Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Blanka Kučerová Ústav teoretické fyziky a astrofyziky Přírodovědecká fakulta, Masarykova univerzita, Brno.

Podobné prezentace


Prezentace na téma: "Blanka Kučerová Ústav teoretické fyziky a astrofyziky Přírodovědecká fakulta, Masarykova univerzita, Brno."— Transkript prezentace:

1 Blanka Kučerová Ústav teoretické fyziky a astrofyziky Přírodovědecká fakulta, Masarykova univerzita, Brno

2 Proč B[e] hvězdy?  aktuální téma s mnoha nevyřešenými otázkami  heterogenní skupina (různá vývojová stádia)  velmi rozsáhlé obálky => NELZE použít stávající syntetická spektra na analýzu  hydrodynamické modely nejsou schopny vysvětlit vlastnosti těchto objektů (rozsáhlý disk)  možnost zaplnění mezery ve znalostech a pozorováních  pomocí spektroskopických dat z 2m dalekohledu v Ondřejově

3 Proč MWC 342 (V1972 Cyg)?  výběr nebyl náhodný  předchozí analýzy naznačovaly pozici hvězdy na HR diagramu poblíž klasických Be hvězd (rozšířit dlouhodobý výzkum v Ondřejově )  studium velice důležité pro testování vývojových modelů  pozorovatelnost ¾ roku; dostatečná kvalita S/N  během studia zařazena mezi tzv. FS CMa objekty (Miroshnichenko a kol., 2007), které jsou v současnosti v popředí zájmu

4 Cíle disertační práce  popis časových změn spektrálních vlastností  nelze použít standardní syntetická spektra  dlouhodobá pozorování mohou rozhodnout o povaze systému  potvrdit či vyvrátit dvojhvězdnou hypotézu (Miroshnichenko, 2007, Miroshnichenko a kol., 2007, FS CMa objekty = dvojhvězdy)  omezení teoretických modelů  současné hydrodynamické modely nejsou schopny fenomenologický model vysvětlit

5 Co jsou B[e] hvězdy?  horké hvězdy spektrálního typu B  silné emisní čáry Balmerovy série vodíku (často s P Cygni profilem)  emisní čáry He I a čar kovů (většinou nízkých ionizačních stupňů) vznikajících jak povolenými, tak zakázanými přechody (Fe II, Si II, [O I])  nadbytek infračerveného záření – přítomnost prachu v obálce

6  skupina hvězd různých vývojových stádií (Lamers a kol., 1998)  B[e] veleobři  hvězdy typu B[e] před hlavní posloupností  kompaktní planetární mlhoviny typu B[e]  symbiotické hvězdy typu B[e]  neklasifikované hvězdy typu B[e] (Miroshnichenko, 2007)  hvězdy typu FS CMa Co jsou B[e] hvězdy?

7 Spektrum MWC 342 v okolí čáry H  a H 

8 Pozorování a redukce spekter  data nasnímána 2m dalekohledem na Astronomickém ústavu AV ČR v Ondřejově v letech  nasnímané v oblastech:  (6 265 – 6 775) Å – 104 spekter  (4 760 – 5 005) Å – 4 spektra  (5 475 – 5 985) Å – 1 spektrum  (7 510 – 8 020) Å – 7 spekter  (8 200 – 8 710) Å – 5 spekter

9 Pozorování a redukce spekter  IRAF (Massey, 1997)  kosmiky – klasický postup k odstranění – zapnutí optimální extrakce (clean)  hvězdné emisní čáry [O I] blendované čarami noční oblohy (6 300 Å a Å ) – odstranění – proložení pozadí vhodnou funkcí (skybox) => nový redukční postup  kosmiky – program dcr (Pych, 2004)  čáry noční oblohy – IRAF, task apall, skybox = 1

10 Analýza dat  oblasti kolem H  a H  H , H , He I Å, Fe II (6 318 Å, 6384 Å, Å, Å), [O I] (6 300 Å, Å), Si II (6 347 Å, Å)  identifikace  profily  změny V/R  ekvivalentní šířky  radiální rychlosti

11 Analýza dat  monitorování průběhu čáry H 

12 Analýza dat  barevná „šedá“ reprezentace čáry H 

13 Analýza dat  změny V/R čáry H 

14 Analýza dat  ekvivalentní šířka čáry H 

15 Analýza dat  radiální rychlost modrého píku čáry H 

16 Analýza dat  radiální rychlost centrální absorpce čáry H 

17 Analýza dat  helium  profil - od čisté absorpce, přes P Cygni profil až po čistou emisi; inverzní P Cygni profil

18 Analýza dat  krátkodobé změny

19 Analýza dat  železo A – 19./ B – 24./ C – 10./ D – 29./

20 Analýza dat  kyslík – barevná „šedá“ reprezentace

21 Model? He I Fe II Si II [O I] HH

22 Model?  Hvězdný vítr podporovaný pulzacemi  čára He I Å se mění ze dne na den (absorpce, emise, P Cygni i inverzní P Cygni profil)  při výskytu inverzního P Cygni profilu mají všechny čáry menší intenzitu  pravděpodobně způsobeno změnami záření v kontinuu => změna poloměru  komplikovaný profil čáry železa Fe II Å  profil vzniklý v důsledku různě rychle se pohybujících vrstev  čáry zakázaného kyslíku [O I]  úzké, Gaussovský profil – téměř žádné pozorované změny  radiální rychlost „hrbolku“ u modrého píku má lineární závislost – výtrysk (odtok) hmoty

23 Model?  Podvojnost – nelze vyloučit ani potvrdit  Miroshnichenko a Corporon, 1999 – doba oběhu ˜ 40 let  „perioda“ z našich dat ˜ 3,9 let  absence fotosferických čar – pozorované změny spojené s obálkou Děkuji za pozornost

24 Připomínky, námitky a otázky oponentů  Je nynější klasifikace hvězdy jako objektu FS CMa v souladu se zjištěními v této práci?  Dlouhodobé systematické studie těchto objektů chybí – srovnání není možné. Tato práce neposkytla důvod k vyloučení této hvězdy ze skupiny hvězd FS CMa.

25 Připomínky, námitky a otázky oponentů  Na str. 1 je použitý termín „fotometrická oblast“. Co má autorka na mysli?  Použitý termín fotometrická oblast není vhodně použit, v tomto případě by bylo lepší hovořit o výzkumu ve fotometrii, příp. v oblasti (oboru) fotometrie.

26 Připomínky, námitky a otázky oponentů  Na str. 30 je krkolomná definice ekvivalentní šířky spektrální čáry. Co bychom pozorovali, kdyby spektrální čára „... absorbovala veškeré záření hvězdy“?  Za tuto větu bych se všem čtenářům chtěla omluvit, neboť je zcela chybná. Slovo „hvězdy“ zde nemá vůbec být.  Odpověď na otázku, co bychom pozorovali, kdyby spektrální čára absorbovala veškeré záření hvězdy je samozřejmě NIC.

27 Připomínky, námitky a otázky oponentů  Objasnění rozdvojení emisních čár.  P Cygni profil se vysvětluje rozpínající se obálkou

28 Připomínky, námitky a otázky oponentů  Interpretace modrého a červeného píku z hlediska jejich radiálních rychlostí. Čemu odpovídá radiální rychlost centrální absorpce?  Radiální rychlosti modrého a červeného píku fyzikální význam přímo nemají. Profil je dán součtem emise a absorpce, které jsou dány geometrií systému - pravděpodobně rotující expandující disk.

29 Připomínky, námitky a otázky oponentů  V analýze změn ekvivalentních šířek čar se používá poměr ekvivalentní šířky čáry kovu k ekvivalentní šířce čáry Ha. Jaký fyzikální význam se připisuje tomuto poměru? Nebyl by lepší poměr ekvivalentní šířky čáry k její průměrné hodnotě?  Ekvivalentní šířka čáry je úměrná počtu absorbujících (v našem případě emitujících) atomů. Změny poměrů ekvivalentních šířek odráží změny fyzikálních vlastností v jednotlivých oblastech disku (viz model).

30 Připomínky, námitky a otázky oponentů  „Vzhledem k tomu, že radiální rychlosti křídel čáry se mění nepravidelně, lze předpokládat, že změny profilu čáry (a tedy poměr V/R) jsou nejspíš dány stejnými příčinami, které jsou zodpovědné za změnu radiální rychlosti centrální absorpce“. Které jsou to příčiny?  Špatná formulace. Vzhledem k tomu, že radiální rychlosti křídel čáry se téměř nemění, jsou změny V/R dány změnami centrální absorpce.  Neměnnost radiálních rychlostí křídel čáry => dvojhvězda málo pravděpodobná.

31 Připomínky, námitky a otázky oponentů  Jak plyne z obrázku 5.8, že nejde o korotující strukturu? Existují v aktuálních pozorovacích datech důkazy o existenci takových struktur?  Pokud by se jednalo o korotující strukturu, její radiální rychlost by neměla lineární závislost, ale měnila by se v čase periodicky.  O existenci korotující struktury se žádná studie nezmiňuje. Není totiž možné, aby z předchozích pozorování, kterých je velice málo, bylo něco takového vůbec zaznamenáno.

32 Připomínky, námitky a otázky oponentů  radiální rychlost modrého píku čáry H 

33 Připomínky, námitky a otázky oponentů  Neexistuje náznak periody 132 resp. 66 dní (Bergner a kol., 1990) v datech získaných v této práci?  Perioda 132 dnů ani 66 dnů nebyla v datech získaných na observatoři v Ondřejově nalezena.

34 Připomínky, námitky a otázky oponentů  Na str. 45 a 46 se v souvislosti se změnami radiálních rychlostí čar kyslíku a křemíku uvádí, že v nich „... nelze vysledovat žádnou periodicitu“. Jak je to v případě čar vodíku, hélia a železa?  Čáry železa jsou na tom podobně jako kyslík i křemík. Mění se velmi nepravidelně, jejich změny jsou větší než stanovené nejistoty (viz str ). Radiální rychlosti helia měřeny nebyly, neboť profil čáry se mění od čisté absorpce, přes P Cygni profil až po čistou emisi. Čáry vodíku (především tedy čára H  ) byla proměřována velice důkladně – radiální rychlost modrého píku a červeného píku, centrální absorpce, průměrná radiální rychlost čáry, radiální rychlosti křídel. V případě jednotlivých píků – žádný trend, centrální absorpce – náznak periodicity, křídla – opět žádný trend.

35 Připomínky, námitky a otázky oponentů  Jaké kódy na testování periodicity byly použité?  V rámci přípravy článku do A&A byl použit Period 04 (Lenz & Breger, 2005), fytik (http://fityk.neito.pl), Levenberg- Marquardt, Nedel-Mead simplex a genetický algoritmus.http://fityk.neito.pl  Vzhledem k tomu, že samotné testování na periodicitu bylo prováděno spoluautory článku a disertační práce by měla vypovídat o tom, co jsem udělala sama, testování pomocí těchto kódů v samotné práci neuvádím.

36 Připomínky, námitky a otázky oponentů  …část textu přepsaná z internetové stránky dr. Šlechty ( ) – není při čtení zřejmé, že jde o přebraný text a tento odkaz není navíc zmíněn ani v referencích.

37 Připomínky, námitky a otázky oponentů  Bylo by mylné se domnívat, že ondřejovský dvoumetrový dalekohled, nacházející se v nadmořské výšce pouhých 526 m n. m. je těchto problémů zbaven. Je sice pravda, že v této nadmořské výšce se už "pravé" kosmiky téměř nevyskytují, neboť je pohltí atmosféra Země, ale projevuje se přirozená radioaktivita Dewarovy nádoby, v níž je CCD čip uložen, a železné vidlice, v níž je Dewarova nádoba uložena. (Šlechta, www stránka)  Díky tomu, že se dvoumetrový dalekohled v Ondřejově nachází v nadmořské výšce 526 m n. m., většina kosmického záření jako takového je již pohlcena atmosférou. Projevuje se zde spíše přirozená radioaktivita okolí čipu, především pak Dewarovy nádoby v níž je CCD kamera uložena. (Kučerová, disertační práce)

38 Připomínky, námitky a otázky oponentů  Čím si lze vysvětlit rozdílnou povahu změn radiálních rychlostí kyslíku a křemíku a čar vodíku, helia a železa?  Rozdílnou povahu radiálních rychlostí lze vysvětlit rozdílnými oblastmi vzniku čar – každá čára vzniká v různě vzdálených oblastech od hvězdy.

39 Připomínky, námitky a otázky oponentů  Proč autorka nevyužila starší a dostupná vysokodisperzní spektra ELODIE (přes virtuální observatoř), která by mohla použít pro zvětšení časové základny? Obecnější interpretace, např. u ekvivalentní šířky čáry Halfa, v návaznosti na předchozí autory.  3 spektra (srpen 1994, listopad 1994, srpen 1995)  výsledky z ELODIE spekter v práci jsou (Miroshnichenko & Corporon, 1999)  desetiletá přetržka => rozlišení v grafech se zhorší

40 Připomínky, námitky a otázky oponentů

41  Fotometrie?  TASS (The Amateur Sky Survey)  data se se spektroskopickými daty překrývají velmi málo


Stáhnout ppt "Blanka Kučerová Ústav teoretické fyziky a astrofyziky Přírodovědecká fakulta, Masarykova univerzita, Brno."

Podobné prezentace


Reklamy Google