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.
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
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.
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.
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 – navidezna magnituda
j1, j2 – gostota svetlobnega toka
Logaritemska oziroma eksponentna odvisnost je prikazana v naslednji
tabeli:
(m1–m2) Razlika navideznih magnitud
L - izsev [W]
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).
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)
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
Razlika m-M je odločilna za določevanje oddaljenosti. Če je razlika
negativna (m>M), pomeni to, da je zvezda bližje od 10 parsekov.
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
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.
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.
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.
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:
* * * 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)
Slika 8
Karta nove v Orlu številka 2 s primerjalnimi zvezdami
Sledijo štirje posnetki nove, na katerih se vidi
upad njenega sija.
Primerjalne slike nove V1494 nazorno kažejo na časovno upadanje sija
po eksploziji.
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.
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.
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.
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)
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
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).
Graf 1
Slika 4
(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)
j – gostota svetlobnega toka [W/m2]
d – razdalja v metrih
Slika 5
Indeksa 1 in 2 pomenita prvo ali drugo zvezdo.
M – absolutna magnituda
d – razdalja do zvezde v parsekih
m-M d
-4 1,6
-3 2,5
-2 4,0
-1 6,3
0 10
1 16
2 25
3 40
4 63
5 100
10 103
15 104
20 105
Tabela prikazuje razlike (m-M) in oddaljenosti.
http://www.supernovae.net/snimages/
http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/index.html
Slika 6
Slika 7
Graf 2 prikazuje upadanja sija nove.
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
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 9
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
Graf 4
Slika 10
