1 WIDZĘ PODWÓJNIE Jak i dlaczego warto obserwować układy wielokrotne gwiazd.

2 CO TO SĄ GWIAZDY PODWÓJNE? Układ gwiazd które znajdują się blisko siebie, fizycznie lub optycznie. Optycznie podwójne (niezwiązane grawitacyjnie, ich pozycja na niebie względem obserwatora powoduje złudzenie ich bliskości, w rzeczywistości każda jest w różnych odległościach od siebie) Wizualnie podwójne (związane grawitacyjnie i możliwe do rozdzielenia przez instrumenty optyczne) Fizycznie podwójne (związane grawitacyjnie, ich składniki określone za pomocą technik: fotometrii lub spektroskopii, niemożliwe do rozdzielenia instrumentami optycznymi)

3 FIZYCZNIE PODWÓJNE Fotometryczne (zmienne zaćmieniowe) Zmiany jasności gwiazdy spowodowane zaćmieniem jednego składnika przez drugi. Spektroskopowe Zmiany w widmie gwiazdy spowodowane ruchem orbitalnym gwiazd. (przesunięcie Dopplerowskie: gwiazda oddalająca się wykazuje przesunięcie ku czerwieni, gwiazda zblizająca się do nas wykazuje przesunięcie ku kolorowi niebieskiemu)

4 JAK POWSTAJĄ UKŁADY WIELOKROTNE

5 JAK DUŻO? Ile gwiazd w układzieLiczbaProcent 2 (podwójne)8276078.69% 3 (potrójne)1243111.82% 4 (poczwórne)46294.40% 519051.81% 68540.81% 75410.51% 83800.36% 92360.22% Około 40% wszystkich gwiazd to gwiazdy w układach wielokrotnych!

6 HISTORIA William Herschel– pierwszy katalog (1790) Zrekonstruowany katalog gwiazd zmiennych W. Hershela: http://www.handprint.com/ASTRO/Herschel_All.html Obserwacje gwiazd podwójnych w XIX w. Najbardziej znani obserwatorzy Washington Double Stars Catalog (WDS)

7 ObserwatorLata aktywnościNazewnictwo William Herschel*1790-1815H + class number (H 1 - H 6, H N) John Herschel James South 1820-1840 1820 HJ [h] S, SHJ [Sh] James Dunlop1830DUN [Δ] Friedrich Wilhelm Struve1830-1850STF [ Σ ], STFA [ Σ I ], STFB [ Σ II ] Otto Wilhelm Struve1840-1860STT [ ΟΣ ], STTA [ ΟΣΣ ] Sherburne Burnham1870-1900BU [ β ], BUP [ β pm ] Rev. T.E. Espin1900-1920ES Robert Jonckheere1910-1915J Robert Grant Aitken W.J. Hussey 1900-1930A [ADS], HU Willem van den Bos1920-1960B OBSERWATORZY *Christian Mayer również obserwował „gwiazdy towarzyszące”, w 1779 r. skatalogował 70 par.

8 GWIAZDY HERSCHELA GwiazdaOkres wg Hershela (lata) Okres wg współczesnych obserwacji α Gem (Castor)342445 γ Leo (Algieba)1200510 ε Boo (Izar)1681[? kilka tysięcy] δ Ser3751038 γ Vir (Porrima)708169

9 TYPY UKŁADÓW PODWÓJNYCH Interakcyjne Krótkookresowe Średniookresowe Długookresowe Delikatne

10 INTERAKCYJNE Orbity: 1-10 dni, 0.02-0.1 j. a. Systemy fotometryczne (zmienne zaćmieniowe) lub spektroskopowe. Tendencja składników do posiadania podobnych mas i orbit zbliżonych do kołowych. Tworzenie się dysków akrecyjnych, przepływ materii między składnikami, w rezultacie systemy mogą być wybuchowe, nawet do postaci supernowych typu 1a.

11 PRZYKŁAD: mu Ori mu Orionis: orbita: 4,78 dni, 0.07 j. a. składniki: A: 4.3 mag B: 6.27 mag separacja: 0.4”

12 KRÓTKOOKRESOWE Orbity: 0.27-2.7 lat, 0.5-2.5 j. a. W większości spektroskopowe (prędkość radialna) lub astrometrycze (ruch własny). Z uwagi na ciasne orbity składniki mogą wymieniać się materią. :

13 PRZYKŁAD: omi Dra omi Dragonis: orbita 138.4 dni, 0,67 j.a. składniki: A – 4,61-4,67 mag B – 8.27 mag C – 12.67 mag separacja: AB – 37” AC – 140.9” Gwiazda zmienna: 000-BDQ-500 (4.61 - 4.67 mag / 138,4 dni)

14 ŚREDNIOOKRESOWE Orbity: 27-270 lat, 10-50 j. a. Blisko połowa wszystkich gwiazd podwójnych Gwiazdy w układzie ewoluują niezależnie (nie następuje wymiana mas). Wiele z tych gwiazd ma znane orbity, również gwiazd widocznych gołym okiem

15 PRZYKŁAD: iota Leo iota Leonis: orbita – 186 lat, ok.40 j. a. składniki: A – 4.06 mag B – 6,71 mag separacja – 2”

16 DŁUGOOKRESOWE Orbity: 2700-27000 lat, 250-1100 j. a. Słaba znajomość orbit par długookresowych Jedna lub obie gwiazdy w systemie są gigantami Promień orbity poza modelowym promieniem dysku protoplanetarnego (ok. 100 j.a.) Klasa widmowa, jasność, różne konfiguracje rotacji mogą wskazywać na powstanie w gromadach gwiazd.

17 PRZYKŁAD: gam Del. składniki: A – 4.36 mag B – 5,03 mag separacja – 8,9”

18 DELIKATNE Orbity: 27400 – 2.7 mln lat, 5000 - 25000 j. a. Brak „rozwiązanych” orbit par gwiazdowych, na ich pochodzenie wskazuje wspólny ruch własny Duża rozbieżność mas składników (mogą być zarówno olbrzymami jak i karłami, poszczególne składniki mogą tworzyć własne układy wielokrotne) Powstały najprawdopodobniej z rozpadu gromad gwiazd

19 PRZYKŁAD: Albireo bet Cygnis: orbita – ok. 140 tys. lat, ok.5450 j. a. składniki: A – 3,37 mag B – 5,16 mag separacja – 34”

20 PRZYKŁAD: Fomalhaut Fomalhaut: orbita – A/B prawdopodobnie 20 mln lat A/C - nieznana składniki: A – 1.17 mag B – 6,48 mag C – 12.61 mag separacja A-B - 2 o A-C – 5.7 o

21 CIEKAWOSTKA: Większość układów wielokrotnych ma strukturę hierarchiczną, a nie podobnego typu jak Układ Słoneczny.

22 DLACZEGO OBSERWOWAĆ? Piękno układów wielokrotnych –Kontrasty –Kolory –Konfiguracje Ogromna ilość obiektów (od łatwych do bardzo trudnych) Praktycznie każdy sprzęt jest użyteczny Warunki mniej wpływają na obserwacje (seeing i zanieczyszczenie światłem) Amatorzy mogą uczestniczyć w prawdziwie naukowych projektach Bardzo mało profesjonalnych astronomów zajmuje się gwiazdami podwójnymi w dzisiejszych czasach

23 MIERZENIE GWIAZD PODWÓJNYCH Pomiary układów wielokrotnych przeprowadzane są dla determinacji rozkładu masy w tych układach. Dobór sprzętu Separacja (w sekundach łuku”) Kąt pozycyjny (w stopniach o ) Jasność obserwowana składników Kolor gwiazd

24 DOBÓR SPRZĘTU Teleskop na montażu paralaktycznym Prowadzenie teleskopu Dobór okularów –Mikrometr (np. Celestron Microguide) –okulary z szerokim polem widzenia (do przeglądu okolicy gwiazdy podwójnej, do oceny jasności składników układu) –soczewki barlowa (dla uzyskania odpowiedniego powiększenia)

25 SEPARACJA Obliczanie dystansu między podziałkami: SD=20626/f SD= scale divisions f=ogniskowa teleskopu Wartości dla teleskopu ZUT: Mikroguide 12mm: SD=9,17 Mikroguide 12mm + Barlow 2,5x SD=3,66

26 KĄT POZYCYJNY Kąt pozycyjny mierzymy od północy, przez wschód, południe do zachodu (odwrotnie do ruchu wskazówek zegara). Aby określić kierunki świata w polu widzenia okularu Mikro Guide należy ustawić gwiazdę w na środku skali, na znaczniku 30 o, następnie wyłączyć napęd i pozwolić gwieździe zdryfować do brzegu tarczy okrągłej skali. Następnie nie zmieniając pozycji teleskopu przekręcamy skalę w taki sposób, by gwiazda była na znaczniku 270 o. Po włączeniu napędu i ustawieniu gwiazdy w centrum podziałki, możemy przystąpić do oceny kąta pozycyjnego. Kąt pozycyjny mierzymy zawsze od jaśniejszej gwiazdy (składnik A) do ciemniejszej (składnik B).

27 JASNOŚĆ SKŁADNIKÓW h Per Mapy AAVSO http://www.aavso.org/vsp http://www.aavso.org/vsp wpisujemy RA i DEC gwiazdy podwójnej dobieramy mapy o odpowiednim polu widzenia dla sprzętu jakim dysponujemy porównujemy jasność składników względem gwiazd porównania wyszczególnionych na mapie Zalecane jest stosowanie okularu o małym przybliżeniu (większe pole widzenia). Parametry należy dostosować do sprzętu jakim się posługujemy.

28 KOLOR SKŁADNIKÓW Kolor składników określamy na podstawie indywidualnej oceny. Gdy kolory gwiazd są trudne do oceny pomocne być może „rozfokusowanie” obrazu. Rozmyty obraz gwiazd często ujawnia niewidocznie wcześniej kolory.

29 Washington Double Stars (WDS) Katalog gwiazd podwójnych „utrzymywany” przez US Naval Observatory Wywodzi się z Index Catalog of Visual Double Stars (IDS - 1963) Zawiera 115,769 układów (2012) Jest podstawą przy pracy z gwiazdami podwójnymi WDS: http://www.usno.navy.mil/USNO/astrometry/optical-IR-prod/wds/WDShttp://www.usno.navy.mil/USNO/astrometry/optical-IR-prod/wds/WDS

30 Washington Double Stars

31 JAK W PRAKTYCE UŻYWAĆ WDS Programy typu „planetarium” – wybór zależy od własnych preferencji Przykłady: Cartes du Ciel, C2A

32 Neglected Doubles- zaniedbane podwójne http://ad.usno.navy.mil/wds/wdstext.html#neglected

33 RAPORTOWANIE OBSERWACJI

34 CO RAPORTUJEMY Separacja (sekundach łuku) Kąt pozycyjny (w stopniach) Jasność obserwowana składników Kolor gwiazd Obserwacji dokonujemy podczas kilku nocy obserwacyjnych, wyniki pomiarów oraz ocen jasności uśredniamy.

35 INTERESUJĄCE PODWÓJNE 1. Duża różnica magnitudo. 2. Istnieje 6 znanych komponentów gwiazdy Castor z czego aż 4 widoczne! Składniki C i D są oddalone o 72.5" i 204.4" przy kątach pozycyjnych 164° i 222°. Składniki A i B są równocześnie binarnymi spektroskopowymi. 3.Trzeci składnik zaledwie 0,8” przy kącie pozycyjnym 90°. 4. Obserwatorzy zgłaszali zmiany jasności i koloru składnika B. Informacje te są niepotwierdzone. 5. Układ zwiększa separację i „zwalnia” od czasu odkrycia przez W. Herschela. 6. Antares to czerwony gigant posiadający towarzysza – białego karła. Ze względu na małą odległość kątową „kompan” jest trudny do zobaczenia. Duża różnica w kolorystyce składników.

36 PROPOZYCJE Utworzenie Grupy Obserwatorów Gwiazd Podwójnych Regularne obserwacje w obserwatorium ZUT Wstęp do zaawansowanej astrometrii

37 ŹRÓDŁA http://www.usno.navy.mil/USNO/astrometry/optical-IR-prod/wds/WDS http://www.jdso.org/ http://www.skyandtelescope.com/observing/observing-double-stars-for-fun-and-science/1/?c=y http://www.skyandtelescope.com/observing/seeing-double/4/?c=y http://www.handprint.com/ASTRO/index.html http://arxiv.org/abs/1310.0764 http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/spectroscopic.html http://stars.astro.illinois.edu/sow/iotaleo.html http://stars.astro.illinois.edu/sow/muori.html http://www.sciencedaily.com/releases/2009/12/091210092005.htm https://www.astroleague.org/al/obsclubs/dblstar/dblstar1.html http://www.astronomy.com/observing/get-to-know-the-night-sky/2006/12/fun-with-double-and-variable- stars http://www.webbdeepsky.com/double-stars/

38 DZIĘKUJĘ ZA UWAGĘ [email protected]