V0836 Cas, klassisk cepheid

Vi använder UAA, Uppsala AmatörAstronomers T41-teleskop för att hjälpa en gymnasieelev med ett gymnasiearbete. Vi valde en cepheidvariabel i Cassiopeia som mål för arbetet. Avsikten är att fotografera och analysera denna stjärna med avseende på period och magnitud, sedan använda Luminositet-periodrelationen för att försöka fastställa stjärnans avstånd. Det ska bli intressant att jämföra med Gaia-parallaxen.

Vädret har ju varit minst sagt dåligt under hösten, det är först nu vi kommit igång och fotograferat. Förhoppningsvis ska vi få ihop några nätter så att vi har lite data att jonglera med.

Med vänlig hälsning,
Tomas W

Ett fint gymnasieprojekt. Roligt att ni bistår!

Minns att det ibland dykt upp funderingar kring gymnasieprojekt om variabler på gamla astronet men man får aldrig höra om de blivit slutförda, vilket jag i och för sig förstår, men det vore roligt att höra om de blev lyckade.

Med nattens observationer tillagda tror jag det är tydligt att V0836 Cas är en klassisk delta Cepheid.

Det ser också ut som att den katalogiserade perioden på 1.65368 dygn verkar stämma. Målet är att dock att bekräfta/analysera perioden med lämpligt program när vi har tillräckligt med data.

Nedan fasdiagram. Klicka för att se hela.

• Det här svaret redigerades för 2 år av LasseH.
• Det här svaret redigerades för 2 år av LasseH.

Hans, kan du förklara lite tydligare vad du menar med antifas?

Mvh,

Lasse.

Tack för bra förklaring. Jag konsulterar med Tomas W om hur vi går vidare. Uppdatering följer.

Tack för tipset. Mycket intressant.

När du sa att den blir rödare i minimum “som väntat” var jag tvungen att slå upp det för att förstå vad som händer. Gängse förklaringsmodell hittades i Wikipedia, se citat nedan. Ändå inte lätt att följa resonemanget tycker jag. Någon som har en enklare förklaringsmodell?

Citat:

“När stjärnan expanderar kyls dess yttre lager. När temperaturen avtar minskar också joniseringsgraden. Den gör stjärngaserna mer genomsläppliga vilket gör att strålningen från stjärnan ökar. Det medför att stjärnan dras samman igen. När stjärngasen drar ihop sig upphettas den åter och joniseringsgraden ökar. Det gör stjärngasen mer ogenomsläpplig och strålningen kvarhålls. Detta hettar upp stjärngasen ytterligare, varför den åter expanderar. På detta sätt vidmakthålls de cykliska pulserna.

Pulserandet hos cepheider drivs av förändringarna av joniseringen hos helium, från He++ till He+ och tillbaka till He++ igen.[47]”

[47] George W. Collins (2003). ”Stellar Pulsation and Oscillation” (på engelska). Läst 30 augusti 2019.

Här är en bild från Peranso. Översta 2 diagrammen är periodberäkning med enbart ASAS-SN data och de 2 nedre är ASAS-SN + Lasse och Tomas data. Startepok för båda är JD 2433536.28, den i både VSX och GCVS/SVO.

Perioden som är mest rätt verkar vara den i GCVS. Med enbart ASAS-SN blev den nästan exakt samma. Konstigt nog blev det en lite annan period för de kombinerade obsarna och fasen hamnade en halv cykel fel igen.

Perioden i VSX verkar komma från OGLE-data och diffar med 6 faser jämfört med GCVS för tiden från startepoken (1950) och nu.

Intressant att även mäta denna i U, R och I således. Kanske inte för gymnasiearbetet, men mest för att det är kul att kolla.

För övrigt ska vi nog se till att konvertera till HJD och lägga in dessa tider. Kanske inte blir några större fel med vanlig JD, givet att stjärnan är hyfsat nära norra himmelspolen och att periodtiden inte är jättekort?

Tomas W