Uzyskany portret to & beta; Lyrae • Sergey Popov • Wiadomości naukowe o "Elementach" • Astronomiczne naukowe zdjęcie dnia

Uzyskany portret to & beta; Lyra

Ryc. 1. Obrazy systemu Beta Lyra w różnych fazach orbitalnych. Dwa lewe obrazy uzyskane przez zastosowanie różnych algorytmów przetwarzania danych (MACIM i BSMEM). Po prawej schematycznie pokazuje konfigurację dla każdej chwili obserwacji. Po prawej zdjęcia ciemny kolor oznaczony star donor. Kubki na górze dwa centralne obrazy odpowiadają rozdzielczości granicznej (mas – milliarcseconds, milli-second). Ryc. z omawianego artykułu arXiv: 0808.0932

Korzystając z interferometru optycznego CHARA Array, grupa amerykańskich i brytyjskich astronomów jako pierwsza po raz pierwszy ujrzała podwójnie zmienną gwiazdę Beta Lyra, pozwalając jej na dwa składniki. Udało się również dokładniej określić odległość do gwiazdy.

Wiele osób zna jasną podwójną gwiazdę β Lyra – inna nazwa dla niej to Sheliak. Po raz pierwszy zbadał go angielski astronom John Goodricke jako gwiazda zmienna już w 1784 roku. Ten zaćmieniowy układ podwójny składa się z białego i niebieskiego karła należącego do klasy widmowej B6-8 II (jaśniejszy komponent) i bardziej masywnej, ale słabszej białej gwiazdy z głównej sekwencji klasy widmowej B.Odległość między komponentami wynosi 40 milionów kilometrów.

W tym układzie substancja przepływa z jednej gwiazdy do drugiej, ponieważ jeden z sąsiadów, po rozszerzeniu, wypełnił jej wnękę Roche'a, czyli obszar, w którym kontroluje ruch substancji (nazwany dla francuskiego astronoma i matematyka Edwarda Roche'a). A teraz gaz, który wykracza poza ten region, opuszcza sferę przyciągania swojej gwiazdy i przepływa do następnego; w rezultacie gwiazda dawcy nabrała wydłużonego kształtu, jak można zobaczyć na figurach.

Kiedy gwiazda dawcy (niebieski i biały karzeł) była bardziej masywna, teraz jego masa wynosi tylko około 3 słonecznych, a towarzysz spieniony do 13 mas Słońca. Oba składniki gwiazdy podwójnej są tak blisko siebie, że nie można ich rozróżnić za pomocą teleskopu optycznego (patrz spektralne gwiazdy binarne). Ponadto grubą gwiazdę otacza dysk akrecyjny. To on jest głównie widziany w obserwacjach β Lyrae, a dzięki niemu masywniejsza gwiazda okazuje się mniej jasna.

Okres obiegu gwiazdy podwójnej trwa około 13 dni i stopniowo wzrasta (o 19 sekund rocznie), gdy materia płynie z jaśniejszej gwiazdy do cięższej.Podwójną orbitę widzimy niemal od krawędzi, dlatego obserwujemy zaćmienia w systemie, co prowadzi do zmienności jasności – zmienia się z 3,3m do 4.4m. Pierwsze, głębsze minimum (4.4m) spada w momencie, gdy bardziej masywna gwiazda przyćmiewa gwiazdę dawcy, a druga (3.8m) pojawia się po 6,5 dniach, kiedy gwiazda dawcy przysłania część większej gwiazdy.

Ryc. 2 Pokazano akrecyjną orbitę gwiazdową pokazaną na podstawie danych interferometrycznych. Długość elipsy wynika z faktu, że widzimy system prawie od krawędzi. Prawdziwa forma orbity to niemal idealne koło. Trajektoria jest przedstawiona w układzie odniesienia gwiazdy dawcy (pokazano czarna kropka). Ryc. z omawianego artykułu arXiv: 0808.0932

Beta Lyra jest dość bliską gwiazdą (około 300 parseków od Słońca), co oznacza, że ​​możemy mieć nadzieję, że przyjrzymy się jej szczegółowo przy użyciu interferometrów.

Obrazy pokazane na rys. 1, uzyskane za pomocą układu interferometrycznego CHARA Array, zlokalizowanego w Kalifornii (USA) w Obserwatorium Mount Wilson. System składa się z sześciu teleskopów o średnicach lustra jednego metra każdy. Odległości między teleskopami wahają się od 34 do 331 metrów. Do obserwacji w zakresie podczerwieni, system został uzupełniony o instrument MIRC (Michigan Infra-Red Combiner).

Obserwacje przeprowadzono w latach 2006-2007 w różnych fazach orbitalnych (faza mierzona od momentu zaćmienia tzw. Pierwotnego – czyli jaśniejszego – komponentu jest podwójna, w tym systemie jest gwiazdą dawcy). Dla każdej chwili obserwacji podaje się trzy obrazy. Faktem jest, że autorzy wykorzystali dwa różne algorytmy przetwarzania danych (odpowiadają one dwóm lewym kolumnom obrazów). W rzeczywistości różnica między obrazami uzyskanymi za pomocą różnych algorytmów pokazuje poziom niepewności w rekonstrukcji obrazu, który jest trudny do oszacowania w inny sposób. Po prawej stronie znajduje się zdjęcie modelu (dawca jest tam pokazany w ciemnym kolorze), wykonane na podstawie przetworzonych obrazów. Zgodnie z modelem określa się parametry systemu (odległość między komponentami, ich wymiary, orientację orbity itp.) I ich ewolucję.

Na obrazach (z wyjątkiem pierwszego, gdzie jedna z gwiazd jest przyćmiona przez drugą), gwiazda dawcy i dysk wokół drugiej gwiazdy są widoczne. Można zauważyć, że dawcy jest nieco wydłużony, to znaczy, po raz pierwszy, można bezpośrednio rozważyć zniekształcenie kształtu gwiazdy podczas napełniania jamy Roche. Dysk otaczający drugi komponent również jest wydłużony.Co więcej, jego parametry, jak się okazało, różnią się od przewidywanych przez symulację komputerową. Oprócz dokładnego określenia parametrów orbitalnych układu podwójnego możliwe było również wyjaśnienie odległości do β Lyry, poprzez uzyskanie bezpośrednich pomiarów wielkości orbity. Według autorów podwójna gwiazda to od nas 314 ± 17 parseków.

Źródło: M. Zhao i in. Pierwsze rozwiązane obrazy Eclipsing i Interacting Binary Beta Lyrae // arXiv: 0808.0932.

Sergey Popov


Like this post? Please share to your friends:

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: