Fyzické proměnné hvězdy (intrinsic variable star)

Rozměr: px

Začít zobrazení ze stránky:

Download "Fyzické proměnné hvězdy (intrinsic variable star)"

Bohuslav Pavlík
před 5 lety
Počet zobrazení:

1 Fyzické proměnné hvězdy (intrinsic variable star)

2 fyzické proměnné hvězdy reálné změny charakteristik v čase: v okolí hvězdy v povrchových vrstvách, většinou projevy hvězdné aktivity, astroseismologie v podpovrchových vrstvách, nejčastěji pulzace v jádru rychlé fáze hvězdného vývoje, supernovy Změny: periodické např. pulzace aperiodické

3 Aperiodické proměnné hvězdy Nestacionární děje v okolí hvězdy Počáteční fáze vývoje T Tau, FU Ori, HH objekty, protoplanetární disky Závěrečné fáze vývoje hvězdný vítr, pulsace, novy, supernovy Dvojhvězdy těsné, interagující; trpasličí novy

Hvězdy typu T Tauri objev J. R. Hind (1852) Վիկտոր Համբարձումյան V. A. Ambarcumjan 60.

výskyt v T a O asociacích, mladých otevřených hvězdokupách, poblíž oblastí vzniku hvězd

Vlastnosti: hmotnosti 0,3-3 M o (většina 0,5-1,5 M o ) spektr.

4 Hvězdy typu T Tauri objev J. R. Hind (1852) Վիկտոր Համբարձումյան V. A. Ambarcumjan 60. léta 20. st. výskyt v T a O asociacích, mladých otevřených hvězdokupách, poblíž oblastí vzniku hvězd např. mračna Taurus-Auriga (r = 140 pc), Lupus ( r = 190 pc), Chameleon (r = 160 pc) Vlastnosti: hmotnosti 0,3-3 M o (většina 0,5-1,5 M o ) spektr. čáry (i emisní), P Cyg profil => chromosférická aktivita, rychlé pohyby v atmosféře emise H, CaII (H a K čáry), [OI], [SII] ztráta hmoty 10-7 M o /rok změny jasnosti chaotické, 1-4 mag známo 750 představitelů

5 Počáteční fáze vývoje AAVSO pozorování Změny spektrálních parametrů ve srovnání se změnami jasnosti

6 Počáteční fáze vývoje

7 Počáteční fáze vývoje XZ Tau dvojhvězda 0,3, XZ Tau S (T Tau typ)+xz Tau N (protohv. souputník)

Hvězdy typu FU Orionis (fuory) nejmladší pozorované hvězdy 10 6 let, FU Ori v r. 1937 zjasnění, další až v r.

8 Hvězdy typu FU Orionis (fuory) nejmladší pozorované hvězdy 10 6 let, FU Ori v r zjasnění, další až v r (V1057 Cyg) => známo jen cca tucet případů, poslední V1647 Ori (leden 2004) všechny známé obklopeny reflexní mlhovinou nečekaná zjasnění až o 6 mag (nárůst řád. roky) mechanismus proměnnosti dosud nejasný, - důsledek změny rychlosti kontrakce (10-4 M o /rok) - náhlý přenos hmoty z akrečního disku na mladou, málo hmotnou hvězdu typu T Tauri

9 Světelné křivky tří nejlépe studovaných fuorid Počáteční fáze vývoje

10 Počáteční fáze vývoje

11 FU Ori proměnnost ve spektru (Powell et al., 2012)

12 Počáteční fáze vývoje Herbigovy Harovy objekty v okolí mladých hvězd plynoprachový disk materiál disku spadá na hvězdu, část vyvrhována v polárních výtryscích výtrysk x mlhovina => rázové vlny => ohřev => zářivé oblasti => HH objekty

13 Počáteční fáze vývoje první studie HH objektů 50. léta 20. století George Herbig Giullermo Haro

14 Počáteční fáze vývoje

15 Počáteční fáze vývoje

16 Počáteční fáze vývoje

Dvojhvězdy Látka ve dvojhvězdách těsné, interagující dvojhvězdy => výměna hmoty mezi složkami => akreční disk, plynný proud (horká skvrna) => flickering akreční disk

částic disku dvojhvězda BT+normální hvězda vyplňující RL v okolí BT akreční disk krmený souputníkem => překročení krtické hustoty -> sepne turbulenci => náhlý masivní

17 Dvojhvězdy Látka ve dvojhvězdách těsné, interagující dvojhvězdy => výměna hmoty mezi složkami => akreční disk, plynný proud (horká skvrna) => flickering akreční disk i vyšší teplota, vlastní zdroj energie (turbulentní tření) materiál z disku: - únik látky do prostoru - vypadává na hvězdu => uvolněná energie -> zvýšení energie částic disku dvojhvězda BT+normální hvězda vyplňující RL v okolí BT akreční disk krmený souputníkem => překročení krtické hustoty -> sepne turbulenci => náhlý masivní spad na hvězdu => náhlé uvolnění energie => výrazné zjasnění o několik mag během desítek hodin, opakování během měsíců trpasličí nova okolní materiál W UMa, skvrny RS CVn

18 Světelná křivky nejjasnější trpasličí novy SS Cyg Dvojhvězdy

19 U Gem Dvojhvězdy

Děje na povrchu hvězdy Nestacionární děje na povrchu hvězdy nejčastěji důsledek dopadu látky zvenčí do fotosféry příklad klasické novy těsná dvojhvězda (BT+hvězda vyplňující RL) => látka (hlavně

20 Děje na povrchu hvězdy Nestacionární děje na povrchu hvězdy nejčastěji důsledek dopadu látky zvenčí do fotosféry příklad klasické novy těsná dvojhvězda (BT+hvězda vyplňující RL) => látka (hlavně vodík) -> na BT => BT se stlačuje, ohřívá se i vrstva s vodíkem -> zažehnutí překotných termojaderných reakcí (CNO cyklus) => výbuch vnějšku hvězdy vzplanutí novy během dní o 7 až 19 mag, v max. až 10 5 L o může se opakovat mezidobí 10 5 let, ale mimořádně i mnohem kratší (rekurentní novy) např. U Sco (2010, 1999, 1987, 1979)

21 Komplexní přestavby, zhroucení a výbuchy hvězd supernovy typy: I podtypy a,b,c II podtypy P,L superzářivé - hypernovy ("superluminous supernovae" (SLSNe))

24 Hypernova termín navrhl Paczynski (ApJ 494,L45, 1998) jako označení jevu po GRB, ale dnes i pro SN, kde progenitor byla supermasivní hvězda

zejména ve spirálních ramenech galaxií a v H II oblastech; nejsou

25 Supernova II výsledek rychlého kolapsu a prudké exploze masívní hvězdy (8 až M ) poznávací znak: ve spektru vodík výskyt: zejména ve spirálních ramenech galaxií a v H II oblastech; nejsou v eliptických galaxiích dva podtypy dle tvaru světelné křivky SN1987A

26 Supernova Ib, Ic hvězdné exploze způsobené zhroucením jádra velmi hmotných hvězd oproti Ia nemají absorpční čáry Si přišly o vnější vrstvy vodíku; Ic také o vnější vrstvy hélia => ve spektru není vodík a u Ic ani hélium rtg. viz. SN 2008D (typ Ib) v galaxii NGC2770

Supernova Ia vzniká v těsné dvojhvězdě (1 složka bílý trpaslík, kde ustaly jaderné reakce). standardní svíčky M v = 19.3 mag, ale. Uhlíko-kyslíkový BT s pomalou rotací max. hmotnost 1.

27 Supernova Ia vzniká v těsné dvojhvězdě (1 složka bílý trpaslík, kde ustaly jaderné reakce). standardní svíčky M v = 19.3 mag, ale. Uhlíko-kyslíkový BT s pomalou rotací max. hmotnost 1.38 M není to Chandrasekharova mez, ale liší se od ní jen málo (u úplné Chandrasekharovy meze není elektronová degenerace schopná zabránit kolapsu hvězdy) dva scénáře: - BT přijímá hmotu ze souputníka -> roste hmotnost => roste teplota => zapálení uhlíku > sejmutí degenerace => kolaps => exploze ( J) - BT splyne se souputníkem překročení hmotnosti -> kolaps => nárůst teploty => zapálení C > sejmutí degenerace => kolaps => exploze ( J)

Problémy supernov Ia nebyl pozorovací důkaz, že BT

poprvé detekce g záření (INTEGRAL), dle modelu výbuchu BT 1.

velmi rychlá rotace SN s nižším zářivým výkonem

28 Problémy supernov Ia nebyl pozorovací důkaz, že BT exploduje až SN2014J v M82 nejbližší SN za 400 let => poprvé detekce g záření (INTEGRAL), dle modelu výbuchu BT 1.4 M Chandrasekharova mez někdy neplatí existují super-chandras původce hmotnost M - objev 2003; důvodem pravděp. velmi rychlá rotace SN s nižším zářivým výkonem (sub-luminous supernovae) při akreci He na BT; objev 2013; typ 1ax různé typy soustav předchází SN 1a; jen u malé části je 2. složka červený obr!

Podobné dokumenty

KATAKLYZMICKÉ UDÁLOSTI. 10. lekce Bára Gregorová a Vašek Glos

KATAKLYZMICKÉ UDÁLOSTI. 10. lekce Bára Gregorová a Vašek Glos KATAKLYZMICKÉ UDÁLOSTI 10. lekce Bára Gregorová a Vašek Glos Kataklyzma Překlad z řečtiny = potopa, ničivá povodeň Živelná pohroma, velká přírodní katastrofa, rozsáhlý přírodní děj spojený s velkými změnami