicy przedstawić efekt mojej, ponad dwutygodniowej pracy. Udział w, wspomnianym już obozie astronomicznym pozwolił mi, nie tylko zagłębić się w tajniki astrofotografii. Dzięki niemu poznałem czym są gwiazdy zmienne. Jak się bowiem okazuje, gwiazdy nie są cały czas takie same. Wiadomo, przechodzą ewolucję: gwiazda powstaje, świeci przez długi czas, a potem umiera. To jednak są zmiany, których człowiek w trakcie swojego życia nie może zaobserwować. Inną kategorią zmian, jest zmiana jasności gwiazdy powodowana różnymi czynnikami. O takich gwiazdach dowiedziałem się na obozie i nim właśnie poświęciłem to zadanie.

W tym miejscu warto zadać pytanie: dlaczego gwiazda zmienia swoją jasność? To pytanie rozbija się o zagadnienie typów gwiazd zmiennych. Ze względu na przyczynę zmian jasności gwiazdy dzieli się je na:

a) zmienne fizycznie, których jasność zmienia się na skutek procesów zachodzących w samej gwieździe. Ta grupa dzieli się, z kolei na kilka innych.

- gwiazdy pulsujące. W tej podgrupie gwiazdy zmieniają swój kształt okresowo lub prawie okresowo. Gwiazda może zmieniać swój kształt i rozmiar, co pociąga za sobą zmianę temperatury i jasności. Okres zmienności takich gwiazd jest różny. Od kilku dni, do nawet kilku lat.

- zmienne atmosferycznie. Jasność zmienia się, przez zjawiska zachodzące w atmosferze gwiazdy- występowanie dużej ilości plam, rozbłyski chromosferyczne. Te zjawiska powodowane się występowaniem silnego pola magnetycznego.

- zmienne wybuchowe. Grupa zawierająca najciekawsze gwiazdy zmienne (moja subiektywna ocena). Znajdują się w niej umierające gwiazdy- supernowe, które na krótko zwiększając swoją jasność, po czym gasną na zawsze. Należą do tej grupy również układy podwójne, między którymi zachodzi wymiana materii. W tej grupie tzw. zmiennych kataklizmicznych następować mogą cykliczne rozbłyski, niekiedy bardzo jasne.

b) zmienne geometrycznie, to układy podwójne gwiazd, w których płaszczyzna obrotu nachylona jest do obserwatora pod niewielkim kątem i cyklicznie następują wzajemne zakrycia składników. W trakcie zakrycia następuje spadek jasności układu. Zmiana jasności w trakcie zakrycia jest relatywnie szybka. Są gwiazdy, w których zaćmienie trwa mniej niż 3 godziny. Przy niewielkiej odległości między składnikami układu może występować ich znaczne odkształcenie. W takim wypadku jasność zmienia się ciągle, a nie tylko w trakcie trwania zaćmienia.

Dobra, dość suchej teorii. Blog to nie jest sala wykładowa. Chciałbym przedstawić wam cztery gwiazdy zmienne, które obserwowałem w ciągu dwóch tygodni.

Warto, na początku, powiedzieć nieco o samym sposobie pomiarów jasności gwiazdy zmiennej. Ludzkie oko jest doskonałym przyrządem do takich zadań. Trzeba tylko w odpowiedni sposób go wykorzystać. Nie jest jednak tak, że patrzymy na daną gwiazdę i możemy stwierdzić po 5 sekundach- „ona ma jasność x magnitudo”. Oko bowiem nie widzi wartości bezwzględnej jasności, a różnicę jasności między gwiazdami. Metoda pomiarów opiera się więc na porównaniu jasności gwiazdy zmiennej z innymi gwiazdami, które mają stałą i znaną jasność. Metoda pomiaru tych różnic, którą wykorzystałem, to system Argelandera. Opiera się on na pięciu stopniach różnicy jasności. Jeżeli mamy dwie gwiazdy i porównujemy ich jasność, to zależności jakie możemy wypisać są takie:

- A0B – gwiazdy mają identyczną jasność;

- A1B – gwiazdy wydają się mieć taką samą jasność, ale gwiazda A wydaje się być czasem jaśniejsza;

- A2B – gwiazda A jest najprawdopodobniej jaśniejsza (mamy małe wątpliwości co do tego faktu);

- A3B – gwiazda A jest bez wątpienia jaśniejsza;

- A4B – mamy do czynienia z dużą różnicą jasności;

 Przy pomiarach zmiennej wykorzystuje się dwie takie zależności, porównując ją do dwóch gwiazd porównania- jednej jaśniejszej i jednej ciemniejszej. Ważne jest to, żeby jasność gwiazd porównania była jak najbardziej zbliżona do jasności zmiennej. Wiąże się to z tym, że oko dokładniej widzi różnicę jasności, im ta różnica jest mniejsza.

Ogólny zapis wygląda tak:

Ap- v- qB, gdzie A i B to jasności gwiazd porównania(gwiazda A jest jaśniejszą gwiazdą porównania), p i q to współczynniki (od 0 do 4), v oznacza zmienną

Co się z tym robi później? Wstawia do banalnego wzoru

v= (B-A)/(p+q)*p+A

I w ten sposób mamy policzoną jasność gwiazdy zmiennej (chwilową oczywiście).

 Pierwszą gwiazdą, jaką chciałbym przedstawić to Delta Cephei. Bardzo znana zmienna fizyczna znajdująca się w gwiazdozbiorze Cefeusza. Jest to gwiazda należąca do grupy cefeid, które mają szczególne znaczenie dla astronomów. Mianowicie, ich okres zmienności jest ściśle związany z jasnością absolutną. Fakt ten odkryty został początkiem XX wieku przez amerykańską astronom Henriettę Swan Leavitt. Zależność przez nią odkryta umożliwiła prosty pomiar odległości we Wszechświecie. 

Kilkanaście pomiarów i robi się nam taka lista:

W taki sposób opisuje się dane przed zrobieniem wykresu. Dla porządku:

JD- do data juliańska. Oblicza się ją na podstawie daty normalnej i czasu UT. Na stronie AAVSO (American Association of Variable Star Observers) jest kalkulator daty juliańskiej.

Tak wygląda wykres przedstawiający zmianę jasności gwiazdy Delta Cephei w funkcji czasu. Wykonałem 11 pomiarów w ciągu 16 nocy. Udało mi się zarejestrować trzy minima i maksima jasności. Dzięki temu można oszacować okres zmienności gwiazdy (odległość między kolejnymi minimami, lub maksimami), który w tym wypadku wynosi około 5-6 dób, czyli wszystko się zgadza.

Dzięki nieocenionej pomocy Mentora Krzysztofa Kida mogłem opracować dane jakie posiadam tak, jak powinno się to zrobić. Kolejnym zabiegiem, jaki zrobiłem z pomiarami gwiazdy Delta Cep, to tzw. sfazowanie. Polega ono na przerzuceniu wszystkich pomiarów na jeden okres zmienności gwiazdy, który w tym wypadku trwa ponad 5 dób. Nie jest to skomplikowana czynność, a dzięki plikowi w Excelu, który dostałem od Mentora trwała ona tylko chwilę. Zfazowany wykres Delty Cephei prezentuje się tak:

Prawda, że jest o niebo lepiej?

Jak widać na wykresie, jasność tej gwiazdy waha się między wartościami 4 a 3,6 magnitudo. Czyli jest stosunkowo jasna. Dzięki temu pomiary można wykonywać okiem nieuzbrojonym. Nie posiadając, żadnego sprzętu możemy wykonywać badania, które mają wartość naukową.

Drugą zmienną, którą Wam przedstawię jest także cefeida- Eta Aquilae- ciut ciemniejsza gwiazda znajdująca się w gwiazdozbiorze Orła. Pomiarów dla tej gwiazdy wykonałem mniej, bo 9. Jest to spowodowane kilkoma czynnikami. Po primo, pomiary dla tej gwiazdy muszę wykonywać w pierwszej części nocy, bo później Orła pożera łuna miejska ograniczająca zasięg na zachodzie do 2-3 mag. Raz miałem sytuację, że zapomniałem o wykonaniu pomiarów na początku obserwacji i po północy mogłem pomierzyć tylko Deltę Cephei, bo Ety Aql po prostu nie widziałem… Innym razem całe niebo było zasnute chmurami i udało mi się wykorzystać małą dziurę o 1 w nocy. Niestety widoczna była tylko Delta Cep.

Na wykresie poniżej widać, że Eta Aql ma dłuższy okres zmienności, niż wcześniejsza gwiazda- jest to ponad 6 dób. Tak jak poprzednią, tą zmienną także mierzyłem okiem nieuzbrojonym. W tym wypadku jest jednak trudniejsze, bo jest trochę ciemniejsza w trakcie minimum.

Z tą gwiazdą postąpiłem dokładnie tak samo, jak z poprzednią, sprowadzając ją do jednego okresu. Z nią jest jednak pewny problem- z powodu dłuższego okresu zmienności i mniejszej ilości pomiarów krzywa nie jest tak ładna jak poprzednia.

Czas wprowadzić trochę więcej dynamizmu. Bardzo chciałem, przyglądnąć się bliżej gwiazdom o bardzo krótkim okresie zmienności. Swoje oczy i teleskop skierowałem w stronę gwiazd zmiennych zaćmieniowych. Jest to bardzo ciekawy, ale bardziej wymagający obiekt do monitorowania. Sama gwiazda zaćmieniowa to, tak naprawdę dwie gwiazdy krążące wokół wspólnego środka masy. Płaszczyzna obrotu skierowana jest do nas pod małym kątem tak, że co jakiś czas (zawsze regularnie) jedna gwiazda chowa się za drugą. Wtedy następuje zaćmienie i spadek jasności układu. Obserwuje się je właśnie w trakcie trwania tego zaćmienia, ponieważ w innej sytuacji układ ma prawie stałą jasność.

Napisałem, że obserwowanie zmiennych zaćmieniowych jest bardziej wymagające. Nie chodzi tu nawet o wiedzę, ale o wytrzymałość fizyczną organizmu. Gwiazdę obserwuje się w trakcie trwania całego zaćmienia, które trwa najczęściej kilka godzin. Pomiary należy robić co 10- 15 minut. Jest to bardzo męczące. Ale zapewniam, że warto .

Pierwszą zmienną zaćmieniową, którą pomierzyłem jest gwiazda znajdująca się w Pegazie- DI Pegasi. Obserwowałem ją 18.08.2010r. Po, dość długo trwających, poszukiwaniach znalazłem ją i przystąpiłem do pomiarów kilka minut po rozpoczęciu zaćmienia. Pomiary co 10 minut i po dwóch godzinach otrzymałem taki wynik:

Krzywa prezentuje bardzo ładny spadek jasności gwiazdy. Około północy czasu lokalnego jasność osiągnęła minimum i później, dość szybko powróciła do stanu początkowego. Obserwacje wykonałem teleskopem ATM 200/1000 + okular LVW 17.

Wykres w takiej formie niewiele nam mówi i aby był użyteczny, trzeba jeszcze trochę się nim pobawić. Głównym celem w obserwacji gwiazd zaćmieniowych nie jest sama ich jasność, ale moment, w którym jest ona najmniejsza, czyli minimum. Z wykresu takiego jak wyżej, ciężko jest odczytać tą wartość precyzyjnie, bo ilość pomiarów (czyli punktów na wykresie) jest niewielka. Metoda Kalkowa pozwala na podwojenie ilości punktów na wykresie, co zwiększa znacząco dokładność wyznaczenia momentu minimum. Jest jednak pewien haczyk. Tą metodę można stosować tylko, jeżeli krzywa zmiany jasności jest symetryczna. Jeżeli tak nie jest, to ta metoda niewiele nam da. Tym razem także wykorzystałem plik Excela przesłany przez Mentora.

Dane opracowane w taki sposób pozwalają na odczytanie momentu minimum. W tym miejscu trzeba wspomnieć o jeszcze jednej rzeczy, która jest dość istotna. Zmieniła się nieco jednostka czasu. Na osi poziomej nie mamy teraz JD, tylko HJD, czyli Helicentryczna Data Juliańska. Od Zwykłej Daty Juliańskiej różni się tym, że jest w niej wzięta pod uwagę poprawka spowodowana wzajemnym położeniem Ziemi, Słońca i obserwowanej gwiazdy. HJD także można obliiczyć za pomocą arkusza kalkulacyjnego.

Zielona, pionowa prosta pokazuje na osi czasu moment minimum, które zostało wyznaczone na 22:05 UT. Ważnym parametrem, który możemy teraz obliczyć jest różnica czasu pomiędzy minimum zaobserwowanym, a obliczonym w efemerydzie. Dla gwiazdy DI Peg w dniu 18.08.2010 zostało obliczone na 22:04 UT. Różnica O-C (obserwowane- kalkulowane) wynosi zaledwie 1 minutę.

Po zakończeniu pomiarów tej gwiazdy byłem dość zmęczony, ale twardo przystąpiłem do pomiarów kolejnej zmiennej zaćmieniowej- SV Camelopardalis, czyli gwiazdy znajdującej się Żyrafie. Czas trwania zaćmienia to, jak w wypadku poprzedniej ponad dwie godziny. Oto co uzyskałem:

Zapytacie pewnie: Co to za dziwoląg? Długo się zastanawiałem, czy chwalić się pomiarem tej gwiazdy, ale niech to będzie mała przestroga dla innych. Jeżeli bierzecie się za pomiary zmiennych zaćmieniowych, to nie zabierajcie się za więcej, niż jedną w ciągu nocy. Jest kilka zmiennych o zaćmieniu trwającym mniej niż trzy godziny i teoretycznie dałoby się pomierzyć dwie w ciągu całej nocy. Ale organizm tego nie wytrzyma. Przynajmniej ja tak miałem.

Na początku pomiarów drugiej gwiazdy jeszcze było ok. (tylko dlaczego wykres jest taki dziwny?). Ale pod koniec czułem się już fatalnie. Jestem osobą lewooczną i tym okiem prowadzę obserwacje. Po trzech godzinach ciągłego przymykania prawego oka powieka mnie bolała, a lewe oko było nadwyrężone. Musiałem skapitulować… Widać to na wykresie. Ale mam małą teorię co do samego kształtu krzywej. Gdyby nie było tego dziwnego minimum przy trzecim pomiarze, możnaby było powiedzieć, że minimum jest w okolicach 02:30 czasu lokalnego, czyli mniej więcej wtedy, kiedy obliczone. Nie jestem tego jednak pewny na 100%.

Z tym wykresem niewiele można było zrobić. Wątpliwa dokładność wykonanych pomiarów i brak wznoszącego ramienia krzywej sprawił, że dalsza zabawa z tymi pomiarami straciła sens. Na szczęście udało mi się załapać na inne zaćmienie tej gwiazdy- 21 sierpnia. Po zrobieniu wszystkich potrzebnych zabiegów krzywa wraz z wyznaczonym momentem minimum prezentuje się tak:

Minimum zostało wyznaczone na 23:37 UT. W tym wypadku parametr O-C wynosi 3 minuty, bowiem w efemerydzie minimum zostało wyznaczone na 23:34 UT.

W ten sposób dane zostały opracowane tak jak należy. Po wymianie kilku maili z Mentorem doszedłem do wniosku, że żadna książka, podręcznik, czy poradnik nie zastąpią wytłumaczenia sprawy krok po kroku. Tak to już jest z zagadnieniami ścisłymi. Można czytać, ale nic nie zastąpi dobrego wykładu.

Mam nadzieję, że nie zanudziłem Was tym wykłado-wpisem. Chciałem przekazać swoją wiedzę na temat gwiazd zmiennych i zachęcam do takiej zabawy. Jak już wspomniałem oko jest bardzo dokładnym przyrządem pomiarowym i niektóre pomiary mogą mieć wartość naukową. Gwiazdy, które przedstawiłem będę monitorował jeszcze długo. Na pewno dołączą do nich kolejne. Czuję, że gwiazdy zmienne wciągnęły mnie na dobre i prędko nie puszczą. Zabawa z nimi nie jest wcale nudniejsza od wyszukiwania kolejnych eMek.

Na koniec jeszcze raz chciałbym podziękować Mentorowi za pomoc w opracowaniu danych.

Pozdrawiam

Mateusz vel mattman12