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)

Според измерванията на няколко обсерватории на НАСА, слънчевото магнитно поле е на път да се “преобърне” (фиг. 1), т.е. магнитните му полюси да си сменят местата.

Фиг. 1 – Промяна на магнитните полюси на Слънцето. Image credit: NASA.

За разлика от Земята, която мени посоката на магнитното си поле нерегулярно и рядко, то Слънцето мени направлението на магнитното си поле приблизително на 11 години (фиг. 2), като това става в максимума на слънчевата активност (поне така сочат данните от обсерваторията за наблюдение на магнитното поле на Слънцето –  Wilcox).

Фиг. 2 – Полярно магнитно поле на Слънцето в зависимост от времето.

Image credit: NASA.

Според наблюденията до 3 – 4 месеца слънчевото магнитно поле сте смени полярностите си.

Как ни засяга това?

Обръщането на магнитното поле на слънцето е голямо събитие, доколкото ние живеем буквално в атмосферата на Слънцето и заредените частици изхвърляни от него се движат по линиите на слънчевото магнитно поле. За щастие земното магнитно поле ефективно ни защитава от проникването на тази радиация като “огъва” траекторията на тези частици около Земята. Може да се каже, че глобалното магнитно поле на Слънцето  не влияе на жителите на Земята, но не така стоят нещата с всички обекти извън магнитната защита на Земята. Там магнитното поле господства до самите граници на хелиосферата и всяка негова промяна се отразява на радиационните потоци, което може да повлияе на космонавтите, сателитите и авиацията през полярните области.

Повече информация може да се намери в прес съобщението на НАСА – http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2013/05aug_fieldflip/