HT Cam

Hej!

Yes, och det här gör jag för HT Cam är på CBA, Center for Backyard Astrophysics, observationsprogram. Fast det är nog en del V och del C-mätningar, Hans…?

HT Cam är en sk intermediate polar, vilket betyder att den har ett relativt starkt magnetfält. Jag vet att Joe Patterson, som är en motor i CBA, har ett intresse för intermediate polars, men mer precist vad forskningen handlar om är  jag inte klar över.

Mer mätningar är på väg. Den är ovanligt tillgänglig för att vara på CBAs observationsprogram, och den nya utrustningen på Margareta Westerlund-teleskopet gör såna här projekt väldigt möjliga!

Magnus

Hej!

Nä alltså, CBAs program annonseras bara på deras egna listor. Jag har hängt med ett tag men det har varit svårt att bidra, oftast är det svaga stjärnor på för låg Dec, men den här funkar faktiskt både hemma (med min nya kamera :)) och med den utmärkta utrustningen i Oria.

Ja, den där artikeln är precis av det här gänget! 🙂

Magnus

Det finns även en svag signal som motsvarar rotationstiden för HT Cam i Magnus observationer. Denna är ca. 1/10 av omloppstiden.

• Det här svaret redigerades för 1 år av Thomas Karlsson.

Hej!

Det är ju kul!! Superbra jobbat, Thomas!

Men vad kan det vara hos den vita dvärgen som ger ljusskillnader? Vi pratar om fläckar på sekundärstjärnan men inte på den vita dvärgen, väl. Här är det magnetfält inblandade, så att ackreationen åtminstone delvis sker längs magnetlinjerna. Men kan det ge upphov till såna här ljussvängningar….? Jag kanske borde kunna men jag kan i alla fall inte begripa det nu (upptagen med att bearbeta spektra och mer HT Cam-obsar). Nån som har nåt bra bud?

Mvh

Magnus

Hej!

Jag har växlat mellan att obsa den hemma, med min C11 och Clear, och med Oria-teleskopet med Lum = C. Jag har haft stor tur med vädret 🙂 Men, det som behövs är långa serier och det har strulat lite på sistone. Jag hoppas kunna få in fler riktigt långa också. Envishet ger utdelning. Kanske.

Magnus

Hej!

När jag kör mina egna obsar av HT Cam från den 21/2 och fram till i förrgår (3/3) så får jag en period på 0.061125 dagar, som alltså, som Hans och Thomas angett, bör bara spin-perioden (rotationsperioden) för den vita dvärgen. I såna här intermediate polars bör den ligga på ca 1/10 av omloppsperioden, vilket den väl då gör.

Jag hoppas bli lite klokare på vad man mer kan få ut av detta genom att åka på variabelmötet i Barcelona i maj (se separat tråd om det).

Magnus

Som jag fattat det är det någon variant av omloppstiden som är ca. 0.061, alltså motsvarande ett år för material i omlopp runt stjärnan. Ackretionsskivans omlopp då? I artikeln Hans hänvisade till var ju denna period lite lägre, 0.0597 och skulle vara uppmätt spektroskopiskt, men den perioden går inte alls att kombinera med Magnus fotometriska observationer. Något som sänder ut ljus rör sig lite saktare, eller längre ut från stjärnan än den uppmätta spektroskopiska omloppstiden.

Spinntiden eller rotationstiden, motsvarande en dag för stjärnan, är den som är ca 1/10 kortare. I min periodberäkning ovan ca 0.00596. Denna signal är mycket svagare och måste väl vara ett liknande fenomen som hos pulsarerna (roterande netronstjärnor) där magnetfältets axel inte är i linje med rotationsaxeln.

Hej!

Ah, ja just, spin-perioden är ca 1/10 av denna. Jag såg fel på en nolla 🙂

Om jag fattar såna här intermediate polars rätt (jag tar hjälp av Helliers bok från 2001), så är ackreationsskivans yttre delar inte påverkade av magnetfältet och roterar alltså enligt Keplers lagar. Inre delarna är låsta av den vita dvärgens magnetfält och roterar med samma hastighet som denna – vilket är mycket fortare.

I Kemp et al (2002) etablerar man Porb spektroskopiskt:  “we are confident that the radial velocities correctly identify as Porb 0.059712 days.”

Men i deras fotometriska data verkar inte nån sån period finnas alls. Där pratar man bara om spin-perioden som är 1/10 av denna, som du också mätt upp. Thomas.

Nu tänker jag, som du också antyder, Thomas, om jag förstår dig rätt, att ackreationsskivan kanske har en lite längre period än omloppsperioden? Det skulle då stämma med det vanliga resonemanget och observationen att superpuckelperioder i SU UMa-variabler är lite längre än omloppsperioden, orsakat av precession i en elliptisk ackreationsskiva (typ).

Är detta nu rätt tänkt och förstått då?

Det som förvirrar mig är att Kemp et al (2001) inte alls verkade hitta nån sån här period i sina fotometriska data. Plus att OM det nu är ackreationsskivan som är elliptisk och detta är ett SUUMa-liknande fenomen – är det verkligen förväntat i en IP-variabel?

Nu har jag inte plöjt igenom alla artiklarna som finns om HT Cam…svaret finns kanske där?

Fler frågor än svar.

Magnus