News / Новини

30 януари 2014: Спектър получен с новия високодисперсен спектрограф на Националната астрономическа обсерватория Рожен на регистрираната на 21-ри януари свръхнова звезда SN2014J намираща се в галактиката М82 (съзвездие Голяма мечка). На картинката са означени D1 и D2 линии на дублета на неутрален натрий (NaI), които се формират от поглъщане в междузвездния газ както в нашата галактика така и в междугалактичното пространство и в М82, галактиката в която e избухнала свръхновата; ивици на поглъщане от атомен кислород в земната атмосфера; линиите на: еднократно йонизиран силиций (SiII 6355Å, 5972Å), сяра (SII5468Å, 5612Å, 5654Å) и калции (CaII 8484Å, 8522Å, 8642Å). По отместването на наблюдаваната дължина на вълната на тези спектрални линия от техните лабораторни стойности са измерени скорости на разширяващия се газ от избухналата звезда 14100 и 12300 km/s. Поради голямата дисперсия на скоростите на разширяващият се газ се наблюдава силно блиндиране (припокриване) на линиите. Получените резултати са част от съвместен проект с астрономи от университета в Торун, Полша.

На 6 януари 2014 година в Националната астрономическа обсерватория започна последния етап от пускането в експлоатация на новия високодисперсен спектрограф от тип ешеле. Спектрографът е разположен върху маса с пневматични крака в помещение с контрол върху параметрите на работната среда, на етажа под телескопа. Светлина в спектрографа се подава по 30 метров световод от фокуса на 2-метровия телескоп на НАО. Първи спектри на астрономически обекти с новия инструмент бяха получени на 10 януари. В следващите няколко нощи бяха извършени настройки целящи оптимизиране на работата на новия инструмент. Наблюденията продължиха от 20 януари до 24-ти, когато българските астрономи имаха възможността да дадат своя принос в изучаването на регистрираната на 21-ри януари свръхнова звезда SN2014J в близката галактика M82. В нощта на 23 срещу 24 в НАО Рожен беше получен спектъра на свръхновата показан в началото на тази новина. Повече подробности за първото в нашата страна изследване на този астрономически феномен са представени в публикуваната астрономическа телеграма.

Кадри на избухналата звезда бяха направени с дистанционно управляеми телескопи, разположени на територията на НАО (http://www.irida-observatory.org/Observations/M82-SN2014J/M82-SN2014J.html).

Първото съобщение за избухналата свръхнова бе направено от S. J. Fossey и неговите студенти, които получават снимки на галактиката М82 на 21 януари в 19:20 GMT. Кадрите са получени с учебна цел, с 35 см телескоп на UCL (University College London). Международният астрономически съюз потвърждава откритието и обектът е регистриран под името SN2014J. До момента са излезли 20 “бързи” съобщения в The Astronomer’s Telegram, дискутиращи развитието и параметрите на избухването, които дават основание свръхновата да бъде класифицирана от тип “Ia” – бяло джудже, което “засмуква” вещество от близък до него съсед. Всъщност ние наблюдаваме поведението на една звезда в края на нейния живот. Белите джуджета са звезди с размерите на Земята и маса, която не може да надвишава тази на Слънцето с около 44%. Това е критична стойност за масите на звезди с такива размери. Когато бялото джудже се намира в “съжителство” с друга звезда могат да се създадат условия под действието на гравитацията вещество от компаньона да започне да се прехвърля върху бялото джудже т.е. джуджето увеличава масата си за сметка на своя съсед. Този процес може да продължи докато масата на джуджето достигне критична стойност от 1.44 слънчеви маси. Тогава лъчистата енергия, която идва от недрата на бялото джудже не може повече да удържи гравитационния натиск от натрупващата се върху неговата повърхност материя и звездата започва да се свива. Процесът на свиване рязко повишава температурата в недрата на звездата и следва мощен разрушителен взрив. Това е явлението, което ние наблюдаваме като избухване на свръхнова звезда. Блясъкът по време на това избухване е по-голям от цялата светлина идваща от галактиката, в която се намира бялото джудже. Проследяването на развитието на свръхнови звезди е от изключително значение за нашето разбиране за еволюцията на Вселената, в която живеем, както и за нейното обогатяване с тежки елементи. С други думи изследването на този феномен ни доближава до кухнята на синтеза на химичните елементи. Освен това, със своята мощна светлина, свръхновата “осветява” веществото в галактиката, която я приютява, и така позволява да се изучи по-детайлно неговото разпределение и състав.

За повече информация – д-р Хараламби Марков (hmarkov@astro.bas.bg).

Променливост на околозвездния диск на рентгеновата двойна звезда LSI +61 303

Масивните рентгенови двойни звезди представляват двойна система от гореща звезда от спектрален клас О или В с маса по-голяма от 8 слънчеви маси и компактен обект, който може да бъде неутронна звезда или черна дупка. Те се делят на два типа според вида на ОВ звездата – рентгенови двойни, при които донора на маса е гигант или свръхгигант, и Ве рентгенови двойни, при които донора е Ве звезда на Главната последователност на Диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Ве звездите се въртят бързо – скороста им на върнете е около 70% от критичната скорост (скоростта, при която звездата се разрушава). Това бързо въртене, съчетано с нерадиални пулсации на звездата, формират околозвезден диск около Ве звездата. При движението си около тази Ве звезда, компактния обект акретира вещество (предимно водород) от околозвездния диск. Когато температурата и плътността на това вещество достигне критични стойности, протичат термоядрени реакции. Рентгеновите избухвания се случват веднъж на всеки орбитален цикъл и така се определя орбиталния период на системата.

Схема на Ве рентгенова звезда

LSI +61 303 (V615 Cas) e Ве ренгенова двойна звезда на разстояние от 2.3 kpc. Състои се от В0Vе звезда с маса 12.5 слънчеви маси и радиус 6.7 слънчеви радиуси и компактен обект, чиято природа остава най-голямата мистерия, която LSI +61 303 крие. Най-вероятно той е неутронна звезда със силно магнитно поле, но може да бъде и черна дупка. LSI +61 303 е изхвърлена от разсеяния звезден куп IC 1805 Heart Nebula, част от асоциацията Cas OB6, при избухване на свръхнова преди 1 700 000 години. Десетилетията наблюдения във всички области на електромагнитния спектър все още не са разкрили какъв точно е компактния обект. Орбиталният период на звездата е 26.5 дни. В допълнение към орбиталния период, по радио наблюдения е детектиран период от 4.4 години. Най-вероятната причина за тази периодичност е комбинация от прецесията на Ве звездата и променливия темп на загуба на маса от нея.

Купът IC 1805 Heart Nebula – родното място на LSI +61 303. С жълто е отбелязано положението на LSI +61 303, а със зелена стрелка – мястото, от което звездата е изхвърлена при избухването на свръхнова. (http://www.sky-image.com/home2.html)

Екип от астрономи от Института по Астрономия с Национална Астрономическа Обсерватория – Кирил Стоянов, Радослав Заманов, Георги Латев и Николай Томов, съвместно с колеги от Университета в Хаен, Испания (Josep Martí и Pedro Luque-Escamilla) и Университета в Съсекс, Англия (Гергана Белчева), изследва LSI +61 303 с помоща на Куде спектрографа на 2м телескоп на НАО Рожен. Спектралните наблюдения на емисионната линия Нα са за период от 15 години. Линията Нα е с дължина на вълната 6563Å и се формира в околозвездния диск на Ве звездата. Целта на тези наблюдения е да се изследват физическите параметри на диска и условията, при които се формира Нα излъчването от звездата. Наблюденията, които покриват над 200 орбитални периода, позволяват на астрономите да оценят промяната на параметрите на линията Нα за дълъг период от време и да изследват влиянието на орбиталния период и радиопериода от 4.4 години върху тези параметри.

2м RCC телескоп на НАО Рожен

За периода на наблюдения са събрани 138 спектъра на LSI +61 303 в областта на линията Нα. Астрономите измериха параметри на линията като еквивалeнтна ширина (EW), радиални скорости и полуширина на половината от максимума (FWHM). Периодограмният анализ, приложен на получените данни, показва, че параметрите са модулирани с орбиталния и 4.4-годишния период.

Примери на линията Нα, получени на 25 август 1996 г., 17 септември 2000 г. и 7 юли 2012 г. (отгоре надолу).

Използвайки връзката между разстоянието на двата пика на линията Нα и радиуса на околзвездния диск, беше получено, че той не надвишава повърхнината на Рош в периастър. Радиусът на диска варира от 15 до 56 слънчеви радиуса. Максимумите на еквивалентната ширина на линията Нα и радиуса на околозвездния диск са след периастъра и съвпадат с максимумите на излъчването в рентгеновата и гама областта на електромагнитния спектър. На базата на получените спектрални данни, беше получена оценка на проекцията на скоростта на въртене на Ве звездата v sin i = 349 ± 8 km/s и наклон на орбитата по лъча на зрение i ≈ 70⁰.

Излъчването в Нα и излъчването с високи енергии (рентгенови и гама лъчи) се формират в различни части на рентгеновата звезда. Получените резултати показват връзка между тях. Тази връзка е обект на бъдещи изследвания на екипа, като за целта освен спекрални данни, ще бъдат изследвани и рентгеновото, гама и радио лъчения от звездата и връзката помежду им. Резултатите ще допринесат до разкриването най-голямата мистерия, която LSI +61 303 крие – неутронна звезда или черна дупка е компактния обект в системата.

Резултатите от изследването са публикувани в брой 559 на престижното астрономическо списание Astronomy & Astrophysics (http://www.aanda.org/) и могат да бъдат разгледани на адрес: http://arxiv.org/abs/1309.3947.

За повече информация: К. Стоянов (kstoyanov@astro.bas.bg), Г. Латев (glatev@astro.bas.bg), Р. Заманов (rkz@astro.bas.bg)

От печат излезе книгата “Linux за астрономи, физици и инженери” с автори Георги Петров и Момчил Дечев.

Книгата „Linux за астрономи, физици и инженери“ се състои от три самостоятелни части.

Част 1 – „Операционна система“, описва операционна с-ма Linux, която включва всички видове софтуер, необходими за вашата работа с Linux – мултимедия, офис пакети, интернет, програми за обучение, игри и др.

Част 2 – „Астрономичен софтуер“, представя над 150 програмни продукта за свободен астрономичен софтуер, базиран на Linux. Освен „класическите“ специализирани програмни пакети, като IRAF и MIDAS, са разгледани десетки други – за анализ на данни, софтуер за GRID, за моделиране и симулации, за планетариуми, за спектрален анализ, за анализ на радио-, инфрачервени и рентгенови данни и др.

Част 3 – „LaTeX в примери“, представя 120 фигури и над 130 таблици, което изключително улеснява използването му. Познаването на LaTeX често се оказва необходимост при писане на научни статии за всички реномирани астрономически и много други списания.
Всяка част включва азбучен указател и обширен списък на ползваните източници и литература.
Тази книга може да служи и като самоучител.

Повече за книгата може да се открие на сайта на издателство “Проф. Марин Дринов”.

През 2011 г. в Националната астрономическа обсерватория (НАО) – Рожен български астрономи откриха новоподобна катаклизмична звезда: 2MASS J01074282+4845188  (нататък ще я наричаме за краткост J0107).

Първоначално тази звезда привлече вниманието на астрономите с периодичното намаление на блясъка с около 3 звездни величини, което е най-дълбокото затъмнение сред известните звезди от този рядък тип. Изненадата от това неочаквано поведение на системата J0107 бе толкова силна, че мотивира астрономите да продължат детайлното изследване на този екзотичен астрономически обект.

След направените в НАО-Рожен допълнителни фотометрични и спектрални наблюдения на новооткритата катаклизмична звезда J0107 през 2012 г. и техният анализ се установи, че наблюдателните данни могат да бъдат обяснени с екстремните стойности на глобалните параметри на тази система. За моделирането на данните бе използван съвременен модел на катаклизмична звезда, в който се отчита приноса не само на двете звездни компоненти (червено джудже и бяло джудже) и акреционния диск, но и ефекта от горещото петно и от т.нар. гореща линия.

Установи се, че дълбокият минимум на блясъка се възпроизвежда със затъмнение на много ярък акреционен диск, който дава основната част от излъчването на цялата звездна система. Температурата на вътрешния край на диска е над 50000 К, което е почти 2 пъти по-висока стойност от температурите, характерни за акреционните дискове на катаклизмичните звезди в спокойно състояние, но е типична температура за такива обекти по време на избухване.

Получената температура на първичната звезда на системата J0107 е около 40000 К, което означава че това е едно от най-горещите бели джуджета, открити в катаклизмични двойки.

Не беше изненадващо, че температурата 5090 K на вторичната компонента на J0107 е много по-висока от типичните около 3000 К за червените джуджета в катаклизмични звезди, тъй като в случая вторичната звезда е подложена на интензивното нагряване от горещото бяло джудже и от горещия акреционен диск.

Друг неочакван резултат от моделирането бе установеното сравнително плоско разпределение на температурата по радиуса на диска, както и същественото отклонение на разпределението на енергията му от това на абсолютно черно тяло, което води до извода, че излъчването на диска на J0107 е нестационарно. Този ефект се обяснява с ниския вискозитет на веществото на диска поради необичайно високата му температура.

Получената стойност за темпа на преноса на вещество от вторичната към първичната звезда в системата се оказа също необичайно висока, въз основа на което се изказа предположение, че еволюционният етап, в който се намира J0107, е много кратък.

Установените при изследването сходства в характеристиките на новооткритата J0107 и катаклизмичните звезди в избухване дават нови аргументи към хипотезата, че новоподобните звезди са катаклизмични обекти, които се намират непрекъснато във високо състояние (high state).

Известно е, че откриването на катаклизмични звезди е рядкост, тъй като те са обекти с ниска яркост. Още по-рядък феномен е новоподобна затъмнителна звезда (известни са само няколко десетки). Но именно те са изключително важни обекти за съвременната астрофизика, тъй като дават възможност за определяне на глобалните параметри и по този начин допринасят за изучаване на финалните стадии в живота на звездите.

Установените екстремални стойности на параметрите (особено температурните) на 2MASS J01074282+4845188 я правят уникална сред новоподобните катаклизмични звезди и интересна за бъдещи детайлни спектрални наблюдения, както и за наблюдения в ултравиолетовия и рентгеновия диапазон.

Непосредствена представа за това на какво се дължат сложните изменения на блясъка на новоподобните катаклизмични звезди може да се добие от следващите анимации.

Наблюденията, изследването и моделирането на новооткритата катаклизмична звезда 2MASS J01074282+4845188 са дело на астрономите Динко Димитров от Института по астрономия с НАО към БАН, Диана Кюркчиева от Шуменския университет и Татяна Хрузина от Астрономическия институт Щернберг, Москва.

Резултатите от това изследване са публикувани в статията „The SW Sextantis-type star 2MASS J01074282+4845188: an unusual bright accretion disk with non-steady emission and a hot white dwarf” (2013, Astronomy & Astrophysics551A, 125).

Original link: http://www.nao-rozhen.org/news/fr35_en.htm