Das erhaltene Porträt ist & beta; Lyrae • Sergey Popov • Wissenschaftsnachrichten zu "Elementen" • Astronomisches Bild des Tages

Das erhaltene Porträt ist & beta; Lyra

Abb. 1. Bilder des Beta Lyra-Systems in verschiedenen Orbitalphasen. Zwei linke Bilder erhalten durch Anwendung verschiedener Datenverarbeitungsalgorithmen (MACIM und BSMEM). Auf der rechten Seite zeigt schematisch die Konfiguration für jeden Beobachtungsmoment. Auf den richtigen Bildern dunkle Farbe markierter Sternspender. Tassen Auf der Oberseite entsprechen zwei zentrale Bilder der begrenzenden Auflösung (Millibar-Sekunden, Millisekunden). Abb. aus dem diskutierten Artikel arXiv: 0808.0932

Mit dem optischen CHARA-Array-Interferometer hat eine Gruppe amerikanischer und britischer Astronomen erstmals den Beta-Lyra-Doppelstern im Detail erstmals in zwei Komponenten gesehen. Es ist auch gelungen, die Entfernung zum Stern genauer zu bestimmen.

Viele Menschen kennen den hellen Doppelstern β Lyra – ein anderer Name für sie ist Sheliak. Es wurde erstmals von dem englischen Astronomen John Goodricke als veränderlicher Stern bereits 1784 untersucht. Dieses verfinsternde Doppelsternsystem besteht aus einem weißen und blauen Zwerg, der zur Spektralklasse B6-8 II (eine hellere Komponente) gehört, und einem massereichen, aber dunkleren weißen Stern der Hauptreihe der Spektralklasse B.Die Entfernung zwischen den Komponenten beträgt 40 Millionen Kilometer.

In diesem System fließt die Substanz von einem Stern zum nächsten, da einer der Nachbarn, der sich erweitert hat, ihre Roche-Höhle gefüllt hat, das heißt, den Bereich, in dem sie die Bewegung der Substanz steuert (benannt nach dem französischen Astronomen und Mathematiker Edward Roche). Und jetzt verlässt das Gas, das über diese Region hinausgeht, die Anziehungskraft seines Sterns und fließt zur nächsten über; als Ergebnis erhält der Donorstern eine längliche Form, wie in den Figuren zu sehen ist.

Einst war der Spenderstern (blauer und weißer Zwerg) massiver, aber jetzt ist seine Masse nur noch etwa 3 Sonnen, und der Begleiter ist auf 13 Sonnenmassen angeschwollen. Beide Komponenten eines Doppelsterns sind so nahe beieinander, dass sie von einem optischen Teleskop nicht unterschieden werden können (siehe spektrale Doppelsterne). Außerdem ist der Fettstern von einer Akkretionsscheibe umgeben. Er ist es, der in erster Linie in den Beobachtungen von β Lyrae gesehen wird, und wegen ihm erweist sich der massereichere Stern als weniger hell.

Die Umlaufzeit eines Doppelsterns beträgt etwa 13 Tage und nimmt allmählich zu (um 19 Sekunden pro Jahr), da Materie von einem leichteren Stern zu einem schwereren Stern fließt.Wir sehen eine doppelte Umlaufbahn fast von der Kante, daher werden im System Eklipsen beobachtet, was zu der Helligkeitsvariabilität führt – sie ändert sich von 3.3m bis 4.4m. Das erste tiefere Minimum (4.4m) fällt in dem Moment, wenn der massereichere Stern den Geberstern überschattet, der zweite (3.8m) tritt nach 6,5 Tagen auf, wenn der Geberstern einen Teil eines größeren Sterns überschattet.

Abb. 2 Die akkretierende Sternbahn, die durch Interferometriedaten gezeigt wird, ist gezeigt. Die Länge der Ellipse ist darauf zurückzuführen, dass wir das System fast von der Kante aus sehen. Die wahre Form der Umlaufbahn ist ein nahezu perfekter Kreis. Die Trajektorie ist im Bezugssystem des Donorsterns dargestellt (gezeigt) schwarzer Punkt). Abb. aus dem diskutierten Artikel arXiv: 0808.0932

Beta Lyra ist ein ziemlich naher Stern (etwa 300 Parsec davon zur Sonne), was bedeutet, dass wir hoffen können, es mit Interferometern im Detail zu untersuchen.

Die Bilder in Abb. 1, erhalten unter Verwendung des CHARA Array interferometrischen Systems, das sich in Kalifornien (USA) am Mount Wilson Observatorium befindet. Das System besteht aus sechs Teleskopen mit Spiegeldurchmessern von je einem Meter. Entfernungen zwischen Teleskopen reichen von 34 bis 331 Metern. Für Beobachtungen im Infrarotbereich wurde das System um ein MIRC-Instrument (Michigan Infra-Red Combiner) ergänzt.

Die Beobachtungen wurden 2006-2007 in verschiedenen Orbitalphasen durchgeführt (die Phase wird ab dem Zeitpunkt der Verdunkelung der sogenannten primären – das heißt, hellere – Komponente verdoppelt, in diesem System ist es ein Donorstern). Drei Bilder werden für jeden Moment der Beobachtung gegeben. Tatsache ist, dass die Autoren zwei verschiedene Algorithmen für die Datenverarbeitung verwendet haben (sie entsprechen den zwei linken Spalten von Bildern). Tatsächlich zeigt der Unterschied zwischen den Bildern, die unter Verwendung verschiedener Algorithmen erhalten wurden, das Ausmaß der Unsicherheit bei der Rekonstruktion des Bildes, das auf andere Weise schwer zu schätzen ist. Auf der rechten Seite ist ein Modellbild (der Spender ist dort in dunkler Farbe dargestellt), basierend auf den verarbeiteten Bildern. Nach dem Modell werden die Systemparameter bestimmt (der Abstand zwischen den Komponenten, ihre Abmessungen, die Orbit-Orientierung usw.) und ihre Entwicklung.

In den Bildern (außer dem allerersten, wo einer der Sterne von dem anderen verdeckt wird) sind der Geberstern und die Scheibe um den zweiten Stern sichtbar. Es ist zu sehen, dass der Spender leicht verlängert ist, das heißt, es war zum ersten Mal möglich, die Verzerrung der Sternform während der Füllung der Roche-Höhle direkt zu berücksichtigen. Die die zweite Komponente umgebende Platte ist ebenfalls länglich.Darüber hinaus unterscheiden sich seine Parameter, wie sich herausstellte, von denen, die durch Computersimulation vorhergesagt wurden. Neben der genauen Bestimmung der Orbitalparameter eines binären Systems war es auch möglich, den Abstand zu β Lyra durch direkte Messungen der Größe der Umlaufbahn zu klären. Den Autoren zufolge ist der Doppelstern 314 ± 17 Parsec von uns entfernt.

Quelle: M. Zhaoet al. Erste aufgelöste Bilder von Eclipsing & Interacting Binary Beta Lyrae // arXiv: 0808.0932.

Sergey Popov


Like this post? Please share to your friends:
Schreibe einen Kommentar

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: