- Dette emne har 395 svar og 19 stemmer, og blev senest opdateret for 9 år, 5 måneder siden af nightsky. This post has been viewed 23024 times
-
Indlæg
-
Frank Larsen- Super Nova
Godt arbejde Mogens. Hvis der er nogen linjer, kan vi i hvertfald allerede nu sige at de er meget svage. Jeg tager din graf med i næste version af vores skriv.
Mogens.Bildsøe- Nova
Fint nok Frank, men hvis grafen skal ud af huset sku’ der måske lige et par yderligere oplysninger til:
Enhederne på x-aksen er angivet som bølgelængden (ångstrøm)- men det gælder selvfølgelig kun for spektret. Enheden for grafen uden SA er jo så pixel no.
Desuden er spektrets flux divideret med 3 for at tilnærme det fluxen for grafen uden SA.
Disse forbehold ændrer dog ikke ved hverken konklusion eller grafens ‘korrekthed’.
Hilsen Mogens B.
Mogens.Bildsøe- Nova
OK Frank, grafen er så opdateret/redigeret. Kan bruges som vist, men kan også leveres i andre proportioner.
Hilsen Mogens B.
jacobb- Nova
Det er godt du holder på Mogens.
Mange tak
Mvh
Jacob
Frank Larsen- Super Nova
Så er der lidt nyheder vedr. Jacobs nebula.
Faktisk lidt spændende – Vi har haft en af verdens førende eksperter udi Planetariske tåger til at se på Jacobs objekt og vores artikkel og han siger at det er (citat): “Et meget interressant objekt som ser ud til at være en kombination af ionisering og spredning af stjernelys”.
IPHA’s optagelser som er ved at blive gennemsøgt for PN’er af flere amatør grupper har fundet op mod 100 planetariske tåger hvoraf 30% er blevet bekræftet spektroskopisk.
Flere af de objekter der i IPHA kataloget ligner Jacobs boble ret meget ved at være næsten cirkulære og uden features. Flere af dem menes at være enten Post-AGB objekter (et objekt der befinder sig i den meget korte fase sidst i livscyklussen mellem periode med langsom stjernevind med udkastelse af Hydrogen og efterfølgdende kraftig stjernevind hvor der ikke mere kastes materiale ud men man har en dannet planetarisk tåge – Post-AGB kaldes også preplanetarisk tåge (ikke at forveksles med en protoplanetarisk tåge som er en nydannet stjerne)). http://en.wikipedia.org/wiki/Protoplanetary_nebulaObjektet kan også være en stromgren-sfære – dvs. direkte oplysning af urelateret ISM (Inter Stellar Medium ). Eksperten hælder mest til det sidste men anbefaler yderligere spektral observation ([redaktion: ..med proffesionelt teleskop – hvilket er det vi arbejder på]). Mogens’s og Lars z’s optagelser med SA understøtter IKKE direkte strömgren teorien men udelukker den heller ikke.
http://en.wikipedia.org/wiki/Str%C3%B6mgren_sphereVi vender tilbage når der er flere nyheder.
FrankLarsen 2013-11-11 12:53:39
jacobb- Nova
Det er lækre nyheder det her
Altså hvis stjernen har (kraftig?) Ha emission er det sansynligvis en strömgren-sfære, hvis jeg har forstået det korrekt.
Hvilke stjernetyper har kraftig emission i Ha?
Som Frank skriver, så viser Mogens’s og lars’s spectre, taget med staranalyzer, ikke umiddelbart noget der skulle understøtte strömgren sfære teorien (manglende Ha emission?)
Der var lidt debat tidligere i denne tråd mht stjernen men ingen konklusion.
Mvh
Jacob
Frank Larsen- Super Nova
Hej Jacob.
Det er rigtigt opfattet – Ha linie emmision i stjernen vil pege entydigt på en strömgren sfæren. Men fraværet af sådan en linie kan IKKE afkræfte strömgren sfæren, da en B eller O stjerne kan lyse nok til det vi ser.
Ingen stjerner specielt har emmision ved Ha – det handler mest om hvad der er udenom stjernen.
Men stjerner med typen Xe hvor X er valgfri har typisk emmision i linier. Typisk er det Be eller Ae. Også T Tauri stjerner og visse symbitiske stjerner har Ha emmision.
Men vi skal igen huske på Mogens’s spektre er umiddelbart featureløse og det ville vi ikke forvente ved foreksempel en Be stjerne – Lars har jo også lavet et par spektre med anden orientering end Mogens og de bekræfter Mogens’s data.
FrankLarsen 2013-11-11 15:31:24
jacobb- Nova
Mange tak Frank.
Jeg skal jo nogen gange have det skåret ud i pap..
Mvh
Jacob
Frank Larsen- Super Nova
Hmm, jeg var lidt uklar om hvad en post-AGB stjerne er.ABG står for Assymptotic Giant Branch og refererer til et område i Herzsprung-Russell diagrammet som alle lette og mellemtunge stjerner skal igennem sidst i deres liv. Observationelt er de røde lysstærke kæmper og fysisk er de lagdelte med inert kerne af Ilt og Kulstof omgivet af en zone hvor helium fusionerer til kulstof omgivet af en zone hvor brint fusionerer til helium. samt yderst et tykt lag (envelope) af materiale der ligner sammensætningen af hovedseriestjerner.I den tidlige fase af AGB (early-AGB / E-AGB) drives stjernen af fusion af helium i en skal omkring en kerne og sweller i denne periode op til en rød gigant. På et tidspunkt løber processen tør for brændstof og stjernen drives nu primært af brint fusion i en tynd skal som holder heliumzonen meget tynd og ustabil. Helium vil dog bygges op og tænder på et tidspunkt eksplosivt i et såkaldt helium Flash hvor lystyrken voldsomt forøges for derefter at falde eksponentielt. Stjernens pustes op og afkøles hvorved brint fusionen stopper og sådan fås der en periode med termiske pulsationer kaldet Thermopulsating-AGB (T-AGB). AGB stjerner er typisk longterm variable og har et stort massetab gennem stjernevinden – i forbindelse med pulsationer bliver dette meget størrer og der kan dannes tomrum mellem stjernen og det afstødte materiale.På et tidspunkt er envelopen afskudt helt og kun de inderste kernelag er tilbage og 50-70% af stjernens masse er blevet skudt ud og ligger evt. som en helt detached circumstellar skal. stjernens effektive temperatur er nået op på 5000K og stiger fortsat på grund af den fortsatte forbrænding af brint og helieum. Helium Flashene øger kun stjernens lysstyrke nogle få tiendedele størrelskalsse og er meget mindre end de variationer der i øvrigt se på denne type stjerner.Det er på dette tidspunkt stjernen overgår til post-AGB fasen som er meget kortvarig som et led i vejen til at blive en super varm hvid dværg omgivet af en planetarisk tåge. Stjernen er dog i post-AGB fasen endnu ikke så varm at den kan ionisere det udskudte stjernemateriale. Materialet kan dog blive lyst op og ses som en form for reflektions tåge.Stjernen kan nu drive voldsomme – ofte kollimerede (på grund af komplicerede elektromagnetiske effekter) stjernevinde som påvirker det tidligere udkastede og langsomme materiale hvorved dennes ellers sfæriske form omdannes til den typiske timeglas facon eller andre former med aksiel symmetri som kendes fra mange planetariske tåger. På et tidspunkt indenfor 10000år bliver stjernen så varm (30000K) at den stråler kraftigt i UV og dermed begynder ioniseringen af det udkastede materiale og den planetariske tåge er dannet.AGB’ers stjernevind menes iøvrigt at være den primære kilde til dannelse af støv i universet og som sådan er AGB’er vigtige at studere.post-AGB’er lyser kraftigt i infrarød – hvilket passer med de observationer af TYC 2139-1802-1 vi har kunnet finde. Hvorvidt Jacobs boble så er en del af et evt. post-AGB systemet eller bare noget Insterstellar materiale der ligger i nærheden vil så vise sig når vi får optaget et spektrum lowres spektrum dækkene Hbeta og halfa samt et Ha-linieprofil spektrum af både stjerne og tåge med en præcision bedre end 10kms-1.Vi kan godt afsløre at vi er derude nu hvor Jacob, Jeg og Lars er ved at få grå hår af at forsøge at følge teorierne bag så der læses rigtig meget litteratur pt. Billedet bliver desuden mudret voldsomt af det hele foregår i det galaktiske plan hvor alle observationer ødelægges af støv og gas mellem os og objektet og vi skal derfor også sætte os ind i hvordan dette påvirker observationerne. Step 1 er at fastslå den nøjagtige spektraltype af “central” stjernen (og de andre mindre stjerner nærved) ud fra de spektrallinier vi forventer må være der selvom Star analyzer optagelserne ikke umiddelbart viser nogen. Dette skulle kunne gøres uafhængigt af extinction og extinction/reddening kan så afledes af Halfa/Hbeta forholdet – forudsat at vi kan finde disse profiler…Step 2. er highres spektret hvor selve formen på Halfa linien (emmision/absorption) siger en masse om forholdene (temperatur, tryk, hastighedsfordeling) uden for stjernen samt lysets vej til os. Ud fra de informationer vil det kunne afgøres om de highvelocity profiler der skal være ved en postAGB er tilstede. Viser spektrene sig “bare” at indeholde en simpel klassisk emmisionslinie ved Ha alfa er systemet sandsynligvis bare et simpelt refleksions system hvor en B eller O stjerne med Ha emmision lyser nærtliggende (inden for strømgren radiusen) ISM op – det håber vi naturligvis ikke er tilfældet da det er ret uinterressant. Det vil dog kunne rykke ved TYC stjernens klassificering og måske har Jacob fundet en ny Be hvis reddeing viser sig at pege på det…der er stadig mange spændende muligheder.
FrankLarsen 2013-11-12 19:38:23
Mogens.Bildsøe- Nova
HR (Herzsprung-Russell og ikke Herman-ditto) diagrammet er AlphaOmega og et must, når man ser på stjernetyper, stjerneevolution og den bagvedliggende astro-fysik. Et nærstudium af dette diagram i alle dets afskygninger er en god investering. Kan anbefale denne lille tutorial og denne simulationsapp., og se desuden de heraf afledte farve-lysstyrke diagrammer for diverse åbne/lukkede stjernehobe.
I den tidligere post, hvor jeg forsøger at tolke på TYC stjernens absolutte lysstyrke i V, har jeg benyttet denne figur.
Desuden bør et binært system måske tages med i betragtningerne?
Mogens B 2013-11-12 15:52:48
Hilsen Mogens B.
nightsky- Neutron star
Post-AGB er spændende, men jeg tvivler da området har meget unge stjerner. Så der lige skal være en døende stjerne passer ikke helt ind. Det skal dog undersøges.
Hvordan beregner man kraftig extinction/reddening hvis man ikke kender stjernens spektralklasse?
Jeg kender til nogle få metoder:
- Ha/Hb forholdet ved emission. Kræver vi måler stjernes eller tågens brint emission.
- Via en stjernehob – fotometri – modellering.
Er der andre metoder?Kan vi antage at de fleste stjerne i området er i en åben hob og forholdsvis ens? Så kunne vi med lidt grundig fotometri beregne extinction.
Frank fandt dette spektre af en B71a (Buil) – Det er jo noget rod, når kontinuum skal se helt anderledes ud.
Blå er HD183143 og rød er ref. spektre af en B7iii—-
Hvis der er en Strömgren sfære skal der vel være noget emission fra en stjerne. Hvor ender vi hvis det viser sig, som jeg tror, at der overhovedet ikke er brint emission fra stjernen?
Jo, jo – det er ganske nemt at få hovedpine.
Strömgren sfære som der peges på. Wiki nævner disse som eksempler…
Necklace Nebula
SN 1987ANightsky 2013-11-12 19:50:11
Frank Larsen- Super Nova
Pokker tl dm skrivefejl. Ved ikke hvorfor jeg altid kommer til at kalde det for Herman-Russel.
Tak for korrekturen.
Frank Larsen- Super Nova
Lars, problemet med hob metoden er at lokale forhold ved stjernen ikke tages i ed. Den stjerne vi ser på er så langt fra selve den åbne hob at jeg ikke ville stole på det. Desuden ved vi fra de infrarøde observationer at stjernen ligger i et støvfuldt område meget anerledes end selve hoben.
Desuden er den beregning allerede lavet for denne hob og målt generelt i det galaktiske plan så vi kam faktisk slå den generelle værdi op som så bliver et minimum for estimat af extinxtion. Jeg ser lidt på det i aften.
FrankLarsen 2013-11-12 19:41:42
astrojensen- Neutron star
I er godt klar over, at det i sidder og hygger med her, vil have været hyperavanceret videnskab i 1960’erne, ikke?
Thomas, Bornholm
nightsky- Neutron star
Hygger og hygger Thomas, måske så meget sagt for mit vedkommende. Lige nu syntes jeg det er meget frustrerende at vi mangler afgørende data.
Nightsky 2013-11-12 20:13:30
- Emnet 'Boble nær ngc6820/6823 nyt spørgsmål' er lukket for nye svar.