Raziskovalne naloge, NOVE IN SUPERNOVE IZ ŠOLSKEGA OBSERVATORIJA

Gimnazija Šentvid RAZISKOVALNA NALOGA NOVE IN SUPERNOVE IZ ŠOLSKEGA OBSERVATORIJA Avtor: Mitja Šiška Mentor: Zorko Vičar Ljubljana, marec 2001 KAZALO 1. ZAHVALA.. 2. Povzetek.. 3. UVOD.. 4. CCD KAMERA ST7. 4.1. DINAMIČNI RAZPON.. 4.2. OSTRENJE.. 5. FOTOMETRIČNE MERITVE.. 6. MAGNITUDA IN ODDALJENOST.. 7. NOVE.. 7.1. MOJE MERITVE I. 7.2. KAJ LAHKO RAZBEREMO IZ GRAFA SIJA NOVE.. 8. SUPERNOVE 8.1 RAZLIKA MED NOVO IN SUPERNOVO TIPA Ia. 8.2 MOJE MERITVE II. 8.3 DOLOČANJE ODDALJENOSTI 8.4 DOLOČANJE TIPA SUPERNOVE.. 9. ZAKAJ JE AMATERSKA ASTRONOMIJA POMEMBNA.. 10. ZAKLJUČEK.. 11. SEZNAM UPORABLJENE LITERATURE

Raziskovalna naloga in posnetki, ki v nalogi niso objavljeni, se nahajajo na strani Interneta: http://www2.arnes.si/~msiska/mitja.htm

ZAHVALA

Raziskovalne naloge s tako vsebino zagotovo ne bi mogel izdelati, če mi ne bi mentor, gospod prof. Zorko Vičar, s strokovnimi nasveti potrpežljivo pomagal pri uresničevanju cilja. Za pomoč se mu iskreno zahvaljujem.

Prav tako se zahvaljujem za prijazno pomoč pri opazovanjih študentu kemije, Petru Mihorju, s katerim sva prebedela marsikatero noč v observatoriju šentviške gimnazije.

Hvala tudi vsem ostalim, ki so mi kakorkoli pomagali pri nastanku raziskovalne naloge.

V Ljubljani, marca 2001

Mitja Šiška

Povzetek

V okviru raziskovalne naloge sem naredil več posnetkov nov in supernov. Opazoval sem dve novi in okrog deset supernov. Uporabljal sem 25,4 centimetrski SC teleskop in CCD kamero ST7, ki sem jo tudi opisal. Opazoval sem iz Ljubljane, kjer je problem svetlobne onesnaženosti, a rezultati so zelo dobri. Naredil sem tudi nekaj fotometričnih meritev. Objekte sem opazoval skozi krajše časovno obdobje, da sem lahko videl, kako se njihova svetlost spreminja. Rezultati, ki sem jih dobil, se ujemajo z opazovanji drugih amaterskih astronomov. Supernove so pomembni indikatorji oddaljenosti in viri težkih elementov. Ko vemo, da je tip supernove Ia, lahko določimo oddaljenost do galaksije. Za zaključek raziskovalne naloge sem poskušal ločiti med tipoma supernov Ia in II.

Summary

In my research project I have tried to take photographs of several novae and supernovae. I have observed approximately two novae and ten supernovae. I used a 25.4cm SC telescope and a CCD camera ST7. I have described the CCD camera and how to work with it. The observation took place from Ljubljana, the capital of Slovenia, where the rate of light pollution is very high. However considering this the results are very good. I also took some photometric measurments. I was taking photographs of the same object during the short time period so I could see how its brightness changed. The results are in agreement with observations of other amateur astronomers. The supernovae are important indicators of distances and sorces of havy elements. Once you know that the type of supernovae is Ia you can determine the distance to the galaxy in which the supernovae exploded. In the conclusion of my research project I have tried to distinguish between type Ia and type II supernovae.

UVOD

V zadnjih desetletjih je astronomija zelo napredovala. Razvili so nove tehnologije, izboljšali optiko itd. Cene so se postopno znižale in tako je dobra oprema postala dosegljiva tudi amaterjem. Pripomoček, ki je najbolj olajšal delo, je verjetno ccd-kamera. Z njeno pomočjo je postala tudi amaterska astronomija pomembna pri razumevanju vesolja in pojavov v njem. Ccd kamera omogoči globlji pogled v vesolje v zelo kratkem času in je nepogrešljiv pripomoček v vseh observatorijih. Ker imamo ccd-kamero tudi v observatoriju Gimnazije Šentvid, sem se odločil, da bom poskusil opraviti nekaj meritev. Na žalost sta bili jesen in zima zelo skopi z lepim vremenom, tako da so bila daljša opazovanja onemogočena. Vseeno sem posnel nekaj nov in supernov ter pomeril magnitude pri tistih najsvetlejših. Na podlagi pridobljenih podatkov sem poskusil narediti nekaj izračunov. Pri vseh posnetkih je bil uporabljen 10˝ S-C teleskop in ccd kamera ST7.

CCD KAMERA ST7

Pred dvema letoma smo na šoli dobili ccd kamero ST 7 proizvajalca SBIG (Santa Barbara Instrument Group). CCD pomeni Charge Coupled Device. Bistvo te naprave je, da zbira elektrone, ki jih iz polprevodnika izbijejo fotoni. Kamera si zapomni koordinate izbitih elektronov in to posreduje v računalnik preko 16-bitnega analogno-digitalnega vmesnika A/D. Svetlost slike je linearno sorazmerna s časom osvetlitve čipa. Kamera ima tudi šum. Šum ozadja je posledica odbite svetlobe od mulekul in prašnih delcev v atmosferi. Dodatna napaka (šum) je posledica prenosa podatkov iz CCD- ja v računalnik (ojačitev, digitalizacija, shranjevanje). K skupni napaki pa največ doprinese termični šum v CCD čipu (elektroni skačejo med svetlobnimi elementi iz valenčnega pasu v prevodni pas). To je tako imenovani termični tok, ki se ga da učinkovito zmanjšati s hlajenjem kamere. Kamera ST7 ima poleg osnovnega čipa, ki služi za slikanje, tudi čip, ki je namenjen sledenju. Ima mehanični zaklop. Najkrajši ekspozicijski čas je kar precej dolg, in sicer 0,11 s. H kameri spada tudi kolo s filtri (rdeč, zelen, moder), ki nam prideji prav pri fotometriji ali če želimo posneti kakšno atraktivno barvno fotografijo.

Nekaj pomembnejših karakteristik ccd kamere ST7:
--------------------------------------------------------------
velikost pixla                     9 krat 9 µm
--------------------------------------------------------------	
število slikovnih
elementov                          765 krat 510	
--------------------------------------------------------------
velikost ccd čipa                  6,9 krat 4,6 mm	
--------------------------------------------------------------
velikost zornega
polja za 10" 
teleskop = 25,4cm 
pri f/10                           9,3 krat 6,2 ločne minute	
--------------------------------------------------------------
kamera lahko dela                      nizka 
pri treh resolucijah               (27mm x 27 mm)
(v oklepaju je velikost                srednja
posameznega slikovnega             (18 mm x 18 mm)
elementa)                              visoka
                                   (9 mm x 9 mm)	
--------------------------------------------------------------

Slika 1

M 42 v Orionu posneta skozi filtre: R:G:B=15s:10s:20s, nato pa je spremenjen faktor v razmerju R:G:B=1.5:1:1. Resolucija je srednja.

DINAMIČNI RAZPON

Posnetek M42. Osvetlitev je bila 10 s. Na levem posnetku je zmanjšana intenziteta. Rdeča črta prikazuje, kje je bil narejen prerez oziroma kje so bile zajete vrednosti, ki sem jih uporabil za spodnji graf porazdelitve signala (svetlobe).

Dinamični razpon je povezan z nasičenjem na slikovni element. Pri ccd kameri je dinamični razpon zelo velik. Za model ST7 je največje število elektronov (pri srednji ločljivosti) 160.000. Tu nastopi prag nasičenja. Kamera si zapomni, koliko elektronov je bilo izbitih. Tako lahko tudi iz preosvetljene slike dobimo še čisto uporaben podatek. Sliki lahko namreč po celi površini določimo spodnji in zgornji nivo signala, med katerima opazujemo posneto polje. To se vidi na zgornjih dveh slikah M42, kjer povišanje spodnjega nivoja (vse nizke signale smo »odšteli«) omogoča le vidnost zvezd trapeza, ki so najsvetlejša telesa meglice. To je podobno, kot če bi naredili zemljevid Slovenije, ki bi upošteval samo kraje z nadmorsko višino recimo nad 1000m. Zemljevid bi bil sestavljen samo iz gorskih vrhov.

Graf 1

Zgornji graf prikazuje, koliko fotonov je padlo na ccd čip. Prerez je narejen čez tri zvezde v trapezu zvezd v M42, ki osvetljujejo to meglico. Vidimo, da je največ fotonov padlo na področje dveh zvezd, kar prikazujeta oba najvišja vrhova na grafu. Če nivo prikazovanja znižamo recimo na 32.000, ostaneta vidni le zvezdi, ki prej zaradi okolice nista izstopali. Lahko bi rekli, da odstranimo ozadje in šibkejše zvezde oziroma meglico (pod rdečo črto na grafu) in zato vidimo samo še zvezde (nad rdečo črto). To je možno zaradi tega, ker si je kamera zapomnila, koliko elektronov je bilo izbitih iz posameznega fotoobčutljivega slikovnega elementa. Ta lastnost CCD slike je v izjemno pomoč pri analizi posnetkov.

OSTRENJE

Če hočemo posneti uporabno sliko, jo moramo najprej izostriti - fokusirati. To pomeni, da mora biti čip ccd-kamere točno v gorišču - fokusu teleskopa, kar pa ni ravno preprosto, še posebej, če nimamo avtomatskega oziroma zelo natančnega fokoserja. Posebno problematični so teleskopi tipa Schmidt Cassegrain. Ker se pri ostrenju premika celo primarno zrcalo, pride do deformacij, ko pritisne nanj vijak za ostrenje. In ko teleskop premaknemo iz enega konca neba na drugega, se rado zgodi, da se glavno zrcalo premakne in slika ni več ostra. Pri ostrenju si lahko pomagamo na več načinov. Pri ccd posnetkih, ki sem jih snemal, sem ostril kar na oko. Vijak za ostrenje sem vrtel toliko časa, dokler se mi ni zdelo, da je bila slika dovolj ostra, to ni najboljša rešitev. Naslednji poskusi ostrenja so bili s Hartmannovo masko. Naredimo jo preprosto tako, da v karton izrežemo dve luknji. To postavimo pred objektiv. Če slika ni ostra, se bosta namesto ene zvezdice pojavili dve. Vijak obračamo toliko časa, da se zvezdici združita v eno. Težko je oceniti, kdaj sta zares ena in kdaj je ta najmanjša. Za tako ostrenje si moramo izbrati dokaj svetlo zvezdo.

Drugi, dokaj uporaben način, je ostrenje s pomočjo križa. Pred objektiv postavimo križ, ki je lahko narejen iz žice ali iz česa drugega. Teleskop usmerimo na svetlo zvezdo. Na zvezdi se bodo pojavili uklonski kraki. Bolj bo slika ostra, ožji in daljši bodo kraki. Vendar tudi tak način ostrenja zahteva veliko mero natančnosti in vaje.

Slika 4

Na zgornjih fotografijah je primer ostrenja s križem. Zvezda, na kateri sem ostril, je Algol v Perzeju. Dokaj lepo se vidi, kako se kraki zvezde postopno ožajo in daljšajo.

FOTOMETRIČNE MERITVE

CCD kamera močno olajša fotometrična opazovanja, ker si zapomni, koliko fotonov je padlo na posamezni slikovni element. Program ccdops, ki smo ga dobili poleg kamere, nam poleg zajemanja in obdelave slike omogoča tudi določanje magnitude objekta. Naš fotometer je CCD kamera; zato bo računalnik podal kar inštrumentalno magnitudo - med njo, absolutno magnitudo in fiziološko obstaja matematična povezava. Fiziološka magnituda pa je magnituda, ki jo zazna človeško oko. Zanjo se ponavadi uporablja izraz vizualna magnituda. Za določitev magnitude moramo poznati magnitudo objekta, ki leži blizu objekta, katerega magnitudo merimo - oba objekta morata biti na istem posnetku. To v programu za ST7 naredimo tako, da premaknemo kurzor na prazno polje, blizu objekta katerega magnitudo želimo meriti, in pritisnemo B. Tako določimo ozadje-background, ki ga program upošteva pri izračunu magnitude. Potem izberemo velikost okvirja - box, tako da zavzame celoten objekt. Sedaj kvadrat pomaknemo nad objekt, za katerega poznamo magnitudo. V polju magnitude lahko preberemo vrednost. Če se vrednost ne ujema, potem jo popravimo. Če pa ne poznamo magnitude nobene zvezde, ki jo imamo na posnetku, potem lahko posnamemo katerokoli zvezdo, za katero magnitudo poznamo. To je slabša rešitev, saj je tu potrebno narediti dodatne kalibracije. Do napake lahko pride naprimer zaradi ekstinkcije. Sedaj okvir premaknemo na objekt, ki mu želimo izmeriti magnitudo. Ta meritev je dokaj natančna, čeprav je le ena primerjalna zvezda. Zato se nisem spuščal v metode, kjer upoštevamo tudi razne druge dejavnike, saj so takšne meritve zelo zahtevne. Program ima tudi možnost, da mu podamo pravilne podatke o karakteristikah teleskopa (odprtina, goriščna razdalja) in umeritveni faktor R (response factor), na podlagi katerih lahko izračuna vrednost magnitude. Ko merimo magnitude s pomočjo ccd kamere, izmerimo ccd magnitude. Ccd magnituda ni vizualna magnituda, ki bi jo zaznali s prostim očesom. Ccd kamera ima veliko večjo občutljivost in valovni razpon kot človeško oko. Poleg tega lahko kamera, za razliko od človeškega očesa, svetlobo zbira dalj časa in ni omejena samo na relativno svetle objekte . CCD kamera ST7 zazna valovne dolžine od 400 nm do 900 nm (oči tja do 700 nm). Če snemamo brez filtrov, je ccd magnituda bližja fotografski kot pa vizualni. Vizualno magnitudo lahko izmerimo, če pred kamero postavimo filter. Filter, ki prepušča valovne dolžine, ki jih zazna naše oko, je V filter ( V- visual). V filter se približno ujema z zelenim. Če filtrov ne uporabljamo, se lahko sij razlikuje tudi za eno magnitudo. V nalogi so vsi objekti posneti brez filtrov. Vzrok temu so bili precej šibki objekti in pri posnetku skozi zelen filter v že tako svetlobno onesnaženi Ljubljani komaj kaj opazimo.

MAGNITUDA IN ODDALJENOST

V astronomiji se navidezna svetlost zvezde ponavadi izraža v navidezni magnitudi. Pojem magnituda izhaja še iz antike, ko so Grki (Hiparh in Ptolomej) razdelili zvezde po siju na šest magnitud. Najsvetlejše so imenovali zvezde prve magnitude (m = 1); tiste, ki so bile komaj vidne, pa šeste magnitude (m = 6). Kasneje so lestvico magnitud še bolj razširili. Vpeljali so tudi negativne magnitude za objekte, ki so zelo svetli. Navidezna magnituda nam torej pove, kako svetla je zvezda, če jo gledamo s prostim očesom. Poleg navidezne poznamo tudi absolutno magnitudo. Sedaj vemo, da imajo nekatere zvezde večjo in druge manjšo magnitudo, naprimer: Sonce ima navidezno magnitudo –26,5, Sirij pa okrog –1,5. Sonce je od Sirija mnogo svetlejše, saj je zelo blizu, čeprav ima mnogo manjši izsev. Da bi lahko takoj vedeli, katera zvezda ima večji izsev, so v astronomiji vpeljali absolutno magnitududo. Absolutna magnituda pa nam pove, kako svetla bi bila zvezda na oddaljenosti 10-ih parsekov. Parsek je oddaljenost, pri kateri imajo zvezde paralakso eno ločno sekundo. Če to povemo drugače, je 1pc razdalja, pri kateri vidimo razdaljo Zemlja-Sonce pod kotom 1” (Baza je enaka eni astronomski enoti.)

1pc = 3,26 svetlobnih let = 30,9 * 10¹²km

Kako je navidezna magnituda povezana z gostoto svetlobnega toka? Vzemimo 2 zvezdi z navideznimi magnitudami m1 in m2, za katere izmerimo gostoti svetlobnega toka j1 in j2. Logaritem količnika j1/j2 ustreza razliki navideznih magnitud m1 in m2. Do spodnje zveze so prišli z meritvami. Prve segajo v leto 1856, ko je Pogson odkril, da so zvezde prve magnitude približno 100-krat svetlejše kot zvezde šeste magnitude. Vidimo tudi, da je zveza logaritemska. Zakaj? Človeška čutila so v načelu logaritemska, tudi oko, kar nam omogoča gledanje relativno šibkih in hkrati tudi relativno svetlih teles.. Ponoči vidimo zelo šibke zvezdice (j(m=6)=10-10W/m2) in recimo Luno ob ščipu (j(m=12,7)=3*10-3W/m2). Razmerje med gostotama svetlobnega toka je približno 1000, razlika med magnitudami pa 18,7.

m1-m2=2,5*log(j1/j2) ali j1/j2 = 10^{-0,4(m1 -m2)} (1)

m1, m2 – navidezna magnituda

j1, j2 – gostota svetlobnega toka

Logaritemska oziroma eksponentna odvisnost je prikazana v naslednji tabeli:

(m1–m2) Razlika navideznih magnitud
(j1/j2) Kvocient gostote svetlobnega toka

Meritve:
m2-m1       1      2      3      4      5     6    10    15    20    25
j1/j2       2,512  6,13  15,85  39,81 100   251,2  104   106   108  1010 
----------------------------------------------------------------

Za gostoto svetlobnega toka velja: j=L/4*pd² (2)

L - izsev [W]
j – gostota svetlobnega toka [W/m²]
d – razdalja v metrih

Do te zveze pridemo s preprostim premislekom. Da določimo izsev zvezde, moramo najprej vedeti, da se svetlobna energija razporedi po tem večji površini, čim bolj smo oddaljeni od zvezde. Tako je količina energije, ki gre skozi vsak m2 krogelne površine, vsako sekundo skupni izsev vira (L ali P).

Slika 5

Gostota energijskega toka pada obratno sorazmerno s kvadratom razdalje. Z žarki predstavimo izsev zvezde. Več žarkov pade pravokotno na manjšo površino, večja je gostota svetlobnega toka. Če opazujemo dela krogelnih lupin, ki ju omejuje isti prostorski kot, vidimo, da na oba pade enako število žarkov, vendar ima drugi večjo površino, tako je na njej gostota žarkov manjša. Ker površina krogelne lupine raste z r2, gostota energijskega toka pada z r2. Premislek velja za točkaste in krogelno simetrične vire, kar je dober približek za zvezde.

Zelo koristna pa je tudi naslednja zveza za povezovanje izsevov dveh zvezd, oddaljenosti in gostot svetlobnega toka.

L1/L2=(d2/d1)²*(j1/j2)

(3)
Indeksa 1 in 2 pomenita prvo ali drugo zvezdo.

Najpomembnejša za mojo nalogo pa je enačba, ki povezuje absolutno in navidezno magnitudo (izpeljana iz enačbe 1):

m – M = 5 log d – 5 (5)

m – navidezna magnituda
M – absolutna magnituda
d – razdalja do zvezde v parsekih

Razlika m-M je odločilna za določevanje oddaljenosti. Če je razlika negativna (m>M), pomeni to, da je zvezda bližje od 10 parsekov.

Tabela prikazuje razlike (m-M) in oddaljenosti.

NOVE

Včasih se zgodi, da se na nebu pojavi nova zvezda na mestu, kjer je prej ni bilo. To se nam seveda samo zdi. Na tem mestu je zvezda že bila, vendar je bila tako šibka, da je ni bilo mogoče opaziti. V tesnem dvojnem sistemu zvezd lahko pride do zelo močne eksplozije. Zvezdi se sij poveča za faktor 104 do 108 v zelo kratkem času. Ta fenomen imenujemo nova. Vsako leto naj bi v naši galaksiji izbruhnilo v povprečju 30 nov; vendar večine ne vidimo, saj jih zakrivajo oblaki prahu v galaktični ravnini. Tako lahko letno vidimo 2 do 3 nove. Več pa jih vidimo v drugih galaksijah, saj so zelo svetle. Najsvetlejše nove dosežejo absolutno magnitudo -8. Astronomi so na podlagi meritev (Doplerjev premik v spektrih zvezd) prišli do spoznanja, da pride do pojava nove v tesnih dvojnih zvezdnih sistemih, v katerih je ena članica bela pritlikavka druga pa recimo rdeča orjakinja. Bela pritlikavka je zvezda, ki je na koncu svoje razvojne poti in je porabila že vse svoje gorivo. Zlivanje jeder je končano in se samo še ohlaja. Je nekakšen ostanek zvezde in je sestavljena predvsem iz atomov težjih elementov in prostega oblaka elektronov. Druga zvezda pa je ponavadi rdeča orjakinja, ki je nekoliko zgodnejša razvojna faza zvezde. Njene zunanje plasti niso močno vezane na zvezdo in so sestavljene predvsem iz vodika. Bela pritlikavka je zelo majhna a zelo masivna. Lahko si predstavljamo, da je velikostnega reda Zemlje in tako masivna kot Sonce, vendar ta masa nikoli ne preseže 1,4 sončeve. To imenujemo Chandrasekhar-jeva limita po indijsko-ameriškemu znanstveniku in pod to maso so zvezde stabilne. Težni pospešek na beli pritlikavki je 100.000-krat večji kot na zemlji in zato trga snov (vodik) z rdeče orjakinje. Vodik napolni Rochov oval in se nabere okoli zvezde v nekakšnem disku – akrecijski disk. Gostota tega vodika je zelo velika in gravitacija bele pritlikavke povzroča dodatno zgoščevanje, pri katerem se vodik močno segreva. Ko njegova temperatura preseže 107 K, se vodik vžge in na površju bele pritlikavke začnejo potekati termonuklearne reakcije. Segreti plin se začne oddaljevati od zvezde z zelo velikimi hitrostmi, vse do 3000 km/s. Pri tem se ohlaja. Kolikor snovi je pritegnilo gravitacijsko polje nove, toliko jo odnese iz površja bele pritlikavke. Po izbruhu bo prav takšna kot je bila pred njim. To vidimo kot izbruh nove. Energija, ki se pri tem sprosti, je zelo velika in bi jo lahko morda primerjali z eksplozijo triljona atomskih bomb. Taka zvezda lahko postane nova tudi večkrat v življenju. Seveda obstaja tudi več tipov nov, vendar je klasifikacija kar precej zahtevna. Ločimo naprimer med povratnimi novami, pritlikavimi novami, tipičnimi novami...

MOJE MERITVE I.

V letu 1999 smo imeli priložnost opazovati dve novi. Prvo V1493 Aql v Orlu je odkril japonski amater Akihiku Tago 13.julija 1999. Odkritje je bilo fotografsko. Uporabil je 55mm objektiv in film T-max 400. Poroča, da na fotografijah 5. in 9. junija ni bilo na tem področju neba opaziti nobene spremembe nad mejno magnitudo 10,5. Koordinate nove za epoho 2000 so R.A.=19h07m40s

Dec.=+12o32´,2

Ta nova je bila lepa priložnost, da poskusimo posneti nekaj, s čimer se ukvarja veliko izkušenih astronomov, tudi iz našega observatorija. Vendar začetki snemanja nov in supernov vsekakor niso enostavni. Preden se odpravimo opazovat, moramo vsekakor prej poiskati že posnete slike objektov. Skoraj edina pot je, da to storimo s pomočjo Interneta. Prav tako pa tudi o odkritjih nov ali supernov najlažje zvemo preko Interneta. Na Internetu obstaja veliko strani, ki so posvečene opazovanju nov in supernov. Lahko se prijavimo na mailing listo in dobivali bomo sporočila o novih suprenovah in novah.

Nekaj zelo uporabnih naslovov kar se tiče nov, supernov in drugih spremenljivk:

http://www.aavso.org
http://www.supernovae.net/snimages/
http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/index.html

Glede kart je najbolje izbrati tiste s čim večjim poljem. To lahko zelo pomaga, saj se nam velikokrat zgodi, da željenega objekta ne najdemo takoj in moramo primerjati karto z lastnim posnetkom. Tudi, če je teleskop avtomatsko voden, hitro pride do napak, če je slabo kolminiran. Poleg tega pa imajo kamere ponavadi dokaj majhno polje. Takole pa sem doživel opazovalno noč, ko sva se z mentorjem kar precej namučila pri slikanju že omenjene nove. Opis je zanimiv zato, ker je bilo to naše prvo resno delo z novo CCD kamero in ker smo bili še čisti začetniki, samouki.

V noči z 19.7. na 20.7. je tudi v observatoriju Gimnazije Šentvid potekalo iskanje nove v Orlu s pomočjo CCD kamere ST7. Z mentorjem sva se odločila, da bova preizkusila uporabnost naše nove CCD kamere. Začela sva ob desetih zvečer, in sicer za računalnikom. Najprej sva iskala kar se da natančne zvezdne karte okolice nove na Internetnih straneh AAVSO-ja (The American association of variable star observers: www.aavso.org), kar nama je zaradi počasnega prenosa podatkov vzelo več kot uro dragocenega časa. Na koncu sva se morala zadovoljiti le s skromno zvezdno karto in nepopolnim CCD posnetkom. Nato se je začelo dolgotrajno iskanje. Najprej sva določila napako teleskopa. To sva storila tako, da sva poiskala Altair in potem še zeta (z) Orla. z Orla je najbližja svetlejša zvezda novi. Ker teleskop ni takoj našel z Orla, sva jo poiskala ročno in potem izračunala napako teleskopa, to je razliko v koordinatah. Napako sva upoštevala pri podatkih za novo. Na koncu se je izkazalo, da sva pri iskanju napake preveč hitela in bila nekoliko pregroba, nekaj ločnih minut odstopanja pri ST7 in 10", f/6,3 je bilo preveč za neznano področje neba. Končno sva začela slikati. Prvo uporabno sliko sva z velikim pričakovanjem primerjala s CCD posnetkom in karto okolice nove, a na najino žalost se objekti nikakor niso ujemali. Slikala sva drugič, tretjič. Občasno se nama je zdelo, da imajo nekatere zvezde podobno lego. Premikala sva teleskop, slikala, primerjala, toda nove ni bilo opaziti. Ura je bila že dve in začel sem dvomiti, če jo bova do jutra sploh uspela odkriti. Mentor je še enkrat, a zdaj zelo natančno, pomeril in izračunal napako teleskopa. Teleskop sva še enkrat usmerila na mesto, kjer naj bi se nova nahajala, upoštevajoč napako. Napeto sva čakala, kdaj se bo posneta slika prikazala na ekranu računalnika. Ko sva pogledala na zaslon, je bila tam zvezda, ki je po svoji svetlosti zelo izstopala. Hitro sva primerjala najin posnetek s karto okolice in CCD posnetek z Interneta. Ta svetla zvezda je bila nova (V1493 Aql ). Veselje je bilo nepopisno. Na koncu se je vendarle splačalo, da sva dolgo v noč do zgodnjih jutranjih ur bedela v astronomskem observatoriju. To je bila tudi naša prva potrditev kakega novoodkritega objekta v tako kratkem času. Mogoče bo tudi komu iz Slovenije kdaj uspelo podobno odkritje in ne samo potrditev. Za začetek je tudi potrditev odkritja iz srednješolskega observatorija nekaj vredna.

Slika 6

Tukaj je karta nove in okolice. Take karte so pomembne zato, ker so na njih podane magnitude nekaterih zvezd. S temi magnitudami si lahko močno pomagamo pri določanju oziroma opazovanju spreminjanja sija nove.

Slika 7

prikazuje novo v Orlu številka 1.

Pomeril sem tudi magnitudo nove. Kako to naredimo, sem napisal že v poglavju o ccd kameri - merjenje magnitud. Ob odkritju 13. julija je bila magnituda 8,8. 20.7 pa je bila magnituda že 10,07(meritev!). V sedmih dneh je sij padel kar za 2,7 magnitude.

Graf 2 prikazuje upadanja sija nove.

Vidimo, da meritev (19.7.1999, mag=10,2) ne odstopa preveč od ostalih vrednosti. Meritev je v okviru merske napake, ki lahko znaša tudi 1 magnitudo. Nekatere meritve drugih opazovalcev od meritve odstopajo še več kot moja.

2. decembra smo prejeli še eno sporočilo, ki se je glasilo:

THE AMERICAN ASSOCIATION OF VARIABLE STAR OBSERVERS
25 Birch Street, Cambridge, MA 02138 USA
Tel. 617-354-0484       Fax 617-354-0665
http://www.aavso.org
 
* * *  AAVSO NEWS FLASH  * * *
 
 
Subject: 1918+04 NOVA AQUILAE 1999 NUMBER 2
No. 537  December 2, 1999
 

----------------------------------------------------------------------------
1918+04 NOVA AQUILAE 1999 NUMBER 2
 
We have been informed by the Central Bureau for Astronomical Telegrams
(IAU Circular 7323) that AAVSO observer and visual nova searcher Alfredo
Pereira, Portugal, has discovered a bright nova in Aquila on DEC 01.785 UT
at about visual magnitude 6.0.  His discovery was made during his visual
search of the area using 14x100 binoculars.  Visual confirmation was made
by C. Vitorino (Portugal), D. Green (USA), and D. di Cicco (USA).
 
A precise position of N Aql 99 No. 2 was reported by D. di Cicco as:
R.A. = 19h 23m 05s.38   Decl.= +04 57' 20".1  (Equinox 2000.0)

Magnituda nove je bila 5,5 in je bila dosegljiva že z dalnogledom. Novo je odkril Portugalec Alfredo Pereira in to z daljnogledom (14X100), za kar mu gredo vse čestitke, saj je prehitel vse avtomatske teleskope opremljene s CCD-ji.

Slika 8

Karta nove v Orlu številka 2 s primerjalnimi zvezdami

Sledijo štirje posnetki nove, na katerih se vidi upad njenega sija.

Slika 9

Primerjalne slike nove V1494 nazorno kažejo na časovno upadanje sija po eksploziji.

DATUM	                       MAGNITUDA	
6.12.1999(ni na fotogr.)	5.5	
7.12.1999	                5.7	
17.12.1999	                6.8	
31.12.1999	                7.6	
1.12.2000	               12.4

Novi je navidezna magnituda v enem letu padla za 6,9.

Graf 3

Na zgornjem grafu je prikazan padec sija nove. Vidimo, da se meritev magnitude (na grafu krogci) ujema z meritvami magnitud drugih observatorijev. Naše meritve so seveda omejene s slabimi mestnimi pogoji (preosvetljenost neba) in seveda z ljubljansko meglo, ki nam onemogoča pogostejša opazovanja in meritve. Zadnja meritev (1.12.2000), ko je magnituda padla že na 12,4 ni na grafu.

KAJ LAHKO RAZBEREMO IZ GRAFA SIJA NOVE

Iz grafov, kakršna sta zgornja dva, se da razbrati marsikaj o življenju nove. V obdobju pred izbruhom nove so opazne majhne nepravilnosti in spremembe sija. To se ugotavlja na podlagi arhivskih slik, ki so bile posnete pred izbruhom nove. Potem se začne hiter porast sija v zelo kratkem času nekaj dni. Sij zraste za več magnitud. Potem je zastoj. Ta stadij je najmanj proučen. Sij nove nato zraste še za kakšno magnitudo do maksimuma. Takrat sveti z močjo okoli 1031 do 1032 W. Potem začne sij upadati. Padec sija je mnogo počasnejši. Pri nekaterih novah pada sij počasneje pri drugih hitreje, zato se delijo na hitre in počasne. Pri hitrih lahko sij oslabi tudi do 15-krat v toku enega tedna, pri počasnih pa lahko to traja mesece. Oba tipa se razlikujeta tudi po izsevu v maksimumu. Za hitre je absolutna magnituda ocenjena na M= -8,3, za počasne pa M= -6,2. Če ta dva podatka držita, bi lahko izračunal oddaljenost obeh nov. Na Internetu podatkov o oddaljenosti ni, tako da izračuni niso preverljivi. Ocenjena oddaljenost za prvo novo v Orlu (V1493 Aql) je 10965 parsekov in za drugo V1494 Aql 955 parsekov. Oddaljenost je bila ocenjena na podlagi meritev. Zvezda, na kateri je potekal izbruh nove, lahko postane nova večkrat v življenju. Absolutna magnituda bo pri naslednjem izbruhu podobna. (Kako izračunamo oddaljenost objekta, če poznamo njegovo absolutno magnitudo, sem opisal v poglavju, kako določimo oddaljenost supernov.) V obdobju upadanja sija nove lahko pride do nekaterih posebnosti (periodično spreminjanje sija,...). Nazadnje se nova vrne v stanje, kakršna je bila pred izbruhom. Spreminjanje sija, ki ga lahko opazujemo, odgovarja dogajanju v okolici nove nekako takole: Eksplozija se je zgodila na začetku rasti sija. Večanje sija je posledica še dokaj vročega in gostega plina ter njegovega vse večjega volumna. V fazi upadanja sija se plin oddaljuje od zvezde in se ohlaja, kot pri planetarni meglici. Če lahko izmerimo hitrost oddaljevanja plina, lahko načeloma izmerimo tudi oddaljenost nove.

SUPERNOVE

Podobno, kakor novo, vidimo supernovo kot nenaden izbruh zvezde na mestu, kjer prej ponavadi ni bilo videti ničesar. Izbruhi supernov so zelo svetli. Absolutne magnitude supernov so med -16 in –20. V naši galaksiji so taki izbruhi precej redki. En tak izbruh je bil leta 1054 (glej sliko!). Tycho Brache je tudi opazoval zvezdo. Veliko več supernov lahko opazujemo v sosednjih galaksijah. Njihov izsev lahko preseže izsev celotne galaksije. Izsev se poveča zelo hitro in pada počasneje. Energija, ki se ustvari pri izbruhu, je okrog 1044J. To je ogromno. Toliko energije bo Sonce proizvedlo v svojem celem življenju (10 milijard let). Kakor nove so tudi supernove razdeljene v več tipov. V bistvu se v grobem delijo na dva. Pri prvem tipu je za to tako kakor pri novah kriv dvojni sistem, v drugem pa poteče eksplozija masivne zvezde. Supernova I eksplodira v dvojnem sistemu. Ena zvezda je masivnejša od druge. Zato se bo prej razvila do stopnje rdeče orjakinje. Ker pa so na rdeči orjakinji zunanje plasti gravitacijsko slabo vezane, ji bo druga bolj masivna zvezda kradla snov. Rdeča orjakinja se sedaj razvije do stopnje bele pritlikavke in proces se obrne. Sedaj bela pritlikavka trga snov z druge zvezde. Ko masa preseže 1,4 mase Sonca, belo pritlikavko v nekaj sekundah raznese na koščke. Poglejmo dogajanje še malo bolj podrobno. Ko masa bele pritlikavke, ki je sestavljen predvsem iz ogljika in kisika, preseže Chandrasekharjevo limito, začnejo v njeni notranjosti spet potekati jedrske reakcije. Pri tem izgoreva ogljik v težje elemente. Temperatura v zvezdi se zato poviša. Če bi bila bela pritlikavka iz navadne snovi, bi povišanje temperature povzročilo zvišanje tlaka. Bela pritlikavka bi se napihnila in ohladila. Ker pa je snov v beli pritlikavki degenerirana, jo čaka drugačna usoda. Snov v beli pritlikavki je namreč močno stisnjena. Pred kolapsom, ki bi ga povzročil pritisk, varuje zvezdo tlak degeneriranih elektronov. Degeneriran plin elektronov si najlažje predstavljamo z modelom kovin, ki dobro prevajajo električni tok. V takih kovinah je veliko elektronov prostih, načeloma se prosto gibljejo po kovinskem kristalu. Vsekakor pa tak plin ni enak navadnemu plinu, saj za elektrone velja izključitveno načelo - imajo polovični spin. Ko zvezda preseže 1,4 mase Sonca, ni več stabilna. Temperatura v beli pritlikavki se še naprej viša in reakcije se vse bolj stopnjujejo. Kmalu se temperatura tako poviša, da elektroni niso več degenerirani in belo pritlikavko raznese. To vidimo kot izbruh supernove tipa Ia. Taka zvezda se ne more vrniti v prejšnje stanje, tako kot je to možno pri novah, saj je popolnoma uničena. Supernova tipa II je popolnoma drugačna. Nastane lahko, če ima zvezda vsaj osemkratno maso Sonca. Eksplozija je posledica kolapsa nadorjakinje. V središču zvezde potekajo jedrske reakcije. Pri teh reakcijah nastajajo nevtrini, ki iz jedra zvezde odnesejo energijo. Zvezda mora to energijo nadomestiti. To naredi z gorenjem še večje količine jedrskega goriva ali s krčenjem ali z obojim. Ko pri postopnem gorenju elementov iz lažjih v težje nastane železo, reakcije prenehajo. Zvezda sedaj pridobiva energijo s postopnim krčenjem in segrevanjem. Da se zvezda z osmimi masami Sonca razvije v zvezdo z železnim jedrom, traja le okoli 107 let odkar pride na glavno vejo HR diagrama. Jedro se nato zelo hitro skrči in temperatura naraste na 5x109K v desetinki sekunde. Gama žarki, ki se sprostijo v zelo vročem jedru, trčijo v železna jedra. Jedra se cepijo v alfa delce (4He jedra). V naslednji desetinki sekunde se gostota v jedru izjemno poveča. Negativno nabiti elektroni tvorijo s pozitivno nabitimi protoni nevtrone. Pri tem se sprostijo tudi nevtrini.

e^- + p ==> n + n

Grška črka n (ni) označuje nevtrine

Ti nevtrini spet odnesejo precejšno količino energije. To povzroči nadaljnje krčenje jedra. Po 0,25 s od začetka krčenja jedra ima le ta premer, ki je manjši od 20 km in gostoto 4x10¹⁷ kg/m³. Ko začne jedro, ki je bogato z nevtroni, presegati jedersko gostoto, postane nekako togo. Krčenje jedra se ne more več nadaljevati in pride do zastoja. Takrat se sredica jedra nekako razširi in zato nastane val pritiska, ki se širi navzven iz jedra. Ohlajanje jedra v tej fazi povzroči povečanje tlaka v plasteh, ki jedro obkrožajo. Posledica tega je, da se material iz teh območij začne pomikati proti jedru z precejšno hitrostjo, ki znaša okoli 15% hitrosti svetlobe. Material nato doseže togo jedro. Tam naleti na val pritiska, ki se širi iz jedra. Samo v delčku sekunde se material, ki se je prej pomikal proti jedru, začne premikati proti površju zvezde. Material požene poplava nevtrinov, ki skušajo pobegniti iz jedra zvezde. Val, ki se širi navzven, naleti na vedno manjši odpor, ker so zunanje plasti zvezde redkejše. Ko ta val doseže hitrost zvoka, nastane nekakšen udarni val, ki po nekaj urah doseže zunanje plasti zvezde. Te plasti se nato začnejo dvigati stran od jedra. Energija, ki se pri tem sprosti, je ogromna (10⁴⁶J). Ko se zunanje plasti dovolj razredčijo, del te energije pobegne v obliki svetlobe. To vidimo kot izbruh supernove.

Supernove so tudi zelo pomembne za razvoj življenja na Zemlji. V našem telesu je kar nekaj težkih elementov, ki so verjetno nastali ob eksplozijah supernov na zelo masivnih zvezdah. Material na teh zvezdah je tako stisnjen, da udarni val vzbudi nove jedrske reakcije, pri katerih železo gori v še težje elemente. Pri tem nastanejo elementi, kot so naprimer: cink, zlato, svinec,... Supernov pa ne razdelimo samo v dva tipa. Obstaja še mnogo drugih tipov, predvsem, ko gre za kolaps jedra nadorjakinje. Več o tem v poglavju o določevanju tipa supernove.

Graf 4

Primerjalni graf svetlobnih krivulj supernov tipa Ia in II.

RAZLIKA MED NOVO IN SUPERNOVO TIPA Ia

Pomembna je razlika med novo in supernovo tipa Ia. Obe nastaneta v dvojnem sistemu, v katerem je ena izmed zvezd bela pritlikavka. Supernova tipa Ia je energijsko mnogo bolj izdatna, kot nova. Pri novi potekajo jedrske reakcije samo v akrecijskem disku, ki belo pritlikavko obdaja, pri supernovi pa v njej. Vzrok, da potekajo reakcije v beli pritlikavki, je lahko v tem, da pade na zvezdo veliko več snovi kot pri pojavu nove. Poleg tega pa mora biti tudi začetna masa bele pritlikavke dovolj velika, da se v njeni notranjosti reakcije sprožijo. Med eksplozijo supernove tipa Ia je bela pritlikavka popolnoma uničena, ob eksploziji nove pa “preživi”. Tako lahko nova izbruhne tudi večkrat na isti zvezdi. Lep primer za to je T Severne krone, ki je izbruhnila leta 1866 in leta 1946.

Slika 10

Rakovica (M1) – to je čudovica meglica v ozvezdju Bika. Je ostanek supernove, ki je izbruhnila leta 1054. Oddaljena je 2000 parsekov (6500 svetlobnih let). Njena velikost je 4x6 ločnih minut, kar v resnici pomeni velikost 2x3 parseke. V njej je pulzar, ki je viden v vidni svetlobi in je ostanek supernove (na moji fotografiji se ga da zaslutiti) Meglica je vidna že v manjših teleskopih. (Ccd posnetek pri f/6,3, expozicija 30s)

MOJE MERITVE II.

Iz observatorija Gimnazije Šentvid sem opazoval okrog deset supernov. To so bile SN2000e, SN2000cr, SN2000fo, SN2001c in SN2001n, SN2000p, SN 2000db, SN2001v. Posnetka SN2000db in SN2001g sta posnela Zorko Vičar in Peter Mihor. Večina posnetih supernov je tipa Ia, saj je ta tip najsvetlejši. V nadaljevanju so nekateri bolj uspeli posnetki.

SN2000E

Slika 11

Slika 12

Na posnetkih je supernova 2000e. Galaksijaje označena z rdečo puščico, supernopernova pa z belo. Prvi posnetek je bil narejen 14.2.2000, drugi pa 2.2.2001. Na posnetku z dne

2. februarja 2001 supernove ni več moč opaziti. Mejna magnituda prvega posnetka je okrog 16, drugega pa okrog 18. Prvi posnetek je narejen v večji resoluciji.

Na naslednjem grafu so prikazane moje meritve z rdečo piko. Naredil sem 5 meritev. Meritev iz dne 3.februarja sta naredila Z.V. in P.M.

DATUM	MAGNITUDA	
3.2.2000	14	
7.2.2000	14,3	
14.2.200	14,5	
28.2.2000	14,4	
2.2.2001	Supernove ni vec mogoče zaznati

Graf 5

SN2000E 20000125.737 145J Bro

SN2000E 20000126.730 14.30V (Ro

SN2000E 20000126.780 138J (Ro

SN2000E 20000126.780 151H (Ro

SN2000E 20000126.790 15.78B (Ro

SN2000E 20000128.740 142R L.K

SN2000E 20000128.816 143C Age

SN2000E 20000128.851 141C Mar

SN2000E 20000128.870 13.98CR 

SN2000E 20000129.776 144 Rip

SN2000E 20000130.240 140 N.B

SN2000E 20000130.776 138CR TOL

SN2000E 20000131.774 140CR TOL

SN2000E 20000131.844 142 DPV

SN2000E 20000201.260 140 N.B

SN2000E 20000201.784 141 TUB

SN2000E 20000203.791 141 TUB

SN2000E 20000205.823 139 Car

SN2000E 20000211.601 136 BIV

SN2000E 20000212.643 137 BIV

SN2000E 20000215.135 138C Ste

SN2000E 20000223.874 16.11C PeR

Zgornji podatki se nahajajo na Internetovi strani ISN (International Supernovae Network): http://www.supernovae.net/snimages/

SN 2000db

Slika 13

Magnituda SN2000db, znaša okoli 14,2.

SN 2000fo

Slika 14

Čeprav je bila supernova 2000fo precej svetla ( ob odkritju 16,3 mgnitude), se na mojem posnetku komaj kaj vidi. Vzrok temu so slabi pogoji na dan opazovanja.

SN2001c

Slika 15

Tudi supernova 20001c je bila dokaj svetla, tako da sem lahko pomeril magnitudo.

 Observer	Date	Mag	Filter	Comments	
Tim Puckett 	2001/01/04.9	14.9	C	Discovery local mirror	
KenIchi Kadota 	2001/01/06.429		C		
Rafael Ferrando 	2001/01/07.025	14:	R		
Yasuo Sano 	2001/01/08.498	14.10	CR	color, mirror	
Odd Trondal 	2001/01/10.04	14.9
13.9	CR
R		
Hans Dannhoff 	2001/01/11.830	14.7	C	95% moon	
Tuboly Vince 	2001/01/12.260		C	mirror	
Claudine Rinner 	2001/01/12.978	14.4	CR		
Fred Ewalt 	2001/01/13.079	14.9	C	mirror	
Josch Hambsch 	2001/01/13.12	14.3	C	mirror	
Martin Mobberley	2001/01/13.78		C	mirror	
Marc Serrau 	2001/01/13.927	14.6	C		
Yasuo Sano 	2001/01/14.400	14.34	CR	mirror	
Johannes Walter 	2001/01/14.825		C		
Kereszty Zsolt 	2001/01/14.858		C		
JM Llapasset 	2001/01/18.094	14.7	CR	Poor weather	
CfA 	2001/01/24		C		
Josch Hambsch 	2001/01/24.960		C		
Claudine Rinner 	2001/01/28.925	14.8	CR		
L Brunetto 	2001/01/31	15.1	CR		
JM Llapasset 	2001/02/01.815	15.3	CR		
Claudine Rinner 	2001/02/01.945	15.0	CR		
Zorko Vicar, Mitja Siska
and Peter Mihor 	2001/02/02.979	15:	C	light
polution	
JM Llapasset 	2001/02/09.865	15.5	CR		
Josch Hambsch 	2001/02/09.876	15.4	R		
Ramanzacco Obs.	2001/02/10.907	15.1	C		
Kereszty Zsolt image 	2001/02/11.83	16.2	C

Tabela z Interneta, kjer so objavljeni podatki in rezultati opazovanja supernov. Sem smo poslali tudi posnetek supernove, ki sem ga posnel z mentorjem in Petrom. Tabela se nahaja na domači strani ISN-ja: http://www.supernovae.net/snimages

Graf 6

V grafu iz vsnet-a je vključena tudi moja meritev, ki je označena s puščico.

Internet naslov je : http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/index.html

SN2001n

Slika16

SN2001g

Slika 17

Posnetek supernove 20001g

SN2001v

Slika 18

Posnetek supernove 2001v

TABELA, V KATERI SO PODATKI O POSNETKIH SUPERNOV

SUPERNOVA TIP GALAKSIJA RAC DEC DATUM ČAS MAG SN2000e Ia NGC 6951 20h37m13s +66o05'50 14.2.200 40s 14,5 SN2000db II NGC3949 11h53m39s +47o51'46” 10.8.2000 60s 14,2 SN2000fo Ia PGC70184 22h58m25s +26o38'26” 17.12.2000 60s / SN2001c Ia PGC19975 6h59m36s +59o31'01” 2.2.2001 70s 15 SN20001n Ia NGC3327 10h39m08s +24o05'26” 2.2.2001 60s / SN2001g Ia MGC+08-17-43 9h09m33s +50o16'51” 10.2.2001 55s 14,5 SN2001v Ia NGC3987 11h57m24s +25o12'09” 26.2.2001 60s 14,6

V koloni ČAS so časi osvetlitev pri posameznem posnetku.

Mag je vrednost magnitude, ki je bila izmerjena s programom CCDOPS za kamero ST7.

Supernovam SN2000fo in SN2001n ni bilo mogoče določiti vrednosti magnitude, saj sta na posnetku komaj opazni. Moje meritve sem primerjal z meritvami tujih opazovalcev, ki sem jih našel na Internetu. Meritve magnitude se z njihovimi zelo dobro ujemajo. To je razvidno tudi iz grafov in podatkov, ki so priloženi posnetkoma SN2000e in SN2000c. Nekaj posnetkov in meritev je objavljenih tudi na mednarodni strani (ISN) http://www.supernovae.net/. Na to stran pošiljajo podatke o svojih opazovanjih amaterji s celega sveta.

DOLOčANJE ODDALJENOSTI

Supernove lahko uporabimo za določanje oddaljenosti v vesolju. Poznati moramo samo njihovo absolutno magnitudo. Tip supernov, ki imajo ob maksimumih konstantno absol. mag. ,je Ia. Astronomi lahko izmerijo le navidezno magnitudo. Če so hoteli izračunati absolutno magnitudo, so morali poznati oddaljenost do neke galaksije. Leta 1937 so v galaksiji IC 4180 opazovali izbruh supernove. Ker poznajo oddaljenost te galaksije, ki so jo izračunali s pomočjo kefeid, so lahko izračunali tudi absolutno magnitudo supernove, ki je bila –19,9. Ko so opazovali več supernov v galaksijah, so ugotovili, da imajo supernove tipa Ia absolutno magnitudo med –19 in 19,9. Tu so možna tudi odstopanja. Supernova iz leta 1973 je imela absolutno magnitudo –19,9. To metodo lahko uporabljamo za določanje oddaljenosti več sto milijonov parsekov, ker so izbruhi supernov Ia zelo svetli. Zveza med absolutno in navidezno magnitudo je:

m – M = 5 log d – 5,

to zvezo pa lahko zapišemo tudi kot:

d = 10(m – M + 5)/5

Tudi sam sem poskušal določiti oddaljenost galaksije s pomočjo supernov tipa Ia, ki so med najbolj pogostimi. Sledi izračun za oddaljenost supernove SN2001c. Za absolutno magnitudo sem vzel vrednost –19.

Najvišja vrednost navidezne magnitude magnitude, ki jo je dosegla SN2000c v času največjega sija je bila 14,3. Za oddaljenost sledi:

Oddaljenost je izračunana na podlagi rdečega premika pa znaša 43,7Mpc.

Odstopanje znaša okrog 5%. Vrednosti, ki sem jih izračunal, kar precej odstopajo od tistih, ki jih dobimo s Hubblovim zakonom. Vzrokov za to je lahko več. Zato sem v nadaljevanju želel pereveriti, ali lahko ločim med tipoma supernov Ia in II v povprečju na podlagi meritev magnitud. Ko sem poznal magnitudo in oddaljenost do galaksije, sem lahko izračunal absolutno magnitudo. Že takoj pa sem naletel na probleme. Na Internetu in meni dostopni literaturi žal primanjkuje podatkov o oddaljenosti galaksij. Tako sem moral najti zasilni izhod. V katalogih Interneta sem našel podatke o rdečem premiku. Na podlagi teh podatkov sem nato izračunal oddaljenosti do galaksij. Problem je, da ti podatki niso točni, saj ne poznamo natančne vrednosti Hubblove konstante. Za vrednost konstante sem vzel 75km/s/Mpc. Za magnitudo pa sem uporabil najmanjšo vrednost, ki sem jo našel na Internetu, če le-ta ni preveč odstopala od ostalih. Toleranca je bila nekje +-0,3 magnitude. Naprimer, že če se zmotimo samo eno desetinko magnitude, to pomeni, da smo se zmotili za okoli 0,5 Mpc. Na podlagi teh podatkov (tabela) sem izrisal spodnji graf. Čeprav je napaka lahko tudi do okrog 10%, se vidi, da imajo supernove tipa Ia višjo absolutno magnitudo. Razlika med povprečnimi vrednostmi je okrog 1 magnitudo. Debela rdeča črta na grafu prikazuje povprečje za tip Ia modra pa za tip II.

Graf 6

SN

TIP

v

m

galaksija

d in Mpc (Hubble)

M

2000db

II

807

13.7

ngc3949

10.8

-16.5

ev

II

4388

16.1

ugc3500

58.5

-17.7

fd

Ia

4828

16.5

ugc291

64.4

-17.5

fe

II

4218

16.5

ugc4870

56.2

-17.3

fo

Ia

7152

15.9

pgc70148

95.4

-19

2001b

Ib

1556

14.3

ic70148

20.8

-17.3

c

Ia

3280

14.3

pgc019975

43.7

-19

d

II

8499

17.1

ic728

113.3

-18.2

e

Ia

5774

15.6

ngc3905

77

-18.8

f

Ia

6870

16.4

ic867

91.6

-18.4

h

II

5248

16.8

mcg?

70

-17.4

j

II

3900

17.5

ugc04729

52

-16.1

k

II

3249

16.3

ic0677

43.3

-16.9

l

Ia

4567

15.4

mcg?

60.9

-18.5

n

Ia

6303

16.2

ngc3327

84

-18.4

p

Ia

6197

17.5

ngc3947

82.6

-17.1

q

II

3726

16.9

ugc6429

49.7

-16.6

r

II

4030

17.5

ngc5172

53.7

-16.2

s

II

9100

17

ugc05491

121.3

-18.4

V zgornji tabeli so podatki, na podlagi katerih je bil narejen graf.

V koloni v so hitrosti galaksij, ki so bile izračunane iz rdečih premikov galaksij. V koloni m so najmanjše navidezne magnitude, ki sem jih našel na Internetu. V koloni d in Mpc so izračunane oddaljenosti galaksij v mega parsekih V koloni m so izračunane absolutne magnitude

DOLOčANJE TIPA SUPERNOVE

Katerega tipa je supernova, astronomi razberejo iz njenega spektra. To je pravzaprav edina metoda, s katero lahko natančno določimo tip supernove. Tip I se deli v tri podtipe: Ia, Ib, Ic. Delitev v podtipe obstaja tudi pri II. tipu supernove. Tip I in II se ločita po prisotnosti Balmerjevih vodikovih črt (1/l=r(1/4-1/n²), n = 3,4,5;
Rydbergova konstanta R = 1,09737m^-1). Te črte so prisotne samo vpri drugem tipu. Za tip Ia je značilna spektralna črta ioniziranega silicija. Spodnja grafa (7,8), prikazujeta spekter supernove tipa Ia. Na obeh močno izstopa spektralna črta SiII pri okrog 6150? (615nm). Pri tipu II pa močno izstopa vodikova črta Ha (GRAF 9). Vodikove črte so značilne za smrt visoko razvite masivne zvezde, ki ima še zmeraj obilico vodika v svoji atmosferi. Ta vodik pri eksploziji povzroča absorbcijo. Tipa Ib in Ic nimata ioniziranega silicija. Zunanje plasti pri teh dveh tipih je odpihnilo, še preden je zvezda eksplodirala kot supernova. Tip Ib vsebuje močne helijeve absorbcijske črte. Supernova Ic pa je izgubila še več snovi, tako da tudi helija ni v njenem spektru. Tipi supernov II, Ib in Ic so nastali v področjih pravkar nastalih mladih zvezd.

Graf 7

Spekter supernove SN2001g (Ia tip)

Graf 8

Spekter supernove SN2001v (Ia tip).

Graf 9

Spekter supernove SN2001t (II tip)

ZAKAJ JE AMATERSKA ASTRONOMIJA POMEMBNA

Proučevanje supernov je zelo pomembno. So edini laboratoriji, kjer se da opazovati, kako se snov obnaša pri visokih energijah in tlakih, saj takih pogojev na Zemlji ni mogoče ustvariti. Poleg tega izbruhe supernov spremlja tudi kopica zanimivih procesov, ki so vredni pozornosti. Pri odkrivanju lepot in zanimivosti v vesolju so udeleženi tudi amaterski astronomi. Če malo pobrskamo po Internetu, vidimo, da so amaterji odkrili kar precejšen delež supenov in nov. Poklicni astronomi ponavadi nimajo na razpolago toliko časa, da bi cele noči pregledovali nebo. To nalogo so prevzeli amaterji, ki nebo zelo dobro poznajo. Odkritje eksplozije supernove je za amaterskega astronoma s CCD kamero vsekakor dosegljivo. Mnogi amaterji so sprogramirali programe za svoje avtomatske teleskope, za katere ni nujno, da so zelo dragi. Z njihovo pomočjo lahko v eni noči pregledajo nekaj sto galaksij. Nekateri pa nove odkrivajo kar z daljnogledi. Lep primer za to je Portugalec Alfredo Pereira, ki je novo v Orlu nr. 2 odkril z daljnogledom 14X100. Vehndar je za tak uspeh nujno potrebno odlično poznavanje neba. Mogoče imajo tisto noč srečo in odkrijejo majhno svetlo točko na mestu, kjer teden dni prej ni bilo opaziti nič. Ta svetla točka je nagrada, ki poplača večletni trud. Pomembno pa je tudi opazovanje že odkritih supernov in spremljanje njihovega sija. Na Internetu obstajajo strani, kamor amaterji pošiljajo podatke o svojih opazovanjih. Znanstveniki jih lahko uporabijo in na njihovi podlagi postavljajo kakšne privlačne teorije.

ZAKLJUČEK

Cilj, ki sem si ga zastavil, sem v celoti realiziral. Posnel sem več supernov in nov. Ugotovil sem, da je tudi opazovanje iz mestnega okolja, kjer je močno svetlobno onesnaženje, s CCD kamero smiselno. Moje meritve sija ne zaostajajo za drugimi astronomi, ki so večinoma snemali iz svetlobno manj onesnaženih področij. Na podlagi meritev sija supernov sem lahko izračunal oddaljenost do galaksij, čeprav je pri tem napaka precejšnja. Prav tako sem na podlagi podatkov v povprečju ločil med tipoma supernov Ia in II. Opazoval sem tudi upadanje sija nove. Podatke sem prispeval v baze podatkov na Internetu, kamor jih pošiljajo astronomi z vsega sveta.

Ker imam možnost uporabe CCD kamere, se bom tudi v prihodnje ukvarjal z meritvami. Ostalo je še veliko projektov, ki sem si jih zadal, vendar jih zaradi slabega vremena in pomanjkanja časa še nisem uspel opraviti. Mednje sodijo naprimer: spektrometrija, astrometrija in fotometrija spremenljivk ter določanje oddaljenosti z metodo kefeidnih spremenljivk. Lansko leto sem poskušal ujeti prehod planeta HD209458B preko diska matične zvezde. Opazovanj žal ni bilo mogoče izvesti zaradi pomanjkanja lepega vremena v času prehoda. Opazovanja se bom lotil takoj ko bo Pegaz, v katerem se ta planet nahaja, spet v ugodnem položaju.

Slika 21

Moj posnetek zvezde, okrog katere kroži planet. Ko planet prečka disk zvezde, magnituda v povprečju pade za 0,02 magnitude



SEZNAM UPORABLJENE LITERATURE:

1.      Fizika zvezd – Andrej Čadež – DMFA Slovenije

2.      Fundamental Astronomy – H. Karttunen, P. Kröger, H. Oja, M. Poutanen, K.j. Donner (Eds.) – Springer-Verlag – Berlin Heidelberg New York London Paris Tokyo Hong Kong Barcelona Budapest, 2. izdaja, 1994

3.      Astronomija 2 – Vladis  Vujnović– Školska knjiga Zagreb, 1990 

4.      Universe – Kaufmann, Freedman – W.H. Freeman and Company, New York, 5. izdaja, 1998 

5.      Atlas vesolja – Patrick Moore – prevedla Tomaž in Savina Zwitter – Založba  Mladinska knjiga, 1999

6.      Spika – Cambio d.o.o. Ljubljana – leto 1999-  letnik  7, št. 6, 9, 11; leto 2000- letnik 8, št. 1

7.      Astronomy – julij 1999-  letnik 27, št. 7

Viri z Interneta: 

Astronomski krožek Gimnazije Šentvid: http://www2.arnes.si/~gljsentvid10/

SIMBAD Astronomical Database: http://simbad.u-strasbg.fr/
 
International Supernovae Network (ISN): http://www.supernovae.net/snimages/

American Association of Variable Star Observers (AAVSO): http://www.aavso.org/

VSNET: http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/index.html

Do sedaj je to stran obiskalo ljudi.

Nazaj na domačo stran.

SN	TIP	v	m	galaksija	d in Mpc (Hubble)	M
2000db	II	807	13.7	ngc3949	10.8	-16.5
ev	II	4388	16.1	ugc3500	58.5	-17.7
fd	Ia	4828	16.5	ugc291	64.4	-17.5
fe	II	4218	16.5	ugc4870	56.2	-17.3
fo	Ia	7152	15.9	pgc70148	95.4	-19
2001b	Ib	1556	14.3	ic70148	20.8	-17.3
c	Ia	3280	14.3	pgc019975	43.7	-19
d	II	8499	17.1	ic728	113.3	-18.2
e	Ia	5774	15.6	ngc3905	77	-18.8
f	Ia	6870	16.4	ic867	91.6	-18.4
h	II	5248	16.8	mcg?	70	-17.4
j	II	3900	17.5	ugc04729	52	-16.1
k	II	3249	16.3	ic0677	43.3	-16.9
l	Ia	4567	15.4	mcg?	60.9	-18.5
n	Ia	6303	16.2	ngc3327	84	-18.4
p	Ia	6197	17.5	ngc3947	82.6	-17.1
q	II	3726	16.9	ugc6429	49.7	-16.6
r	II	4030	17.5	ngc5172	53.7	-16.2
s	II	9100	17	ugc05491	121.3	-18.4