• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Konferencja 50 lat zaćmień U Geminorum

    25.10.2011. 00:11
    opublikowane przez: Redakcja Naukowy.pl

    5 grudnia w Centrum Astronomicznym PAN w Warszawie odbędzie sie konferencja z okazji 50-lecia odkrycia zaćmień U Geminorum - informuje  dr hab. Arkadiusz Olech - jeden z organizatorów konferencji. 

    Gwiazdy kataklizmiczne to szeroka klasa obiektów, które co pewien czas gwałtownie zmieniają swoją jasność. Zachowanie to jest związane z przepływem masy w ciasnym układzie podwójnym składającym się ze zwykłej gwiazdy tracącej materię i gęstego białego karła otoczonego dyskiem, z którego materia opada na jego powierzchnię. Jedną z klas gwiazd kataklizmicznych są nowe karłowate - niemagnetyczne układy, które co kilkanaście-kilkaset dni jaśnieją kilkadziesiąt lub kilkaset razy.

    Dużą część naszej obecnej wiedzy dotyczącej układów kataklizmicznych zawdzięczamy polskim astronomom, pośród których na wymienienie zasługują Wojciech Krzemiński, Bohdan Paczyński i Józef Smak. Całą serię prac, dzięki którym zrozumieliśmy zachowanie tego typu układów zapoczątkowało odkrycie Krzemińskiego, do którego doszło prawie równo pół wieku temu.

    Na początku lat 60. XX wieku Wojciech Krzemiński odbywał praktykę w amerykańskich obserwatoriach Licka i Lowella. Korzystając z nowoczesnych, jak na tamte lata, urządzeń prowadził dokładne pomiary jasności nowych karłowatych. Dnia 4 grudnia 1961 roku wykonał on obserwacje U Geminorum, które pokazały wyraźne zaćmienia powtarzające się z okresem 4 godzin 14 minut i 45 sekund, jednoznacznie dowodząc, że mamy do czynienia z układem podwójnym.

    Pierwotny model Krzemińskiego tłumaczył obserwowaną krzywą zmian blasku nierównomiernie świecącą powierzchnią białego karła, w którą uderzała struga materii ściąganej z towarzysza. Model ten, nie przeszedł pozytywnej weryfikacji, gdy okazało się, że w przypadku U Geminorum to nie biały karzeł jest zaćmiewany.

    Poprawny model układu został podany przez Józefa Smaka, który do układu podwójnego zawierającego białego karła i wypełniającą powierzchnię Roche'a gwiazdę ciągu głównego dołożył dysk akrecyjny i tzw. "gorącą plamę" czyli miejsce, w którym akreowana materia zderza się z dyskiem. To właśnie wyłanianie się "gorącej plamy" zza dysku oraz jej zaćmienie przez składnik wtórny było odpowiedzialne za nietypowy wygląd krzywej zmian blasku U Geminorum.

    Korzystając z okrągłej rocznicy tych niezmiernie ciekawych wydarzeń oraz z faktu, że jej główni bohaterowie czyli Wojciech Krzemiński i Józef Smak znajdują się obecnie w Polsce, Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika PAN w Warszawie organizuje uroczyste kolokwium poświęcone gwiazdom katalizmicznym, które odbędzie się 5 grudnia 2011 roku czyli prawie dokładnie 50 lat po historycznej obserwacji wykonanej przez Krzemińskiego.

    W programie kolokwium, oprócz referatów Krzemińskiego i Smaka, znajdą się wykłady przeglądowe innych specjalistów, których prace naukowe są związane z układami kataklizmicznymi.

    PAP - Nauka w Polsce

    aol/ tot/  bsz



    Czy wiesz ĹĽe...? (beta)
    Gwiazdy zmienne typu U Geminorum (U Gem) – grupa gwiazd zmiennych wybuchowych przynależących do nowych karłowatych, charakteryzują się powtarzającymi się wybuchami. Nazwa pochodzi od prototypowej gwiazdy U Geminorum położonej w gwiazdozbiorze Bliźniąt, która była pierwszą odkrytą zmienną kataklizmiczną. Dokonał tego John Russell Hind w grudniu 1856 roku. Amplituda zmian jasności zmiennej U Gem sięga nawet 6. Planeta helowa – hipotetyczny typ planety gazowej mogący powstać w wyniku znacznej utraty masy przez białego karła. Tego typu planeta może powstać w układzie podwójnym typu AM Canum Venaticorum składającym się z dwóch białych karłów otoczonych dyskiem akrecyjnym składającym się z materii z mniejszego białego karła, ściąganego na powierzchnię jego większego towarzysza. Po utracie większości materii przez mniejszego białego karła jego masa może zblizyć się do masy obiektu planetarnego. Flickering – losowe zmiany jasności zachodzące w gwiazdach kataklizmicznych w skali czasu od 20 sekund do kilku minut. Amplitudy zmian jasności dochodzą do 0,5 wielkości gwiazdowej i są w dużym stopniu zmienne. Największe wartości osiągają w niebieskiej części widma, z wyraźną tendencją spadkową w kierunku coraz dłuższych fal. W układach, w których dochodzi do zaćmień, w maksymalnej fazie zaćmienia flickering ulega znacznemu zmniejszeniu lub nawet całkowicie zanika. Flickering jest obserwowany zarówno w przypadku nowych karłowatych, jak też dawnych nowych i w gwiazdach nowopodobnych. Mechanizm i miejsce jego powstawania nie są do końca znane. Najbardziej prawdopodobne wydaje się, że zjawisko powstaje albo w obszarze tzw. gorącej plamy, albo w wewnętrznych, gorących obszarach dysku akrecyjnego.

    Gwiazdy typu AM CVn – układ kataklizmiczny składający się z dwóch białych karłów. Takich układów w naszej galaktyce jest znanych 20. W takim układzie cięższy składnik ściąga materię z lżejszego składnika, tworząc wokół niej dysk akrecyjny. Składnikiem tego dysku jest hel, który potrzebuje bardzo wysokiej temperatury do przejścia ze stanu neutralnego do zjonizowanego. Gwiazdy zmienne typu Z Camelopardalis (Z Cam) – gwiazdowe układy kataklizmiczne typu nowe karłowate, u których zdarzają się długie przerwy pomiędzy okresami dość regularnych wybuchów. Przerwy mogą trwać od kilku dni do 1000 dni. Przerwa przeważnie zaczyna się pod koniec wybuchu i gwiazda przechodzi na dłuższy czas w stan stałej jasności, ok. 1 magnitudo poniżej maksymalnej jasności w czasie wybuchu. Uważa się, że przerwy te są wynikiem okresowych sytuacji, w których przepływ materii z towarzysza do dysku akrecyjnego jest na tyle duży, że uniemożliwia zachodzenie normalnych wybuchów.

    Gwiazdy zmienne typu SU Ursae Maioris (SU UMa) – grupa gwiazd zmiennych będących układami podwójnymi złożonymi z gwiazdy ciągu głównego i białego karła. Są one typem nowych karłowatych. Berster rentgenowski (ang. x-ray burster) – klasa ciasnych układów podwójnych, w których jeden składnik jest zwykłą gwiazdą podobną do Słońca, a drugi gwiazdą neutronową. W układach tych o jasności ponad 10 erg/s (czyli 10 J/s) gwiazda-Słońce wypełnia powierzchnię Roche’a i traci materię przez wewnętrzny punkt Lagrange’a. Spływająca materia osiada na gwieździe neutronowej poprzez dysk akrecyjny. Materia ta gromadzi się na powierzchni gwiazdy neutronowej i po przekroczeniu przez otoczkę pewnej masy krytycznej następuje wybuch termojądrowy. Stąd pochodzi nazwa – berster – od angielskiego określenia burst („wybuch”). W czasie wybuchu trwającego od 10 do 100 sekund wyzwolona jest olbrzymia energia, typowo rzędu 10 – 10 erga (10 – 10 J), a materia zwykle pozostaje na powierzchni gwiazdy neutronowej, choć stosunkowo niewielka (czynnik 2) ekspansja otoczki jest również obserwowana w najbardziej energetycznych berstach. Dlatego te eksplozje widoczne są przede wszystkim w zakresie rentgenowskim promieniowania elektromagnetycznego.

    Nowa karłowata (DN, ang. Dwarf Nova) – gwiazda zmienna wybuchowa, w rzeczywistości ciasny układ podwójny złożony z gwiazdy podobnej do Słońca i białego karła, ściągającego grawitacyjnie materię ze swojej towarzyszki. Nowe karłowate charakteryzują się wielokrotnymi wybuchami, w trakcie których ich jasność wzrasta przeciętnie w zakresie od 2 do 5 wielkości gwiazdowych. Nowa czerwona (ang. luminous red nova) – wybuch powstający w wyniku łączenia się dwóch gwiazd w jedną; nazwa pochodzi od charakterystycznej krzywej blasku z czerwonym kolorem wybuchu i silnym poblaskiem w podczerwieni. Nowa czerwona nie ma nic wspólnego z nową klasyczną, która jest eksplozją zachodzącą w systemie podwójnym na powierzchni białego karła, po nagromadzeniu się na niej materii w wyniku jej akrecji z drugiej gwiazdy systemu.

    Krzemińscy - polski ród szlachecki pieczętujący się herbem Prus III, którego pochodzenie dotychczas nie zostało gruntownie zbadane.

    Akrecja kolumnowa - zjawisko ukierunkowania procesu akrecji w układzie podwójnym gwiazd na bieguny magnetyczne gwiazdy, zachodzące w polarach, czyli gwiazdach typu AM Her. Zjawisko zachodzi, gdy gęstość energii w dysku akrecyjnym jest mniejsza niż gęstość energii pola magnetycznego gwiazdy centralnej. Występuje najczęściej w przypadku silnie magnetycznych gwiazd neutronowych i białych karłów, a ze względu na obserwowane własności obiekty takie należą odpowiednio do klasy polarów i polarów pośrednich oraz pulsarów rentgenowskich. Opadanie w stronę gwiazdy w większej odległości od powierzchni gwiazdy następuje z prędkością naddźwiękową, blisko powierzchni gwiazdy formuje się fala uderzeniowa. Opadająca materia silnie świeci w zakresie rentgenowskim, szczególnie obszar pomiędzy frontem fali a powierzchnią gwiazdy.

    Gwiazda zdegenerowana to gwiazda, która w swym wnętrzu zawiera materię zdegenerowaną, w której ciśnienie nie ma charakteru termicznego. Do tych gwiazd należą białe karły, gwiazdy neutronowe oraz hipotetyczne gwiazdy kwarkowe. Podkarły – gwiazdy należące do VI klasy jasności i II populacji ciągu głównego. Na diagramie Hertzsprunga-Russella leżą pomiędzy karłami dysku galaktycznego a białymi karłami. Ich jasność jest o 1,5 – 2 magnitudo mniejsza niż gwiazd ciągu głównego o identycznym typie widmowym. Charakteryzują się niską metalicznością.

    Gwiazda zmienna typu Beta Lyrae – układ podwójny zaćmieniowy, którego składniki różnią się między sobą wielkością. Gwiazdy znajdują się w niewielkiej odległości od siebie, przez co są one silnie zdeformowane przez przyciąganie grawitacyjne, z powierzchniami stałego potencjału - a zatem również widoczną powierzchnią - w kształcie elipsoid obrotowych. Okres zmian jasności wynosi kilka lub kilkanaście dni. Układ charakteryzuje się ciągłością zmian krzywej zmian blasku, czego przyczyną jest inny od sferycznie symetrycznego kształt składników. Obydwa minima - główne i wtórne - nie są tak wyraźnie określone jak w gwiazdach o symetrii sferycznej. Badania nad gwiazdami tego typu prowadziła między innymi polska astronom Rozalia Szafraniec. Karły – najczęściej występujący typ gwiazdy; są to gwiazdy I populacji leżące w granicach ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella. W ramach klasyfikacji widmowej karły są zaliczane do klasy jasności V.

    Nowa klasyczna (ang. classical nova) – gwiazda wybuchowa, w rzeczywistości ciasny układ podwójny złożony z białego karła i gwiazdy ciągu głównego lub nieco odewoluowanej gwiazdy. Mechanizm wybuchu to eksplozja termojądrowa na powierzchni białego karła. Z definicji, w nowych klasycznych wybuch zaobserwowano tylko raz. Układy, w których zaobserwowano rozbłysk kilkukrotnie ze względów historycznych należą do odrębnej klasy gwiazd typu nowa powrotna, a te, których wybuchu jeszcze nie zaobserwowano, należą do klasy gwiazd typu zmienna nowopodobna.

    Dodano: 25.10.2011. 00:11  


    Najnowsze