june 2011, Opole - Obserwatorium Astronomiczne UAM

Obserwacje spektroskopowe obiektów o małej
amplitudzie zmian pr˛edkości radialnych
N. Żywucka, T. Kowalczyk, W. Dimitrov, M. Fagas, K. Kamiński, W. Borczyk, K. Bakowska,
˛
A. Rożek, R. Baranowski, P. Bartczak, R. Hirsch, A. Kruszewski,
K. Kurzawa, T. Kwiatkowski, M. Maliczak, A. Przybyszewska, A. Schwarzenberg-Czerny
Uniwersytet im. Adama Mickiewicza, Obserwatorium Astronomiczne, ul. Słoneczna 36, 60-286 Poznań
[email protected]
Wst˛ep
Prezentujemy wyniki pomiarów pr˛edkości radialnych gwiazd pulsujacych
˛
(β Leo, γ Peg, β Cas) oraz planety pozasłonecznej τ Bootis Ab uzyskane przy pomocy Poznańskiego Teleskopu Spektroskopowego (PST, Baranowski et al. 2009). Obserwacje PST zostały zapoczatkowane
˛
w sierpniu 2007 roku. Teleskop zasila światłowodem spektrograf typu echelle wysokiej rozdzielczości (R = 35000).
Instrument składa si˛e z dwóch teleskopów Newtona, każdy z nich posiada zwierciadło 0.5 m. Dotychczas teleskop pracował w trybie spektroskopowym na jednym zwierciadle i fotometrycznym na obu
zwierciadłach. Teleskop i spektrograf zostały zaprojektowane tak, aby zminimalizować straty światła oraz zapewnić dokładne pomiary pr˛edkości radialnych. Konstrukcj˛e oparliśmy na spektrografie
MUSICOS z użyciem tylko jednego nieruchomego pryzmatu. Zakres widmowy spektrografu może być ustawiony w przedziale 4280-9500 Å, w aktualnej konfiguracji wynosi 4280-7500 Å. Zasi˛eg PST to
m . Obserwacyjny program PST skupia si˛e głównie na gwiazdach pulsujacych
11.5m, stabilność krótkookresowa spektrografu jest na poziomie 35 m
,
natomiast
stabilność
długookresowa
wynosi
100
−
150
˛
s
s
typów: δ Sct, β Cep, δ Cep, układach gwiazd podwójnych, zaćmieniowych, wielokrotnych, a także planetach pozasłonecznych.
Obserwacje i redukcja danych
Czas ekspozycji obiektów obserwowanych przy pomocy PST wynosi od 80 s, dla gwiazd o jasności 0m (S/N ∼ 200), do 1800 s dla gwiazd o jasności rz˛edu 11m (S/N ∼ 5). Do kalibracji w długości
fali wykorzystujemy widma lampy torowo-argonowej (Th-Ar) uzyskiwane przed i po ekspozycji obiektu. Aktualnie stosujemy dwie różne metody kalibracji długości fali: pierwszy tryb na przemian
widmo obiektu i kalibracyjne oraz drugi tryb, w którym wykonujemy dwie serie pi˛eciu widm kalibracyjnych przed i po serii ekspozycji obiektu. Funkcja dyspersji jest wyznaczona na podstawie 1800
linii emisyjnych toru i argonu. Pola wyrównujace
˛ (FLATy) uzyskiwane sa˛ dzi˛eki ekspozycji lampy halogenowej na poczatku
˛
każdej nocy obserwacyjnej. Pozwalaja˛ one mi˛edzy innymi usunać
˛ efekt
fringe spowodowany interferencja˛ wewnatrz
˛ detektora CCD typu back illuminated w czerwonej cz˛eści widma. Redukcja danych przeprowadzana jest przy pomocy pakietu IRAF (Image Reduction
and Analysis Facility) oraz skryptów napisanych w j˛ezyku Python. Rozwijane jest również dedykowane oprogramowanie autorstwa dr Krzysztofa Kamińskiego redukujace
˛ widma w sposób całkowicie
automatyczny. Pr˛edkości radialne obiektów mierzymy przy pomocy programu fxcor (korelacja krzyżowa), który jest cz˛eścia˛ pakietu IRAF. Jako widmo odniesienia (template) stosujemy jedno z widm
obiektu (pomiar wzgl˛edny), widmo standardu pr˛edkości radialnych lub widmo syntetyczne (pomiar absolutny).
Gamma Pegasi
Beta Cassiopeiae
Gamma Pegasi jest jasna˛ gwiazda˛ pulsujac
˛ a˛ typu β Cep o jasności widomej V = 2.8m i typie widmowym B2IV. Obiekt pulsuje z okresem równym 3.6 h. Amplituda zmian pr˛edkości radialnych
wynosi 3 km
s .
Obserwowaliśmy gamma Pegasi w ramach współpracy z dr G. Handlerem (aktualnie pracuja˛
cym w CAMKu w Warszawie). Na wykresie (Rys. 1) prezentujemy ostatnie obserwacje obiektu
w trybie z uśrednionym widmem kalibracyjnym. Po odj˛eciu głównej pulsacji (funkcja sinus) w
1 okresu
i
okresie
równym
danych widać wyraźnie druga˛ harmonik˛e o amplitudzie około 100 m
s
2
m
podstawowego. Rozrzut danych jest na poziomie σ = 35 s .
Beta Cassiopeiae jest gwiazda˛ zmienna˛ typu δ Sct o typie widmowym F2IV i pr˛edkości rotacji
m do 2.31m z okresem 2.5 h. β Cas jest
.
Jasność
widoma
gwiazdy
zmienia
si˛
e
od
2.25
równej 70 km
s
układem podwójnym, w którym słabszy obiekt okra˛ża główna˛ gwiazd˛e co 27 dni.
beta Cassiopeiae
24.09.2009
6
4
Vr km/s
gamma Pegasi
26.10.2010
2
0
-2
o-c
Vrad [km/s]
0
-4
6,3
0,2
o - c [km/s]
2
6,35
6,4
6,45
-0,8
sigma_rv=36m/s
-0,9
-1
-1,1
-1,2
-1,3
9,3
9,32
9,34
9,38
9,36
HJD - 2455090
9,4
9,42
9,44
0,1
0
Rys. 3 Krzywa zmian pr˛edkości radialnych gwiazdy pulsujacej
˛ β Cas.
-0,1
sigma_rv= 35 m/s
-0,2
6,3
6,35
6,4
6,45
HJD
Tau Bootis Ab
Rys. 1 Krzywa zmian pr˛edkości radialnych gwiazdy pulsujacej
˛ γ Peg.
Beta Leonis
Beta Leonis jest szybko rotujac
˛ a˛ (v sin i = 110 km
s ) gwiazda˛ zmienna˛ typu δ Scuti. Jest to obiekt o
jasności widomej wynoszacej
˛ 2.14m, typie widmowym A3V i okresie pulsacji równym 2.6 h. Beta
Leonis była obserwowana przez Mkrtichiana i Yurkova (1998), którzy znaleźli długookresowe,
sinusoidalne pulsacje o amplitudzie wynoszacej
˛ 1.9 km
s .
Wykonaliśmy trzy godzinna˛ seri˛e obserwacji obiektu w trybie z uśrednionym widmem kalibracyjnym. Krzywa pr˛edkości radialnych (Rys. 2) nie wykazała zmienności zaobserwowanej
przez Mkrtichiana i Yurkova, lecz nieregularne zmiany krótkookresowe o małej amplitudzie
wynoszacej
˛ około 0.5 km
s .
Tau Bootis jest ciekawym i dobrze zbadanym układem wizualnie podwójnym. Główny składnik jest gwiazda˛ ciagu
˛ głównego, typu widmowego F6IV i posiada silne pole magnetyczne oraz
wysoka˛ aktywność chromosferyczna.˛ Wokół niego na silnie wydłużonej orbicie kra˛ży czerwony
karzeł z okresem orbitalnym wynoszacym
˛
2000 lat. Dodatkowo wokół głównego składnika, na
trzy dniowej orbicie, kra˛ży planeta (goracy
˛ jowisz) o masie około 7 MJ . Planeta ta jest pływowo
i magnetycznie zwiazana
˛
z macierzysta˛ gwiazda,˛ wywołuje plam˛e na powierzchni gwiazdy, a
także zmiany jej pr˛edkości radialnej na poziomie 470 m
s.
Nasze obserwacje pokazuja˛ dobra˛ stabilność krótkookresowa,˛ jednak widoczne sa˛ trendy w
danych prawdopodobnie spowodowane zmianami ciśnienia atmosferycznego. Planujemy
sprawdzić korelacj˛e mi˛edzy zmianami ciśnienia a tymi trendami, co umożliwi nam modelowanie
i usuwanie tych trendów.
beta Leonis
tau Bootis
29.04.2011
HJD0=2455675.321; Vg=-16.553
1,5
σ=0.083 km/s
1
Vrad [km/s]
Vrad [km/s]
-16
-16,5
0,5
-17
0
1,4
1,45
HJD - 2455680
Rys. 2 Krzywa zmian pr˛edkości radialnych gwiazdy pulsujacej
˛ β Leo.
1,5
-0,4
-0,2
0
faza (okres 3.3142 dnia)
0,2
0,4
Rys. 4 Krzywa zmian pr˛edkości radialnych planety pozasłonecznej τ Boo. Krzywa syntetyczna została dopasowana
w programie PHOEBE bazujacym
˛
na kodzie Wilsona-Deviney.
Literatura
R. B ARANOWSKI ET AL . 2009, V440 Per: the longest-period overtone Cepheid, MNRAS, 396, 2194
G. H ANDLER ET AL . 2009, Asteroseismology of hybrid pulsators made possible: simultaneous most space photometry and ground-based spectroscopy of γ Peg., AJ, 698, 56-59.
D. E. M KRTICHIAN I A. Y URKOV 1998, β Leo - Back to Delta Scuti Stars? 20th Stellar Conference of the Czech and Slovak Astronomical Institutes